Žeň objevů – rok 1995

• Úvod
• 1. Sluneční soustava
• • 1.1. Planety
  • 1.2. Meziplanetární látka
  • • 1.2.1. Planetky
    • • A) Křížiči
      • B) Hlavní pás planetek
      • C) Kentauři a transneptunské objekty
    • 1.2.2. Meteority a meteory
    • 1.2.3. Komety
  • 1.3. Planetární systém
  • 1.4. Slunce
  • 1.5. Exoplanety a hnědí trpaslíci
• 2. Hvězdy
• • 2.1. Prahvězdy
  • 2.2. Osamělé hvězdy
  • 2.3. Proměnné hvězdy
  • 2.4. Dvojhvězdy
  • 2.5. Novy
  • 2.6. Kataklyzmické a symbiotické hvězdy
  • 2.7. Bílí trpaslíci
  • 2.8. Supernovy
• 3. Pulzary, neutronové hvězdy, zábleskové zdroje záření gama
• • 3.1. Rádiové pulzary
  • 3.2. Rentgenové dvojhvězdy
  • 3.3. Multispektrální pozorování
  • 3.4. Neutronové hvězdy
  • 3.5. Zábleskové zdroje záření gama
• 4. Mezihvězdná látka
• 5. Galaxie a kvasary
• • 5.1. Naše Galaxie
  • 5.2. Blízké galaxie
  • 5.3. Vzdálené galaxie
  • 5.4. Kvasary
  • 5.5. Gravitační čočky
  • 5.6. Gravitační mikročočky
• 6. Kosmologie a fyzika
• • 6.1. Obecné otázky
  • 6.2. Velkorozměrová struktura
  • 6.3. Skrytá látka (angl. Dark Matter)
  • 6.4. Kosmologické parametry
  • 6.5. Reliktní záření
  • 6.6. Kosmické záření, nukleogeneze
  • 6.7. Fyzika částic a jader
  • 6.8. Obecná teorie relativity a černé díry
• 7. Bioastronomie
• 8. Přístroje
• 9. Astronomie a společnost

Věnováno památce Adolfa Neckaře (1907–1995), zakladatele a prvního ředitele Lidové hvězdárny v Prostějově

Úvod

V prosincovém čísle Říše hvězd r. 1966 vyšel pětistránkový článek s názvem Žeň objevů 1966. Vznikl z pocitu, že toho roku se odehrálo tolik významných objevů, že stojí za to je shrnout a stručně komentovat; tj. že zmíněný rok byl výjimečně bohatý na objevy. Vůbec mne nenapadlo, že jde o počátek velmi výrazného rozmachu astronomie, který se během následujících desetiletí bude nepřetržitě zrychlovat. Z jednorázového přehledu se tak stal bezděčně seriál, jenž vycházel v čím dál větším rozsahu v Říši hvězd, až nastala r. 1995 krize, kdy se mi text o pokrocích za r. 1994 rozrostl na bezmála 190 str. rukopisu a kdy jsem poslední splátku poslal do redakce před Vánocemi, takže část přehledu vychází tiskem až v r. 1996. Proto jsem jubilejní – třicátý – přehled nabídl redakci Kozmosu, a budu se přirozeně snažit časový skluz postupně snížit.

1. Sluneční soustava

1.1. Planety

Hmotnost Merkuru se určuje obtížně, jelikož planeta nemá žádného průvodce a nachází se příliš blízko Slunce. Nyní G. Sitarski využil poruchového působení Merkuru v letech 1930–1995 na 5 planetek, které se nejvíce přibližují ke Slunci, a ukázal, že konvenční hmotnost (vůči Slunci) Merkuru 1/6 023 600 je poněkud nižší, než vyplývá z poruchového působení na planetky, takže by měla být zvýšena o 0,68 promile. Podobnou cestou dospěl i k vyšší hmotnosti planety Venuše. Zde se dosud užívá konvenční hodnoty hmotnosti 1/308 523,71, která by měla být dle Sitarského zvýšena o 0,0021 promile.

Výzkum Venuše stále těží především z bohatých výsledků měření sondy Magellan. Na povrchu planety je dle C. Cooka aj. celkem 29 kráterových párů, svědčících o dopadu dvojic meteoritů. To představuje 2,5 % populace kráterů na planetě. Na Venuši nebyly nalezeny žádné impaktní krátery s průměrem menším než 2 km, což zřejmě souvisí s funkcí ochranného „polštáře“ husté atmosféry planety.

Podle pozorování Hubbleovým kosmickým teleskopem (dále jen HST) se atmosféra Venuše zotavuje z deště kyseliny sírové, jenž byl důsledkem velkého sopečného výbuchu na planetě koncem 70. let tohoto století. S. Honsell aj. dokázali v únoru a březnu 1993 sledovat koronografem na Mt. Bigelow v Arizoně záblesky v atmosféře Venuše v čáře 777 nm. Obdobné záblesky, připisované výboji blesků, zaznamenaly poprvé kosmické sondy Veněra 11 a 12 v r. 1979. Citlivost nových pozemních měření umožnila s 95% pravděpodobností zaznamenat každý záblesk s uvolněnou energií nad 5.10⁶ J. Nejsilnější záblesky dosáhly ovšem energie až 2.10⁹ J, ale četnost blesků na Venuši je v nejlepším případě o tři řády nižší než na Zemi. To souvisí skoro určitě s nepatrným zastoupením vody v atmosféře planety.

Poměrně překvapujícím výsledkem družicového měření energetické bilance Země v letech 1979–1994 se stalo zjištění R. Ballinga a R. Cerveneho, že průměrná teplota Země je periodicky vyšší o 0,02 °C v době, kdy je Měsíc v úplňku. Perioda cyklu 29,53 dne ukazuje na bezmála neuvěřitelný fakt, že odražené světlo měsíčního úplňku vskutku dokáže měřitelně ohřát Zemi! Zatímco v letech 1854–1922 ovlivňovala klima na Zemi nejvíce sluneční činnost, od r. 1922 převzal tuto řídící úlohu rostoucí skleníkový efekt způsobený zejména CO₂. Nicméně dle R. Ryeho aj. nestačila ani o dva řády vyšší koncentrace CO₂ před 2,5 miliardami let k vyrovnání deficitu zářivého výkonu Slunce, jenž byl tehdy o nejméně 10 % nižší než dnes. Poněvadž ani tehdy oceány nezamrzly, musel být v zemské atmosféře přítomen ještě nějaký další plyn vyvolávající skleníkový efekt.

Naprosto jedinečné údaje o topografii světového oceánu poskytuje dle K. Lambecka aparatura TOPEX na družici Poseidon, jež od srpna 1992 měří výšku hladiny oceánu s přesností na 50 mm a plošným rozlišením na 10 km. Lze tak určovat výšku slapů na širém oceánu i asymetrii obou polokoulí a zejména studovat vliv oceánu na klima, přenos tepla a živin. Ukazuje se, že výška severního oceánu pulzuje s větší amplitudou než jižní. Kromě toho družice odhalila další efekt El Niňo na počátku r. 1995, jenž se podle Lee-Lueng Fua aj. nejprve projevil zvýšením hladiny oceánu v rovníkovém pásmu Pacifiku. Družice rovněž objevila déletrvající vzestup hladiny světového oceánu mezi prosincem 1992 a zářím 1994 rychlostí 3 mm/r. Očekává se, že měření budou pokračovat ještě alespoň 4 roky. Souběžně družice ERS-1 a Geosat měří reliéf dna oceánu na jižní polokouli mezi 30° a 70° j. š. I zde se dosahuje plošného rozlišení 10 km.

Y. Taraněnko a B. Russel-Dupré se pokusili vysvětlit původ tajemných záblesků ve vysoké atmosféře Země, jež předloni objevila družice Compton. Autoři se domnívají, že viníkem jsou částice kosmického záření, jež mohou vyvolat v bouřkových mracích proud elektronů, které jsou v mraku urychleny a indukcí vyvolají elektrické proudy až 50 km nad mraky během méně než 1 ms. Jde tedy o indukované energetické výboje, které mohou vskutku vyvolat i záblesky záření . N. Drozdovová a V. Kiselev zkoumali slapový vývoj soustavy Země-Měsíc za poslední 4 miliardy let. Před 4 miliardami let byl Měsíc vzdálen od Země méně než 20 R_Z a délka pozemského dne činila jen 13 h. Před 3 miliardami let se Měsíc vzdálil na 55 R_Z a vlivem slapů se délka pozemského dne prodloužila na 20 h. Jádro Země vznikalo dle nejnovějších výsledků radioaktivní chronometrie (rozpadová řada Hf–W) déle než 60 milionů let a narůstalo dále srážkami s tělesy o hmotnostech Měsíce i Marsu.

Srážky s kosmickými projektily hrály velkou roli i v dalším vývoji Země jako planety. J. Spray a L. Thompsonová si povšimli, že na Zemi se dodnes dochovaly velmi staré mnohoprstenové impaktní struktury v kanadském Sudbury (stáří 1,85 miliardy let) a jihoafrickém Vredefortu (stáří 1,9 miliardy let). Podobné struktury jsou už delší dobu známy na Měsíci i na dalších kosmických tělesech s pevným povrchem. V současné době představují hlavní hrozbu tzv. křížiči, tj. především planetky typu Apollo a Aten. Podle D. Steela bylo do poloviny r. 1994 objeveno 152 křížičů typu Apollo a 17 typu Aten. Steel vypočítal, že pravděpodobnost srážky s typem Aten je nejvyšší a činí 24 případů za 1 miliardu let, kdežto pro typ Apollo jen 9 případů za 1 miliardu let. Impaktní rychlosti dosahují v průměru 15,5 km/s. Když počítáme jen riziko pádu „lidstvu nebezpečných“ projektilů s průměrem nad 1 km, vychází průměrná rychlost nárazu na 18 km/s a četnost 5 případů na 1 miliardu let. Pravděpodobnost úmrtí člověka v souvislosti s dopadem kosmického tělesa je tedy o něco nižší než riziko smrti při letecké havárii a o něco vyšší než nebezpečí smrti po uštknutí jedovatým hadem.

Po dramatické události r. 1994, jíž byla srážka komety s Jupiterem, se zdálo, že inventuře planetek-křížičů bude věnována intenzivní péče. Ostatně již od r. 1991 NASA pořádala sérii konferencí věnovaných zejména problému soustavného vyhledávání křížičů (NEO – Near Earth Objects). Praktickým výsledkem je však dosud pouze skrovný – byť relativně velmi úspěšný – program Spacewatch, na němž se však podílí ani ne tucet lidí. Podle S. Nadise však NASA nijak finančně nepodpoří hledání dalších křížičů, takže paradoxně celý úkol nyní spočívá na bedrech několika nadšenců. Program Spacewatch v Arizoně přináší objevy 2 ÷ 5 křížičů za měsíc, a byl by tedy schopen dokončit inventuru rizikových těles nejdříve za 50 let. Je však naděje, že se do programu zapojí další dvě observatoře v USA a po jedné ve Francii a v Chile.

J. Hills a P. Leonard se zabývali otázkou, jaká by byla viditelnost křížiče v poslední dny před srážkou. Takový objekt by měl v posledním týdnu před nárazem snadno měřitelnou geocentrickou paralaxu několika obloukových minut, ale zato velmi malý denní vlastní pohyb (řádu jedné obl. minuty). Pokud by průměr objektu přesahoval 100 metrů, byl by posledních 10 dnů před nárazem jasnější než 18 mag (pokud by ovšem nepřilétal ve směru od Slunce – taková tělesa by se našla jedině v infračerveném spektrálním pásmu). K vyhledávání a monitorování těchto nebezpečných křížičů by tedy stačily teleskopy s průměrem zrcadla do 0,5 m a pro objekty na sluneční straně infračervený dalekohled s průměrem zrcadla jako u programu Spacewatch (0,9 m).

Není ovšem jasné, zda výstraha v předstihu 10 dnů by byla pozemšťanům co platná. Dle D. Morrisona se po zásahu vymrští do atmosféry stonásobek hmoty dopadající planetky v podobě prachu a kamení. Zpětný dopad těchto těles představuje jednak rozsáhlé sekundární bombardování zemského povrchu meteority a jednak ohřátí atmosféry, podobně jako tomu bylo v případě úlomků komety dopadajících na Jupiter. Katastrofické důsledky mají pak všechny impakty, při nichž se uvolní ekvivalent více než 10 Mt TNT. Orientačně lze stanovit, že tento ekvivalent představuje rovněž stonásobek hmotnosti planetky při vstupu do zemské atmosféry. Tak například Tunguský meteorit měl ekvivalentní energii 15 Mt TNT, tj. hmotnost asi 150 kt. Podle Morrisona činí četnost zničení velkoměsta tělesem kalibru Tunguského meteoritu jeden případ za 10 000 let. Těleso o průměru větším než 3 km je schopno sekundárními efekty nárazu zablokovat na delší čas na Zemi fotosyntézu a způsobit tak ekologický rozvrat. V. Aleksejev si všiml změn koncentrace izotopů helia v chondritech typu L a usoudil, že mateřské těleso chondritů utrpělo před (350±30) miliony lety katastrofickou srážku v hlubinách Sluneční soustavy. Jelikož není vyloučeno, že produkty srážky mohly dopadnout na Zemi hromadně, mohla by to být příčina velkého vymírání druhů na rozhraní devonu a permu před 355 miliony lety, popřípadě i na rozhraní karbonu a permu před 290 miliony lety.

Srážky však mohou být též mírně užitečné, jak doložili R. Hough aj. analýzou hornin v okolí známého kráteru Ries, jenž je starý necelých 15 milionů let a dal mj. vznik našim vltavínům. Ty jsou dnes oblíbeným šperkem, ale teprve nyní můžeme čekat pravou zlatou horečku, neboť Houghova skupina objevila v kráteru kubické, hexagonální a SiC diamanty! Vznikly zřejmě z uhlíku rázovými jevy doprovázejícími impakt.

Mnohem menší, leč měřitelné, zaprášení zemské atmosféry, však působí též velké sopečné výbuchy. Podle M. Mac Crackena téměř všechny mimořádně studené zimy (1601, 1641, 1669, 1783, 1816 a 1912) na severní polokouli za poslední tři století souvisejí s vulkanickými erupcemi. Jedině velké zimě r. 1699 sopečný výbuch nepředcházel. Nejvíce aerosolu do atmosféry dodala sopka Tambora r. 1815 – plných 100 milionů tun. Výbuch známé sopky Krakatoa r. 1883 přidal jen polovinu tohoto množství.

Ve 20. století došlo k celkovému oteplení Země v porovnání se stoletím předešlým o (0,3 ±0,6) °C, ale dle M. McCormicka aj. tato éra právě skončila vinou výbuchu sopky Pinatubo na ostrově Luzonu na Filipínách v červnu 1991. Do vysoké atmosféry Země bylo vyvrženo více než 1 Mt aerosolů, a to vedlo jednak ke snížení koncentrace ozonu na severní polokouli, jednak k celkovému ochlazení povrchu Země. Podle nových měření se nad Arktidou ve výškách 16 ÷ 18 km snížila koncentrace ozonu až o 50 % a v severním mírném pásmu dlouhodobě o 7 %. Ozon totiž působí rovněž jako skleníkový plyn a když ho ubývá, ochlazuje se stratosféra, což dále urychluje destrukci ozonu. Dne 6. října 1993 byl nad Antarktidou zjištěn rekordně nízký stav pouhých 88 DU ozonu. V této souvislosti stojí za zmínku udělení Nobelovy ceny za chemii v r. 1995 S. Rowlandovi, M. Molinovi a P. Crutzenovi za objev mechanismu poškozování ozonové vrstvy v letech 1970–74. Tyto práce přispěly nepochybně k včasnému rozpoznání nebezpečí vyplývajícího z narušování ozonové vrstvy, a praktické výsledky se již projevily. Jak sdělil R. Prinn, na základě měření koncentrace CFC v atmosféře na čtyřech pozemních stanicích nastal příznivý obrat (vyvolaný známým montrealským protokolem o postupném zrušení výroby a používání CFC v průmyslu) v polovině r. 1990, kdy poprvé klesla atmosférická koncentrace hlavní škodliviny metylchloroformu o 2 % za rok. Pokud bude tento trend pokračovat, zlepší se stav ozonové vrstvy kolem Země již počátkem příštího století a antarktická sezonní „ozonová díra“ se zacelí v polovině 21. stol.

Mezitím už pro nás Matka Příroda připravila další nástrahu, o níž jsme dosud nic netušili. R. Coc aj. totiž zjistili, že geomagnetické pole se může měnit až neuvěřitelně rychle. V lávových polích ve státě Oregon starých 16,2 milionů let nalezli 56 proudů s naprosto různými směry magnetizace. To znamená, že během přepólování se směr magnetizace měnil o neuvěřitelných 6° za den! L. McHargue aj. odhalili anomální zastoupení izotopu ¹⁰Be ve vzorcích hornin starých 32 000 a 43 000 let. Tyto anomálie trvaly 1 000 let a časově se shodují s poruchami geomagnetického pole. Jelikož zvýšená koncentrace izotopu berylia zřejmě souvisí s vyšší intenzitou kosmického záření, lze usuzovat na katastrofickou kosmickou příčinu – např. rázovou vlnu po výbuchu blízké supernovy. Výčet kosmických ohrožení Země pak lze doplnit již jen studií R. Mullera a G. MacDonalda o cykličnosti ledových dob. Jak známo, již ve 20. letech našeho století uvažoval M. Milankovič o tom, že střídání ledových a meziledových dob souvisí s cyklickými změnami parametrů zemské dráhy (změny rotační osy vyvolané precesí i sekulární změnou sklonu, změny výstřednosti a sklonu zemské dráhy k ekliptice). Skládáním period 19 000 a 41 000 let pro precesi, 23 000 let pro sklon a 100 000 let pro výstřednost pak vzniká složitý kvazicyklický průběh glaciálů a interglaciálů na severní polokouli Země. Kromě těchto dlouhodobých period existuje patrně ještě krátká perioda asi 400 let, jež se např. projevila tzv. malou ledovou dobou v letech 1645–1715. V měřeních kolísání průměrné teploty na severní polokouli vystupuje nejvíce perioda 100 000 let, avšak jen v posledních 800 000 letech.

Podle K. Farleyeho a D. Pattersona se před jedním milionem let ledové doby nevyskytovaly vůbec, jak vyplývá z měření koncentrace izotopu ³He v usazeninách na dně oceánů. Proto mnozí autoři vyslovují pochybnost o tom, zda je Milankovičovo vysvětlení vůbec správné, a jsme-li tedy schopni předvídat příchod příštího glaciálu, když do hry navíc vstoupil civilizační růst skleníkového efektu. Se zajímavým názorem přišel D. Brownlee, který na základě dlouholetých měření přínosu meziplanetárního prachu do zemské atmosféry (denní přírůstek činí asi 100 tun) uvažuje o sekulárním kolísání tempa akrece o celé řády během intervalu řádu 100 000 let. V tom případě bychom měli navíc uvažovat zejména proměnný sklon zemské dráhy vůči ekliptice, neboť koncentrace meziplanetárního prachu evidentně silně závisí na vzdálenosti od ekliptiky. Prostě čím více údajů máme, tím rozpornější se celá problematika jeví a bude asi trvat řadu staletí, než získáme objektivnější pohled na mechanismus vzniku ledových a meziledových dob.

Nedávné ničivé zemětřesení v lednu 1995 v Kobe s magnitudem 7,2 upozornilo na další riziko související s existencí lidstva na geologicky nepříliš trvanlivé kůře Země. Největší zemětřesení 20. stol. se odehrálo v Chile a dosáhlo magnituda až 9,5. Není nijak vyloučeno, že takový ničivý úkaz se může opakovat v grandiózním měřítku. Geologové např. zjistili, že počátkem 18. stol byla masově zničena vegetace v pásmu dlouhém 1 000 km podél pacifického pobřeží severní Ameriky. V moři tehdy vznikla naráz průrva dlouhá 900 km. Je s podivem, že o této události mlčí historické prameny, ale je zřejmé, že něco podobného se na americkém pobřeží Pacifiku může kdykoliv zopakovat.

V. Ševčenko se zabýval impaktními strukturami na Měsíci. Na odvrácené straně se nachází celkem pět prstencových struktur, vyvolaných velkými dopady, o stáří 8 milionů let. Autor odtud usuzuje na „kometární přeháňku“ před 10 miliony lety ve vnitřní části Sluneční soustavy. Rozsáhlé impaktní pánve dosud nejpodrobněji zmapovala kosmická sonda Clementine, na jejíž palubě se nacházel jednak laserový altimetr a jednak čtyři kamery pro snímkování ve viditelné i blízké a střední infračervené oblasti spektra. Plošné rozlišení činilo 60 × 60 km a celkem bylo pořízeno na 2 miliony plně digitálních snímků povrchu Měsíce. Podle S. Solomona je topografie našeho souputníka mnohem drsnější, než se čekalo. Výšky kolísají v rozmezí plných 16 km a kůra Měsíce je na přivrácené straně tlustá 60 km, kdežto na odvrácené straně 68 km. Pánevní proláklina v oblasti jižního pólu a kráteru Aitken má průměr 2 500 km a hloubku 8 km. Sonda též velmi podrobně zmapovala průběh gravitačního pole nad povrchem Měsíce. A. Richichi aj. využili Měsíce jako stínítka, zakrývajícího v příznivých případech jasnější složky dosud nerozlišených dvojhvězd. Touto poněkud bizarní technikou se autorům podařilo objevit celkem 7 nových velmi těsných vizuálních dvojhvězd v souhvězdích Býka a Blíženců, mezi jinými také známou hvězdu Taygete v Plejádách.

Jen několik prací se loni zabývalo výzkumem Marsu. HST pořídil snímky povrchu, z nichž plyne, že klima na Marsu se od doby činnosti sond Viking v polovině 70. let změnilo – na Marsu je nyní chladněji, atmosféra je průzračnější a sušší v porovnání s tehdejším stavem. Podle R. Haberleho obsahují polární čepičky jak vodu, tak CO₂. V intervalu desítek milionů let se sklon rotační osy Marsu ke kolmici k ekliptice mění v rozmezí 0 ÷ 60°, což přirozeně drasticky ovlivňuje klima. Znovu se tak potvrzuje, jak blahodárný je stabilizující účinek Měsíce na vcelku zanedbatelné kolísání sklonu rotační osy Země.

Velkou pozornost pozorovatelů přitahovaly loni Galileovy družice Jupiteru. J. Spencer aj. pozorovali infračerveným teleskopem IRTF silný vulkanický výbuch na družici Io dne 2. března 1995 v pásmu 3,5 ÷ 5 m v trvání několika hodin. Další výbuch zaznamenali 9. března. Mikrovlnný radioteleskop IRAM na Pico Veleta ve Španělsku odhalil čáru SO na frekvenci 220 GHz v květnu 1995. Poměr SO : SO₂ v atmosféře Io dosahuje jen několika málo procent. Další snímky Io pořídil HST a na nich byla nalezena uprostřed disku družice bíložlutá skvrna o průměru 360 km.

HST pořídil 2. června 1994 též snímky družice Europa, které analyzovali D. Hall aj. Jelikož družice je pokryta ledem, dochází k disociaci molekul vody a po úniku vodíku se vytváří velmi zředěná (tlak 10^-11 tlaku v zemské atmosféře na povrchu moře) kyslíková atmosféra, jež se projevila dvěma ultrafialovými čarami na 130 a 135 nm. To znamená, že z velkých družic ve Sluneční soustavě chybí atmosféra pouze na Kallisto, jelikož HST objevil v říjnu 1995 ozon v atmosféře Ganymedu. Ten vzniká disociací vody v ledu na povrchu družice, kterou bombardují elektricky nabité částice, zachycené magnetickým polem Jupiteru. V atmosféře Ganymedu byl prokázán též molekulární kyslík. Průměr družice byl zpřesněn na 5 262 km. Ultrafialové snímky Kallisto prokázaly na jejím povrchu čerstvý vodní led. Starší spektrogramy Jupiteru z léta r. 1993 studovali Y. Kim aj. Na 18 vysokodisperzních ultrafialových spektrogramech nalezli pásy molekulárního vodíku svědčící o teplotě zdroje 200 ÷ 800 K. Podle všeho jde o emise v polárních zářích planety. W. Hubbard aj. využili zákrytu hvězdy SAO 78505 Jupiterem dne 13. XII. 1989 k získání nepřímých informací o stavu Jupiterovy atmosféry. Ve vzdálenosti 71 880 km od centra planety je nad rovníkem teplota (176 ±12) K a tlak 0,18 Pa.

V druhé polovině roku se k Jupiteru rychle blížila kosmická sonda Galileo, jež se v té době již plně soustředila na svůj hlavní úkol prozkoumat Jupiter a jeho okolí s dosud nejlepším přístrojovým vybavením. Vskutku, již koncem srpna 1995 zaznamenala sonda podle E. Grüna naprosto mimořádnou prachovou bouři – největší za celých 6 let své činnosti. V té době byla sonda od Jupiteru vzdálena 63 milionů km a zvýšenou četnost srážek registrovala po plné tři týdny. Zatímco v průměru se během letu sonda potkávala s jednou prachovou částicí za 3 dny, v době zmíněné bouře zaznamenávala nárazy až 20 000 částic denně! Rychlosti částeček vůči Slunci se pohybovaly v širokém rozmezí 40 ÷ 200 km/s. Prachové částice od Jupiteru zjistila poprvé sonda Ulysses, osazená týmž detektorem. Velmi pravděpodobně jde o částečky elektricky nabité a urychlené v magnetickém poli Jupiteru.

Sonda zaznamenala první příznaky obloukové rázové vlny kolem magnetosféry planety ve vzdálenosti 15 milionů km již 16. listopadu 1995 a definitivně vstoupila do magnetosféry Jupiteru 26. listopadu ve vzdálenosti 9 milionů km od planety. Magnetosféra nejevila žádné příznaky porušení následkem předloňského dopadu komety na Jupiter. Konečně přišel 7. prosinec 1995, kdy sestupný modul proletěl vnější atmosférou planety a vysílal podle plánu údaje na orbitální modul, odkud pak byly pomalu přenášeny na Zemi. Modul vstoupil do atmosféry Jupiteru rychlostí 47,4 km/s a zakusil maximální přetížení až 230 G (1 G = tíže na zemském povrchu), tedy mnohem více, než se čekalo. Proletěl šikmou dráhu asi 600 km (svisle jen 156 km) v tlakových hladinách od 10 kPa do 3 MPa, dříve než se odmlčel. Pracovníci NASA-JPL oznámili hlavní kvalitativní výsledky měření sestupného modulu až koncem ledna 1996 – nikoliv kvůli potížím se zpracováním dat, ale kvůli blokádě finančních prostředků pro státní instituce, vyvolané sporem mezi Kongresem a presidentem USA. Ukázalo se, že atmosféra Jupiteru je velmi suchá (zastoupení vody stejné jako na Slunci), takže bleskové výboje jsou vzácné – jejich četnost je nejméně o řád nižší než v atmosféře Země a během sestupu nebyly žádné blesky zaznamenány. Také helia je v atmosféře dvakrát méně, než se čekalo. Další deficitní prvky jsou Ne, C, O a S. Nebyly ani objeveny očekávané tři oblačné vrstvy. Naproti tomu asi 50 000 km nad vrcholky mraků se nalézá silný radiační pás. Modul byl vystaven silné turbulenci a větru o rychlosti až 530 km/s. To svědčí o velké hloubce (kolem 10 000 km) konvektivní vrstvy, a tedy ovlivnění atmosféry teplem, které vystupuje z nitra planety vzhůru. Obecně je vnější atmosféra hustší a teplejší, než se čekalo. Jejími hlavními složkami jsou molekulární vodík, krystalky čpavku, hydrosulfidu čpavku a vodního ledu. Barevné odstíny mračen zůstávají neobjasněny, jelikož se nepotvrdila přítomnost organických molekul.

Orbitální modul sondy Galileo nyní pilně sbírá data o Jupiteru a jeho okolí, takže po dobu nejbližších dvou let – nedojde-li k nečekané závadě – budou mít planetologové vlastní velkolepé žně. Nemenší pozornost však loni budila i další obří planeta – Saturn – zejména zásluhou vzácného úkazu, jímž bylo opakované zmizení prstenců dne 22. května a 10. srpna 1995. Tyto série zmizení (poslední nastalo 11. února 1996) se opakují vždy po zhruba 15 letech, ale oba příští cykly r. 2009 a 2025 nastanou v době nepříznivé pro pozemní pozorování, takže co se takto nestihlo loni, půjde napravit až r. 2038. Zmizení prstenů je důsledkem jejich nepatrné tloušťky řádu 10 metrů a slouží zejména k podrobnému průzkumu soustavy přirozených družic Saturnu. Vždyť během těchto epizod bylo v letech 1655 až 1980 objeveno 13 družic planety.

Pro pořádek však uveďme, že v dubnu 1995 M. Gordon revidoval údaje o nových družicích z průletu sondy Voyager 2 v srpnu 1981. Potvrdil existenci pěti družic, jak uvádí tabulka, kde vzdálenosti od centra Saturnu jsou uvedeny v tisících km a jasnosti odpovídají geocentrickým magnitudám v okamžiku Saturnovy opozice se Sluncem:

Podle P. Thomase aj. vyplývá z tehdejších měření družice Hyperion, že ji lze charakterizovat jako trojosý elipsoid s rozměry 164 × 130 × 107 km, který se ve své oběžné dráze spíše kývá, než aby řádně rotoval.

Loni se do pozorování nejmenších družic Saturnu vložil poprvé HST se svou výtečnou rozlišovací schopností a výsledky vskutku stojí za zmínku. Během 27 expozicí dlouhých 400 s dne 22. května v kameře WFPC2 a filtru centrovaném na 890 nm (pás methanu) se podařilo A. Boshové a A. Rivkinovi najít všechny známé družice Saturnu s výjimkou Panu (XVIII), Atlasu (XV) a Promethea (XVI). Poslední dvě jmenované družice snad byly nalezeny, leč ve velkých úhlových odchylkách (26°, resp. 21°) od předpovědi. Kromě toho však byla objevena 4 nová tělesa v úhlové vzdálenosti 10 ÷ do 18″ (lineární vzdálenosti 137,5 ÷ 146,5 tisíců km) od planety a jasnosti 16,3 ÷ 18,3 mag. Průměry všech nově objevených těles měly být menší než 70 km a měly se nacházet v okolí excentrického prstenu F. Opakovaný pokus kolem 10. srpna umožnil získat 48 záběrů během 12 hodin v témže spektrálním filtru. Podle P. Nicholsona aj. tak byl potvrzen „opožděný“ Prometheus, a kromě toho našli ještě tři nové objekty 17 ÷ 19 mag v lineární vzdálenosti 139,4 ÷ 140,1 tisíc km od Saturnu. Jejich průměry se měly pohybovat kolem 20 km. Další rozbor však naznačil, že všechno je asi poněkud jinak. Nové družice zřejmě nejsou normálními pevnými družicemi, jak jsme na ně zvyklí, nýbrž dočasnými orbitálními shluky, jež mají dokonce protáhlý obloukovitý tvar; jde tedy spíše o „hromady sutě“ z rozbitých těles v blízkostí prstence F, jenž představuje jakousi přechodovou zónu mezi klasickými družicemi a částicemi v prstencích.

I. de Pater aj. využili květnové příležitosti ke snímkování vnějších jemných prstenců v infračerveném oboru 2,3 m pomocí obřího Keckova teleskopu. Ukázali, že prsten E je odkloněn o 2 500 km od roviny ostatních prstenů a sahá až do vzdálenosti 5násobku poloměru planety. Kromě toho není vyloučena existence prstenu G ve vzdálenosti 2,8násobku poloměru Saturnu.

HST dále objevil bleskové výboje na Saturnu o délce až 12 000 km a polární záře v ultrafialovém spektru kolem obou pólů ve výšce až 2 000 km nad vrcholky mraků. Vzhled polární „záclony“ se během 2 hodin pozorování rychle měnil. Větší množství prací se zabývalo atmosférou a stavem povrchu obří Saturnovy družice Titan. Ani Voyagery, ani sondy Pioneer nebyly schopny „prohlédnout“ hustým závojem Titanovy atmosféry na povrch. To se zdařilo až v říjnu 1994 kameře HST v blízké infračervené oblasti spektra v pásmu 0,85 ÷ 1,05 m. Na snímcích s rozlišením 600 km jsou patrné stálé světlé a tmavé skvrny na povrchu družice a odtud se podařilo určit, že rotace Titanu je synchronní s oběžnou dobou 16 dnů.

Atmosféru Titanu tvoří především molekulární dusík s příměsí methanu. O její hustotě svědčí pozorování P. Nicholsona aj. z 3. července 1989, kdy Titan zakryl jasnou hvězdu 28 Sgr. V infračerveném pásmu na vlnových délkách 2,1 a 3,9 m byl totiž pozorovatelný uprostřed zákrytu centrální záblesk, vyvolaný ohybem světla v atmosféře Titanu – dokonce byl vidět vícečetný obraz hvězdy! Jelikož teplota povrchu družice dosahuje 94 K, může se tam methan vyskytovat ve všech třech skupenstvích, ale navíc je tam i vodní led. Všeobecně se má za to, že povrch družice je z větší části pokryt oceánem kapalných uhlovodíků, ale S. Dermott a C. Sagan kritizují tuto představu pomocí dynamického argumentu o velké výstřednosti oběžné dráhy Titanu. Slapy v oceánech na Titanu by totiž vedly už dávno ke kruhové dráze. Jde tedy spíše o mělká navzájem nespojená jezera uhlovodíků, jak na to nezávisle upozornil také W. Sears.

HST zasáhl i do výzkumu Uranu a jeho soustavy prstenců a družic. V srpnu 1994 zaznamenal 6 nejbližších družic a 11 prstenů. Kromě toho vyfotografoval světlou skvrnu na jižní polokouli o průměru asi 4 000 km. Odtud vychází překvapivě krátká rotační perioda planety 7 h 14 min.

H. Hammelová a B. Zellner zpracovali snímky Neptunu, rovněž pořízené HST v pásmu 255 ÷ 890 nm. Zatímco ultrafialové snímky neobsahují žádné podrobnosti, pro delší vlnové délky se kontrast postupně zlepšuje. Na severní polokouli se objevila nová velká tmavá skvrna, zatímco jižní skvrna, viditelná na snímcích z Voyageru 2, zmizela. Vítr v oblačném příkrovu planety dosahuje rychlosti až 1 200 km/s. Za posledních 23 let se Neptun zjasnil o 10 %. Spektra z HST poukázala na přítomnost tenké dusíkové atmosféry družice Triton. J. Elliot aj. pozorovali 14. srpna 1995 zákryt hvězdy Tr 148 Tritonem celkem na 5 observatořích jak ve viditelném, tak i v infračerveném spektrálním pásmu. Celý úkaz na Zemi trval 33 min, z toho nejdéle na Lowellově observatoři v Arizoně – téměř 2 minuty. Teleskop IRTF dokonce spatřil centrální záblesk způsobený ohybem světla v atmosféře Tritonu. Hvězda Tr 148 je ve skutečnosti dvojhvězdou s průvodcem slabším o 1,5 mag v úhlové vzdálenosti 0,4″ – to je další významný výsledek pozorování jedinečného zákrytu. Podle A. Dobrovolskise, jenž analyzoval světelnou křivku družice Nereidy ze sondy Voyager 2 z r. 1989, je toto těleso navzdory malým rozměrům kulové, avšak rotuje buď velmi pomalu, nebo dokonce chaoticky.

Neúnavný HST pořídil v r. 1994 také snímky a spektra dvojice Pluto-Charon. Odtud vyplynulo mimo jiné, že i Pluto má řídkou dusíkovou atmosféru a že Charon je o něco modřejší než Pluto. Poloměr Pluta vychází na 1 160 km a Charonu na 635 km. Na kotoučku Pluta byly poprvé rozlišeny podrobnosti v podobě jasných oblastí rovnoběžných s rovníkem. N. Brosh se zabýval rozborem pozorování zákrytů hvězd 12,8 mag dne 19. srpna 1985 a 12 mag dne 11. června 1988. Odtud vyplývá, že dusíkovou atmosféru měl Pluto již r. 1985, tedy 4 roky před průchodem perihelem, a že dalšími složkami atmosféry může být jednak CO a jednak CH₄.

1.2. Meziplanetární látka

1.2.1. Planetky

A) Křížiči

Zevrubně sledovaným křížičem zemské dráhy se stává planetka (4179) Toutatis, která se 8. prosince 1992 přiblížila k Zemi na vzdálenost 0,021 AU (3,2 milionů km). K. Noll aj. zjistili ze snímků, pořízených HST o dva dny později ze vzdálenosti 4,35 milionů km, že největší průměr planetky dosahuje 1,7 km, což odpovídá infračervené radiometrii planetky, avšak nesouhlasí s výsledky radarových měření. Podle J. Spencera aj. a S. Hudsona a S. Ostra vychází z rozboru světelné křivky i radarových měření, že Toutatis se místo pravidelné rotace převaluje s charakteristickou periodou 5,4 dne. Během této doby cestuje rotační pól po povrchu planetky, takže případný pozorovatel by se na planetce vůbec nevyznal v kolotání oblohy kolem sebe. Radarová pozorování z téhož přiblížení, vykonaná na observatoři v Goldstone, dávají typické rozměry Toutatise 4,7 × 2,4 × 1,9 km a odhalila na jeho povrchu impaktní krátery o průměru až 0,8 km. Náraz menšího tělesa v nedávné minulosti vyvolal zmíněné převalování, jež se dosud nestačilo utlumit vnitřním třením. Dne 29. září 2004 bude Toutatis jen 4krát dále než Měsíc od Země – mezi známými planetkami a kometami je to do r. 2060 vůbec největší přiblížení kosmického tělesa k Zemi.

S. Ostro aj. využili k radarovému sledování také mimořádného přiblížení planetky (1620) Geographos k Zemi dne 30/31. srpna 1994 na vzdálenost 0,034 AU, což je pro tuto planetku rekord pro nejbližší dvě století. Odhalili tak mimořádnou protáhlost planetky v poměru os 2,8 : 1, tj. rozměry 5,1 × 1,85 km a rotační periodu 5,2 h. Tak se stal Geographos nejprotáhlejším tělesem Sluneční soustavy vůbec. Podle statistických údajů známe nyní asi 300 křížičů, avšak skutečný počet křížičů s typickým průměrem nad 1 km činí asi 1 500 a křížičů s průměrem nad 100 m je asi 135 000.

B) Hlavní pás planetek

Největší množství prací se týkalo studia planetky (243) Ida a jejího průvodce Dactylu v souvislosti s průletem sondy Galileo v blízkosti planetky v r. 1993. Pracovníci NASA s možností existence průvodců planetky předem počítali, a z toho důvodu směrovali sondu do vzdálenosti plných 2 400 km od Idy, aby se vyhnuli případnému střetu s průvodcem planetky. Tak velká vzdálenost však bohužel znemožnila určit hmotnost Idy ze změny dráhy sondy. Podle R. Binzela patří Ida k typickým planetkám typu S, kde hlavními složkami jsou olivín a pyroxen s příměsí kovů.

Podle C. Chapmana aj. byl Dactyl zachycen celkem na 47 snímcích Galilea a kromě něho tam již nenašli žádný další objekt o průměru nad 50 m do vzdálenosti 10 000 km od Idy. Celkový objem Dactylu představuje 1,4 km³ při rozměrech 1,6 × 1,4 × 1,2 km. Nejdelší osa Dactylu míří k Idě a nejkratší je kolmá k oběžné rovině. Dactyl obíhá Idu po kruhové dráze o poloměru 85 km rychlostí 6 m/s, tj. v oběžné době 24,7 h. Rotace je souhlasná s rotací Idy v periodě 4,63 h, ale opačná proti směru oběžného pohybu Idy vůči Slunci, přičemž rotační osy obou těles jsou prakticky rovnoběžné. Geometrické albedo povrchu Dactylu ve viditelném světle činí 0,20. Družice byla zčásti osvětlena popelavým svitem Idy! Na jejím povrchu bylo rozpoznáno 29 impaktních kráterů.

Obě tělesa vznikla zároveň při rozpadu rodiny planetek Koronis před několika sty miliony let. Z pohybu Dactylu bylo nakonec možné odhadnout hmotnost Idy na (4,2 ±0,6).10¹⁶ kg, což při středním poloměru planetky 15,7 km resp. objemu 16 900 km³ dává střední hustotu 2,5násobek hustoty vody. Jelikož hustota obyčejných chondritů je vyšší (3,6násobek hustoty vody), musí být látka planetky velmi porézní; stupeň porozity se odhaduje na 23 ÷ 48 %.

Objev průvodce Idy vyvolal znovu diskusi o tom, jak časté jsou páry planetek. Podle V. Prokofjevové aj. z 500 sledovaných planetek je nejméně 10 % dvoj- a vícenásobných. Průvodci mají průměry 1,5 ÷ 150 km a obíhají ve vzdálenosti od těsného dotyku až do 1 600 km od ústředního tělesa. Ke kontaktním planetkám patří např. (44) Nisa, (216) Kleopatra a (4179) Toutatis. K podvojným planetkám (2) Pallas, (6) Hebe, (9) Metis, (433) Eros a (532) Herculina. K planetce Eros má v r. 1999 doletět kosmická sonda NEAR a studovat její chemické složení zblízka. Všeobecně se má za to, že mezi planetkami dochází k prudkým a poměrně častým srážkám. Podle F. Marzariho aj. tak vznikly zejména rodiny planetek Koronis, Eos a Themis. Themis je ostatně vůbec největší planetka, která byla srážkou rozbita.

Kamery WFPC2 a FOC na HST pořídily na přelomu listopadu a prosince 1994 ze vzdálenosti 252 milionů km několik snímků planetky (4) Vesta s rozlišením 80 ÷ 55 km. Podle H. Hammelové a B. Zellnera aj. ukazují snímky, že jde fakticky o šestou terestrickou planetu (k nim totiž řadí také náš Měsíc), byť o průměru pouze 525 km. Na povrchu Vesty lze rozlišit vyvřelé horniny, stará lávová pole a impaktní pánve – plášť planetky, obsahující olivín, je zčásti odkryt a naznačuje, že nitro planetky bylo přetaveno, neboť obsahuje bazalty. Příčinou tavení byl zřejmě radioaktivní rozpad izotopu ²⁶Al, takže uvolněné teplo vyvolalo diferenciaci hornin. V r. 1970 byl v poušti v západní Austrálii nalezen meteorit, který tam dopadl v říjnu 1960. Jeho chemické složení naznačuje, že přiletěl právě z Vesty. G. Sitarski a B. Todorovic určili hmotnosti Vesty a Ceresu z poruch při blízkém přiblížení jiných planetek v letech 1879–1995. Podle toho činí hmotnost Vesty 1,4.10^-10 M_☉ a Ceresu 4,6.10^-10 M_☉.

D. Hughes a G. Cole zjistili, že odchylky od koule jsou zřetelné pro planetky s průměrem menším než 290 km. Planetky s průměrem menším než 140 km jsou již vesměs zcela nepravidelného tvaru. Jistou kuriozitou je odhalení, že proměnná hvězda TU Leo, klasifikovaná jako eruptivní proměnná typu U Gem, ve skutečnosti neexistuje! Byla zaměněna s planetkou (8) Flora při pozorování 26. 3. 1917. V posledních letech se vysoké tempo objevování nových planetek ustálilo: v r. 1991 bylo katalogizováno 333, v roce 1992 již 396 a v r. 1993 dalších 383 planetek. Na těchto počtech se stále významnější měrou podílejí pozorovatelé na jihočeské Kleti. To se odráží i ve velkém počtu českých a slovenských jmen pro očíslované planetky: (3490) Šolc, (3550) Link, (3571) Milanštefánik, (3636) Pajdušáková, (3645) Fabini, (3701) Purkyně,(3715) Štohl, (3716) Petzval, (3980) Hviezdoslav, (3981) Stodola, (3993) Šorm, (4018) Bratislava, (4054) Turnov, (4369) Seifert, (4552) Nabelek a (6076) Plavec. Počet očíslovaných planetek již podstatně překročil hranici 6 000. Jubilejní 6 000. planetka dostala název United Nations, neboť shodou okolností její předběžné označení znělo 1987 UN.

C) Kentauři a transneptunské objekty

Nejznámějším Kentaurem, tj. tělesem, jež se pohybuje v prostoru mezi drahami Saturnu a Uranu, se stal zajisté (2060) Chiron, který prošel v únoru 1996 přísluním ve vzdálenosti 8,5 AU. Byl objeven r. 1977 a zhruba od r. 1988, kdy byl asi 12 AU od Slunce, vykazuje kometární aktivitu. Proto je nyní označován rovněž jako periodická kometa 95P/Chiron. Koma, skládající se zejména z CO, CH₄ a N₂, sahá až do vzdálenosti 300 000 km od jádra. Proto dle S. Sterna ji lze považovat za obří kometární jádro o hmotnosti 60tisíckrát vyšší, než mají standardní komety, tj. asi miliontinu hmotnosti Země. Chiron obíhá kolem Slunce v periodě 51 let a v odsluní se dostává do vzdálenosti až 19 AU. J. Elliot aj. pozorovali v jižní Africe zákryt hvězdy Chironem dne 9. března 1994 a rozborem pozorování zjistili, že Chiron byl obklopen několika plynnými výtrysky, jež mají původ v gejzírech z povrchu tělesa, obdobně jako je tomu u Neptunovy družice Triton. Průměr Chironu je větší než 166 km a menší než 312 km.

Odhalování transneptunských těles se již od r. 1987 věnují D. Jewitt a J. Luuová pomocí 2,3m teleskopu na Havajských ostrovech, vybaveného velkou maticí CCD. Snímky s expozicí 900 s se pořizují vždy kolem jarní a podzimní rovnodennosti, když je Měsíc v novu a neklid obrazu je lepší než 0,7″. Zorné pole snímku má hranu 7′ Z rychlosti pohybu objektů, snímaných kolem opozice, lze pak odhadnout heliocentrickou vzdálenost. Objekty se hledají očima v blinkmikroskopu, neboť se ukázalo, že tato metoda je účinnější než jakékoliv výpočetní algoritmy. Testy s umělými objekty ukázaly, že člověk odhalí prakticky všechny pohybující se objekty jasnější než 24,5 mag, avšak žádné objekty slabší než 25,2 mag.

První úspěch se dostavil až po pěti letech marného hledání, když se autorům podařilo objevit těleso 1992 QB1 ve vzdálenosti 40 AU od Slunce. Do r. 1994 však nalezli již 17 trasneptunských těles o průměru 100 ÷ 380 km a vzdálenostech 32 ÷ 45,75 AU od Slunce. Autoři soudí, že celková hmotnost transneptunských těles s průměrem nad 100 km dosahuje asi 0,003 hmotnosti Země, a je tudíž podstatně vyšší než hmotnost všech planetek hlavního pásu. Tělesa mají rozličné výstřednosti dráhy (až do e = 0,32) i sklony (do i = 18,1°). Představují nejspíše nejbližší a největší tělesa Edgeworthova-Kuiperova disku, do něhož ovšem patří také dosud neobjevitelná kometární jádra. Tento názor dále podpořili A. Cochranová aj., když se jim zdařilo statistické sledování menších těles Edgeworthova-Kuiperova pásu pomocí HST. Mezi 21. a 23. srpnem 1994 sledoval HST oblast v souhvězdí Býka pomocí 10minutových expozic kamerou WFPC2 s mezní hvězdnou velikostí V = 28,6 mag. Našli tak dostatečný přebytek těles s průměrem řádu 10 km (při předpokládaném albedu 0,04), aby mohli odvodit, že na čtvereční stupeň oblohy v ekliptice připadá asi 60 000 transneptunských těles tohoto rozměru. To znamená, že v Edgeworthově-Kuiperově disku je alespoň 200 milionů kometárních jader do 28 mag, což postačí k objasnění četnosti krátkoperiodických komet ve vnitřních částech planetární soustavy. Největšími a nejhmotnějšími transneptunskými tělesy je zřejmě dvojice Pluto-Charon – ostatní tělesa jsou vesměs menší a nacházejí se v disku o tloušťce 12° souměrně podél ekliptiky a do vzdálenosti až 500 AU od Slunce.

C. Ipatov studoval na počítači stabilitu drah v Edgeworthově-Kuiperově disku a ukázal, že životnost těles s průměrem pod 100 km je kratší než stáří Sluneční soustavy. Tělesa se nejprve dostávají na chaotické dráhy Kentaurů, kde setrvají nanejvýše milion let. Pak se stanou křížiči Jupiteru, popřípadě terestrických planet. Pokud je perihel či afel takto přetransformované dráhy poblíž Země, hrozí Zemi nebezpečí srážky. Tělesa s průměrem nad 1 km se srážejí se Zemí v průměru jednou za 100 000 let, i když je desetkrát pravděpodobnější, že křížič je vymrštěn ze Sluneční soustavy, spíše než aby se srazil se Zemí. Životnost křížičů Země však v žádném případě nepřevyšuje 10 milionů let.

1.2.2. Meteority a meteory

H. Melosh ukázal, že mnohoprstencová impaktní struktura Lise Meitner na Venuši o průměru 150 km má své obdoby na Zemi v podobě kanadského impaktu Sudbury a jihoafrického Vredefortu. Tyto obří struktury jsou přitom staré 1,9 miliardy let, takže je zázrak, že se dochovaly. G. Longo aj. analyzovali přes 7 tisíc prachových částeček v pryskyřici ze stromů v oblasti dopadu Tunguského meteoritu a nalezli v nich přebytek železa, vápníku, hliníku, mědi, zlata, zinku a kyslíku. Odtud usuzují, že šlo o normální kamenný meteorit. Jak známo, meteorit vybuchl ve výši 8 km nad zemí a přitom se uvolnila energie ekvivalentní 15 Mt TNT. Podle Z. Sekaniny šlo o těleso typu Apollo s původním průměrem asi 140 m.

H. Hildebrand aj. stanovili rozměry ponořeného impaktního kráteru Chicxulub v Mexiku na 180 km na základě měření gravitačních anomálií v celé oblasti. Odtud vyplývá, že průměr planetky Chicxulub byl asi 10 km a impaktní rychlost 20 km/s. Při dopadu se uvolnila energie řádu 10²³ J, tedy asi o dva řády vyšší než při dopadu jednotlivých úlomků komety Shoemaker-Levy 9 na Jupiter v r. 1994.

T. Jopek si vybral 17 jasných fotografických bolidů s dobře určenými drahami ke studiu dynamické evoluce jejich drah během posledního milionu let před dopadem na Zemi. Ukázal, že bolidy s původním průměrem kolem 1 m pocházejí z téhož zdroje jako planetky-křížiči s průměrem kolem 1 km, tj. z vnitřní části hlavního pásma planetek. V. Kručiněnko si povšiml, že malé úlomky meteoroidů rotují při průletu atmosférou rychle, kdežto velké meteority pomalu. Rychlost rotace souvisí se srážkovým vznikem úlomků. Pokud je úlomek velký a rotuje příliš rychle, rozpadne se na menší části odstředivou silou.

Mezi meteorickými roji budí stále největší zájem Perseidy, zejména pro své mimořádně velké frekvence v posledních pěti letech. N. Harris aj. integrovali zpětně dráhu mateřské komety roje (Swift-Tuttle) za posledních 270 000 let. Země se dotýká vnitřního okraje proudu meteoroidů, jehož jádro se nalézá ve vzdálenosti 1,2 AU od Slunce. Se Zemí se však mohou srazit jen Perseidy, které byly kometou vyvrženy během posledních 160 000 let. Pokud by ztráta hmoty komety byla stejná jako dnes (3.10¹¹ kg na oblet, což je totéž, kolik nyní ztrácí Halleyova kometa), nestačilo by to k vytvoření tak bohaté populace Perseid (4,6.10¹³ kg). Je zřejmé, že dříve ztrácela kometa Swift-Tuttle relativně více hmoty než kometa Halleyova, což je ostatně pochopitelné, neboť průměr jádra je asi 30 km a hmotnost 34krát vyšší než u jádra Halleyovy komety. Hmotnost Perseid je ostatně asi 30krát vyšší než hmotnost obou rojů komety Halleyovy (η Akvarid a Orionid).

Kometa Swift-Tuttle byla určitě pozorována již při návratu r. 69 př. n. l. a dále v letech 188, 1737, 1862 a 1992 n. l. Příště proletí přísluním 12. července 2126. V perihelu se pohybuje heliocentrickou rychlostí 42,2 km/s, tedy jen o 0,4 km/s méně, než kolik činí rychlost úniková. To znamená, že mnohé meteoroidy, které se v přísluní uvolní, uniknou ze Sluneční soustavy, neboť průměrná rychlost vyvržení z jádra dosahuje 0,6 km/s.

Podle radarových pozorování K. Suzukiho dosáhla frekvence Perseid v r. 1995 maxima 300 meteorů za hodinu pro délku Slunce 139,6°, tj. 12,75 UT. Četné byly zvláště dlouhé ozvěny, které překročily normál až osmkrát. J. Jones připomněl, že nebezpečí Perseid pro kosmonautiku nelze v době zvýšených maxim podceňovat. V r. 1993 byly v době maxima poškozeny sluneční panely kosmické stanice Mir 1 a kosmonauti slyšeli údery meteoroidů na plášť kosmické lodi. V tutéž dobu ztratila družice Olympus (ESA) orientaci po zásahu jednoho slunečního panelu Perseidou.

Z tohoto hlediska musíme též posuzovat předpovědi velkých meteorických dešťů v nejbližších letech. P. Jenniskens uvádí, že za poslední dvě století astronomové sledovali celkem 35 dešťů od 17 různých meteorických rojů. Navíc k dešťům dochází i tehdy, když je mateřská kometa daleko od perihelu. V nejbližších šesti letech může dojít až k šesti meteorickým dešťům – každý z nich bude ovšem trvat jen několik desítek minut, takže pravděpodobnost jejich spatření je omezena na malá území, kde může být navíc zrovna zataženo.

Nejdešťovitějším meteorickým rojem současnosti jsou evidentně listopadové Leonidy s mateřskou kometou 55P/Tempel-Tuttle (1866 I) o oběžné době 33,2 roku. Deště se v tomto případě dostavují v době, kdy je kometa méně než 1 750 dnů od přísluní.V letech 902–1969 bylo zaznamenáno celkem 23 dešťů Leonid, zejména pak v letech 1799, 1833 a 1866. Vůbec největší déšť, či spíše průtrž Leonid, viděli pozorovatelé v severní Americe 17. listopadu 1966, kdy během 25 minut proletělo zorným polem jednoho pozorovatele přes 100–000 meteorů! Na snímku standardní fotografickou komorou o světelnosti f/3,5 bylo během 43 s zachyceno 43 meteorů. V současné době se Leonidy tváří jako by nic; loňská nejvyšší frekvence dosáhla 18. listopadu jen 30 meteorů za hodinu, ale před námi jsou léta mnohem tučnější. Na r. 1996 se předvídá maximální frekvence 300 meteorů/h, v r. 1997 již 1 000 meteorů/h a v dalších dvou letech dokonce 5 000 meteorů/h. Teprve v r. 2002 se Leonidy opět vytratí z povědomí a zůstanou v klidu i při dalším návratu mateřské komety v letech 2029–2033.

Jestliže na deště Leonid si ještě počkáme, nečekaným překvapením loňského podzimu se stal nepravidelný meteorický roj α-Monocerotid, jenž vykazuje vyšší frekvence obvykle jen jednou za 10 let. Podle předpovědí měl roj dosáhnout maxima v listopadu mezi 22,00 a 22,25 UT. To se báječně potvrdilo a patrně nejlepší podívanou zažili pracovníci hvězdárny v Rimavské Sobotě, kteří v čase 22,06 UT zaznamenali během hodiny více než 600 Monocerotid. Vysoké frekvence potvrdili též pozorovatelé v Ondřejově, Postupimi, Saské Kamenici a na Kanárských ostrovech.

Snad nejpodivněji se chová jiný standardní meteorický roj – dubnové Lyridy. Podle T. Artera a I. Williamse existují záznamy o činnosti roje již z r. 687 př. n. l. Jejich relativně velmi nízké frekvence výrazně stoupají po 12 letech nebo jejich násobcích. V posledních dvou stoletích se tak Lyridy prosadily v letech 1803, 1922, 1934, 1945, 1946 a 1982. S oběžnou dobou mateřské komety Thatcher (1861) to souviset nemůže, jelikož její oběžná doba činí 415,5 roků.

1.2.3. Komety

Vloni se ke Slunci vrátila řada periodických komet – hned v lednu tak byla nalezena kometa 41P/Tuttle-Giacobini-Kresák jako objekt 21 mag. V téže době dosáhla periodická kometa 19P/Borrelly 9,7 mag. Dne 23. ledna 1995 byla nejblíže Zemi kometa Schwassmann-Wachmann 2 za období let 1600–2400, neboť v r. 1997 změní přiblížení k Jupiteru její dráhu tak, že perihel se odsune z dosavadních 2,1 AU na 3,4 AU. Při druhém návratu se podařilo objevit kometu Shoemaker-Levy 4 (P/1991 C2) s oběžnou periodou 6,5 let, která projde přísluním v lednu 1997. Podobně byla loni znovu nalezena periodická kometa Parker-Hartley (P/1989 E1) s oběžnou periodou 8,9 let, jež projde přísluním 26. června 1996. V červenci 1995 dosáhla periodická kometa 67P/Čurjumov-Gerasimenko jasnosti 17,1 mag. Koncem července objevil teleskop Spacewatch periodickou kometu P/1987 U2 (Mueller 1) s oběžnou dobou 8,4 roku, jež prošla přísluním v dubnu 1996. Týž teleskop objevil počátkem srpna 1995 kometu 32P/Comas Sola – obě komety byly v době objevu kolem 22 mag. V polovině srpna dosáhla periodická kometa 6P/d' 7Arrest maximální jasnosti 7,6 mag. Zároveň se nápadně až na 7,7 mag zjasnila kometa 41P/Tuttle-Giacobini-Kresák.

HST v té době snímkoval jádro komety 19P/Borelly a ze snímků vyplynulo, že jádro komety je protáhlé (hlavní rozměry 8,3 × 3,3 km) a rotuje v periodě 24,7 h. Asi 10 % povrchu je vlivem ozáření Slunce aktivní. Koncem srpna byla pozorována kometa 81P/Wild 2 jako objekt 22 mag a ještě před koncem měsíce byla znovunalezena kometa P/1989 E3 (Shoemaker-Holt) s oběžnou periodou 8,05 let. V září následovalo objevení komety 58P/Jackson-Neujmin jako objektu 13,5 mag. V říjnu pak byla znovuobjevena kometa P/1989 E3 (West-Hartley) s oběžnou dobou 7,6 roků a koncem téhož měsíce kometa 45P/Honda-Mrkos-Pajdušáková, když byla 21 mag. Všechny tyto objevy spadají na vrub teleskopu Spacewatch většinou zásluhou J. Scottiho. Kometa 45P s oběžnou periodou 5,2 let dosáhla největší jasnosti 6,8 mag až koncem prosince. Pozoruhodný je příběh komety 1995 S1, objevené v polovině září 1995 Japonci Nakamurou a Ucunomijou jako objekt 7 mag. Kometa byla v následujících týdnech na hranici viditelnosti očima (nejjasnější byla 1. října 1995, kdy dosáhla 5,4 mag) a vzápětí se ukázalo, že jde o periodickou kometu, kterou poprvé pozoroval r. 1846 de Vico (P/1846 D1). Její návrat ke Slunci počátkem července 1995 předpověděl R. Buckley již r. 1979, když při předešlém návratu v dubnu 1922 ji astronomové propásli. Podle nových měření prošla kometa přísluním 6. října 1995 ve vzdálenosti 0,66 AU od Slunce a její oběžná doba nyní činí 74,4 let. Díky velkému sklonu 85° byla i kolem přísluní pozorovatelná ze Země jako objekt až 5,4 mag a ještě počátkem listopadu byla jasnější než 7 mag. Počátkem dubna zjistil J. Scotti, že od komety 1994 G1 (Takamizawa-Levy) se odlouplo sekundární jádro. Podle Z. Sekaniny došlo k rozpadu hlavního jádra počátkem září 1994, tedy 105 dnů po průchodu komety přísluním. Periodická kometa Schwassmann-Wachmann 3 se rádiově zjasnila v polovině září 1995, jak zjistili radioastronomové na observatoři Nancay v čáře OH. Kometa se výrazně zjasnila koncem září také opticky a počátkem října byla již 5,8 mag. Tyto výbuchy předznamenaly štěpení komety, k němuž podle Z. Sekaniny došlo nejprve koncem října rychlostí 1,3 m/s. Další štěpení nastalo koncem listopadu a znovu počátkem prosince rychlostí 4,6 m/s.

Nejvýznačnější kometu roku objevili 23. července Američané Alan Hale a Thomas Bopp (1995 O1) poblíž kulové hvězdokupy M70 v souhvězdí Střelce. V době objevu byla kometa 10,5 mag a zejména T. Bopp z Arizony si musel s oznámením objevu pospíšit z pouště k nejbližšímu telefonu celých 140 km. Ke zpřesnění předpovědi dráhy výrazně přispěl Australan R. McNaught, který dodatečně našel kometu na snímku z 27. dubna 1993, kdy byla 18,5 mag ve vzdálenosti 13 AU od Slunce. Tak se ukázalo, že kometa 1995 O1 se stane nejspíše jednou z nejjasnějších komet 20. století, neboť v době objevu byla vzhledem ke vzdálenosti 6,6 AU od Slunce již velmi jasná a v přísluní dne 1. dubna 1997 bude jen 0,92 AU od Slunce. Navíc má velký sklon k ekliptice 89°.

Podle všeho bude kometa Hale-Bopp viditelná očima již na podzim r. 1996 a optimální podmínky pro pozorovatele na severní polokouli nastanou na přelomu března a dubna 1996, kdy dosáhne +44° deklinace a jasnosti -1 mag. Po průchodu perihelem bude zase dobře vidět z jižní polokoule. Její oběžná doba kolem 3 800 let svědčí o tom, že nejde o novou kometu z Oortova oblaku, ale ani to neusnadňuje spolehlivou předpověď jasnosti, která může být chybná o celé řády (od -4 do + 6mag). V druhé polovině roku 1995 bylo této kometě přirozeně věnováno nejvíce pozornosti. Kolem jádra byla pozorována spirální struktura a výtrysky, vedoucí až k odtržení úlomků jádra rychlostmi kolem 30 m/s. Kometa je viditelná i v pásmu mikrovln a rádiových vln a zdá se, že vyniká spíše svou aktivitou než rozměry. Jde tedy o to, aby se předčasně nevyčerpala před zmíněným přiblížením do přísluní.

Po delší době ohlásil objev nové komety Australan W. Bradfield dne 17. srpna (1995 Q1) v souhvězdí Poháru. Další den dosáhla dokonce 5 mag. Je to již jeho 17. úlovek nové komety. Poslední jasnější kometu roku objevil na Vánoce Japonec Y. Hjakutake (1995 Y1). Kometa prošla přísluním koncem února 1996 a těsně předtím dosáhla 8,5 mag.

Velké množství prací se ještě stále týká komety Shoemaker-Levy 9 a jejího zániku v atmosféře Jupiteru v červenci 1994. Podle L. Benera a W. McKinnona byla kometa uchvácena Jupiterem již na přelomu 19. a 20. stol. Od té doby podléhala dráha chaotickým změnám, kdy se střídaly dráhy s nízkých sklonem a vysokou výstředností s drahami opačných vlastností. T. Nakamura a M. Jošikava studovali blízká přiblížení k Jupiteru numerickými simulacemi pro 165 krátkoperiodických komet v intervalu 4 400 let a dostali interval mezi srážkami s Jupiterem asi 950 let. Měli jsme tedy velké štěstí – jak poznamenal G. Shoemaker – že k pozorované srážce došlo v době, kdy k Jupiteru směřovala sonda Galileo, kdy byl opraven HST, existovala dobrá infračervená čidla a Kongres USA dosud podporoval základní výzkum.

K Jupiteru se v posledním století přiblížilo nejméně šest dalších komet a z nich se následkem těsného přiblížení tři rozpadly na více úlomků – vskutku šlo o případy, kdy se kometa ocitla nakrátko pod Rocheovou mezí. J. Solem ukázal, že hustota komety Shoemaker-Levy 9 před rozpadem činila asi 55 % hustoty vody za normálních podmínek. Kdyby byla hustší, spojila by se jádra opět v jeden celek. Kdyby byla řidší, nevytvořily by se kompaktní úlomky. Při slapovém roztrhání se uvolnilo tolik prachu, že se jadérka natolik zjasnila, aby byla pozorovatelná ze Země. C. Shoemakerová popsala objevitelský snímek jako „pohled na kometu, kterou někdo rozšlápl“.

Na specializovaných konferencích v německém Garchingu v únoru 1995 a v americkém Baltimoru v květnu 1995 se docílilo značného pokroku v pochopení jevů souvisejících s dopadem úlomků komety do Jupiterovy atmosféry. Větší úlomky pronikly do větších hloubek – maximálně k tlakové hladině 10 kPa – ale žádný asi neměl průměr větší než 1 km, i když většina byla obklopena sekundárními úlomky (meteority). Množství energie uvolněné při dopadu jednoho úlomku se proto odhaduje spíše jen na 1 Tt TNT (4.10²¹ J); úhrn tedy nedosáhl ani 10²³ J.

Podle P. Leonarda začala světelná křivka při dopadu úlomku vždy nejprve slabou září, vyvolanou vzplanutím velkého množství meteorů, jež úlomek předcházely. Teprve pak vstoupil do atmosféry hlavní úlomek a začal se prudce zjasňovat jako mimořádně jasný bolid. Tato fáze netrvala déle než 10 s. O několik desítek sekund později úlomek po zabrzdění explodoval a vznikla žhavá ohnivá koule, která se rychle rozpínala a chladla a současně stoupala v atmosféře planety vzhůru až nad hranici mraků. Vytvořil se klobouk explozivního hřibu, jenž ve všech případech dosáhl téže výšky asi 3 300 km nad hranicí atmosféry. Odtud se pak kondenzované částice vracely zpět po balistické dráze do atmosféry a vyvolaly ještě jedno tepelné infračervené vzplanutí okrouhle čtvrt hodiny po původní explozi. Pokud byly světelné efekty pozorovány i ze Země, resp. z HST současně se sondou Galileo, šlo zřejmě o odrazy na opožděné prachové vlečce úlomků nad atmosférou planety. Spektrální analýza v ultrafialovém, optickém, infračerveném i mikrovlnném oboru spektra prokázala výskyt sloučenin síry, vodu, křemík, hořčík a železo, tj. kombinaci látek z atmosféry Jupiteru a z komety. Názory, že snad mělo jít o rozpadlou planetku, byly jednoznačně vyvráceny. Nepříliš jasné je chemické složení tmavých skvrn, jejichž výdrž v atmosféře byla podstatně větší, než se čekalo. Odborníci hovoří o „hnědé břečce“, obsahující jednoduché sloučeniny uhlíku a síry.

Na obou konferencích byl patrný neobyčejný teoretický pokrok ve výkladu nesmírného množství nejrozmanitějších pozorovacích dat. Přesto si mnozí autoři povzdechli, že by potřebovali sledovat ještě alespoň jeden další dopad komety na Jupiter, aby se objasnily všechny detaily – s ohledem na uvedené statistické výpočty však k něčemu podobnému hned tak nedojde. Na druhé straně G. Wetherill upozornil, že význam Jupiteru pro zachytávání a ničení přebytečných těles ve vnitřní části planetární soustavy nelze docenit. Téměř každá kometa, jež z Oortova oblaku či Edgeworthova-Kuiperova disku směřuje dovnitř Sluneční soustavy, je zachycena dříve či později Jupiterem, popřípadě Saturnem, anebo odmrštěna na dráhu mimo Sluneční soustavu. Kdyby nebylo tohoto ochranného mechanismu, dopadaly by komety na Zemi v průměru jednou za tisíc let a nebyla by naděje, že by se zde život stihl rozvinout!

Z komet, jež mohou ohrozit život na Zemi, je asi nejhrozivější již zmíněná kometa Swift-Tuttle, jejíž budoucí dráhu lze naštěstí počítat velmi přesně, jelikož známe dráhu za poslední dvě tisíciletí, a navíc jsou u této komety negravitační síly zcela zanedbatelné. Kometa se k Zemi nejvíce přiblíží 15. září 4479 na vzdálenost pouhých 6 milionů km. Uzel kometární dráhy se od Země nevzdálí na více než 0,1 AU v nejbližších 20 000 letech. Jelikož dráha komety je téměř kolmá k ekliptice, může však nakonec přejít na dráhu, kdy bude těsně míjet Slunce, a to ji zahubí spíše než málo pravděpodobná srážka se Zemí.

Zajímavý dráhový vývoj prodělala v posledních dvou stoletích také kometa 45P/Honda-Mrkos-Pajdušáková, objevená v říjnu r. 1948. Během zmíněného období se celkem desetkrát přiblížila k Jupiteru, nejblíže v r. 1935 na vzdálenost 0,079 AU. Tím se snížila vzdálenost perihelu o 0,6 AU, což přispělo k jejímu objevu. Vůbec nejblíže Zemi byla 4. února 1996 – pouze 0,164 AU. Toho využili japonští technici k navedení kosmické sondy Sakigake ke kometě 45P (sonda, jak známo, v r. 1986 zkoumala ze vzdálenosti necelých 7 milionů km kometu 1P/Halley). Sonda předtím proletěla v blízkosti Země v lednu 1962, červnu 1993, říjnu 1994 a říjnu 1995. Dne 3. února 1996 se sonda přiblížila k jádru komety 45P na vzdálenost pouhých 10 000 km. Kometa 45P má sice dlouhé jméno, ale nikoliv nejdelší; tím se může patrně už navždy pyšnit kometa 1994m (Nakamura-Nišimura-Machholz). Od r. 1995 dostávají totiž komety jména nanejvýš dvou prvních nezávislých objevitelů. Posledně jmenovaný Američan D. Machholz začal komety hledat v r. 1975. První úlovek získal až v září 1978, když neúspěšnému hledání komet věnoval již 1 700 h. Na svou druhou kometu musel čekat až do r. 1985 dalších 1 742 h. Teprve pak začala být tato nezměrná trpělivost lépe odměňována, takže celkem už našel 9 komet během 2 500 nocí (!) a 5 600 h pozorování, což představuje plných 622 h na jeden objev. Podobně už asi hned tak někdo nepřekoná rekord v celkovém počtu objevených komet, který drží od r. 1827 Francouz J. Pons. Za 27 let činnosti objevil 37 (dle jiných pramenů jen 35) komet. V poslední době se na něho silně dotahovala Američanka C. Shoemakerová, která v letech 1983 až 1994 objevila na Mt. Palomaru celkem 32 komet. Bohužel tento program, iniciovaný jejím manželem G. Shoemakerem, jenž přinesl úhrnem objevy 47 komet, skončil pro nedostatek finančních prostředků 3. prosince 1994. Komety lze ovšem lovit nejen na obloze, nýbrž i ve starobylých archivech. Touto cestou se vydali Japonci I. Hasegawa a S. Nakano studiem čínských, korejských a japonských archivů. Tak se jim loni podařilo identifikovat tři dlouhoperiodické komety. Kometa Pons-Gamart 1827 M1 byla ztotožněna s kometou 1110 K1 a dále kometa 1861 J1 s kometou 1500 H1. Navíc se podařilo ukázat na totožnost dvou středověkých komet 1337 M1 a 1468 S1. Nejnovější Marsdenův generální katalog komet s uzávěrkou ke 31. prosinci 1995 tak obsahuje údaje o 883 různých kometách při jejich 1 470 návratech, z toho je 185 krátkoperiodických (oběžné periody do 200 let). Také 291 dlouhoperiodických komet má vcelku kvalitně určené dráhy.

Podle P. Weissmanna slaví v těchto letech znovuvzkříšení názor, s nímž přišli na počátku padesátých let K. Edgeworth a G. Kuiper, že kometární jádra – budoucí krátkoperiodické komety – se skladují v hypotetickém pásmu za drahou planety Neptun, kde je již dostatečně malá hustota látky na tvorbu velkých planet. Krátkoperiodických komet je totiž příliš mnoho a jejich sklony zdaleka nejsou rozloženy vůči ekliptice náhodně, jako je tomu u dlouhoperiodických komet, přicházejících z mnohem rozsáhlejšího a kulově souměrného Oortova kometárního mračna. Oortovo mračno obsahuje asi bilion komet ve vzdálenosti 10 ÷ 100 tisíc AU od Slunce. Tyto ledové planetesimály byly podle názoru M. Duncana aj. vyvrženy poruchami od velkých planet z vnitřních oblastí Sluneční soustavy na periferii. Naproti tomu v Edgeworthově-Kuiperově pásu se nacházejí původní tělesa. Vnitřní hrana disku se nalézá ve vzdálenosti 39 AU od Slunce, kdežto vnější hrana sahá zhruba do 1 000 AU. Podle H. Levisona a M. Duncana obsahuje Edgeworthův-Kuiperův pás asi 10 miliard komet – tím lze zabezpečit stálý přísun krátkoperiodických komet k Zemi. Úhrnnou hmotnost těles v tomto disku autoři odhadují na 8 % M_Z. Obdobné pásy kometárních jader velmi pravděpodobně obklopují většinu hvězd hlavní posloupnosti, jak prokázala infračervená měření družice IRAS v r. 1983, a souvisí úzce s procesem vzniku zejména osamělých hvězd.

1.3. Planetární systém

Infračervená měření družice IRAS naznačila, že uvnitř planetární soustavy se nachází prachový prsten, vzniklý drcením planetek při srážkách. Podle W. Reache aj. byla existence prstenu potvrzena aparaturou DIRBE na družici COBE. Mapa celé oblohy v pásmu vlnových délek 1,25 ÷ 240 m ukazuje prstenec naprosto zřetelně.

Kosmické sondy Pioneer 10 ve vzdálenosti 61 AU od Slunce a Voyager 1 v 58 AU zjistily podle F. McDonalda aj. anomálně vysoké zastoupení jader vodíku a helia v kosmickém záření. E. Christian aj. porovnali údaje o anomálním výskytu těchto jader v letech 1993–4 s obdobnými údaji pro r. 1987 a odtud odvodili, že se sondy výrazně přiblížily k obloukové rázové vlně slunečního větru a mezihvězdného magnetického pole, tj. k tzv. magnetopauze. J. Anderson aj. využili telemetrických údajů o poloze a rychlostech zmíněných sond k odhadu množství neviditelné látky ve vnějších oblastech planetární soustavy. Za předpokladu, že skrytá látka je rozložena kulově souměrně, dospěli k závěru, že do poloměru dráhy Uranu činí skrytá hmota méně než šestinu hmotnosti Země a do poloměru dráhy Neptunu pak méně než jednu M_Z. S. Ragnarsson přišel se zajímavou alternativou klasického Titiusova-Bodeova zákona o posloupnosti vzdáleností planet od Slunce. Zatímco pro Titiusovo-Bodeovo pravidlo nebylo nikdy nalezeno přijatelné genetické vysvětlení, Ragnarssonova formule klade za základ vzdálenost Jupiteru od Slunce (5,2 AU). Vzdálenosti ostatních planet jsou pak ve formuli závislé na vzdálenosti od Jupiteru, a to má svou genetickou logiku. Jupiter byl zřejmě první a současně nejhmotnější planetou Sluneční soustavy. Proto nová formule prostě odráží skutečnost Jupiterovy nadřazenosti a poukazuje na stabilní „povolené“ dráhy ostatních planet vůči dráze Jupiteru. Proto též dává lepší souhlas s pozorováním než formální Titiusovo-Bodeovo pravidlo. Ragnarsson zároveň objasňuje, proč selhaly pokusy najít podobná pravidla pro planety s početnými družicemi. Mezi přirozenými družicemi planet totiž nikde nevzniklo takové ústřední dominující těleso.

B. Zuckerman aj. vskutku ukázali pomocí numerických simulací raného vývoje Sluneční soustavy, že jádro Jupiteru o hmotnosti kolem 100násobku hmotnosti Země muselo vzniknout rychle (za méně než 1 milion let) a dále přibíralo plyn ze sluneční pramlhoviny po dobu kratší než 10 milionů let, podobně jako zárodek Saturnu. Porovnání s 20 mladými blízkými hvězdami o stáří jednoho milionu let ukazuje, že pokud masivní planety nevzniknou rychle, tak už nevzniknou vůbec. Přitom role masivních planet pro ochranu planet zemského typu před příliš četnými dopady kosmických těles je klíčová. Lze říci, že obří planety slouží doslova jako kosmické vysavače pro likvidaci přebytečného smetí v zárodečném planetárním systému. Obří planety též zařídí odklizení ledových planetesimál do Oortova mračna a naopak mnohé navrátilce z Oortova mračna vymetou ze Sluneční soustavy definitivně na hyperbolické dráhy. Proto je poněkud překvapující, že Sluneční soustavu jen vzácně navštěvují interstelární komety – opět to nepřímo naznačuje, jak vzácná je tvorba obřích planet u hvězd hlavní posloupnosti.

A. Cameron dává do souvislosti vznik Sluneční soustavy s výbuchem supernovy typu Ib s hmotností přes 40 M_☉ ve vzdálenosti nanejvýš 10 pc od molekulového mračna, z něhož se naše soustava vytvořila. Takto masivní supernova evidentně skončila jako černá díra, takže je dnes nemožné ji odhalit. Supernova vstříkla do mračna radioaktivní jádra ²⁶Al, jejichž dceřinné produkty byly nalezeny v meteoritech a nejstarších horninách. Podle A. Bosse měla vnitřní část sluneční pramlhoviny do vzdálenosti 3 AU od Praslunce teplotu vyšší než 1 200 K.

1.4. Slunce

V loňském roce skončila sonda Ulysses první etapu výzkumu polárních oblastí Slunce, když 31. července 1995 dosáhla 80° severní heliografické šířky ve vzdálenosti 1,9 AU od Slunce. Severní průlet započal loni v dubnu ve vzdálenosti 1,3 AU od Slunce a trval do listopadu 1995. Z dosud publikovaných výsledků obou polárních průletů je asi nejvýznamnější důkaz těsné interakce mezi slunečním magnetickým polem a slunečním větrem L. Lanzerottim aj. Do meziplanetárního prostoru se tak dokonce přenášejí oscilace slunečního povrchu, a to v širokém rozmezí period, od klasických 5minutových oscilací až po oscilace s periodou 3 h. Ty se zvláště hodí k průzkumu nejhlubších oblastí slunečního nitra. V polárním směru je vítr až dvakrát rychlejší (800 km/s) než ve směru slunečního rovníku, ale obsahuje méně částic, takže jeho energetická hustota je stejná jako na rovníku. Ve středních šířkách se nachází přechodná turbulentní zóna a ve vyšších šířkách stoupá intenzita interstelárního kosmického záření – roste však méně, než se čekalo. Kromě slunečního větru proudí ze Slunce také volné elektrony rychlostmi až 100 000 km/s (!), takže již po 20 min byly zaznamenány u Země. Zásluhou sondy Ulysses získáváme zkrátka mnohem plastičtější trojrozměrný obraz o vztahu Slunce k meziplanetárnímu prostředí. Ulysses byl vypuštěn z raketoplánu Discovery v říjnu 1990 a zprvu putoval k Jupiteru, jenž mu udělil potřebnou energii k odpoutání od roviny ekliptiky. Na palubě nese devět přístrojů pro studium slunečního větru, magnetického pole, částic kosmického záření a analýzu plazmatu ve sluneční atmosféře, koróně a meziplanetárním prostředí. V současné době směřuje Ulysses opět k Jupiteru, k němuž se nejvíce přiblíží v dubnu 1998. Odtamtud zamíří zpět ke Slunci, kde by mohl případně celý manévr s polárními průlety zopakovat počínaje zářím r. 2000. Jelikož dosavadní měření probíhala v době minima sluneční činnosti, bylo by jistě nesmírně cenné doplnit údaje o stavu Slunce a jeho okolí v období příštího maxima sluneční činnosti.

Minimum 22. cyklu totiž zřejmě nastane v nynějším roce. Průměrné relativní číslo klesalo v průběhu roku 1995 z R = 24 na R = 12 (maximum 22. cyklu v r. 1989 mělo R = 158) a v květnu minulého roku se již objevily první skvrny 23. cyklu. Zajímavé údaje o sluneční koróně v blízkosti minima byly získány při úplném zatmění Slunce 24. října 1995, viditelném zejména v jihovýchodní Asii, kde pobývaly rovněž slovenské i české výpravy. R. Ulrich a L. Bertello objevili závislost poloměru Slunce na slunečním cyklu, neboť podle magnetické aktivity Slunce kolísá též zářivý výkon Slunce. S. Baliunasová tvrdí, že v polovině 21. stol. klesne sluneční zářivý výkon o 0,4 % v důsledku nižší magnetické aktivity, což se projeví snížením průměrné teploty Země o 1 °C a malou ledovou dobou na severní polokouli.

Podle V. Obridka a J. Rivina se změny slunečního magnetického pole podepisují i na nečekané korelaci se změnami neutrinového toku Slunce. R. McNutt totiž ukázal na základě 19 let trvajících měření intenzity slunečního větru z družic, že existuje souvislost mezi změnami intenzity slunečního větru a příslušným tokem neutrin. Naproti tomu D. Morrison soudí, že takové korelace netřeba brát vážně a že ani dlouholetý problém deficitu slunečních neutrin v porovnání s předpověďmi modelu termonukleárních reakcí ve Slunci už není akutní. W. Dziembowski aj. dotvrzují porovnáním s údaji o slunečním nitru, jak je poskytuje helioseizmologie, že astrofyzikální údaje o Slunci jsou s teorií termonukleárních reakcí v naprostém souladu, takže pokud má problém deficitu řešení, musí se o ně postarat částicová fyzika.

J. Bahcall tvrdí, že deficit slunečních neutrin je na základě dosavadních čtyř neutrinových experimentů jasně prokázán, jak ukazuje následující tabulka:

P. Anselmann aj. ověřili spolehlivost experimentu GALLEX ozářením galliového detektoru 40 kg radionuklidu ⁵¹Cr, jenž dodával neutrina o energii 0,75 MeV po dobu tři měsíce. Podle výpočtů by měl detektor zachytit 62 SNU a ve skutečnosti zachytil 64 SNU, což je výtečný souhlas a důkaz, že experiment nevykazuje žádné systematické chyby. V příštích letech by se měly rozběhnout experimenty, jejichž cílem bude najít příčinu deficitu slunečních neutrin. Nejpokročilejší je kanadský experiment v dole Sudbury s 1 000 t těžké vody jako detektorem. Kromě toho se připravuje 100 t jódový detektor. Neutrina o vysokých energiích bude možné zachytit také ve scintilačních detektorech v jezerní a mořské vodě či ledu (experimenty DUMAND, AMANDA, NESTOR aj.)

Pro výpočet slunečního neutrinového toku v jednotkách SNU je klíčová hodnota centrální teploty Slunce T_c, neboť na ní velmi citlivě závisí produkce neutrin v termonukleárních reakcích. Podle H. Antiy a S. Chitra kombinace laboratorních údajů o opacitě v tabulkách OPAL a helioseizmických měření dává hodnotu T_c = (15,6 ±0,4) MK. Y. Elsworth aj. zjistili na základě helioseizmologických údajů, že jádro Slunce rotuje jako tuhé těleso podstatně pomaleji než přechodová oblast konvektivní zóny a povrch Slunce. S. Tomczyk aj. odvodili rotační profil Slunce pro poloměry 0,2 ÷ 0,85 R_☉ s přesností lepší než 5 %.

Helioseizmologie je schopna vbrzku poskytnout ještě kvalitnější údaje, neboť koncem r. 1995 se již naplno rozběhl program soustavného nepřetržitého sledování slunečních oscilací GONG na 6 observatořích podél celé zeměkoule. Kromě toho oscilace bude měřit také kosmická sonda SOHO, jež se počátkem prosince 1995 začala přemisťovat do bodu L₁ soustavy Slunce-Země, kde se tato měření uskuteční.

1.5. Exoplanety a hnědí trpaslíci

Počátkem října 1995 se konala ve Florencii mezinárodní astronomická konference, na níž švýcarští astronomové M. Mayor a D. Queloz oznámili užaslé odborné veřejnosti, že se jim podařilo objevit první exoplanetu u hvězdy hlavní posloupnosti 51 Pegasi (5,6 mag, sp. G3 V, vzdálenost 17 pc, rotační perioda 30 d). Šlo o výsledek systematického hledání planetárních průvodců u 142 trpasličích hvězd tříd G a K, které autoři zahájili v dubnu r. 1994 pomocí ešeletového vláknového spektrografu ELODIE u 1,9m teleskopu na observatoři Haute Provence ve Francii. Spektrograf umožňuje měřit radiální rychlosti hvězd do 9 mag s přesností 13 m/s během půlhodinové expozice.

Autoři zjistili, že radiální rychlost 51 Peg sinusoidálně kolísá s amplitudou 59 m/s v periodě 4,22 dne. Poněvadž se podařilo vyloučit jiná vysvětlení, je prakticky jisté, že zmíněné variace způsobuje objekt s minimální hmotností 0,5 hmotnosti Jupiteru (M_J) ve vzdálenosti 0,05 AU od mateřské hvězdy, což značí, že povrchová teplota této exoplanety dosahuje 1 000 °C. Objev byl během několika týdnů nezávisle potvrzen G. Marcym a P. Butlerem a dále R. Noyesem aj. G. Burki aj. ukázali, že jasnost 51 Peg je konstantní s přesností alespoň 0,004 mag a během 17 dnů měření nenašli příznaky nějakého zákrytu. To znamená, že sklon dráhy průvodce k tečné rovině je menší než 90°, ale na druhé straně je větší než 24°, což dává horní mezi hmotnosti průvodce 1,2 M_J.

Podle G. Walkera tkví úspěch Mayora a Queloze v tom, že nepodlehli všeobecnému předsudku, že planety o hmotnosti Jupiteru budou od mateřské hvězdy vzdáleny nejméně 0,5 AU nebo spíše 5 AU – zhruba jako Jupiter vůči Slunci. V takovém případě by však amplituda radiálních rychlostí byla právě srovnatelná se střední chybou měření, a tedy stěží zjistitelná. Tak lze též vysvětlit, proč všechny přehlídky hvězd slunečního typu skončily dosud bezvýsledně. A. Burrows a J. Lunine mezitím ukázali, že navzdory značnému ozáření se exoplaneta u hvězdy 51 Peg nevypaří během trvání soustavy. Podle jejich výpočtu ztratí exoplaneta během 10 miliard let nanejvýš 1 % své hmoty odpařením.

Mezitím T. Šabanovová shrnula výsledky radioastronomických pozorování pulzaru B0329+54 v souhvězdí Žirafy v letech 1968–1994. Pulzar se střední délkou impulzní periody 0,71 s patří v pásmu 103 MHz k nejjasnějším na obloze. Z měření příchodu impulzů vyplývá kvazisinusová variace v periodě 16,9 let, což lze nejsnadněji vysvětlit přítomností planetárního průvodce o hmotnosti vyšší než dvojnásobek hmotnosti Země, jenž obíhá v uvedené periodě po dráze s velkou poloosou 7,3 AU a výstředností e = 0,23 kolem neutronové hvězdy-pulzaru.

Je vysoce pravděpodobné, že zmíněné objevy exoplanet znamenají průlom v detekci dalších planetárních těles obdobnými technikami. Přitom ovšem existence planet v okolí neutronových hvězd, jež vznikly výbuchem supernov, je naprosto záhadná. Nyní k tomu přibývá další záhada, kde se berou velmi hmotné exoplanety v těsné blízkosti hvězd hlavní posloupnosti. Nové objevy jsou nové mimo jiné proto, že jsou v rozporu s tím, co předem očekáváme. Nejspíš proto si astronomové stále nejsou jisti, zda již objevili dávno předpokládané hnědé trpaslíky – tělesa s hmotnostmi nižšími než klasické hvězdy (0,08 M_☉), ale vyššími než obří planety (0,01 M_☉). To znamená, že v nich nikdy neproběhly termonukleární reakce, takže v jejich spektru by mělo být objeveno lithium. Podle modelů mají mladší hnědí trpaslíci vlivem pokračujícího gravitačního hroucení svítivost řádu 0,001 L_☉ a povrchovou teplotu kolem 2 800 K, tj. spektrum M9 nebo pozdější. Jejich poloměry jsou přitom dle S. Stephensové srovnatelné s poloměrem Jupiteru a s rostoucí hmotností spíše klesají! Přibližně půl tuctu kandidátů na hnědé trpaslíky nalezli R. Rebolo aj. v hvězdokupě Plejády, jejíž stáří se odhaduje zhruba na 100 milionů let. V téže hvězdokupě nalezli pomocí Keckova teleskopu R. Stauffer aj. objekt PPl 15, v jehož spektru poprvé prokázali lithium. T. Nakajima aj. oznámili na základě přehlídky zhruba 100 hvězd Haleovým dalekohledem na Mt. Palomaru objev velmi chladného průvodce hvězdy Gliese 229A v souhvězdí Zajíce, vzdálené od nás 5,7 pc. Svítivost průvodce Gl 229B je nižší než 10 % svítivosti nejslabších hvězd a povrchová teplota nedosahuje ani 1 000 K, což naznačuje hmotnost 0,02 M_☉. Průvodce se nalézá v úhlové vzdálenosti 7,8″ od trpasličí hvězdy spektrální třídy M, tj. v promítnuté vzdálenosti 44 AU. Podle S. Kulkarniho aj. má průvodce B hmotnost 0,02 ÷ 0,05 M_☉ a maximální svítivost 4.10^-5 L_☉. Spektrum průvodce silně připomíná spektrum obřích plynných planet Sluneční soustavy, takže úhrnem jde bezpochyby o vůbec nejnadějnějšího uchazeče o hrdý titul prvního známého hnědého trpaslíka. Hnědí trpaslíci mohou mít na rozdíl od obřích planet výrazně eliptické dráhy, jelikož vznikají rozpadem prvotního plynného mračna spíše než jako planety akumulací prachových zrnek ve zploštělém zárodečném disku kolem mateřské hvězdy. Takový disk byl již před časem objeven družicí IRAS u blízké hvězdy β Pic a nejnověji potvrzen snímky z HST. Podle nich je disk natočen hranou k Zemi a čtyřikrát tenčí, než se myslelo – jeho tloušťka nepřesahuje 600 milionů km. Disk obsahuje zejména kometární jádra, ale možná také planety.

D. Saumon aj. počítali modely obřích exoplanet s hmotností 0,3 ÷ 15 M_J. Dostali poloměry exoplanet 80 000 ÷ 100 000 km a efektivní teploty 300 ÷ 900 K pro hmotnosti v rozmezí 1 ÷ 10 M_J. Tyto hmotnosti nestačí na zapálení deuteria v rané fázi vývoje obří exoplanety, zatímco deuterium hoří u mladých hnědých trpaslíků po dobu řádově 10 milionů let a přispívá ke zvýšení jejich svítivosti. Proto lze objevit hnědé trpaslíky snáze ve vzdálenější hvězdokupě Plejády, staré 100 milionů let, a nikoliv v bližších Hyádách, starých 600 milionů let. Podle F. Allarda by na každou hvězdu slunečního typu mělo připadat asi sto tisíc hnědých trpaslíků! Zmínění autoři odhadli též možnosti přímého nalezení exoplanet ve slunečním okolí ve vzdálenosti do 10 pc. V tomto prostoru se nalézá 21 trpaslíků třídy G a 4 hvězdy třídy A (Sirius, Vega, Altair a Fomalhaut). (Mnohem početnější trpaslíci třídy M ozařují své planety příliš málo, než abychom je mohli ze Země spatřit.) Osvětlení planety mateřskou hvězdou začíná totiž hrát roli teprve od spektrální třídy G a ranější. Hlavní potíž při spatření exoplanety představuje velký nepoměr v jasnosti mateřské hvězdy a exoplanety, až řádu 1 : 10⁹ při úhlové vzdálenosti kolem 0,5″. Nepomůže ani umístění dalekohledu na oběžné dráze, neboť k jasu pozadí přispívá zodiakální světlo v naší Sluneční soustavě.

Přesto by snad měly být obří exoplanety v dosahu vylepšeného HST po r. 1997, stejně jako 6,5m MMT v Arizoně, jakož i družic ISO a SIRTF. Podle výpočtu S. Stahla a D. Sandlera by měl teleskop MMT, doplněný o systém adaptivní optiky, zobrazit protějšek Jupiteru u hvězdy slunečního typu ve vzdálenosti 8 pc od Země během 5 h expozice. K obdobnému závěru dospěli též A. Burrows aj., kteří tvrdí, že exoplanety budou zobrazeny pozemními teleskopy příští generace na přelomu století. A. Labeyrie připomněl, že zobrazení exoplanet bude hračkou pro optické interferometry o základnách 10 ÷ 100 km, jež by mohly být postaveny na Zemi či v kosmu již v první čtvrtině příštího století.

2. Hvězdy

2.1. Prahvězdy

Způsob tvorby exoplanet nelze patrně pochopit bez toho, abychom poznali, jak vznikají osamělé hvězdy. Dosud jsme byli odkázáni pouze na modelové výpočty, ale zásluhou Hubbleova kosmického teleskopu se nyní situace dramaticky změnila. Patrně vůbec nejnádhernější snímek, který dosud HST pořídil, se týká právě procesu, v němž naráz vzniká velké množství osamělých hvězd. Snímek, zveřejněný loni v září, zachycuje podivuhodné tmavé pilíře v plynoprachové Orlí mlhovině M16 v souhvězdí Hada ve vzdálenosti 2 kpc. Podle J. Hestera představují tmavé pilíře o lineární délce řádu parseků hustší chladný mezihvězdný plyn – převážně molekulární vodík, který se hroutí vlastní přitažlivostí, takže v něm vznikají hustší chuchvalce – zárodečné plynné globule (v angl. EGG – Emission Gaseous Globules). Ty jsou dobře patrné na špičkách „prstíků“ tmavých pilířů. Plyn je zvnějšku ozařován ultrafialovým světlem již existujících hmotných mladých hvězd, takže se odpařuje a obnažuje zmíněné hustší globule. Tento proces, zvaný fotoevaporace, tak omezuje velikost hvězdných zárodků. Nicméně plyn zastíněný globulemi je chráněn před fotoevaporací a krmí globuli, jejíž hmotnost dále roste. Kombinace obou protichůdných tendencí určuje nakonec maximální rozměry plynných globulí, a tím i hmotnost příštích hvězd. První fází hvězdného vývoje pak pozorujeme v podobě Herbigových-Harových objektů, vyznačujících se silným hvězdným větrem. C. Burrows ukázal na dalších snímcích HST, jak se hroutí cirkumstelární plynný disk živící svým materiálem rodící se hvězdu a také zárodečný disk planetární soustavy. Velkým překvapením na snímcích se staly úzké rychlé výtrysky, směřující od hvězdného zárodku zpět do cirkumstelárního prostoru a vystřelované rychlostí až 200 km/s do vzdáleností řádu 10¹⁰ km. Výtrysky zřejmě odnášejí přebytečný moment hybnosti, jenž by jinak zabránil vzniku planetární soustavy. Není však jasné, jak výtrysky vznikají a co udržuje jejich úzkou kolimaci do tak velké vzdálenosti od hvězdy. Burrows vidí pozoruhodnou analogii v průběhu procesů různého měřítka, od vznikání hvězd a výbuchů nov po aktivitu v okolí černých děr v jádrech aktivních galaxií a kvasarů.

T. Lanz aj. studovali pomocí spektrografu GHRS HST známou blízkou (16,4 pc) hvězdu β Pictoris (HD 39060) spektrální třídy A5, jež je obklopena prachovým diskem, který vidíme „zboku“. Z analýzy vysokodisperzních spekter vyplývá, že efektivní teplota hvězdy činí 8 200 K (třída svítivosti IV-V), svítivost 11,3 L_☉, hmotnost 1,8 M_☉ a projekce rotační rychlosti 100 km/s. Prachový disk je ohřát až na 5 000 K, a pokud v něm vznikají planety, jsou zdálky o mnoho řádů přezářeny spojitým zodiakálním světlem jemného prachu. Autoři tvrdí, že ke vzniku planet je v tomto případě zapotřebí několik set milionů let, takže není vyloučeno, že se vytvoří až později – hvězda totiž mohla vzniknout teprve před 12 miliony lety a teprve se blíží k hlavní posloupnosti nulového stáří (angl. ZAMS – Zero-Age Main Sequence). Alternativně se však hvězda na hlavní posloupnosti už nalézá, je tedy starší než 300 milionů hvězd, takže planety se již v prachovém disku utvořily. M. Pollanen a P. Feldman uveřejnili loni obsáhlý katalog velmi mladých hvězdných objektů (angl. YSO – Young Stellar Objects), sestavený na základě digitálního zpracování fotografických přehlídek palomarského atlasu oblohy POSS a Schmidtových komor ESO a UK v červené oblasti spektra. Katalog na 102 kompaktních discích ROM zahrnuje na 600 GB údajů!

Pokrok v pozorování raných fází hvězdného vývoje se zpětně projevuje v lepších modelech vzniku a raného vývoje hvězd malých a středních hmotností. Podle F. Pally lze nyní velmi uspokojivě modelovat průběh akrece hmoty na prahvězdy a vzhled dolní části Hertzsprungova-Russellova diagramu. Hvězdy s hmotností 2,5 M_☉ postupují z Hajašiho dráhy na čáru ZAMS hladce zprava doleva, zatímco pro nižší hmotnosti hvězdy nejprve sestupují svisle dolů a pak se pohybují šikmo doleva nahoru na ZAMS. Tak například hvězdy o hmotnosti Slunce sestupují po Hajašiho dráze svisle dolů po dobu 10⁷ let a pak vystupují mírně nahoru a doleva po dobu 10⁸ let. Hvězdy s hmotností 2,5 M_☉ stihnou celý běh na ZAMS za 5.10⁵ let, kdežto hvězdám o hmotnosti Slunce to trvá řádově 10⁸ let, přičemž časové údaje jsou nejisté s faktorem 1 : 2.

Již v r. 1959 ukázal M. Schmidt, že tempo tvorby hvězd je přímo úměrné hustotě plynu v galaxiích. J. Audouze a J. Silk nyní připomněli, že vznik první generace hvězd v galaxiích má rozhodující vliv na zastoupení chemických prvků v těchto soustavách. Tzv. metalicita (poměr zastoupení chemických prvků hmotnějších než helium k zastoupení vodíku) může pak kolísat ve velmi širokých mezích, od 0,0001 až po 0,02. Zatímco protonově-protonový řetězec v nitru hvězd se obejde bez výskytu těžších prvků (mohou tedy vzniknout hvězdy s metalicitou přesně rovnou nule), existenci těžších prvků ve vesmíru nelze vysvětlit bez termonukleárních reakcí, při nichž tyto prvky vznikají. Všeobecně se traduje, že základní metalickou termonukleární reakci (skladbu tří jader helia na jádro uhlíku) objevil v r. 1952 E. Salpeter, ale již před ním ji navrhl E. Öpik.

G. Meynet proto chápe hvězdy jako jedinečné spojky mezi mikroskopickou a makroskopickou fyzikou. Vždyť hydrostatická rovnováha se udržuje ve hvězdách hlavní posloupnosti řádově po miliardy let. Když r. 1993 zveřejnili Iglesias a Rogers experimentálně změřené opacity základních složek hvězdného plynu při teplotách nad 100 kK (tzv. experiment OPAL), ukázalo se, že opacita hvězdného materiálu je při těchto teplotách až třikrát vyšší, než se předtím usuzovalo z modelových výpočtů. Tak se podařilo objasnit chování proměnných hvězd typu δ Cephei, ale problémy zůstávají pro hvězdy, které nejsou v hydrostatické rovnováze. K nim patří zejména velmi hmotné hvězdy s hmotností nad 30 M_☉, kde ztráta hmoty silným hvězdným větrem hraje důležitou evoluční roli. Tyto hmotné hvězdy zřejmě podstatně přispívají k supervětru celé mateřské galaxie. Tak například známá galaxie M82 v UMa ztrácí ročně asi 1,3 M_☉ hmoty hvězdným supervětrem a nadsvítivá galaxie Arp 220 dokonce 50 M_☉. To znamená, že metalické prvky vzniklé termonukleárními reakcemi se v dané galaxii příliš neohřejí. To je zřejmě důvod, proč v rentgenovém záření mezi kupami galaxií pozorujeme silné zastoupení železa. Tak se spojila problematika vývoje hvězd s chemickým vývojem celých galaxií. Také četnost výbuchů supernov souvisí s počtem vznikajících velmi hmotných hvězd. Standardní četnost jedné supernovy typu II za století v dané galaxii znamená, že v této soustavě vzniklo 13 500 hvězd třídy O. V nadsvítivé infračervené galaxii IRAS 0103-2238 s překotnou tvorbou hmotných hvězd lze pak očekávat 45 supernov za 100 let.

2.2. Osamělé hvězdy

Vůbec nejhmotnější hvězdy patří do vzácné skupiny svítivých proměnných hvězd (angl. LBV - Luminous Blue Variables). Mezi nimi vyniká η Carinae, jež proslula v r. 1846, kdy se zjasnila na 0 mag a při tomto výbuchu ztratila podle A. Franka aj. několik hmotností Slunce během pouhých dvou desetiletí. Je obklopena a vlastně i částečně zahalena hustou mlhovinou Homunculus, jež má zřetelně bipolární tvar. Dnes stále ztrácí hmotu intenzivním, leč silně proměnným hvězdným větrem o rychlosti 800 km/s. V letech 1992–94 kolísalo tempo ztráty hmoty v poměru 1 : 3 a ve stejném poměru rostla ultrafialová svítivost hvězdy, takže okolní mračna neutrálního plynu se postupně ionizovala. M. Corcoran aj. zjistili pomocí družice ROSAT proměnnost tvrdého rentgenového záření hvězdy v poměru 1 : 2 během pouhých čtyř měsíců na konci r. 1992.

Podobnou svítivou modrou proměnnou hvězdu se patrně podařilo odhalit pomocí HST v galaxii NGC 2366, náležející do skupiny galaxií M81 ve vzdálenosti 3,5 Mpc. V této galaxii se totiž nachází obří oblast ionizovaného vodíku NGC 2363, v níž byl na počátku roku 1996 odhalen jasný bod 18 mag, jenž byl před tímto datem určitě slabší než 22 mag. Bod je obklopen mlhovinou, projevující se silnou emisí v čáře H-α do vzdálenosti 1,5 pc od centra. Absolutní hvězdná velikost objektu dosahuje -10 mag.

J. Parker aj. se zabývali velmi mladou kompaktní hvězdokupou R136 u hvězdy 30 Doradus, kde našli větší počet velmi hmotných hvězd třídy O a WR. Ukázali, že jde o současně vzniklé objekty o stáří asi 3 miliony let, z nichž nejhmotnější dosahují 80 M_☉ – to je též patrně horní mez hvězdné hmotnosti, kdy se hvězda nachází na Eddingtonově mezi (hmotnější hvězdy se působením tlaku záření ihned rozpadají).

P. Bertin aj. odhalili z vysokodisperzních ultrafialových spekter GHRS HST hvězdný vítr u blízké jasné hvězdy Sirius A. Rychlost větru činí 20 ÷ 80 km/s v blízkosti hvězdného povrchu, takže daleko od hvězdy dosáhne maxima kolem 1 300 km/s. Hvězda tak ročně ztrácí nanejvýš 1,5.10 ¹² M_☉. G. Gatewood a J. de Jonge určili nově trigonometrické vzdálenosti Altaira (d = 5,09 pc, V = 2,2 mag, R = 1,63 R_☉) a Vegy (d = 7,69 pc, V = 0,60, R = 2,68 R_☉). Přitom zjistili, že tyto hvězdy nemají žádné hvězdné průvodce, ba ani doprovodné hnědé trpaslíky.

H. Kjeldsen aj. odhalili periodické oscilace povrchu hvězdy η Carinae pomocí spektrografu u 2,5m reflektoru NOT na La Palma. Hvězda spektrální třídy G0 II o hmotnosti 1,1 M_☉ a poloměru 2 R_☉ osciluje s periodou 20 min, v dobré shodě s teorií. J. Brandt aj. sestavili atlas ultrafialového spektra červeného veleobra Betelgeuze (α Ori) na základě pozorování GHRS HST. Betelegeuze je od nás 190 pc daleko, sp. třídy M2 Iab a má efektivní teplotu 3620 K. Její hmotnost odhadli na 15 ÷ 30 M_☉, poloměr činí 1350 R_☉, svítivost 1,3.10⁵ L_☉ a úhlový průměr dosahuje 0,049″ v infračerveném pásmu na 800 nm. Betelgeuze nemá korónu, ale přesto ztrácí hmotu ročním tempem až 1.10 ⁵ M_☉.

2.3. Proměnné hvězdy

Betelgeuze je rovněž nepravidelnou proměnnou hvězdou, jež od září 1994 zeslábla o 0,4 mag a v březnu 1995 dosáhla V = 0,80 mag. Podle K. Kampera skončil loni pokles amplitudy radiálních rychlostí cefeidy Polárky, jež se ustálila na hodnotě 1,5 km/s. Podobně L. Berdnikov a O. Voziakova oznámili, že i další „cefeida, která přestala pulzovat“ – RU Camelopardalis – si uchovává původní periodu pulzací 22 dnů a amplitudu jasnosti 0,03 mag. D. Mourard aj. měřili změny úhlových rozměrů prototypu klasických cefeid δ Cephei pomocí dvouprvkového optického interferometru (zrcadla o průměru 1,5 m na základně až 67 m). Určili střední úhlový průměr cefeidy (1,64 ±0.22) mas (obloukové milivteřiny) s amplitudou 25 % v periodě 5,37 dne. Hvězda má největší úhlový průměr ve fázi 0,4 a nejmenší ve fázi 0,9. Je od nás vzdálena (242 ±38) pc.

V Galaxii zatím známe jen 750 cefeid, ale to se nyní rychle mění zásluhou pozorovacích programů hledání gravitačních mikročoček. Podle C. Alcocka aj. bylo v programu MACHO objeveno ve Velkém Magellanově mračnu již 45 rázových cefeid, pulzujících současně ve dvou sousedních radiálních módech. V naší Galaxii je známo jen 11 rázových cefeid. Zpracování jednoho roku pozorování v zorném poli 0,5 čtverečního stupně (tj. asi 8 milionů hvězd!) přineslo až dosud objev více než 40 000 nových proměnných hvězd, z čehož je 25 000 polopravidelných i nepravidelných červených proměnných, 8 000 hvězd typu RR Lyr, 1 500 klasických cefeid a 1 200 zákrytových dvojhvězd. Navíc se podařilo odhalit existenci zcela nového typu proměnných hvězd, jejichž světelná křivka jeví většinou konstantní jasnost, ale čas od času se obloukem zvedá až o 25 % klidové hodnoty a potom se souměrně vrátí zpět do klidového stavu. Alcock nazval tyto proměnné anglickým slovem bumpers – česky by snad šlo říkat boulovité proměnné.

V programu EROS bylo dle J. Beaulieua aj. objeveno ve Velkém Magellanově mračnu dalších 97 rázových cefeid a v programu OGLE nalezli A. Udalski aj. v jediném Baadeho okně v galaktické výduti již 644 proměnných hvězd, z toho 352 zákrytových dvojhvězd a z toho 77 dotykových dvojhvězd. Statistika ukázala, že program OGLE dokáže nalézt 80 % periodických a 65 % libovolných proměnných hvězd v daném poli. Takové počty a zejména homogennost výsledků jsou vskutku nevídané. Vždyť všemi klasickými postupy bylo v r. 1994 objeveno jen necelých 500 proměnných hvězd a jejich úhrnný počet v kartotéce 27. komise IAU činí pouhých 31 193 proměnných – zhruba za 200 let soustavného hledání.

2.4. Dvojhvězdy

Ukazuje se čím dál zřetelněji, že v průběhu vzniku hvězd z mezihvězdných mračen je tvorba osamělých hvězd (byť obklopených planetární soustavou) spíše výjimkou než pravidlem. Nejnovější odhady naznačují, že v Galaxii mají vícenásobné hvězdy značnou převahu – představují asi 90 % z celkového počtu hvězd. To je pro astrofyziku spíše výhoda, neboť pro klasické dvojhvězdy lze v principu získat četné důležité údaje, které se pro osamělé hvězdy dají jen nepřímo a nepřesně odhadovat. Podle D. Schönbernera a P. Hoce jsou údaje o hmotnostech a absolutní svítivosti raných hvězd založeny na podrobných pozorováních pouhých 14 dvojhvězd s hmotnostmi 1,3 ÷ 25 M_☉ a efektivními teplotami 6,7 ÷ 38 kK.

S. P. Zwart a F. Verbunt ukázali, že pokud jde o dvojhvězdy s vysokými hmotnostmi složek, které posléze vybuchují jako supernovy typu I, naděje soustavy na přežití jednoho či dokonce obou výbuchů supernov bez rozpadu dvojhvězdy vzrůstá, je-li původní oběžná dráha složek výstředná. To prakticky znamená, že značná část původních dvojhvězd splyne v jedinou hvězdu, která posléze vybuchne jako supernova typu II. Lze tak rovněž vysvětlit vysoké zastoupení binárních rádiových pulzarů a rentgenových dvojhvězd s vysokou hmotností složek. Tyto hmotné dvojhvězdy mají přirozeně značný vliv i na vývoj mladých hvězdokup, v nichž vznikly. L. Vaz aj. zkoumali hmotnou dvojhvězdu LZ Centauri, skládající se z hvězd třídy B, jež po 12 milionech let právě končí svůj pobyt na hlavní posloupnosti. Obě složky mají touž efektivní teplotu 26,5 kK, poloměry 8,4, resp. 9,1 R_☉, svítivosti 3,1.10⁴ L_☉, resp. 3,6.10⁴ L_☉, a hmotnosti 12,5 M_☉ a 13,5 M_☉. Při oběžné době 2,76 dne se prakticky dotýkají.

R. Samec a D. Terrell studovali dotykovou dvojhvězdu YZ Phoenicis s mimořádně krátkou oběžnou dobou 0,235 dne (nejnižší teoreticky myslitelná oběžná doba pro kontaktní dvojhvězdy činí 0,22 d). Jelikož během zákrytu dochází k totalitě o trvání 15 min, je výpočet elementů soustavy velmi spolehlivý. Ukazuje se, že soustavu tvoří dva trpaslíci třídy K, kteří se svými povrchy téměř dotýkají. Poměr jejich hmotností činí 0,4 a oběžné rychlosti dosahují několika set km/s. Poloměry obou trpaslíků činí 0,42 R_☉ a 0,34 R_☉, zatímco efektivní teploty 5,2 kK se shodují. Primární složka je tedy hmotnější než sekundární, ale její průměrnou teplotu ovlivňuje teplá skvrna o poloměru 54° na jejím povrchu. Jelikož trpaslíci vlastní mohutné konvektivní obálky, lze očekávat výrazný dynamový efekt, a tedy i silné magnetické pole na jejich povrchu. To znamená, že jak hvězdná aktivita v chromosférách, tak hvězdný vítr budou velmi intenzivní.

Patrně nejlehčího červeného trpaslíka Gliese 105C objevili D. Golimowski aj. pomocí koronografu s adaptivní optikou na Mt. Palomaru. Gliese 105AB je astrometrická dvojhvězda ve vzdálenosti 8,2 pc od nás. Průvodce C se nachází v úhlové vzdálenosti 3,3″ od dvojhvězdy, má infračervenou absolutní magnitudu K = 9,7 mag a odtud vyplývá jeho nízká hmotnost 0,84 M_☉. T. Marsh studoval soustavu PG 1101+364 tvořenou dvěma bílými trpaslíky s oběžnou dobou 0,14 dne. Obě složky jsou stejně teplé, avšak větší složka je méně hmotná v poměru hmot 0,87. Hmotnější složka má jen 0,31 M_☉. Autor odhaduje, že asi 20 % bílých trpaslíků v Galaxii se nachází v soustavách tohoto typu.

D. Benest a J. Duvent uvažovali o možnosti, že Sirius (α CMa) je trojhvězdou, přičemž známý průvodce B obíhá v periodě 50,1 let po dráze s výstředností 0,59 (v úhlové vzdálenosti –4 ÷ 12″ od Siria A). Již od r. 1894 se však pozorují jisté nepravidelnosti dráhové elipsy složky B, podporované také měřeními změn radiální rychlosti. Ty by se údajně daly vysvětlit přítomností třetího tělesa C s hmotností kolem 0,05 M_☉ a absolutní hvězdnou velikostí –15 ÷ 20 mag, tj. vizuální velikosti –18,5 ÷ 23,5 mag. Složka C by měla obíhat ve střední vzdálenosti 19 AU od složky A v periodě zhruba 6 let. Největší naději na její odhalení by snad poskytla infračervená pozorování v pásmu K. W. van Hamme aj. podrobili analýze světelnou křivku proslulé těsné dvojhvězdy β Lyrae za posledních 150 (!) let. Primární složka je sp. třídy B7 II a kolem ní obíhá sekundární složka, vyplňující svůj Rocheův lalok, v periodě 12,9 dne. Její povaha však zůstává stále záhadou. Kromě toho však autoři nalezli další periodu změn jasnosti soustavy v trvání 9 měsíců s poloviční amplitudou 2 %. Je nepochybné, že studium této podivuhodné zákrytové dvojhvězdy přinese ještě mnoho překvapení.

2.5. Novy

Uplynulý rok byl neuvěřitelně bohatý na poměrně jasné novy. Koncem ledna 1995 vzplanula Nova Circini, která dosáhla 7,5 mag a vzápětí Nova Aquilae, jež 7. února 1995 dosáhla 8 mag. Následovala Nova Centauri, která byla 23. února 7,2 mag. Další jasná nova vzplanula počátkem března ve Velkém Magellanově mračnu, kdy dosáhla 11,3 mag. Největší pozornost však vzbudila Nova Cassiopeiae 1995, která byla objevena 24. srpna jako objekt 10 mag. Na snímcích z palomarského atlasu oblohy z r. 1954 byl nalezen její předchůdce jako objekt 18,5 mag v červeném filtru. Malá rychlost rozpínání plynné obálky – pouhých 400 km/s – nasvědčovala tomu, že půjde o velmi pomalou novu. To se vskutku potvrdilo, když nova dosáhla prvního maxima 8,9 mag teprve 13. září 1995 a dále se dotáhla na 8,5 mag počátkem listopadu a největšího lesku 7,0 mag nabyla až 19. prosince 1995. Teprve pak přišel vánoční pokles a na Nový rok 1996 byla již 8,8 mag.

Pozorování z družice IUE od konce září 1995 potvrdila, že bolometrická svítivost novy se v celém období nezměnila a že prenebulární fáze vývoje novy započala až 6. ledna 1996, když zesílily dovolené i zakázané emisní čáry. Vše nasvědčuje tomu, že pozorujeme další případ tzv. symbiotické novy, jejímž prototypem se stala Nova PU Vul. Je však jisté, že o Nově Cas 1995 hodně uslyšíme i v průběhu letošního roku.

Mezitím pokračovalo studium předešlé Novy Cas 1993, která již dostala definitivní označení V705 Cas. K. Kijewski aj. demonstrovali přednosti kamery CCD pro přesnou fotometrii. Stačil jim k tomu 0,2m reflektor, s jehož pomocí dokázali pořídit čtyřbarevnou (BVRI) světelnou křivku novy již od vzestupu k maximu přes vytváření prachové obálky až do hlubokého minima 5 měsíců po maximu. Soustava postačuje k monitorování proměnných do 14 mag, což dává i amatérům velkou příležitost ke sledování proměnných hvězd, ale i k fotometrii a astrometrii planetek či hledání supernov v cizích galaxiích. Podle V. Jelkina je V705 Cas od nás vzdálena 0,9 ÷ 1,4 kpc, její absolutní vizuální hvězdná velikost činila v maximu -6,8 mag a obálky se rozpínaly rychlostmi 550 a 1 330 km/s. Hmotnost bílého trpaslíka, jenž byl zdrojem vzplanutí, činí 0,71 M_☉. Naproti tomu radiointerferometrická měření systémem MERLIN v Cambridgi dala v červenci 1995 úhlový průměr rozpínající se obálky 200 mas, což odpovídá vzdálenosti novy 2,5 kpc. Nelze však vyloučit, že britští autoři použili chybné hodnoty expanzní rychlosti obálky, neboť měli na výběr mezi rychlostmi lišícími se v poměru 1 : 2,4. Pokud by použili vyšší z obou naměřených rychlostí, dostali by vzdálenost asi 1 kpc, v dobré shodě s Jelkinem.

A. Slavin aj. se zabývali určením vzdáleností nov ze zobrazení expandujících plynných obálek, což se až dosud podařilo celkem ve 13 případech, mezi jinými pro novy DQ Her, FH Ser, HR Del, GK Per a V1500 Cyg. Odhalili přitom korelaci mezi rychlostí obálky a její elipticitou a potvrdili též souvislost mezi rychlostí vývoje novy a rychlostí expanze plynné obálky. M. della Valle a M. Livio použili zmíněných souvislostí též pro určování vzdáleností extragalaktických nov ve Velkém Magellanově mračnu a v galaxii v Andromedě M 31. Odtud dokonce odvodili nezávisle vzdálenost kupy galaxií v souhvězdí Panny na (18,6 ±3,3) Mpc.

G. Schmidt a J. Liebert zkoumali spektrografem FOS HST slavnou novu V1500 Cyg, která vzplanula v r. 1975 a stala se pro pozorovatele na severní polokouli jednou z nejjasnějších nov 20. stol. Ukázali, že bílý trpaslík o hmotnosti 0,9 M_☉ má při poloměru 0,009 R_☉ a svítivosti 5 L_☉ povrchovou teplotu 95 kK. Sekundární složka je hvězdou hlavní posloupnosti vyplňující Rocheův lalok o poloměru 0,34 R_☉, jejíž teplota dosahuje 3 kK na odvrácené, ale zato 8 kK na přivrácené polokouli k bílému trpaslíku. Nova V1500 Cyg je od nás vzdálena 0,9 kpc a patří k typu magnetických trpaslíků AM Her (polarů).

Největší množství prací je ovšem věnováno Nově V1974 Cygni, která od svého vzplanutí v únoru 1992 je stále sledována prakticky ve všech spektrálních pásmech, od rádiových vln až po tvrdé rentgenové záření. Infračervená spektra v pásmu 1 ÷ 5 m v období do 500. dne po explozi zpracoval C. Woodward. Původní tempo expanze dosáhlo až 3 400 km/s a od 80. dne se objevily koronální čáry Al, Ca, Mg, Ne a S. Autor odhadl hmotnost bílého trpaslíka na 1 M_☉. P. Rafanelli aj. uveřejnili pozorování optických spekter až do 670. dne po explozi a zjistili maximum ionizace kolem 500. dne (červenec 1993). Vzdálenost novy odhadli na 2,8 kpc.

Naproti tomu D. Chochol aj. snesli další důkazy pro podstatně nižší vzdálenost novy 1,8 kpc. Poukázali totiž na složitou strukturu expandujících obálek v podobě ekvatoreálního prstenu a polárních chuchvalců, jež se rozpínaly rozličnými rychlostmi, ale pro určení vzdálenosti metodou nebulární paralaxy (ze snímků HST) je nejvýznamnější střední rychlost expanze pouze 900 km/s. V. Jelkin získal profily emisní čáry H-α v říjnu 1994 a zjistil vskutku, že široký profil je rozčleněn na mnoho vrcholků. I. Semeniuková aj. určili střední periodu světelné křivky v letech 1993–94 na 0,0813 dne, což je zřejmě oběžná doba ve dvojhvězdě, kdežto perioda 0,085 představuje rotační periodu bílého trpaslíka.

Zmíněné oběžné době odpovídá též perioda změn křivky měkkého rentgenového záření, jak ji na základě měření družice ROSAT určili J. Krautter aj. Koncem r. 1992 se stala nova V1974 Cyg prakticky nejjasnějším zdrojem měkkého rentgenového záření na obloze, tj. asi o dva řády svítivější než jiné klasické novy v rentgenovém oboru. Toto záření zesláblo teprve dva roky po výbuchu a je výtečným dokladem pro konstantní bolometrickou svítivost novy dlouho po výbuchu. Naproti tomu tvrdé rentgenové záření novy bylo zaznamenáno jen v prvních dnech až měsících po explozi a zářivý výkon dosáhl v tomto pásmu nanejvýš řádu 10²⁷ W. Již v této chvíli je zřejmé, že údaje o nově V1974 Cyg představují vůbec nejrozsáhlejší a nejkomplexnější materiál o kterékoliv nově v celé historii oboru.

2.6. Kataklyzmické a symbiotické hvězdy

Počátkem dubna 1995 vybuchla trpasličí nova AL Comae, poprvé od r. 1975. Při výbuchu se zjasnila o 3,3 mag a na její světelné křivce byly pozorovány periodické modulace s periodami 40,8 min a 81,5 min s amplitudami až 0,18 mag. E. Sion aj. (členem jeho týmu byl také náš krajan I. Hubený) studovali pomocí HST spektra trpasličích nov VW Hyi a U Gem těsně po vzplanutí, když se jejich akreční disk zřítil na povrch bílého trpaslíka, čímž se uvolnila energie řádu 10²⁸ J, tj. asi o 4 řády nižší než při výbuchu klasické novy. Při oběžné periodě těchto trpasličích nov kratší než 3 h vycházejí rozměry systémů menší než 1 milion km. Bílý trpaslík v dvojhvězdě U Gem má rotační periodu kratší než 4 min, v dvojhvězdě VW Hyi dokonce jen 1 min! Vysoké rychlosti rotace bílých trpaslíků nejsou však vyvolány roztáčením dopadajících částic akrečního disku, neboť v soustavách nebylo zjištěno rentgenové záření. Relativní chladnost povrchu bílých trpaslíků je ostatně značným překvapením, podobně jako anomálie v jejich chemickém složení.

E. Robinson aj. využili rychlého fotometru HSP na HST ke sledování eruptivní dvojhvězdy Z Chameleontis po dobu dvou eruptivních cyklů. Jasnost hvězdy kolísá mezi 15,5 a 17,3 mag v periodě 107 min, přičemž zatmění trvají vždy 12 min. Teplota bílého trpaslíka v erupci dosahuje 20 kK, zatímco v minimu se snižuje na 15,7 kK. Na vrcholu erupce dominuje v ultrafialovém oboru spektra záření z akrečního disku kolem bílého trpaslíka. Na jeho vnější okraj přitéká plyn ze sekundární složky tempem 5.10 ⁹ M_☉ za rok. Vysoce energetickým zářením nemagnetických kataklyzmických hvězd se zabýval F. Verbunt, a to na základě měření družic ROSAT a EUVE. Záření vzniká v malých oblastech poblíž povrchu bílých trpaslíků a dosahuje maximální svítivosti nanejvýš řádu 10²⁵ W. Jeho fluktuace jsou podstatně menší než obdobné změny v optickém a ultrafialovém oboru spektra. Y. Osaki rozlišuje tři podtřídy nemagnetických kataklyzmických dvojhvězd, a to U Gem, Z Cam a SU UMa. Přenos hmoty do akrečního disku a jeho následné zhroucení na bílého trpaslíka trvá od několika málo dnů do 20 dnů a opakuje se po 20 až 300 dnech. Soustava se přitom zjasní o 2 ÷ 6 mag.

E. Kolotilov aj. studovali tříbarevnou (UBV) světelnou křivku symbiotické novy PU Vulpeculae v letech 1989–1994 včetně dalšího výrazného poklesu mezi zářím 1993 a zářím 1994, jenž se podobal poklesu v r. 1980. Povaha těchto poklesů je stále nejasná. Zmínění autoři soudí, že jde o zákryt vybuchující složky chladným obrem. Počátkem roku 1995 se počala zvyšovat aktivita symbiotické dvojhvězdy CH Cygni. Projevilo se to výskytem emisních čar s profily typu P Cygni i absorpčními složkami, odpovídajícími expanzním rychlostem 500 ÷ 1 420 km/s. Aparaturou HUT na raketoplánu se počátkem března 1995 podařilo získat kvalitní ultrafialové spektra v pásmu 80 ÷ 320 nm. Podle A. Skopala jde o nejpodivnější symbiotickou soustavu vůbec. Kromě základní oběžné periody dvojhvězdy 15,6 let totiž nalezl ještě další periodu 756 d, takže jde patrně o trojhvězdu! L. Leedjärv a M. Mikolajewski se domnívají, že vysoké rychlosti absorpčních složek ve spektru vznikají v důsledku vrtulového efektu. Rychle rotující magnetosféra bílého trpaslíka totiž vymršťuje hmotu ven, takže kolem hvězdy vzniká opticky tlustá kvazistabilní obálka, v níž pozorujeme čáry H, He, Ca II a Fe II. Období od r. 1992 až do současnosti představuje zvláště zajímavou fázi aktivity této nejvýše pozoruhodné symbiotické soustavy.

2.7. Bílí trpaslíci

Patrně nejstaršího a nejchladnějšího bílého trpaslíka ESO 439-26 nalezli M. Ruizová aj. Je od nás vzdálen 42 pc, takže při vizuální jasnosti 20,5 mag je jeho absolutní hvězdná velikost 17,4 mag, tedy o plnou magnitudu slabší než u ostatních bílých trpaslíků v galaktickém disku. Trpaslík, jehož atmosféra obsahuje pouze helium, má hmotnost 1,21 M_☉ a efektivní teplotu 4 560 K, z čehož vyplývá stáří 6,4 miliardy let, tedy mnohem méně, než je pro hvězdy v galaktickém disku běžné. S. Vennes aj. sledovali pomocí družice IUE bílého trpaslíka EUVE J0254-053, jenž je průvodcem chladného podobra třídy K0 – hvězdy HD 18131, vzdáleného od nás 80 pc. Ve spektru jsou patrné obě složky této dvojhvězdy, přičemž spektrum bílého trpaslíka dominuje v pásmu vlnových délek kratších než 200 nm. Odtud vychází efektivní teplota bílého trpaslíka na 30 kK.

K výzkumu vzdálených bílých trpaslíků začíná rozhodující měrou přispívat HST. T. von Hippel aj. nalezli pomocí HST bílé trpaslíky 25 mag ve dvou otevřených hvězdokupách a ihned se tak objevil nápadný rozpor týkající se jejich stáří. Z modelových křivek chladnutí bílých trpaslíků vychází totiž pro tyto objekty stáří (9,0 ±2,0) miliard let, kdežto izochronní stáří samotných hvězdokup je řádu jedné miliardy let. R. Elsonová aj. studovali pomocí HST barevné diagramy bohaté kulové hvězdokupy ω Centauri (NGC 5139), vzdálené od nás asi 5 kpc. Dokázali tak sledovat hlavní posloupnost až do mezní jasnosti I = 26 mag a objevili též čtyři bílé trpaslíky 24 ÷ 25 mag, což jsou v této chvíli nejvzdálenější známí bílí trpaslíci vůbec.

2.8. Supernovy

Na Interamerické observatoři CTIO v Cerro Tololo v Chile probíhá již pátým rokem program hledání nejvzdálenějších supernov, který má obzvláštní význam pro zlepšení kalibrace vzdáleností kup galaxií, a tedy i pro určení hodnoty Hubbleovy konstanty. S. Perlmutterovi aj. se tak v loňském roce zdařilo nalézt supernovu 1995at, která se nachází v galaxii s červeným posuvem z = 0,65 a dosáhla maximální jasnosti R = 20,1 mag. Celkem tak bylo objeveno již téměř tucet supernov s červenými posuvy z ~ 0,4. Nejúspěšnější amatérský lovec supernov R. Evans přidal do své sbírky supernovu 1995V, která dosáhla 15. vizuální magnitudy a patří k typu II.

R. Strom aj. objevili v okolí pozůstatku supernovy PSR 0833-45 v souhvězdí Plachet úlomek z exploze jak v rentgenovém, tak i rádiovém oboru spektra. Jde o svéraznou kosmickou střelu, pohybující se nadzvukově vůči okolnímu prostředí. Stáří pulzaru (a tedy i supernovy) se odhaduje na 11 000 let, vzdálenost na 0,5 kpc, takže průměr pozůstatku činí asi 60 pc.

K. Kojama aj. oznámili objev netepelného rentgenového záření v pozůstatku po supernově z r. 1006 v souhvězdí Vlka. Družicí ASCA odhalili kromě standardního spojitého tepelného rentgenového záření na okrajích mlhoviny také záření netepelné. To velmi pravděpodobně znamená, že elektrony v mlhovině jsou urychlovány až na 100 TeV, takže vydávají rádiové synchrotronové záření v pásmu 1 ÷ 10 GeV. Souběžně jsou zřejmě urychlovány i ionty. Příčinou jevu je patrně Fermiho mechanismus urychlování nabitých částic rázovými vlnami supernov. To má zásadní význam pro určení zdroje vysokoenergetického primárního kosmického záření ve vesmíru. B. Schaefer se zabýval historickými záznamy o pozorování patrně vůbec nejjasnější supernovy 1054 v souhvězdí Býka, o níž máme dobré údaje z Dálného východu, ale zato žádné z Evropy. Nyní se ukazuje, že supernovu viděli jednak v Cařihradu, jednak v italské Boloni a patrně také ve Vlámsku a v Římě. Kupodivu se však o supernově nezmiňuje Shakespeare ve své tragédii Macbeth, ač právě v té době se odehrála historická bitva mezi skotským a anglickým králem, takže takové „znamení na nebi“ by se dramatikovi jistě velmi hodilo. Supernova dosáhla maxima jasnosti v červenci r. 1054, ale pokud lze věřit italským pozorováním, vzplanula již 12. dubna toho roku.

Nepřetržitou pozornost budí nejslavnější supernova novověku SN 1987A ve Velkém Magellanově mračnu. A. Crotts aj. studovali trojrozměrnou geometrii expandujících plynných obalů na základě pozorování světelných ozvěn v cirkumstelární mlhovině. Obálka se skládá ze dvou laloků a kruhového ekvatoreálního prstenu. Z dnešního úhlového rozměru prstenu lze odvodit vzdálenost supernovy 53 kpc. Lineární rozměry prstenu určili P. Plait aj. na 5.10¹⁵ km a jeho příčnou šířku na 9.10¹⁴ km. Bipolární planetární mlhovina vznikla již před 10 000 lety v době, kdy předchůdce supernovy byl ještě červeným veleobrem. Nyní ji ionizoval záblesk extrémního ultrafialového záření při výbuchu supernovy.

H. Loyd aj. identifikovali na snímku HST dva eliptické prstence po stranách známého kruhového prstenu. Podle jejich názoru lze existenci a tvar prstenů objasnit složitou interakcí materiálu, který byl vyvržen ve fázi červeného veleobra, s hustým pomalým hvězdným větrem mateřské hvězdy a dále s rychlým řídkým větrem pozdějšího modrého veleobra. Podle zmíněných autorů měl červený veleobr navíc ještě hvězdného průvodce, který s mateřskou hvězdou posléze splynul při obíhání v odporujícím prostředí. Původní mateřská hvězda měla hmotnost 20 M_☉ a její průvodce 5 M_☉. Fáze červeného veleobra trvala přinejmenším 100 000 let a roční ztráta hmoty dosahovala 3.10 ⁵ M_☉, takže soustava ztratila velmi mnoho hmoty dávno před výbuchem. Poloměr vnějších eliptických prstenů činí 1,3.10¹⁶ m. K podobnému vysvětlení existence soustavy prstenů dospěli nezávisle také C. Martin a D. Arnett.

Kinematický model prstenů předložili J. Meaburn aj., kteří je považují za obří „pneumatiky“ expandující rychlostmi 8 ÷ 25 km/s. L. Burderi a A. King připomínají, že struktury v okolí supernovy byly až do r. 1993 považovány spíše za okrajové zjasnění vnějších částí cirkumstelární mlhoviny, a teprve kvalitní snímky HST z r. 1994 potvrdily, že jde o pravé prsteny. C. Burrows aj. však soudí, že tyto detailní snímky vyžadují nový fyzikální model celého komplexu. J. Percival aj. se pokoušeli rychlým fotometrem HSP na HST nalézt příznaky pulzaru v pozůstatku supernovy. Měřili jasnost supernovy v pásmu 160 ÷ 700 nm opakovaně od června 1992 do listopadu 1993, kdy střední magnituda pozůstatku byla V = 18,2 mag, avšak nenalezli žádné periodické fluktuace jasnosti nad mez V = 24 mag v intervalu200 ÷ 20 s. Průběh ultrafialové světelné křivky z měření družice IUE od 24. 2. 1987 do 9. 6. 1992 (dny 1,6 ÷ 1567 po výbuchu) popsali C. Pun aj. Ultrafialové záření supernovy nejprve rychle zesláblo vinou poklesu teploty fotosféry a růstu opacity v obalu supernovy. Minimum ultrafialového toku nastalo již 44. den po výbuchu (pouhé 0,04 % maxima úhrnného toku). Od té doby ultrafialové záření opět vzrůstalo a dosáhlo maxima 800. den po explozi, kdy představovalo 7 % úhrnného toku.

H. Bethe (nar. 1907; nositel Nobelovy ceny z r. 1967) a G. Brown se zabývali modelováním exploze supernovy a zjistili, že vlastní exploze proběhla během pouhých 3 s, neutrina se uvolnila v prvních 12 s a hvězda vyvrhla 0,075 M_☉ izotopu ⁵⁶Ni. Hvězdný zbytek má hmotnost menší než 1,56 M_☉, takže pokud se zhroutil na černou díru, znamená to současně horní mez pro hmotnost stabilních neutronových hvězd. Podobně je soustavně sledován pozůstatek po nedávné jasné supernově na severní polokouli SN1993J v galaxii NGC 3031 (M81). Na snímku z konce prosince 1994 objevil A. Crotts průvodce supernovy ve vzdálenosti 0,84″ od pozůstatku, jenž má I = 22,7 mag. Již 8 měsíců po explozi zpozorovali J. Marcaide aj. pomocí rádiové interferometrie VLBI rozpínající se plynnou slupku o poloměru 0,75 mas. Slupka se rozpíná zpomaleně – z původních 18 000 km/s kleslo tempo expanze na 16 000 km/s. Odtud vyplývá také vzdálenost galaxie M81 (3,8 ±0,8) Mpc. R. Barbon aj. určili maximální absolutní bolometrickou jasnost supernovy na -17,6 mag, přičemž po sobě následovala dvě oddělená stejně vysoká maxima.

Podle J. Cohenové aj. nejevil předchůdce supernovy, snímkovaný v osmdesátých letech tohoto století, žádné fluktuace jasnosti v mezích přesnosti fotografické fotometrie (0,2 mag). T. Young aj. určili poloměr expandující fotosféry supernovy na 3.10¹¹ m, hmotnost hvězdy před výbuchem na 12 ÷ 17 M_☉, vyvrženou hmotnost na 1,9 ÷ 3,5 M_☉ a množství vyvrženého izotopu ⁵⁶Ni na 0,12 M_☉. Titíž autoři obdrželi pro supernovu 1994I v galaxii M51 hmotnost hvězdy před výbuchem 13 ÷ 20 M_☉, vyvrženou hmotnost 0,9 ÷ 1,3 M_☉ a množství izotopu ⁵⁶Ni 0,07 M_☉. Podle K. Nomota aj. byly supernovy 1993J a 1994I velmi užitečné pro určení povahy předchůdců, a tím i pro rozlišení jednotlivých typů supernov (Ia, Ib, Ic, II, IIb, IIl). Supernova 1993J byla zřejmě dvojhvězdou s tenkou vodíkovou obálkou (typ IIb), zatímco supernova 1994I, náležející k typu Ic, ztratila vodík a helium ve fázi společné obálky dvojhvězdy, takže její povrch tvořil uhlík a kyslík. První hydrodynamický model výbuchu supernovy třídy Ia na superpočítači zveřejnili D. Garcia-Senz a S. Woosley. Bílí trpaslík spaluje uhlík klidnou termonukleární reakcí, dokud centrální teplota hvězdy nestoupne nad 700 MK. Pak se však v nitru objeví termonukleární chuchvalce, volně plovoucí rychlostmi až 100 km/s okolním prostředím. To vede k překotnému průběhu termonukleární reakce, takže teplota chuchvalců stoupá až na 10 GK a jejich rychlost se zvýší až na zlomek rychlosti zvuku. V tu chvíli dojde ke „krátkému spojení“, kdy termonukleární „plamen“ prošlehne celou hvězdou a ta je vzápětí zničena explozí.

Podle P. Ruize-Lapuenteho aj. vznikají supernovy typu Ia buď v symbiotických dvojhvězdách, kde jednu složku tvoří „obnažený“ bílý trpaslík s uhlíkem a kyslíkem na svém povrchu, anebo je druhou složkou soustavy heliová hvězda, která dodává helium na povrch standardního bílého trpaslíka tak dlouho, až dojde k termonukleární detonaci. Z toho pak plyne, že supernovy Ia jsou astrofyzikálně poměrně homogenní skupinou a dobře se hodí jako tzv. standardní svíčky při určování vzdálenosti cizích galaxií.

A. Burrows aj. studovali podrobnosti gravitačního hroucení supernov II. typu. Při hustotách plynu nad 10¹² kg/m³ začínají volné protony pohlcovat elektrony, takže vzniká neutronový plyn. Při hustotě 10¹⁷ kg/m³ zastaví další hroucení silná jaderná interakce. Tepelná energie hroucení se mění na energii hydrodynamickou, čímž vzniká rázová vlna, která obal hvězdy rozmetá. Pokračování téhož scénáře studovali H. Janka a E. Müller pro hvězdu s hmotností 15 M_☉. Budoucí neutronová hvězda v centru se musí spokojit s hmotností 1,2 M_☉, avšak během několika sekund po nastartování rázové vlny dopadá na jádra další hmota. Jak uvedli P. Dawson a R. Johnson, přes 70 % supernov v Galaxii nedosáhne v maximu viditelnosti očima a více než polovina je slabších než V = 13 mag vinou mezihvězdné extinkce. Skutečná četnost výbuchů supernov všech typů v Galaxii pak činí asi 3 případy za 100 roků. Zároveň je zřejmé, že prvních 600 let našeho tisíciletí bylo kromobyčejně bohatých na očima viditelné supernovy. Objev další supernovy v Galaxii je v každém případě na spadnutí a bude vyžadovat speciální „znecitlivění“ detektorů záření: supernova bude pro moderní matice CCD atd. zkrátka příliš jasná!

3. Pulzary, neutronové hvězdy, zábleskové zdroje záření gama

3.1. Rádiové pulzary

Rádiové pulzary jsou všeobecně považovány za pozůstatky po supernovách typu II, tedy za rychle rotující neutronové hvězdy se silným magnetickým polem. Podle A. Desphaudeho aj. vzniká v Galaxii jeden pulzar výbuchem supernovy každých 75 let. Osmina pulzarů se rodí v těsné dvojhvězdě s velmi hmotnými složkami poblíž galaktické roviny. V takovém případě způsobí první výbuch supernovy, že se dvojhvězda začne rychle vzdalovat od galaktické roviny, aniž by se rozpadla. Teprve při výbuchu druhé složky se dvojhvězda rozpadne a vytvoří se dva pádící osamělé pulzary s vysokou prostorovou rychlostí. Ta činí dle A. Lyneho a D. Lorimera v průměru 450 km/s. Někdy však dojde naopak ke splynutí obou složek, což vytvoří jediný recyklovaný pulzar s milisekundovou periodou. Četnost vzniku recyklovaných pulzarů činí jeden případ za tisíc let.

Zajímavou podskupinu tvoří široké páry, v nichž jednou složkou je pulzar a druhou hmotná hvězda B resp. Be. Autoři odhadují, že jich v Galaxii může být i několik set. Jejich učebnicovým představitelem je pulzar B1259-63 s periodou impulzů 0,048 s, vzdálený od nás 4 kpc. Jeho hmotným průvodcem je hvězda Be SS 2883, dosahující vizuálně 10 mag. Podle R. Manchestera aj. obíhá pulzar kolem hvězdy Be v periodě 3,5 roku po velmi výstředné dráze (e = 0,87) s průmětem velké poloosy 2,6 AU a sklonem 35°. Hvězda Be o poloměru 6 R_☉ má hmotnost 10 M_☉. V periastru je pulzar vzdálen od hvězdy Be jen 150 R_☉, a tak není divu, že dochází k výrazné interakci s rozsáhlým plynným závojem kolem hvězdy. Poslední průchod periastrem nastal 9. ledna 1994 a byl studován podrobně ve všech spektrálních oborech. Podle S. Johnstona aj. byly projevy interakce s plynným diskem hvězdy Be patrné již od srpna 1993 a až do října 1994. Od října 1993 do poloviny dubna 1994 se projevila depolarizace signálů na frekvenci 1,5 GHz, která postupně zasahovala stále vyšší frekvence. Po dobu pěti týdnů kolem periastra rádiové impulzy zcela vymizely. Naproti tomu v období dvou týdnů kolem průchodu periastrem přibylo intenzivní vysokoenergetické záření s energiemi až do 200 keV, pozorované družicemi Compton a ASCA. Podle J. Groveho aj. šlo o synchrotronové záření relativistických částic ve hvězdném větru, urychleném rázovou vlnou. Přestože relativní hodnota brzdění rotace pulzaru je nepatrná (dP/P = 2,3.10¹⁵), zářivý výkon pulzaru 9.10²⁸ W je úctyhodný (225 L_☉). Indukce magnetického pole na povrchu pulzaru dosahuje 33 MT.

Podle P. Goldoniho aj. lze již dobře modelovat, jak se ztráta rotační energie osamělé neutronové hvězdy mění na rádiové, optické, rentgenové i gama záření. Z 588 dosud známých pulzarů jich 15 můžeme pozorovat v měkkém rentgenovém oboru, z nich pak 6 září také opticky, 3 v tvrdém rentgenovém oboru a 5 v pásmu záření gama. V loňském roce však P. Ramanamurthy aj. ohlásili objev šestého vysokoenergetického pulzaru PSR 1951+32, jehož emise v pásmu nad 100 MeV má tutéž periodu 0,04 s, jako je perioda rádiová. T. Kifune aj. nalezli pomocí aparatury EGRET na družici Compton dokonce teraelektronvoltové impulzy u vysokoenergetického pulzaru PSR 1706-44 s periodou 0,1 s; navzdory tomu, že na teraelektronvoltové pásmo připadá stokrát méně energie, než vyplývá z extrapolace gigaelektronvoltové emise. V tomto oboru se tedy uvolňuje jen tisícina energie zmařené zpomalením neutronové hvězdy. Tento nepoměr je ostatně pro pulzary typický. C. Markwardt a H. Ögelman však pomocí měření z družice ROSAT objevili u známého pulzaru PSR 0833-45 v Plachtách, že podél jeho rotační osy vyvěrá jednostranný rentgenový výtrysk o délce 7 pc, jenž odnáší velkou část zmařené rotační energie neutronové hvězdy a navíc raketovým efektem zvyšuje prostorovou rychlost pulzaru na současných 570 km/s. Autoři odhadují, že za dobu existence pulzaru řádově 10⁴ let se tak prostorová rychlost pulzaru zvýšila již o 90 km/s Tento pulzar je rovněž proslulý svými početnými skoky (náhlými zkráceními) pozvolna se prodlužující periody rotace neutronové hvězdy. Podle A. Lyneho aj. jich měl až dosud vůbec nejvíce, následován pulzarem 1737-30. Skoky v periodě byly již objeveny u 20 pulzarů; nejčastěji se vyskytují u pulzarů starých 10 ÷ 30 tisíc let.

J. Bellová aj. studovali první rádiový pulzar objevený v Malém Magellanově mračnu PSR J0045-7319 (=B0042-73). Jde o binární pulzar s impulzní periodou 1,0 s, kde hlavní složkou je hmotná (8,8 M_☉) hvězda třídy B1 V , kolem níž obíhá neutronová hvězda v periodě 51 dnů po výstředné (e = 0,8) dráze se sklonem 44°. Podle V. Lipunova aj. činí rádiový výkon pulzaru 10²³ W, zatímco brzdění rotace představuje zmařený výkon 10²⁵ W.

P. Ray aj. zveřejnili výsledky homogenní přehlídky pulzarů pomocí 305m radioteleskopu v Arecibu v pásmu 430 MHz, která probíhala v letech 1988–1993 na ploše 515 čtverečních stupňů do meze 1 mJy. Našli všechny dosud katalogizované pulzary, ale ani jeden další! To znamená, že existuje spodní hranice zářivého výkonu pulzarů – při určitém výkonu se prostě pulzary „vypnou“. Přitom též zjistili, jak vzácné jsou osamělé milisekundové pulzary – v disku Galaxie se nalézají všeho všudy dva. Naprostá většina milisekundových pulzarů je členem těsné dvojhvězdy s výrazným rozptylem vůči galaktickému disku, takže tzv. škálová výška činí více než 600 pc kolmo ke galaktické rovině.

Milisekundovým pulzarům se ostatně věnuje stále velká pozornost, neboť některé jejich vlastnosti jsou překvapující. D. Lorimer aj. studovali binární milisekundový pulzar PSR J1012+5307 s impulzní periodou 5,3 ms a oběžnou dobou 14,5 h a průmětem poloměru kruhové dráhy 174 000 km. Sekundární složka má hmotnost 0,15 M_☉; je to bílý trpaslík 19 mag, vzdálený od nás 520 pc, o zářivém výkonu 0,004 L_☉ a teplotě 9,4 kK. Právě tato nízká teplota je příčinou rozporu, neboť z ní vyplývá stáří soustavy pouze 300 milionů let. Naproti tomu naprosto nepatrné brzdění rotační periody pulzaru dP/P = 1,5.10²⁰ dává stáří pulzaru okrouhle 5 miliard let! Podle C. Bailyna je skutečné stáří soustavy krátké, tj. původně šlo o soustavu dvou bílých trpaslíků, z nichž jeden získal akrecí tolik hmoty, že se zhroutil na neutronovou hvězdu, jež dostala do vínku vysokou rotační rychlost právě ze zmíněné akrece před explozí supernovy.

A. Fruchter aj. studovali zákrytový binární milisekundový pulzar B1957+20 („černá vdova“) pomocí fotometru na HST. Průvodce o hmotnosti 0,025 M_☉ je zčásti již odpařený bílý trpaslík, jehož polokoule odvrácená od pulzaru má teplotu nižší než 2,8 kK, zatímco přivrácená polokoule je dvakrát teplejší vlivem ozáření neutronovou hvězdou. Bílý trpaslík obíhá kolem neutronové hvězdy v periodě 9,2 h a po 10 % té doby pulzar zakrývá, neboť je nafouklý na poloměr 0,24 R_☉ a bezmála vyplňuje svůj Rocheův lalok. Kolem bílého trpaslíku je patrná mlhovina kometárního vzhledu, jež při vzdálenosti pulzaru 1,6 kpc má rozměr asi 1 pc. Není však jasné, jakým mechanismem se bílý trpaslík odpařuje, neboť ztráta hmoty indukovaným hvězdným větrem je zcela nepatrná.

3.2. Rentgenové dvojhvězdy

Všeobecně se soudí, že předchůdci milisekundových pulzarů jsou rentgenové dvojhvězdy s nízkou hmotností složek (angl. LMXB). Proto studium rentgenových dvojhvězd bezprostředně navazuje na výzkum rádiových pulzarů, zejména též proto, že mnoho rentgenových dvojhvězd vykazuje značnou aktivitu v podobě rentgenových impulzů, přechodného zvýšení rentgenového toku anebo dokonce náhlých vzplanutí (rentgenové novy). Společným jmenovatelem rentgenových dvojhvězd je jednak existence vysoce degenerované složky (neutronové hvězdy nebo černé díry), jednak výskyt mocných akrečních disků v jejich okolí. Interakcí se druhou, obvykle nedegenerovanou, složkou pak vznikají pozorované rentgenové emise.

Unikátní postavení mezi rentgenovými dvojhvězdami si stále udržuje soustava Cygnus X-3, jež se proslavila rádiovým supervzplanutím v září 1972, kdy se po krátkou dobu někteří radioastronomové domnívali, že v naší Galaxii vybuchla supernova. Podle C. Schalinského aj. se podobný velevýbuch zopakoval v říjnu 1985, kdy v pásmu vlnových délek 111 mm dvojhvězda dosáhla 18 Jy. Pomocí radiointerferometrických měření se podařilo ukázat, že hmota v té době tryskala z dvojhvězdy rychlostí 0,3c, za předpokladu, že vzdálenost zdroje byla okrouhle 10 kpc. Podle S. Kitamota aj. se rotační perioda rentgenové složky dvojhvězdy před výbuchem v r. 1985 prodlužovala, kdežto poté se začala zkracovat. Soustava ročně ztrácí hmotu 0,6.10 ⁶ M, kde M je celková hmota soustavy.

Výbuchy v periodě 5,8 let byly odhaleny družicí ROSAT u rentgenové dvojhvězdy 4U 0115+634. která je zároveň přechodným zdrojem i rentgenovým pulzarem. Poslední výbuch nastal koncem listopadu 1995, kdy se jasnost zdroje zvýšila o řád, podobně jako předtím počátkem r. 1990. Tatáž družice odhalila v letech 1991–1994 v pásmu 20 ÷ 100 keV šest výbuchů v periodě 241 dnů u dosud neidentifikovaného zdroje GRO J1849-03. Konečně P. Schmidtkemu aj. se zdařilo pomocí ROSAT odhalit první rentgenový pulzar ve Velkém Magellanově mračnu. Má impulzní periodu 4,1 s a obíhá kolem hvězdy Be v periodě zhruba 1 měsíc.

G. Bignami aj. využili komplexních údajů o objektu Geminga v pásmech EUV, UV a optickém k určení povrchové teploty této zatím nejbližší známé (160 pc) osamělé neutronové hvězdy na 250 kK. Indukce magnetického pole relativně mladé (340 000 let) neutronové hvězdy činí 150 MT. Velkou aktivitu v průběhu celého loňského roku vykazovala rentgenová nova Scorpii 1994 (J1655-40), která se poprvé rentgenově zjasnila koncem července 1994 a opticky v srpnu r. 1994. Od té doby jeví nepřetržitou aktivitu ve všech sledovaných spektrálních oborech. Podle B. Harmona aj. lze vysledovat korelaci mezi rentgenovými výbuchy a následnými rádiovými vzplanutími, zpožděnými o dny až týdny. Podle S. Tingaye aj. je nova vzdálena 3,5 kpc a v rádiovém oboru vykazuje nadsvětelné rychlosti vzdalování složek až 1,5c – je to teprve druhý nadsvětelný zdroj v naší Galaxii. Interferometrické sledování novy v rádiovém oboru je komplikováno rychlým vlastním pohybem novy 0,05″/den. Epizody rentgenových, optických a rádiových výbuchů se od prvního vzplanutí mnohokrát opakovaly; v únoru a srpnu 1995 byla nova v rentgenovém pásmu 2 ÷ 10 keV o 60 ÷ 70 % jasnější než známý zdroj v Krabí mlhovině.

C. Bailyn aj. vysvětlují tuto aktivitu jako přerušovanou masivní akreci plynu z druhé složky dvojhvězdy na neutronovou hvězdu nebo černou díru. Vzhledem k tomu, že pravděpodobná hmotnost zhroucené složky dosahuje 3,2 M_☉, lze objekt přiřadit k novým kandidátům na hvězdnou černou díru.

Druhý nadsvětelný rentgenový zdroj v Galaxii se nachází v souhvězdí Orla s označením 1915+105. Byl objeven v srpnu 1992 jako přechodný objekt v pásmu tvrdého rentgenového záření a do konce r. 1994 jeho rentgenová emise kolísala v rozmezí 26 ÷ 60 % záření Krabí mlhoviny. M. Boer aj. nalezli na místě zdroje optický protějšek 23,4 magnitudy v oboru I, jehož vzdálenost odhadli na 12,5 kpc. V r. 1995 zdroj prodělal řadu výbuchů v rentgenovém i rádiovém pásmu, jež byly opět časově korelovány. K největším výbuchům došlo v dubnu, červenci a listopadu. Podle G. Boda a G. Ghiselliniho vycházejí ze zdroje dva protiběžné rádiové výtrysky s rychlostmi 0,92 ÷ 1,25c, což nezávisle potvrdili L. Rodríguez aj.

Konečně třetí „trvalkou“ mezi přechodnými rentgenovými zdroji se stala rentgenová nova V518 Persei (GRO J0422+32), objevená družicí ROSAT počátkem srpna r. 1992. Stala se tehdy vůbec nejjasnějším tvrdým rentgenovým zdrojem na obloze, když dosáhla trojnásobku jasnosti Krabí mlhoviny, ač její vzdálenost od nás se odhaduje na 2,5 kpc. Projevila se posléze i opticky jako hvězda B = 13,5 mag. Ze světelné křivky a spekter určili J. Orosz a C. Bailyn oběžnou dobu dvojhvězdy 0,21 dne a spektrální třídu sekundární složky M2 V. Kolem zhroucené složky je patrný mocný akreční disk, jehož vnější okraj rotuje rychlostí 455 km/s. Poněvadž sekundární trpaslík má hmotnost jistě nižší než 0,5 M_☉, musí být primární složka hmotnější než 3 M_☉, a stává se tak dalším kandidátem na černou díru. Tyto údaje nezávisle potvrdili J. Casares aj. Od výbuchu v r. 1992 se dle P. Callanana aj. rentgenová jasnost novy velmi zvolna snižuje, s četnými sekundárními zjasněními. Také rentgenová nova Ophiuchi (GRS 1716-249), jež poprvé vzplanula v září 1993, se v průběhu roku 1995 opět zjasnila v únoru a dubnu, a to jak v tvrdém rentgenovém záření, tak i opticky.

Pomocí Keckova teleskopu se zdařilo získat spektra dalšího přechodného rentgenového objektu GS 2000+25 (QZ Vul), jenž poprvé vzplanul v měkkém rentgenovém oboru v dubnu r. 1988. A. Filippenko aj. zjistili, že sekundární složka dvojhvězdy je trpasličí hvězda třídy K5 s hmotností nanejvýš 0,6 M_☉, což při f(M) = 5,0 M_☉ dává pro primární složky hmotnost vyšší než 6 M_☉. Oběžná doba soustavy činí 8,3 h a oběžná rychlost sekundární složky dosahuje 518 km/s. Tyto údaje nezávisle potvrdili J. Casares aj., takže právě tento objekt se stal dalším velmi nadějným kandidátem na hvězdnou černou díru. To se ostatně zdá být pro rentgenové novy spíše pravidlem. Jak uvádějí P. Callanan aj., obsahuje patrně 9 z dosud zjištěných 13 rentgenových nov černé díry. Podle W. Roseho lze mezi kandidáty na hvězdné černé díry přiřadit i slavný objekt SS 433, jehož zhroucená složka má hmotnost v rozmezí 4,3 ÷ 10 M_☉ a přibírá hmotu nadkritickým tempem, takže v optickém oboru je její zářivý výkon 4.10³² W a v rentgenovém 3.10²⁸ W; pokud jde vskutku o černou díru, tak toto záření vydává přirozeně okolní akreční disk.

F. Cheng aj. se zabývali spektrální analýzou již klasické rentgenové dvojhvězdy Her X-1 = HZ Her, jejíž neutronová hvězda má rotační periodu 1,24 s, zatímco oběžná doba soustavy činí 1,7 dne. Neutronová hvězda přibírá hmotu od svého chladného průvodce spektrální třídy A7 tempem 6,5.10⁹ M_☉/r. Odvrácená polokoule hvězdy A má teplotu 8,1 kK, ale spektrální typ průvodce se mění v závislosti na ohřátí neutronovou hvězdou od B do F. Vnější okraj akrečního disku kolem neutronové hvězdy má teplotu 10 kK, která však směrem dovnitř stoupá až na solidních 10 MK. Zcela unikátní objev učinili G. Fishman aj. pomocí aparatury BATSE na družici Compton, když počátkem prosince 1995 objevili v oblasti galaktického centra silně proměnný zdroj J1744-28 v pásmu tvrdého rentgenového záření 10 ÷ 50 keV. Zdroj doslova blýskal zprvu až 18krát za hodinu, když jednotlivá vzplanutí trvala od 8 do více než 30 s. Postupně se četnost blýsknutí snižovala zhruba na dva úkazy za hodinu, ale současně stoupala intenzita zdroje na maximum v polovině ledna 1996, kdy dosáhla 4,4násobku tvrdého rentgenového záření Krabí mlhoviny. Při poloze zdroje poblíž centra Galaxie to odpovídá rentgenovému výkonu 4.10³¹ W. Zdroj navíc jeví pulzní složku s periodou 0,48 s. Přesná poloha zdroje byla určena pomocí družice RXTE, ale v takto vymezené chybové plošce se nepodařilo nalézt žádný optický nebo infračervený protějšek. Podle všeho jde o silně magnetický rentgenový pulzar, jenž v epizodách přibírá hmotu z akrečního disku kolem neutronové hvězdy.

3.3. Multispektrální pozorování

Jistou obdobu předchozího případu je dle M. Briggse aj. přechodný zdroj 1H 1822-371 v pásmu měkkého záření gama, objevený v centru Galaxie družicí HEAO-1 v září 1977, jenž však vymizel o rok později. Podle autorů šlo o rentgenovou dvojhvězdu typu LMXB, vzdálenou 8 kpc se zářivým výkonem v pásmu gama 4.10³⁰ W a oběžnou periodou 5,6 h. Objekt září v oboru gama pětkrát intenzivněji než v pásmu rentgenovém. Dalším zajímavým přechodným objektem v pásmu tvrdého záření gama se stal zdroj J1629-49, který podle G. Kanbacha aj. vzplanul koncem června 1995 a patřil v pásmu nad 100 MeV k nejjasnějším objektům na obloze. Počátkem července nalezl R. McNaught v chybové plošce tohoto zdroje, zjištěné aparaturou EGRET, optický protějšek 18 mag, ale předběžná sdělení o rádiové identifikaci zdroje se nepotvrdila. Zdroj však ani výrazněji nezářil v pásmu tvrdého rentgenového záření pod 100 keV – aparatura BATSE ho marně hledala mezi 29. červnem a 7. červencem 1995. Proto jeho povaha zůstává záhadou. R. Mukherjee aj. soudí, že takových případů, odhalených aparaturou EGRET, je povícero: podél galaktické roviny již bylo zjištěno přes 30 zdrojů záření gama, jejichž pravděpodobné vzdálenosti činí 1,2 ÷ 6 kpc od nás; mají tedy zářivé výkony v oboru gama v rozsahu 0,7 ÷ 16,7.10²⁸ W, a nepodobají se rentgenovým pulzarům jako je známá Geminga, takže jejich fyzikální podstata je naprosto nejasná. Na opačném konci vysokoenergetického spektra, totiž v pásmu extrémního ultrafialového záření (EUV) objevila družice ALEXIS přechodné zdroje J1139-685 (pásmo 70 eV; březen 1995) a J1644-032 (pásmo 66 eV; květen 1995). Protože se nezdařila identifikace v jiném spektrálním oboru, je i povaha těchto zdrojů naprosto neznámá. Družice ROSAT se v červenci 1990 zaměřila na podrobné rentgenové mapování obří spirální galaxie M31 v Andromedě. Podle G. Israele aj. se podařilo rozlišit 13 bodových zdrojů s rentgenovým zářivým výkonem řádu 10³¹ W. Jeden z nich jeví sinusové kolísání jasnosti v periodě 76, 9 s. Patrně tedy jde o první rentgenový pulzar za hranicí Velkého Magellanova mračna.

T. Fleming aj. porovnali přehlídky hvězdných rentgenových zdrojů, vykonaných v intervalu deseti let družicemi Einstein a ROSAT. Ukázalo se, že rentgenové záření hvězd třídy F se v mezidobí většinou nezměnilo, zatímco hvězdy tříd G a M v průměru rentgenově zeslábly. Naproti tomu těsné dvojhvězdy typu RS CVn mají nyní vyšší rentgenové intenzity než před desetiletím.

D. Thompson aj. uveřejnili II. katalog zdrojů záření gama v pásmu 30 MeV ÷ 20 GeV podle měření aparatury EGRET na družici Compton za období duben 1991 až září 1993. Katalog obsahuje celkem 129 diskrétních zdrojů, z nichž se podařilo identifikovat v jiných spektrálních oborech necelou polovinu. Zhruba 50 zdrojů bylo ztotožněno s aktivními jádry galaxií, 5 s rádiovými pulzary a celkem 71 zdrojů se zatím vůbec nepodařilo identifikovat.

R. Ramaty aj. objevili díky aparatuře COMPTEL na družici Compton jaderné čáry uhlíku a kyslíku v oboru měkkého záření gama o energiích 4,44 (C) a 6,13 (O) MeV, jejichž zářivý výkon dosahuje 4.10³¹ W. Podle A. Camerona je to důkaz, že v mlhovině vzniká kosmické záření o nízké energii. Podle autora je zdrojem čárové emise dávná supernova s původní hmotností nad 40 M_☉, která skončila jako černá díra, ale ještě předtím stačila urychlit jádra uhlíku, kyslíku i radionuklidu ²⁶Al a vstříknout je do blízkého obřího molekulového mračna. Pokud je vzdálenost supernovy a mračna v řádu parseků, dojde pak v mračnu ke vzniku planetární soustavy. Cameron též soudí, že právě takto kdysi povstala též Sluneční soustava, přičemž „naše“ mateřská supernova vybuchla ve vzdálenosti menší než 10 pc od zárodečného molekulového mračna.

3.4. Neutronové hvězdy

D. Hartmann odhaduje, že v Galaxii se nalézá řádově miliarda neutronových hvězd, takže nejbližší by mohla být snad jen 10 pc od Slunce. Podle S. Currana a D. Lorimera vyplývá ze statistických údajů pro pulzary, že bychom měli vidět asi 240 těsných dvojhvězd, kde obě složky jsou neutronové hvězdy – zatím však známe jen tři takové binární pulzary: 1534+12, 1913+16 a 2303+46. První dva postupně splynou kvůli ztrátě energie gravitačním vyzařováním. Splynutí vede k záblesku gravitačního záření, jenže k těmto úkazům dochází v Galaxii jen jednou za několik milionů let (to se tedy naše budoucí gravitační detektory načekají!). V současné době se konstruuje první detektor II. generace (LIGO), ale autoři soudí, že citlivější detektory III. generace by byly s to zaznamenat všechna splynutí binární pulzarů až do vzdálenosti 1 Gpc – pak by takových úkazů bylo registrováno několik do roka. To by bylo obrovské vítězství obecné teorie relativity, ale tu lze pomocí pulzarů ověřovat i jinak. Gravitační energie Země totiž představuje jen desetimiliardtinu její klidové energie, takže v zemském gravitačním poli je prakticky vyloučeno ověřit experimentálně platnost silného principu ekvivalence, jenž je úhelným kamenem teorie relativity. Princip říká, že gravitační působení nemá vliv na rovnost setrvačné a tíhové hmotnosti tělesa. Naproti tomu gravitační energie neutronové hvězdy představuje asi 20 % její klidové energie, takže v soustavách typu pulzar-bílý trpaslík by se případné odchylky od principu ekvivalence daly nalézt nesrovnatelně snadněji. Pro dosud známé binární pulzary však v mezích nepříliš velké přesnosti (6 %) žádné takové odchylky nalezeny nebyly.

M. Liberman a B. Johansson se zabývali vlastnostmi atomů, molekul a tuhých látek v extrémně silných magnetických polích řádu 10⁵ T, jaké panují v magnetosférách neutronových hvězd. Ukázali, že elektronové obaly jsou silně protaženy podél siločar magnetického pole a mění se i charakter meziatomových interakcí. Roste vazební a ionizační energie atomů a tyto změny určují stav látky v magnetosféře pulzaru. Vznikají tam polymerové řetězce, v nichž se střídají lehké a těžké atomy. Důsledkem je akrece lehkých atomů na povrch neutronové hvězdy. P. Haensel aj. studovali vztah mezi zvolenou stavovou rovnicí husté látky a nejvyšší možnou rotační frekvencí neutronové hvězdy. Pokud hmotnost neutronové hvězdy M vyjádříme v jednotkách M_☉ a poloměr R v násobcích 10 km, pak je maximální rotační frekvence F = 0,77.10⁴M^1/2.R^3/2, což prakticky znamená, že jsou „povoleny“ rotační periody pulzarů až do 0,2 ms. (Nejkratší zjištěnou periodu 1,56 ms má milisekundový pulzar 1937+21).

N. Glendenning upozornil na možnost „změkčení“ stavové rovnice neutronové hvězdy v průběhu gravitačního hroucení. Protoneutronová hvězda je totiž směsí neutronů, protonů, elektronů, mionů a uvězněných neutrin v nejnižším možném energetickém stavu, jenže uvězněná neutrina se během několika sekund „osvobodí“ a hroutící se hvězdu opustí. To však dá hvězdě možnost zaujmout ještě nižší energetický stav buď tím, že se většina baryonů změní na hyperony, anebo se hadronová látka změní na kvarkovou právě „změknutím“ stavové rovnice. To má dramatický důsledek, neboť tak se může neutronová hvězda vzápětí dále zhroutit na černou díru. Existuje zřejmě určitá kritická hmotnost hvězdy, nad níž dochází k tomuto nepatrně zpožděnému zhroucení na černou díru. To se patrně stalo se supernovou 1987A, kde – jak známo – nebyly dosud objeveny žádné důkazy o existenci rotující neutronové hvězdy, a podobně by se dal objasnit nápadný nedostatek koincidencí mezi známými pozůstatky po supernovách a výskytem neutronových hvězd v nich. V souladu s tímto názorem se I. Bombaci domnívá, že celá koncepce maximální hmotnosti neutronové hvězdy (Landauova-Oppenheimerova-Volkoffova mez) je nesprávná. Patrně spíše existuje určitý překryv pásma hmotností, v němž mohou existovat jak neutronové hvězdy, tak černé díry. K tomu poznamenali H. Bethe a G. Brown, že pokud se vskutku neutronová hvězda po supernově 1987A následně zhroutila na černou díru, je to důkazem, že horní mez hmotnosti stabilní neutronové hvězdy činí nanejvýš 1,56 M_☉, takže je jen nepatrně vyšší než spodní (Chandrasekharova) mez 1,4 M_☉. V prvním přiblížení mají tudíž všechny neutronové hvězdy prakticky touž hmotnost.

3.5. Zábleskové zdroje záření gama

První zpráva o zábleskových zdrojích záření gama (GRB – z angl. Gamma-Ray Bursters) pochází z r. 1973. Zasloužily se o to americké vojenské družice VELA, obíhající kolem Země v párech po kruhové dráze o poloměru 250 000 km v periodě 4 dnů. Poněvadž čidla záření gama jsou prakticky všesměrová, byly přibližné polohy zdrojů určovány ze zpoždění signálů mezi vzdálenými družicemi, takže tím se dařilo vymezit jen určité protáhlé pásy na obloze, popřípadě značně velké chybové plošky, a to neobyčejně komplikovalo případnou identifikaci záblesků s nějakými astronomickými objekty. Od té doby byly zábleskové zdroje sledovány celými bateriemi družic i kosmických sond, což občas přinášelo i dosti přesné určení polohy záblesku na obloze. Od r. 1991 je však v provozu aparatura BATSE na družici Compton, jež umožňuje určit přibližnou polohu (chybový kroužek s průměrem do 13°) záblesku přímo, bez souběžného pozorování dalšími družicemi. Tak postupně vzniká rozsáhlá a homogenní statistika, která koncem r. 1995 čítala již 1121 GRB v trvání 0,03 ÷ 1 000 s.

Navzdory tomu až do dnešního dne neexistuje fakticky jediná spolehlivá identifikace záblesku v jiném spektrálním oboru, ať už v reálném čase, nebo z archivních údajů. Setkáváme se tedy s jedinečným úkazem v celých dějinách astronomie, kdy existují objekty, které krátkodobě zazáří v jediném spektrálním oboru a o jejichž povaze nemáme tušení. Neexistují-li totiž identifikace, nelze určit ani přibližně vzdálenost zdrojů od nás, takže pozorované veličiny nelze převést na údaje o zářivém výkonu. Z tohoto hlediska představují zábleskové zdroje záření gama jakýsi protějšek populárnějších – leč pochybných – jevů UFO; na rozdíl od UFO určitě existují, ale jejich identifikace se navzdory více než 2 000 vědeckých prací na toto téma již publikovaným vůbec nedaří.

Není divu, že k vysvětlení povahy zábleskových zdrojů bylo dle D. Hartmanna a S. Woosleyho navrženo již 135 nejrůznějších mechanismů, které se mohou uskutečňovat kdekoliv mezi periferií Sluneční soustavy (v Oortově kometárním oblaku) a periferií pozorované části vesmíru! Ve dvou třetinách navržených mechanismů však hrají významnou úlohu neutronové hvězdy. Možným vodítkem pro objasnění povahy těchto tajemných zdrojů by se mohlo stát pozorování nemnoha rekurentních zdrojů měkkého záření gama (SGR, z angl. Soft-Gamma Repeaters). M. van Kerkwijkovi aj. se zdařilo pořídit infračervené spektrum průvodce zdroje SGR 1806-20, v němž se nalézají silné emisní čáry podobně jako u svítivých modrých proměnných hvězd, což jsou spektrálně typy O9 – B2 a hmotnostně výjimečně nadprůměrné objekty, takže jich v celé Galaxii existuje jen několik set. Zmíněný objekt je od nás dále než 6 kpc, takže jde vskutku o jednu z nejsvítivějších hvězd v Galaxii.

J. Shull a S. Stern však soudí, že zábleskový mechanismus ve zdrojích SGR není totožný s tím, který funguje v klasických zábleskových zdrojích. SGR by mohly vznikat dopady komet z extrasolárních Oortových mračen na mateřské neutronové hvězdy. Jelikož však dosud známe jen čtyři SGR, je i tato možnost málo pravděpodobná, pokud ovšem nejsou záblesky po dopadu komet usměrněny do úzkých svazků, které by většinou Zemi minuly.

L. Hanlon dokonce uvažoval o tom, že by rekurentní zábleskové zdroje mohly být vyvolány efektem gravitační čočky, což by však vyžadovalo, aby se na stejném místě oblohy opakoval týž profil záblesku a totéž energetické spektrum, což však zatím nebylo nikdy pozorováno. C. Meegan aj. hledali rekurence v II. katalogu BATSE, jenž obsahuje 585 záblesků od dubna 1991 do března 1993, a nenalezli ani jedinou. Naproti tomu V. Wang a R. Lingenfelter si povšimli, že v témže katalogu se vyskytují páry záblesků v intervalu několika dnů přibližně na témže místě oblohy. Statistika z katalogu 2B však není dostatečná pro jednoznačný závěr, takže chtějí analýzu zopakovat po zveřejnění katalogu 3B, jenž bude obsahovat přes 850 zdrojů. J. Dickel aj. hledali protějšek pro nejznámější rekurentní zdroj GBS 0525-66 v optickém, infračerveném i rádiovém spektrálním pásmu v okolí pozůstatku supernovy N49 ve Velkém Magellanově mračnu, ale žádný vhodný objekt nenašli, a soudí, že polohová koincidence s pozůstatkem supernovy je jen náhodná.

F. Vrba aj. konstatovali, že ani hledání optických protějšků pro zábleskové zdroje v katalogu BATSE citlivými kamerami s maticemi CCD nedalo po pěti letech žádný kladný výsledek, přestože dosáhli mezní hvězdné velikosti 24 mag. R. Becker-Szendy aj. ověřovali na měřeních z amerického podzemního detektoru IMB v letech 1986–1991, zda v době záblesků gama nevzrostl tok kosmických neutrin o energiích 60 MeV ÷ 2 GeV. Nenašli však ani jedinou korelaci pro 53 různých GRB. Podobně negativní byl však i pokus W. Webbera aj. nalézt korelace mezi polohami vybraných zdrojů GRB a hlavními třídami extragalaktických objektů, jako jsou galaxie, kvasary atd. Pro 60 GRB s dostatečně malými chybovými ploškami (pod 1/4 čtverečního stupně) nenalezli žádné odpovídající extragalaktické objekty. N. Shaviv a A. Dar si povšimli podobností mezi GRB a výtrysky v oboru gama z aktivních jader galaxií (AGN). Tvrdí, že podobnost je následkem společné příčiny, jíž je inverzní Comptonův rozptyl fotonů na relativistických elektronech. Autoři uvádějí, že takové výtrysky vznikají při splynutí dvou neutronových hvězd resp. páru hvězdná černá díra-neutronová hvězda. Tak lze vysvětlit zejména vzplanutí gama, která trvají déle než 1 sekundu. Naproti tomu krátkotrvající záblesky mají odlišný původ a vznikají uvnitř Galaxie.

Podle D. Hartmanna aj. dosavadní statistika rozložení zdrojů GRB z 3. katalogu BATSE poukazuje jednak na naprosto bezvadnou izotropii poloh objektů na obloze, jednak na zřetelný nedostatek slabých zdrojů. To znamená, že již lze vyloučit populace GRB v disku Galaxie, ale stále ještě zbývá možnost, že GRB náležejí do rozsáhlého kulového hala Galaxie. Nicméně pravděpodobnost, že zdroje GRB se nacházejí za hranicemi Galaxie, je čím dál vyšší. R. Rutledge aj. odvodili z počtu GRB různých intenzit, že nejslabší pozorované zábleskové zdroje se nacházejí v kosmologické vzdálenosti odpovídající červeným posuvům z v rozmezí hodnot 0,8 ÷ 3,0, resp. s poněkud nižší pravděpodobností v rozmezí 1,0 ÷ 2,2. Ještě odvážnější jsou E. Fenimore a J. Bloom, kteří vyšli z pravděpodobné dilatace času u slabých zdrojů GRB a odvodili tak jejich vzdálenost na ekvivalent červeného posuvu většího než 6, tj. dále než dosud známé galaxie a kvasary. Pak by činil zářivý výkon GRB v oboru gama plných 10⁴⁵ W. Tím více překvapuje, když C. Winkler aj. nalezli pro dlouhotrvající vzplanutí GRB 940217, kdy po 162 sekund dlouhém hlavním záblesku v pásmu MeV se po plných 90 minutách objevily vysokoenergetické fotony v pásmu GeV, rozmezí vzdáleností od 145 AU (!) do 11,7 kpc. Přitom šlo o nejintenzivnější vzplanutí za celou dobu činnosti družice Compton. Pro relativně blízký galaktický původ zdrojů GRB se na základě statistických i fyzikálních argumentů vyslovil také G. Bisnovatyj-Kogan, jenž hledá souvislost mezi GRB a osamělými blízkými neutronovými hvězdami, jako je Geminga.

I. Mitrofanov poznamenal, že zatímco do r. 1977 neexistovala vůbec žádná solidní představa o povaze GRB, v následující epoše až do r. 1991 převládalo všeobecné mínění, že GRB jsou nějakými projevy aktivity neutronových hvězd v naší Galaxii. Po vypuštění družice Compton se však začaly váhy naklánět ve prospěch extragalaktického původu zdrojů GRB. O tom, že problém povahy zábleskových zdrojů záření gama nabyl na důležitosti, svědčí nepřímo i zcela ojedinělá „velká debata“, uspořádaná v sobotu 22. dubna 1995 ve Smithsonově přírodovědeckém museu ve Washingtonu, D.C. Šlo teprve o druhou velkou debatu v historii americké astronomie, když ta první se konala před 75 lety v témže sále – tehdy na téma, jaká je povaha spirálních mlhovin. Tentokrát tedy šlo o povahu zábleskových zdrojů záření gama, čili v podstatě o hledání jasné odpovědi na otázku, jak daleko jsou zmíněné zdroje od Země. Hlavními protagonisty nynější debaty se stali americký astronom Donald Lamb z Chicaga a polský astronom Bohdan Paczyński z Princetonu, jejichž duel moderovala prof. Virginia Trimbleová. D. Lamb hájil názor, že GRB tvoří populaci v halu Galaxie, kam se dostaly neutronové hvězdy vymrštěné z dvojhvězd při výbuchu supernovy. Naproti tomu B. Paczyński obhajoval představu o extragalaktické vzdálenosti GRB, zejména na základě zřetelné izotropie v rozložení více než tisíce GRB, zaznamenaných aparaturou BATSE. Paczyński sice připustil, že fyzikální podstata GRB není známa, ale podtrhl, že proti kosmologickým vzdálenostem zdrojů nejsou žádné principiální námitky a zároveň neexistuje žádný pádný důkaz pro jinou (kratší) stupnici jejich vzdálenosti.

Jak se dalo očekávat, spor nebyl ani touto debatou ukončen. V jejím závěru shrnul britský královský astronom Sir Martin Rees situaci konstatováním, že důležitá budou další pozorování, případně i identifikace GRB s objekty v jiném spektrálním pásmu, nebo alespoň určení polohy některých GRB s přesností 0,5″. Podotkl, že otázku povahy GRB nelze rozhodnout hlasováním, nýbrž jedině vahou dostatečně jednoznačných argumentů.

I. Smith připomněl, že velkým pokrokem při testování domněnky o GRB v galaktickém halu by bylo objevení GRB v halu galaxie M31 v Andromedě, ale není jisté, zda jsou v tom případě naše aparatury již dostatečně citlivé. Naopak S. Thorsett použil antropického argumentu proti kosmologické vzdálenosti GRB. Pokud totiž je většina GRB opravdu tak daleko, jsou zářivé výkony v záblescích nesmírně vysoké a dříve či později se takový úkaz odehraje uvnitř naší Galaxie. Produkty takového lokálního úkazu GRB pak zasáhnou Zemi s intenzitou výrazně vyšší, než jakou vyvolá nejmohutnější erupce na Slunci. Takový zásah lokálním GRB by pak vyvolal podstatné snížení tloušťky ozonové vrstvy nad Zemí a ionizaci oxidů dusíku v zemské atmosféře. Autor odhaduje intenzitu záblesku na Zemi na ekvivalent 10 Gt TNT a soudí, že by se měl opakovat v průměru po stovkách milionů let. To by se projevilo nápadnou ekologickou katastrofou v geologické minulosti Země a výskytem rozpadových řad radionuklidů v polárním ledu. Jelikož ani jeden z těchto efektů nebyl pozorován, tvrdí autor, že zdroje GRB nemohou být kosmologické.

Pro srovnání připomeňme organizaci a vyznění historicky první velké debaty, jež se uskutečnila zásluhou G. Halea v pondělí 20. dubna 1920 mezi Harlowem Shapleyem – tehdy z Mt. Wilsonu – a Heberem Curtisem z Lickovy observatoře. Tajemníkem tehdejší debaty byl C. Abbot (1872–1973). Mladší H. Shapley (34 let) hájil názor, že existuje jen jediná velká hvězdná soustava – Galaxie, zatímco spirální mlhoviny jsou drobnějšími útvary na její periferii. Věděl však, na rozdíl od tehdejšího koryfeje C. Kapteyna, že Slunce určitě není uprostřed Galaxie. Naproti tomu starší H. Curtis (47 let) soudil, že spirální mlhoviny jsou hvězdnými ostrovy rovnocennými s Galaxií. Argumentoval čerstvým Hubbleovým objevem cefeid v okolních spirálních mlhovinách. Shapley však určil správně rozměry Galaxie, a jelikož Curtisovi na základě Hubbleovy chybné kalibrace cefeid vycházely okolní hvězdné ostrovy příliš malé, Curtis chybně napadal Shapleyovy výpočty. Stručně řečeno, oba autoři hájili jak správné, tak chybné názory, přičemž fakticky užívali i chybných argumentů pro podporu správných tvrzení, ale zároveň i správných argumentů pro podporu chybných tvrzení. Není tedy nijak nepravděpodobné, že podobně tomu bylo i v loňské velké debatě...

4. Mezihvězdná látka

Hlavní hvězdy známé otevřené hvězdokupy Plejády jsou obklopeny proslulými reflexními mlhovinami, z nichž nejjasnější IC 349 kolem hvězdy Merope pozoroval již E. Barnard v r. 1890. Podle G. Herbiga má mlhovina průměr 30″ a pohybuje se vůči hvězdokupě průmětnou rychlostí 15 km/s. To znamená, že v rozporu s obecným míněním nesouvisí tyto reflekční mlhoviny geneticky s hvězdami Plejád, ale jsou dokladem náhodného setkání hvězdokupy s obřím molekulovým mračnem. Molekulové jádro může mít dle J. Trapera aj. také chladné mezihvězdné mračno vzdálené jen 120 pc od Slunce směrem k souhvězdí Persea. Na základě optických pozorování v čáře K I (770 nm) a rádiových pozorování v čáře H I jim vyšel průměr mračna 15 pc, hustota 70 částic/cm³, teplota 30 K a úhrnná hmotnost 1 300 M_☉.

M. Hollis aj. odhalili čáry methylenu (CHD₂) v mlhovině v Orionu a v pozůstatku supernovy W51. R. Glinski a J. Nuth zjistili, že molekuly typu CHD₂X (např. thioformaldehyd) jsou odpovědné za mnoho pozorovaných interstelárních difuzních pásů.

Podle S. Bowyera aj. lze mezihvězdné prostředí tepelně charakterizovat třemi složkami, totiž chladným molekulovým plynem o teplotě 10 K, teplou plynnou složkou o teplotě 10 kK a horkou plazmatickou složkou o teplotě řádu megakelvinů. Astrofyzikové dosud soudili, že teplá a horká složka interstelárního prostředí jsou v termodynamické rovnováze, ale měření v pásmu EUV to nepotvrdila. Autoři ukázali, že v nejbližším mezihvězdném okolí Slunce do vzdálenosti 40 pc je tlak horké složky dvacetkrát vyšší než tlak teplé složky.

V loňském roce skončila svou aktivní činnost proslulá Kuiperova létající observatoř KAO, umožňující měření ve střední i daleké infračervené oblasti spektra. NASA totiž chce ušetřených provozních peněz využít k výstavbě dokonalejší létající observatoře SOFIA, jež by měla být nasazena od r. 2000. KAO se rozloučila skutečně důstojně, když dle V. Strelnitského aj. odhalila při svém posledním letu silnou emisi u hvězdy MWC 349 na vlnové délce 169 μm. Jelikož intenzita čáry je šestkrát vyšší než standardní hodnota, je prakticky jisté, že jde o přírodní vodíkový laser, buzený ultrafialovým zářením hvězdy, v prachoplynovém cirkumstelárním disku. Taková měření jsou velmi cenná při studiu raných fází zrodu hvězd.

5. Galaxie a kvasary

5.1. Naše Galaxie

Navzdory velkému úsilí pozorovatelů i teoretiků není stále jasné, jaké objekty či objekt se nalézají v samotném dynamickém těžišti Galaxie. A. Krabbe aj. hovoří o jaderné hvězdokupě v centrálním půlparseku Galaxie. Odhalili tam totiž existenci nejméně dvou tuctů modrých veleobrů, resp. Wolfových-Rayetových hvězd s efektivní teplotou 20 ÷ 30 kK, jejichž hmotnost může dosahovat až 100 M_☉. Hvězdy jsou následkem epizody překotné tvorby hvězd v jádře Galaxie před 5 miliony lety. Podle těchto autorů se v samotném těžišti Galaxie nachází černá veledíra o hmotnosti 3.10⁶ M_☉.

Domněnku o nedávné epizodě překotné tvorby hvězd v centru Galaxie vyslovil jako první J. Oort již r. 1977. Nyní ji propracoval D. Hartmann, který však soudí, že k ní došlo již před 15 miliony let a uvolnilo se při ní 10⁴⁹ J energie. Podle G. Skinnera je optické záření z centra Galaxie zeslabeno o plných 11 řádů, takže při poznávání povahy jádra soustavy se musíme opírat především o údaje z ostatních spektrálních oborů; ty jsou však navzájem protichůdné a nemají jednotné vysvětlení. J. Holywood aj. uvádějí, že poloha dynamického centra Galaxie souhlasí s polohou zdroje Sgr A*, jenž se svou spektrální charakteristikou podobá jádrům galaxií M31, M81 a M104 a jenž září napříč celkem 10 dekád frekvence elektromagnetického záření. V pásmu tvrdého rentgenového záření 4 ÷ 20 keV však vydává výkon pouze 10²⁹ W a v infračerveném oboru K je 13 mag. Přitom je v celém pásmu jeho zářivý výkon časově proměnný, a to lze dobře vysvětlit přítomností černé veledíry o hmotnosti 1.10⁶ M_☉. Dle R. Narayana aj. má černá díra hmotnost 7.10⁵ M_☉ a přibírá za rok 1,2.10⁵ M_☉ hmoty akrecí okolního mezihvězdného plynu.

V oblasti centra Galaxie pozorujeme ovšem řadu diskrétních vysoce energetických zdrojů přechodné povahy. Podle M. Briggse aj. odhalila družice HEAO-1 v září 1977 přechodný zdroj záření gama ve směru ke galaktickému centru v pásmu 80 keV ÷ 2 MeV, jenž však v r. 1978 opět zmizel. Poměr intenzit v oboru gama a rentgenovém dosahoval 5 : 1 a při vzdálenosti kolem 8 kpc činil jeho zářivý výkon v oboru gama až 4.10³⁰ W. Nedávná sledování centra Galaxie aparaturou SIGMA na družici GRANAT v pásmu 35 ÷ 150 keV však neobjevila v daném směru vůbec žádný měřitelný signál. Zato, jak jsem se již zmínil v předešlé kapitole, aparatura BATSE na družici Compton objevila koncem r. 1995 v centru Galaxie přechodný tvrdý rentgenový zdroj J1744-28 s rychlými periodickými pulzacemi v periodě 0,467 s a amplitudou signálu až 50 % v pásmu 25 ÷ 45 keV. M. Finger aj. soudí, že jde o dvojhvězdu, jejíž zhroucenou složku tvoří silně magnetická neutronová hvězda a kolem níž obíhá v periodě 11,8 dne prakticky po kruhové dráze o poloměru větším než 780 000 km vypařující se bílý trpaslík se zbytkovou hmotností kolem 0,1 M_☉. Tímtéž zařízením objevili koncem loňského července T. Koh aj. ve směru ke galaktickému centru rentgenový pulzar GRO J1735-27 a krátkodobě stálý rentgenový zdroj J1750-27, jenž však o měsíc později opět zmizel.

Pro pochopení struktury jádra naší Galaxie je užitečné porovnání s obdobnými oblastmi v centru blízkých galaxií, jak se to nyní daří prostřednictvím snímků pomocí HST. R. O'Connell aj. odhalili na snímku jádra spirální galaxie M82 komplex více než stovky kompaktních superhvězdokup do poloměru 100 pc od středu soustavy. Jsou v průměru jasnější než hvězdokupy v Místní soustavě galaxií a shlukují se do vyšších celků – superasociací. Vysokou jasnost vyvolává zřejmě překotná tvorba hvězd tempem 10 M_☉ za rok. V infračerveném oboru září na úrovni 6,5.10¹⁰ L_☉. V optickém oboru je ovšem většina záření pohlcena díky vysoké mezihvězdné absorpci o 5 ÷ 25 mag.

Hubbleův teleskop se uplatnil též při výzkumu kulových hvězdokup v naší Galaxii. M. Shara aj. hledali rychle proměnné hvězdy v jádře hvězdokupy NGC 6752. Monitorovali 730 hvězd po dobu 7 hodin v ultrafialovém pásmu 220 nm s rozlišením 14 min, ale nenašli vůbec žádnou proměnnost. To značí, že kataklyzmické proměnné i těsné dvojhvězdy jsou v jádře hvězdokupy velmi vzácné, takže proces slapového zachycování hvězd není ani při vysoké koncentraci hvězd v jádře hvězdokupy příliš účinný.

H. Richer aj. zkoumali nejbližší kulovou hvězdokupu M 4 (NGC 6121), vzdálenou od nás 3,4 kpc. Odhalili v ní 80 bílých trpaslíků s průměrnou hmotností 0,5 M_☉, takže skutečný počet těchto degenerovaných hvězd ve zmíněné hvězdokupě činí asi 20 000. Úhrnný zářivý výkon hvězdokupy činí 5.10⁴ L_☉. Podobně R. Elsonová aj. studovala barevný diagram pro nejbohatší kulovou hvězdokupu naší Galaxie ω Centauri (NGC 5139). Hlavní posloupnost se podařilo sledovat do mezní infračervené magnitudy I = 26 na barevném diagramu pro 800 hvězd. Mezi nimi byli čtyři bílí trpaslíci 24 ÷ 25 mag a asi 5 % dvojhvězd s hmotnostmi 0,4 ÷ 0,7 M_☉. Pozdní fáze hvězdného vývoje ve starých hvězdokupách lze podle F. Verbunta a H. Johnstonové dobře studovat sledováním diskrétních rentgenových zdrojů, pokud má ovšem aparatura dostatečné úhlové rozlišení. Velké množství zdrojů v kulových hvězdokupách lze vysvětlit jako neutronové hvězdy přibírající hmotu od druhé složky těsné dvojhvězdy. V tomto směru je naprosto nezastupitelná úloha družice ROSAT, vypuštěné v červnu 1990, jež dosud uspokojivě pracuje. Tatáž družice je schopna odhalit hvězdy s aktivními chromosférami v mladých otevřených hvězdokupách. R. Stern aj. objevili mnoho rentgenových zdrojů v blízké otevřené hvězdokupě Hyády v souhvězdí Býka. V pásmu 0,1 ÷ 2,5 keV odhalili celkem 185 rentgenových zdrojů s výkonem nad 1.10²¹ W. O tom, že jde o aktivní chromosféry, svědčí okolnost, že rentgenově zde září plných 90 % hvězd třídy G. Pokud se hvězda vyskytuje v těsné dvojhvězdě, znamená to pravidelně další zvýšení její rentgenové jasnosti v porovnání s hvězdami osamělými.

A. Subramaniam aj. hledali dvojité otevřené hvězdokupy, jejichž prototypem je známá hvězdokupa χ a h Persei. Našli celkem 18 takových párů hvězdokup v naší Galaxii, kdežto v sousedním Velkém Magellanově mračnu je jejich výskyt relativně vyšší. V Galaxii se nachází podle zmíněných autorů asi 1 400 otevřených hvězdokup s průměrnou životností sto milionů let, z toho asi 8 % představují dvojité hvězdokupy.

A. Dambis určoval vzdálenost Slunce od centra Galaxie (r_O) na základě znalosti vlastních pohybů a radiálních rychlostí 297 cefeid. Obdržel hodnotu r_O = (7,1 ±0,5) kpc, tedy nepatrně nižší, než je konvenčních 7,5 kpc. R. Humphreysová a J. Larsen se zase pokusili stanovit svislou vzdálenost Slunce od hlavní roviny Galaxie (z_O) a obdrželi hodnotu z_O = (20,5 ±3,5) pc.

5.2. Blízké galaxie

Současný názor na vznik Galaxie shrnul J. Maddox. Uvedl, že kosmologická inflace řeší problém, proč ve vesmíru nevzniklo jen několik málo supermasivních galaxií z obrovských prvotních fluktuací. Právě díky inflaci vznikla relativně malá a málo hmotná Galaxie přímo z prvotního hustotního chuchvalce. O tom svědčí dynamická studie, založená na rychlostech pohybu 1 500 obřích hvězd v galaktické výduti. Galaxie má celkem 9 známých průvodců – trpasličích galaxií. Z nich nejmenší je galaxie Fornax, obsahující pouze 150 000 hvězd, tj. méně než průměrná kulová hvězdokupa. Největším průvodcem je galaxie ve Střelci, objevená paradoxně teprve r. 1994, jež je slapově natolik deformovaná, že již v minulosti zřejmě alespoň jednou prošla přímo diskem naší Galaxie – naposledy před 600 miliony lety. S. Tremaine vypracoval model excentrického disku pro jádro obří spirální galaxie M31 v Andromedě. Tento tlustý disk vytvářejí hvězdy obíhající po Keplerových elipsách kolem černé veledíry v jádře galaxie. Pozorované sekundární jasné jádro galaxie lze tak vysvětlit jako koncentraci hvězd poblíž apocentra eliptických oběžných drah. Obě optická zjasnění, z nichž jedno souvisí s dynamickým těžištěm galaxie, jsou od sebe úhlově vzdálena pouze 0,5″.

Dalšího člena místní soustavy, spirální galaxii M33 v Trojúhelníku, sledovali E. Shulman a J. Bregman prostřednictvím rentgenové družice ROSAT v lednu a srpnu 1992. Nalezli v ní 27 diskrétních rentgenových zdrojů s výkonem vyšším než 6.10²⁹ W v úhlové vzdálenosti do 17,5′ od centra; z toho 12 již předtím objevila družice Einstein. V 10 případech se podařilo zdroje opticky identifikovat jednak s obřími mračny ionizovaného vodíku a jednak s pozůstatky supernov. Difuzní rentgenová emise galaxie dosahuje výkonu 1.10³² W a hodí se ke sledování průběhu spirálních ramen.

M. Call aj. studovali blízké galaxie MB1 a MB2, související s obří galaxií Maffei 1, jež se nacházejí v tzv. opomíjeném pásmu poblíž hlavní roviny naší Galaxie, pročež je jejich sledování velmi ztíženo mezihvězdnou absorpcí. Galaxie MB1 byla nalezena na snímku pořízeném v říjnu 1991 Schmidtovou komorou v blízkém infračerveném pásmu a potvrzena rádiovými měřeními na vlnové délce 211 mm pomocí 100m radioteleskopu v Effelsbergu v březnu 1995. Autoři ji klasifikovali jako obří spirální galaxii, interagující s galaxií Maffei 1. Na témže snímku byla nalezena i galaxie MB1, jež však nemá rádiový protějšek. Jde zřejmě o nepravidelnou trpasličí galaxii, která patří do sousední místní skupiny, vzdálené od nás (3,6 ±0,5) Mpc, do níž patří nejméně 13 galaxií rozličných tvarů a hmotností. Této sousední místní skupině vévodí již zmíněná galaxie Maffei 1 společně s galaxií IC 342.

M. Miyoshi aj. věnovali mimořádné úsilí zkoumání centrálních oblastí galaxie M 106 (NGC 4258) pomocí obří antény VLA. Tato gigantická spirální galaxie je od nás vzdálena (6,4 ±) Mpc a podle všeho obsahuje černou veledíru s hmotností 3,6.10⁷ M_☉. Měření rotačních rychlostí molekulového disku v bodech vzdálených od jádra úhlově o 4, resp. 8, obloukových milivteřin (0,13 a 0,25 pc) to potvrzuje nade vší pochybnost. Odpovídající lineární rychlosti rotace 1 080 km/s a 770 km/s a oběžné periody 750 a 2 100 let lze totiž vysvětlit jedině nesmírným zhuštěním hmoty v centrální desetině parseku. Autoři odhadli tloušťku molekulového disku na nanejvýše 0,000 3 pc, takže hustota látky uvnitř tohoto poloměru převyšuje alespoň 40krát hustotu u jiných kandidátů černých veleděr. Shodou okolností vidíme disk téměř z profilu pod úhlem 83°.

S kuriózním názorem přišla E. Burbidgeová, která tvrdí, že z této aktivní galaxie byly vyvrženy dva kvasary, odhalené pomocí rentgenového záření družicí ROSAT. Burbidgeová tvrdí, že kvasary se nacházejí pouze 18 kpc od centra galaxie M106, takže jejich velmi velké červené posuvy z (0,40 a 0,65!) nemohou být kosmologického původu, ale znamenají prchání od centra galaxie rychlostí až 65 % rychlosti světla. Pokud by se náhodou tento názor potvrdil, znamenalo by to naprostý zvrat v kosmologii i v (ne)pochopení povahy kvasarů jako třídy kosmických objektů.

Určování vzdáleností galaxií a kvasarů patří ostatně k ústředním problémům soudobé astronomie. Zdá se, že do vzdálenosti 10 Mpc panuje mezi odborníky již dosti slušná shoda, tj. že metody určování těchto kosmologicky nepatrných vzdáleností neobsahují větší soustavné chyby. D. Alves a K. Cook dokázali pomocí 4m teleskopu na Kitt Peaku odhalit čtyři cefeidy v galaxii M101 (NGC 5457, UMa) jakož i několik mirid s periodou až 7 800 dnů. Odtud určili vzdálenost galaxie na 6,6 Mpc, což je o něco méně, než kolik z mnohem obsáhlejšího materiálu o 29 cefeidách, viditelných na snímcích HST, obdrželi D. Kelson a G. Illingworth, totiž 7,4 Mpc. Titíž autoři dostali pro galaxii NGC 925 (Tri) z 80 cefeid vzdálenost 9,8 Mpc. Nezávisle lze vzdálenosti galaxií odhadovat na základě jasnosti supernov třídy Ia – obě metody pro vzdálenosti do 10 Mpc souhlasí velmi dobře. Nejnověji se používá také měření jasnosti nov, jejichž zářivý výkon kalibrovali M. della Valle a M. Livio na novách ve Velkém Magellanově mračnu a v galaxii M 31. Odtud obdrželi pro vzdálenost kupy galaxií v Panně hodnotu (18,6 ±3,3) Mpc. Jak známo, určení vzdálenosti této kupy patří ke klíčovým úkolům kosmologie, jelikož odtud lze již odvodit lokální hodnotu Hubbleovy konstanty H₀ pro rychlost rozpínání vesmíru.

Podle K. Croswella by vlastně bylo výhodnější měřit tempo expanze u kupy v souhvězdí Chemické pece (Fornax) na jižní obloze. Kupa je totiž při pohledu ze Země mnohem kompaktnější a navíc se nalézá právě v opačném směru, což by mělo vyloučit případnou systematickou složku rychlosti Galaxie vůči pozadí. Odhaduje se, že vzdálenost této kupy je o něco větší než u kupy v Panně, ale jistou nevýhodou je malý počet (pouze 17) spirálních galaxií v kupě Fornax. Cefeidy se totiž nacházejí výhradně ve spirálních galaxiích, a nikoliv v daleko početnějších galaxiích eliptických. Naproti tomu kupa v Panně obsahuje nejméně 1 170 galaxií, takže spirálních soustav je v ní jistě dostatek. Naneštěstí, jak uvádějí C. Young a M. Currie z rozboru měření 64 trpasličích eliptických galaxií v kupě, je hloubka kupy ve směru zorného paprsku velká a galaxie jsou uvnitř kupy rozloženy velmi nerovnoměrně, což spolehlivost stanovení H₀ značně snižuje. O tom ostatně svědčí vzdálenost plných 30 Mpc, kterou pro galaxii NGC 4261 z kupy v Panně odhadli L. Ferrareseová aj. Obří eliptická galaxie je nápadná spirálovým prachovým diskem o šířce 250 pc, jenž je patrně pozůstatkem po trpasličí galaxii, která byla obří soustavou kanibalizována. Svědčí o tom též okolnost, že černá veledíra o hmotnosti 1,2.10⁹ M_☉ se nachází mimo centrum disku i celé obří galaxie.

N. Tanvir aj. se snažili problém kalibrace vzdáleností kup galaxií přenést co nejdále do vesmíru tím, že určili vzdálenost kupy galaxií v souhvězdí Vlasů Bereniky. Kupa je totiž asi šestkrát dále než kupa v Panně, takže problémy vlastních rozměrů kupy a pekuliárních rychlostí jejích členů mají podstatně menší vliv na určení hodnoty Hubbleovy konstanty H₀. Vyšla jim tak vzdálenost (105 ±12) Mpc a odpovídající hodnota H₀ = 80 km/s/Mpc. Autoři uvádějí, že ani tak vysoká hodnota nemusí znamenat konflikt v určení stáří vesmíru, pokud se smíříme s tím, že průměrná hustota vesmíru je podstatně nižší než hustota kritická, což je vskutku přípustné s ohledem na nejasnosti ohledně zastoupení skryté hmoty vesmíru.

S. Stephensonová se domnívá, že vzácné případy prstencových galaxií jsou rovněž vyvolány kanibalizací menší galaxie obří soustavou. Prstenec je pak zbytkem pohlcené galaxie. Dosud známe pouze šest takových soustav: Hlemýžď (NGC 2685, UMa), NGC 4650A (Cen), UGC 7576 (Com), UGC 9796 (Boo), ESO 415-626 (For) a A0136-0801 (Cet). Jako vždy bylo i loni několik významných prací věnováno obří aktivní galaxii M87 (NGC 4486), o níž se soudí, že leží poblíž centra kupy v Panně. B. Junor a J. Biretta mapovali jádro galaxie pomocí interferometru VLBI s rozlišením 0,15 úhlových milivteřin, což odpovídá lineárnímu rozlišení asi 1 světelný měsíc. Černá veledíra je ještě o dva řády menší než tato rozlišovací mez a její hmotnost dosahuje rekordní hodnoty 3 GM_☉. Interferometr ukázal, že známý optický a rádiový výtrysk začíná těsně nad povrchem černé díry, ale zpočátku se pohybuje poměrně pomalu, takže své vysoké relativistické rychlosti nabývá postupně – a to je naprostá fyzikální záhada, i když role silného magnetického pole se asi nedá podceňovat. J.Biretta aj. studovali v letech 1982–93 výtrysk pomocí antény VLA na frekvenci 15 GHz. Výtrysk se při vysokém rozlišení jeví jako série rádiových uzlíků s průměrnou rychlostí vzdalování od centra kolem 50 % rychlosti světla. Ve větší vzdálenosti se pak tempo rozpínání rozkolísá příčnými pohyby. Výtrysk je k zornému paprsku skloněn pod úhlem 43° ve vzdálenosti 1 kpc od centra.

K podobným závěrům o povaze výtrysků dospěli také M. Longair aj. při komplexním výzkumu výzkumu radiogalaxií 3C 265, 324 a 386 pomocí HST, VLA a infračerveného teleskopu UKIRT. Ve všech případech jde o bipolární výtrysky z černých veleděr o typické hmotnosti 1 GM_☉. Hmota se zde šíří v úzkých svazcích v podobě za sebou následujících uzlíků bezmála světelnou rychlostí, ale postupně se brzdí v mezihvězdném prostředí, čímž se uvolňuje energie v podobě rádiového záření. Mechanismus usměrnění svazku je do značné míry záhadou.

5.3. Vzdálené galaxie

Nejvzdálenější známou radiogalaxii 8C 1435+63 (Dra) s červeným posuvem z = 4,25 objevili r. 1994 D. Lacy aj. H. Spinradovi aj. se nyní zdařilo pomocí Keckova dalekohledu pořídit spektrum galaxie v okolí posunuté čáry Lyman-α vykazující známý „les“ absorpčních čar. Galaxii vidíme v době, kdy stáří vesmíru bylo zhruba šestkrát nižší než dnes, tj. tato galaxie je přibližně 3 Gpc daleko. R. Ivison aj. studovali zastoupení prachu v této galaxii pomocí měření na milimetrových vlnách 30m radioteleskopem IRAM. Ukázali, že celková hmotnost prachové složky dosahuje 1 GM_☉, což je asi o řád více než u 8 zkoumaných rádiově tichých kvasarů a radiogalaxií s červenými posuvy v rozmezí 3,7 ÷ 4,3. V současnosti známe již na půl stovky objektů s červenými posuvy nad 4,0.

V této vzdálenosti je nyní suverénně nejvýkonnějším strojem právě zmíněný Keckův teleskop, vybavený citlivou infračervenou kamerou a spektrografem. Velké červené posuvy totiž způsobují, že pro nás leží maximum spektrální zářivosti objektů ve středním infračerveném spektrálním pásmu. S. Djorgovski aj. získali v malých „oknech“ o průměru 1′ ve vysokých galaktických šířkách obrazy galaxií v pásmu 2,2 μm až do 24 mag a v optickém pásmu R až do 27 mag a v pásmu B dokonce do 29 mag. V přepočtu to znamená, že v dosahu Keckova teleskopu je 30 miliard galaxií po celé obloze. M. Pahre a S. Djorgovski se pokusili nalézt v blízké infračervené oblasti známky přítomnosti protogalaxií, ale až dosud naprosto bez úspěchu. R. Griffiths aj. a R. Windhorst aj. analyzovali nezávisle hluboké snímky HST, na nichž zdaleka převažují trpasličí modré galaxie. Takové objekty se ještě před dvaceti lety považovaly za vzácnou výjimku. Nyní se však ukazuje, že jde o nejběžnější galaxie vůbec a že v minulosti převažovaly nad všemi ostatními typy ještě mnohem výrazněji než nyní.

J. Gallagher a R. Wyse uvedli, že při vzniku svítivých galaxií hrají významnou úlohu trpasličí sféroidální galaxie a že splývání galaxií se projevuje překotnou tvorbou hvězd, tedy jejich „namodralostí“. K. Lanzetta aj. odhalili zkoumáním „lesů“ absorpcí ve spektru kvasarů, že jde o obří vodíková mračna, která fakticky představují rozsáhlá hala vzdálených galaxií – nejde tedy o samostatné útvary v intergalaktickém prostoru, jak se dosud soudilo. Udivují ovšem rozměry těchto hal – až 15krát větších než mateřské galaxie, tj. často až 0,5 Mpc. Podle X. Barconse aj. se dají podobně odhalit rozsáhlá tmavá hala kolem málo svítivých galaxií o hmotnostech řádu 10¹¹ M_☉. I v tomto případě se vzdálených kvasarů užívá jako reflektorů, které zdáli ozařují bližší galaxie. Autoři ukázali, že rychlost rotace v temném halu zřetelně roste se vzdáleností od centra galaxie, takže to potvrzuje přítomnost většího množství skryté hmoty na periferii galaxie.

R. Clowes aj. studovali v oblasti severní polární čepičky galaktických souřadnic pět ultrasvítivých infračervených galaxií z přehlídky družice IRAS. Zjistili, že většinou v nich probíhá překotná tvorba hvězd a že dvě nejsvítivější patří k Seyfertovým galaxiím 2. typu. Galaxie 14041+0117 má celkovou infračervenou svítivost 3,1.10¹² L_☉. D. Clemens aj. zkoumali velký vzorek ultrasvítivých infračervených galaxií z družice IRAS, obsahující celkem 91 objektů, v pásmu 60 μm. Z tohoto počtu je 56 galaxií jasnějších než B = 19,5 mag. Z nich je 91 % ve srážce s jinou galaxií a 35 % má mimořádnou aktivitu jádra. To poukazuje na vysokou četnost srážek v raném vesmíru a její velký vliv na vývoj většiny galaxií.

Podle A. Dresslera aj. a D. Macchetta aj. svědčí pozorování HST pro rozdílný průběh vývoje eliptických a spirálních galaxií. Zatímco eliptické galaxie se rychle vyvinuly do dnes pozorovaných forem, spirální galaxie prodělávají nepřetržitý vývoj po celou svou dlouhou existenci. Podle R. Kennicutta a C. Hogana probíhá vznik galaxií v několika etapách. Nejprve se gravitací hroutí zárodečný chuchvalec a v jeho rovinném disku se počnou tvořit hvězdy. Jakmile hvězdy začnou masově vznikat, zabraňují pokračování téhož procesu, a tak se posléze vytvoří ustálený stav, ovlivňovaný ovšem epizodami srážek galaxií a překotné tvorby hvězd.

5.4. Kvasary

J. Bahcall aj. vyděsili odbornou veřejnost, když zjistili na základě hlubokých snímků HST, že 10 ze 14 sledovaných kvasarů je „nahých“, tj. nemá kolem sebe ani stopu po mateřské galaxii. Tím byla zásadně zpochybněna standardní představa, že kvasary představují vlastně extrémně aktivní jádra galaxií, v nichž je černá veledíra vyživována troskami hvězd, roztrhanými slapy v okolí černé veledíry. Toto kacířství ostře kritizoval J. Hutchings, který nachází vinu v systematických chybách HST. Uvádí totiž, že již dávno se pozemním přístrojům podařilo nalézt mateřské galaxie pro nějakých 200 kvasarů s rozličnými červenými posuvy. Paradoxně jsou totiž pozemní přístroje vnímavější k nalezení vnějších slabých okrajů klasických galaxií než HST, zejména když uprostřed „sedí“ poměrně jasný kvasar. Tento názor podpořili také M. Disney aj. zobrazením okolí čtyř kvasarů se středně velkými červenými posuvy samotným HST. Ve všech případech prokázali existenci interagujících eliptických galaxií kolem kvasarů.

Celá řada kvasarů se loni výrazně projevila proměnným zářením v pásmu 2 MeV ÷ 300 GeV. Byly mezi nimi kvasary PKS 0336-019, 1156+296 a zejména 1622-297, jakož i blazary Mrk 421 a 501 i PKS 2155-304. Také dva blízké kvasary 3C 273 (z = 0,16) a 3C 279 (z = 0,54) jsou podle O. Williamse aj. v pásmu měkkého záření gama nápadně proměnné na časové stupnici měsíců až let. V r. 1995 byl tok záření gama od kvasaru 3C 279 nejvyšší od r. 1991. W. Brikman a J. Siebert studovali rádiově hlučný kvasar PKS 1937-101, jenž září intenzivně také v měkkém rentgenovém oboru, kde dosahuje výkonu 2,4.10⁴⁰ W při z = 3,79. Patří tak k nejsvítivějším rentgenovým i optickým zdrojům na obloze. P. Shaver aj. pozorovali v současnosti vůbec nejvzdálenější (z = 4,46) rádiově hlučný kvasar PKS 1251-407 jako optický objekt B = 23,7 mag a rádiový zdroj s intenzitou 0,25 Jy na 2,7 GHz. Pouze 4 kvasary s posuvem z > 4,0 jeví měřitelné rádiové záření. Patrně nejlépe fotometricky sledovaným proměnným extragalaktickým objektem je blazar OJ 287 (z = 0,31), pro nějž předpověděli A. Sillanpää aj. optický výbuch na podzim 1994, na základě modelu, v němž dvě černé veledíry obíhají kolem společného těžiště v periodě 8,9 let. Vlivem relativistické dilatace času pak pozorujeme rekurenci výbuchů v periodě 11,65 let, což se vskutku potvrdilo optickým zjasněním v listopadu 1994. Světelná křivka za léta 1891–1995 vykazuje rozkmit od 17 do 12 mag. J. McDowell aj. poukázali na naprosto neobvyklé spektrum kvasaru PG 1407+265 (z = 0,94), v němž nejsilnější emisní čarou je H-α, zatímco čáry H-β a Ly-α jsou velmi slabé. Hlavním překvapením je však zřetelná závislost změřených hodnot červených posuvů na ionizačním potenciálu čáry – rozdíly v přepočtu na radiální rychlost činí až 100 000 km/s!

Současné názory na povahu kvasarů shrnul P. Shaver. Od první identifikace v r. 1963 až do poloviny osmdesátých let byla dobrým vodítkem pro hledání kvasarů jejich rádiová hlučnost. Pak však převážila zejména při hledání velmi vzdálených kvasarů optická technika, založená na červeném přebytku, takže dnes známe již 50 kvasarů se z ≥ 4. Přitom by neměl být problém odhalit opticky i rádiově kvasary s podstatně vyššími hodnotami z. Například pro kvasar s absolutní hvězdnou velikostí -27 mag a z = 10 by měla být optická jasnost +21 mag a rádiový tok 100 mJy, což je plně v dosahu standardních pozemních přístrojů. Přesto však stávající rekord z r. 1991 (z = 4,9) nebyl překonán. Podle R. Websterové aj. se při optických přehlídkách nenajde plných 80 % kvasarů, jejichž záření je zčervenalé okolním prachem. Tyto kvasary však mohou přispívat výrazně k difuznímu rentgenovému záření oblohy. V dosahu pozemních přístrojů jsou nyní asi 3 miliony kvasarů, z nichž je popsáno jen něco přes 7 500 objektů, objevených z větší části náhodně na základě rozličných kritérií. P. Hewett aj. publikovali loni první homogenní katalog 1 055 jasných kvasarů na základě soustavné přehlídky započaté r. 1986 a zahrnující prakticky všechny kvasary s modrými magnitudami v rozmezí 16 ÷ 18,5 mag. Rozptyl červených posuvů z (0,2 ÷ 3,4) poukazuje na to, jak heterogenní třídou kvasary jsou. Většinou však převládá názor, který poprvé vyslovili již v r. 1963 F. Hoyle a W. Fowler, že kvasary získávají energii akrecí plynu na černé veledíry. Hlavním problémem je dle R. Blandforda objasnit, jak se tento plyn současně vysílá relativistickými rychlostmi a ve směrovaných svazcích ven z kvasaru.

5.5. Gravitační čočky

První kvasar zobrazený mezilehlou galaxií – gravitační čočkou, byl objeven D. Walshem aj. pomocí teleskopu MMT v Arizoně v r. 1979. Nachází se ve Velké medvědici a je označen jako zdroj 0957+561 A,B. Jeho červený posuv z = 1,41 výrazně převyšuje posuv pro mezilehlou galaxii (z = 0,36). Jelikož je kvasar evidentně proměnný, mělo by se to projevit soustavným zpožděním ve změnách jasnosti mezi složkami A a B, jelikož dráha obou paprsků k nám má různou délku. To umožňuje v principu určit hodnotu Hubbleovy konstanty rozpínání vesmíru nezávisle na kalibracích vzdáleností, a tak není divu, že studiu světelných křivek obou objektů v různých oborech spektra se věnuje velká pozornost. V r. 1993 využil J. Dolan tehdy ještě fungujícího rychlého fotometru HSP na HST k měření ultrafialové světelné křivky a polarizace kvasaru. Shledal, že poměr jasností obou složek je týž jako ve viditelné oblasti spektra, což svědčí pro teorii gravitační čočky, která je z principu achromatická. Světlo kvasaru není polarizované na vlnové délce 277 nm.

Naproti tomu G. Chartas aj. srovnávali rentgenový tok kvasaru z družice ROSAT v letech 1991–92 s obdobnými měřeními družice Einstein z r. 1979 a shledali, že rentgenové toky vzrostly se zpožděním 540 dnů na bezmála dvojnásobek, zatímco opticky se v témže období nezměnilo nic. Poměr rentgenových jasností obou složek se však výrazně liší od optického i rádiového, takže něco je špatně. Buď nejde o gravitační čočku, anebo jsou hodnoty zpoždění signálů chybné, či dokonce se zde projevuje efekt mikročočkování. Hmotnost gravitační čočky – kupy galaxií do poloměru 1 Mpc – dosahuje hodnoty řádu 10¹⁴ M_☉. V prosinci 1994 pozorovali T. Kundic aj. náhlý pokles červených magnitud složky A o 0,1 mag, což by se mělo projevit obdobným poklesem jasnosti složky B v první polovině r. 1996. Z měření kolísání rádiového toku odvodili G. Beskin a V. Oknjanskij zpoždění (1,45 ±0,04) roku (530 dnů), kdežto J. Pelt aj. dostali z optických měření zpoždění (1,16 ±0,02) roku. Odtud vychází H₀ ≤ 70 km/s/Mpc. Soustavným hledáním gravitačních čoček se nyní zabývají S. Myers aj. u antény VLA v rámci projektu CLASS na vlnové délce 36 mm (8,4 GHz). Zařízení nalezne všechny vícenásobné rádiové zdroje, pokud jejich úhlová odlehlost přesahuje 0,2″. Prohlédli až dosud 3 258 rádiových zdrojů a nalezli přitom kvasar 1608+656, který se skládá ze čtyř složek s úhlovou odlehlostí až 2,1″. Červený posuv kvasaru se změřit nepodařilo; mezilehlá kupa má z = 0,63. Dosud nejkomplexnější čočkovou strukturu odhalil R. O'Brien na snímku kupy A2218 Hubbleovým kosmickým teleskopem. Kolem zmíněné kupy nalezl na 120 obloučků, které vypadají jako podivuhodná kosmická pavučina. Zřejmě se zde zobrazuje rovněž kupa galaxií, která je však až o řád dále než A2218. Snímek prokazuje zcela zřetelně, že ve vesmíru se nachází obrovské množství skryté hmoty, projevující se výhradně gravitačními účinky.

V r. 1991 bylo při přehlídce objektů z družice IRAS objeveno rádiové záření infračerveného zdroje F10214+4724 (UMa) a brzy se ukázalo, že jde o ultrasvítivou infračervenou galaxii se z = 2,3. Při zmíněném červeném posuvu pak vycházela naprosto neuvěřitelná svítivost řadu 10¹⁴ L_☉. Nyní se však podařilo tento údaj poněkud zlidštit, neboť řada autorů (T. Broadhurst, J. Lehár, S. Serjeant aj. a L. Close aj.) dospěla k názoru, že obraz této podivuhodné galaxie je více než o řád zesílen efektem gravitační čočky. Spektra dvou mezilehlých galaxií v úhlové vzdálenosti 1″ a 3″ od ultragalaxie totiž dávají červené posuvy kolem 0,90 a podrobnější snímky prokázaly existenci svítících gravitačních oblouků ve vzdálenosti do 1″ od gravitátoru. Infračervená ultragalaxie zůstává i tak výjimečně svítivou, ale kdyby nebylo zesílení mezilehlou gravitační čočkou, tak bychom ji nikdy nenalezli! Dosud nejvzdálenější útvar zobrazený gravitační čočkou nalezli J. Hjorth aj. pomocí teleskopu NOT na La Palmě. Objekt 1208+1011 A,B má z = 3,8 se složkami úhlově vzdálenými jen 0,47″. O mezilehlé galaxii však zatím není nic známo.

5.6. Gravitační mikročočky

Hledání projevů gravitačních mikročoček v galaktické výduti a ve Velkém Magellanově mračnu se pozvolna stává rutinou. Projekty MACHO, OGLE i EROS soustavně shromažďují nové údaje jak o vlastních mikročočkách, tak také o proměnnosti hvězd obecně. Jen za poslední dva roky tak byly získány světelné křivky pro 60 gravitačních mikročoček. E. Aubourg aj. uvádějí, že se v projektu EROS pokusili nalézt mikročočky v halu naší Galaxie, jež by zesilovaly obrazy hvězd ve Velkém Magellanově mračnu (LMC). K tomu cíli po dobu 10 měsíců sledovali 820 000 hvězd v LMC s kadencí až 46 fotometrických měření během jediné pozorovací noci. Nenašli však ani jeden případ zesílení jasnosti vzdálené hvězdy, z čehož usuzují, že v halu Galaxie je jen málo objektů s hmotností na úrovni hmotnosti planet Sluneční soustavy. R. Henriksen a L. Widrow tvrdí, že objekty, jež způsobují běžně pozorovaná zjasnění v projektu MACHO i EROS, jsou fakticky temná mračna o poloměru miliard km a hmotnosti 0,1 M_☉. Mračna se mají skládat s původní směsi vodíku a helia s nepatrnou příměsí těžších prvků, organických molekul a prachu. Jelikož jsou mračna na vnějším okraji ionizována, projeví se to rádiovými fluktuacemi, jak bylo pozorováno u kvasaru 1502+106.

C. Alcock aj. oznámili, že se jim podařilo odhalit porušení souměrnosti světelné křivky u jednoho mimořádně dlouhého úkazu mikročočky. Vysvětlují to tím, že projekce rychlosti čočky vůči vzdálené hvězdě byla srovnatelná s okamžitou hodnotu projekce oběžné rychlosti Země do téhož směru, takže celý úkaz trval bezmála rok. Podle odhadu je od nás čočka vzdálena 1,7 ÷ 2,8 kpc a při hmotnosti 0,6 ÷ 1,3 M_☉ je buď bílým trpaslíkem, nebo neutronovou hvězdou. W. Colley a J. Gott III počítali pravděpodobnost výskytu gravitační mikročočky, jejíž projev bychom mohli pozorovat prostým okem. Stanovili si jako spodní mez zjasnění amplitudu 1 mag a vyšlo jim, že takový případ se dá pozorovat v průměru jednou za 2 400 roků, přičemž úkaz potrvá několik hodin až dnů.

6. Kosmologie a fyzika

6.1. Obecné otázky

Zní to téměř neuvěřitelně, ale teorie stacionárního vesmíru, kterou vytvořili H. Bondi, T. Gold a F. Hoyle v r. 1948, ještě stále nezmizela z aktuální vědecké scény. Vloni totiž čilý osmdesátník F. Hoyle a jeho spolupracovníci zveřejnili teorii kvazistacionárního vesmíru, jež jednak poukazuje na slabiny standardní teorie velkého třesku a jednak modifikuje původní práci z r. 1948 v tom smyslu, že rovnoměrné tvoření hmoty z ničeho nahrazuje tvorbou hmoty v ohniscích, tj. především tam, kde už předtím nějaká hmota byla. Testování teorie laboratorně je ovšem vyloučeno, neboť odhadované přírůstky hmoty jsou neměřitelně malé (1 atom v krychlovém metru za miliardu let!).

Jiným kacířstvím se zajisté stane studie E. Harrisona, který se zabýval způsobem, jak lze dolovat energii rozpínání vesmíru. Teoreticky je to jednoduché: stačí, když dostatečně vzdálené objekty spojíme lanem, takže pokračující rozpínání vesmíru obstará žádaný „napnelismus“. Odtud ovšem ihned vzniká otázka, jak je to se zákonem zachování energie, a Harrison tvrdí, že v homogenním neohraničeném vesmíru se energie nezachovává! Pokud se vesmír rozpíná zpomaleně, což je prakticky jisté, lze takto získat konečnou energii doslova z ničeho. Harrison přišel ještě s dalším provokativním nápadem, jenž je logickým důsledkem antropického principu. Pokud existuje volba při vzniku rozličných vesmírů velkými i malými třesky, tak se budou přednostně množit vesmíry obsahující inteligentní život v důsledku – přírodního výběru. Vesmír s inteligentními bytostmi se totiž snadněji reprodukuje a rozmnožuje než vesmír bez života.

6.2. Velkorozměrová struktura

Pro zlepšení našich znalostí o velkorozměrové struktuře vesmíru bude mít jistě zcela zásadní význam přehlídka galaxií a kvasarů Sloan Digital Sky Survey (SDSS), která loni začala a měla by být hotova počátkem příštího desetiletí. S. Okamura uvádí, že speciálně k tomu účelu postavený 2,5m teleskop umožní zobrazování v pěti spektrálních oborech i spektroskopii v pásmu 350 ÷ 900 nm na polovině výměry severní oblohy. Podle N. Bahcallové bude přehlídka obsahovat údaje o 50 milionech galaxií do 23 mag a dále spektra jednoho milionu galaxií, 100 000 kvasarů a 3 000 kup galaxií do cca 19 mag. Tak by se mělo podařit získat homogenní údaje o velkorozměrové struktuře vesmíru až do vzdálenosti 600 Mpc.

Podle N. Weira aj. bude také II. fotografický palomarský atlas oblohy (POSS II) částečně digitalizován. Atlas pokryje severní a část jižní oblohy na 894 polích ve filtrech B, R a I a digitalizace zabere 1 TB, tj. zhruba 1 GB na jedno pole. Červené snímky POSS I již digitalizovány byly. Celý soubor představuje 102 disků CD-ROM (při kompresi dat 10 : 1) a existuje i „populární“ verze s kompresí 100 : 1 pro široké použití pod názvem RealSky CD. V této verzi je mezní hvězdná velikost přehlídky 19 mag pro objekty do δ = -15° za celkem přijatelnou cenu 275 dolarů (pro zájemce uvádím elektronickou adresu, na níž lze získat technické podrobnosti: asp@stars.sfsu.edu ).

C. Benn a J. Wall porovnali pozorovanou izotropii rozložení rádiových zdrojů na úrovni toků řádu μJy se vzhledem největších zjištěných struktur ve vesmíru a obdrželi tak dobrý souhlas pro modelové nehomogenity. Podle P. Budiniche aj. jsou tyto struktury důsledkem spontánního narušení symetrie ve velmi raném vesmíru. Odpovídající fluktuace byly před několika lety odhaleny pomocí družice COBE a nyní dle C. Lineweavera aj. potvrzeny citlivými radiometry na Tenerifě.

E. de Gouveia Dal Pinová aj. hledali fraktálovou dimenzi vesmírných struktur n na základě měření družice COBE a obdrželi n = (1,43 ±0,07), což souhlasí s dimenzí odvozenou z rozložení galaxií a kup galaxií až do rozměru 100 Mpc. Co však naopak vůbec nesouhlasí, je dle M. Collese pohyb Abellových kup galaxií vůči poli reliktního záření rychlostí (764 ±160) km/s, ačkoliv spíše bychom očekávali rychlost nulovou. Rychlost místní soustavy galaxií vůči těžišti Abellových kup je rovněž úctyhodná, totiž (626 ±242) km/s ve směru galaktických souřadnic l = 216° a b = -28°. Konečně E. Bunn a N. Sugiyama zjistili, že hodnota kosmologické konstanty Λ je určitě menší než 0,8 a patrně blízká nule. Naproti tomu velkorozměrová struktura vesmíru nasvědčuje hodnotě Λ ≥ 0,7, čímž se manévrovací prostor standardního kosmologického modelu velmi zúžil. Není divu, že J. Maddox poznamenal, že teorie velkého třesku je „velmi křehká“.

6.3. Skrytá látka (angl. Dark Matter)

Poměrně nejvíce údajů o skryté látce dostáváme nyní prostřednictvím analýzy čím dál bohatšího pozorovacího materiálu získávaného z projektu hledání gravitačních mikročoček. Podle K. Cooka představují mikročočky nanejvýš 19 % skryté látky v halu Galaxie. A. Burrows a J. Liebert však soudí, že další složkou skryté látky jsou zde obyčejné hvězdy, a na podporu svého tvrzení uvádějí případ galaxie NGC 5907, vyznačující se nápadně červeným halem. Naneštěstí pro naši Galaxii to asi neplatí, jak ukázali J. Bahcall aj. ze snímků HST, na kterých se to červenými trpaslíky v halu Galaxie příliš nehemží. Podle těchto měření tvoří méně než 6 % skryté látky v halu a méně než 15 % skryté látky v disku Galaxie.

Proto B. Moore a J. Silk přišli s nápadem, že v rané fázi vývoje Galaxie se skrytá látka soustředila do asociací hmotných baryonových objektů, jímž říkají RAMBO (z angl. Robust Associations of Massive Baryonic Objects). Podle těchto autorů má průměrný RAMBO poloměr pod 15 pc a hmotnost řádu 10 M_☉. Odhalit bychom je mohli jedině prostřednictvím efektů gravitačních mikročoček. N. Bahcallová aj. uvádějí, že většina skryté látky se nalézá v halech na periferii galaxií až do vzdálenosti 200 kpc od centra. V intergalaktickém prostoru však už další skrytá látka není, takže odtud nutně plyne poměrně malá průměrná hustota vesmíru, vyjádřená parametrem Ω ≤ 0,3. To by vcelku odpovídalo nejnovějším měřením klidové hmotnosti elektronového neutrina, jak je provedli v proslulé Národní laboratoři v Los Alamos američtí fyzikové. Podle nich je hmotnost elektronového neutrina 0,5 eV/c²ν c². Pokud platí horní mez, představují neutrina právě 20 % hmoty vesmíru.

6.4. Kosmologické parametry

Ke kosmologickým parametrům řadíme bezrozměrné veličiny Ω, vyjadřující poměr hustoty vesmíru k hustotě kritické, a dále kosmologickou konstantu Λ, vyplývající z řešení Einsteinových rovnic pro rozpínající se vesmír. Patří sem ovšem také decelerační parametr q₀, udávající tempo zpomalování vesmírné expanze. Pokud je Λ > 0, urychlí se rozpínání v porovnání s jednoduchým Fridmanovým modelem, a tak se zkrátí i stáří vesmíru. Je-li q₀ = 0,5, jde o asymptoticky plochý vesmír, rozpínající se právě kritickou („únikovou“) rychlostí. Při vyšších hodnotách q₀ je vesmír uzavřený a po čase se smrští do velkého křachu. Nejvíce pozornosti však budí rozměrové konstanty, tj. Hubbleova konstanta rozpínání vesmíru v současnosti H₀ a odtud odvozené stáří vesmíru t₀. J. Ostriker a P. Steinhardt zveřejnili souhrnnou studii, v níž plédují pro nízkohustotní vesmír s nenulovou kosmologickou konstantou. Vycházejí přitom ze standardní teorie, která dokáže dobře vysvětlit zejména Hubbleovo rozpínání vesmíru, nukleosyntézu a reliktní záření. Inflační fáze pak vysvětluje nárůst mikroskopických kvantových fluktuací na pozorovanou velkorozměrovou strukturu vesmíru. Tvrdí, že hustota baryonové hmoty představuje méně než desetinu kritické hustoty vesmíru. Soudí, že Hubbleova konstanta H₀ = (70 ±15) km/s/Mpc, což dává Fridmanovo stáří t₀ = (13,5 ±2) gigalet, a to je v uspokojivé shodě se stářím kulových hvězdokup (15,8 ±2,1) gigalet. Také P. Peebles podporuje na základě studia rozložení hmoty v halu Galaxie a vzhledu velkorozměrové struktury vesmíru nízkou hodnotu hustotního parametru Ω ≈ 0,1.

S. Perlmutter aj. určili hodnotu deceleračního parametru q₀ z pozorování velmi vzdálené supernovy z r. 1992, jež se nacházela v galaxii se z = 0,46. Hodnota q₀ = (0,1 ±0,3) svědčí pro trvale se rozpínající otevřený vesmír, ovšem za předpokladu, že Λ ≈ 0. G. Efstathiou rozebral důvody pro zavedení nenulové hodnoty Λ , jež souvisejí především s nesouladem mezi stářím hvězd a kulových hvězdokup v naší Galaxii a stářím vesmíru z jednoduchých Fridmanových modelů. Kosmologická konstanta rozhodně není příliš daleko od nuly, a to je vlastně naprosto šokující výsledek z pohledu částicové fyziky, kde z Planckovy stupnice vyplývá hodnota Λ řádu 10¹²¹ (!!!). Tak příkrý nesoulad nemá ve fyzice obdobu, takže „téměř nulová“ pozorovaná hodnota Λ je buď důsledkem „kosmického spiknutí“, anebo – antropického principu!

To jsou již značně esoterické úvahy, a tak přejděme k něčemu konkrétnějšímu. Neustále se množí práce určující soudobou hodnotu Hubbleovy konstanty H₀, takže je v našem přehledu nestihnu ani vyjmenovat. Základní trend se však vynořuje zřetelně. Pokud použijeme cefeid v cizích kupách galaxií, a to se nyní čím dál lépe daří zásluhou HST, dostáváme vysokou hodnotu H₀ kolem 80 v obvyklých jednotkách. Pokud však používáme kalibrace vzdáleností pomocí supernov třídy Ia, resp. z pozorovaného zpoždění ve změnách jasnosti obrazů kvasarů v gravitačních čočkách, vycházejí soustavně nižší hodnoty H₀ ≈ 55. B. Chaboyer aj. si myslí, že to není nic proti ničemu, neboť nejistoty ve stáří kulových hvězdokup činí až 25 %, tj. absolutní stáří může být v rozmezí 11 ÷ 21 gigalet; podobně pak je Hubbleova konstanta dosud nejistá až o 30 %, takže se v každém případě lze vejít do krátké časové stupnice kolem 11 gigalet, pakliže je Ω ≈ 0,1.

Podobně klidný je také S. van den Bergh, jenž poukazuje na nejistotu v kalibraci kosmologických vzdáleností, vyvolanou již zmíněnými problémy s anomáliemi v kupě galaxií v Panně. Ostatně ani klíčová vzdálenost Velkého Magellanova mračna, jež je počátkem všech stupnic, není známa zcela přesně, a chyba 9 % se naneštěstí kumuluje. T. Nakamura a Y. Suto upozorňují, že lokální hodnota H₀ se od globální hodnoty téměř určitě liší, což opět vyvolává podezření, zda vůbec měříme dobře. S tím rovněž souhlasí X. Wu aj., kteří uvádějí, že v místním okolí je asi o řád nižší hustota hmoty, než je ve vesmíru běžné, a pak je lokální (do vzdálenosti 10 Mpc) hodnota H₀ nutně až o 40 % nižší než globální hodnota H₀ do vzdálenosti 80 Mpc (dál už jsou vzdálenosti galaxií málo spolehlivé). Radikálně celý problém chtějí řešit J. Silk aj., kteří tvrdí, že z teorie vyplývá H₀ = 30, a vše ostatní se tomu musí přizpůsobit. To ovšem sotva kdo přijme, a tak se můžeme těšit na další vzrušené debaty o Hubbleově konstantě a nejpravděpodobnějším stáří vesmíru nejspíš i v příštím století.

6.5. Reliktní záření

T. Herbig aj. objevili snížení teploty reliktního záření o 270 μK ve směru ke kupě v souhvězdí Vlasů Bereniky. Tento efekt byl svého času předpovězen Sunjajevem a Zeldovičem a nyní je poprvé potvrzen pro blízkou (≈ 100 Mpc) kupu galaxií. C. Lineaweaver aj. uveřejnili radiometrická data z Tenerify, na nichž jsou v deklinaci +40° patrné teplotní fluktuace s amplitudou 80 μK. Ještě přesněji měřili C. Netterfield aj. radiometrem v Saskatoonu v letech 1993–1994 v pásmech 26 ÷ 46 GHz s úhlovým rozlišením 1°. Odhalili tak fluktuace teploty reliktního záření s amplitudou pouhých 44 μK. Mrazy mikrovlnným radiometrům svědčí, neboť prakticky tutéž hodnotu 41 μK obdrželi J. Gundersen aj. na frekvencích 38 a 43 GHz z pozorování na Jižním pólu. První mapu fluktuací reliktního záření s úhlovým rozlišením 0,5° uveřejnili M. White a E. Bunn v rámci experimentu MAX – jde o okolí hvězdy γ UMa.

6.6. Kosmické záření, nukleogeneze

Odborníkům stále vrtá hlavou, kde se vzala částice kosmického záření s energií 320 EeV (51 J!), zaznamenaná v 7:34 UT dne 15. října 1991 aparaturou „Muší oko“ v Utahu. Kladně nabitá částice přiletěla ze směru o galaktických souřadnicích l = 163° a b = 10° a vyvolala spršku sekundárních částic, zaznamenaných 880 fotonásobiči mušího oka. Je to jediný případ částice s energií vyšší než 80 EeV, kterou v Utahu zaznamenali za celou dobu provozu aparatury. D. Bird aj. i J. Elbert a P. Sommers se shodují v názoru, že částice nemohla proletět delší dráhu než 30 Mpc, neboť to je volná dráha protonu takto vysoké energie (pokud šlo o těžší jádro, je volná dráha ještě kratší). Při extrémní energii urychlené částice kosmického záření se pro ni i velmi měkké fotony reliktního záření stávají nebezpečné, neboť se jeví jako fotony tvrdého záření gama a při srážce se proton v kosmickém záření rozpadá na piony, čímž se jeho energie rozmělní (Greisenův-Zacepinův-Kuzminův efekt - GZK). Do vzdálenosti 30 Mpc od Galaxie se však nenachází ani jeden kvasar nebo radiogalaxie, takže urychlovací mechanismus je opravdu záhadou.

R. Petre aj. usuzují, že nakonec má největší naději mechanismus urychlování v supernovách, navržený r. 1949 E. Fermim. Pozorovali totiž pozůstatek supernovy z r. 1006 A.D. a objevili, že v protilehlých směrech vychází z okrajů mlhoviny netepelné synchrotronové záření, zatímco vlastní horký zbytek supernovy vydává tepelné rentgenové záření. V turbulentních zonách kolem supernovy není problém dosáhnout energií až 50krát vyšších než v moderních urychlovačích se vstřícnými svazky, tj. kolem 100 TeV. Totéž nezávisle potvrdili S. Reynolds a K. Kojama aj. dokonce i pro urychlené elektrony. Při výbuchu supernovy se dokonce mohou vytvářet prvky, které jsou ve vesmíru nesmírně vzácné, totiž Li, Be a B, a to rozbitím jader kyslíku a uhlíku.

A. Davidsenovi se podařila detekce prvotního helia aparaturou HUT při letu raketoplánu Endeavour v březnu 1995. Studoval totiž daleké ultrafialové absorpční spektrum kvasaru HS 1700+64, jenž je od nás vzdálen zhruba 3 Gpc. Kvasar ozařuje „zezadu“ intergalaktický prostor, takže absorpce vznikají mnohem blíže, a tak se podařilo zobrazit čáru ionizovaného helia a ukázat, že prvotního helia bylo ve vesmíru opravdu hodně, v souladu se standardní teorií velkého třesku. Vskutku je tedy možné tvrdit, že veškerá baryonová hmota vesmíru byla zprvu tvořena vodíkem a heliem.

6.7. Fyzika částic a jader

Objevem desetiletí lze nazvat detekci posledního šestého kvarku, označovaného jako kvark top (t). Měření na urychlovači se vstřícnými svazky Tevatron ve Fermilabu v Chicagu neustále přibývá, takže v loňském roce již byly k dispozici údaje o 56 rozpadech kvarku top na složky, tj. na kvark b a boson W, přičemž kvark b se ihned dále rozpadá na hadrony, lepton τ a neutrino. K získání této statistiky bylo zapotřebí analyzovat několik bilionů srážek protonů s antiprotony ve dvou nezávislých experimentech. V detektoru CDF byla ze 39 rozpadů odvozena hmotnost kvarku t na (176 ±13) GeV/c², kdežto v detektoru D0 vychází ze 17 rozpadů hmotnost (199 ±30) GeV/c². To jsou překvapivě vysoké hodnoty, když uvážíme, že kvarky d a u mají hmotnosti jen několik MeV/c² a kvarky s a c řádově 100 MeV/c² ÷ 1 GeV/c². Pro kvark b, jenž tvoří společně s kvarkem t třetí a poslední rodinu částic, vychází hmotnost 5 GeV/c². Od této chvíle je tudíž sestava kvarků úplná ve shodě se standardním modelem.

Před urychlovači příští generace stojí ovšem nesmírně závažný a těžký úkol objevit Higgsův boson, pro nějž dává teorie jen přibližné vodítko hmotnosti kolem 90 GeV/c². V tuto chvíli se zdá, že největší naději objevit Higgsův boson mají evropští fyzikové u urychlovače LHC, který se buduje v laboratoři CERN poblíž Ženevy. I když otázky financování jeho výstavby nejsou dořešeny, počítá se s energiemi vstřícných svazků 10 TeV v r. 2004 a 14 TeV o čtyři roky později. Výhledově se už uvažuje o ještě vyšších energiích částic, avšak takový urychlovač bude muset využít nových urychlovacích principů, kdy by se místo svazků urychlovaly jen jednotlivé částice, jež by se s velkou přesností navedly na protiběžně letící částice.

J. Tse a D. Klug studovali v laboratoři chování tuhého vodíku při vysokých tlacích a nízkých teplotách. Při teplotě 77 K docílili tlaků až 260 GPa a zjistili, že i při tak extrémní hodnotě se vodík stále ještě chová jako nekov. Tyto pokusy mají velký význam pro pochopení stavby nitra obřích planet typu Jupiter.

ěmečtí fyzikové P. Ambruster a S. Hofman z laboratoře v Darmstadtu ohlásili po jedenáctileté přestávce od objevu prvků s protonovými čísly 107–109 (nielsbohrium, hassium, meitnerium) syntézu dalších dvou supertěžkých prvků Mendělejevovy periodické soustavy. Oba prvky s protonovými čísly 110 a 111 jsou přirozeně radioaktivní s poločasem rozpadu 0,17 a 1,5 ms. Prvek 110 s atomovou hmotností 269 získali ostřelováním nuklidu ²⁰⁸Pb jádry ⁶²Ni a prvek 111 s atomovou hmotností 272 vznikl bombardováním nuklidu ²⁰⁹Bi jádry ⁶⁴Ni. Nyní se pokoušejí syntetizovat prvky s protonovými čísly 112 až 114, které by podle předpovědi měly být relativně dlouhožijící, neboť náleží do tzv. ostrůvku stability.

Studium slunečních neutrin bude doplněno o aparaturu BOREXINO v podzemní observatoři v Gran Sasso v Itálii. Podle M. Cribiera aj. bude kulový detektor o průměru 2 m obsahovat 5 t kapaliny, v níž prolétávající sluneční neutrina aktivují scintilační detektory. Podle P. Pala určily nové experimenty v Los Alamos nenulovou hmotnost elektronového neutrina na 2,4 eV/c², což by jednak umožnilo vysvětlit pozorovaný deficit slunečních neutrin tzv. neutrinovými oscilacemi a jednak prokázalo, že neutrina představují horkou složku skryté látky vesmíru.

6.8. Obecná teorie relativity a černé díry

Měření ohybu světla hvězd u okraje slunečního kotouče, které rozhodlo o rychlém přijetí obecné teorie relativity, uskutečnily poprvé dvě britské výpravy za úplným zatměním Slunce dne 29. května 1919 pod vedením A. Crommelina (Sobral, severní Brazílie) a A. Eddingtona (Princův ostrov, záp. Afrika). Zatmění bylo situována velmi příznivě vůči hvězdnému pozadí, neboť Slunce se promítalo do souhvězdí Býka poblíž otevřené hvězdokupy Hyády, takže v okolí zakrytého kotouče Slunce bylo možné sledovat větší počet poměrně jasných hvězd.

Zprávu o výsledku expedicí přednesl A. Eddington na společné schůzi londýnské Královské společnosti a Královské astronomické společnosti dne 6. listopadu 1919 a tiskem vyšla 27. 4. 1920 v časopise Philosophical Transactions of the Royal Society, London, série A, svazek 220, str. 291 (autoři F.W. Dyson, A. S. Eddington a C. Davidson). Z Eddingtonových měření na Princově ostrově vyšla odchylka hvězdných poloh pro okraj Slunce δ_P = (1,61 ±0,30)″, kdežto z měření v Sobralu vyšlo δ_S = (1,98 ±0,12)″, tedy v uspokojivé shodě s teoretickou předpovědí δ_t = 1,75″ . Originální fotografické snímky byly britskými astronomy přeměřeny na moderních digitálních měřicích strojích v r. 1983 s výsledkem δ_R = (1,87 ±0,13)″, což dává relativní chybu 7 %, kterou se při dalších zatměních nepodařilo nijak podstatně snížit.

Teprve sledování rádiových zákrytů kvasarů 3C 273 a 3C 279 umožnilo před dvaceti lety tuto nejistotu snížit na 1 % . Dlouhodobým sledováním poloh kvasarů se nyní D. Lebachovi aj. a dále B. Coreyovi a I. Shapirovi podařilo zlepšit souhlas teorie s pozorováním na 0,2 %. V nejbližší době však bude tento výsledek ještě podstatně zpřesněn rozborem měření družice HIPPARCOS, která dovolila určit odchylky v poloze hvězd vyvolané sluneční gravitací kdekoliv po celé obloze. I. Shapiro je též objevitelem čtvrtého testu obecné teorie relativity, spočívajícího v měření zpoždění signálů v blízkosti těžkých hmot, tj. například při radarových měřeních vzdálenosti Venuše nebo Marsu v různých úhlových odlehlostech od Slunce.

Zatímco klasické testy dávají ve Sluneční soustavě vesměs vynikající souhlas teorie s pozorováním, naprosto odchylná situace vznikla při ověřování předpovědi relativistického stáčení přímky apsid v několika těsných dvojhvězdách. Podle E. Guinana je totiž u dvou těsných dvojhvězd pozorované stáčení přímky apsid výrazně menší, než dává obecná teorie relativity. Prvním zapeklitým případem je zákrytová dvojhvězda DI Herculis, skládající se ze dvou mladých modrých hvězd o hmotnostech 4,5 a 5,2 M_☉, které obíhají po kruhové dráze o poloměru 0,2 AU v periodě 10,55 dne. Po 18 letech měření vychází roční stáčení přímky apsid pouze 0,010 5°, zatímco obecná teorie relativity předpovídá 0,043 0°, tedy čtyřnásobek pozorované hodnoty. Systém je přitom „čistý“, tj. neznáme žádné efekty, které by mohly hodnotu stáčení přímky apsid změnit. Podobně je tomu s dvojhvězdou AS Camelopardalis, která se skládá ze dvou kulových hvězd o hmotnosti 3,3 a 2,5 M_☉. Pozorované stáčení přímky apsid dosahuje v tomto případě jen třetinu teoretické hodnoty a opět zde není žádný důvod k efektům, které by mohly výsledek tak výrazně ovlivnit. Představa, že obecná teorie relativity selhává ve vzdálenostech nad 500 pc od Země, je přirozeně hrozivá, a tak je téměř překvapující, jak malý ohlas mají tato pozorování mezi teoretickými fyziky.

V těsných dvojhvězdách tvořeným párem neutronová hvězda-bílý trpaslík by bylo možné ověřovat platnost silného principu ekvivalence v obecné teorii relativity. Podle tohoto principu nemá samotné gravitační působení vliv na rovnost setrvačné a tíhové hmotnosti. Zatímco gravitační energie planet představuje jen 10 ¹⁰ jejich klidové hmotnosti, u neutronových hvězd činí tento podíl již plných 0,2 klidové hmotnosti a případná nerovnost by mohla být odhalena pozorováním impulzních period pulzarů. Zatím však v tomto novém testu teorie obstála s přesností 6 %, kterou se jistě podaří časem zlepšit.

Zřetelné projevy relativistických efektů v okolí černé veledíry nalezli Y. Tanaka aj. na základě rentgenových měření Seyfertovy galaxie MCG-6-30-15 pomocí družice ASCA. Zjistili, že černou veledíru obklopuje akreční disk o teplotě 3 MK na vnějším a 12 MK na vnitřním okraji ve vzdálenostech 10, resp. 3 Schwarzschildovy poloměry černé veledíry. V disku pozorovali emisní čáru jádra ionizovaného železa o energii 6,4 keV, jež je rozmyta vlivem oběžné rychlosti 0,3 c. Profil čáry je však asymetrický v důsledku gravitačního červeného posuvu a transverzálního Dopplerova efektu s převahou na červeném konci spektra.

B. Bertotti aj. využili telemetrie kosmické sondy Ulysses v období únor–březen 1992 k hledání gravitačních vln v milihertzovém frekvenčním pásmu. Ze stabilních hodnot Dopplerových posuvů frekvencí však obdrželi pouze horní meze případných gravitačních vln, takže reálnější naději na detekci těchto vln poskytnou až budované aparatury LIGO a VIRGO, které by měly v pásmu 10 ⁴ ÷ 10⁴ Hz docílit citlivosti 10 ²¹ (!). J. Vinet ukázal, že tyto aparatury by mohly zaznamenat gravitační vlny především od výbuchů supernov v naší Galaxii (jeden případ za 100 let!), dále od splynutí hvězdných černých děr nebo zhroucení osamělé hvězdy na černou díru. Dalšími – ovšem již podstatně slabšími – zdroji gravitačních vln by mohly být supernovy v kupě v Panně (deset úkazů do roka), obíhání složek ve vícenásobných hvězdných soustavách i rotace bílých trpaslíků a neutronových hvězd. V. Lipunov aj. tvrdí, že do 50 Mpc od nás lze očekávat asi 40 výbuchů supernov a jedno splynutí páru neutronových hvězd za rok jako zdroje měřitelných gravitačních vln III. generací detektorů v pásmu od milihertzů do 10 Hz. Nejdříve však musíme počkat na dokončení II. generace detektorů...

O tom, že s gravitací to nebude jednoduché, svědčí i nejnovější rozpory v určení hodnoty tak fundamentální, jakou je bezesporu gravitační konstanta G. Slabost gravitační interakce, která činí detekci gravitačních vln takovým technickým oříškem, se podepisuje i na malé přesnosti v určení hodnoty G. Dosud se soudilo, že tuto hodnotu známe s přesností 1 promile, což samo o sobě je dosti mizerný výsledek, ale nyní se zdá, že vnější přesnost měření je ještě podstatně horší. Němečtí fyzikové z Wuppertalu totiž obdrželi hodnotu G = 6,6685.10 ¹¹ N.m²/kg², která se v mezích udaných chyb ±0,0007 (v týchž jednotkách SI) neshoduje s nezávislým měřením na Novém Zélandě (6,6656), a už vůbec ne s hodnotou odvozenou americkými fyziky z laboratoří GBS (6,7154!). Tklivá skutečnost, že tuto základní přírodní konstantu známe po třech stoletích existence Newtonovy teorie gravitace s chybou celého 1 %, je poněkud hrůzná.

První vydání Newtonových Principií, které se staly úhelným kamenem klasické fyziky, vyšlo péčí E. Halleye v r. 1687 v nákladu 500 výtisků. Nyní těsně před smrtí vydal jejich „překlad“ do moderního fyzikálního jazyka legendární soudobý astrofyzik S. Chandrasekhar a uzavřel tím symbolicky velkolepé vlastní životní dílo, založené především na využití obecné teorie relativity v astrofyzice. Jeho neméně legendární kolega S. Hawking přednášel v londýnské Albert Hall pro 3000 (!) posluchačů. Mimo jiné zde vyslovil názor, že vesmír není v principu předvídatelný, jelikož existující černé díry vesmír zbavují přebytečné informace, čímž entropie vesmíru neustále roste.

7. Bioastronomie

Zdá se, že veřejnost postupně střízliví, pokud jde o údajnou souvislost jevů UFO (doslova: Neidentifikované létající objekty) a hypotetických mimozemšťanů. D. Goldsmith a T. Owen připomínají, že všechny jevy UFO lze dostatečně objasnit konvenčními cestami, takže jakákoliv souvislost s mimozemšťany je dle principu Occamovy břitvy nadbytečná. V záplavě pokleslé ufologické literatury se konečně objevil recenzovaný časopis Journal of UFO studies, jehož vydavatelem je americký astronom S. Apelle z Univerzity státu New York.

Paradoxně však souběžně s poklesem intenzity ufománie klesá i podpora amerických daňových poplatníků pro projekty, v nichž se zejména radioastronomové snaží již od r. 1960 nalézt důkazy pro existenci mimozemských civilizací hledáním kódovaných rádiových signálů z vesmíru (SETI). V mezidobí se uskutečnilo na půl stovky takových přehlídek, počínaje legendárním projektem OZMA F. Drakea z Green Banku, ale dnes jsou jakžtakž v provozu již jen čtyři. V červenci 1995 však skončila smlouva zabezpečující přehlídku oblohy na observatoři Ohijské státní univerzity, která probíhala od r. 1992. Radioastronomové nyní marně shánějí 100 tisíc dolarů na natření radioteleskopu bělobou...

Podobně je ohrožen velmi výhodný projekt SERENDIP v Arecibu, který probíhá souběžně s vědeckými programy observatoře, aniž by je jakkoliv narušoval. Podle S. Bowyera se sice po třech letech naslouchání neobjevil žádný umělý signál z vesmíru, ale zato se podařilo zvýšit kvalitu naslouchání čtyřicetkrát, když v září 1995 byl uveden do provozu přijímač se 174 miliony kanály. Roční provoz sice stojí pouze 65 tisíc dolarů, ale ani tyto peníze nemají radioastronomové nyní přislíbeny. Jedině projekt BETA P. Horowitze z Harvardovy observatoře běží plynule zejména díky dobrovolné práci Horowitzových studentů.

R. Mauersberger aj. se pokusili hledat kódované signály v čáře pozitronia na frekvenci 203 GHz, podle návrhu N. Kardašova z r. 1979. Využili k tomu mikrovlnného radioteleskopu IRAM a v červnu 1994 zkoumali celkem 17 objektů, jež se vyznačují přebytkem záření v infračerveném oboru spektra. Pokud vysílače mimozemšťanů v těchto objektech vysílají všesměrově, pak z toho vyplývá, že vyzářený výkon je menší než 10¹⁵ W – jinak by byl signál zachycen.

V r. 1950 vyslovil E. Fermi proslulou otázku: „Jestliže existují, tak kde k čertu jsou?“, známou jako Fermiho paradox. Možnou odpovědí je hypotéza J. Balla z r. 1973, že jsme obyvateli kosmické zoologické zahrady, v níž nás mimozemšťané sice pozorují, ale sami se nedávají poznat. Nyní upozornili V. Lytkin aj. na zapadlý názor průkopníka kosmonautiky K. Ciolkovského, jenž se již před tři čtvrtě stoletím domníval, že mimozemských civilizací je určitě mnoho, ale zatím nás nijak nekontaktují, neboť čekají, až lidstvo dostatečně vyspěje duchovně (to se zelení pidimužíci ještě načekají! – pozn. JG). Tomu by odpovídalo i zjištění I. Crawforda, že fyzikálně nelze vyloučit mezihvězdné cestování nadsvětelnými rychlostmi. To značí, že alespoň v principu je kolonizace Galaxie nejvyspělejší civilizací uskutečnitelná v tak krátké době, aby to bylo pro mimozemšťany zajímavé.

Naproti tomu L. Ksanfomaliti upozornil, jak báječně se vydařil zrod Země jako životodárné planety, pro níž je třeba jednak hmotnosti kolem 5.10²⁴ kg, jednak povrchové teploty v rozmezí 273 ÷ 340 K. L. Chiappe objevil zajímavé podrobnosti o vývoji ptáků z masožravých dinosaurů před 85 miliony lety – za posledních pět let se naše znalosti o tomto podivuhodném vývojovém procesu podstatně zlepšily. M. Leakey aj. nalezli řadu kosterních pozůstatků o stáří 3,9 ÷ 4,2 milionů let v Keni, které evidentně náležejí přímému předku druhu Australopithecus afarensis. Prakticky současně se podařilo v Africe nalézt 90 kosterních úlomků příslušejících jedinci druhu Australopithecus ramidus, jenž tam žil před 4,4 miliony let. Molekulární genetika nalezla další důkazy o tom, že současní lidé mají nejen společnou pramáti („Evu“) na základě rozboru mitochondriálních linií, ale i společného praotce („Adama“) na základě stavby chromozomu Y. Tento společný předek (Homo erectus) pochází bezpečně z jediného místa v Africe a žil asi před 40 tisíci lety (nejistota stáří však činí ±10 tisíc let).

Koncem r. 1995 odešel do důchodu po třicetiletém působení v prestižním britském vědeckém týdeníku Nature jeho šéfredaktor Sir John Maddox. V rozloučení se čtenáři připomněl, že dvacáté století ve vědě začalo již r. 1897 epochálním objevem elektronu. Ve dvacátém století pak následovaly neméně epochální objevy atomového jádra a elementárních částic, což umožnilo astrofyzikům objasnit vznik chemických prvků v raném vesmíru a ve hvězdách (prostřednictvím termonukleárních reakcí a zachycováním neutronů v rázové vlně supernov). V polovině 20. stol. se podařilo objasnit strukturu genetického kódu, což vedlo k poznání, že život má chemickou podstatu. Praktické aplikace vědy jsou rovněž nepřehlédnutelné, od vynálezu letadla a vrtulníku přes radiokomunikace i počítače až k lékům a antibiotikům. Vyspělé země dnes vynakládají asi 2,5 % hrubého národního produktu na základní vědecký výzkum a asi 10 % na zdravotnictví. Tím více překvapuje, jak přetrvává a místy dokonce sílí nedůvěra ke vědě a jak vzkvétá pavěda. Říká se, že věda slibovala více, než splnila, a že člověka dokonce ohrožuje. Ve skutečnosti však věda nic takového nikdy neslibovala, ale naopak vyžaduje od lidí neustálé změny postojů, poněvadž není dogmatická. Za to platíme nejistotou, a to je cena, kterou většina lidí není ochotna přijmout.

8. Přístroje

Spočítáme-li sběrnou plochu současných velkých zrcadlových dalekohledů, vyjde nám asi 150 m², ale ještě do konce tohoto století lze očekávat, že se tato plocha více než zečtyřnásobí. V r. 1995 byl uveden do zkušebního provozu mimořádně světelný (f/1,0) 1,8m reflektor vatikánské observatoře VATT v Arizoně. O rok později bude dokončen 3,5m Galileův italský národní teleskop TNG na Roque de los Muchachos na Kanárských ostrovech, vybavený adaptivní optikou a zaručující rozlišení 0,08″. Japonský 8,3m reflektor Subaru na Mauna Kea má být sice dokončen již r. 2000, ale termín je ohrožen po tragickém požáru izolace kopule na počátku r. 1996, kdy tři osoby zahynuly a mnoho dalších bylo vážně zraněno. Koncem r. 1994 začaly prakticky současně zemní práce na výstavbě dvojice dalekohledů Gemini jednak na Mauna Kea a jednak na Cerro Pachon v Chile. Tyto 8m reflektory by měly být v chodu již r. 1999.

Výstavba největšího dalekohledu na světě, soustavy čtyř 8m zrcadel VLT na Cerro Paranal v Chile, zahájená v prosinci 1987, je asi o půl roku opožděna vinou právního sporu, zahájeného v r. 1993 údajnými soukromými vlastníky části ochranného pozemku kolem budoucí observatoře. To vedlo v březnu 1995 k neuvěřitelné scéně, kdy na staveniště VLT vnikla násilím chilská policie a další výstavbu přerušila. Následovaly diplomatické akce mezi státy sdruženými v ESO a chilskou vládou, které dokonce přiměly vedení ESO k úvaze o přestěhování celé observatoře do Namibie v Africe! Nakonec se však dramatický spor vyřešil smírně a nová smlouva mezi ESO a vládou Chile zabraňuje podobným incidentům v budoucnosti. Chilskou vládu přišla celá nechutná tahanice na 12 milionů dolarů, které si soukromí vlastníci vysoudili za 22 km² náhorní pouště – téměř třetinu částky, kterou vlastníci původně požadovali.

Pokrok ve vývoji elektronických detektorů pro dalekohledy poskytl dle K. Kijewského aj. novou příležitost astronomům-amatérům. Cena dobré kamery CCD je totiž již srovnatelná s cenou tří kvalitních okulárů a přitom nesporně dává mnohem více možností, než jen ze záliby okukovat oblohu. Zmínění autoři využívají 0,2m amatérského reflektoru ve spojení s kamerou CCD ke čtyřbarevné (BVRI) fotometrii a astrometrii objektů do 14 mag. Lze tak sledovat zákrytové i fyzické proměnné hvězdy, planetky i zákryty a zatmění Jupiterových měsíců, popřípadě hledat supernovy v cizích galaxiích. N. Itoh aj. sestrojili infračervenou komoru s maticí 1040 × 1040 pixelů pro japonskou Schmidtovu komoru KISO. Komora je chlazena kapalným heliem na 60 K a zobrazí pole o hraně 18,4° v pásmu 1,25 μm.

V radioastronomii se zájem pozorovatelů přesouvá k vyšším frekvencím, tedy do pásma mikrovln. R. Plume a D. Jaffe využili mimoosového zobrazení 10,4m mikrovlnného radioteleskopu Caltech k mapování molekulových mračen CO na frekvencích 230 a 490 GHz i během dne, neboť při mimoosovém nastavování radioteleskopu nesvítí Slunce na primární ohnisko. Podle N. Ukity a M. Cubejiho bude povrch 45m radioteleskopu v Nobejamě zpřesněn na 65 μm, aby mohl pracovat v pásmu mikrovln. Podobně se v Mexiku ve výšce přes 2 700 m n. m. buduje 50m radioteleskop LMT pro milimetrové vlny, jenž bude tvořen ze segmentů a chráněn radomem. Konečně K. Johnston aj. ukázali, jak lze v pásmech 2,3 ÷ 8,4 GHz využít bodových extragalaktických kvazistelárních rádiových zdrojů k absolutnímu navázání souřadnicových soustav. Polohy 436 zdrojů, rovnoměrně rozmístěných po celé obloze, totiž změřili s přesností lepší než 0,003″ a většinou dokonce lepší než 0,001″. Přitom vlastní pohyby těchto zdrojů jsou určitě menší než 0,0002″ za rok.

Hubbleův kosmický teleskop (HST) pracoval po celý rok naplno; jeho účinnost dále stoupla na 45 % z původních 33 % a pokud jde o vlastní sběr fotonů, dosáhla 30 % oproti původním 10 %. V září 1995 skončila uzávěrka požadavků pro 6. pozorovací cyklus, který byl zahájen v polovině r. 1996. Je to poslední cyklus, v němž budou v činnosti spektrografy FOS a GHRS, které budou nahrazeny modernějšími přístroji NICMOS a STIS při plánované údržbě HST v únoru 1997. HST ročně ztrácí 1,8 km výšky, takže při příštím údržbářském letu r. 1999 se počítá s jeho vyzvednutím do větší výšky nad Zemí. Plánování pozorování je neobyčejně složité jednak proto, že některé objekty jsou při každém 96minutovém obletu až 36 minut v zákrytu za Zemí, a jednak proto, že nelze přesně předvídat budoucí polohu HST vůči Zemi. Chyba v očekávané poloze činí plných 30 km na dva dny dopředu a dokonce již 4 000 km na 44 dnů dopředu.

Nesporně vrcholným pozorováním HST se stalo sledování rekordně vzdálených galaxií v „prázdném“ poli v souhvězdí Velké medvědice (HDF) ve druhé polovině prosince 1995 po dobu 150 obletů. Nejjasnější objekt na snímcích ve čtyřech spektrálních filtrech je hvězda 20 mag, kdežto nejslabší objekty dosahují 29,5 mag. Z rozhodnutí ředitele R. Williamse byl tento složený snímek ihned uvolněn pro veřejné využití, bez obvyklé roční ochranné lhůty.

Neméně úspěšný je bezpochyby jeden z klíčových projektů Evropské kosmické agentury ESA HIPPARCOS. Tato jedinečná astrometrická družice, vypuštěná raketou Ariane v r. 1989 na neplánovanou silně eliptickou dráhu, nakonec vykonala zamýšlený úkol znamenitě. Poziční měření hvězd a jiných objektů se uskutečňovala od 27. listopadu 1989 do 15. března 1993, ale údaje se získávaly jen po 60 % času na oběžné dráze právě vinou zmíněné silně eliptické dráhy (nedalo se měřit během průchodů radiačními pásy Země). J. Kovalevsky aj. zpracovali astrometrické údaje pro přesný katalog (H30), v němž je 103 tisíc hvězd do 11,5 mag. Jejich polohy a paralaxy jsou určeny s chybou menší než 0,002″ a vlastní pohyby s chybami pod 0,004″. Pro hvězdy jasnější než 8,5 mag jsou tyto chyby ještě dvakrát menší. Nejvíce paralax odpovídá vzdálenosti kolem 25 pc. M. Perryman aj. odtud sestrojili neuvěřitelně přesný Hertzsprungův-Russellův diagram pro hvězdy s absolutní hvězdnou velikostí slabší než -5 mag., takže kromě obří větve je dobře zastoupena i oblast bílých trpaslíků.

Přehlídka dále nalezla 9 000 nových vícenásobných hvězdných soustav, z toho 6 000 dvojhvězd s dobře určenými parametry. K tomu je třeba ještě připočítat méně přesný, ale desetkrát rozsáhlejší katalog Tycho, kde chyby paralax dosahují 0,03″ a jasnosti hvězd jsou přesné na 0,04 mag. Polohy hvězd lze přirozeně navázat na fundamentální astrometrické katalogy a radioastronomické standardy, resp. na polohy z HST. Podle J.-F. Lestradea aj. je katalog H30 asi padesátkrát přesnější než FK5 a souřadnicový systém souhlasí s radiointerferometrií na lépe než 0,0005″ ! HIPPARCOS též zaznamenal velké množství planetek a z této statistiky vyplývá, že existuje nejméně tisíc křížičů s průměrem nad 1 km. Jelikož v r. 1997 bude katalog Hipparcos a Tycho uvolněn pro všeobecnou potřebu, lze očekávat velký převrat jak v astronomii, tak zejména ve hvězdné astrofyzice už v blízké budoucnosti.

V říjnu 1995 bylo řízení ultrafialové družice IUE předáno z USA do španělské observatoře VILSPA u Madridu. Už v této chvíli bylo jasné, že IUE, pracující od konce ledna 1978, se stala nejproduktivnějším dalekohledem v celé historii astronomie. Pracovalo s ním přes dva tisíce astronomů, kteří do konce r. 1994 na základě údajů z IUE zveřejnili více než 3 000 recenzovaných prací. Astronomové však dále využívají archivu o bezmála 100 000 objektech, jenž bude přístupný nejméně po celé další desetiletí. Mezitím v listopadu 1995 úspěšně odstartovala infračervená družice nové generace ISO s chlazeným zrcadlem o průměru 0,6 m, jež by měla být v provozu dva roky a měla by navázat na úspěšnou družici IRAS z r. 1983.

Mezi kosmickými sondami si nyní udržuje klíčové postavení sonda Galileo, jež koncem ledna 1995 skončila přenos dat ze srážky komety Shoemaker-Levy 9 s Jupiterem v červenci 1994. V červenci 1995 proběhlo bez problémů rozdělení sondy na orbitální díl a sestupný modul, jež po příbuzných drahách absolvovaly společně posledních 82 milionů km k Jupiteru. Sestupný modul vstoupil do Jupiterovy atmosféry rekordní rychlostí 47,4 km/s a úspěšně zaznamenával údaje během sestupu atmosférou, navzdory problémům s palubním magnetofonem na orbitálním modulu. Od 7. prosince 1995 obíhá oběžný modul kolem Jupiteru po neustále se měnící dráze tak, aby mohl postupně navštívit hlavní Jupiterovy družice. Očekává se, že bude funkční nejméně do konce r. 1997.

V prosinci téhož roku dospěla do Lagrangeova bodu L₁ soustavy Slunce-Země (ve vzdálenosti 1,5 milionů km od Země) kosmická sonda SOHO, určená pro výzkum sluneční heliosféry i oscilací slunečního povrchu. V říjnu téhož roku ukončila svůj průlet nad oběma póly Slunce kosmická sonda Ulysses a směřuje znovu k Jupiteru.

Sonda-veterán Pioneer 11 byla vyřazena ze služby 30. září 1995 pro potíže s orientací antény vůči Zemi. Nacházela se v té době ve vzdálenosti 6,5 miliardy km od Země a pokračuje rychlostí 11 km/s směrem ke hvězdě λ Aql, kolem níž proletí zhruba za 4 miliony let. Pracovala bezmála 22 let, když pořídila jedinečná měření v okolí Jupiteru r. 1974 a Saturnu r. 1979. Jednou za 2–4 týdny se udržuje spojení s kosmickými sondami Pioneer 10 (65 AU od Země), Voyager 1 (59 AU) a Voyager 2 (45 AU). Nejrychleji se vzdaluje Voyager 1 tempem 17 km/s (3,6 AU za rok), takže v r. 1998 předežene sondu Pioneer 10 ve vzdálenosti 70 AU, ale i tak se ještě řádově 10 000 let bude nalézat v gravitačním poli Slunce. Posledně jmenované sondy již zřetelně „cítí“ blízkost heliopauzy, takže se očekává, že ve vzdálenosti 70 ÷ 80 AU od Slunce projdou rázovou vlnou ve slunečním větru.

Budoucnost kosmonautiky ovšem zdaleka není růžová, jak se ukázalo při schvalování amerického rozpočtu na r. 1996. Zablokování peněz pro státní úřady vedlo až k tak kuriózní situaci, že šéf NASA D. Goldin nesměl do své pracovny a s astronauty na palubě raketoplánu si telefonoval z domova zcela soukromě. (Kolik by mu asi za takový hovor účtoval náš stále monopolní Telecom?) Vzápětí z důvodů rozpočtových škrtů byla vážně ohrožena existence tří z jedenácti stávajících center NASA a dokonce již téměř zcela připravený projekt Cassini-Huygens, ač na něj do té doby již NASA vynaložila 1,1 miliardy dolarů a zbývalo přidat pakatel – 249 milionů dolarů. Nakonec se Kongres USA umoudřil, ovšem NASA musela zmrazit či odložit jiné významné projekty (SOFIA, SIRTF atd.) a ukončit provoz úspěšné Kuiperovy létající observatoře (KAO) již v srpnu 1995.

Odhlédneme-li od finančních potíží, je na obzoru další krize v podobě kosmického smetí. Podle A. Harrise lze totiž studovat vývoj „soustavy kosmického smetí“ týmiž prostředky jako vývoj soustavy planetek ve Sluneční soustavě. Autor tak ukázal, že již kolem r. 2050 proběhne ve výškách kolem 1 000 km nad Zemí překotné drcení smetí, jež se stane velkou hrozbou jak pro automaty, tak pro pilotované lety. Ke zničení tunové družice totiž stačí úlomek o hmotnosti 20 g, jenž se s družicí střetne rychlostí 10 km/s, což je dosti konzervativní hodnota. V tomto prostoru se však nacházejí již nyní stovky tun smetí a jejich vymetení tlakem záření či odporem atmosféry je nesmírně zdlouhavé. Harris odhaduje, že riziko smrti astronauta se blíží jedné tragické havárii na 10 let pobytu člověka na dráze.

R. a S. Goldsteinovi hledali smetí zenitovým radarem na frekvenci 8,5 GHz po dobu 21 h celkového pozorovacího času. Nalezli celkem 831 částeček ve výškách 177 ÷ 1 662 km nad Zemí, z toho 574 částeček se hodilo pro další analýzu. Ukázalo se, že jejich průměr činil 2 ÷ 18 mm a že maximum výskytu je ve výšce 950 km nad Zemí. Pro výzkum smetí NASA pořídila také netradiční 3m rotující rtuťové zrcadlo, jež dokáže zobrazit v zenitu 10mm úlomek ve výšce 1 000 km nad Zemí. V nádobě, otáčející se desetkrát za minutu, se používá 280 kg (15 litrů) rtuti, která vytváří paraboloid o tloušťce vrstvy asi 2 mm. Zrcadlo bylo úspěšně vyzkoušeno v Houstonu, kde dosáhlo 19. mezní hvězdné velikosti a v polovině r. 1995 jej přemístili na vysokohorskou observatoř v Novém Mexiku. V r. 1997 se přestěhuje do Ekvádoru ke studiu smetí na geosynchronních drahách. Mezitím si chce NASA opatřit 5m rtuťové zrcadlo.

Jak upozornili M. Beech aj., přistupuje k riziku srážek se smetím umělého původu navíc ještě nebezpečí srážky s meteoroidy v době meteorických dešťů či bouří. Obvykle jde o jednu až dvě epizody za století, ale zcela anomálně nás čeká až šest takových bouří během nejbližších šesti let. Přitom i takové Perseidy mohou být problémem, jak ukázal J. Jones. V mimořádně vysokém maximu r. 1993 slyšela posádka kosmické stanice Mir 1 údery mikrometeoritů na plášť jejich kosmické lodi a v téže době ztratila družice Olympus orientaci po zásahu jižního slunečního panelu mikrometeoroidem.

Komu by byly tyto jobovky nestačily, mohl zaznamenat další špatnou zprávu, kterou vyvolalo koordinované úsilí OSN a UNESCO (!) dopravit v rámci oslav 50. výročí vzniku OSN na nízkou oběžnou dráhu kolem Země dvojici pohliníkovaných balonů o průměrech 30 a 50 m, spojených na dráze 2 km dlouhým lankem. Odlesk slunečního světla od balonů by byl dobře vidět očima – šlo by o umělou „dvojhvězdu“ v rámci tzv. Roku tolerance. Dvojhvězda by obíhala v periodě 2 h nejméně 2 roky a přirozeně by velmi nebezpečně ohrožovala citlivá astronomická měření – navíc naprosto nevypočitatelně s ohledem na silné negravitační vlivy na tuto podivnou družici. Proti tomuto naprosto netolerantnímu chování světových institucí ostře protestovala jak Americká astronomická společnost, tak Mezinárodní astronomická unie, takže nakonec se podařilo 20 milionů dolarů na nákup družice ušetřit. Bohužel, astronomové nedostanou z takto ušetřené částky ani cent.

Jediní, kdo se v této zmatené době mohou radovat, jsou japonští výzkumníci. Japonská vláda totiž schválila třicetiletý plán rozvoje kosmického výzkumu (1994–2023), kde se počítá mj. se 4t družicemi na geostacionární dráze, bezpilotním raketoplánem v r. 2005 a komplexním výzkumem Měsíce i Marsu, včetně vybudování automatické observatoře na Měsíci. Zatím je ovšem japonská kosmonautická technika dvakrát dražší než evropská či americká...

Mezi pozemními observatořemi se stále častěji objevuje název Cerro Paranal, kde bude v nejbližších letech zbudován největší světový dalekohled VLT. Kromě problémů s chilskou policií se totiž objevilo i přírodní nebezpečí v podobě velmi silných zemětřesení. Koncem července 1995 a znovu v září téhož roku byla totiž na místě výstavby zaznamenána mimořádně silná zemětřesení s intenzitou 7,8 a 8,0 Richterovy stupnice. Kopule a pilíře dalekohledů jsou sice dimenzovány až na intenzitu 8,5 mag, ale je nepochybné, že jemné justáže optiky takové hrubé zacházení s podložím rozhodně nesnesou.

Tam, kde nezasahuje příroda, škodí však údajní ochránci životního prostředí. Ti už řadu let všemožně komplikují výstavbu velkého 8m dalekohledu na Mt. Grahamu v Arizoně. Jako záminku si vymysleli ohrožení „vzácného“ druhu rezavých veverek, a když jim arizonská univerzita chtěla vyhovět a posunout místo pro výstavbu dalekohledu o 500 m, podali vykutálení ochránci přírody další žalobu, že hvězdáři ilegálně posouvají soudem již schválené stanoviště! Tuto žalobu skutečně vyhráli, ale jinak je už patrně rozhodnuto: zásahem federálních úřadů USA bude možné obří teleskop dokončit. Další bizarní zpráva přišla z městečka Seal Beach v Kalifornii. Tamější obecní rada zakázala majiteli jedné vilky, aby si na svém domě postavil kopuli pro amatérský dalekohled, s odůvodněním, že by to hyzdilo vzhled vilové čtvrti! Stalo se r. 1995 v téže Kalifornii, kde sídlí podle nejnovějšího průzkumu tři z desíti špičkových amerických astronomických pracovišť (Caltech, Princetonská univerzita, Kalifornská univerzita v Berkeley, Harvardova univerzita, Chicagská univerzita, Kalifornská univerzita v Santa Cruz, Arizonská univerzita, MIT, Cornellova univerzita a Texaská univerzita v Austinu). U nás známá jihočeská observatoř na Kleti vstoupila do r. 1995 zápisem již 200. katalogizované planetky objevené na Kleti od r. 1977. V r. 1992 získala observatoř prostředky pro vlastní výpočet efemerid a „úklid“ databáze a od r. 1994 nasadili na 0,6m reflektoru kameru CCD se zorným polem 10° × 7,5°, což dále zvýšilo účinnost programu sledování planetek. Nejvíce planetek objevují v září; následuje říjen a srpen. Druhý vrchol přichází v měsících únoru a březnu.

9. Astronomie a společnost

V r. 1995 zemřelo několik nositelů Nobelových cen za fyziku, kteří svým dílem významně ovlivnili astrofyziku druhé poloviny XX. století: E. Wigner (Nobelova cena 1963, teoretická fyzika), W. Fowler (Nobel 1983, nukleosyntéza prvků ve hvězdách), H. Alfvén (Nobel 1970, magnetohydrodynamika) a především S. Chandrasekhar (1910–1995) – heroická postava světové astrofyziky, jehož životní dílo zahrnuje léta 1928–1995, když těsně před smrtí vydal svou poslední velkolepou monografii (Newtonova Principia pro současného čtenáře). Svou práci o relativistické degeneraci bílých trpaslíků, odměněnou Nobelovou cenou v r. 1983, vypracoval jako dvacetiletý student během cesty parníkem z Bombaje do Velké Británie. Pro neshody s A. Eddingtonem přesídlil v r. 1937 z britské Cambridge do Chicaga, kde v letech 1952–1971 mj. redigoval slavný astronomický časopis The Astrophysical Journal a zasloužil se o jeho mimořádnou vědeckou úroveň (všechny příspěvky recenzoval osobně!). Vychoval 50 vědeckých aspirantů a publikoval 139 základních prací a 7 jedinečných monografií, které vždy znamenaly mezník rozvoje příslušného oboru astrofyziky.

Z dalších astronomů, kteří v r. 1995 zemřeli, jmenujme P. van de Kampa (vizuální dvojhvězdy), R. Lyttletona (geofyzika, dynamika Měsíce, kosmogonie), W. Wehlaua (pulzující a chemicky pekuliární hvězdy), A. Wesselinka (okrajové ztemnění Slunce a zákrytových dvojhvězd), G. de Vaucouleurse (výzkum galaxií a jejich soustav, studium Marsu, popularizace astronomie), B. Middlehurstovou (přechodné jevy na Měsíci, ediční činnost), S. Runcorna (geomagnetismus, teorie kontinentálního driftu), F. Bertiaua, S. J. (hvězdná fotometrie), A. Unsölda (teorie hvězdných atmosfér), S. Marxe (ředitel observatoře Tautenburg) a E. Müllerovou (spektroskopie a zastoupení prvků ve vesmíru, vyučování astronomie, generální sekretářka IAU).

Výčet cen bych chtěl tentokrát zahájit připomínkou Nobelovy ceny za chemii, kterou v r. 1995 obdrželi S. Rowland, M. Molina a P. Crutzen za objev mechanismu poškozování ozonové vrstvy Země sloučeninami chlóru v souborech prací z let 1970–1987. Nobelovu cenu za fyziku obdrželi M. Perl za objev leptonu τ v pracích z let 1974–7 a F. Reines za svůj podíl na experimentálním průkazu antineutrin v experimentu z r. 1956. Prestižní Kjótskou cenu dostal japonský astronom C. Hajaši za své stěžejní práce o vývoji hvězd a Sluneční soustavy. britská Královská astronomická společnost udělila své hlavní vyznamenání – Zlatou medaili – ruskému astronomovi R. Sunjajevovi za přínos pro astrofyziku vysokých energií a kosmologii a dále Herschelovu medaili G. Issakovi za rozvoj helioseizmologie. Pacifická astronomická společnost vyznamenala svou hlavní medailí Bruceové W. Sargenta (chemicky pekuliární hvězdy, studium Seyfertových a trpasličích galaxií) a J. Peeblese (kosmologie, reliktní záření). Leonardova medaile Meteoritické společnosti připadla A. Cameronovi za jeho práce o vzniku Měsíce a celé Sluneční soustavy, dále za studium zastoupení a vzniku prvků ve hvězdách a za výzkum supernov. Konečně proslulý ruský astrofyzik V. Ginzburg se stal spoludržitelem Wolfovy ceny za fyziku za své práce o supravodivosti s přihlédnutím k jejímu významu pro nitra neutronových hvězd, dále pak za objev synchrotronového mechanismu v záření galaxií a teorie vzniku kosmického záření v halu Galaxie.

V květnu 1995 rezignoval americký astronom českého původu M. Harwit na místo ředitele Muzea letectví a kosmonautiky ve Washingtonu, D.C., kvůli kontroverzi kolem kritického textu u exponátu létající pevnosti Enola Gay, jež svrhla atomovou pumu na Hirošimu. V červnu téhož roku jsme si připomněli 400. výročí narození významného českého polyhistora Jana Marka Marci z Kronlandu (Lanškroun), jenž svými pracemi zasáhl také do fyziky a astronomie (je po něm pojmenován kráter na Měsíci).

Mezi světovými popularizátory astronomie a fyziky zaujal nyní bezpečně první místo britský teoretický fyzik S. Hawking, jehož kniha Stručná historie času se prodala již ve více než 8 milionech exemplářů. Existuje též analogická komiksová verze (autoři J. McEvoy a O. Zarate) a stejnojmenný CD-ROM (v ceně 60 dolarů). Podobně úspěšný je i britsko-australský teoretický fyzik P. Davies, jenž v r. 1995 vydal již svou 19. populárně-vědeckou knihu (Einsteinova neukončená revoluce). Dva jeho předešlé spisy – Poslední tři minuty a Jsme sami? – vydalo v poslední době slovenské nakladatelství Archa v rámci pozoruhodné edice Mistři věd.

V r. 1995 slavila světová astronomická veřejnost 100. výročí založení prestižního amerického astronomického časopisu The Astrophysical Journal, který vydává Chicagská univerzita. Časopis byl založen americkými vizionáři moderní astrofyziky G. Halem a J. Keelerem a od počátku v něm publikovali velikáni rodícího se oboru, např. Lyman, Balmer, Paschen, Pfund, Pickering, Angström, lord Kelvin, Fabry, Perot, Michelson, Ritchey, Huggins, Lockyer a Russell. Nejdéle se mezi autory vyskytovalo jméno jednoho ze zakladatelů fotoelektrické fotometrie J. Stebbinse – plných 64 let. Nejvíce prací v slavném ApJ publikoval O. Struve – 228. Podle H. Abta v prvních letech vycházel jeden svazek časopisu za rok, měl průměrně 292 stran a jedna práce v něm zabírala v průměru 3,3 strany. Naproti tomu v r. 1994 vyšlo za rok 25 svazků s úhrnným rozsahem 27 tisíc (!) stran a průměrná práce zabrala 11,9 strany. Zatímco v úvodním roce publikovala redakce 88 prací, v r. 1994 vyšlo v časopise 2 308 prací.

Exponenciální růst rozsahu časopisu započal již v polovině třicátých let tohoto století, zřejmě pod vlivem pronikání fyziky do klasické astronomie. Od té doby se udržuje tempo růstu 9 % ročně (s výjimkou období II. světové války). Jeden prostořeký astronom to komentoval zjištěním, že někdy počátkem 22. století se bude univerzitní knihovna zaplňovat svazky ApJ rychlostí vyšší, než je rychlost světla. Princip speciální teorie relativity však nebude porušen, neboť časopis nebude obsahovat žádné informace.

Zajímavé jsou údaje o recenzním řízení v ApJ. Nejdelší recenze měla 28 hustě psaných stran, ale práce nakonec nebyla přijata do tisku. Nejdéle se autor mořil s připomínkami recenzenta plných 11 let, ale zato úspěšně. Nejkratší recenze obsahovala jediné slovo: „Publikujte!“. Nejdelší práci o 503 str. uveřejnil radioastronom D. Dixon – šlo o seznam rádiových zdrojů. Proslulé sdělení z r. 1965 o objevu reliktního záření, které jeho autorům A. Penziasovi a R. Wilsonovi posléze přineslo Nobelovu cenu, však čítalo pouhých 600 slov.

Druhý nejvýznamnější světový astronomický časopis Astronomy and Astrophysics vznikl postupným spojením evropských národních časopisů (mj. též poměrně úspěšného Bulletin of the Astronomical Institutes of Czechoslovakia). Ten v r. 1989 poprvé uveřejnil více než 1 000 prací a v současné době během jednoho roku otiskuje již více než 2 000 prací na cca 17 tisících stranách. Jeho hlavní redaktor M. Grewing právě skončil svou odpovědnou funkci a na jeho místo nastoupil v r. 1996 Holanďan H. Habing (prestižní část Dopisů redakci edituje od počátku další Holanďan S. Pottasch). Všechny tyto údaje zřetelně dokládají, že astronomie celosvětově rozhodně nestrádá na úbytě; spíše jde o neustále se zrychlující doslova raketový let kupředu.

Rozvoj astronomie je snad překonán jedině rozvojem světové sítě počítačů Internet. Ta sice formálně existuje již od r. 1969, ale její pravý rozmach začal teprve v r. 1987, kdy počet připojených uzlů překročil 10 000. O dva roky později to již bylo 100 000 uzlů a naštěstí právě tehdy skončila existence železné opony, která nás tak spolehlivě oddělovala od svobodného světa a celosvětové výměny informací. Již v květnu 1990 se k internetu neoficiálně připojilo tehdejší Československo, i když oficiálně se tak stalo až v únoru 1992. Právě v tom roce se počet uzlů internetu přehoupl přes první milion. Koncem r. 1995 bylo v České republice přes 22 000 uzlů, v Polsku 21 200 uzlů, v Maďarsku 13 200 uzlů a ve Slovenské republice 2 700 uzlů. Ve světě je nyní na internet zapojeno nějakých 5 milionů uzlů a výhled pro r. 2000 hovoří o 200 milionech uzlů, což prakticky znamená připojení veškeré lidské populace na internet!

K bouřlivému rozvoji internetu nepochybně přispěl vývoj komunikačního systému www T. Bernersem-Leem v Laboratoři pro výzkum částic CERN v Ženevě v r. 1990. Díky prohlížečům jako Mosaic, Netscape a MS Explorer se stalo ovládání systému uživatelsky tak přívětivé, že dnes pracují s internetem nejenom astronomové, fyzici, chemici a biologové, ale i lingvisté, filozofové, novináři a ženy v domácnosti. Počet uživatelů systému www se zdvojnásobuje každých 53 dnů (!). Není daleká chvíle, kdy se odborné časopisy v papírové formě stanou raritou a budou nahrazeny počítačovými databázemi, kde se budou zveřejňovat příspěvky ihned po schválení rukopisu recenzenty a redakční radou. Vždyť už nyní se valná část vědeckých prací dodává do redakcí v elektronické podobě (výjimkou není ostatně ani Žeň objevů, kterou právě čtete).

Problémem je, kdo to všechno bude vůbec číst. Na jedné straně oznámily Spojené státy, že v dohledné době uvedou do chodu unikátní superpočítač pro Národní laboratoř SANDIA v Novém Mexiku. Superpočítač za 50 milionů dolarů kupuje Ministerstvo obrany kvůli simulacím jaderných výbuchů (tím se mají nahradit veškeré zkoušky jaderných zbraní v terénu). Bude se skládat z 9 000 procesorů Intel P6, jeho rychlá paměť RAM bude mít kapacitu 262 GB a operační rychlost dosáhne 1,8 Tflop/s. Na druhé straně člověk vnímá informace průměrným tempem 50 bitů za sekundu, tj. stěží 100 Gb za celý život. Pouze kolektivní síla lidstva je pak úctyhodná a blíží se hodnotě 1 000 Eb (10²¹ bitů).

Podobně lze dle G. Dioneho překonat kolektivním úsilím lidské populace i ten nejvýkonnější pozemský dalekohled. Například sběrná plocha 10m Keckova dalekohledu činí 78,5 m². Na světě je však na 6 miliard lidí, z nichž průměrně polovina má noc a řekněme, že právě polovina z nich má v dané chvíli jasnou oblohu. Dále víme, že sběrná plocha nočně adaptované pupily jediného oka činí alespoň 20 mm², takže máme fakticky k dispozici 3 miliardy čoček o průměru 6 mm, což představuje fantastickou úhrnnou plochu 60 000 m², odpovídající zrcadlu o průměru 276 m. Kdybychom se navíc domluvili, přemístili veškeré lidstvo na noční stranu Země a do míst s jasnou oblohou, pak dostaneme sběrnou plochu 240 000 m², tj. jako zrcadlo o průměru přes půl km, neboli tři tisíce Keckových desetimetrů. Když uvážíme, že kvantová účinnost detekce fotonů očima je srovnatelná s účinnosti matic CCD, vidíme, jak netušené rezervy ještě lidé mají.

To všechno si však civilizace průběžně úspěšně kazí. J. Papoušek srovnal měření atmosférické extinkce na observatořích Skalnaté Pleso a Brno-Kraví hora v průběhu třiceti let. Jas pozadí oblohy v r. 1962 v zenitu v Brně činil pouze 22 mag na čtvereční obl. vteřinu, kdežto v r. 1992 dosáhl již 19 mag na tutéž plošku. To znamená, že v mezidobí se kontrast v Brně zhoršil patnáckrát. Na Skalnatém Plese je v r. 1992 situace dvaapůlkrát horší než v Brně r. 1962, neboť jas pozadí dosahuje 21 mag na jednotkovou plošku. Průzračnost ovzduší na Skalnatém Plese je dnes vyjádřena extinkcí 0,25 mag pro hvězdy v zenitu. Pro srovnání na Havajských ostrovech činí extinkce v zenitu 0,17 mag a na La Silla v Chile 0,13 mag. Naproti tomu v Brně dosahuje již 0,55 mag.

Aby to optickým astronomům nebylo líto, s podobnou nesnází se čím dál tím více potýkají také radioastronomové, jejichž stále citlivější přijímače zahlcuje pozemský civilizační rádiový šum. Přízrak moderní doby – mobilní radiotelefon – začal ohrožovat radioastronomii v samé podstatě, neboť nyní brutálně vstupuje do pásma, které radioastronomové měli za posvátné; jde o čáry hydroxylu (OH) na vlnové délce kolem 180 mm, tj. v pásmu 1 610,6 ÷ 1 613,8 MHz.

Astronomie se tak zřejmě brzy dostane na seznam ohrožených druhů, kam až dosud patřily výhradně rostliny nebo živočichové. Když si uvědomím, že během mé vlastní astronomické dráhy vymizela z oblohy nad Brnem již plná třetina hvězd, které jsem tam běžně vídal jako student, není mi do smíchu. Nabízím však experiment, pro který stačí, když na obloze spatříte pouhých sto nejjasnějších hvězd. Určíte-li totiž vzájemné úhlové vzdálenosti této stovky hvězd, obdržíte celkem 4 950 číselných údajů. Pokud předpokládáte, že jasné hvězdy jsou po obloze rozloženy naprosto náhodně, lze pak ze vzorců založených na počtu pravděpodobnosti odvodit hodnotu Ludolfova čísla. Nemusíte se však namáhat; tuto práci už za vás astronomové vykonali, a tak jim vyšlo π = 3,128, což se od správné hodnoty liší jen o 4,3 promile. Plyne z toho, že hvězdy jsou po obloze rozmístěny vskutku náhodně a že si už napříště nemusíte tuto matematickou konstantu pamatovat. Nebesa ji pro vás natrvalo uchovala – stačí jen mít po ruce úhloměr a pár archů papíru na výpočet.

Bývá mým letitým zvykem, že na závěr Žně objevů vykutám nějaký aktuální citát. Ten jubilejní třicátý jsem našel v jednom z posledních čísel vynikajícího slovenského týdeníku Výber, jenž bohužel koncem r. 1995 po téměř třicetileté existenci zanikl. Jde o přání divadelního režiséra Romana Poláka (SME, 19. 6. 1995), k němuž se bezvýhradně připojuji: „A aby som nebol sebecký, tak si želám, aby sme nevedeli dýchať nielen bez umení, ale ani bez veľkých osobností vo vede, bez významných lekárov, filozofov, technikov, vynálezcov. Želal by som si, aby boli na Slovensku viac ako futbalisti, hokejisti a politici populárni významní matematici, fyzici, biológovia, jednoducho, aby si občania tohto štátu začali vážiť tých ľudí, ktorí skutočne niečo vytvárajú.“