Žeň objevů – rok 1997

• Úvod
• 1. Sluneční soustava
• • 1.1. Planety Sluneční soustavy
  • • 1.1.1. Země
    • 1.1.2. Měsíc
    • 1.1.3. Mars
    • 1.1.4. Jupiter
    • 1.1.5. Saturn
    • 1.1.6. Uran
    • 1.1.7. Pluto
  • 1.2. Meziplanetární látka
  • • 1.2.1. Planetky
    • 1.2.2. Komety
    • 1.2.3. Meteory a meteority
  • 1.3. Nebezpečí uvnitř Sluneční soustavy
  • 1.4. Slunce
  • 1.5. Extrasolární planety a hnědí trpaslíci
• 2. Hvězdy
• • 2.1. Prahvězdy a velmi mladé hvězdy
  • 2.2. Hvězdná astrofyzika a osamělé hvězdy
  • 2.3. Proměnné hvězdy
  • 2.4. Těsné dvojhvězdy
  • 2.5. Novy a příbuzné objekty
  • 2.6. Bílí trpaslíci
  • 2.7. Supernovy
• 3. Pulzary a neutronové hvězdy
• • 3.1. Pulzary
  • 3.2. Rentgenové zdroje
  • 3.3. Neutronové hvězdy
• 4. Zábleskové zdroje záření gama
• 5. Mezihvězdná látka
• 6. Galaxie
• • 6.1. Naše Galaxie
  • • 6.1.1. Hvězdokupy
    • 6.1.2. Stavba Galaxie
  • 6.2. Místní soustava galaxií
  • 6.3. Blízké galaxie
  • 6.4. Vzdálené galaxie
  • 6.5. Kvasary
  • 6.6. Gravitační čočky
• 7. Kosmologie
• • 7.1. Stavba a stáří vesmíru
  • 7.2. Kosmické záření, jádra a částice
  • 7.3. Teorie relativity
• 8. Život ve vesmíru
• 9. Přístroje
• • 9.1. Pozemní optické a infračervené dalekohledy
  • 9.2. Kosmické teleskopy
  • 9.3. Radioteleskopy
  • 9.4. Kosmické sondy
• 10. Astronomie a společnost
• • 10.1. Úmrtí
  • 10.2. Ceny
  • 10.3. Letem astronomickým světem

Věnováno památce prvního ředitele Hvězdárny v Prešově Imricha Szeghyho (1909–1997), astronoma-amatéra ThMgr. Václava Šustra (1912–1997) z Votic, astronoma RNDr. Igora Zacharova (1928–1997) z Ondřejova a význačného odborníka ve výzkumu meziplanetární i mezihvězdné látky a mého učitele prof. RNDr. Vladimíra Vanýska (1926–1997) z Prahy.

Úvod

Mé poznámky, z nichž vzniká výroční přehled pokroku astronomie a příbuzných oborů, se v loňském roce v porovnání s rokem předchozím rozrostly o 36 %, což dobře odráží i neustávající tempo astronomického výzkumu. Nezbývá než stále více tento přehled zhušťovat a mnoho důležitých prací prostě pominout. Už před několika lety se mi z psaní přehledů stal plynulý celoroční koníček. Sotva totiž odevzdám do redakce poslední díl jedné sklizně, začínám se sepisováním prvního dílu žní následujících. To by mne před těmi již více než třiceti lety, kdy jsem s touto kompilací v mladické nerozvážnosti začal, opravdu nenapadlo. Pro čtenáře, kteří mají přístup k internetu, dodávám, že od r. 1995 jsou „ceske“ verze Žní přístupny na www domovence časopisu Kozmos: http://www.ta3.sk./kozmos/kozmos.html, resp. na webu Instantních astronomických novin: http://www.ian.cz/.

1. Sluneční soustava

1.1. Planety Sluneční soustavy

1.1.1. Země

Změny rychlosti rotace Země lze změřit buď mimořádně přesnými atomovými hodinami, anebo zcela hrubě počítáním vrstviček v usazených horninách (sedimentech). V tom prvním případě stačí k měření interval několika dnů či týdnů, kdežto v tom druhém potřebujeme měření z časově co možná nejodlehlejších geologických epoch. To se právě podařilo C. Sonettovi aj., kteří analyzovali vrtné vzorky z Utahu, staré plných 900 milionů let. Odtud zjistili, že sluneční den na Zemi tehdy trval něco málo přes 18 h a že Měsíc oběhl Zemi za 23,4 dnešních slunečních dnů, neboť jeho střední vzdálenost od Země byla o 10 % menší než nyní. Měsíc se v té době vzdaloval od Země tempem 43 mm/r, zatímco současná hodnota činí jen 38 mm/r.

Poměrně bizarní metodu k určení rotační rychlosti Země použili K. Schwab aj., když měřili fázovou koherenci v supratekutém heliu ⁴He při teplotě 2,17 K. Přesnost měření dosáhla sice jen 0,5 %, ale hlavní význam pokusu spočívá v tom, že touto cestou lze měřit „absolutní“ rotaci vůči vesmírnému pozadí, podobně jako proslulým Foucaultovým kyvadlem. Není náhodou, že to byl právě J. Foucault, kdo tehdy vynalezl setrvačník, jehož praktické použití ovlivnilo rozvoj letectví, raketové techniky i kosmonautiky. Špičkové gyroskopy ovšem na žádném trhu nenajdete – patří mezi nejpřísněji střežené zboží, neboť se využívají při navádění balistických raket.

O. Néron de Surgy a J. Laskar se zabývali vlivem Měsíce na stabilizaci sklonu rotační osy Země k ekliptice. Současný sklon rotační osy ke kolmici k ekliptice činí, jak známo, jen 23,4° s rozkmitem 1,3° v periodě 41 000 let, avšak po 1,5 miliardě let podlehne tento parametr chaosu a zemská osa se bude napřimovat až na sklon 9° i méně. Kdyby však nebylo Měsíce, docházelo by k náhlým a mnohem výraznějším změnám sklonu zemské rotační osy.

Pozoruhodnou práci o vztahu obsahu CO₂ v zemské atmosféře k proměnám klimatu uveřejnil geolog H. Priem, jenž se domnívá, že zastoupení oxidu uhličitého není tím klíčovým faktorem, za nějž jej dosud odborná veřejnost pokládá. Ukazuje, že období chladu se opakují v periodě zhruba 40 000 let, což nejspíše souvisí s proslulými Milankovičovými cykly pro ledové doby: výstřednost zemské dráhy kolísá v periodě 96 600 let, sklon rotační osy Země k ekliptice v již citované periodě 41 000 let a konečně délka perihelu (precese) v periodě 21 700 let. Ačkoliv úhrnné množství slunečního záření dopadajícího na Zemi se nemění, mění se kontrast v ozáření v různých ročních dobách, a to způsobí změny klimatu. Během ledových dob jsou paradoxně zimy mírnější, ale léta chladnější, a to rozhodne o výsledné tepelné bilanci.

Kromě toho však do hry zřejmě vstupuje samotná proměnnost zářivého výkonu Slunce, o níž máme jen matné představy z posledních několika málo desetiletí, kdy se zářivý výkon Slunce začal měřit čistě – tj. za hranicí zemské atmosféry. Ze slunečních modelů ovšem víme, že dlouhodobě zářivý výkon Slunce stoupá, za posledních 100 milionů let o 1 %. Následkem oteplení výrazně poklesne obsah CO₂ v zemské atmosféře přibližně za 500 milionů let. I. Fungová aj. zjistili, že v průběhu let 1900–1988 zřetelně vzrostlo úhrnné množství srážek ve středních a vyšších zeměpisných šířkách. Desetiletý nárůst činil v průměru 2,4 mm, tj. za 88 let o plných 22 mm (2 %). Přibývá také epoch katastrofálního sucha resp. záplav, a to především v tropických oblastech, kde se v průběhu XX. stol. vyskytlo celkem 24 období sucha a 5 ničivých záplav. Autoři soudí, že jde o doklad růstu skleníkového efektu, na němž se nejvíce podílí zastoupení vodní páry v ovzduší; teprve pak následují další skleníkové plyny CO₂, oxidy dusíku a methan. Všechny tyto skutečnosti poukazují na potřebu komplexního a velmi přesného studia jednotlivých klimatických faktorů, k čemuž má posloužit zejména už delší dobu připravovaný koncept NASA, původně zvaný EOS (Earth Observing System) a nejnověji přejmenovaný na Earth Science (Věda o Zemi), s jehož realizací se právě začíná.

Proslulý meteoritický kráter Chicxulub na poloostrově Yucatán v Mexiku identifikovali v r. 1991 A. Hildebrand aj., když prokázali jeho impaktní charakter i rozměry, které po všech revizích nyní činí asi 180 km. Jeden ze spoluautorů původní domněnky o ekologické katastrofě na rozhraní druhohor a třetihor geolog W. Alvarez nalezl v poslední době známky devastace území v Texasu a na Haiti, vyvolané tehdy obrovskou přílivovou vlnou tsunami, jež byla následkem gigantického impaktu do vod dnešního Mexického zálivu. Podle J. Morgana aj. je kráter obklopen řadou prstencových struktur o průměrech 80, 130 a 195 km, které vznikly bezprostředně po dopadu rozrušením celého území, a poruchy zasahují mnohem hlouběji, než se dosud soudilo, až pod Mohorovičičovo rozhraní mezi kůrou a vnějším pláštěm Země. Obdobné prstencové struktury se pozorují u velkých impaktních kráterů na Měsíci i Venuši, ale nikoliv na Merkuru, kde je zřejmě kůra relativně nejtlustší. Autoři odhadují původní hloubku kráteru na 12 km a objem vyvržené zeminy na 60 tisíc km³, z čehož bylo 100 miliard tun síry! Energii impaktu odhadli na 5.10²³ J a průměr křižující planetky na 12 km.

Dosud bylo na Zemi rozpoznáno 140 větších impaktních struktur, z nichž mezi největší patří kromě již zmíněného kráteru Chicxulub také Vredeford v jižní Africe (stáří 2,02 miliardy let) a Sudbury v Ontariu v Kanadě (stáří 1,85 miliardy let). Mezi další velké krátery řadíme též Manicouagan v severním Quebecu o průměru 100 km a stáří 214 milionů let a Popigaj na Sibiři o témže průměru a stáří 35,5 milionů let. Podle R. Gersonda aj. byl nyní rozpoznán impaktní charakter kráteru Eltanin (tak se nazývá loď, z jejíž paluby byl kráter v r. 1981 objeven) – jediného známého na mořském dně –, jenž se nalézá v Pacifiku 1 500 km jihozápadně od pobřeží Chile. Kráter je ukryt v hloubce 5 km pod hladinou moře a vznikl v pliocénu před 2,15 miliony lety následkem dopadu planetky o průměru asi 3 km.

Účinky po dopadu kovového meteoritu, jenž před 49 000 lety vytvořil neméně proslulý Barringerův kráter v Arizoně, odvodil z porovnání s následky pokusných výbuchů vodíkových pum D. Kring. Kráter, podrobně prozkoumaný E. Shoemakerem, se nalézá v mimořádně suché oblasti v nadmořské výšce 1 680 m; jeho dnešní hloubka činí 180 m a průměr 1,2 km. Autor odhaduje ničivou sílu impaktu na ekvivalent 30 Mt TNT a usuzuje, že výbuch zabil všechny živé organismy do vzdálenosti 4 km od epicentra a vážně poranil vše v okruhu o vnějším poloměru 20 km. Stromy byly vyvráceny a případně spáleny na území o výměře 6 000 km², neboť vichřice dosahovala rychlosti přes 2 000 km/h ještě ve vzdálenosti 3 km a ničivé hurikány se vytvářely až do vzdálenosti 40 km od epicentra. Kring odhaduje četnost takových impaktů na pevninách na jeden případ v průměru za 6 000 let – většinou však jsou obdobné krátery geologicky rychle vymazány ze zemského povrchu. Když se však sečtou dochované impaktní struktury v intervalech po 5 milionech let za posledních 300 milionů let, odhalí se zjevná korelace mezi četností impaktů a případy hromadného vymírání rostlin a živočichů.

Podle nejnovějších výpočtů nehrozí Zemi žádná srážka od 100 největších sledovaných planetek-křížičů v nejbližších 200 letech. Pokud by se však objevil dosud neznámý křížič mířící přímo k Zemi, přišla by výstraha za současného stavu pozorovací techniky příliš pozdě – v nejlepším případě několik měsíců a v nejhorším jen několik hodin před srážkou. J. Tate kritizuje tento naprosto nepochopitelný stav lidské mysli: zatímco na zlepšení bezpečnosti jaderných elektráren vydáváme nesmírné sumy, neděláme téměř nic na obranu před křížiči, ač následky takových střetů by byly nesrovnatelně horší než havárie jaderné elektrárny. Přitom by solidní přehlídka křížičů znamenala počáteční investici kolem 50 milionů dolarů a roční provozní náklady na úrovni 10 milionů dolarů.

1.1.2. Měsíc

D. Campbell aj. se pokusili radarem v Arecibu ověřit, zda se kolem jižního pólu Měsíce nachází opravdu led, jak naznačila měsíční sonda Clementine, avšak žádný jasný odraz nezískali. Výsledky jsou však natolik neurčité, že se s napětím čeká na měření sondy Lunar Prospector, vypuštěné po několikaměsíčních odkladech počátkem r. 1998. Družice Compton, určená k výzkumu záření gama, odhalila, že Měsíc je nejintenzivnějším zdrojem záření gama ve Sluneční soustavě, dokonce intenzivnějším než Slunce! Zatímco Slunce vysílá fotony gama jen během velkých erupcí, Měsíc je zdrojem konstantním, neboť jeho povrch nepřetržitě bombardují částice energetického kosmického záření, což vede k druhotnému vyzáření fotonů gama.

1.1.3. Mars

W. Zeitler a J. Oberst revidovali údaje o výškách štítových sopek na Marsu na základě údajů z oběžných modulů sond Viking a ukázali, že proslulý vyhaslý vulkán Olympus Mons je o něco nižší, než se dosud uvádělo – „pouze“ 23 085 m, takže nejvyšší sopkou na Marsu (i v celé Sluneční soustavě) se stal Ascraeus Mons o výšce 23 944 m v oblasti Tharsis, zatímco nejhlubší proláklinou je Margaritifer Sinus. V březnu 1997 snímkoval povrchu Marsu inovovaný HST a získal jedinečné záběry polárních čepiček, poprvé těsně před opozicí ve vzdálenosti 0,68 AU od Země s rozlišením 20 ÷ 40 km. Snímky byly pořízeny v době, kdy na severní polokouli Marsu přecházelo jaro v léto a severní polární čepička, tvořená jinovatkou CO₂, rychle tála, zatímco v mírných šířkách vznikaly místní prachové bouře. To se projevilo zesvětlením oblasti Cerberus díky navátému čerstvému písku. V červnu 1997 odhalil HST prachovou bouři v hlubokých kaňonech Valles Marineris, asi 1 000 km jižně od místa plánovaného přistání kosmické sondy Mars Pathfinder. Nad místem přistání byly patrné roztrhané ciry a na sever odtud souvislé mraky. Jelikož mračna tvořily ledové krystalky, bylo zjevné, že chladná atmosféra nedovolí prachu z kaňonů, aby se zdvihl a ohrozil funkci přistávacího modulu, což se také posléze potvrdilo.

V březnu 1997 proběhla v Houstonu konference o možných stopách života v meteoritech z Marsu, avšak bez jednoznačného výsledku. Účastníci se však shodli na tom, že prakticky všechny nálezy údajných mikrofosilií a produktů metabolismu živých organismů v meteoritech z Marsu lze objasnit také anorganickými procesy. Zejména J. Bradley aj. podrobili kritice předloňské tvrzení skupiny D. McKaye o nanometrových mikrofosiliích v meteoritu z Marsu (ALH 84001) – tvrdí, že šlo o artefakt v laboratoři vznikající při nezbytném pokovení vzorků pro elektronový mikroskop. Podle M. Gradyové aj. představují meteority z Marsu 0,25 % všech meteoritů, které kdy na Zemi dopadly. Současný přísun hmoty z Marsu činí asi 100 t ročně.

Loňský výzkum Marsu však vyvrcholil přistáním „laciné“ kosmické sondy Mars Pathfinder v oblasti Ares Vallis (850 km od místa přistání slavné sondy Viking 1) v „Den nezávislosti“ 4. července 1997. Tím se poněkud zlepšilo dosavadní skóre kosmonautiky při výzkumu Marsu – z předešlých 20 vypuštěných sond ztroskotalo 13! Z rampy sondy pak po jistých technických obtížích úspěšně sjelo na povrch Marsu miniaturní 11kg autonomní elektrické vozítko Sojourner, pojmenované po potulném kazateli Sojournerovi Truthovi, jenž v průběhu americké občanské války přednášel o ústavě a lidských právech. O práci modulu i vozítka byla nadšená veřejnost pravidelně a podrobně informována zejména prostřednictvím internetu – příslušné síťové počítače odpověděly během pouhého měsíce na 565 milionů dotazů s maximem 47 milionů dotazů dne 8. července. Sojourner, vybavený rentgenovým spektrometrem, ujel celkem 62 m rychlostí 10 mm/min a poskytl 550 snímků hornin a údaje o mineralogickém složení několika balvanů v okolí místa přistání sondy, přejmenovaného na Památník Carla Sagana. Horniny vykazovaly vysoký podíl silikátů; geologicky šlo převážně o vyvřelé andezity, takže matečné magma bylo zřejmě bohaté na vodu (na Zemi patří k takovým sopkám Fudžijama a St. Helens). Ačkoliv životnost vozítka byla plánována na týden, ve skutečnosti Sojourner pracoval bezmála 3 měsíce a během té doby přenesl na Zemi na 1 Gb údajů.

Samotná sonda Pathfinder s plánovanou životností jeden měsíc nakonec fungovala až do 27. září a předala na Zemi celkem 2,6 Gb údajů, zejména pak 16 tisíc snímků a dále zejména meteorologické údaje o tlaku, teplotě, větru, barvě oblohy a dohlednosti. Sonda prokázala, že současný Mars je o 10 K teplejší a oblačnější, než byl během provozu Vikingů před 20 lety. Pro přenos energie a atmosférickou cirkulaci má velký význam pohlcování slunečního záření ve zvířeném prachu. To vyvolává i značnou turbulenci atmosféry po ránu a přispívá k výskytu atmosférických vírů – tančících dervišů. Horniny jsou obroušeny větrem a zvířeným pískem a kameny zaobleny dávno tekoucí vodou. Nejvyšší naměřená teplota činila -2 °C, nejnižší noční -79 °C, průměrný tlak 675 Pa (150krát nižší než na Zemi), nejvyšší rychlost větru 30 km/h a dohlednost 30 km. Teplota rychle kolísala až o 20 °C během několika minut a klesala dramaticky s výškou nad terénem – o 40 °C při změně výšky o 1,5 m. Hlavními složkami Marsovy atmosféry jsou CO₂ (95 %), N₂ (2,7 %) a Ar (1,6 %). Vodní pára v atmosféře namrzá na zvířený prach ve výšce 16 km nad terénem. Obloha má růžový nádech a soumrak v oblasti Saganova památníku trvá plné 2 h. Panoramatický snímek zahrnul 83 % okolí místa přistání a prokázal, že sonda přistála ve vyschlém říčním korytu, pokrytém kameny, splavenými při dávných katastrofálních záplavách.

Na rozdíl od rozšířeného mínění sonda nebyla vybavena přístroji pro zjišťování případných projevů současného či vyhynulého života na planetě. Její cíle byly především technologické – ukázat na možnosti sériově vyráběných relativně laciných sond zkoumat Mars při každém nastávajícím startovním okně až do r. 2005. Součástí tohoto záměru ostatně byla i další sonda NASA, nazvaná Mars Global Surveyor (MGS), která doletěla k Marsu a usadila se tam 11. září 1997 na přechodné protáhlé eliptické dráze s oběžnou dobou 35 hodin. Již při příletu odhalila sonda obloukovou rázovou vlnu vytvářenou slabým magnetickým polem Marsu a posléze poprvé bezpečně prokázala dipólové magnetické pole planety, jehož polarita je shodná se zemskou, ale jehož indukce činí jen 1,2 promile indukce zemského magnetického pole.

Od 16. září do začátku října se pak tvar oběžné dráhy sondy řízeně měnil aerodynamickým manévrem využívajícím naklápění slunečních panelů, což před třemi lety poprvé vyzkoušeli technici NASA u sondy Magellan, obíhající kolem Venuše. Cílem manévru má být převod protáhlé eliptické dráhy na kruhovou s podstatně menším poloměrem 378 km, což by připravilo podmínky pro mapování povrchu planety s vysokých rozlišením za konstantních světelných podmínek. Při průletu pericentrem o tři dny později dosáhla kamera MGS rekordní rozlišovací schopnosti 12 m při snímkování oblasti Labyrinthus Noctis, kde zaznamenala sesuvy hornin na 2km útesech. Naneštěstí uvolněný kloub jednoho panelu a nečekané dvojnásobné zvýšení hustoty atmosféry planety 6. října přinutily techniky k přerušení manévru, který nyní pokračuje podstatně pomalejším tempem, takže počátek vlastního soustavného snímkování se odkládá až na březen r. 1999, kdy bude na severní polokouli Marsu léto. Pokud vše proběhne dobře, bude po skončení mapování v lednu r. 2001 sonda sloužit jako retranslační stanice pro další přistávací moduly nejméně do r. 2003 a na oběžné dráze kolem planety setrvá až do r. 2025.

Jak známo, odhalily oběžné moduly Vikingů v červenci 1976 na severní polokouli Marsu v oblasti Cydonia podivuhodné útvary – populární „pyramidy“, „sfingu“ a „lidskou tvář“. Neustálé spekulace o umělém původu těchto útvarů, naposledy formulované T. van Flandernem, přiměly NASA k úpravě pozorovacího programu sondy MGS tak, aby během r. 1999 byly tyto útvary snímkovány znovu, s desetkrát lepším rozlišením, čímž se snad podaří celou záležitost – alespoň pro soudné lidi – uzavřít. Ostatně na poslední schůzi Americké astronomické společnosti ve Filadelfii se vážně diskutovalo o tom, zda život na Marsu mohou objevit vhodně zkonstruované roboty a zda případné vzorky hornin, přivezené z Marsu roboty, by mohly představovat biologické riziko pro obyvatele Země. Mezitím se v USA rozvinula veřejná diskuse, mají-li se kromě automatů vydat na Mars také lidé. Zatímco nadšená veřejnost a někteří politici soudí, že je to pro USA důstojný úkol již pro nejbližší patnáctiletí, vědci jsou převážně proti. Poukazují na to, že za cenu pilotované výpravy by šlo k Marsu vyslat 2 500 kombinací sond typu Mars Pathfinder a Global Surveyor. Přitom náklady na první takovou dvojici v loňském roce dosáhly „jen“ 280 milionů dolarů, což je cena jednoho výpravného sci-fi filmu.

1.1.4. Jupiter

Ačkoliv od dopadu úlomků komety Shoemaker-Levy 9 na Jupiter uplynuly už více než tři roky, celý úkaz je stále v odborné veřejnosti přetřásán z nejrůznějších hledisek. Tak např. I. Tabe aj. poukázali na pozorování G. Cassiniho z r. 1690, jenž pozoroval koncem r. 1690 na Jupiteru temnou skvrnu protahující se ve směru od západu k východu, což nápadně připomíná úkazy pozorované na povrchu planety i v malých dalekohledech koncem července a počátkem srpna 1994. Není proto vyloučeno, že 5. prosince 1690 dopadla na Jupiter anonymní kometa. M. Roulston a T. Ahrens odhadují, že komety s průměrem jádra do 300 m se s Jupiterem srážejí každých 500 let a komety s průměrem 1,6 km každých 6 000 let.

T. Takata a T. Ahrens odhadli rozměry největších úlomků komety Shoemaker-Levy 9 na 2 km a průměr jádra komety před jejím rozdrobením na 4,5 km. Jiní autoři se kloní k průměru úlomků pod 1 km a jejich hmotnosti pod 7.10¹⁰ kg. Tvrdí dokonce, že nešlo o úlomky v pravém slova smyslu, ale spíše o málo soudržné „hromady suti“. Pouze Z. Sekanina trvá na svém původním názoru, že šlo o soudržná, byť křehká tělesa. R. Carlson aj. odhadli počáteční teplotu ohnivé koule při explozi úlomku G na více než 3 kK, jež se během první minuty po výbuchu snížila na 1 kK. Jiní autoři však udávají mnohem vyšší – až 8,8 kK pro úlomek G a dokonce 24 kK pro úlomek Q₁. Úlomek měl v průměru nejméně 300 m a uvolněná energie dosáhla hodnoty minimálně 2,5.10¹⁹ J. To je v uspokojivé shodě s odhadem J. Rogerse, jenž pro každý velký úlomek uvádí uvolněnou energii řádu 1.10²⁰ J, takže úhrnná energie dosáhla hodnoty nejméně 1.10²¹ J, tedy téměř o dva řády menší, než jak zněly předběžné odhady.

R. Srivastava aj. pozorovali tři zjasnění družice Io ve filtru V fotoelektrického fotometru 0,4m reflektoru v Naini Talu v Indii dne 21,636 (UT) července 1994 v průběhu 17 minut a s amplitudou 1,35 až 2,35 mag, což odpovídá rozpadu úlomku S na tři kusy, a tedy spíše potvrzuje Sekaninův model. Poznamenejme, že nezávisle H. Bhatt v Bangalore pozoroval podobně silný asi půlminutový záblesk v infračerveném pásmu (1,65 μm) v čase 21,638 UT. Pak by ovšem i úhrnná hmotnost tohoto úlomku byla vyšší než 1.10¹³ kg a úměrně tomu by se zvýšily i ostatní údaje o celkové hmotnosti úlomků a uvolněné energii při impaktech. Organickým sloučeninám v impaktních skvrnách komety Shoemaker-Levy 9 je věnována poslední práce C. Sagana, jenž ji odeslal do redakce časopisu Icarus v červnu 1996 a jež byla posmrtně publikována v září 1997. Podle S. Höfnera a G. Wuchterla byly impaktní skvrny tvořeny převážně obyčejnými sazemi.

Zatímco převážná většina autorů soudí, že kometa sama byla zachycena Jupiterem už někdy na přelomu 19. a 20. stol., a rozhodně ne později než kolem r. 1920, V. Davydov se přiklání k mechanismu zachycení během slapového rozpadu komety, což již dávno navrhl E. Öpik. To by znamenalo, že kometa byla zachycena Jupiterem až při těsném přiblížení počátkem července 1992 a nějaké úlomky z tohoto rozpadu dosud kolem Jupiteru obíhají po mírně protáhlé eliptické dráze s poloosou 94 000 km.

Jinak ovšem téměř všechny důležité poznatky o Jupiteru získané v minulém roce pocházejí z neúnavné bezchybné činností kosmické sondy Galileo, která postupně a opakovaně navštěvuje Jupiterovy družice, především pak Europu, Ganymed a Kallisto. Na Jupiteru sonda odhalila oblasti s intenzivními bleskovými výboji o rozměru 30 km, sahající až nad vrcholky oblačné přikrývky. Zjistila též, že polární záře na Jupiteru jsou až o tři řády jasnější než pozemské, což souvisí jednak s intenzivním magnetickým polem planety a jednak s jeho rychlou rotací. Polární záře se vyskytují ve výškách 300 ÷ 1 000 km nad oblačnou pokrývkou, jak prokázala měření z HST. Galileo též prokázal existenci „suchých skvrn“ v atmosféře planety, jež zabírají asi 1 % povrchu Jupiteru, v nichž je zastoupení vodní páry asi o dva řády nižší než v okolí. Jejich charakteristickým rysem je rovněž silná vertikální turbulence. Právě do takové suché skvrny se trefil v r. 1995 sestupný modul sondy, jenž naměřil rychlosti větru až 150 m/s. Skvrny v nízkých severních šířkách zachovávají svou polohu po dlouhou dobu, podobně jako další úkazy v Jupiterově atmosféře, tj. bouřková pásma, atmosférické víry nebo dešťové srážky. Sonda rovněž pořídila zatím nejkvalitnější snímek tenkého prstenu kolem planety.

Největší pozornost ovšem budily snímky pořízené při blízkých průletech kolem Galileových družic Jupiteru. Při průletu 19. prosince 1996 ve vzdálenosti 692 km byly zjištěny první známky ledových komplexů na povrchu Europy, jež musejí být podle W. McKinnona mladší než 10 milionů let, neboť nejsou narušeny většími impaktními krátery. Když se sonda 20. února 1997 přiblížila k Europě na rekordní vzdálenost 580 km, snímky ukázaly, že družice je doslova poseta rozlámanými a znovu ztuhlými ledovými krami, spočívajícími patrně na jakési sněhové břečce, případně i tekuté vodě v oceánu o hloubce snad až 100 km. To by znamenalo, že Europa má asi třikrát větší zásobu slané tekuté vody, než kolik jí je na Zemi. Bloky ledu jsou 3 ÷ 6 km dlouhé a možná až 2 km tlusté. Jejich stáří není větší než 1 milion let. Poloměr družice byl upřesněn na 1 570 km a její střední hustota na trojnásobek hustoty vody. Europa má podle všeho kovové jádro a vnitřní geologickou stavbu obdobnou Zemi, ač je dokonce o něco menší než náš Měsíc. Její magnetické pole je velmi slabé s indukcí 2.10 ⁷ T. V polovině prosince 1997 však sonda Galileo znovu zlomila rekord, když proletěla pouhých 200 km nad družicí, což zřejmě poskytlo naprosto jedinečné záběry, které v době psaní přehledu odborníci se vzrušením zkoumají.

M. Kivelsonová aj. odhalili magnetické pole Ganymedu, jež má dipólový charakter s magnetickou osou skloněnou o 10° vůči ose rotační a s indukcí 7,5.10 ⁷ T, tj. asi 70krát slabší než magnetické pole Země. Magnetické pole svědčí o přítomnosti kovového jádra s poloměrem 400 ÷ 1 300 km, nad nímž se pak nachází horninový plášť a ledová slupka tlustá 800 km.

Kallisto dle týchž autorů kovové jádro nemá, takže její stavba je homogenní; skládá se asi z 60 % hornin včetně kovů, zatímco zbylých 40 % představuje stlačený led. Ze všech Galileových družic Jupiteru byla totiž Kallisto nejméně vystavena slapovém ohřevu. D. Gurnett aj. z měření při průletu 4. listopadu 1996 ve vzdálenosti 1 129 km od této družice určili její poloměr na 2 403 km a potvrdili, že Kallisto nemá měřitelné magnetické pole. Podle K. Khurany aj. je střední hustota družice pouze 1,8násobkem hustoty vody.

Sonda Galileo se zatím neodvážila přiblížit k nejzajímavější Galileově družici Io, neboť technici se obávají jejího poškození v silném magnetickém poli Jupiteru. Nicméně i pozorování z úctyhodné vzdálenosti 400 000 km odhalila příznaky rozsáhlé a proměnné vulkanické aktivity. Kolem vulkánu Pillan Patera se vytvořila rozsáhlá tmavá skvrna o průměru 400 km a prakticky kolem všech evidovaných sopek byly patrné výrazné proměny. To nezávisle potvrdily též snímky vulkanického výbuchu získané v červnu 1997 HST – výbuch dosáhl výšky 120 km nad povrchem družice.

Dosavadní výsledky výzkumu Galileových družic shrnul W. McKinnon tak, že na povrchu družic přibývá ledu směrem od Jupiteru. Kallisto má nejvíce kráterů, kdežto Ganymed v tomto směru připomíná nejvíce náš Měsíc. Na Europě je kráterů málo a na Io zcela chybějí právě v důsledku aktivního vulkanismu, jenž velmi rychle mění tvářnost povrchu. Přestože je Io ze všech Galileových družic nejblíže k Jupiteru, má vlastní kovové jádro. Během dvouletého nominálního trvání mise Galileo přenesla sonda na Zemi asi 1 GB údajů. Tyto velkolepé výsledky prodloužily sondě Galileo život o další dva roky do podzimu 1999. Během této doby se plánuje 8 přiblížení k Europě, 4 ke Kallisto a v samotném závěru 1–2 lety k Io.

1.1.5. Saturn

Spektrometr STIS HST prokázal v průběhu loňského roku výskyt polárních září u Saturnu a potvrdil, že v porovnání s předešlou generaci přístrojů na HST má o řád vyšší citlivost a až pětkrát lepší úhlové rozlišení. Dvojí průchod roviny Saturnových prstenců Zemí v r. 1995 posloužil k řadě nových zjištění. A. Boshová aj. využili snímků HST z květnového průchodu k určení tloušťky prstenců na (1,4 ±0,1) km. Zjistili zároveň, že průchod roviny byl oproti výpočtu opožděn asi o 20 minut, takže Saturn se evidentně nechová jako zcela tuhé těleso. C. Roddier aj. nalezli na snímku z CFHT na Havaji z 12. srpna 1995 světlý proužek s ostrým okrajem na straně přivrácené k Saturnu a vzdáleností blízkou k oběžnému poloměru družice Enceladus, jež však družici předcházel v délce o 75° a byl skloněn o 2° k rovině prstenů. Úkaz připomíná oblouky objevené před časem v soustavě prstenců planety Neptun a má patrně i stejnou příčinu, tj. gravitační interakci drobných prachových částic a kaménků s Mimasem a Enceladem. K. Noll aj. odhalili přítomnost ozonu v atmosférách družic Rhea a Dione a španělský radioteleskop IRAM nalezl kyanvodík v atmosféře Titanu.

Ovšem to nejlepší nás teprve čeká. 6. října 1997 odstartovala obří kosmická sonda Cassini s modulem Huygens, jež proletí v dubnu 1998 a červnu 1999 kolem Venuše, v srpnu 1999 kolem Země a v prosinci 2000 kolem Jupiteru, čímž nabere potřebnou rychlost k tomu, aby se 1. července 2004 usadila na parkovací dráze u Saturnu, jehož povrch a okolí pak bude zkoumat až do července 2008. Modul Huygens by měl mezitím přistát na Titanu 6. listopadu 2004.

1.1.6. Uran

Planetu Uran zkoumal HST v průběhu r. 1995 a výsledky nyní shrnul S. Karkoschka. Albedo družic i prstenů vyšlo výrazně vyšší, než jak v r. 1985 vyplynulo z měření Voyageru 2, takže např. prsteny odrážejí 6 % dopadajícího slunečního záření – více než jádro Halleyovy komety. V prstenu ε jsou prachové částice navzájem od sebe vzdáleny v průměru o pětinásobek jejich vlastního rozměru. Prsteny a malé družice jsou hnědé, Miranda modrá, Umbriel červený a Oberon žlutý. Také poloměry devíti snímkovaných družic Uranu jsou soustavně větší, než jak se uvádělo z měření Voyageru. Nové snímky Uranu pořídil HST na přelomu července a srpna 1997. Je na nich dobře patrná pásová struktura atmosféry planety a rozsáhlá mračna – na severní polokouli totiž nyní nastává jaro, které ovšem potrvá plných 20 pozemských let.

B. Gladman aj. ohlásili objev dvou nových družic Uranu na základě 12 snímků pořízených 5,1m Haleovým teleskopem na Mt. Palomaru počátkem září 1997. Družice S/1997 U1 a U2 měly červené magnitudy 21,9 a 20,4 a byly vzdáleny 6 ÷ 7′ od Uranu (cca 6 milionů km). Za předpokladu, že jejich albedo činí 0,07, pak odtud vychází poloměr těles na 40 resp. 80 km. Obě tělesa patří k nejvzdálenějším družicím a obíhají po retrográdních velmi protáhlých eliptických drahách s poloosami 0,05 a 0,043 AU, výstřednostmi 0,20 resp. 0,40, sklony 146° a 153° a oběžnými periodami 654 a 495 dnů. Obě tělesa byla podle J. Luuové téměř určitě zachycena Uranem, takže nejspíš do jeho okolí postupně přitančila z Edgeworthova-Kuiperova pásu planetek. Uranova rodina družic se tak rozrostla na 17 členů.

1.1.7. Pluto

S. Stern aj. zpracovali snímky planety Pluto, které pořídila kamera FOC HST ve dvou spektrálních filtrech (278 a 410 nm) na přelomu června a července 1994. Podařilo se jim vhodnou volbou termínů snímků pokrýt celý povrch planety, jevící velké albedové kontrasty. Polární oblasti Pluta nejsou nijak souměrné, ve středních a nízkých šířkách jsou patrné světlé skvrny, které nejspíš souvisejí s ukládáním čerstvého ledu. Navíc jsou tam vidět stovky kilometrů dlouhé lineární útvary. L. Young aj. zjistili z infračervených spekter, pořízených v květnu 1992 pomocí IRTF na Havaji, v atmosféře Pluta plynný methan, což je třetí známá složka – první dvě jsou molekulární dusík a oxid uhelnatý. J. Foust aj. se zabývali astrometrickým určením poměru hmotností Charonu a Pluta a obdrželi hodnotu (0,12 ±0,01), v dobré shodě s údajem 0,11, který na základě 60 snímků z let 1992–93 (před opravou optické vady HST) odvodili D. Tholen a M. Buie. Titíž autoři odhalili nepatrnou výstřednost dráhy Charonu (e = 0,008) a určili velmi přesně délku velké poloosy jeho dráhy a = (19 636 ±8) km.

1.2. Meziplanetární látka

1.2.1. Planetky

Zejména díky soustavné práci pozorovatelů na Kleti a rovněž v Ondřejově se na obloze objevila další česká a slovenská jména v označení nově očíslovaných planetek, například: (3571) Milanštefánik, (3627) Zdeněkhorský, (4339) Almamater (k uctění 650. výročí založení Karlovy university), (4790) Petrpravec, (5910) Zátopek, (7204) Ondřejov, (7670) Kabeláč a (7849) Janjosefrič.

Hned počátkem roku 1997 objevila stanice NEAT na Mt. Haleakala planetku 1997 AC 11, která má průměr necelých 200 m, oběžnou dobu 9,5 měsíců a během roku čtyřikrát křižuje dráhu Země, jelikož patří ke křížičům typu Aten, které se neustále pohybují poblíž Země, a tudíž pravděpodobnost srážky se Zemí je dosti vysoká. Nově objevená planetka dále vyniká velkým sklonem i = 31°. Od spuštění projektu NEAT v prosinci 1995 do konce r. 1996 bylo pomocí 1m zrcadla ve spojení s maticí CCD (4K × 4K) pozorováno přes 10 000 planetek o průměru nad 200 m, z toho 55 % je nových. Více než 800 již bylo pojmenováno. Systém dokáže zachytit objekty 20,5 magnitudy V během 40 s. Jinak však hledání planetek zůstává docela nadějným sportem i pro zámožnější astronomy-amatéry. D. di Cicco, jenž bydlí pouhých 28 km od centra Bostonu, užívá 0,3m a 0,4m reflektorů ve spojení s maticí CCD k vyhledávání planetek do 18 mag. Od října 1995 do června 1997 nalezl již více než stovku planetek. K identifikaci objevů užívá dat z internetu.

P. Pravec aj. fotometrovali v Ondřejově počátkem března 1997 další křižující planetku 1991 VH a odhalili tak dvě periody proměnnosti 2,6 h a 32,7 h, což lze dobře vysvětlit za předpokladu, že jde o zákrytovou dvojplanetku. Podvojnost další křižující planetky (3671) Dionysus se jim ve spolupráci se S. Mottolou aj. z ESO podařilo prokázat počátkem června loňského roku, když pro ni nalezli fotometrické periody 2,7 h a 27,7 h, přičemž první perioda odpovídá rotační periodě vlastní planetky a druhá perioda oběžné době průvodce planetky kolem mateřského tělesa. Do třetice P. Pravec a G. Hahn prokázali, že také planetka 1994 AW1 je zákrytovou dvojplanetkou s periodami 2,5 h a 11,3 h, což zřetelně naznačuje, že křižující planetky jsou zcela běžně podvojné.

Před nárazem křížiče na Zemi by nás měly ochránit vhodně načasované a nasměrované nukleární výbuchy v bezprostřední blízkosti planetky-křížiče. S. Jabušita však nyní ukázal, že účinnost explozí je pro tento účel asi o řád nižší, než se dosud uvažovalo. Naštěstí ze známých 100 větších křížičů nás určitě netrefí ani jeden během nejbližších 200 let. Nebezpečí tudíž hrozí hlavně od dosud neobjevených křížičů. Při zcela nepravděpodobné situaci, kdy nás takový křížič zasáhne hned napoprvé, by ovšem varování přišlo beztak pozdě – v předstihu jen několika hodin a v nejlepším případě několika měsíců. D. Rabinowitz si položil otázku, odkud vlastně pocházejí křižující planetky, a ukázal, že větší tělesa s rozměrem řádu kilometru přicházejí z hlavního pásu planetek, kdežto nejmenší objekty s průměrem pod 50 m mají nejrozmanitější původ. P. Wiegert aj. studovali dráhové parametry planetky (3753) = 1986 TO o průměru asi 5 km, jež prakticky sdílí dráhu Země, když při pohledu ze Slunce opisuje jakousi podkovu mezi Lagrangeovými body L₄ a L₅ soustavy Země-Slunce. Přestože jde o relativně stálého souputníka Země s životností řádu sto milionů roků, riziko srážky je zanedbatelné, neboť dráha planetky vyniká velkou výstředností (e = 0,51) a sklonem (i = 20°). Dráha sama se mění skokem na stupnici pouhých 150 let a všeobecně ji lze charakterizovat driftem od Marsu až k Venuši během řádově 10 tisíc let. Podobně se chová také planetka 1989 UQ, jejíchž 8 oběžných dob kolem Slunce se rovná přesně 7 siderickým rokům. Planetka se tak stává následkem uvedené synchronizace doslova zajatcem Země.

Nesporným vrcholem loňského průzkumu planetek se stal blízký průlet kosmické sondy NEAR kolem planetky (253) Mathilde dne 27. června 1997. Planetku objevil J. Palisa v listopadu 1885 ve Vídni jako těleso hlavního pásu s délkou velké poloosy 2,65 AU, výstředností 0,27 a oběžnou dobou 4,3 roku. Během 25 minut vlastního průletu relativní rychlostí 10 km/s pořídila sonda NEAR přes 500 snímků s rozlišením až 200 m v minimální vzdálenosti 1 212 km. Planetka, rotující velmi pomalu v periodě 17,4 dne, má nepravidelný tvar s hlavními rozměry 59 × 47 km a mimořádně nízkým albedem A = 0,03. Patří k planetkám typu C s kůrou bohatou na uhlík. Nejméně 60 % jejího povrchu pokrývají impaktní krátery, z nichž pět má průměr větší než 20 km, takže je téměř s podivem, že planetka takové nárazy přežila vcelku.

B. Zelnner aj. a P. Thomas aj. analyzovali 56 snímků planetky (4) Vesta, pořízené HST na přelomu listopadu a prosince 1994. Vesta má tvar trojosého elipsoidu o rozměrech 280 × 272 × 227 km, objemu 7,2.10⁷ km³ a hmotnosti 1,4.10 ¹⁰ M_☉ , tj. o hustotě 3,8násobku hustoty vody. Planetka rotuje prográdně v periodě 5,33 h a její povrch je pokryt vyvřelými horninami. Dalšího výjimečného přiblížení planetky k Zemi na vzdálenost pouhých 177 milionů km v květnu 1996 využil HST k pořízení 78 snímků tělesa s dosti dobrým rozlišením, takže na povrchu planetky rozpoznal poblíž jižního pólu obrovitý impaktní kráter o průměru 460 km (87 % průměru planetky!) a hloubce 13 km s centrálním vrcholkem. Při vzniku kráteru ztratila Vesta asi 1 % předešlé hmotnosti. Odhaduje se, že zhruba 6 % meteoritů, které dopadly na Zemi, pocházejí právě z Vesty. Povrch Vesty je zřejmě pokryt relativně čerstvou lávou, jelikož obecně je na něm velmi málo dalších kráterů.

Podle J. Hiltona je Vesta z velkých planetek druhou nejhustší, jelikož Ceres má hustotu jen 2,0násobku, kdežto Pallas 4,2násobku hustoty vody. Hmotnost (1) Cerery činí totiž 4,35.10 ¹⁰ M_☉, (2) Pallady 1,6.10 ¹⁰ M_☉ a (4) Vesty 1,62.10 ¹⁰ M_☉. Týž autor určil z poruch drah dvou malých planetek hmotnost, rozměry a hustotu planetky (15) Eunomia, tj. hmotnost 4,2.10 ¹² M_☉ , průměr 272 km a hustotu 0,8násobek hustoty vody. Podobnou cestou odvodil B. Viateau a M. Rapaport hmotnost planetky (11) Parthenope na 2,6.10 ¹² M_☉. Obecně platí že menší planetky jsou zřetelně řidší, tj. (243) Ida má střední hustotu 2,6násobek a (253) Mathilde dokonce jen 1,3násobek hustoty vody při hmotnosti 1,0.10¹⁷ kg (2,6.10 ¹⁴ M_☉).

Paradoxně se dle D. Lazzarové aj. chová planetka/kometa (2060) Chiron z pásma Kentaurů, jež dosáhla nejvyšší jasnosti v letech 1988–1991, kdy se honosila stále rostoucí komou. Od počátku r. 1994 však její absolutní hvězdná velikost počala klesat, ačkoliv se těleso blížilo do přísluní, jímž prošlo v únoru 1996. Strukturu komy Chironu studovala počátkem r. 1993 pomocí HST K. Meechová aj. Ukázala, že koma sahá do výšky 1800 km od centra planetky o poloměru 90 km, takže jde o částice, které nedosáhly únikové rychlosti a pohybují se po balistických drahách v tzv. exosféře. J. Parker aj. zkoumali ultrafialové snímky Chironu, pořízené HST těsně před průchodem planetky přísluním ve vzdálenosti 8,5 AU. Povrch planetky je neutrálně šedý s albedem 0,08. Kolem ostrého okraje Chironu nepozorovali ani nejmenší náznak komy. Hustota tohoto přechodného objektu mezi planetkami a kometami se pohybuje kolem 1,0násobku hustoty vody.

W. Romanišin aj. rozlišují Kentaury podle barvy na sluneční a tmavě červené. Sluneční barvu má například již zmiňovaný Chiron, který se nejspíše skládá z uhlíkatých chondritů pokrytých ledem. Naproti tomu tmavě červenou barvu má zejména Kentaur (5145) Pholus, což asi způsobují komplexní organické molekuly zamrzlé ve vodním ledu. M. Holman soudí, že zásobárna Kentaurů i jader krátkoperiodických komet leží v prostoru mezi drahami Uranu a Neptunu, tj. že jejich dráhy mají střední poloosu kolem 25 AU. Jejich úhrnná hmotnost může dosáhnout bezmála tisíciny hmotnosti Země, a je tedy přinejmenším srovnatelná s hmotností hlavního pásma planetek. Poprvé se totiž zdařilo simulovat dynamiku tohoto pásma pomocí 1 000 testovacích částic, jejichž pohyby v pásmu vnějších planet byly integrovány po dobu celého stáří Sluneční soustavy a v prostoru za Neptunem po dobu 1 miliardy let.

Na periferii planetární soustavy přibývá díky úsilí řady astronomů počet známých transneptunských těles, jejichž průměry se odhadují na 150 ÷ 300 km a jejichž hlavní poloosy převyšují 40 AU. V říjnu 1996 nalezli nejproslulejší lovci transneptunů D. Jewitt a J. Luuová těleso 1996 TL66 s pravděpodobným průměrem 500 km a zcela bizarní drahou o délce velké poloosy 84 AU, výstřednosti 0,58, sklonu 24° a oběžné době plných 800 let. K objevům nyní užívají nejrozměrnější matice CCD na světě, která se skládá z 8 obdélníkových čipů, každý s počtem 2k × 4k pixelů, což je ekvivalent čtvercové matice s hranou 8 192 pixelů. V ohnisku 2,3m reflektoru to představuje zorné pole 18′ × 18′ neboli 0,09 čtverečního stupně.

J. Luuová shrnula, že v transneptunském prostoru bylo již nalezeno téměř 60 objektů, které představují nejspíše pozůstatky populace ledových planetesimál z období vzniku Sluneční soustavy (Edgeworthův-Kuiperův disk). Zmíněný objekt 1996 TL66 patří patrně k největším tělesům přechodné populace, neboť je po Plutu a Charonu nejjasnější (R = 20,9). Těles s průměrem nad 100 km bude v této populaci alespoň 70 000, takže autorka odhaduje úhrnnou hmotnost Edgeworthova-Kuiperova disku v pásmu 50 ÷ 200 AU na minimálně 0,5 M_Z. Jde tedy fakticky o „hlavní pás“ drobných těles Sluneční soustavy! V témže objemu se totiž patrně navíc nachází až 400 milionů kometárních jader s minimálním poloměrem 1 km. S. Alan Stern a J. Colwell tvrdí, že objekty E-K disku se původně nalézaly v rozmezí 30 ÷ 50 AU od Slunce, ale dobrých 90 % této populace bylo z oblasti vymeteno srážkami, takže dnes tam zbylo nanejvýš 0,3 M_Z v tělesech o rozměrech 1 ÷ 100 km. Teprve ve vzdálenosti nad 50 AU látky v disku přibývá, čímž může naše Sluneční soustava zdálky připomínat známý prachový disk kolem hvězdy β Pictoris.

1.2.2. Komety

Kometou přinejmenším půlstoletí (kometou století byla lednová kometa 1910 I) se ve shodě s očekáváním stala kometa 1995 01 (Hale-Bopp), která vloni zjara patřila k naprosto nezapomenutelným objektům na severní hvězdné obloze. V našich zeměpisných šířkách byla od druhé dekády března do první dekády dubna dokonce cirkumpolární. Dne 9. března 1997 ji bylo navíc možné sledovat při úplném zatmění Slunce i za dne. Předtím byly komety během zatmění vidět očima jen v letech 1882, 1947 a 1948.

K Zemi se kometa Hale-Bopp přiblížila nejvíce 23. března 1997 na vzdálenost plných 197 milionů kilometrů, ale přesto dosáhla 27. března 1997 maximální jasnosti -1,5 mag, což ji řadí na druhé místo v tabulkách komet XX. století. Absolutní jasností H₀ = -1 mag a fotometrickým indexem n = 3,25 prozrazuje svou příslušnost k nově příchozím mladým kometám. Ostatně již v době objevu ve vzdálenosti 7,2 AU od Slunce byla asi o 12 mag jasnější než ve stejné vzdálenosti před průchodem přísluním kometa Halleyova. Žádnou jinou kometu jsme ostatně nemohli sledovat očima tak dlouho – od července 1996 do listopadu 1997. Kometa prošla přísluním 1. dubna 1997 ve vzdálenosti 137 milionů km od Slunce. Její oběžná perioda se vlivem poruch Jupiteru zkrátila ze 4 211 let na 2 392 let.

Kromě standardních chvostů – žlutého širokého prachového a modrého úzkého iontového (CO⁺, H₂O⁺) – jsme mohli od poloviny dubna 1997 sledovat také chvost neutrálního sodíku o skutečné délce až 50 milionů km, v němž se neutrální atomy sodíku, urychlované podle Z. Sekaniny tlakem slunečního záření, nakonec vzdalovaly od jádra komety neuvěřitelnou rychlostí 58 km/s. Od druhé poloviny prosince 1997 do konce ledna 1998 byl navíc pozorován složitý protichvost s paprsky o délce od 25′ do 1,5°. Skládal se převážně z větších prachových zrnek, vyvržených z jádra komety o čtvrt roku dříve.

O výjimečnost komety se zasloužilo především obrovské jádro s průměrem přes 50 km, jež v porovnání s Halleyovou kometou vydávalo 20krát více plynu a až 150krát více prachu. Rotační perioda jádra činila 11,5 h a prakticky celý povrch jádra byl aktivní. V přísluní dosáhla teplota povrchu jádra hodnoty 300 K. V komě byly pozorovány četné prstencové a spirální struktury, odrážející jak zmíněnou rotační periodu, tak proměnnou intenzitu výtrysků z povrchu jádra komety.

Kometa byla zkoumána pozemními i kosmickými přístroji v širokém spektrálním rozsahu od mikrovln až po rentgenové záření. Naneštěstí v době největšího jasu nemohl kometu pro přílišnou úhlovou blízkost ke Slunci sledovat Hubbleův kosmický teleskop, jenž pořídil poslední záběry 18. října 1996. Proto se k pozorování v tomto období používaly také sondážní rakety zejména kvůli sledování v ultrafialovém spektrálním pásmu.

V září 1996 odhalila družice BeppoSAX v komě měkké rentgenové záření v pásmu 0,1 ÷ 2,0 keV s několika emisními čarami. Podle pozorování družice EUVE bylo maximum rentgenového záření posunuto vůči jádru komety směrem ke Slunci o plných 140 tisíc km, což nasvědčuje jeho vzniku díky interakci materiálu komy se slunečním větrem. Podle T. Gombosiho aj. zde hlavní roli hrají menší ionty slunečního větru zcela zbavené elektronů (O, C, Ne), takže nesou velký kladný elektrický náboj. Při setkání s komou komety odebírají atomům a molekulám v komě elektrony a usazují je na svých vnějších vysoce excitovaných energetických hladinách. Při seskoku na nízké energetické hladiny pak tyto elektrony vyzařují rovněž měkké rentgenové záření. Pozorování tohoto záření je pak dobrým dokladem okamžitého složení a hustoty slunečního větru, takže kometa se stává levnou sluneční kosmickou sondou. Ve spektru komy byl nalezen patrně rekordní počet molekul, zejména CN, CH, CH₄, CO, CO⁺, CSO, CH₃OH , CH₃CN, CNH₃O⁺, CH₃OCHO, C₂H₂, C₂H₆, HCO⁺, HCN, HNCO, HC₃N, H₂CS, H₂O, H₂O⁺, H₃O⁺, OH (maser!), NH₂OH, NH₂CO, NH₂CHO, NH₃, Na, SO a SO₂.

Na základě infračervených pozorování v pásmu 1,2 ÷ 18,5 μm usuzují D. Williams aj, že prachová zrnka v komě měla v tomto případě zcela neobvyklé vlastnosti jak pokud jde o vysoké albedo (0,41 je nový rekord), tak pokud jde o miniaturní rozměry pod 0,4 μm. Autoři přičítají vysokou jasnost komety právě těmto výjimečným parametrům prachových zrnek, srovnatelných se zrníčky v rozpínajících se obálkách nov.

Ostatní pozoruhodné komety roku přece jen živořily ve stínu jedinečné komety Hale-Bopp, takže v našem přehledu zbývá místo jen na krátkou zmínku o 57. pozorovaném návratu komety s nejkratší oběžnou dobou 2P/Encke, která prošla přísluním 24. května 1997 a 1. června 1997 dosáhla hranice viditelnosti očima, když byla 6,2 mag. Byl to jeden z nejpříznivějších návratů komety v tomto století, ale v maximu jasnosti byla viditelná jen na jižní polokouli. Počátkem března 1997 nalezla K. Meechová periodickou kometu 55P/Tempel-Tuttle jako objekt 22,5 mag, bezmála rok před jejím průchodem přísluním 28. února 1998. Kometa byla o 0,14 dne opožděna proti dosavadní efemeridě. Jde o mateřskou kometu meteorického roje Leonid, jenž se vyznačuje meteorickými dešti v intervalu 33 let, souvisejícím s oběžnou dobou komety.

Poprvé v historii astronomie se nejúspěšnějším lovcem komet nestal některý pozorovatel či pozorovatelka, ale automat – kosmická sonda SOHO, prvotně určená k nepřetržitému výzkumu Slunce. Díky koronografu na palubě sondy lze monitorovat nejbližší okolí Slunce vskutku nepřetržitě, a to vede k objevům komet, otírajících se o Slunce, bezmála na běžícím pásu. Sonda odhalila v intervalu od dubna 1996 do září 1997 plných 40 příslunečních komet, takže roční tempo objevů dosáhlo neuvěřitelné hodnoty 28. Je zcela zřejmé, že v okolí Slunce se to v porovnání s okolím Země kometami vskutku hemží, ale vesměs jde o velmi malá jádra s průměrem pod 1 km, která dostatečně září teprve v malých vzdálenostech od Slunce.

Nejnovější 12. katalog kometárních drah s uzávěrkou v září 1997 obsahuje 132 očíslovaných krátkoperiodických (oběžné periody kratší než 200 let) komet a 308 drah pro dlouhoperiodické komety, jejichž velká poloosa je dobře definována. Pouze 7 komet v seznamu je označeno jako zaniklá resp. rozpadlá tělesa. Pozoruhodnou historickou studii o vlivu komet na osudy významných osobností i celých lidských společenství zveřejnil B. Schaefer, ale neobávejte se nějaké převlečené astrologie! Římský císař Augustus Octavianus využil jasné komety v červenci r. 44 př. n. l. k vítězství v souboji o následnictví trůnu po Caesarovi. Hned tři komety v letech 54, 60 a 64 n. l. ovlivnily nástup a despotické panování císaře Nerona, jenž v kometách viděl neblahá znamení o spiknutí proti císaři, a tak nakonec mimo jiné nechal zavraždit svou matku a Senekovi přikázal spáchat sebevraždu. Snad největší pohromu pak znamenala jasná kometa v r. 1517 pro kvetoucí říši Aztéků na území dnešního Mexika. Krutý vládce Aztéků císař Montezuma II. nejprve poručil umučit své dvorní věštce, protože kometu, údajně věštící konec dynastie, spatřili pozdě. Když pak do hlavního města aztécké říše Tenochtitlánu přišli v listopadu 1519 Španělé, viděl v tom císař naplnění neblahého proroctví, a tak se jen chabě bránil (a neubránil) invazi nevelkého oddílu pouhých 508 Španělů. Ještě v r. 1843 vyvolalo zjevení jasné komety ve Spojených státech rozsáhlé hnutí milleritů (podle hlavního představitele W. Millera) – náboženských blouznivců, kteří v kometě spatřovali znamení blížícího se konce světa.

1.2.3. Meteory a meteority

K popularitě hnutí milleritů však přispěl rovněž nevídaný meteorický déšť Leonid v ranních hodinách 13. listopadu 1833, kdy se zdálo, že hvězdy padají z nebe jako při soudném dni. Astronomové na východním pobřeží Severní Ameriky, kde byly pro sledování úkazu optimální podmínky, přitom zcela názorně viděli, že rojové meteory jakoby vylétají z jediného úběžníku – tak vznikl pojem radiantu meteorických rojů. Podle D. Yeomanse aj. dosáhla tehdy přepočtená hodinová četnost Leonid 50 000 met/h. Již v r. 1867 prokázal U. Leverrier souvislost mezi drahou Leonid a drahou komety, kterou na přelomu let 1865 a 1866 objevili Ernst Tempel v Marseille a Horace Tuttle ve Washingtonu. Také po tomto návratu komety v listopadu 1866 byl spatřen meteorický déšť, leč podstatně méně vydatný, s maximální četností 5 000 met/h. Vůbec první písemný doklad o dešti Leonid pochází z r. 902 n. l., což souhlasí se zjištěním, že před 8. stol. n. l. se Země s drahou roje vůbec nestřetávala. Ostatně po r. 2160 n. l. Leonidy opět zmizí vlivem poruch Uranu, jenž se nachází v odsluní dráhy komety Tempel-Tuttle, na oběžnou dráhu roje.

Mateřskou kometu roje Leonid pozorovali Číňané v říjnu 1366 n. l. a dále Gottfried Kirch v říjnu 1699. Dnes je v katalogu krátkoperiodických komet uváděna pod označením 55P/Tempel-Tuttle. Kometa letos v polovině ledna proletěla ve vzdálenosti jen 0,36 AU od Země, takže podle výpočtu D. Yeomanse aj. bychom měli spatřit meteorický déšť dne 17. listopadu 1998 s maximem v 19:43 UT, což dává naději pozorovatelům v Japonsku a přilehlé části Asie. Trvání deště totiž nepřesáhne půl hodiny. V menší intenzitě by se však déšť mohl zopakovat ještě 18. listopadu 1999 kolem 1:48 UT, kdy mají slušnou naději pozorovatelé v Evropě (až na to počasí!), ale pozorování bude silně rušit Měsíc těsně před úplňkem. K oběma datům vzhlížejí s jistými obavami provozovatelé umělých družic Země, neboť bez ohledu na fázi Měsíce i na počasí přitom výrazně vzrůstá nebezpečí poškození nebo zničení družic, včetně tak vzácných přístrojů, jako je HST nebo družice Compton.

Z radarových pozorování v Ondřejově a v Kanadě v letech 1964–1995 odvodili P. Brown aj. zvýšenou aktivitu Leonid v letech 1965–67 a znovu v letech 1994–95. V r. 1997 byla pozorována krátkodobá shlukování počtu jasných Leonid v době mezi 17,5 a 17,6 UT listopadu. Nápadné bylo zastoupení velmi jasných Leonid nad 1 mag a zejména pak bolidů s jasnostmi -4 ÷ 9 mag. Vůbec největší meteorickou bouří v dějinách astronomie se stal právě déšť Leonid v listopadu 1966, kdy přepočtená zenitová hodinová četnost vyšla na 150 000 met/h!

J. Oberst aj. shrnuli údaje o činnosti Evropské sítě pro sledování bolidů, jež v současné době pokrývá území o rozloze milionu čtverečních kilometrů, na němž je rozmístěno celkem 34 celooblohových kamer s roztečí v průměru 100 km. Za rok se pořídí na 10 tisíc snímků při průměrné expozici 1 200 h a tak se každoročně získávají údaje o drahách přibližně 50 bolidů. Statistika je stále naprosto nedostatečná pro tělesa s hmotností vyšší než 1 tuna. Evropská síť měla svého předchůdce ve dvojstaničních pozorováních na hvězdárně v Ondřejově (od r. 1951) a ve vybudování vnitrostátní československé sítě od r. 1963. První zahraniční stanice v Německu se připojily v r. 1968 a dnes jde o nejlépe fungující bolidovou síť na světě.

Široce publikované znovuzrození slavila domněnka L. Franka, že do zemské atmosféry neustále vstupují sněhové minikomety o průměru 15 ÷ 30 m. Autor ji poprvé vyslovil již r. 1986, když takto chtěl vysvětlit nápadný výskyt tmavých skvrn v zemské atmosféře na ultrafialových záběrech z družice Dynamics Explorer I. Jeho názor však obecně nebyl přijat, a tak to L. Frank zkusil znovu na základě celoročního pozorování okolí Země družicí Polar. Tvrdí, že za jediný den se Země sráží s řádově tisícovkou minikomet, které přinášejí do atmosféry Země vodu a snad i jednoduché organické molekuly. Ani na druhý pokus však domněnka neuspěla, neboť není podepřena žádnými dalšími argumenty – naopak je s většinou ostatních pozorování v rozporu.

Podobně se špatně vedlo i další hojně komentované domněnce D. McKaye aj. z r. 1996 o stopách paleoživota v meteoritu ALHA 84001 z Marsu. E. Scott aj. ukázali, že zmíněné karbonáty v meteoritu vznikly po rychlém ohřevu a následném utuhnutí během několika sekund, takže jejich původ je dojista abiotický. Zato však M. Engel a S. Macko odhalili výhradně levotočivé aminokyseliny v proslulém meteoritu Murchinson, z čehož usuzují, že selekce racemické směsi aminokyselin s oběma směry optické stáčivosti proběhla v kosmu dříve, než vznikl na Zemi život. Pokud se toto tvrzení obecně potvrdí, bude to mít velmi závažné důsledky pro pochopení problému vzniku života kdekoliv ve vesmíru.

Údaje o proslulém Tunguském meteoritu shrnul C. Trayner. Přesná poloha epicentra v kráteru vyhaslé sopky činí 60°55′01″ severní šířky a 101°56′55″ východní délky. Exploze se odehrála nad bodem vzdáleným odtud 3 km jihozápadním směrem, 70 km od městečka Vanavary a 700 km severozápadně od jezera Bajkal. Jasný bolid přiletěl od jihovýchodu a jeho svítivá dráha v zemské atmosféře přesáhla délku 1 000 km. Rázová vlna výbuchu, jenž nastal v 0:13:35 UT (7:14 h pásmového času) dne 30. června 1908, byla slyšitelná do vzdálenosti 1 500 km.

Celkem se podařilo shromáždit očitá svědectví 650 lidí, kteří se v době exploze nalézali ve vzdálenosti menší než 1 000 km od epicentra. Nejblíže k epicentru ve vzdálenosti pouhých 25 km se nacházeli manželé Petrovovi, které rázová vlna zbavila na krátkou chvíli vědomí, když byli odhozeni stranou. Obyvatelé Vanavary utrpěli bolestivé popáleniny od tepelné vlny. Tlaková vlna s oscilacemi o frekvencích 3 ÷ 30 mHz byla zaznamenána barografy v Postupimi a ve Velké Británii při prvním i druhém oběhu kolem zeměkoule. Otřesy půdy v okolí epicentra odpovídaly 5. stupni zemětřesení na Richterově stupnici. Světelný a tepelný impulz zapálil les v okolí epicentra, avšak tlaková vlna, jež dorazila se zpožděním desítek sekund, požár uhasila a stromy povalila. Na geomagnetické stanici v Irkutsku, 900 km jižně od epicentra, byly zaregistrovány variace geomagnetického pole v intervalu od 3 minut do 5 hodin po explozi. V celé oblasti mezi spojnicí měst Bordeaux-Taškent na jihu a Aberdeen-Stockholm na severu se v noci z 30. 6. na 1. 7. vůbec nesetmělo; obloha měla bělavý až žlutooranžový nádech a i o půlnoci se daly venku číst noviny. Tyto jasné noci se v menší intenzitě opakovaly ještě v dalších dvou dnech. Žádná obdobná hlášení však nepřišla z oblasti severního Atlantiku resp. ze Severní Ameriky. Ve Spojených státech však dva týdny po výbuchu na celý měsíc výrazně klesla průzračnost zemské atmosféry.

O průzkum místa exploze se nejvíce zasloužil ruský badatel Leonid Kulik (1883–1942), jenž pronikl k epicentru po strastiplném putování poprvé až r. 1927 a místo výbuchu Tunguského meteoritu navštívil celkem sedmkrát. Po vypuknutí II. světové války se dobrovolně přihlásil do armády a zahynul v německém zajetí. Kombinací všech dostupných údajů a modelových výpočtů vychází původní hmotnost meteoritu před vstupem do zemské atmosféry na 500 000 tun a poloměr tělesa na 30 m; šlo tedy jednoznačně o kompaktní kamenné těleso. Pouze V. Korobějnikov aj. stále tvrdí, že Tunguský meteorit byl převážně ledovým tělesem. Pro výšku výbuchu nad zemí udávají 6,5 km při úhlu sklonu dráhy k povrchu Země 40°. Koncová rychlost meteoritu vychází v rozmezí 16 ÷ 30 km/s. Uvolněná energie dosáhla hodnoty 10¹⁶ ÷ 10¹⁷ J, tj. v přepočtu kolem 10 Mt TNT (600 atomových pum hirošimské ráže). K 90. výročí dopadu Tunguského meteoritu bude letos v Krasnojarsku uspořádáno mezinárodní sympozium, jehož účastníci zavítají i do oblasti epicentra (viz http://www.tm.ru/tunguska).

I. Rojkovič aj. shrnuli výsledky mineralogického průzkumu meteoritu Rumanová, jenž byl nalezen v srpnu 1995 západně od Nitry. Meteorit o hmotnosti 4,3 kg patří mezi chondrity; jeho hlavní rozměry činí 185 × 140 × 125 mm a střední hustota 3,5násobek hustoty vody. Kuriózní dráhu – doslova jakousi žabku – vykázal bolid ze 4. října 1996, jenž vstoupil do zemské atmosféry ve 2 h UT nad Novým Mexikem s tak plochým úhlem sklonu, že se od atmosféry lehce odrazil, obletěl téměř celou Zemi, znovu vstoupil do atmosféry nad Tichým oceánem a nakonec dopadl v Kalifornii. J. Mathews aj. využili výkonného 430MHz radaru na v Arecibu ke sledování mikrometeoroidů o pravděpodobné hmotnosti řádu 1 μg dne 18. ledna 1995 ve dvouhodinovém intervalu kolem východu Slunce. Dostali tak asi 200 ozvěn od mikrometeorů, jež by se opticky jevily jako objekty asi 15 mag. Střední geocentrická rychlost činila 55 km/s a většina z nich odrážela rádiové vlny ve výškách mezi 93 a 102 km nad Zemí. Heliocentrické dráhy ukázaly, že jejich perihely spadaly do prostoru mezi Merkurem a Venuší.

Podle J. Vološčuka aj. pochází 72 % rojových mikrometeoroidů s hmotností nad 10 μg z drobení planetek křižujících zemskou dráhu, pouhá 3 % z úlomků planetek hlavního pásu, dále pak 19 % z krátkoperiodických a 6 % z dlouhoperiodických komet. Pro meteoroidy sporadického pozadí jsou tato čísla po řadě 32 %, 4 %, 7 % a 57 %. To jsou zcela nečekané hodnoty, neboť pro rojové meteoroidy se předpokládala převaha částic kometárního původu, a právě naopak tomu mělo být u meteoroidů sporadických.

R. Hawkes a S. Woodworth si položili otázku, zda můžeme na Zemi nalézt meteority, které přiletěly z mezihvězdného prostoru. Podle statistik má něco méně než 2 % dopadajících meteoritů hyperbolické dráhy a toto zastoupení roste s klesající střední hustotou dopadajících těles. Při vstupu do atmosféry mají mezihvězdné meteoroidy v každém případě dosti vysoké geocentrické rychlosti, rozhodně vyšší než 21 km/s. Teorie hypersonického průletu těles ovzduším ukazuje, že pokud je geocentrická rychlost vyšší než 28 km/s, pak se bez ohledu na hustotu takový objekt buď rozpráší, nebo vybuchne vysoko nad zemí. Pro geocentrické rychlosti vyšší než 40 km/s nepřežije střet s atmosférou ani drobné meteorické smetí. Proto je mimořádně málo pravděpodobné, že by se nám někdy podařilo na Zemi nalézt úlomky interstelárního meteoritu.

1.3. Nebezpečí uvnitř Sluneční soustavy

Jakkoliv jsou dnes nejbližší hvězdy dostatečně daleko od Slunce, než aby příliš ovlivňovaly stabilitu Oortova oblaku komet, čas od času se tato pohoda narušuje. Podle orientačních výpočtů se v intervalu ±8,5 milionů let přiblíží několik hvězd ke Slunci na méně než 1 parsek. Zvlášť dramatické bude setkání s červenou trpasličí hvězdou Gliese 710 spektrální třídy dM1 o hmotnosti 0,4 M_☉ zhruba za 1,2 milionů let. Hvězda, jež je dnes od nás plných 19 pc daleko, se dostane do vzdálenosti nějakých 60 tisíc AU, takže se přímo dotkne Oortova oblaku. J. Matese aj. ovšem ukázali, že poruchy v dynamice Oortova oblaku působí kromě blízkých setkání s cizími hvězdami především periodické galaktické slapy, vyvolávající kyvadlový pohyb Slunce vůči rovině galaktického disku v periodě 30 ÷ 35 milionů let. Tím kolísá přítok komet do nitra Sluneční soustavy v poměru až 4 : 1. Je sice pravda, že ohrožení života na Zemi vyvolávají spíše dopady křižujících planetek, jež jsou pro dané pásmo rizikových hmotností četnější, ale na druhé straně srážka s kometou znamená větší pohromu s ohledem na vysokou rychlost střetu.

Neúnavní věštci katastrof ve Sluneční soustavě však mají opět čerstvé téma, neboť 5. května r. 2000 se soustředí na pozemské obloze Venuše, Mars, Jupiter a Saturn ve vzájemných úhlových vzdálenostech do 25°, a tak se pokolikáté již začíná spekulovat o zesílení planetárních slapů a následných hrůzách na Zemi. Jednoduchý výpočet prokáže, že se fakticky vůbec nic nestane, jelikož silnější slapy vyvolá přelet jediného obřího dopravního letadla B-747 ve výši 10 km nad vašimi hlavami. Kdo pak hledá nějaké tajemné „vědou dosud nerozpoznané“ působení, nechť se obrátí do nedávné historie. Dne 31. ledna 1962 byly planety soustředěny v úzké výseči na obloze ještě těsněji, než tomu bude za dva roky, a přesto se tehdy na Zemi nic zvláštního nestalo.

1.4. Slunce

Během září a října 1996 se na Slunci nevyskytla ani jedna skvrna po celých 36 dnů, což je nejdelší takový interval od r. 1944. Ve XX. stol. si však absolutní rekord již udrží rok 1913, kdy taková přestávka trvala plných 92 dnů. To vše je ovšem dokladem skutečnosti, že jsme již prodělali minimum na konci 22. cyklu sluneční činnosti, jež podle J. Vitinského připadlo na samotný počátek r. 1997. Příští 23. maximum nastane podle K. Schattena a S. Sofii r. 2000 s maximálním relativním číslem R = 130, zatímco Vitinskij odhaduje maximum až na R = 175.

B. Schaefer poukázal na to, jak náhlé i dlouhodobé změny sluneční činnosti ovlivňují život na Zemi. Grónsko vzkvétalo v letech 1000–1300, ale pak přišlo rychlé ochlazení kolem r. 1325, trvající až do r. 1510, jež zřetelně souviselo s dlouhodobým Spörerovým minimem sluneční činnosti. Další ochlazení pak zasáhlo Evropu v době Maunderova minima (1645–1715). V posledním maximu sluneční činnosti v březnu 1989 došlo při mimořádně silné magnetické bouři k velkému výpadku dodávky elektřiny v kanadské provincii Quebeku, což přineslo hospodářské ztráty řádu desítek milionů dolarů. Nejvíce utrpěly továrny na výrobu automobilů a mikroprocesorů, jakož i ocelárny. Souběžně byly pozorovány anomálie v rádiovém spojení, když například místní vysílačky z Kalifornie byly slyšitelné v Minnesotě, zatímco standardní dálkové spojení např. s Antarktidou selhávalo. Největší ztráty řádu 100 milionů dolarů však vyvolalo poškození umělých družic Země přepětím v přístrojích na jejich palubě. Úkaz byl zároveň varováním pro případný let lidské posádky na Mars, neboť takové mimořádné události nelze prakticky vůbec předvídat.

M. Toulmonde se zabýval mnohokrát diskutovaným problémem sekulárních změn úhlového průměru Slunce v posledních třech stoletích. K tomu se hodí jednak úplná resp. prstencová sluneční zatmění a jednak soustavná měření pasážníkem, vykonaná na hvězdárně v Greenwichi v letech 1836–1953. Autor po zhodnocení všech údajů z let 1600–1995 prokázal, že k žádné soustavné změně úhlového průměru Slunce v mezích měřicích chyb nedošlo; střední poloměr Slunce činí stále (960,0 ±0,1)″.

Veleúspěšná sluneční sonda SOHO pracuje od 16. dubna 1996 nepřetržitě v Langrangeově bodě L₁ ve vzdálenosti 1,6 milionu km od Země. Kromě sledování sluneční koróny v pásmu vysokých energií využívá Dopplerovy tomografie k proměřování svislých pohybů na Slunci v jednom milionů bodů po celém disku každou minutu. V létě r. 1997 prokázala, že pod povrchem Slunce proudí rozsáhlé plazmové řeky, mající tvar oválů o průměru až 30 000 km, sahajících do hloubky až 20 000 km a podobající se pasátovým větrům na Zemi. Tyto úkazy jsou následkem sluneční diferenciální rotace a souvisejí i se vznikem slunečních skvrn. Poblíž slunečních pólů pak sonda odhalila známky tryskového proudění, jež má na sluneční „počasí“ podobný vliv jako tryskové proudění na počasí na Zemi. Kromě toho celý povrch Slunce se jakoby stěhuje od rovníku k pólům rychlostí asi 80 km/h, takže danému objektu to trvá asi rok, než urazí celou tuto vzdálenost. Skvrny a zonální pásy se naopak přemisťují od pólů k rovníku.

Vzápětí pak ohlásili C. Westendrop Plaza aj., že se jim díky měřením ze SOHO podařilo objasnit podstatu Evershedova efektu, poprvé popsaného J. Evershedem r. 1909. Efekt spočívá v soustavném modrém posuvu spektrálních čar v té části penumbry sluneční skvrny, jež je přivrácena k centru slunečního kotouče, a v červeném posuvu na opačné straně penumbry. To lze vyložit jako příčný pohyb slunečního plazmatu rychlostí až 6 km/s, ale záhadou bylo, co se děje s materiálem na vnějším okraji penumbry, kde jakoby tajemně mizel. SOHO umožnila odhalit, že se materiál pohybuje podél uzavřených magnetických smyček, které se na okraji skvrn zanořují pod povrch, takže plazma tam proudí podobně jako voda ve výlevce umyvadla.

Konečně pak studium koróny v daleké ultrafialové oblasti spektra poukázalo na rostoucí teplotu ve směru od povrchu Slunce. Zatímco teplota vnitřní koróny dosahuje jen 2 MK, ve vnější koróně nad rovníkem bylo naměřeno 5 MK a nad póly dokonce neuvěřitelných 200 MK. Vysvětlení podali G. Withbroe, P. Scherrer aj.: na povrchu Slunce vznikají uzavřené magnetické smyčky s životností do 40 hodin, jež se vzájemně protínají, přičemž dochází k magnetickým i elektrickým zkratům, doprovázeným uvolněním velkého množství elektrické energie. Vzniklé elektrické proudy pak dokáží ohřát korónu. Jak uvádějí S. Habbal aj. na základě měření sond SOHO a Galileo, ve vnitřní koróně vzniká podél celého slunečního povrchu rychlý, řídký a téměř neproměnný sluneční vítr s průměrnou rychlostí 750 km/s, zatímco pomalý hustý vítr o rychlosti pod 500 km/s je spjat s koronálními výrony a vyznačuje se silnou proměnností. L. Fisk vysvětluje vlastnosti slunečního větru cyklonálním charakterem magnetického pole Slunce, které má osu skloněnou k rotační ose Slunce a neustále se rozpíná. P. Scherrer a A. Kosovichev odhalili z měření SOHO, že sídlem slunečního dynama jsou vrstvy slunečního nitra v hloubce 220 000 km pod povrchem, tedy až pode dnem konvektivní zóny v hloubce 200 000 km. Diferenciální pohyb horkého plazmatu vytváří elektrický proud, jenž indukuje celkové magnetické pole Slunce. V ještě větších hloubkách však již Slunce rotuje jako tuhé těleso, což již dynamový efekt vylučuje.

Výsledky ze SOHO báječně doplňují helioseizmologická měření z pozemního projektu GONG, který díky šesti sledovacím stanicím po obvodu zeměkoule nepřetržitě chrlí data o oscilacích Slunce tempem 1 GB/d. Podle D. Guenthera a P. Demarquea odtud vychází stáří Slunce na (4,53 ±0,04) miliardy let. Vcelku lze ve shodě s P. Morelem aj. konstatovat, že nové rozsáhlé a vysoce homogenní údaje o slunečních oscilacích předběhly teorii a budou vyžadovat o řád přesnější astrofyzikální modely slunečního nitra (průběh hustoty, tlaku, teploty a chemického složení v závislosti na hloubce pod povrchem Slunce).

Sluneční neutrina vykazují pestré energetické spektrum, v němž vynikají neutrina ze základní slučovací reakce proton-proton, jejichž energie je spojitá od nuly až do meze 420 keV, a dále monoenergetická neutrina z reakce ⁷Be o energii 862 keV. Neutrina z reakce ⁸B mají sice nejvyšší energie řádu MeV, ale jejich relativní zastoupení v energetickém spektru je malé. Dosavadní experimenty mají – jak známo – prahová energetická omezení, takže např. klasický Daviesův experiment v dole Homestake není vůbec citlivý na hlavní složku, tj. neutrina p-p, ale je schopen registrovat neutrina ⁷Be. Nejcitlivějšími aparaturami jsou tudíž GALLEX a SAGE s prahovou citlivostí 233 keV. SAGE je však ohrožen, neboť ruská vláda chce přes protesty astrofyziků gallium z Baksanské observatoře prodat! Naproti tomu se Japoncům podařilo zvětšit o řád detektor Kamiokande na Superkamiokande, v jehož nádrži se nyní nalézá 50 kt superčisté vody. Podle sdělení Y. Totsuky aj. zaznamenává Superkamiokande asi 10 slunečních neutrin denně a potvrzuje tak centrální teplotu Slunce – plných 15,6 MK. V italské observatoři pod Gran Sasso se nyní buduje 100t detektor BOREXINO, jenž při prahové energetické citlivosti 260 keV by měl konečně zaznamenat neutrina z reakce ⁷Be. Kromě toho zde konstruují detektor HELLAZ, obsahující 6 t helia chlazeného kapalným dusíkem, jenž dovolí určit směr příletu neutrin, na rozdíl od BOREXINA, jež dokáže měřit jen jejich energii. Konečně v Sudbury v Kanadě se dokončuje detektor SNO s 1 kt těžké vody, vhodný pro neutrina z reakce ⁸B s energiemi nad 5 MeV. Současný stav sluneční neutrinové astronomie odpovídá v porovnání s teorií téměř 100 % detekci neutrin z reakce p-p, 40 % detekci neutrin z reakce ⁸B a absenci neutrin z reakce ⁷Be.

Před 16 lety našel J. Hardorp celkem 78 hvězd, jež jsou analogy Slunce. Nyní G. Porto de Mello a L. da Silva odhalili téměř dokonalý protějšek Slunce v podobě hvězdy HR 6060 spektrální třídy G2 V. Její svítivost je jen o 5 % vyšší než u Slunce a její efektivní teplota o nepatrných 12 K vyšší. Podobně se shodují i rozměry a gravitační zrychlení na povrchu. Hvězda je zřejmě o něco málo starší než Slunce a obsahuje trochu více vzácných zemin a vůbec těžších prvků.

1.5. Extrasolární planety a hnědí trpaslíci

Nečekaný objev extrasolární planety (exoplanety) u hvězdy slunečního typu 51 Pegasi s hmotností podobnou Jupiteru, ale s extrémně malou vzdáleností 0,05 AU od hvězdy vyvolal rozličné pochybnosti o správnosti základní interpretace. S ostrou kritikou objevů exoplanet vystoupil především D. Gray, jenž chtěl periodické změny radiální rychlosti objasnit neradiálními pulzacemi samotných hvězd. Nicméně A. Hatzes aj. usoudili na základě zevrubného sledování neměnnosti tvaru spektrálních čar hvězdy 51 Peg v závislosti na oběžné době exoplanety, že možnost neradiálních pulzací hvězdy je pranepatrná, také z toho důvodu, že hvězda má stálou jasnost s neuvěřitelnou přesností ±0,000 7 mag. Podobně G. Marcy aj. potvrdili svými mimořádně přesnými měřeními z let 1995–96 všechny parametry exoplanety, jak je odvodili ve své průkopnické práci M. Mayor a D. Queloz. Určili také vzdálenost hvězdy od nás na 15,4 pc a její rotační periodu v rozmezí od 30 do 37 dnů. Hvězda o hmotnosti 1,12 M_☉ je stará asi 4 miliardy let a do vzdálenosti 2 AU od ní neobíhá žádná další exoplaneta s hmotností Jupiteru či větší.

A. Boss soudí, že zmíněná exoplaneta u 51 Peg ve skutečnosti vznikla v konvenční vzdálenosti větší než 3 AU od hvězdy, avšak že v zárodečném planetárním disku se vytvářely spirálové hustotní vlny, které odnášely přebytečný moment hybnosti a vyvolaly pozvolné přibližování všech vzniklých planet k mateřské hvězdě. Podle toho by současné planetární soustavy byly jen jakýmsi nespotřebovaným zbytkem mnohem početnějších souborů planet, jež postupně spadly na mateřskou hvězdu.

Další tři exoplanety podobného typu jako je 51 Peg B nalezli R. Butler aj. u hvězd HR 3522 (sp. G8 V), HR 5185 (F7 IV) a HR 458 (F8 V). Objevené exoplanety se vyznačují kruhovými drahami o poloměrech 0,05 ÷ 0,11 AU a oběžnými periodami od 3,3 d až do 14,6 d. W. Cochran a A. Hatzes a nezávisle R. Butler a S. Marcy oznámili, že hvězda 16 Cyg B (sp. G2,5 V), vzdálená od nás 21 pc, je doprovázena planetou o hmotnosti větší než 1,5 M_J, obíhající kolem hvězdy po výstředné dráze (e = 0,63) v periodě 2,2 let ve vzdálenosti 0,6 ÷ 2,8 AU. Hvězda sama je složkou dvojhvězdy, když složka 16 Cyg A je od ní vzdálena 1 100 AU. Excentrická dráha exoplanety je podle T. Mazeha aj. patrně důsledkem slapového ovlivňování touto složkou. Konečně R. Noyes aj. objevili exoplanetu o hmotnosti alespoň 1,1 M_J u hvězdy ρ CrB (sp. G0) o hmotnosti 1 M_☉, vzdálené od nás 25 pc. Exoplaneta obíhá po kruhové dráze ve vzdálenosti 0,23 AU od hvězdy v periodě 39,6 dnů. Stáří hvězdy se odhaduje na 10 miliard let.

F. Rasio aj. odhalili existenci třetího tělesa v pulzaru PSR B1620-26 v kulové hvězdokupě M4 v souhvězdí Štíra, vzdálené od nás 1,8 kpc. Pulzar má za průvodce bílého trpaslíka a teď ještě navíc hnědého trpaslíka nebo exoplanetu o hmotnosti asi 10 M_J. Podobně A. Wolszczan oznámil, že exoplanetami mimořádně obdařený pulzar B1257+12 má alespoň čtyři oběžnice o hmotnostech jako náš Měsíc až po 0,3 M_J. Zatímco první tři méně hmotné exoplanety se nalézají do 0,5 AU od pulzaru, posledně objevená a nejhmotnější exoplaneta obíhá ve vzdálenosti 40 AU v periodě 170 let.

Podle R. Naeyea lze v tuto chvíli rozlišit nejméně čtyři typy exoplanet: a) Horcí Jupiteři (51 Peg, ρ₁ Cnc, τ Boo, υ And)
b) Planety s výstřednou drahou (HD 114 762, 70 Vir, 16 Cyg B)
c) Standardní Jupiteři (47 UMa, Lal 21185 B + C)
d) Planety kolem pulzarů (B1257+12 B,C,D; B1620-26)

Podle T. Mazeha aj. mají exoplanety s výstřednou drahou obecně hmotnosti vyšší než 5 M_J.

D. Sandler zkoumal možnosti přímého zobrazení exoplanet velkými pozemními teleskopy a tvrdí, že pomocí systémů adaptivní optiky lze již brzo dosáhnout cíle. Podle jeho výpočtů by na zobrazení exoplanety měla stačit jedna noc u 6,5m či většího reflektoru, takže dva takové přístroje na severní a jižní polokouli by dokázaly vykonat úplnou přehlídku hmotných exoplanet v průběhu pouhých pěti let. Podle R. Angela a N. Woolfa však hrozí nebezpečí rozptylu světla exoplanet na zodiakálním prachu, jež by mohlo zhoršit poměr signálu k šumu, a tím oddálit detekci exoplanet až na dobu, kdy bude možné dopravit kosmické reflektory velkého průměru dále do nitra Sluneční soustavy.

Druhého nejbližšího hnědého trpaslíka (po prototypu Gliese 229B, jenž je od nás vzdálen 5,7 pc) objevila M. Ruizová aj. pomocí 3,6m reflektoru ESO ve vzdálenosti pouhých 10 pc od Slunce. Objekt se prozradil velkým vlastním pohybem 0,35 ″/r a dostal označení Kelu-1 („kelu“ značí „červený“ v řeči Indiánů Mapuche v Chile). Jeví se totiž jako neobyčejně červený objekt V = 22 mag a v jeho spektru vynikají infračervené pásy vodní páry, zatímco pásy TiO i VO chybějí. Autoři odhadují jeho efektivní teplotu na 1 900 K a hmotnost na méně než 0,075 M_☉.

M. Cossburn aj. nalezli v Plejádách hnědého trpaslíka PIZ 1 s dosud nejnižší hmotností 0,048 M_☉. Vzápětí pak M. Zapatero Osorio aj. odhalili pomocí 4,2m WHT a 10m teleskopu Keck II v centrální oblasti téže otevřené hvězdokupy v pásmu R a I dalších sedm velmi červených objektů s hmotnostmi 80 ÷ 45 M_J, což dále potvrzuje představu, že při rozpadu zárodečného molekulového mračna vznikají též objekty s nižší než hvězdnou hmotností. Úhrnem již známe 11 hnědých trpaslíků v této velmi mladé hvězdokupě o stáří 110 milionů let, vzdálené od nás 116 pc.

X. Delfosse aj. rozpoznali pomocí infračervené aparatury DENIS u 1m reflektoru ESO tři pravděpodobné polní hnědé trpaslíky v rámci přehlídky prvních 230 čtverečních stupňů jižní hvězdné oblohy ve spektrálních pásmech I, J a K. Očekávají, že přehlídku dokončí v r. 2001 a mohou přitom nalézt stovky hnědých trpaslíků. Vzápětí E. Martín aj. dokázali ve spektru hnědého trpaslíka DENIS J1228.2-1547 ze spektrografu HIRES Keckova teleskopu přítomnost čáry neutrálního lithia, čímž byla klasifikace objektu potvrzena. Objekt o hmotnosti pod 65 M_J a stáří pod 1,5 miliardy let byl spektrálně klasifikován jako pozdnější než M10 V, neboť neobsahuje ani pásy TiO, takže autoři pro něj navrhují zavedení nové spektrální třídy L. Ve spektru prototypu Gliese 229B odhalili K. Noll aj. pomocí infračerveného teleskopu UKIRT spektrální pásy CO na vlnové délce 4,7 μm. Tak velká koncentrace CO se v hnědých trpaslících nečekala. Objevitelé první exoplanety M. Mayor a D. Queloz nalezli nyní touž metodou přesných měření radiálních rychlostí v souboru 560 hvězd slunečního typu 10 hnědých trpaslíků s hmotnostmi 17 ÷ 60 M_J ve vzdálenostech pod 1 AU od mateřské hvězdy.

Pokroky v modelování vlastností obřích exoplanet a hnědých trpaslíků shrnuli A. Burrows aj. Ačkoliv povrchové teploty těchto těles jsou vesměs nižší než 1 300 K, jejich vyzařování v blízké infračervené oblasti zřetelně převyšuje očekávání pro dokonale černá tělesa, a to usnadňuje jejich přímou detekci, zejména pokud jde o tělesa v raných stadiích vývoje. Během prvních 3 miliard let totiž klesne svítivost hnědých trpaslíků o plné čtyři řády, tj. o 10 mag. Pro hnědého trpaslíka s hmotností 15 M_J vydrží spalování deuteria jako přídavný zdroj zářivé energie asi po dobu sto milionů let. Pro objekty s hmotností J lze záření díky deuteriu již naprosto zanedbat. Tím je též prakticky definováno rozhraní mezi hnědými trpaslíky a obřími exoplanetami. Dobrým důkazem o tom, že slabě svítící objekt je vskutku hnědým trpaslíkem, je však též přítomnost methanu v jeho atmosféře. Právě tato sloučenina byla loni objevena v atmosféře prototypu Gliese 229B. Podle D. Blacka lze hnědé trpaslíky odlišit od obřích exoplanet především geneticky. V zásadě totiž lze hnědé trpaslíky považovat za poněkud nepovedené hvězdy, vznikající z gravitačních nestabilit v zárodečných molekulových mračnech. Naproti tomu exoplanety vznikají v prachových discích kolem mateřských hvězd postupnou akumulací kondenzovaných zrnek. W. Hubbard aj. studovali termodynamiku elektronově degenerovaného kovového vodíku, jenž je hlavní součástí niter hnědých trpaslíků a obřích exoplanet, a ukázali, že přenosové vlastnosti tohoto podivuhodného materiálu jsou nakonec určující pro pozorované charakteristiky zmíněných těles.

2. Hvězdy

2.1. Prahvězdy a velmi mladé hvězdy

Doslova zlatým dolem pro zkoumání vlastností vznikajících hvězd se stal oblak poblíž hvězdy ρ Oph, kde byla podle N. Grosse aj. pozorována v březnu 1995 rentgenová supererupce pomocí družice ROSAT. Kolem prahvězdy, odhalené na infračerveném snímku, se nachází hustý akreční disk, jehož vnitřní okraj je od hvězdy vzdálen 10 AU a vnější plných 100 AU, a na něj pak padají částice plynného obalu o poloměru 10⁴ AU. Bezprostředně na hvězdu navazuje magnetická plazmová bublina s rozměry 0,5 ÷ 0,2 AU, v níž došlo ke zmíněné supererupci. Y. Sakimoto aj. odhalili rentgenové záření dalších 4 prahvězd v tomto oblaku pomocí rentgenové družice ASCA. Ukazuje se, že rentgenové záření vysílají i málo hmotné prahvězdy během bipolárního výtoku hmoty ve velmi rané fázi svého vývoje. Ve fázi proměnných hvězd typu T Tau přesahuje jejich rentgenový výkon celkový zářivý výkon Slunce o 2 ÷ 4 řády. T. Green a C. Lada našli v této oblasti celkem 5 prahvězd o povrchové teplotě asi 3 500 K, s průměrným stářím pouze 100 tisíc roků a relativně velmi rychlou rotací povrchu rychlostí 26 km/s. Svědčí to o rychlé akumulaci látky z okolního plynu. Autoři soudí, že během nejbližších milionů let se prahvězdy změní v proměnné hvězdy typu T Tau a asi za 50 milionů let se z nich vyvinou běžné hvězdy hlavní posloupnosti.

Podobně HST pozoroval zajímavý proces vynucené tvorby hvězd kolem Kuželové mlhoviny (NGC 2264) v souhvězdí Jednorožce. Infračervený zdroj, nalezený zde před časem D. Allenem, vysílá energetické částice, jež stlačují okolní prach a plyn natolik, že to vedlo k zárodečným kondenzacím pro 6 dalších hvězd ve vzdálenosti zlomku světelného roku od mateřské infračervené prahvězdy. HST rovněž pořídil překrásný snímek známé mlhoviny M8 = NGC 6523 (Laguna) v souhvězdí Střelce, vzdálené od nás 1,5 kpc. Při vysokém rozlišení zobrazil teleskop Bokovy globule, obloukové rázové vlny, ionizované špičky a výběžky, prsteny, uzlíky a výtrysky – vesměs doklady o současném vznikání hvězd v této pozoruhodné soustavě.

Do třetice také infračervená družice ISO odhalila podle L. Testiho aj. kamerou ISOCAM, pracující na vlnové délce 15 μm, prahvězdu v rovině Galaxie v galaktické délce l = 45°. E. Churchwell si povšiml, že v těch oblastech, kde se v molekulových mračnech tvoří velmi hmotné hvězdy, se křídla čar CO téměř bez výjimky vyskytují v emisi a asi polovina bodových zdrojů jeví bipolární výtrysky. Vesměs jde o objekty s vysokou bolometrickou svítivostí až o 6 řádů vyšší než u Slunce. Výtrysky jsou paradoxně dokladem rychlé akrece hmoty na prahvězdu tempem až 0,01 M_☉/r.

2.2. Hvězdná astrofyzika a osamělé hvězdy

K. de Boer aj. zjistili za pomocí družice HIPPARCOS, že střední hmotnost hvězd vodorovné větve diagramu H-R (efektivní teploty 7,5 ÷ 9 kK), činí pouze 0,38 M_☉; zřetelně méně, než pro ně vychází z teorie hvězdného vývoje (0,6 M_☉). Tatáž družice posloužila M. Feastovi a R. Catchpolovi k revizi nulového bodu vztahu perioda-svítivost pro klasické cefeidy. Z 223 cefeid, jejichž polohy určoval HIPPARCOS, vybrali 26 případů s nejkvalitnějšími údaji o trigonometrických paralaxách. Odtud pak mohli odvodit revidované vzdálenosti pro blízké galaxie, takže např. Velké Magellanovo mračno se „odsunulo“ do vzdálenosti 55 kpc a galaxie M31 v Andromedě dokonce na 890 kpc, tj. plných 2,9 milionu světelných let. V odpovídajícím poměru se pak rovněž snížilo průměrné stáří kulových hvězdokup v Galaxii na 11 miliard let. K podobnému závěru dospěli nezávisle při studiu téhož pozorovacího materiálu o cefeidách rovněž A. Sandage a G. Tammann.

G. Laughlin aj. se zabývali vývojem hvězd v nejspodnější části hlavní posloupnosti, tj. pro rozsah hmotností 0,08 ÷ 0,25 M_☉. Termonukleární přeměna vodíku tam pak trvá celých 10 bilionů let. Hvězdy tohoto typu jsou navíc po téměř celou svou existenci plně konvektivní, a pokud mají hmotnost nižší než 0,20 M_☉, nestanou se z nich vůbec nikdy červení obři. Přejdou totiž rovnou do stadia heliového bílého trpaslíka. Jakkoliv jde o malé počáteční hmotnosti, jde fakticky o nejvýznamnější úsek hlavní posloupnosti, neboť převážná většina hvězd v Galaxii spadá do zmíněného intervalu hmotností, takže tyto hvězdy nakonec rozhodnou o osudu celé soustavy. Jak ukazují výpočty, po přechodu do stadia bílých trpaslíků hvězdy vychladnou na pouhých 63 K a jejich bolometrická svítivost se bude pohybovat na úrovni biliontiny současné svítivosti Slunce, takže velmi stará galaxie typu Mléčné dráhy bude v úhrnu stěží dosahovat zářivého výkonu našeho Slunce!

Podle J. Bahcalla však dosavadní výsledky pozorování HST nenasvědčují předpokladu o vysoké početnosti nejméně hmotných hvězd v Galaxii. Počítání červených trpaslíků v intervalu jasností 20 ÷ 26 mag dalo dvacetkrát méně takových objektů v porovnání s extrapolací funkce hmotnosti, případně v porovnání s výskytem hnědých trpaslíků a gravitačních mikročoček. Pokud nejsme obětí nějakého rafinovaného výběrového efektu, jsou prostě hvězdy v intervalu hmotností 0,1 ÷ 0,3 M_☉ v Galaxii nedostatkovým zbožím.

Na opačném konci hmotnostní stupnice pak dle R. Kudritzkého stojí hvězdy s hmotnostmi nad 100 M_☉, jež jsou ovšem velmi vzácné. V naší Galaxii se několik takových hvězd, vhodných nejspíše pro kosmické zápasy Sumo, nalézá v souhvězdí Lodního kýlu (Carina) – hvězdy HD 93250 a 93129A mají hmotnosti nejméně 100 a snad až 130 M_☉. Nicméně ještě hmotnější objekty Mk 42 a Sk -67°211, dosahující 200 M_☉, byly rozpoznány v sousedním Velkém Magellanově mračnu. Jejich efektivní teploty činí po řadě 50,5 a 57 kK. Podle V. Canuta se u hmotných hvězd s konvektivním jádrem nejvíce uplatňuje mechanismus přestřelování (overshooting), když konvektivní víry přesahují až do pásma, kde je hvězda v zářivé rovnováze, a přinášejí tam materiál s vyšší molekulovou hmotností. Jelikož svítivost hvězdy závisí na vysoké mocnině molekulové hmotnosti, jsou hmotné hvězdy výrazně nadsvítivé. Zatím nejsvítivější hvězdu odhalila nová kamera NICMOS, instalovaná loni na HST. Hvězda se nachází v tzv. Pistolové mlhovině ve Střelci o rozměru 1,2 pc, vzdálené od nás 7,7 kpc. Hvězda je zastíněna hustými mezihvězdnými mračny, ale kdyby byl mezihvězdný prostor směrem k nám průhledný, viděli bychom ji snadno očima jako objekt 4 mag. Její zářivý výkon totiž dosahuje 1.10⁷ L_☉, takže během pouhých 3 sekund vyzáří tolik světla jako Slunce za rok. Obří nadhvězda o poloměru 1 AU měla při svém zrodu před 2 miliony let hmotnost 200 M_☉, leč existence Pistolové mlhoviny nasvědčuje tomu, že výraznou část své hmoty již při různých spojitých i explozivních procesech poztrácela. Při dvou výbuších před 4 a 6 tisíci lety ztratila hvězda celkem 10 M_☉ a její hvězdný vítr odnáší 10¹⁰krát více látky než sluneční vítr ze Slunce. Proto se u této masivní hvězdy již dávno obnažilo horké jádro hvězdy o povrchové teplotě 100 kK a za nějaké 2 miliony roků hvězda konečně vybuchne jako velmi hmotná supernova.

F. Crifo aj. revidovali vzdálenost hvězdy β Pictoris na základě měření družice HIPPARCOS na (19,3 ±0,2) pc, což znamená, že se nachází těsně před hlavní posloupností anebo už přímo na ní. To znamená, že přítomnost planet uvnitř pozorovaného prachového prstenu je vysoce pravděpodobná. O přítomnosti planet svědčí též deformace prachového disku, odhalené na podrobném snímku HST. C. Grady aj. zkoumali prostřednictvím družice IUE hvězdu HD 100546, starou pouhých 10 milionů let a vyznačující se podobným prachovým prstenem. Ve spektru z března 1995 rozpoznali čáry Mg II, Si II, C I, O I, Zn II a S II a soudí, že vznikají početnými dopady komet a planetek na mateřskou hvězdu.

Dobrá rozlišovací schopnost HST umožnila S. Heapové aj. rozlišit v husté hvězdokupě R136a, kdysi považované za nadhvězdu, přinejmenším 15 hvězd s průměrnou hmotností přes 40 M_☉, starých jen 2 miliony roků. Přesto však i HST bledne v porovnání s prototypem optického interferometru Námořní observatoře Spojených států, skládajícího se ze tří zrcadel o průměru 0,35 m, který již umožnil rozlišit kotoučky červených obrů α Ari a α Cas s úhlovým průměrem pouhých 0,005″, takže lze očekávat, že přístroj nakonec dosáhne neuvěřitelné rozlišovací schopnosti 0,000 1″. Britský tříprvkový optický interferometr COAST se základnou 6 m dokázal dle D. Burnse aj. během 11 dnů měření v říjnu 1995 rozlišit kotouček známého červeného veleobra α Ori (Betelgeuze). Průměr kotoučku 0,005 1″ se zmenšuje s klesající vlnovou délkou a měření dovolují přímo určit i stupeň jeho okrajového ztemnění.

Nenápadná hvězda 10 mag v souhvězdí Hadonoše, uvedená v Gliesově katalogu pod číslem 710, je od nás nyní vzdálena 19 pc, ale podle měření vlastního pohybu směřuje téměř přímo k nám, takže za pouhý milion roků se přiblíží na 0,3 pc a stane se jednou z nejjasnějších hvězd na obloze s magnitudou +0,6.

2.3. Proměnné hvězdy

Posledního maxima prototypu mirid ο Ceti v únoru 1997 využili M. Karouka aj. k zobrazení kotoučku proměnné hvězdy pomocí HST. Na ultrafialovém snímku je patrná rozsáhlá atmosféra Miry o poloměru 0,03″, což při vzdálenosti 120 pc dává poloměr hvězdy 3,3 AU. Z kotoučku navíc vybíhá plynný proud směrem k průvodci Miry, kterým je bílý trpaslík obíhající ve vzdálenosti 70 AU.

M. Lattanzi aj. využili pointerů FGS na HST v pásmu 583 nm k interferometrickému zobrazení kotoučků dalších dvou mirid – R Leonis o rozměrech 0,070″ × 0,078″ a W Hydrae, jež má rovněž oválný tvar o rozměrech 0,076″ × 0,091″. Podle F. van Leeuwena aj. byly již odvozeny úhlové rozměry pro 8 mirid a jelikož se pomocí družice HIPPARCOS podařilo pro všechny určit i jejich trigonometrické vzdálenosti, lze odtud odvodit i jejich rozměry lineární. Největší takto změřenou miridou je R Hya s poloměrem 9,0 AU – tato mirida na místě Slunce by sahala bezmála k dráze Saturnu! Naopak nejmenší úhlově změřená mirida R Cas má pak při vzdálenosti od nás 150 pc lineární poloměr v žluté barvě jen 1,35 AU. Při zobrazení 6m dalekohledem BTA metodou skvrnkové interferometrie v daleké červené oblasti 714 nm se však ukázalo, jak výrazně závisí rozměr hvězdy na vlnové délce, neboť v této barvě vychází její poloměr na 4,2 AU. Interferometrie poukazuje i v tomto případě na eliptický vzhled disku hvězdy o hlavních rozměrech 0,042″ × 0,056″.

Z 16 mirid, které mají trigonometrické paralaxy, pulzuje naprostá většina v I. harmonické frekvenci; pouze dvě miridy s periodou pulzací delší než 400 dnů pulzují v základním modu. Mezi ně patří R Leporis s periodou pulzací 427 dnů, která je zároveň vůbec nejbližší miridou ve vzdálenosti pouze 101 pc. Její bolometrický zářivý výkon činí 2 200 L_☉. Nejméně pět blízkých mirid jeví rychlou ztrátu hmoty, což je asi pro tyto proměnné hvězdy naprosto typické.

Mezi cefeidami budí asi stále nejvíce pozornosti Polárka, klasifikovaná současně jako žlutý veleobr. Amplituda jejích pulzací se totiž v minulém desetiletí neustále snižovala, takže se už očekávalo, že pulzace zcela vymizí. I když k tomu bezmála došlo v r. 1992, od té doby se Polárka jakoby mátoří a loni činila amplituda pulzací 1,8 km/s, zatímco v r. 1992 pouze 0,6 km/s. V podobném poměru vzrostla i amplituda jasnosti na 0,03 mag. N. Evansové aj. se podařilo pomocí vysokodisperzního spektrografu GHRS HST odvodit hmotnost cefeidy V350 Sgr, jež činí (5,2 ±0,9) M_☉, a projekci obvodové rychlosti rotace 150 km/s.

Družice HIPPARCOS umožnila zpřesnit i hodnotu střední absolutní hvězdné velikosti pro krátkoperiodické proměnné typu RR Lyr na M_v = (+0,72 ±0,04) a pro prototyp RR Lyr se podařilo určit trigonometrickou vzdálenost (230 ±30) pc. Odtud určená vzdálenost Velkého Magellanova mračna 45,9 kpc však bohužel vůbec nesouhlasí se vzdáleností odvozenou z kalibrace vzdáleností cefeid, jež činí 55,0 kpc, a ta se opět liší od vzdálenosti určené kalibrací mirid – 52,5 kpc. Stále se tedy zřejmě nedaří odstranit všechny zdroje systematických chyb v měření této fundamentální vzdálenosti, na níž přirozeně závisí celá stupnice extragalaktických vzdáleností a potažmo i odhad stáří vesmíru.

Pozoruhodný vývoj prodělala loni jedna z nejsvítivějších hvězd v Galaxii η Carinae, vzdálená od nás 2,3 kpc. Hvězda je známa svými anomálně mohutnými výbuchy v polovině minulého století, kdy patřila k nejjasnějším hvězdám celé oblohy, a mlhovinou Homunculus, jež je výsledkem onoho gigantického výbuchu. Od konce r. 1996 totiž počala růst její rentgenová jasnost v pásmu 2 ÷ 10 keV, charakterizovaná rovněž krátkými vzplanutími v intervalu 85,1 dnů. Zejména na přelomu pololetí 1997 dosáhla tato aktivita vrcholu. V listopadu téhož roku oznámili radioastronomové, že na vlnové délce 7 mm rádiový tok hvězdy od maxima v r. 1995 poklesl třikrát a že se zde rýsuje perioda 5,5 roku. V prosinci loňského roku se tuto periodu podařilo potvrdit i na základě optických spekter. η Car je zřejmě spektroskopická dvojhvězda, ale její hlavní složka je navíc sama těsnou dvojhvězdou. Pádný důkaz o tom podali M. Corcoran aj. pomocí měření proměnností rentgenového záření na družici RXTE, jež vykazují pozvolný nástup během měsíců a pak náhlý pokles během dnů. To lze vysvětlit přítomností průvodce, jenž obíhá svítivou modrou složku po výstředné dráze v periodě 85,1 dne, takže v periastru se hvězdné větry obou složek srážejí a ohřívají až na 60 MK. Hmotnosti obou složek se pohybují kolem 70 M_☉.

Hvězdu η Car řadíme k velmi vzácnému typu svítivých modrých proměnných hvězd, k nimž patří též známý prototyp P Cygni, vzdálený od nás 1,7 kpc. F. Najarro aj. určili z profilů vodíkových a heliových čar poloměr hvězdy 75 R_☉, zářivý výkon 5,6.10⁵ L_☉ a roční ztrátu hmoty 3.10 ⁵ M_☉. Také tato hvězda prodělala velké výbuchy v letech 1600 a 1660 a v současné době se opět dlouhodobě zjasňuje.

2.4. Těsné dvojhvězdy

A. Richichi aj. pokračovali při italských a španělských pozorováních v rozlišování dvojhvězd metodou zákrytů hvězd Měsícem. Při 16 zákrytech nalezli rychlou fotometrií v blízkém infračerveném pásmu plných 13 průvodců v úhlových vzdálenostech 0,005 ÷ 0,6″ od hlavní složky těsné dvojhvězdy, z toho 9 průvodců bylo odhaleno poprvé a 4 další byli potvrzeni, takže jen 3 hvězdy zůstaly podle těchto měření i nadále osamělé.

Tomu dobře odpovídá fakt, že vůči Slunci je nejbližším objektem dokonce trojhvězda α Centauri, vzdálená 1,3 pc. Skládá se z jasné dvojice hvězd (A + B) hlavní posloupnosti spektrálních tříd G2 a K2, které kolem sebe obíhají v periodě 81,2 let, a dále z proslulé Proximy Cen (Gliese 551), spektrální třídy dM5e, jež je od zmíněné dvojice vzdálena 1 400 AU (v současné době na straně přivrácené ke Slunci – proto je to nyní Proxima). Na základě měření z družice IUE odvodili J. Jay aj., že zatímco Proxima je zcela konvektivní hvězda, složka A je pouze povrchově konvektivní. Složka A rotuje kolem své osy nejrychleji v periodě 23 dnů, zatímco složka B nejpomaleji jednou za 36,9 dnů. Proxima, charakterizovaná jako eruptivní trpaslík, rotuje o něco pomaleji než Slunce, totiž jednou za 30,1 dne. Nejnověji A. Schultz aj. oznámili, že na snímcích z července a října 1996, pořízených spektrografem FOS HST, zaznamenali ve vzdálenosti 0,5″ (tj. 0,5 AU) od Proximy o 7 mag slabší – tedy patrně substelární – objekt, jenž se v intervalu 103 dnů vůči Proximě zřetelně posunul.

Jasná hvězda 4 mag φ Persei, vzdálená od nás 220 pc, byla loni sledována spektrografem GHRS HST. Podle D. Giese aj. se skládá z masivní primární složky o hmotnosti 9 M_☉ a podtrpaslíka o hmotnosti pouze 1 M_☉. Podtrpaslík byl ve skutečnosti původně hlavní složkou o hmotnosti 6 M_☉, jenž však předal značnou část své látky dnešnímu primáru o původní hmotnosti 5 M_☉. Tak se fakticky obnažilo teplé nitro podtrpaslíka, jehož povrchová teplota dosahuje 50 kK a jenž svou svítivostí převyšuje svítivost Slunce 200×. Přenášená látka vytváří kolem dnešní primární složky rotující akreční disk, jehož šířka převyšuje průměr primáru osmkrát. Plyn, dopadající z akrečního disku na povrch primáru (hvězdy třídy Be), ho roztáčí na vysokou rychlost 450 km/s. Soustava, jež byla tudíž zastižena v relativně krátkém období intenzivního přenosu látky, je stará asi 10 milionů let a stejně dlouhá budoucnost ji ještě čeká. Potom se směr výměny látky obrátí a dnešní podtrpaslík se zhroutí na bílého trpaslíka.

2.5. Novy a příbuzné objekty

Mezi sledovanými novami stále zastává výjimečné postavení Nova V1974 Cygni, jež sice vzplanula již v únoru 1992, leč pro svou vysokou jasnost a pomalý pokles se stala nejlépe studovanou novou v dějinách astronomie. D. Chochol aj. vypracovali na základě spekter z ondřejovského 2m teleskopu a na základě snímků expandujících obalů z HST kinematický model rozpínající se obálky, jež se skládá z rychlé tenké vnější a pomalejší husté vnitřní slupky. Slupky vytvářejí rovníkový prsten a dále kulová i polární zhuštění, pohybující se v silném magnetickém poli. Prsten je k zornému paprsku skloněn pod úhlem 39° a vzdálenost novy od nás odvozená z expanze obalů nyní dobře souhlasí se vzdáleností odvozenou klasickými postupy, když činí 1,8 kpc. Rozpínání obalů novy přímo potvrdili P. Garnavich a J. Raymond ze spekter, pořízených mezi říjnem 1996 a květnem 1997. Za 200 dnů se poloměr obálky zvětšil o 10″. Z měření v blízké infračervené oblasti určili C. Woodward aj. celkovou ztrátu hmoty této novy při explozi na 4.10 ⁴ M_☉. S. Shore aj. odvodili z ultrafialových spekter IUE a GHRS HST, že původní teplota povrchu novy-bílého trpaslíka dosahovala 300 kK, avšak do konce r. 1997 klesla na 20 kK a její zářivý výkon na 30 L_☉. Konečně D. Skillman aj. a A. Retter aj. se zabývali rozborem tzv. hrbů (superhumps) na světelné křivce novy v letech 1993–1996. Tyto hrby vznikají skládáním dvou blízkých period 117 a 122 min, přičemž kratší z nich je vyvolána oběžným pohybem samotné těsné dvojhvězdy. Hmotnost bílého trpaslíka pak vychází v rozmezí 0,75 ÷ 1,07 M_☉.

Ještě pomalejší klasickou novou se stala Nova Cas 1995 (V723 Cas), která byla na přelomu let 1996 a 1997 rozpoznána jako zesilující se rádiový zdroj v pásmu vlnových délek kolem 60 mm. Podle optických spekter z července 1997 vstoupila totiž do nebulární fáze teprve dva roky po vlastním výbuchu. Mezi vůbec nejdéle sledované novy patří GK Persei, jež vzplanula na počátku století r. 1901 a jež byla loni rozpoznána družicí ROSAT jako rentgenový zdroj. V pásmu 0,1 ÷ 2,4 keV je pozorovatelná rozpínající se obálka do vzdálenosti až 60″ od bílého trpaslíka. Obálka má eliptický vzhled s četnými uzlíky, jejichž poloha se však liší od polohy uzlíků optických. Další starou novou BT Monocerotis, jež vzplanula r. 1939, se zabývali D. Smith aj. Nova je v současné době 16 mag a jelikož je současně zákrytovou dvojhvězdou, umožnilo to určit základní parametry soustavy, především pak hmotnost obou složek. Ta činí 1,0 M_☉ pro bílého trpaslíka a 0,9 M_☉ pro jeho průvodce spektrální třídy G8 V. Bílý trpaslík rotuje kolem své osy velkou projektovanou rychlostí 138 km/s, což je stejně udivující jako jeho vysoká hmotnost. Soustava je od nás vzdálena 1,7 kpc.

II. katalog kataklyzmických proměnných hvězd vydali R. Downes aj. a počet položek v něm poprvé překročil tisícovku. M. Diaye a A. Bruch zkoumali rozložení oběžných dob pro kataklyzmické proměnné hvězdy a speciálně pro novy. Asi třetinu kataklyzmických proměnných lze zařadit ke klasickým novám, jež se vyskytují v těsných dvojhvězdách s oběžnými periodami od 1,4 h do 48 h. Většina oběžných period však spadá do úzkého pásma 3 ÷ 4 h. Naproti tomu se prakticky nevyskytují oběžné periody 2 ÷ 3 h. Úhrnná četnost nov v Galaxii za rok není známa příliš přesně a rozliční autoři udávají hodnoty od 11 až po 260 nov za rok. A. Shafter přichází nyní se zlatou střední hodnotou 35 nov ročně.

Pro studium trpasličích nov se ukázal být přímo nepostradatelným ultrafialový spektrograf GHRS na HST. E. Sion aj. zkoumali trpasličí novu VW Hyi asi měsíc po výbuchu a odhalili v jejím spektru přebytek dusíku, kyslíku, křemíku, hliníku a zvláště fosforu. Posledně jmenované prvky vznikají zachycováním protonů v těžších atomových jádrech během překotné termonukleární reakce jader C, N, O na povrchu bílého trpaslíka a jejich výskyt ve spektru je vlastně prvním přímým důkazem, že v trpasličích novách tato překotná reakce vskutku probíhá. Bílý trpaslík o hmotnosti 0,9 M_☉ o poloměru 6 500 km rotuje rychlostí 400 km/s a jeho povrchová teplota dosahuje 22 kK. Gravitační červený posuv čar na jeho povrchu činí 58 km/s. F. Cheng aj. pořídili ultrafialové spektrum trpasličí novy WZ Sge, jejíž parametry doslova zlomily všechny rekordy pro tento typ objektů. Bílý trpaslík, na němž dochází k překotné termonukleární reakci, totiž rotuje s obvodovou rychlostí plných 1 200 km/s a efektivní teplota na jeho povrchu dosahuje jen 15 kK. Je členem velmi těsné dvojhvězdy s oběžnou periodou pouhých 81 minut. Amplituda světelné křivky při explozi dosahuje plných 7 mag, přičemž výbuchy se opakují v mimořádně dlouhé periodě 33 let.

A. Skopal aj. analyzovali světelnou křivku a spektrum symbiotické dvojhvězdy BF Cygni od r. 1890 do r. 1996. Soustava je od nás vzdálena 5 kpc a skládá se z jasného obra třídy M5 o hmotnosti 2 M_☉, poloměru 260 R_☉ a zářivém výkonu 5 000 L_☉, jakož i z horké kompaktní složky o hmotnosti 0,35 M_☉ a výkonu 1,4 L_☉. Obě složky kolem sebe obíhají v periodě 757,3 dne, přičemž primární obří složka téměř vyplňuje svůj Rocheův lalok. Soustava prodělala během posledního století několik zábleskových epizod, vyvolaných akrecí látky na horkou složku, a klasické výbuchy v letech 1920 a 1989. Na povrchu horké složky probíhala v letech 1895–1960 termonukleární reakce.

I v loňském roce byla pečlivě sledována nově podobná proměnná V4334 Sgr (objekt Sakurai), kde příčinou vzplanutí je zřejmě závěrečný heliový záblesk, k němuž došlo patrně již koncem r. 1994. Přímá pozorování započala v únoru 1996. Infračervený tok proměnné od dubna 1996 neustále stoupal, zejména v pásmech RIJK, což lze objasnit svícením horkého cirkumstelárního prachu. Podle H. Duerbecka aj. je objekt Sakurai od nás vzdálen 8 kpc a představuje vlastně bílého trpaslíka – žhavé jádro planetární mlhoviny. Jeho zářivý výkon dosáhl r. 1997 plných 10 000 L_☉, ačkoliv se teplota fotosféry ochladila z 8 na 6 kK. Fotosféra se totiž pomalu rozpíná a větší rozměry dávají větší zářivý výkon navzdory poklesu efektivní teploty. V březnu téhož roku byly zaznamenány dramatické změny ve spektru objektu.

A. Frank se zabýval vznikem bipolárních mlhovin kolem starých hvězd. Interakce hustého pomalého a rychlého řídkého hvězdného větru způsobí vznik dvou bublin a bipolárních výtrysků, jak se podařilo nádherně doložit na sugestivních snímcích HST. Hustý vítr odnese během řádově 10⁴ let velké množství hmoty, jelikož vnější vrstvy obra jsou slabě gravitačně vázány a rozptylují do interstelárního prostoru těžší prvky.

2.6. Bílí trpaslíci

J. Dupuis aj. identifikovali pomocí družice EUVE velmi hmotného bílého trpaslíka J1746-706 o povrchové teplotě 46,5 kK a hmotnosti 1,2 M_☉, jehož stáří odhadli na méně než 50 milionů let. J. Provencal aj. určili pomocí HST základní parametry bílého trpaslíka Prokyon B, jenž je ve vizuálním oboru 10,9 mag a obíhá kolem Prokyonu A v periodě 40,8 roků. Při hmotnosti 0,62 M_☉ a poloměru 0,0096 R_☉ má totiž jádro bílého trpaslíka vyšší hmotnost, než odpovídá hmotnosti jádra z uhlíku, což je naprosto záhadné; jeho povrchová teplota dosahuje pouze 8,7 kK. Autoři tvrdí, že původní hmotnost Prokyonu B činila 1,7 M_☉. Naproti tomu Sirius B dosahuje při poloměru 0,0074 R_☉ hmotnosti 1,03 M_☉ a druhý nejjasnější bílý trpaslík 40 Eri B, vzdálený od nás podle H. Shipmana aj. přesně 5 pc, má poloměr 0,013 R_☉ a hmotnost pouze 0,50 M_☉. Potvrzuje se tak Chandrasekharův teoretický výpočet, podle něhož je poloměr bílého trpaslíka nepřímo úměrný jeho hmotnosti.

K. Werner a T. Rauch a M. Barstow aj. se zabývali bílým trpaslíkem V471 Tau, jenž je členem zákrytové dvojhvězdy, kde druhou složku představuje hvězda spektrální třídy K2 V o hmotnosti 0,8 M_☉. Soustava je od nás vzdálena necelých 47 pc, a patří tedy do otevřené hvězdokupy Hyády. Obě složky kolem sebe obíhají v periodě 0,5 dne s totalitou o trvání 50 min, přičemž fáze sestupu a vzestupu světelné křivky trvají pouhých 68 s. Bílý trpaslík má při poloměru 0,010 R_☉ a efektivní teplotě 34 kK hmotnost 0,76 M_☉. V rentgenovém oboru vykazuje pulzace s periodou 555 s. D. Finely a D. Koester objevili nejmladší vizuální dvojhvězdu PG 0922+162, tvořenou degenerovanými složkami o hmotnostech 0,79 M_☉ a 1,10 M_☉. Obě složky mají touž efektivní teplotu 22 kK. Původní hmotnosti degenerovaných objektů dosahovaly ovšem 6,5 M_☉ a 3,8 M_☉, takže ve stadiu bílého trpaslíka se v souladu s teorií ocitly teprve před 90 resp. 260 miliony let.

2.7. Supernovy

Ačkoliv od výbuchu slavné supernovy 1987A ve Velkém Magellanově mračnu uplynulo již celé desetiletí, zájem o tento jedinečný objekt rozhodně neklesá. Astrofyzikům stále vrtá hlavou, jak je možné, že bezprostředním předchůdcem supernovy byl v tomto případě modrý – a nikoliv červený – veleobr. Podle S. Woosleye aj. došlo k přeměně červeného veleobra na modrého asi 20 tisíc let před vlastní explozí. Hvězdný vítr červeného veleobra byl pomalejší a hustší s roční ztrátou hmoty řádu 10 ⁵ M_☉, kdežto mladší modrý veleobr ztrácel hvězdným větrem ročně jen 10 ⁷ M_☉, poněvadž byl řidší, ale zato byl rychlejší, takže vítr z červeného veleobra postupně dohání, a to se projevuje rázovou vlnou v plynných obalech kolem supernovy. Podle F. Meyera se tím původně chladná vnější obálka ohřívá a ionizuje a my pozorujeme vnější úzký prsten s velkým kontrastem hustoty.

Prsten se dle J. Puna a R. Kirshnera rozpíná rychlostí 9 km/s, ale jelikož bude v dohledné době dostižen produkty vlastní exploze, šířícími se v rázové vlně rychlostí 0,05c, začne se výrazně zjasňovat a brzy po roce 2000 by měl dosáhnout až 13 mag (nyní je asi 21 mag). Tomu odpovídá situace ze snímku HST pořízeného v červenci 1997, na němž je v porovnání se obdobným snímkem z února 1994 patrné zjasnění kompaktního uzlíku poblíž vnitřního prstenu o plných 50 %. Ještě zřetelněji se týž efekt projevil ve spektrech prstenců pořízených spektrografem STIS HST koncem září a počátkem října 1997, na nichž jsou zřetelné emise vícenásobně ionizovaného uhlíku, dusíku, kyslíku a helia. Přesné spektroskopické změření rychlosti rozpínání obálky umožnilo porovnáním s úhlovými rozměry prstence určit nezávisle vzdálenost supernovy na 51,2 kpc. To je v dobré shodě s údaji N. Panagii aj., kteří z ultrafialové světelné křivky družice IUE a ze snímků rozpínajícího se prstence z HST dostali pro vzdálenost supernovy (50,9 ±1,8) kpc a odtud odvodili pro vzdálenost centra Velkého Magellanova mračna hodnotu 51,5 kpc.

T. McCray soudí, že předchůdcem supernovy byla fakticky velmi těsná dvojhvězda, jež splynula právě před 20 tisíci lety, a to způsobilo proměnu červeného veleobra na modrý. Při výbuchu supernovy se vytvořily izotopy kobaltu ⁵⁶Co v množství 0,07 M_☉ a ⁵⁷Co v množství 0,003 M_☉, jejichž postupný radioaktivní rozpad přispívá nyní výrazně k pozorované jasnosti pozůstatku supernovy. Podle N. Chugaie aj. ultrafialové a optické emisní spektrum pozůstatku, pořízené 8 let po výbuchu HST, odpovídá radioaktivní luminiscenci chladného plynu o teplotě pouhých 150 K, přičemž hlavním zdrojem svícení plynu se zářivým výkonem 10²⁹ W je radioaktivní rozpad dceřiného izotopu ⁴⁴Ti v množství 1,5.10 ⁴ M_☉. Podle T. Narity aj. je téměř jisté, že uvnitř pozůstatku se nenalézá rádiový resp. optický pulzar, což je další nečekaná komplikace, pro niž není jednoznačné vysvětlení. Podle K. Nomota aj. činí hmotnost expandující obálky supernovy 10 M_☉ a její celková energie dosahuje fantastické hodnoty 1,3.10⁴⁴ J; přitom předchůdce měl před výbuchem poloměr jen 48,5 R_☉.

Mezi ostatními pozorovacími výsledky je patrně nejvýznamnější důkaz J. Marcaida aj., že tempo rozpínání obalů supernovy 1993J v galaxii M81 se intervalu od půl roku do 42 měsíců po explozi zpomalilo asi o 15 %, jak vyplývá z radiointerferometrických měření na vlnových délkách 36 a 60 mm. Počáteční rychlost expanze přitom dosahovala 15 000 km/s.

Zcela novou kapitolu ve výzkumu supernov otevírají soustavné přehlídky zaměřené na objevování kosmologicky vzdálených supernov, neboť supernovy se pro své rekordní zářivé výkony ideálně hodí jako pravé majáky vesmíru k průzkumu kosmických hlubin. Za pouhých 8 měsíců loňského roku tak bylo údajně objeveno přes 1 100 (!) supernov, ač skutečný počet bude nakonec o něco nižší, jelikož paradoxně není nijak jednoduché odlišit takto vzdálené, a tudíž opticky slabé supernovy od nesrovnatelně bližších planetek Sluneční soustavy. V říjnu 1996 byl ustaven na observatoři Cerro Tololo v Chile nový rekord z = 0,84 pro červený posuv kosmologicky vzdálené supernovy v souhvězdí Ryb, jež byla v době maxima R = 24 mag. Již koncem dubna 1997 byl však tento rekord pomocí 3,7m reflektoru CFHT na Mauna Kea překonán P. Garnavichem aj. pro supernovu 1997ck v souhvězdí Herkula, pro niž Keckův teleskop nalezl červený posuv z = 0,97. Vzdálenost této supernovy sice poněkud závisí na přijatém kosmologickém modelu, ale okrouhle ji lze odhadnout na 8 miliard světelných let.

Podobně vzdálené jsou také supernovy 1997ff a 1997fg, snímkované koncem prosince HST v proslulém Hubbleově hlubokém poli (HDF) v souhvězdí Velké Medvědice. Jsou to také zatím nejslabší pozorované supernovy, když 1997ff měla na Štědrý den 1997 magnitudu I = 26,8. A. Riess aj. ukázali, že u supernovy 1996bj s červeným posuvem z = 0,57 stárne její spektrum po explozi pomaleji než pro supernovy blízké. Za 10 dnů pozemského času se totiž její spektrální vzhled změnil jakoby jen o 3,3 dne, což alespoň v prvním přiblížení lze objasnit relativistickou dilatací času, která by ovšem pro uvedený červený posuv měla dát fiktivní zestárnutí o 6,4 dne.

Nová pozorování supernov podněcují také teoretické výpočty a modely průběhu vlastního výbuchu. A. Burrows shrnul nejnovější modelování gravitačního hroucení masivních hvězd, jež vede k supernovám typu II. Po katastrofálním zhroucení hvězdy se odražená rázová vlna a také neprůhledná neutrinosféra na chvíli zastaví, ale pak je prudký ohřev neutriny opět uvede do pohybu. Výbuch probíhá asféricky, což se navenek projeví rychlým vlastním pohybem neutronové hvězdy (pulzaru) tempem nad 300 km/s.

S. Mineshiga aj. studovali průběh gravitačního kolapsu masivních hvězd s ohledem na možnost vzniku černé díry. Ukázali, že pokud má hvězda před zhroucením hmotnost vyšší než 50 M_☉, vzniká černá díra přímo zhroucením neutronové hvězdy, kdežto pro původní hmotnosti v rozmezí 20 ÷ 50 M_☉ může dojít ke kolapsu neutronové hvězdy na černou díru opožděně, například už jen tím, že po vlastním výbuchu spadne část vymrštěné hmoty zpět na neutronovou hvězdu. Totéž se stane v případě, že se masivní hvězda nalézá v těsné dvojhvězdě a po explozi pokračuje přetékání hmoty z průvodce do akrečního disku kolem neutronové hvězdy. To je údajně případ opticky nevýrazných supernov typů Ib a Ic, anebo i klasických typů II, pokud jejich maximální zářivý výkon byl nápadně nízký. Právě tak by se potom dala objasnit pozorování pozůstatku supernovy 1987A, kde – jak jsem již uvedl – patrně nevznikl pulzar.

K. Nomoto aj. se zase věnovali přehledu o dějích, které vedou k výbuchu supernov typu Ia, což jsou obecně nejzářivější supernovy prakticky konstantního maximálního zářivého výkonu. Nutnou podmínkou vzniku takové supernovy je existence těsné dvojhvězdy, v níž kompaktní složku představuje bílý trpaslík nabírající hmotu akrecí z druhé složky dvojhvězdy. Je-li původní hmotnost mateřské hvězdy nižší než 8 M_☉, vzniká z ní nakonec bílý trpaslík tvořený uhlíkem a kyslíkem. Jestliže hustota nitra bílého trpaslíka stoupne nad 10¹² kg/m³, stane se hoření uhlíku v nitru díky silné elektronové degeneraci výbušným a termonukleární plamen doslova prošlehne celou hvězdou, a tím ji zničí. Energie exploze řádu 10⁴⁴ J je s ohledem na víceméně konstantní hmotnost akreujících bílých trpaslíků (1,3 M_☉) rovněž konstantní a tato okolnost činí ze supernov Ia vynikající „standardní svíčky“ pro fotometrické měření vzdáleností cizích galaxií. Takto lze ze světelných křivek zejména velmi vzdálených supernov určovat nejenom hodnotu Hubbleovy konstanty rozpínání vesmíru, ale i hodnotu kosmologické konstanty a parametru Ω, jenž určuje poměr hustoty vesmíru k hustotě kritické, a tím i charakter geometrie prostoru. Podle E. Cappellara aj. je však tento obraz příliš zjednodušený, neboť nepočítá se vznikem radioaktivního izotopu ⁵⁶Ni v proměnlivém množství od 0,1 do 1,1 M_☉, což přirozeně významně ovlivní zmíněný maximální zářivý výkon a vede k příliš velkém rozptylu v určování zmíněných kosmologických parametrů.

Z. Wang aj. se zabývali měkkým rentgenovým zdrojem RX J1713.7-3946 v souhvězdí Štíra s efektivní teplotou 55 MK, jenž byl rozpoznán E. Pfeffermanem a B. Aschenbachem r. 1996 ve vzdálenosti 1,1 kpc. Ukázali, že jde nejspíše o rentgenový pozůstatek supernovy, která vzplanula r. 393 n. l., kdy dosáhla na pozemské obloze zhruba 0 mag a byla pozorovatelná očima skoro 8 měsíců. To ovšem značí, že její absolutní hvězdná velikost dosáhla jen -13 mag, takže spadá do skupiny opticky nevýrazných nov, jak je studovali Mineshiga aj.

G. Vasisht a E. Gotthelf analyzovali pulzní rentgenovou emisi v rádiově tichém pozůstatku supernovy Kes 73 (1E 1841-045) v souhvězdí Štítu. Rentgenové záření kolísá s amplitudou 30 % v poměrně dlouhé periodě 11,8 s, kterou autoři považují za rotační periodu neutronové hvězdy. Jelikož stáří pozůstatku činí pouze 2 000 roků, znamená to, že původní rychlá rotace neutronové hvězdy musela být výrazně zbrzděna mimořádně silným magnetickým polem s indukcí řádu 800 MT (!). Tak silné pole je průvodním jevem tzv. magnetarů, jež mohou mít snadno vazbu i na jiné vzácné případy, totiž tzv. rekurentní zdroje měkkého záření gama (soft-gamma repeaters) – vesměs by pak šlo o mladé pozůstatky supernov s rekordními magnetickými poli. Na druhé straně družice RXTE objevila v pozůstatku supernovy N157B ve Velkém Magellanově mračnu pulzace v tvrdém oboru záření gama (2 ÷ 25 keV) s extrémně krátkou periodou 16,11 ms, které se prodlužují tempem 5.10 ¹⁴, což dělá dojem přítomnosti černé díry, opět ve shodě s Mineshigovou klasifikací.

R. Sankrit a J. Hester shrnuli údaje o proslulém pozůstatku supernovy v Krabí mlhovině. Ta byla v r. 1054 n. l. pozorována očima ve dne po dobu 3 týdnů a v noci po dobu 22 měsíců. Mlhovinu poprvé pozoroval J. Bevis r. 1731 a po něm C. Messier r. 1758, jenž ji pod pořadovým číslem 1 zařadil do svého proslulého katalogu. Název Krabí mlhovina pochází od W. Parsonse (lorda Rosseho), jenž ji nakreslil na základě vizuálních pozorování svým 1,8m reflektorem. Možnou genetickou souvislost mlhoviny se supernovou 1054 uvažoval jako první K. Lundmark v r. 1921.

E. Reynoso aj. zkoumali po dobu 10 let pomocí antény VLA na frekvenci 1,4 GHz rádiový pozůstatek Tychonovy supernovy v Kasiopeji z r. 1572. Zjistili, že rádiová mlhovina se rozpíná o 0,1 % za rok, takže do mezihvězdného prostředí se při výbuchu dostala energie řádu 10⁴⁴ J. Odtud také plyne, že šlo o supernovu třídy Ia.

3. Pulzary a neutronové hvězdy

3.1. Pulzary

Vloni uplynula tři desetiletí od rozpoznání prvních čtyř rádiových pulzarů J. Bellovou a A. Hewishem. Význam tohoto převratného pozorování shrnuli M. Young aj. Existenci neutronových hvězd předpověděli již r. 1932 L. Landau a nezávisle r. 1934 W. Baade a F. Zwicky, avšak málokdo tehdy věřil, že takové objekty někdy astronomové na obloze naleznou. První vysvětlení povahy pulzarů proto s neutronovými hvězdami vůbec nepočítala, až na T. Golda, jenž uveřejnil svůj dosud platný majákový model pro rychle rotující neutronovou hvězdu se šikmo skloněným magnetickým dipólem již r. 1968. Ve svém modelu správně předpověděl pomalé sekulární prodlužování periody pulzarů, což se také vzápětí prokázalo, zejména pro pulzary s nejvyšší magnetickou indukcí řádu 10⁸ T.

Postupem doby se ukázalo, že rádiové pulzary představují mimořádně cennou astrofyzikální laboratoř, když zmíněné sekulární zpomalování rotační periody bývá u mladých pulzarů občas přerušeno skoky v periodě, jež vysvětlujeme jako přestavbu nitra neutronové hvězdy. Pulzary se staly rovněž vysoce přesnými přírodními časovými normály s přesností srovnatelnou na časové stupnici desetiletí s atomovými hodinami, a tak umožnily ověřovat některé předpovědi obecné teorie relativity. Samostatnou kapitolu pak představují interakce s magnetosférou, do níž se dle J. Bella přenáší díky ztrátě rotační energie neutronové hvězdy zářivý výkon řádu 10⁵ L_☉, resp. interakce v binárních pulzarech, kde druhou složkou může být hvězda hlavní posloupnosti, bílý trpaslík, další neutronová hvězda a možná i černá díra. Ačkoliv do současnosti bylo objeveno přes 730 rádiových pulzarů, jen 3 z nich jeví také optické impulzy, tj. pulzar v Krabí mlhovině, v souhvězdí Plachet (0833-45) a ve Velkém Magellanově mračnu (B0540-69). K nim lze ještě přiřadit rádiový pulzar B1055-52, jenž souběžně vykazuje impulzy také v ultrafialovém oboru spektra.

Speciálním případem jsou pulzary B1957+20, kde pulzar ozařuje průvodce, jenž pak jeví optické impulzy, a dále proslulý objekt Geminga (J0633+1746 = 2GC 195+04), jenž byl rozpoznán nejprve jako pulzar s periodou 0,237 s v oboru gama a rentgenovém a později rovněž opticky. Měření 6m dalekohledem BTA počátkem r. 1996 prokázalo optické pulzace v pásmech B a V, dosahující v maximu 26,0 resp. 25,5 mag, jež přesně sledují fáze impulzů v oboru tvrdého rentgenového i měkkého gama záření.

Teprve loni se však podařilo nalézt Gemingu také v pásmu metrových rádiových vln. Na základě měření v červenci až říjnu 1997 radioteleskopem PKR-1000 se zdařilo odhalit široké rádiové impulzy s periodou 0,237 s na frekvencích 41 a 61 MHz s maximálním tokem až 300 mJy. A. Kuzmin a B. Losovskij ji sledovali v pásmu 102 MHz už v letech 1992–96 a odhalili jak velmi široký hlavní impulz (trvání 19 % rotační doby), tak i interpulz (trvání 36 % rotační doby) ve fázi 0,53. Podle V. Malofějeva a O. Maleva jde o vůbec nejslabší rádiový pulzar s maximálním tokem 5 mJy na frekvenci 102,5 MHz, zatímco na vyšších frekvencích není pozorovatelný vůbec. Rotační perioda Gemingy se prodlužuje tempem 1,1.10^-14. Z disperzní míry (3 ±1) pc/cm³ vychází vzdálenost pulzaru na 156 pc, což je fakticky nejbližší pulzar vůči Slunci.

G. Bignami nalezl ve spektru Gemingy cyklotronovou čáru, z níž určil magnetickou indukci na povrchu neutronové hvězdy 4.10⁷ T. P. Caraveová aj. dokázali v pěti krocích překonat rekordní rozsah hvězdných velikostí mezi objekty katalogu HIPPARCOS a Gemingou (V = 25,5 mag) a určili tak polohu neutronové hvězdy s neuvěřitelnou přesností na 0,04″. To značně zlepšuje přesnost redukcí nutných pro stanovení „čisté“ impulzní periody, oproštěné od všech pohybů Země vůči pulzaru. Podle P. Caraveové a P. Bignamiho je Geminga potenciálně velmi cenným pulzarem, neboť jde o osamělou neutronovou hvězdu, jejíž chaotická aktivita již do značné míry ustala. Lze tak přesně spočítat zhruba 2,5 miliard otáček neutronové hvězdy v průběhu 20 let měření v pásmu gama.

Nejbližším a rádiově nejjasnějším binárním milisekundovým pulzarem je dle J. Sandhua aj. objekt J0437-4716, objevený v Parkesu r. 1993. Při rotační periodě 5,75 ms a oběžné době 5,74 dne lze odhadnout jeho vzdálenost v rozmezí 140 ÷ 180 pc a stáří průvodce – bílého trpaslíka – na nějakých 5 miliard let. Projekce velké poloosy oběžné dráhy činí 1 milion km a sklon kruhové dráhy k zornému paprsku je nižší než 43°. Hmotnost pulzaru-neutronové hvězdy vychází na 1,4 M_☉, zatímco bílý trpaslík o efektivní teplotě 3 950 K má hmotnost nižší než 0,32 M_☉. Vlastní pohyb soustavy dosahuje 120 km/s.

Podobnou rychlostí 128 km/s se dle F. Nasutiho aj. pohybuje také známý pulzar 0833-45 v souhvězdí Plachet, jenž byl r. 1976 opticky identifikován jako hvězda 23,7 mag v oboru B a o rok později byly zjištěny i optické impulzy v periodě 0,089 s. Teplota neutronové hvězdy zde dosahuje 1,7 MK a vzdálenost objektu od nás činí 500 pc. Podle T. Jošikošiho aj. však od tohoto pulzaru přicházejí i fotony velmi vysokých energií nad 2,5 TeV, jež byly detektovány na observatoři Woomera v letech 1993–95. Zářivý výkon pulzaru dosahuje v tomto pásmu hodnoty 6.10²⁵ W.

Zvláštní postavení má podle M. Hirajamy aj. též pulzar B1259-63 s impulzní periodou 48 ms, jenž obíhá po velmi výstředné dráze kolem hvězdy SS 2883 spektrální třídy B2 Ve v oběžné periodě 3,4 roku. Masivní hvězda má poloměr 8 R_☉, hmotnost plných 10 M_☉ a její rozsáhlá atmosféra je zvláště v periastru doslova bičována relativistickými rázovými vlnami hvězdného větru pulzaru. Tak vzniká silná netepelná emise o výkonu řádu 10²⁷ W.

F. Marshall aj. ohlásili objev vysoce energetického pulzaru s rotační periodou 17 ms, jenž se nalézá v pozůstatku supernovy N157B ve Velkém Magellanově mračnu. Magnetické pole pulzaru je o něco slabší než u pulzaru v Krabí mlhovině, takže také brzdění je o něco mírnější. Přesto při stáří pulzaru, určeného z velikosti okolní plynné obálky na 4 tisíce let, vychází původní rotační perioda pouhých 7 ms. Podobně pulzar v Krabí mlhovině rotoval při svém vzniku před 940 lety právě dvakrát rychleji než dnes, tj. v periodě 17 ms. Konečně L. Nicastro a S. Johnston ohlásili objev pulzaru 1302-63 ve vzdálenosti více než 50° od hlavní roviny Galaxie, jenž se vyznačuje druhou nejvyšší známou disperzní mírou 875 pc/cm³, a tedy přirozeně i velmi nízkým rádiovým tokem 0,2 mJy na frekvenci 1,5 GHz.

3.2. Rentgenové zdroje

Mezi rentgenovými dvojhvězdami vyniká zákrytový systém Her X-1 = HZ Her s oběžnou dobou 1,7 d, jenž dle A. Reynoldse aj. obsahuje neutronovou hvězdu s hmotností 1,5 M_☉, vzdálenou od nás plných 6,6 kpc. Ještě zajímavější je však objekt 1915+105 v souhvězdí Orla, jenž byl v srpnu r. 1992 rozpoznán jako přechodný zdroj tvrdého rentgenového záření. B. Paul aj. nyní zjistili, že zdroj jeví rychlou rentgenovou proměnnost během řádově sekund, jež má charakter kvaziperiodických oscilací. Během května loňského roku jeho rentgenová jasnost vzrostla více než trojnásobně a k tomu přibyla rádiová pozorování nadsvětelných (1,3c) výtrysků v pásmech 2,25 a 8,3 GHz. Podle F. Mirabela aj. souvisí tato aktivita s přenosem hmoty z průvodce, jímž je pozdní hvězda třídy O nebo raná hvězda třídy B s emisními čarami. Příjemcem je téměř určitě hvězdná černá díra, obklopená tlustým akrečním diskem, jenž je vlastním zdrojem pozorované rentgenové aktivity. Tato aktivita připomíná svou pravidelností s intervalem asi půl hodiny činnost gejzírů v amerických národních parcích. Infračervená pozorování totiž ukázala, že v době, kdy dojde k výtryskům z disku, se náhle sníží rentgenová svítivost zdroje, avšak po dalších 5 minutách se opět obnoví, tj. obnoví se dodávka materiálu od rané hvězdy do akrečního disku. Každý superluminální výtrysk tak představuje vyvržení asi 100 bilionů tun plynné látky. (Ve skutečnosti se ovšem výtrysky pohybují podsvětelně – nadsvětelná rychlost je důsledkem geometrické iluze.)

Nadsvětelné pohyby jsou dle S. Newella aj. pozorovány též u známé rentgenové dvojhvězdy Cyg X-3, kde se dokonce střídají období superluminálního rozpínání a smršťování (!) rádiových uzlíků. Při vzdálenosti zdroje asi 10 kpc vycházejí superluminální násobky podél velké osy výtrysků na (2,4 ÷ 4,8)c a (0,8 ÷ 2,3)c podél malé osy. Podobným slabě superluminálním (1,1c) rentgenovým zdrojem je dle F. van der Hoofta aj. objekt J1655-40, objevený r. 1994 jako rentgenová nova v souhvězdí Štíra. Skládá se z hvězdné černé díry o hmotnosti 7 M_☉ a průvodce spektrální třídy F5 IV s hmotností 2,3 M_☉. Složky těsné dvojhvězdy kolem sebe obíhají v periodě 2,6 dne a průvodce je ohříván rentgenovým zářením primáru. Rentgenový zdroj byl mimořádně aktivní v r. 1995, avšak v loňském roce jeho rentgenová aktivita poklesla o plných 95 %, souběžně s optickým poklesem v oboru V z 15,7 na 17,3 mag.

Třetím novým kandidátem na černou díru je dle A. Filippenka aj. rentgenová Nova Oph 1977, jejíž optické spektrum získali autoři pomocí Keckova teleskopu. Zjistili, že jde o spektroskopickou dvojhvězdu s oběžnou dobou 0,52 dne a sklonem dráhy k zornému paprsku 70°. Sekundární složka má hmotnost asi 0,5 M_☉, zatímco primární přinejmenším 5 M_☉. Konečně družice RXTE rozpoznala koncem loňského července proměnný tvrdý rentgenový zdroj J1755-324 v jádře Galaxie jako další pravděpodobnou hvězdnou černou díru. Největším překvapením roku však byl nápadný výbuch rentgenové Novy Per 1992 (= V518 Per = GRO J0422+32) v březnu 1997, čímž se potvrdila cykličnost výbuchů v periodě 120 dnů. G. Beekan aj. odvodili totiž při oběžné době 5,1 h hmotnost zhroucené složky na minimálně 15 M_☉ a snad i 28 M_☉, což je suverénně nejhmotnější hvězdná černá díra v Galaxii. C. Kouveliotouová a J. van Paradijs připomněli, že uvolnění energie při akreci hmoty na černou díru je mimořádně účinný zdroj zářivé energie, zhruba 30krát účinnější než všechny známé termonukleární reakce.

G. Vasisht a E. Gotthelf objevili pomocí družice ASCA neobvyklý rentgenový pulzar 1E 1841-045 uprostřed pozůstatku supernovy Kes 73 s impulzní periodou 11,8 s. Jde o velmi pomalou rotaci neutronové hvězdy, jež je v tomto případě mimořádně mladá – vznikla teprve před 2 000 lety. Pomalou rotaci lze objasnit jedině rekordně intenzivním magnetickým polem o indukci 8.10⁸ T (!). Pro neutronové hvězdy, které rychle ztrácejí rotační energii vlivem extrémně silného magnetického pole, navrhují autoři název magnetary. Ještě delší rotační periodu má však patrně neutronová hvězda v rentgenové Nově V2116 Oph (= GX 1+4), pozorovaná jako rentgenový i optický pulzar. V červenci 1997 totiž činila 127 s a ročně se prodlužuje o plné 2 s. Mimořádným překvapením byl rentgenový důkaz, že jedna z nejhmotnějších hvězd Galaxie η Carinae je ve skutečnosti těsnou dvojhvězdou. I o tento důkaz se přičinila družice RXTE, když ukázala, že rentgenové záření svítivé modré proměnné hvězdy vždy pozvolna rostlo během měsíců a pak náhle pokleslo za pár dnů. Odtud lze usoudit, že složky dvojhvězdy kolem sebe obíhají po velmi výstředné dráze v periodě 85 dnů a jejich hvězdné větry se srážejí v periastru, kdy vytvoří rázovou vlnu, jež ohřeje plynné obaly na 60 MK. V apastru pak aktivita zcela ustane. Při vzdálenosti objektu 2,3 kpc pak vychází hmotnost každé složky asi na 70 M_☉.

3.3. Neutronové hvězdy

P. Caraveová konstatovala, že již 9 osamělých neutronových hvězd bylo identifikováno opticky. Nejnověji se pomocí HST zdařilo opticky identifikovat rentgenový zdroj objevený družicí ROSAT v r. 1992 v souhvězdí Jižní koruny. Optický protějšek slabší než 25 mag se promítá na obří molekulové mračno a je od nás vzdálen 120 pc. Poloměr neutronové hvězdy dosahuje 14 km a její povrchová teplota 670 kK. Podobně F. Haberl aj. identifikovali na základě měření družice ROSAT osamělou neutronovou hvězdu J0720.4-3125 v souhvězdí Velkého psa. Objekt totiž jeví pravidelné pulzace s periodou 8,39 s a zřejmě přibírá látku z mezihvězdného prostředí. Stáří neutronové hvězdy autoři odhadli na 1 miliardu let. J. van Paradijs aj. studovali na příkladu přechodného rentgenového zábleskového zdroje J1744-28, jenž je současně rentgenovým pulzarem, mechanismus vynuceného zhroucení bílého trpaslíka na neutronovou hvězdu. Jestliže se totiž bílý trpaslík nachází v málo hmotné těsné dvojhvězdě, kde druhá složka trvale dodává látku do akrečního disku kolem bílého trpaslíka, pak po přenesení několika desetin hmoty Slunce může dojít ke zhroucení bílého trpaslíka na neutronovou hvězdu. Autoři soudí, že předchůdci tohoto stadia jsou velmi jasné zdroje měkkého rentgenového záření, jež družice ROSAT v poslední době hojně objevuje.

4. Zábleskové zdroje záření gama

Po celé čtvrtstoletí od prvních pozorování představovaly zábleskové zdroje záření gama jednu z největších záhad soudobé astrofyziky. Příčina tohoto stavu věcí je dobře známa. Vzplanutí záření gama jsou relativně krátká – trvají nanejvýš desítky sekund – a nikdy se neopakují na témže místě oblohy. Určení alespoň trochu přesné polohy zdroje vzplanutí (na jednu obloukovou minutu, což je rozlišovací schopnost neozbrojeného lidského oka ve vizuálním oboru spektra) je tak prakticky nemožné – to vyplývá z charakteru detektorů vysoce energetických fotonů gama. Následkem toho bylo zcela neúspěšné pátrání po protějšcích zábleskových zdrojů záření gama v kterémkoliv jiném spektrálním pásmu, a tak astronomům chyběl klíčový údaj – jak daleko od nás jsou zmíněné objekty. (Mimochodem, přesně týž problém velmi často znemožňuje identifikaci jevů UFO – z pozorování očitých svědků se jen zřídka podaří objektivně určit, jak daleko od nich se svítící letící objekt nalézal.) Od r. 1991, kdy byla vypuštěna obří astronomická družice Compton s aparaturou BATSE, došlo k mírnému pokroku, neboť homogenní soubor měření několika tisíc vzplanutí gama přesvědčivě prokázal, že rozložení objektů po obloze je zcela jednoznačně izotropní. To nutně znamená, že zdroje vzplanutí jsou buď velmi blízko (na periferii Sluneční soustavy!), anebo extrémně daleko (v kosmologických vzdálenostech). Ani BATSE však nedokáže stanovit polohu individuálního zdroje vzplanutí s přesností postačující pro jeho identifikaci v některém jiném spektrálním oboru.

Teprve vypuštění italsko-holandské družice BeppoSAX (Beppo je přezdívka italského fyzika Giuseppe Occhialiniho; SAX je zkratka: Satellite per Astronomia X) 30. dubna 1996 přineslo dlouho očekávaný zvrat. Na palubě družice se totiž kromě širokoúhlého detektoru vzplanutí gama (pásmo 40 ÷ 700 keV) nacházejí dvě pevné rentgenové kamery (pásmo 2 ÷ 26 keV), zabírající neustále asi 5 % oblohy, a dále přesnější nastavitelné úzkopásmové teleskopy (pásmo 0,1 ÷ 300 keV), jež dokáží zaměřit chybovou plošku polohy vzplanutí během hodiny od samotného úkazu. V tu dobu ještě vzplanutí obvykle doznívá v měkčím rentgenovém záření a z povahy rentgenových fotonů vyplývá, že takové určení polohy zdroje je relativně přesnější; lokalizace zdroje s přesností na 1′ je otázkou několika hodin. Skutečnost je ovšem poněkud složitější – k takto příznivé shodě návazností pozorování v oboru gama a X dochází jen několikrát do roka, ale i to je obrovským krokem vpřed.

První velký úspěch zaznamenala družice BeppoSAX dne 11. ledna 1997, kdy pozorovala vzplanutí gama s maximální intenzitou 4násobku Krabí mlhoviny (dále jen Krab) o celkovém trvání 50 s v přibližné poloze 1528+197 (Bootes). To vzápětí umožnilo odhalit v daném místě slábnoucí rentgenový zdroj, což vedlo ke zpřesnění polohy, a to stačilo rádiové anténě VLA nalézt v daném místě slabý (2 mJy) rádiový zdroj v poloze J1528.7+1945. Přes zpřesněnou polohu se pokusy o optickou identifikaci nezdařily; necelý den po vzplanutí byl případný optický protějšek určitě slabší než 21 mag v oboru R. Koncem února pak družice zaznamenala další vzplanutí GRB 970228 v poloze 050157+1146.4 (Orion) s trváním 80 s a maximální intenzitou 0,2 Kraba. Za pouhých 8 h po vzplanutí odhalila na témže místě oblohy nový rentgenový zdroj, což dovolilo polohu zpřesnit natolik, že anténa VLA nalezla v téže poloze na frekvenci 1,4 GHz nový bodový rádiový zdroj s maximálním tokem 0,8 mJy. Později se ukázalo, že času opravdu nebylo nazbyt, jelikož rentgenový „dosvit“ trval sotva den – po třech dnech už na daném místě oblohy neobjevila vůbec nic ani usilovná družice ROSAT. Včasná rentgenová a rádiová identifikace však umožnila velké mezinárodní skupině astronomů, vedených Holanďanem J. van Paradijsem, poprvé v historii nalézt nepochybný optický dosvit pouhých 21 hodin po vzplanutí. Využili k tomu velkých dalekohledů WHT, INT a NOT na Kanárských ostrovech, jakož i dalekohledu NTT v Chile. Optický dosvit měl zprvu tyto jasnosti: V = 21,3 a I = 20,6 mag. Do 8. března klesl na V = 23,6 a I = 22,2 mag a 9. března byl R = 24,0 a B = 25,4 mag. Dne 26. března jej zaznamenal HST jako V = 25,7 a I = 24,2 mag a pak znovu 7. dubna (38. den po vzplanutí) jako V = 26,0 a I = 24,6 mag. HST dokázal najít optický protějšek ještě 5. září 1997, kdy zeslábl na V = 28,0 mag.

Do sledování optického dosvitu zasáhly také oba Keckovy desetimetry, jež kromě bodového zdroje (vlastního dosvitu záblesku) pozorovaly rovněž slabší plošný zdroj 25,6 mag (V) – podle K. Sahu aj. pravděpodobně mateřskou galaxii. A. Guarnieri aj. ukázali, že maximum jasnosti optického dosvitu nastalo nejdříve 0,7 dne po vzplanutí gama a že poměr maximální optické a rentgenové jasnosti činil 0,006. Spektra pořízená na přelomu března a dubna ukázala v blízkosti optického dosvitu dvě emisní galaxie s červenými posuvy z = 0,64 resp. 0,39, avšak spektrum vlastního dosvitu se pro jeho brzké zeslábnutí nepodařilo získat.

Vše nasvědčovalo tomu, že GRB 970228 je extragalaktický, ale situaci nečekaně zkomplikovali P. Caraveová aj., když oznámili, že na snímcích dosvitu z HST odhalili mezi 26. březnem a 7. dubnem výrazný vlastní pohyb objektu 0,55″/r, což by nasvědčovalo vzdálenosti zdroje pouhých 100 pc od nás! Všichni odborníci si proto oddechli, když se po několika měsících (objekt byl v mezidobí v konjunkci se Sluncem, takže tvrzení autorů se nedalo nezávisle ověřit) zmíněný vlastní pohyb nepotvrdil; šlo zřejmě o nedostatečně přesnou rektifikaci souřadnic v malém zorném poli kamery HST.

R. Wijers aj. předložili na základě zmíněných pozorování kvantitativní fenomenologický model úkazu. Nepřímou podporou pro extragalaktický původ vzplanutí byl mimořádně dlouhý optický dosvit, měřitelný po dobu více než jednoho měsíce. Kdyby se totiž objekt nacházel uvnitř naší Galaxie, ztratil by se optický dosvit během jednoho dne. Autoři podpořili model relativisticky se rozpínající ohnivé koule, jejíž tlaková vlna je brzděna odporem mezihvězdného, resp. intergalaktického, prostředí a odhadli, že zdroj se nachází ve vzdálenosti odpovídající přibližně červenému posuvu z ≈ 1, takže celková energie vzplanutí dosáhla přinejmenším 10⁴⁴ J (!). Taková energie by se mohla uvolnit například splynutím dvou neutronových hvězd, což je vzácný, ale ne zcela nemožný úkaz. Vždyť binární pulzary, kde obě složky jsou neutronovými hvězdami, byly nalezeny i v naší Galaxii a je nepochybné, že ztráta energie soustavy vyzařováním gravitačních vln musí vést nejpozději za miliardu let ke splynutí takové bizarní dvojhvězdy.

Po tomto významném pozorovatelském úspěchu následoval 2. dubna 1997 neméně významný dílčí neúspěch. Družice BeppoSAX odhalila v poloze 1450-6920 (Circinus) vzplanutí gama, s maximální intenzitou 0,46 Kraba, trvající přes 100 s. Již 8 hodin po vzplanutí byl na témže místě pozorován přechodný (jednodenní) rentgenový zdroj-dosvit, což sice umožnilo zpřesnit polohu objektu, ale okamžitá podrobná prohlídka velkými dalekohledy nenalezla žádný optický dosvit. Odtud plyne, že mezi intenzitou vzplanutí gama a jasností případného optického dosvitu neexistuje přímá úměrnost, což samozřejmě dále komplikuje fyzikální vysvětlení. Naštěstí však pocit marnosti astronomy dlouho nepronásledoval, neboť již 8. května 1997 zaznamenala družice BeppoSAX další vzplanutí, trvající sice jen 15 s, ale zato s maximální intenzitou 1 Krab, a to v poloze 0653+7916 (Camelopardalis). Již necelých 6 hodin po objevu nalezla družice v chybové plošce vzplanutí zjasňující se zdroj rentgenového záření, což umožnilo následující noci H. Bondovi na Kitt Peaku nalézt 0,9m reflektorem optický dosvit. Od té chvíle se na objekt zaměřily všechny velké dalekohledy světa, od ruského šestimetru BTA až po havajský Keckův desetimetr. Ukázalo se, že také optický dosvit se v prvních dvou dnech po vzplanutí spíše zjasňoval z původní hodnoty R = 20,8 až na 19,6 mag, resp. U = 21,0 na 20,3 mag. Od té doby však rychle slábnul a 22. května již nebyl vidět v pásmech U a B, zatímco ve V byl 22,9 mag a v R 22,2 mag. Rádiový dosvit vzplanutí byl objeven nejprve na frekvenci 15 GHz o intenzitě 1,6 mJy, avšak po týdnu zmizel. Rádiová anténa VLA v Socorro marně pátrala po rádiovém dosvitu od 3,7 h do 24 h po vzplanutí gama na frekvenci 1,4 GHz. Detekce se zdařila D. Frailovi aj. až další den na úrovni až 0,6 mJy, avšak rádiový zdroj jevil silné variace, vyvolané zřejmě mezihvězdnou scintilací zdroje o úhlovém průměru asi 0,003″. Scintilace však během několika týdnů ustala, neboť úhlové rozměry zdroje se rozpínáním rádiového dosvitu výrazně zvětšily. Celkem se při výbuchu uvolnilo na 10⁴⁵ J energie.

Rozhodujícím průlomem se stala spektroskopická měření teleskopem Keck II ze dnů 11. května a 5. června 1997. Ve spektru dosvitu se podařilo nalézt absorpční čáry ionizovaného hořčíku s červenými posuvy 0,768 a 0,835. Ve spektru plošného zdroje (galaxie s R = 24,8) v poloze optického dosvitu našli M. Metzger aj. zakázanou emisní čáru ionizovaného kyslíku, z níž vypočetli červený posuv z = 0,835. Tutéž hodnotu z obdrželi i z měření absorpčních čar různých kovů, takže zábleskový zdroj byl určitě dále, než odpovídá tomuto červenému posuvu, a blíže než z =2,3. Podle C. Kouveliotouové aj. to ovšem pak za předpokladu izotropního vyzařování odpovídalo maximálnímu zářivému výkonu zdroje řádu 10⁴³ W, o dva řády vyššímu než u nejsvítivějších kvasarů a o šest řádů vyššímu než u naší Galaxie! Bondův optický protějšek byl zpočátku asi šestkrát svítivější než mateřská galaxie, která ovšem patří spíše k podprůměrným objektům.

Družici BeppoSAX se podařilo nalézt další identifikovatelné vzplanutí gama 16. června 1997 v poloze 0122-709 (Hydrus). Vyznačovalo se velmi povlovným 90s náběhem a trváním plných 200 s. Rentgenový dosvit byl identifikován již 4 h po prvotním záblesku. O čtyři dny později byl však již rentgenový dosvit nepozorovatelný a veškeré snahy o optickou či rádiovou identifikaci, vykonané v mezidobí, selhaly. Podobně skončila identifikace vzplanutí z 15. srpna 1997, odhaleného družicí RXTE v tvrdém rentgenovém pásmu s maximální jasností 2 Kraby a trváním 130 s. Zajímavý byl také příběh dalšího vzplanutí z 28. srpna, kde se opět podařilo najít rentgenový dosvit v poloze 1808+5918 (Draco), vzápětí identifikovaný i rádiově a opticky jako objekt R = 24,9 mag. Spektrum optického dosvitu však bylo zcela bez čar a patrně nešlo o optický dosvit vzplanutí, ale o obraz mateřské galaxie. Poslední loňské vzplanutí, odhalené družicí BeppoSAX, pochází ze 14. prosince v poloze 1156+6512 (Draco). Šlo o strukturovaný záblesk o celkovém trvání 25 s. O půl dne později byl na místě vzplanutí nalezen zjasňující se optický dosvit, původně I = 21,2 mag, jenž se během dalších 6 hodin zjasnil na 19,7 mag, aby během dalšího dne zeslábl na 22,6 mag. V oboru R dosáhl maxima 22,1 mag půl dne po vzplanutí a za další dva dny klesl až na 24,4 mag. Pokles optické jasnosti ve všech spektrálních filtrech byl úměrný logaritmu času. Rentgenový dosvit se vynořil asi 7 h po maximu a během prvního dne pak zeslábl 5krát. Toto vzplanutí však ještě vejde do dějin, neboť na základě spekter optického dosvitu, pořízených II. Keckovým desetimetrem do konce února 1998, se podařilo G. Djorgovskému a S. Kulkarnimu prokázat, že objekt jeví červený posuv z = 3,4, což odpovídá neuvěřitelné vzdálenosti kolem 10 miliard světelných let, takže za předpokladu izotropního zářiče se tam uvolnila energie 3.10⁴⁶ J. V prvních sekundách měl tento podivuhodný zábleskový zdroj zářivý výkon srovnatelný s celým ostatním pozorovatelným vesmírem, ač jeho geometrické rozměry nepřevyšovaly v té chvíli 100 km!

Tyto objevy zcela zastínily ještě loni publikované teoretické a statistické studie, jež kladly zábleskové zdroje záření gama do heliosféry – Oortova oblaku (!) (A. Kuzněcov), do disku (B. Komberg, D. Kompaněc) nebo do hala Galaxie (B. Belli; G. Fishman a D. Hartman), popřípadě do blízkého extragalaktického okolí Galaxie pod 11 Mpc (Y. Chen aj.) . Kuriózně K. Hurley aj., J. Gorosabell aj. a R. Burenin aj. nenalezli žádnou shodu mezi rozložením Abellových kup galaxií a polohami zábleskových zdrojů záření gama, a tak zabodovali jedině N. Schartel aj., kteří objevili silnou korelaci mezi polohami rádiově tichých kvasarů a zmíněnými zdroji. Odtud jim vyšlo, že většina pozorovaných vzplanutí gama pochází z kosmologických vzdáleností v rozmezí červených posuvů z = 0,1 ÷ 1, a že v jednom vzplanutí se může uvolnit energie až 10⁴⁵ J. K podobnému závěru dospěl T. Totani na základě pozorování 1 800 vzplanutí gama aparaturou BATSE. Izotropní rozdělení poloh vzplanutí po obloze a úbytek jejich počtu s poklesem maximálních intenzit odpovídá dobře představě o kosmologické povaze zdrojů. Průběh jevu v hlavních spektrálních oborech od pásma záření gama až po rádiové pak odpovídá modelu relativisticky se rozpínající malé ohnivé koule, jak jej r. 1992 vypracovali R. Narayan, B. Paczyński a T. Piran.

Již v září 1997 se konalo v Hunstvillu v Alabamě kolokvium věnované epochálním identifikacím zábleskových zdrojů záření gama. Jak uvedli B. Paczyński a C. Kouveliotouová, vzácnost optických identifikací se přičítá nestejnému zastoupení prachu v mateřských galaxiích, jež působí značnou extinkci optického signálu. Zato se zdá, že četnost zábleskových zdrojů je v dobré shodě s odhadovaným počtem vzniku velmi hmotných hvězd. Při vzplanutí se pak mohou uvolňovat energie až do řádu 10⁴⁶ J. Podle K. Sahu aj. se zábleskové zdroje záření gama vyskytují nejčastěji v méně hmotných galaxiích s krátkými epochami překotné tvorby hvězd, kde lze očekávat splývání neutronových hvězd vždy zhruba 30 milionů let po maximu tvorby hvězd.

K řádově stejnému výsledku dospěl R. Zimmerman. Dvojhvězda tvořená dvěma velmi hmotnými hvězdami vede k explozi první supernovy během 5,2 milionu let. Vznikne první neutronová hvězda, vystavená od času 9 milionu let po zrodu dvojhvězdy silnému hvězdnému větru veleobra – druhé hmotné složky, takže systém je v té době vydatným zdrojem rentgenového záření. Veleobr vybuchne jako druhá supernova v čase 9,5 milionu let. Tak vznikne soustava dvou neutronových hvězd, jež se k sobě blíží díky gravitačnímu záření a splynou nejpozději za 100 milionů let. V posledních 15 minutách před splynutím obíhají kolem sebe rychlostí 10⁵ km/s v oběžné době 1 ms! Při splynutí dojde k mocnému vzplanutí gama, jež kromě jiného vymaže veškeré stopy života do vzdálenosti minimálně 1 kpc od zdroje. Podle G. Mathewse aj. lze při splynutí dvou neutronových hvězd uvolnit v oboru záření gama energii 10⁴⁴ J a neutrina mohou mezitím odnést plných 10⁴⁶ J.

Přesto se však zdá, že ani tento relativně slibný scénář nestačí objasnit všechny dosud pozorované úkazy. K. Sumijoši aj. jakož i A. Loeb a N. Turok proto uvažují o spontánním výbuchu osamělých neutronových hvězd, což v případě minimální hmotnosti neutronové hvězdy 0,2 M_☉ stačí k vyzáření energie 10⁴² J. S daleko radikálnějším řešením však přišel B. Paczyński, jenž uvažuje o tzv. hypernovách, což má být nepovedená exploze supernovy, kdy dojde ke zhroucení hmotné hvězdy s extrémně silným magnetickým polem řádu 10¹¹ T (!) rovnou na černou díru za vyzáření rotační energie hroutící se hvězdy řádu 5.10⁴⁷ J. Paczyński soudí, že tyto úkazy by měly být asi desettisíckrát vzácnější než výbuchy supernov typu II; nicméně i pak k nim dochází v naší Galaxii nejméně jednou za půl milionu let, a to není nijak radostná vyhlídka. Podle K. Brecherové se pak jednou za řádově sto milionů let takové vzplanutí odehraje ve vzdálenosti méně než 100 pc od Země. V takovém případě je atmosféra Země krátkodobě silně ozářena fotony s energiemi až MeV (měkké záření gama), jež silně ohřejí atmosféru. Kromě toho může v důsledku vzplanutí gama dojít k hromadnému vymrštění komet z Oortova oblaku, jež v následujících milionech let mohou ve větší míře dopadat na Zemi.

5. Mezihvězdná látka

Jeden z nejpůsobivějších snímků HST se týká difuzní mlhoviny M8 (Laguna) = NGC 6523. Pořídil jej HST v létě 1995 v několika barevných filtrech. Mlhovina v souhvězdí Střelce je od nás vzdálena 1,6 kpc, má průměr plných 37 pc a je ozařována velmi hmotnou hvězdou Herschel 36. Svým mocným zářením však hvězda, která měla v Laguně svou kolébku, mlhovinu postupně ničí.

Nejchladnější místo ve vesmíru nalezli R. Sahai a L. Nyman v bipolární reflexní mlhovině Bumerang, vzdálené od nás 1,5 kpc. Také tato mlhovina je ozařována zkomírající obří hvězdou, která budí molekulový vítr o rychlosti 164 km/s. Hvězda tak ztrácí 0,001 M_☉/r, čímž se mlhovina „živí“. Pomalé rozpínání mlhoviny je příčinou jejího ochlazení na teplotu pouze 1 K, což autoři zjistili pomocí submilimetrového teleskopu SEST tím, že mlhovina absorbuje teplejší reliktní záření.

D. Mehringer aj. nalezli čáry kyseliny octové CH₃COOH na frekvencích 90 a 101 GHz v rádiovém zdroji Sgr B2. To by naznačovalo možnost existence aminokyseliny glycinu v mezihvězdném prostoru. D. Neufeld aj. nalezli v témže zdroji pomocí infračervené družice ISO v pásmu 122 μm fluorid vodíku HF. T. Beballe a T. Oka objevili v mezihvězdných mračnech radikál H₃⁺, jenž vzniká srážkami molekul H₂ s částicemi kosmického záření. To lze považovat za téměř přímý důkaz výskytu molekulového vodíku v mezihvězdném prostoru (molekula vodíku nemá vhodné spektrální čáry v žádném dostupném oboru spektra).

6. Galaxie

6.1. Naše Galaxie

6.1.1. Hvězdokupy

G. Torres aj. určovali vzdálenost otevřené pohybové hvězdokupy Hyády pomocí dvojhvězdy 51 Tau, pro níž máme spektroskopické i interferometrické elementy. Odtud vychází vzdálenost dvojhvězdy (47,8 ±1,6) pc a stáří hvězdokupy na 600 megalet. Podobnou vzdálenost (46,8 ±3,6) pc dostali K. Werner a T. Rauch z pozorování bílého trpaslíka ve dvojhvězdě V471 Tau. Podle W. van Alteny aj. dala astrometrická družice HIPPARCOS vzdálenost 46,4 pc, kdežto kombinace paralaxy a vlastních pohybů 7 členů hvězdokupy pomocí HST dává překvapivě vzdálenost asi o 10 % větší. Problémem při tak vysoké přesnosti začíná být určení polohy těžiště hvězdokupy. Podle M. Perrymana aj. mají Hyády celkem 300 členů o souhrnné hmotnosti 350 M_☉, zabírající na obloze výsek plných 20°, což v prostoru odpovídá kouli o poloměru 10 pc. Po zahrnutí všech vlivů pak udávají vzdálenost hvězdokupy (46,34 ±0,27) pc, odpovídají modulu vzdálenosti (3,33 ±0,01) mag. A. Brown a M. Perryman dospívají pak ke stáří hvězdokupy (625 ±50) megalet. Družice HIPPARCOS umožnila zpřesnit vzdálenost otevřené hvězdokupy Plejády, v níž byly přesně určeny paralaxy 54 hvězd. L. Nelsonovi a T. Woodovi tak vyšlo (116 ±3) pc a stáří soustavy vyšší než 110 megalet.

M. Shara aj. studovali pomocí FOS HST spektra členů obří kulové hvězdokupy 47 Tucanae, vzdálené od nás 4,6 kpc, s cílem určit povrchovou teplotu, poloměr a rychlost rotace a nepřímo i hmotnost hvězd v okolí centra soustavy. Jak známo, téměř před půl stoletím byly v jádrech kulových hvězdokup rozlišeny nápadně modré jasné hvězdy, které jako by se loudaly za tempem vývoje svých družek (předpokládá se, že všechny hvězdy kulových hvězdokup vznikly prakticky zároveň, řádově před 10 gigalety, takže dnes by tam již neměly s ohledem na malou životnost svítit hvězdy podstatně hmotnější než Slunce). Těmto hvězdám se dostalo názvu „modří loudalové“ (angl. blue stragglers) a jejich existence byla naprosto nepochopitelná. Zmínění autoři však zjistili, že modří loudalové jsou mimořádně hmotné hvězdy s hmotností zhruba 1,7 M_☉, které rotují kolem své osy asi 2,5krát rychleji než běžné hvězdy hlavní posloupnosti. Mají tedy hmotnost právě dvojnásobnou než typické hvězdy hlavní posloupnosti, pozorované dnes v kulových hvězdokupách. To znamená, že loudalové museli vzniknout splynutím dvojhvězd nebo „ostrou“ srážkou cizích hvězd, což je v hustém jádru hvězdokupy dosti pravděpodobné. Vysokou rotační rychlost nabyli v důsledku přenosu hmoty v těsné dvojhvězdě.

M. Salaris aj. revidovali stáří kulové hvězdokupy M68 (Hya) na (12,2 ±1,8) gigalet a uvádějí, že prakticky stejně stará je i hvězdokupa M15 (Peg), zatímco hvězdokupa M92 (UMa) je asi o půl miliardy let mladší. V hvězdokupě M92 nalezli F. Pont aj. celkem 17 podtrpaslíků, což jim umožnilo zpřesnit údaj o stáří hvězdokupy na základě pozorování asi 500 polních podtrpaslíků družicí HIPPARCOS. Odtud dospěli k závěru, že stáří této hvězdokupy může dosahovat i 13 megalet. Prakticky k témuž průměrnému stáří kulových hvězdokup v Galaxii se přiklánějí také F. D'Antona aj. To by odstranilo dlouholetý „střet věků“ mezi dosud preferovaným stářím kulových hvězdokup (až 16 gigalet) a věkem vesmíru (kolem 14 gigalet); současně to však vyžaduje střední hustotu vesmíru Ω < 1.

6.1.2. Stavba Galaxie

Družice OSSE-2 odhalila dvě oblasti anihilačního záření o energii 0,511 MeV v Galaxii; jeden oblak obklopuje vlastní jádro Mléčné dráhy do průměru 1 kpc, kdežto druhý se nachází ve výšce přes 1 kpc nad hlavní rovinou Galaxie. Zdrojem záření je mohutná produkce pozitronů tempem až 7.10⁴²/s, jež vzápětí anihilují s volnými elektrony buď v okolí nestabilních mladých hmotných hvězd, nebo díky výtryskům z akrečních disků kolem černých děr, popřípadě při splývání párů neutronových hvězd, anebo při dosud neznámém fyzikálním procesu.

M. Honma a Y. Sofue stanovili z rádiových měření čáry H I rotační křivku Galaxie až do vzdálenosti 2,5krát větší, než jak daleko je Slunce od středu Mléčné dráhy. Odtud odvodili zpřesněnou hodnotu hmotnosti Galaxie (2,0 ±0,3) 10¹¹ M_☉ při poloměru soustavy 15 kpc a vzdálenosti Slunce od centra 7,6 kpc. Za hranicí 15 kpc se pak už prakticky nevyskytuje skrytá látka, jež se ovšem nachází uvnitř tohoto poloměru. Podle týchž autorů obíhá Slunce kolem centra Mléčné dráhy rychlostí jen 196 km/s. K obdobnému závěru o průběhu rotační křivky v Galaxii dospěli nezávisle také J. Binney a W. Delmen. Ještě radikálnější jsou R. Olling a M. Merrifield, kterým vyšla oběžná rychlost Slunce pouhých 184 km/s a vzdálenost od centra Galaxie jen 7,1 kpc. Naproti tomu M. Feast a P. Whitelocková odvodili z vlastních pohybů 220 cefeid, měřených družicí HIPPARCOS, vzdálenost Slunce od centra na (8,5 ±0,5) kpc, v dobré shodě s tabulkovou hodnotou IAU. Konečně H. Freundenreich zjistil na základě měření družice COBE, že Slunce se nalézá 16 pc na sever od hlavní roviny souměrnosti Galaxie.

6.2. Místní soustava galaxií

J. Walsh aj. studovali chemické složení v planetárních mlhovinách nejbližší trpasličí galaxie ve Střelci, objevené teprve r. 1994. Galaxie se nalézá na obloze pouhých 10° od středu Mléčné dráhy, a proto bylo tak obtížné ji rozpoznat, ačkoliv je od nás vzdálena pouhých 25 kpc a její úhrnná jasnost přesahuje 2.10⁷ L_☉. Její průměr činí 10 kpc a chemické složení se podobá složení trpasličí galaxie v souhvězdí Chemické pece, což znamená, že zastoupení tzv. kovů je vyšší než v naší Galaxii. Obsahuje celkem 4 kulové hvězdokupy – přímo v centru soustavy se nalézá jasná kulová hvězdokupa M54. Velké Magellanovo mračno je dle M. Froeschlého od nás vzdáleno 55 kpc, kdežto podle G. DiBenedetta jen (51,1 ±1,5) kpc. R. van der Marel aj. zjistili pomocí snímku FOS HST, že v jádře eliptické galaxie M32 v Andromedě se nachází černá veledíra o hmotnosti (3,4 ±1,6) MM_☉. J. Ma aj. zjistili, že obří spirální galaxie M31 má tloušťku disku právě 1 kpc, jenž je k nám skloněn pod úhlem 77,5°. Galaxie M33 v Trojúhelníku je od nás vzdálena 795 kpc a její hlavní rovina je skloněna k zornému paprsku pod úhlem 56°. A. Whiting a G. Hau objevili v dubnu 1997 trpasličí sféroidální galaxii v souhvězdí Vývěvy ve vzdálenosti 920 kpc od Slunce, jež má průměr stěží 1,5 kpc a obsahuje pouhý milion hvězd. Tato miniaturní hvězdná soustava se tak stala 35. členem Místní soustavy galaxií.

6.3. Blízké galaxie

S. Phillips a J. Davies určili vzdálenost rádiové galaxie Dwingeloo 1 na 3 Mpc, takže tento obtížne pozorovatelný objekt poblíž galaktické roviny již nepatří do Místní soustavy galaxií. J. Graham aj. změřili pomocí HST vzdálenost galaxie NGC 3351 v soustavě Leo I na základě pozorování světelných křivek 49 cefeid. Obdrželi vzdálenost (10,05 ±0,88) Mpc. G. DiBenedetto určil vzdálenost galaxie M100 v Panně na (16,1 ±0,5) Mpc. J. Kormendy aj. využili příznivých pozorovacích podmínek u CFHT na Havaji k objevu černé veledíry o hmotnosti 6.10⁸ M_☉ v trpasličí eliptické galaxii NGC 4486B v kupě Virgo. HST dále odhalil existenci černých veleděr v pekuliární galaxii Arp 220 a v galaxiích NGC 4151 (CVn) a M84 (Vir). D. Richstone aj. hledali pomocí CFHT a HST černé veledíry v jádrech 15 galaxií a prokázali je ve 14 případech, přičemž se zdá, že platí přímá úměrnost mezi hmotností galaxie a hmotností černé veledíry v jejím jádře. Známá galaxie Sombrero (M104) v souhvězdí Panny má ve svém jádře černou veledíru s hmotností 1 GM_☉. Suverénně nejhmotnější černá veledíra se ovšem dle A. Marconiho nalézá v jádře obří galaxie M87 – 3,2 GM_☉. H. Ferguson aj. odhalili poblíž této galaxie přinejmenším 600 hvězd – intergalaktických trampů, vzdálených od vlastní galaxie alespoň 300 kpc. Příčinou trampování jsou zřejmě galaktické slapy, které tak do intergalaktického prostoru v kupě vyvrhly asi 11 % hvězd, jež původně patřily některé galaxii.

O nové určení vzdálenosti kupy galaxií v Panně se pokusili N. Visvanathan a A. Schroderová na základě vztahu Tullyho-Fischera. Obdrželi tak hodnotu (17,6 ±0,8) Mpc při průměrné radiální rychlosti (1 150 ±51) km/s. Jelikož se však Místní soustava pohybuje v tomto směru rychlostí (240 ±40) km/s, vychází pak čistá kosmologická rychlost na 1 313 km/s, a tedy Hubbleova konstanta na H₀ = (73 ±7) km/s/Mpc. Naproti tomu T. Shanks ukázal, že metoda dává soustavně nižší vzdálenosti oproti jiným postupům (cefeidy, supernovy Ia), a to až o 22 %. Revidoval tak vzdálenost kupy Virgo na (19,0 ±1,8) Mpc, což znamená automaticky pokles H₀ na (69 ±8) km/s/Mpc. Formální chyby jsou však zřetelně menší než chyby systematické, jelikož jiné metody dávají hodnoty H₀ v rozmezí 57 ÷ 80 km/s/Mpc.

Velkou publicitu ve sdělovacích prostředcích získalo sdělení o tzv. srážce galaxií, jak ji zachytil HST pro proslulou soustavu Tykadla (NGC 4038/4039) v souhvězdí Havrana, vzdálenou od nás 19 Mpc s dvěma jádry, oddělenými od sebe navzájem 15 kpc, a obsahující podle F. Schweizera nejméně 1 000 mladých kulových hvězdokup. Především je třeba připomenout, že termín „srážka“ se pro galaxie příliš nehodí, jelikož taková kosmická havárie trvá stamiliony až miliardy let a žádné hvězdy v galaxiích se při ní nesrážejí. Srážejí se však gravitační potenciály obou soustav, což vede k dramatickým změnám hvězdných trajektorií, jak dokazují zmíněná „tykadla“. Sráží se také mezihvězdný prach a plyn, což vede vzápětí k překotné tvorbě hvězd a dokonce ke vzniku kulových hvězdokup z obřích molekulových mračen, stlačených plynem ohřátým při „srážce“. Tykadla byla rovněž pozorována družicí ISO ve středním infračerveném pásmu, čímž se potvrdila jejich „zaprášenost“ a překotná tvorba hvězd. Ještě složitější trojitý karambol kompaktní skupiny galaxií HCG 95 popsali J. Iglesias-Páramo a J. Vílchez. Vícebarevná fotometrie prokázala přítomnost dvou diskových galaxií a čtyř slapových chvostů, jakož i důkaz přenosu hmoty mezi jedním chvostem a eliptickou galaxií. Odtud plyne, že celá soustava splyne během několika málo oběhů členů kolem společného těžiště. Zejména v raném vesmíru, kdy byly vzdálenosti mezi galaxiemi obecně podstatně menší, bylo takové splývání galaxií naprosto běžné, jak také prokazuje snímek HDF z HST.

K. Nakaniši aj. studovali rozložení 950 blízkých galaxií v přehlídce infračervené družice IRAS a zjistili, že existuje místní proluka v jejich rozložení se středem v galaktických souřadnicích l = 60° a b = -15° a ve vzdálenosti z = 0,0083 od nás. Proluka prakticky dosahuje až k okraji Místní soustavy galaxií.

G. Bothun aj. uveřejnili rozsáhlou práci, v níž dokazují, že hlavní baryonovou složkou hmoty vesmíru nejsou klasické galaxie ve známé Hubbleově klasifikaci (spirální, eliptické a nepravidelné), vyznačující se vysokou plošnou jasností, a tudíž relativně snadno pozorovatelné, nýbrž mnohem méně nápadné matné galaxie s nízkou plošnou jasností, poprvé rozpoznané teprve před dvěma desetiletími. Matné galaxie se vyvíjejí velmi pomalu, ale zato vznikají i v současnosti a vyznačují se vysokým poměrem hmotnosti ke svítivosti (M/L), takže zřejmě obsahují hodně skryté látky, rozprostřené v rozsáhlých halech kolem svítícího obrysu soustavy. Naproti tomu klasické galaxie nemusejí mít podle M. Honmy a Y. Sofua tolik skryté látky, jak se soudilo, neboť průběh vnějších částí rotačních křivek, rozlišených teprve v posledních letech pro 45 blízkých galaxií, nasvědčuje spíše Keplerově závislosti rychlosti rotace na vzdálenosti od centra galaxií než konstantní hodnotě, odvozené z méně podrobných údajů. Pak by totiž vnější sférická hala byla menší a méně hmotná, než se dříve soudilo, a problém skryté látky by se tak poněkud zmírnil.

6.4. Vzdálené galaxie

M. Pettini aj. se zabývali výzkumem vlastností běžných galaxií pro červené posuvy z ≈ 3, tedy z doby, kdy měl vesmír 15 % dnešního stáří. Ukázali, že tehdejší galaxie jsou v průměru o 1 mag jasnější než současné díky překotné tvorbě hvězd a vysokému zastoupení raných hvězd tříd O a B. Tyto galaxie jsou obklopeny obřími haly o hmotnosti přes 1 TM_☉ a jeví tendence ke shlukování – jde vlastně o přípravu na vznik současných bohatých kup galaxií. Lze očekávat, že příští generace obřích infračervených dalekohledů posune tento výzkum až k červeným posuvům z ≈ 5.

V. Blanco nalezl pomocí 4m reflektoru CTIO v říjnu 1986 nejvzdálenější supernovu jako objekt 24 mag se z = 0,84. Nejvzdálenější masivní kupu galaxií 3CR-184 s červeným posuvem z = 0,996 objevili pomocí HST J. Deltorn aj. Zářivá hmotnost kupy dosahuje 20 TM_☉, avšak z viriálové věty vyplývá její dynamická hmotnost 600 TM_☉ při lineárním poloměru kupy 400 kpc. Nejvzdálenější rádiovou galaxii 6C 0140+326 (Tri) rozpoznali S. Rawlings aj. díky červenému posuvu z = 4,41.

M. Franx aj. použili kombinace HST a Keckova teleskopu k identifikaci dosud nejvzdálenější obyčejné galaxie za kupou galaxií Cl 1358+62 (UMa). Kupa se nalézá ve vzdálenosti 1,5 Gpc (z = 0,33) a působí jako gravitační čočka, jež zesiluje obloučkovitý obraz velmi vzdálené mladé galaxie s červeným posuvem z = 4,92, která je od nás vzdálena 4 Gpc (13 miliard světelných let) a po odečtení zesílení gravitační čočkou má svítivost 300 GL_☉ (I = 24 mag). Na snímku jsou patrné jasné uzlíky – oblasti překotné tvorby velmi hmotných hvězd (tempem 36 M_☉/r) a dále slabší satelitní galaxie, která je k nám nepatrně blíže. Díky gravitační čočce je jasnost obou galaxií zvýšena o 2 mag – jinak by v této vzdálenosti ani Keckův teleskop nedokázal získat měřitelné spektrum. Není však vyloučeno, že rekord nebude mít příliš dlouhého trvání, neboť E. Thommes aj. oznámili, že při hluboké přehlídce galaxií na observatoři Calar Alto nalezli mezi 147 galaxiemi s emisními čarami dvě prvotní galaxie, jejichž červený posuv by mohl být až z ≈ 5,7.

S odstupem času stále více vystupuje do popředí prozíravost ředitele Ústavu pro kosmický teleskop R. Williamse, jenž využil ředitelské rezervy pro HST k hloubkovému snímkování oblohy (HDF) v pečlivě vybraném temném poli severně od „oje“ v souhvězdí Velké Medvědice a zároveň zařídil, aby snímky, pořízené v druhé polovině prosince 1995, byly ihned uvolněny pro odbornou veřejnost. Celkové zorné pole HDF má hranu dlouhou 2,5′ a rozměry pixelů 0,04″. Pokrývá spektrální pásmo 300 ÷ 800 nm ve 4 filtrech a obsahuje 1 620 objektů jasnějších než 28 mag ve filtru I, z toho jen 90 hvězd naší Galaxie v popředí. Soustavné následné sledování HDF rozmanitými technikami přináší totiž výjimečně bohaté ovoce, jak o tom svědčí i první samostatné sympozium počátkem května loňského roku věnované výhradně HDF. R. Elsonové aj. se podařilo prokázat, že 11 bodových zdrojů 28 ÷ 30 mag v blízkosti vzdálených eliptických galaxií v poli HDF jsou fakticky kulové hvězdokupy, vzdálené od nás 370 Mpc, tedy dvakrát dále, než činil dosavadní rekord pro galaxii UGC 9958 v souhvězdí Hada. M. Sawicki aj. určovali rozložení červených posuvů ze širokopásmové fotometrie galaxií v HDF. Z rozboru měření vyplývá evidentní vývoj populace galaxií pro červené posuvy z od 0 do 4. Vývojová stadia galaxií lze dobře rozpoznat zejména podle tempa vznikání hvězd. Podle P. Madaua nastává vrchol tvorby hvězd pro galaxie se z = 1,5, kdežto pro galaxie kolem z = 5 není tvorba hvězd prokázána vůbec. J. Lowenthal aj. vybrali na základě těchto odhadů červených posuvů 24 galaxií, pro něž pořídili spektra Keckovým teleskopem. Ukázali, že 11 z vytipovaných galaxií má červené posuvy opravdu kolem z = 3 a dalších 12 má posuvy nejisté, ale pravděpodobně značně velké. Pouze jedna galaxie souboru měla ve skutečnosti z = 0,5.

Většina zkoumaných galaxií tak představuje předstupně dnešních mnohem hmotnějších galaxií, jež vznikly průnikem a splynutím „stavebních kamenů“. Podle S. Zepfa je nápadná nepřítomnost eliptických galaxií ve velmi mladém vesmíru. Tyto soustavy tedy vznikají postupným splýváním menších galaxií anebo po epoše překotné tvorby hvězd v silně zaprášených standardních galaxiích. D. Hogg aj. zobrazili v únoru 1996 dva výřezy z HDF o rozměrech 38″ × 38″ v infračerveném pásmu 2,2 μm do 25,2 mag pomocí Keckova teleskopu. Zatímco první 8,3 h expozice se zdařila, druhá byla po 7,5 h přerušena – zemětřesením! Pole HDF bylo dále studováno B. Serjeantem aj. na základě snímků družice ISO v pásmech 6,7 a 15 μm.

Neobyčejný úspěch projektu HDF vedl programový výbor HST k přípravě analogického snímkování na jižní polokouli oblohy (HDF-South), které se uskuteční během října 1998 ve stejně velkém zorném poli, centrovaném na souřadnice α = 22^h32^m56^s, δ = 60°33′02″ (Tuc). Toto pole bylo v předstihu snímkováno družicí ISO, jež mezitím již ukončila svou činnost.

6.5. Kvasary

G. Hasinger aj. studovali opticky 182 extragalaktických objektů v galaktických šířkách vyšších než ±30°, vybraných z rentgenové přehlídky družice ROSAT. Ukázali, že 84 % nově identifikovaných objektů patří mezi aktivní galaktická jádra (AGN) nebo emisní galaxie. Jejich červené posuvy z se pohybují v rozmezí 0,021 ÷ 0,63 s mediánem 0,06, takže jde vesměs o lokální objekty. Mezi nimi pak nalezli 14 blazarů a 33 Seyfertových galaxií, přičemž 40 % Seyfertových galaxií představuje interagující soustavy. Podle M. Catanese aj. zjistila aparatura EGRET na družici tvrdé záření gama v pásmu 30 MeV ÷ 30 GeV u více než 50 aktivních jader galaxií včetně prototypu blazarů – objektu BL Lac (z = 0,069).Tento objekt se nápadně zjasnil v květnu 1997 a v polovině června dosáhl R = 13,7 mag. V dalších měsících jeho jasnost výrazně kolísala, a to i v rentgenovém a gama oboru spektra. S. Bloom aj. pozorovali v červenci 1997 výbuch v pásmu 100 MeV fotonů, jenž během pouhých 8 h vymizel, aby po několika hodinách následovalo 2 h trvající zjasnění optické.

Počátkem února 1997 vzplanul dle sdělení J. Zweerinka aj. v pásmu tvrdého záření gama (nad 300 GeV) blazar Markarjan 501 (z = 0,034), jenž 13. března dosáhl maximálního toku na úrovni 2,5 Kraba. Indický TeV teleskop TACTIC zjistil v dubnu a květnu další maxima na úrovni až 4 Kraby, ale současně silné kolísání TeV toku. Aparatury Thémis ve Francii a HEGRA na ostrově La Palma zaznamenaly měřitelný signál dokonce ještě pro energie do 7 TeV (S. Bradbury aj.).

E. Moran a D. Helfand zkoumali rádiově hlučný kvasar 1508+5714 (Dra) s červeným posuvem z = 4,3, který se vyznačuje mimořádně intenzivním rentgenovým zářením. Zjistili, že zdroj je v obou spektrálních pásmech silně proměnný. Také nejvzdálenější rádiově hlučný kvasar GB 1428+4217 (Boo) se z = 4,72 patří dle A. Fabiana aj. k extrémně intenzivním rentgenovým zdrojům, když v oboru energií 0,6 ÷ 11 keV má zářivý výkon 1,3.10⁴⁰ W. Pokud jde opravdu o izotropní zářič, pak je to rentgenový maják celého pozorovaného vesmíru, obsahující ve svém nitru černou veledíru s hmotností určitě vyšší než 1 GM_☉. Dosud nejrychlejší (kvasaru PKS 0405-385 (Eri) se z = 1,3. Autoři je vysvětlují jako interstelární scintilaci na objektu o rozměru nanejvýš 1 miliarda km (7 AU).

Kosmický radiointerferometr HALCA, jenž byl vypuštěn v únoru 1997, umožnil získat podrobný rádiový snímek kvasaru 1156+295 (UMa/Leo), jenž je od nás vzdálen 2 Gpc. Na snímku je patrné jasné jádro a komplexní výtrysk, ne nepodobný známému prototypu kvasarů 3C 273. Tento dosud opticky nejjasnější kvasar však bude muset nyní zřejmě ustoupit objektu IRAS 17254-1413 (Ser) se z = 0,18, jenž je fakticky kvasarem (PDS 456) rovněž s intenzivním rentgenovým zářením (C. Torres aj.). Kvasar se nachází jen 11° od galaktické roviny, což zeslabuje jeho pozorovanou optickou jasnost, ale tím více si to vynahrazuje v daleké infračervené oblasti spektra, neboť tam jeho zářivý výkon dosahuje 3,8.10³⁸ W. Také rentgenový výkon činí úctyhodných 2,8.10³⁷ W a přepočtená absolutní hvězdná velikost -26,7 mag znamená, že být ve vzdálenosti 10 pc od nás, máme o druhé Slunce postaráno; je tedy o 30 % svítivější než prototyp 3C 273.

G. Burbidge aj. pokračovali ve svém donkichotském tažení proti kosmologickému výkladu červených posuvů kvasarů a uvedli 4 případy, kdy v párech kvasarů s úhlovou vzdáleností do 5″ má každá složka páru naprosto odchylný červený posuv. Sami autoři však připouštějí, že zde může jít o vliv gravitačních čoček na jednu složku páru, i když přirozeně nezavrhují možnost, že část červeného posuvu nemá v těchto případech kosmologický původ. Rovněž E. Burbidgeová uvádí případ dvou rentgenově zářících kvasarů v blízkosti Seyfertovy galaxie NGC 2639, které mají červené posuvy z po řadě 0,305 a 0,323, zatímco sama galaxie pouze z = 0,011. Jelikož jsou oba kvasary položeny vůči zmíněné galaxii souměrně, autorka soudí, že z ní byly vymrštěny a nacházejí se ve vzdálenostech jen 395 resp. 340 kpc od jejího centra. Téměř současně však E. Wampler uveřejnil studii, v níž ukazuje, že i kvasary se z ≈ 1 mohou samy čočkovat vzdálenější kvasary a vytvářet tak „pseudopáry“. Kromě toho J. Miller aj. potvrdili pomocí snímků Keckovými teleskopy, že nejméně 10 kvasarů leží zřetelně uvnitř srážejících se galaxií, čili že srážka patrně přímo vyvolala jejich existenci a jejich červené posuvy jsou nepochybně kosmologického původu.

6.6. Gravitační čočky

Einsteinova práce zdůvodňující možnou existenci gravitačních čoček jako důsledku gravitačního ohybu světla v obecné teorii relativity byla publikována r. 1936 v americké Science 84, 506, a to – jak Einstein výslovně uvádí – na základě podnětu českého elektrotechnického inženýra Rudiho W. Mandla. Einstein však pokládal celý výpočet jen za formální cvičení, neboť si byl vědom toho, jak málo pravděpodobné je pro pozorovatele na Zemi dokonalé seřazení dvou hvězd v zákrytu za sebou. Nepočítal však s podstatně vyšší pravděpodobností pro plošné zdroje, jimiž jsou galaxie, resp. celé shluky (kupy) galaxií, a nevěděl nic o tom, že jednou budou objeveny velmi vzdálené, jasné a početné kvasary.

Prototypem mezi gravitačními čočkami je, jak známo, pár 0957+561 (UMa), objevený již r. 1979. Jde o zobrazení jediného kvasaru (z = 1,41) mezilehlou kupou galaxií se z = 0,355. P. Fischer aj. se nyní pokusili odvodit, jaké je rozložení hmoty v kupě až do vzdálenosti 1 Mpc od jejího centra, a zjistili, že v kouli o tomto poloměru se nalézá hmota 390 TM_☉. To by mělo pomoci k nezávislému určení hodnoty Hubbleovy konstanty H₀ na základě zpoždění ve fázi světelných křivek pro obě složky obrazu kvasaru. R. Schild a D. Thomson odvodili po 3 letech optického sledování velikost zpoždění (404 ±26) dnů, tj. 1,11 let. O něco větší hodnotu zpoždění (424 ±3) dny dostali A. Oscoz aj., kteří odtud stanovili H₀ = (65 ±15) km/s/Mpc. Dále pak E. Falco aj. obdrželi zpoždění (417 ±3) dny, odkud plyne H₀ = (62 ±7) km/s/Mpc, a konečně F. Pijpers ze zpoždění (425 ±17) dnů dostal H₀ = (66 ±10) km/s/Mpc.

V pořadí druhou objevenou čočkou se stal čtyřnásobný systém PG 1115+080 (Leo), kde lze v principu měřit zpoždění mezi všemi páry, o což se pokusili P. Schechter aj. Dostali tak hodnoty zpoždění v rozmezí od 9,4 do 23,7 dnů. Odtud pak vychází střední hodnota H₀ = (64 ±22) km/s/Mpc. Pro tutéž soustavu naměřili F. Courbin aj. zpoždění 25,0 dne, odkud odvodili H₀ = (53 ±9) km/s/Mpc. Totéž zpoždění obdržel také R. Barkana, jenž si navíc povšiml, že v soustavě pozorujeme i jemnější efekty tzv. mikročočkování. D. Turnshek aj. upozornili, že ani po snímkování proslulého „Čtyřlístku“ – kvasaru H1413+1143 (Boo) pomocí HST se nepodařilo identifikovat mezilehlou gravitační čočku, přestože ve spektru Čtyřlístku byly nalezeny absorpční čáry. Čtyřlístek má z = 2,55 a úhlové vzdálenosti složek činí jen 1,0″, takže je prakticky jisté, že jde o zobrazení čočkou. Autoři soudí, že čočka by měla mít z = 0,68, popřípadě z = 0,92, a tak je opravdu zarážející, že je opticky nepozorovatelná. Podle R. Stenstena aj., kteří sledovali Čtyřlístek fotoelektricky v letech 1987–1994, jsou světelné křivky složek proměnné s amplitudou 0,45 mag a časové zpoždění dosahuje 150 dnů. Neznalost polohy a červeného posuvu pro čočkující galaxii však znemožňuje odvodit odtud H₀. Kombinovaný optický a rádiový čtyřlístek B0712+472 (Lyn) objevili N. Jackson aj. pomocí dalekohledů HST, WHT a CLASS a radiointerferometrů MERLIN, VLA, VLBA. Jeho červený posuv z = 1,33.

Při srovnávání snímků čočkující kupy galaxií Abell 2218 (z = 0,175), pořízených jednak HST a jednak družicí ROSAT, však M. Markevitch upozornil na nápadný nesoulad hmotnosti kupy odvozené z velikosti optického a rentgenového čočkového efektu. Optická pozorování totiž dávají až 3krát vyšší hmotnost kupy než pozorování rentgenová, takže nejspíše se k čočkovému efektu přidává ještě nějaký další jev, závislý na vlnové délce. K témuž závěru dospěli ze statistiky pro 29 čočkujících kup také X. Wu a L. Fang. Autoři se domnívají, že správné (dynamické) hmotnosti kup souhlasí s optickými pozorováními čočkového efektu a že podcenění hmotnosti v rentgenových pozorováních je způsobeno chybnými modely rozložení hmotnosti v kupě.

P. Schneider navíc upozornil na všeobecnou deformaci obrazů velmi vzdálených galaxií vinou nehomogenit v rozložení kosmické látky mezi galaxií a pozorovatelem. Tím vzniká slapové gravitační pole, které vyvolává zmíněné deformace. Mluvíme o tzv. kosmickém střihu (angl. cosmic shear), jenž je odrazem velkorozměrového rozložení hmoty ve vesmíru a jenž se projevuje silně, tj. gravitačními čočkami a oblouky, a slabě, tj. uspořádáním obrazů galaxií na obloze v daném směru.

C. Alcock aj. shrnuli výsledky prvních dvou let pozorování v projektu MACHO – hledání gravitačních mikročoček ve výduti Galaxie i v jejím halu. Za 190 dnů pozorování ve 24 polích zaznamenávali opakovaně jasnosti 12,6 milionů hvězd a objevili mezi nimi 45 případů mikročoček, z toho v jednom případě se jim povedlo změřit i efekt paralaxy a v dalším případě prokázali, že jde o dvojitou mikročočku. V červenci 1995 se jim také podařilo sledovat zákryt červeného obra spektrální třídy M4 III ve vzdálenosti 9 kpc, jenž má poloměr 61 R_☉, kdežto samotná mikročočka o hmotnosti 0,7 M_☉ se nalézá ve vzdálenosti 6,9 kpc. Vliv rozsáhlé hvězdné atmosféry obra na tvar světelné křivky byl přitom dobře patrný.

Nejpravděpodobnější hmotnost jednotlivých mikročoček je blízká 0,5 M_☉ – jde tedy o trpasličí hvězdy. Skrytá látka v halu ve vzdálenosti do 50 kpc od centra Galaxie dosahuje pak 200 GM_☉, z čehož asi 20 % představují objekty s hmotnostmi od 10 ⁴ M_☉ (planety) do 0,03 M_☉ (hnědí trpaslíci); zbytek připadá na objekty od 0,05 M_☉ do 1,0 M_☉ (trpasličí hvězdy).

V rámci téhož projektu sledovali též 8,5 milionů hvězd ve Velkém Magellanově mračnu (VMM), v němž nalezli zatím 8 mikročoček – téměř o řád více, než očekávali. Jako vedlejší produkt však objevili 73 proměnných hvězd typu RR Lyrae s periodami 0,46 ÷ 0,55 dne. Odtud pak určili modul vzdálenosti VMM: m-M = (18,48 ±0,19) mag, tj. vzdálenost 49,7 kpc, jež ovšem příliš nesouhlasí s vesměs vyššími vzdálenostmi VMM, odvozenými ostatními moderními metodami. Zmíněná pozorování též vedla k nezávislému určení stáří kulové hvězdokupy M15 (Peg) na (12,6 ±1,5) miliard let, ve velmi dobré shodě s již dříve zmiňovanou hodnotou (viz odst. 6.1.1.).

Dalším úspěšným projektem, který nyní hledá mikročočky na pozadí Malého Magellanova Mračna (MMM), je EROS, čímž vlastně odhaluje mikročočky v halu naší Galaxie. Podle C. Renaulta aj. se ve 2 případech podařilo určit hmotnost mikročočky v halu na řádově 0,1 M_☉. Metoda je obecně citlivá na mikročočky s hmotnostmi v rozmezí 10 ⁷ ÷ 1 M_☉, avšak navzdory analýze světelných křivek pro 350 tisíc hvězd se dosud nepodařilo nalézt ani jediný doklad výskytu planety v galaktickém halu. První výsledky naznačují, že objekty typu mikročoček představují asi 20 % skryté látky hala Galaxie.

Třetí takový projekt OGLE ukončil dle A. Udalského aj. první fázi, při níž se v letech 1992–95 využíval pro sledování mikročoček 1m reflektor na observatoři Las Campanas v Chile. Projekt OGLE zatím zaznamenal 18 mikročoček. Od ledna 1997 byl původní stroj nahrazen světelným 1,3m reflektorem se zorným polem 1,5° a kamerou CCD o hraně 2 048 pixelů. Mezitím se rozběhl další projekt AGAPE, hledající mikročočky na pozadí spirální galaxie M31 v Andromedě.

7. Kosmologie

7.1. Stavba a stáří vesmíru

V květnu loňského roku zveřejnili B. Nodland a J. Ralston v prestižním fyzikálním časopise (Phys. Rev. Lett.) zcela šokující zjištění o anizotropii šíření elektromagnetického záření v kosmologických vzdálenostech. Zjistili, že Faradayova rotace polarizační roviny pro vzdálené rádiové zdroje naznačuje existenci rotační osy vesmíru ve směru od souhvězdí Orla k souhvězdí Sextantu. Pokud by se tato měření potvrdila a pokud by se nenašlo jiné vysvětlení, patrně by to znamenalo zásadní revizi názorů na kosmologické modely vesmíru, ale zkušenost velí, abychom byli zatím zdrženliví. J. Ejnasto aj. zase odhalili nečekanou periodicitu v prostorovém rozložení nadkup galaxií v délkovém intervalu po 120 Mpc. Podobně H. El-Ad a T. Piran konstatovali, že samotné proluky mezi kupami galaxií vytvářejí rovněž „strukturu“ již od úrovně 60 Mpc.

Také zjištění H. Fergusona aj., že v kupě galaxií v souhvězdí Panny se řádově bilion hvězd nachází v intergalaktickém prostoru, představuje nemalé překvapení. Podle všeho však zde tyto hvězdy nevznikly, ale byly do volného prostoru katapultovány po těsných přiblíženích uvnitř mateřských galaxií.

J. Kovalevsky aj. využili přesných měření poloh hvězd družicí HIPPARCOS k vzájemnému navázání souřadnicových soustav na extragalaktické pozadí. Výsledkem je vynikající souhlas poloh souřadnicových soustav s přesností ±0,000 6″ a vzájemné rotace soustav souřadnic s přesností ±0,000 25″/r. Problémem skryté látky uvnitř galaxií se zabývali A. Burkert a J. Silk, kteří získali velmi podrobnou rotační křivku pro trpasličí spirální galaxii DD 154 a ukázali, že k interpretaci křivky nestačí obvyklý předpoklad o hierarchické struktuře studené skryté látky v galaktickém disku. Usoudili proto, že skrytá látka je ve zmíněné galaxii obsažena uvnitř baryonového sféroidu o výsledné hmotnosti řádově vyšší, než je hmotnost galaktického disku, a porovnatelné s hmotností skryté látky v galaktickém halu. Obdobným způsobem lze totiž vysvětlit také četnost gravitačních mikročoček v halu naší Galaxie.

Jako každoročně i loni byl vysoký počet prací věnován odvození hodnoty Hubbleovy konstanty H₀ (v jednotkách km/s/Mpc) pro rozpínání vesmíru. Využívá se k tomu především cefeid v cizích galaxiích, dále vztahu Tullyho-Fischera pro rádiové galaxie, efektu Sjunjajeva a Zeldoviče pro absorpci reliktního záření, jasných proměnných hvězd, supernov třídy Ia a extragalaktických gravitačních čoček. Napočítal jsem celkem 30 rozličných prací, v nichž byla hodnota H₀ explicitně stanovena, a odtud mi vyšla nevážená střední hodnota H₀ = 64, ovšem s rozpětím od 30 do 92! Tato nejistota se přirozeně odráží i v nejistém odhadu stáří vesmíru od 10 do 18 miliard let. Podle S. Okamury jsou všechna určení kosmologických parametrů postižena malými rozměry té části vesmíru, kde máme přesná měření: pro supernovy Ia je mez dohlednosti pouze 400 Mpc, a to jsou vlastně vůbec nejsvítivější bodové objekty ve vesmíru, které známe. V. Trimbleová konstatovala, že od Hubbleova objevu lineárního vztahu mezi červeným posuvem a vzdáleností galaxií poklesla hodnota H₀ bezmála o řád prostě proto, že se podařilo postupně odhalit rozličné systematické chyby a výběrové efekty. Mezi ně patří zejména velmi zlomyslný Malquistův efekt, jenž vzniká tím, že u bližších kup galaxií pozorujeme všechny členy soustavy, kdežto u vzdálených kup jenom nejjasnější členy. Proto soustavně podceňujeme vzdálenosti velmi vzdálených kup, a tím soustavně přeceňujeme hodnotu H₀.

M. Feast a R. Catchpole ukázali, že zářivé výkony cefeid byly zhruba o 10 % podceňovány, takže vzdálenosti galaxií, odvozované z cefeid, je potřebí soustavně zvýšit rovněž o 10 %. Tím se úměrně sníží hodnota H₀, takže dle H. McGeeové je vesmír starý nejméně 12 miliard let. N. Reid využil družice HIPPARCOS k určení stáří kulových hvězdokup na 11 ÷ 13 miliard let. Také jejich vzdálenosti byly totiž podceněny až o 15 %, a to znamená, že hvězdy v kulových hvězdokupách mají vyšší zářivé výkony, tj. i kratší životnost, než se soudilo. Tím se velmi podstatně zmírnil přetrvávající rozpor mezi příliš velkým stářím kulových hvězdokup v Galaxii a nedostatečným stářím vesmíru. Zato však J. Cowan aj. našli v halu Galaxie hvězdu CS 22982-052, v jejímž spektru zcela chybí „kovy“, takže jde zřejmě o H/He hvězdu I. generace. Autoři ukázali, že hvězda je stará nejméně 15 miliard let, což by znamenalo minimální stáří vesmíru 17 miliard let, ale pro tak vysoké stáří vesmíru neexistuje nezávislý doklad. Souhrnně vzato, ani po nástupu HST do služby nenastal zásadní zvrat v odhadu stáří vesmíru. Většina autorů se sice dokáže shodnout na stáří vesmíru okrouhle 14 miliard let, ale problémy kalibrace i soustavných chyb měření zatím znemožňují přikládat této hodnotě významnou váhu. Dalšími kosmologickými parametry, tj. zejména hustotou Ω a kosmologickou konstantou Λ, se zabývali M. Im aj. Na základě relativního zastoupení gravitačních čoček odvodili, že Ω 0. Naproti tomu J. Perlmutter aj. usoudili z měření vzdáleností sedmi supernov s velkým červeným posuvem, že Λ = 0, zatímco Ω = (+0,9 ±0,6). Pro otevřený vesmír s hodnotou Ω = (0,3 ±0,1) svědčí dle X. Fana aj. též průměrná amplituda fluktuací hmoty, odvozená z fluktuací reliktního záření.

J. Ge aj. studovali jemnou strukturu čar C I s klidovými vlnovými délkami 156 a 166 nm u kvazistelárního zdroje QSO 0013-004 s červeným posuvem z = 1,97 a ukázali, že odtud odvozená tehdejší teplota reliktního záření činila (7,9 ±1,0) K, v dobré shodě s teoretickou předpovědí 8,1 K, vyplývající ze standardního kosmologického modelu rozpínání vesmíru. K. Roth aj. využili pro tatáž měření obřího spektrografu HIRES u Keckova teleskopu a dostali tehdejší teplotu reliktního záření 8,105 K, v dokonalé shodě s teorií.

Proslulá družice COBE umožnila měření jemných fluktuací reliktního záření dvěma odlišnými přístroji i pozorovacími technikami, FIRAS a DMR. D. Fixsen aj. porovnali střední amplitudu takto odvozených fluktuací při úhlovém rozlišení 7° a obdrželi amplitudu 48 μK pro FIRAS a 35 μK pro DMR, což prokazuje, že jde o reálná měření. M. Hauser aj. využili aparatury DIRBE na téže družici k měření záření pozadí v daleké infračervené oblasti spektra (140 a 240 μm). Po zdlouhavém, avšak velmi pečlivém odečtení záření všech známých infračervených zdrojů záření odhalili existenci spojitého pozadí, které interpretují jako záření kosmického prachu, ohřátého kolektivním působením záření všech hvězd.

7.2. Kosmické záření, jádra a částice

Dosavadní vývoj názorů na povahu kosmického záření shrnul P. Biermann. Studium záření je omezeno nepatrnou četností energetických částic. Zatímco při energiích 1 GeV lze zachytit detektorem o ploše 1 cm² asi 10 částic kosmického záření za sekundu, u energie 100 EeV klesá tento počet na jednu částici na ploše 1 km² za století! W. Baade a F. Zwicky usoudili již r. 1934, že vhodnými urychlovači částic kosmického záření mohou být zejména supernovy, a E. Fermi ukázal r. 1949, že v silném magnetickém poli po obou stranách rozpínající se rázové vlny pozůstatku supernovy se urychlují nabité částice až na energie řádu 1 PeV. To je vcelku velmi dobře potvrzováno soudobými měřeními energetických toků tvrdého záření gama blízkých pozůstatků supernov, například u Krabí mlhoviny až do energií 10 TeV (směr příchodu nabitých částic kosmického záření většinou vlivem působení interstelárního magnetického pole nesouhlasí se směrem, odkud byly částice vyslány).

Na druhé straně zejména částice urychlené na energie vyšší než 1 EeV přicházejí z extragalaktického prostoru a jejich původ je zatím naprostou záhadou. Při těchto energiích jsou totiž i fotony reliktního záření překážkou, na nichž se takové částice rozbíjejí, takže rekordně energetické částice nemohou samostatně přežít více než 30 milionů let, tj. nemohou vznikat dále než 10 Mpc od Slunce. V tomto okolí Galaxie se však nenachází nic dostatečně speciálního, abychom mohli výskyt tak energetických částic kloudně vysvětlit (nejvýkonnější pozemské urychlovače dokáží urychlit částice na mizerný 1 TeV, tj. na pouhou stomiliontinu energie rekordních částic kosmického záření!). Navíc M. Hajašida aj. předloni oznámili, že ve třech případech pozorovali extrémně energetické částice kosmického záření v párech, což pokusy o určení povahy zdrojů takto energetického záření dále komplikuje.

Kosmické záření posloužilo, jak známo, C. Andersonovi k objevu první antičástice – pozitronu v r. 1932. Teprve v r. 1979 byly v kosmickém záření poprvé pozorovány antiprotony. M. Boezio aj. nyní hledali antiprotony v kosmickém záření při výstupu balonu CAPRICE v srpnu 1994 v kanadské Manitobě. Během 18 h zaznamenali 9 antiprotonů s energiemi 0,6 ÷ 3,2 GeV, jež však vesměs vznikly jako sekundární částice při interakci primárního kosmického záření v zemské atmosféře.

Fyzikální teorie praví, že při setkání částice s antičásticí dochází k jejich anihilaci, tedy přeměně na fotony či piony. Obráceně však je možné docílit materializace páru částice-antičástice střetáváním energetických fotonů, což se loni poprvé podařilo ověřit experimentálně v urychlovači SLAC na Stanfordově univerzitě v Kalifornii. Elektrony urychlené na 47 GeV byly ozářeny silným svazkem laseru, takže některé laserové fotony získaly rozptylem na elektronech tolik energie, že se změnily ve fotony záření gama, interagující s okolními fotony laserového svazku tak, že jejich materializací vznikaly páry pozitron-elektron. Tento „rozptyl světla na světle“ má velký význam právě v astronomii, kde se fotony kosmického záření rozptylují na nízkoenergetických fotonech reliktního záření. Jednou z největších záhad kosmologie je pozorovaná převaha hmoty nad antihmotou, která skoro určitě souvisí s porušováním zákona o zachování baryonového čísla ve velmi raném vesmíru. T. Bevan aj. se pokusili tuto situaci simulovat pomocí vírů v supratekutém lehkém heliu ³He a ukázali, že víry získávají moment hybnosti při fázovém přechodu obdobně, jako částice v raném vesmíru získávaly nenulovou hmotnost při fázových přechodech z falešného vakua. Supratekuté helium se vůbec stává pozoruhodným nástrojem moderní astrofyziky. K. Schwab aj. loni využili supratekutého helia ⁴He k absolutnímu měření rychlosti zemské rotace s přesností na 0,5 % – je to kvantová analogie proslulého Foucaultova pokusu z r. 1851, v němž dokázal zemskou rotaci na základě stáčení roviny kyvu volně zavěšeného kyvadla v kopuli pařížského Pantheonu.

V symetrických teoriích částic hrají významnou úlohu hypotetické částice zvané axiony. W. Keil aj. si uvědomili, že proslulé pozorování neutrin při výbuchu supernovy 1987A ve Velkém Magellanově mračnu stanovilo též ostrou horní mez pro hmotnost axionů, které jsou určitě lehčí než 0,006 eV/c². Zatímco axiony dosud nebyly experimentálně prokázány, na urychlovači v Brookhavenu v USA byl loni poprvé pozorován tzv. exotický mezon, tvořený párem kvark-antikvark, jenž je spojen gluonovou strunou. Objev posílil důvěru ve standardní částicový model. Aby to však nebylo se standardním modelem zase příliš růžové, ohlásil velký tým fyziků, pracující na urychlovači HERA v německé laboratoři DESY v Hamburku, v únoru loňského roku pravděpodobný objev subkvarků hned dvěma nezávislými experimenty. Když k tomu připočteme pozorování R. de Picciotta aj. třetinového elektrického náboje u kvazičástic pomocí zlomkového Hallova jevu, je patrno, že v částicové fyzice se schyluje k pěkné bouřce. Experimentální fyzikové zkrátka více než důstojně oslavili 100. výročí objevu první elementární částice – elektronu – J. Thomsonem r. 1897.

V blízké budoucnosti lze očekávat značný pokrok v detekci neutrin při výbuchu supernov, jelikož ve Spojených státech se plánuje výstavba podzemní observatoře SBNO v solném dole v hloubce 650 m. Rozměry detektoru postačí k registraci všech supernov typu II do vzdálenosti 4 Mpc, takže v průměru jednou za rok bude zaznamenán několikasekundový signál, jenž navíc umožní rozlišit elektronová, mionová a tauonová neutrina. Experiment se plánuje na dobu několika desetiletí. Ve třech světových laboratořích (Minnesota, Los Alamos a japonské Kamiokande) se podařilo získat údaje svědčící o přeměně neutrin mezi sebou, tedy o tzv. neutrinových oscilacích. To ve svém důsledku znamená, že klidová hmotnost neutrin je přece jen o něco málo větší než nula.

7.3. Teorie relativity

Hitem roku se staly možnosti kvantové teleportace, jež je moderní odpovědí fyziků na proslulý paradox Einsteina-Podolského-Rosena z r. 1935 (EPR). Paradox byl teoreticky vyřešen r. 1964 J. Bellem v podobě slavných tzv. Bellových nerovností, ale teprve nyní pokročila experimentální fyzika natolik, že lze celý problém ověřovat pokusně. Podle T. Sudberyho je sice teleportace (dálkový přenos informace vysoce nadsvětelnou rychlostí) možná, ale jelikož plná informace se skládá z kvantové a klasické složky, obdržíme celkovou informaci až tehdy, když se rychlostí světla přenese klasická složka informace, takže relativita (a ovšem zejména kauzalita) je zachráněna.

M. Valtonenovi a H. Lehtovi se podařilo ověřit teorii relativity na příkladu kvasaru OJ 287, který je tak jasný, že bylo možné rekonstruovat jeho světelnou křivku na archivních fotografiích již od r. 1893. Ukázalo se, že křivka vykazuje zjasnění v pravidelných intervalech 12 let, což je zřejmě oběžná doba méně hmotné černé veledíry kolem primární černé veledíry – vlastního kvasaru. Zjasnění souvisejí se slapovým posílením přenosu hmoty z akrečního disku kolem primární černé veledíry, jenž je periodicky narušován sekundární černou veledírou, pohybující se kolem primární černé veledíry po výstředné eliptické dráze. Jelikož gravitační pole v tomto případě převyšuje o čtyři řády gravitační pole v proslulém binárním pulzaru PSR 1913+16, jde zatím o nejsilnější test správnosti teorie relativity.

Jedním z důsledků teorie relativity je efekt teoreticky odhalený již r. 1918 rakouskými fyziky J. Lensem a H. Thirringem – jde o strhávání souřadnicové soustavy v silném gravitačním poli rychle rotujícího tělesa. Tento efekt byl nyní odhalen pomocí rentgenové družice RXTE u dvojhvězdy sestávající z černé díry a průvodce – víceméně normální hvězdy. Černá díra je obklopena rychle rotujícím akrečním diskem, do něhož přetéká hmota z průvodce. Přitom vzniká rentgenové záření periodicky proměnné intenzity, přičemž poruchy v pozorované délce periody lze báječně objasnit právě Lensovým-Thirringovým efektem. C. Bailyn si povšiml podivuhodné skutečnosti, že naprostá většina dosud rozpoznaných černých děr ve dvojhvězdách má hmotnost vyšší než 7 M_☉, ač teoreticky by stačily hmotnosti vyšší než pouhé 3 M_☉. V. Lipunov se zabýval budoucí detekcí gravitačních vln novou generací detektorů s relativní citlivostí řádu 10 ²¹ na frekvenci 100 Hz. Ukázal, že takové aparatury mohou za rok zaznamenat v průměru jeden případ splynutí dvojice neutronových hvězd, ale zato nejméně 10 a snad až 700 případů splynutí dvojice skládající se z neutronové hvězdy a černé díry. Autor proto dovozuje, že už první zjištění záblesku gravitačního záření bude zároveň přímým potvrzením existence hvězdných černých děr ve vesmíru. Y. Wang aj. zjistili, že v silném gravitačním poli se již vzniklé gravitační vlny dále zesilují, což by mělo usnadnit detekci astrofyzikálních zdrojů gravitačního záření.

8. Život ve vesmíru

Věčně zelené téma života ve vesmíru získává přece jen nové podněty, zejména po spolehlivém důkazu existence extrasolárních planet u hvězd slunečního typu a vodního ledu na Merkuru, Měsíci a některých družicích Jupiteru. Kromě toho je jisté, že v dávné minulosti tekla na povrchu Marsu přívalová voda a že zde byly v činnosti mohutné vulkány. Nicméně předloni tak široce popularizovaný objev údajných mikrofosilií v meteoritech z Marsu je nyní neméně široce kritizován jako naprosto falešný. Naproti tomu byla na dně pozemských oceánů prokázána nová forma života, která se zcela obejde bez kyslíku a ke svému metabolismu využívá oxidu uhličitého, vodíku a dokonce síry. Velkým překvapením je též loňský objev M. Engela a S. Macka, že aminokyseliny ve známém meteoritu Murchison stáčejí rovinu polarizovaného světla doleva, podobně jako aminokyseliny v živých organismech na Zemi. Znamená to, že proces výběru levotočivých aminokyselin proběhl již předtím, než život na Zemi vznikl. D. Williams aj. proto nyní vážně uvažují o tom, že se život může vyskytovat právě na přirozených družicích velkých planet, které se sice zřejmě dosti často vyskytují uvnitř ekosfér cizích sluncí, ale jelikož nemají pevný či kapalný povrch, nejsou vhodné pro život. Naproti tomu jejich družice mohou mít jak pevný, tak kapalný povrch, a jsou-li dost hmotné, tak i dostatečně silné magnetické pole. Autoři soudí, že pokud je hmotnost takových družic vyšší než asi 12 % hmotnosti Země, je naděje na obydlenost slušná. Ze stávajících exoplanet se tak jeví jako nejnadějnější objekty v okolí hvězd 16 Cygni B a 47 UMa.

D. Williams a J. Kating se dále zabývali otázkou, zda je možný život na planetě, jejíž sklon rotační osy k oběžné rovině výrazně kolísá. (Nebýt stabilizujícího vlivu Měsíce, kolísal by sklon zemské rotační osy k ekliptice od 0° do 85°!). Došli k závěru, že i kdyby podmínky na takové planetě nebyly zdaleka ideální, tak zejména v případě, že by se v oblasti pólů vyskytovaly rozsáhlé pevniny, přece jen by se život udržet mohl, zvláště kdyby v atmosféře byl přiměřeně zastoupen CO₂. Tito autoři zároveň ukázali, že vnější hranice ekosféry pro planetu typu Země je v naší Sluneční soustavě v této době vzdálena 1,46 AU od Slunce. Je zajímavé, jak se vyvíjely názory vědců na obydlenost cizích světů. Mezi zastánce myšlenky mnohosti světů obydlených patřil nejen filozof Giordano Bruno, ale i Johannes Kepler, Isaac Newton, William Herschel, lord Kelvin a Hermann von Helmholtz. Naproti tomu jeden ze zakladatelů evoluční teorie Alfred Russell Wallace prohlásil r. 1903, že život na Zemi je jedinečný. Dnešní výskyt rozmanitého života na Zemi je fascinující, když uvážíme, že jeho vývoj probíhal zpočátku neobyčejně pomalu, neboť v první 1,5 miliardě let osídlovaly Zemi pouze řasy a mitochondrie. Teprve před 2,5 miliardami let nastoupily bakterie a před 540 miliony let praryby. Jehličnaté stromy a hmyz se objevily v devonu před 410 miliony let, dinosauři v triasu před 205 miliony let a ptáci v juře před 135 miliony let. Tehdy se již také vyskytovaly kvetoucí rostliny a savci. Podle nejnovějších údajů se druh Homo sapiens vyvinul z Homo erectus asi před 600 tisíci let a poddruh Homo sapiens sapiens asi před 150 tisíci let.

I. Crawford loni usoudil, že budoucí fyzikální objevy nepochybně usnadní mezihvězdné lety, takže lidstvo je schopno osídlit Galaxii během nejbližších 50 milionů let. Crawford se též podílel na polemice s T. Lazim a J. Cordesem o pravděpodobném výskytu cizích civilizací v naší Galaxii. Zatímco Crawford soudí z dosud negativních výsledků projektů SETI, že takové civilizace buď neexistují, anebo jsou zcela vzácné, zmínění autoři připomínají, že případné signály cizích civilizací podléhají velmi značné rádiové scintilaci, takže intenzita přijímaných signálů na Zemi značně kolísá již během několika minut či hodin, což neobyčejně znesnadňuje jejich spolehlivé zachycení.

Hnutí SETI přichází z pozoruhodnou iniciativou, zapojit do této práce dobrovolníky – majitele osobních počítačů po celém světě. Ukázalo se totiž, že souhrnná výpočetní kapacita těchto zdánlivě trpasličích strojů je monumentální a že naprostou většinu svého běhu tyto počítače zahálejí – nejfrekventovanějším programem pro ně jsou rozličné spořiče obrazovky! Právě tohoto času by šlo využít pro rutinní rozbor rádiového šumu, registrovaného obřími radioteleskopy při aktivitách typu SETI. V rámci projektu SERENDIP je vyvíjen vhodný software, jejž by zájemci obdrželi spolu s příslušným úsekem obsáhlého pozorovacího materiálu pro automatické vyhledávání „podezřelých“ signálů. Autoři projektu odhadují, že pokud se do spolupráce přihlásí zhruba 50 tisíc dobrovolníků, bylo by možné celý materiál zpracovat během pouhých 2 let.

9. Přístroje

9.1. Pozemní optické a infračervené dalekohledy

Koncem r. 1996 prošlo první světlo obřím specializovaným teleskopem Hobby-Ebberly (HET), když do společné nepohyblivé objímky bylo umístěno 7 z celkového počtu 91 segmentových zrcadel. HET byl uveden do plného chodu na podzim loňského roku. Dalekohled s pohyblivým ohniskem (analogie radioteleskopu v Arecibu) má úhrnný průměr zrcadel 11 m, ale s ohledem na nepohyblivost primárního zrcadla je ekvivalentní zrcadlu o průměru „jen“ 9,2 m, což je vyváženo nízkou cenou HET – 13,5 milionů dolarů. Z ohniska HET vycházejí optická vlákna do spektrografu, umožňujícího současné pořizování velkého počtu spekter galaxií a podobných objektů.

Počátkem loňského roku bylo na Stewardově observatoři v Arizoně odlito v rotační sklářské peci zatím největší monolitní zrcadlo o průměru 8,4 m a plánované světelnosti f/1,1. Sklovina byla nejprve ohřáta až na 1 180 °C, kdy se stala medově viskózní, a pec se pak otáčela tempem 6,8 obrátky za minutu. Po 12 týdnech chlazení bylo zrcadlo zhruba parabolického tvaru hotovo a během loňského léta proběhlo jeho spékání při počáteční teplotě 500 °C, po němž následovalo rovnou leštění povrchu (rotační výroba odstraňuje pracné a pomalé broušení). Stejným postupem bude odlito ještě jedno zrcadlo a celý pár pak vytvoří dvojče LBT, instalované na Mt. Grahamu jako dalekohled o efektivním průměru 11,8 m, jenž bude po krátkou dobu před dokončením evropského VLT fakticky největším dalekohledem světa. Přístroj bude zároveň skvělým optickým interferometrem s rozlišením odpovídajícím zrcadlu o průměru 22,8 m.

C. Jenkins se zabýval zcela praktickou otázkou, jak mohou malé přístroje v budoucnu konkurovat čím dál větším a dokonalejším skleněným obrům, a navrhl poměrně levné a výkonné řešení v podobě velmi rychlé automatické pointace. Jak se totiž ukazuje, největší část neklidu obrazu bodových zdrojů vyvolává poskakování obrazu kolem střední polohy. Pokud docílíme, aby optika dalekohledu sledovala toto tancování v reálném čase, máme vyhráno. To lze vskutku zařídit přídavnou relativně levnou automatikou, která nejvíce zvýší výkon malých dalekohledů v blízké infračervené oblasti kolem 1,6 μm. Naneštěstí v tomto pásmu již nejsou běžné matice CCD vůbec citlivé – jejich citlivost začíná teprve u 1,1 μm a dosahuje maxima u 650 nm, zatímco na krátkovlnném okraji končí u 400 nm.

Dalekohled NTT ESO v Chile je stále častěji ovládán na dálku z Garchingu v Německu. Pomocné coudé ohnisko CAT se tak obsluhuje již v 50 % pozorovací doby a hlavní ohnisko ve 20 % pozorovacího času. Tento podíl se neustále zvyšuje a přirozeně velmi ulehčuje práci zaměstnaným astronomům, kteří ušetří nejen čas za zdlouhavé přelety mezi Evropou a Jižní Amerikou, ale i peníze ESO. Koncem roku pak dorazilo na observatoř Cerro Paranal první 8,2m zrcadlo budoucího hlavního přístroje ESO a největšího dalekohledu světa VLT.

Na kanadsko-francouzském 3,6m reflektoru na Havajských ostrovech (CFHT) funguje již 6 let systém adaptivní optiky, jenž umožnil v blízké infračervené oblasti (2,2 μm) zlepšit kvalitu obrazu z 0,57″ na 0,19″. Od loňského roku se používá v ohnisku CFHT mozaika 8 obdélníkových matic CCD s rozměry 2048 × 4096 pixelů, čímž lze využít celého zorného pole přístroje o ploše 1 čtverečního stupně (64 Mpixelů). Smithsonova astrofyzikální observatoř rozběhla loni na podzim ambiciózní projekt přehlídky oblohy v blízkém infračerveném pásmu 2MASS pomocí dvojice 1,3m reflektorů na Mt. Hopkinsu v Arizoně a na Cerro Tololo v Chile. Během 3,5 roku chtějí zobrazit milion galaxií a 300 milionů hvězd, planetek, komet a hnědých trpaslíků kamerami typu NICMOS. Přehlídka má dosáhnout 25 000krát vyšší citlivosti než průkopnická mapa z Caltechu před 30 lety.

P. Hickson shrnul dosavadní zkušenosti a další vyhlídky práce s kapalnými rtuťovými zrcadly, jež při průměru 3 m a hmotnosti rtuti pouhých 600 kg jsou nesrovnatelně levnější než klasická skleněná nebo keramická zrcadla. Při 10 obrátkách za minutu dostáváme ohniskovou vzdálenost 5 m, tj. světelnost f/1,7. Praktické pokusy na Univerzitě Britské Kolumbie ve Vancouveru prokázaly, že takové zrcadlo dosáhne 21 mag v oboru R za 2 minuty expozice. Takto specializovaný dalekohled se dobře hodí k hromadnému určování červených posuvů vzdálených galaxií a kvasarů. NASA hodlá téhož typu rtuťového teleskopu využívat na observatoři v Cloudcraftu v Novém Mexiku ke sledování kosmického smetí na oběžné dráze kolem Země. Autor uvádí, že 10m kapalné zrcadlo by se takto dalo pořídit asi za 2 miliony dolarů.

E. Borra aj. však navrhují využít místo toxické rtuti slitin gallia s nízkým bodem tání, jež má navíc asi o 15 % vyšší odrazivost a 2,3krát nižší hustotu než rtuť. Gallium je ovšem neobyčejně drahé, jak o tom svědčí trápení ruských fyziků, kterým chce vláda sužovaná dluhy prodat 50 tun gallia z neutrinového detektoru SAGE.

9.2. Kosmické teleskopy

Astrometrická družice HIPPARCOS s relativně titěrným zrcadlem o průměru 0,3 m sice již dávno ukončila svůj jedinečný pozorovací program, který přinesl celkem 1 TB údajů, ale teprve loni v létě byly její obsáhlé výsledky zpřístupněny široké odborné astronomické veřejnosti v podobě 17 svazků speciálního katalogu, přičemž vlastní měření obsahuje 6 disků CD-ROM. Vedoucí zcela mimořádně zdařilého projektu M. Perryman aj. nyní zveřejnil údaje o kvalitách katalogů HIPPARCOS. Pro hvězdy jasnější než 9 mag je medián středních chyb v polohách, paralaxách a vlastních pohybech pouze 0,000 8″, osy souřadné soustavy jsou přesné na 0,000 6″ a vlastní pohyby souhlasí s přesností ±0,000 25″/r. Katalog obsahuje údaje pro 118 218 hvězd, takže na čtvereční stupeň oblohy připadají v průměru 3 hvězdy. Celkem 17 917 hvězd je fakticky vícenásobných, ale jen 13 211 HIPPARCOS vskutku rozlišil a jen pro 235 nových vizuálních dvojhvězd se podařilo odvodit dráhové elementy; dohromady jde o 24 588 jednotlivých složek. Podle F. van Leeuwena aj. obsahuje katalog také pro každou hvězdu tři fotometrické údaje o jasnostech v integrálním pásmu 380 ÷ 900 nm (maximum 440 nm) a dvou filtrech: 380 ÷ 500 nm (B, max 430 nm) a 460 ÷ 680 nm (V, max 505 nm). Zprávu o méně přesném, leč desetkrát rozsáhlejším katalogu TYCHO podali E. Høg aj. Pro hvězdy jasnější než 9 mag činí medián střední chyby 0,007″ a pro hvězdy slabší než tato mez, leč jasnější než 10,5 mag dosahuje 0,025″. Katalog obsahuje 1 058 332 hvězd, tj. v průměru 25 hvězd na čtvereční stupeň oblohy. Celkem 2 384 hvězd má změřené vzdálenosti větší než 80 pc, ale největší počet paralax odpovídá vzdálenosti kolem 70 pc; v několika případech se zdařilo dosti dobře změřit vzdálenosti až 160 pc.

Pohyb Slunce vůči místnímu těžišti je nyní ve všech třech pravoúhlých souřadnicích znám s přesností lepší než 1 km/s; prostorová rychlost pohybu Slunce vůči místnímu těžišti činí 14,1 km/s. Vzdálenost otevřené hvězdokupy Plejády je (116 ±3) pc na základě měření paralax 54 příslušníků hvězdokupy. Plejády však úhrnem obsahují na 600 hvězd jasnějších než 17 mag. Revidovaná absolutní hvězdná velikost proměnných hvězd typu RR Lyr se rovná (+0,72 ±0,04) mag, což neobyčejně zpřesnilo údaje o vzdálenostech kulových hvězdokup. Podobně se podařilo zpřesnit údaje pro cefeidy a miridy, což zase vedlo k revizi vzdálenosti Velkého Magellanova mračna. Naneštěstí rozptyl hodnot vzdálenosti této klíčové galaxie, odvozené z rozličných typů proměnných hvězd, je dosud znepokojivě velký: od 45,9 kpc pro proměnné typu RR Lyr, až po 52,5 kpc pro miridy. Jak uvádí J. Fernley, rozpory se též promítají do určování stáří kulových hvězdokup, které podle různých indikátorů pak vychází v nepříjemně širokém rozmezí od 12 do 17 miliard let.

Jak už to tedy v astronomii bývá pravidlem, zřetelně se jeví potřeba ještě dokonalejší astrometrické přehlídky oblohy a astronomové hýří patrně oprávněným optimismem: do desíti let má v kosmu fungovat astrometrická družice nové generace, která umožní změřit paralaxy miliardy (!) hvězd s přesností na obloukové mikrovteřiny (!!).

Za velký úspěch evropské kosmické astronomie lze rovněž označit bezchybnou činnost evropské infračervené družice ISO, vypuštěné v listopadu 1995. Družice s primárním zrcadlem o průměru 0,6 m zahájila vědecký provoz v únoru 1996 v pásmu 2,5 ÷ 240 μm a fungovala až do 8. dubna 1998; podstatně déle, než se předpokládalo. Přenesla na Zemi celkem 1 TB údajů, jejichž hrubé zpracování zabere asi 3,5 roku. Při výzkumu Sluneční soustavy pomohla zvláště její schopnost měřit základní molekulární pásy v oboru 2,5 ÷ 12 μm na povrchu planet a jejich družic, dále v kometách i na zrníčkách meziplanetárního prachu. Jak uvádí M. Harwit, těžiště její práce se však týkalo těles mimo Sluneční soustavu, zejména polopravidelných proměnných hvězd, hvězdných zárodků typu Herbigových-Harových objektů, detekce CO, CO₂ a CH₄ v mezihvězdných mračnech, megamaserů a prachu v intergalaktickém prostoru. Z fyzikálního hlediska je zvlášť cenné, že družice zaznamenala úplné rotační spektrum molekuly vodíku.

Výkonnost Hubbleova kosmického teleskopu (HST) v průběhu let dramaticky roste, jak dokládá porovnání s plánovanou účinností 35 %. Tato hodnota byla překročena již v průběhu r. 1992 a dosáhla 47 % r. 1995 a plných 55 % r. 1996. Dne 22. června 1996 pořídil HST již 100 000. snímek oblohy, čili bezmála 1 400 snímků měsíčně. Při 82. startu raketoplánu v únoru 1997 se uskutečnila druhá údržba HST posádkou rakoteplánu Discovery. Posádka musela během příletu k HST uskutečnit úhybný manévr kvůli nebezpečí srážky s úlomkem nosného stupně rakety Pegasus, vypuštěné r. 1994. Během mise byly demontovány oba spektrografy (GHRS a FOS), které byly nahrazeny přístroji nové generace STIS a NICMOS, pracujícími navíc i v blízkém infračerveném spektrálním pásmu. Rovněž byl vyměněn jeden z pointerů FGS a instalován palubní záznamník s paměťovými obvody v pevné fázi, jenž má o řád větší kapacitu než dosavadní palubní magnetofon. Opraveny či vyměněny byly též některé technické instalace na palubě HST.

Následné testy ukázaly, že pointer FGS, záznamník v pevné fázi a zobrazovací spektrograf STIS pro pásmo 115 ÷ 1 000 nm pracují bezvadně, zatímco aparatura NICMOS má problémy s chlazením tuhým dusíkem, jež zkracují životnost přístroje z plánovaných 5 let na 1,6 roku a znemožňují zaostření jedné z kamer. Zbývající dvě kamery jsou však v pořádku, takže se nyní až do prosince 1998 využívají přednostně zhruba v polovině pozorovacího času. V průběhu letu byla zvýšena dráha HST o 3,3 km, takže HST obíhal posléze po mírně eliptické dráze v rozmezí 599 ÷ 620 km nad Zemí. V srpnu 1997 skončil poslední projekt astronomů-amatérů, kteří od dubna 1992 dostávali na základě konkursů asi 0,25 % pozorovacího času HST.

Hubbleův kosmický teleskop má být podle plánu znovu navštíven v prosinci r. 1999, kdy na jeho palubě bude instalována nová zobrazovací kamera ACS a vyměněny sluneční panely. Současně bude znovu zvýšena dráha HST s ohledem na nastávající sluneční maximum. Poslední návštěva HST se pak uskuteční koncem r. 2002, kdy bude místo již nepotřebné korekční optiky COSTAR instalován nový spektrograf pro ultrafialový obor COS a HST pak bude pracovat bez údržby tak dlouho, jak to jen půjde.

Mezitím se již rýsuje podoba nástupce HST, jenž je označován jako kosmický teleskop další generace (NGST). Počítá se pro něj se složeným ultratenkým zrcadlem o průměru až 8 m, které bude umístěno v Lagrangeově bodě L₂, tj. asi 1,5 milionu km od Země na straně odvrácené od Slunce. NGST by měl být optimalizován pro blízkou infračervenou oblast spektra, jež je zvláště cenná při studiu velmi vzdáleného vesmíru, a jeho cena by neměla překročit 700 milionů dolarů, z čehož by 200 miliony dolary přispěla evropská agentura ESA, jež by sestrojila univerzální kameru pro všechna spektrální pásma. Šéfem projektu NGST se stal J. Mather z Goddardova střediska pro kosmické lety a odbornou záštitu projektu převzal dosavadní Ústav pro kosmický teleskop v Baltimoru. S vypuštěním NGST raketou Atlas se předběžně počítá pro rok 2007.

9.3. Radioteleskopy

Loni v únoru byla na oběžnou dráhu vynesena japonská družice s radioteleskopem HALCA o průměru 8 m, jehož úkolem je rozšířit základnu pro radiointerferometrii VLBI na vzdálenosti vyšší, než je průměr zeměkoule. Radioteleskop se pohybuje v periodě 6 h po protáhlé dráze s přízemím 1 000 km a odzemím 21 000 km. Společně s ním se pro účely VLBI využívá celkem 40 radioteleskopů z 15 zemí a získaná data se zpracovávají v superpočítači v Socorro v Novém Mexiku (sídle antény VLA). Lze tak dosáhnout až třikrát lepšího úhlového rozlišení v rádiovém oboru než při použití výhradně pozemních radioteleskopů.

V říjnu 1997 byl znovu spuštěn obří nepohyblivý radioteleskop v Arecibu o průměru kulové antény 305 m, jenž byl v průběhu posledních pěti let opět zmodernizován nákladem 26 milionů dolarů. Po celém obvodu antény byl vybudován 16 m vysoký „plot“, stínící přístroj od tepelného záření Země a místního rádiového šumu. Zcela byl rekonstruován radarový systém, což umožní zachycení ozvěn od ionosféry i blízkých planetek, neboť výkon radaru se zvýšil dvacetkrát. Rozsah použitelných vlnových délek se zvětšil pětkrát (od 430 MHz do 5 GHz) a šířka přijímaného pásma dokonce dvacetkrát. V Pune v Indii byl pod vedením G. Swarupa dokončen obří složený radioteleskop pro metrové vlny GMRT nákladem 17 milionů dolarů. Radioteleskop pracuje ve frekvenčním pásmu 38 ÷ 1 427 MHz.

Také aperturní syntéza radioteleskopů ještě zdaleka nedosáhla hranice technických možností, o čemž svědčí společný projekt Holandska, Kanady, USA, Austrálie, Indie a Číny na vybudování anténní soustavy o ploše jednoho čtverečního kilometru do r. 2001 v ceně 150 milionů dolarů.

Nejtěžší astronomické družici Compton, pracující v měkkém a středním pásmu záření gama, bylo loni v květnu věnováno již 4. samostatné sympozium, jež se tentokrát konalo ve Williamsburgu v USA. Nové výsledky se týkají zejména jádra naší Galaxie a obecně aktivních jader galaxií (AGN). V centru naší Galaxie byla odhalena fontána, kde ze střetu částic hmoty a antihmoty vyvěrá anihilační záření gama. V oboru gama bylo rozlišeno nejméně 50 AGN, jejichž energetickým motorem jsou černé veledíry s hmotností vyšší než 10⁸ M_☉. Také hvězdné černé díry v naší Galaxii občas zablýsknou v pásmu fotonů gama. V energetickém pásmu 10 MeV ÷ 10 GeV se uvnitř Galaxie srážejí částice kosmického záření s atomovými jádry i fotony, a tím vzniká difuzní emise fotonů gama, pokrývající celou Galaxii, jak vyplývá z měření aparaturou EGRET. Aparatury COMPTEL a OSSE rozlišily v několika případech jadernou spektrální čáru radioaktivního ²⁶Al s energií 1,8 MeV a poločasem rozpadu 10⁶ let.

T. Reichhardt referoval o úsilí NASA zlevnit budoucí výzkum v oblasti astronomie vysokých energií nahrazením družic vysokotlakými stratosférickými balony, které by dokázaly vynést 2 t přístrojů do výšky 40 km a setrvat tam po dobu až čtvrt roku. Start jednoho balonu totiž přijde na pouhý milion dolarů v porovnání s nejlevnější raketou Pegasus, jejíž vypuštění stojí plných 18 milionů dolarů, nehledě na ještě daleko dražší starty raketoplánů. Balony budou ovšem unášeny pasátovými větry, takže z politických důvodů se bude létat pouze na jižní polokouli, kde se může celý let uskutečnit snadno v mezinárodních vodách, mimo státní hranice. Již v r. 2000 má startovat 6 balonů s aparaturami pro astronomii záření gama, dále pro měření reliktního záření a také pro obor infračervený.

9.4. Kosmické sondy

S kosmickou sondou Pioneer 10, jež byla ze Země vypuštěna v březnu 1972, se od dubna 1997 udržuje již jen omezené spojení, neboť na její palubě už pracují pouze dva přístroje (Geigerův-Müllerův čítač a ultrafialový fotometr) a vysílač s výkonem 8 W dává na Zemi příkon pouze 0,3.10 ²¹ W. Sonda byla loni vzdálena od Země již více než 10 miliard km, takže signál z ní letí k nám již téměř 9,5 h. Od Slunce se nyní vzdaluje rychlostí 12,5 km/s směrem ke hvězdě Ross 248 v souhvězdí Býka, kterou mine za 30 tisíc let ve vzdálenosti 3 světelné roky.

Zato obě kosmické sondy Voyager jsou teprve sotva v polovině své aktivní životnosti, ačkoliv letí meziplanetárním prostorem už plná dvě desetiletí (ze Země startovaly v srpnu a září 1977). Voyager 1 je nyní od Slunce vzdálen 70 AU a ročně se od Slunce vzdálí zhruba o 3,5 AU (rychlostí 17,4 km/s) směrem na sever od ekliptiky. Očekává se, že někdy kolem r. 2003 proletí rázovou vlnou slunečního větru, kde rychlost jeho rozpínání klesá z nadzvukové na podzvukovou. Je totiž pravděpodobné, že v době slunečního maxima se rázová vlna i heliopauza poněkud přiblíží ke Slunci. Voyager 2 byl loni asi 8 miliard km od Slunce a vzdaluje se od něj rychlostí bezmála 16 km/s ve směru na jih od ekliptiky. I když výkon radioizotopových generátorů elektřiny na palubě sond klesl z původních 470 W na dnešních 332 W, stále to pohodlně stačí k dobré práci většiny přístrojů a ke kvalitnímu rádiovému spojení se Zemí. V korekčních motorech pak zbývá ještě kolem 34 kg paliva na potřebné manévry. Na počátku r. 1998 předehnal Voyager 1 sondu Pioneer 10, takže od té doby je nejvzdálenějším objektem vyrobeným člověkem.

V polovině října 1997 odstartovala ze Země poslední velká planetární sonda Cassini v ceně 3,3 miliardy dolarů, jež bude urychlena gravitačním prakem Venuše v dubnu 1998 a červnu 1999, Země v srpnu 1999 a Jupiteru v prosinci 2000 tak, aby se usadila na oběžné dráze u Saturnu 1. července 2004 a modul Huygens mohl sestoupit k Titanu v listopadu následujícího roku. Měření v okolí Saturnu by měla pokračovat až do července 2008.

Loni 4. října si celý odborný svět připomněl 40. výročí startu sovětského Sputniku 1 – koule o hmotnosti 90 kg, vybavené rádiovým vysílačem, čímž svět vstoupil do epochy kosmonautiky. Podle D. Spencera bylo za 40 let kosmické éry vysláno na oběžné dráhy v okolí Země více než 23 000 objektů, z toho je v současné době na dráze 8 000 těles.

Loni vybrala americká NASA prvních pět projektů v relativně laciném (cena jednotlivých projektů nepřesáhne 250 milionů dolarů) programu Discovery. Půjde o odběr vzorků z Marsových družic Phobosu a Deimosu, dále o zkoumání okolí tří kometárních jader (Encke r. 2003, Schwassmann-Wachmann 3 r. 2006 a d'Arrest r. 2008), odběr vzorků slunečního větru a umělé družice Merkuru a Venuše. Kromě toho bude NASA spolupracovat s japonskou kosmickou agenturou ISAS na vypuštění sondy k planetce (4660) Nereus, vyzbrojené malým 1kg vozítkem, jež odebere vzorky z povrchu planetky a ty se v lednu 2006 vrátí na Zemi. Větší vozítko o hmotnosti 17 kg má být počátkem příštího desetiletí vysláno také na Mars, odkud mají být přivezeny vzorky již r. 2005. NASA také testovala v poušti Atacama v Chile velké vozítko NOMAD o hmotnosti 800 kg, které putovalo rychlostí 1,6 km/h autonomně po dobu 45 dnů náhorní rovinou ve výšce 2 100 m n. m., přičemž urazilo 215 km bez nejmenší nehody. V dalších letech bude NOMAD využit k automatickému hledání meteoritů v Antarktidě. NASA také plánuje vypuštění velké infračervené družice SIRTF se zrcadlem o průměru 0,85 m v r. 2002, čímž bude uzavřen program velkých astronomických observatoří (HST, Compton a AXAF).

10. Astronomie a společnost

10.1. Úmrtí

V loňském roce se uzavřela životní pouť mnoha významných domácích i zahraničních astronomů. Kromě těch, jimž je připsána Žeň objevů 1997, bych chtěl ještě připomenout Igora Zacharova, jenž se věnoval zejména výzkumu vysoké atmosféry Země, brněnského rodáka Igora Jurkeviche (1928–1996; zákrytové dvojhvězdy) a dále košického rodáka Jenö Barnothyho (1904–1996), který zejména studoval kosmické záření a přispěl k teorii gravitačních čoček. Naše vzpomínka dále patří Robertu H. Dickeovi (*1916; astronomické testy teorie relativity, první radiometr pro měření reliktního záření), Robertu Hermanovi (*1914; předpověď existence reliktního záření), Johnu Irwinovi (*1909; zákrytové dvojhvězdy, cefeidy, fotoelektrická fotometrie), Jerome Kristianovi (*1934; kvasary), Robertu Leightonovi (*1919; Slunce, infračervená astronomie), Edwardu Purcellovi (*1912; objev rádiové čáry H I, Nobelova cena za fyziku r. 1952), Lymanu Spitzerovi (*1914; hvězdokupy, interstelární prostředí, laboratorní plazma, laboratorní důkaz termonukleární reakce, HST), Martinovi Schwarzschildovi (*1912; vývoj hvězd, balon Stratoscope), Jürgenu Raheovi (*1939; meziplanetární hmota, kosmický výzkum planet), Leonidovi Rosinovi (*1915; novy a supernovy), Eugenovi Shoemakerovi (*1928; impaktní krátery, křižující planetky, trénink astronautů v programu Apollo), Davidu Schrammovi (*1945; nukleogeneze ve velmi raném vesmíru, skrytá hmota, teorie velkého třesku), Rogeru Taylerovi (*1929; nukleární astrofyzika), Clydovi Tombaughovi (*1906; objev Pluta, přehlídka 90 milionů hvězd), Richardu Touseyovi (*1908; raketová astronomie) a Fletcheru Watsonovi (*1912; impakty na Zemi, meteory).

Do této rubriky však také patří úmyslně založený požár, jenž vloni v únoru vážně poškodil slavnou Pulkovskou observatoř poblíž Petrohradu. Observatoř nejvíce utrpěla během stalinských čistek r. 1937, kdy řada tamějších vynikajících astronomů byla odvlečena do gulagů, kde většina z nich zmizela beze stopy. Pak přišlo obléhání Leningradu Němci v průběhu druhé světové války, při němž byly budovy hvězdárny zničeny dělostřelbou, ale vybavení observatoře se díky nesmírné obětavosti personálu podařilo zachránit a po válce hvězdárnu dle původních plánů znovu postavit. Loňský požár je zřejmě dílem petrohradské mafie, která touží po výnosném pozemku v blízkosti petrohradského letiště. Požár zničil na 1 000 svazků knih velké historické ceny, další 4 000 svazků vážně poškodil a ohrozil unikátní přístroje.

Stejně tak řadu nejen britských astronomů zarmoutilo rozhodnutí britského komitétu PPARC o převedení slavné Královské greenwichské observatoře do Edinburghu, když k jejímu předešlému nákladnému stěhování na univerzitu do Sussexu došlo právě před devíti lety. Proti tomuto způsobu „šetření“ protestoval i britský královský astronom Sir Martin Rees. Zrušení hrozí i slavné Griffithově lidové hvězdárně v Kalifornii, již ještě loni navštívilo 60 tisíc návštěvníků, kteří se přišli pokochat pohledem na kometu Hale-Bopp.

10.2. Ceny

Mimořádně prestižní Crafoordovu cenu Švédské královské akademie obdrželi Sir Fred Hoyle a Edwin Salpeter zejména za příspěvky k objasnění vzniku těžších prvků termonukleárními reakcemi ve hvězdách. Neméně významnou Wolfovou cenu za fyziku získal John Wheeler za své významné práce v jaderné fyzice, kvantové teorii gravitace i za studium gravitačního hroucení černých děr. Zlaté medaile britské Královské astronomické společnosti byly uděleny Veře Rubinové za výzkum galaxií a skryté látky ve vesmíru a Donaldu Osterbrockovi za rozvoj astrofyziky.

Prestižní medaili Bruceové Pacifické astronomické společnosti dostal Eugene Parker za rozvoj magnetohydrodynamiky a vypracování teorie slunečního větru. Russellovu cenu Americké astronomické společnosti obdržel Alistair Cameron za teorii vzniku Sluneční soustavy a cenu Tinsleyové téže Společnosti převzal Alexander Wolszczan za objev planet u rádiových pulzarů. Konečně Donald Brownlee převzal Leonardovu medaili Meteoritické společnosti za výzkum meziplanetárního prachu ve vysoké atmosféře Země. Známý britský popularizátor astronomie a kosmonautiky Patrick Moore oslavil v dubnu loňského roku 40. výročí svého pravidelného televizního měsíčníku „The Sky at Night“ v britské BBC.

10.3. Letem astronomickým světem

K 1. červenci 1997 byla do času UTC vložena další přestupná sekunda, takže od tohoto data platí: UTC - TAI = -31 s. V srpnu 1997 se v japonském Kjótu uskutečnilo 23. valné shromáždění IAU za účasti 2 000 astronomů a za osobní přítomnosti japonského císaře. Slavnostní přednášky přednesli R. Williams o projektu Hubbleova hlubokého pole (HDF), B. Warner o kataklyzmických proměnných hvězdách a I. Novikov o černých dírách ve vesmíru. Novým prezidentem IAU byl zvolen americký astronom Robert Kraft a generálním sekretářem dánský astronom Johannes Andersen. Unie má nyní 8 600 členů v 61 zemích a příště se sejde na kongresech v Manchesteru r. 2000 a v Sydney r. 2003. Počínaje r. 1998 zadala IAU další vydávání svých prestižních publikací Pacifické astronomické společnosti, neboť nebyla spokojena s činností dosavadního vydavatele – Kluwerova nakladatelství.

H. Abt studoval obsáhlý soubor původních vědeckých astronomických prací a ukázal, že citační poločas rozpadu činí pro ně v průměru 29 let, přičemž je kratší pro teoretické práce (22 let) a delší pro astronomická pozorování (35 let), což znovu dokazuje, že astronomie je především pozorovací věda. Současně s tím se znovu posiluje význam astronomů-amatérů pro vědecký pokrok. Přispěly k tomu polovodičové kamery CCD ve spojení s osobními počítači a rovněž rozšíření internetu.

R. Girard a E. Davenst zjišťovali, kolik citací obsahovaly vědecké práce v mezinárodním časopise Astronomy and Astrophysics v letech 1975–1995 a ukázali, že počet citací v průměrné práci vzrostl za tu dobu o 60 %, přičemž pozorovací statě mají o polovinu více citací než teoretické. Citace se uvádějí v 62 % případů na podporu výsledku vlastní práce a v 60% se nacházejí v hlavním textu článků. E. Schulman aj. podrobili statistickému zkoumání 76 tisíc prací, uveřejněných v 7 hlavních světových astronomických časopisech v letech 1975–1996 a zjistili, že během té doby poklesl 3× počet prací osamělých autorů („sám nejsi nic“), zatímco po r. 1990 neobyčejně vzrostl počet prací podepsaných více než 50 spoluautory. O tom, že astronomie se stává složitou kolektivní spoluprací, to svědčí opravdu výmluvně. Ani naši astronomové nezaspali a zásluhou agilní skupiny pracovníků Hvězdárny a planetária M. Kopernika v Brně (zejména J. Duška a R. Nováka) začaly vycházet ve světové premiéře elektronické Instantní astronomické noviny jako půltýdeník. Od října 1997 vždy v pondělí a ve čtvrtek večer si můžete přečíst na internetu nejnovější astronomické zprávy, komentáře, články, recenze aj. na adrese: http://www.ian.cz/. Starší čísla IAN jsou rovněž dostupná v podobě CD-ROM. Astronomové-pozorovatelé si 22. října 1997 připomněli 75. výročí vydání prvního Cirkuláře Mezinárodní astronomické unie (IAUC), jež až do r. 1964 vycházely péčí hvězdárny v Kodani. Od r. 1965 se o jejich vydávání stará zvláštní úřad při Smithsonově astrofyzikální observatoři v americké Cambridgi. V průběhu tři čtvrtě století vyšlo celkem 6 759 cirkulářů, přičemž tempo vydávání v posledním čtvrtstoletí nesmírně vzrostlo – dnes vychází nový cirkulář prakticky obden. Na počest tohoto nenahraditelného zdroje bleskových a ověřených astronomických informací pojmenovala J. Tichá kleťskou planetku č. 7608 jménem Telegramia. Na Kleti bylo do konce r. 1996 objeveno 280 potvrzených planetek, z nichž 141 již dostalo svá jména. Observatoř ESO dokončila digitální přehlídku celé oblohy, kterou lze nyní vyhledat na webové adrese: http://archive.eso.org/dss/dss. Virtuální observatoř, poskytující obraz kterékoliv části oblohy ve všech oborech elektromagnetického spektra, najdete na adrese: http://skyview.gsfc.nasa.gov/skyview.html. Proslulé Palomarské fotografické atlasy oblohy (POSS I a II), doplněné na jižní polokouli o snímky britské Schmidtovy komory (SERC), jsou nyní dostupné na adrese: http://archive.stsci.edu/dss. Podle sdělení R. Sinnota se na základě měření družice HIPPARCOS připravuje moderní astronomický atlas hvězd do 11 mag s měřítkem 100″/mm a skládající se z 1 548 listů. V atlase jsou vyznačeny rozlišené dvojhvězdy a rozpoznané proměnné hvězdy a výborně se hodí pro astronomy amatéry, kteří mají přístroje s průměrem optiky do 0,2 m.

K. Krisciunas studoval jas noční oblohy na sopce Mauna Kea během posledního cyklu sluneční aktivity v letech 1985–1996. Jas pozadí kolísal od 21,3 do 21,9 mag na čtvereční obloukovou vteřinu, zatímco barevný index B-V zůstal neproměnný s hodnotou 0,93. Úhrnné světlo noční oblohy odpovídá 1 160 hvězdám 1 mag, takže lze pozorovat, jak ruka pozorovatele vrhá stín na světlou podložku. K záření noční oblohy zde přispívá především zvířetníkové světlo, dále pak nerozlišené hvězdy Mléčné dráhy, nerozlišené galaxie a vlastní záření vysoké atmosféry včetně polárních září. Ani tato jedinečná astronomická lokalita neunikla pozornosti výstředních amerických „ekologů“, soustředěných v prestižním klubu Sierra. Těm se totiž zdá, že na vrcholu sopky je již příliš mnoho kopulí, které údajně ohrožují vzácné druhy horského hmyzu!

Ve skutečnosti je ohrožena pozorovací astronomie. Jak uvedl D. Crawford, jen za naprosto zbytečné osvětlování noční oblohy se v samotných Spojených státech vydá za elektřinu plná miliarda dolarů. Crawford, jenž je předsedou Mezinárodní asociace pro temné nebe (IDA), doporučuje, aby astronomové všude uplatňovali právo na temnou oblohu, neboť kromě jiného je to naštěstí i ekonomicky výhodné. Jestliže ještě předloni se astronomům podařilo zabránit bláznivému nápadu s vysíláním ostatků nebožtíků na oběžnou dráhu kolem Země, firma Celestis pomocí právnických kliček nakonec přece jen vyhrála a 21. dubna 1997 vyslala na oběžnou dráhu kolem Země umělou družici s ostatky 24 nebožtíků, přičemž v každé miniurně bylo jen 7 g popela, za nějž pozůstalí zaplatili pouhých 4 800 dolarů. Lesklá družice však zůstane na oběžné dráze nejméně 1,5 roku, a to nevěstí pro budoucnost nic dobrého.

Aby pak astronomického soužení nebylo málo, začíná být radioastronomie vážně ohrožována rozmachem mobilních telefonů. Jejich vyzařování je tak silné, že jediný mobilní telefon vysílající z povrchu Měsíce by byl pro pozemské radioteleskopy třetím nejsilnějším rádiovým zdrojem z vesmíru! Pro celosvětové pokrytí se navíc začíná masově využívat speciálních telekomunikačních družic na nízkých drahách, které sice teoreticky vysílají v pásmu, které není vyhrazeno mezinárodními dohodami pro radioastronomii, ale prakticky se ukázalo, že vysílače nejsou dostatečně úzkopásmové a vysílají silný signál i na parazitních frekvencích, spadajících právě do chráněného pásma pro molekulu hydroxylu (1 670 MHz). Zvláště nebezpečné se staly družice typu Iridium, s jejichž provozovatelem se radioastronomové dohodli, že družice nebudou vysílat v době, kdy je u největšího radioteleskopu v Arecibu noc, ale to je přirozeně jen zcela nouzové řešení. Navíc, jelikož družice Iridium využívají ploché lesklé antény o ploše 1,6 m², slouží bezděčně jako sluneční „prasátka“, vrhající na zem několikasekundové záblesky až -8 mag.

Astronomové to opravdu nemají snadné, ale ani lidstvo jako celek nemá do budoucna ty nejlepší vyhlídky. V r. 1993 odvodil americký astrofyzik J. R. Gott III podivuhodnou statistickou formuli, vycházející z Koperníkova principu obvyklosti. V Gottově formuli je rozpětí pravděpodobného budoucího trvání nějakého jevu odvozováno ze znalosti, jak dlouho již daný jev pozorujeme. Označíme li dosavadní trvání jevu T, pak pro budoucí trvání téhož jevu B platí s pravděpodobností 95 % nerovnosti: T/39 . Jestliže zmíněné Gottovy nerovnosti použijeme k odhadu budoucího trvání lidstva B_L na základě znalosti jeho dosavadního stáří T_L = 150 000 let, čeká dvakrát moudré lidstvo konečná budoucnost v rozmezí od 3 850 do 5 850 000 milionů let. Jak patrno, naštěstí i v tom nejméně příznivém případě má laskavý čtenář daleko největší počet Žní objevů dosud před sebou.