Žeň objevů – rok 1994

Věnováno památce slovenského astronoma Prof. RNDr. Ľubora Kresáka (1927–1994) a českých astronomů RNDr. Vladimíra Padevěta, CSc. (1940–1993), Oldřicha Středy (1924–1994), RNDr. Karla Juzy (1951–1994), doc. RNDr. Bedřicha Onderličky, CSc. (1923–1994) a RNDr. Jiřího Horna, CSc. (1941–1994).

Úvod

Uplynulý rok se do dějin astronomie zapsal jednak událostí tisíciletí – pádem úlomků komety Shoemaker-Levy 9 na Jupiter – a jednak fantastickým výkonem Hubbleova kosmického teleskopu, jenž se po opravě v prosinci 1993 stal suverénně nejkvalitnějším přístrojem v optickém oboru spektra. Méně efektně, ale o to efektivněji, byla však astronomie stržena do víru elektronické informační revoluce, spjaté s překotným rozvojem a zdokonalením počítačové supersítě internet. Jestliže jsme ještě před šesti lety mohli právem žehrat na podvázaný přísun informací z astronomicky nejvyspělejších zemí, nyní se karta obrátila. To, co se nyní denně odehrává před obrazovkami počítačů, není lineární nárůst dostupných údajů, ale spíše informační průtrž mračen. Začíná být zcela lhostejné, zda sedíte před terminálem v Pasadeně, Tokiu, Cambridge, Sydney, ve Staré Lesné nebo v Ondřejově: informace jsou všude v témže okamžiku, v téže kvalitě a témže rozsahu!

Mám za to, že to vbrzku ohrozí samu existenci seriálu Žní. Ve chvíli, kdy v Říši hvězd vyšla poslední splátka XXVIII. pokračování, jsem již rozepisoval další díl, a tak se zajisté blíží chvíle, kdy nové objevy nebudu prostě fyzicky schopen ani zaznamenat. Nemá však asi příliš cenu lkát nad koncem starých dobrých časů, kdy se mi přírůstek objevů za rok vešel do nějakých třiceti stran rukopisu. V tuto chvíli se ani neodvažuji odhadnout, kolik prostoru (a času) zabere letošní přehled – sepsat to určitě nebude žádná legrace (přesto věřím, že to nebude utrpení pro čtenáře).

1. Planety Sluneční soustavy

K výzkumu povrchu Merkuru se užívá výkonného radaru na frekvenci 2,4 GHz v Arecibu, přičemž odražené signály se studují jak v Arecibu, tak v Goldstone v Kalifornii a dokonce i pomocí obří „kolejnicové“ antény VLA v Socorro. Podle D. Paigeho se tak podařilo potvrdit, že dna impaktních kráterů Merkuru v polárních oblastech jsou vskutku pokryta sněhem či ledem. Do těchto míst totiž vlivem okolnosti, že rotační osa planety je kolmá k oběžné rovině, nikdy nedopadá sluneční světlo, takže jejich rovnovážná teplota činí pouze 100 K. Z téhož důvodu není zcela vyloučeno, že se jednou podaří najít led i v polárních kráterech na Měsíci.

J. Harmon aj. využili radarových měření polárních oblastí Merkuru v letech 1991–2 k porovnání se snímky z Marineru 10, pořízenými před dvěma desetiletími, k rozlišení impaktních kráterů v této obtížně zmapovatelné oblasti. Zejména tak objevili velký impaktní kráter v blízkosti jižního pólu Merkuru o průměru plných 125 km.

K dalšímu průzkum Merkuru zblízka se patrně odhodlá evropská kosmická agentura ESA počátkem příštího století, kdy se počítá jednak s přistáním automatické sondy na Merkuru a jednak s obíhající sondou pro podrobné zmapování povrchu.

V loňském roce byla dokončen veleúspěšný program výzkumu Venuše kosmickou sondou Magellan. Sonda startovala ze Země v květnu 1989 a na protáhlé eliptické oběžné dráze u Venuše se usadila v srpnu 1990. Jejím první úkolem bylo radarové mapování povrchu planety s vodorovným rozlišením 120 m a topografie s přesností na 300 m. To se báječně zdařilo v období do září 1992, kdy byly na Zemi předány potřebné podklady o 98 % povrchu Venuše. Vzniklá mapa je v současné době již z větší části zdigitalizována a zájemci si ji mohou „vytáhnout“ prostřednictvím sítě internetu, případně zakoupit na kompaktních discích CD-ROM.

V letech 1993–4 pak probíhala měření podrobností gravitačního pole planety na dráze, která se povely ze Země postupně měnila z původní protáhlé elipsy bezmála na kružnici. V létě 1993 se přitom poprvé využilo aerodynamického brzdění dráhy sondy (odporem prostředí atmosféry planety), což významně šetřilo pohonné hmoty sondy pro další manévry. Do září 1994 se tak podařilo zmapovat gravitační pole nad 95 % povrchu Venuše.

V té době se životnost mimořádně namáhané sondy zřetelně blížila ke konci, avšak technici z JPL v Pasadeně využili agonie sondy k dalšími pozoruhodným experimentům. Zejména několikrát vzájemně pootočili sluneční panely sondy tak, že vytvořily jakýsi „větrný mlýnek“, a z roztočení sondy odporem atmosféry mohli odvodit nové údaje o hustotě, viskozitě a proudění v různých výškách nad povrchem. Poslední telemetrie sondy přišla do řídícího střediska dne 12. října 1994, tj. po více než 16 000 obězích kolem Venuše. O dva dny později se sonda roztříštila o vrcholky pohoří Maxwell a ukončila tak jedinečnou epochu ve studiu Venuše, během níž poskytla více údajů než všechny předešlé kosmické sondy dohromady – americké daňové poplatníky přišel tento výzkum na 900 milionů dolarů.

Z dosavadních výsledků je patrně nejpozoruhodnější zjištění, jak výrazně se Venuše liší od Země. M. Price a J. Suppe odvodili z rozložení počtu impaktních kráterů, že dnes nejstarší viditelný povrch planety pochází z doby před půl miliardou let a že velké geologické zvraty na povrchu ustaly před 400 miliony lety. Podle R. Herricka a R. Phillipse má nejvíce kráterů průměry 12 ÷ 16 km. Pouze 10 impaktních kráterů má průměry 90 ÷ 181 km a jen jeden kráter (Meadová) je ještě větší – 275 km. Celkem bylo na Venuši rozpoznáno 842 impaktních struktur – vzhledem naprosto odlišných od impaktů na Zemi.

Venuše se též liší od Země tím, že kladné gravitační anomálie nacházíme nad vysokými pohořími. Největší kladnou odchylku vykazuje pohoří Beta Regio a potom pohoří Maxwell, které je ostatně vůbec nejvyšším na celé planetě. D. Bindschlader aj. zjistili, že střed tvaru povrchu Venuše je vůči dynamickému těžišti planety posunut o 280 m (s nejistotou desítek metrů) směrem k Afroditině zemi.

Pro Zemi lze důležité údaje o její stavbě odvodit z dlouhodobých změn rychlosti zemské rotace. Potřebné astronomické údaje z intervalu 700 let př. n. l. až r. 1990 n. l. shromáždili F. Stephenson a L. Morrison. Pro nejstarší epochu využili údajů o okamžicích zatmění Slunce a Měsíce a od r. 1600 též údajů o zákrytech planet i hvězd Měsícem, jak nám je zanechali babylonští, čínští, arabští i evropští astronomové. Nejistoty v určení času úkazů se postupně zmenšovaly, od ±13 minut pro starověká čínská pozorování až k ±9 minutám pro středověká arabská pozorování. Vynález kyvadlových hodin a dalekohledu znamenal přirozeně významný skok v přesnosti měření, což zatím vyvrcholilo v r. 1955 nástupem atomových hodin (ceziového normálu času), takže dnes lze univerzální čas UT určovat s chybou ±0,03 ms, což odpovídá na rovníku lineární chybě 14 mm. S touto přesností je tedy dnes známa i okamžitá délka dne, z níž se pak odvozuje rychlost zemské rotace.

Změny rychlosti zemské rotace nalezneme určením rozdílu mezi rovnoměrně plynoucím terestrickým časem TT a universálním časem UT. Terestrický čas TT se až na konstantu +32,184 s rovná mezinárodnímu atomovému času TAI. Když označíme počet století, která uplynula od r. 1820 n. l. jako s, pak rozdíl ΔT = TT - UT = +31 s2 .

Z rozboru všech dostupných údajů vyplývá, že v posledních 2 700 letech se délka dne prodlužuje tempem (1,70 ±0,05) ms/století. To je o 0,6 ms/století méně, než plyne z teorie brzdění slapy. Příčina neslapového urychlování zemské rotace není známa. Přes tento základní trend se překládají fluktuace s poloviční amplitudou 4 ms a periodou 1 500 let, jejichž příčinou je nejspíš dynamická vazba mezi jádrem a pláštěm Země. Podle J. Dickeyho lze dnes studovat rychlost kolísání zemské rotace v odstupech od hodin po staletí. Variace v intervalu dnů až roků vyvolává vazba mezi povrchem Země a stavem zemské atmosféry. Variace kratší než den způsobují proměnné oceánské slapy.

K odhalení těchto krátkodobých kolísání rychlosti zemské rotace nepostačují klasické metody astrometrie. Využilo se zde zejména laserových měření poloh umělých družic a Měsíce, interkontinentální rádiové interferometrie a zaměřovacího systému GPS (navigačních družic, vysílajících přesné telemetrické signály).

Družicový systém TOPEX/POSEIDON, který začal pracovat v srpnu 1992, odhalil postupující Kelvinovu vlnu teplejší vody napříč Pacifikem směrem k západnímu pobřeží Jižní Ameriky kolem vánoc (El Niňo) 1994. Tím se změnil sezonní charakter tryskového proudění (jet stream) nad zeměkoulí, což mimo jiné způsobilo anomálně teplou zimu na východním pobřeží USA a mohutné záplavy v Kalifornii i v západní Evropě na počátku r. 1995. Týž systém naznačuje dlouhodobý vzestup hladiny oceánů vlivem tání polárních čepiček a ledovců o 1 ÷ 2 mm ročně. Podle J. Rudolpha je hlavním viníkem dlouhodobý nárůst koncentrace skleníkového plynu methanu v zemské atmosféře, pozorovaný již plných 200 let. V posledních 15 letech přibývá methanu ročně o 1 %, ale naštěstí se od r. 1990 tento trend začíná zpomalovat.

Dne 9. května 1994 zaznamenala síť digitálních seizmometrů dosud vůbec největší zemětřesení v oblasti Alteplana v Bolívii. Jeho magnitudo 8,2 nemá protějšek, a přesto na zemském povrchu nebyly zaznamenány prakticky žádné škody. Ukázalo se totiž, že zdroj poruchy vězel hluboko v zemském plášti plných 640 km pod povrchem, což je naprostým překvapením, jelikož podle soudobých názorů jsou horniny v této hloubce dostatečně tekuté, takže by neměly náhle pukat. Zemětřesné vlny z tohoto ohniska proběhly napříč celou zeměkoulí a umožnily studium struktury Země s přesností na 50 km.

Další překvapení přinesla umělá družice Compton, sledující záření gama z kosmu. S. Goodman aj. totiž ukázali, že aparatura BATSE pro studium krátkodobých vzplanutí záření gama (GRB) v kosmu zachytí občas fotony gama, které vznikají v zemské atmosféře v bouřkových pásmech nad rovníkem, zejména nad Jižní Amerikou a východní Indií. Průměrně se pozoruje jeden bouřkový záblesk gama za 6 týdnů a jeho zdrojem jsou nejspíše mimořádně intenzivní výboje blesku.

J. Touma a J. Wisdom studovali vývoj dráhy Měsíce na stupnici desítek milionů let. Potvrdili, že změna dráhy souvisí s disipací energie slapovým působením v zemských oceánech i v zemské kůře, a vypočítali, že sklon rotační osy Země přitom kolísá v rozmezí 20 ÷ 24° – Měsíc tedy vskutku brání tomu, aby se zemská rotační osa příliš „rozkmitala“. M. McCulloch porovnával stáří měsíčních hornin, meteoritů a pozemních hornin. Zjistil, že nejstarší měsíční horniny vznikly před 4,44 mld. let a že nejstarší meteority vznikly před 4,56 mld. let. Dovozuje též, že akrece materiálu na planety pokračovala do doby před 4,48 mld. roků a definitivně skončila před 4,40 mld. let. To pak znamená, že v době, kdy Praměsíc narazil do Země, nebyla ještě akrece Země zcela dokončena.

S. van den Bergh shrnul údaje o velkých geologicky doložených katastrofách v minulosti Země. K nejstarší katastrofě došlo v devonu před 365 miliony lety, ale její příčina není známa, podobně jako u další katastrofy před 251 miliony lety na rozhraní spodního a svrchního permu. Naproti tomu nelze pochybovat o impaktní příčině další katastrofy před 65 miliony lety na rozhraní druhohor a třetihor. Je to jediná geologická vrstva, v níž bylo nalezeno po celém světě zvýšené zastoupení iridia. Stáří impaktního kráteru Chicxulub 65 milionů let je známo s chybou menší než 100 tisíc let. Makrofosilie a pozůstatky veleještěrů lze nalézt ještě v posledním centimetru vrstvy pod rozhraním, ale nikoliv nad ním, takže je jisté, že vymření bylo náhlé a globální. Podle autorova výpočtu pro energii impaktu 5.1024 J dosáhly vlny tsunami na volném moři ve vzdálenosti 1 000 km od místa dopadu výšky 1 km. Z množství sazí dochovaných v mezní vrstvičce lze odhadnout, že shořela čtvrtina tehdejší biomasy. Obnova biologické rozmanitosti zabrala 5 000 let.

D. Steel připomněl, že prvním odborníkem, který seriózně uvažoval o katastrofách v souvislosti s obřími impakty planetek nebo komet, byl americký meteoritik Harvey Nininger v r. 1942. Nininger byl inspirován tehdy novými objevy planetek-křížičů Apollo, Adonis a Hermes a použil faktu o množství impaktních kráterů na Měsíci jako argumentu pro výskyt obdobných struktur na Zemi. Nininger správně usoudil, že vlivem geologických procesů impaktní krátery na Zemi rychle mizí, a usoudil, že největší impaktní struktury budou příčinně souviset s geologickými rozhraními. Odhadl, že Země se srazí s jádrem komety jednou za 100 milionů let, což je řádově správně.

R. Matthews upozornil, že riziko srážky Země s kometou může během nejbližších 30 000 let vzrůst nejméně o řád vinou přiblížení hvězd komplexu α Centauri ke Slunci. Gravitační poruchy nijak podstatně neovlivní dráhy planet, ale zato významně poruší dráhy jader komet v Oortově mračnu na periferii Sluneční soustavy. Podle autorova výpočtu se tak uvolní na 200 000 kometárních jader směrem do centra Sluneční soustavy a stanou se pro Zemi potenciálním nebezpečím. Jelikož do vzdálenosti 5 parseků od Slunce známe celkem 58 hvězd a s řadou z nich se v blízké astronomické budoucnosti těsně setkáme, lze očekávat takové kometární spršky vícekrát za sebou.

Není divu, že tyto a mnohé další znepokojující skutečnosti přiměly americký Kongres k tomu, aby pověřil NASA zřízením „komise pro kosmické katastrofy“, která měla do konce r. 1994 podat návrh na přiměřené protiakce. Předsedou osmičlenné komise se stal americký planetární geolog a spoluobjevitel proslulé komety 1993e E. Shoemaker. Komise soudí, že je reálné během desíti let odhalit všechna tělesa křižující dráhu Země, jejichž rozměr převyšuje 1 km. K tomu cíli by bylo potřebné vybudovat šest zrcadlových dalekohledů o průměru primárního zrcadla 2,5 m v úhrnné hodnotě asi 300 milionů dolarů. Dalších 100 milionů dolarů by stál jejich desetiletý provoz. Pomoc však přislíbilo též americké ministerstvo obrany, které je ochotno předávat údaje ze svých sledovacích stanic a dokonce i ze špionážních družic, které už řadu let mimo jiné zaznamenávají exploze velkých bolidů v atmosféře Země.

H. Melosh a E. Whitaker se rovněž inspirovali loňským impaktem úlomků komety 1993e na Jupiter a souběžným zjištěním, že na přirozených družicích Jupiteru – Ganymedu a Kallisto – byly nalezeny řetězce impaktních kráterů z obdobných dopadů úlomků dávných komet na jejich pevné povrchy. Podařilo se jim najít analogické řetězce impaktních kráterů i na přivrácené straně Měsíce. Jeden z nich je dlouhý 47 km a skládá se z 23 kráterů o průměrech 1 ÷ 3 km. Druhý má délku dokonce 260 km a je tvoření 24 krátery o průměrech 5 ÷ 13 km.

J. Hartung se domnívá, že nejméně tři meteorické roje (χ Scorpionidy, θ Ophiuchidy a Corvidy) jsou důsledkem ejekce měsíčního prachu při vzniku impaktního kráteru Giordano Bruno. Podle pozorování britského mnicha Gerváze je možné, že k impaktu došlo 19. června 1178 ve 21 h UT, ale i kdyby se tento údaj nepotvrdil, je jisté, že Giordano Bruno je velmi mladý kráter. Podle Hartunga tři hlavní paprsky vyvržené horniny na povrchu Měsíce mají týž azimut jako radianty zmíněných meteorických rojů.

Nečekaným přínosem pro studium Měsíce se stala záplava údajů z titěrné kosmické sondy Clementine, která obíhala Měsíc od poloviny února do počátku května 1994 a během 71 dnů zmapovala celý povrch Měsíce v 11 spektrálních oborech ve viditelné a blízké infračervené části spektra. Laserovým altimetrem získala rovněž topografické údaje, takže pozemští astronomové mají již nyní v síti internet k dispozici údaje z více než 2 milionů spektrálních snímků. Výsledná „barva“ na snímku prozrazuje jednak, o jaký minerál či horninu jde, a jednak jak dlouho byl tento materiál vystaven účinkům kosmického prostoru, čili jak je „kosmicky zvětralý“. Pro velké impaktní krátery Aristarchus a Copernicus, jakož i pro mladý impaktní kráter Giordano Bruno se navíc podařilo získat podrobné tepelné mapy jejich okolí. V oblasti jižního pólu Měsíce byla nalezena impaktní struktura, na jejíž dno nikdy nedopadá sluneční světlo, takže teplota dna dosahuje jen -230 °C; tam by se tedy mohl vyskytovat led podobně jako na pólech Merkuru.

Altimetrie umožnila s nevídanou přesností určit podrobnou topografii Měsíce a výsledky jsou více než překvapující. Ukazuje se, že na Měsíci je řada silně zvětralých rozlehlých impaktních pánví o hloubce 5 ÷ 7 km a rozměrech stovek až tisíců kilometrů. Nejmladší impaktní pánví je fakticky Mare Orientale. Největší impaktní struktura v celé Sluneční soustavě byla objevena poblíž jižního pólu Měsíce a kráteru Aitken. Její průměr dosahuje plných 2 500 km a hloubka až 12 km ! Netřeba podotýkat, že obdobně přesné a podrobné údaje nemáme v tuto chvíli pro žádné jiné kosmické těleso.

L. Doggett a B. Schaefer zpracovali výsledky pozoruhodné pozorovací kampaně, jíž se v letech 1987–1990 zúčastnilo na 2 000 pozorovatelů v severní Americe. Jejich úkolem bylo spatřit srpek Měsíce co nejdříve po novu. Autoři totiž uvádějí, že starší data tohoto typu nejsou příliš spolehlivá. Nejranější ověřené pozorování srpku Měsíce bez využití jakýchkoliv pomůcek odpovídá stáří Měsíce 15,4 hodiny. Pokud se k nalezení Měsíce využije rozličných pomůcek, pak se tento čas podařilo zlepšit až na 13,4 hodiny.

Jinou kuriozitu odhalil M. Watson – dne 23. dubna 1998 dojde k zákrytu Venuše i Jupiteru srpkem Měsíce najednou. Vzácný přírodní úkaz bude pozorovatelný z východní části Jižní Ameriky a ze střední Afriky.

G. Veeder aj. uvedli, že tepelný zářivý výkon Jupiterovy přirozené družice Io řádu 1014 W podstatně převyšuje odhad odvozený z teorie o slapovém původu vulkanické činnosti na Io. O tom, že všechno je jinak, svědčí též okolnost, že na povrchu družice Io byly zjištěny rozsáhlé oblasti o teplotě 300 K, z nichž přichází intenzivní infračervené záření, zatímco okolní povrch je o 100 K chladnější. Rovněž se nepotvrdilo, že by vulkanické magma obsahovalo síru, resp. sirné sloučeniny. Ve skutečnosti jde o horniny na bázi křemičitanů.

Na povrchu Saturnu byla v polovině července 1994 zpozorována další bílá skvrna v šířce -60°, která se do srpna téhož roku roztáhla ve směru od východu k západu na délku 12 700 km a rotovala v periodě 10 h 22 minut. Až do konce roku se pak její vzhled příliš neměnil. Soudí se, že bílá barva je dána krystalky čpavku ve vzestupném proudu v atmosféře planety. Ze snímků pořízených HST se podařilo určit, že v těchto šířkách vane vítr rychlostí 1 600 km/s. Skvrna však nedosáhla mohutnosti skvrny ze září 1990, rovněž tehdy snímkované HST.

Hubbleův kosmický teleskop pořídil též infračervené záběry obří Saturnovy družice Titanu. Podle P. Smithe aj. dosahuje teplota na povrchu Titanu 94 K, což umožňuje koexistenci všech fází methanu na povrchu družice. Světlá skvrna na snímcích HST ve vlnové délce 940 nm svědčí nejspíše o přítomnosti ledového kontinentu na Titanu o plošné výměře Austrálie. Titan podle všeho rotuje synchronně. Vertikální řez atmosférou Titanu se podařilo sestavit R. Milesovi a A. Hollisovi na základě obsáhlého pozorovacího materiálu, který byl získán při pozorovací kampani 3. července 1989, kdy Titan zakryl jasnou hvězdu 28 Sgr. Odtud se zdařilo určit profil atmosféry Titanu ve výškách 300 ÷ 700 km nad družicí. Souběžně se ukázalo, že hvězda 28 Sgr má poloměr menší než 13 milionů km.

S. Dermott a P. Thomas určili poloměr družice Enceladus na 249 km a její střední hustotu jako téměř shodnou s hustotou vody v pozemských podmínkách. Dalších sedm malých přirozených družic s průměrem do 5 km odhalili M. Cordon aj. při nové prohlídce snímků Saturnových prstenců, které pořídila sonda Voyager 2 v r. 1981.

F. Colas aj. spatřili koncem r. 1994 na observatoři Pic di Midi v Pyrenejích v Saturnově prstenci B proslulé paprsky, poprvé rozlišené rovněž Voyagery. Radiální paprsky měly nejlepší kontrast až 3 % v blízkém infračerveném pásmu I, resp. v pásmu R a ve vzdálenosti odpovídající korotačnímu poloměru (v této vzdálenosti jsou částečky prstence vůči povrchu planety stacionární). Úkaz byl pozorován fakticky v protisvětle poblíž konjunkce planety se Sluncem.

Viditelnost prstenců se ovšem v současné době velmi zhoršila, neboť v r. 1995–6 dochází již k 7. sérii zmizení prstenců ve 20. stol. Předešlé série nastaly v letech 1907–08, 1920–21, 1936–07, 1950 a 1979–80. Zmizení poukazuje na malou tloušťku prstenců, která patrně činí jen stovky metrů. K průchodu roviny prstenců zorným paprskem pozemského pozorovatele dochází tentokrát 22. května a 11. srpna 1995 a naposledy 2. února 1996. Příští série zmizení prstenců se odehraje až v r. 2009.

Hubbleův kosmický teleskop se dne 14. srpna 1994 zasloužil o opětné zobrazení planety Uran s rozlišením, jakého naposledy dosáhla kosmická sonda Voyager 2 v r. 1986. Na třech snímcích v době, kdy byl Uran 2,8 mld. km od Země, je patrný zákal ve vysoké atmosféře nad jižním pólem planety i jasná mračna. Dále se podařilo zobrazit všech 11 dosud známých prstenců včetně excentrického prstenu ε a konečně i nalézt všech pět vnitřních družic planety, jak je objevila sonda Voyager 2. To má značný význam pro upřesnění jejich dráhových parametrů.

Koncem června loňského roku pořídil HST také tři snímky planety Neptun. Na ultrafialovém záběru nejsou patrné žádné kontrastní podrobnosti, kdežto vzhled Neptunu ve viditelné a infračervené oblasti se v podstatě shoduje se snímky z Voyageru 2 z r. 1989. K překvapení odborníků však na nových snímcích naprosto chybí velká šedá skvrna, která v r. 1989 byla zdaleka nejnápadnějším útvarem, s kontrastem srovnatelným s velkou červenou skvrnou na Jupiteru. Je pozoruhodné, že v posledních dvou desetiletích se Neptun neustále zjasňuje.

Také dvojplaneta Pluto-Charon se stala terčem snímkování kamerou FOC HST, a to hned 2. března 1994, když vzájemná úhlová vzdálenost těles dosáhla 0,94″. Ve vzdálenosti 29,6 AU zabral disk Pluta na snímku plných 7 pixelů a odtud se R. Albrechtovi aj. podařilo odvodit jeho poloměr 1 160 km, zatímco pro poloměr Charonu vyšlo necelých 650 km. To je v dobré shodě s výsledky E. Younga a R. Binzela z několikaleté kampaně sledování zákrytů a zatmění obou složek dvojplanety – odtud vyšel poloměr Pluta RP= (1 164 ±23) km a poloměr Charonu RC= (621 ±21) km. Konečně R. Millis aj. odvodili poloměr Pluta z rozboru zákrytu hvězdy P8 dne 9. června 1988 a obdrželi RP= (1 180 ±5) km (po korekci o absorpci světla hvězdy v atmosféře Pluta). L. Young aj. určili délku velké poloosy oběžné dráhy Charonu na (19 460 ±58) km a hmotnost soustavy na (14,32 + 0,13).1021 kg. Pluto je zhruba o řád hmotnější než Charon, ale poměr hmotností se patrně podaří zpřesnit po dalším vyhodnocení snímků z HST. To pak též umožní zlepšit údaje o středních hustotách obou těles. Zatím vycházejí hustoty zhruba na dvojnásobek hustoty vody v pozemských podmínkách.

Dosud zbývá slabá naděje, že se údaje o Plutu podaří podstatně zlepšit, pokud se najdou prostředky na vypuštění kosmické sondy, která by při vrcholné miniaturizaci a spartánském vybavení mohla startovat r. 2001 a doletět k Plutu již r. 2008 – podle T. Reichhardta by však přišla stejně bratru na 600 milionů dolarů, a ty dnes nikdo NASA nebo ESA nedá. Musíme se nejspíše smířit s tím, že o vzdálených planetách Sluneční soustavy se v nejbližším čtvrtstoletí již nic převratně nového nedozvíme.

2. Meziplanetární látka

Výzkum složek meziplanetární látky nabývá v posledním desetiletí na obrátkách. Zasloužily se o to nové přístrojové možnosti astronomie, ale i samotná matka Příroda, která nám v poslední době poskytla několik neobyčejně pozoruhodných zážitků.

2.1. Meteory a meteority

Osvícená městská rada amerického městečka Los Alamos dokonce zařídila vypnutí městského osvětlení v noci z 12. na 13. srpna 1993, aby měli občané příležitost nerušeně pozorovat očekávané mimořádné maximum meteorického roje Perseid. Není známo, zda se obdobný manévr uskutečnil i v loňském roce, kdy podle J. Rendtela aj. se frekvence Perseid začala zvyšovat dne 12. srpna v dopoledních hodinách světového času, tedy před svítáním v USA. Nicméně v porovnání s předešlým rokem se hodinové frekvence vyšplhaly v přepočtu na radiant v zenitu jen na 250–300 met/h. Ostré maximum nastalo v čase 12,46 UT a frekvence prudce klesla ve 12,46 UT. Roj se v tu chvíli vyznačoval prudkými změnami frekvence a nápadně vysokým zastoupením jasných bolidů. Země se zřejmě setkala se samým okrajem mladého meteorického vlákna, které se od mateřské komety oddělilo teprve v minulém století.

Ve dnech 17.–18. listopadu 1994 byla zaznamenána zvýšená činnost meteorického roje Leonid, a to jak vizuálně, tak i radarem. V čase 18,2 UT stoupla frekvence snad až na 100 met/h. Zvýšená aktivita Leonid souvisí dle M. Beeche a P. Browna s přibližováním mateřské komety Tempel-Tuttle (oběžná perioda 33 let) do perihelu, jímž projde 28. února 1998. Autoři předpokládají, že se to projeví alespoň jedním meteorickým deštěm Leonid v letech 1997–2000. Zatímco standardní maximální frekvence Leonid činí pouze 15 met/h, v dešti pozorujeme více než 1 000 met/h. Dosud nejnádhernější podívanou poskytly Leonidy v r. 1966, kdy pozorovatelé v severní Americe viděli až 40 Leonid za jedinou sekundu! Přepočtená frekvence Leonid v maximu dosáhla až 150 000 met/h, ale vlastní déšť trval pouze půl hodiny. Autoři dále varují, že při geocentrické rychlosti Leonid 71 km/s představují jednotlivé meteoroidy očekávaného deště jistou hrozbu pro umělé družice Země (v r. 1966 se kolem Země pohybovalo jen několik málo umělých těles).

V r. 1953 uveřejnil australský astronom E. Bowen domněnku o souvislosti meteorických rojů s opravdovými dešti v zemské atmosféře. Usuzoval, že rozptýlené částečky meteoroidů pomalu klesají z pásma svícení meteorů do zemské troposféry, kde mohou posloužit jako kondenzační jádra pro ledové krystalky nebo vodní kapky. Interval mezi činností roje a masivními dešťovými srážkami na Zemi měl být údajně 30 dnů a Bowen to dokazoval na meteorických rojích Geminid, Ursid a Kvadrantid (ověřování hypotézy se věnoval v počátku svého exilového pobytu v Austrálii i nedávno zesnulý český astronom Zdeněk Kvíz).

Mezi těmito roji mají poněkud exotické postavení právě zmíněné Ursidy s mateřskou kometou Tuttle-Méchain o oběžné době 14 let. Ursidy lze pozorovat těsně před Vánoci mezi 17. a 24. prosincem a poprvé byly popsány W. Denningem v r. 1916. Nicméně o jejich popularitu se zasloužil zejména náš astronom Antonín Bečvář, který se svými spolupracovníky na observatoři Skalnaté Pleso pozoroval mimořádnou aktivitu roje dne 22. prosince 1945. Během jediné hodiny zaznamenali 4 pozorovatelé 169 meteorů – naneštěstí v poloze radiantu je hrubá chyba o celých 20° K. Larsenová nyní zjistila, že Ursidy se projevily nápadnými dešti již v letech 1449, 1795 a 1799. Poměrně vysoká frekvence 60 met/h byla pozorována též v r. 1986. Naprostou záhadou je ovšem okolnost, že jak v r. 1986, tak i ve zmíněném r. 1945 byla mateřská kometa Ursid v afelu své dráhy!

Obraz o výskytu meteorických rojů na obou zemských polokoulích sestavil na základě obsáhlých pozorování mnoha skupin holandských a australských amatérských pozorovatelů meteorů P. Jenniskens. Na základě vizuálních pozorování 110 000 meteorů odhalil na obou polokoulích celkem 50 meteorických rojů, jejichž úhrnnou hmotnost odhaduje na 1012 kg s chybou jednoho řádu.

Na Novém Zélandu nedaleko města Christchurch je nyní v činnosti mimořádně výkonný radarový systém pro sledování meteorů AMOR. Pracuje na frekvenci 26,2 MHz s impulzním výkonem 20 kW, takže je schopen zachytit odrazy od meteorů až 13 mag, tj. od meteoroidů s hmotností řádu mikrogramů. Podle W. Baggalleye aj. se od února 1990 podařilo tímto zařízením zaznamenat na 200 000 atmosférických drah meteorů. Denně tak přibývá na 1 500 nových drah, což zajisté významně zlepší naše vědomosti o struktuře meteorických rojů alespoň na jižní polokouli.

Až donedávna neměla většina astronomů tušení, že nezávisle pozorují průlety mimořádně jasných bolidů zemskou atmosférou americké špionážní družice na geosynchronních drahách, určené pro záznam startů balistických raket detekcí jejich infračerveného záření. O přístrojovém vybavení družic, rozlišovací schopnosti a soustavnosti pokrytí není ostatně ani dnes nic spolehlivého známo, ale zásluhou amerického astronoma S. Wordena se podařilo uvolnit údaje o explozích jasných bolidů v zemské atmosféře již od r. 1975. Přitom se mimo jiné podařilo objasnit záhadu z 3. srpna 1963, kdy nad oceánem mezi Jižní Afrikou a Antarktidou explodovalo těleso s ekvivalentní energií 500 kt TNT. Experimentální vojenská družice záblesk zaznamenala a následkem toho vzniklo podezření, že Jižní Afrika zkouší nad oceánem jadernou zbraň – ve skutečnosti šlo o zcela vzácný případ mimořádně jasného bolidu.

Podle E. Tagliaferriho aj. registrují špionážní družice jen asi 20 % jasných bolidů s ekvivalentní energií exploze >1 kt TNT. Dosud tak bylo zaznamenáno 136 atmosférických výbuchů, čili něco méně než 10 za rok. To lze porovnat s odhadem E. Shoemakera z r. 1983, který vypočetl, že bychom měli za rok sledovat jeden výbuch o ekvivalentní energii 20 kt TNT, způsobený tělesem o hmotnosti 1 000 t a průměru 10 m, které vstoupilo do zemské atmosféry rychlostí 15 ÷ 20 km/s. V Tagliaferriho souboru byly nejjasnější bolidy zaznamenány poblíž Austrálie dne 15. dubna 1988 a 1. října 1990, další pak nad Skandinávií 4. října 1991.

Zatím nejjasnější dobře dokumentovaný výbuch bolidu se odehrál 300 km od ostrova Kusaie v Mikronézii dne l. února 1994 ve 22:38 UT. Podle T. McCorda aj. zachytily úkaz dvě americké špionážní družice jako zářící objekt -25 mag ve výši 20 km nad Zemí. Ekvivalentní energie výbuchu dosáhla snad až 1 Mt TNT a těleso o původní hmotnosti asi 1 000 t se přitom rozpadlo na dva shluky částeček, které vytvářely dýmovou stopu viditelnou asi hodinu. Teplota v centru exploze dosáhla až 6 kK. Je pozoruhodné, že takové oslepující výbuchy většinou uniknou pozornosti náhodných svědků, i když existují zprávy, že výbuch pozorovali dva rybáři na moři. Zároveň se tak potvrzuje teoretický výpočet, že kamenné těleso o rychlosti do 20 km/s a rozměrech do několika desítek metrů nemůže dopadnout na zemský povrch, nýbrž exploduje v zemské atmosféře, což většinou zcela rozmělní jeho ničivé účinky.

To byl též případ Tunguského meteoritu, který ovšem explodoval mimořádně nízko (patrně 8 km nad zemí), a proto se na zemském povrchu projevily ničivé důsledky exploze. Dnes se soudí, že exploze byla životu nebezpečná do vzdálenosti 80 km od epicentra, kde naštěstí žilo velmi málo lidí. Nicméně je jisté, že při explozi zahynuly stovky sobů, psů a jiných zvířat a pravděpodobně několik lidí zemřelo na následky zranění a šoku při explozi.

K. Yau aj. prohlédli čínské archivní záznamy, v nichž jsou přímé či nepřímé údaje o zraněních a zabitích způsobených na čínském území v letech 700 př. n. l. až 1920 n. l. Kvalita zpráv značně vzrostla od počátku 14. stol., takže z celkového množství 337 záznamů o pádech meteoritů plných 274 náleží do novějšího údobí. Přepočtou-li se údaje o pádech pro celou souš, vychází asi 15 dopadů meteoritů na zemi do roka. Přímý zásah meteoritem o hmotnosti vyšší než 0,5 kg vede k jisté smrti, a tak není divu, že k takovým úmrtím zřejmě opravdu dochází. Nejstarší relativně spolehlivý záznam o smrti následkem dopadu meteoritu pochází z r. 616 n. l., kdy meteorit zasáhl kamennou věž, ta se zřítila a pohřbila nejméně 10 osob. K největší katastrofě došlo r. 1490, kdy bylo v provincii Čing Jang zabito deštěm meteoritů více než 10 000 lidí. Nejnovější zpráva o zabití meteoritem pochází z r. 1907, kdy zahynula celá rodina. Autoři tak dovozují, že průměrný interval mezi zabitím člověka meteoritem činil pro celé sledované období 52 let. Jelikož se v posledních desetiletích počet lidí na Zemi dramaticky zvyšuje, zvyšuje se i pravděpodobnost zásahu člověka meteoritem, a proto by dnes mělo docházet ke smrtelnému úrazu po střetu s meteoritem již každého 3,5 roku.

Svědectví tomu však neodpovídají. Tvrdí se, že někdy mezi léty 1633–1664 došlo v Miláně k zabití františkánského mnicha meteoritem, ale zpráva není ověřena. Podobně v r. 1648 měli být zabiti dva námořníci plavící se na lodi Malacca. K dalšímu úmrtí po zásahu meteoritem mělo dojít v Kentucky 14. ledna 1879. Dobře je zdokumentováno zranění spící ženy 3,9kg meteoritem v městě Sylacauga v Alabamě v USA dne 30. listopadu 1954, kde ovšem byla kinetická energie kamene z nebes zeslabena střechou domku a odrazem od radiopřijímače...

Je však téměř jisté, že ke smrtelným úrazům dochází, obvykle však v odlehlých oblastech, kde není nikoho, kdo by o tom mohl podat zprávu. Nasvědčují tomu příběhy vesměs s dobrým koncem, k nimž došlo v několika posledních letech.

Dne 14. srpna 1992 v 15 h 40 min místního pásmového času pozorovali krupobití meteoritů obyvatelé města Mbale v Ugandě. Nad městem se ozývaly práskavé rány a na denní obloze byla vidět kouřová stopa. Do října 1993 se podařilo v dopadovém pásu o rozměrech 3 × 7 km nalézt celkem 863 úlomků meteoritů o úhrnné hmotnosti 150 kg. O štěstí může hovořit černošský chlapec, který byl zasažen do hlavy úlomkem o hmotnosti 3,6 g a vyvázl nezraněn – úlomek se totiž předtím odrazil od listu banánovníku.

O meteoritu Peekskill z 9. října 1992 jsem již psal v předchozím přehledu. Jeden úlomek o hmotnosti přes 12 kg tehdy dopadl na zaparkovaný automobil, v němž naštěstí nikdo nebyl. Meteorit sám byl bohužel rozřezán na malé kousky, jež byly prodány v dražbě dříve, než mohl být podroben vědeckému rozboru...

Zato však k zevrubné analýze úkazu přispěli fanoušci amerického fotbalu, kteří se toho večera nacházeli v ochozech sportovních stadionů a z nichž mnozí měli po ruce videokamery. Když spatřili nad stadiony přelétat těleso jasnější než Měsíc v úplňku, někteří duchapřítomně zaměřili kamery na oblohu a pořídili tak jedinečné záznamy. P. Brown aj. nyní zpracovali měření 4 nejlepších videozáznamů z různých míst východního pobřeží USA a určili tak především původní dráhu tělesa ve Sluneční soustavě.

Meteoroid o hmotnosti až 1 000 t se pohyboval jako tzv. křížič s perihelem uvnitř dráhy Země (0,89 AU) a afelem v pásmu planetek (2,1 AU). Ke střetu se Zemí došlo po bezmála tečné dráze – její sklon k atmosféře činil jen 3,4°. Meteoroid proto proletěl atmosférou nejméně 700 km a jeho původní rychlost 15 km/s klesla na 5 km/s na konci viditelné dráhy a na 40 m/s při dopadu na automobil. Meteoroid se při explozi ve výšce 41,5 km nad zemí rozpadl na 70 úlomků, jež se při dopadu rozptýlily na plochu 15 × 80 km. Ze čtyř hlavních úlomků byl nalezen jen jediný – ten, co dopadl na automobil. (Na ostatních místech nebyly vhodné návnady připraveny.) Těsně před rozpadem jasnost bolidu periodicky kolísala s frekvencí 6 Hz. S touto periodou „odskakovala“ plazmová stopa od meteoroidu.

Na zpracování videozáznamů se významně podílel český astronom Z. Ceplecha, který mimo jiné zjistil, že kdyby nebylo brzdění zemskou atmosférou, tak by objekt pokračoval v letu Sluneční soustavou po změněné dráze. Ceplecha též revidoval údaje o předchozím tečném bolidu, pozorovaném v USA dne 10. srpna 1972 na denní obloze. Tento bolid pronikl do zemské atmosféry do výšky 58 km nad zemí, ztratil jen část své hmoty, ale průlet přežil a pohybuje se nyní Sluneční soustavou po dráze, která ho přivede k Zemi na rozhraní července a srpna 1997. Země se ocitne v průsečíku drah dne 11. srpna, takže není zcela vyloučeno, že dostane zásah tělesem o hmotnosti bezmála 1 000 t. Ani toto těleso však nemůže člověka ohrozit, neboť v nejhorším případě exploduje vysoko v atmosféře, leč nejspíše se se Zemí mine.

Další meteorit vyděsil obyvatele severní Itálie krátce po půlnoci dne 19. ledna 1993. V 0:33 UT vybuchl ve výšce 35 ÷ 40 km nad provincií Emilia bolid, jenž do zemské atmosféry vstoupil nad Jaderským mořem rychlostí přes 20 km/s. Výbuchem se uvolnila ekvivalentní energie desítek kt TNT a zářivý výkon dosáhl až 5.1013 W. Záblesk výbuchu osvětlil Slovinsko a Chorvatsko a jeho odlesk zaznamenali i na observatoři v Ondřejově. V městě Faenza vibrovaly následkem rázové vlny zdi a drnčela okna, byly pozorovány variace barometrického tlaku i geomagnetického pole. A. Carusi aj. vyložili v okolních horách čisté skleněné a lepkavé desky a po týdnu expozice je prozkoumali v laboratoři. Objevili tak kulové částečky o průměru 1 ÷ 2 μm se střední hustotou 2 ÷ 3,5× vyšší, než je hustota vody, obsahující zejména křemík, dále hliník, draslík a uhlík. Šlo nepochybně o částečky meteoritu, který se explozí zcela rozmetal.

O zcela mimořádném štěstí mohou mluvit manželé Martinovi z Madridu, kterým dne 21. června 1994 při jízdě autem poblíž města Getafe vletěl do vozu meteorit. Prorazil přední sklo, zranil řidiče na malíčku pravé ruky, deformoval volant a prolétl mezi hlavami obou manželů, aby se nakonec usadil na zadním sedadle. Kamenný chondrit měl průměr 120 mm a hmotnost 1,4 kg. Přivolaní experti našli pak ve vzdálenosti 200 m od silnice více než 50 kg dalších úlomků...

Chondritické sferule zkoumali S. Love aj. na vzorcích prachu ze stratosféry. Našli celkem 150 nepřetavených zrnek o průměru 5 ÷ 15 μm s hustotou od 0,3násobku do 6,2násobku hustoty vody. Poréznost > 70 % se vyskytuje vzácně, naopak vzorky s hustotou > 3,5 obsahují sulfidová zrna. R. Walker a D. Brownlee aj. nalezli ve vzorcích ze stratosférického letadla U2 dokonce polycyklické aromatické uhlovodíky (zkratka PAH), které velmi pravděpodobně vznikly v interstelárním prostoru ještě před utvořením Sluneční soustavy. Saze PAH ostatně nalezli I. Gilmour a C. Pillinger též ve známém meteoritu Murchison. L. Becker aj. hledali v témže meteoritu marně dnes čím dál populárnější obří molekuly uhlíku – fullereny. Našli je však ve stopových množstvích v meteoritu Allende, a to jak konfiguraci C60,tak C70.

P. Warren shrnul dosavadní poznatky o meteoritech z Měsíce a Marsu. Měsíční vzorky pocházejí ze 4 až 5 různých ejekcí, přičemž tři vzorky dopadly na Zemi v posledních 100 000 letech a dalších pět během posledního milionu let. Jsou to vesměs regolitové brekcie, takže byly na Měsíci vystaveny účinkům kosmického záření, jež tam proniká do hloubky až 3,2 m. Odtud lze pak určit délku jejich pobytu na Zemi, kde je účinek kosmického záření silně zeslaben atmosférou. Udělení druhé kosmické rychlosti z povrchu Měsíce je relativně snadné – je-li Měsíc v přízemí poblíže úplňku, stačí aby úlomek překročil rychlost 2,2 km/s. Naproti tomu ke startu z povrchu Marsu je potřebných plných 5 km/s. Příslušné meteority třídy SNC pocházejí z relativně větších hloubek pod povrchem Marsu v porovnání s meteority z Měsíce. Tím více překvapuje vysoké zastoupení marsovských meteoritů, jichž je známo již 10.

2.2. Planetky

Není divu, že se kolem Země neustále potloukají tělesa, která se s námi dříve či později nejspíše srazí. Svědčí o tom čím dál četnější případy těsných přiblížení kosmických balvanů – jakýchsi mikroplanetek o typickém průměru kolem 7 ÷ 15 m, jak je soustavně nalézá dalekohled Spacewatch v Arizoně. V loňském roce byl hned dvakrát překonán rekord v těsném přiblížení mikroplanetky k Zemi. Nejprve dne 13. března 1994 objevili D. Rabinowitz a J. Scotti planetku ES1, která o dva dny později proletěla kolem Země ve vzdálenosti 160 000 km. Ke konci roku pak nalezl J. Scotti těleso 1994 XM1, jež se 9. prosince 1994 přiblížilo k Zemi na vzdálenost pouhých 104 000 km a dosáhlo přitom 17 mag. Z toho lze odvodit, že jeho typický průměr byl kolem 10 m.

D. Rabinowitz soudí, že denně se mezi Zemí a Měsícem nalézá dobrá půlstovka těles s průměrem > 10 m. Spacewatch dokáže velmi dobře registrovat tělesa s rozměry > 50 m. Většina těchto objektů má perihely 0,9 ÷ 1,1 AU a jejich dráhy se tak rychle mění, že opravdu představují hrozbu pro Zemi. Týž autor objevil 7. dubna 1994 planetku 1994 GL, která má zatím vůbec nejkratší velkou poloosu dráhy – pouhých 0,683 AU (102 milionů km), takže obíhá v prostoru mezi Merkurem a Zemí v periodě 206 dnů.

P. Farinella aj. ukázali, že mnohé planetky dotýkající se zemské dráhy se mohou během pouhého milionu let stát oběťmi sluneční přitažlivosti a spadnout na Slunce. Je však možný i opačný proces, kdy planetka s perihelem v blízkosti Slunce se posléze dostane na dráhu, kdy se srazí se Zemí. V modelovém výpočtu pro 47 planetek spadlo během dvou milionů let 15 planetek na Slunce a 4 opustily Sluneční soustavu. Pravděpodobnost srážky s kteroukoliv planetou Sluneční soustavy je přitom o řád menší než riziko její srážky se Sluncem. Rodina těles křižujících dráhu Země je průběžně doplňována rozbíjením planetek v hlavním pásmu, jejichž úlomky pak často směřují k Zemi. Každý milion roků tak přibývá zhruba 100 nových křížičů jako náhrada za ty, které jsou popsanými procesy odstraňovány. Tak se udržuje přibližně rovnováha v počtu křížičů v zemské dráze.

Podle H. Levisona a M. Duncana spadne na Slunce planetka 1992 SZ asi za 1,9 milionu let a mimochodem také jádro komety Encke – již za 200 000 let. Planetka 3551 Verenia byla naproti tomu těsně u Slunce před 600 000 lety, takže se skládá z vyvřelých hornin!

M. Yoshikawa a T. Nakamura počítali těsná setkání planetek navzájem (do 0,01 AU) v nejbližších 130 letech. Pro 4 506 planetek nalezli na 13 000 těsných setkání. Pro planetky s průměrem > 20 km tak vychází jedna srážka v průměru za 100 milionů let. (Pouze 682 planetek má průměr > 50 km.)

I. Giblin aj. se pokusili studovat takové srážky na umělé hornině, tvořené hliníkem, karbidem, cementem a vodou, jejíž tvrdost je vyšší než u žuly a nižší než u basaltů. Vzorky ve tvaru koule o průměru 210 mm byly rozbíjeny elektricky odpálenou chemickou výbušninou. Z těchto pokusů vyplývá, že při srážkách vzájemnou rychlostí do 100 m/s dochází k akumulaci materiálu, kdežto při vyšších rychlostech převládne rozbíjení. To se stává drastickým, když rychlosti srážek planetek přesáhnou 5 km/s.

J. Kargel upozornil na ekonomický význam těžby surovin z planetek – zejména z těch, které by v budoucnosti mohly ohrozit Zemi. Planetky totiž obsahují více kovů – jako je iridium, platina, železo, kobalt a nikl – než nejvydatnější rudy těchto kovů na Zemi. Přitom k těžbě by bylo dost času, jelikož průměrný interval mezi objevem křížiče a jeho dopadem na Zemi činí plných 10 milionů let a i v nejméně příznivých případech několik století. Planetka o průměru 1 km obsahuje na 400 000 t zmíněných kovů o srovnatelné ceně kolem 5 bilionů dolarů! Autor odhaduje, že těžbou kovů z jediné planetky by tak ceny těchto kovů klesly více než o řád. Kovy by se s výhodou uplatnily při kosmických stavbách, neboť by se již nemusely pracně urychlovat na první či dokonce druhou kosmickou rychlost. Totéž pak platí i pro relativně jednoduché sloučeniny, jako je voda, molekulární kyslík nebo rozličné uhlovodíky. Jelikož úniková rychlost z povrchu planetky je nepatrná, byla by doprava těchto materiálů na Zemi dokonce levnější než jejich těžba na Měsíci!

Jakýmsi pokusným králíkem by se mohla stát planetka 1986 DA, která byla v listopadu 1994 v opozici se Sluncem a křižuje zemskou dráhu, aniž by ovšem hrozil brzký pád na Zemi. Naproti tomu C. Sagan a S. Ostro by viděli nejraději, kdyby se do populace křížičů nijak nezasahovalo. Odhadují, že v současné době patří ke křížičům asi 1 000 těles s průměrem > 1,5 km, jež by tedy v případě srážky vyvolala celosvětovou katastrofu s ohledem na uvolněnou energii > 100 Gt TNT. Z těchto nebezpečných těles známe v současné době dráhy pouhé padesátky, takže nejbližší desetiletí bychom měli věnovat jejich intenzivnímu hledání v rámci zamýšleného projektu SPACEGUARD. Jakmile bychom tak objevili 95 % populace křížičů, sníží se riziko katastrofy o plné dva řády. Autoři se hrozí toho, že pokud už teď vyvineme obrannou techniku spočívající ve změně dráhy křížiče, mohlo by se stát, že nějaké zločinné sdružení by toho zneužilo – a navedlo k Zemi původně zcela neškodné těleso!

Zatím se ovšem technikům NASA přímo báječně daří navádět k planetkám kosmickou sondu Galileo. Jak uvedl J. Veverka aj., při průletu sondy kolem planetky Gaspra dne 29. října 1991 byla nejistota navedení v příčném směru 25 × 16 km a v podélném směru 100 km. Sonda se k planetce přiblížila na minimální vzdálenost 1 600 km, což umožnilo maximální rozlišení detailů na povrchu planetky až 50 m. Při rychlosti průletu kolem planetky 8 km/s se podařilo získat 57 snímků celkem 80 % povrchu planetky, jejíž střední poloměr činí 6,1 km (rozměry 18,2 × 10,5 × 8,9 km) a perioda rotace 7,04 hodiny. Na povrchu byly rozlišeny impaktní krátery různého stáří a lineární poklesy široké 100 ÷ 300 m a hluboké desítky metrů. Geometrické albedo povrchu činí ve žluté barvě 0,23, takže jde o planetku typu S, jejíž stáří se odhaduje na pouhých 200 milionů let. Útvary na povrchu dostaly jména význačných letovisek či lázní, ale připomenut je i objevitel planetky G. Neujmin (Neujmin Regio) a činitelé NASA, kteří se podíleli na konstrukci a provozu sond (Yates Regio a Dunne Regio).

Výkon sondy je ovšem omezen nefunkčností hlavní antény, takže snímky se ukládají do paměti palubního magnetofonu, jejíž kapacita vystačí na 150 snímků. Při přenosové rychlosti 40 b/s se jeden snímek přenáší na Zemi plných 60 hodin. Tím lze vysvětlit, proč údaje o planetkách, které sonda potkala, přicházejí s velkým zpožděním.

Tak se stalo, že hlavní objevy z průletu sondy Galileo kolem planetky (243) Ida ze dne 28. srpna 1993 byly zveřejněny až na jaře 1994. Sonda se přiblížila k planetce na minimální vzdálenost 2 400 km a prolétala kolem ní rychlosti 12,4 km/s. Pořídila celkem 18 snímků, z toho 10 barevných (v několika filtrech). Nejvyšší rozlišení činilo 35 m, na jednom neúplném snímku dokonce 24 m. Podle R. Binzela aj. rotuje Ida retrográdně s periodou 4,63 h a směr osy rotace je znám s chybou 10°. Tvar Idy lze přibližně popsat jako trojosý elipsoid s délkami os 56 × 24 × 21 km. Povrch Idy je starý 1 ÷ 2 miliardy let, avšak samotné těleso se odlomilo od mateřského objektu o průměru asi 250 km relativně nedávno. Hustota planetky se pohybuje v mezích 2,2 ÷ 2,9 násobku hustoty vody.

Při přenosu vybraných údajů ze snímků si v polovině února 1994 astronomové povšimli malé družice planetky a koncem února už měli jistotu, že Ida má svého miniaturního průvodce o středním poloměru 0,7 km, obíhajícího po kružnici o poloměru 80 km v periodě 20 hodin. Na snímcích byl průvodce zčásti osvětlen rozptýleným světlem samotné planetky, takže jevil něco jako popelavý svit! Družice, předběžně označená (243) Ida I, dostala definitivní název Dactyl (podle mytologických ochránců dítěte nymfy Idy). Pokusy nalézt Dactyla na snímcích HST nebyly úspěšné.

Podle J. Veverky aj. lze tvar Dactylu přibližně popsat elipsoidem s délkou os 1,6 × 1,4 × 1,1 km. Nejdelší osa směřuje k Idě, nejkratší osa je kolmá k oběžné rovině. Kolem nejkratší osy Dactyl rotuje, velmi pravděpodobně synchronně s oběžnou dobou. Jeho povrch je pokryt asi tuctem kráterů s průměry 90 ÷ 200 m, což odpovídá četnosti kráterů na planetce. Družice pravděpodobně vznikla po srážce, při níž se odlomila Ida, z oblaku prachu obíhajícího kolem planetky. Krátery vznikly dopadem menších úlomků až po vzniku planetky. Albedo i barva Dactylu se shodují s parametry Idy, na povrchu průvodce se vyskytuje olivín, ortopyroxeny a klinopyroxeny. Tímto nečekaným objevem skončil průzkum planetek pomocí sondy Galileo, která se od té chvíle začala připravovat na pozorování Jupiteru.

NASA však plánuje novou sondu označenou NEAR, která by měla odstartovat ze Země v únoru 1996, v červenci téhož roku by měla proletět kolem planetky (2968) Iliya, v lednu 1998 by měla u Země nabrat na rychlosti a v prosinci 1998 by se měla stát oběžnicí planetky (433) Eros.

L. Schmadel zveřejnil slovník jmen 4 512 planetek z celkového počtu očíslovaných 5 655 planetek (stav k 1. říjnu 1993). Pravidla IAU dávají přednostní právo na pojmenování očíslované planetky původnímu objeviteli – musí ho však využít do deseti let. Jméno smí mít maximálně 16 hlásek a musí se snadno vyslovovat. Nejúspěšnějším lovcem planetek je E. Bowell, který jich nalezl celkem 341. Planetky se dnes objevují výhradně fotograficky, což je metoda, kterou započal v r. 1891 německý astronom M. Wolf. Zprvu patřilo k tradici dávat planetkám ženské koncovky i tehdy, když šlo o označení na počest mužů. Dnes je poměr mužských a ženských jmen zhruba 10 : 3. Asi čtvrtinu planetek pojmenovali po astronomech, jinak však je výběr velmi široký, od manželek a rodičů přes děti objevitelů, ale často se dávají i jména spisovatelů, literárních postav, hudebníků a malířů. Občas se vyskytují i akronymy (IAU, Internet) a nechybějí ani jména zemí, hor, řek či měst. Tak např. máme na obloze planetky (2367) Praha a (2889) Brno.

Většina planetek je soustředěna v hlavním pásu s poloměrem 2,1 ÷ 3,3 AU a průměrnou oběžnou dobou 4,4 roku. Asi 50 % úhrnné hmotnosti planetek obsahuje největší z nich – Ceres. Tu zkoumali I. Saint-Pé aj. 3,6m teleskopem ESO, doplněným systémem adaptivní optiky, takže docílili rozlišení 0,1″. Odtud vyplynul poloměr Cerery (484 ±20) km. Úhrnná hmotnost všech planetek je o něco nižší než hmotnost Měsíce.

Řada planetek je podezřelá z podvojnosti. Již v r. 1932 odhadoval W. Pickering, že planetky (433) Eros a (624) Hektor by mohly být dvojité. U Erose se při přiblížení k Zemi v r. 1975 podařilo radarem prokázat, že konce planetky jsou zašpičatělé, takže její budoucí výzkum sondou NEAR možná přinese další překvapení. S. Ostro zjistil radarem, že planetka (4769) Castalia je dvojitá. Každá složka má průměr asi 1 km a mezi nimi je asi 150 m široká mezera.

Některé planetky mají chaotické dráhy i smysl rotace. Podle A. Whipplea a P. Sheluse vykazuje chaotickou dráhu proslulá planetka Toutatis, jejíchž 332 poloh získaných v letech 1934–1993 umožnilo propočítat vývoj dráhy od r. 1407 do r. 2070. Dráha ukazuje na četné resonance s Jupiterem a Zemí, což se projeví těsnými přiblíženími k terestrickým planetám. Dne 30. září 2004 se tak Toutatis přiblíží k Zemi na rekordně malou (avšak naprosto bezpečnou) vzdálenost 0,011 AU. Podle A. Harrise se Toutatis na své dráze převaluje, tj. nemá definovanou osu rotace ani stálou rotační periodu. Podobně se převaluje i planetka (3188) Seleucus, objevená r. 1982.

Vzdalujeme-li se od Slunce, četnost planetek nápadně klesá, ale zato se setkáváme s podivuhodnými případy drah planetek. Nejprve to jsou Trojané planety Jupiter, nacházející se v libračních bodech L4 a L5 ve vrcholech rovnostranných trojúhelníků Slunce-Jupiter-planetka. První z Trojanů (588) Achilles byl nalezen již v r. 1906 a do dneška jejich počet vzrostl na desítky – velmi pravděpodobně existují také Trojané Marsu a Neptunu.

V říjnu 1977 objevil C. Kowal na Mt. Palomaru velmi zvláštní planetku (2060) Chiron, jež se v přísluní nachází mezi Saturnem a Jupiterem, avšak v odsluní až za Uranem. Jelikož se Chiron v současné době blíží do přísluní, budí pozornost jeho nečekaná kometární aktivita, která z něho činí fakticky obří kometární jádro. Měření v jeho komě, vykonaná na frekvenci 230 GHz (vlnová délka 1,3 mm) na přelomu ledna a února 1994 prokázala přítomnost CO. H. Campins aj. zjistili, že ve střední infračervené oblasti spektra má jádro Chironu barevnou teplotu 130 K – je tedy pro danou vzdálenost od Slunce fakticky „horké“.

J. Elliot aj. studovali na palubě observatoře KAO zákryt hvězdy 12 mag Chironem těsně před světovou půlnocí 9. března 1994. Zjistili, že jasnost hvězdy poklesla maximálně o 60 % a že během měření došlo k několika menším poklesům jasnosti hvězdy před zákrytem a po něm. Na jihoafrické observatoři SAAO v Sutherlandu poklesla jasnost hvězdy o 75 % na dobu <0,5 s. Autoři pozorování zažili něco obdobného také při zákrytu jiné hvězdy Chironem dne 7. listopadu 1993, takže porovnáním údajů dospívají k závěru, že ve vzdálenosti několik set kilometrů od Chironu se nalézá tmavý objekt o průměru několika kilometrů.

K témuž typu jako Chiron náleží však i další planetky, jako Hidalgo s přísluním ve vzdálenosti jen 2 AU, avšak výstředností dráhy 0,66 a sklonem 42°k ekliptice, dále (5145) Pholus, (5335) Damocles (=1991 DA) a objekt 1993 HA2. Tyto objekty se v přísluní dostávají obvykle k dráze Saturnu a v odsluní k dráze Uranu. Vyznačují se vysokými sklony drah k ekliptice a oběžnými periodami 40 ÷ 120 let. Pro tuto skupinu planetek se nyní ujal název Kentauři.

Jak uvádějí D. Asher aj., stabilita dráhy Damokla je zaručena na časové stupnici nanejvýše desetitisíce let. V současné době má délku velké poloosy 11,9 AU, avšak extrémní výstřednost 0,87 i sklon 62°. To znamená, že křižuje dráhy všech planet od Marsu po Uran, a to zavdává důvod k chaotičnosti dráhy. Autoři se proto domnívají, že i zde jde o neaktivní kometu s průměrem jádra kolem 10 km a že časem se z Damokla stane křížič zemské dráhy.

J. Luuová a D. Jewitt z téhož důvodu usuzují, že dráhy Kentaurů jsou přechodné, tj. že zdroj těchto těles musí být někde jinde. Dobrou možností by mohl být tzv. Edgeworthův-Kuiperův pás nebo disk, ale Kentauři se od těles Edgeworthova-Kuiperova pásu barevně odlišují. Jak Pholus, tak i objekt 1993 HA2 jsou nápadně červené, což prakticky nemá ve Sluneční soustavě obdoby.

Poslední dva autoři se též rozhodující měrou zasloužili o objev nové skupiny planetek na transneptunských drahách, které jsou charakterizovány délkou velkých poloos 35 ÷ 46 AU, výstřednostmi

V současné době k nim patří už nějakých dvacet objektů, z nichž největší je asi planetka 1993 FW s pravděpodobným průměrem 250 km a délkou velké poloosy 43,9 AU. Zásluhou D. Jewitta bylo 13. března 1994 objeveno dosud nejvzdálenější těleso 1994 ES2 magnitudy V = 24,7 s délkou velké poloosy 46,2 AU, sklonem 0,4° a oběžnou periodou 314 let.

T. Yamamoto se domnívá, že transneptunské planetky jsou fakticky původními planetesimálami, z nichž vznikala větší tělesa Sluneční soustavy. Populace planetesimál by měla být nejhustší pro vzdálenosti 100 ÷ 200 AU od Slunce – tak daleko však dnešními prostředky nedohlédneme. Je velmi pravděpodobné, že tato tělesa úzce souvisejí s předpokládaným Edgeworthovým-Kuiperovým pásem a případně představují jeho vnitřní hranu. Pro pomalý pohyb vůči hvězdnému pozadí je však určování drah mimořádně obtížné a bude trvat desetiletí, než získáme lepší představu o dynamice nového subsystému.

2.3. Komety

Podle J. Luuové nemohou krátkoperiodické komety pocházet z Oortova mračna, jelikož rozložení sklonů drah je anizotropní (převažují nízké sklony k ekliptice) a jelikož je těchto komet příliš mnoho. Zdrojem krátkoperiodických komet musí být tedy plochý disk, čili právě zmíněný Edgeworthův-Kuiperův pás. Luuová soudí, že pás obsahuje asi miliardu kometárních jader a jeho úhrnná hmotnost dosahuje 2 % MZ. V pásu jsou ovšem pomíchána kometární jádra s planetkami a dokonce tam nejspíše existují i těžko zařaditelné objekty se smíšenými charakteristikami. Velké poloosy kometárních jader v Edgeworthově-Kuiperově pásu sahají od 50 AU do 500 AU. Naproti tomu Oortovo mračno je charakterizováno poloosou 40 000 AU (v této vzdálenosti by se jádro Halleyovy komety jevilo jako objekt 61 mag!) a sahá až do 100 000 AU, tj. asi 0,5 pc. Obsahuje přibližně 1 bilion kometárních jader o úhrnné hmotnosti nejméně 100násobku MZ.

Kdybychom chtěli charakterizovat minulý astronomický rok jednou větou, téměř určitě bychom ho mohli výstižně označit jako Rok komet. Jistěže se o to především zasloužila jedinečná astronomická událost, jíž byl dopad úlomků komety Shoemaker-Levy 9 na Jupiter, leč i když tuto epochální záležitost vytkneme před závorku, stále zůstává k připomenutí záplava důležitých výsledků.

Úhrnný počet předběžně označených komet nebyl sice loni ani zdaleka rekordní – astronomové vystačili s písmeny abecedy s reservou, když celkem označili jen 23 komet. Přísluním přitom prošlo vcelku 32 komet, z nichž však řada byla objevena již r. 1993. Lepším výsledkem se pak může honosit jen rok 1987, kdy přísluním prošlo 37 komet. Tehdy však astronomové pozorovali 12 komet jasnějších než 11 mag, kdežto loni bylo takových komet 14 a komet jasnějších než 8,5 mag celkem šest.

Nejúspěšnější lovkyně komet ve XX. století Carolyn Shoemakerová se dostala s 32 objevy do závěsu za absolutního rekordmana všech dob Jeana Louise Ponse, jenž v první čtvrtině minulého století nalezl celkem 37 komet. O další dvě místa se dělí W. Brooks a D. Levy s 21 objevy. Nejúspěšnějším vizuálním objevitelem XX. století zůstává Australan W. Bradfield s 16 kometami.

Zdá se, že toto pořadí se již do konce století nezmění, neboť počátkem prosince 1994 byl na Mt. Palomaru ukončen program hledání komet 0,46m Schmidtovou komorou, započatý z iniciativy E. Shoemakera v r. 1983. V uplynulých letech tak trio manželů Shoemakerových a Davida Levyho (a příležitostně i další pozorovatelé) nalezlo úhrnem 47 komet. Zatímco jejich činnost je u konce, vychází na kometárním nebi další objevitelská hvězda, kalifornský amatér Don Machholz, jenž započal s hledáním právě před 20 lety a svou první kometu objevil v září 1978 po 1 700 h hledání. Na druhou objevenou kometu potřeboval dokonce 1 742 h do roku 1985. Nyní však jeho vytrvalost přináší početnější plody, když do konce roku 1994 nalezl celkem 9 komet. Dosud tomuto úsilí věnoval plných 2 500 nocí a 5 600 h, takže na jeden objev potřeboval v průměru 621 hodin.

Neméně neúnavný B. Marsden vydal loni v pořadí již 9. generální katalog kometárních drah s uzávěrkou v dubnu 1994, obsahující celkem 1 417 přiblížení komet ke Slunci. Jelikož Mezinárodní astronomická unie rozhodla o radikální změně v označování komet od 1. ledna 1995, vydal rovněž katalog obsahující převody mezi oběma nomenklaturními systémy pro 878 různých komet a 1 444 přiblížení ke Slunci. V katalogu je zachyceno 184 krátkoperiodických komet s oběžnými dobami pod 200 let.

Nový systém označování respektuje okolnost, že někdy bývá nesnadné rozhodnout, zda nově objevené těleso patří mezi komety nebo planetky. Proto se bude uvádět předpona A pro planetky, C pro komety, P pro periodické komety a D pro zaniklé komety. Za tímto písmenem následuje letopočet objevu a pak kombinace velkého písmene latinské abecedy a čísla. Podobně jako je tomu při objevování planetek, označuje písmeno čtrnáctidenní období v běžném roku, kdy k objevu došlo, a číslo za ním pořadí objevu v daném čtrnáctidenním intervalu. Komety budou i nadále označovány jménem objevitele, popřípadě jmény dvou prvních nezávislých objevitelů. To znamená, že loni objevená kometa 1994m (Nakamura-Nishimura-Machholz) zůstane nejspíš natrvalo kometou s nejdelším jménem.

Nejjasnější kometou roku se stala kometa McNaught-Russell 1993v, která byla v dubnu až květnu 1994 na hranici viditelnosti očima. Podle S. Nakana jde o periodickou kometu s nejdelší známou a ověřenou periodou 1 420 let, neboť předtím byla pozorovatelná r. 574 n. l., kdy na jaře toho roku dosáhla 1 mag. Perihel komety činí 0,87 AU, sklon dráhy k ekliptice 51,6°. V noci z 8. na 9. června 1994 došlo ke kuriózní konstelaci komety 1993v s kometou Takamizawa-Levy 1994f v souhvězdí Malé medvědice, když se úhlová vzdálenost obou těles zmenšila pod 1°.

V polovině srpna objevil D. Machholz kometu 1994o (podle nové nomenklatury P/1994 P1), která prošla perihelem 18. září ve vzdálenosti 0,75 AU od Slunce. Při sklonu 13°, velké poloose 3,0 AU a výstřednosti 0,75 jde o typický křížič, jenž se v nejbližším století přiblíží k Zemi až na vzdálenost 15 milionů km při průměrné oběžné době 5,2 let. Bezprostřední nebezpečí srážky s kometou Machholz 2 tedy nehrozí. (Periodická kometa Machholz 1 byla poprvé pozorována jako kometa 1986 VIII a podruhé jako 1991 XII.) Velkým překvapením se však stal objev několika úlomků komety Machholz 2 na přelomu srpna a září minulého roku. Úlomek B byl zprvu asi osmkrát slabší než A, jenž v té době byl 7,6 mag, ale v průběhu září se poměr jasností nakonec obrátil a 25. září byl úlomek B dokonce jasnější než A. Mezitím jsme se zejména zásluhou mladého ondřejovského astronoma Petra Pravce dozvěděli o existenci dalších tří úlomků v úhlové vzdálenosti až 5′ od složek hlavních. Složka A dosáhla největší jasnosti 7,0 mag dne 2. září, od té doby slábla a měla čím dál difuznější vzhled. Dne 5. října zjistil P. Pravec, že úlomek D se dále rozštěpil na dvě složky, navzájem vzdálené 7″. Jak patrno, došlo k rozštěpení komety před průchodem perihelem v r. 1994. I když někteří autoři soudí, že kometa se rozdělila již při minulém průchodu perihelem v r. 1989, je trochu podivné, že kometa tehdy nebyla pozorována, ač prolétala velmi blízko Země. Proto je spíše pravděpodobné, že k rozpadu komety došlo nedávno v důsledku rychlé rotace jádra (rotační perioda patrně činí jen 6 hodin) a že tento rozpad obnovil aktivitu předtím spící komety, takže právě proto se ji nyní podařilo zpozorovat.

Dalším vzácným objektem se loni stala periodická kometa Tempel 1 (1993c), jež v květnu 1994 proletěla ve vzdálenosti jen 0,7 AU od Země a dosáhla přitom 9,5 mag. Kometa totiž nebyla pozorována během 13 návratů a předposlední pozorovaný návrat je z r. 1967. V lednu 1994 jsme zaznamenali již 56. návrat periodické komety Encke, jež přitom dosáhla 7 mag. Ještě příznivější má být příští návrat v červenci 1997, kdy proletí ve vzdálenosti jen 0,19 AU od Země, ale jak už to bývá, bude v té době vidět jedině z jižní polokoule. Ještě blíže – ve vzdálenosti 0,17 AU od Země – proletí v únoru 1996 známá periodická kometa Honda-Mrkos-Pajdušáková. Úhrnný výpočet těsných přiblížení (do 40 milionů km, tj. 0,257 AU) komet a planetek k Zemi pro období let 1994–2005 uveřejnil M. Keesey.

Naši potomci se mohou těšit na příští návrat komety Swift-Tuttle, která dle výpočtu K. Yaua aj. bude optimálně pozorovatelná 12. července 2126, kdy proletí ve vzdálenosti jen 25 milionů km od Země (kometa bývá viditelná očima až do vzdálenosti 0,6 AU, tj. 90 milionů km od Země, takže jde zřejmě o obří kometární jádro; ostatně o tom svědčí i bohatost meteorického roje Perseid, který s kometou souvisí.). Zároveň už je jisté, že se s námi kometa nesrazí ani při přespříštím návratu v r. 2261. Výpočet dráhy je nyní mimořádně spolehlivý ze dvou důvodů. Jednak se podařilo identifikovat kometu v archivních záznamech ze srpna r. 69 př. n. l. a z července r. 188 n. l., jednak je zřejmé, že na kometu v posledních dvou tisíciletích nepůsobily žádné významnější negravitační efekty (zejména v porovnání s kometou Halley). K. Yau aj. i B. Marsden aj. proto soudí, že jde o velmi hmotné těleso, pro něž je známý raketový efekt zanedbatelný. V uvedeném intervalu kolísala oběžná doba komety v rozmezí 127 ÷ 135 let a příznivé podmínky k pozorování očima byly též při návratech v letech 59, 698 a 1079 n. l. Přestože v nejbližším tisíciletí srážka nehrozí, ve vzdálenější budoucnosti je téměř jisté, že se toto obří těleso se Zemí srazí rychlostí asi 60 km/s, a bude ho tedy potřebí včas buď navést na jinou dráhu, nebo rozdrobit.

Aktivita kometárních jader v malé vzdálenosti od Slunce je snadno vysvětlitelná náhlým přílivem sluneční zářivé energie – tehdy komety ztrácejí nejvíce hmoty v podobě komy, chvostu a meteorických rojů. Mnohem hůře se vysvětluje pozoruhodná aktivita některých komet ve větší vzdálenosti od Slunce, neboť vypařování vodního ledu končí ve vzdálenosti 6 AU od Slunce, ale komety často jeví aktivitu a dokonce nápadné výbuchy ještě mnohem dále, až do 10 AU od Slunce.

Zvláštním případem je podle M. Senaye a D. Jewitta periodická kometa Schwassmann-Wachmann 1, jež vykazuje komu na kruhové dráze ve vzdálenosti 6 AU neustále a často vybuchuje. Zatímco u komet vybuchujících blíže ke Slunci je pravděpodobným zdrojem explozí sublimace vodního ledu, u této komety hraje roli přeměna amorfního ledu na krystalický, což uvolní energii, která ohřeje uvězněný plyn a ten expanduje. Druhou možností je sublimace silně těkavých ledů dusíku a oxidu uhelnatého. Vskutku se podařilo právě u této komety nalézt v submilimetrovém pásmu emise CO.

Komu pozorujeme kolem obřího kometárního jádra Chironu (2060) už od r. 1989, kdy se přiblížil do vzdálenosti 12 AU. Se zájmem čekáme, co se bude dít v příštím roce, kdy Chiron prochází perihelem. Nicméně zatím nic nepřekonává výbuch Halleyovy komety na podzim r. 1991 ve vzdálenosti plných 14,3 AU od Slunce. Nejspíše šlo o fázovou změnu amorfního ledu na krystalický, popřípadě i o sublimaci nějakých jiných sloučenin, ale úkaz je dodnes fakticky nevysvětlen.

Moderní přístrojová technika patrně umožní sledovat případnou aktivitou kometárních jader v ještě větší vzdálenosti od Slunce. Dne 10. ledna 1994 se totiž O. Hainautovi aj. z ESO podařil husarský kousek, když zachytili jádro Halleyovy komety v půli cesty do afelu ve vzdálenosti 2,8 mld. km (18,7 AU) od Slunce. Užili k tomu kamery SuSI u 3,5m teleskopu NTT s úhrnnou expozicí 3 h 45 min. Jádro komety se nacházelo jen 0,9″ od vypočtené polohy a jevilo se jako objekt V = 26,5 mag. Podle odhadu mělo být jádro 26,6 mag. To znamená, že na snímku je zachyceno holé kometární jádro, bez náznaku komy. K zobrazení jádra stačilo pouhých 9 000 fotonů při poměru signálu k šumu 7/1. Při poslední 25minutové dílčí expozici proletěl ve vzdálenosti pouhých 12″ od obrazu komety úlomek umělé družice, jenž mohl svým jasem snímek znehodnotit.

Pro prostou detekci, kdy stačí poměr signálu k šumu 2/1, by měl stávající přístroj NTT stačit až do r. 2000. Mezitím budou určitě k dispozici 8m dalekohledy, které by měly dát poměr signálu k šumu 5/1 v r. 2000 za 2 000 s a v afelu r. 2024 za 7 h. Předpokládá se, že vizuální magnituda jádra Halleyovy komety v afelu (36 AU) dosáhne 29,4 mag. Pro budoucí obří přístroj VLT o efektivním průměru zrcadla 16 m by tedy detekce jádra neměla být zvláštním problémem a poprvé v historii astronomie by tak mohla být Halleyova kometa sledovatelná souvisle podél celé dráhové elipsy.

Jak uvádí O. Hainaut aj., jádra některých dalších komet se zdařilo pozorovat ještě ve větších vzdálenostech, než je zatímní rekord pro jádro komety Halleyovy. Týmž přístrojem NTT totiž pořídili obrazy jader komety Shoemaker 1984 XV ve vzdálenosti 17 AU, komety Bowell 1982 I ve vzdálenosti 23 AU a komety Schuster 1975 I dokonce ve vzdálenosti 31 AU od Slunce. Jádra byla vesměs slabší než 27 mag v oboru V a odtud se daly určit po řadě horní meze poloměrů příslušných kometárních jader na 3,4, 5,4 a 10,3 km.

P. Lamy a I. Toth mezitím ohlásili přímou detekci jader komet na snímcích Hubbleovým kosmickým teleskopem (HST). Širokoúhlou kamerou WFPC 1 pozorovali jádro periodické komety Faye 1991 ve vzdálenosti 0,6 AU od Země a odhadli tak jeho poloměr na 2,7 km. Poloměr komety Schwassmann-Wachmann 2 činí 1,6 km, komety 1983 V maximálně 0,2 km a Encke 1,8 km. Shodou okolností jsme měli loni jedinečnou příležitost sledovat kometu Schwassmann-Wachmann 2 poměrně blízko Země, když 23. ledna 1994 byla k Zemi nejblíže za období osmi století od r. 1600 do r. 2400. V r. 1997 totiž těsné setkání s Jupiterem změní její dráhu natolik, že v perihelu bude od Slunce vzdálena 3,4 AU, namísto současných 2,1 AU.

2.4. Srážka komety Shoemaker-Levy 9 s Jupiterem

O klíčové úloze Jupiteru při vývoji kometárních drah jsme se mohli dramaticky přesvědčit v druhé polovině července 1994, kdy se ve vzdálenosti 770 milionů km od Země (5,15 AU) odehrála astronomická událost století – srážka komety s Jupiterem. Nebyla to sice první pozorovaná srážka kosmických tělese ve Sluneční soustavě, neboť již v r. 1979 se podařilo zaznamenat dopad komety do Slunce (a až dosud bylo takových dopadů zaznamenáno patnáct), ale k výjimečnosti události zejména přispěla okolnost, že srážka byla včas předpovězena, takže se na ni mohli astronomové pečlivě připravit.

Celý příběh komety Shoemaker-Levy 9 byl již vícekrát podrobně zpracován (v Říši hvězd zejména v článku prof. V. Vanýska: ŘH 75, 1994, str. 186), takže následující odstavce si nečiní nárok na úplnost. Chtěl bych si všimnout spíše těch údajů, kterým dosud nebyla v populárně-vědecké literatuře věnována větší pozornost.

Jak uvádějí A. Carusi aj., „šňůrka perel“ představující kometu Shoemaker-Levy 9 byla poprvé snímkována japonskými astronomy-amatéry ve dnech 15. a 17. března 1993, dále pak 19. března M. Lindgrenem na ESO a E. Helinovou na Mt. Palomaru. Nikdo z těchto autorů snímků však objev neoznámil, jelikož podivný tvar kometární „úsečky“ považovali za kazy v emulzi. Vícečetnost úlomků objevil J. Scotti dalekohledem Spacewatch v Arizoně dne 26. března – na snímku bylo možné rozlišit alespoň pět oddělených jadérek. První předpověď možnosti srážky alespoň některých úlomků s Jupiterem pochází z 22. května 1993, když byly zpracovány polohy úlomků do 18. května včetně. Patrně se nikdy nepodaří zjistit, kdy byla kometa zachycena Jupiterem, jehož sféra vlivu má střední poloměr asi 0,3 AU. Soudí se, že to mohlo být někdy v desetiletí 1920–30 a že původní kometa o průměru kolem 5 km přišla z hlavního pásma planetek. Byla to tedy krátkoperiodická kometa Jupiterovy rodiny komet. Definitivní důkaz, že všechny pozorované úlomky A až W (písmena I a O byla vynechána úmyslně kvůli možné záměně s číslicemi) se s Jupiterem určitě srazí, byl předložen 22. listopadu 1993.

Od té doby se rozeběhla příprava velkolepé mezinárodní pozorovací kampaně, do níž se zapojily velké pozemní dalekohledy na všech kontinentech včetně Antarktidy a všechny dostupné astronomické umělé družice a kosmické sondy. Historickým štěstím byla úspěšná oprava HST v prosinci 1993, takže od ledna 1994 byly úlomky opakovaně sledovány s vrcholným úhlovým rozlišením právě kamerami HST. To štěstí se ještě znásobilo, když 5. července 1994 došlo na palubě HST k selhání paměti v počítači a během opravy se objevil falešný poplach, že selhaly také gyroskopy. Naštěstí se do 9. července zdařilo poruchu odstranit.

Výpočty dráhy jednoznačně ukázaly, že dne 8. července 1992 se celistvé jádro původní komety přiblížilo k Jupiteru na vzdálenost 91 000 km od centra planety, tj. něco přes 21 000 km od vnějšího okraje oblačného příkrovu, neboli 1,3 poloměru Jupiteru. Kometa tak vnikla hluboko pod Rocheovu mez, která činí přibližně 2,4 poloměru Jupiteru, a vzhledem ke své křehkosti a malé soudržnosti se začala rozpadat na menší úlomky navzájem srovnatelných velikosti. Podle Z. Sekaniny se jádro komety začalo drobit asi 2 hodiny po největším přiblížení a úlomky se seřadily „ve směru letu“ – příčné pohyby byly zanedbatelné.

Podle F. Billebauda a J. Lebretona se pak úlomky od sebe vzdalovaly díky negravitačním silám. Typický úlomek o průměru 1 km měl hmotnost řádu 1011 kg a při rychlosti 60 km/s vůči Jupiteru nesl kinetickou energii řádu 1020 J. Pozorování z HST mezi lednem a červencem 1994 prokázalo dle T. Rettiga aj., že vnitřní oblasti každého úlomku si zachovaly stálou jasnost až do května, pak však přece jen zřetelně zeslábly, patrně vlivem slapového protažení proudu částic ve směru letu. Také prachové komy úlomků zřetelně zeslábly, ale ohraničená jasná jádra úlomků se zachovala až do konce. Občas vyslovované pochybnosti o kometárním charakteru úlomků se však posléze nepotvrdily: zcela jistě šlo o pravé kometární jádro s nízkou hustotou (0,5násobek hustoty vody) a vysokou porézností. Úlomky měly zcela určitě velmi nepravidelný tvar a rotovaly kolem své osy v periodách řádu několika málo hodin. To neobyčejně ztížilo výpočty očekávané fyzikální interakce úlomků s atmosférou Jupiteru.

Rozsáhlé numerické výpočty interakce narážely na samozřejmou obtíž, že nikdo pořádně nezná vertikální profil atmosféry Jupiteru – ironií osudu se o něm něco dozvíme až v prosinci 1995, když do atmosféry vstoupí sestupný modul kosmické sondy Galileo. Stejně tak nebyly k dispozici vhodné kalibrace – výbuchy vodíkových pum měly energii maximálně 1018 J, což je řádově srovnatelné s energií výbuchu Tunguského meteoritu. Jediný porovnatelný výbuch na Zemi se odehrál před 65 miliony let při dopadu meteoritu Chixculub – jeho energie se odhaduje na 1023 J, jenže stopy po impaktu jsou již prakticky smyty.

Z modelových výpočtů M. Mac Lowa a K. Zahnleho na superpočítači Cray C-90 vyplynulo, že kinetická energie nárazu se uloží po náhlém zabrzdění úlomku pod vrcholky mračen Jupiteru a vznikne ohnivá koule o ekvivalentní energii až 1 Tt TNT (3.1022 J), která bude svisle stoupat vzhůru, přičemž se rozepne a ochladí z původních 3 kK na několik set kelvinů. Konkurenční model z vojenské laboratoře SANDIA ukázal, že hmota úlomku bude rozdrcena a asi polovina z ní bude vyvržena zpět v úzkém kanálu ve směru příletu téměř stejnou rychlostí, jakou úlomek dopadl. Z modelu vyplynulo, že tento zpětný efekt bude mít tvar „atomového hřibu“, tj. v kanálu se bude nalézat „noha“ hřibu a nad atmosférou se rozprostře vějířovitý „klobouk“. Konečně T. Takata aj. uvažovali o ledovém tělese o průměru 2 km, jehož kinetická energie se náhle uvolní v hloubce asi 300 km pod hranicí mraků. Plyn se ohřeje rázovou vlnou, disociuje a částečně ionizuje. Horký plyn bude svisle stoupat vzhůru rychlostí asi 1 km/s.

Zatímco teoretici přepočítávali své hypotetické scénáře, úlomky komety se naposledy nejdále vzdálily od Jupiteru dne 14. července 1993 na plných 50 milionů km, tedy až na samý okraj jeho gravitační sféry vlivu. Od té chvíle se pak řítily po spirále smrti vstříc osudu, na nějž byli pozemští astronomové a fyzikové opravdu velmi zvědaví. V květnu 1994 byly již rozestřeny po délce 1,1 milionů kilometrů ve směru letu a těsně před dopadem na plných 28 milionů km.

V sobotu 16. července 1994 panovalo patrně největší napětí v přednáškovém sále Ústavu pro kosmický teleskop (STScI) v Baltimore ve státě Maryland. Tam se totiž z celého světa sbíhaly informace a tam byli také shromážděni přední američtí novináři. Bezpečnostní opatření byla tak přísná, že David Levy, který si zapomněl identifikační kartu, se do sálu málem vůbec nedostal. Na nedaleké marylandské univerzitě drželi studenti pohotovost u centrálního počítače, vtipně přezvaného na „Exploder“, v němž se prostřednictvím sítě internet neustále aktualizovaly údaje ze všech observatoří i kosmických aparatur. Tato služba mimochodem přispěla rozhodující měrou k úspěchu celé pozorovací kampaně. Zároveň šlo o vpravdě zatěžkávací zkoušku toho, co internet zvládne. Za pouhých 10 dnů hlavní pozorovací kampaně vyřídil Exploder téměř 2 miliony dotazů, včetně nesčíslných přenosů barevných snímků z míst dopadu!

První zpráva o dopadu úlomku A přišla ze španělské observatoře Calar Alto (3,5m reflektor pracující v pásmu infračerveného záření) ve 20 h 15 min světového času. Maximum jasnosti záblesku převýšilo standardní jasnost Jupiterovy družice Io. Zpráva byla vzápětí nezávisle potvrzena z Evropské jižní observatoře v Chile a konečně i z HST – to už se v STScI připíjelo šampaňským. Tím více se čekalo na dopad jasnějšího úlomku B, který však k překvapení všech prakticky vůbec nebyl zaznamenán. Tak se dramaticky ukázalo, že jasnost úlomků před dopadem přímo nesouvisela s mohutností úkazu v Jupiterově atmosféře. Nejvíce se totiž čekalo od úlomků Q1,2 , které však poměrně zklamaly. Nakonec největší odezvy přišly od „prostředních“ úlomků G, H, K a L a poměrně výrazně se projevil i poslední úlomek W. Podobně jako úlomek B zklamaly i úlomky F, N, P, T, U a V, jež asi představovaly jen volně spojené „hromady smetí“, které se vlivem slapů Jupiteru těsně před dopadem zcela rozptýlily. Úlomky J a M se ztratily již dávno před vlastním dopadem. Poslední úlomek W pak důstojně ukončil celou sérii impaktů v pátek 22. července v 8 h 6 min UT.

Rekonstrukce dopadových úkazů se protáhla vinou pomalého přenosu dat z kosmické sondy Galileo, který trval až do února 1995. Přitom právě údaje z Galilea byly v mnoha směrech nezastupitelné, jelikož šlo fakticky o jediný přístroj, který měl přímý výhled na místa impaktu (sonda Voyager 2 nezískala žádná užitečná data – kamera na sondě totiž již byla vypojena a ultrafialový spektrometr ani radioteleskop nezaznamenaly ze vzdálenosti plných 6,1 mld. km od Jupiteru žádnou měřitelnou odezvu). Pro omezenou přenosovou kapacitu mohla ovšem sonda pořídit jen 100 záběrů ze vzdálenosti 1,6 AU od Jupiteru. Tak se podařilo zachytit dopady úlomků D, E, K, N, V a W v optickém pásmu a úlomků C, F, G a R v infračerveném oboru spektra s nejvyšším rozlišením až 2 000 km.

Velmi cenné údaje se podařilo získat pro úlomek G, jenž byl sledován ultrafialovým spektrometrem a fotopolarimetrem a o 5 s později infračerveným spektrometrem. Při zabrzdění úlomku v atmosféře vznikla ohnivá koule o průměru 10 km a teplotě až 7500 K, jež stoupala vzhůru po dobu 1,5 minuty a přitom se rozpínala rychlostí až 2,2 km/s na průměr stovek kilometrů a ochladila na 400 K. Ultrafialová světelná křivka se dala sledovat po dobu 10 s, kdežto infračervená přes 1,5 minuty. V maximu dosáhl záblesk 15 % jasnosti celého Jupiteru, ale přesto se nezdařilo zachytit původně avizované odlesky na některých velkých družicích Jupiteru.

Pouze P. Andrewsová aj. viděli po dopadu úlomku B po dobu 20 s neobvyklé změny Jupiterovy družice Io při vizuálním pozorování v dalekohledech o průměru zrcadel 0,2 ÷ 0,5 m. Skupina pozorovatelů byla rozmístěna na ploše o průměru asi 60 m a nezávisle viděli, jak se družice Io dvakrát zjasnila a její barva se změnila ze žluté na bílou. Bílé pulzace trvaly asi 4 s, pak se barva během 10 s opět vrátila na obvyklou žlutou.

K všeobecném překvapení však jak HST, tak pozemní teleskopy zaznamenaly záblesky u úlomku G současně s pozorováním sondy Galileo, což lze vysvětlit jedině rozptylem světla na materiálu vysoko nad atmosférou Jupiteru – lze se pouze dohadovat, jak se tam takový materiál ocitnul. Po 124 s od hlavního záblesku pozorovala sonda další záblesk zhruba čtyřikrát slabší, což byl zřejmě druhý impakt odštěpku z úlomku G. Explozivní hřib úlomku G dosáhl výšky až 3 300 km nad hranicí mračen zhruba 20 minut po vlastním impaktu. Téže výšky dosáhly také explozivní hřiby úlomků A, E a W.

Podle P. Weissmana trvala bolidová fáze, odpovídající prvnímu záblesku, asi 5 s, načež následoval nejmocnější záblesk – zabrzdění úlomku spojené se vznikem horké ohnivé koule. Pozvolný pokles jasnosti po tomto druhém záblesku pak odpovídal stoupání a rozpínání chladnoucí ohnivé koule v atmosféře planety.

Pro další hlavní úlomky H a L zaznamenala sonda Galileo nárůst jasnosti bolidu během 2 s, takže šikmá dráha (úlomky vstupovaly do atmosféry planety pod úhlem 45°) činila 120 km. Pak se uchovala stálá jasnost úkazu po dobu 29 s, načež během několika sekund světlo zmizelo. Jasnost úlomku L v maximu byla o 20 % vyšší než maximální jasnosti úlomku G a tento výkon již žádný úlomek nepřekonal.

Poslední úlomek W byl sledován Galileem v záběrech kamerou se zeleným filtrem po 2,33 s. Intenzivní záblesk nastal asi 7,5 minuty předtím, než byl zpozorován explozivní hřib na okraji Jupiteru. Záblesk zvyšoval svou intenzitu až k zahlcení detektoru, avšak opět vymizel během necelých 7 s. Mohlo jít buď o bolid, nebo výbuch při zabrzdění úlomku. V té době byla dle výpočtů ohnivá koule plných 140 km pod terminátorem planety, ale i v tomto případě souběžně s Galileem zaznamenal HST zřejmě odlesk záblesku vysoko nad atmosférou Jupiteru.

Pro úlomky H, L, a Q1se zdařilo odvodit z pozorování sondou časy impaktů s přesností na 1 s. Dopady ostatních úlomků se podařilo zaznamenat s chybami 10 s ÷ 7 min. Všechny dopady se odehrály soustavně přibližně o 5 ÷ 7 minut později, než uváděly poslední předpovědi. (Některé úlomky sledoval HST ještě několik hodin před dopadem na Jupiter.) Příčinou tohoto nesouladu jsou téměř určitě soustavné chyby poloh opěrných hvězd v monumentálním obřím hvězdném katalogu GSC, který byl před několika lety sestaven pro potřebu HST. Dopad komety na Jupiter tak bezděky přispěl k odhalení nevelké systematické chyby v takto definované souřadnicové soustavě, kterou by se asi tak hned nepodařilo zjistit klasickou astrometrií.

Z. Sekanina aj. vypočítali, že menší úlomky a prach z rozpadlé komety budou na Jupiter dopadat až do konce září 1994 a že impaktní oblast se mezi 27. červencem a 22. srpnem přesune na přivrácenou stranu planety s ideální geometrií kolem 3. září. Přitom se měla zásahová oblast přemístit postupně z jižní polokoule planety na polokouli severní. Nicméně žádné pozorované efekty z té doby ohlášeny nebyly.

Nesplnily se též naděje vkládané do rádiových měření sluneční kosmické sondy Ulysses, která byla v kritické době vzdálena od Jupiteru 5,3 AU a příznivou shodou okolností se nacházela nad 31° jovigrafické šířky, 2,5 AU pod rovinou ekliptiky. Měla tedy rovněž přímý výhled na místa dopadů a očekávalo se, že se podaří zaznamenat okamžiky všech impaktů v rádiovém pásmu

Naproti tomu se zřetelně projevilo celkové zvýšení rádiového šumu Jupiteru v mikrovlnném oboru na frekvencích > 1,4 GHz. J. Wilson uvedl, že mikrovlnná emise Jupiteru začala anomálně stoupat již 16. července ještě před dopadem úlomku A a dosáhla maxima 23. července (tedy až po skončení celé impaktní epizody), kdy mikrovlnný šum Jupiteru přesáhl klidovou hodnotu o plných 25 %. Teprve počátkem srpna se mikrovlnný šum Jupiteru vrátil k normálu. Tato data byla potvrzena radioteleskopy v USA (Greenbank, Goldstone, Socorro), Austrálii, Holandsku a Německu.

Největší efekty v období 17. až 20. července pozorovali M. Kesteven aj. na australských radioteleskopech v pásmu 1,43 GHz, kdy klidová hodnota vzrostla více než sedminásobně a na této úrovni se ještě držela řadu dní. Podle všeho šlo o zvýšení šumu ve vnitřních radiačních pásmech Jupiteru, která vysílá netepelné synchrotronové záření. Zdrojem záření byly energetické elektrony zachycené magnetickým polem planety. Podle P. Galopeaua začal vzrůst synchrotronového záření planety na všech frekvencích zejména od 18. července a dosáhl maxima 21. července, kdy přesáhl klidovou hodnotu až o 40 % v pásmu 3,3 GHz, zatímco běžné fluktuace nepřevyšují 5 % klidové hodnoty.

Ukrajinský dlouhovlnný radioteleskop UTR-2 odhalil rádiové impulzy v pásmu 18 ÷ 25 MHz mezi 25. a 17. minutou před dopadem úlomku A. Indický 10,4m mikrovlnný radioteleskop v Bangalore byl dokonce schopen rozpoznat rádiové odezvy po některých konkrétních impaktech na frekvenci 86 GHz. Paradoxně nejvyšší odezvu (čtyřnásobek klidové hodnoty), trvající plné 3 minuty, vykázal nenápadný úlomek E a nejdelší odezvu bezmála 6 minut zaznamenali po dopadu úlomku K, kdy se však úroveň šumu zvýšila maximálně o 50 %. Podobně 14m radioteleskop v Ahmedabadu, měřící na frekvenci 4,15 GHz, zachytil zvýšení rádiového šumu Jupiteru na dvojnásobek ihned po dopadu úlomku A. Návrat k normálu nastal až 25. července. Rádiové záblesky po dopadech dalších úlomků K, N, P2a S dosáhly až pětinásobku klidové hodnoty; objevovaly se se zpožděním asi půl hodiny po impaktu a jejich doznívání trvalo 19 ÷ 36 minut.

Poměrně nečekaným překvapením byl nárůst rentgenové emise Jupiteru asi 3 minuty před dopadem úlomku K, který odhalila družice ROSAT. J. Waite aj. zjistili, že více rentgenového záření po dopadech úlomků K, P2a W vykázaly konjugované body (tj. body se stejnou zeměpisnou délkou, avšak souměrnou severní šířkou) v Jupiterově atmosféře než sama místa impaktů. Také tato pozorování svědčí o výskytu vysoce energetických elektronů, jež se pohybovaly podél magnetických siločar. Tato pozorování ostatně podpořily ultrafialové snímky HST v pásmech 140 ÷ 210 nm a 310 ÷ 360 nm, pořízené 23 h po dopadu prvního úlomku, na nichž jsou patrné polární záře u obou pólů Jupiteru, přičemž severní polární záře je dokonce intenzivnější než jižní.

Zvlášť cenné výsledky poskytla téměř souvislá měření ultrafialového toku i spekter planety neúnavnou družicí IUE. Podle R. Prangeho aj. byl Jupiter pod nepřetržitou kontrolou družice od 13. do 24. července a měření ještě pokračovala až do polovina srpna 1994. Detailně byly zkoumány dopadové oblasti A, B, E, G, J, Q, R, S a W. Každá oblast se v pásmu vlnových délek 115 ÷ 330 nm nejprve zjasnila o 10 ÷ 20 % a tento prvotní úkaz vymizel asi 2 h po impaktu. Následoval zřetelný pokles ultrafialového albeda zasažené oblasti asi o 50 %. Ve spektru se objevilo velké množství nových absorpcí a emisí, zejména síry, křemíku a sodíku. Ve velké výšce nad atmosférou se vytvořila absorbující mračna o průměru až 12 000 km.

Ta se ostatně projevila i v optickém oboru jako proslulé tmavé skvrny, jejichž temnost (zvláště impaktu G) byla nevídaná. I ve zcela malých amatérských dalekohledech šlo o nejvýraznější jevy na kotoučku planety vůbec – zřetelnější než proslulá Velká červená skvrna, s níž měly srovnatelné rozměry, ale na rozdíl od níž byly položeny o stovky kilometrů výše v atmosféře. Největší skvrnu představoval komplex po dopadech úlomků G, D a S, pak pár impaktů K a W a konečně oblasti L, R a Q1. Materiál skvrn představuje z větší části vyvrženou rozptýlenou hmotu kometárních úlomků, jak prokázala spektrální analýza. Z infračervených pozorování létající laboratoře KAO totiž G. Bjoraker aj. odhalili v ohnivých koulích úlomků G a K molekulární pásy vody zhruba půl hodiny po impaktech. Tyto pásy po dvou hodinách opět vymizely. Skvrny samy se ukázaly až překvapivě trvanlivé. Byly dobře pozorovatelné až do konjunkce Jupiteru se Sluncem (17. listopadu 1994) a v podobě souvislého pásu je bylo vidět ještě koncem prosince 1994, když se Jupiter opět vynořil ze sluneční záře na ranním nebi. Svědčí to o malém vertikálním promíchávání materiálu skvrn s vlastní atmosférou planety, zatímco horizontální proudění rovnoběžné s rovníkem skvrny v podstatě slilo v jediný tmavý pás.

Původní impaktní oblasti byly vždy asymetrické, s tmavým jádrem na východní straně a protažené ve směru k jihovýchodu, což souviselo s tím, že úlomky vnikaly do atmosféry pod úhlem 45° a také ohnivé koule stoupaly šikmo. Tmavé oblasti (v blízkém infračerveném oboru byly světlé) byly obklopeny asymetrickými prstenci, což fakticky představovalo rázové vlny, šířící se od místa dopadu rychlostí 4 500 km/h. Pod těmito tmavými oblastmi prosvítala normální struktura atmosféry Jupiteru, čímž se potvrdilo, že úlomky zanikaly relativně vysoko a materiál komety se přitom příliš nesmíchal s materiálem atmosféry Jupiteru. Ve skvrnách byly zpočátku pozorovány čpavek, sirovodík, sirouhlík, oxid uhelnatý, acetylen a etan, dále síra, hořčík, železo a křemík.

Údaje o množství energie uvolněné při jednotlivých dopadech jsou dosud velmi nejisté. Je však zřejmé, že světelná účinnost záblesků byla nízká a představovala jen setinu či tisícinu kinetické energie úlomku. Větší část energie se tedy přeměnila na rázovou vlnu a turbulenci, případně na produkci rychlých ionizovaných částic. Pro světelnou energii největších záblesků se uvádějí hodnoty slabě nad 1019 J, zatímco úhrnná energie všech úlomků vychází až na 4.1023 J, což je srovnatelné s energií meteoritu Chicxulub (řádově 10 Tt TNT), který dopadl na Zemi před 65 miliony lety.

Po loňské srážce komety s Jupiterem tedy zmizely poslední pochyby o tom, že obdobné srážky se Zemí představují opravdu celosvětovou hrozbu pro život na Zemi. Není divu, že již v srpnu ustavila NASA komisi pro identifikaci potenciálních impaktních křížičů Země (tj. planetek i kometárních jader). Komisi předsedá spoluobjevitel komety E. Shoemaker a z dalších známých astronomů v ní zasedají D. Rabinowicz (iniciátor programu Spacewatch) a J. Rahe (koordinátor pozorování Halleyovy komety v programu IHW). Komise má navrhnout vhodnou metodu pro identifikaci nebezpečných těles během nejbližších desetiletí. Předběžně se počítá s projektem Spaceguard, jenž by sestával z 6 teleskopů o průměru zrcadla 2,5 m, které by sledovaly dráhy objektů přibližujících se k Zemi (NEO) po dobu 20 let. Samotné dalekohledy by přišly na 250 milionů dolarů a dalších 200 milionů dolarů by spolkl jejich provoz. Je to vlastně relativně malá cena za pocit kosmického bezpečí pro lidstvo.

Ve světle loňského kobercového bombardování Jupiteru nabývají nového významu historické záznamy o pozorování tmavých skvrn v atmosféře Jupiteru zkušenými pozorovateli v minulosti. S. O´Meara uvádí, že menší tmavé skvrny na Jupiteru byly naposledy pozorovány v prosinci 1941 a předtím W. Herschelem r. 1780, G. Airym r. 1834, E. Antoniadim a C. Flammarionem r. 1896 a znovu E. Antoniadim r. 1926. Kdyby byly všechny tyto úkazy vyvolány dopady komet, pak by loňská událost byla stěží událostí století. Jupiter je však v každém případě jedinou planetou Sluneční soustavy, kde mají takové úkazy poměrně vysokou četnost, což přirozeně souvisí s tím, že jde o zdaleka nejhmotnější planetu. Například na Saturn dopadají komety 300krát vzácněji než na Jupiter.

3. Sluneční soustava

3.1. Planetární systém

Přesouvání drobných těles Sluneční soustavy vůči velkým planetám probíhá přirozeně neustále a vede dříve nebo později buď ke srážkám těles, anebo k vymetení drobných těles ze sféry vlivu celé Sluneční soustavy. D. Dermott aj. vysvětlují existenci prachového prstence v okolí Země, který odhalila v r. 1983 infračervená družice IRAS, jako produkt zachycení rozdrceného materiálu, který se k Zemi neustále přesouvá z hlavního pásma planetek. Z numerického modelu vyplývá, že prach se opravdu usadí ve tvaru prstenu a jeho částečky se dostanou do rezonance se Zemí, takže jsou v tomto pásu uzamčeny.

J. Laskar užil metody numerické simulace pro zevrubné prozkoumání chaotických jevů v drahách planet Sluneční soustavy. Postupoval tak, že na superpočítači IBM RS 6000/370 spočítal v Newtonově aproximaci dráhy osmi velkých planet na 10 miliard let do minulosti a pak zpětně o 15 miliard let do přítomnosti a budoucnosti. Tento výpočet uskutečnil celkem čtyřikrát, pokaždé s nepatrně pozměněnými počátečními podmínkami. Za jeden den strojového času lze vypočítat vývoj dráhy planety v údobí jedné miliardy let. Tím se přirozeně nedá rekonstruovat dráha jednotlivého tělesa Sluneční soustavy, nýbrž jen statisticky posoudit, do jaké míry dané těleso podléhá chaotickému vývoji dráhy.

Z Laskarových výpočtů plyne, že Venuše a Země vykazují jen nepatrný sklon k chaosu, na rozdíl od Merkuru, kde se může výstřednost dráhy přiblížit k jedné, tj. Merkuru hrozí vyvržení ze Sluneční soustavy při blízkém setkání s Venuší již během nejbližších 3,5 mld. let. Naproti tomu výstřednost dráhy Země a Venuše nepřesáhne 0,06 a sklon se mění nanejvýš o 1°. Mnohem větší chaotické tendence jeví Mars, kde se sklon mění až o 6° a výstřednost může kolísat až o 0,16. Naproti tomu velké planety počínaje Jupiterem a konče Neptunem jsou vůči chaosu dlouhodobě velmi odolné.

J. Maddox shrnul údaje o vývoji Sluneční soustavy od doby jejího vzniku před 4,5 mld. let. Gravitační hroucení Praslunce trvalo jen 50 milionů let, původní zastoupení vodíku v nitru Slunce činilo 71 % hmotnosti a do současnosti kleslo na 36 % . Centrální teplota Slunce činí 15,4 MK a centrální hustota dosahuje 146násobku hustoty vody v pozemských podmínkách. Ve vzdálenosti 74 % poloměru Slunce se nachází dno konvektivní zóny o teplotě 2 MK. Konvektivní zóna obsahuje jen 1,7 % hmoty Slunce.

Termonukleární reakce v nitru Slunce bude probíhat ještě 6,4 mld. let, avšak již během nejbližších 600 milionů let vzroste zářivý výkon Slunce o 10 %, což způsobí vypaření povrchové vody na zemských souších. Voda v oceánech se vypaří během 3,5 mld. let – to už bude zářivý výkon Slunce vyšší o 33 % proti současnosti. Venuše a Země se však poněkud vzdálí od Slunce, jehož hmotnost klesne o 28 % . V čase 6,5 mld. let od současnosti proběhne zhroucení slunečního jádra, v němž se vodík zcela vyčerpá. Místo toho začne probíhat termonukleární reakce helia ve slupce kolem jádra při teplotě nad 100 MK. Poloměr Slunce, které se tak stane červeným obrem, vzroste na 100 milionů km v čase 7,2 mld. let od současnosti. Na pozemské obloze bude Slunce vytínat úhel plných 69° a jeho svítivost vzroste na 2 350násobek dnešní hodnoty. V čase 7,4 mld. let od současnosti se po čtyřech krátkých záblescích Slunce rychle změní na horkého miniaturního bílého trpaslíka.

W. Kurth se zabýval otázkou, jak rozsáhlá je heliosféra, v níž převládá působení slunečního magnetického pole nad interstelárním. Jediná data o velkorozměrové struktuře interplanetárního magnetického pole poskytují dosud stále vysílající kosmické sondy Pioneer 10 a 11 a Voyager 1 a 2. Autor odtud odhaduje, že tzv. heliopauza, představující mezní vrstvu slunečního a interstelárního magnetického pole, se nachází v intervalu 116 ÷ 177 AU od Slunce, tj. nejméně dvakrát dále, než kde se sondy nyní pohybují.

3.2. Slunce

Při výzkumu Slunce sehrává nyní zcela mimořádnou úlohu kosmická sonda ULYSSES, vypuštěná ze Země 6. října 1990, jež byla na svou kvazipolární dráhu vzhledem ke Slunci navedena při těsném přiblížení k Jupiteru 8. února 1992. O sluneční polární sondě se začalo uvažovat již v r. 1959 a původní plán počítal s vypuštěním dvou identických sond, jež by zkoumaly polární oblasti Slunce současně na severu i na jihu od rovníku. Úsporné škrty v programu NASA však nakonec způsobily, že se odborníci museli spokojit s jedinou sondou, financovanou napůl NASA a napůl ESA, která navštěvuje polární oblasti postupně.

První – jižní – průlet započal ve vzdálenosti 430 milionů km od Slunce 26. června 1994, když sonda dosáhla 70° sluneční jižní šířky, a vrcholil 13. září loňského roku, kdy se sonda nalézala na 80,2°jižní šířky ve vzdálenosti 350 milionů km od Slunce. Jižní polární průlet pak skončil 5. listopadu 1994, kdy se sonda vrátila na 70° jižní šířky, pohybovala se vůči Slunci rychlostí 26,9 km/s a dále klesala ke slunečnímu rovníku, nad nímž proletěla 12. března 1995 ve vzdálenosti 200 milionů km od Slunce. Oba průlety se tedy uskutečňují v období těsně před minimem sluneční činnosti, a proto se nyní usilovně hledají finanční možnosti pro prodloužení celé mise až do let 2000–2001, kdy sonda celý manévr zopakuje v době kolem předpokládaného příštího maxima sluneční činnosti.

Sonda o užitečné hmotnosti 370 kg a rozměrech 3 × 3 × 2 m nese na své palubě celkem 9 přístrojů měřících parametry slunečního větru a meziplanetárního magnetického pole, rádiové a rentgenové záření Slunce, výskyt energetických neutrálních i ionizovaných atomů, částice, prach a fotony záření gama. Za první čtyři roky své činnosti předala sonda na Zemi tempem 60 Mb/d zhruba 10 GB vědeckých dat, jež nyní významně rozhojnila naše poznatky o stavu meziplanetárního prostoru, a zejména pak přinesla první údaje o oblastech vzdálených od ekliptiky.

Komplexní zhodnocení mise bude přirozeně možné až po zpracování výsledků ze severního průletu mezi 20. červnem a 30. zářím 1995, ale již první údaje z jižního průletu jsou namnoze zcela neočekávané a významně pozměňují naše dosavadní představy o Slunci i o jeho působení na meziplanetární prostředí.

Tak se především zjistilo, že neexistuje dipólové magnetické pole Slunce, takže indukce magnetického pole v polárních oblastech je téměř stejná jako nad rovníkem. Následkem toho tam nevzrůstá intenzita galaktického kosmického záření tak výrazně, jak se čekalo. Naproti tomu rychlost slunečního větru v polárních oblastech je bezmála dvojnásobná oproti větru v okolí rovníku a dosahuje 750 km/s. V polárním větru se pozorují rázové vlny, které vznikají po srážkách s pomalejším ekliptikálním větrem.

Dále byly ve vysoké jižní heliografické šířce objeveny dlouhoperiodické elektromagnetické vlny s periodou nad 10 hodin (!), jež zřejmě ohřívají a urychlují polární sluneční vítr, který vychází převážně z koronálních děr. Koronální výrony hmoty (CME), známé dosud jen z pásma ekliptiky, kde způsobují poruchy v zemské magnetosféře, se vyskytují rovněž ve vysokých heliografických šířkách. Mají vzhled obrovských mračen ionizovaného plynu o hmotnostech až 10 miliard tun a rozměrech až 50 milionů km.

Podle J. Goslinga jsou koronální výrony hmoty vlastní příčinou poruch typu magnetických bouří a polárních září na Zemi. Na snímcích koróny, pořízených v ultrafialovém oboru spektra, mají vzhled obřích smyčkovitých bublin zahrnujících až čtvrtinu slunečního obvodu a souvisejí zřetelně s eruptivními protuberancemi. Koronální výrony hmoty byly fakticky objeveny až počátkem 70. let tohoto století, i když nepřímé důkazy jejich existence měli astronomové již dříve. Podle zmíněného autora jsou chromosférické sluneční erupce až vedlejším projevem vzniku koronálního výronu. To tedy znamená, že dosud udávaná souvislost mezi erupcemi na Slunci a poruchami zemské magnetosféry je vlastně falešná – podstatným důvodem pro vznik poruchy je právě interakce zemské magnetosféry s mračnem koronálního výronu. Nárazem koronálního výronu hmoty na zemskou magnetosféru dojde k rekonexi a prolomení ochrany magnetosféry, takže částice slunečního větru i uvolněná energie se dostanou dovnitř. Zde pak nastává celá posloupnost energetických přeměn, vedoucí nakonec k magnetickým bouřím a polárním zářím. Tyto úkazy tedy způsobují lokální urychlené částice, nikoliv snad energetické částice ze slunečních erupcí.

Koronální výrony vznikají díky turbulentním pohybům ve sluneční atmosféře, a lze je proto chápat jako specifický projev velkorozměrových deformací slunečního magnetického pole. Když se následkem turbulence vzedme mračno koronálního výronu, táhne s sebou opačně směrované magnetické silokřivky, které se nakonec protnou – dochází k tzv. rekonexi magnetických siločar (magnetické krátké spojení), a tím ke vzniku sluneční erupce. Anihilace opačně polarizovaných magnetických polí uvolní energii v podobě rentgenového záření a vysoce energetických částic. Erupce ovšem zdaleka nedosahuje schopností koronálního výronu, pokud jde o urychlování energetických částic. Částice urychlené erupcí se pohybují jen v úzkých svazcích, takže pravděpodobnost zásahu Země je nepatrná. Naproti tomu koronální výrony vystřelují energetické částice do celého poloprostoru kolem Slunce.

Podle S. Masudy aj. jsou však erupce výrazným zdrojem tvrdého rentgenového záření ze Slunce. Autoři rozlišují kompaktní a dvojvláknové sluneční erupce, přičemž právě dvojvláknové souvisejí s popsaným mechanismem, odstartovaným eruptivní protuberancí. Podle měření japonské družice JÓKÓ se u obou typů erupcí uvolňují energetické částice v místě, kde dojde k magnetické rekonexi, takže fyzikální popis obou variant erupcí je shodný.

A. Heath srovnal svou pozorovací řadu sledování slunečních skvrn viditelných neozbrojeným okem v letech 1959–1993 se standardními křivkami, charakterizujícími sluneční činnost v témže období. Úhrnem pozoroval 357 slunečních skvrn, tj. v průměru 10,2 skvrny za rok, a zjistil, že maximum výskytu těchto velkých skvrn se oproti konvenčně určenému maximu sluneční činnosti soustavně opožďuje.

S. Sofia aj. měří soustavně úhlové rozměry Slunce speciálním sextantem na stratosférickém balonu s úhlovou chybou do 0,003″. Z těchto měření vyplývá, že Slunce je nepatrně zploštělé, když polární poloměr Slunce je jen o 6 km kratší než poloměr rovníkový. Dlouhodobá stabilita těchto měření dosahuje 0,02″ a umožňuje tak ověřit náznaky sekulárních variací slunečního průměru. Tyto náznaky jsou založeny na podrobné analýze úplných zatmění Slunce v minulosti a nasvědčují tomu, že průměr Slunce kolísá o 700 km (tj. 0,05 % v relativní míře) v periodě 90 let. Odtud lze pak nepřímo usuzovat na malé variace zářivého výkonu Slunce, což lze ovšem dnes měřit přímo pomocí dutinových radiometrů na oběžné dráze kolem Země.

W. Dziembowski analyzoval spolehlivost současných modelů slunečního nitra, odvozených z helioseizmologických měření oscilací slunečního povrchu. Tvrdí, že zatímco vnější vrstvy Slunce jsou popsány modelově výtečně, nejistoty vzrůstají směrem k centru naší nejbližší hvězdy. Stavba Slunce v rozsahu od středu do 5 % slunečního poloměru je zkrátka dosud nejasná. Tato nejistota však není schopna sama o sobě objasnit problém deficitu slunečních neutrin, jenž se tak definitivně stává chronickým neduhem moderní astrofyziky i částicové fyziky.

Nejnovější rozbor výsledků experimentu GALLEX dává podle T. Kirstena aj. hodnotu neutrinového toku ze Slunce 79 SNU a podobný experiment SAGE dává dle V. Gavrina aj. hodnotu jen nevýznamně nižší. Tyto hodnoty představují zhruba tři pětiny očekávaného neutrinového toku. Oba experimenty mají nejnižší prahovou energii pro sluneční neutrina 0,233 MeV. Prahová energie pro klasický Davisův experiment v dole Homestake činí 0,814 MeV a dlouhodobý průměr měřeného neutrinového toku činí (2,3 ±0,2) SNU, tj. 1/3 očekávaného toku. Konečně nejvyšší prahovou energii 7,5 MeV má japonský experiment v dole Kamiokande, dávající asi 50 % očekávaného neutrinového toku ze Slunce. Zatím však pouze japonský experiment je řádně kalibrován. Ostatní experimenty pronásledují nepříjemné efekty pozadí, ale snad se časem podaří je omezit, neboť jak v Itálii (GALLEX), tak na Kavkaze (SAGE) probíhají nyní nezávislá určení okamžité intenzity kosmického záření, které je za velkou část šumu pozadí odpovědné.

Výsledky z experimentů Kamiokande a Homestake jsou citlivě závislé na spolehlivé znalosti funkce vedlejších větví termonukleárního řetězce ve Slunci – jde tedy o správné určení produkce nuklidů 7Be a 8B, kde mohou být specifické (astro)fyzikální problémy.

S velmi působivým řešením problému slunečních neutrin nyní přicházejí E. Levy a T. Ruzmajkinová, kteří si povšimli nápadné okolnosti, že k vysvětlení optické svítivosti Slunce termonukleární reakcí musí být v galliových experimentech dosažen neutrinový tok alespoň 80 SNU, jak se vskutku pozoruje. Autoři proto soudí, že příčina nesouladu vězí spíše v chemickém složení slunečního nitra než v částicové fyzice, protože kdyby za problém deficitu neutrin mohla fyzika, sotva by byl fyzikální efekt rafinovaně vyladěn na tuto konkrétní hodnotu.

Podle autorů to prostě znamená, že celkový nižší neutrinový výkon Slunce je dán tím, že modely stavby Slunce předpokládají příliš vysokou centrální teplotu slabě přes 15 MK (úhrnný tok neutrin rychle roste s centrální teplotou Slunce, kdežto zářivý výkon v optickém oboru je tím ovlivněn jen nepatrně). Stávající modely totiž vycházejí ze zastoupení „kovů“ (tj. jader všech prvků hmotnějších než vodík a helium) ve slunečním nitru shodném s jejich zastoupením v protosolární mlhovině. Kovy zvyšují vnitřní opacitu jádra Slunce a to má za následek vyšší teplotu. Kdyby však v centru Slunce kovy chyběly, poklesla by centrální opacita slunečního materiálu, a tím i centrální teplota natolik, že by výrazně klesla produkce neutrin, aniž by se v modelech jakkoliv zmenšil optický zářivý výkon Slunce.

Zdá se ovšem těžké nalézt vhodný přirozený způsob, jak z nitra Slunce kovy vymést. Levy a Ruzmajkinová soudí, že to možné je v době vzniku Praslunce pozvolnou diferenciací prachu a plynu sluneční pramlhoviny. Ať už bude další osud tohoto nápadu jakýkoliv, fakt, že nejcitlivější experimenty dávají právě tolik neutrin, kolik postačí k objasnění optické svítivosti Slunce, astrofyziky nejspíše potěší: zdrojem zářivé energie Slunce (a tedy i hvězd hlavní posloupnosti) je vskutku termonukleární reakce, při níž se vodík slučuje na helium.

J. Dorren a E. Guinan studovali hvězdu HD 129 333 v Plejádách, která se dle jejich mínění nejvíce podobá Slunci v rané epoše jeho vývoje. Hvězda je stará 70 milionů let, spektrálně je klasifikována jako žlutý trpaslík třídy G0, její absolutní hvězdná velikost V = +7,5 mag a rotuje kolem osy za 2,7 dne. Šest procent povrchu je pokryto skvrnami chladnějšími o 500 K v porovnání s okolní fotosférou. Podle měření z družice IUE je chromosférická aktivita hvězdy asi o řád vyšší než u Slunce a družice ROSAT zjistila, že v měkkém rentgenovém oboru je hvězda dokonce 300krát výkonnější než Slunce.

B. Fesenko zkoumal hvězdy jasnější než 7,2 mag ve vizuálním oboru na sever od –15°o deklinace. Mezi 10 700 hvězdami nalezl 116 hvězd, které se poněkud podobají Slunci, a 19 hvězd, které se Slunci vzhledem velmi blíží. Odtud usuzuje, že v Galaxii je těchto těsných slunečních analogů řádově 107. Mezi hvězdami tohoto souboru se Slunci vůbec nejvíce podobá hvězda HD 164595, vzdálená od nás 27 pc, spektrální třídy G2 V. Její barevné indexy jsou B-V = 0,65 a V-R = 0,52. Slunce se vůči okolním hvězdám pohybuje rychlostí (34 ±5) km/ssměrem v rektascenzi 19 h 16 min a deklinaci +37°.

R. Matthews zjistil, že v okruhu do 5 pc od Slunce se nachází nejméně 58 hvězd, a tak se vlivem vlastních pekuliárních pohybů v astronomicky blízké budoucnosti zvýší četnost těsných setkání Slunce s hvězdami asi o řád proti střední četnosti takových setkání v Galaxii. Těsná setkání nemají žádný měřitelný vliv na pohyby planet, ale projeví se svými gravitačními účinky na pohyb kometárních jader v Oortově mračnu. Jelikož asi za 30 000 let dojde k těsnému setkání Slunce s dvojhvězdou alfa Centauri, může to následně uvolnit z Oortova mračna asi 200 000 kometárních jader, jež budou směřovat k Zemi, kam dospějí zhruba po 20 milionech let.

3.3. Planety cizích sluncí a hnědí trpaslíci

Obdobná mračna komet se velmi pravděpodobně nalézají kolem většiny hvězd. Nepřímo se to poprvé potvrdilo v r. 1983, když družice IRAS nalezla v dalekém infračerveném oboru spektra prachové disky kolem blízkých jasných hvězd. Všeobecně se soudí, že v těchto discích se nacházejí také jednotlivé větší shluky – jádra komet. Nyní H. Levison aj. propočítali kometární dráhy v prototypu prachových disků kolem jasné hvězdy β Pictoris. Přitom zjistili na základě numerické simulace, že pozorovaná asymetrie disku je nejspíš vyvolána přítomností alespoň dvou těles planetárního typu. Podobně P. Lagage a E. Pantin usuzují z nepřítomnosti prachu ve vzdálenosti menší než 40 AU od hvězdy, že i to je dobrý důkaz existence planet v soustavě β Pictoris.

Nejnověji však do letité diskuse zasáhl Hubbleův kosmický teleskop (HST), když C. O´Dell a Ženg-Wen nalezli na snímcích hvězd z mlhoviny v Orionu M42 protoplanetární prachové disky (tzv. proplydy) kolem nedávno vzniklých hvězd. Ze 110 zkoumaných hvězd v mlhovině má nejméně 56 zřetelné prachové disky – jde vskutku o ploché lívance, nikoliv snad o kulové prachové obaly. Tyto disky jsou výrazně hmotnější než prachové disky objevené družicí IRAS a jejich souhrnná hmotnost bezpečně stačí na vznik planetárního systému kolem mateřské hvězdy. Husté prachové disky se vyskytují kolem hvězd s hmotností Slunce a menší, což nejspíše znamená, že žhavější hvězdy dokáží disky kolem sebe naprosto rozptýlit dříve, než z nich vzniknou planety.

Disky samy svítí v blízkosti horkých hvězd, kdežto ve větší vzdálenosti od svítícího zdroje se jeví jako tmavá silueta na pozadí zářící mlhoviny. V jednom podrobně studovaném případě je centrální hvězdou červený trpaslík o hmotnosti 0,2 M☉,starý asi 1 milion let, jenž se tedy dosud smršťuje směrem k hlavní posloupnosti. Prachový disk má průměr 90 miliard km, tj. 7,5násobek průměru sluneční planetární soustavy.

S. Alan Stern soudí, že by bylo již nyní technicky možné odhalit přímo extrasolární planety právě v této nejranější vývojové fázi, kdy se protoplanety výrazně ohřívají intenzivním bombardováním planetesimálami. Podle Sterna dosáhne teplota takto bombardované protoplanety 1 500 ÷ 2 500 K na dobu několika tisíc let. To by se dalo soudobými infračervenými detektory odhalit již během několika nocí sledování asi 250 mladých hvězd, kolem nichž právě teď planety vznikají. Planety rozměrů Neptunu nebo Saturnu by se tak daly nalézt již za několik hodin infračerveného pozorování blízkého okolí mateřské hvězdy. Kdyby naopak mimozemšťané sledovali zdálky Slunce, zpozorovali by toutéž technikou nejspíše Venuši a Jupiter, jejichž bolometrická jasnost činí asi miliardtinu jasnosti Slunce.

Podle J. Angela by se k tomu cíli dalo využít současných velkých pozemních dalekohledů, vybavených systémy adaptivní optiky. Jestliže například existuje hvězda ve vzdálenosti 3,4 pc od Slunce, kolem níž obíhá planeta typu Jupiteru ve vzdálenosti 5 AU od hvězdy, tak ze Země to znamená objevit objekt miliardkrát slabší než hvězda v úhlové vzdálenosti 1,5″ od ní. To je technicky schůdné již pro zrcadlo o průměru 6,5 m, které bude vbrzku instalováno namísto MMT na Mt. Hopkinsu v Arizoně, popřípadě pro Keckův 10m teleskop. Plánované „dvojče“ LBT 2 × 8 m v Arizoně by mělo docílit rozlišení 0,65″ a nalézt cizí Jupiter již za jedinou hodinu integrace signálu u kterékoliv osamělé hvězdy do vzdálenosti 30 pc od Slunce a s hmotností menší než 0,8 M☉. Jedinou podmínkou je dle Angela dále vylepšit systém adaptivní optiky tím, že pod primárním zrcadlem bude umístěno o řád více aktivních podpěr, než se užívá dosud.

T. Nakajima navrhl použít ke stejnému cíli hvězdného koronografu, vybaveného rovněž adaptivní optikou, v infračerveném pásmu 0,7 ÷ 2,2 μm. Takový přístroj by dával největší naději objevit planety u nejjasnějších blízkých hvězd, jako je Sirius, α Centauri nebo Prokyon.

Nepřímou metodou k odhalení extrasolárních planet by se dle návrhů M. Sažina a A. Čerepaščuka a nezávisle též A. Bollatta a E. Falca mohlo stát pozorování světelných křivek při těsných úhlových sblíženích hvězd s gravitačními mikročočkami. Poruchy na hladkých světelných křivkách by totiž byly svědectvím o přítomnosti planety v blízkosti zobrazené hvězdy.

Metodicky podobným problémem je nalezení přechodných objektů mezi hvězdami a planetami, pro něž se již před časem ujal název hnědí trpaslíci. Podle teoretických představ jde o objekty s hmotností O, v nichž nemůže vzniknout základní termonukleární reakce, a na druhé straně hmotnější než 0,01 MO (10násobek hmotnosti Jupiteru), takže tato tělesa vydávají dostatečné množství vlastního, převážně infračerveného záření. Modely hnědých trpaslíků se loni zabývali W. Hubbard aj., kteří zjistili, že jejich termodynamika je řízena stavovou rovnicí pro kapalný kovový vodík. V nitru hnědých trpaslíků o hmotnosti > 0,013 M☉ může dojít ke krátkodobé (

Nicméně přes relativně příznivé teoretické předpovědi o pozorovatelných vlastnostech hnědých trpaslíků stále chybí přesvědčující pozorovací důkaz, že taková tělesa ve vesmíru vskutku existují. J. Kirpatrick aj. hledali hnědé trpaslíky pomocí 1,8m průchodního stroje ve vzdálenosti do 100 světelných let od Slunce, a i když našli celkem 15 kandidátů spektrální třídy M7, nebyli schopni odlišit je od hvězd – červených trpaslíků. Podobně G. Marcy aj. zkoumali kandidáty hnědého trpaslictví v Plejádách. Tyto objekty mají údajně hmotnost 0,055 ÷ 0,059 M☉, avšak v jejich spektrech se nepodařilo nalézt lithium, které se tedy zřejmě stalo palivem běžné termonukleární reakce a vyhořelo za méně než 70 milionů let (to je stáří hvězdokupy Plejády). I v tomto případě tedy pozorujeme trpasličí hvězdy, a nikoliv přechodné objekty.

Ve světle tohoto zjištění poněkud bledne i nejnovější objev H. Jonese aj., kteří našli kandidáta hnědého trpaslictví ve dvojhvězdě JMG 0918-0023, kde složka A je červený trpaslík spektrální třídy M a kolem něho obíhá v periodě 5,5 dne složka B s bolometrickou hvězdnou velikostí 14,6 mag a povrchovou teplotou (1 825 ±300) K o hmotnosti 0,075 M☉. O něco lépe však vypadá poslední loňský kandidát v hvězdokupě poblíž temného mračna ρ Ophiuchi, kterého nalezli G. Rieke a F. Comeron a jehož hmotnost činí jen 0,03 M☉ při povrchové teplotě 2 800 K a zářivém výkonu pod 0,01 L☉.

4. Hvězdy

4.1. Prahvězdy

Jestliže lov na hnědé trpaslíky dosud trpí nedostatečnou ostrostí kritérií, o něco lépe je tomu s hledáním prahvězd, vznikajících doslova před našima očima. Podle F. Giovanelliho je takovou prahvězdou proměnná RU Lupi, náležející ke třídě hvězd typu T Tauri, o nichž se všeobecně soudí, že jsou to hvězdy čerpající většinu své energie z dosud probíhajícího gravitačního smršťování. Podle Giovanelliho rotuje tato prahvězda pomalu s periodou 27,7 dne a stejnou periodu vykazuje i erupční aktivita na jejím povrchu.

J.-P. Caillault oznámil, že se mu na snímcích velké mlhoviny v Orionu M42, pořízených HST, podařilo rozlišit právě vznikající hvězdy, mající vzhled oranžových „kapek“. Vynikající rozlišovací schopnost HST po opravě v r. 1993 nyní dává velkou naději, že právě tento přístroj podstatně zlepší naše vědomosti také o vznikajících hvězdách.

4.2. Teoretická astrofyzika

F. Rogers a C. Iglesias využili jedinečného experimentu v laboratořích v Los Alamos k rozšíření opacitních tabulek OPAL o dalších 7 prvků, takže nyní jsou k disposici údaje pro směs 21 prvků. Takto vypočtená úhrnná opacita je při teplotě plazmatu 200 kK čtyřnásobkem dosud užívané hodnoty. Podle I. Hubeného je pro solidní výpočet opacity u horkých hvězd nutné počítat příspěvky od řádově milionu čar – dosavadní modely, které počítaly s tisícovkami čar, nejsou zkrátka dostatečně reprezentativní. Tím se zprvu výhradně astrofyzikální problém převádí na problém početní – je třeba najít postupy, které výrazně urychlí takové výpočty, jež i na velkých počítačích trvají příliš dlouho.

V tuto chvíli je zřejmé, že zejména zásluhou spektrografu GHRS na HST se kvalita hvězdných spekter zvýšila natolik, že teorie pokulhává. Zejména je potřeba rozvinout modely s lokální termodynamickou nerovnováhou a lépe modelovat hvězdný vítr u žhavých hmotných hvězd, kde teorie dává výsledky o řád nižší oproti pozorování. Ztráta hmoty hvězdným větrem dosahuje u mladých hmotných hvězd hodnoty řádu 10-5 M☉/r při teplotě povrchu kolem 50 kK.

4.3. Osamělé hvězdy

Příkladem překotné tvorby hmotných hvězd je známá soustava R 136a poblíž hvězdy 30 Dor ve Velkém Magellanově mračnu. Podle M. Lattanziho aj. vyplývá ze spekter HST, že samotná hvězda 30 Dor je přinejmenším trojhvězda s hmotnostmi složek 30 ÷ 80 M☉, takže jejich předchůdci měli na hlavní posloupnosti maximálně 60 ÷ 120 M☉. Podle E. Malamutha a S. Heapové ukázal spektrograf GHRS HST, že údajná nadhvězda R 136a se fakticky skládá nejméně ze 200 velmi hmotných hvězd v kouli o poloměru 0,75 pc. Celková hmotnost této podivuhodné „hvězdokupy“ dosahuje 16 800 M☉. Podle S. Heapové aj. činí stáří hvězdokupy 3 miliony let a všechny její hvězdy započaly svůj život jako svítivé hvězdy spektrální třídy O, které se postupně mění nejprve na Wolfovy-Rayetovy hvězdy a svítivé modré proměnné hvězdy a posléze směřují k explozi supernovy.

Nejhmotnější složka R136a5, klasifikovaná jako hvězda Of/WN, má toho času hmotnost 60 MO a absolutní vizuální hvězdnou velikost -6,0 mag, ale ročně ztrácí 2.10-5 M☉ intenzivním větrem, takže se vyhne kolapsu do černé díry, neboť k výbuchu supernovy dojde až za 1 milion let. Podle A. de Kotera aj. činí poloměr hvězdy 17 R☉ a její bolometrická svítivost 850 000 L☉ při povrchové efektivní teplotě 42 500 K. HST po opravě je vskutku jedinečným nástrojem pro výzkum takto hustého pole svítivých hvězd. Zmíněným autorům se například zdařilo získat oddělená spektra masivních hvězd třídy O vzdálených od sebe jen 0,17″.

Podobně M. Heydari-Malayeri a J. Beuzit zkoumali hvězdokupu masivních hvězd LMC Sk-66°41, o níž se do r. 1988 soudilo, že jde o nadhvězdu s hmotností 120 M☉. Teprve pak se ji podařilo rozlišit na 6 složek o maximální hmotnosti složek 90 M☉ a nyní zmínění autoři využili systému adaptivní optiky u 3,6m teleskopu ESO a rozlišili tak celkem 12 složek. To znamená, že hmotnost žádné složky nepřekračuje 35 M☉.

R. Miles a A. Hollis zpracovali rozsáhlá měření zákrytu hvězdy 28 Sgr Titanem dne 3. července 1989, pořízená jak fotoelektricky a vizuálně, tak i videotechnikou. Úhrnem jde o vůbec nejrozsáhlejší materiál ze zákrytu hvězdy tělesem Sluneční soustavy. Zjistili tak, že horní mez průměru hvězdy činí 13 milionů km. Hvězda byla navíc 16 h před zákrytem zakrývána prstenci planety Saturn.

R. Matthews spočítal minulé i budoucí trajektorie všech známých hvězd do vzdálenosti 5 pc od Slunce. V tomto okruhu známe 58 hvězd, z nichž většina je menších a méně hmotných než Slunce – odtud tedy nepřímo vyplývá, že Slunce je fakticky neobvykle velkou a hmotnou hvězdou, ač ji řadíme ke žlutým trpaslíkům.

Autor usuzuje na základě nejnovějších měření radiálních rychlostí, že nejbližší hvězda Proxima Centauri v současné vzdálenosti (1,295 ±0,007) pc je přece jen gravitačně vázána k dvojhvězdě α Centauri. Úhrnná hmotnost trojhvězdy pak vychází na 2,13 M☉. Vzdálenost systému α Cen od Slunce se bude v nejbližších tisíciletích stále zmenšovat a minima 0,941 pc dosáhne za 26 700 let. Právě v té době vyvolá ono těsné přiblížení poruchy drah kometárních jader v Oortově mračnu, jak jsem se o tom již zmínil v odst. 3.2. K tak těsnému přiblížení sousední hvězdy ke Slunci dochází dle Matthewse v průměru jednou za 60 tisíc let. Před 32 tisíci lety byla „proximou“ trpasličí dvojhvězda Gliese 65 AB (L 726-8), známá spíše jako eruptivní proměnná UV Ceti.

Hvězdou, která má dnes nejúplnější spektrální pokryv od infračerveného spektra až po rentgenové kontinuum, se stala dle J. Cassinelliho aj. ε CMa, jež je od nás vzdálena 188 pc a jeví se na obloze vizuálně jako hvězda 1,5 mag. Spojité spektrum vodíku a neutrálního helia je mnohem intenzivnější, než předvídá hvězdný model i pro lokální termodynamickou nerovnováhu při efektivní teplotě 21 kK. Vnější vrstvy hvězdy jsou tak teplé, že v nich pozorujeme i čáry 15krát ionizovaného železa. Hvězda spektrální třídy B2 II je dobře pozorovatelná i v extrémním ultrafialovém oboru spektra 7 ÷ 73 nm, zřejmě díky nízké koncentraci mezihvězdného vodíku v daném směru.

P. Bertin aj. objevili pomocí spektrografu GHRS HST, že také blízká jasná hvězda Sirius A ztrácí hmotu hvězdným větrem, řádově 10-12 M☉/r. A. Gulliver aj. zjistili, že Vega je fakticky rychle rotující hvězdou s periodou rotace pouhých 11 h (obvodová rychlost na rovníku proto dosahuje plných 245 km/sa hvězda je zřetelně rotačně zploštělá). Rotace se však přesto zjišťuje nesnadno, jelikož pól rotace Vegy směřuje téměř přímo k Zemi – rotační osa svírá se zorným paprskem úhel pouhých 5°. Vega je o něco větší, než by odpovídalo jejímu spektrálním typu A0 V a v porovnání se Sluncem má 4krát méně „kovů“ (tj. prvků těžších než vodík a helium). N. van der Bliek aj. zjistili, že infračervená emise v pásmu 60 μm v okolí Vegy sahá do vzdálenosti 17,5″ od hvězdy, což při vzdálenosti Vegy 8,1 pc znamená poloměr prachové slupky 140 AU. Rozměry prachových zrnek se pohybují v rozmezí 0,1 ÷ 10 μm, a poněvadž přirozené mechanismy neustále „vymetají“ malá a velká zrnka, musejí se zrnka neustále doplňovat – zatím však nikdo neví jak.

4.4. Proměnné hvězdy

Počet nově objevených proměnných hvězd nyní dramaticky vzrůstá zásluhou projektů, při nichž se primárně hledají mikročočky. V rámci projektu MACHO tak bylo zatím ve Velkém Magellanově mračnu nalezeno 8 000 proměnných hvězd typu RR Lyrae a k tomu 43 jinak velmi vzácných rázových cefeid, vykazujících současně více pulzních period, jež navzájem interferují.

K cefeidám patří, jak známo, také Polárka, která astronomy překvapila tím, že v posledním desetiletí amplituda světelných změn i radiálních rychlostí soustavně klesala, takže se dokonce čekalo, že se její proměnnost zcela vymizí. Podle J. Matthewse a M. Krockenbergera aj. se však v r. 1993 předešlý pokles amplitud zastavil a v r. 1994 dokonce mírně obrátil – amplituda radiálních rychlostí činila 0,9 km/s, kdežto v r. 1992 jen 0,6 km/s. Zato došlo ke změně fáze křivky radiálních rychlostí.

Podle R. Humphreysové a K. Davidsona patří k výjimkám mezi proměnnými hvězdami také svítivé modré proměnné jako P Cyg, S Dor, AG Car a η Car. Vyznačují se extrémně vysokou hmotností > 50 MO a marnotratně rozhazují do svého okolí velké množství hmoty; autoři je přirovnávají k obrovitým kosmickým gejzírům. Podle A. van Genderena aj. je právě hvězda η Carinae nejpodivuhodnější hvězdou v Galaxii. Je od nás vzdálena 2,8 kpc, a přitom je nejjasnějším mimoslunečním infračerveným zdrojem na obloze. Její absolutní bolometrická hvězdná velikost dosahuje -12,3 mag, ale při velkém výbuchu v r. 1843 byla ještě o 2,5 mag jasnější. Je tedy 6milionkrát svítivější než Slunce. Po zjasnění v polovině minulého století zeslábla celkem o 9 mag vinou prachu, který se vytvořil v jejím okolí – vyvrhla tehdy ze sebe pravou reflexní mlhovinu, nazvanou příznačně Homunculus, jejíž průměr činí plných 23 000 AU. Úhrnná energie exploze se odhaduje na 1042 J. Jak tento prach řidne, hvězda se od třicátých let tohoto století opět zjasňuje, přestože mohutným hvězdným větrem ročně ztrácí 3.10-4 M☉. Navzdory pravděpodobné hmotnosti kolem 100 MO tak hvězda vydrží jen desítky tisíc let – velmi pravděpodobně však ještě mnohem dříve vybuchne jako supernova.

Kandidátem na supernovu je také známá Betelgeuze (α Ori) v Orionu. Ta začala v září 1994 slábnout a počátkem r. 1995 dosáhla její vizuální hvězdná velikost +0,8 mag. P. Huggins aj. využili 10,4m submilimetrového teleskopu na Havajských ostrovech k pozorování čáry neutrálního uhlíku na vlnové délce 0,61 mm v prachové obálce obklopující tohoto červeného veleobra. Zjistili, že obálka se rozpíná rychlostí 30 km/s a že hvězda ročně ztrácí 2.10-6 MO uhlíku.

F. Paresce a W. Hack studovali pomocí HST výtrysk hmoty z miridy R Aquarii, která je od nás vzdálena 200 pc. V ultrafialovém pásmu byly schopni sledovat výtrysk až do vzdálenosti 15 AU od hvězdy. Výtrysk je patrně projevem usměrněného proudění hmoty z povrchu hvězdy, jež se sráží s hmotou hvězdného větru.

Pekuliární červenou proměnnou hvězdu v souhvězdí Střelce objevil M. Wakuda 14. března 1994. Tento pozdní obr třídy K dosáhl v té době 10,7 mag a vykazoval emise v čáře H-α. Na archivních snímcích z let 1888–1989 nebyl zachycen do mezní hvězdné velikosti 14,5 mag.

I. Joncour aj. studovali proměnnou V410 Tauri, která patří k mladým proměnným typu T Tau. Zjistili, že asi třetina povrchu hvězdy je pokryta skvrnami, které jsou o 1 400 K chladnější než okolní povrch. Jelikož hvězda rotuje v periodě 1,9 dne, natáčí k nám střídavě různě teplé oblasti, což se projevuje periodickým kolísáním spektrálního typu od K2 po K7. Ze znalosti rotační periody lze pak spektrální analýzou odvodit i mapu chemického rozložení prvků na povrchu hvězdy.

4.5. Dvojhvězdy

Obdobná metoda mapování povrchu hvězd se dnes s výhodou užívá u zákrytových dvojhvězd během jednotlivých fází zatmění nebo zákrytu. Jde vlastně o jakousi zjednodušenou počítačovou tomografii povrchu zakrývané složky. Poprvé se o takovou počítačovou rekonstrukci pokusil v r. 1977 A. Čerepaščuk a postupem doby se metoda stala velmi účinným nástrojem při studiu rozložení jasnosti na povrchu deformovaných hvězd. Podle H. Spruita účinnost metody roste, máme-li k dispozici další informace o dvojhvězdné soustavě. R. Rutten aj. využili Rocheovy tomografie k zobrazení tvaru hvězd v interagující dvojhvězdě pro soustavu DW UMa a u nově podobné zákrytové UX UMa dokázali dokonce zobrazit akreční disk. M. Richardsová aj. využili Dopplerovy tomografie akrečních oblastí pro polodotykové soustavy RS Vul, U Sge, U CrB, β Per, TX UMa a SW Cyg. Konečně C. Maceroni aj. zkombinovali Dopplerovu tomografii se simultánní fotometrií a vysokodisperzní spektroskopií pro pozdní dotykové soustavy slunečního typu AE Phe a YY Eri. Zjistili tak přítomnost chromosférické emise na povrchu primárních složek a zmapovali rozložení chladných skvrn na povrchu všech složek.

A. Linnel a I. Hubený uveřejnili program syntézy spekter pro dvojhvězdy v libovolné poloze na jejich relativní dráze, včetně období parciálních zákrytů. Přitom obě složky mohou být deformovány rotací nebo slapy a nemusejí rotovat synchronně. Porovnali takto vytvořená syntetická spektra se skutečnými změnami ve spektru pro soustavu EE Pegasi s malými poruchami tvaru a dále pro dotykovou soustavu SX Aurigae. Souhlas teorie a pozorování je v obou případech mimořádně dobrý.

Tento pokrok interpretační techniky snad časem přispěje k objasnění dvou paradoxů, jež se týkají dotykových soustav. Kuiperův paradox spočívá ve známém faktu, že obě složky dotykového systému právě vyplňují příslušný Rocheův lalok, ač se jejich hmotnosti výrazně liší. Binnendijkův paradox se týká soustavně nižších povrchových teplot hmotnějších primárních složek dotykových soustav.

O. Pols studoval průběh výměny hmoty v případě A pro velmi hmotné dvojhvězdy. Zjistil, že tak vzniká dotyková soustava, v níž se dokonce může obrátit pořadí, v němž složky postupně vybuchnou jako supernovy. D. Vanbeveren a C. de Loore studovali podrobně vývoj té složky velmi hmotné dvojhvězdy, která přenosem hmotu získává – až dosud se astrofyzikové soustřeďovali na výpočty vývoje složek, které hmotu přenosem ztrácejí.

B. Nordström a K. Johansenová určili parametry oddělené zákrytové dvojhvězdy AR Aurigae, skládající se z raných složek téže spektrální třídy B0 V. Primární složka o hmotnosti 2,48 M☉ a poloměru 1,78 R☉ má povrchovou teplotu 10 950 K, zatímco sekundární složka má hmotnost 2,29 M☉, poloměr 1,82 R☉ a teplotu 10 350 K. Složky jeví synchronní rotaci v kruhové dráze a sekundární složka se dosud smršťuje směrem k hlavní posloupnosti. Zastoupení kovů je však stejné jako u Slunce, což znamená, že v posledních pěti miliardách let se hmota galaktického disku v okolí Slunce chemicky nezměnila.

P. Mayer aj. studovali další význačný systém SZ Camelopardalis s velmi ranou primární složkou spektrální třídy O9.5, nacházející se v otevřené hvězdokupě NGC 1502. Jelikož oběžná perioda zákrytové dvojhvězdy je proměnná, vzniklo již před časem podezření, že je rušena přítomností třetího tělesa. To nyní autoři potvrdili, když ve spektru nalezli čáry náležející hypotetické třetí složce, která kolem těsné dvojhvězdy obíhá v periodě 50,7 let. Autoři však soudí, že „třetí těleso“ je fakticky rovněž těsnou dvojhvězdou s oběžnou periodou 2,7 M☉. N. Zaika a E. Staricin vypočetli, že primární složka SZ Cam započala svou existenci s hmotností 17,5 M☉, ale velkou část této hmoty již ztratila hvězdným větrem.

Další zajímavou polodotykovou soustavu s ranými složkami AB Crucis zkoumali R. Lorenz aj. Obě složky mají spektrální typ O8, avšak primární složka je podstatně hmotnější (19,8 M☉) než sekundární (7,0 M☉), zatímco poloměry jsou vcelku srovnatelné (10,5 RO a 8,85 R☉). Svítivost primární složky 1,6.104 L☉ je čtyřikrát vyšší než svítivost složky sekundární. Složky jsou lehce vyvinuté směrem od hlavní posloupnosti a poměr hmotností se následkem intenzivního přenosu hmoty v případě B již obrátil.

I. Hubený aj. studovali proslulou zákrytovou dvojhvězdu β Lyrae, která je obklopena velmi hmotným prstenem a ještě akrečním diskem malé hmotnosti. Podle autorů je primární složka soustavy hmotnější než složka sekundární. R. Ottmann zjistil na základě pozorování družice ROSAT ze srpna 1992, že prototyp polodotykových soustav Algol (β Per) má primární složku obklopenou horkou korónou o škálové výšce 2,8 R☉, což odpovídá 80 % poloměru nadmuté sekundární složky.

Zjasnění obdobné výbuchu η Car v polovině 19. stol. zaznamenali loni koncem srpna astronomové u Wolfovy-Rayetovy zákrytové dvojhvězdy HD 5980 v Malém Magellanově mračnu. Také o nejnápadnějším loňském vzplanutí těsné dvojhvězdy jsme se dozvěděli rovněž díky rentgenové družici ROSAT, jež na své palubě nese kromě jiného také detektory extrémního ultrafialového záření (EUV). Jak sdělili M. Dahlem a H.-C. Kreysing, vynořil se koncem června 1994 znenadání na obloze zdroj EUV, označený RE J 1255+266, který byl v tomto spektrálním pásmu vůbec nejjasnějším mimoslunečním zdrojem EUV na celé obloze, takže se proti pozadí zjasnil nejméně 3 000krát! Na palomarském fotografickém atlase POSS nebyl nalezen jeho optický protějšek, ale počátkem ledna 1995 jej zobrazila širokoúhlá kamera HST jako modrou hvězdu U = 18,5 mag. Zřejmě jde o těsnou dvojhvězdu, kde lehčí sekundární složka je ohřívána horkým bílým trpaslíkem při oběžné době pod 4 h. Zjasnění bylo nejspíše vyvoláno epizodickou akrecí hmoty na ohřátou sekundární složku.

4.6. Kataklyzmické proměnné hvězdy

Během loňského roku pokračovalo sledování tří mimořádných kataklyzmických proměnných, které vzplanuly v předešlých letech. Především to byla „nova století“ V1974 Cygni, která vzplanula 19. února 1992 a byla od té doby mimo jiné i zásluhou sítě internet komplexně sledována ve všech myslitelných oborech spektra. Tak například první ultrafialové spektrum na družici IUE se podařilo exponovat již 15 h po vlastním vizuálním objevu. Nova dosáhla vizuálního maxima 4,4 mag dne 22. února 1992 a od té doby poměrně rychle slábla. Podle S. Shoreho aj. bylo optické zjasnění i pokles jasnosti novy vyvoláno dramatickým růstem čárové opacity v ultrafialovém pásmu a následným jejím poklesem, jakmile se plynná obálka novy více rozepnula.

Bolometrická jasnost novy zůstala konstantní nejméně po dobu jednoho měsíce po výbuchu. Měření v daleké ultrafialové oblasti spektrometrem na kosmické sondě Voyager a na rentgenové družici ROSAT dokonce naznačují, že bolometrická jasnost novy se neměnila po dobu půl roku po explozi. Vskutku též E. Kolotilov aj. určili z mnohobarevné optické a infračervené fotometrie, že teprve kolem 190. dne po explozi začal narůstat infračervený přebytek záření, související zjevně ze vznikem prachu v expandující obálce. Koncem listopadu a počátkem prosince 1992 sledovala novu také družice EUVE v pásmu 3 ÷ 6 nm a z absorpce EUV záření určila spodní mez vzdálenosti novy na 0,5 kpc.

Skutečná vzdálenost novy je ovšem vyšší, tak např. R. Hjellming určil z rádiových měření úhlových rozměrů expandující obálky, že nova je od nás vzdálena 2,1 kpc. Podobně D. Chochol aj. dospěli z optických měření k odhadu 1,8 kpc. A. Barger aj. odhadli hmotnost vyvržené obálky minimálně na 3.10-4 M☉. K. Bjorkman aj. podali důkazy o asymetrické geometrii rozpínajícího se materiálu a nehomogenních zhustcích v něm. To se dramaticky potvrdilo na jedinečných snímcích expandujících obalů, pořízených HST v květnu 1993 a v lednu až květnu 1994. Nikdy předtím se totiž nezdařilo zachytit opticky obálku novy tak brzy po explozi. Na snímcích je vidět oválný prstenec, na prvním snímku navíc přeťatý jakousi „příčkou“. Další snímky jsou již bez příčky, ale prstenec se na nich rozpadá na řadu uzlíků různé sytosti.

Podle W. Hacka aj. činila teplota povrchu novy po explozi 22 500 K, avšak poměrně rychle klesá s časem. Struktura expandující obálky se neustále mění a její vzhled výrazně závisí na použité vlnové délce. Rychlost expanze se pohybuje od 830 do 1 500 km/s, takže vnější hrana obálky dosáhla vzdálenosti snad až 800 AU od hvězdy. Na vytváření rozpínající se obálky novy se podepsala počáteční fáze společné obálky těsné dvojhvězdy

Podle J. DeYounga a R. Schmidta činí oběžná doba dvojhvězdy 0,0813 dne, tedy necelé 2 h. Bílý trpaslík, na jehož povrchu se odehrála exploze, silně ozařuje přivrácenou polokouli červené sekundární složky. O něco později však I. Semeniuková aj. určila fotometrickou periodu 0,085 d, tedy asi o 5 minut delší. M. Taylor aj. hledali krátkodobé variace jasnosti novy pomocí rychlého fotometru HST. Nalezli periody 565 a 900 sekund o nepatrné amplitudě 0,003 mag.

Koncem září 1993 objevily aparatury SIGMA a BATSE na umělých družicích Země přechodný zdroj tvrdého rentgenového záření GRS 1716-249 v pásmu 20 ÷ 100 keV, jenž po několik týdnů konkuroval svou intenzitou nejjasnějšímu stabilnímu zdroji tvrdého rentgenového záření Cyg X-1. Podobal se mu také velmi rychlými fluktuacemi (mihotáním) rentgenového toku. Týden po objevu prokázala obří anténa VLA přítomnost rádiového záření na decimetrových i centimetrových vlnách a konečně 5. října 1993 byl odhalen i optický protějšek jako hvězda 16,5 vizuální hvězdné velikosti. Archivní snímky prokázaly, že na tom místě nebyl dříve žádný zdroj do 21 mag, takže amplituda optického zjasnění přesáhla 4,5 mag. Proto se objekt označuje též jako rentgenová nova Ophiuchi 1993.

Počátkem září 1994 se nova opět zjasnila v tvrdém pásmu rentgenového záření, jak znovu zjistila aparatura BATSE. Rentgenové spektrum během podzimu 1994 neustále tvrdnulo až ke 200 keV a jeho intenzita zvolna rostla, takže počátkem listopadu 1994 dosáhla 30 % intenzity rentgenového záření Krabí mlhoviny. Tím se nova Oph 1993 připodobnila k rentgenové nově Mus 1991, jež rovněž vykázala podobné sekundární maximum. Obě novy se tak staly žhavými kandidáty na přítomnost hvězdné černé díry.

Počátkem prosince 1993 pak vzplanula klasická nova Cassiopeiae 1993, jež od poloviny prosince vykazovala silný přebytek infračerveného záření a emisní čáry v pásmu 3 ÷ 14 μm. Tento přebytek přetrvával ve spojitém spektru i počátkem r. 1994 a byl zřejmě opět způsoben výskytem prachu v expandující obálce novy o teplotě pouhých 690 K. Prachová obálka se rozptýlila v dubnu 1994, kdy vizuální jasnost novy vzrostla na 13,5 mag z minima v polovině března, kdy klesla na 16 mag, zatímco ještě v polovině února 1994 činila 9,2 mag. Podle P. Haushildta aj. stačil k vyvržení obálky tlak záření z horkého povrchu bílého trpaslíka a ve spektru obálky byl prokázán přebytek prvků uhlíku, dusíku a kyslíku, ve shodě s teorií překotné termonukleární reakce jako příčiny exploze nov.

U. Munari aj. prohlédli archivní záznamy příslušné oblasti a zjistili, že předchůdce novy nevykazoval v letech 1978–1984 žádné měřitelné změny jasnosti. M. Pontefract a K. Siebert zkoumali emise v okolí novy, patrné až do úhlové vzdálenosti 9″. Tak daleko se nemohl dostat žádný materiál z exploze v prosinci 1993, takže autoři soudí, že již před výbuchem, někdy v letech 1920–1960, došlo k epizodě, při níž bílý trpaslík ztrácel hmotu, která se nyní projevuje emisními čarami vodíku a ionizovaného dusíku.

Zatímco sledováníNovyCas 1993 bylo ještě v plném proudu, vzplanula hned počátkem r. 1994 další jasná nova Sgr 1994 č. 1. Objevil ji M. Jamamoto 24. února jako objekt 8,9 mag. Maximální vizuální jasnosti 8,1 mag nova dosáhla o tři dny později, avšak spektrum pořízené 4. března vůbec nepřipomínalo spektrum novy. Brzy se ukázalo, že „novu“ lze klasifikovat jako extrémně svítivou červenou proměnnou hvězdu pozdní spektrální třídy gM, jež se v průběhu vzplanutí měnila od M0 do M5. Při vzplanutí tedy nebyla vyvržena žádná plynná obálka, jak je typické pro novy; naopak byly pozorovány dostředivé pohyby plynu rychlostí 150 km/s. Hvězda pak rychle zeslábla nad 11 mag již 9. března 1994. Na archivních snímcích hvězdárny v Sonnebergu z let 1926–1983 nebyla nikdy spatřena do mezní hvězdné velikosti až 13,5 mag. Obdobný objekt byl v r. 1988 pozorován v galaxii M31 – i tehdy šlo o mimořádně svítivou „superhvězdu“ absolutní bolometrické hvězdné velikosti -10 mag.

Aby to patrně nebylo Střelci líto, vzplanula v tomto souhvězdí 17. května Nova Sgr 1994 č. 2 , kdy údajně dosáhla 8,0 vizuální hvězdné velikosti. Ještě 16. května však byla slabší než 11,5 mag a 20. května měla opět jen 10,8 mag a 22. května 11,6 mag. Nova se však znovu vzpamatovala na přelomu července a srpna, kdy dosáhla 9,1 mag.

Vzápětí 1. června objevil A. Tage Novu Oph 1994, jež o den později dosáhla 6,5 mag, ale další den byla opět 7,8 mag a koncem června zeslábla nad 11 mag. Rychlost rozpínání obálky na základě měření profilů čar Balmerovy série vodíku dosáhla 2 500 km/s. R. Ivison aj. prokázali rádiovou emisi obálky na vlnových délkách 0,8 a 1,1 mm v období od konce června do počátku srpna 1994.

O měsíc později se do třetice přihlásilo souhvězdí Střelce, v němž po 97 letech opět vzplanula červená proměnná LQ Sagittarii, která v r. 1897 dosáhla 13 mag v modrém oboru spektra a nyní počátkem července 1994 se zjasnila o 5 mag z klidového stavu a dosáhla 14,3 mag. V r. 1897 byla tato proměnná klasifikována jako nova, avšak nyní je zřejmé, že jde o klasickou miridu. Spektrum, pořízené 2. července 1994 na observatoři CTIO v Chile, odpovídá spektru červeného obra třídy M.

Konečně U. Munari aj. zjistili počátkem srpna, že proměnná V407 Cygni, známá též jako nova Cyg 1936, je opět aktivní, když dosáhla 13 mag. V jejím spektru se kombinuje absorpční a horké kontinuum, což lze klasifikovat jako symbiotickou dvojhvězdu, kde chladná obří složka je rovněž mirida.

A. Scott aj. pozorovali v rádiovém oboru na frekvenci 230 GHz oblastNovyGK Per, která vzplanula v r. 1901, kdy dosáhla bezmála 0 mag a je dosud druhou nejjasnější novou tohoto století. Rozpínající se rádiová obálka vykazuje osovou souměrnost bipolárních laloků. Její morfologie připomíná planetární mlhoviny a autoři dovozují, že kolem novy se prostírá fosilní planetární mlhovina, která se utvořila dávno před výbuchem.

A. Slavin aj. studovali morfologii rozpínající se obálky velmi pomaléNovyHR Del, jež vybuchla 8. července 1967, avšak maxima 3,4 mag dosáhla až 12. prosince téhož roku a sekundárně se zjasnila ještě v květnu 1968, aby se k původní jasnosti před výbuchem (12 mag) vrátila až v r. 1975. R. 1981 objevil L. Kohoutek v optickém oboru rozpínající se oválnou plynnou obálku novy o úhlových rozměrech 3,7″ × 2,5″. Týž tvar obálky je patrný i na loňských snímcích v čarách O III a H-α, takže obálku lze modelovat jako kombinaci rozpínajícího se rovníkového prstence a polárních výtrysků, přičemž rychlosti prstence a výtrysků se navzájem liší. Odtud též autoři určili úhel sklonu prstence k zornému paprsku na 38°, a tak mohli zpřesnit i vzdálenost novy na (1,1 ±0,1) kpc.

G. Schmidt aj. odhalili pomocí HST vlastní záření bílého trpaslíka, jenž v r. 1975 vybuchl jako velmi jasná nova V1500 Cygni, vzdálená od nás 0,9 kpc. Ukazuje se, že tato primární složka těsné dvojhvězdy o hmotnosti 0,9 M☉ má povrchovou teplotu přes 100 kK a bolometrickou svítivost 5 L☉ při poloměru 0,009 R☉, tj. pouhých 6 000 km. Sekundární složka soustavy je hvězdou hlavní posloupnosti a při poloměru 0,34 R☉ vyplňuje Rocheovu mez. Její povrchová teplota činí jen 3 kK, avšak polokoule přivrácená k bílému trpaslíku je přehřáta na 8 kK. Autoři soudí, že nova V1500 Cyg patří do třídy polarů – silně magnetických nov typu AM Her.

A. Weight aj. se zabývali infračervenou fotometrií velmi starých nov s cílem poznat stav jejich sekundárních složek a změřit současné tempo přenosu hmoty na primárního bílého trpaslíka. Nenalezli žádnou závislost tempa přenosu hmoty na intervalu, jenž uplynul od výbuchu – nejméně po dobu 140 let. To je v rozporu s populární představou o tzv. přezimování nov, podle níž by mělo toto tempo několik desítek let po explozi výrazně poklesnout a znovu stoupnout až poměrně těsně před dalším výbuchem, tj. až po desítkách tisíc let. Autoři dále soudí, že jimi sledované staré Novy EU Sct a V3645 Sgr by mohly být ve skutečnosti rekurentní, tj. že k dalšímu výbuchu může dojít již během příštího století.

P. Saizar a G. Ferland zkoumali vlastnosti vyvržené obálky Novy QU Vulpeculae, která vybuchla r. 1984. Zjistili, že nova vyvrhla plyn o úhrnné hmotnosti až 4.10-3 M☉, což vůbec není zanedbatelný příspěvek k obohacování mezihvězdného prostředí o astrofyzikální „kovy“. M. Della Valle a M. Livio odhadli četnost skutečného výskytu nov v Galaxii na základě faktu, že každoročně se v průměru objevují 4 novy. Vychází odtud, že v Galaxii ročně vybuchuje v průměru 20 nov, tj. 3krát až 4krát méně, než se dosud soudilo. To tedy znamená, že roční příspěvek nov k mezihvězdné látce v Galaxii může činit nanjevýš 0,1 M☉. Podobnou hodnotu pozorované četnosti nov (5 za rok) obdrželi M. Della Valle aj. pro spirální galaxii M33 v souhvězdí Trojúhelníku za období let 1960–1980. Poznamenejme ještě, že rozhodnutím Mezinárodní astronomické unie se od počátku r. 1995 užívá pro nově objevené novy souřadnic vztažených k epoše 2000,0.

4.7. Symbiotické hvězdy

V r. 1941 zavedl P. Merrill termín symbiotické hvězdy pro objekty, jež ve spektru vykazovaly současně rysy typické pro horké a chladné hvězdy. Po dlouhou dobu pak probíhal spor o povaze těchto objektů; někteří astrofyzikové soudili, že jde o osamělé hvězdy se složitou vícevrstevnatou atmosférou, kdežto jiní předvídavě hledali podstatu zvláštností symbiotických hvězd v jejich podvojnosti. Dnes, kdy známe na 140 symbiotických hvězd, je už zřejmé, že druhá koncepce je správná. Symbiotické hvězdy se liší od klasických kataklyzmických dvojhvězd tím, že zatímco druhou složkou kataklyzmických dvojhvězd je červený trpaslík, u symbiotických dvojhvězd ji představuje červený obr, dodávající hmotu do akrečního disku kolem bílého trpaslíka.

Nejpozoruhodnější podskupinu mezi symbiotickými dvojhvězdami tvoří nepochybně symbiotické novy, k nímž podle U. Mürseta a H. Nussbaumera patří sedm objektů: prototyp AG Peg a dále RT Ser, RR Tel, V1016 Cyg, V1329 Cyg, HM Sge a PU Vul. Podobně jako u klasických nov zde probíhá přenos hmoty z chladné sekundární složky na povrch horkého bílého trpaslíka. U symbiotických nov však není třeba, aby vodík přetékal přes Lagrangeův bod, neboť červení obři ztrácejí dostatek hmoty hvězdným větrem. Vodík, nahromaděný tak postupně na povrchu bílého trpaslíka, se stane nukleární třaskavinou, jež po dosažení kritické hmotnosti vybuchne. Povrch bílého trpaslíka se ohřeje až na 200 kK a jeho svítivost vzroste až na 1.104 L☉ – tedy více než u klasických nov. Hmotnosti bílých trpaslíků se přitom pohybují v rozmezí 0,6 ÷ 1,2 M☉.

Podle H. Nussbaumera a M. Vogela vstoupila symbiotickáNova PU Vulpeculae opět do zákrytu horké složky během podzimu nebo zimy 1993, a to poprvé od r. 1980. Spektra z družice IUE prokázala přítomnost hvězdného větru obří složky o rychlosti 500 km/s. Zákryt trval půl roku až rok a v jeho průběhu zmizela široká emise He II, ale zato zesílily nebulární čáry [O III]. Zákryt skončil v říjnu 1994 a odtud lze odvodit trvání oběžné periody (13,6 ±0,3) let. Y. Andrillatová a L. Houziaux studovali optické a blízké infračervené spektrum PU Vul během nebulární fáze v období od května 1989 do září 1992 a určili tak spektrální typ červeného obra M6 III i nadbytek helia v jeho atmosféře (dvojnásobek slunečního zastoupení).

V červnu 1994 došlo k novému výbuchu symbiotické dvojhvězdy AG Draconis, jež se během měsíce zjasnila z 9,9 mag na 8,4 mag a na této hodnotě setrvala až do počátku srpna 1994. Spektra z družice IUE, pořízená v prvním polovině července 1994, prokázala přítomnost horkého ultrafialového kontinua jakož i emise čar vodíku a neutrálního i ionizovaného helia. Podle A. Skopala a D. Chochola je překvapující, že jde o druhý výbuch během jediné periody oběžné doby, jež činí 552,4 dne. Horká složka přitom dosáhla teploty 120 kK a chladná složka je spektrální třídy K4 III.

Podle R. Passuella aj. se koncem srpna 1994 asi o 1 mag nečekaně zjasnila symbiotická proměnná LT Delphini. A. Bruch aj. zjistili, že symbiotická proměnná AR Pavonis je zákrytovou dvojhvězdou s oběžnou dobou 604,5 d. Také SY Muscae je podle W. Schmutze aj. zákrytovou dvojhvězdou, v níž sekundární složkou je obr M4,5 III o povrchové teplotě 3,5 kK, poloměru 86 R☉, svítivosti 1 000 L☉ a hmotnosti 1,3 M☉. Jelikož vzdálenost složek činí 1,7 AU, jde o bezpečně oddělený systém, takže ani v této soustavě nepřipadá v úvahu přetok hmoty přes Langrangeův bod L1.

A. Skopal se zabýval probíhajícím zákrytem horké složky symbiotické dvojhvězdy CH Cygni, jenž dosáhl minima kolem 15. října 1994 a skončil v prosinci téhož roku. Minimum je zvlášť výrazné v ultrafialovém oboru spektra (amplituda 8 mag!), zatímco ve vizuálním oboru V se jasnost soustavy zeslabila jen o 1,3 mag. Ultrafialové spektrum soustavy se během zákrytu v r. 1994 podobalo spektru při předešlém zákrytu v listopadu 1992. Odtud též vyplývá oběžná perioda 756 dnů. Jak patrno, pro symbiotické dvojhvězdy jsou oběžné periody o délce mnoha set dnů naprosto typické. Jinak ovšem představuje každá symbiotická proměnná svět sám pro sebe, jak to výstižně vyjádřili W. Schmutz aj., když napsali: „Symbiotické hvězdy připomínají německou mluvnici, v níž je více výjimek než pravidel“.

4.8. Hvězdy ze závojem a chemicky pekuliární

K nejjasnějším hvězdám se závojem (takto označujeme hvězdy třídy B s emisními čarami) patří ζ Tauri. A. Quirrenbach aj. použili k jejímu studiu optického interferometru, ale ani zde nebyli schopni hvězdu rozlišit ve žlutém oboru spektra na 550 nm. Naproti tomu v čáře H-α rozlišili oválnou strukturu o úhlové délce velké osy 3,55 mas (= tisícina obloukové vteřiny) a poměru obou os 0,3. Usoudili, že jde o průmět plynného disku, jejž vidíme pod úhlem 73°, čímž byla nezávisle potvrzena existence rovníkových disků kolem hvězd třídy Be. P. Harmanec oznámil, že hvězda Be ο Andromedae (B6 IIIe) prodělala koncem listopadu 1994 nápadnou změnu spektra, kdy se silně měnily intenzity všech čar ve spektru a emise H-α se rozdvojily. Podobné proměny ve vzhledu emisních čar zaznamenal S. Štefl pro hvězdu λ Eridani (B2e IV) v lednu a říjnu 1994. K. Juza aj. zveřejnili výsledky dlouhodobého fotometrického a spektroskopického sledování hvězdy Be κ Draconis. Konečně N. Piskunov aj. sestavili mapu povrchu chemicky pekuliární dvojhvězdy ET Andromedae v čarách křemíku a helia.

4.9. Planetární mlhoviny

Centrální hvězda planetární mlhoviny He 1-5, proměnná FG Sagittae, zeslábla koncem dubna 1994 ve vizuálním oboru o 1,2 mag, podobně jako předtím koncem léta 1992, aby se opět vrátila k původní jasnosti během několika týdnů. Příčinou epizodických poklesů vizuální jasnosti je zřejmě tvorba částeček prachu ve vnější obálce planetární mlhoviny.

Na těsný vztah mezi planetárními mlhovinami a bílými trpaslíky upozornilo pozorování podtrpaslíka třídy O PG 1520+525, jenž je obklopen planetární mlhovinou, vyvrženou asi před 36 000 lety. Při vzdálenosti 460 pc dosahuje svítivosti 90 L☉ a hmotnosti 0,75 M☉ a zřejmě se rychle vyvine na pravého bílého trpaslíka. Ještě mladší planetární mlhovinou je mlhovina NGC 6543 (Kočičí oko) v souhvězdí Draka ve vzdálenosti 900 pc. Soustředné plynové slupky a uzlíky v mlhovině jsou dokladem výbuchu, k němuž došlo teprve před tisícem roků. Podobně vznikne zhruba za 5 miliard let planetární mlhovina kolem Slunce.

Velmi pozoruhodnou planetární mlhovinu Sh 2-174 studovali R. Tweedy a R. Napiwotzki. Na jejím okraji se totiž nachází „mateřský“ bílý trpaslík GD 561, který své planetární mlhovině zřejmě ulétl! Jde o heliovou hvězdu s hmotností 0,3 M☉ a povrchovou teplotou 65 kK, jež asi před 10 miliony let opustila asymptotickou větev obrů.

4.10. Bílí trpaslíci

M. Barstow aj. upozornili na teplotní paradox, když hvězdní předchůdci planetárních mlhovin patří ke žhavým hvězdám, kdežto bílí trpaslíci bohatí na vodík jsou příliš chladní. Nyní se jim však zřejmě podařilo najít potřebný spojovací článek v podobě hvězdy RE 1738+665, objevené při přehlídce družicí ROSAT. Je to dosud nejteplejší bílý trpaslík bohatý na vodík – podle výsledků rozboru spektra z družice IUE dosahuje jeho povrchová teplota 88 kK! Přitom slupka bohatá na vodík je fakticky velmi tenká a činí v průměru 10-7 ÷ 10-14 M☉.

S. Vennes aj. nalezli čtyři horké bílé trpaslíky při přehlídce družice EUVE, mezi nimi také již proslulého magnetického bílého trpaslíka HZ 43. Zároveň to znamená, že ve směrech k těmto trpaslíkům a také ve směru k jasných hvězdám β CMa a ε CMa se nachází velmi málo mezihvězdného neutrálního vodíku, absorbujícího záření EUV.

S. Vennes a J. Thorstensen identifikovali zdroj EUVE 0720-317 jako dvojhvězdu, v níž horkou složkou je bílý trpaslík DA O, bohatý na vodík, a chladnou složkou trpaslík dM1, s oběžnou periodou 1,3 dne a sklonem nad 52°. Soustava je obklopena společnou plynnou obálkou. Ve spektru bílého trpaslíka nalezli přebytečný červený (Einsteinův gravitační) posuv z = (45 ±20) km/s. To znamená, že tíže na povrchu bílého trpaslíka je o 5 řádů vyšší než tíže na povrchu Země. Hmotnost bílého trpaslíka činí 0,75 M☉, poloměr 0,013 RO a povrchová teplota 60 kK.

4.11. Supernovy a jejich pozůstatky

Supernovou roku se nepochybně stala supernova 1994I v galaxii NGC 5194 (M51) v Honicích psech , objevená 2. dubna 1994 nezávisle mnoha pozorovateli jako objekt 13,5 mag. První spektra, pořízená na Mt. Palomaru, neobsahovala vůbec žádné spektrální čáry, pouze zvlněné optické kontinuum, na něž se promítaly absorpční čáry mezihvězdného sodíku, posunuté k červenému konci spektra o 420 km/s.

Supernova byla tedy objevena ještě během vlastního výbuchu, který pravděpodobně začal 31. března. Již 3. dubna byla supernova viditelná v rádiovém oboru spektra v pásmech vlnových délek 13 a 36 mm, jak zjistila obří anténa VLA, zatímco 30m radioteleskop IRAM objevil rádiové záření supernovy na vlnové délce 1,3 mm dne 8. dubna 1994. Šlo zřejmě o záření cirkumstelární obálky, jež bylo v polovině dubna patrné také v decimetrovém pásmu rádiového spektra. V té době však už intenzita milimetrového rádiového záření supernovy začala klesat. Ultrafialové kontinuum bylo velmi potlačeno, což naznačovalo, že supernova je silně zčervenalá. V optickém oboru vystoupily široké emisní a absorpční čáry vykazující profily typu P Cygni a supernova dosáhla maxima V = 13,05 mag dne 8. dubna 1994.

Po jistém váhání se pozorovatelé nakonec shodli na klasifikaci supernovy typu Ic. Předběžné zprávy o identifikaci předchůdce supernovy na snímku HST se nepotvrdily. Zato se podařilo pomocí HST určit, že supernova se nachází před spirálním ramenem galaxie M51 ve směru zorného paprsku. Družice ROSAT odhalila měkké rentgenové záření ze supernovy 22. května 1994. Při vzdálenosti 7,7 Mpc vychází rentgenový zářivý výkon 1,5.1031 W.

Z uveřejněných pozorování odvodili K. Nomoto aj., že supernova vybuchla v těsné dvojhvězdě, která přenosem hmoty ztratila jak vodíkovou, tak heliovou slupku, takže jí zbylo jen obnažené jádro s převahou uhlíku a kyslíku. Uvnitř se pak nacházely zhruba 2 M☉ železa, jehož gravitačním zhroucením byla spuštěna vlastní exploze, při níž se rozptýlila pouze 1 M☉ v podobě cirkumstelární obálky. V návaznosti na tento model vypočítali K. Iwamoto aj., že předchůdce supernovy měl původní hmotnost 14 M☉ a že v cirkumstelární vyvržené obálce se uvolnilo 0,07 MO radionuklidu 56Ni.

V průběhu roku přirozeně pokračovalo i zkoumání předešlé jasné supernovy na severní polokouli 1993J v galaxii NGC 3031 (M81). H. Zimmermann aj. analyzovali rentgenovou světelnou křivku supernovy, jak ji měřila družice ROSAT již od 3. dubna 1993. Měkké rentgenové záření supernovy 1993J bylo nalezeno nezvykle brzy, již 6. den po explozi, a zřejmě vznikalo v silné rázové vlně, šířící se směrem od hvězdy. Teplota v této vlně přesáhla 80 MK, avšak klesala exponenciálně s časem. Zářivý výkon v měkkém rentgenovém pásmu dosáhl při vzdálenosti supernovy 3,6 Mpc hodnoty 2,9.1032 W. Měkké rentgenové záření bylo předtím pozorováno jedině u supernovy 1980sk, kdy se objevilo 35 dnů po optickém výbuchu a bylo měřitelné po dobu 32 dnů. U supernovy 1993J však bylo navíc zjištěno jeho znovuvzkříšení 4. dubna 1994 – více než rok po původním výbuchu.

M. Leising aj. zjistili aparaturou OSSE na družici Compton tvrdé rentgenové záření supernovy 1993J 12. a 30. den po výbuchu. Celkový zářivý výkon v pásmu 50 ÷ 150 keV dosáhl nečekaných 5.1033 W při teplotě až 1 GK. Tvrdost rentgenového spektra se však postupně snižovala a tři měsíce po výbuchu již nebylo v tvrdém oboru spektra záření detektovatelné. Podle Y. Kohmury aj. přetrvávající měkké rentgenové záření pochází ze srážky plynu vyvrženého při výbuchu supernovy s částicemi hvězdného větru, které opustily hvězdu ve stadiu modrého veleobra dávno před výbuchem. Z měření družice ROSAT vyplývá, že toto záření se prakticky nezměnilo až do dubna 1994, tedy během celého roku od výbuchu. Srážkovou interakci též nezávisle potvrdili R. Hanuschik a M. Werger na základě optických spekter z června a srpna 1994.

M. Richmond aj. klasifikovali supernovu na základě vícebarevné světelné křivky v prvních čtyřech měsících po výbuchu jako Ib a nalezli podobnost s průběhem křivky pro supernovy 1983N. Na základě pozorování cefeid zpřesnili vzdálenost supernovy na (3,63 ±0,34) Mpc. To je v dobrém souladu s odhadem vzdálenosti pomocí radiointerferometrie VLBI rozpínající se plynné obálky, jejž učinili N. Bartal aj. – (4,0 ±0,6) Mpc. Z měření překvapivě vyplynulo, že obálka má kruhový tvar, ačkoliv supernova zřejmě explodovala v těsné dvojhvězdě.

Podle S. Woosleyho aj. byla předchůdcem supernovy hmotná hvězda hlavní posloupnosti s pravděpodobnou hmotností kolem 15 M☉, která v čase exploze obsahovala heliové jádro s hmotností 4 M☉ a vodíkovou slupku s hmotností 0,2 M☉ v kouli o poloměru 4.1011 m. Druhá složka dvojhvězdy byla vzdálena 4 AU a ztratila v průběhu hoření helia téměř celý svůj obal bohatý na vodík. Zářivý výkon předchůdce supernovy činil 3.1031 W a jejího průvodce 1.1031 W. Při explozi se uvolnilo 1044 J zářivé energie a 0,07 M☉ radionuklidu 56Ni. K obdobným výsledkům dospěli nezávisle také K. Nomoto aj., kteří odhadli hmotnosti vzniklé neutronové hvězdy na O.

Zřetelným evergreenem se stává výzkum supernovy 1987A, jež je díky relativní blízkosti Velkého Magellanova mračna [A. Gould stanovil jeho vzdálenost na (50,1 ±3,1) kpc] stále v dosahu i středně velkých teleskopů. Podle P. Boucheta aj. začaly infračervené magnitudy I klesat rychleji než magnitudy v ostatních barvách od 1 700. dne po explozi. Zploštění bolometrické světelné křivky je patrné od 900. dne po explozi a pokračuje nejméně do 2 172. dne. Rádiový tok na vlnové délce 1,3 mm se nemění a činí 9 mJy.

Podle infračervených snímků NTT ESO v Chile se začíná projevovat jistá aktivita vnitřního prstenu kolem supernovy, což by mohlo znamenat blízký nástup očekávaného sekundárního „ohňostroje“. Podle D. Lua aj. dojde k ohňostroji v r. (1999 ±3) roky, kdy zářivá rázová vlna o rychlosti 300 km/snarazí na cirkumstelární prsten. Projeví se to optickými a ultrafialovými emisemi prstenu, přičemž zářivé výkony v hlavních čarách vzrostou až na 1030 W a na této výši se udrží několik let.

R. McCray a D. Lin kritizovali dosavadní názor, že zmíněný prsten vznikl působením intenzivního hvězdného větru červeného veleobra před výbuchem supernovy, a nabízejí radikálně odlišnou představu protoplanetárního disku, jenž zbyl z období, kdy se hvězda rodila. Podle jejich názoru byla vnitřní část disku vypařena již před 10 miliony lety, čímž se vytvořil dnes pozorovaný prstenec.

Po opravě HST se v únoru 1994 podařilo odhalit další prstence v okolí pozůstatku supernovy, které tvoří jakoby zrcadlové obrazy oválu. Podle C. Burrowse aj. pozorujeme ve skutečnosti tři prsteny. Centrální prsten byl objeven již dříve, kdežto zrcadlově souměrné ovály jsou novinkou. Prsteny jsou šikmo skloněny k zornému paprsku, přičemž centrální prsten se nachází v rovině procházející supernovou, kdežto zrcadlový pár pochází z rovin před a za supernovou. Autoři soudí, že plynný materiál je dodáván průvodcem supernovy, padá na supernovu, kde se silně ohřeje, a je vyvržen do prostoru v podobě dvou úzkých výtrysků. Když zbytek supernovy rotuje, podléhají výtrysky navíc precesi. Jistým překvapením modelu je okolnost, že zdroj výtrysků se nalézá mimo supernovu.

N. Panagia aj. zkoumali podrobnosti ve vnitřním prstenu mezi březnem 1992 a dubnem 1993, jak je odhalily snímky HST. Nalezli zde silné kolísání hustoty látky v prstenu, který se toho času ochlazuje. Neutrální atomy v něm představují 20 % emitujícího materiálu, jenž je obohacen o produkty cyklu C-N-O pro hvězdu o počáteční hmotnosti asi 20 M☉. Zastoupení kovů Z = 0,003 je 6krát nižší než pro Galaxii, ale zato typické pro Velké Magellanovo mračno. Tento výsledek je v dobré shodě se závěrem práce K. Nomota aj., kteří odhadli hmotnost předchůdce supernovy na 19 M☉ a hmotnost vzniklé neutronové hvězdy 1,45 M☉.

HST dokázal po své opravě kvalitně zobrazit v čáře [O III] expandující plynný obal supernovy v 2 511. a 2 533. dnu po výbuchu. Podle P. Jakobsena aj. dosáhla expandující plynná obálka úhlového poloměru 275 mas, což svědčí o plynulém lineárním rozpínání ode dnů 1 275 a 1 754, kdy byly pořízeny (ještě před opravou HST) předešlé záběry.

Otevřeným problémem, který sužuje hlavně teoretiky, je stále nepotvrzený výskyt pulzaru v pozůstatku supernovy 1987A. J. Dolan aj. se pokoušeli objevit pulzar pomocí rychlého fotometru HSP HST během čtyř příležitostí mezi červnem 1992 a listopadem 1993 v ultrafialovém a optickém oboru spektra. Pokaždé měřili 40 minut s vzorkováním po 100 μs. Do V = 27 mag nenalezli žádnou periodickou fluktuaci v rozmezí 200 μs až 10 s. Naproti tomu J. Middleditch aj. tvrdili, že nalezli pulzar s periodou 2,1 ms, což by však mělo znamenat velmi vysokou svítivost pulzaru, a to je nepravděpodobné. F. Michel se domnívá, že svítivost pulzaru bude rychle růst proto, že i magnetické pole neutronové hvězdy musí rychle vzrůst, a tím se zvýší brzdění její rotace a přenos energie do mlhoviny kolem pulzaru. Svítivost pulzaru by měla růst o 2 % ročně a dosáhnout maxima během několika století. Michel vychází z analogie s pulzarem v Krabí mlhovině, který dosáhl maxima optické i rádiové jasnosti nejpozději za 900 let po explozi supernovy.

Krabí mlhovina byla v letech 1990–1992 sledována v oboru tvrdého záření gama (pásmo 3 ÷ 15 TeV) Čerenkovovými detektory aparatury Themistocle v Pyrenejích v nadmořské výšce 1 650 m n. m. Během téměř 400 h měření se ukázalo, že v mlhovině se nachází zdroj pronikavého záření gama, dávající signál na úrovni 6σ.

Y. Chin a Y. Huang vyslovili pochybnosti o existenci historické pravěké supernovy z r. 185 n. l., údajně popsané v čínských archivech. Podle jejich interpretace archivního textu šlo fakticky o kometu, která se objevila 7. prosince 185 v souhvězdí Kentaura jako objekt 3 ÷ 4 mag, jenž se pohyboval na hvězdném pozadí směrem k severozápadu a zmizel až v červenci r. 186.

B. Schaefer podrobil revizi údaje o jedné z nejjasnějších supernov 20. stol. 1937C v galaxii IC 4182. Supernova patřila k typu Ia a dosáhla maximální jasnosti B = 8,7 mag, což při modulu vzdálenosti galaxie 28,4 mag dává absolutní bolometrickou hvězdnou velikost -19,7 mag.

M. Turrato objevil 10. května 1994 na observatoři ESO v Chile supernovu 1994N, která patří k typu II. Na tom by nebylo nic výjimečného, kdyby o pouhý rok předtím nevzplanula v téže galaxii jiná supernova – 1993N. Jinou kuriozitou je sdělení S. Van Dyka aj., že supernova 1986D v blízké spirální galaxii NGC 6946, patřící rovněž k třídě II, se 2. srpna 1994 po osmi letech znovu vynořila v rádiovém oboru spektra. Loňským rokem se uzavřelo období, kdy byly souřadnice nově objevených supernov vztahovány k epoše 1950; od 1. ledna 1995 se i zde přechází na epochu 2000.

Podle S. van den Bergha a R. McClureho bylo do 1. dubna 1993 zaznamenáno celkem 964 extragalaktických supernov. V naší Galaxii patřily historické supernovy z let 1054, 1181 a ±1670 do třídy II. Četnost supernov této třídy ve vzdálenostech do 4 kpc od Slunce autoři odhadli na 2,3 (H0/75)2 za tisíciletí (H0 je dosud nejistá hodnota Hubbleovy konstanty).

O soustavné hledání supernov se zasloužil zejména F. Zwicky, jenž ve třicátých letech tohoto století započal s jejich vyhledáváním na snímcích získaných 0,45m Schmidtovou komorou na Mt. Palomaru. Zásluhou přehlídky se nejprve ukázalo, že většině supernov chybějí ve spektru čáry vodíku, ale v r. 1941 R. Minkowski zjistil, že některé supernovy přece jen vodík obsahují.

Podle R. Kirschnera patří ke třídě I ty supernovy, jejichž předchůdci byli bílí trpaslíci, kteří předtím ztratili vodíkovou obálku, takže se skládali pouze z uhlíku a kyslíku. Když přetokem hmoty z průvodce ve dvojhvězdě získali dostatečně tlustou vodíkovou slupku, proběhla v ní překotná termonukleární reakce, která posléze bílého trpaslíka zničila. Naproti tomu supernovy třídy II vznikají při gravitačním zhroucení dostatečně hmotných hvězd a většinu energie kolapsu odnášejí neviditelná neutrina.

Nyní se však ukazuje, že původní hrubé dělení supernov do dvou tříd je zapotřebí zjemnit. Základní mechanismus překotné termonukleární reakce ve slupce platí jen pro subtyp Ia, kdežto subtypy Ib a Ic se odlišují tím, že po ztrátě vnější obálky dochází ke kolapsu jádra kompaktní hvězdy, a to způsobí výbuch supernovy. Také supernovy třídy II se štěpí na více ne zcela jednoznačně definovaných skupin. S. Woosley a T. Weaver zjistili, že bílí trpaslíci, kteří posléze vybuchují jako supernovy subtypu Ia, zdaleka nedosahují hmotnosti Chandrasekharovy meze. Bílí trpaslíci, skládající se převážně z uhlíku a kyslíku, mají hmotnosti v rozmezí 0,6 ÷ 0,9 M☉, avšak získávají ročně 10-8 M☉ helia od průvodce – heliové hvězdy hlavní posloupnosti. Jelikož soustava ztrácí energii vysíláním gravitačního záření, obě složky nakonec splynou a dojde k výbuchu.

Podobný scénář se podle I. Ibena a A. Tutukova uplatní i u symbiotických proměnných hvězd, kde bílý trpaslík, tvořený uhlíkem a kyslíkem, získá od červeného obra až 0,2 MO helia. To stačí k tomu, aby helium ve slupce podlehlo překotné termonukleární reakci, která vyvolá i detonaci jádra bílého trpaslíka, a dvojhvězda se při následné explozi rozbije. Průběh poklesu světelné křivky je pak řízen rozpadem radioaktivního nuklidu 56Ni, jenž vzniká při výbuchu supernovy.

Podle modelových výpočtů se tak především vytvářejí prvky skupiny železa a dále přebytek Ti, Cr a V. V porovnání s pomalým hořením v bílých trpaslících na Chandrasekharově mezi jsou výbuchy supernov podsvítivé až čtyřikrát, což silně zpochybňuje koncepci supernov Ia jako „standardních svíček“ pro fotometrické určování vzdáleností galaxií.

K. Nomoto aj. zjistili, že výsledná exploze závisí na chemickém zastoupení vodíku, helia, uhlíku a kyslíku v příslušném bílém trpaslíku, jakož i na rychlosti akrece hmoty z nezhroucené složky dvojhvězdy. Pro výbuch supernovy je podstatné, aby přenos hmoty probíhal tempem 10-8 ÷ 10-6 M☉/r.

S. Woosley aj. se zabývali modelováním explozí supernov subtypů Ib a Ic. Podle těchto modelů jsou předchůdci velmi hmotné (4 ÷ 20 M☉) Wolfovy-Rayetovy hvězdy v těsných dvojhvězdách, jež výměnou hmoty s druhou složkou přijdou o svou vodíkovou obálku. Následkem výměny hmoty činí jejich konečná hmotnost před explozí 2,3 ÷ 3,6 M☉. Při výbuchu se zvýší zářivý výkon na (1,5 ÷ 4).1035 W a vytvoří se (0,07 ÷ 0,15) M☉ radionuklidu 56Ni, jakož i radionuklidy s dlouhým poločasem rozpadu (26Al a 60Fe).

Podle B. Leibundguta a J. Spyromilia budou nově objevované supernovy ideální laboratoří pro studium závěrečných fází hvězdného vývoje, jakmile bude dokončen obří teleskop VLT v Chile. Supernovy až do vzdálenosti kupy galaxií v Panně se pak totiž stanou stejně přístupnými objekty, jako je blízká supernova 1987A ve Velkém Magellanově mračnu, takže průměrně jednou za rok bude možné pozorovat výbuch supernovy ve srovnatelných podrobnostech. Předpokladem úspěchu je ovšem jednak dostatečně pružný pozorovací program VLT, jednak rychlá celosvětová komunikace prostřednictvím sítě internet. Zatím totiž nebylo využito supernov v cizích galaxiích k průzkumu vlastností mezilehlého interstelárního a intergalaktického prostředí, což by pomohlo při určování chemického složení a vývoje samotných galaxií. Hodně nových poznatků lze též získat z polarimetrie a studia vzhledu světelných ozvěn výbuchů. V zásadě už sice známe povahu mechanismu výbuchu, ale nikoliv individuální zvláštnosti jednotlivých supernov.

5. Neutronové hvězdy a pulzary

5.1. Rádiové pulzary

Jeden z nejpozoruhodnějších rádiových pulzarů ve dvojhvězdě PSR 1259-63 objevila poněkud paradoxně družice ROSAT v r. 1992 nejprve jako rentgenový pulzar. Podle M. Tavaniho aj. se totiž ukázalo, že pulzar obíhá po velmi výstředné eliptické dráze (e = 0,87!) kolem nedegenerované hvězdy SS 2883 typu Be v periodě 3,4 let. Jde o poměrně jasnou hvězdu 10 mag, vzdálenou od nás asi 3 kpc. Její poloměr činí 11 R☉ a svítivost 5,8 L☉. Pulzar PSR 1259-63 má impulzní periodu 48 ms a zpomaluje se relativním tempem 2,3.10-15. Jak se ukázalo, byl pulzar objeven poblíže apastra dráhy, takže se s velkým zájmem čekalo, co se odehraje v periastru, jímž pulzar proletěl 9. ledna 1994. Výsledky pozorování dosud nebyly v úplnosti publikovány, ale už nyní je zřejmé, že pulzar splnil očekávání při průletu plynným závojem hvězdy SS 2883, a došlo k celé řadě nápadných úkazů, kdy rádiové impulzy byly na nízkých frekvencích zcela absorbovány, signály se depolarizovaly a ve spektru se objevily přídavné emise. Ukázalo se též, že rentgenové záření pulzaru vzniká interakcí mezi hvězdným větrem z pulzaru s cirkumstelárním obalem soustavy.

Další pulzar s vysoce excentrickou drahou J0045-7319 je poněkud z ruky – je to totiž jediný známý pulzar v Malém Magellanově mračnu ve vzdálenosti 65 kpc. Byl objeven D. McConnellem aj. v r. 1991. Průvodce pulzaru spektrální třídy B1 V má podle V. Kaspiho aj. hmotnost asi 8 M☉; je pozorovatelný jako hvězda B = 16 mag, takže jeho absolutní hvězdná velikost činí -3 mag. Pulzar kolem něj obíhá v periodě 51,2 dne po dráze o výstřednosti e = 0,81 a projekci velké poloosy 52,3 milionů km. Impulzní perioda 0,926 s svědčí o tom, že pulzar nebyl roztočen na vyšší obrátky akrecí hmoty z modrého průvodce. Až se tak v budoucnu stane, změní se rádiový pulzar v rentgenový zdroj. Nakonec asi obě složky dvojhvězdy splynou a vytvoří objekt Thorneho-Žytkowové s neutronovou hvězdou v jádře a obalem v podobě červeného obra. Impulzní perioda pulzaru se velmi rychle prodlužuje relativním tempem 4.10-5, což nepřímo svědčí o vysoké indukci magnetického pole neutronové hvězdy 2,1.108 T a odpovídá stáří pulzaru 3,3 miliony roků. Na frekvenci 430 MHz činí rádiový tok pulzaru jen 1 mJy, ale s ohledem na jeho vzdálenost jde fakticky o nejsvítivější rádiový pulzar vůbec. První opticky identifikovaný rádiový pulzar ve Velkém Magellanově mračnu PSR 0540-693 byl pomocí teleskopu NTT ESO ztotožněn s pulzující hvězdou 22,5 mag. Jeho impulzní perioda činí 50,4 ms.

Naopak vůbec nejbližším rádiovým pulzarem je podle T. Taurise aj. PSR J0108-1431 s nejmenší dispersní mírou 1,83 pc/cm3, odpovídající vzdálenosti pouhých 85 pc. Impulzní perioda 0,81 s se prodlužuje relativním tempem 8.10-17, čemuž odpovídá charakteristické stáří 1,6 mil. let a magnetické indukce na povrchu neutronové hvězdy 2,5.107 T. Hlavní impulz zabírá asi 2,5 % oběžné periody a tzv. interpulz nebyl zjištěn. Rádiový tok činí jen 8 mJy na frekvenci 436 MHz a 1,5 mJy na 1520 MHz, z čehož plyne že rádiový výkon tohoto pulzaru je o řád nižší než u ostatních pulzarů. To naopak znamená, že těchto slabě zářících pulzarů je v Galaxii nesrovnatelně více než dosud objevených pulzarů jasných.

V květnu 1994 nalezli S. Thorsett aj. pomocí radioteleskopu v Arecibu poblíž jižního okraje smyčkové mlhoviny v souhvězdí Labutě pulzar J2043+27 s periodou 96 ms a dispersní mírou 21 pc/cm3, čemuž odpovídá vzdálenost 1 kpc. Pulzar je starý asi 40 tisíc let a pohybuje se vůči nám rekordní příčnou rychlostí 1 500 km/s.

L. Burderi a A. King zjistili, že binární pulzar PSR 1718-19 v kulové hvězdokupě NGC 6342 s impulzní periodou 1,0 s a oběžnou periodou 6,2 h vykazuje rekordní magnetickou indukci 1,5.108 T, tedy o plné dva řády vyšší, než je pro pulzary v kulových hvězdokupách obvyklé. Pulzar je pozorovatelný jen po část oběžné periody, jelikož je periodicky zakrýván materiálem proudícím z průvodce o hmotnosti pouhých 0,2 M☉. V tomto případě však nejde o důsledek odpařování průvodce pulzarem, jako tomu bývá u tzv. černých vdov, nýbrž o intenzivní hvězdný vítr bílého trpaslíka.

G. Stringfellow aj. se pokusili zobrazit tři blízké pulzary o charakteristickém stáří 1.105 ÷ 2.107 let v optickém a ultrafialovém pásmu pomocí opraveného HST. Ve všech případech našli žhavé objekty, jejichž zářivý výkon převyšuje o několik řádů hodnoty očekávané tepelné emise povrchu neutronové hvězdy. Odtud vyplývá, že tyto neutronové hvězdy vydávají velké množství záření netepelnými procesy, což zatím žádný model není s to uspokojivě vysvětlit.

A. Wolszczan byl opět úspěšný při hledání průvodců rádiových pulzarů s planetárními hmotnostmi. U binárního pulzaru B1257+12 s oběžnou periodou 25 dnů odhadl hmotnost průvodce řádově na setinu MZ, čili tento pulzar je doprovázen „Měsícem“! Také kolem pulzaru B1828-11 pravděpodobně obíhá těleso o planetární hmotnosti. Binární pulzar B1620-26 v kulové hvězdokupě M4 má průvodce o hmotnosti 80 MZ, avšak podle F. Curtise Michela obsahuje soustava ještě třetí těleso, jehož parametry se podaří určit během příštího desetiletí. Konečně dnes již klasický pulzar PSR 1257+25 má dle Wolszczana nejméně dvě planety s minimálním hmotnostmi 3,4 a 2,8 MZ, jež obíhají po téměř kruhových drahách s poloměry 0,36 AU a 0,47 AU a oběžnými dobami 66,5 d a 98,2 d. Charakteristické stáří pulzaru činí 800 milionů let a magnetická indukce na povrchu neutronové hvězdy dosahuje 8,8.104 T. Je zajisté paradox, že dnes nejspolehlivější důkazy o existenci planetárních těles mimo Sluneční soustavu poskytly pulzary – nikdo přirozeně nečekal, že jakákoliv planeta může přežít gigantickou explozi mateřské hvězdy v podobě supernovy. Proto převažuje mínění, že tyto planety vznikají až po výbuchu, z materiálu rozmetaného hvězdného průvodce apod.

Během léta 1994 byly zpozorovány další dva skoky v periodě pulzaru PSR 0833-45 v souhvězdí Plachet. Historicky šlo o 10. skok dne 26. července o velikosti relativního zkrácení periody 8,3.10-7 a 11. skok z 27. srpna s relativním zkrácením 1,99.10-7.

S. Ransom aj. pozorovali známý pulzar PSR 0531+21 v Krabí mlhovině v infračervených filtrech JHK s časovým rozlišením až 20 μs a ukázali, že hlavní impulz je zde delší než v optickém a ultrafialovém oboru; je však zřetelně oddělen od interpulzu. J. Masnou aj. analyzovali záznamy záření gama v rozmezí energií 0,15 ÷ 4 MeV, získané při balonových výstupech v letech 1986 a 1990. Zjistili, že impulzy gama přicházely o 600 μs, resp. 375 μs před rádiovými, což vzniká buď proměnnou interstelární disperzí, anebo tím, že zdroj záření gama leží výše v magnetosféře než zdroj rádiového záření. T. Tanimori aj. využili australského kolektoru ve Woomeře k zachycení vysoce energetického záření gama technikou Čerenkovových detektorů pro energie až 15 TeV. Na přelomu let 1992/93 objevili impulzní signál s průměrnou energií 7 TeV na úrovni 4σ. Zdrojem těchto paprsků je zřejmě synchrotronové záření relativistických elektronů v silném magnetickém poli a inverzní Comptonův jev. Podle F. Grahama-Smithe bylo během 23 let sledováno již na 20 miliard otoček pulzaru v Krabí mlhovině. Za tu dobu se rotační frekvence zpomalila z 30,3 Hz na 29,9 Hz; plynulý pokles frekvence byl však přerušen několika skoky, což je vlastně výsada všech mladých pulzarů.

P. Murdin sečetl hmotnost pulzaru-neutronové hvězdy v Krabí mlhovině a hmotnost vláken mlhoviny (maximálně 2 M☉) a zjistil, že se někde ztratilo 4 ÷ 9 MO předchůdce supernovy. Nejpravděpodobněji obsahuje tuto „skrytou hmotu“ halo mlhoviny, tvořené vodíkem a vzniklé z nízkorychlostní složky hvězdného větru předchůdce. Hmotnost hala pak odhadl na 4 M☉, takže předchůdce supernovy AD 1054 měl minimálně 8 M☉. R. Talcott pořídil snímek Krabí mlhoviny pomocí HST a nalezl na něm chaotické oblasti obsahující jak vlákna, tak výtrysky plynu.

A. Deshpande a V. Radhakrishnan hledali dekametrové záření pulzarů na frekvenci 34,5 MHz radioteleskopem v Gauibidanuru. Mezi 20 sledovanými pulzary však našli měřitelné impulzy jen ve 4 případech. T. Tauris aj. započali před dvěma lety přehlídku pulzarů na observatoři v Parkesu na frekvenci 436 MHz s cílem najít milisekundové a nízkosvítivé pulzary v galaktickém disku. Zatím našli 8 nových milisekundových a 70 klasických pulzarů. Podle S. Thorsetta však přibývá i objevů pulzarů ve vysokých galaktických šířkách a v kulových hvězdokupách zásluhou lepší pozorovací techniky. V galaktické rovině nyní známe 25 milisekundových pulzarů, takže jejich celkový počet v Galaxii lze odhadnout na 30 000. To je nižší odhad, než se dříve soudilo, a dobře souhlasí s počtem genetických předchůdců, jimiž jsou rentgenové dvojhvězdy s nízkou hmotností. Nový katalog však obsahuje též akrečně roztočené milisekundové pulzary, jež již pohltily svého průvodce (závěrečné dějství scénáře „černé vdovy“) a konečně 29 binárních pulzarů, které tento osud teprve čeká. Dosud bylo v Galaxii úhrnem nalezeno na 600 rádiových pulzarů všech kategorií.

Podle A. Lyneho a D. Lorimera činí průměrná prostorová rychlost pulzarů (450 ±90) km/s, což je více než průměrná úniková rychlost ze dvojhvězdy, z kulové hvězdokupy i z celé Galaxie. Pak bychom se neměli divit, že neutronové hvězdy, které dosud z Galaxie neunikly, jsou rozloženy izotropně. Pokud tajemné zábleskové zdroje záření gama souvisejí s neutronovými hvězdami, je dokonce přirozené, že jejich rozložení po obloze je izotropní. Znamenalo by to, že zábleskové zdroje záření gama souvisejí právě se starými neutronovými hvězdami.

F. Graham-Smith shrnul dosavadní poznatky o pulzarech od historické práce W. Baadeho a R. Minkowského z r. 1934, v níž autoři předpověděli, že pozůstatkem po výbuchu supernovy by měla být neutronová hvězda. Po objevu pulzarů v r. 1968 J. Bellovou a A. Hewishem se tento názor dramaticky potvrdil, přičemž neutronové hvězdy v pulzarech vynikají rychlou relativně stabilní rotací a extrémně silným magnetickým polem. Následkem toho vysílá neutronová hvězda z oblastí magnetických pólů vysoce polarizované kuželové rádiové výtrysky o typickém vrcholovém úhlu 15°. Magnetosféra neutronové hvězdy o poloměru 15 km sahá do vzdálenosti několika tisíc kilometrů a je strhávána rotací kompaktní neutronové hvězdy až do vzdálenosti, v níž se obvodová rychlost blíží rychlosti světla (takto je definován tzv. světelný válec). Zatímco urychlené částice jsou v oblasti magnetického rovníku neutronové hvězdy uvězněny natrvalo, v okolí polárních čepiček unikají do kosmického prostoru. Struktura rádiového profilu proto odhaluje i struktury polární čepičky, jejichž příčina není jasná. Některé pulzary září také opticky, případně rentgenově a v oboru záření gama (viz právě zmíněný pulzar v Krabí mlhovině), přičemž zdroj tohoto záření může ležet jinde než zdroj záření rádiového. Taková situace je však typická jen pro zcela mladé pulzary. Rovněž pozorované skoky v periodě se omezují na zcela mladé pulzary. Souvisí to s postupnou změnou stavby nitra neutronové hvězdy. Neutronová suprakapalina totiž zevnitř postupně proniká do kůry neutronové hvězdy v podobě úzkých supratekutých vírů. Změny rotace proto vypovídají o stavu nitra neutronové hvězdy – jsou to jedinečné kosmické fyzikální laboratoře.

A. Weatherall a J. Eilek tvrdí, že pulzary lze rozdělit do dvou populací podle polohy v diagramu perioda – změna periody s časem. Navenek se to projeví odlišným tvarem impulzů. Velmi mladé neutronové hvězdy vysílají záření uvnitř celého kužele, kdežto staré neutronové hvězdy jen po jeho plášti. T. Aršakjan zjistil ze vztahu mezi velikostmi vrcholových úhlů kuželů a period rotace pulzarů, že pulzary se štěpí do dvou populací, přičemž oddělující hranicí je rotační perioda 0,7 s. Liší se pak právě velikostí vrcholových úhlů, přičemž pulzary s periodou kratší než 0,7 s mají průměrný vrcholový úhel 8° a pulzary s periodou delší pak 19°. Střední periody první populace činí 0,4 s, kdežto u druhé populace 1,26 s. V průměru tedy pozorujeme z důvodu usměrnění svazků jen jeden ze 44 právě existujících pulzarů – ostatní svými rádiovými svazky prostě netrefí Zemi.

5.2. Milisekundové pulzary

M. Bailes aj. oznámil objev tří binárních milisekundových pulzarů v galaktickém disku, z nichž pulzar J0034-0534 vykazuje jednu z nejkratších period 1,87 ms. Průvodci těchto pulzarů vynikají velmi nízkými hmotnostmi a pohybují se po kruhových drahách. Pulzar J2145-0750 dosahuje charakteristického stáří 12 miliard let, srovnatelného věku s Galaxií. Těmito objevy stoupl počet milisekundových pulzarů v galaktickém disku na 14.

J. Edelstein aj. ohlásili identifikaci binárního pulzaru J0437-4715 v pásmu EUV. To přirozeně naznačuje, že jde o blízký objekt. Autoři jeho vzdálenost odhadují na pouhých 140 pc. D. Barret aj. určili jeho základní parametry, tj. rotační periodu 5,76 ms, relativní zpomalování periody 5.10-20, energii uvolněnou brzděním 1.1027 W, magnetickou indukci 5,4.104 T, charakteristické stáří 1,9 miliardy let a oběžnou periodu 5,74 d.

Prototyp milisekundových pulzarů B1937+21 vykazuje během osmi let soustavného sledování odchylky od plynulého poklesu rychlosti rotace, jež představují patrně rotační nestability, dost nečekané u tak rychlé rotace. Nicméně i tak patří pulzar k nejlepším známým přírodním hodinám s relativní přesností lepší než 1.10-14. Od milisekundového pulzaru B1855+09 se očekává relativní přesnost rotační periody až 10-15. F. Camilo aj. studovali změny impulzní periody binárního pulzaru J1713+0747 během let 1992–94, vyvolané Shapirovým efektem (zpoždění signálu v blízkosti hmotného tělesa). Z měření vyplývá hmotnost pulzaru větší než 1,2 MO a hmotnost průvodce větší než 0,27 M☉. Paralaxa pulzaru činí 0,9 mas a vlastní pohyb 6,4 mas za rok. Charakteristické stáří 9 miliard let činí z tohoto pulzaru kandidáta na vůbec nejstabilnější přírodní hodiny.

J. Applegate a J. Shaham se zabývali binárním milisekundovým pulzarem B1957+20, přezdívaným „černá vdova“. Sekundární složka pulzaru má totiž nepatrnou hmotnost jen 0,025 M☉, jelikož je postupně ničena hvězdným větrem pulzaru. Svítivost průvodce – původně standardního bílého trpaslíka – činí jen 0,001 L☉, zatímco jeho rozměr je nafouknut na dvojnásobek vlivem přídavného zdroje energie z pulzaru. Autoři nyní zjistili, že oběžná doba průvodce (zhruba 9 hodin) náhodně kolísá až o ±5 ms. Příčinou je zmíněný hvězdný vítr, jehož moment se přenáší prostřednictvím magnetického pole. Podle obou autorů se během příštích 100 milionů let průvodce změní na plochý disk obklopující pulzar a z něho se posléze vytvoří planety, tak jak je již pozorujeme u výše zmíněného Wolszczanova pulzaru B1257+12. Je-li tato rámcová představa správná, pak planety u neutronových hvězd vznikají až dlouho po explozi supernovy, a nemají proto s klasickými planetárními systémy mnoho společného; jde fakticky o recyklované hvězdy!

E. van den Heuvel se zabýval vývojovými scénáři pro vznik binárních a milisekundových pulzarů. Jejich předchůdci jsou rentgenové dvojhvězdy s nejméně jednou degenerovanou složkou. Pokud jde o masivní dvojhvězdy, vznikají z nich binární pulzary, v nichž se nalézá objekt Thorneho-Žytkowové, popřípadě heliová hvězda ve spojení s neutronovou hvězdou, jako je tomu u rentgenového pulzaru Cyg X-3. V případě rentgenových dvojhvězd s nízkou hmotností vzniká pulzar složený s neutronové hvězdy a velmi hmotného bílého trpaslíka, případně dvojice neutronových hvězd, a dokonce i kombinace neutronové hvězdy s černou dírou. Výjimečně se může vytvořit i dvojhvězda tvořená dvěma černými děrami, jenže kdo má takové systémy pak pozorovat? Většina soustav se ovšem rozpadá, když v nich dojde k explozi druhé složky rovněž jako supernovy.

5.3. Rentgenové dvojhvězdy

Z předešlého kvalitativního scénáře je patrná těsná genetická souvislost mezi rádiovými pulzary a rozmanitými typy rentgenových dvojhvězd, jež se často projevují jako přechodné či zábleskové zdroje. V poslední době též přibývá pozorování v pásmu záření gama. Vzniká tím značně nepřehledná situace – jakási zoologická zahrada plná zrůd. Podle E. van den Heuvela ukázaly první tři dekády studia rentgenových dvojhvězd, že nám tyto objekty poskytují jedinečnou příležitost testovat modely neutronových hvězd a černých děr. Podle L. Kapera poskytují zvlášť cenné informace rentgenové dvojhvězdy s velmi hmotnými složkami, jelikož jde o důležité vývojové stadium pro masivní dvojhvězdy. Zvláštní roli hraje zvláště ztráta hmoty hmotné primární složky (modrého veleobra nebo hvězdy se závojem) intenzivním hvězdným větrem. Jelikož rentgenová svítivost zdroje závisí na hustotě a rychlosti tohoto větru, svědčí rychlé kolísání rentgenové svítivosti dvojhvězdy o obdobném kolísání parametrů hvězdného větru, které bychom jinak neodhalili. Dosud však lze projevy hvězdného větru sledovat jen u 8 soustav v Galaxii a 3 soustav v Magellanových mračnech. Úhrnem je dosud známo jen 15 rentgenových dvojhvězd, v nichž je primární složka modrým veleobrem, a 30 soustav obsahuje jako primární složku hvězdy se závojem (Be).

Rentgenovým úkazem roku se zřejmě stala rentgenová Nova Scorpii 1994 = GRO 1655-40, kterou podle S. Zhanga aj. poprvé zaznamenala aparatura BATSE na družici Compton 27. července 1994 v pásmu 20 ÷ 100 keV. Během jediného dne dosáhla 85 % jasnosti rentgenového zdroje v Krabí mlhovině a na této úrovni setrvala až do 12. srpna, kdy její jasnost podléhala rychlým fluktuacím, ale současně zřetelně slábla, takže 15. srpna již měla jen 15 % jeho jasnosti. Rentgenové spektrum sahalo až do 600 keV. Někteří autoři se pokusili ztotožnit novu s již známým stálým rentgenovým zdrojem, který koncem 70. let pozorovala družice Einstein, ale tato identifikace se nepotvrdila.

D. Campbell-Wilson a R. Hunslead objevili rádiový protějšek novy 6. srpna 1994 radioteleskopem observatoře Molonglo na frekvenci 843 MHz. Rádiový tok 370 mJy postupně rostl, až 12. srpna dosáhl 900 mJy. O dva dny později zaznamenal R. Hjellming pomocí obří antény VLA rádiové záření novy také na frekvencích 1,4 ÷ 14,9 GHz na úrovni kolem 1 Jy. Dne 12. srpna započal výbuch, při němž se jedna rádiová složka začala vzdalovat od složky stacionární úhlovou rychlostí 0,1″ za den. Pravděpodobná vzdálenost novy činí 3,5 kpc.

C. Bailyn aj. nalezli optický protějšek novy na observatoři CTIO v Chile jako objekt V = 14,2 mag. Na archivních snímcích Schmidtovou komorou v Austrálii byl V = 18 mag. Do poloviny srpna 1994 klesla optická jasnost novy na 15,0 mag.

Nova se nadále chovala velmi aktivně; další rádiový výbuch byl zpozorován počátkem září 1994 a 11. září se od zdroje započala vzdalovat další rádiová složka. Rentgenová aparatura GRANAT odhalila v té době růst rentgenového toku v pásmu 8 ÷ 20 keV ze 49 % toku Krabí mlhoviny na dvojnásobek během jediného týdne, ovšem s velmi silnými krátkodobými fluktuacemi. Družice ROSAT naměřila v měkkém rentgenovém pásmu rychlé fluktuace bezmála o řád v intervalu pouhé 0,1 s. V té době docházelo i k dramatickým změnám ve vzhledu optického spektra, zatímco celková optická jasnost zvolna plynule klesala.

K dalšímu rentgenovému vzplanutí ve tvrdém pásmu došlo podle měření aparatury BATSE počátkem listopadu 1994, když 11. listopadu nova opět dosáhla 83 % toku zdroje v Krabí mlhovině. I toto rentgenové vzplanutí bylo doprovázeno rádiovým výbuchem v pásmu 1,4 ÷ 8,4 GHz. Je prostě nepochybné, že o této podivuhodné nově v příštích letech ještě uslyšíme.

Od září 1994 se podle měření na družici Compton obnovila aktivita rentgenové Novy Ophiuchi 1993 (= 1716-2458) v pásmu 40 ÷ 150 keV a přetrvala na úrovni nejméně 10 % jasnosti Krabí mlhoviny až do konce roku.

Neméně aktivní byl v uplynulém roce tvrdý rentgenový přechodný zdroj GRS 1915+105, jenž se poprvé rádiově zjasnil 24. března 1994. Rádiové fluktuace jsou korelovány s rentgenovými. V pásmu energií 8 ÷ 20 keV dosáhl rentgenový tok maxima 40 % toku zdroje v Krabí mlhovině. Podle F. Mirabela aj. jde o kompaktní objekt ukrytý za neprůhledným mračnem s optickou extinkcí 30 mag (to znamená, že z 10 miliard optických fotonů projde mračnem jediný!). P. Durouchoux aj. tvrdí, že v daném směru se nalézají za sebou dokonce dvě obří molekulová mračna a že proměnnost rentgenového zdroje souvisí s nestabilitami sférické akrece na černou díru, skrytou ve vzdálenějším z nich. Zdroj se 8. května 1994 projevil také vzplanutím v oboru měkkého záření gama.

F. Mirabel a I. Rodriguez byli schopni zmapovat časový vývoj zdroje pomocí obří antény VLA s úhlovým rozlišením 0,2″. Odhadli vzdálenost zdroje na 12 kpc a sklon výtrysků k zornému paprsku 70°. Ukázali, že počátkem roku se od zdroje oddělil pár kondenzací s příčnou rychlostí 0,32c. Prostorová rychlost výtrysků pak dosahuje plných 92 % rychlosti světla, čímž je výrazně překonán dosavadní rekord 26 % c pro výtrysky z rentgenové dvojhvězdy SS 433. Z kombinace optických, infračervených a rádiových měření autoři usuzují, že vlastní zdroj musí být buď neutronovou hvězdou, nebo dokonce černou dírou.

Nový silný rentgenový výbuch zaznamenala aparatura GRANAT v polovině září 1994, kdy v pásmu 8 ÷ 20 keV dosáhl zdroj 1915+105 plných 83 % toku zdroje v Krabí mlhovině. Totéž zjistila v pásmu kolem 5 keV také aparatura Kvant na družici Mir. Konečně družice ASCA změřila v pásmu 2 ÷ 10 keV intenzitu rentgenového záření zdroje na 50 % intenzity Krabí mlhoviny ještě koncem září 1994.

Dalším aktivním přechodným rentgenovým zdrojem byl v r. 1994 objekt GRO J1008-57, objevený při výbuchu v červenci 1993. Jeho nový výbuch v pásmu 20 ÷ 100 keV zaznamenala aparatura BATSE 23. března 1994. Interval mezi výbuchy 260 dnů by mohl být oběžnou periodou těsné dvojhvězdy. Pak by to znamenalo, že průvodce má velmi vysokou hmotnost kolem 10 M☉. Tomu by odpovídalo zjištění M. Coea aj., že optický protějšek objektu je skoro určitě veleobrem třídy B nebo hvězdou se závojem.

Naproti tomu přechodný rentgenový zdroj GRO J0422+32, tak aktivní v předešlých letech, se od února 1994 uklidnil. Jeho oběžná perioda 5,1 h je nejkratší mezi přechodnými rentgenovými zdroji. Vizuální jasnost klesla na V = 20,6 mag a spektrum sekundární složky prakticky vymizelo. V průběhu roku vizuální jasnost dále klesla na 22,4 mag. Zdroj se svým celkovým chováním podobá jiným kandidátům na hvězdné černé díry. Podle J. van Paradijse jde o rentgenovou dvojhvězdu s nízkými hmotnostmi složek, kde akreční disk kolem kompaktní složky ztrácí více hmoty hvězdným větrem než akrecí na zhroucenou složku. Hvězdný vítr tedy významně ovlivňuje vývoj této těsné dvojhvězdy. J. Orosz a C. Bailyn potvrdili oběžnou dobu na světelné křivce s amplitudou pouze 0,1 mag i na křivce radiálních rychlostí s poloviční amplitudou 400 km/s. Sekundární složka má spektrum M0 V a vnější akreční disk kolem kompaktní složky dosahuje obvodové rychlosti 450 km/s.

Družice ROSAT nalezla během přehlídky oblohy v pásmu EUV rentgenovou dvojhvězdu RE 1307+535 typu AM Her s nejkratší oběžnou dobou 79,7 min. Zdroj je dále pozoruhodný tím, že se nachází vysoko (alespoň 630 pc) nad rovinou Galaxie, což je rovněž rekord. Opticky se zde střídají vzbuzené a klidné stavy s jasností V = 17 mag a 20 mag, ale v obou stavech se pozoruje cyklotronové záření v měkkém oboru rentgenového spektra. Magnetické pole degenerované hvězdy se odhaduje na 3 ÷ 4 kT.

Tatáž družice objevila první měkký rentgenový přechodný zdroj RX J0045.4+4154 v galaxii M31 v Andromedě během výbuchu 2. února 1992. Další výbuch se zopakoval 7. ledna 1993, kdy rentgenový zářivý výkon zdroje v pásmu 0,1 ÷ 4 keV dosáhl 3,4.1031 W. Dva zdroje velmi měkkého rentgenového záření 1E 0035.4-7230 a RX J0122.9-7521 nalezli P. Schmidtke aj. v Malém Magellanově mračnu.

Aparatura BATSE na družici Compton zaznamenala mimořádně silný výbuch rentgenového zdroje A 0535+26 dne 18. února 1994. V pásmu 20 ÷ 40 keV dosáhl relativní intenzity 8krát vyšší než pulzar v Krabí mlhovině a ještě koncem února 1994 byl o 10 % jasnější než zmíněný standard. Aparatura EGRET na téže družici odhalila impulzní záření gama v pásmu 30 MeV až 2 GeV u proslulého zdroje Geminga. Podle H. Mayera-Haaselwandera aj. se i v tomto pásmu potvrdila impulzní perioda 237 ms, známá z ostatních oborů spektra.

Aparatury Kvant a Sigma Granat zaznamenaly 23. září 1994 vzplanutí přechodného rentgenového zdroje KS 1730-312 ve směru k centru Galaxie v pásmu 2 ÷ 30 keV na úrovní 7 % jasnosti zdroje v Krabí mlhovině. V příštích dnech pak spektrum přechodného zdroje měklo, ale jeho intenzita rychle rostla a maxima 85 % záření Krabí mlhoviny dosáhla 28. září. Pak se zdroj zejména v pásmu tvrdého rentgenového záření rychle vytratil.

T. Shahbaz aj. určili základní parametry rentgenové dvojhvězdy A 0620-00, tj. hmotnost primární složky 10 MO (jde o horkého kandidáta na černou díru) a hmotnost sekundární složky 0,6 M☉ při poloměru 0,8 R☉. Poloměr dráhy sekundární složky dosahuje 4,3 R☉ a soustava je od nás vzdálena 1 kpc. Titíž autoři také odvodili z infračervené světelné křivky rentgenové dvojhvězdy V404 Cygni sklon oběžné dráhy k zornému paprsku, což jim pak umožnilo určit hmotnost degenerované složky v soustavě na 12 MO – to je rovněž dobrý důkaz, že i tento objekt je fakticky černá díra.

Dalším kandidátem na hvězdnou černou díru se stal přechodný rentgenový zdroj EXO 1846-031, jenž podle měření BATSE vybuchl 15. září 1994, dosáhl maxima 8 % toku zdroje v Krabí mlhovině dne 23. září a zmizel 8. října téhož roku. Optický protějšek nalezen nebyl, ale předešlý výbuch pozorovala družice EXOSAT v r. 1985, kdy celá epizoda trvala plných 85 dnů.

S pozoruhodnou studií o možné spontánní změně neutronové hvězdy na černou díru přišli G. Brown a H. Bethe. Především připomněli, že i neutronová hvězda se skládá z protonů, kterých je v ní dokonce zhruba stejně jako neutronů. Tato „nukleonová kapalina“ je více stlačitelná než neutronová, a to znamená, že i neutronové hvězdy s hmotností kolem 1,5 M☉ se mohou samovolně zhroutit na černou díru. Autoři se tak pokoušejí vysvětlit již konstatovanou nepřítomnost pulzaru ve zbytku supernovy 1987A. Zaznamenaná neutrina ze supernovy svědčí o tom, že původně šlo vskutku o neutronovou hvězdu, která se však po pouhých 12 sekundách existence změnila na černou díru – proto tam nevidíme pulzar.

B. Martěmjanov našel další zdroj vyzáření neutrin, totiž při přeměně neutronové hvězdy na kvarkovou (tvořenou podivnými kvarky). Oba transformační procesy jsou ovšem čistě hypotetické – prozatím pro ně nemáme pozorovací oporu.

M. Hashimoto aj. zkoumali teoreticky horní mez úhlové rychlosti neutronové hvězdy a dospěli k závěru, že minimální rotační perioda neutronových hvězd musí být delší než 0,8 ms při hmotnosti 1,6 M☉. Jelikož zatím neznáme žádný rádiový pulzar s periodou kratší než 1,6 ms, je teorie prozatím v bezpečí.

5.4. Zábleskové zdroje záření gama

První zábleskové zdroje záření gama byly rozpoznány vojenskými družicemi VELA v r. 1973. Od té doby bylo těmto tajemným úkazům věnováno přes 2 000 vědeckých prací, ale výsledek je nečekaně hubený – v posledních letech se záhada fyzikální podstaty zdrojů stále prohlubuje; zasloužila se o to zejména nová pozorování především aparaturou BATSE na družici Compton. Dosud byly zveřejněny dva katalogy pozorování z BATSE. První pokrývá interval od 19. dubna 1991 do 5. března 1992 a obsahuje 260 zdrojů. Druhý pokračuje až do 9. března 1993 a obsahuje již 585 zdrojů. Kromě toho byl zveřejněn spektroskopický katalog pro jasné zdroje vzplanutí gama, obsahující 30 položek. BATSE pozorovalo své 1 000. vzplanutí 27. května 1994. Dosud jsou známy přibližné polohy pro 743 z nich – jejich rozdělení po obloze je naprosto náhodné, což je obrovské překvapení.

Lze je totiž vysvětlit buď tak, že zábleskové zdroje gama se nacházejí uvnitř Sluneční soustavy, anebo naopak tak, že jde o objekty v kosmologických vzdálenostech odpovídajících červenému posuvu z ≈ 1. První případ se zdá být téměř vyloučen a druhý případ budí vážné problémy při objasňování, kde se v malém objemu může uvolnit tak fantastické množství energie během zlomku sekundy.

Klíčem k řešení záhady zábleskových zdrojů záření gama by mohla být především jejich identifikace v odlišných oborech spektra, popřípadě určení klidové úrovně záření gama mimo vzplanutí. O takové sledování mimozábleskové emise zdrojů s dobře určenými polohami se pokusili J. Horack a A. Emslie pomocí aparatury BATSE. Po dobu 112 dnů v r. 1991 sledovali 70 zábleskových zdrojů v pásmu od 15 keV do 1,8 MeV, ale ani v jednom případě nenalezli žádný signál na úrovni nad 1 promile vzplanutí.

O hledání optických protějšků se již řadu let pokouší R. Hudec aj. Soudí, že přechodný optický zdroj OT 1928, nalezený v harvardském archivu, je vskutku reálným kandidátem pro ztotožnění se zábleskovým zdrojem GRB 781119. F. Vrba a R. Hudec nejnověji ohlásili výskyt optického záblesku v harvardském archivu na místě zdroje GRB 910219 ze dne 10. června 1905. Záblesk musel dosáhnout alespoň 6,5 mag při mezní hvězdné velikosti snímku 11,9 mag a je téměř určitě reálný. V daném místě se nachází kvasar s klidovou jasností 20,6 mag, a kdyby se koincidence potvrdila, stěží by již bylo možné pochybovat o extragalaktické povaze zábleskových zdrojů záření gama. Pozorovací materiál právě pro tento zdroj je nejobsáhlejší ze všech a představuje 2,06 let souhrnné expozice. Rekurence tedy není jistě příliš vysoká a to platí tím spíše i pro ostatní zábleskové zdroje. Výjimkou jsou podle S. Woosleyho zdroje mimořádně měkkého vzplanutí gama (SGR, tj. Soft Gamma Repeaters), jejichž záblesky jsou vesměs kratší než 1 s.

Podle F. Mirabela aj. však známe až dosud jen tři představitele této skupiny: SGR 0526-66, 1806-20 a 1900+14. Podle R. Rotschilda aj. byl zdroj SGR 0526-66 ztotožněn s rádiovým pulzarem o stáří 5 400 let a prostorové rychlosti asi 1 200 km/s, který se nalézá asi 25″ od centra pozůstatku supernovy N49 ve Velkém Magellanově mračnu. V r. 1992 tam družice ROSAT zjistila i měkký pulzní zdroj rentgenového záření s rentgenovým výkonem 8.1028 W. Tento zábleskový zdroj záření gama se proslavil zcela enormním vzplanutím 5. března 1979 a od té doby objevily družice jeho dalších 15 mnohem slabších vzplanutí.

Zdroj SGR 1900+14 vzplanul během 15 let pouze třikrát, a tak nejpilnějším členem skupiny se stal zdroj SGR 1806-20, jenž měl mezi lety 1979 a 1985 více než sto vzplanutí a pak se odmlčel až do konce září 1993, kdy zablýskl šestkrát v průběhu 12 dnů. Jelikož japonská družice ASCA nalezla během výbuchu 9. října 1993 jeho rentgenový protějšek, což zpřesnilo souřadnice zdroje, ukázalo se zcela bezpečně, že i tento měkký blýskač souvisí s pozůstatkem supernovy G 10.0-0.3, jenž je vidět jako rádiová mlhovina. Podobně jako u zdroje SGR 0526-66 se zdroj nachází mimo centrum mlhoviny, což zřejmě souvisí s vysokou prostorovou rychlostí neutronových hvězd. Podle M. Tavaniho aj. činí energie každého vzplanutí až tisícinásobek Eddingtonovy svítivosti pro hvězdu 1 M☉, pokud není záblesk záření gama usměrněn do úzkého svazku. S. Kulkarni aj. uvádějí, že rádiová mlhovina září netepelně, že se tam projevuje hvězdný vítr pulzaru s relativistickými rychlostmi částic a že příčina záblesků souvisí s extrémně intenzivním magnetickým polem neutronové hvězdy řádu 1011 T! Řada autorů si všímá možné vazby mezi zdroji SGR a vysokou prostorovou rychlostí mateřských neutronových hvězd. J. Katz aj. se domnívají, že po explozi supernovy zbude neutronová hvězda, kolem níž ještě mohou obíhat planety. Ty se během desítek tisíc let navzájem srazí a jejich zbytky dopadnou na neutronovou hvězdu. Největší úlomek způsobí obří záblesk, jako tomu bylo v případě GRB 790503, a další zbytky dopadají později a vyvolávají běžná vzplanutí.

Hned počátkem března 1994 objevila řada družic jedno z nejjasnějších vzplanutí záření gama GRB 940301, jež v pásmu > 0,7 MeV trvalo 50 s. Podle C. Kouveliotouové aj. se většina energie vzplanutí uvolnila během první desetiny sekundy, pak následovalo již jen doznívání. Tvrdost spektra vzplanutí kolísala dokonce během milisekund. M. Sommer aj. sdělili, že tento výjimečný zdroj zaznamenala rovněž aparatura EGRET nad 30 MeV, která zaznamenala dokonce 2 fotony s energiemi kolem 1 GeV, což je o řád výše, než se kdy u zábleskových zdrojů GRB pozorovalo. Podle R. Kippena šlo o rekurenci zdroje GRB 930704 v intervalu 8 měsíců po sobě.

Navzdory intenzitě záblesku gama se podle B. Schaefera aj. nepodařilo najít na daném místě oblohy žádný optický protějšek. Nicméně J. Ryan aj. dokázali objekt zobrazit aparaturou COMPTEL a tak značně zpřesnit polohu objektu, což pak umožnilo naprosto nečekanou optickou identifikaci s proměnnou hvězdou HU Virginis, spektrální třídy K0 IV. Jde o dvojhvězdu s oběžnou periodou 10,4 d, vzdálenou od nás 220 pc. Její klidové rentgenové záření má výkon 1,3.1024 W a je až komicky slabé v porovnání s výkonem v pásmu 0,45 ÷ 30 MeV během vzplanutí, odhadnutým na 3.1032 W. Dvojhvězda je rovněž slabým rádiovým zdrojem s tokem 1,34 mJy na vlnové délce 60 mm. Ve všech oborech spektra se projevují efekty silného magnetického pole, takže snad by mohlo jít o erupce na povrchu magnetické hvězdy; problémem je však objasnit vyzářenou energii 6.1031 J ve spektru záření rentgenového a gama. Pokud se identifikace tohoto obřího vzplanutí potvrdí, naruší to znovu dosavadní úvahy o povaze zábleskových zdrojů, neboť nejde ani o objekt Sluneční soustavy, ani o zdroj za hranicemi Galaxie, ale na druhé straně zřejmě nejde ani o neutronovou hvězdu, jak by si teoretici nejspíše přáli.

Nemenším oříškem se stalo pozorování R. Mukherjeeho aj., kteří pozorovali v přibližných souřadnicích α = 1h 59m, β = +4° pomocí aparatur BATSE a EGRET mimořádně jasný zábleskový zdroj GBS 940217 v pásmu MeV ÷ GeV. Problémem, jehož řešení nikdo nezná, se stalo zjištění P. Leonarda, že 80 minut po vzplanutí v pásmu MeV přiletěl foton s energií 18 GeV z téhož směru. Co se dělo v mezidobí, nevíme, jelikož zábleskový zdroj byl pro pozorování z družice Compton zakryt Zemí. Leonard si myslí, že mohlo jít o dopad planetky na neutronovou hvězdu uvnitř Galaxie, čímž se zapletlo silné magnetické pole neutronové hvězdy a došlo k jeho rekonexi (magnetickému krátkému spojení). Následkem toho se ionty a elektrony na povrchu neutronové hvězdy urychlily na vysoké energie. Elektrony vyzářily svou energii v podobě fotonů gama okamžitě, kdežto protonům to trvalo mnohem déle a v mezidobí byly dále výrazně urychleny. Je to tedy druhý případ, kdy se zdá být extragalaktický původ konkrétního zábleskového zdroje nemožný.

K tomu je třeba poznamenat, že kdyby se podařilo zjistit, že některý zdroj GRB vyslal i fotony s energiemi řádu TeV, byl by tím prakticky vyloučen kosmologický původ zábleskových zdrojů. O taková měření se pokusili D. Alexandreas aj. na aparatuře CYGNUS, schopné registrovat fotony s energií nad 100 TeV. Sledování 52 známých GRB však nepřineslo žádný kladný výsledek.

Poměrně silným argumentem pro kosmologický původ zábleskových zdrojů gama se stalo nedávné zjištění J. Norrise aj., že slabší vzplanutí trvají statisticky déle než jasná vzplanutí. To by se dalo podle autorů studie vysvětlit tím, že slabší zdroje jsou v kosmologických vzdálenostech a že při stejném fyzikálním mechanismu by měla vzplanutí trvat déle díky relativistické dilataci času, úměrné veličině (1 + z), kde z je kosmologický červený posuv. Pro soubor 590 vzplanutí gama z BATSE nalezli 131 případů, kdy vzplanutí trvalo déle než 1,5 s. Vskutku pak slabá vzplanutí trvala v průměru 2krát déle než vzplanutí jasná. Odtud by pak vyplývala průměrná kosmologická vzdálenost zábleskových zdrojů odpovídající z ≈ 1. Kolem Norrisovy studie však vzplanula živá diskuse, v níž zejména J. Brainard a D. Band prokázali, že efekt není vůbec jednoznačný a nemůže posloužit při testování kosmologické domněnky o povaze zábleskových zdrojů.

J. Horack a A. Emslie se snažili využít statistiky poměrů V/Vmax, kde V je objem s poloměrem rovným vzdálenosti daného zábleskového zdroje a Vmax odpovídá objemu pro vzdálenost, v níž by daný zdroj byl právě na hranici viditelnosti příslušné aparatury. Kdyby byly zdroje rozloženy v prostoru homogenně (nezávisle na vzdálenosti od pozorovatele), činil by tento statistický poměr přesně 0,5. Ve skutečnosti však údaje získané BATSE dávají poměr (0,321 ±0,013), což nasvědčuje tomu, že směrem od pozorovatele zdrojů ubývá – pozemský pozorovatel leží uprostřed systému GRB, což nebezpečně připomíná Ptolemaiovu geocentrickou soustavu. J. Horack aj. ostatně odhalili i další podezřelou okolnost, že z 260 vzplanutí byla ta nejslabší pouze 10krát méně intenzivní než ta nejjasnější.

Z těchto dat je věru těžké vytvořit bezesporný model, takže teoretici čelí této výzvě vytvářením opravdu podivuhodných konstrukcí. Relativně nejnadějnější mi připadají úvahy kladoucí zábleskové zdroje do oblasti hala Galaxie. Neutronové hvězdy jako zbytky po explozích supernov se tam totiž mohou dostat poměrně snadno a rychle, jelikož při explozích získají velmi často značnou prostorovou rychlost. J. Katz si dokonce myslí, že v podobě zábleskových zdrojů se skrývají dvě různé populace – galaktická, související s neutronovými hvězdami, a extragalaktická, neznámé podstaty. Katz si například myslí, že by mohlo jít o ohnivé koule vzniklé explozí neutrinových koulí po výbuchu supernovy. Neutrinové koule vymyslel v r. 1987 B. Holdom, jenž nyní společně s R. Malaneym ukázali, že takto se může uvolnit v podobě záření gama až 1043 J v objemu o průměru pouhých 100 km. Pak by bylo možné pozorovat záblesky až na samém okraji pozorovatelné části vesmíru. M. Rees a P. Mészáros sázejí na poněkud realističtější případy splynutí kompaktních složek těsné dvojhvězdy nebo na gravitační kolaps, ale i oni mají potíže s objasněním, jak se tato energie řádu 1044 J rychle změní na záření gama. C. Thompson uvádí, že jde zhruba o vazební energii neutronové hvězdy, kterou by zkrátka bylo potřebí náhle zničit.

Originální nápad zveřejnili J. Roland aj., kteří hledají příčinu vzplanutí gama v extragalaktických objektech v okolí černých veleděr v jádrech galaxií. Z těchto jader vyvěrají relativisticky urychlené svazky pozitronů a elektronů, jež navzájem anihilují a případně urychlují již existující fotony inverzním Comptonovým jevem. Tak vzniká energetické záření gama, po němž by se zpožděním několika měsíců měla přijít i emise rádiová. Zdroj se nalézá ve vzdálenosti asi 3 Schwarzschildových poloměrů od černé díry, kolem níž obíhá vysokou rychlostí a narušuje tak stabilitu klasického akrečního disku kolem černé veledíry. Autoři dokonce soudí, že proces by měl být doprovázen i vyzařováním gravitačních vln.

I. Rozental, B. Lučkov, T. Clarke aj. uveřejnili několik přesvědčivých námitek proti výskytu zábleskových zdrojů záření gama uvnitř Sluneční soustavy, takže alespoň zdola jsou nyní astrofyzikální modeláři omezeni. Na omezení shora si, jak patrno, ještě dlouho počkáme.

6. Galaxie

6.1. Mezihvězdná látka

B. Foing a P. Ehrenfreund studovali více než sto absorpčních pásů mezihvězdných molekul v optickém a infračerveném oboru a objevili tak dva pásy nepochybně příslušející molekule fullerenu C60. Usoudili odtud, že 0,3 ÷ 0,9 % mezihvězdného uhlíku tvoří fulleren, takže jde vlastně o neobyčejně stabilní molekulu v podmínkách mezihvězdného prostředí. Konečně M. Ohishi aj. objevili pomocí 12m mikrovlnného radioteleskopu KPNO mezihvězdnou molekulu H2CN na frekvenci 147 GHz v mlhovině TMC-1 v rádiovém zdroji Sgr B2.

Pomocí družice Compton objevili H. Bloemen aj. emisní čáry excitovaných jader uhlíku a kyslíku o energiích 4,43 MeV a 6,13 MeV ve směru k mlhovině v Orionu. Podle A. Camerona pocházejí čáry z molekulového mračna, v němž se v současné době tvoří hvězdy. Intenzita čar je zde třicetkrát vyšší, než odpovídá intenzitě kosmického záření v okolí Slunce, takže odtud plyne, že v mezihvězdných bublinách souvisejících s překotnou tvorbou hvězd intenzita kosmického záření výrazně vzroste. Tak lze též pochopit, proč mezihvězdné prostředí obsahuje velké množství radionuklidu 26Al. Podle D. Claytona vzniká totiž zmíněný radionuklid při jaderných reakcích mezi protony a atomovými jádry kosmického záření. V těžkých jádrech kosmického záření připadá na jeden nukleon energie 10 ÷ 30 MeV.

V r. 1992 objevil L. Wang ve Velkém Magellanově mračnu poblíž mlhoviny Tarantule celou soustavu mezihvězdných bublin, připomínajících voštiny ve včelí plástvi. Nyní tuto voštinu studoval J. Meaburn na snímcích v čáře H-α pomocí velkých dalekohledů AAT a NTT. Jde celkem o dvacet navzájem propojených bublin s konstantními průměry 7″, tedy asi 2 pc v lineární míře. Výběžky bublin se vůči těžišti soustavy pohybují rychlostmi až 200 km/s, což svědčí o výskytu usměrněných svazků plynu, vznikajících srážkou rázové vlny po výbuchu supernovy s rozpínající se plynnou obálkou červeného veleobra. Voština však zahrnuje i nedávno vybuchlou supernovu 1987A. Podle R. Kennicutta a Y. Chu představuje ostatně obří mezihvězdné mračno ionizovaného vodíku kolem hvězdy 30 Doradus ve Velkém Magellanově mračnu nejbližší kosmickou laboratoř jak pro studium oblaků H II, tak zejména pro překotnou tvorbu hvězd

6.2. Hvězdokupy

R. Gilmozzi aj. studovali pár hvězdokup NGC 1850AB v souhvězdí Mečouna ve Velkém Magellanově mračnu pomocí ultrafialových snímků kamerou WFPC2 HST. Ukázali, že se výrazně liší stářím, takže složka A je stará kolem 50 milionů let, kdežto složka B jen 4,3 milionů let. Na snímcích se však také vyskytují hvězdy obecného pozadí o stářích od 0,5 do více než 4 mld. let. Jak dále uvedli N. Panagia aj., ač se hvězdokupy téměř překrývají, jsou ve skutečnosti od sebe navzájem vzdáleny asi 70 pc a obsahují nejméně 10 000 hvězd, z toho asi 60 % přísluší do starší hvězdokupy. Stáří a svítivost obou soustav odpovídá otevřeným hvězdokupám, kdežto jejich úhrnná hmotnost a koncentrace k jádru spíše kulovým hvězdokupám. Není však vyloučeno, že obě hvězdokupy spolu geneticky souvisejí, tj. že uvnitř starší hvězdokupy postupně vybuchlo řádově tisíc supernov, jež vytvořily superbublinu horkého plynu, která při svém rozpínání narazila na hráz studeného prachu a plynu. Vznikla rázová vlna, jež vyvolala překotnou tvorbu hvězd, a tak se utvořila nová hvězdokupa s řadou horkých masivních hvězd. To povede v astrofyzikálně blízké budoucnosti k sérii explozí supernov, vytvoření další bubliny horkého plynu atd., tj. proces vznikání hvězdokup dalších generací se může vícekrát zopakovat.

M. O´Dell aj. revidovali vzdálenosti otevřených hvězdokup Plejády a Persei na 132 a 187 pc, což jsou hodnoty jen nepatrně nižší než údaje z předešlých prací. Stáří Plejád činí okrouhle 70 milionů let a známé reflexní mlhoviny kolem jasných hvězd v Plejádách s hvězdokupou geneticky nesouvisejí. Plejády prostě v současné době náhodně procházejí nezávisle vzniklou prachovou mlhovinou.

D. Burgrarella aj. studovali jádro kulové hvězdokupy NGC 6397 pomocí kamery FOC HST v ultrafialovém pásmu do 19. mezní hvězdné velikosti. Objevili tam 6 modrých „loudalů“ – hvězd, které se s ohledem na velikost své hmotnosti opozdily ve vývoji na barevném diagramu. Povrchové teploty čtyř nejjasnějších pobudů činí 10 kK a hmotnosti asi 1,6 M☉ – tedy asi dvakrát více, než odpovídá současnému bodu obratu na barevném diagramu. Autoři proto soudí, že loudalové vznikli srážkou dvou méně hmotných hvězd hlavní posloupnosti. Údajný žlutý loudal v téže hvězdokupě byl rozlišen na soustavu skládající se ze tří načervenalých hvězd a jednoho „klasického“ modrého loudala. B. Yanny aj. objevili na snímcích kamerou WFPC2 HST celkem 30 modrých loudalů v úhlové vzdálenosti do 20″ od centra kulové hvězdokupy NGC 7099 (M30), což je dvojnásobek počtu modrých loudalů v průměrné kulové hvězdokupě.

H. Johnstonová aj. porovnávali rentgenové záření kulových hvězdokup v naší Galaxii a v galaxii M31 na základě měření družice ROSAT. V obou případech mohli od sebe odlišit jasné zdroje s rentgenovým výkonem 1031 ÷ 1032 W a slabé zdroje s výkonem pod 1027,5 W. Zatímco jasné zdroje zřetelně souvisejí s akrecí hmoty na neutronové hvězdy v těsných dvojhvězdách, povaha slabých zdrojů zůstává neznámá. Počet slabých rentgenových zdrojů je však srovnatelný s počtem milisekundových pulzarů v kulových hvězdokupách. Všeobecně je však výskyt obou typů rentgenových zdrojů v galaxii M31 vyšší než v naší Galaxii.

6.3. Naše Galaxie

A. Goldwurm aj. se pokusili odpovědět na otázku, zda se v jádru Galaxie nalézá černá veledíra, studiem rozložení zdrojů tvrdého rentgenového záření v okolí rádiového zdroje Sgr*A, jenž se všeobecně považuje za vlastní centrum soustavy. V pásmu <30 keV však zdroj září nepatrně, a ačkoliv se v jeho okolí podařilo rozlišit celkem devět zdrojů tvrdého rentgenového záření, žádný z nich s objektem Sgr*A přímo nesouvisí. Úhrnný tok v pásmu tvrdého rentgenového záření je tudíž 40milionkrát menší, než by se dalo očekávat při standardní akreci plynu na černou veledíru o hmotnosti řádu 106 M☉.

I. Nikiforov a I. Petrovskaja určili rotační rychlost Slunce a jeho vzdálenost od centra Galaxie na základě kinematických vlastností oblastí neutrálního a ionizovaného vodíku v rozmezí 4 ÷ 17 kpc od středu soustavy. Odvodili tak rotační rychlost Slunce (198 ±30) km/sa vzdálenost (7,5 ±1,0) kpc.

J. Bahcall aj. odhadli na základě snímků z kamery WFPC2 HST četnost slabých červených trpaslíků ve vysokých galaktických šířkách. Ukázali, že tyto objekty představují nanejvýš 6 % skryté látky ve sféroidu obklopujícím jádro Galaxie. Podíl červených trpaslíků na hmotě galaktického disku nepřevyšuje 15 % jeho celkové hmotnosti.

6.4. Místní soustava galaxií

B. Moore a M. Davis zkoumali Magellanův proud, jenž doprovází Velké Magellanovo mračno při jeho oběhu kolem centra naší Galaxie. Proud má úhlovou délku asi 100° a před 500 miliony let se srazil s diskem Galaxie ve vzdálenosti 65 kpc od jejího centra. G. Byrd aj. se zabývali pohyby Galaxie a soustavy M31 v Andromedě v minulosti a ukázali, že obě galaxie vznikly těsně vedle sebe a zprvu se navzájem vzdalovaly. Magellanova mračna a trpasličí galaxie Leo I byly zprvu průvodci galaxie M31. Před 10 miliardami lety splynula galaxie M31 s několika malými galaxiemi a vyvrhla se svého nitra galaxie IC 342 a Maffei 1, jež přesáhly únikovou rychlost pro místní soustavu a stále se od ní vzdalují. Od té chvíle se M31 opět přibližuje ke Galaxii, s níž se v budoucnu dokonce srazí. Před 6 miliardami let byla Magellanova mračna gravitačně zachycena naší Galaxií, kdežto galaxie Leo I se vůči nám pohybuje po hyperbole. Naopak známá galaxie v Trojúhelníku M33 byla vyvržena z naší Mléčné dráhy.

I. King aj. potvrdili na ultrafialových snímcích HST, že v jádře galaxie M31 se nacházejí dva jasné body ve vzájemné úhlové vzdálenosti pouhých 0,5″, z nichž objekt P1 je mimořádně kompaktní a P2 – ač opticky slabší – je ultrafialově velmi jasný a souvisí s plošným rádiovým zdrojem spíše než s kompaktní skupinou hvězd. Právě tento objekt se nachází velmi blízko dynamického centra galaxie.

R. Kraan-Kortweg aj. ohlásili překvapivý objev velké spirální galaxie Dwingeloo 1 brzy po zahájení rádiové přehlídky opomíjeného pásma v rovině disku Galaxie. Galaxii rozpoznali pro odchylnou rychlost mezihvězdného neutrálního vodíku, ale posléze se ji podařilo i snímkovat v pásmech VRI pomocí teleskopu INT na Kanárských ostrovech. Na snímcích se jeví jako spirální galaxie s příčkou o úhrnné magnitudě 19,0 a úhlovém průměru 3′. Kdyby nebylo mezihvězdné absorpce, byla by galaxie Dwingeloo 1 pozorovatelná v triedru jako objekt 8,3 mag, neboť je od nás vzdálena pouhé 3 Mpc. Její hmotnost do vzdálenosti 6 kpc od centra dosahuje 2,5.1010 M☉, tedy asi třikrát méně než odpovídající hmotnost Galaxie. Velká absorpce je způsobena polohou téměř přesně v rovině galaktického disku, od něhož je úhlově vzdálena jen 0,1°.

Vzápětí R. Ibata aj. oznámili objev trpasličí galaxie v souhvězdí Střelce, jež se nalézá na odvrácené straně centra Galaxie ve vzdálenosti 15 kpc od centra a 25 kpc od Slunce. Podobá se dalším osmi známým trpasličím průvodcům naší Mléčné dráhy (největším z nich je galaxie Fornax). Vinou slapového působení naší Galaxie je soustava ve Střelci slapově protažena na 3 kpc a během nejbližších 100 milionů let bude Galaxií pohlcena.Jak uvádějí R. Kraan-Kortweg aj., je zřejmé, že v opomíjeném pásmu je ještě větší počet dosud neobjevených galaxií, které mají zřetelný vliv na dynamiku místní soustavy i na pohyb místní soustavy vůči reliktnímu záření kosmického pozadí. Nepřímo o tom svědčí také objev dvou nových členů skupiny galaxií IC 342 - Maffei 1 a 2, které nalezli W. Huchmeier aj. 100m radioteleskopem v Effelsbergu. Obě trpasličí galaxie se nacházejí v souhvězdí Cassiopeia. Galaxie Cas 1 je nepravidelná trpasličí soustava o hmotnosti 1.108 M☉, zatímco hmotnost soustavy Cas 2 činí 3,7.107 M☉. K této skupině též náleží již zmíněná spirála Dwingeloo 1.

Pohyb místní soustavy vůči vzdáleným kupám galaxií na jedné straně a vůči reliktnímu záření pozadí na druhé straně studovali T. Lauer a M. Postman. Nejprve určili pohyb těžiště místní soustavy vůči 119 Abellovým kupám galaxií, jejichž radiální rychlosti nepřesáhly 15 000 km/s, a dostali tak rychlost (561 ±284) km/sve směru galaktických souřadnic l = 220° a b = -28°. Pak stanovili rychlost pohybu místní soustavy vůči pozadí reliktního záření 620 km/sve směru l = 271° a b = +29°. Odtud pak plyne, že těžiště Abellových kup není vůči pozadí reliktního záření v klidu, jak se mlčky předpokládalo, nýbrž se vůči němu pohybuje velkou rychlostí (689 ±178) km/sve směru l = 343° a b = +52°. To lze konvenčně vysvětlit jedině značně nepravděpodobnou existencí „Nestvůrného poutače“ o obrovské – leč pro nás skryté – hmotnosti.

6.5. Blízké galaxie

V známé spirální galaxii M81 ve Velké medvědici objevili W. Freedmanová aj. na základě 18 snímků před opravou HST celkem 30 cefeid s periodami 10 ÷ 55 dnů a odtud na základě vztahu perioda-svítivost pro cefeidy určili vzdálenost galaxie (3,6 ±0,3) Mpc. Jelikož v galaxii vzplanula supernova 1993J, poslouží takto určená vzdálenost i ke kalibraci vzdáleností supernov v odlehlých galaxiích.

Z obdobného důvodu určili A. Saha aj. pomocí 28 cefeid nalezených kamerou WFPC1 HST vzdálenost galaxie IC 4182 na 4,7 Mpc. V této galaxii totiž vzplanula jedna z nejjasnějších supernov století SN 1937C, která dosáhla -19,7 absolutní hvězdné velikosti a slouží ke kalibraci vzdáleností supernov typu Ia. Při kosmologické radiální rychlosti galaxie (344 ±4) km/sodtud vychází nízká hodnota Hubbleovy konstanty H0= (52 ±9) km/s/Mpc.

Novou nezávislou metodu pro určování vzdáleností galaxií prostřednictvím historických supernov navrhl W. Sparks. Chce k tomu využít tzv. světelných ozvěn, kdy záblesk supernovy klouže po cirkumstelární mlhovině rychlostí světla, takže změřením úhlového průměru světelné ozvěny vychází vzdálenost supernovy zcela nezávisle na jakýchkoliv fyzikálních či astronomických modelech. Autor soudí, že HST po opravě tak bude schopen objevit příslušné světelné ozvěny po supernovách i za hranicí kupy galaxií v Panně.

Po úspěšné opravě HST bylo loni věnováno soustředěné úsilí kupě galaxií v souhvězdí Panny. H. Ford a R. Harms zkoumali jádro obří eliptické galaxie M87 (Virgo A) na snímku kamerou WFPC2 z února 1994. Odhalili jednak spirálovou strukturu v rozložení svítící hmoty kolem jádra, jednak potvrdili existenci rychle rotujícího ionizovaného plynného disku o teplotě 10 kK, jehož protilehlé části ve vzdálenosti 18 pc od jádra dosahují rychlostí ±550 km/sve směru zorného paprsku. Odtud lze spočítat hmotnost jádra na 3.109 M☉, a jelikož se v oblasti nenachází dostatek hvězd, jež by poskytly takovou úhrnnou hmotnost, je prakticky jisté, že v centru této aktivní galaxie se nachází černá veledíra o rekordní hmotnosti. Tak se též nejsnáze objasní existence úzkého výtrysku směřujícího přesně od centra do vzdálenosti nejméně 3 kpc. Předpokládáme-li, že plyn z rotujícího disku dopadá do černé veledíry, vzniká přitom výtrysk relativisticky urychlených elektronů, který je dobře kolimován a jehož interakci s mezihvězdným prostředím pozorujeme.

K témuž závěru nezávisle dospěli H. Ford aj., kteří zkoumali jádro galaxie M87 pomocí spektrografu FOS HST ve vodíkové čáře H-α a čáře [N II]. Zjistili, že zmíněný výtrysk směřuje kolmo k rovině rotujícího disku, která je skloněna k zorném paprsku pod úhlem 42°, takže lineární rotační rychlost disku činí ±750 km/s. Hustota hvězd v disku je 75 000krát nižší, než aby stačila k vysvětlení této rychlé rotace, takže hmotnost černé veledíry pak vychází na (2,4 ±0,7).109 M☉a poměr hmotnosti ke svítivosti (v jednotkách hmotnosti a svítivosti Slunce) činí zhruba 170, což je zjevný důkaz velké převahy skryté látky v jádře.

W. Freedmanová aj. sestrojili na základě snímků HST barevný diagram pro 11 500 hvězd do V = 27 mag v galaxii NGC 4321 (M100) v kupě v Panně. Tak se ukázalo, že zásluhou opraveného HST lze sestrojit podobné diagramy pro stokrát více galaxií, než tomu bylo dosud při pozorováních ze Země.

H. Böhringer aj. studovali kupu galaxií v Panně pomocí družice ROSAT. Rozložení rentgenového záření, svědčící o přítomnosti horkého mezihvězdného a intergalaktického plynu, vcelku sleduje rozložení hmoty v kupě. Nejvíce hmoty je soustředěno do okolí již zmíněné obří eliptické galaxie M87; další koncentrace se nalézají kolem galaxií M86 a M49.

Opravený HST umožnil také podrobné zobrazení svérázné galaxie v souhvězdí Sochaře, známé pod přezdívkou „Kolo od vozu“. Odtud je zřejmé, že prstenec tvořící loukotě kola vznikl díky slapovému působení při průletu menší galaxie centrální soustavou. Při průletu se z centrální soustavy vymetl prach a plyn. V prstenci na obvodu o průměru větším než Mléčná dráha se nyní překotně tvoří hvězdy v počtu miliard exemplářů. Modré uzlíky představují obří kupy, v nichž se hromadně vytvářejí hmotné hvězdy. Tyto hvězdy poměrně rychle končí svou existenci výbuchem supernov v celých sériích, čímž vznikají známé bubliny horkého plynu a rázové vlny, jež vedou k další překotné tvorbě hvězd.

Pohyby 3 000 galaxií do rychlosti vzdalování 6 000 km/sstudovali S. Faberová aj. Zjistili, že tento soubor blízkých galaxií směřuje k tzv. Velkému poutači ve směru souhvězdí Persea až Ryb rychlostí 350 ÷ 400 km/s.

G. Paturel aj. sestavili trojrozměrnou mapu 24 000 galaxií do vzdálenosti 200 Mpc; nalezli tak velkou slupku se středem v místní nadkupě galaxií a potvrdili existenci tzv. Velké stěny. Velkou slupku lze charakterizovat jako obří elipsoid.

Známý kosmologický rebel H. Arp již řadu desetiletí snáší důkazy proti kosmologickému výkladu červených posuvů galaxií. Nejnověji se zabýval červenými posuvy menších složek místní soustavy galaxií a skupiny galaxií kolem M81. Ukázal, že všech 22 takto zkoumaných satelitních galaxií má červený posuv soustavně vyšší než stejně vzdálené mateřské galaxie, což svědčí proti výkladu červeného posuvu jako rychlosti vzdalování. Arp odtud vyvozuje, že vesmír se vůbec nerozpíná, ale nelze říci, že by pro tento kacířský názor získal významnější podporu odborné veřejnosti.

6.6. Vzdálené galaxie

Spektrum nejvzdálenější radiogalaxie 8C 1435+63 v souhvězdí Draka pořídili H. Spinrad aj. pomocí Keckova teleskopu. Dostali červený posuv z = 4,25 a zjistili, že čára Ly-α se jeví jako emisní. Galaxie je mimořádně červená. J. Dunlop aj. studovali vzdálenou radiogalaxii 4C 41.17 v souhvězdí Vozky, jejíž z = 3,8, v submilimetrovém pásmu spektra a zjistili, že jde o eliptickou galaxii, v níž překotně vznikají hvězdy. Soustava vyniká přebytkem prachu, což je pro eliptické galaxie absolutně netypické.

Zvláště mnoho prachu obsahují rekordně nadsvítivé infračervené galaxie F10214+4724 (UMa; z =2,29), F15307+3252 (CrB; z = 0,93) a P09104+4109 (Lyn; z = 0,44). Tvoří zvláštní podskupinu galaxií, charakterizovanou především tím, že více než 95 % záření vydávají v dalekém infračerveném oboru spektra, dále pak vysokou teplotou mezihvězdného prachu a optickým spektrem odpovídajícím Seyfertovým galaxiím II. typu. Podle R. Cutriho aj. se v nich překotně tvoří hvězdy, neboť opravdu mají z čeho. Nejsvítivější galaxie, kterou známe, F10214+4724 obsahuje například 3.1011 M☉ molekulového plynu a 1.109 M☉ teplého prachu.

K. Issak aj. využili submilimetrového radioteleskopu JCMT k detekci prachu v nejvzdálenější klasické galaxii BR 1202-0725 (Vir; z = 4,69) v pásmech 0,8 a 0,45 mm. Zjistili, že i zde je přebytek teplého (53 K) prachu, zcela obdobně jako u předešle zmíněné galaxie F10214+4724. Podle C. Pritcheta lze právě novými pozorováními v submilimetrové a daleké infračervené oblasti docílit zlepšení našich znalostí o nejstarších galaxiích, vzniklých v první miliardě let po velkém třesku.

Jednu takovou starou (fakticky tedy velmi mladou) galaxii studovali A. Wolfe aj. pomocí mamutího 8t spektrografu HIRES Keckova teleskopu. Objevili ji před kvasarem PHL 957 a změřili její červený posuv z = 2,31, jakož i zastoupení kovů, zejména Zn, Cr a Ni. Zjistili, že galaxie obsahuje méně kovů než nejstarší hvězdy naší Galaxie, v souladu s vývojovým scénářem pro raný vesmír.

Morfologií vzdálených – a tedy mladých – galaxií se zabývala řada autorů, využívajících jedinečných zobrazovacích schopností HST. A. Dressler aj. zkoumali kupu galaxií CL 0939+4713 (UMa; z = 0,41) a zjistili, že se zde vyskytuje velké množství pozdních spirálních a nepravidelných galaxií, vyznačujících se zřetelnými slapovými deformacemi tvaru, případně právě navzájem splývajících. Poněvadž se ve stejném směru nalézá mnohem vzdálenější kvasar se z = 2,055, obklopený nápadně modrými slabými galaxiemi, nabízí se jednoduché vysvětlení, že zde prostě v průhledu bližší kupou pozorujeme vzdálenou – a tedy vývojově velmi mladou – kupu galaxií, vyznačujících se překotnou tvorbou hvězd. Podobně dopadl složený snímek kupy galaxií v okolí pekuliární rádiové galaxie 3C-324 (Ser; z = 1,2), pořízený HST během 32 oběhů HST v květnu a červnu 1994. Na snímku s rekordní mezní hvězdnou velikostí 29 mag jsou patrné obří eliptické galaxie, které se vyvinuly bleskurychle, na rozdíl od spirálních galaxií, zřetelně deformovaných srážkami a těsnými sblíženími. Tato kupa je od nás vzdálena asi 2,75 Gpc; vůbec nejvzdálenější kupa galaxií je od nás 3,7 Gpc daleko.

Podobně se podařilo za 4,7 h expozice HST získat snímek okolí kvasaru Q0000-263 (Scl; z = 4,11) s mezní hvězdnou velikostí 28,5 mag, na němž bylo nalezeno nejméně tucet galaxií se z = 3,33, v nichž probíhá překotná tvorba hvězd. Tutéž kupu galaxií objevili také M. Giavalisco aj. na snímcích 4m teleskopy CTIO a ESO. Podle jejich názoru jsou tyto záběry dokladem toho, že galaxie vznikají podle schématu „shora dolů“ rozpadem zárodečných oblaků intergalaktické látky.

S tím však příliš nesouhlasí nejnovější pozorování HST, uskutečněná M. Dickinsonem aj. v prosinci 1994. Na snímku hlubin vesmíru, odpovídajících zpětnému času 90 % od současnosti k velkému třesku, byly totiž nalezeny jak velmi mladé galaxie, tak tříšť nezvyklých úlomků těžko zařaditelných tvarů, o nichž se autoři domnívají, že jde o stavební kameny běžných galaxií. V každém případě je zřejmé, že raný vývoj vesmíru byl velmi dynamický, galaxie vznikaly a opět se rozbíjely, navzájem se slapově ovlivňovaly, srážely a splývaly. V bohatých raných kupách galaxií se vytvářely spirální galaxie charakterizované překotnou tvorbou hvězd.

A. Songailová aj. využili schopností Keckova teleskopu ke studiu mezilehlých intergalaktických vodíkových mračen mezi vzdálenými kvasary 0636+68 (Cam; z = 3,3) a 0014+815 (Cep) a pozemním pozorovatelem. Záření kvasarů je absorbováno intergalaktickým deuteriem v mračnu se z = 2,9 a odtud vyplývá poměr D/H = 2,5.10-4, tedy asi 6× vyšší, než dává standardní teorie velkého třesku. Autoři z toho vyvozují, že odhad podílu baryonové složky hmoty vesmíru je třeba snížit ze 3 % na pouhé 1 %, takže baryonů je ve vesmíru jen tolik, kolik se jich projevuje svícením hvězd a galaxií. To automaticky znamená, že rozsáhlá hala galaxií jsou tvořena výhradně nebaryonovou složkou hmoty vesmíru.

Ze spektrálních čar ionizovaného uhlíku ve zmíněném intergalaktickém oblaku bylo navíc možno odhadnout horní mez tehdejší (pro z = 2,9) teploty reliktního záření, které excituje uhlík. Horní mez tehdejší teploty reliktního záření vychází na 13,5 K, v dobré shodě s teoreticky vypočtenou teplotou 10,7 K. Teplota reliktního záření je totiž ve standardním modelu velkého třesku úměrná veličině (1 + z). Tentýž výsledek obdrželi nezávisle R. Carswell aj., kteří zkoumali spektrum mračna pomocí 4m teleskopu KPNO.

. Jakobsen aj. využili objektivního hranolu ve spojení s kamerou FOC HST ke studiu absorpce záření kvasaru 0302-003 (Cet; z = 3,31) ve vodíkovém mračnu před kvasarem (z = 3,29). Podařilo se jim v něm objevit absorpční čáru o vlnové délce 131 nm, která odpovídá červeně posunuté čáře ionizovaného helia s laboratorní vlnovou délkou 30,4 nm. Tak byl korunován úspěchem pětiletý program hledání čáry He II ve spektrech asi 25 kvasarů, jenž až dosud narážel na nepřekonatelné obtíže.

Čáru totiž nelze nalézt ve spektrech bližších intergalaktických mračen, která jsou zkreslena vodíkovým pozadím z naší Galaxie vždy, když je červený posuv mračna z ≤ 2,0. Proto je paradoxně snazší studovat rozložení helia ve vzdáleném vesmíru. Naneštěstí však i v případech, kdy dochází k absorpci vodíku přímo v okolí kvasaru, je heliová čára zamaskována. Proto autoři uvítali objev vhodného kvasaru v prosinci 1992, který vykazuje pouze silné spojité záření 130 ÷ 200 nm a nulovou intenzitu záření v pásmu < 130 nm. Tak se potvrzuje, že v raném vesmíru bylo helium zastoupeno dostatečně, ve shodě se standardním kosmologickým modelem, a že bylo podobně jako vodík ionizováno – zdroj ionizace však zatím není znám. Autoři navíc zjistili, že helium se ve vzdáleném intergalaktickém prostoru vyskytuje souvisle, tedy i mimo vlastní intergalaktické mračno.

S. McGaugh zjistil, že asi pětinásobný přebytek slabých modrých galaxií pro z = 0,4 v porovnání s jejich výskytem v místní nadkupě může být nejspíš objasněn výběrovým efektem. Tyto galaxie mají totiž mimořádně nízkou plošnou jasnost, takže paradoxně právě v malé vzdálenosti od nás snadno uniknou pozornosti. S. van den Bergh si povšiml toho, že v okolí eliptických galaxií se nalézá asi dvakrát více kulových hvězdokup než kolem galaxií spirálních. M. Edmunds to nyní přičítá faktu, že eliptické galaxie nejspíše vznikají splýváním diskových spirálních galaxií. Přitom se tvoří nové – a tedy relativně mladé – kulové hvězdokupy.

S. Chakrabarti aj. uvažovali o možnosti, že za magnetické pole galaxií jsou odpovědná ionizovaná mračna plynu v okolí černé veledíry v jádře galaxie. Jelikož mračno rychle rotuje, vytváří se magnetické pole dynamovým efektem. Během řádově sto milionů let se toto pole pozvolna přenese do vnějších oblastí galaxie.

Osudem černých veleděr při splývání galaxií se zabývali F. Governato aj. Ukázali, že pokud se střetávají galaxie o srovnatelných hmotnostech, avšak rozdílných centrálních hustotách po relativní dráze s nenulovým momentem hybnosti, pak se jejich mateřské černé veledíry nestanou těsnou dvojhvězdou, nýbrž širokým párem se vzdáleností rovnou polovině poloměru splynulé galaxie. Degenerace této široké dráhy dynamickým třením pak zabere celé miliardy let.

6.7. Kvasary

Nejnovější katalogy kvasarů a příbuzných objektů uveřejnili manželé M. a P. Véronovi a dále G. Burbidge s A. Hewittovou. Francouzský katalog obsahuje 7 383 kvasarů, 171 blazarů a 1 855 aktivních galaxií, z toho 695 Seyfertových galaxií typu I. Americký katalog měl uzávěrku již v květnu 1993, takže obsahuje jen 7315 objektů. Podle svých autorů je do 17,5 mag úplný jen z 20 % a do 20 mag jen z 0,7 % – to tedy znamená, že do této mezní hvězdné velikosti se na obloze nachází zhruba 1 milion kvasarů. Snažíme-li se pro kvasary sestrojit standardní Hubbleův diagram (vztah pozorované jasnosti a červeného posuvu), nedostáváme žádnou jednoznačnou závislost. Autoři se proto táží, zda lze červený posuv kvasarů vůbec považovat za míru jejich vzdálenosti, ale to je opět typické kacířství. Velmi pravděpodobně je za rozptyl dat odpovědný velký rozptyl zářivých výkonů kvasarů, jež se navíc rychle mění s časem.

To se loni znovu potvrdilo při sledování superluminálního kvasaru 3C 279, jenž již v dubnu r. 1992 měnil podle H. Netzera aj. rychle a nápadně svou jasnost. Nová spektra objektu, pořízená v r. 1994 HST, prokázala asymetrie v profilech čar C IV a Mg II, jež mají mimořádně silná červená křídla. Současně se ukázalo, že ultrafialového kontinuum kvasaru je o plných 9 řádů slabší než kontinuum v pásmu záření gama. Odtud vyplývá, že tento kvasar fakticky patří mezi blazary, přičemž vykazuje červený posuv z = 0,54. Výsledky rozsáhlé vševlnové pozorovací kampaně z r. 1993 shrnuli L. Maraschi aj. Počátkem toho roku se kvasar 3C 279 nacházel v nízkém stavu ve všech oborech spektra, od rádiových vln až po tvrdé rentgenové záření. Produkce fotonů gama dobře korelovala s úrovní spojitého spektra v optickém a ultrafialovém oboru. Poslední vysoký stav kvasaru byl zaznamenán v červnu 1991, ale v dubnu 1994 se opět zjasnil až na V = 14,6 mag.

Další blazar Markarjan 421 se v květnu 1994 zjasnil v pásmu tvrdého rentgenového záření (2 ÷ 10 keV) na dvojnásobek stavu z r. 1984. A. Kerrich aj. oznámili, že v polovině května 1994 vzrostlo záření gama tohoto blazaru v pásmu TeV dokonce o řád proti klidovému stavu do ledna 1994. Konečně v říjnu 1994 se zjasnily blazary OJ 287 a 3C-66A až na V ≈ 14 mag. Rentgenová družice ASCA odhalila silnou emisi tvrdého rentgenového záření blazaru OJ 287 v druhé polovině listopadu 1994 s krátkodobými fluktuacemi až o 30 % na časové stupnici od stovky minut do jednoho dne.

Velkým překvapením se stal objev extrémního ultrafialového záření z blazaru PKS 2155-304 (PsA) v pásmu 7,5 ÷ 11 nm, který ohlásila A. Fruscioneová aj. Záření objevila družice EUVE v červenci 1992 jako prodloužení spojitého záření rentgenového pozadí. Jde o první případ detekce extragalaktického zdroje záření EUV vůbec a nasvědčuje tomu, že zastoupení neutrálního helia v mezihvězdném prostoru činí asi 10 % ze zastoupení neutrálního vodíku.

P. Petitjean aj. zjistili na základě studia absorpčních čar ve spektru kvasarů PKS 0424-131 a 0450-131 v Eridanu, že zastoupení prvků C, N, O a Si je až o řád vyšší než ve Slunci. Mezilehlá mračna pak mají obsah kovů o jeden až dva řády nižší než Slunce. R. Antonucci aj. potvrdili, že rádiový zdroj Cygnus A je fakticky blízký kvasar se širokými emisními čarami ve spektru. Aparatura EGRET na družici Compton odhalila záření gama kvasaru NRAO 190 v pásmu > 100 MeV v srpnu 1994, kdy se souběžně měnila i optická jasnost objektu.

A. Mirzojan a R. Vardanjan rozebírali reálnost zpráv o diskrétní periodicitě červených posuvů kvasarů, jež někteří autoři dokonce považují za příznak kosmického kvantování. Ukázali, že jev souvisí s polohou posunutých emisních čar kvasarů vůči standardním barevným filtrům UBV, čímž se buď usnadňuje, nebo naopak ztěžuje identifikace kvasarů. Na základě toho přímo spočítali diskrétní hodnoty červených posuvů, pro něž je pravděpodobnost objevu kvasaru nejvyšší.

M. Rees uvedl, že životnost aktivních kvasarů nepřesahuje několik desítek milionů let a že se nejčastěji vyskytují pro červené posuvy z = 2,0 ÷ 3,5. Během aktivního údobí se akumuluje zářící hmota na černou veledíru, čímž se hmotnost veledíry přibližně zdvojnásobí. Jestliže totiž kolem černé veledíry prolétá hvězda, je slapovými silami změněna v nestvůrný banán, jehož část se usadí na eliptické dráze kolem veledíry. Degenerace eliptické dráhy způsobí, že během několika měsíců dopadnou zbytky hvězdy na veledíru a přestanou zářit. Po čase se však veledíře začne nedostávat „paliva“ a kvasar zemře hlady. Tento orientační výpočet by však měly ověřit superpočítače. Podobně by stálo za to zjistit exaktním numerickým výpočtem, co se stane při splývání dvou černých veleděr při setkání galaxií. Rees se domnívá, že k takovému jevu došlo v radiogalaxii 3C 75. Splynutí veleděr by mělo být provázeno dlouhým impulzem gravitačního záření v trvání několika hodin (běžně se počítá s impulzy dlouhými jen zlomky sekund, takže je malá naděje je vůbec rozpoznat).

6.8. Gravitační čočky

Od objevu první gravitační čočky – dvojitého kvasaru 0957+561 (UMa; z = 1,41) – uplynulo loni právě 15 let a za tu dobu se z původní kuriozity stal jeden z nejdynamičtěji se rozvíjejících oborů moderní astrofyziky. M. Angoninová Willaimeová aj. studovali mezilehlou kupu, jež představuje vlastní gravitační čočku pro zmíněný kvasar s červeným posuvem z = 0,355. Tito autoři změřili jasnosti 200 objektů v zorném poli ve filtrech VRI a pro 38 nejjasnějších objektů určili hodnoty červených posuvů. Klasifikovali kupu jako středně bohatou se zřetelnou koncentrací k čočkující obří eliptické galaxii. Disperzse rychlostí členů kupy činí 715 km/s. Asi 2′ od této kupy se nalézá další méně výrazná kupa se z = 0,5.

H. Dahle aj. nalezli na snímcích kvasaru 0957+561, pořízených v lednu 1994 2,6m teleskopem NOT na Kanárských ostrovech, obloučky vyvolané zřejmě rovněž efektem gravitační čočky, tak jako se to již dříve podařilo pro jiné gravitačně zobrazené kvasary či galaxie. J. Pelt aj. konfrontovali optické a rádiové křivky jasnosti obou složek kvasaru a dospěli k závěru, že variace optické jasnosti složek se vůči sobě opožďují o (415 ±32) dnů, kdežto rádiové variace o (409 ±23) dnů. Odtud lze určit nepřímo horní mez hodnoty Hubbleovy konstanty H0≤ 70 km/s/Mpc. Kolísání jasnosti čočkovaných kvasarů mohou podle názoru L. Changa a S. Refsdala z r. 1979 působit jednotlivé hvězdy mateřské galaxie, které podléhají vlivem vlastních pohybů efektům mikročočkování. Vskutku C. Seitzová aj. nyní takový efekt potvrdila pro čtyřnásobný kvasar 2247+0305.

Patrně nejhmotnější gravitační čočku rozpoznali P. Fischer aj. při studiu dvojitého kvasaru 2345+007 (Psc; z = 2,15) s úhlovou vzdáleností složek 7,1″. Našli totiž mezilehlou galaxii B = 25,0 mag s posuvem z = 1,49. Kolem ní se pak nachází více slabých galaxií až do 28 mag. Z rekordně velké úhlové vzdálenosti pro složky kvasaru vyplývá i extrémně vysoká hmotnost mezilehlé galaxie nad 1.1013 M☉!

Při studiu „čtyřlístku“ H 1413+117 (Boo; z = 2,56) objevili R. Barvainis aj. pomocí 30m mikrovlnného radioteleskopu IRAM ve spektru mateřské galaxie kvasaru čáru mezihvězdného CO, posunutou z klidové frekvence 345 GHz k frekvenci 97 GHz. Je to vůbec největší vzdálenost, v níž byla objevena nějaká interstelární molekula ve vesmíru, a znamená to, že hmotnost CO ve zmíněné mateřské galaxii je téměř shodná s dynamickou hmotností soustavy, tj. v galaxii se prakticky nevytvořily žádné hvězdy. Vzhledem k tomu, že galaxii pozorujeme v době, kdy stáří vesmíru činilo jen 15 % jeho dnešního stáří, získáváme tak jedinečný údaj o stavu mladých galaxií v raném vesmíru.

S. Myers aj. dokončili za pomoci obří syntetické antény VLA v Socorro přehlídku CLASS, při níž hledali rozštěpení rádiových obrazů extragalaktických zdrojů na vlnové délce 36 mm. Metoda umožnila hledat úhlová rozštěpení v intervalu 0,2 ÷ 10″ pro 3 271 rádiových zdrojů. Zatím se podařilo rozlišit dva případy gravitační čočky. V jednom případě jde o čtyřnásobný obraz s maximální úhlovou vzdáleností složek 2,1″ a z = 0,6, kdežto ve druhém případě jde o dvojitý kvasar s úhlovou vzdáleností složek 1,4″ a z = 1,6.

Pomocí družice ROSAT bylo při rentgenové přehlídce oblohy náhodně odhaleno záření pocházející z Abellovy kupy galaxií S295 (z = 0,30). Při kontrolním snímkování rentgenově zářících kup objevili A. Edge aj. v blízkosti kupy optický obří svítící oblouk jako projev efektu gravitační čočky. Autoři usuzují, že právě výskyt rentgenového záření v kupě posiluje naději na to, že kupa se stane gravitační čočkou pro svou pravděpodobně velmi nadprůměrnou hmotnost.

Přehlídkové programy pro objevování gravitačních mikročoček ve výduti Galaxie a ve Velkém Magellanově mračnu vykročily z dětských střevíčků a staly se jednou z nejproduktivnějších oblastí pozorovací astronomie.

Program MACHO využívá 1,3m reflektoru na Mt. Stromlo v Austrálii a 8 matic CCD s hranou 2 048 pixelů. Během jediné noci se tak získává až 8 GB fotometrických údajů ve dvou barevných filtrech a celá redukce měření se stihne během následujícího dne. To umožňuje studovat podrobněji kandidáty na mikročočky již v průběhu následující noci jak fotometricky, tak spektrálně. Podle D. Bennetta aj. se v projektu MACHO našlo již 45 mikročoček.

Zatím nejúspěšnější je však projekt OGLE, využívající 1m teleskopu na observatoři Las Campanas ke sledování mikročoček v galaktické výduti, kde je výtěžnost pozorování asi třikrát vyšší než při pozorování hvězd ve Velkém Magellanově mračnu. Podle A. Udalského aj. bylo v r. 1993 zaznamenáno 10 mikročoček v projektu OGLE, 5 v projektu MACHO a 2 v projektu EROS. Trvání zjasnění se pohybuje od 8 až zhruba ke 100 dnům. OGLE dokáže za noc vykonat 6 milionů fotometrických měření pro 4 miliony hvězd ve výduti naší Galaxie. Ačkoliv se z takových počtů může každému pozorovateli proměnných hvězd mírně zatočit hlava, umožňuje automatické vyhodnocování údaje zpracovat tento příval dat během následujícího dne, což dovoluje koordinovat pozorování kandidátů na mikročočky bezmála v reálném čase. Při testování schopností automatického programu na materiálu z předešlých let byly nalezeny všechny případy gravitačních mikročoček a nebyl zaznamenán ani jeden falešný poplach!

Tak se v letech 1993–94 vskutku zdařilo organizovat celosvětové pozorování kandidátů již v průběhu prvního týdne po počátku zjasňování. Mikročočka z března 1993 se ukázala být žlutým obrem V = 20 mag (MV = +1,3 mag), kdežto mikročočka ze září 1994 pro změnu červeným podobrem K0 (R = 17,8 mag; MV = +3 mag).

Mikročočka OGLE 7 je podle A. Udalského aj. zřejmě dvojhvězdou. Při charakteristickém času úkazu 80 dnů a amplitudě přes 2 mag vykázala totiž dvojité maximum, což nezávisle potvrdili S. Mao aj. pozorováními v projektu MACHO. Další dvojitou mikročočku ve Velkém Magellanově mračnu našli v říjnu 1994 M. Dominik a A. Hirshfeld rovněž v projektu MACHO. Podle A. Bollatta a E. Falca by asi 40 % pozorovaných světelných křivek mělo obsahovat asymetrické deformace vyvolané přítomnosti planet o hmotnosti Jupiteru v blízkosti čočkujícího objektu. To se ale zatím neprokázalo.

Zato se však K. Cookovi aj. podařilo v projektu MACHO odhalit na světelné křivce nesouměrnosti, vyvolané pohybem Země kolem Slunce během 108 dnů trvajícího zjasnění. Šlo prakticky o centrální průchod rychlostí (54 ±5) km/s, kdy se pozoroval Einsteinův prstýnek zjasnělý až 10× proti klidovému stavu. Jelikož trvání úkazu pro danou vzdálenost objektů je přímo úměrné odmocnině z hmotnosti mikročočky, muselo jít o dosti hmotný útvar. Například při zákrytu planetou o hmotnosti Jupiteru by celé zjasnění trvalo v nejlepším případě 3 dny.

Skutečná hmotnost, a tedy i povaha mikročoček zůstává dosud záhadná. Podle N. Evanse a J. Jijiny vychází rozmezí hmotností mikročoček 0,01 ÷ 0,15 M☉, což jsou buď hnědí nebo červení trpaslíci, tedy nic zvláště exotického. Pokud se v disku Galaxie nenalézá žádná skrytá hmota a je-li galaktické halo tvořeno jen baryonovou hmotou, pak by měl projekt MACHO dávat asi 8–9 detekcí mikročoček ročně při soustavném sledování 1,8 milionu hvězd ve Velkém Magellanově mračnu. Jak uvádí K. Sahu, pokud jsou mikročočkami hvězdy Velkého Magellanova mračna, měli bychom časem zjistit jejich převahu poblíž centra Mračna. Jsou-li to naopak hypotetické objekty skryté hmoty (tj. pravá „MACHA“), nebude tato koncentrace zjištěna.

Zatím se většina autorů kloní k závěru J. Wambsgansse, že dosud pozorované úkazy jsou vyvolány běžnými trpasličími hvězdami a že ve statistice naprosto chybějí čočky s hmotnostmi jako Jupiter až Pluto. Pokud se tento závěr dalšími pozorováními potvrdí, znamená to v souladu s výpočtu E. Hua aj., že skrytá látka v halu Galaxie nemůže být baryonové povahy, ale je tvořena rovnoměrně rozptýlenými částicemi typu axionů nebo WIMP (slabě interagující mikročástice).

7. Kosmologie

7.1. Skrytá látka (angl. dark matter)

Zdá se, že ústředním problémem kosmologie zůstane i nadále již letitá otázka, z čeho se vlastně skládá skrytá látka jaké je její rozložení ve vesmíru. E. Kerrins a B. Carr se pokoušeli nalézt projevy skryté látky v infračervené oblasti spektra, kde by měli zářit zejména hnědí trpaslíci. Jelikož vůbec neuspěli, stanovili alespoň horní meze pro zastoupení skryté a zářící látky ve vztahu ke kritické hustotě, pro níž je Ω = 1. Zjistili, že zářící látka vesmíru dává pouze 0,3 % kritické hustoty, zatímco skrytá látka disku Galaxie představuje pouhou 0,1 % kritické hustoty. V halech galaxií se pak nachází 1 ÷ 10 % kritické hustoty a v kupách galaxií 10 ÷ 30 % kritické hustoty. Většina skryté látky (bezmála 100 % kritické hustoty) tedy tvoří spojité intergalaktické pozadí, i když pro vysvětlení pozorovaných vlastností galaktických hal a kup galaxií je přítomnost skryté látky v těchto oblastech naprosto nevyhnutelná. Autoři si slibují zlepšení našich vědomostí o „infračervené“ skryté hmotě od plánovaných družic ISO a SIRTF.

J. Bahcall aj. a F. Paresce aj. využili HST ke snímkování náhodně vybraných polí, v nichž hledali co nejslabší hvězdy. Přestože v porovnání s pozemními přístroji se dostali až o 5 mag hlouběji, nalezli překvapivě málo červených trpaslíků. Odvodili tak, že nanejvýš 6 % hmoty hala Galaxie a 15 % hmoty galaktického disku tvoří červení trpaslíci. Na snímku kulové hvězdokupy NGC 6397 bylo tak málo červených trpaslíků, že skrze hvězdokupu prosvítají vzdálené galaxie! Autoři proto usuzují, že funkce hmoty hvězd v Galaxii dosahuje maxima pro hvězdy s hmotností 0,2 M☉ a směrem k nižším hmotnostem se pak už téměř žádné hvězdné objekty nevyskytují. Odtud vyplývá, že baryonová složka skryté hmoty představuje nanejvýš 5 % kritické hustoty.

To je též v souladu s měřeními R. Carswella aj. a A. Songailové aj. kteří zkoumali okolí kvasaru 0014+813 (z = 3,4) velkými pozemními spektrografy a odvodili odtud poměr zastoupení deuteria k vodíku na 2,5.10-4. Z toho ihned plyne, že baryonová hustota vesmíru je prakticky totožná s pozorovanou zářivou hustotou vesmíru, tj. převážnou část hmoty vesmíru tvoří nebaryonová hmota. K témuž závěru dospěl na základě rentgenových měření obsahu horkého plynu v kupách galaxií rovněž M. Hattori.

J. Holtman aj. se zabývali otázkou, jak se na této nebaryonové skryté látce podílí horká a chladná složka. (Těmito termíny se myslí rychlost pohybu částic skryté látky: horké částice se pohybují relativistickými rychlostmi, kdežto chladné částice jsou podstatně pomalejší.) Za předpokladu, že mionová a tauonová neutrina mají stejnou klidovou hmotnost 2,4 eV, vychází pak podíl horké složky na pouhých 5 % kritické hustoty. Jinými slovy převážnou část skryté látky tvoří chladné nebaryonové částice s klidovou hmotností blízkou nule. P. Wesson se domnívá, že vhodným kandidátem nebaryonové skryté hmoty by mohly být solitony v Kaluzově-Kleinově teorii v podobě „koulí čistého záření“. Kaluzova-Kleinova teorie vznikla ve 20. letech našeho století jako pětirozměrné rozšíření obecné teorie relativity a v posledním desetiletí se k ní fyzikové vracejí jako k možné cestě při vytváření jednotné teorie pole.

7.2. Velkorozměrová struktura vesmíru

Jestliže ve vesmíru převažuje chladná skrytá látka, pak by měly v raném vesmíru vznikat struktury „zdola nahoru“, tj. nejprve jednotlivé galaxie a teprve pak velké kupy a nadkupy galaxií. Výpočty G. Bryana a M. Norma na superpočítačích však v tom případě vedou k příkrému nesouhlasu s pozorováním. V modelu prostě vzniká příliš mnoho kup galaxií, a naopak pozorovaná velkorozměrová vláknová struktura vesmíru se vyvíjí příliš pomalu. Když se zvolí obrácený scénář „shora dolů“, odpovídající převaze horké skryté hmoty, nestačí vymezený čas historie vesmíru na vznik běžných galaxií. Autoři se proto odhodlali k vytvoření smíšeného modelu s horkou i chladnou složkou skryté hmoty, což znamenalo opravdu vytížit superpočítač, jemuž tento úkol trval plných 16 tisíc hodin (!), tj. 22 měsíců nepřetržitých výpočtů. Podařilo se jim tak výborně reprodukovat mapu rozložení horkého intergalaktického plynu, vytvořenou na základě měření rentgenové družice ROSAT, avšak poměr horkého plynu a skryté hmoty vyšel opět nesprávně.

Přes tyto zásadní obtíže lze s uznáním zaznamenat pokrok při výzkumu rozložení zářící látky v rozsáhlých oblastech vesmíru. G. Paturel aj. pořídili mapu rozložení 24 000 galaxií do vzdálenosti 200 Mpc od nás. Objevili tak „velkou slupku“ elipsoidálního tvaru s centrem uvnitř místní nadkupy galaxií. Prokázali také reálnost již dříve objevené „velké stěny“, obsahující hmotu řádu 1016 M☉.

M. Einasto aj. rozšířili výzkum struktury vesmíru na základě rozložení bohatých (Abellových) kup galaxií také pro jižní oblohu. Pro červený posuv z ≤ 0,1 nalezli tak na celé obloze již 4 072 bohatých kup galaxií.

7.3. Reliktní záření

Velmi dobré údaje o velkorozměrové struktuře raného vesmíru může v principu poskytnout měření fluktuací reliktního záření, což byl ostatně hlavní úkol mimořádně úspěšné umělé družice COBE. A. Banday aj. a C. Bennett zpracovali výsledky měření diferenciálních radiometrů na palubě družice za dva roky činnosti na frekvencích 53 a 90 GHz. Při úhlovém rozlišení kolem 10° obdrželi dipólové fluktuace T = ±(30 ÷ 44) μK - tj. 1,5.10-5 v relativní míře – a kvadrupólové fluktuace T = ±17 μK. Bennett též určil velikost a směr dipólové anizotropie, odrážející pohyb Země vůči pozadí reliktního záření, tj. T = (3,36 ±0,02) mK ve směru galaktických souřadnic l = 264° a b = 48°. K těmto družicovým měřením anizotropie nyní postupně přibývají pozemní měření s vyšším úhlovým rozlišením řádu 1°. Podle výsledků P. de Bernardise aj., E. Chenga aj., M. Dragovana aj. a M. Devlina aj. vycházejí fluktuace na úrovni (1 ÷ 4).10-5, v zásadě tedy podobně jako u družice COBE.

Tím více překvapuje názor A. Mészárose, že zmíněné fluktuace vytvořily relativně blízké (pro červené posuvy z ≤ 2) intergalaktické struktury (nadkupy a proluky), a nikterak tedy neodrážejí rozdělení hmoty ve velmi raném vesmíru, kdy byl červený posuv z ≈ 1 000. Naproti tomu D. Coulson aj. se domnívají, že právě měření fluktuací na úhlové stupnici kolem 1° skýtá principiální možnost rozhodnout mezi inflační kosmologií a kosmologií defektů (textur) pro velmi velmi raný vesmír (tím se myslí zlomek první sekundy po velkém třesku s červeným posuvem rostoucím nade všechny meze).

Podobně J. Mather aj. soudí, že se jim z rozboru měření reliktního záření aparaturou FIRAS na družici COBE podařilo fakticky odvodit stav vesmíru v čase 1 rok po velkém třesku, kdy červený posuv z = 3.106. V pásmu vlnových délek 0,5 ÷ 5 mm dostali vynikající souhlas s Planckovou křivkou pro teplotu T = (2,73 ±0,01) K s maximálními odchylkami pod 0,03 %. K podobné hodnotě T = (2,71 ±0,02) K dospěli na základě měření z COBE také D. Fixsen aj., kteří též určili amplitudu dipólové anizotropie (3,34 ±0,02) mK. Její směr v galaktických souřadnicích l =169°, b = -8° však zřetelně nesouhlasí s již zmíněným výsledkem C. Bennetta.

7.4. Kosmické záření, nukleogeneze

Pokrok při studiu kosmického záření (fakticky vysoce energetických protonů a jader těžších prvků, jakož i fotonů záření gama) je pomalý. Zčásti za to mohou omezené prostředky detekce, ale zejména mezihvězdná magnetická pole, která mění směr příletu částic kosmického záření do detektorů, takže jakákoliv identifikace zdrojů elektricky nabitých atomových jader není možná.

M. Amenomori aj. používají soustavy detektorů na náhorní plošině v Tibetu k detekci spršek kosmických fotonů v pásmu energií 100 MeV ÷ 10 TeV, avšak s problematickým výsledkem. Úspěšnější byla aparatura EGRET na družici Compton, jež v letech 1990–1992 zaznamenala fotony s energií řádu TeV pro 15 aktivních jader galaxií.

Nejvyšší energie částic kosmického záření lze zjistit prostřednictvím spršek sekundárního kosmického záření, jak je registruje soustava Čerenkovových detektorů „Muší oko“ na náhorní plošině v Utahu. Podle P. Sokolského a E. Loha neprojevuje se v pásmu velmi vysokých energií žádná převaha částic ve směru z hlavní roviny Mléčné dráhy. S rostoucí energií částic ubývá jader atomů železa a přibývá volných protonů. U energií > 1 EeV se pozoruje nápadný pokles počtu částic. Nicméně 15. října 1991 zaznamenala předešlá aparatura rekordní energii primární částice lehce nad 300 EeV, tj. 48 J.

Největším problémem v detektovaných sprškách je deficit mionových neutrin. Podle způsobu rozpadu primárních protonů a nukleonů kosmického záření bychom totiž očekávali dvakrát vyšší počet mionových neutrin v porovnání s elektronovými neutriny, ale ve skutečnosti podle měření z posledních šesti let jsou počty obou typů neutrin v detektorech shodné. Nejvýznamnější výsledek poskytl známý detektor Kamiokande, kde jsou k dispozici údaje pro neutrina s energiemi 1 ÷ 10 GeV. S menší jistotou je týž deficit mionových neutrin zjišťován v dalších třech detektorech v USA i v Evropě. Tento znepokojující výsledek může souviset se známým deficitem slunečních neutrin a mohl by mít společné řešení, tj. nenulovou hmotnost neutrin, a tudíž možnost oscilací neutrin mezi různými módy.

7.5. Modely vesmíru

Ve standardním kosmologickém modelu vystupuje několik veličin, které bychom rádi co nejpřesněji určili z pozorování. Je to zejména současná hodnota konstanty rozpínání vesmíru (Hubbleova konstanta) H0( v jednotkách km/s/Mpc), jejíž převrácená hodnota t0 = 1/H0 dává Hubbleovo stáří vesmíru. Dalším podstatným parametrem je střední hustota vesmíru, vyjádřená jako bezrozměrné číslo vůči kritické hustotě Ω0= 1 (pro kritickou hustotu vychází decelerační parametr q0= 1/2). Volným parametrem je pak kosmologická konstanta Λ, o níž se dosud mlčky předpokládalo, že je přesně rovna nule.

Podíváme-li se zpět do krátké historie moderní kosmologie, zjistíme, že v r. 1936 určil sám E. Hubble parametry H0= 530 a Ω = 14. Z dnešního pohledu jsou obě tyto hodnoty zcela špatně. Z různých důvodů bychom „potřebovali“ H0 ≈ 50 a Ω ≈ 1. Při zmíněné hodnotě H0 vychází totiž Hubbleovo stáří vesmíru na 19 miliard let, v souladu s nezávisle určovaným stářím kulových hvězdokup i červených galaxií. Loni totiž našly E. Huová a S. Ridgwayová dvě extrémně červené galaxie poblíž vzdáleného kvasaru PC 1643+4631A v souhvězdí Herkula, jejichž stáří je okrouhle právě 19 miliard let.

Podle S. van den Bergha lze odhadnout stáří vesmíru (a tedy zpětně i H0) z antropického principu. Kdyby byl vesmír mladší než 1 miliarda let, nebyly by v něm dosud galaxie, hvězdy, planety ani uhlík. Kdyby byl naopak starší než 100 miliard let, vyčerpaly by všechny galaxie zásoby interstelárního plynu a trpasličí hvězdy dolní části hlavní posloupnosti by již spotřebovaly termonukleární palivo a změnily by se na bílé trpaslíky. Tím jsou tedy dány i meze pro řád hodnoty H0: 10 ÷ 1 000.

S. van den Bergh se domnívá, že v posledních dvou letech zřetelně převažuje trend k vyšší hodnotě H0 kolem 75, čemuž odpovídá Hubbleovo stáří 13 miliard let. Přesně vzato odpovídá Hubbleovo stáří takovému vesmíru, v němž je Ω = 0. Pro kladná Ω dostáváme přiměřeně menší stáří vesmíru, takže např. pro Ω = 1 musíme příslušné Hubbleovo stáří vynásobit 2/3, abychom dostali reálné (Fridmanovo) stáří.

Problémy s Hubbleovou konstantou souvisejí, jak známo, s nejistotami v kalibraci stupnice kosmologických vzdáleností. Jelikož trigonometrická metoda selhává už ve vzdálenostech 50 pc od Země, opírají se určení větších vzdáleností o znalost vzdálenosti pohybové hvězdokupy Hyády a pak o vztah perioda-svítivost pro cefeidy. Nezávisle lze určovat vzdálenosti supernov z jejich maximální jasnosti, neboť se všeobecně soudí, že zejména supernovy typu Ia dosahují z fyzikálních důvodů téhož maximálního zářivého výkonu. V novější době pak k tomu přibyla metoda Tullyho-Fischerova, založená na vztahu mezi rychlostí rotace galaxií a jejím zářivým výkonem.

Přímé experimentální určení hustotního parametru Ω je nesnadné. Podle A. Dekela a M. Reese lze z měření rychlostí galaxií v prolukách mezi kupami odvodit spodní mez 0,3. Na druhé straně P. Coles a G. Ellis soudí, že Ω je rozhodně podstatně menší než 1, tj. že skryté látky je ve vesmíru méně, než si myslí většina odborníků (viz shrnutí v odst. 7.1.).

Pokud jde o zmíněné supernovy, řada autorů vyslovuje pochybnosti o standardnosti zářivého výkonu v maximu. A. Sandage aj. např. odvodili vzdálenost galaxie NGC 5253 na základě supernov 1895B a 1972E a vyšlo jim 4,1 Mpc, a odtud vyplývá H0 = (55 ±8). Podobně B. Schaefer obdržel pro supernovu 1937C a galaxii IC 4182 hodnotu H0v rozmezí 50 ÷ 68.

Naproti tomu B. Schmidt aj. odvodili metodou expandující fotosféry supernovy 1992am v anonymní galaxii v souhvězdí Velryby vzdálenost 180 Mpc a H0= 80 a pro dalších pět supernov ve vzdálenostech 14 ÷ 55 Mpc nalezli H0= (73 ±7). K obdobnému výsledku H0 = (86 ±7) dospěl M. Pierce porovnáním vzdáleností supernov a výsledků metody Tullyho-Fischera. Systematickými chybami při určení vzdálenosti galaxie metodou Tullyho-Fischerovou se však vzápětí zabýval A. Sandage a dostal po jejich odstranění pro soubor 64 galaxií H0 = (48 ±5). Naproti tomu N. Lu a E. Salpeter obdrželi z pohybů galaxií vůči kupě v souhvězdí Panny H0= (84 ±5).

Není divu, že mnoho astronomů spoléhá na nalezení cefeid v kupě galaxií v Panně, aby se kvalita indikátorů vzdáleností galaxií přece jen zlepšila. Podle R. Kennicutta se musí změřit jasnosti a periody cefeid alespoň ve 20 galaxiích s kosmologickým červeným posuvem až z = 0,007 (úprk rychlostí až 2 000 km/s), abychom mohli lépe kalibrovat všechny sekundární indikátory vzdáleností.

V tomto směru se podařil husarský kousek M. Piercemu aj., kteří našli tři cefeidy v galaxii NGC 4571 v kupě v Panně pomocí 3,6m dalekohledu CFHT, vybaveného systémem adaptivní optiky. Odvodili odtud vzdálenost galaxie (14,9 ±1,2) Mpc a H0= (87 ±7). Tento výsledek vzápětí podpořila W. Freedmanová aj. na základě měření 20 cefeid v galaxii M100 rovněž v kupě v Panně pomocí širokoúhlé kamery HST. Tito autoři dostali vzdálenost galaxie (17 ±2) Mpc, tj. H0 = (80 ±17). Tak dospíváme k příliš nízkému Fridmanovu stáří kolem 8 miliard let, v evidentním rozporu se známým stářím kulových hvězdokup a některých dalších objektů v Galaxii.

Přitom tatáž skupina našla 30 cefeid v bližší galaxii M81, pro níž odvodila vzdálenost (3,6 ±0,3) Mpc, v dobré shodě s určeními jinými metodami. Dále pak D. Kelson aj. změřili vzdálenost 29 cefeid v galaxii M101 ve Velké medvědici na (7,5 ±0,7) Mpc. C. Hogan si však povšiml, že rozcházení stupnic vzdáleností (nad 10 %) se začíná projevovat náhle právě v této vzdálenosti a mělo by se odrazit buď ve velké revizi standardní kosmologické teorie, nebo v zavedení kladné hodnoty kosmologické konstanty Λ.

Zatím není jasné, co tyto rozporné výsledky vlastně znamenají. J. Mould aj. soudí, že nejistota v určení vzdáleností kupy v Panně pomocí cefeid stále ještě neklesla pod 20 % a že si musíme zvyknout na to, že úkolem současných měření není ani tak určit HO, nýbrž zlepšit údaje o spolehlivých indikátorech vzdáleností. Kupa v Panně je příliš blízko, než aby se daly spolehlivě vyloučit pekuliární složky radiální rychlosti zkoumaných galaxií (výstředná poloha galaxií vůči těžišti kupy, nepřesně známý pohyb Galaxie vůči témuž těžišti, vliv okolních seskupení hmoty typu Velkého poutače nebo Velké stěny, nepřesně určený vektor pohybu vůči pozadí reliktního záření). Proto musíme být trpěliví a počkat nejméně do doby, než W. Freedmanová aj. změří vzdálenosti cefeid v dalších dvou galaxiích v Panně a prvních dvou galaxiích v kupě v souhvězdí Chemické peci. Přirozeně ideální by bylo najít cefeidy v kupě v souhvězdí Vlasů Bereniky, kde střední kosmologická radiální rychlost 7 150 km/sje bezmála stokrát větší než střední chyba výsledku. Kupa v Panně má totiž kosmologickou radiální rychlost pouze 1 300 km/s, což zvyšuje riziko systematických chyb.

Není příliš divu, že nesnází standardního modelu při konfrontaci s novými pozorováními využívají kosmologičtí kacíři, především pak úhlavní protivník teorie velkého třesku F. Hoyle. Hoyle oprášil domněnku ustáleného stavu vesmíru, na jejímž vzniku se koncem čtyřicátých let tohoto století rozhodující měrou podílel, a tvrdí, že lze vyvrátit námitky proti ní vznášené. Zejména prý je schopen vysvětlit pozorované počty rádiových zdrojů a existenci mikrovlnného záření pozadí i jeho dipólovou anizotropii. Na rozdíl od standardní teorie nemá Hoyle potíže se souladem mezi vysokou hodnotou Hubbleovy konstanty H0 a vysokým stářím kulových hvězdokup. Hoyle původní domněnku změnil v tom smyslu, že k tvorbě hmoty z ničeho nedochází rovnoměrně v celém prostoru, ale naopak přednostně tam, kde již husté kosmologické chuchvalce hmoty jsou (podle principu, že čert snáší vždy na větší hromádku). Zvlášť vhodným místem k tvorbě hmoty jsou dle Hoyla aktivní jádra galaxií (AGN), kde vskutku pozorujeme energetické exploze.

Nezávislým kritikem standardní teorie se stal bezděčně také P. Wesson, jenž se pokusil popsat vesmír plochou pětirozměrnou geometrií a zjistil, že pak se stává velký třesk pouhou geometrickou iluzí, závislou na výběru souřadnicové soustavy. Konečně A. Cappi si povšiml faktu, že zásady standardní teorie jsou obsaženy v proslulé stati Euréka, kterou v r. 1848 napsal Edgar Allan Poe. Zejména tam nalezneme správné úvahy o rozpínání vesmíru a výkladu tzv. Olbersova paradoxu, ba dokonce i formulaci antropického principu!

7.6. Velmi velmi raný vesmír

Poněkud komický název (ale což nemají biologové poddruh homo sapiens sapiens?) se týká opravdu nejranějšího vývoje vesmíru bezprostředně po velkém třesku, charakterizovaného Planckovými fundamentálními konstantami pro hmotnost (2,2.10-8 kg), délku (1,6.10-35 m) a čas (5,4.10-44 s).

A. Dudarewicz a A. Wolfendale se zabývali pozorovanou asymetrií v zastoupení částic hmoty a antihmoty ve vesmíru. Ukázali, že tato asymetrie se týká přinejmenším úrovně kup galaxií a znamená, že vesmír se nachází v tomto asymetrickém vychýlení již od času 10-20 s po velkém třesku. Nicméně pokud je životnost protonu kratší než životnost vesmíru, má tato asymetrie dočasný charakter a vesmír se opět vrátí k symetrii v zastoupení hmoty a antihmoty v čase 1034 s (3.1026 let). V mezidobí se totiž naprostá většina protonů rozpadne na pozitrony, jichž bude tolik, kolik je dnes ve vesmíru elektronů.

Už v sedmdesátých letech tohoto století si J. Zeldovič aj. uvědomili, že vývoj velmi velmi raného vesmíru probíhal v posloupnosti fázových přechodů, při nichž se mimo jiné vytvářely energetické defekty jako relikty energeticky vyšších fází. W. Zurek již r. 1985 ukázal, že podobné fázové přechody lze v principu sledovat v supratekutém heliu při teplotách kolem 2 K. Nyní P. Hendry aj. uvedli, že takové defekty vzniknou při zředění supratekutého helia pod kritickou hustotu, kdy se vytvářejí četné víry, formálně obdobné kosmologickým strunám v čase 10-34 s po velkém třesku. Vzniká tak nečekaná možnost ověřování standardního kosmologického modelu extrémně žhavého počátečního vesmíru v tichých laboratořích fyziků extrémně nízkých teplot.

8. Částicová a teoretická fyzika

8.1. Fyzika částic

Po dlouhých letech stagnace se částicovým fyzikům konečně podařil objev takříkajíc prvního řádu. Početný výzkumný tým (440 fyziků z pěti zemí) v americké laboratoři Fermilab v Chicagu oznámil, že na urychlovači Tevatron pozorovali příznaky rozpadu dlouho hledaného šestého kvarku (top). (Předešlý kvark bottom byl objeven v téže laboratoři již v r. 1977.)

Data z obřího urychlovače Tevatron, jenž je vyladěn na rekordní energii srážek protonů s antiprotony až 1,8 TeV, byla shromažďována plných 10 měsíců od srpna 1992 a zpracována nezávisle třemi výzkumnými týmy. Do poloviny r. 1994 získali z analýzy jednoho bilionu srážek pouhých 15 případů rozpadu kvarku top, jenž probíhá opravdu bleskurychle během 10-25 s. Odtud vychází ekvivalentní klidová hmotnost tohoto kvarku na 174 GeV/c2 (přibližně hmotnost jádra atomu zlata). V připojené tabulce uvádím klidové hmotnosti všech šesti kvarků a pro porovnání též všech elektronů a intermediálních bosonů v jednotkách MeV/c2:

Klidové hmotnosti vybraných částic
Název částice Klidová hmotnost
elektron 0,511
mion 105,7
tauon 1 784
boson W ( ± ) 80 400
boson Zo 91 200
kvarky:
up (u) 5
down (d) 8
charm (c) 1 270
strange (s) 175
bottom (b) 4 250
top (t) 174 000

Tabulka tedy poprvé obsahuje úplné údaje o klidových hmotnostech všech hlavních stavebních kamenů hmoty, jak je zná současná fyzika, tj. o třech elektricky nabitých leptonech (elektron, mion, tauon) a všech třech rodinách kvarků (u,d; c,s; b,t). Klidová hmotnost všech tří neutrin (elektronové, mionové, tauonové) je nejspíše velmi blízká nule. Z intermediálních částic, zprostředkujících interakce, je vynechán graviton (gravitační interakce) a foton (elektromagnetická interakce), jež mají klidové hmotnosti rovny nule. Nenulovou hmotnost mají částice zprostředkující silnou jadernou interakci (gluony) a v tabulce uvedené intermediální bosony (W± , Zo), zprostředkující tzv. elektroslabou interakci. Podle dnešních fyzikálních názorů rozhoduje o hmotnostech částic tzv. Higgsův boson, který je dosud hypotetickou a zřejmě velmi těžkou částicí s klidovou hmotností někde v rozmezí 60 GeV ÷ 1 TeV. Není naděje, že by Higgsův boson objevili na Tevatronu, který nyní pracuje na hranici svých urychlovacích možností. K objevu Higgsova bosonu může dojít nejdříve kolem r. 2010, až bude v provozu největší urychlovač světa LHC v laboratoři CERN v Ženevě (projektovaná energie srážek 14 TeV). Objev Higgsova bosonu by byl jakýmsi symbolickým dovršením vývoje částicové fyziky, která začala r. 1897, kdy Sir Joseph John Thomson prokázal existenci elektronu.

Jednou z nejzáhadnějších částic stále zůstává neutrino, postulované r. 1930 W. Paulim z čirého zoufalství (v deníku ze 4. 12. toho roku si Pauli zapsal: „Dnes jsem učinil cosi, co by teoretik neměl ve svém životě nikdy udělat. Pokusil jsem se nevysvětlitelné objasnit nepozorovatelným.“) – ještě v r. 1939 se sám velký A. Eddington domníval, že neutrina jsou pouhou chimérou. Teprve v r. 1956 prokázali existenci neutrina Američané C. Cowan a F. Reines, ale spory o klidovou hmotnost neutrin přetrvávají dodnes. Podle G. Frasera můžeme dosud stanovit pouze velmi liberální horní meze klidových hmotností jednotlivých typů neutrin, tj. elektronové neutrino je lehčí než 20 eV/c2 a mionové neutrino lehčí než 0,16 MeV/c2. Skutečné hodnoty hmotností budou ovšem téměř určitě mnohem nižší a stále není vyloučeno, že se rovnají nule pro všechny tři typy neutrin. Kosmologické zastoupení všech typů neutrin je patrně stejné, takže krychlový metr prostoru obsahuje v průměru po 110 milionech neutrin každého typu.

R. Miller aj. hledali neutrina přicházející z galaktických supernov pomocí detektoru IMB v Ohiu v pásmu energií 20 ÷ 60 MeV. Za 863 dnů měření v intervalu od května 1986 do března 1991 nenašli žádný signál, takže v této chvíli je známa horní mez četnosti vzplanutí supernov typu II v Galaxii – 0,7 supernovy za rok. (Aparatura IMB se proslavila v únoru 1987, kdy zachytila několik neutrin od supernovy 1987A ve Velkém Magellanově mračnu.)

O zajímavém experimentu s detekcí mionových neutrin se nyní uvažuje v laboratoři CERN. Silným zdrojem těchto neutrin je totiž tamější urychlovač SPS a neměl by být zvláštní problém namířit takto vzniklý svazek neutrin na podzemní detektor v italském Gran Sassu, vzdálený od Ženevy asi 700 km. Tak by se zjistilo, zda během této cesty dochází k případným oscilacím neutrin, čímž by se nepřímo prokázala jejich nenulová klidová hmotnost. Něco podobného plánují též Japonci, kteří chtějí „posvítit“ neutriny z urychlovače KEK na detektory v dole Kamiokande na vzdálenost 250 km.

8.2. Obecná teorie relativity

Vloni uplynulo právě tři čtvrtě století od historického úplného zatmění Slunce z 29. května 1919, během něhož britské výpravy do Sobralu v severní Brazílii a na Princův ostrov v Guinejském zálivu změřily ohyb světla hvězd v blízkosti slunečního kotouče v souladu s předpovědí teorie relativity (1,75″ pro bodový zdroj na okraji disku). Výsledek měření byl vědecké veřejnosti oznámen na dramatické schůzi britské Královské astronomické společnosti dne 6. prosince 1919 a od té chvíle získala obecná teorie relativity (OTR) světovou proslulost. V současné době umožňuje podle A. Andersona aj. sledování binárního pulzaru PSR 1913+16 v souhvězdí Orla ověřovat platnost OTR celkem 12 nezávislými testy – ve všech OTR obstává skvěle.

Na druhé straně zjistil loni G. Hegerfeldt, že signalizování mezi atomy může probíhat rychlostí vyšší, než je rychlost světla, ale ani v tomto bizarním případě se neporušuje kauzalita. Zmíněný autor totiž našel koncepční chybu v starší práci E. Fermiho, v níž se zabýval nemožnosti sestrojení „stroje času“. S podobnou myšlenkou pro makroskopické objekty přišel prakticky současně M. Alcubierre, jenž ukázal, jak by se dalo cestovat v prostoru libovolně rychle a bezpečně – pozorovatel by se totiž během takového letu nacházel v beztížném stavu a žádné zrychlení by nepociťoval. Jeho práce navazuje na teorii H. Casimira z r. 1948 o negravitačním odpuzování hmoty a její experimentální důkaz M. Sparnaayem r. 1958 (polarizace vakua). Jediným technickým problémem Alcubierrova nápadu zůstává nedostupnost exotické hmoty se zápornou energií, potřebné pro takové kosmické eskapády.

Z OTR vyplývá, jak známo, existence gravitačně zhroucených objektů – černých děr. O takto zhroucených objektech uvažovali v rámci Newtonovy gravitační teorie jako první J. Michell r. 1783 a P. Laplace r. 1795. Po formulování OTR se o statickou teorii černých děr pokusil již r. 1916 K. Schwarzschild, ale realistickou teorii rotujících černých děr vypracoval R. Kerr až v r. 1963. O rok později zjistili E. Salpeter a J. Zeldovič, že v gravitační potenciálové jámě černé díry bude padající hmota silně vyzařovat, což se pak dramaticky potvrdilo zejména v případě některých rentgenových dvojhvězd a v poslední době též v okolí černých veleděr v jádrech některých galaxií. J. Grindlay loni ukázal, že většina kvasarů skončí v budoucnu jako černé veledíry (pokud jimi nejsou už nyní), jelikož v každém případě se z malého objemu vyzařuje velká energie, což nutně musí vést ke gravitačnímu zhroucení objektu. Tím více překvapuje, že pokud se v jádře Galaxie nalézá černá veledíra, je nečekaně skoro „tichá“.

Podle G. Browna aj. se může neutronová hvězda s hmotností kolem 1,5 M☉ zhroutit spontánně na černou díru, jelikož nukleonová kapalina (z níž je vytvořena reálná neutronová hvězda) je stlačitelnější než čistě neutronová kapalina. Brown společně s H. Bethem se proto domnívají, že neutronová hvězda po výbuchu supernovy 1987A ve Velkém Magellanově mračnu existovala jen po dobu 12 s a pak se zhroutila na černou díru – proto nejsme schopni objevit pulzar v pozůstatku supernovy.

Když S. Hawking předpověděl v r. 1974 efekt vypařování prvotních málo hmotných černých děr, ukázal, že závěrečná exploze by měla vrcholit pro fotony s energií 250 MeV, vyzářené v mikrosekundovém záblesku s úhrnnou energií řádu 1027 J. O detekci takových záblesků se pokusili C. Fichtel aj. na základě měření aparatury EGRET na družici Compton. Jelikož nenašli ani jeden signál, odvodili odtud horní mez zániku prvotních černých děr na 1 případ v krychlovém parseku za 20 let.

Dalším dosud přímo nepotvrzeným důsledkem OTR je existence gravitačního záření, které by se mělo podle M. Yverta uvolňovat zejména při splynutí těsné dvojhvězdy, při asymetrickém výbuchu supernovy a při oběhu binárních pulzarů. Experimentálně jde snad vůbec o nejobtížnější fyzikální měření s ohledem na mimořádnou slabost gravitační interakce. (Z téhož důvodu patří dodnes gravitační konstanta G k nejhůře určeným základním fyzikálním konstantám s relativní chybou řádu 10-4.)

Největší naděje se v současné době vkládají do interferometrického systému LIGO (Laser Interferometer Gravitation Observatory), který budují společně Kalifornský a Massachussettský technologický ústav (Caltech a MIT) v Hanfordu ve státě Washington a v Livingston Parish v Louisianě. Ramena interferometru budou dlouhá 4 km a laserový paprsek proběhne vzduchoprázdnými trubicemi několiktisíckrát. Náklady na zbudování aparatury LIGO dosáhnou asi 300 milionů dolarů, z čehož plných 90 % stojí vakuová aparatura (pro tlak 10 nPa v ramenech interferometru). První pokusy by měl začít v r. 1997 a roční provoz bude vyžadovat výdaje ve výši 70 milionů dolarů. Očekává se, že LIGO dosáhne relativní citlivosti 10 18, tedy stokrát vyšší než fungující prototyp s rameny dlouhými 40 m, a umožní tak zachytit gravitační impulzy od tří supernov (ve vzdálenostech

9. Život na Zemi a ve vesmíru

Zásluhou nových paleontologických výzkumů v Etiopii víme, že nejstarší hominidé, reprezentovaní druhem Australopithecus ramidus, žili v Africe již před 4,5 milionem let. Srovnávací biologové ukazují, že střední životnost druhu je jen řádu milionů let a možná i pouhých desítek tisíc let, takže Homo sapiens může mít opravdu již na kahánku.

Proto možná již nejsou tak předčasné úvahy L. Scheffera o vyhlídkách strojové inteligence ve vesmíru. Lze-li totiž považovat myslící bytost za běžící program, není už ani pro nás problémem přerušit řešení na stávajícím počítači, poslat dílčí výsledek jinam a tam výpočet dokončit. Takový přenos je totiž energeticky docela levný. Kdybychom chtěli přenášet celou lidskou bytost ve velmi jednoduchém „obalu“ o výsledné hmotnosti pouhých 100 kg, pak jen urychlení tohoto nákladu na rychlost 0,7c by vyžadovalo energii 1019 J. Jestliže však přenášíme jen „informační obsah“ člověka, tj. stavy neuronů v mozku a synapsí mezi nimi, což autor odhaduje na 3.1014 bitů, stačí na přenesení této informace rádiem pouhých 12 nJ, tj. ušetříme plných 27 řádů.

Přenos informačního obsahu člověka na vzdálenost 100 světelných let by při stávajících cenách elektrické energie vyžadoval pakatel – 4 500 dolarů. Přenos informací lze ještě zlevnit, když budeme vysílat na cíl, který bude v zákrytu za Sluncem, neboť pak lze signál v místě příjmu zesílit efektem gravitační čočky – Slunce.

Podle Sheffera je proto překvapující, že jsme touto formou nebyli kolonizováni vyspělejší kosmickou civilizací. Domnívá se, že by v každém případě měla být snadno kolonizovatelná celá Galaxie. Jestliže se tak nestalo, jsou patrně civilizace ve vesmíru mimořádně vzácné. To je tedy soudobá verze proslulého Fermiho paradoxu. Sheffer soudí, že pokud civilizace existují, vyměňují si informace ve velmi úzkých svazcích, takže jejich odposlech je prakticky nemožný.

Není vyloučeno, že Shefferovu úvahu studovali členové amerického Kongresu, kteří v loňském roce zastavili již započatou podporu NASA pro program hledání cizích civilizací prostřednictvím příjmu rádiových signálů. Na tento program bylo na základě předchozího schválení Kongresu vynaloženo již 58 milionů dolarů, zrušení programu si vyžaduje další milion dolarů a na daný rok NASA žádala 12,3 milionů dolarů. Někdy se zdá, že se američtí poslanci shlédli v hospodářském systému úplně jiné krajiny.

Proto jsou nyní programy SETI odkázány na mecenáše. V poslední době se uskutečnila přehlídka 24 hvězd slunečního typu u radioteleskopu v Arecibu na ostrově Portoriko a soustavná přehlídka 2 646 čtverečních stupňů oblohy u radioteleskopu v Goldstone v Kalifornii (úhrnem 1 200 hodin pozorování). P. Horowitz dokončil pětiletou přehlídku META pomocí 26m radioteleskopu citlivým přijímačem s více než 8 miliony kanály na frekvencích 1,4 a 2,8 GHz. Během té doby zaznamenal celkem 37 „podezřelých“ signálů, jimž se nyní hodlá podrobněji věnovat. Obdobnou přehlídku nyní chystá pro 30m radioteleskop v Argentině. Mezitím dokončuje sestrojení přijímače s 240 miliony kanály.

V Arecibu probíhá od dubna 1992 projekt SERENDIP (souběžné naslouchání při jiných odborných pozorováních oblohy) na frekvenci 430 MHz, jemuž bylo věnováno již 4 800 hodin. Kopii přijímače se 4,2 miliony kanálů dostane radioteleskop ohijské státní univerzity a mezi tím se v Arecibu vyvíjí přijímač se 160 miliony kanály. K udržení programu jsou zapotřebí částky kolem 10 milionů dolarů a radioastronomové mají vskutku naspěch. Rostoucí úroveň civilizačního rádiového šumu totiž znemožní tyto přehlídky nejpozději během 10 let.

10. Astronomické přístroje

Ani konstruktéři obřích optických dalekohledů nemají lehký život – vinou právníků a ekologů. Chilští právníci totiž rozeběhli velmi nepříjemný spor o vlastnická práva k vrcholu hory Paranal v severním Chile, kde se již delší dobu buduje příští největší dalekohled světa – VLT – o úhrnném průměru sběrné plochy 16 m. Jedna zámožná chilská rodina pojednou zjistila, že pozemek, darovaný observatoři ESO chilskou vládou, je ve skutečnosti jejím soukromým vlastnictvím, a tak zahájila právní kroky, které přinejmenším zdrží a prodraží výstavbu tohoto jedinečného přístroje, jehož cena činí 330 milionů dolarů. Navzdory právním kličkám se však výstavba VLT nezastavila a koncem prosince 1994 byly do přístavu Antofagasty dopraveny z Evropy kovové konstrukce pro teleskop. V téže době výrazně pokročilo broušení prvního 8,4m zrcadla pro VLT a druhé zrcadlo bylo ze skláren v Mainzu dopraveno k broušení do Francie.

Ještě zákeřněji si počínají arizonští „ekologové“, kteří se neustále soudí s konsorciem amerických univerzit budujících nové přístroje na vrcholu hory Graham. Namítali totiž, že výstavba dalekohledů ohrožuje tamější vzácnou populaci rezavých veverek, navzdory tomu, že jde o zcela běžné veverky, které ve výšce přes 3 000 m n. m. vůbec nežijí. Kromě toho se na úbočích hory těží již delší dobu dřevo, takže po silnicích, které k tomu cíli byly už dávno vybudovány, jezdí nákladní vozy s kládami. Tento ruch prý veverkám nevadí, neboť jsou na něj – dle „ekologů“ – zvyklé. Zato prý by mohla utrpět duševní rovnováha veverek, které by pohlížely na nezvyklé půlkulaté kopule astronomické observatoře... K tomu už snad není co dodat; snad jen to, že na blízké observatoři Kitt Peak se rezavé veverky za posledních 20 let úspěšně rozmnožily a duševní újmu při pohledu na více než tucet kopulí evidentně neutrpěly.

Předloni však byl na Mt. Grahamu uveden po 15 letech výstavby do chodu nejsvětelnější (f/1,0 !) dalekohled VATT (vatikánsko-arizonský teleskop) s průměrem primárního zrcadla 1,8 m a povrchovou přesností 17 nm. V červenci 1994 bylo u něj vybudováno Gregoryho ohnisko (f/9) a od září téhož roku je přístroj v rutinním provozu. Běžně dosahuje zobrazení lepšího než 1″ pro bodové zdroje.

Hlavním přístrojem na Mt. Grahamu má být dvojitý teleskop se zrcadly o průměru 8,4 m, tedy s úhrnnou sběrnou plochou jako 11,8m zrcadlo, původně zvaný Columbus. Nyní dostal nové označení LBT (Large Binocular Telescope). Jedno zrcadlo je již dokončeno a nyní se brousí druhé. Nebýt obstrukcí „ekologů“ mohli mít již v Arizoně největší dalekohled na světě.

Mezitím úspěšně pokračují práce na monolitických 6,5m zrcadlech, zhotovených v rotačních pecích. Zrcadlo pro budoucí dalekohled MMT na Mt. Hopkins v Arizoně bylo odlito v dubnu 1992 a v r. 1996 bude připraveno pro instalaci na observatoři. V únoru 1994 byl odlit další 6,5m borosilikátový disk pro dalekohled Magellan v Chile, jenž má být hotov v r. 1997. Třetí 6,5m zrcadlo dostanou patrně Mexičané pro observatoř San Pedro Martír. Odlito je již i 8,4m zrcadlo pro japonský dalekohled Subaru, který má být dokončen na Mauna Kea r. 2000.

Světová jednička, 10m Keckův teleskop na Mauna Kea, se již zapojila do vědecké práce. Poslední segmentové zrcadlo bylo instalováno v dubnu 1992 a v r. 1994 byl uveden do chodu jedinečný obří spektrograf HIRES o hmotnosti 8 tun, vybavený maticí CCD o hraně 2 048 pixelů. Spektrograf s obsluhou rozmlouvá umělým hlasem a identifikuje vlastní závady. První vědecké výsledky, získané infračervenou kamerou NIRC pracující v pásmu 1 ÷ 5 μm, byly zveřejněny již 1. ledna 1994. Kamera je vybavena maticí InSb o hraně 256 pixelů a umožnila sledovat infračervené objekty do 22 mag. Mimo jiné posloužila ke studiu nejvzdálenějšího kvasaru (z = 4,9), nejvzdálenější radiogalaxie (z = 3,8) a nejsvítivější infračervené galaxie (z = 2,3). Spektrograf HIRES dokáže měřit radiální rychlosti pozdních hvězd s přesností na 1 m/s!

Koncem r. 1993 byla již dokončena hrubá stavba kopule pro II. Keckův teleskop, takže velmi pravděpodobně již koncem r. 1996 budou oba obří přístroje v chodu jako jedinečný interferometr. Jejich úhrnná sběrná plocha bude stejná jako u 14m reflektoru, čímž se posílí jejich postavení na špici světové tabulky nejméně do r. 2002, kdy nejdříve jim začne konkurovat VLT v Chile. O Keckův teleskop se nyní intenzivně zajímá NASA, která si vkladem bezmála 7 milionů dolarů vlastně zakoupila podíl na pozorovacím čase. NASA vynaloží na dokončení Keckových teleskopů celkem 40 milionů dolarů, neboť chce přidělených 16 % pozorovacího času využít k hledání planet mimo Sluneční soustavu. Keckův inteferometr totiž dokáže u blízkých hvězd odhalit přítomnost planet o parametrech jako Uran a přímo zobrazit planety podobné Jupiteru.

Mezi dalšími projekty dobře pokračuje GEMINI (dvojice 8m reflektorů pro severní a jižní polokouli) a uvažuje se o společném přístroji Německa a Jižní Afriky o průměru zrcadla 4m v Gambsbergu v Namíbii ve výši 2 350 m n. m. Zde se totiž v budoucnosti uvažuje i o výstavbě obřího 12m reflektoru a ESO koketuje s myšlenkou přemístit tam VLT v případě, že by právnické spory zdržovaly i nadále výstavbu na Cerro Paranal.

Netradiční reflektor Hobby-Eberly o průměru 11 m budují od března 1994 na Mt. Fowlkes v Texasu. Reflektor bude totiž sestávat z 91 metrových segmentů a bude pevně nastaven do výšky 55° nad obzor. Pouze na počátku expozice bude přístroj zamířen na sledovanou hvězdu, zatímco pohyb během expozice vyrovná posuv optického světlovodu, jenž bude dodávat světlo objektu do pevného spektrografu. Společný projekt pěti amerických a německých univerzit má dát první zkušební výsledky již r. 1997.

Vláknovým spektrografem byl též vybaven Herschelův teleskop (WHT) o průměru primárního zrcadla 4,2 m na Kanárských ostrovech. Z primárního ohniska f/2,8 vede až 150 světlovodů do Nasmythova ohniska na vzdálenost plných 26 m. Jelikož nevignettované zorné pole WHT činí plných 40′, lze tak spektrálně zobrazovat i plošné objekty. V pásmu vlnových délek 544 ÷ 644 nm dosahuje propustnost světlovodů přes 80 %.

Světlovody mají dle F. Watsona velký význam také pro moderní využití širokoúhlých Schmidtových komor jako vícevláknových spektrografů. Na světě je dnes celkem osm komor s aperturou nad 1 m – největší (1,34 m) se nachází v Tautenburgu poblíž Jeny. Pomocí vláken lze totiž oddělit spektrograf od pohyblivých částí komory, a tím se zvýší stabilita měření.

A. Ardeberg aj. již uvažují o 25m reflektoru se sférickými segmenty o úhrnné sběrné ploše 470 m2 a světelností f/0,8! Reflektor by měl vykreslit pole 40″ s rozlišením 0,2″ a jeho cena by neměla přesáhnout 110 milionů dolarů.

oněkud nostalgicky působí zpráva, že po devítileté přestávce byl v r. 1994 znovu uveden do chodu proslulý Hookerův 2,5m reflektor na Mt. Wilsonu, jenž má být mimo jiné vybaven adaptivní optikou. Podle K. Davidsona byla adaptivní optika vyvinuta americkou armádou v průběhu osmdesátých let, avšak astronomové sami tuto metodu nezávisle vynalezli na počátku devadesátých let, načež Pentagon souhlasil s uvolněním tajných poznatků. Praotcem adaptivní optiky byl ostatně známý astronom H. Babcock, který již r. 1953 chtěl pokrýt zrcadlo olejovým filmem, jehož tloušťku by ovládal dostatečně rychle elektrostaticky, a tím přizpůsoboval tvar povrchu změnám v atmosféře. V r. 1981 vymyslel J. Feinleib umělou hvězdu vznikající odrazem světla laseru na molekulách dusíku a kyslíku ve výšce asi 10 km nad Zemí jako kalibrační zdroj pro adaptivní optiku. Posléze se však ukázalo, že výhodnější jsou umělé hvězdy vznikající excitací atomů sodíku ve výškách 100 km nad Zemí.

Příslušný sodíkový laser pro 3m reflektor na Lickově observatoři o výkonu 20 W se již konstruuje, ale na Mt. Wilsonu budou mít lacinější excimerový laser, dovolující úpravy tvaru zrcadla s frekvencí 300 Hz. Podle E. Ribaka a F. Rigauta lze však využít místo umělých hvězd také planetek, které jsou dostatečně jasné a pohybují se téměř po celé obloze. V době, kdy by se přiblížily k zajímavým objektům na malou úhlovou vzdálenost, by šlo zvýšit výkon adaptivní optiky až na 25 mag ve vizuální a 21 mag v infračervené oblasti spektra. Naopak lze zase systémem adaptivní optiky zobrazovat povrch planetek, jež se přiblíží k dostatečně jasné referenční hvězdě.

Další nostalgickou zprávou se stalo sdělení S. Ringwooda, že si postavil přesnou repliku proslulého dalekohledu Galilea Galileiho. Podle Galileových záznamů zvětšoval jeho první přístroj z r. 1609 pouze třikrát, ale v lednu 1610 již měl solidní přístroj zvětšující 33krát, z něhož se dochovala polovina čočky. Tato čočka měla průměr 58 mm a ohnisko 1 700 mm, byla však cloněna na průměr 38 mm. Ringwood zkoušel zvětšení 20krát, ale nebyl schopen zopakovat Galileovy objevy, takže je prakticky jisté, že Galileo využíval zvětšení 33krát a velmi omezeného zorného pole o průměru 8′. Ringwood zjistil, že replika měla zcela malou chromatickou i sférickou vadu a že se jí daly snadno pozorovat hvězdy do 8 mag. Galileo musel být proto překvapen značným počtem hvězd, které nebyly patrné očima.

Replika umožňuje snadné pozorování Galileových družic Jupiteru, což je objev z ledna 1610. Naproti tomu neumožňuje pozorování oblačných pásů Jupiteru a přirozeně ani prstenců Saturnu. Fáze Venuše lze rozlišit od fáze 0,75, což Galileo dokázal těsně po horní konjunkci v říjnu 1610. Sluneční skvrny Galileo objevil v červnu 1611 a je skoro jisté, že přitom používal projekce, takže není pravda, že by pozorování Slunce vyvolala jeho oslepnutí ve stáří. Mapa Měsíce, kterou Galileo pořídil v prosinci 1609, je zcela nepřesná – za to asi nemohly nedokonalosti dalekohledu, nýbrž fakt, že učenec nebyl žádný kreslíř. V každém případě objevy učiněné Galileem v letech 1609–11 tímto primitivním přístrojem způsobily takovou revoluci ve vědě, jakou stěží dosáhnou obří přístroje, uvedené do chodu na přelomu tohoto a příštího tisíciletí...

Do třetice další kapka nostalgie. Sám I. Newton experimentoval s rotujícími rtuťovými zrcadly, která si při horizontální poloze mísy samočinně vytvářejí povrch ve tvaru rotačního paraboloidu. Technické nesnáze a známá jedovatost rtuťových výparů však tuto techniku nadlouho odsunuly, až před deseti lety kanadský astronom E. Borra vyřešil problém vibrací při rotaci mísy se rtutí zavedením vzduchových ložisek. Podařilo se mu sestrojit zrcadlo o průměru 2,5m a aby zabránil trhání 2 mm vrstvy rtuti, vytvořil na dně mísy vrypy. Pak stačí udržet rotační rychlost kolem 10 obrátek za minutu s relativní přesností 10-5 – a levný zenitteleskop je na světě.

Téhož principu využili P. Hickson aj. k sestrojení zenitteleskopu s průměrem rtuťového zrcadla 2,7 m na univerzitní observatoři ve Vancouveru, B.C. Jako detektoru využívají matice CCD s hranou 2 048 pixelů. Při integračním čase 2 min. mohou tak prohlížet v zenitu pruh o šířce 20′, kde obrazy bodových zdrojů jsou menší než 2″. To by mělo stačit ke klasifikaci galaxií a měření červených posuvů zhruba pro desítky tisíc galaxií a tisíce kvasarů do R = 21 mag. Americká NASA nyní vybudovala za pouhých 500 tisíc dolarů 3m rotující rtuťové zrcadlo pro studium částeček kosmického smetí. Za noc jsou schopni prohlédnout pás na obloze o ploše 21 čtverečních stupňů a očekávají, že budou moci registrovat všechny objekty o průměru nad 20 mm na nízké oběžné dráze a nad 100 mm na geosynchronní dráze.

Podle W. Shutera a L. Whiteheada by bylo možné nahradit rtuť amalgámem železa a rtuti, a tím tvarovat povrch řízeným magnetickým polem. Tak by bylo možné přeměnit rotující paraboloid na kulový vrchlík, tak jako je tomu u obřího radioteleskopu v Arecibu. Pro zrcadlo o průměru 2,65 m a světelnosti f/1,9 by se dalo zorné pole rozšířit až na 100 čtverečních stupňů! R. Ragazzoni a E. Marchetti zase uvažují o tenkém elektricky vodivém povrchu tlumeném glycerinem proti vibracím, jejž by bylo možné proměnným magnetickým polem cívek na dně rotující nádoby rychle deformovat podle principů adaptivní optiky. Oprášený Newtonův nápad, vylepšený moderními technickými kouzly, by tak nakonec mohl znamenat relativně levnou výrobu obřích dalekohledů s výtečným optickým výkonem. O tom, že se fantazii meze nekladou, pak svědčí Siglerův objev apochromatických kapalných čoček, které jsou rovněž podstatně levnější než jejich skleněné protějšky.

Ze Země prakticky nedostupná oblast blízkého a středního infračerveného záření byla až dosud vyhrazena Kuiperově létající observatoři (KAO). Zrcadlo o průměru 0,9 m bylo tlumeno vzduchovými polštáři, aby se odstranil vliv vibrací letounu C-141 a turbulence ve výši 12,5 km, kde mohla observatoř nepřetržitě pracovat po dobu 7 h. Za rok se uskutečnilo v průměru 70 letů, avšak od r. 1996 bude observatoř KAO zakonzervována, aby NASA ušetřila 12 milionů dolarů ročně a mohla je věnovat na přípravu výkonnější observatoře SOFIA, vybavené zrcadlem o průměru 2,5 m na palubě obřího letadla B-747. Infračervená aparatura nové observatoře bude o řád citlivější a její rozlišovací schopnost třikrát lepší než u KAO. Když vše dopadne finančně dobře, mohla by SOFIA uskutečňovat 160 letů ročně počínaje r. 2000.

Na pásmo infračervené pak plynule navazují přístroje pro mikrovlnnou astronomii. Nejnovějším přírůstkem je Hertzův submilimetrový teleskop o průměru paraboly 10 m pro pásmo 0,3 ÷ 1 mm, jenž byl uveden do chodu na již proslulém Mt. Grahamu v Arizoně.

Prakticky současně byl dokončen ambiciózní americký projekt kontinentálního interferometru pro pásmo milimetrových až decimetrových vln VLBA (Very Large Baseline Array). Během 7 let bylo nákladem 85 milionů dolarů postaveno 10 radioteleskopů s průměrem paraboly 25 m napříč celými Spojenými státy, od ostrovů Panenských po Havajské. Radioteleskopy pracují synchronně jako jedinečný interferometr, takže jsou schopné docílit rozlišení 0,024″ na vlnové délce 0,9 m (330 MHz) a dokonce 0,0002″ na vlnové délce 7 mm (43 GHz). O synchronizaci záznamů na 504stopé magnetické pásce se starají vodíkové masery, pracující s relativní přesností 10-13. Data se přenášejí do korelátoru v Socorru v Novém Mexiku, kde je řídící centrum známé obří antény VLA.

Podle D. Finleye dokončí v r. 1997 aparatura VLA rádiovou přehlídku 82 % oblohy na sever od -40° deklinace v pásmu 1,4 GHz, jež byla zahájena v září 1993. Na vzdálenost 160 km od observatoře platí zákaz používání mobilních telefonů, jejichž komunikace s družicemi v pásmech 1,6 a 2,5 GHz ruší citlivá zařízení radioastronomů.

Mezitím byly zveřejněny holandské a švédské studie, jak by měly vypadat obří radioteleskopy budoucnosti. Náklady na ně se vyšplhají až někam ke 300 milionům dolarů. Uvažuje se buď o sestavě 40 radioteleskopů s parabolami o průměru 15 m, anebo o 90 radioteleskopech o průměru 10 m, jež by mohly pracovat v milimetrovém pásmu 0,8 ÷ 3 mm patrně na náhorní plošině v chilských Andách. Konfigurace by sestávala z hustého shluku radioteleskopů v kruhu o průměru 400 m, dále z řidšího pokrytí elipsy s osami 30 × 50 km a konečně z několika přístrojů ve vzdálenosti až 150 km od centra. Tímto uspořádáním by se docílilo současně vysoké citlivosti (sběrná plocha až 75krát vyšší než u VLA) i skvělé rozlišovací schopnosti.

O slovo se přihlásil i legendární spoluzakladatel radioastronomie G. Reber, jenž uvažuje o měřeních kosmického rádiového záření v pásmu hektometrových vln (kolem 1 MHz). Je to neuvěřitelné, ale v době minima sluneční činnosti je zemská ionosféra zčásti propustná pro hektometrové vlny ve dvou souměrně položených oblastech, a to na jih od Tasmánie a dále v oblasti zálivu prince Ruperta v kanadské Britské Kolumbii. Tak lze alespoň občas studovat rádiové záření kosmického pozadí až do vzdálenosti 330 Mpc, neboť právě ze směru od galaktických pólů přichází nejvíce hektometrového záření, zatímco centrum Mléčné dráhy nezáří vůbec, v příkrém rozdílu od pásma dekametrových vln.

Mezi přístroji kosmické astronomie zaujal letos výsadní postavení zcela suverénně Hubbleův kosmický teleskop (HST), jenž se stal po opravě v prosinci 1993 doslova vlajkovou lodí světové astronomie. Tohoto triumfu se bohužel nedožil autor optického korekčního systému COSTAR Murk Botema, jehož řešení se osvědčilo více než stoprocentně. Jestliže totiž původní specifikace žádala, aby se do kotoučku o poloměru 0,1″ soustředilo 70 % světla bodového zdroje, a od COSTARu se čekalo soustředění 60 % (oproti 15 % před opravou), výsledek ohromil i optimisty: 85 %!, tedy prakticky ideální stav. Tak se zlepšila mezní hvězdná velikost HST o 1,6 mag na 29 mag (při expozici 18 h) a rozlišovací schopnost na 0,043″ v pásmu 486 nm (před opravou 0,066″). Za to bylo třeba zaplatit cenu ve zmenšení zorného pole kamery FOC z 11′ na 7,3′ a ztrátě světla při odrazech na pomocné optice ve výši 20 % dopadajícího záření. Chris Burrows z Ústavu pro kosmický teleskop to na tiskové konferenci 13. ledna 1994 charakterizoval parafrází slavné Armstrongovy věty: „Je to malá změna pro zrcadlo, ale velký skok pro astronomii“ – a má pravdu.

Kamkoliv se nyní HST zamíří, tam koná udivující práci, ať jde o objekty ve Sluneční soustavě, v Mléčné dráze nebo na hranicích pozorovatelného vesmíru. Není to přirozeně ani zdaleka levná záležitost. Podle C. Chaissona stál HST do startu v r. 1990 plných 2,4 mld. dolarů a roční provoz přijde na čtvrt miliardy dolarů. Dosud tedy včetně zmíněné údržbářské výpravy raketoplánu Endeavour (STS-61) se na HST vynaložilo kolem 4 miliard dolarů. Od ledna 1994 šlape tedy HST jako hodinky, i když na něj také přišla slabá chvíle téměř v nejméně vhodném čase – 5. července 1994 totiž „zamrzl“ v klidové poloze vinou poruchy paměti palubního počítače. Když technici poruchu identifikovali a vadný úsek paměti odpojili, signalizovala telemetrie výpadek gyroskopů, ale naštěstí se brzy ukázalo, že jde o chybu obslužného softwaru, zatímco gyroskopy se vrtí bez problémů. Tak mohl být HST 9. července 1994 opět spuštěn – právě včas, aby mohl sledovat dopady úlomků komety na Jupiter!

Výsledkům prvních vědeckých pozorování po opravě bylo věnováno celé číslo časopis The Astrophysical Journal Letters v říjnu 1994 – naše čtenáře jistě potěší, že mezi spoluautory sdělení najdou také jméno našeho krajana, významného teoretického astrofyzika dr. Ivana Hubeného.

V současné době je již rozhodnuto o dalších servisních letech v r. 1997, 1999 a 2002. Při prvním z nich bude instalován infračervený spektrometr NICMOS a zobrazovací spektrograf STIS, každý v ceně 70 milionů dolarů. Pro r. 1999 se počítá s pokročilou kamerou HACE za 30 milionů dolarů. V současné době již většina astronomů na světě využívá archivu HST, kde jsou volně přístupná pozorování po dvanáctiměsíční ochranné lhůtě (v prvním roce mohou údajů využívat pouze autoři pozorovacích programů). Do poloviny r. 1994 obsahoval archiv HST pozorovací údaje pro 6 000 objektů v rozsahu přes 1 TB.

Ochranné lhůtě jsou také dosud podrobena pozorování z astrometrické družice HIPPARCOS, jež získala přesné polohy (0,002″) a paralaxy celkem pro 120 000 hvězd do 12 mag a přibližné (0,1″ polohy pro další milion hvězd. Pro cca 1 000 hvězd jsou známy vlastní pohyby s chybou 0,0007″ za rok a pro 100 000 hvězd s chybou 0,004″ za rok. Družice HIPPARCOS také odhalila 5 000 nových „vizuálních“ dvojhvězd a na 15 000 nových proměnných hvězd.

Nemenším úspěchem je čím dál neuvěřitelnější výdrž ultrafialové družice IUE, vypuštěné počátkem r. 1978, kterou využilo k pozorování na 2 000 astronomů, kteří do konce r. 1994 získali přes 70 000 ultrafialových spekter pro více než 10 000 objektů. Od r. 1982 bylo možné pracovat s družicí na dálku, tj. astronom nemusel během pozorování jezdit do řídících středisek v USA nebo ve Španělsku. Počítačová síť internet nyní umožňuje řídit družici celkem z 22 stanovišť v USA a Kanadě, což jistě přispívá k vysoké účinnosti družice – 55 % – a k pružné reakci na nepředvídané jevy na obloze. Tak např. pozorování Novy V1974 Cyg nebo supernovy 1993J se uskutečnila již 15 h po oznámení objevu.

S výjimkou čáry Lyman-α však družice IUE nemůže studovat čáry Lymanovy série vodíku, takže toto pásmo je vyhrazeno spektrometrům na kosmických sondách Voyager (pásmo 90 ÷ 120 nm), jež naštěstí dosud dobře fungují. Voyagery tak zaznamenaly Lymanovy emise již zmíněné Novy Cygni 1992.

Pro extrémní ultrafialový obor (EUV resp. XUV) se využívá družice EUVE, vypuštěné v červnu 1992. Družice dokončila hrubou přehlídku oblohy v pásmu 5,8 ÷ 74 nm a podrobnou přehlídku v pásmu 6,7 ÷ 36,4 nm. Dosud je potvrzeno 356 diskrétních zdrojů EUV, z toho 124 zdrojů září v oblasti nad 20 nm. Opticky se podařilo identifikovat již 341 zdrojů. Mezi přechodnými EUV zdroji zaujímá výsadní postavení objekt RE J1255+266, objevený náhodně M. Dahlemem a H. Kreysingem pomocí rentgenové družice ROSAT. Dne 25. června 1994 byl vůbec nejjasnějším EUV zdrojem na obloze, tj. proti přehlídce se zjasnil alespoň 3 000krát.

Družice ROSAT je od listopadu 1993 poněkud ochromena poruchou gyroskopu, ale přesto splnila svůj hlavní úkol sestavit katalog bodových rentgenových zdrojů, jenž obsahuje 45 600 objektů (katalog HEASARC je dostupný v síti www). Novým přírůstkem v rodině rentgenových družic se stal japonský satelit ASCA, vypuštěný v únoru 1993 a zabývající se spektroskopií v pásmu energií do 12 keV.

Pro výzkum sluneční koróny a erupcí hraje nyní nezastupitelnou úlohu další japonská družice JÓKÓ, jež získala na půl milionu snímků Slunce v pásmu měkkého rentgenového záření (0,4 ÷ 6 nm) s rozlišením 2 000 km, a dále zaznamenala vývoj 250 erupcí v pásmu velmi tvrdého rentgenového záření (do 100keV) s rozlišením 5 000 km.

Souběžně se mimoslunečními zdroji tvrdého rentgenového a měkkého záření gama zabývala obří observatoř Compton, kterou se po řadě dílčích manévrů koncem roku 1993 konečně podařilo zvednout do potřebné výšky 450 km, a tím zaručit její životnost nejméně do konce r. 1996. Družice již nepracuje naplno, jelikož selhal palubní magnetofon, čímž se asi 1/3 naměřených dat nenávratně ztrácí. Družice dokončila přehlídku oblohy v pásmu 100 MeV a aparatura BATSE zaznamenala tisící zábleskový zdroj záření gama dne 27. května 1994. BATSE sledovala po dobu 112 dnů na 70 zdrojů zábleskového záření gama v pásmu 15 keV ÷ 1,8 MeV během zákrytu zdrojů Zemí, avšak ani v jednom případě nenalezla signál nad úrovní šumu, tj. asi tisíciny jasnosti zdroje v maximu vzplanutí.

Tvrdé záření gama lze podle T. Weekese registrovat i na zemském povrchu, a to od energií fotonů 0,25 TeV. Přístroje sice nemohou zaznamenat energetický primární foton, ale spršky, které vznikají interakcí primárního fotonu se zemskou atmosférou. O tom, že takových zdrojů asi není málo, svědčí velký počet objektů zjištěných aparaturou EGRET v pásmu nad 30 GeV z družice Compton. Nejvyšší energie až 10 TeV poskytuje Krabí mlhovina – mladý pozůstatek supernovy – a dále pulzar PSR 1706-044 (ten však v TeV vykazuje konstantní tok bez impulzní složky). Třetím nejtvrdším zdrojem záření gama je nejbližší aktivní jádro galaxie Markarjan 421.

Pozemní detektory kosmického záření gama většinou využívají Čerenkovova záření – optických záblesků v zemské atmosféře nebo ve vodních nádržích. Nedávno tak byla upravena někdejší pokusná sluneční elektrárna v Pyrenejích poblíž Targasonne v nadmořské výšce 1 650 m. Zařízení nazvané THEMISTOCLE se skládá z 18 čítačů Čerenkovova záření a zaznamená fotony s energií alespoň 3 TeV. Podstatně výkonnější aparaturu MILAGRO budují nyní Američané nad Los Alamos. Ve vodním bazénu o rozměrech 60 × 80 × 8 m bude instalováno 570 fotonásobičů na měření Čerenkovových záblesků. Očekává se, že aparatura zaznamená asi 1 500 záblesků za sekundu a pořídí postupně přehlídku dostupné části oblohy pro energie 1 TeV. Přístroj by měl být spuštěn v r. 1998. Pro energie > 10 TeV se pak užívá scintilačních detektorů, pokrývajících velkou plochu v dostatečné nadmořské výšce. Má-li primární foton energii 100 TeV, vzniká jeho interakcí až 100 000 sekundárních částic, které zčásti zaznamenají detektory. Takové přístroje pracují v Utahu (CASA), Los Alamos (CYGNUS) a na Kanárských ostrovech (HEGRA) a mohou zaznamenat fotony s energií až 1 PeV. Pro ještě vyšší energie se používá fluorescenčních detektorů, jež dokáží odhalit i primární částice s energií kolem 100 PeV.

S. a R. Goldsteinovi se zabývali radarovou detekcí částic kosmického smetí na frekvenci 8,5 GHz (vlnová délka 35 mm). Během 3 hodin měření odhalili 39 částeček smetí ve výškách 510 ÷ 1 550 km nad Zemí. Ekvivalentní rozměry částeček smetí se pohybovaly v rozmezí 2 ÷ 11 mm. Podle obou autorů se při měření ze Země silně uplatňují výběrové efekty, takže optimální měření by poskytl radar na oběžné dráze ve výši 1 060 km nad Zemí.

P. Stanton aj. uskutečnili v Sandia National Laboratory v Novém Mexiku experimenty, při nichž kovový disk o průměru 6 mm narážel na překážku rychlostí 15,8 km/s– tak lze realisticky simulovat efekty srážek s částicemi kosmického smetí. Disk je přitom urychlován vícestupňovým hypersonickým dělem.

C. Sagan a J. Ostro pozvedli překvapivě svůj hlas proti rozvíjení techniky aktivní obrany Země před srážkou s planetkou. Obávají se totiž jejího zneužití, tj. že by nějaký zločinec mohl k Zemi navést planetku, která by nás za normálních okolností minula. Zdá se, že toto varování je téměř nadbytečné, neboť lidstvo bere předešlé úvahy zcela apaticky a není schopné se rozhoupat ani k podstatně jednodušší akci, jíž by bylo soustavné hledání nebezpečných křížičů zemské dráhy.

A tak jediným zpestřením na jarní obloze r. 1994 se stalo parádní UFO 940503, pozorované řadou pozorovatelů zejména ve střední Evropě nad severním obzorem v souhvězdí Persea mezi 21.45 h a 23.00 h letního středoevropského času. Úkaz vypadal jako vějířovitý chvost „komety“, jímž prosvítaly hvězdy. V době největšího lesku dosáhl asi 2 mag a vykazoval zřetelný úhlový pohyb. Z triangulace vycházela jeho výška asi na 6 000 km nad Zemí. Po několika týdnech mlčení se ukázalo, že příčinou krásného úkazu byl oblak plynu vypuštěný z nádrže nosné rakety americké vojenské družice SIGINT, určené pro monitorování vojenských radarů a raketové telemetrie, která těsně předtím přecházela na polární geosynchronní dráhu. Oblak ve slunečním světle světélkoval, což bylo na zešeřelé večerní obloze nad Evropou výborně patrné.

11. Astronomie a společnost

Česká astronomie utrpěla zejména předčasnými úmrtími mladých astronomů stelárního oddělení Astronomického ústavu Akademie věd ČR Jiřího Horna a Karla Juzy. Zemřel však také nejvýznamnější slovenský astronom XX. století Ľubor Kresák, někdejší místopředseda IAU a světový odborník ve výzkumu komet a planetek. V Brně pak zemřel Bedřich Onderlička, významný vysokoškolský pedagog a specialista ve výzkumu hvězd spektrální třídy A.

Ze zahraničních odborníků zemřeli J. Bolton (Austrálie, průkopník radioastronomie a zakladatel observatoří Owens Valley a Parkes), K. G. Henize (USA, výzkum planetárních mlhovin, astronaut), R. Lüstová (Německo, astrofyzika), J. B. Pollack (USA, kosmický výzkum planet), B. B. Rossi (USA-Itálie, zakladatel kosmického rentgenového výzkumu), O. C. Wilson (USA, spektroskopie hvězd a Slunce), W. Luyten (USA-Holandsko, nestor světové astronomie, autor více než 500 vědeckých prací ze všech oborů studia hvězd i Sluneční soustavy), D. Allen (Austrálie, infračervená astronomie), W. W. Morgan (USA, průkopník spektrální klasifikace MKK, jenž pracoval na Yerkesově observatoři plných 68 let) a M. P. Candy (Velká Británie, výpočty elementů komet a planetek).

Ve Velké Británii se stal s platností od r. 1995 Královským astronomem Sir Martin J. Rees z Cambridge a v Římě byla udělena prestižní Balzanova cena Siru Fredu Hoyleovi a prof. Martinovi Schwarzschildovi za jejich přínos k teorii vývoje hvězd a tvorby uhlíku při termonukleárních reakcích ve hvězdách. Francouzská astronomická společnost udělila neméně prestižní Janssenovu cenu francouzskému badateli A. Dolffusovi za jeho přínos k výzkumu planet. Americká astronomická společnost udělila své ceny V. Rubinové (Russellova cena za výzkumy v extragalaktické astronomii), J. Bahcallovi (cena D. Heinemanna za průkopnické práce v soudobé astrofyzice) a R. Davisovi (cena B. Tinsleyové za detekci neutrin ze Slunce).

Předloni oslavila čtvrt století existence observatoř na Kleti v jižních Čechách. Pod vedením svého prvního ředitele A. Mrkose se zapojila do výzkumu planetek a komet a v posledních letech se její činnost výrazně zkvalitnila modernizací přístrojového vybavení i zvýšením úrovně zpracování dat. Observatoř udržuje archiv, obsahující již přes 10 000 snímků planetek, a zásluhou soustavné práce mladého výzkumného kolektivu se podařilo zařadit do katalogu planetek 176 kleťských objevů, čímž se observatoř dostala na vynikající 7. místo na světě. (Pro zajímavost, v letech 1991–93 bylo světovou centrálou definitivně označeno po řadě 333, 396 a 383 planetek.) Observatoř má nyní rychlé elektronické spojení se světovou centrálou pro astronomické telegramy v USA, takže často slouží i k ověřování nových objevů komet či planetek – za několik desítek minut po skončení expozice na Kleti mají tak v USA změřené polohy objektu!

V květnu 1995 jsme si připomněli 70. výročí úmrtí opavského rodáka astronoma Johanna Palisy (1848–1925), jenž se na přelomu 19. a 20. stol. proslavil jako mimořádně úspěšný lovec planetek (sledoval je vizuálně refraktorem) – na jeho počest se planetka 914 nazývá Palisana. V srpnu 1994 byla před Štefánikovou hvězdárnou v Praze na Petříně odhalena socha gen. Milana Rastislava Štefánika (1880–1919).

V r. 1995 uplynulo sto let od založení prestižního astronomického vědeckého časopisu The Astrophysical Journal, který vydává Univerzita v Chicagu. Časopis založil patrně nejvlivnější americký astronom XX. století George Ellery Hale, jenž se kromě jiného zasloužil o vybudování prvních horských observatoří pro výzkum Slunce i hvězd, dále o vytvoření Americké astronomické společnosti, Mezinárodní astronomické unie i slavného Caltechu v Pasadeně. O vysokou profesionální úroveň časopisu se patrně nejvíce zasloužil proslulý americký astrofyzik indického původu S. Chandrasekhar, jenž byl v letech 1952–1971 jeho výkonným redaktorem. V r. 1992 uveřejnil časopis celkem 1844 vědeckých prací, tedy bezmála 10 % všech astronomických publikací toho roku. V r. 1993 přijala jeho redakce do tisku během března rekordní počet 231 prací za měsíc; denní rekord 44 prací však náleží datu 12. dubna 1993. (Nejdelší interval mezi zasláním práce a jejím otištěním po připomínkách recenzentů však činí úctyhodných 11 let !)

Koncem r. 1994 slavil neméně prestižní britský vědecký týdeník Nature dokonce 125leté výročí založení pořádáním mezinárodního sympozia „Naše místo v přírodě“, na němž hovořili přední světové experti. Přednášku o kosmologii proslovil J. Silk, o výzkumu Sluneční soustavy C. Sagan a o stavbě hmoty S. Weinberg.

V Praze se v červenci 1994 konala 57. výroční schůze světové meteoritické společnosti za účasti významných světových badatelů (a za minimálního zájmu našich sdělovacích prostředků), na níž navazovala jedinečná výstava v Národním muzeu (rovněž s minimální publicitou).

Mezinárodní astronomická unie (IAU) konala svůj řádný XXII. kongres v srpnu 1994 v holandském Haagu. Kongresu se účastnilo přes 2 100 astronomů bezmála ze 60 zemí světa, poprvé podle nového programového schématu. Na kongresu byla IAU nově rozčleněna do 11 divizí, avšak dosavadní vědecké komise zůstaly zachovány (sdružují se dle příbuznosti témat do právě zřízených divizí). V nové řídící struktuře IAU má Česká republika jediného zástupce dr. J. Vondráka, jenž byl zvolen presidentem 19. komise IAU (rotace Země). Česká republika byla na kongresu formálně „znovupřijata“ do IAU – s ohledem na předešlý rozpad federace. IAU nyní tvoří představitelé 57 zemí (další 4 státy působí jako přidružené) a má ve svých 40 vědeckých komisích úhrnem 7 839 členů. (Úhrnný počet profesionálních astronomů na světě se odhaduje na 10 000.) Novým presidentem IAU se stal holandský astronom L. Woltjer (působící nyní ve Francii) a vědeckým sekretářem je německý astronom I. Appenzeller. Příští XXIII. kongres IAU se uskuteční v srpnu 1997 v japonském Kjótu.

Údajně první vědeckou astronomickou konferenci pořádali r. 650 n. l. s dalšími indiánskými kmeny středoameričtí Mayové. Šlo o dohodu ohledně počátku společného kalendáře a součástí konference byla i první vývěska (poster), vyrytá do stěny pyramidy Xochicalco v Morelos v Mexiku. Podle této dohody začali Mayové počítat dny od 13. srpna 3113 př. n.l.

S. de Meis a J. Meeus se zabývali otázkou, jak často se opakují pětinásobná úhlová seskupení planet na obloze, přičemž za hranici brali kruh o průměru 25°. Propočítali všechny konstelace v intervalu 3101 př. n. l. – 2735 n. l. a zjistili, že nejužší konstelace (4,3°) nastala v souhvězdí Pegasa dne 5. března 1953 př. n. l. – již v r. 1993 ukázali K. Pang a J. Bangert, že k tomu datu se vztahuje počátek čínského kalendáře, neboť v téže oblasti se tehdy nacházelo i Slunce a Měsíc, a to nemohlo ujít pozornosti čínských astronomů. Ačkoliv se pětinásobná seskupení planet mohou jevit jako vzácná, ve skutečnosti se opakují obvykle již po desítkách let, v nejhorším případě jednou za dvě stě let. Nejbližší taková konstelace nastane 17. května 2000, když ovšem bude mít příslušná kružnice průměr 19,5°.

Na další kalendářovou kuriozitu upozornil P. Macdonald. Vlivem přechodu z juliánského kalendáře na gregoriánský, jenž se uskutečnil v 16. století n. l., nemají křesťanská tisíciletí stejnou délku, pokud ji počítáme ve dnech. Jelikož první tisíciletí bylo celé juliánské (autorem juliánské reformy byl alexandrijský astronom Sosigenes, jenž ji navrhl již r. 45 př. n. l. prosadila se však až r. 8 n. l.), jeho délka ve dnech činí 365 250 dnů. Naproti tomu právě končící 2. tisíciletí bude už natrvalo nejkratší, neboť k 31. 12. 2000 bude mít jen 365 237 dnů. Příští tisíciletí bude již plně gregoriánské, tj. o délce 365 242 dnů, čtvrté tisíciletí bude o den delší, tj. 365 243 dnů, atd. Prvních milion dnů křesťanské éry bude dovršeno 26. listopadu 2738.

Milovníci astronomických čísel zajisté uvítají zavedení nových předpon pro násobky a díly základní veličiny, jak to podává tabulka:

Mocnina Zkratka Název Mocnina Zkratka Název
1015 P peta 10-15 f femto
1018 E exa 10-18 a atto
1021 Z zetta 10-21 z zepto
1024 Y yotta 10-24 y yocto

Novinkou je také přesná definice absolutní nuly termodynamické stupnice, která se bude natrvalo rovnat -273,15 °C.

Italští teoretičtí fyzikové pod vedením N. Cabibba ohlásili vytvoření nejvýkonnějšího superpočítače na světě APE, jenž dosahuje 100 gigaflopů za sekundu. Superpočítač byl původně vyvinut pro zvládnutí rozsáhlých výpočtů v kvantové chromodynamice, ale ukázal se i komerčně úspěšným. Fyziky založená firma Quadrics dodala zatím již 20 relativně levných superpočítačů na trh. Jejich výkon je srovnatelný s dosavadním výpočetním výkonem všech evropských a japonských počítačů a přesahuje o 4 řády výkon špičkové pracovní stanice.

Počítačová síť internet se šíří stále zrychleným tempem (Česká republika se k ní připojila 13. února 1992) a zahrnuje už více než sto zemí světa. Astronomové si ji pochvalují zejména při rychlé výměně informací o aktuálních pozorováních, např. po objevu supernovy. Internetovými mocnostmi se staly přirozeně Spojené státy, dále pak Velká Británie, Francie, Německo, Japonsko, Kanada, Austrálie a Itálie. Zásluhou Evropské laboratoře pro výzkum částic (CERN) se od r. 1994 explozivně rozvíjí služba www (celosvětová síť), která dále násobí možnosti využití internetu. (V této síti naleznete rovněž Žně objevů za léta 1992 a 1993, pod URL http://www.astro.cz/astro/RH/.)

Člověku by se mohla zatočit hlava z úspěchu informační exploze, a tak je asi právě na místě studená sprcha v podobě kritických poznámek známého amerického teoretického astrofyzika Kipa S. Thorneho, jenž zrekapituloval chyby, jichž se v průběhu století dopustili přední koryfejové vědeckého výzkumu v astronomii a fyzice. Započal je sám Albert Einstein, který nevěřil, že teorie relativity připouští existenci černých děr. Jasnozřivý průkopník teorie relativity Sir Arthur Eddington pro změnu nikdy nepřipustil, že relativistická degenerace určuje maximální hmotnost bílých trpaslíků, jak na to přišel S. Chandrasekhar (a za což posléze obdržel Nobelovu cenu). Podobně J. Oppenheimer nevěřil F. Zwickymu, když přišel s koncepcí neutronových hvězd jako projevu neutronové degenerace hmoty, a pro změnu J. Wheeler nevěřil J. Oppenheimerovi, že může nastat nevratné gravitační zhroucení velmi hmotných hvězd.

Cestu k přijetí koncepce neutronových hvězd nakonec prorazil akademik L. Landau, jenž zoufale potřeboval světové uznání, jelikož mu hrozila za Stalinových čistek v SSSR smrt. Podobná hrozba smrti vlastní ženy (obviněné, že chtěla zabít Stalina !) podnítila akademika L. Ginzburga k bádání o původu kosmického záření. Také akademik J. Zeldovič pracoval pod drsným tlakem na vývoji atomových zbraní a na jeho vojenských výzkumech vydělala teorie gravitačního zhroucení hvězd. Nicméně Zeldovič sám nevěřil na Hawkingovu teorii vypařování černých děr a S. Hawking zase nevěřil J. Beckensteinovi, jenž přišel s koncepcí entropie černých děr. Když R. Penrose se S. Hawkingem přišli s myšlenkou počáteční singularity pro vesmír, odmítl tuto koncepci pro změnu I. Chalatnikov. Sám K. Thorne také chyboval, když nevěřil Wheelerovi, že látka se může změnit v záření, Zeldovičovi, že rotující černá díra může zářit, a Braginskému, že lze dosáhnout kvantových mezí při detekcí gravitačních vln. V tomto kolotoči chyb je s podivem, jak navzdory nim teoretická fyzika nezadržitelně kráčí kupředu. Thorne to přičítá zejména třem osobnostem, a to J. Wheelerovi jako inspirujícímu vizionáři, J. Zeldovičovi jako tvrdě pracujícímu vědeckému šéfovi a D. Sciamovi, jenž se jako katalyzátor obětoval, aby se pokrok odehrál rychle.

Těm čtenářům, kteří mají ještě větší část vědecké dráhy před sebou, snad poslouží desatero kanadské astronomky J. Irwinové, kterým letošní přehled pokroků astronomie uzavírám:

  1. Musíš mít dobré nápady (B. Lindblad)
  2. Musíš se trochu vyznat v matematice (J. Oort)
  3. Musíš získat dobrá data (H. Plaskett)
  4. Musíš mít dobré styky (J. Pearce)
  5. Musíš se trochu vyznat ve fyzice (A. Eddington)
  6. Nesmíš zanedbat malé, leč reálné odchylky (K. Jansky)
  7. Musíš publikovat v časopise The Astrophysical Journal (G. Reber)
  8. Musíš umět vytěžit to nejlepší ze špatné situace (H. C. van de Hulst)
  9. Těš se z uznání, pokud nějaké přijde (W. W. Morgan)
  10. Nechť tvé výsledky převýší tvé očekávání, neboť co jiného je asi nebe ? (R. Browning)

- o - O - o -

Letošní v pořadí již XXIX. přehled o pokroku astronomie je v Říši hvězd současně i poslední. V průběhu bezmála tří desetiletí se z nevelkého přehledového článku stala housenka, jejíž rozsah v posledních letech dosáhl více než 170 str. normalizovaného textu. Při četných dalších povinnostech pisatele se tak dokončení rukopisu neúnosně oddalovalo. To působilo značné nepříjemnosti redakci, a tak se letos poprvé stalo, že se publikace Žně za rok 1994 protáhla až do prvního pololetí r. 1996. Je zřejmé, že tuto nešťastnou situaci je potřebí radikálně rozřešit, a tak na závěr vlastního „cyklu“ přeji svým mladším následovníkům šťastnou ruku i výdrž; nezadržitelný rozvoj astronomie, jehož jsme nepřetržitými svědky, za to totiž opravdu stojí.