Žeň objevů – rok 1996

• Úvod
• 1. Planety Sluneční soustavy
• • 1.1. Země
  • 1.2. Měsíc
  • 1.3. Mars
  • 1.4. Jupiter
  • 1.5. Saturn
  • 1.6. Uran a Neptun
  • 1.7. Pluto
• 2. Meziplanetární látka
• • 2.1. Planetky
  • 2.2. Komety
  • 2.3. Meteory
  • 2.4. Meteority
  • 2.5. Sluneční soustava
• 3. Slunce
• 4. Hvězdy
• • 4.1. Hnědí trpaslíci a exoplanety
  • 4.2. Prahvězdy a mladé hvězdy
  • 4.3. Osamělé hvězdy
  • 4.4. Proměnné hvězdy
  • 4.5. Těsné dvojhvězdy
  • 4.6. Novy
  • 4.7. Planetární mlhoviny a bílí trpaslíci
  • 4.8. Supernovy
  • 5. Neutronové hvězdy a pulzary
  • 5.1. Rádiové pulzary
  • 5.2. Rentgenové dvojhvězdy
  • 5.3. Silně proměnné zdroje rentgenového záření
  • 5.4. Osamělé neutronové hvězdy
  • 5.5. Zábleskové zdroje záření gama
• 6. Galaxie a kvasary
• • 6.1. Naše Galaxie
  • 6.2. Blízké galaxie
  • 6.3. Vzdálené galaxie
  • 6.4. Kvasary
  • 6.5. Gravitační čočky
• 7. Kosmologie a fyzika
• • 7.1. Velká debata
  • 7.2. Vývoj struktury vesmíru
  • 7.3. Kosmické záření, jádra a částice
  • 7.4. Teorie relativity
  • 7.5. Kosmologické principy
• 8. Život ve vesmíru
• 9. Přístroje
• • 9.1. Optické a infračervené dalekohledy
  • 9.2. Radioteleskopy
  • 9.3. Astronomie vysokých energií
  • 9.4. Kosmické sondy
• 10. Astronomie a společnost
• • 10.1. Úmrtí
  • 10.2. Ceny
  • 10.3. Časopisy a citační analýza
  • 10.4. Rub a líc technického pokroku

Věnováno památce PhDr. Alžběty Reiskupové (1945–1996), ředitelky Hvězdárny v Trebišově; Viléma Erharta (1914–1996), astronoma-amatéra z Loučovic; Doc. Antonína Mrkose (1918–1996), objevitele komet a planetek z Prahy, a profesora Cornellovy univerzity planetologa Carla Sagana (1934–1996), výjimečného popularizátora astronomie.

Úvod

Tempo pokroku astronomie je tak zničující, že jedinec prostě není s to držet krok se všemi novinkami, i kdyby se už nevěnoval v životě ničemu jinému. Proto po dohodě s redakcí značně omezuji zprávy o těch objevech, o nichž se v průběhu roku v Kozmosu již psalo. Pro ty čtenáře, kteří nemají pravidelný přístup k časopisu, ale zato mohou brouzdat v síti internet, připomínám, že textová „česká verze“ Žní objevů (od r. 1995) byla dostupná na webu časopisu Kozmos: http://www.ta3.sk./kozmos/kozmos.html

1. Planety Sluneční soustavy

1.1. Země

Zásluhou specializovaných umělých družic Země značně pokročil výzkum bleskových výbojů a polárních září. Jak uvádí H. Christian, od dubna 1995 zaznamenává blesky prakticky nepřetržitě ve dne i v noci družice OTD. Souhrnně tak získává údaje o blescích dvacetkrát efektivněji než pozemní stanice. Tak se podařilo ukázat, že během léta na severní polokouli je četnost blesků vyšší než během léta na polokouli jižní. V době, kdy bouřky začínají, probíhá většina bleskových výbojů uvnitř mraků, zatímco ke konci bouřky dochází k výbojům i vůči zemi. Měření četnosti blesků usnadňují předpovědi špatného počasí. Kromě toho dle D. Sentmana aj. dochází vzácněji též k bleskovým výbojům mezi vrcholem bouřkového mračna a ionosférou až do výšky 95 km nad zemí. Autoři nazývají tyto záblesky „sprites“, což lze přeložit např. jako „elektrošotky“.

Koncem února 1996 pak byla na protáhlou eliptickou dráhu s periodou 17,5 h vypuštěna družice POLAR, jež získává vizuální i rentgenové obrazy polárních září. Podle P. Newella aj., kteří zpracovali pozorování polárních září z družic za posledních devět let, se polární záře vyskytují nejčastěji v zimě a během noci. Zdá se, že klíčovým faktorem pro vznik polární záře je okamžitá vodivost zemské ionosféry, která nepochybně klesá při ozáření Sluncem.

Družice Nimbus 7 měří již od r. 1979 množství ultrafialového záření, jež dopadá na zemský povrch. Do r. 1992 vzrostlo množství složky UV-B (280 ÷ 315 nm) v pásmu 55° severní šířky o 6,8 % a v témže pásmu jižní šířky dokonce o 9,9 %. V tomto pásmu ovšem Slunce vydává jen 2 % své celkové zářivé energie. Jak známo, je za tento vzestup odpovědné sezonní zeslabování ozonové vrstvy kolem Země, které je nejdrastičtější v oblasti jižního pólu. Již v r. 1974 byla odhalena hlavní příčina oslabování jako důsledek unikání netečných sloučenin chlóru, zejména v průmyslově vyráběných chlorfluorokarbonech. To vedlo technicky vyspělé země světa k podpisu Montrealského protokolu o postupném zrušení výroby těchto látek, což se také v r. 1996 stalo.

Mezitím se vskutku potvrdilo, že tato opatření jsou účinná, neboť podle družicových měření množství ozonu v době největšího rozsahu ozonové díry (září běžného roku) se přece jen pomalu začíná zvyšovat. V r. 1993 dosáhlo minimum pouhých 109 DU (Dobsonových jednotek), r. 1994 se však zvedlo na 119 DU a r. 1995 již na 129 DU. Předběžné hodnoty za podzim 1996 jsou rovněž příznivé, i když solidní obrat k lepšímu se očekává nejdříve r. 2000.

K. Whalerová a R. Holme shrnuli nejnovější údaje o struktuře a diferenciální rotaci v nitru Země. Vnitřní jádro Země se skládá ze železa a rotuje rychleji než vnější jádro. Osa rotace vnitřního jádra je skloněna o plných 10° vůči vnější ose. Severní pól vnitřní osy má v současné době souřadnice 79° severní šířky a 169° východní délky. Před 30 lety se však nacházel o 33° západněji. Diferenciální rotace vnitřního a vnějšího jádra činí 1,1°za rok a vyvolává magnetické pole dynamovým efektem. Ostatně i plášť Země má proměnnou rotaci, neboť jak víme bezpečně, délka dne se za poslední miliardu let výrazně prodloužila. Podle C. Sonetta aj. se před 900 miliony lety do jednoho roku vešlo 482 dnů, tj. den trval jen 18,2 h. Tyto údaje se podařilo odvodit rozborem ukládání fosilií, jež jeví denní i roční rytmus.

Již v r. 1956 určil C. Patterson stáří Země na (4,55 ±0,07) miliardy roků a zdá se, že se trefil výborně, neboť tato hodnota se do dnešní doby vůbec nezměnila – naopak je nezávisle potvrzována stářím meteoritů i Slunce (4,56 miliardy let). S. Mojzsis aj. odhalili nejstarší fosilie na ostrově Akilia v západním Grónsku, když jejich stáří určili na 3,85 miliardy let, což je o 400 milionů let více, než činil dosavadní rekord. Znamená to, že život na Zemi existoval již před koncem epochy těžkého bombardování meteority. P. DeMarais aj. rozvíjejí domněnku, že život je odpovědný za přírůstek kyslíku v zemské atmosféře nepřímo, v důsledku tektonických pohybů litosférických desek. Před 2 miliardami let se totiž formovaly hned tři velké kontinenty a v místech jejich srážek vystupovaly do velké výše horské hřbety. To zvýšilo tempo eroze a splachování organických zbytků do moře. Když se tam organické látky rozloží, uvolní se kyslík, jenž stoupá do atmosféry, zatímco uhlík se udrží v sedimentech. Kdyby nebylo skleníkových plynů v zemské atmosféře, činila by dnešní rovnovážná teplota zemského povrchu -23 °Celsia, takže skleníkový efekt činí v současné době plných 38 °Celsia. Obdobné tektonické pohyby trvají dodnes. Podle H. Kanamoriho a T. Heatona představuje hlavní subdukční zónu pásmo Cascadia na západním pobřeží amerického kontinentu, jež se projevuje častými mocnými zemětřeseními. Tak na Aljašce dosáhlo zemětřesení z r. 1964 magnituda 9,2 a v Chile r. 1960 dokonce magnituda 9,5. Historicky nejničivější zemětřesení s magnitudem 9 se patrně odehrálo 26. ledna 1700 podél pobřeží státu Oregon a Washington, kdy v moři vznikla průrva dlouhá 900 km. Následující noc dospěly do Japonska vlny tsunami o výšce až 20 metrů.

Měření družice TOPEX-Poseidon dokáže odhalit na oceánu vlny dlouhé až stovky kilometrů, jež putují napříč Pacifikem západním směrem až třikrát rychleji, než se dosud soudilo. Amplituda vln není nijak veliká a činí nanejvýš 0,2 m. V předešlých měřeních družice TOPEX byla totiž odhalena chyba, která vedla až k pětinásobnému přecenění změn výšky hladiny oceánu. Podle R. Kerra se oceány ohřívají a chladnou v návaznosti na cyklus sluneční činnosti. Dokonce nejméně polovinu vzestupu teploty od poloviny 19. stol. má na svědomí právě Slunce, a nikoliv civilizační aktivity (růst zastoupení skleníkových plynů). Takto se jaksi zadními dvířky vrací do hydrometeorologie názor, že podnebí, resp. počasí, je ovlivňováno sluneční činností.

V této souvislosti je zajímavý názor M. Chandlera, že úbytek slunečního osvětlení v létě způsobil před 115 tisíci lety nástup ledové doby na severní polokouli. Podle R. Mullera za tento úbytek mohl kosmický prach, jenž se drží v rovině ekliptiky díky gravitaci Jupiteru, zatímco zemská dráha se vůči ekliptice kolébá v periodě 100 tisíc let. V maximu zalednění před 21 tisíci lety sahal ledovec o tloušťce přes 1 km až k 55° severní zeměpisné šířky.

1.2. Měsíc

Patrně nejzajímavějším výsledkem studia Měsíce sondou Clementine se stal objev zamrzlého vodního jezera v obřím kráteru poblíž jižního pólu Měsíce (Kozmos 1/1997, str. 0). Na Zemi mezitím pokračují závody o nejranější pozorování měsíčního srpku po novoluní. Rekord 15,0 h při pozorování očima ustavil 26. května 1990 J. Pierce ve státě Tennessee, ale za pomocí triedru se podařilo J. Stammovi vidět Měsíc již 12,1 h po novu ve státě Arizona. Týž den, avšak o 25 minut později, viděl srpek Měsíce 0,25m reflektorem při 60násobném zvětšení také P. Schwaar rovněž v Arizoně. Předešlý rekord činil 13,7 h, zatímco v muslimském kalendáři se vystačilo s intervalem 24 h po novu.

1.3. Mars

Loni uplynulo již 20 let od přistání modulů sond Viking 1 a 2 na Marsu. Viking 1 fungoval na Chryse Planitia od 20. 7. 1976 do listopadu 1982. Viking 2 pak přistál na Utopia Planitia 7. 8. 1976 a měřil do dubna 1980. Moduly předaly na Zemi 4 500 snímků a 3 miliony zpráv o počasí. Orbitální moduly k tomu přidaly 52 tisíc snímků z oběžné dráhy, když zobrazily 97 % povrchu Marsu. Metabolické experimenty VLRE tehdy neprokázaly žádné stopy života na povrchu planety. Tím větší pozornost vzbudil loňský nález D. McKaye aj. dokladů o existenci paleoživota v meteoritu ALH 84001, jenž dopadl před 13 000 lety do Antarktidy a r. 1993 byl rozpoznán jeho původ z Marsu (Kozmos 5/1996, str. 3).

Objev vzbudil vzrušenou debatu, v níž zejména C. Pillinger poukázal, že již před sedmi lety objevil se svým týmem sloučeniny uhlíku v meteoritu EETA 79001, ale nepovažuje to za důkaz existence paleoživota (před cca 3,6 miliardami let) na Marsu. Tuto skepsi sdílí většina specialistů, takže se jen znovu potvrzuje, jak unikátní podmínky máme zde na Zemi. Statisticky trvá hornině z Měsíce řádově 10⁴ let, než dopadne na Zemi, zatímco z Marsu trvá přesun řádově miliony let. Ovšem plných 40 % hornin vyvržených z Měsíce skončí nakonec na Zemi, kdežto z Marsu se dostanou na Zemi jen 4 % úlomků. Tím více překvapuje, že na Zemi bylo již nalezeno tucet meteoritů z Marsu, ale jen jediný z Měsíce.

L. Adolfsson aj. upozornili na možnost přímé detekce meteoroidů, které padají řídkou atmosférou Marsu, pomocí automatického dalekohledu na přistávacím modulu. Meteory září ve výškách 120 km nad povrchem Marsu a při rychlostech vstupu nejméně 30 km/s mají tutéž jasnost jako odpovídající meteory na Zemi.

Konečně pak snímky Marsu z Hubbleova kosmického teleskopu (HST), pořízené v září a říjnu 1996, odhalily prachovou bouři na okraji ustupující severní polární čepičky. Bouře zřetelně souvisí s velkým rozdílem teplot nad ledem čepičky a tmavými oblastmi na jihu planety.

1.4. Jupiter

Celá řada prací se stále soustřeďuje na „událost tisíciletí“, jíž je nepochybně srážka komety Shoemaker-Levy 9 s Jupiterem v červenci 1994. A. Marten se domnívá, že kometa přišla z oblasti Edgeworthova-Kuiperova pásu teprve před několika tisíci lety, a podle P. Chodase byl zachycena Jupiterem kolem r. 1929. Rozhodujícím okamžikem bylo těsné přiblížení k Jupiteru počátkem července 1992, kdy se vlivem slapového pnutí kometa o původním průměru asi 5 km rozpadla na kometesimály, z nichž byla kdysi slepena. K rozpadu došlo dle Z. Sekaniny asi 90 minut po průchodem perijovem ve vzdálenosti 1,3 poloměru Jupiteru. Tím se také kometa probudila k životu; úlomky se zřetelně zjasnily vlivem unikajícího prachu, a proto byla počátkem r. 1993 vůbec objevena.

M. MacLow shrnul hlavní výsledky pozorovací kampaně ze sledování srážky s Jupiterem v červenci 1994 podle následujícího schématu: Nejprve do atmosféry planety vstoupil masivní meteorický roj, jenž se projevil vzrůstem infračervené jasnosti objektu. Za ním pak vletěl do atmosféry vlastní úlomek, jenž se drtil slapy i fragmentací jako bolidy v zemské atmosféře. Průměr bolidů odhaduje na 0,5 km a jejich optický zářivý výkon na maximálně 5.10¹⁶ W. Úlomek se vlivem růstu dynamického odporu v atmosféře rychle zabrzdil a explodoval. Vznikla ohnivá koule jako při výbuchu atomové pumy, která rychle stoupala vzhůru, rozpínala se a ochlazovala. V době, kdy se vynořila z atmosféry, byla již tak chladná, že byla pozorovatelná pouze v infračerveném oboru spektra. Energii koule odhaduje na méně než 10²¹ J. Nad atmosférou se z koule stal klobouček „atomového hřibu“, jak krásně zobrazil právě HST. Částice hřibu byly vymrštěny rychlostmi 12 ÷ 17 km/s, což nestačí na opuštění gravitačního pole planety, a tak se obloukem po balistických drahách vracely do atmosféry, kam vletěly asi 15 minut po vzniku ohnivé koule. Tím vznikal poslední záblesk na světelné křivce.

Největší energii nesl úlomek L a největší komplex skvrn vznikl od úlomků D, G, R a S. Podle A. Fitzsimmonse aj. byly ve spektru úlomků pozorovány emisní čáry Na, Mg, Ca, Fe, Mn a Cr, což potvrzuje, že šlo o kometu s průměrnou hustotou asi 0,5 vůči hustotě vody v pozemských podmínkách. Ostatně vodu ve spektru úlomků zaznamenala v infračerveném pásmu Kuiperova letecká observatoř KAO. Anomální chemické složení atmosféry Jupiteru přetrvávalo dle A. Martena ještě dva roky po celé epizodě, jak dokládají rádiové spektrální čáry HCN a CS v pásmu milimetrových vln. Nejasnosti přetrvávají v určení rozměru úlomků (od stovek metrů až po 4 km!) a v celkové energii explozí od 10²⁰ do 10²³ J. (Mnoho specialistů by uvítalo ještě jeden dopad, kdy by byl program pozorování upraven podle toho, co jsme se dozvěděli během dopadu prvního.)

Mezitím však dospěla k Jupiteru značně pochroumaná kosmická sonda Galileo, jež si však navzdory různým handicapům vedla vskutku znamenitě. Bezchybně se podařily manévry spojené se sestupem průletového modulu atmosférou planety i s navedením orbitálního modulu na eliptickou dráhu kolem Jupiteru. Údaje z průletového modulu se zdařilo do poloviny dubna 1996 přenést bezpečně na Zemi. Podle R. Younga aj. souhlasí zastoupení vodíku a helia v atmosféře Jupiteru bezvadně se slunečním poměrem 0,25, zatímco zastoupení C, N a S je vyšší než na Slunci. Naproti tomu v atmosféře Jupiteru téměř úplně chybí voda, jíž je tam skoro o řád méně než na Slunci. To se projevuje podstatně menším výskytem blesků než na Zemi. Pod bílými mračny hydrosulfidu čpavku stoupá teplota a rychlost větru až na 650 km/h, což svědčí o vnitřním zdroji tepla planety.

Oběžný modul se od té doby stal jakousi aktivní družicí Jupiteru, neboť jeho dráha se mění tak, aby postupně mohl prohlížet zblízka Galileovy družice Ganymed, Europu a Kallisto (k Io možná poletí až po oficiálním ukončení mise v říjnu 1997, neboť silná radiace v okolí této nejbližší velké družice Jupiteru může zlikvidovat přístroje na sondě). Všechny průlety v r. 1996 proběhly velmi úspěšně (Kozmos 4/96, str. 3 a 12; 5/96, str. 8; 6/96, str. 8; 1/97, str. 7) stejně jako přenos údajů, který se oproti původním předpokladům zrychlil asi o dva řády (spřažením pozemních radioteleskopů a zlepšením komprimačních programů). Ukázalo se, že každá družice je světem sama pro sebe. Ganymed má dokonce vlastní magnetosféru (uvnitř magnetosféry Jupiteru) a Europa pod povrchem snad i tekutou vodu. V porovnání se 17 let starými snímky Voyagerů se toho na družicích hodně změnilo – nejvíce zřejmě na vulkanicky aktivní Io. Tato družice díky slapům produkuje dle J. Andersona aj. dvakrát více tepla než Země. Io má vlastní kovové jádro a také magnetické pole. Záhadou je pozorovaný pokles intenzity magnetického pole Jupiteru poblíž Io o plných 30 %. Io je také velmi pravděpodobně zdrojem prachových proudů, s nimiž se sonda Galileo potkala již po cestě k Jupiteru v intervalu od června 1994 do listopadu 1995.

1.5. Saturn

Dvě „zmizení“ Saturnových prstenců v květnu a srpnu 1995 posloužila astronomům k prohlídce okolí planety s cílem objevit další přirozené družice. To se zřejmě zdařilo jednak HST a jednak dalekohledu CFHT na Havajských ostrovech, vybavenému systémem adaptivní optiky. Podle B. Sicardyho aj. se nové družice o průměru do 70 km nalézají zhruba v té vzdálenosti od planety jako anomální prsten F, tj. něco přes 140 000 km. C. Murray a S. Winterová ukázali, že již dříve objevená družice Prometheus se periodicky sráží s prstenem F v intervalu 19 let, a tím vysvětlují, proč na snímcích ze srpna 1995 byl Prometheus ve své dráze opožděn proti předpovědi o plných 20° . Prometheus se nachází na vnitřní straně prstence F ve vzdálenosti 139 337 km, zatímco další „pastýřka“ Pandora obíhá po jeho vnější straně ve vzdálenosti 141 712 km. Poloměr prstence F činí 140 175 km. Obě družice lze dobře popsat jako trojosé elipsoidy s rozměry 140 × 100 × 75 km (Prometheus) a 110 × 85 × 65 km (Pandora) a hmotnostmi 1,2.10 ⁹, resp. 8.10 ¹⁰, hmotnosti Saturnu. Samotný prsten F má jen čtvrtinu hmotnosti Promethea.

Strukturu prstenů až do vzdálenosti pětinásobku poloměru Saturnu (R_S = 60 330 km) studovali též I. de Pater aj. pomocí obřího 10m Keckova teleskopu v infračerveném pásmu 2,3 μm. Hlavní prsteny A až C se nacházejí v rozmezí 1,23 ÷ 2,27 R_S, kdežto vnější prsten E sahá až do 5 R_S a prsten G do 2,8 R_S. Ve středním infračerveném pásmu 14 ÷ 45 μm pozorovala Saturn infračervená družice ISO a nalezla tam tři emisní pásy vody.

1.6. Uran a Neptun

R. French aj. pozorovali na Mt. Palomaru a na CTIO v Chile průběh zákrytu hvězdy prstencem λ kolem Uranu dne 11. července 1992 v infračerveném pásmu K. Zjistili, že poloměr prstence činí 50 027 km, což dobře souhlasí s údajem změřeným sondou Voyager 2 při průletu r. 1986. Prsten se vyznačuje hustšími a jasnějšími uzlíky po celém svém obvodu. Kromě toho potvrdili existenci všech dalších devíti prstenců kolem Uranu. Družice ISO nalezla ve spektru Uranu celkem osm emisních pásů vody o teplotě 200 ÷ 300 K.

V loňském roce jsme si připomněli 150. výročí epochálního objevu Neptunu J. Gallem a H. d′Arrestem v Berlíně dne 23. září 1846. HST při té příležitosti pořídil sérii snímků planety, dokládající její 16 h rotaci. Atmosféra planety je pestrá a proměnlivá, jak ukazuje porovnání snímků z HST se záběry sondy Voyager 2 z r. 1989. Kromě světlých mračen je tam stále přítomna velká tmavá skvrny a v oblasti rovníku je pozorováno tryskové proudění (jet-stream) jako na Zemi. Družice ISO prokázala přítomnost šesti vodních emisí ve středním infračerveném pásmu.

1.7. Pluto

Hledání deváté planety započalo na Arizonské hvězdárně ve Flagstaffu v r. 1929. Teprve pětadvacetiletý asistent C. Tombaugh nalezl objekt 15 mag 18. února 1930, ale objev byl zveřejněn až 13. března téhož roku, ve výroční den úmrtí zakladatele hvězdárny Percivala Lowella. Jeho iniciály se též objevily v názvu deváté planety – Pluto. Tombaughova přehlídka pak pokračovala ještě plných 12 let, ale ač při ní tento výjimečně pilný pozorovatel prohlédl na 15 milionů obrazů hvězd, nenašel mezi nim žádný pohybující se objekt jasnější než 18 mag, který by bylo možné zařadit rovněž mezi planety. Nízká jasnost Pluta byla ostatně od počátku podezřelá, jelikož stěží umožňovala objasnit odchylky v trajektorii Neptunu, jež se vlastně staly podnětem k této přehlídce.

Klíčovou roli v ocenění úlohy Pluta jako případného zdroje gravitačních poruch v dráze Neptunu znamenal až objev průvodce Pluta Charonu v r. 1978. Šťastnou shodou okolností oběžná rovina Charonu procházela v letech 1985–1989 zorným paprskem, takže docházelo k zákrytům, resp. okultacím, obou těles, což umožnilo rozborem světelných křivek odvodit základní geometrické i fyzikální parametry Pluta i Charonu. Nyní byla tato měření doplněna snímky z HST z let 1991 a 1993 a odtud dle G. Nulla a W. Owena plyne, že velká poloosa dráhy Charonu měří (19 660 ±80) km; dráha je však prakticky kruhová se sklonem (96,6 ±0,2)°. Střední hustota Pluta 2,0 (vůči vodě) je nepatrně vyšší než Charonu (1,9) a poměr hmotností obou těles činí (0,124 ±0,008). Úhrnná hmotnost soustavy Pluto-Charon však představuje necelou pětinu hmotnosti Měsíce, a tak je zřejmé, že Pluto nelze považovat za řádnou planetu. Je totiž dokonce méně hmotný než Neptunův největší měsíc Triton. Dvojice Pluto-Charon patří spíše k největším objektům transneptunského pásu, a tedy i vnitřního okraje Edgeworthova-Kuiperova disku a Sluneční soustava ve skutečnosti obsahuje jen osm velkých planet.

Zásluhou opraveného HST se loni podařilo poprvé odhalit vzhled povrchu Pluta (Kozmos 3/96, str.12) podle optických a ultrafialových snímků z července 1994, pořízených ze vzdálenosti 4,8 miliardy km. Podle A. Sterna aj. je povrch velmi kontrastní; vidíme zde roztřepené okraje severní polární čepičky, tvořené nejspíše ledem nebo jinovatkou z dusíku. Přes ni se překládá tmavý pruh a pod ní se nachází jasná skvrna, rotující zároveň s planetou. Plynná atmosféra Pluta vzniká patrně sublimací dusíku, oxidu uhelnatého a methanu v období kolem přísluní. Tato atmosféra však vymrzne v období kolem odsluní. Pluto prošel přísluním r. 1989 a znovu se do něho vrátí až r. 2237. Snad se do té doby podaří vyslat k němu kosmickou sondu – jinak totiž vyhlídky na podstatné zlepšení vědomostí o tomto bizarním světě zůstanou i nadále nepatrné.

2. Meziplanetární látka

2.1. Planetky

Při objevování planetek začíná hrát významnou roli systém NEAT (Near Earth Asteroid Tracking), uvedený do chodu v prosinci 1995 na observatoři Mt. Haleakala na ostrově Maui v Havajském souostroví a spravovaný známou kalifornskou institucí JPL v Pasadeně. Jde o automaticky fungující 1m zrcadlový teleskop s maticí CCD o rozměru 4096 × 4096 pixelů, jenž dokáže během jediné lunace zaznamenat na 1 000 planetek. Jen za první čtvrtrok 1996 bylo mezi nimi na 200 nových. Za krátkou dobu své existence objevil kromě komety 1996 E1 (NEAT) také velký křížič Země 1996 EN o průměru téměř 3 km a sklonu dráhy 39°. Zatím určitě nejzajímavější objekt přehlídky 1996 PW byl objeven v srpnu 1996. Podle G. Williamse prošlo těleso přísluním 8. srpna 1996 ve vzdálenosti 2,54 AU od Slunce. Má však extrémně protáhlou dráhu s oběžnou periodou kolem 5 000 let, takže v odsluní se vzdaluje až na 600 AU od Slunce. Přitom dle snímků velkými teleskopy nejeví nejmenší příznaky komy; je však nápadně červené a kolem osy rotuje velmi pomalu v periodě 35,5 h.

Dne 19. května 1996 proletěl kolem Země ve vzdálenosti 453 000 km křížič 1996 JA₁ s průměrem 0,5 km, což je vlastně dosti hrozivý údaj. Jde totiž o šestý nejbližší křížič kdy pozorovaný. (Momentální rekord drží miniaturní tělísko 1994 XM₁, jež 10. prosince 1994 proletělo ve vzdálenosti 112 000 km od Země.) Vzpomeňme na paniku, kterou vyvolal blízký průlet planetky Toutatis koncem r. 1992, kdy však šlo o vzdálenost bezmála desetkrát větší. Toutatis se loni znovu vrátil k Zemi a 29. listopadu 1996 proletěl ve vzdálenosti 5,3 milionů km jako těleso asi 12 mag. E. de Jong aj. toho využili k radarovém snímkování, z něhož vyplývají rozměry hlavních os planetky 4,6 × 2,4 × 1,9 km. Toutatis rotuje kolem nejdelší osy v periodě 5,4 dne a tato osa podléhá precesi v periodě 7,35 dne. Příští návrat dne 31. října 2000 proběhne ve vzdálenosti 11 milionů km od Země, ale zato další 29. září 2004 zůstane na dlouhou dobu vůbec nejtěsnějším – vzdálenost od Země dosáhne pouhých 1,5 milionů km a objekt bude vidět triedrem jako hvězda 9 mag.

Rovněž křížič (1620) Geographos má dle S. Ostra aj. podle radarových měření velmi protáhlý (na koncích snad přímo zašpičatělý!) tvar, potvrzený nezávisle fotometrií P. Magnussona aj. Geographos rotuje retrográdně v periodě 0,22 dne a poměr hlavní a vedlejší poloosy dosahuje 2,6. P. Michel aj. se zabývali vývojem dráhy planetky (433) Eros o průměru 22 km a perihelu ve vzdálenosti 1,13 AU. To značí, že bezprostředně nehrozí srážka s tímto obřím objektem, ale naneštěstí dráhová rezonance s Marsem způsobí, že během nejbližšího milionu let se z Erose stane křížič Země, který se může se Zemí srazit již za 1,14 milionu let – a takovou katastrofu by lidstvo nejspíše nepřežilo. Proto je docela prozíravé, že v únoru 1996 startovala ze Země sonda NEAR, která doletí k Erosu v lednu 1999, usadí se tam na parkovací dráze a bude zkoumat planetku zblízka nejméně po dobu jednoho roku.

Podle J. Solema a J. Hillse dopadá na Zemi asi třetina všech křížičů, kdežto ostatní se dostanou posléze na bezpečné dráhy v okolí Jupiteru anebo dokonce opustí Sluneční soustavu. Zatím známe asi 150 křížičů, ale skutečný počet křížičů-zabijáků ( s průměrem těles nad 1 km) se odhaduje nejméně na 1 000 objektů. Podle A. Harrise jsou z hlediska rizika zabití nejnebezpečnější právě objekty o průměru 1 km, které jsou poměrně četné, takže v průměru zabíjejí 10 000 lidí ročně. Za nimi následují stometrová tělesa typu Tunguského meteoritu, jež v průměru zabíjejí 80 lidí za rok, a konečně obří planetky o průměru 10 km, které mají na svědomí v průměru 60 úmrtí do roka. Tyto údaje jsou samozřejmě hypotetické, neboť v historické době ke katastrofám tohoto typu prakticky nedošlo, leč dříve či později se tato neveselá statistika rázem naplní – stačí, aby na nás spadl jediný 10 km křížič za 50 milionů let, což pak znamená 300 milionů obětí!

V hledání a pozorování planetek loni úspěšně pokračovala též jihočeská hvězdárna na Kleti, jejíž pracovníci pojmenovali čtvrttisící tam objevenou planetku (1982 BQ₂) jménem Kleť. Jejich zásluhou se nyní dostala na oblohu jména několika význačných matematiků: (2622) Bolzano, (2661) Bydžovský, (4023) Jarník a (6765) Fibonacci (6765 je totiž 20. Fibonacciovo číslo). Kromě toho byly loni na Kleti pojmenovány mj. planetky (3102) Krok, (3701) Marci, (3905) Doppler, (3949) Mach, (3979) Brorsen, (4090) Risehvezd a (5797) Bivoj. Zásluhou L. Kohoutka pak přibyla i planetka (2418) Voskovec-Werich. V říjnu 1996 bylo úhrnem očíslováno již 7 212 planetek, z toho asi tři čtvrtiny jsou rovněž pojmenovány. Výzkumu planetek se v současnosti věnuje na 180 hvězdáren ve 29 zemích světa.

D. Mitchell aj. zveřejnili výsledky radarových měření největších planetek (1) Ceres, (2) Pallas a (4) Vesta z kampaní v letech 1981–1995. Zatímco povrch Cerery i Pallasy jsou hladší než povrch Měsíce, je povrch Vesty velmi drsný a pokrývají ho zřejmě vyvřelé horniny. Hustoty těles se pohybují v rozmezí 2,3 ÷ 3,0násobku hustoty vody.

M. Belton aj. podrobně rozebrali průlet sondy Galileo kolem planetky (243) Ida v srpnu 1993. Podařilo se zobrazit 95 % povrchu Idy ve 4 ÷ 5 barvách a odtud určili její objem 16 100 km³, hustotu (2,6 ±0,5), hmotnost 4,2.10¹⁶ kg i rotační periodu 4,63 h. Průvodce Dactyl má rotační periodu přes 8 h, poloměr 0,7 km a obíhá prográdně v rovině rovníku Idy ve vzdálenosti 85 km kruhovou rychlostí 6 m/s. Útvary na Idě jsou pojmenovány po význačných pozemských jeskyních, avšak na památku objevitele Idy, opavského rodáka J. Palisy, se tam nachází též oblast Palisa Regio. Ida, podobně jako planetka Gaspra zkoumaná sondou Galileo v r. 1991, vznikla při katastrofickém rozbití mateřského tělesa rodiny planetek Koronis.

Když C. Kowal objevil r. 1977 podivuhodné těleso (2060) Chiron za drahou Saturnu, málokdo tušil, jak tento objev ovlivní naše představy o stavbě vnější části Sluneční soustavy. Chiron mezitím při postupném přibližování ke Slunci začal v r. 1989 jevit kometární aktivitu již ve vzdálenosti přes 10 AU od Slunce, takže tam musí sublimovat jiné ledy než vodní, např. ledy CO, dusíku či methanu. Dodatečně se totiž z archivních snímků zjistilo, že Chiron tuto kometární aktivitu vykazoval i v odsluní ve vzdálenosti 19 AU od Slunce. V polovině února 1996 však prošel přísluním ve vzdálenosti 8,5 AU a k úžasu H. Campinse a M. Rieka, kteří jej v té době sledovali v infračerveném pásmu K, nejevil vůbec žádnou kometární aktivitu! Chiron se stal prototypem objektů s protáhlými drahami mezi Uranem a Saturnem, jimž souhrnně říkáme Kentauři, ač dodnes známe jen šest objektů se zmíněnou charakteristikou. Jde o tělesa s průměry 60 ÷ 180 km. K největším patří jednak Chiron a jednak extrémně červená planetka (5145) Pholus, objevená r. 1992.

V témže roce však bylo nalezeno další podivuhodné těleso 1992 QB₁ s poloosou větší, než má Pluto. Zásluhou D. Jewitta a J. Luuové známe nyní už na tři tucty těchto transneptunských objektů s rozměry od stovky do několika set kilometrů, jichž však musí být v rozmezí od 30 do 50 AU od Slunce bezmála sto tisíc. Zřetelně jsme tak narazili na vnitřní okraj hypotetického Edgeworthova-Kuiperova pásu (disku), jenž se prostírá od dráhy Neptunu až do vzdálenosti kolem 500 AU a jenž má obsahovat především asi sto bilionů jader komet. Edgeworthův-Kuiperův pás je totiž důležitější zásobárnou nových komet než proslulé mnohem rozlehlejší Oortovo mračno. Jeho existenci předvídali K. Edgeworth již r. 1949 a G. Kuiper r. 1950. Podle D. Jewitta aj. se během trvání Sluneční soustavy přemístilo z Edgeworthova-Kuiperova pásu do oblasti Kentaurů asi 1,5násobek hmoty Země. To značí, že dráhy Kentaurů jsou nestabilní na časové stupnici 50 milionů let, jak na to poukázali A. Stern a H. Campins, a odtud přicházejí pozdější krátkoperiodické komety. Ty během řádově statisíce let zanikají a musejí být proto neustále nahrazovány ze zmíněných rezervoárů.

2.2. Komety

Bezkonkurenčně nejvýznamnější událostí kometární astronomie se stal v loňském roce nečekaný objev jasné komety Hjakutake (C/1996 B2) z 30. ledna 1996. V době objevu měla kometa 11 mag, ale příznivá retrográdní dráha se sklonem 125° ji přivedla již 25. března do velké blízkosti k Zemi na vzdálenost pouhých 15 milionů km. V té době procházela v blízkosti Polárky, takže byla pro pozorovatele na severní polokouli cirkumpolární. Tehdy dosáhla jasnosti -0,8 mag a honosila se chvostem o délce až 100°. Očima byla viditelná až do 19. června – tedy i po průchodu přísluním 1. května ve vzdálenosti pouhých 35 milionů km od Slunce – ale to se již přesunula na jižní polokouli.

Kometa byla sledována profesionály i amatéry ze Země i z kosmického prostoru a obsáhlý pozorovací materiál se stále ještě zpracovává. V době největšího přiblížení k Zemi změřili S. Ostro aj. průměr jádra komety radarem v Goldstone a dostali hodnotu pouhých 2 km. Přiblížení k Zemi změnilo původní dráhu s poloosou 390 AU a periodou 7 700 let na protáhlejší s poloosou 1 200 AU a periodou 14 300 let. Měření na observatoři Pic du Midi určila též rotační periodu jádra 6,2 h. Podle M. Mummy aj. se poprvé podařilo pozorovat v komě ethan a acetylén a k tomu celou řadu dalších organických sloučenin.

Největším překvapením se však nepochybně stal objev měkkého rentgenového záření z komy, učiněný družicí ROSAT dne 27. března a zopakovaný ještě jednou v druhé polovině června. Rentgenový zdroj s výraznými změnami intenzity během pouhých hodin měl tvar srpku a byl posunut o 30 tisíc km od jádra směrem ke Slunci. Mechanismus vzniku rentgenového záření není zcela jasný. Objev však inspiroval odborníky k prohlídce rentgenového archivu, v němž se pak zdařilo dodatečně odhalit obdobné rentgenové záření u komet 1991b (Arai) v listopadu 1990 (tedy 6 týdnů před objevem!), 1990i (Cušija-Kjuči) rovněž v listopadu 1990 a 1990c (Levy) od září 1990 do ledna 1991. Rentgenové záření těchto komet bylo měřitelné v době, kdy se tato tělesa nacházela ve vzdálenostech něco přes 1 AU od Slunce.

Podle všeho však byla pozorovací kampaň kolem komety Hjakutake pouhou přípravou na ještě velkolepější představení komety C/1995 O1 (Hale-Bopp), objevené již v červenci 1995 jako mimořádně jasné těleso ve velké vzdálenosti (přes 7 AU) od Slunce. V téže vzdálenosti byla slavná Halleyova kometa před posledním průchodem přísluním o celých 10 mag slabší! Již od poloviny r. 1996 jsme mohli kometu Hale-Bopp pozorovat očima, takže se stala patrně vůbec nejdéle očima viditelnou kometou moderní doby, ačkoliv se Zemi vyhnula uctivým obloukem v minimální vzdálenosti téměř 200 milionů km a v přísluní 1. dubna 1997 byla od Slunce vzdálena plných 140 milionů km. Aktivitu v době po objevu obstarávala zřejmě sublimace oxidu uhelnatého tempem 1,7 t/s. Teprve když se kometa přiblížila ke Slunci na vzdálenost menší než Jupiter, začal sublimovat i vodní led. Této kometě budeme přirozeně věnovat větší pozornost až po vyvrcholení pozorovací kampaně v r. 1997.

Z dalších komet loňského roku připomeňme ještě podivuhodnou kometu C/1996 Q1 (Tabur), objevenou v polovině srpna v Austrálii, jež byla od počátku října viditelná očima a měla začátkem listopadu projít perihelem ve vzdálenosti 0,84 AU od Slunce. Na přelomu září a října odhalila družice ROSAT měkké rentgenové záření v komě, podobně jako předtím u komety Hjakutake. Nicméně v polovině října se kometa začala rozplývat a v přísluní se zřejmě zcela rozpadla. Částečné destrukci podlehla koncem r. 1995 též známá periodická kometa 73P (Schwassmann-Wachmann 3). Podle Z. Sekaniny se první úlomek oddělil od jádra komety 24. října 1995 rychlostí 1,3 m/s, měsíc po průchodu komety přísluním. Tento úlomek se znovu rozdělil kolem 1. prosince 1995. Rozpadu předcházelo zvýšení rádiové jasnosti komety již počátkem září 1995, následované i zjasněním optickým.

M. Combes a J. Meeus uveřejnili seznam 22 komet, jež se k Zemi v historické minulosti přiblížily více než kometa Hjakutake v březnu 1996. Vůbec nejblíže k Zemi proletěla kometa Lexell (C/1770 L1) ve vzdálenosti 2,3 milionů km, když dosáhla -1,3 mag. Nejjasnější kometou v historii byla kometa Halleyova v r. 837 n. l., kdy v 5 milionech km od Země dosáhla -3,5 mag. K. Zau se zabýval numerickou integrací dráhy komety P1/Halley, jež právě díky uvedenému těsnému přiblížení k Zemi výrazně změnila dráhu. Postupné vylepšování dráhových elementů umožnilo kometu nalézt v archivních záznamech až do r. 240 př. n. l. Nyní se podařilo kometu identifikovat i při návratech v letech 322, 384 a 467 př. n. l.

Navzdory tomu v počtu pozorovaných návratů bezpečně vede kometa 2P/Encke, objevená Méchainem r. 1786, která se vyznačuje nejkratší oběžnou periodou 3,3 roku. V květnu 1997 budeme sledovat její již 58. průchod perihelem a 4. července proletí mimořádně blízko, ve vzdálenosti pouhých 28 milionů km od Země. J. Matese a D. Whitmire studovali rozložení vektorů perihelů komet a ukázali, že asi třetina pozorovaných komet vybočí z Oortova mračna působením radiálního galaktického slapu. Zdrojem slapového působení je hmota v galaktickém disku, což je do jisté míry překvapující, neboť centrum Galaxie je od nás vzdáleno 1,7 miliard astronomických jednotek, zatímco poloměr Oortova mračna je více než o čtyři řády menší.

2.3. Meteory

Dne 22. listopadu 1995 překvapil pozorovatele mimořádnou aktivitou málo známý nepravidelný meteorický roj α-Monocerotid. Např. P. Rapavý a J. Gerboš spatřili nad ránem celkem 583 Monocerotid, takže přepočtené zenitové frekvence dosáhly hodnot až 1 370 meteorů/h na jednoho pozorovatele. Podle J. Rendtela aj. je zdrojem tohoto podivuhodného meteorického roje neznámá kometa s oběžnou periodou 10 let. Mimořádnou činností se roj předtím projevil v letech 1925, 1935 a 1985.

Rovněž srpnové Perseidy byly výrazně aktivnější, než kolik činí dlouhodobý průměr. Loňské maximum nastalo 12,06. srpna (UT) a bylo mimo jiné charakterizováno zvýšením průměrné jasnosti meteorů o 2 mag a zvýšením zenitové frekvence na 2,5násobek oproti dlouholetému průměru. J. Borovičkovi aj. se zdařilo analyzovat kvalitní spektra stop dvou Perseid, zachycených v maximu r. 1993. Ve spektrech, pokrývajících oblast 372 ÷ 630 nm, identifikovali čáry O, Mg, Fe, S, Mn, Ca, Cr, N a Na a ukázali, že ve stopě se uplatňují dva odlišné mechanismy záření za výrazně rozdílné teploty. Z. Wu a I. Willimas studovali chování mateřské komety meteorického roje Leonid (55P/Tempel-Tuttle) s oběžnou periodou 33 let. Porovnání s meteorickými dešti Leonid v letech 1899, 1932 a 1965–6 naznačuje, že můžeme očekávat velmi vysoká maxima Leonid v letech 1998 a zejména 1999. Ostatně že se něco chystá, bylo patrné i loni, kdy zenitová frekvence Leonid dosáhla v maximu 17,3. listopadu (UT) hodnoty 60, opět s velmi výrazným zastoupením bolidů v rozmezí od -4 do -8 mag. Samotná kometa byla nalezena pouze dvakrát, r. 1865 a 1965.

Pro statistické výzkumy meteorů sehrává čím dál významnější úlohu novozélandský meteorický radar AMOR, uvedený do chodu poblíže Christchurche v r. 1994. jenž díky téměř nepřetržitému provozu dokázal určit dráhy více než 400 000 malých meteoroidů s průměry 0,1 ÷ 1 mm. To je podstatně bohatší a homogennější materiál, než jaký dosud získali astronomové z celého světa fotograficky, televizní technikou i radarem – v tzv. Lundském archivu je uloženo pouze 69 000 drah. Podle A. Taylora aj. se v archivu radaru AMOR vyskytují i vysoce hyperbolické dráhy prachových tělísek, jejichž původ je zjevně interstelární. Celkem 14 % drah vykazuje hyperbolické rychlosti nad 73 km/s a 1 % rychlostí přesahuje dokonce 100 km/s. Statistická analýza hyperbolických meteoroidů dokonce prokazuje zřetelnou roční variaci, s maximy kolem 32. a 170. dne roku a minimem mezi 260. a 350. dnem roku (tehdy se totiž Země pohybuje proti směru slunečního apexu). Podle D. Brownleeho činí střední rychlost interstelárních zrnéček o typickém rozměru 10 μm plné 164 km/s.

2.4. Meteority

Definitivní důkaz o „padání kamenů z nebe“ byl založen na očitých svědectvích pozorovatelů velkého deště kamenných meteoritů v L'Aigle v Normandii v dubnu 1803, kdy na zem dopadlo na 3 000 úlomků. P. Chladni si jako první uvědomil, že tyto objekty souvisejí s daleko častějšími pozorováními jasných bolidů, avšak až do poloviny XX. stol. chyběl zřetelný důkaz, že jde o tělesa z naší Sluneční soustavy. Dosud největší déšť kamenných meteoritů byl pozorován v Číně, kde poblíž města Jilin spadlo v r. 1976 několik desítek tisíc úlomků.

Podle K. Zahnleho bylo při explozi Tunguského meteoritu zničeno území o rozloze 2 000 km² a exploze byla doprovázena zemětřesením 5. magnituda. Ještě ve vzdálenosti 70 km od epicentra si svědek exploze musel strhnout z těla košili, která se na něm vzňala. V pryskyřici sibiřských borovic z té doby byl nalezen mikroskopický meteorický prach. Z. Ceplecha revidoval údaje o fotograficky sledovaném meteoritu z amerického Lost City z r. 1970. Určil jeho hmotnost na 163 kg, rychlost vstupu do atmosféry 13 km/s a maximální teplotu na 4 500 K. Celkový roční přítok meteorické hmoty na Zemi odhadl na 1,5.10⁸ kg.

B. Gladman aj. se zabývali numerickými simulacemi výměny hornin mezi vnitřními planetami Sluneční soustavy následkem dopadu rychlých meteoritů na povrchy těchto těles. Ukázali, že na Zemi mohou dopadat úlomky hornin vyražené z Merkuru, Měsíce a Marsu a navíc se mohou navracet i tělesa vyvržená ze Země. Únik hornin z Venuše je vinou vysoké únikové rychlosti a silného brzdění atmosférou nepravděpodobný. Není však vyloučen únik hornin ze Země směrem k Marsu, takže sterilizace kosmických sond k Marsu nemá mnoho smyslu! Nejsnadnější je přenos hornin z Měsíce na Zemi pro relativně nízkou únikovou rychlost 2,4 km/s a blízkost obou těles. Proto asi 40 % úlomků vyražených z Měsíce dopadne během několika desítek let na Zemi. Naproti tomu úniková rychlost z Marsu (5,5 km/s) a větší vzdálenost od Země znamená, že jen 4 % vyvržených úlomků dospějí k Zemi v průměrném intervalu 100 tisíc let.

G. Drolshagen aj. prozkoumali sluneční panely družice EURECA, jež byly vystaveny kosmickému prostředí po dobu 326 dnů v letech 1992–93 ve výši 500 km nad Zemí. Průměry impaktních kráterů v panelech se pohybovaly v rozmezí od 30 μm do 6,5 mm a celkem jich nalezli bezmála tisíc. Ukazuje se, že většina mikrokráterů pochází od mikrometeoroidů spíše než od částic kosmického smetí umělého původu. D. Sears uveřejnil přehled nejbohatších třiceti sbírek meteoritů na světě. Pouze devět sbírek obsahuje více než tisíc položek, z toho jsou 4 sbírky v USA, 4 v Evropě a jedna v Japonsku. Právě sbírka v Tokiu je vůbec nejbohatší, neboť obsahuje přes 9 600 nálezů – převážně z Antarktidy. Za ní následuje s velkým odstupem sbírka v Houstonu s 5 400 nálezy. Zvláště cenná – byť nepočetná – sbírka 450 úlomků se nachází ve vatikánském muzeu v Castel Gandolfo – obsahuje totiž vzácné uhlíkaté chondrity, z nichž některé jsou tak staré jako Sluneční soustava.

2.5. Sluneční soustava

Nedávno zesnulý planetolog J. Pollack uveřejnil se svými spolupracovníky rozsáhlou studii o tvorbě obřích planet Sluneční soustavy současnou akrecí tuhých částeček a plynu. Autoři ukázali, že zprvu se akumulují tuhé částečky a vytvoří kamenné jádro obří planety. Ve druhé fázi se na jádro nalepují souběžně částice prachu a molekuly plynu. Vznik obří planety pak vyvrcholí překotnou akrecí plynu. Autoři tvrdí, že tímto postupem vznikl Jupiter a Saturn v průběhu několika málo milionů let a Uran přibližně za 10 milionů let. C. Harper uvádí, že stáří Sluneční soustavy 4,566 miliardy let, určené z poločasu rozpadu rozličných radionuklidů, se báječně shoduje, takže formální chyba činí jen 0,4 promile ( ±2 miliony roků).

3. Slunce

Pro hlubší pochopení mechanismu vzniku slunečních erupcí hrají klíčovou úlohu pozorování v krátkovlnných úsecích spektra, od ultrafialového oboru po rentgenové záření. Proto většina důležitých údajů přichází z přístrojů na palubě umělých družic a kosmických sond (japonská družice Jókó, ruská Granat, sondy Ulysses a SOHO). S. Masuda aj. odhalili rekordně vysoké teploty až 200 MK v erupci ve výši asi 20 000 km nad povrchem Slunce v magnetické koróně Slunce. Podobně A. Silvaová aj. studovali podrobně průběh erupce jednak na rádiových vlnách a jednak v pásmu měkkého rentgenového záření. Ukázali, že ve smyčce erupce dosahuje teplota 14 MK, v patách erupce až 22 MK a tzv. chladná složka dosahuje „pouhých“ 12 MK. O. Těrechov aj. zjistili, že během erupce se syntetizuje deuterium, jež se prozradí jadernou čarou o energii 2,2 MeV. Volné neutrony doletí z erupce k Zemi již za 75 s vlastního času, takže jejich energie se pohybuje kolem 1 GeV.

J. Delaboudiniere aj. pozorovali chocholy ve tvaru peří, jež směřují od slunečních pólů vysoko do koróny do vzdálenosti přes 20 milionů km, jejichž základna se nalézá v chaotické oblasti vířivých magnetických polí s teplotou až 3,6 MK. Tyto chocholy patrně souvisejí s proudy ve slunečním větru o rychlosti až 900 km/s. R. Grall aj. zjistili z rádiových měření, že urychlování slunečního větru je ukončeno ve vzdálenosti 10 slunečních poloměrů a souvisí s mechanismem ohřívání sluneční koróny. A. Galvinová aj. nalezli ve slunečním větru jádra P, Cl, K, Ti, Cr, Mn a Ti.

Sonda SOHO umožnila vytvořit sběrný film poukazující na stálý pohyb a aktivitu na Slunci dokonce i v koronálních dírách, kde je mimořádně nízká hustota a teplota plazmatu, a to i v období velmi nízké sluneční činnosti. Ta dosáhla v r. 1996 minima v počtu skvrn s relativním číslem pod 10. T. Bondar aj. se pokusili o předpověď výšky 23. cyklu na základě autoregresní analýzy křivky sluneční činnosti od r. 1890. Dospěli k závěru, že příští maximum nastane r. 2001 a bude mimořádně nízké, s relativním číslem pouze (74 ±10). R. McNutt tvrdí, že existuje pozitivní korelace mezi neutrinovým tokem Slunce a intenzitou slunečního větru, měřenou na družicích. To je téměř nepochopitelné, neboť až dosud se mělo za to, že sluneční vítr souvisí s povrchovou, resp. podpovrchovou sluneční činností, kdežto neutrina jsou odrazem okamžité aktivity ve slunečním nitru.

Proto se A. Grandpierre domnívá, že zdroj sluneční činnosti máme hledat přímo v nitru Slunce a že souvisí s cyklickým charakterem termonukleární reakce ve Slunci. Podle jeho názoru probíhá v malých bublinách uvnitř Slunce překotná termonukleární reakce, což způsobuje, že tyto bubliny stoupají vzhůru, rozpínají se a chladnou. Z téhož důvodu je pak slunečních neutrin méně, než jak vyplývá ze standardního modelu, jenž předpokládá stabilní termonukleární reakci v celém objemu slunečního jádra.

J. Bahcall shrnul ve své slavnostní přednášce při příležitosti udělení Heinemanovy ceny hlavní problémy vyplývající z již třicetiletého studia slunečních neutrin. Především jde o základní deficit slunečních neutrin v nejstarším (chlórovém) experimentu Homestake: průměr dlouhodobých pozorování dává 2,55 SNU, kdežto teorie požaduje 9,3 SNU. Za druhé pak výsledek měření z Homestake je v rozporu s výsledkem japonského experimentu v Kamiokande, jenž pro tytéž větve termonukleární reakce dává více neutrin. Konečně pak galliové experimenty GALLEX a SAGE dávají správný tok 74 SNU pro neutrina z větví p-p a pep, ale proč tam není registrováno dalších 7 SNU, jež pocházejí z týchž větví, které zaznamenává Kamiokande? Přitom klasická teorie požaduje pro galliové experimenty tok 137 SNU.

V podobném duchu se nese analýza A. Dara a G. Shaviva. Měřený neutrinový tok v Homestake i Kamiokande je konzistentní s předpovědí počtu neutrin ve větvi ⁸B, ale jakoby chybějí neutrina z větve ⁷Be, kterou propočítal H. Bethe již v klasické práci z r. 1939. Proto Homestake při prahové energii neutrin 0,8 MeV dává za čtvrtstoletí provozu jen 32 % očekávaného toku neutrin. Kamiokande po pěti letech činnosti dává 51 % očekávaného neutrinového toku, ač registruje jen vysokoenergetická neutrina nad 7 MeV. Galliové experimenty za čtyři roky měření se shodují na 58 % očekávaného neutrinového toku při prahové energii neutrin 233 keV. Podle těchto autorů lze očekávat rozluštění spletité záhady od dvou nových experimentů, kanadského SNO s 1 000 t těžké vody a Superkamiokande s 50 000 t čisté vody, jež budou mít podstatně lepší poměr signálu k šumu v porovnání se všemi dosavadními experimenty. Titíž autoři pak tvrdí, že nejlepší sluneční model vychází ze stáří Slunce 4,566 miliardy let, efektivní teploty povrchu 5 900 K, centrální teploty 15,5 MK a centrální hustoty 155násobku hustotu vody v pozemských podmínkách. Studium slunečního nitra nyní těží z výsledků helioseizmologie, zejména pak projektů BISON a GONG. Podle Y. Elsworthové aj. a L. Paterna aj. rotuje jádro Slunce do 30 % slunečního poloměru pomaleji než povrch Slunce v polárních oblastech. Nejrychleji rotuje Slunce na rovníku v hloubce 5 % slunečního poloměru pod slunečním povrchem a konvektivní zóna sahá až do hloubky 29 % poloměru pod povrch. Jádro Slunce, v němž je ustavena zářivá rovnováha, rotuje jako tuhé těleso. Podle J. Kennedyho rotovala jižní polokoule Slunce od května do září 1995 o 8 m/s rychleji než polokoule severní.

C. Iglesias a F. Rogers uveřejnili nové tabulky opacit pro 19 kovů, jež se vyskytují na Slunci, a zjistili, že ve shodě s těmito experimentálními výsledky vzrůstá úhrnná opacita hvězd I. populace o plných 20 %. R. Wielen aj. ukázali, že metalicita Slunce je o 0,17 dex (na stupnici dekadických logaritmů) vyšší než metalicita hvězd ve slunečním okolí. Jelikož radiální gradient metalicity v Galaxii činí 0,09 dex/kpc, autoři odtud usuzují, že Slunce vzniklo o 1,9 kpc blíže k centru Galaxie, než se nachází dnes (8,5 kpc). G. Cayrel de Strobelová aj. hledali fotometrické protějšky Slunce a našli jich celkem 109. Vůbec nejlepším dvojníkem Slunce je podle fotometrických parametrů dnes tak proslulá hvězda 51 Pegasi s efektivní teplotou 5 755 K, bolometrickou magnitudou 4,71 a poměrem Fe/H = 0,06.

4. Hvězdy

4.1. Hnědí trpaslíci a exoplanety

Všimněme si nejprve podrobněji právě zmíněné hvězdy 51 Pegasi, jež nabyla na proslulosti předloňským objevem první exoplanety u hvězdy hlavní posloupnosti. Podle W. van Alteny a J. Leeho je klasifikována jako hvězda spektrální třídy G3 V (chybná klasifikace G5 IV v katalogu jasných hvězd BSC oddálila objev první exoplanety o plných 13 let!), vzdálená od nás 18 pc. Její metalicita je o 20 ÷ 50 % vyšší než u Slunce, ačkoliv je stará plných 8 miliard let. Její poloměr je o 40 % větší a svítivost dokonce o 80 % větší než sluneční, zatímco hmotnost činí jen 95 % sluneční hmotnosti. P. Francois aj. zjistili, že hvězda má totéž zastoupení lithia jako Slunce a rotuje pomalu obvodovou rychlostí 2,4 km/s.

To znamená, že objevená exoplaneta 51 Peg B má hmotnost téměř určitě asi o třetinu nižší než Jupiter. Podle D. Lina aj. vznikla tato exoplaneta v konvenční vzdálenosti 5 AU od hvězdy a do dnešní nepatrné vzdálenosti 0,05 AU se dostala pohybem v odporujícím prostředí zbytků meziplanetárního materiálu. V současné době se však už k mateřské hvězdě dále nepřibližuje, neboť tomu brání slapy (viz vzdalování Měsíce od Země právě díky slapům).

Objevování dalších exoplanet je nyní kriticky závislé na přesnosti měření radiálních rychlostí špičkovými ešeletovými spektrografy, jež postavili R. Butler aj. pro velké dalekohledy na Lickově a Keckově observatoři. Při jejich kalibraci se u hvězd slunečního typu docílilo střední chyby měření ±3 m/s. To značí, že při pozorování Sluneční soustavy zdálky by tak odhalili nejen přítomnost Jupiteru (amplituda ±12 m/s), ale možná i Saturnu (amplituda ±3 m/s). Z dosavadních měření Butlerova týmu vyplývá, že jen 5 % hvězd slunečního typu je obklopeno exoplanetami s hmotností Jupiteru do vzdálenosti 5 AU od mateřské hvězdy. Naproti tomu S. Beckwith a A. Sargentová usuzují z výskytu infračervených cirkumstelárních disků kolem mladých hvězd hlavní posloupnosti, že u těchto mladých žhavých hvězd je výskyt planetárních soustav podstatně pravděpodobnější. Podle G. Marcyho a P. Butlera, kteří se loni zasloužili o objev největšího počtu exoplanet, neexistuje ostrý předěl mezi obřími exoplanetami a hnědými trpaslíky. Rozdíl však spočívá ve způsobu, jak oba typy objektů vznikají. Planety vznikají akrecí z prachoplynového protoplanetárního disku, kdežto hnědí trpaslíci jsou produkty rozpadu zárodečného mezihvězdného chuchvalce.

V průběhu prvního roku po epochálním objevu exoplanety 51 Peg B D. Quelozem a M. Mayorem se podařilo objevit tolik exoplanet, že v této chvíli už známe více exoplanet u hvězd hlavní posloupnosti, než kolik je planet ve Sluneční soustavě: 47 UMa (minimální hmotnost exoplanety 2,3 násobek hmotnosti Jupiteru M_J), 70 Vir (6,5 M_J), 55 Cnc (0,8 M_J a 5M_J), ε And (0,6 M_J), τ Boo (3,9 M_J), CM Dra (0,95 M_J) a Lalande 21185 ( 3 planety o hmotnosti cca 1 M_J). Oběžné doby uvedených exoplanet se pohybují v širokém rozmezí od 3,3 dne do 20 let. Exoplanety u dvou naposled jmenovaných hvězd však byly odhaleny odlišnými technikami. CM Dra je totiž zákrytová dvojhvězda s periodou 1,27 d a dvěma trpasličími složkami dM5, jež dle E. Guinana aj. prodělala v červnu 1996 anomální pokles jasnosti zásluhou přechodu exoplanety přes kotouček složky dvojhvězdy. Hvězdu Lalande 21185 sleduje soustavně G. Gatewood, jenž z astrometrických měření v letech 1934–1986 odhalil urychlování vlastního pohybu hvězdy, jež patří k nejbližším vůbec – ve vzdálenosti pouhých 2,6 pc. Podle Gatewooda to lze objasnit přítomností tří exoplanet o hmotnostech srovnatelných s Jupiterem, obíhajících v periodách 5,8 let, 30 let a cca 50 let. Jelikož Lalande 21185 je šestou nejbližší hvězdou, máme slušnou naději, že nová generace teleskopů tyto exoplanety přímo zobrazí. C. Gehman aj. se domnívají, že se vbrzku zdaří odhalit u některých vhodných hvězdných kandidátů i planety zemského typu – zejména u 47 UMa, 51 Peg a 55 Cnc.

Podle T. Guillota aj. se i exoplanety v nepatrných vzdálenostech od mateřské hvězdy mohou udržet natrvalo, neboť leží hluboko uvnitř příslušných Rocheových laloků a ohřev hvězdou nevede k význačnějšímu odpaření materiálu exoplanety. Modelovými výpočty pro exoplanety s hmotnostmi 0,3 ÷ do 15 M_J se zabývali D. Saumon aj. Ukázali, že jasnost exoplanet závisí na stáří, hmotnosti, zastoupení deuteria a vzdálenosti od mateřských hvězd rozličných spektrálních tříd.

Přítomnost deuteria v atmosféře exoplanety je přímým kritériem, že jde vskutku o exoplanetu, a nikoliv o hnědého trpaslíka. Jak ukázali A. Burrows aj., teplota v nitru hnědých trpaslíků postačí na spálení deuteria termonukleární reakcí. Naproti tomu centrální teplota hnědého trpaslíka (pod 2 MK) nepostačuje na spálení lithia, takže výskyt lithia v atmosféře objektu je důkazem, že jde o hnědého trpaslíka, a nikoliv o trpasličí hvězdu. Hnědý trpaslík může dle R. Noyese aj. doprovázet hvězdu HD 3346 = HR 152 o hmotnosti 5 M_☉, Hnědý trpaslík obíhá ve vzdálenosti 2,5 AU od hvězdy a jeho hmotnost autoři odhadují na 60 M_J. Tato hvězda má však patrně také exoplanetu ve vzdálenosti 0,3 AU a hmotností kolem 10 M_J. Daleko nejnadějnějším kandidátem na hnědého trpaslíka se však dle shodného mínění řady autorů (D. Golimovski aj, E: Rosenthal aj., M. Marley aj. a T. Geballe aj.) stal objekt Gliese 229B o hmotnosti v rozmezí 20 ÷ 50 M_J, obíhající kolem červeného trpaslíka spektrální třídy M1 V. Jeho povrchová teplota nepřesahuje 1 kK a v jeho atmosféře byl nalezen pás methanu i vodní páry. Další hnědí trpaslíci se zřejmě nalézají v relativně mladé (stáří 75 milionů let) otevřené hvězdokupě Plejády: PPl 15, Teide 1, Calar 3. R. Rebolo aj. nalezli totiž ve spektrech objektů, pořízených Keckovým teleskopem, čáry lithia. Autoři soudí, že Plejády mohou obsahovat až 200 hnědých trpaslíků s průměrnou hmotností 55 M_J.

4.2. Prahvězdy a mladé hvězdy

Hubbleův kosmický teleskop se díky svému rekordnímu úhlovému rozlišení stal naprosto nepostradatelným přístrojem pro studium raných fází hvězdného vývoje. Podle J. Hestera aj. rozdíl ve vzhledu hvězdných kolébek M42 (Velká mlhovina v Orionu) a M16 (Orlí hnízdo) spočívá v odlišném úhlu pohledu. Zatímco M42 vidíme čelně, mlhovinu M16 pozorujeme z profilu. Hvězdy, jež se vyloupnou ze zárodečných kometárních globulí (EGG), nejsou starší než 2 miliony let a jejich hmotnosti nepřesahují 80 M_☉.

Podle A. Bruniniho a O. Benvenuta ukazují snímky prachového disku β Pictoris, že centrálních 40 AU je fakticky bez prachu, tj. že v této oblasti již nejspíš vznikly planety, staré nanejvýše 100 milionů let. Kromě toho absorpční spektrum cirkumstelárního disku jeví až 200krát do roka červeně posunuté složky spektrálních čar nasvědčujících tomu, že přes hvězdný kotouč přecházejí komety s výraznými plynnými vlečkami. Podobně podle C. Gradyho aj. padají desítky komet na prahvězdu HD 163296 v souhvězdí Střelce. Hvězda je od nás vzdálena 170 pc a v jejím ultrafialovém spektru byly objeveny čáry C, Fe, Si, Al a Mg. Autoři soudí, že jde o spektrum vypařujících se prachových zrnek z komy komet.

T. von Hippel využil vysoké přesnosti v určení poloh spektrálních čar k určení parametrů mladých hvězd hlavní posloupnosti v otevřených hvězdokupách. Ukázal, že radiální rychlosti hvězd v otevřené hvězdokupě jeví velmi malý rozptyl, např. pro Hyády jen 0,44 km/s a pro hvězdokupu M67 v souhvězdí Raka 0,48 km/s. Pak lze oddělit systematickou složku radiální rychlosti (průmět prostorového pohybu celé hvězdokupy do směru zorného paprsku) od individuálního gravitačního červeného posuvu, jenž pro hvězdu slunečního typu dosahuje 0,64 km/s a pro ranou hvězdu hlavní posloupnosti spektrální třídy B3 dokonce 1,27 km/s. Jelikož velikost gravitačního červeného posuvu je přímo úměrná poměru hmotnosti a poloměru hvězdy, lze měřením červených posuvů určit průměrné hodnoty obou parametrů pro hvězdy rozličných spektrálních typů v hvězdokupě.

G. Helou aj. zjistili na základě infračervených snímků z družice ISO, že nejvíce hvězd se rodí v jádrech galaxií a pak ve spirálních ramenech. J. Bally aj. uvádějí, že obří molekulová mračna v naší Galaxii mají hmotnosti 10⁴ ÷ 10⁶ M_☉ a že úhrnná hmotnost molekulárního vodíku v Galaxii dosahuje 3.10⁹ M_☉. Celkem tedy Galaxie obsahuje asi 5.10⁹ M_☉ materiálu pro tvorbu nových hvězd, přičemž za rok se tak v průměru vytvoří hvězdy s úhrnnou hmotností 3 M_☉.

4.3. Osamělé hvězdy

Zásluhou HST došlo k průlomu v zobrazování hvězdných disků bližších obřích či veleobřích hvězd. V březnu 1995 byl dle C. Puna aj. zobrazen kotouček červeného veleobra Betelgeuze, vzdáleného 150 pc, ve dvou ultrafialových pásmech – 255 a 280 nm. Ultrafialový disk hvězdy má dvakrát větší průměr než optický, což je dáno rozsáhlou vnější chromosférou. Na kotoučku je patrná žhavá skvrna teplejší o plné 2 kK než okolní povrch, dosahující průměrné teploty 3,5 kK. R. Gilliland a A. Dupreeová určili úhlové průměry ultrafialového kotoučku Betelgeuze na 0,125″ resp. 0,108″, tj. v lineární míře 18,8 a 16,2 AU (na místě Slunce by chromosféra Betelgeuze sahala až k Saturnu!). Podobně M. Lattanzi aj. využili pointačních čidel HST (označovaných jako FGS) k změření průměru blízkých mirid R Leonis a W Hydrae. U obou hvězd odhalili jejich vejčitý tvar s průměry 0,070″ × 0,078″ pro R Leo a 0,076″ × 0,091″ pro W Hya, což znamená, že na místě Slunce by jejich povrchy sahaly do blízkosti dráhy Jupiteru. Vlivem pulzací kolísají ultrafialové jasnosti obou mirid během roku o plných 10 mag. Měření z infračervené družice ISO ukázala, že ve spektru W Hya se nachází také vodní pára.

Při rozlišování kotoučků hvězd a dvojhvězd dostává však HST důstojné pozemní soupeře v podobě optických interferometrů s dlouhými základnami. G. Weigelt aj. studovali tvar miridy R Cas v blízké infračervené oblasti na 700 a 714 nm pomocí 6m teleskopu SAO v Zelenčukské s rozlišením 0,03″. Ukázali, že i tato mirida má vejčitý tvar s rozměry 0,033″ × 0,039″, resp. 0,042″ × 0,056″, a domnívají se, že tvarovou deformaci způsobuje soubor jasných skvrn na povrchu mirid. A. Quirrenbach aj. využili interferometru Mark III ke změření úhlového průměru Arktura (sp K2 III; T_ef = 4 300 K) v pěti spektrálních pásmech v rozmezí 450 ÷ 800 nm. Dostali hodnotu 0,021″ – tedy menší, než je rozlišovací schopnost HST v ultrafialovém oboru spektra (0,03″). Prakticky téhož rozlišení dosáhli J. Baldwin aj. pomocí nového interferometru Mullardovy laboratoře nazvaného COAST. Přístroj, vybudovaný za částku 1,3 milionu dolarů, se skládá ze tří pohyblivých teleskopů o průměru zrcadel 0,4 m, cloněných na průměr 0,14 m, na základně dlouhé 6,1 m. V září 1995 sledovali blízkou (12 pc) spektroskopickou dvojhvězdu Capellu, jejíž složky obíhají kolem společného těžiště v periodě 104 dnů ve vzájemné vzdálenosti 75 AU. Autorům se podařilo bezpečně rozlišit obě složky a dokonce určit vzájemnou změnu jejich polohy během dvou týdnů měření s přesností 0,020″.

4.4. Proměnné hvězdy

Arktur, jehož úhlový průměr se podařilo změřit interferometrem, patří dle P. Edmondse a R. Gillilanda k nově definovanému typu proměnných obřích hvězd spektrální třídy K (KGV), jež se podařilo rozpoznat na snímcích kulové hvězdokupy 47 Tucanae, pořízených HST. KGV mají periodu proměnnosti 2–4 dny a vizuální amplitudu pouze 0,01 mag. Podobně byla nedávno definována skupina velmi svítivých modrých proměnných hvězd (LBV), k níž patří zejména nejsvítivější hvězda Galaxie, η Carinae. Podle A. Daminelliho dosahuje její zářivý výkon 5.10⁶ L_☉ a hmotnost 120 M_☉. Hvězda je obklopena rozsáhlou mlhovinou, kterou nádherně zobrazil HST, ale též miniaturní reflexní mlhovinkou Homunculus, do níž materiál dodává bipolární výtrysk z masivní hvězdy, která se časem zřejmě stane Wolfovou-Rayetovou hvězdou a nakonec vybuchne jako supernova typu II; naštěstí pro nás v bezpečné vzdálenosti 2,3 kpc. K. Davidson a J. Morse pořídili pomocí HST snímky hvězdy v odstupu 17 měsíců, které poukazují na rozpínání mlhoviny rychlostí 700 km/s, takže kombinací snímků vzniká stereoskopický pohled na tento komplexní systém. Rozpínání mlhoviny započalo před 150 lety – tedy právě v době, kdy se hvězda nápadně zjasnila a byla druhou nejjasnější hvězdou na obloze. Novou hvězdu vzácného typu LBV se nyní podařilo najít v galaxii NGC 2366 v souhvězdí Žirafy, jež je od nás vzdálena 3 Mpc. Hvězda stará nanejvýš 5 milionů let o hmotnosti 45 M_☉ se během posledních tří let zjasnila o 4 mag a prodělala čtyři epizody rychlých zjasnění.

P. Hadrava a P. Harmanec uveřejnili komplexní studii prototypu krátkoperiodických proměnných hvězd β Cephei, jež je jednak spektroskopickou dvojhvězdou s oběžnou periodou 10,9 d a výstředností 0,52 a jednak interferometrickou dvojhvězdou s vzájemnou vzdáleností 0,255″ s oběžnou periodou 91,6 let a výstředností 0,65, a kromě toho ještě vizuální dvojhvězdou s druhou složkou vzdálenou 13,4″. Podle autorů jde současně o hvězdu se závojem třídy Be –magnetickou chemicky pekuliární hvězdu Bp. Dvojité emise čáry H-α se mění v antifázi vůči absorpčním čarám v periodě 0,19 dne, jež vzniká efektem světelného času při pohybu vůči druhé složce spektroskopické dvojhvězdy. Během posledních tří let se radiální rychlost čáry H-α zvýšila z 24 km/s na 63 km/s, což je jasným dokladem toho, že hvězda se blíží k periastru systému interferometrické dvojhvězdy.

K. Kamper uvádí, že Polárka je ve skutečnosti trojhvězda, vzdálená od nás 110 pc, z níž nejjasnější složka patří k cefeidám s nápadným poklesem amplitudy radiálních rychlostí v posledním dvacetiletí. Před pěti lety se však pokles amplitudy ustálil na hodnotě 1,5 km/s a také perioda změn radiálních rychlostí je stabilní. J. Meaburn aj. objevili slabou cirkumstelární mlhovinu kolem proměnné hvězdy P Cygni, jež se rozpíná průměrnou rychlostí 185 km/s. Jelikož průměr mlhoviny dosáhl 1,6′, vychází odtud vzdálenost P Cygni 1,8 kpc a stáří mlhoviny 2 100 let.

4.5. Těsné dvojhvězdy

Originální metoda odhalování těsných vizuálních dvojhvězd během zákrytů hvězd Měsícem, vyvinutá v r. 1985 A. Richichim aj., přináší stále jedinečné výsledky. Infračervený fotometr TIRGO umožnil v uplynulém desetiletí pořídit celkem 157 světelných křivek v bezprostředním okolí zákrytu, a tak se podařilo jednak změřit úhlové průměry některých obřích hvězd a jednak odhalit 54 nových těsných vizuálních dvojhvězd. V loňském roce studovala zmíněná skupina zákryty 15 hvězd, přičemž v 8 případech odhalila druhé složky těsné dvojhvězdy jasnější než K ≈ 11 mag. Úhlová vzdálenost složek se pohybovala od 0,79″ po rekordních 0,006″ při poměru jasností složek od 1 : 150 do 1 : 1. Podobného rozlišení dosahuje britský interferometr COAST, tvořený třemi menšími dalekohledy na základně až 38 m. Tomu se loni podařilo rozlišit těsnější pár známé čtveřice Mizar ve vzdálenosti 0,006″. Pro srovnání uveďme, že HST dokáže rozlišit dvojhvězdy stejné jasnosti v minimální úhlové vzdálenosti 0,04″. P. Bennett aj. využili interferometru Mark III a pozorování z HST ke komplexní analýze těsné dvojhvězdy ζ Aurigae, skládající se ze složek spektrálních tříd K4 Ib + B5 V. Jejich hmotnosti jsou srovnatelné (5,8 a 4,8 M_☉), ale poloměry se přirozeně velmi liší (148 a 4,5 R_☉), podobně jako efektivní teploty (3 960 a 15 200 K) a zářivé výkony (4 800 a 955 L_☉). Velká poloosa relativní oběžné dráhy činí 4,2 AU při vzdálenosti systému 261 pc. Soustava je mladá pouhých 80 milionů let. Podobně P. Harmanec aj. studovali interferometrem prototyp zákrytových dvojhvězd β Lyrae a odhalili tak výtryskovou strukturu mezi složkami, ačkoliv vzdálenost systému od nás činí 370 pc. Spektrofotometrie soustavy prokázala výskyt cyklických variací v délce 282 dnů.

T. Lissauer aj. se zabývali stále záhadnou soustavou ε Aurigae s oběžnou periodou 27 let a trváním částečného zatmění 2 roky (v maximální fázi je zakryto 48 % plochy primární složky – veleobra F0). Vzhled světelné křivky v zákrytu nezávisí na vlnové délce v širokém rozsahu od 400 nm do 5 μm. Pro hmotnost sekundární složky vycházejí dvě řešení, buď 4, nebo 15 M_☉. Tato složka je obklopena akrečním diskem s centrální dírou. Autoři tvrdí, že tento chladný útvar o teplotě pouhých 500 K je zřetelně protažen ve směru oběžné dráhy a dosahuje rozměru neuvěřitelných 7,5 AU.

M. Richardsová aj. podrobili rozboru měření variací profilu čáry H α trojhvězdy Algol z let 1976–77, vzdálené od nás 31 pc. Složky soustavy mají spektrální třídy B8 V, K2 IV a F2 V, přičemž první dvě složky se navzájem zakrývají. Odtud bylo poprvé možné metodou Dopplerovy tomografie odvodit mapu rozložení materiálu kolem sekundární složky a ukázat, že soustava je v tomto ohledu dlouhodobě stabilní. G. Albright a M. Richardsová využili téže metody k mapování akrečních disků v algolidách TT Hya, SW Cyg, U CrB a U Sge. Ukázali, že nejstabilnější akreční disky mají soustavy s oběžnou periodou delší než 4,5 dne. Přenos hmoty mezi složkami se děje tempem (10 ⁷ ÷ 10 ¹¹) M_☉/r. S. Schiller se vrátil k historii podivuhodné zákrytové dvojhvězdy SS Lacertae, jež byla objevena r. 1921 C. Hoffmeisterem jako člen otevřené hvězdokupy NGC 7209 s oběžnou periodou 14,4 dne. Amplituda zákrytů dosahovala 0,5 mag a ve spektru soustavy bylo vidět pouze čáry primární složky, odpovídající spektrální třídě B9 V. V poslední době však zákryty vymizely, ale zato se R. Stefanikovi aj. podařilo v loňském roce objevit čáry příslušející sekundární složce. To lze objasnit patrně tak, že stabilita systému byla narušena průletem třetího tělesa, jež pozměnilo sklon oběžné roviny k zornému paprsku, deformovalo oběžnou elipsu dvojhvězdy, ale soustavu nerozbilo, takže se nyní jeví jako spektroskopická dvoučárová dvojhvězda. Konečně G. Rauw aj. studovali zákrytovou dvojhvězdu WR22, jejíž primární složka patří mezi Wolfovy-Rayetovy hvězdy spektrální třídy WM7, kdežto sekundární složka je klasifikována jako O 7,5. Soustava má velmi dlouhou oběžnou dobu 80,35 dne a výstřednou dráhu s excentricitou 0,55. Autoři ukázali, že primární složka patří mezi nejhmotnější známé hvězdy s dobře určenou hmotností 72 M_☉ a že v jejím nitru dosud hoří vodík.

Nejbližší trojhvězda α Centauri se stala jedním z posledních objektů výzkumů dnes už legendární ultrafialové družice IUE. Pozornost se soustředila na nejslabší a nejbližší složku zmíněné trojice, známou Proximu Centauri spektrální třídy dM4. Během léta 1995 sledovala družice aktivitu hvězdy v čarách ionizovaného hořčíku na 280 nm a odhalila několik erupcí i rozsáhlé aktivní oblasti na povrchu červeného trpaslíka. Amplituda změn jasnosti čar dosahovala 25 % v rotační periodě 31,5 dne.To znamená, že Proxima Centauri rotuje o něco rychleji než α Cen B, které jedna otočka trvá 36,8 dne.

4.6. Novy

Ve výzkumu nov se největší pozornost stále soustřeďuje na nejjasnější novu desetiletí V1974 Cygni, která vzplanula v únoru 1992 a od té doby je nepřetržitě sledována všemi prostředky pozemní i kosmické astronomie. J. Krautter aj. uveřejnili výsledky jejího pozorování družicí ROSAT mezi dubnem 1992 a prosincem 1993. Nova se vynořila v měkkém rentgenovém pásmu 22. dubna 1992 a v maximu v létě 1993 dosáhla 2,5tisícnásobku jasnosti úrovně pozadí, načež její rentgenová jasnost klesla na sedminásobek úrovně pozadí počátkem prosince 1993. Podle S. Balmanové aj. měl pozůstatek novy nejvyšší teplotu 590 kK 500. den po výbuchu. Nova byla rovněž sledována v ultrafialovém pásmu družicí IUE a spektrografem GHRS na HST. Podle S. Austina aj. vykazovala nova zakázané čáry Ne III a Ne V a zastoupení He, N, O, Ne a Fe bylo pro novy nadprůměrné, což prakticky znamená, že do expandujícího obalu se dostaly prvky z jádra bílého trpaslíka. Bílý trpaslík typu O-Ne-Mg má podle autorů vysokou hmotnost 1,3 M_☉. Infračervená družice ISO našla dle A. Salamy aj. v pásmu 7,6 ÷ 51,8 nm zakázané čáry Ne III, Ne V a Ne VI, dále O III a O IV, přičemž zastoupení neonu v obalu novy bylo 27krát vyšší než v atmosféře Slunce. Při výbuchu ztratil bílý trpaslík asi 1.10 ⁴ M_☉ v plynné obálce, rozpínající se rychlostí přibližně 1 000 km/s. Podobně T. Hayward aj. nalezli mezi 54. a 882. dnem po explozi ve středním infračerveném pásmu zakázané čáry Ne II, Ne VI a Mg VII. Odtud odvodili dokonce 50krát vyšší zastoupení neonu a 5krát vyšší zastoupení hořčíku v obalu novy v porovnání se Sluncem.

V rádiovém oboru studovali S. Eyeres aj. rozpínající se obal novy pomocí interferometru MERLIN na vlnových délkách 60 a 180 mm. Již 80. den po explozi byli schopni rozlišit rozpínající se rádiovou obálku, kterou sledovali až do 682. dne po explozi, kdy její plošná jasnost klesla na úroveň pozadí. Ukázali, že obálka je protažené ve směru sever-jih, takže rozpínání v různých směrech probíhá rozličnými rychlostmi. Loni pak S. Balmanová aj. ohlásila objev optické obálky v čáře H-α, pozorované poprvé 1 559. den po explozi (27. 5. 1996). Obálka má ve čtyřech hlavním směrech úhlové poloměry 125″ × 190″ × 140″ × 142″ a podle názoru autorů jde o reflexní mlhovinu ozářenou světlem výbuchu, takže světelná ozvěna se musí šířit rychlostí světla. To vskutku potvrdila další pozorování 16. 6. 1996 a nezávisle L. Rosino aj., kteří tutéž obálku nalezli již v červenci 1994 a znovu v květnu 1995. Odtud lze nezávisle určit vzdálenost novy, která pak vychází na (1,85 ±0,05) kpc, ve výtečné shodě s dřívějším určením D. Chochola aj. (1,77 ±0,11) kpc.

V polovině prosince 1995 dosáhla maxima mimořádně pomalá Nova Cassiopeiae, objevená již 24. 8. 1995. Expanzní rychlost před maximem dosahovala pouze 360 km/s, ale po maximu vzrostla až na 1 060 km/s. V době maxima vykazovala absorpční spektrum veleobra třídy F, jež se po maximu změnilo v emisní s čarami vodíku, helia a ionizovaného železa. Podle U. Munariho aj. měla prenova B = 19,0 mag, takže amplituda výbuchu přesáhla 10 mag, a v tom se podobá novám HR Del a PU Vul z let 1967 a 1968. Nova je stále sledována profesionálními astronomy stejně jako amatéry, neboť v průběhu celého loňského roku byla i v dosahu menších přístrojů. V červenci 1996 objevil Y. Sakurai Novu Sagittarii jako objekt 10 mag, patrně těsně po maximu. I tato nova patří k pomalým, podobně jako Nova Crucis, kterou koncem srpna 1996 objevil W. Liller jako objekt 11,4 mag. Nova dosáhla maxima 9,9 mag až počátkem září loňského roku a její plynná obálka se v té době rozpínala rychlostí 2 000 km/s.

Z historických nov je stále sledována Nova V1500 Cyg, jež 20 let po výbuchu klesla dle I. Semeniukové aj. na 18 mag a vykazuje stabilní oběžnou periodu 0,1396 dne. M. Friedjung aj. ukázali z rozboru absorpčních profilů, že obálka expanduje stylem „Hubbleova expanze“ – jako prostor v kosmologických modelech. Rychlejší hvězdný vítr doslova vymete plynnou obálku, jež novu obklopovala před výbuchem. Také Nova GK Per, která vzplanula na počátku století a poté dle S. Pezzuta aj. dosáhla minima r. 1917, je již od r. 1986 pod snadnou pozorovatelskou kontrolou, neboť se v mezidobí podstatně zjasnila. V r. 1996 dokonce jevila erupční aktivitu, když v únoru dosáhla 12,4 mag. Družice ASCA odhalila její aktivitu v rentgenovém pásmu 0,5 ÷ 10 keV, když k silnému výbuchu došlo 4. března 1996 souběžně s dalším optickým zjasněním až na V = 11,8 mag. Záření vykazovalo sinusovou modulaci v periodě 351 s a s relativní intenzitou 10 mCrab. Při vzdálenosti novy 525 pc to odpovídá rentgenovému zářivému výkonu 6.10²⁶ W, zatímco bolometrický výkon činí dokonce 3.10²⁷ W. Z hvězd podobných novám představuje stálou záhadu pomalá Nova Sagittarii, jež dosáhla v lednu 1996 jasnosti 12,5 mag (předtím byla nejméně od r. 1930 určitě slabší než 14 mag) a v průběhu února se dále zjasnila až na 11,4 mag. Spektrum novy však vypadá velmi netypicky; jde o zčervenalou hvězdu G o vysoké svítivosti, ale naprosto bez emisních čar. Podle všeho se musela zjasnit až o 10 mag. Expanze obalu, v němž byly nalezeny čáry He, C, N a Si, se děje rychlostí pouhých 100 km/s. Někteří autoři proto soudí, že obří hvězda prodělává závěrečný heliový záblesk ve shodě s teorií termonukleárního vývoje hvězd v asymptotické větvi obrů. Kolem novy byla koncem února 1996 pozorována kruhová mlhovinka o úhlovém průměru 30″ a planetární mlhovina o průměru 45″.

H. Nussbaumer a M. Vogel uveřejnili rozbor spekter zákrytové symbiotické Novy PU Vulpeculae, pořízených ultrafialovou družicí IUE v letech 1992–95. Nova se skládá z červeného obra o hmotnosti 0,9 M_☉ a bílého trpaslíka o hmotnosti mírně menší než 0,5 M_☉. Poloměr obří složky je větší než 82 R_☉ a k zákrytům bílého trpaslíka dochází v periodě 13,4 let – jde o jedinou zákrytovou soustavu mezi symbiotickými dvojhvězdami. Pozorovaný zákryt proběhl v letech 1993–1995 se středem v dubnu 1994. Větší množství prací bylo věnováno symbiotické trojhvězdě CH Cygni, jež podle A. Skopala aj. nebyla aktivní od r. 1885 až do konce 50. let. Počátkem 60. let však soustava počala jevit symbiotické rysy a prodělala epizody zvýšené aktivity v letech 1967–70, 1977–86 a 1992–95. Odtud autoři odvodili orbitální periody symbiotického páru na 2,1 roku a třetí složky na 15,6 roku. Na přelomu září a října 1995 se optická a ultrafialová jasnost soustavy náhle snížila a v červnu 1996 dosáhla od r. 1929 historického minima 10,4 mag. Červený veleobr v systému ztrácí ročně 2.10 ⁶ M_☉. M. Mikolajewski aj. připomněli, že jde o nejjasnější symbiotickou soustavu vůbec, která počátkem 80. let našeho století dosáhla 5 mag. Tito autoři uvádějí pro symbiotický pár, skládající se z červeného obra a magnetického bílého trpaslíka ve velmi výstředné dráze, poněkud kratší oběžnou periodu 747 dnů a soudí, že i tento obr prodělal termonukleární heliový záblesk.

Další nápadný pokles jasnosti předvedla jedna z nejpozoruhodnějších symbiotických hvězd FG Sagittae, jež poprvé překvapila poklesem v srpnu 1992, které tehdy jako první zachytil J. Papoušek. V té době T. Iijima aj. pořídili podivné spektrum červeného veleobra na konci asymptotické obří větve s pásy molekuly C₂ (saze ??). Tyto pásy zmizely, když se hvězda r. 1993 opět zjasnila zhruba na 10 mag (předtím bývala 9,2 mag). V následujícím roce hvězda znovu slábla až na 14,4 mag v srpnu 1994; absorpce C₂ se souběžně opět vynořily a zesílily. Pak se hvězda téměř vrátila k normálu a poslední pokles započal v červenci 1995 – byť s několika přerušeními – až na absolutní minimum od r. 1894, které nastalo v dubnu 1996, kdy hvězda zeslábla na V = 16 a B = 17 mag.

Stářím kataklyzmických proměnných hvězd se zabývali U. Kolb a R. Stehle. Ze statistik oběžných dob pro 270 kataklyzmických dvojhvězd odvodili, že tyto soustavy lze podle jejich vztahu k tzv. mezeře v periodách kataklyzmických dvojhvězd (3 ÷ 4 h) rozdělit na mladé (pod 1,5 miliardy roků) pro periody delší, než je zmíněná mezera, a staré (3 ÷ 4 miliardy roků) s periodami kratšími, než je mezera.

4.7. Planetární mlhoviny a bílí trpaslíci

Naprostým převratem ve studiu planetárních mlhovin se staly jedinečné snímky nejbližší (140 pc) planetární mlhoviny NGC 7293 = Helix (Hlemýžď) v souhvězdí Vodnáře, které získali C. O′Dell a K. Handron pomocí HST. Tato mlhovina má na snímcích doslova obří úhlový průměr 15′ (lineární průměr 0,5 pc!). Snímky Hlemýždě lze směle označit za astronomické fotografie roku 1996, neboť obsahují nevídané a pozoruhodné detaily struktury mlhoviny. Jsou zde především patrné protáhlé mlhovinky ve tvaru obřích „pulců“ s ocásky dlouhými desítky miliard kilometrů, vzdálené asi bilion kilometrů od centrální hvězdy, a dále kometární uzlíky o průměru miliard kilometrů. Ocásky pulců směřují radiálně od hvězdy, jako špice obřího kola od bicyklu. Autoři se domnívají, že podobnost s kometami není náhodná, že totiž v závěrečné etapě vývoje mateřské hvězdy se vypaří kometární jádra v tamějším Oortově oblaku a rychlá plynná obálka obří hvězdy se sráží s pomalejším plynem, vyvrženým hvězdou o několik desítek tisíc let předtím. Odtud lze odhadnout, že kometární uzlíky by se měly nejpozději za 10⁵ let rozpadnout. Prachové částice by se však přitom mohly slepit a vytvořit kompaktní ledové planety obdobné Plutu v naší Sluneční soustavě. Tyto ledové planety nakonec opustí mateřskou hvězdu a stanou se interstelárními trampy.

J. Meaburn aj. studovali na týchž snímcích pohyby uzlíků v čáře [O III] a zjistili, že expandují rychlostí 10 km/s, zatímco planetární mlhovina se rozpíná rychlostí 24 km/s. Kinematiku pohybů bude ovšem možné nezávisle určit porovnáním snímků v odstupu několika let. R. Talcott odhaduje stáří této planetární mlhoviny na 25 tisíc let a teplotu mateřského bílého trpaslíka 120 kK.

J. Provencal využil HST k pořízení kvalitních spekter bílého trpaslíka Prokyon B, kde až dosud panovaly pochybnosti o tom, zda bílý trpaslík vyhovuje vztahu hmotnost-poloměr pro bílé trpaslíky. Autor určil absolutní vizuální hvězdnou velikost Prokyonu B 10,75 mag a jeho efektivní teplotu (8 000 ÷ 400) K. Tak se potvrdilo, že i tento bílý trpaslík zmíněnému vztahu perfektně vyhovuje. T. Fleming aj. hledali bílé trpaslíky v katalogu rentgenových zdrojů z přehlídky ROSAT, jež obsahuje 55 000 zdrojů. Mezi nimi identifikovali celkem 176 bílých trpaslíků. Z toho však jen 10 % je horkých, s teplotami nad 20 kK a zářivým výkonem nad 10²² W.

4.8. Supernovy

Při studiu pozůstatku po slavné supernově 1987A ve Velkém Magellanově mračnu hraje HST rovněž první housle. C. Pun aj. studovali snímky z HST za 4,5 roku od vypuštění teleskopu na oběžnou dráhu. Poslední snímek byl pořízen v březnu 1995, tj. 2 932. den po výbuchu. Porovnání vzhledu prstenu, který na konci sledovaného období dosáhl průměru 0,2″ (taková struktura je stále ještě nerozlišitelná obřími pozemskými přístroji), poukazuje na rovnoměrné rozpínání tempem 2 500 km/s. Prsten je o 20 % větší v oboru ultrafialovém v porovnání s oborem optickým a má mírně protáhlý tvar s poměrem os 1,2 : 1. Mezi říjnem 1994 a únorem 1996 vzrostla v čáře [N II] jasnost prstenu o 15 %, zatímco zbytek prstenu zeslábl o 5 ÷ 10 %. N. Panagia aj. zkoumali vnější prsteny kolem této supernovy, které zřejmě souvisejí s plynem vyvrženým veleobřím předchůdcem supernovy již asi před 10 000 lety. G. Hasinger aj. analyzovali rentgenové záření supernovy na základě měření družice ROSAT v letech 1991–95 a zjistili, že měkké rentgenové záření supernovy stouplo v tomto období z 0,8.10²⁷ W na bezmála trojnásobek. Autoři předvídají, že tento nárůst se nápadně zrychlí kolem r. 2003, kdy rázová vlna supernovy dospěje k vnějšímu prstenu.

R. Manchester a B. Paterson se snažili odhalit optické pulzace pozůstatku po supernově v intervalu period od 0,2 ms do 10 s a nenašli žádné variace do V = 24,6 mag. To se zdá podivné, neboť tato mez je nejméně o 1 mag slabší, než kdyby na tom místě zářil mnohem starší optický pulzar v Krabí mlhovině. Obecně se totiž má za to, že jasnost pulzarů s časem uplynulým od exploze klesají. Svědčí o tom okolnost, že dosud byly nalezeny jen tři optické pulzary, a ve všech případech jde o velmi mladé pozůstatky supernov.

Loňský rok znamenal doslova průlom v objevování velmi vzdálených supernov ve speciálním programu HRSS (High-Redshift Supernova Survey) u 4m reflektoru CTIO v Chile. Bylo jich nalezeno kolem 50, z toho nejvzdálenější 1996az, objevená 8. října, vykazuje červený posuv z = 0,84 a jasnost R = 24,0. Tento program přinese v budoucnosti zcela zásadní výsledky jak při výzkumu fyzikální povahy supernov, tak zejména při zlepšení stupnice kosmologických vzdáleností galaxií.

Při studiu starých pozůstatků supernov se především podařilo ukázat, že historické supernovy z r. 1006 (Lup), 1572 (Cas) a 1604 (Oph) se po čase znovu natolik zjasnily, že byly opět viditelné očima. To by skýtalo naději, že něco podobného nám ještě předvede i supernova 1987A. Dále pak záhadná očima neviditelná supernova v Kasiopeji z druhé poloviny 17. stol., kterou známe díky rádiovému a rentgenovému zdroji Cas A, vybuchla až r. 1680, nikoliv r. 1657, jak se dosud většinou uvádělo.

Nicméně patrně nejzávažnější loňský výsledek se týká rentgenových pozorování pozůstatku supernovy z r. 1006 na rozhraní souhvězdí Vlka a Kentaura ve vzdálenosti 700 pc. Podle S. Reynoldse zjistila družice ASCA synchrotronovou emisi elektronů s energií až 100 TeV, urychlovaných pravděpodobně v rázové vlně ze supernovy. Odtud lze vysvětlit i existenci kosmického záření o extrémně vysoké energii, které pozorují pozemské Čerenkovovy detektory až do energií 100 EeV. R. Willingale aj. zpracovali rentgenová měření z družice ROSAT v měkkém pásmu rentgenového záření a odvodili odtud pravděpodobnou hmotnost neutronové hvězdy 1,7 M_☉ a energii exploze 4.10⁴² J, takže tato supernova patřila zřejmě k typu I.

K. Bracherová oznámila, že dle snímků z let 1913–1921 se měnil vzhled Krabí mlhoviny – pozůstatku po supernově z r. 1054, vzdáleném od nás 2,1 kpc. Odtud se podařilo určit střední rychlost expanze 1 400 km/s, tj. jeden světelný rok za 200 let. Průměr mlhoviny dosahuje nyní již 3 pc. Přítomnost synchrotronové emise je potvrzována polarizací záření mlhoviny. Podle J. Hestera aj. potvrdily série snímků z HST, pořizované po dnech v intervalu několika měsíců, rozpínání mlhoviny, ale navíc zde nalezli rychlé výtrysky, pohybující se od centra rychlostí až 0,5c. Struktura expandující mlhoviny se podobá těm, jež známe z pozorování nov, tj. v polárním směru vidíme bipolární výtrysky a v rovníkové rovině vane hvězdný vítr. Hvězdný vítr naráží na již existující cirkumstelární materiál a interakce se projevuje plápoláním – tzv. tančícími přízraky.

Ostatně N. Langer a S. Woosley ukázali, že souvislost mezi novami a supernovami je těsnější, než obvykle připouštíme. Jestliže v soustavě těsné dvojhvězdy přibírá bílý trpaslík s uhlíkově-kyslíkovým jádrem vodík z průvodce tempem alespoň 10 ⁷ M_☉/r, vyhne se tak osudu novy (pro klasickou novu nesmí tempo přenosu hmoty z průvodce na bílého trpaslíka přesáhnout 10 ⁹ M_☉/r) a směřuje přímo k explozi jako supernova typu I. K tomu dojde teprve tehdy, když hmotnost bílého trpaslíka vzroste akrecí na 1,39 M_☉, a existence této kritické hmotnosti je hlavním důvodem, proč exploze supernov typu I mají téměř vždy stejnou svítivost, a slouží proto jako tzv. standardní svíčky při určování vzdáleností mateřských galaxií. Detaily klasifikace supernov jsou ovšem závislé právě na jejich výskytu ve dvojhvězdách, a tím se i určení standardních svíček poněkud komplikuje. S. Woosley a R. Eastman tak například usuzují, že supernovy podtříd Ib a Ic jsou fakticky masivní hvězdy, které ztratily vodíkovou obálku buď výměnou hmoty ve dvojhvězdě, anebo hvězdným větrem.

Rozlišení supernov na základní třídy I a II navrhl již r. 1941 na základě tehdejší statistiky pro světelné křivky supernov v cizích galaxiích R. Minkowski. Supernovy třídy Ia dosáhnou maxima optické jasnosti za 10 a 20 dnů po výbuchu a pak následuje pokles, kdy během měsíce zeslábnou o 3 mag. Podle J. Niemeyera klesá pak jasnost supernovy exponenciálně přibližně o 1 mag za měsíc v důsledku uvolňování energie radioaktivním rozpadem ⁵⁶Ni na ⁵⁶Co a posléze na ⁵⁶Fe. Tento autor se též zabýval prošlehnutím termonukleárního plamene v supernovách typu Ia a ukázal, že v maximu výbuchu dosahuje supernova zářivého výkonu 10³⁶ W (to je desetina zářivého výkonu celé galaxie!), takže během několika měsíců vyzáří energii 10⁴⁶ J. Rozpínání cárů supernovy probíhá rychlostí řádu 10⁴ km/s.

Pro explozi supernov typu II, které vznikají zhroucením jádra dostatečně masivní hvězdy (> 8 M_☉) by podle výpočetních simulací nestačil samotný odraz hroutícího se materiálu od nestlačitelné neutronové „pecky“, takže pomoci musejí neutrina, zadržená na krátkou dobu v hustém, a tedy i pro neutrina neprůhledném materiálu v okolí neutronové pecky. Tak se po 0,1 s od odrazu obnoví rázová vlna, neutrina se definitivně odpoutají od ostatní látky supernovy a zhroucená masivní hvězda opravdu exploduje. H. Bethe ukázal, že rázová vlna vzniká v konvektivní obálce hroutící se hvězdy a rozpadá se již ve vzdálenosti asi 300 km od neutronové pecky, jejíž hmotnost určil na 1,35 M_☉.

5. Neutronové hvězdy a pulzary

5.1. Rádiové pulzary

F. Nasuti aj. sledovali soustavně optický protějšek pulzaru PSR 0531+21 v Krabí mlhovině po dobu šesti let a zjistili, že hvězda V = 16,5 mag vykazuje ploché spojité spektrum bez čar a její jasnost klesá ročně o 0,008 mag, zatímco teorie předvídá pokles 0,005 mag. Podobně zkoumali také známý pulzar v souhvězdí Plachet (PSR 0833-45), opticky identifikovaný již před dvaceti lety B. Laskerem jako objekt B = 23,7. Ukázali z vícebarevné fotometrie, že i zde se objevuje přebytek záření proti Planckově křivce pro černé těleso jako u neutronové hvězdy v Krabí mlhovině. Teplota povrchu neutronové hvězdy je relativně vysoká – snad až 1,7 MK. Odhadli též její stáří na 20 000 let a vzdálenost na 500 pc. Odtud vyplývá lineární příčná rychlost 128 km/s. U tohoto pulzaru byl 13. října loňského roku pozorován další a relativně velký (2,15.10 ⁶) skok v periodě. S. Shemar a A. Lyne sledovali skoky v periodě pulzarů soustavně pro 279 pulzarů a nashromáždili údaje ekvivalentní pozorování jednoho pulzaru po dobu 2 500 let. Za tuto „dobu“ odhalili 25 skoků v periodě u 10 vesměs velmi mladých pulzarů. Odtud lze poměrně dobře usuzovat na vnitřní stavbu neutronových hvězd.

R. Campsbell aj. určili z pozorování interferometrem VLBI trigonometrickou paralaxu pulzaru PSR B2021+51 π = (0,0095 ±0,0037)″, tj. vzdálenost 1,05 kpc (to je vůbec rekordní vzdálenost změřená trigonometricky!) i jeho úhlový vlastní pohyb. D. Nice aj. studovali vlastnosti binárního pulzaru PSR J1518+4904 s impulzní periodou 41 ms a oběžnou dobou 8,6 d. Jelikož relativní zpomalování periody je menší než 4.10 ²⁰, svědčí to o rekordním stáří pulzaru nominálně 16 miliard let! Dráha binárního pulzaru vykazuje výstřednost e = 0,25 při promítnuté délce velké poloosy dráhy 6.10⁶ km, a tak se zde uplatňuje relativistické stáčení periastra rychlostí 0,011°/r. Odtud pak vychází hmotnost soustavy na 2,6 M_☉ a obě složky jsou nejspíše neutronovými hvězdami.

G. Pavlov aj. hledali optické, resp. ultrafialové, protějšky mladých (stáří 10⁵ let až 2.10⁷ let) rádiových pulzarů B0656+14. B0950+08 a B1929+10 pomocí HST. Ve všech třech případech byly protějšky zobrazeny jako hvězdy 25 ÷ 27 mag a s výjimkou prvního případu jde o tepelné záření neutronových hvězd s povrchovou teplotou (70 ±300) kK. Pulzar B0656+14 je zřejmě „přihříván“ diferenciální rotací neutronové hvězdy, což nezávisle potvrdili A. Shearer aj. z fotometrie u 6m reflektoru SAO. Optické pulzy dosahují v oboru B hodnoty 26,4 mag a jsou o fázi 0,2 opožděny proti pulzům rádiovým; souhlasí však s fází impulzů v oboru záření gama. J. Lundgren aj. se pokoušeli pomocí HST najít průvodce u 6 milisekundových pulzarů a ve 4 případech vskutku uspěli. Ve třech případech jsou těmito průvodci velmi staří a chladní bílí trpaslíci, kteří předávají hmotu na pulzar tempem o řád nižším, než je kritická tzv. Eddingtonova akrece.

J. Halpern studoval binární pulzar J1012+5307, objevený D. Lorimerem v r. 1995 ve vzdálenosti 520 pc. Impulzní perioda pulzaru činí jen 5,3 ms a jeho oběžná doba 0,58 dne. Družice ROSAT odhalila slabé rentgenová záření z povrchu staré neutronové hvězdy, což je relativní vzácnost, neboť dosud bylo takové záření zjištěno jen u tří milisekundových pulzarů. Průvodce pulzaru je bílým trpaslíkem s nízkou hmotností 0,15 M_☉ i povrchovou teplotou jen 9,4 kK. F. Alberts aj. upozornili, že zatímco charakteristické stáří Lorimerova pulzaru, odvozené ze zpomalování periody, dosahuje 7 miliard let, teplota bílého trpaslíka nasvědčuje stáří menšímu než 300 000 let. „Chyba“ je patrně na straně bílého trpaslíka, jenž nejspíše chladne mnohem pomaleji, než se dosud z teorie soudí.

D. Lorimer aj. ukončili hledání nových milisekundových pulzarů radioteleskopem v Parkesu. Našli celkem 17 binárních milisekundových pulzarů s disperzní mírou pod 31 pc/cm³, rotačními periodami kratšími než 30 ms a s indukcí magnetického pole kolem 50 kT. Tak vzrostl počet známých milisekundových pulzarů v galaktickém disku na 35. Průvodci jsou vesměs bílí trpaslíci s hmotnostmi pod 0,3 M_☉.

J. Biggs a A. Lyne zkoušeli najít nové pulzary v 85 kulových hvězdokupách, 29 pozůstatcích supernov a 3 přechodných rentgenových zdrojích s velmi hubeným výsledkem pouze 4 případů, vesměs v kulových hvězdokupách. J. Bell shrnul výsledky získané přesným měřením period a jejich časové proměnnosti pro rádiové pulzary. Jsme tak schopni určovat vnitřní stavbu neutronových hvězd, ověřovat efekty obecné teorie relativity, určovat nepřímo vlastnosti mezihvězdného prostředí, hledat binární pulzary, resp. planetární průvodce neutronových hvězd, zlepšovat efemeridy ve Sluneční soustavě, ověřovat stabilitu časových normálů, zlepšovat kvalitu vztažných soustav souřadnic a přispívat k řešení otázek kosmologie.

5.2. Rentgenové dvojhvězdy

V prosinci 1995 vypustila NASA na dráhu o střední výšce 580 km novou rentgenovou družici Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE) o hmotnosti přes 3,5 t pro pásmo 2 ÷ 200 keV, jejíž hlavní předností je vynikající časové rozlišení při registraci rentgenového toku. Ta se vzápětí začala rozhodující měrou podílet na nových objevech týkajících se rentgenových dvojhvězd, v nichž, jak známo, je jedna složka buď neutronovou hvězdou, nebo černou dírou.

Prvním objektem zájmu družice RXTE se stal nejjasnější rentgenový zdroj na obloze Scorpius X-1, objevený právě B. Rossim v r. 1962 pomocí sondážní rakety. Zdroj je zcela jistě těsnou dvojhvězdou, v níž jednu složku představuje neutronová hvězda a druhou běžná hvězda hlavní posloupnosti. M. van de Klis aj. zjistili prostřednictvím družice RXTE, že soustava vykazuje velmi rychlé oscilace rentgenového záření s frekvencí 1 130 Hz. Tatáž družice odhalila v průběhu prvních šesti měsíců provozu obdobné oscilace s frekvencemi 363 ÷ 1 149 Hz u dalšího půl tuctu rentgenových dvojhvězd a nejméně tří zábleskových zdrojů (bursterů).

Oscilace mají kvaziperiodický charakter a mizí během rentgenových vzplanutí objektů. Podle J. van Paradijse aj. jsou oscilace důsledkem obíhání žhavého plynu v akrečním disku těsně nad povrchem neutronové hvězdy. To by rovněž svědčilo o velmi rychlé rotaci samotné neutronové hvězdy, roztočené akrecí plynu na neuvěřitelně vysoké obrátky, a současně by potvrzovalo poměrně vysoké zastoupení milisekundových rádiových pulzarů v Galaxii.

Celooblohový monitor na palubě RXTE objevil v témže období silná zjasnění v pásmu energií 2 ÷ 10 keV u pěti rentgenových zdrojů v Galaxii a ve Velkém Magellanově mračnu, nejvíce u zdroje 4U1739-335, jenž 20. března 1996 dosáhl 80 % intenzity zdroje v Krabí mlhovině (dále jen Krab). Obdobná zjasnění jsou – jak se zdá – typická pro dvojhvězdy, v nichž je degenerovanou složkou černá díra, např. 4U1630-47, V2107 Oph, V404 Cyg, GS 2000+25 a Cyg X-1. Posledně jmenovaná dvojhvězda prošla loni jasným zábleskovým stavem, když 19. května 1996 dosáhla dvojnásobku intenzity Kraba v pásmu 2 ÷ 12 keV a 7. srpna 1996 60 % intenzity Kraba v pásmu 20 ÷ 200 keV, načež se rychle vrátila do klidového stavu. Oběžná perioda dvojhvězdy 5,6 dne byla potvrzena jak družicí RXTE, tak i rádiovými měřeními na frekvenci 15 MHz.

Také zhroucená složka rentgenové dvojhvězdy Cyg X-3 je podle W. Schmutze aj. dobrým kandidátem na černou díru, neboť její hmotnost se pohybuje kolem 17 M_☉, zatímco průvodce je patrně svítivou Wolfovou-Rayetovou hvězdou. Družice RXTE odhalila dvě vzplanutí objektu v pásmu energií 2 ÷ 12 keV: koncem září na 27,5 % a znovu koncem listopadu až na 30 % Kraba.

5.3. Silně proměnné zdroje rentgenového záření

Největší pozornost mezi silně proměnnými zdroji rentgenového záření na sebe soustředil nový objekt 1744-28 poblíž centra Galaxie v souhvězdí Střelce, jenž se vynořil v pásmu měkkého záření gama dne 2. prosince 1995 a během prvního dne vyslal 140 krátkých záblesků gama, trvajících 6 ÷ 100 s. Naprosto nevídaná četnost záblesků se však vzápětí snížila a ustálila na 20 záblescích za den. Počátkem roku 1996 šlo o vůbec nejjasnější zdroj měkkého záření gama a tvrdého rentgenového záření na obloze. Jevil současně charakteristiky zábleskových zdrojů i rentgenových pulzarů, přičemž pulzní perioda činila 0,467 s, což je zřejmě rotační perioda neutronové hvězdy. Podle C. Thompsona vznikají záblesky dopadem materiálu na neutronovou hvězdu, což je proces energeticky 24krát účinnější než termonukleární reakce. V jediném 10 s trvajícím záblesku se tak vyzáří tolik energie, kolik vydá Slunce za den.

Podrobnější rozbor „světelné křivky“ zábleskového pulzaru prokázal, že průvodce obíhá kolem neutronové hvězdy v periodě 11,8 dnů v kruhové dráze o minimálním poloměru 780 000 km a že rychlost akreovaného plynu dosahuje u povrchu neutronové hvězdy hodnoty 50 % rychlosti světla! Plyn se tak ohřívá na teplotu řádu 1 GK. Celý jedinečný úkaz začal ztrácet na svém lesku v březnu a vymizel po 152 dnech počátkem května 1996. Družice RXTE nicméně zaznamenala sporadické intenzivní záblesky ještě v průběhu května a počátku června loňského roku. Systém se podařilo identifikovat jako proměnný rádiový zdroj v pásmu 36 mm anténou VLA, avšak pokusy o optickou identifikaci nebyly příliš přesvědčivé. Rozhodně je v daném směru silná mezihvězdná extinkce a zdroj je vzdálen alespoň 7 kpc od Slunce.

Druhý pozoruhodný přechodný zdroj GRS 1915+105 v souhvězdí Orla sledovala družice RXTE od února 1996. V pásmu 2 ÷ 25 keV dosahovaly záblesky až dvojnásobku Kraba. K tomu byly nalezeny oscilace rentgenového toku s frekvencemi 0,5 ÷ 100 mHz, střední intenzitou 1,5násobku Kraba a amplitudou až 1 Krab. Zdroj jevil výbuchy také v rádiovém oboru na frekvenci 1,4 GHz a protiběžné rádiové výtrysky se zdánlivě nadsvětelnými rychlostmi. Podle B. Samse aj. jde o galaktický mikrokvasar ve vzdálenosti 12,5 kpc od Slunce a hmotnost černé díry v centru objektu činí 33 M_☉. Aktivitu zdroje zaznamenaly družice RXTE, BATSE a GRANAT v průběhu roku až do listopadu; rádiové záblesky trvaly až do prosince 1996.

Dalším význačným přechodným zdrojem se stal objekt GRO 1655-40, jenž se vynořil koncem dubna 1996 a podle měření družice RXTE zesílil počátkem května na 1,5násobek Kraba v tvrdém rentgenovém záření. Zdroj byl souběžně pozorován v optickém i rádiovém oboru spektra. Dne 10. května 1996 dosáhl magnitud B = 16,8, V = 17,0 a I = 13,4 a v rádiovém oboru dne 28. května na frekvenci 0,8 GHz toku 55 mJy. Aparatura BATSE na družici Compton v té době odhalila zdánlivé nadsvětelné výtrysky v energetickém pásmu 20 ÷ 100 keV. Silná aktivita zdroje pokračovala až do října loňského roku, kdy došlo k novému vzplanutí na 1,0 Kraba.

Opačné chování předváděl rentgenový pulzar GX 1+4, opticky ztotožněný s proměnnou hvězdou V2116 Oph, takže jde o vzácný případ symbiotického pulzaru, jehož průvodcem je červený obr. Až do září 1996 vykazoval pulzace s periodou 125,0 s v tvrdém rentgenovém záření, avšak koncem měsíce pulzace vymizely, poprvé od r. 1991 (předtím se tak stalo v letech 1983–4). Obdobné pulzace v téže periodě a s poloviční amplitudou 1,3 % byly pozorovány též v optickém oboru v pásmu R, ale jen tehdy, když bylo R H α, jež dosáhla maxima 7. srpna 1996. Poté však i tato čára slábla a v říjnu zcela zmizela – hvězda zeslábla nad R =18 mag. Koncem listopadu 1996 se však aktivita pulzaru znovu obnovila s mírně delší periodou 125,5 s. Dělá to dojem, jako by veškeré monitorované záření přicházel spíše z povrchu neutronové hvězdy než z akrečního disku v jejím okolí.

5.4. Osamělé neutronové hvězdy

Dle F. Waltera aj. tak znovu vyvstává otázka, zda jsme vůbec schopni přímo zaznamenat záření z povrchu osamělé neutronové hvězdy. Statistika odhaduje úhrnný počet neutronových hvězd v Galaxii na miliardu, z čehož asi 2 000 osamělých neutronových hvězd by mohlo být pozorovatelných díky jejich tepelnému záření. Autoři v této souvislosti uvádějí jako příklad nedávno objevený jasný zdroj měkkého rentgenového záření 1S 1853-379 v souhvězdí Jižní Koruny, jenž byl opticky ztotožněn s objektem o jasnostech U = 25,0; B = 26,4; V = 26,7 mag. Za předpokladu, že neutronová hvězda je vzdálena 100 pc, vychází její povrchová teplota na 700 kK a rentgenový zářivý výkon na 7 YW [Y – Yotta = 10²⁴]. Podle P. Caraveové aj. lze nyní rozlišit nejméně 7 izolovaných neutronových hvězd, které vykazují měřitelné tepelné záření. Z nich je nejlépe prozkoumána neutronová hvězda, ztotožněná již r. 1993 s populárním zdrojem záření gama nazvaným Geminga (1E 0630+178). Paralaxa optického protějšku byla určena ze snímků HST na 157 pc s chybou +59 a -34 pc. Z vlastního pohybu pak vyplývá příčná rychlost 122 km/s, zatímco radiální rychlost dosahuje údajně 700 km/s! Caraveová soudí, že by tedy Geminga mohla souviset s podstatně vzdálenější (400 pc) asociací λ Ori, v níž explodovala jako supernova před 340 tisíci lety. To ovšem znamená, že v této vzdálenosti nemohla ohrozit život na Zemi, jak se zprvu zdálo. Současný rentgenový zářivý výkon Gemingy činí 2 YW a teplota povrchu neutronové hvězdy podle J. Halperna aj. dosahuje 500 kK.

G. Bignami shrnul, že v oborech gama, rentgenovém, EUV a UV souběžně září pouze 20 objektů, z toho 7 jsou izolované neutronové hvězdy a 4 pozůstatky po supernovách. Jestliže předpokládáme, že rádiové pulzary mají životnost 3 miliony let, tak po tu dobu jsou příslušné neutronové hvězdy určitě teplejší než 100 kK a měly by se prozradit v krátkovlnných energetických oborech spektra. Nicméně alespoň 7 z uvedených objektů určitě nejsou rádiovými pulzary. Konečně V. Kalogera a G. Baym revidovali horní mez hmotnosti neutronových hvězd na přinejmenším 2,2 M_☉ a možná i 2,9 M_☉, což klade ostřejší podmínky pro potvrzení existence hvězdných černých děr v rentgenových dvojhvězdách.

5.5. Zábleskové zdroje záření gama

Astrofyzikální záhada čtvrtstoletí zaměstnává neustále jak pozorovatele, tak zejména teoretiky. M. Briggs aj., C. Meegan aj. a G. Pendleton aj. analyzovali katalog vzplanutí gama z aparatury BATSE na družici Compton za období od dubna 1991 do září 1994, během něhož družice zaznamenala celkem 1 122 vzplanutí. Odtud již zcela zřetelně vyplývá naprostá izotropie v jejich rozložení po obloze, mnohem lepší než pro libovolnou populaci objektů v Galaxii. To téměř jednoznačně svědčí pro kosmologický původ zdrojů vzplanutí. Jelikož veličina V/V_max = (0,33 ±0,01), charakterizující homogennost prostorového rozložení objektů, je zřetelně menší než 0,5 (pro prostorově zcela homogenní populaci), svědčí to buď o vývojovém efektu, anebo dokonce o odchylkách od euklidovské geometrie pro velké kosmologické vzdálenosti.

Podle T. Hamiltona aj. pozorování z BATSE již zcela vylučují zdroje v galaktickém halu ve vzdálenosti od 150 do 400 kpc, což se ještě předloni jevilo jako rovnocenná alternativa. Také statistická studie S. Larsona aj., v níž ke každé chybové plošce vzplanutí mohli snadno přiřadit jasnou infračervenou galaxii, poukazuje na korelaci mezi extragalaktickými objekty a zábleskovými zdroji záření gama. Podobně T. Kolatt a T. Piran ukázali na korelaci mezi polohami zábleskových zdrojů a Abellovými kupami galaxií. Odtud byli schopni dokonce odvodit, že největší četnost zábleskových zdrojů odpovídá kosmologickému červenému posuvu z ≈ 0,7. Tomu též odpovídá zjištění W. Kluzniaka, že typická vzdálenost zdrojů je řádu gigaparseků. Konečně E. Gotthelf aj. hledali slabé rentgenové záblesky v archivu pozorování družice Einstein v pásmu 0,1 ÷ 100 keV. Našli celkem 42 rentgenových záblesků, jejichž rozložení po obloze je izotropní a v 18 případech korelují se známými vzplanutími gama, a naopak nekorelují s polohou blízkých galaxií.

Podle K. Hurleyho aj. pozorovala družice Einstein v r. 1980 rekurentní rentgenový záblesk vzplanutí GRB 781119, při němž byly zaznamenány emise 420 a 740 keV. Objekt byl znovu nalezen družicí ASCA a ROSAT v letech 1994–96 v pásmu 0,5 ÷ 8 keV. Odtud téměř jistě plyne, že jde o neutronovou hvězdu v naší Galaxii a někdejší emise gama představují čáry železa, posunuté k nižším energiím gravitačním červeným posuvem v silném poli neutronové hvězdy. Rekurence byla prokázána i pro slavné vzplanutí GRB 790305 (0520-66), ztotožněné s pozůstatkem supernovy ve Velkém Magellanově mračnu. Podle E. Fenimora aj. se nyní podařilo dokončit analýzu původních pozorování vzplanutí z kosmických sond PVO a ICE a tak mj. zpřesnit polohu zábleskového zdroje i průběh energetického spektra. Tak se ukázalo, že spektrum vzplanutí zejména pro energie vyšší než 100 keV naprosto odpovídá klasickým vzplanutím gama s maximem zářivého výkonu 1,9.10³⁸ W (o řád více než činí celkový zářivý výkon Galaxie!). I v tomto případě jde o ukázku, co dokáže mladá neutronová hvězda, aniž by se přitom sama zničila.

Nejzajímavější rekurenci loňského roku pozorovaly souběžně čtyři družice ve dnech 27.–29. října a znovu 8. prosince 1996 u objektu 0430-424 v souhvězdí Rydla. Klasické spektrum zábleskového zdroje se opakovalo přinejmenším čtyřikrát, přičemž jednotlivé záblesky trvaly od 0,9 s do 750 s. Velkou pozornost též vzbudil pokus o identifikaci vzplanutí z 20. července 1996 v souhvězdí Herkula, jež mělo díky družici BeppoSAX poměrně dobře určenou předběžnou polohu RX J1729.4+4906 v chybové plošce o průměru 10′. Díky tomu mohla plošku snímkovat 31. srpna družice ROSAT a objevila tam celkem 8 rentgenových zdrojů. Pro tři z nich se podařilo nalézt slabé optické protějšky, z nichž dva se ukázaly být Seyfertovými galaxiemi s červenými posuvy z = 0,96 a 0,87. Počátkem září se nezdařil pokus o rádiovou identifikaci objektu anténou VLA, ale v polovině září našla slabý rentgenový zdroj v daném směru družice ASCA. Konečně pak R. Hudec aj. nalezli poblíž udané polohy nápadně modrý kvasar s V = 18,25 a posuvem z =1,7!

I když problém ještě zdaleka není vyřešen, přece jen se váhy naklánějí ve prospěch kosmologické povahy zábleskových zdrojů. H. Thomas Janka a M. Ruffert uvažovali, zda v tom případě vyhovuje populární model splynutí neutronové hvězdy s jinou neutronovou hvězdou, resp. černou dírou, a hydrodynamickými simulacemi ukázali, že energeticky ani tyto báječné procesy nestačí o jeden až tři řády za předpokladu izotropního vyzařování. Podobně E. Liang a V. Kargatis ukázali, že charakteristická energie vzplanutí klesá exponenciálně s celkovým počtem fotonů, které zdroj vyslal, takže vzplanutí pocházejí ze zdroje, který se stále obnovuje – nejde tedy o jedinečnou (sebezničující) katastrofu.

Podle B. Chenga aj. však musíme odlišovat klasické zábleskové zdroje od tzv. „měkkých blýskačů“ (SGR – Soft Gamma Repeater – rekurentní zdroj měkkého záření gama), jejichž fyzikální podstata je zřetelně odlišná. Jde vlastně o velmi vzácné objekty, které nejspíš patří do naší Galaxie a skoro určitě souvisejí s neutronovými hvězdami. Zmínění autoři si povšimli, že průběh vzplanutí SGR formálně připomíná průběh zemětřesení, takže by mohlo jít o tektonickou aktivitu extrémně tuhé kůry neutronové hvězdy, nesrovnatelně mohutnější než tu, kterou známe na Zemi. Ničivé zemětřesení magnituda 9 odpovídá uvolnění energie 10 EJ (E – Exa = 10¹⁸), ale to je zcela nicotné se zemětřeseními v kůře neutronové hvězdy, jež dle výpočtu může dosáhnout magnituda 22, tj. energie až 10³⁹ J! Typickým představitelem měkkých blýskačů je SGR 1806-20 v souhvězdí Střelce, jenž vzplanul již více než stokrát a každé vzplanutí vydalo méně než 10³⁵ J. Rekurence však vyžaduje extrémně intenzivní magnetické pole na povrchu neutronové hvězdy řádu 100 GT (dosud pozorovaná pole mají nanejvýš 100 MT).

6. Galaxie a kvasary

6.1. Naše Galaxie

Rentgenová družice ROSAT objevila plošné emise mezihvězdných mračen s vysokými prostorovými rychlostmi, které podle J. Kerpa aj. evidentně padají směrem ke galaktickému disku. D. Mehringer aj. nalezli rádiové čáry kyseliny octové (CH₃COOH) v obřím molekulovém mračnu, jež je od nás vzdáleno 7,7 kpc. T. Geballe a T. Oka objevili v okolí mladých hvězdných objektů infračervené čáry v pásmu 3,7 μm, příslušející radikálu H₃⁺. Existence radikálu v mezihvězdném prostoru byla navržena již v r. 1961 a v r. 1980 se poprvé zdařilo pořídit jeho laboratorní spektrum, což bylo později potvrzeno nalezením H₃⁺ v ionosférách Jupiteru a Saturnu. Nynější objev je cenný také proto, že podle teoretických výpočtů umožňuje přítomnost radikálu vznik celé řady dalších molekul v mezihvězdném prostoru.

M. McCaughrean a C. O'Dell oznámili, že se jim pomocí HST zdařilo přímo zobrazit cirkumstelární disky kolem mladých hvězd v Obří mlhovině v Orionu. Disky o průměrech 50 ÷ 1 000 AU se jeví jako tmavé siluety kolem hvězd starých pouze 1 milion let s hmotnostmi 0,3 ÷ 1,5 M_☉. Vnitřní části disků nejsou průhledné, zatímco směrem k okrajům jejich neprůhlednosti exponenciálně ubývá. Autoři odhadují úhrnné hmotnosti jednotlivých disků na 6.10²³ ÷ 4.10²⁷ kg, tj. nanejvýš na 2 promile hmotnosti Slunce.

Na opačném pólu stupnice stáří hvězd stojí, jak známo, hvězdy v kulových hvězdokupách. Dokonce lze říci, že jsou až trochu za pólem, neboť stáří kulových hvězdokup, odvozené z průběhu barevných diagramů pro hvězdy v nich, vycházelo až dosud o něco větší než stáří vesmíru v teorii velkého třesku. Zdá se, že tento nesoulad se nyní podařilo zmírnit R. Jimenezovi aj., kteří revidovali věk kulových hvězdokup M3, M5, M68, M72, M92, M107 a 47 Tuc. Obdrželi pro ně stáří v rozmezí od 9,7 gigalet do (13,5 ±2) gigalet.

Již řadu let probíhá debata o povaze objektu v jádře Galaxie. A. Eckart a R. Genzel měřili vlastní pohyby 39 hvězd ve vzdálenosti 0,04 ÷ 0,4 pc od centra. Porovnáním s již známými radiálními rychlostmi týchž hvězd dovodili, že hvězdy obíhají po kruhových drahách kolem centrální černé veledíry o hmotnosti (2,45 ±0,4).10⁶ M_☉. Prakticky k témuž závěru dospěli R. Genzel aj., když studovali radiální rychlosti 223 hvězd do vzdálenosti 5 pc od centra pomocí infračervených spekter v pásmu 2 μm, a odtud odvodili hmotnost této černé veledíry na (2,9 ±0,3).10⁶ M_☉. C. Kochanek určil celkovou hmotnost Galaxie do vzdálenosti 50 kpc od centra na 4,9.10¹¹ M_☉ a vzdálenost Slunce od centra na (8,0 ±0,5) kpc. I. Karačencev a D. Makarov stanovili oběžnou rychlost Slunce vůči centru Galaxie na (235 ±30) km/s a vzdálenost Slunce severně od roviny Galaxie (15 ±3) pc.

6.2. Blízké galaxie

Podle C. Alarda aj. je nejbližší sousední galaxie v souhvězdí Střelce, objevená teprve v r. 1994, vzdálena od Slunce 28 kpc a její průměr činí jen 8 kpc, takže na obloze zabírá úhel plných 17° (to je paradoxně jeden z důvodů, proč byla objevena teprve nyní; hlavní překážkou je ovšem její poloha v tzv. opomíjeném pásmu v hlavní rovině Galaxie), na rozdíl od Velkého Magellanova mračna, jež na jižní obloze zabírá jen 10°.

Ve Velkém Magellanově mračnu odhalili J. van Loon aj. první extragalaktický křemíkový maser na frekvenci 86,2 GHz (vlnová délka 3,5 mm). V téže galaxii studovali D. Hunter aj. centrální oblast kompaktní hvězdokupy R136 uvnitř kupy NGC 2070 poblíž hvězdy 30 Dor. V poloměru 1,7 pc napočítali 121 hvězd jasnějších než M_v = -4 mag, z toho 46 hvězd bylo soustředěno dokonce jen v poloměru 0,5 pc. Tato nevídaná koncentrace mladých, hmotných a velmi svítivých hvězd převyšuje více než o dva řády koncentraci hvězd v kterékoliv asociaci hvězd OB jak ve Velkém Magellanově Mračnu, tak i v naší Galaxii.

V blízké galaxii M32 v Andromedě nalezli R. Bender aj. prostřednictvím teleskopu CFHT na Havajských ostrovech při skvělém rozlišení 0,47″ důkazy pro existenci černé veledíry v jejím jádře. Hmotnost veledíry odhadli na (3,0 ±0,5).10⁶ M_☉. Podstatně hmotnější černé veledíry nalezli C. Reynolds aj. v jádře obří galaxie M87 v kupě v Panně (hmotnost >10⁸ M_☉), L. Ferrareseová v aktivní galaxii NGC 4261 (hmotnost 4,9.10⁸ M_☉) a J. Kormendy aj. v jádře galaxie NGC 3315 (hmotnost >10⁹ M_☉). Podle D. Richstona aj. je výskyt černých veleděr v jádrech galaxií naprosto běžným jevem. Tito autoři nalezli černé veledíry o hmotnosti 50 MM_☉ v galaxii M105 (NGC 3379), o hmotnosti 100 MM_☉ v galaxii NGC 3337 (Leo) a dokonce 500 MM_☉ v galaxii NGC 4486B (Vir), jež je satelitem obří galaxie M87.

Zdá se tedy, že hmotnost černých veleděr v jádru je přibližně úměrná hmotnosti vlastní galaxie, což znamená, že černé veledíry nutně souvisejí se samotným vznikem galaxií. Zárodečné černé veledíry představují pak něco jako kondenzační jádra pro vznik galaxie. V případě velmi velkých a hmotných soustav se dokonce slije více zárodečných černých veleděr dohromady. To také znamená, že prakticky každá galaxie prodělala epochu kvasaru, kdy se černá veledíra v jejím středu živila cáry mračen mezihvězdné látky i slapově roztrhaných hvězd.

Klíčovým problémem s dalekosáhlými kosmologickými důsledky jsou stále měření vzdáleností blízkých galaxií, které pak slouží jako kalibrační stupně pro stanovení vzdáleností kosmologických. C. Wilsonová aj. určili vzdálenost galaxie IC 10 pomocí infračervených pozorování cefeid na (0,82 ±0,08) Mpc. Vloni se J. Feldmeier aj. pokusili odvodit vzdálenost galaxie M101 (NGC 5457, UMa) na základě pozorování planetárních mlhovin. Obdrželi tak vzdálenost (7,7 ±0,5) Mpc, v dobré shodě s dřívějším určením pomocí cefeid (7,4 ±0,7) Mpc.

L. Ferrareseová aj. určovali vzdálenost galaxie M100 (NGC 4321) v kupě v Panně pomocí obsáhlého pozorovacího materiálu o 52 cefeidách. Dostali tak hodnotu (16,1 ±1,3) Mpc, která tak dále přispěla k velkému rozptylu údajů o této strategicky umístěné galaxii. Titíž autoři se totiž pokusili určit vzdálenost galaxie také pomocí novy, kterou v M100 pozoroval předloni HST. Přesnost měření je však nevalná: něco mezi 13,8 a 26,3 Mpc. Různé metody pak dávají rozptyl 14,5 ÷ 23 Mpc s průměrem kolem 17 Mpc. Infračervená družice ISO odhalila v únoru 1996 jasné skvrny ve spirálních ramenech známé Vírové galaxie M51 (NGC 5194) v Honicích psech a rovněž na snímku spirální galaxie NGC 6946. Podle G. Heloua aj. souvisejí tyto skvrny ve středním infračerveném pásmu (7 a 15 μm) s překotnou tvorbou hvězd v jádře galaxie, jakož i ve spirálních ramenech. Překotná tvorba hvězd probíhá také ve známém prstenu proslulé interagující galaxie „Kolo u vozu“ (Cartwheel) v souhvězdí Sochaře.

S velkým ohlasem se setkalo sdělení R. Kraana-Kortwega aj., že kupa galaxií Abell 3627 se nachází v jádře Velkého poutače, tj. velmi hmotného seskupení kup galaxií o hmotnosti 5.10¹⁶ M_☉. Sama zmíněná Abellova kupa má 10 % hmotnosti Velkého poutače.

6.3. Vzdálené galaxie

Rozhodnutím ředitele Ústavu pro kosmický teleskop v Baltimoru R. Williamse byl z ředitelské rezervy přidělen pozorovací čas jedinečnému projektu rekordně dlouhé expozice vybraného pole v souhvězdí Velké medvědice (tzv. Hubble Deep Field – HDF – Hubbleovo hluboké pole). Pole vybrali tak, aby se jednak nalézalo ve vysoké galaktické šířce, jednak aby obsahovalo co nejmenší počet hvězd z naší Galaxie. Centrum pole o výměře 4 čtverečních minut mělo souřadnice α = 12^h36^m49^s, δ = 62°12′58″ a širokoúhlá kamera WFPC2 je snímkovala během 150 oběhů HST po dobu 10 dnů a 100 expozičních hodin v druhé polovině prosince 1995 ve čtyřech filtrech UBVI s mezními hvězdnými velikostmi po řadě 27; 29,5; 29,5 a 28,5 mag. Celkem bylo pořízeno 342 jednotlivých snímků, které zobrazily objekty až 16krát slabší než ty, jež za nejpříznivějších podmínek zachytí obří pozemní přístroje.

Jelikož výsledné snímky byly ihned uvolněny pro veřejné použití, není divu, že projekt HDF se stal vzápětí zlatým dolem pro odborníky a samozřejmě zdrojem obdivu nejširší veřejnosti. Na snímku nejsou vidět téměř žádné hvězdy z Galaxie (nejjasnější z nich je 20 mag), ale zato neuvěřitelných 2 500 galaxií, z čehož vyplývá, že na celé obloze by tatáž kamera zaznamenala neméně ohromující počet 90 miliard galaxií (více, než kolik lidských jedinců kdy obývalo či obývá planetu Zemi).

Morfologickou a barevnou statistikou galaxií v poli HDF se zabývali K. Lanzetta aj. Morfologicky zařadit se zdařilo celkem 1 683 galaxií a pro 1 104 galaxií jasnějších než 28 mag se podařilo statisticky odhadnout velikost červených posuvů z rozložení barevných indexů těchto objektů. Výsledná tabulka je tak instruktivní, že ji zde přetiskuji:

Z tabulky především vyplývá, že úbytek galaxií pro červené posuvy z > 2 je reálný, tj. že v zorném poli HDF je dobře patrný vývojový efekt. Nejvzdálenější zobrazené galaxie vznikly v době, kdy vesmír byl opravdu mladý, tj. jeho tehdejší věk činil pouze 5 % jeho dnešního stáří.

Mezitím se podařilo J. Cohenové aj. získat spektra 140 galaxií z pole HDF pomocí 10m Keckova teleskopu. Autoři zjistili, že červené posuvy galaxií se shlukují kolem šesti diskrétních hodnot se střední disperzí pouze 400 km/s. To lze pochopit jako velkorozměrové shlukování galaxií, zcela podobné tomu, které známe z dlouholetých studií bližšího vesmíru. Mimořádný úspěch riskantního projektu HDF zaručuje, že totéž pole bude letos snímkováno znovu v blízké infračervené oblasti spektra.

Další pozoruhodný snímek kamery WFPC2 HST ukázal celkem 18 obřích kulových hvězdokup v oblasti na rozhraní souhvězdí Herkula a Draka, jež jsou dle změřených červených posuvů od nás vzdáleny 3,4 Gpc. Každá ze superhvězdokup obsahuje kolem miliardy mladých hvězd v kouli o průměru jen 0,6 kpc. Zdá se, že tak byly poprvé rozpoznány stavební kameny pro tvorbu galaxií, takže 140 známých kulových hvězdokup v naší Galaxii představuje patrně zbytek mnohem větší populace, která vedla k vytvoření naší Mléčné dráhy.

To by též znamenalo, že galaxie vznikají procesem „zdola nahoru“ – sléváním menších struktur; nikoliv štěpením „prakup“ galaxií. Svědčí o tom též odhalení velkého počtu slabých modrých sféroidálních galaxií s červeným posuvem z = 2,39 na 16h expozici HST. Podle S. Pascarella aj. jsou tyto sféroidální soustavy rozměrově menší než výdutě klasických spirálních galaxií. Pomalu se tak zejména díky jedinečným záběrům HST začínají prozrazovat zřetelné vývojové trendy ve vzhledu a stavbě galaxií v závislosti na velikosti červeného posuvu, tj. v různých vzdálenostech a stářích.

S. White tvrdí, že se nám již podařilo pozorovat protogalaxie, aniž bychom si to zřetelně uvědomovali. Porovnával totiž galaxie v okolí Místní soustavy s galaxiemi pro červené posuvy z ≈ 1,25 a 3,25 a ukázal, že tempo tvorby hvězd v nich je stejné a činí něco více než 10 M_☉/r. C. Steidel aj. nalezli 23 protogalaxií s jasnostmi 24 ÷ 25 mag a hmotnostmi srovnatelnými s naší Galaxií na hlubokých snímcích Keckovým teleskopem. A. Burkert a P. Ruiz-Lapuente nalezli vzdálené „spící“ trpasličí sféroidální galaxie, v nichž je potlačena tvorba hvězd následkem početných explozí supernov třídy Ia v rané epoše jejich vývoje. Tyto galaxie jsou totiž obklopeny rozsáhlými haly skryté látky – jinak by již dávno přišly o mezihvězdný plyn a prach. Supernovy při explozích tento plyn ohřejí a zvýší v něm zastoupení atomů železa, čímž odloží vznik dalšího pokolení hvězd z chladného plynu o celé miliardy let.

Také měření infračervené družice ISO poukazují dle G. Gilmora na rozličné tempo rychlosti vzniku hvězd v různých galaxiích. Nadsvítivé infračervené galaxie jsou nadsvítivé právě proto, že v nich probíhá extrémně překotná tvorba hvězd. V populární složené galaxii Tykadla (NGC 4038/9) nalezla družice jasnou infračervenou skvrnu, v níž se protínají disky obou interagujících složek a kde pokračuje překotná tvorba hvězd. Družice ISO tam nalezla čáry a pásy „teplé“ i „chladné“ vody, oxidu uhelnatého i uhličitého, methanu a dalších převážně organických sloučenin. Vůbec nejbližší oblast překotné tvorby hvězd v Galaxii se nalézá v temných mračnech poblíž hvězdy ρ Oph ve vzdálenosti 160 pc od Slunce. Obecně platí, že tvorba hvězd v různých oblacích se neliší svou kvalitou, nýbrž jen vydatností, s níž hvězdy vznikají.

6.4. Kvasary

Vývoj galaxií lze sledovat též prostřednictvím absorpčních spekter vzdálených kvasarů. Jak ukázala L. Smithová aj. na základě spekter 30 kvasarů s posuvy z v intervalu 0,69 ÷ 3,39, je patrné chemické obohacování galaxií o tzv. kovy pro červené posuvy menší než 3, tj. před 14 miliardami let (za předpokladu, že Hubbleova konstanta H₀ = 50 km/s/Mpc). Ještě pro z = 2 však metalicita tehdejších galaxií činila jen zlomek metalicity Slunce. V této minulosti lze již pozorovat první výskyty mezihvězdného prachu.

K. Ohta aj. studovali kvasar BR1202-0725 v souhvězdí Panny, jehož z = 4,69 patří k největším. Kvasar ozařuje gigantické mezihvězdné mračno, jehož materiál je již obohacen těžšími prvky, ač jeho stáří představuje jen 7 % dnešního věku vesmíru. V mračnu byly zjištěny čáry molekulárního vodíku a oxidu uhelnatého s rekordním červeným posuvem,, přičemž hmotnost vodíku se odhaduje na 1.10¹¹ M_☉. To znamená, že kvasar se nachází uvnitř velmi hmotné galaxie s překotnou tvorbou hvězd. A. Omont aj. uvádějí, že jde o rádiově tichý kvasar, skládající se v mikrovlnném pásmu ze dvou složek, vzdálených od sebe několik obloukových vteřin.

Obohacení o těžké prvky znamená, že již v této rané fázi vývoje galaxie vznikají hvězdy II. generace, tj. že v galaxii již vybuchly miliony supernov, které zastínily vlastní kvasar a jejichž záření se transformovalo do dlouhovlnného infračerveného pásma. Vlivem velkého červeného posuvu je pak můžeme na Zemi zachytit v pásmu mikrovln. Tak např. čáry CO jsou posunuty do oblasti frekvencí 35 ÷ 50 GHz a odstup jejich složek se z klidových 115 GHz snižuje v poměru 1/(1+ z) na řádově desítky GHz. Podle R. Barvainise lze submilimetrové difuzní záření pozadí, odhalené družicí COBE, objasnit jako souvislé záření velmi vzdálených galaxií, zakrytých prachem.

Také samotné kvasary evidentně podléhají kosmickému vývoji, neboť přes veškeré pozorovací úsilí se již šest let nikomu nepodařilo najít objekt s červeným posuvem z > 4,9. Podle P. Osmera klesá prostorová hustota kvasarů již pro z > 3, takže podle všeho největší prostorová hustota kvasarů byla v čase 20 % dnešního stáří vesmíru, a to o tři řády vyšší než dnes. Podle P. Shavera aj. se objevily první kvasary ve vesmíru v čase 1 miliardy let po velkém třesku a jejich formování skončilo 6 miliard let po velkém třesku, tj. pro z = 0,8.

P. Eisenhardt aj. se věnovali podrobnému výzkumu ultrasvítivé infračervené galaxie IRAS FSC 10214+4724 na základě snímku z HST. Snímek dokládá existenci obloučků v okolí obrazu galaxie, nasvědčujících tomu, že galaxie je zobrazována efektem gravitační čočky. V jádře ultrasvítivé infračervené galaxie se zřejmě nalézá kvasar se z = 2,3, zobrazený eliptickou galaxií se z = 0,9. Tato čočkující galaxie se nalézá v úhlové vzdálenosti 1,2″ od kvasaru, což současně znamená, že jasnost ultrasvítivé galaxie je gravitačně zesílena o dva řády. Skutečná svítivost galaxie-kvasaru pak dosahuje „pouze“ 2.10¹³ L_☉, takže její zářivý výkon je i tak výjimečný – 10⁴⁰ W.

Vloni však ještě větší zájem vzbudilo chování blazaru Markarjan 421 v pásmu nejvyšších energií záření gama. Podle M. Schubnella aj. byl objekt v letech 1992–96 silně proměnný pro energie fotonů nad 500 GeV a počátkem května 1996 došlo v tomto oboru k neuvěřitelně intenzivnímu výbuchu, když zmíněný blazar s červeným posuvem z = 0,03 zářil v pásmu TeV záření gama šestkrát více než Krabí mlhovina, takže se stal zdaleka nejjasnějším zdrojem tvrdého záření gama na obloze, avšak během jediného dne signál opět vymizel. Přitom aparatura EGRET, jež pokrývá spektrální interval od 50 MeV do 10 GeV, zaznamenávala stálý tok a v červeném filtru R se blazar zjasnil jen o 0,25 mag. J. Gaidos aj. uvedli, že výbuch sestával ze dvou fotonových spršek, přičemž v první vzrostla energie blazaru 50krát na dobu jedné hodiny a ve druhé 25krát po dobu půl hodiny. To znamená, že zdroj vzplanutí má menší geometrické rozměry než naše planetární soustava a není snadné nalézt vhodný fyzikální mechanismus, který by v tak malém objemu vydal naráz tolik energie.

H. Lehto a M. Valtonen se věnovali pozoruhodnému kvasaru OJ 287 v souhvězdí Raka, jenž je od nás vzdálen asi 1 Gpc. Kvasar je opticky vidět již na nejstarších archivních snímcích, takže fotografická světelná křivka zabírá celé století. Odtud plyne, že kvasar se periodicky zjasňuje o 3 ÷ 4 mag vždy po 12 letech. Autoři to vysvětlují výskytem dvou černých veleděr v jádře kvasaru, které kolem sebe obíhají po silně protáhlé dráze s excentricitou 0,68 a velkou poloosou 0,1 pc. Centrální černá veledíra má hmotnost 17 GM_☉ a její „lehčí“ průvodce jen 85 MM_☉.

Autoři se domnívají, že průvodce se v pericentru dvakrát ocitne uvnitř akrečního disku hmotnější složky, a to se projeví optickými výbuchy. Na základě modelu předpověděli příští dvojitý výbuch jednak na podzim r. 1994, jednak na zimu 1995–96, což se báječně potvrdilo, když první předpověděný výbuch dosáhl optického maxima v listopadu 1994 a druhý na Vánoce 1995. Podobně C. Gaskell na základě dvacetileté spektroskopie kvasaru 3C-390.3 (Dra) odvodil i zde přítomnost dvou černých veleděr o hmotnostech 2,2 a 4,2 GM_☉, jež kolem sebe obíhají v periodě řádu let.

Snad nejpodrobněji je prozkoumána proměnnost blazaru 3C-279 v souhvězdí Panny (červený posuv z = 0,54), jenž proslul jako první kvasar s „nadsvětelnými“ pohyby rádiových složek vůči sobě. Podle R. Hartmana aj. je proměnnost objektu sledována v širokém frekvenčním pásmu 1 GHz ÷ 1 YHz. Podle pozorování rentgenových družic Ginga a Compton se v červnu 1991 zdroj zjasnil více než 600krát, což je rovněž svérázný rekord. Krátkodobé změny rádiového toku v pásmu centimetrových a decimetrových vln až o 60 % během jediné hodiny zaznamenal australský radioteleskop v Parkesu pro kvasar PKS 0405-385 (18 mag; z = 1,3).

Podivuhodné vlastnosti kvasarů lze dle J. Bahcalla a M. Disneye objasnit rozličnými způsoby jejich vzniku v galaxiích. Nejspíše vznikají při srážkách a splynutích galaxií, avšak jejich životnost je podstatně kratší než životnost galaxií v interakci. Kvasary se obecně vyskytují v jádrech svítivých galaxií rozličných morfologických typů, avšak rádiově tiché kvasary jsou převážně vázány na eliptické galaxie. H. Falcke aj. tvrdí, že ve všech kvasarech se vyskytují usměrněné relativistické svazky částic, takže výtrysky z akrečního disku černé veledíry dosahují rychlosti až 99 % rychlosti světla. Pokud výtrysk směřuje k nám, uplatní se relativistické zesílení toku záření, které může vést i k podstatnému zjasnění obrazu kvasaru.

Věčný kacíř G. Burbidge se spolupracovníky upozornili na několik případů párů kvasarů s úhlovou vzdáleností do 5″, jejichž každá složka má zcela odchylný červený posuv. Tvrdí, že počet takových párů nelze vysvětlit náhodným promítáním (jako u zdánlivých optických dvojhvězd), ale že je to důkaz nekosmologické povahy červeného posuvu kvasarů. Většina odborníků však soudí, že zde hraje roli statistika velmi malých čísel, a že tedy o kosmologické povaze červených posuvů kvasarů nemusíme pochybovat.

M. Véronová-Cettyová a P. Véron zveřejnili loni již 7. katalog kvasarů a aktivních jader galaxií (jejich první katalog byl publikován v r. 1984). Nejnovější vydání s uzávěrkou v říjnu 1995 obsahuje údaje o poloze, červeném posuvu, magnitudách v systému UBV a rádiových tocích na vlnových délkách 60 a 110 mm pro 8 609 kvasarů, 220 blazarů a 2 833 aktivních galaktických jader.

6.5. Gravitační čočky

Nejstarší objevená gravitační čočka – kvasar 0957+561 – nyní slouží zejména k nezávislému určení hodnoty Hubbleovy konstanty ze zpoždění změn jasnosti pro gravitačně rozštěpené obrazy podle návrhu S. Refsdala z r. 1964. Z archivních snímků lze rekonstruovat světelnou křivku kvasaru již od r. 1903, ale přesnější fotoelektrická měření jsou přirozeně k dispozici až od objevu v r. 1979. Nyní R. Schild a A. Oscoz aj. sledovali změny jasnosti kvasaru každou jasnou noc během posledních tří let. Nenalezli přitom žádné příznaky výskytu mikročoček, takže odtud odvodili minimální rozměry kvasaru na 0,1 pc.

Odborníci se však dosud neshodli na velikosti zpoždění v průběhu světelných křivek gravitačních obrazů kvasaru a navíc nesouhlasí výsledky, získané odděleně v optickém a rádiovém oboru spektra. E. Corbett aj. určili pomocí antény VLA z rádiové světelné křivky pro kvasar 0218+357 (z = 0,96), zobrazený galaxií se z = 0,685, zpoždění (12 ÷ 3) dny a odtud jim vyšla hodnota Hubbleovy konstanty H₀ = 60 km/s/Mpc.

O šest let po objevu první gravitační čočky přišel další překvapivý objev obřích svítících oblouků kolem kupy galaxií Abell 370 (z = 0,37), které jsou rovněž efektem gravitační čočky pro vzdálenější galaxii na témže zorném paprsku. Pro tyto oblouky byl nyní dle D. Saranitiho aj. odvozen červený posuv z = 0,724. Podobně oblouky kolem kupy Abell 2218 (z = 0,175) vykazují červený posuv 0,703. Odtud odvodili G. Squires aj. hmotnost zmíněné kupy na (3,9 ±0,7) 10¹⁴ M_☉.

Velmi úspěšně pokračují programy hledání gravitačních mikročoček ve výduti Galaxie a ve Velkém Magellanově mračnu (projekty MACHO, OGLE a EROS). Podle C. Alcocka aj. byly za jediný rok projektu MACHO sledovány světelné křivky 9,5 milionu hvězd ve Velkém Magellanově mračnu; pro každou hvězdu bylo v průměru získáno 235 bodů. Našli však jen tři případy gravitačních mikročoček, z čehož lze usoudit, že kulové halo Galaxie obsahuje jen malý počet objektů v rozmezí hmotností 2,5.10 ⁷ ÷ 8,1.10 ² M_☉. V březnu 1996 byla v rámci projektu MACHO pozorována první nerozlišená dvojhvězda, což se projevilo deformacemi obvykle hladké a souměrné světelné křivky.

M. Szymanski aj. uvedli, že od r. 1996 probíhá II. fáze americko-polského projektu OGLE na observatoři v Las Campanas, když do přehlídky byl zapojen nový varšavský 1,3m teleskop. V I. fázi projektu v letech 1992–95 nalezli menším přístrojem celkem 18 mikročoček. V budoucnosti se uvažuje také o hledání mikročoček ve směru ke galaxii M31 v Andromedě, což by pomohlo lépe zmapovat zastoupení skryté látky ve kulovém halu Galaxie.

Donedávna téměř ezoterická záležitost gravitačních čoček se stává důležitým pomocníkem soudobé astrofyziky i kosmologie. V r. 1936 uveřejnil A. Einstein na žádost českého inženýra R. Mandla v časopise Science teorii gravitačních čoček v rámci obecné teorie relativity. Již o rok později F. Zwicky usoudil, že nejspíše se najdou čočky při seřazení galaxií na témže zorném paprsku, a předpověděl, že budou nalezeny vícenásobné a opticky výrazně zesílené obrazy. V současné době vskutku existuje několik desítek takových vícenásobných obrazů (většinou kvasarů zobrazených mezilehlými kupami galaxií), pozorujeme evidentní zesílení jejich jasnosti a k tomu i proměnnost posunutou pro jednotlivé obrazy o konstantní zpoždění. Dále bylo nalezeno 6 Einsteinových prstenců v optickém, resp. rádiovém oboru spektra a již zmíněné obří svítící oblouky. Nejnověji k tomu přibyla bezmála stovka úkazů krátkodobých mikročoček – to vše přispívá jednak k nezávislému určení hodnoty Hubbleovy konstanty, jednak k lepšímu pochopení povahy skryté látky v galaxiích i v intergalaktickém prostoru.

7. Kosmologie a fyzika

7.1. Velká debata

O závažnosti, jíž se kosmologické otázky těší mezi odborníky, svědčí téma loňské velké debaty, kterou uspořádala v historickém Bairdově sále Národního přírodovědeckého muzea ve Washingtonu, D.C. Americká astronomická společnost. Debata byla tentokrát věnována stupnici vzdáleností ve vesmíru a jejími protagonisty byl holandsko-kanadský astronom Sidney van den Bergh a jeho švýcarský oponent Gustav Tammann. Diskusi, jíž přihlíželo 400 posluchačů, řídil John Bahcall a historické poznámky přednesli význační američtí astronomové O. Gingerich a V. Trimbleová.

Podobně jako při historické Velké debatě v r. 1920, kdy šlo o povahu spirálních mlhovin, se diskuse soustředila na určování vzdáleností cefeid, nov a supernov, jež jsou stále těmi nejspolehlivějšími indikátory vzdáleností v hlubinách vesmíru, neboť jde o mimořádně svítivé objekty. Rovněž tak jako r. 1920, ani loni se v debatě nedospělo ke konečnému závěru, tj. i nadále astronomy trápí velký rozptyl v hodnotě Hubbleovy konstanty H₀, obvykle vyjadřované v podivuhodných „jednotkách“ km/s/Mpc.

Zatímco G. Tammann hájil hodnotu H₀ ≈ 55, odvozenou poprvé A. Sandagem již před více než 20 lety, S. van den Bergh se přikláněl k podstatně vyšší H₀ ≈ 80, která vyplývá najmě z měření HST. Jak známo, určení H₀ podstatně závisí na znalosti vzdáleností galaxií se známým červeným posuvem – a zde je právě kámen úrazu. Vzdálenosti blízkých galaxií jsou sice známy poměrně dobře, ale jejich červené posuvy jsou malé, takže v těchto případech velmi ruší náhodné (pekuliární) pohyby galaxií, překládající se přes kosmologické rozpínání vesmíru. U vzdálenějších galaxií kosmologický červený posuv výrazně převažuje nad pekuliárními rychlostmi galaxií, ale zato jejich vzdálenosti jsou určovány nepřesně a hlavně mohou být soustavně nesprávné. Proto je tak těžké zjistit současnou hodnotu H₀, oproštěnou od systematických chyb. Jelikož převrácená hodnota Hubbleovy konstanty (mající rozměr času) udává stáří vesmíru od velkého třesku, jakékoliv systematické chyby poškodí i stanovení tohoto klíčového parametru. Proto dosud existuje zřetelný nesoulad mezi určením stáří vesmíru z hodnoty H₀ (9 ÷ 13 miliard let) a stářím rozličných objektů ve vesmíru, zejména pak kulových hvězdokup (13 ÷ 17 miliard let).

Na tomto nesouladu se toho ani loni příliš mnoho nezměnilo. Obě zcela vyhraněné skupiny odborníků dokonce i z týchž podkladů, tj. zejména z pozorování HST, vyvozují tvrdošíjně stále tytéž navzájem rozporné hodnoty H₀. Většinou se určení H₀ opírá o stanovení vzdálenosti bohaté kupy galaxií v souhvězdí Panny, pro niž vychází vzdálenost kolem 17 Mpc (W. Freedmanová aj.). Kupa je však velmi rozměrná – ve směru zorného paprsku má hloubku až 10 Mpc – a nelze apriori stanovit, kde se vůči těžišti kupy nachází daná galaxie, v níž pozorujeme cefeidy. Také relativně nízká hodnota radiální rychlosti kupy 1 180 km/s znamená, že náhodná prostorová rychlost kupy řádu stovek km/s prakticky znemožňuje spolehlivé odvození H₀.

Proto se řada autorů pokouší odvodit nezávisle přesnou vzdálenost kompaktní kupy galaxií v souhvězdí Vlasů Bereniky, jež vychází v širokém rozmezí 94 ÷ 104 Mpc. V této vzdálenosti však nevidí cefeidy ani HST, takže jako nezávislé indikátory vzdálenosti se pak hodí již jen supernovy. Fotometrické určování jejich vzdáleností naráží na četné problémy, tj. zejména na individuální rozptyl zářivých výkonů supernov v maximu jasnosti a na otázku velikosti mezihvězdné extinkce.

Někteří autoři pod chmurným dojmem přetrvávajících nejistot v určení stáří vesmíru proto navrhují např. ustoupit od nevysloveného požadavku, že vesmír je popisován Einsteinovým-de Sitterovým modelem, v němž je střední hustota hmoty přesně rovna hustotě kritické (tj. konstanta Ω = 1). Pokud je totiž Ω H₀. Pokud by bylo Ω ≈ 0, byl by vesmír o plných 50 % starší než v případě vesmíru Einsteinova-de Sitterova, ale to by znamenalo vzdát se koncepce skryté hmoty vesmíru, jež o dva řády převyšuje hmotu zářivou. Jiní autoři si proto pomáhají předpokladem, že také tzv. kosmologická konstanta Λ se liší od nuly. Pak vstupuje do Einsteinových rovnic pro expandující vesmír v podstatě libovolný parametr, jehož velikost lze „nastavit“ tak, jak potřebujeme. O tom, že tento postup nebezpečně připomíná zavádění stále dalších epicyklů v Ptolemaiově geocentrickém modelu planetární soustavy, není asi třeba nikoho zvlášť přesvědčovat. Patrně nejdále v tomto směru vykročil C. Kochanek, jenž pouze požaduje, aby kosmologický model zůstal „plochý“, tj. aby součet Λ + Ω = 1. Z pozorování vyplývá, že Ω ≥ 0,15 a Λ ≤ 0,66, čímž by se fakticky zabily dvě mouchy jednou ranou, tj. prodloužilo by se stáří vesmíru, aniž by se musela násilím stlačovat pozorovaná hodnota H₀.

7.2. Vývoj struktury vesmíru

Modelováním vývoje struktur v nejranějším vesmíru se nyní úspěšně začali zabývat fyzikové v laboratořích nízkých teplot v Helsinkách a v Grenoblu. Jak již dříve ukázali teoretici, dynamika fázových přechodů ve velmi raném vesmíru je prakticky totožná s fázovými přechody v supratekutých kapalinách. K pokusům to prokázat se používá lehkého helia (tralphia), jež se ochlazením uvede do supratekutého stavu a takto vzniklá suprakapalina se ozařuje neutrony. V experimentech V. Ruuty aj. a C. Bäurleho aj. byly v suprakapalině pozorovány kvantové víry zcela obdobně, jako když ve velmi raném vesmíru vznikaly supravodivé kosmologické struny a další topologické defekty. Američtí astronomové z kalifornské univerzity v Santa Barbara vytvořili zatím nejlepší animaci raného vývoje vesmíru „od kvarků ke galaxiím“ pomocí superpočítače SGI Power Challenge Národního počítačového centra NCSA. Čtvrthodinová animace zahrnuje 2 miliony „částic“ a jejich vývoj v průběhu prvních 2 miliard let po velkém třesku. Animace nádherně ukazuje vznik galaxií z vláken o vyšší hustotě, jejich kondenzaci i vzájemné srážky. Teoretici se soustřeďují na objasnění vzniku fluktuací hustoty látky ve velmi raném vesmíru na základě teorie fázových přechodů a nezachování baryonového čísla v elektroslabé interakci, jak to poprvé navrhl již r. 1967 A. Sacharov. Podle G. Boernera je totiž právě shlukování galaxií hlavním problémem standardního kosmologického modelu. Dnes už jsou docela slušné představy o rozměrech zárodečných fluktuací díky definitivním výsledkům družice COBE, pracující na přehlídce reliktního záření po celé obloze na frekvencích 31, 53 a 90 GHz (pásma 3,3 ÷ 9,5 mm), avšak s tím zcela nesouhlasí pozorované rozdělení tisíce nejjasnějších galaxií v kupách Vir, Com, UMa, Hya, Pup, For-Eri, Pav, Ind, Cap, Peg, Per-Psc a zejména v tzv. Velkém poutači.

COBE má ovšem podle P. Scotta aj. výhodu v tom, že podává přehled o fluktuacích na dráze 500 Mpc, což je více, než kam dokáží dohlédnout optické přehlídky galaxií. Novější měření mají dokonce lepší rozlišovací schopnost, než měla COBE, takže už byly zjištěny fluktuace na úhlové stupnici 0,5°. To dle zmíněných autorů znamená, že Ω ≤ 1. C. Lineweaver aj. určili ze 4 let měření družice COBE směr a velikost dipólové anizotropie, odpovídající pohybu Slunce vůči vztažné soustavě spjaté s reliktním zářením. Slunce tedy směřuje k úběžníku o galaktických souřadnicích l = 263,3° a b = +48,0° a teplota reliktního záření je v daném směru zvýšena o 3,36 mK. Absolutní teplotu reliktního záření odvodili dle balonových měření na frekvenci 10,7 GHz z prosince 1995 S. Staggs aj. na 2,73 K, v dokonalé shodě s dřívějšími měřeními radiometru FIRAS na palubě COBE. J. Ge aj. studovali absorpční čáry neutrálního uhlíku ve spektru kvasaru QSO 0013-004 v souhvězdí Ryb, jehož červený posuv z = 1,97. Čáry jsou totiž vzbuzeny reliktním zářením v dávno minulé epoše, jež bylo v porovnání s dnešním teplejší úměrně výrazu (1 + z), takže z teorie vyplývá teplota 8,1 K, což v mezích chyb výborně souhlasí s naměřenou hodnotou 7,9 K.

Velkorozměrová struktura vesmíru, jak ji odhaluje družice COBE, je podle B. Haische aj. výsledkem působení elektromagnetického pole, jež povstává díky kvantově-mechanické povaze vakua. Problémem chování zředěného plynu v tomto elektromagnetickém poli se poprvé již v r. 1910 zabývali A. Einstein a L. Hopf, ale o zásadní průlom se postaral až r. 1927 W. Heisenberg objevem, že v evakuované krabici ochlazené na 0 K je stále ještě přítomno tzv. nulové elektromagnetické pole, vyvolané přítomností virtuálních fotonů. Pokud se v tomto poli nachází částice v klidu, nic se neděje, ale jakmile se její pohyb zrychluje či brzdí, mění se energetické spektrum vakua a částice začíná vykazovat jev, který nazýváme setrvačnost (odpor vůči zrychlení).

Fyzikální vlastnosti kvantového vakua mají pak dalekosáhlé kosmologické důsledky, neboť tak lze kromě setrvačnosti těles a velkorozměrové struktury vesmírné látky objasnit i vznik kosmického záření rekordních energií a samotné kvantování. Gravitace je pak rovněž elektromagnetické povahy a totéž dle Einsteinova principu ekvivalence platí i pro setrvačnost těles. Je-li to pravda, rýsuje se alespoň teoretická možnost sestrojení antigravitačního zařízení, jež by zrušilo setrvačnost těles. Haischova práce působí značně výstředně, ale patrně ji budeme muset brát vážně, neboť logicky vyplývá ze zásadních koncepcí fyziky XX. století, na nichž se v minulosti podíleli osobnosti jako M. Planck, A. Einstein, W. Nernst i W. Heisenberg a nověji H. Bethe, H. Casimir, A. Sacharov a P. Davies. Věřím, že v dohledné budoucnosti přinese některý náš populárně-vědecký časopis zasvěcenější pohled na tento vzrušující problém.

Podle H. DiNelly aj., kteří zkoumali rozložení červených posuvů pro 36 tisíc galaxií, se ve shodě se zmíněnou teorií galaxie kupí v podobě stěn, buněk a řetízků o typických rozměrech řádu 100 Mpc a jejich fraktálová dimenze je rovna 2 – jsou to tedy v podstatě „placaté“ struktury. V této oblasti lze očekávat další rychlý pokrok, spojený s nástupem mnohovláknových spektrografů, jež umožní naráz pořídit spektra stovek galaxií. Tak lze očekávat, že již na počátku příštího století budeme mít k dispozici údaje o řádově milionu červených posuvů galaxií do vzdálenosti až 1,2 Gpc, což značně zlepší znalost velkorozměrové struktury vesmíru a patrně pomůže lépe ověřit stávající teoretické představy. Poněkud bizarně působí sdělení B. Guthrieho a W. Napiera, že červené posuvy 97 galaxií v místní nadkupě pro posuv z ≤ 0,009 (v ≤ 2 600 km/s) jeví periodicitu 37,6 km/s. S „kvantováním“ červených posuvů galaxií přišel jako první W. Tifft již r. 1976 při optickém studiu kupy ve Vlasech Bereniky, když dostal dvojnásobnou periodicitu 72,5 km/s. Nové údaje jsou založeny na rádiových měřeních červených posuvů, které jsou nutně přesnější než měření optická. Guthrieova a Napierova měření byla nezávisle potvrzena také 92m radioteleskopem v Green Banku dokonce pro 117 spirálních galaxií.

Jak patrno, viditelná hmota galaxií působí teoretikům dostatek starostí, ale představuje jen pověstnou špičku ledovce v porovnání se skrytou hmotou vesmíru. R. Sanders odhalil prostřednictvím družice EUVE velmi rozsáhlý oblak plynu o teplotě 0,8 ÷ 2 MK v kupě galaxií Coma, vzdálené od nás 100 Mpc. Jeho hmotnost odhadl S. Bowyer na plných 10 TM_☉, což by prakticky vyřešilo otázku původu skryté látky v kupách galaxií. V téže kupě totiž již před třiceti lety byl v rentgenovém pásmu odhalen horký vodík o teplotě 93 MK, jehož hmotnost převyšuje viditelnou látku v kupě. Podobně S. Bowyer aj. odhalili loni „chladný“ plyn o teplotě 0,5 MK v kupě galaxií v Panně, kde již dříve objevený „horký“ plyn má teplotu 20 MK. Y. Ikebe aj. studovali rozložení skryté látky v kupě galaxií v souhvězdí Chemické pece nepřímo pomocí rentgenových měření družice ASCA a ukázali, že buď je skrytá látka rozložena hierarchicky (podobně jako zářivá látka kupy), anebo existují dvě rozdílné složky skryté hmoty. M. Hawkins soudí na základě studia světelných křivek kvasarů, že všechny kvasary jeví příznaky opakovaného gravitačního mikročočkování tělesy o hmotnosti Jupiteru. Pak by dle jeho názoru šlo o prvotní černé díry, jež ve svém úhrnu představují téměř veškerou skrytou hmotu vesmíru na úrovni kritické hustoty (Ω ≈ 1).

Nicméně mnoho fyziků by dalo přednost skryté látce v podobě dosud neobjevených typů elementárních částic. V Los Alamos je hledají kuriózním způsobem, když neutriny ozařují minerální olej. K nejnadějnějším kandidátům na částice skryté látky totiž patří tzv. axiony (jméno vzniklo podle komerčního názvu roztoku na bělení prádla), takže fyzikové se vlastně pokoušejí onen olej vybělit.

7.3. Kosmické záření, jádra a částice

Družice CRRES, vypuštěná v červenci 1990 na protáhlou eliptickou dráhu s oběžnou dobou téměř 10 h, umožnila během ročního měření M. DuVernoisovi aj. stanovit izotopové zastoupení jader v kosmickém záření galaktického původu. Zastoupení jader C, N, O, F, Mg a Si se podobá poměrům ve Sluneční soustavě, avšak neon jeví zřetelný přebytek. M. Hof aj. zjišťovali zastoupení antiprotonů v kosmickém záření v pásmu energií 3,7 ÷ 19 GeV na základě 10 h balonových měření ve výšce 36 km nad zemí. Poměr antiprotonů k protonům činí 1,2.10 ⁴, ale to nijak nesouvisí s poměrným zastoupením antilátky a látky ve vesmíru, jelikož antiprotony vznikají sekundárně teprve nyní při šíření částic kosmického záření Galaxií. J. Escudé a E. Waxman tvrdí, že našli příznaky vzniku částic kosmického záření o rekordních energiích nad 10 EeV při pozorování zábleskových zdrojů záření gama. E. Waxman a P. Coppi tak usuzují též z toho, že v několika případech byly zaznamenány vysoce energetické fotony záření gama v pásmu GeV ÷ TeV se zpožděním až hodiny po vlastním vzplanutí mnohem měkčího zdroje záření gama.

Důležitým dokladem správnosti teorie velkého třesku je, jak známo, zastoupení deuteria, jelikož tento těžký nuklid vodíku vzniká společně s jádry lehkého a obyčejného helia a nuklidem ⁷Li v prvních minutách od velkého třesku. Od té doby se jeho zastoupení ve vesmíru pouze snižuje vinou termonukleárních reakcí v nitru hvězd. Pokud se tedy zdaří určit počáteční zastoupení deuteria, je to zároveň dobré měřítko zastoupení baryonů ve vesmíru. Z dnes dostupných měření plyne, že baryonová hustota vesmíru činí nanejvýš 5 ÷ 15 % tzv. kritické hustoty a je určitě menší než 4,5.10 ²⁸ kg/m³. Podle D. Schramma a M. Turnera činí současný poměr nuklidů vodíku D/H ≈ 1,6.10 ⁵, zatímco dříve byl tento poměr přirozeně vyšší. Vskutku D. Tytler aj. určili ze spektra kvasaru 1937-1009, jehož červený posuv z = 3,57, poměr D/H = 2,3.10 ⁵ a současně o dva řády nižší zastoupení tzv. kovů (tj. souhrnu všech prvků s protonovým číslem větším než 2) oproti jejich výskytu ve Slunci. Tím se dobře potvrzuje vývojová teorie nukleogeneze vesmíru.

Kosmologové též se zájmem sledují nejnovější pokroky ve fyzice vysokých energií, kde se loni při experimentu na americkém Tevatronu ve Fermilabu při bombardování terčíku zlata jádry helia objevily první náznaky vnitřní struktury kvarků na úrovni 0,1 promile průměru protonu. Jak uvedl F. Wilczek, soustavné odchylky chování vysoce energetických výtrysků v experimentech Fermilabu od předpovědí kvantové chromodynamiky začínají ohrožovat dosavadní koncepci teorie silné interakce a mohou mít ještě závažnější důsledky pro budoucí fyziku. Vyšších energií však dosáhne až evropský urychlovač LHC v laboratoři CERN poblíž Ženevy někdy kolem r. 2005, což by mělo mimo jiné umožnit jednak lépe studovat strukturu kvarků a jednak případně objevit nové typy elementárních částic. Dosavadní ženevský urychlovač LEP byl loni vylepšen na energii 161 GeV, ale jeho spuštění v červnu 1996 se o týden opozdilo vinou kuriozní „závady“: v urychlovací trubici kdosi „zapomněl“ dvě prázdné láhve od piva Heineken. Zlí jazykové tvrdí, že je to jen další důkaz platnosti reklamního sloganu, že „Pivo Heineken najdeš všude“.

V CERNu se mezitím podařilo W. Oelertovi aj. připravit v antiprotonovém prstenci LEAR několik neutrálních atomů antivodíku, což vzbudilo velkou publicitu, ačkoliv první částice antilátky byly objeveny už před půl stoletím; celý atom je však přece jen celý atom. V Darmstadtu se zase podařilo objevit několik jader dosud nejtěžšího chemického prvku s protonovým číslem 112 a atomovou hmotností 277, jehož poločas rozpadu činí „plných“ 240 μs.

Mezi nejvíce sporné a dosud zcela hypotetické částice patří nepochybně tachyony, jež si vymyslel G. Feinberg r. 1967. Tyto částice – jak ostatně vyplývá z jejich názvu – by měly být v dané souřadnicové soustavě rychlejší než fotony, takže jejich klidová hmotnost musí být vyjádřena imaginárním číslem, ačkoliv jejich energie i moment hybnosti jsou reálné a stoupají, když se tachyon brzdí. Již v r. 1968 se jejich existenci marně pokoušeli prokázat T. Alväger a M. Kreisler hledáním Čerenkovova záření, jež by doprovázelo pohyb nadsvětelných tachyonů ve vakuu. Posléze je stejně bezúspěšně hledali G. Feinberg aj. v bublinové komoře a r. 1974 R. Clay a P. Crouch v sprškách kosmického záření. Nyní poukázal I. Crawford na omezení týkající se možného pohybu tachyonů proti směru plynutí času (zprávu o vyslání tachyonu bychom pak mohli obdržet dříve, než náš protějšek onen tachyon vyslal! – něco jako ve filmu „Zítra vstanu a opařím se čajem“). Tato bizarní možnost je totiž vyhrazena jen tachyonům o určité dané rychlosti vyšší než c a autor soudí, že v tom případě může existovat fyzikální zákon, který takovou podivnost prostě zakazuje.

7.4. Teorie relativity

R. Narayan a M. Bartelmann shrnuli výsledky pozorování gravitačních čoček, jejichž existence vyplynula ze závěru o ohybu světla v gravitačním poli těžkých hmot. Podobný efekt byl však předpovězen již r. 1804 J. Soldnerem v rámci Newtonovy teorie gravitace a A. Einstein r. 1911 fakticky zopakoval jeho výpočet. Teprve r. 1915 si však uvědomil, že relativistický ohyb je přesně dvakrát větší než ohyb v Newtonově teorii, a právě tento efekt odhalila při úplném zatmění Slunce v r. 1919 britská expedice vedená A. Eddingtonem.

Einstein se k problému znovu vrátil r. 1936 na podnět českého inženýra R. Mandla a objevil tak teoreticky vlastní efekt gravitační čočky, kdy dochází jak k deformaci obrazu vzdáleného objektu, tak k zesílení jeho jasnosti vlivem mezilehlého gravitátoru. Einstein tehdy ukázal, že v ideálním případě dvou hmotných svítících bodů se vzdálenější objekt jeví jako stejnoměrně zářící prsten kolem gravitátoru. Poznamenal ovšem, že pravděpodobnost tak ideálního seřazení je nepatrná, a tak pozorovací důkaz je téměř vyloučen.

Nicméně již o rok později F. Zwicky připomenul, že to, co je málo pravděpodobné pro bodové hvězdy, je mnohem pravděpodobnější pro rozměrnější obrazy galaxií. Správně předpověděl vznik vícenásobných obrazů v případě ne zcela dokonalého seřazení a dále zesilování jasnosti obrazu, stejně jako možnost určovat odtud hmotnost gravitátoru. Předvídal, že asi 1 % galaxií bude zobrazeno efektem gravitační čočky. V r. 1964 pak S. Refsdal přišel na elegantní způsob, jak lze pozorováním proměnnosti záření v gravitační čočce určit nezávisle Hubbleovu konstantu, a tudíž i stáří vesmíru. Teprve r. 1979 však D. Walsh aj. odhalili první gravitační čočku, jež zobrazuje kvasar 0967+561 jako dvojitý, a r. 1988 J. Hewitt aj. odhalili v rádiovém oboru téměř ideální Einsteinův prsten MG 1131+0456. Prakticky současně a nezávisle nalezli G. Soucailová aj. a C. Lynds a V. Petrosian tzv. obří svítící oblouky, o nichž se brzy dokázalo, že jde rovněž o projev gravitační čočky. V r. 1986 přišel B. Paczyński s nápadem, že lze odhalit efekt gravitačních mikročoček, kde úhlový ohyb dosahuje jen miliontin obloukové vteřiny, ale kde vlivem náhodných pohybů relativně nepatrných objektů se výrazně zjasní vzdálenější hvězda. Ač to vypadalo nerealisticky, pokrok pozorovací a zejména výpočetní techniky umožnil zahájit počátkem 90. let projekty EROS, MACHO a OGLE, jež dosud vedly k nalezení několika desítek efektů gravitačních mikročoček. Sledování gravitačně deformovaných obrazů hvězd, galaxií i kvasarů prostě zásadním způsobem přispívá k poznání dvojrozměrné stavby vesmíru, zejména pak i zastoupení skryté látky a nejnověji také k určení kosmologických parametrů, jako je Hubbleova konstanta, kosmologická konstanta Λ a střední hustota kosmické látky.

T. von Hippel využil dalšího důsledku obecné teorie relativity, totiž gravitačního červeného posuvu, k určování hmotnosti bílých trpaslíků i hvězd hlavní posloupnosti v otevřených hvězdokupách Hyády a Praesepe. Protože radiální rychlost hvězdokupy je dobře známa a vůči této střední rychlosti mají jednotlivé hvězdy zcela nepatrný rozptyl (menší než 0,5 km/s), lze z přebytku rychlosti, vyvolaného gravitací, vypočítat hmotnost hvězdy, pokud máme dobrou představu o jejím poloměru. Pro rané hvězdy hlavní posloupnosti má gravitační přebytek rychlosti hodnotu kolem 1,3 km/s (u Slunce ovšem jen 0,6 km/s), kdežto pro bílé trpaslíky až 30 km/s. Odtud odvodil I. Reid na základě měření 53 radiálních rychlostí bílých trpaslíků, že hmotnost bílých trpaslíků ve hvězdokupách je až o 50 % vyšší než u bílých trpaslíků obecného pozadí a dosahuje 0,9 M_☉ . Podobně B. Leibundgut aj. upozornili na skutečnost, že průběh změn jasnosti velmi vzdálených supernov typu Ia je povlovnější než u obdobných supernov bližších. To lze objasnit relativistickou dilatací času, úměrnou veličině (1+ z), a vskutku to tak platí pro supernovu 1995K, která se nachází v galaxii se z = 0,48. Pozorování lze považovat za nezávislý důkaz kosmologického rozpínání vesmíru, jelikož ani domněnka o stárnutí fotonů s časem, ani domněnka o jejich energetické „únavě“ podobný efekt nezná.

Naproti tomu stále přetrvává a ještě sílí problém ověření dalšího důsledku obecné teorie relativity, tj. stáčení přímky apsid (nejprve objevené u Merkuru) v těsných zákrytových dvojhvězdách. Podle J. Maleye aj. je pozorované stáčení soustavně nižší, než předvídá teorie relativity. K ověření efektu se přirozeně hodí jen dvojhvězdy, která nemají příliš mnoho postranních efektů, ale dvě z nich – DI Her a AS Cam – se prostě chovají nepřístojně, jak jsem uvedl v minulé Žni. Loni k nim přibyla třetí, V541 Cygni, skládající se ze dvou složek hlavní posloupnosti spektrální třídy B9, jež obíhají kolem společného těžiště v periodě 15,3 dne na dráze s velkou výstředností (e = 0,47). Odtud z teorie vyplývá stáčení přímky apsid o úhel 0,82°/100 let, zatímco pozorování dávají jen (0,51 ±0,15)°/100 let. Žádné kloudné vysvětlení této systematické nedostatečnosti v tuto chvíli neexistuje.

7.5. Kosmologické principy

Není to tak dávno, co si L. Smolin vymyslel výběrový princip pro vesmír, zcela podobný Darwinově principu přírodního výběru při vzniku a udržování druhů. Podle J. Maynarda a E. Szathmáryho to znamená, že vesmír, který je obydlitelný, má evoluční náskok při vznikání další generace vesmírů, které jsou s větší pravděpodobností opět obydlitelné. Tak se silně zvyšuje pravděpodobnost, že náhodně vybraný vesmír je obydlitelný, popřípadě i obydlený. Naproti tomu J. Byl varuje, že Smolinovým výběrovým principem nelze vysvětlit ani výběr, ani jemné vyladění fyzikálních konstant v našem (antropickém) vesmíru a ani fakt, že vesmír je člověku velmi dobře pochopitelný. Zavádí proto tzv. teistický princip, podle něhož lze tuto souhru okolností nejlépe vysvětlit existencí Tvůrce. S tím souhlasí také J. Polkinghorne, jenž považuje Tvůrce za „ladiče“ fundamentálních přírodních konstant, a připomíná dávný výrok A. Einsteina: „Bůh je sice rafinovaný, ale není zlomyslný“.

8. Život ve vesmíru

Událostí roku se v tomto oboru zajisté stalo 161. kolokvium Mezinárodní astronomické unie (IAU), jež se konalo v červenci loňského roku na ostrově Capri pod názvem: Astronomické a biochemické otázky původu života a jeho hledání ve vesmíru. Od prvního mezinárodního setkání CETI v Bjurakanu totiž uplynulo právě čtvrt století. Kolokvia se účastnilo na 250 specialistů rozličných vědních oborů a jednali především o organických látkách, jež byly objeveny v planetárních atmosférách, komách komet i v mezihvězdném prostoru. Dnes už známe více než 100 molekul, jež se nacházejí zejména v chladných mezihvězdných mračnech, takže samotný vznik organických molekul je ve vesmíru zřetelně zcela standardní záležitostí. Na kolokviu se dále hovořilo o úloze impaktů kosmických projektilů na planety při likvidaci nebo naopak podnícení vzniku života na planetách. Pokud jde o Mars a tvrzení, že tam kdysi byl život, zůstala většina účastníků diskusí skeptická k názorům skupiny D. McKaye, že před 3,5 miliardami let byly na Marsu živé mikroorganismy. Nicméně klimatická historie Marsu jistě stojí za další zkoumání, přestože podle modelových výpočtů se Mars vždy nacházel za vnější hranou sluneční ekosféry. Ekosféra je dle D. Blacka podmíněna možným výskytem tekuté vody na planetě, takže její vnitřní hranici představuje přehřátí překotným skleníkovým efektem a vnější hranice je dána zmrznutím veškeré tekuté vody v led. Podle jeho výpočtu činí rozmezí ekosféry 0,2 ÷ 0,4 AU pro mateřskou hvězdu o hmotnosti 0,5 M_☉; 0,82 ÷ 1,40 AU pro hvězdu o hmotnosti 1,0 M_☉ a 1,70 ÷ 2,80 AU pro hvězdu o hmotnosti 1,5 M_☉ . Hmotnější hvězdy mají sice širší rozmezí ekosfér, ale jejich životnost je natolik krátká, že se na jejich planetách pravděpodobně nestačí život rozvinout. V ekosféře se totiž musí navíc nacházet planeta s hmotností srovnatelnou s hmotností Země, a to není nijak zvlášť pravděpodobné. Jak uvádí G. Wetherill, v naší Sluneční soustavě zabránily nejhmotnější planety Jupiter a Saturn tvorbě většího počtu planet terestrického typu. Podle jeho výpočtu se terestrické planety koncentrují ve vzdálenosti kolem 1 AU od mateřské hvězdy bez ohledu na hmotnost mateřské hvězdy. Naproti tomu obydlitelnost planety je na hmotnosti hvězdy silně závislá. V průměru asi 10 % planetárních soustav s hvězdami v rozmezí hmotnosti 0,5 ÷ 1,0 M_☉ má v ekosféře obydlitelnou planetu. Zvláštní pozornost věnovali účastníci kolokvia prvním statistikám o extrasolárních planetách, i když dosavadní nálezy jsou silně ovlivněny výběrovými efekty. Zatím totiž nelze objevit planety s hmotností srovnatelnou se Zemí, ba ani s Uranem, a stejně tak neumíme najít planety, jejichž oběžné doby kolem mateřské hvězdy přesahují 10 let. Dosud objevené exoplanety mají hmotnosti vyšší než 0,5 hmotnosti Jupiteru a nejméně čtyři jsou velmi horké, jelikož obíhají ve střední vzdálenosti menší než 0,1 AU.

Projekty naslouchání signálům cizích civilizací, obecně zahrnované pod zkratku SETI, pokračovaly navzdory zrušení finanční podpory projektu NASA americkým Kongresem. Australský radioteleskop v Parkesu začal v rámci projektu PHOENIX sledovat pod vedení S. Shostaka signály od 200 hvězd slunečního typu do vzdálenosti 48 pc v pásmu 1 ÷ 3 GHz na 28 milionech kanálů současně. V r. 1995 si také vyzkoušeli ještě náročnější hledání umělých signálů ve velmi vzdálené hvězdné soustavě Malého Magellanova mračna. V pásmu 1,2 ÷ 1,75 GHz studovali rádiový šum pro více než 10 milionů hvězd, vzdálených od nás 210 000 světelných let. Podle očekávání se však nic nenašlo, neboť anténa magellanských mimozemšťanů by musela pracovat s výkonem alespoň 0,5 TW, aby ji radioteleskop v Parkesu dokázal vylovit z šumu. P. Horowitz řídí již 5 let projekt META na frekvencích 1,4 a 2,8 GHz a shromáždil již 10¹³ měření, přičemž pouhých 11 měření zůstává nevysvětleno. J. Cordes aj. upozornili na rádiovou scintilaci interstelárního plynu, jež může rychle měnit podmínky pro příjem úzce směrovaných umělých signálů. Jak uvedl C. Chyba, nejmocnějším pozemským radarem v Arecibu se špičkovým výkonem 30 TW lze vysílat signály, jež by „Arecibo II“ zaznamenalo ještě ve vzdálenosti 150 světelných let od Země.

Není vyloučeno, že i v této oblasti sehrají nezastupitelnou roli radioamatéři, kteří vládnou citlivými přijímači a poměrně velkými anténami. Podle návrhu H. Schucha (vynálezce televizních přijímačů pro individuální příjem televizních programů z umělých družic) se mělo počínaje dubnem 1996 postupně spojit na 5 000 radioamatérů po celém světě a rozdělit si oblohu na sektory, v nichž budou naslouchat kosmickému šumu v pásmu 1,42 ÷ 1,66 GHz. V rámci projektu ARGUS pak sami pomocí jednotného softwaru zpracují vlastní data na běžném osobním počítači. Takové počítače jsou sice pomalé, ale jejich provoz je fakticky zadarmo a jejich úhrnná výpočetní kapacita není nakonec vůbec zanedbatelná. Prastará otázka, zda jsme ve vesmíru sami, nemá tedy zatím věrohodnou odpověď. Většina badatelů však soudí z různých nepřímých známek, že asi sami nejsme – při nedávném hlasování odborníků na zmíněném kolokviu byl poměr hlasů 4 : 1 ve prospěch názoru, že máme ve vesmíru sourozence.

Pokud jde o život na Zemi, S. Mojzsisovi aj. se loni podařilo opět posunout hranici výskytu jednobuněčného života na dobu před 3,85 miliardami let (dosavadní rekordní stáří mikrofosilií činilo jen 3,46 miliardy let). Příslušné mikrofosilie nalezli v horninách z ostrova Akilia v západním Grónsku pomocí nové mimořádně citlivé iontové mikrosondy. To znamená, že život se na Zemi uchytil ještě dříve, než skončila epocha tzv. těžkého bombardování Měsíce i Země rozměrnými a hmotnými kosmickými projektily. A. Léger aj. proto navrhli připravit projekt DARWIN – hledání stop primitivního života také na exoplanetách v infračerveném spektrálním oboru 6 ÷ 17 μm, kde jsou viditelné pásy CO₂, H₂O, O₃, CH₄ a NH₃.

Mezitím C. Bult aj. prokázali, že kromě bakterií a říše hub, rostlin a živočichů (Eucarya) existuje na Zemi ještě třetí živá říše – Archaea. Vyskytuje se v několikakilometrových hloubkách v oceánu poblíže hydrotermálních výronů při teplotě 94 °C a tlaku >20 MPa. S. Gould připomněl poněkud překvapivou skutečnost, že nejhmotnější říši představují bakterie, zatímco Eucarya následují za nimi s velkým odstupem až na druhém místě. Podle A. Dambricourtové-Malasséové předcházely vzniku člověka skupiny Prosimiens (poloopice) před 45 miliony lety a Simiens (opice) v intervalu 45 ÷ 20 milionů let. Pak se objevila skupina Pongide (gorila, šimpanz a orangutan), načež před 7 miliony let následoval Australopithecus. Před 2,5 miliony let nastoupil na scénu Homo habilis, dále H. erectus, H. ergaster a H. neandertalis. Druh Homo sapiens je doložen již před 100 000 lety. S. Kapica jr. uvádí, že v současné době přirůstá lidská populace úměrně druhé mocnině stávajícího počtu, takže r. 2000 bude na Zemi 6,3 miliardy lidí a kolem r. 2025 cca 8,5 miliard lidí. Podle Kapicy se však velikost lidské populace posléze stabilizuje na hodnotě kolem 14 miliard lidí.

9. Přístroje

9.1. Optické a infračervené dalekohledy

Pět let po dokončení největšího teleskopu na světě – 10m Keckova dalekohledu na vrcholu sopky Mauna Kea na Havajských ostrovech – byl v květnu 1996 slavnostně uveden do chodu jeho protějšek – stejně velký Keck II ve vzdálenosti pouhých 85 m od Kecku I. Úmyslem projektantů je totiž posléze využít oba přístroje jako optický interferometr s rekordní rozlišovací schopností. Při simultánním sledování jednoho objektu bude pak mít spřažený dalekohled týž výkon jako zrcadlo o průměru 14 m. Keckova nadace poskytla na tato zařízení již 150 milionů dolarů a dalších 44 milionů přihodila NASA, která si tak prostřednictvím kalifornské laboratoře JPL zakoupila přednostní právo na pozorovací čas s cílem hledat planety u cizích hvězd. Keck II zahájil vědecký provoz v říjnu 1996 a postupně dostane velmi výkonné spektrografy a systém adaptivní optiky.

V únoru 1996 byl již naplno spuštěn projekt souvislého sledování slunečních oscilací GONG, jehož se účastní pět shodně vybavených observatoří po celém obvodu Země. Cílem je na základě dlouhé souvislé pozorovací řady zpřesnit údaje o nitru Slunce metodou helioseizmologie. V prosinci loňského roku ohlásili „první světlo“ konstruktéři netradičního obřího zrcadla o průměru 11 m McDonaldovy observatoře v Texasu. Zrcadlo se totiž skládá z 91 hexagonálních segmentů a poněkud připomíná obří radioteleskop v Arecibu tím, že primární zrcadlo je nastaveno pevně (šikmo k zenitu) a pohybuje se ohniskem tak, že lze pozorovat objekty mezi -10° a +72° deklinace. Tento Hobbyův-Eberlyho teleskop (HET) bude pomocí optických vláken napájet nízkodisperzní spektrograf, čímž umožní naráz pořídit spektra stovek galaxií, a tak masově určovat jejich červené posuvy a vzdálenosti. Tak by měl za pět let vzrůst počet přesně změřených červených posuvů galaxií na 1 milion oproti dosavadním asi 50 tisícům (nastavení vláken pro danou expozici bude na základě snímků širokoúhlých komor obstarávat robot).

Dalším netradičním loni dokončeným přístrojem se stal společný dalekohled Vatikánské observatoře a Arizonské univerzity VATT na vrcholu Mt. Grahamu (3 230 m n. m.). Jak uvedli S. West aj., tenké eliptické voštinové primární zrcadlo o průměru 1,8 m bylo zhotoveno rotačním odléváním z borosilikátového skla a má hmotnost pouhých 560 kg; rovněž konkávní sekundární zrcadlo o průměru 0,4 m má eliptický tvar a nízkou hmotnost pouhých 31 kg. Primární zrcadlo má samo o sobě výtečnou světelnost 1 : 1 a při použití sekundárního zrcadla v Gregoryho uspořádání dosahuje světelnost dalekohledu dokonce hodnoty 1 : 0,9! Proto je také altazimutální montáž dalekohledu kompaktní a velmi lehká – její hmotnost činí jen 12 t a vše se vejde do kopule o průměru 7 m. VATT zobrazí zorné pole o průměru 15′ na matici CCD (2048 × 2048 pixelů), a tak se plánuje jeho využití při hledání gravitačních mikročoček v galaxii M31 a studiu hvězd slunečního typu v otevřených hvězdokupách.

Loni také došlo k jakémusi znovuzrození kdysi největšího dalekohledu světa, 2,5m Hookerova teleskopu na Mt. Wilsonu. Po několika letech přezimování se podařilo získat něco přes milion dolarů pro renovaci dalekohledu a zejména pro zabudování systému adaptivní optiky, kdy na fluktuace zemské atmosféry reaguje s frekvencí 300 Hz miniaturní sekundární zrcadlo o průměru 120 mm. Navzdory blízkosti přesvětlené megapole Los Angeles se tak podařilo docílit fantastického rozlišení 0,068″ – tedy jen nepatrně horšího, než dosahuje o tři řády dražší HST, mající shodou okolností přibližně stejný průměr zrcadla.

Naproti tomu byla vloni organizací NASA poslána na předčasný odpočinek Kuiperova létající observatoř (KAO), která pracovala na palubě vojenského transportního letadla ve výškách asi 12 km nad zemí již od r. 1974. Úkolem KAO bylo pozorovat objekty ve střední infračervené oblasti spektra a to se jí také s velkým úspěchem dařilo. Nyní ji NASA obětovala na účet budoucnosti, neboť potřebuje kapitál na zakoupení mohutnějšího stroje B-747, do něhož bude zabudována observatoř SOFIA, jež by měla létat ve výškách kolem 14 km od r. 2001 a vydržet plných 20 let. Cena observatoře se zrcadlem o průměru 2,5 m dosáhne bezmála půl miliardy dolarů. NASA také počítá s provozem HST i po skončení jeho nominální životnosti v r. 2005, ovšem již bez údržby či obnovování jeho přístrojů. Loni 22. června uskutečnil HST již 100 000. pozorování, o čtyři roky dříve, než se očekávalo. Za šest let provozu to znamená téměř 1 400 pozorování měsíčně.

Od listopadu 1995 obíhá kolem Země po protáhlé eliptické dráze (perigeum 1 036 km; apogeum 70 500 km; oběžná doba 1 hvězdný den) evropská infračervená družice ISO, jejímž úkolem je získávat údaje s rozlišením asi 3″ v infračerveném pásmu 2,5 ÷ 240 μm pomocí fotometrů, spektrometrů a polarimetrů, připojených k primárnímu zrcadlu o průměru 0,6 m. Vědecký program ISO započal v únoru 1996 a celková životnost družice (do vyčerpání zásoby 2 300 l kapalného helia k chlazení aparatury na teplotu 6 K) se odhaduje na 2 roky. Mimořádně zdařilým evropským kosmickým projektem se stala astrometrická družice HIPPARCOS, která pracovala na protáhlé oběžné dráze kolem Země mezi listopadem 1989 a březnem 1993 a přenesla na Zemi 1 Tbitů údajů o polohách, vlastních pohybech, paralaxách a jasnostech hvězd. Pro katalog HIPPARCOS se podařilo získat mimořádně přesné údaje pro více než 118 tisíc hvězd do 12,4 mag, tj. v průměru 3 hvězdy na čtvereční stupeň oblohy. Měření jasnosti byla přesná na 1,5 milimagnitudu, a tak se podařilo odhalit na 2 700 proměnných hvězd a dále přes 12 tisíc vizuálních dvojhvězd. V rozsáhlejším – byť o něco méně přesném – programu TYCHO získala družice údaje pro více než milion hvězd do 11,5 mag, tj. 25 hvězd na čtvereční stupeň oblohy. Přesnost poloh činila 0,025″ a měření jasnosti ve filtrech B a V asi 0,07 mag. V průběhu roku 1997 byly oba katalogy uvolněny pro všeobecné využití; data jsou dostupná na kompaktních discích společně se speciálním čtecím softwarem. Od zpracování veškerého bohatství jedinečných údajů lze očekávat významný pokrok jak v klasické astronomii, tak i v astrofyzice.

Američané mezitím pokračovali v tradici sestavování vize rozvoje astronomie pro nejbližší dekádu. Loni ustavený osmnáctičlenný výbor expertů vedl známý astronom A. Dressler. Výsledkem práce výboru je doporučení instalovat v kosmickém prostoru dále od Země zrcadlo pro infračervený obor o průměru alespoň 4 m, raději však 8 m (to asi bude zrcadlo skládací – jinak se do nosné rakety nevejde). Nové technologie by umožnily ztenčit zrcadlo na tloušťku řádu milimetrů a zkušenost kosmonautiky by měla umožnit dopravit přístroj do Lagrangeova bodu L₂. Výbor také doporučuje sestavit optický interferometr s jedním prvkem někde na dráze u Jupiteru, tj. ve vzdálenosti 5 AU. Takový přístroj by mimo jiné umožnil získat trigonometrickou paralaxu pro kteroukoliv dostatečně jasnou hvězdu kdekoliv v Galaxii.

Optická a infračervená interferometrie je vůbec velkým příslibem pro budoucnost. Jak uvedl A. Labeyrie, lze uvažovat o rozměrných soustavách poměrně malých (1,5 m) pohyblivých teleskopů, pokrývajících území několika čtverečních kilometrů. Sériová výroba identických dalekohledů by projekt fakticky zlevnila a jejich vybavení adaptivní optikou by umožnilo dosáhnout rozlišení až stotisícin úhlové vteřiny, zřetelně levněji než zařízeními vyslanými do kosmu. Optická astronomie tak zřejmě nastoupí tutéž cestu, kterou jako z nouze ctnost absolvovala radioastronomie již před čtvrt stoletím.

Ostatně první velmi úspěšný pokus má již optická astronomie za sebou. J. Baldwin aj. a P. Warner aj. zveřejnili výsledky prvních pozorování interferometrem COAST, jenž sestává ze tří horizontálních dalekohledů o průměru zrcadel 0,4 m, napájených 0,5 m siderostaty a navzájem vzdálených 6 m. V blízké infračervené oblasti (830 nm) docílili úhlového rozlišení 0,05″, takže plánovaným oddálením prvků interferometru až na 100 m se zřejmě podaří dosáhnout nevídaného rozlišení řádu 0,001″.

A. Baranne aj. popsali vylepšení spektrografu CORAVEL, jenž umožňuje měřit radiální rychlosti hvězd pozdního typu s dříve neslýchanou přesností řádu 10 m/s. Spektrograf pořídí naráz spektrum hvězdy v pásmu 391 ÷ 681 nm pomocí kombinace hranolu a mřížky. Jde o ešeletový spektrograf pracující s 90. až 156. řádem. U hvězd do 9 mag lze během půlhodiny získat radiální rychlost s chybou 15 m/s a ještě u hvězdy 16 mag dosahuje chyba pouze 1 km/s. Zařízení pod názvem ELODIE již báječně funguje u 1,9m teleskopu observatoře Haute Provence v jižní Francii a nyní se připravuje podobně výkonná CORALIE pro 1,2m teleskop ESO v Chile. To jistě povede mimo jiné k odhalení dalších exoplanet u hvězd slunečního typu, jak se to poprvé již předloni podařilo Švýcarům M. Mayorovi a D. Quelozovi.

V závěru tohoto odstavce bych se chtěl zmínit o pozoruhodné studii J. Joosta, jenž se zabýval fyziologií lidského vidění při slabých úrovních světla, což je pro astronomii typické. Dynamický rozsah lidského zraku 1:10⁷ je fakticky obdivuhodný a přesahuje možnosti naprosté většiny umělých fyzikálních detektorů včetně CCD. Počitek světla však není přísně logaritmický, jak se traduje. Podobně není přesně pravda, že lidské oko nemá integrační schopnost, kterou má např. fotografická emulze. Oko dokáže integrovat světlo přijaté v intervalu o něco větším než 1 sekunda, přičemž nárůst integrační schopnosti je největší v době 0,6 s po počátku podnětu. Pro vzbuzení podnětu musí do zorničky dopadnout 34 ÷ 58 fotonů, ale tyčinku dokáže aktivovat i jediný foton. Průměrná kvantová účinnost tyčinek činí 0,5, což je mnohem více než u fotografické emulze i řady elektronických katod. V oku máme asi 130 milionů tyčinek, ale jen 7 milionu čípků. Úhlový rozměr slepé skvrny představuje asi 5°. Tyčinky jsou citlivé pouze na záření o vlnové délce kolem 510 nm, kdežto čípky poskytují barevné informace v rozsahu od 400 do bezmála 700 nm.

Adaptace oka na tmu probíhá nejrychleji v prvních pěti minutách, ale výrazně stoupá v celé první půlhodině pobytu ve tmě. Během hodiny je zisk citlivosti oka plných 5 řádů! Měřitelný zisk citlivosti však probíhá po celou noc. Naproti tomu pobyt na intenzivním Slunci zhoršuje noční vidění i s odstupem 24 h po vystavení Slunci, takže svědomitý pozorovatel by měl v takovém případě nosit důsledně sluneční či ještě lépe červené brýle, anebo i přes den pobývat v šeru. Citlivost lidského oka přirozeně klesá s věkem. Nejslabší hvězdy vidíme na základě pravděpodobnostní fluktuace, takže tzv. mezní hvězdná velikost je do jisté míry konvence. Je překvapující, jak málo lidí něco tuší o noční adaptaci oka a naprosto zbytečně se nechává oslnit zábleskem zapalovače nebo zápalky, popřípadě netlumeným světlem kapesní svítilny. Zvlášť dobře jsem si to uvědomil, když jsem loni i letos ukazoval svým bližním komety Hjakutake nebo Hale-Bopp, kde zážitek z pozorování komety podstatně závisel na dobré adaptaci oka.

9.2. Radioteleskopy

Největším plně pohyblivým radioteleskopem zůstává již bezmála po čtvrt století německý 100m radioteleskop v Effelsbergu. U tohoto obřího přístroje o hmotnosti konstrukce 3 200 t byla poprvé použita metoda homologické deformace mechanické struktury, vynalezená S. von Hoernerem. To znamená, že konstruktér se nebrání deformaci povrchu radioteleskopu při provozu, jenž se však prohýbá tak, že se změnou tvaru se mění i vzdálenost ohniska, tj. přístroj je stále zaostřen. Nyní však Effelsbergu vyrostl srovnatelný konkurent v Green Banku, kde Američané uvádějí do zkušebního provozu plně pohyblivý 100m radioteleskop GBT v ceně 75 milionů dolarů, náhradou za 92m radioteleskop zhroucený vinou únavy materiálu koncem r. 1988. Jelikož tvar nového radioteleskopu bude průběžně kontrolován laserem, bude moci obsáhnout frekvenční pásmo 25 MHz až 50 GHz. Také obří složená anténa VLA v Socorro (Nové Mexico, USA) byla loni vylepšena tak, že nyní pokrývá frekvenční pásmo 250 MHz až 50 GHz. V nejbližší budoucnosti čeká další rekonstrukce i obří 300m radioteleskop v Arecibu na ostrově Portoriko s cílem jednak zvýšit maximální použitelnou frekvenci na 100 GHz a jednak zvýšit jeho citlivost – to vše za pouhých 25 milionů dolarů.

Pokrok v radioastronomii je dle P. Wilkinsona vskutku nevídaný. Od r. 1940 vzrostla citlivost radioteleskopů miliardkrát na současných 7 μJy (1 Jy = 10 ²⁶ W/m²/Hz) a úhlové rozlišení se zlepšilo milionkrát na dnešních 50 mikrovteřin. Časové rozlišení stouplo z 1 s na 10 ps, tj. o 11 řádů, a selektivita až na 250 milionů kanálů (v projektech SETI). Radioastronomie dnes pokrývá frekvenční rozsah 10 MHz až 350 GHz a podílí se z jedné čtvrtiny na všech astronomických pozorováních v nejrůznějších spektrálních oknech. Pro srovnání připomeňme, že průkopnická měření K. Janského počátkem třicátých let se uskutečnila na jediné frekvenci 20,5 MHz a se svazkem širokým 36°. Nicméně impozantní rozmach radioastronomie je ohrožen civilizačním rušením snad ještě více než optická astronomie přesvětlením noční oblohy. Největší nebezpečí hrozí od prudkého nárůstu počtu mobilních telefonů, které ohrožují zejména pásmo, v němž radioastronomové sledují mezihvězdné molekuly hydroxylu (1610 ÷ 1626 MHz). Dalším viníkem jsou pak navigační družice typu GLONASS, které z povahy věci jsou vždy nad obzorem kteréhokoliv radioteleskopu na světě.

9.3. Astronomie vysokých energií

Přístroje pro tento obor astronomie se musejí většinou umisťovat za hranice zemské atmosféry, tedy dnes již téměř výhradně na umělé družice. Vloni byla 30. září doslova násilně ukončena činnost veleúspěšné družice IUE, která pracovala na geosynchronní oběžné dráze u Země od 26. ledna 1978 a která tedy více než šestkrát překročila plánovanou životnost. I když technické parametry družice se postupně horšily, na vědecké kvalitě získávaných údajů to nic neubralo; naopak stále dokonalejší počítačové zpracování a kalibrace umožnily zlepšit zejména poměr signálu k šumu pro spektroskopické údaje. Jak uvedli J. Nichols a J. Linsky, definitivní katalog více než 100 tisíc ultrafialových spekter bude proti původním datům mít až o polovinu nižší šum pro nízké disperze a pro vysoké disperse klesne o plné dva řády. Katalog bude uvolněn pro veřejné použití koncem r. 1997.

V posledním roce činnosti byla družice IUE sledována již jen evropskou stanicí VILSPA poblíž Madridu po dobu 8 h denně a od března 1996 byla naváděna na cíl již jen posledním zbylým fungujícím setrvačníkem. Koncepci ultrafialové družice se zrcadlem o průměru 0,45 m navrhl v 60. letech Sir R. Wilson z Velké Británie, jež se projektu účastnila prostřednictvím agentury PPARC ve spolupráci s ESA a NASA. Během životnosti družice ji přímo využilo na 2 000 astronomů a na základě pozorovacích údajů bylo již publikováno přes 3 500 původních vědeckých prací a 500 doktorských dizertací. Družice se tak stala nejen nejproduktivnějším astronomickým, ale i přírodovědeckým zařízením vůbec. Přitom zkušenost ukazuje, že další cenné práce vzniknou využíváním jedinečného archivu pozorování i mnoho let po ukončení aktivní činnosti IUE.

Koncem prosince 1995 se dostala na oběžnou dráhu rentgenová družice RXTE, posléze pojmenována na počest americko-italského průkopníka astronomie vysokých energií B. Rossiho. Obíhá ve výši 580 km a pokrývá pásmo tvrdého rentgenového záření o energiích 2 ÷ 200 keV. Největším přínosem pro studium zábleskových zdrojů záření gama se pak stalo vypuštění italsko-holandské družice BeppoSAX dne 19. května 1996. Jak se záhy ukázalo, prozíravá koncepce této družice se spolupracujícími širokoúhlými a úzkoúhlými kamerami pro rentgenový i gama obor způsobila brzy rozhodující průlom v řešení záhady vzdálenosti a povahy zábleskových zdrojů záření gama. Tyto objevy však chronologicky patří až do letošního roku, takže podrobněji se o nich rozepíši až příště.

Na oběžné dráze dále úspěšně pracují družice EUVE, ROSAT, GRANAT, ASCA a Compton, pokrývající oblast od extrémně tvrdého ultrafialového záření až po středně tvrdý obor záření gama. Velmi tvrdé záření gama v pásmu energií 1 ÷ 100 TeV začnou sledovat pomocí Čerenkovových detektorů bývalé sluneční elektrárny Thémis ve východních Pyrenejích a Solar Two v Barstow v Kalifornii. Někdejší sluneční zrcadla se totiž bez úprav hodí pro sledování záblesků Čerenkovova záření na noční obloze, které vznikají průletem energetických fotonů zemskéou atmosférou.

Pro výzkum slunečních neutrin, jež stále představují horký brambor soudobé částicové fyziky i astrofyziky, začala sloužit vylepšená verze japonského podzemního detektoru SuperKamiokande, umístěná v hloubce 1 km pod zemí v dole na olovo a zinek. Od dubna 1996 je detektorem čistá voda ve válcové nádrži o výšce 40 m, jejíž stěny jsou pokryty více než 11 tisíci citlivými fotonásobiči. Ty sledují Čerenkovovo záření, vznikající ve vodě při průletu rozpadových produktů slunečních neutrin, resp. antineutrin. Nová aparatura je o řád citlivější než původní Kamiokande.

9.4. Kosmické sondy

Speciální postavení mezi kosmickými aparáty náleží sluneční družici-sondě SOHO, vypuštěné ze Země raketou Atlas 2. prosince 1995, jež pak po dobu více než čtvrt roku mířila ke svému nynějšímu stanovišti v Lagrangeově bodě L₁ ve vzdálenosti 1,5 milionů km od Země směrem ke Slunci. SOHO nese přístroje pro měření oscilací slunečního povrchu pro účely helioseizmologie, dále koronografy a chromosférický dalekohled, jakož i detektory slunečního větru. Počítá se, že SOHO bude sledovat Slunce nepřetržitě po dobu dvou let, a vskutku již první výsledky ukazují, že jde o zásadní převrat v možnostech studia mnoha projevů sluneční činnosti. Kromě toho se SOHO proslavuje téměř spojitým objevováním komet v těsné blízkosti Slunce, z nichž valná část patří k proslulé Kreutzově skupině komet, jež se drolí a postupně srážejí se Sluncem. Další sluneční sonda Ulysses se loni vzdalovala od Slunce rychlostí 15,5 km/s a afelu dosáhne v dubnu 1998. Pak se bude ke Slunci vracet, aby opět proletěla nad slunečními póly v listopadu 2000 a v říjnu 2001, tj. v době očekávaného příštího maxima sluneční činnosti.

Do hlubin Sluneční soustavy neustále pronikají již vysloužilé sondy Pioneer 10 a 11, přičemž druhá z nich proletí za 4 miliony let setrvačností kolem hvězdy λ Aql, ale i dosud aktivní Voyagery, jejichž palubní plutoniové generátory stále dodávají 340 W k napájení aparatur. V polovině r. 1996 byl Voyager 1 již 9,5 miliardy km a Voyager 2 necelých 7,5 miliard km od Země. Na palubě každé sondy dosud pracuje 6 přístrojů, jež předávají na Zemi data tempem 160 bit/s.

V únoru 1996 byla vypuštěna sonda NEAR, směřující k planetce (433) Eros, kam doletí v lednu 1999, když po cestě koncem června 1997 úspěšně snímkovala zblízka velkou planetku (253) Mathilde. V listopadu a prosinci 1996 se otevřelo startovní okno pro sondy k Marsu. Zatímco ruská sonda Mars 96 ztroskotala ihned po startu vinou nedostatečné funkce 4. stupně nosné rakety Proton, americké sondy Mars Global Surveyor a Mars Pathfinder odstartovaly úspěšně pomocí spolehlivých raket Delta II. Čtenáři Kozmosu dobře vědí, že sondy vcelku bez problémů doletěly v druhé polovině roku 1997 k Marsu, kde plánované poslání již zčásti splnily, jak o tom budu psát v příštím souhrnu.

Pro budoucí rozvoj kosmonautiky může mít klíčový význam celoroční zkouška funkce iontového motoru, jež započala 30. dubna 1996 po třicetiletém (!) laboratorním vývoji. Pokud bude zkouška úspěšná, měl by být iontový motor namontován do sondy Deep Space 1, která má v r. 1998 odstartovat ke kometě West-Kohoutek-Ikemura a k planetce McAuliffe. Iontový motor je fakticky svérázný druh raketového elektromotoru, jenž získává elektrickou energii od slunečních panelů. Užívá ji k vytvoření elektrického oblouku, v němž se ionizují atomy xenonu a jsou pak urychlovány elektrickým polem na výtokovou rychlost 31 km/s. I když tah iontového motoru je v porovnání s chemickým raketovým motorem směšně nepatrný, jeho předností je trvalý provoz po řadu let. Přitom sondě Deep Space 1 bude na pohon po dobu jednoho roku stačit pouhých 50 kg xenonu a elektřina od Slunce bude zadarmo.

Podobně výjimečnou roli při rozvoji kosmonautiky sehraje již v blízké budoucnosti nová koncepce řídícího softwaru, kterou vyvinuli odborníci NASA pro automatické (bezpilotní) sondy pod názvem DS 1. První verze programu se ještě psala ručně, ale další zdokonalení bude vymýšlet počítač sám, skoro jako proslulý „Hal 9000“ v Clarkeově Vesmírné odyseji 2001. Změna spočívá hlavně v tom, že místo přesných instrukcí a povelů dostane počítač zadány cílové úkoly a sám si najde cestu k jejich optimálnímu a spolehlivému řešení. To znamená, že kosmické mise bude řídit sotva tucet lidí namísto dosavadních stovek. NASA odhaduje, že se tím kosmické lety automatů zlevní proti dosavadnímu stavu o plných 60 % a program kosmického průzkumu Sluneční soustavy se urychlí o dobrých deset let. Namísto jednotlivých několikatunových sond v ceně řádu miliardy dolarů pak bude možné za mnohem menších nákladů vyslat operativně stovky relativně levných velmi chytrých sond ke splnění mnoha konkrétních cílů nezávisle a současně.

10. Astronomie a společnost

10.1. Úmrtí

Kromě našich astronomů, kteří loni zemřeli a jež připomínám v dedikaci článku, se uzavřela životní dráha mnoha význačných astronomů v cizině. V Bjurakanu zemřela jedna z nejvýznačnějších astronomických osobností století, arménský astronom V. A. Ambarcumjan (nar. 1908) ve věku bezmála 88 let. Akademik Ambarcumjan započal svou vědeckou dráhu jako fyzik, ale brzy se začal věnovat astronomii, kde pronikavě zasáhl do rozvoje mnoha oborů, od fyziky plynných mlhovin a hvězdných atmosfér až po výzkum nestacionárních hvězd a galaxií i kosmogonii a kosmologii. Jemu např. patří objev hvězdných asociací v r. 1947. Kromě toho byl významným organizátorem astronomického života v někdejším Sovětském svazu a zejména pak v rodné Arménii; byl však také prezidentem Mezinárodní astronomické unie (1961–64) a Mezinárodního výboru vědeckých unií (ICSU; 1968–72). Je pochován na observatoři v Bjurakanu, kterou r. 1946 založil. Koncem prosince 1996 pak přišla smutná zpráva o úmrtí snad nejpopulárnějšího amerického astronoma C. Sagana (nar. 1934), jenž po interdisciplinárním studiu biologie, chemie a fyziky začal pracovat v oboru, který se posléze konstituoval jako planetologie. Kromě rozsáhlé původní práce při výzkumu těles Sluneční soustavy se Sagan věnoval také organizaci vědeckého života a zejména pak popularizaci astronomie a přírodovědecké metody všeobecně. Jsou známa jeho veřejná vystoupení na podporu kosmonautiky jak v americkém Kongresu, tak na přednáškách pro školní mládež i v televizních programech, mezi nimiž vynikl třináctidílný Kozmos, promítaný v televizích více než 60 zemí celého světa. Sagan je rovněž autorem populárně-vědeckých knih, ale i úvah a esejů, kde se dotýká mnoha důležitých otázek filozofických.

Vloni dále zemřeli L. Jacchia (meteory, vysoká atmosféra Země), I. Jurkevich (zákrytové dvojhvězdy), R. N. Thomas (teorie hvězdných atmosfér), V. S. Troickij (radioastronomie, SETI) a T. L. Page (galaxie).

10.2. Ceny

Vloni v březnu udělila ČAS poprvé Cenu Zdeňka Kvíze v upomínku na českého astronoma, jenž zemřel v emigraci v Austrálii v den 25. výročí sovětské invaze do Československa. Cena se uděluje jednou za dva roky za zásluhy v oborech, v nichž dr. Kvíz aktivně pracoval (výzkum meziplanetární hmoty a proměnných hvězd, popularizace astronomie). Prvním nositelem ceny se stal K. Hornoch (nar. 1972) z Lelekovic u Brna, který se věnuje astronomii od svých 12 let a postupně začal pozorovat meteory, komety a proměnné hvězdy. Jeho pozorování často nacházíme v cirkulářích IAU; nedávno se mu podařilo objevit novou proměnnou hvězdu ES UMa při sledování supernovy v galaxii M51.

Na mezinárodní scéně dostal W. Cassidy Barringerovu medaili Meteoritické společnosti za své práce o impaktních kráterech a podíl na nalézání meteoritů v Antarktidě; dále pak D. Brownlee obdržel Leonardovu medaili za objev částic interplanetárního prachu ve vysoké atmosféře Země. Zlatou medaili britské Královské astronomické společnosti získala V. Rubinová za výzkum galaxií a objevitel Pluta C. Tombaugh dostal Herschelovu medaili téže Společnosti. Prestižní medaili Bruceové udělila Pacifická astronomická společnost A. Whitfordovi v uznání jeho celoživotních výzkumů v oboru fotoelektrické fotometrie (prof. Whitford vedl r. 1962 první panel o rozvoji americké astronomie v následující dekádě). Vloni se dožil osmdesátky akademik V. L. Ginzburg, heroická postava ruské fyziky i astrofyziky, autor 400 původních prací a vedoucí semináře teoretické fyziky, který měl již 1 500 pokračování. V neuvěřitelné tvůrčí svěžesti se pak loni dožil devadesátky prof. H. Bethe, přední americký fyzik německého původu, jenž se v astrofyzice proslavil svým podílem na vypracování teorie termonukleárních reakcí ve hvězdách. Bethe byl jednou z vůdčích osobností amerického projektu Manhattan, ale v posledním desetiletí se opět vrátil k astrofyzice zásluhou exploze supernovy 1987A a podstatně tak prohloubil naše znalosti o průběhu gravitačního kolapsu a exploze velmi hmotných hvězd (supernov typu II).

10.3. Časopisy a citační analýza

V r. 1996 ukončila britská Královská astronomická společnost vydávání referativního čtvrtletníku Quarterly Journal of the R. A. S., jenž vycházel od r. 1960. Některé rubriky přenesla do společného časopisu Astronomy and Geophysics, což však už není ono. Zato známé vědecké nakladatelství Elsevier započalo se souběžným papírovým a elektronickým vydáváním vědeckého časopisu New Astronomy. Ostatní renomované astronomické vědecké časopisy zatím mívají na stránkách www nanejvýš seznamy publikovaných prací z papírové verze, maximálně abstrakty. Pokud se odhodlaly k elektronické verzi celých článků, tak jen na krátké zaváděcí období, načež je potřebné tuto službu předplatit za částky dostupné jen pro movitější instituce.

Vedoucí redaktor časopisu The Astrophysical Journal (ApJ) H. Abt studoval citační křivky pro 165 prací publikovaných v ApJ r. 1954, za léta 1955–94. Ukázal, že obecně mají práce nejvíce citací 5. rok po vydání, vynikající práce dokonce až 7. rok po vydání, načež počet citací klesá exponenciálně s časem. V letech 1990–94 bylo stále ještě citováno 57 % zmíněných prací z r. 1954, takže z toho je patrná značná kontinuita astronomického výzkumu. Citační „poločas rozpadu“ teoretických prací činí průměrně 22 roků, kdežto u pozorovacích prací 35 let. Nejvíce citací získali známí koryfejové jako W. Baade, R. Minkowski, E. Fermi, F. Hoyle, L. Spitzer, C. Chapman, H. Abt, H. Urey a A. Joy. Podíl astronomických oborů na publikacích se však od r. 1954 dramaticky změnil. V r. 1954 bylo 28 % prací věnováno průzkumu Sluneční soustavy, kdežto nyní jen 7 %. Také studium hvězd procentuálně pokleslo z 50 % na dnešních 33 %, zatímco výzkum mezihvězdného prostředí si zachoval ustálené zastoupení kolem 17 %. Nejvíce vzrostl podíl extragalaktického výzkumu z 6 % v r. 1954 na současných 42 %. Podle počtu citací z let 1993–95 je nejúspěšnějším astronomickým pracovištěm na světě Goddard Space Flight Center (Goddardovo středisko vesmírných letů) v Greenbeltu, MD., s 2 521 citacemi. Následují Harvardovo-Smithsonovo astrofyzikální centrum v Cambridži, MA, a na třetím místě Ústav pro kosmický teleskop (STScI v Baltimore, MD). Z hlediska produktivity však vedou britské Královské observatoře, kde na každou práci mají v průměru 25 citací, následovány Univerzitou v Princetonu, NJ. Z přístrojů získaly nejvíce citací kosmické aparáty na družicích COBE a Compton.

Podle D. Leveringtona, jenž zkoumal citace v ApJ a Monthly Notices na práce z let 1958–1994, mají 2/3 citací velké dalekohledy s průměrem zrcadla nad 2,5 m. V tomto srovnání byl nejefektivnějším přístrojem ve sledovaném období Haleův 5m reflektor na Mt. Palomaru, následován 3,9m anglo-australským teleskopem (AAT) v Siding Spring. Nadvláda pozemních přístrojů však evidentně končí, neboť od r. 1994 mají více citací kosmické observatoře Einstein, IUE, Compton, ROSAT a HST.

Ústav pro vědecké informace (ISI) ve Filadelfii, jenž sleduje celou vědeckou produkci v přírodních vědách, zveřejnil statistiku, podle níž nejvíce vědeckých prací bylo publikováno v letech 1992–93. Od té doby počet vědeckých prací klesá. V období let 1982–1993 přibylo citací francouzským badatelům o plných 14 %, což je důsledek zvýšení podílu hrubého domácího produktu vynaloženého na vědu za vlády prezidenta Mitteranda z 2,0 % na 2,4 %. Zemím Evropské unie vcelku přibylo citací o 7 %, takže celosvětově nyní představují podíl 31,4 %, navzdory tomu, že podíly SRN a Velké Británie klesly o 4, resp. 7 %. Podíl bývalého Sovětského svazu klesl téměř o polovinu, z 8,4 na 4,8 %, kdežto Čína se zmohla z 0,3 % na 1,2 % ve světovém zastoupení v citacích.

10.4. Rub a líc technického pokroku

Pokrok techniky ovlivňuje rozvoj všech přírodních věd a astronomie speciálně. Nejlépe je to vidět na rostoucím výkonu superpočítačů. V národní laboratoři Sandia v USA byl instalován superpočítač s pamětí RAM 573 GB a diskem o kapacitě 2,25 TB, jenž dokáže uskutečnit bilion aritmetických operací za sekundu (1 Tflop). Tento drobeček v ceně 55 milionů dolarů má ovšem hmotnost 44 tun a klimatizace má dalších 300 t, neboť jeho příkon dosahuje 850 kW. Je sestaven ze 7 264 paralelně zapojených procesorů Pentium Pro, pracujících na frekvenci 200 MHz. Firma IBM však již vyvíjí pro potřebu vojenských výzkumných laboratoří superpočítač v ceně 94 milionů dolarů, který bude ještě 3× rychlejší a jehož paměť RAM bude mít nevídanou kapacitu 2,5 TB, což je asi polovina kapacity současně sítě Internet. Vojenští odborníci odhadli, že těsně po r. 2000 vzroste výkon superpočítačů na 10 Tflop a o r. 2005 se přiblíží 30 Tflop. Taková monstra se hodí nejen pro simulaci výbuchů jaderných zbraní, ale také pro modelování změn zemského klimatu, dálkový průzkum Země z družic a ovšem i pro výpočty vývoje hvězd a galaxií. Proto je vývoj superpočítačů výrazně dotován NASA. Paradoxně slabinou výpočetní techniky se stává software pro paralelní procesory – programátoři nedokáží držet krok s dramatickým zlepšením hardware. Přitom celá tato počítačová revoluce fakticky začala právě před čtvrt stoletím 4bitových mikroprocesorem Intel 4004, jenž dokázal pracovat tempem 60 kflop (slušné soudobé PC umí 10 Mflop) a obsahoval 2 300 tranzistorů (Pentium Pro, zavedené r. 1995, jich má přes 5 milionů).

Zatímco počítačoví čarodějové se snaží astronomii pomoci, jiní koumesové chtějí na pokroku techniky bezostyšně vydělat právě na úkor astronomie. Loni vzbudila velké rozhořčení floridská firma CELESTIS, která přišla s nápadem vytvořit kosmické pohřebiště pro movité zájemce tak, že popel nebožtíků by byl patentovaným procesem stlačen tak, aby se vešel do miniaturního pouzdra o velikosti dámské rtěnky. Tisíc takových pouzdérek by bylo vloženo do lesklé kovové rakve vypuštěné na nízkou oběžnou dráhu kolem Země tak, aby truchlící pozůstalí mohli za pakatel 5 000 dolarů pozorovat na vlastní oči ostatky svého příbuzného, jak stoupají na nebesa. (Posléze by ovšem došlo k sekundární kremaci ostatků při velmi vysoké teplotě zánikem pohřební družice v zemské atmosféře).

Podnikaví majitelé firmy odhadovali, že ročně vypustí až 18 pohřebních družic a že jim celý projekt zajistí každoroční příjem ve výši 90 milionů dolarů (to je cena Keckova 10m dalekohledu). Zdálo se, že při americkém smyslu pro svobodné podnikání neexistuje žádná možnost, jak této evidentní ptákovině zabránit, ale nakonec astronomům posloužily svérázné zákony ve státě Florida, které mimo jiné předpisují, že ke každému hřbitovu musí být nejprve zbudována veřejná cesta! To firma CELESTIS zatím zajistit nemůže, takže v tuto chvíli mají astronomové oblohu bez křižujících lesklých pohřebních družic zabezpečenu. Teď jen trnu, aby pracovníci firmy CELESTIS nečetli právě končící Žeň objevů 1996, neboť – pokud je mi známo – v žádné z našich republik tak prozíravý zákon o hřbitovech nemáme.