Žeň objevů – rok 1998

1. Sluneční soustava
2. Hvězdy

1. Sluneční soustava

1.1. Planety Sluneční soustavy

1.1.1. Země

Příznivci domněnky o globálním oteplování Země získali nový argument, když se ukázalo, že průměrná teplota povrchu Země dosáhla v r. 1997 nového rekordu 16,92 °C, zatímco předešlý rekord 16,83 °C náleží r. 1990 a třicetiletý průměr pro léta 1961–1990 činí 16,50 °C. D. Gaffen revidoval údaje z umělých družic Země za posledních 19 let a zjistil, že rozličná měření různými metodami vedou k témuž výsledku, tj. zemská atmosféra se během sledovaného údobí neustále oteplovala. Podle R. Cerveneho a R. Ballinga se průměrné množství srážek v severním Atlantiku zvyšuje vždy o víkendech, což zřejmě souvisí s týdenním cyklem lidské činnosti. O víkendech stoupá totiž i zastoupení troposférického ozonu a CO a zvyšuje se také četnost tropických cyklonů. Družice TRMM sledovala po celý rok výskyt tropických dešťových srážek a odhalila tak mohutné kumulonimby, jež dosáhly výšky až 18 km nad povrchem.

Podle družicových měření se hladina východního Pacifiku zvedla v období od března do listopadu 1997 o plných 34 mm a voda se tam do prosince 1997 oteplila o 5,4 °C, což vedlo k typickému klimatickému úkazu El Niňo. Teprve v červenci 1998 se hladina vrátila k normálu. Z toho lze soudit, že rok 1998 překoná teplotní rekord roku předešlého. El Niňo má patrný vliv i na tropické srážky a nejspíš hraje úlohu i při nevysvětleném mizení uhlíku ze zemské atmosféry. Uhlík se tam totiž dostává jednak vinou spalování fosilních paliv (7 Pg ročně), jednak vinou kácení lesů (2 Pg/r). Čtvrtinu tohoto množství absorbuje povrch oceánů, ale jen polovina zůstává v atmosféře; jinými slovy nejméně 2 Pg uhlíku ročně někam tajemně zmizí. Protějškem globálního oteplení Pacifiku (El Niňo) je jeho ochlazení, pro něž se ujal název La Niňa. Při té příležitosti poznamenejme, že často tradovaný názor, že zimy i léta na severní polokouli jsou mírnější díky skutečnosti, že Země je počátkem ledna nejblíže ke Slunci (a v červenci naopak nejdále), neodpovídá skutečnosti. Větší roli totiž hraje fakt, že převážná část kontinentů je soustředěna na sever od rovníku, což se zde projeví naopak většími teplotními kontrasty mezi létem a zimou.

Globální oteplování však může být způsobeno i okolnostmi, jež člověk neovlivňuje. L. Morrison a R. Stephenson porovnávali údaje o sekulárním prodlužování délky slunečního dne, odvozené z výskytu slunečních a měsíčních zatmění ve starověku a dnes, s teorií slapového brzdění Země. Podle slapové teorie by se délka slunečního dne měla zvětšovat o 2,3 ms/století, kdežto babylonská pozorování poukazují na prodlužování dne pouze tempem 1,7 ms/století. Zdánlivě nepatrný rozdíl v délce dne 0,6 ms/století narostl od 2. stol. před n. l. dodneška natolik, že tehdejší babylonský čas by se s dnešním rozešel už o snadno měřitelné 3,3 h. Příčinou je podle obou autorů právě sekulární tání polárních čepiček, čímž se postupně zmenšuje zploštění Země. To patrně souvisí s posledním interglaciálním cyklem, neboť poslední ledová doba začala před 115 tisíci lety, vyvrcholila před 20 tisíci lety a skončila před necelými 10 tisíci lety. D. Williams aj. ukázali, že před 2,3 miliardami let a znovu před 820 ÷ 550 miliony let byly zaledněny nízké zeměpisné šířky, což by se dalo dobře vysvětlit drastickou změnou sklonu rotační osy Země na plných 54°! Podle B. Hillse souvisí změny klimatu na Zemi se změnou sklonu rotační osy Země, neboť na její polohu má zalednění vliv.

Vlivem kolísání sklonu zemského rovníku vůči ekliptice se mění šířka tropického pásma na Zemi, a to nejrychleji právě v současné době. Sklon rovníku k ekliptice totiž klesá o 47,5″ za století, takže obratníky Raka i Kozoroha se nyní – měřeno po povrchu Země – blíží k rovníku o 14,7 m/r! Úhel sklonu kolísá v periodě 41 000 let kolem střední hodnoty 23,3°. Úhel sklonu dosáhl svého maxima 24,2° naposledy před 9 500 lety, zatímco za 10 200 let bude sklon nejmenší – 22,6° (a tropy nejužší).

Dalším zajímavým výsledkem je nezvratný seizmologický důkaz, že tuhé jádro Země rotuje úhlově rychleji než vnější vrstvy. Tato diferenciální rotace přirozeně vysvětluje existenci globálního magnetického pole Země. Měření z družice Polar prokázala, že sluneční vítr vytlačuje ionty ze zemské ionosféry zejména v okolí geomagnetických pólů do protáhlého elektricky vodivého chvostu Země na straně od Slunce odvrácené. Ionty se pak vracejí a jednak vytvářejí zemské radiační pásy, jednak vyvolávají polární záře. Zemská ionosféra se rozkládá ve výškách 80 ÷ 1 000 km nad Zemí a při geomagnetických bouřích působí jako samobudící zesilovač. Zvýšená sluneční činnost vede ke stlačení zemské magnetosféry při nárazu rázové vlny slunečních výronů na stranu magnetosféry přivrácenou ke Slunci.

Pokud jde o dopad geomagnetických bouří na zemském povrchu, největšímu nebezpečí jsou vystavena svařovaná potrubí ve směru sever-jih, v nichž mohou téci indukované proudy o intenzitě až 500 A. Při velké geomagnetické bouři v noci ze 13. na 14. března 1989 naměřili v telegrafních drátech v kanadské provincii Québec spády napětí od 400 mV/km po 60 V/km. T. Rohringer poprvé spolehlivě modeloval interakci vysoké a nízké atmosféry Země následkem proměnné sluneční činnosti. Teplota termosféry a hustota plazmatu v ionosféře kolísají v průběhu slunečního cyklu v poměru 1 : 2, jenže jejich úhrnná hmotnost představuje jen milion tun, což je miliardtina hmotnosti nízké atmosféry řádu 10¹⁵ t. Přesto však zejména stratosféra na proměnnost sluneční činnosti reaguje, ač příliv tepla od Slunce kolísá méně než o 1 promile. O příslušnou interakci se postarají celoplanetární vlny sestupující z termosféry dolů a interagující díky výškovým větrům tak, že teplota stratosféry se během slunečního cyklu mění o celé stupně Celsia.

Teplota stratosféry v okolí zemských pólů hraje důležitou úlohu při sezonním zeslabování ozonové vrstvy, jež podle měření z aparatur TOMS a NOAA-14 nabylo v Antarktidě opět hrozivých hodnot vinou mimořádně nízké teploty stratosféry od poloviny července do počátku října 1998. Rekordní rozsah „ozonové díry“ – plných 27 milionů km² – byl zaznamenán 19. září 1998, čímž byl o 5 % překonán dosavadní rekord ze 7. září 1996. Nejnižší koncentrace ozonu – 90 DU – byla naměřena 30. září 1998, jen o 2 DU vyšší než absolutní minimum 28. září 1994. Díky regulačním opatřením sice již zastoupení látek CFC, rozbíjejících ozonovu vrstvu, v troposféře klesá, ale ve stratosféře nad Antarktidou je celý cyklus opožděn, takže nejvyšší koncentrace CFC se tam vyskytnou až počátkem příštího desetiletí.

Družice navigačního systému GPS slouží geologům v tektonicky aktivní oblasti v okolí Los Angeles k přesným měřením tektonických pohybů s přesností na 10 mm. Od r. 1990 již bylo v oblasti vybudováno 60 automatických stanic a cílem je síť zahustit na 250 stanic. Nicméně už teď je patrné, že celá oblast se posouvá ročně o 5 mm směrem k pohoří San Gabriel a že na jih odtud vznikne postupně další pohoří. Síť odhalila pohyby zemské kůry při velkých zemětřeseních v jižní Kalifornii v červnu 1992 a lednu 1994 a to dává jistou naději na předvídání příštích velkých zemětřesení. Jen ve XX. stol. totiž zemětřesení přivodila smrt asi 1,5 milionu lidí a jsou v tomto směru daleko nebezpečnější než nečekané výbuchy sopek, které si v téže době vyžádaly desítky tisíc lidských životů.

A. Ocampová aj. revidovali údaje o impaktu Chicxulub před 65 miliony lety v oblasti dnešního Mexického zálivu. Planetka měla při vstupu do atmosféry průměr 12 km a vyhloubila kráter o průměru 200 km a hloubce až 35 km! Celková uvolněná energie byla kolem 120 Tt TNT (5.10²³ J). Relativní zastoupení iridia v horninách kolem kráteru dosáhlo 15 miliardtin. Tekuté vyvrženiny z kráteru stékaly po povrchu ještě ve vzdálenosti 230 ÷ 480 km od okraje kráteru a tzv. meteoritická zima trvala několik desetiletí. To vše způsobilo dle A. Smithe a C. Jefferyové vyhynutí nejméně 75 % druhů živočichů a rostlin – zejména všech organismů hmotnějších než 25 kg. Podle B. Hollanda aj. je to poprvé, kdy se podařilo na Zemi odhalit stopy tekutých vyvrženin po impaktu obřího meteoritu, zatímco na Marsu lze doklady o tekoucích vyvrženinách najít velmi snadno. Loni také F. Kyte našel drobounký meteorit (uhlíkatý chondrit) o průměru jen 2,5 mm v usazeninách na dně severního Pacifiku. Jeho stáří odpovídá stáří impaktu Chicxulub, a pokud opravdu souvisí s impaktem, je to jasný důkaz, že se tehdy Země srazila s obří planetkou, a nikoliv s jádrem komety.

T. Nakamura a H. Kurahaši studovali pravděpodobnost srážek periodických komet s terestrickými planetami pomocí výpočtů drah 228 komet v intervalu ±30 000 let. Ukázalo se, že četnosti srážek komet s obřími planetami (Jupiter – Neptun) souhlasí s předešlými odhady, ale zato srážek s Venuší a Marsem je ve skutečnosti méně, než se dosud soudilo. Kometa s jádrem o průměru přes 1 km se srazí s Jupiterem každých 500 ÷ 1 000 let, zatímco se Zemí jen jednou za 3 miliony let. E. Shoemaker aj. odhadli, že na Zemi vzniká každých 100 tisíc let impaktní kráter o průměru alespoň 10 km a jednou za 400 tisíc let dokonce o průměru 20 km. J. Spray aj. tvrdí, že na Zemi existuje celá šňůra pěti velkých impaktních kráterů, které vznikly bombardováním Země v pozdním triasu před 215 miliony lety. Krátery o průměrech 9 ÷ 100 km se nacházejí na trase dlouhé 4 460 km od Ukrajiny, přes Francii až po Kanadu – samozřejmě vlivem kontinentálního driftu jsou dnes „rozházené“. Nejstarší dochovaný impaktní kráter Vredefort v Jihoafrické republice má podle E. Turtla a E. Pierazza průměr 140 km a stáří 2,0 miliardy let. H. Melosh upozornil, že vznik impaktních řetězců kráterů na Zemi není nijak pravděpodobný, ale zato takové řetězce jsou dobře pozorovatelné na Jupiterových družicích Ganymed a Kallisto a také na Měsíci.

K dnes již klasickému „rýžovišti“ meteoritů v Antarktidě přibyl v posledním desetiletí nový zajímavý zdroj – saharská poušť. I tam jsou meteority poměrně dobře chráněny před zvětráním a v posledním roce zde byla rozmnožena nevelká sbírka meteoritů, které přiletěly z Měsíce, resp. z Marsu. Meteorit nazvaný podle naleziště v centrální Libyi Dar al Gani 400 pochází totiž z Měsíce a drží zatím s hmotností 1,4 kg rekord mezi 14 měsíčními meteority. Meteorit Dar al Gani 476 o průměru 150 mm je v pořadí již 13. meteoritem z Marsu, odkud byl vymrštěn před 1 milionem let, a na Saharu dopadl před 30 000 lety.

G. Sitarski zkoumal riziko, že se Země srazí s proslulou planetkou (4179) Toutatis, která má ze všech známých planetek nejmenší sklon k ekliptice (0,5°). K dispozici měl celkem 640 měření poloh v letech 1934–1997 a odtud byl schopen spočítat budoucí dráhu tělesa na 300 let dopředu – delší výpočet by byl již nejistý vinou silně chaotických rysů dráhy Toutatise. Ukázal, že s předstihem 7 let lze vymezit cílovou plochu pohybu planetky s chybou pouze 100 × 100 km, a tak si můžeme oddechnout – ve zmíněném intervalu bude planetka nejblíže k Zemi 29. září 2004, leč v naprosto bezpečné vzdálenosti 1,5 milionu km od Země. V případech, kdy jde o nově objevené těleso, však lze impakt spolehlivě předpovědět opravdu až na poslední chvíli – s předstihem několika hodin (!!) až měsíců (!). Pouze tehdy, když byla planetka již vícekrát v blízkosti Země a když se optická pozorování podaří zkombinovat se sledováním radarem, lze předpověď hrozícího impaktu podstatně zlepšit – s pravděpodobností 99 % lze pak impakt vypočítat (či naopak vyloučit) s předstihem plných 50 let.

Konečně K. Innanen aj. poukázali na stabilizující vliv soustavy Země-Měsíc na dráhy planet Merkuru a Venuše, a to díky rezonanci s periodou 8,1 milionu let. Kdyby tedy naše soustava neexistovala, podlehly by dráhy Merkuru a Venuše poměrně rychle degradaci a obě planety by nejspíše spadly na Slunce.

1.1.2. Měsíc

Loni 23. dubna bylo možné pozorovat na pobřeží Brazílie naprosto ojedinělý úkaz, totiž současný zákryt Jupiteru a Venuše Měsícem. Minulý takový případ nastal 18. srpna 567 v Indickém oceánu, ale tehdy ho patrně nikdo neviděl.

Už od doby pilotovaných letů Apollo a také automatických vozítek Lunochod jsou na povrchu Měsíce instalovány koutové odražeče, umožňující čím dál přesnější měření vzdálenosti Měsíce pomocí krátkých laserových impulzů vysílaných ze Země. Podle E. Samaina aj. se přesnost měření vzdáleností od r. 1984 zvýšila z tehdejších 150 mm na dnešní 1 mm (od r. 1995). Koncem r. 1997 činila střední vzdálenost Měsíce od Země 384 411 474,0 m a ročně se zvětšuje o 37 mm.

Tragický zesnulý americký planetolog G. Shoemaker interpretoval údaje ze sondy Clementine, získané při obletech Měsíce r. 1994, jako důkaz přítomnosti vodního ledu v polárních oblastech našeho kosmického průvodce. Mnozí autoři však o tomto závěru pochybovali až do doby, kdy sonda Lunar Prospector vypuštěná počátkem r. 1998 tento závěr potvrdila velmi kvalitními měřeními neutronovým spektrometrem. Ukazuje se, že led na Měsíci je skryt pod povrchem v hloubce 0,4 m v podobě ledových krystalků, přimíšených do regolitu v koncentracích až 1 % v oblastech kolem rotačních pólů Měsíce, kde teplota regolitu nepřesáhne nikdy 70 K. Rozlohu těchto ledových pásem odhadl W. Feldman aj. na 50 tisíc km² u severního a 30 tisíc km² u jižního pólu Měsíce a množství ledu nejméně na 6 miliard tun. I když dobývání ledu z regolitu nebude technicky jednoduché, přece jen by mělo být mnohem výhodnější než doprava vody ze Země na Měsíc v případě, že tam bude jednou zbudována trvale obydlená kosmická základna.

Lunar Prospector patří k levným kosmickým sondám (63 milionů dolarů) a již se určitě zaplatila, neboť kromě jiného pořídila v průběhu loňského roku podrobnou mapu gravitačních anomálií celého povrchu Měsíce. Tak bylo na povrchu našeho průvodce objeveno 7 nových masconů (koncentrací hmoty pod povrchem), z toho 4 na odvrácené straně. Celá mise ostatně dosud pokračuje, když se sonda počátkem r. 1999 přiblížila k povrchu Měsíce na vzdálenost pouhých 30 km kvůli podrobnějšímu průzkumu.

D. Lee aj. určili z poměru izotopů Hf/W stáří Měsíce na (4,51 ±0,02) miliardy let, takže Měsíc je asi o 60 milionů let mladší než Země. Poměr izotopů pro různé vzorky velmi kolísá, neboť pralátka Měsíce nebyla ani zdaleka homogenní. To odpovídá dle R. Jayawardhany současným poznatkům o vzniku Měsíce, ve shodě se základní domněnkou A. Camerona z r. 1974. Podle její současné verze Praměsíc o hmotnosti trojnásobku hmotnosti Marsu narazil na Zemi asi 50 milionů let po vzniku Sluneční soustavy, anebo se v blízkosti Země srazila dvě taková tělesa a jeden úlomek posléze dopadl na Zemi rychlostí 11 km/s. Z roztaveného impaktoru a pláště Země se v okolí Země vytvořil plynný a posléze prachový prstenec, který se během jediného roku spojil do podoby dnešního Měsíce, vzdáleného však jen 22 500 km od centra Země. Během nejbližších stovek milionů let se mladý Měsíc vzdálil na 200 tisíc km od Země a primární atmosféra Země se zcela odpařila.

1.1.3. Mars

Zdá se, že v průzkumu Marsu se konečně podařilo prorazit smůlu, která provázela kosmické sondy vypuštěné v minulé dekádě. Na úspěšnou činnost sondy Mars Pathfinder nyní čím dál tím razantněji navazuje oběžná sonda Mars Global Surveyor, která strávila loňský rok opatrnou úpravou eliptické dráhy pomocí aerodynamického brzdění slunečními panely. Počátkem loňského roku sonda obíhala po dráze s pericentrem 122 km nad povrchem planety a apocentrem 32 744 km v oběžné periodě 23,5 h, ale na počátku roku 1999 už byla na téměř kruhové dráze s výškou 400 km a oběžnou dobou pouhé 2 h. V průběhu roku však pilně snímkovala v okolí pericentra s lineárním rozlišením až 6 m. Počátkem dubna dokonce snímkovala ze vzdálenosti 444 km nechvalně proslulou „tvář na Marsu“ v oblasti zvané Cydonia, s vynikajícím rozlišením 4,3 m. Při tomto rozlišení se údajná tvář jeví jako pahorek erodovaný působením vody a větru.

Koncem r. 1997 zaznamenala sonda vznik série prachových bouří poblíž okraje jižní polární čepičky o teplotě -129 °C. Postupně se z toho slila velká bouře v oblasti Noachis Terra, sahající až do výšky 130 km nad terénem, když ledové krystalky v mracích byly zaznamenány i ve výšce 55 km. Sonda také odhalila zbytková lokální magnetická pole o rozměrech až 50 km. Svahy impaktních kráterů a kaňonů jsou pokryty jemným pískem, který vytváří lavinové sesuvy. Celý povrch planety je ostatně formován vířícím pískem, jenž je dnes na Marsu hlavním erozním činitelem. Okraje severní polární čepičky jsou lemovány tmavými písečnými dunami. V srpnu loňského roku snímkovala sonda MGS povrch družice Phobos z výšky 1 045 km s rozlišením 12 m. Na vnitřních stěnách kráteru Stickney o průměru 10 km odhalila sesuvy jemného prachu, které se po západu Slunce ochladily z -4 °C na -112 °C během pouhé hodiny. Odtud lze usoudit, že tento velejemný pudr má tloušťku přinejmenším 1 m a představuje materiál vyvržený z kráteru a znovu tam dopadnuvší. Ve spektru velmi tmavého povrchu Phobosu nebyly nalezeny žádné spektrální čáry, na rozdíl od Marsu, kde jsou patrné pásy CO₂.

Podle P. Christensena aj. dokázala sonda dávnou přítomnost vody na povrchu Marsu, dále významnou tepelnou aktivitu planety a mnohem hustší dávnou atmosféru. Hustota dnešní řídké atmosféry kolísá v dané výšce v poměru 1 : 2 a vlivem teplotních nestabilit byly při zemi pozorovány vzdušné víry, známé také na Zemi pod názvem tančící derviši.

Důkazem o existenci vody je objev minerálu hematitu (krevele; Fe₂O₃), jenž dává povrchu načervenalé zbarvení. V oblasti rovníku byly nalezeny zřetelné stopy usazenin. Působivé prostorové snímky severní polární čepičky se svislým rozlišením 5 ÷ 30 m prokázaly tloušťku ledu nejméně 2,5 km s velmi plochým povrchem, tu a tam rozbrázděným až 1 km hlubokými koryty. Množství vodního ledu však představuje stěží polovinu objemu grónského ledovce a je přinejmenším o řád nižší než předpokládaný objem vody někdejšího vodního oceánu na Marsu.

Není úplně zřejmé, kde se tato skrytá voda dnes nachází. Zpracování měření sondy Mars Pathfinder prokázalo, že voda se na povrchu nacházela v období od počátku vzniku planety do -3 miliard let. Poslední záplavy na povrchu souvisí s mohutnou vulkanickou činností před 2 miliardami let. Horniny, mezi nimiž se vyskytuje i andezit, obsahují velké množství křemičitanů, ale naproti tomu zcela chybí bazalty typické pro Měsíc, Merkur i Venuši. Sonda MGS získala dobré důkazy o tom, že před miliony let plavaly velké ostrovy utuhlé lávy na podloží tekuté lávy na vzdálenosti stovek až tisíců km – z téhož důvodu je na povrchu Marsu podezřele málo impaktních kráterů. Podle D. McKenzieho a F. Nimma se pod povrchem planety ukrývaly horké lineární vulkanické žíly o délce až 2 000 km, které během svého chladnutí poskytly teplo jednak pro roztavení ledu, jednak pro vulkanickou aktivitu na povrchu. Ochlazení roztaveného bazaltu z teploty 1 500 K na dnešních 200 K totiž uvolní teplo postačující k roztavení 5 kg ledu. Permafrost se dnes na Marsu nachází v hloubce 3 ÷ 11 km pod povrchem.

1.1.4. Jupiter

Dne 10. listopadu 1997 mohli pozorovatelé Jupiteru spatřit na jeho povrchu stíny tří Galileových družic (Io, Ganymed, Kallisto) současně – něco takového je k vidění nanejvýš dvakrát za století. V únoru loňského roku byl Jupiter skryt za Sluncem a zákon schválnosti způsobil, že právě tehdy se velké bílé ovály v jeho atmosféře, označované jako BC a DE, spojily po 58 letech samostatné existence v jediný ovál BE, pozorovatelný od konce března 1998 na 34° jižní šířky. Ovály měly před splynutím průměr asi 8 500 km a jejich potomek má průměr téměř 13 000 km a teplotu -157 °C.

Podle J. Burnse aj. bombardování Jupiterových družic kosmickými projektily způsobuje, že množství prachu je z nich vymrštěno rychlostmi vyššími než únikovými. Odtud tedy pochází materiál v jemným prstencích Jupiteru. Dodavatelem prachu pro hlavní prstenec, objevený již sondami Voyager, jsou družice Adrastea a Metis, zatímco tzv. pavučinový prsten zásobují Amalthea a Thebe. Prsteny začínají ve vzdálenosti 92 000 km a sahají až do vzdálenosti 250 000 km od centra planety. Podle K. Zanhla aj. vzniká 90 % impaktních kráterů na Galileových družicích Jupiteru dopady kometárních jader Jupiterovy rodiny komet. O zbytek se zaslouží převážně dlouhoperiodické komety a Jupiterovi Trojani. Zhruba platí pravidlo, že projektil o průměru 1 km vytvoří kráter o průměru 20 km, a to jednou za milion let.

R. Ouyed aj. zjistili, že pokud by zdrojem zářivé energie Jupiteru bylo pouze gravitační smršťování, činilo by stáří planety 5,1 miliardy let, ve zjevném nesouhlase s určením stáří Sluneční soustavy. Stejně tak by bylo obtížné vysvětlit velkou intenzitu magnetického pole obří planety, v jejíž atmosféře chybí asi třetina očekávaného množství helia. Z toho důvodu usoudili, že v nitru Jupiteru probíhá jaderné slučování deuteria, které kleslo do nitra planety ihned po jejím vzniku. Autoři propočítali různé varianty slučovacích reakcí a dospívají k závěru, že po dobu sto miliard let tak Jupiter zevnitř ohřívá deuterium slučující se na helium, přičemž celková zásoba energie činí 10³⁷ J, což odpovídá zářivému výkonu řádu 10¹⁸ W.

Zásluhou již přesluhující kosmické sondy Galileo, která dociluje až 40krát lepšího lineárního rozlišení než sondy Voyager, se podařilo získat mimořádně zajímavé údaje o Galileových družicích planety. Na povrchu družice Io bylo dle L. Wilsona nalezeno přes tucet horkých skvrn o teplotě 1,5 ÷ 2 kK. Vzhled jejího povrchu se mění již v průběhu několika let. Není divu, že na této družici Jupiteru nebyla nalezena žádná voda. Ionizované částice z Io zřejmě vyvolávají i mohutné polární záře na Jupiteru samotném. Podle M. Carra aj. se pod ledovou kůrou Europy, rozlámanou na 1 ÷ 20 km kry, nachází asi 150 km hluboký vodní oceán – z toho důvodu nepozorujeme na této družici žádné impaktní krátery. Stáří povrchu Europy lze odtud odhadnout na stěží 10 milionů let. P. Geissler aj. zjistili, že Europa rotuje rychleji, než by odpovídalo synchronní rotaci, což je dalším nepřímým důkazem přítomnosti tekuté vody pod povrchem. Vodní výtrysky byly naposledy zjištěny i na Ganymedu.

L. Ksanfomaliti ukázal, že nejsilnější magnetické pole 0,75 μT má Ganymed, jehož kovové křemičité jádro dosahuje 20 % poloměru družice o hmotnosti 1,5²³ kg a střední hustotě 1,9krát vyšší než je hustota vody. Povrch Ganymedu je určitě mladší než 1 miliarda let. Velmi slabá magnetická pole vykazují Io a Europa, zatímco Kallisto měřitelné magnetické pole nemá. Povrch Kallisto je starý alespoň 4 miliardy let. K. Khurana aj. objevili poruchy magnetického pole v blízkosti povrchu družic Europa a Kallisto, což vykládají jako elektromagnetickou indukci z podpovrchového elektrolytu (slané vody v oceánech), a tudíž další nezávislý důkaz výskytu tekuté vody v těchto mrazivých hlubinách prostoru Sluneční soustavy. K témuž závěru dospěli také M. Kivelsonová aj., když shrnuli výsledky magnetických měření pro obě zmíněné Galileovy družice z let 1996–97. Zatímco oceán na Europě je ohříván kombinací slapového působení Jupiteru a radioaktivity, u Kallisto se uplatňuje výhradně radioaktivita hornin. Autoři nevylučují přítomnost tekuté vody i na Ganymedu, pro nějž magnetometrii teprve nyní zpracovávají.

1.1.5. Saturn

Zobrazovací spektrograf HST prokázal na Saturnu výskyt polárních září, jež zřejmě vznikají podobným mechanismem jako polární záře na Zemi. Podle R. Lorenze aj. nastanou na Saturnově družici Titan příznivé podmínky pro vznik života až za 6 miliard let, v době, kdy se Slunce stane červeným obrem. Toto „životodárné okno“ bude pak na Titanu otevřeno po dobu půl miliardy roků. A. Coustenis aj. prokázali v atmosféře Titanu vodní páru pomocí středovlnné (40 μm) infračervené spektroskopie z družice ISO. C. Griffith aj. prokázali infračervenými pozorováními na dalekohledu UKIRT, že v nízkých šířkách se na Titanu vyskytují oblaka ve výškách kolem 15 km, zahalující asi 9 % povrchu. Hlavní složkou husté Titanovy atmosféry je molekulární dusík s nepatrnou příměsí methanu.

1.1.6. Nové družice Uranu

Díky dodatečně analyzovaným archivním snímkům, jakož i novým pozorováním se podařilo zpřesnit parametry předloni objevených družic Uranu, které tak dostaly i svá vlastní jména. Družice S/1997 U1 = Kaliban má velkou poloosu dráhy 0,0479 AU, výstřednost 0,08, sklon 140° a oběžnou dobu 1,59 roku. Družice S/1997 U2 = Sykorax má velkou poloosu 0,040 AU, výstřednost 0,51, sklon 155° a oběžnou dobu 3,53 roku. Podle objevitelů B. Gladmana aj. jsou červené magnitudy družic 20,4 a 21,9 mag, což při předpokládaném albedu A = 0,07 odpovídá průměrům 60 a 30 km. Uran se tím probojoval na druhé místo v počtu zjištěných družic (17) hned po Saturnu (18) a před Jupiter (16 družic).

1.1.7. Neptun

F. Roddier aj. studovali po tři roky infračervené světelné křivky Neptunu u 2,2m teleskopu na Mauna Kea za pomocí adaptivní optiky, přičemž dosáhli úhlového rozlišení 0,12″. Určili tak rotační periodu planety na rovných 17 h.

Podle měření J. Elliota aj. se od r. 1989 do r. 1997 oteplil Triton ze 37 K na 39 K, takže led molekulárního dusíku se počal odpařovat. Na družici nastává totiž velké jižní léto, poprvé po 200 letech. Pozorování zákrytu hvězdy T180 Tritonem dne 4. listopadu 1997, vykonané HST, ukázalo, že tlak atmosféry se v mezidobí zvýšil dvakrát. Poloměr družice byl zpřesněn na 1 352 km.

Teleskop CFHT na Havajských ostrovech pořídil 6. července 1998 infračervené snímky Neptunových družic Proteus (N VIII), Larissa (N VII), Despina (N V) a Galatea (N VI). Zatímco první tři družice se nalézaly na místech odpovídajících stávající efemeridě, Galatea si o 5° přispíšila, což se vysvětluje vzájemnou interakcí s prstenem Adams. Kromě toho zaznamenala infračervená kamera i polohy oblouků Liberté, Egalité a Fraternité.

M. Brown aj. nalezli infračervené absorpční pásy vodního ledu na Nereidě a z dalších spektrálních charakteristik došli k závěru, že Nereida je řádnou družicí Neptunu, nikoliv dodatečně zachyceným objektem. Její neobvyklá dráha s velkým sklonem a výstředností je naopak důsledkem zachycení Tritonu Neptunem.

1.1.8. Pluto

Koncem loňského roku vzplanula elektronická debata o zařazení Pluta mezi planetky, resp. o jeho vyřazení ze seznamu planet Sluneční soustavy. Věcné příčiny pro takový návrh jsou nabíledni. Pluto s Charonem mají jen pětinu hmotnosti Měsíce a také jejich rozměry jsou menší než mnoha družic velkých planet, neboť poloměr Pluta činí jen 1 140 km a Charonu 590 km. Také velká výstřednost i sklon dráhy nasvědčují tomu, že nejde o standardní planetu, ať už se tím standardem myslí cokoli. Od 8. února 1979 do 11. února 1999 byl Pluto dokonce blíže ke Slunci než Neptun a jeho vzdálenost od Slunce kolísá v rozmezí 4,3 ÷ 7,5 miliardy km. W. Wild aj. odhalili, že Pluto byl náhodně vyfotografován na Yerkesově hvězdárně pomocí 0,15m refraktoru již v srpnu a listopadu 1909, když tam hledali Halleyovu kometu, což přispělo ke zpřesnění parametrů jeho dlouhé a nezvyklé dráhy.

Skutečně se jakoby opakuje historie z počátku 19. stol., kdy se na základě empirického Titiusova-Bodeova pravidla hledala chybějící planeta mezi Marsem a Jupiterem, a místo toho se našlo několik prvních planetek (Ceres, Pallas, Juno a Vesta), z nichž Ceres byla krátce považována za planetu. Jak známo, od r. 1992 až dosud bylo ve vzdálenostech 30 ÷ 50 AU od Slunce postupně nalezeno bezmála 100 transneptunských objektů s pravděpodobnými průměry 100 ÷ 800 km. Pluto s Charonem sem geneticky i dynamicky velmi dobře zapadají – představují pravděpodobně největší a nejhmotnější příslušníky skupiny, již provizorně nazýváme transneptunskými objekty. Skupina sama vymezuje vnitřní hranice již dávno (1949) předpokládaného Edgeworthova-Kuiperova pásu, jehož úhrnná hmotnost dosahuje patrně asi 10 % hmotnosti Země, tj. je alespoň 2 000krát vyšší než souhrnná hmotnost „hlavního“ pásu planetek mezi Marsem a Jupiterem.

Výsledkem debaty o povaze Pluta a Charonu je zachování statu quo; tj. Pluto je i nadále považován za planetu a nedostane označení jako planetka. Nicméně v budoucnosti lze téměř s jistotou předvídat vytvoření samostatné nomenklatury pro tělesa pásu E-K, a pak se jistě Pluto vyšvihne z postavení poslední planety Sluneční soustavy na první objekt pásu E-K.

1.2. Planetky

1.2.1. Křížiči Země

Doslova aférou roku se stalo sdělení B. Marsdena v cirkuláři IAU č. 6837 z 11. března 1998, v němž se odborné veřejnosti sdělovalo, že planetka 1997 XF11, objevená J. Scottim v programu Spacewatch dne 6. prosince 1997, by se měla přiblížit k Zemi 26. října večer (UT) r. 2028 na vzdálenost pouhých 46 000 km, což při nejistotě výpočtu, založeného na oblouku dráhy za pouhých 88 dnů, může znamenat také přímý zásah Země. Informace totiž ihned pronikla do sdělovacích prostředků a v části veřejnosti propukla v průběhu jediného dne docela solidní panika. Netrvala naštěstí dlouho, neboť elementy dráhy, vypočtené nezávisle čtyřmi astronomy, umožnily E. Helinové a T. Bowellovi dohledat planetku hned následující den na archivních snímcích ze Schmidtovy komory na Mt. Palomaru, jež byly pořízeny 22. března 1990. Velký odstup těchto pozorování umožnil výrazně zpřesnit dráhové elementy planetky, takže se ukázalo, že ono těsné přiblížení v říjnu 2028 nebude pro Zemi nijak nebezpečné, neboť planetka proletí asi 960 000 km od Země, tedy 2,5krát dále než obíhá Měsíc.

Příběh však ukázal, že je vskutku nesnadné počítat přesné dráhy křížičů na pouhá desetiletí dopředu z pozorování v krátkém (čtvrtletním) dráhovém oblouku. Znovu se tak potvrdilo, jak je životně důležité sledovat planetky-křížiče opakovaně při každém dalším návratu k Zemi. Ačkoliv byl B. Marsden jak novináři, tak kolegy astronomy kritizován za předčasné zveřejnění provizorních údajů, hájil se tím, že šlo o elementy nezávisle potvrzené čtyřmi odborníky, a také vyzdvihl, že právě ono zveřejnění vedlo k rychlému dohledání planetky na archivních snímcích. Zarputilci, kteří se snaží veřejnosti neustále namlouvat, že zlotřilá NASA, popřípadě americké ministerstvo obrany, před veřejností důmyslně a soustavně tají nejrozmanitější astronomické údaje, však museli sami uznat, že astronomové jsou až sebevražedně otevření v publikaci nových, byť ne zcela ověřených pozorování a výpočtů.

Pokud se křížiči přiblíží k Zemi na dostatečně malou vzdálenost a víme o tom dopředu, lze jejich polohu a případně i tvar a rotaci určit radarem. To pak výrazně zlepší i přesnost výpočtu dráhových elementů, takže lze mnohem spolehlivěji na desítky let dopředu odhadnout případné riziko budoucí srážky se Zemí. To se povedlo J. Ostrovi aj. loni počátkem června, kdy získali na observatoři Goldstone v Kalifornii radarové ozvěny na frekvenci 8,5 GHz od planetky 1998 KY₂₆. Odtud odvodili, že průměr planetky je menší než 40 m a synodická rotační perioda činí jen 10,7 min. Mezi loni objevenými křížiči je také planetka s provizorním označením 1998 DK36 s velmi protáhlou drahou prakticky v rovině ekliptiky, jež se v přísluní dotýká dráhy Merkuru a v odsluní dráhy Země při oběžné době 212 dnů.

G. Sitarski podrobně zkoumal budoucí dráhu proslulého křížiče (4179) Toutatis na základě pozorování z let 1934–1997. Ukázal, že těleso se pohybuje po silně chaotické dráze, takže spolehlivé předpovědi poloh jsou možné nanejvýš na tři století dopředu. Svého času se tvrdilo, že by se Toutatis mohl srazit se Zemí při velkém přiblížení 29. září 2004, ale toto nebezpečí určitě nehrozí, neboť v té době bude planetka asi 1,5 milionů km od Země. Autor dále ukázal, že případná srážka Toutatise se Zemí by byla při současné přesnosti dráhových elementů předpovězena s předstihem alespoň 11 let. Zhruba 7 let před srážkou by dokonce bylo možné vymezit dopadovou plochu s chybou 100 × 100 km.

P. Pravec aj. získali od r. 1994 světelné křivky pro 26 křížičů s průměry 0,4 ÷ 8 km. Odhalili periodické kolísání jejich jasnosti v intervalu 2,3 ÷ 230 h ve 25 případech a usoudili, že ve 20 případech jde o projev rotace samotné planetky. Krátké periody rotace v rozmezí 2,3 ÷ 3,3 h jsou v souladu s představou, že tyto planetky drží pohromadě jen tak tak – jde o jakési kosmické hromady sutě. P. Pravcovi aj. se též podařilo objevit zákrytovou dvojplanetku 1991 VH s oběžnou dobou 1,4 dne a dvěma minimy na světelné křivce o trváních 0,1 dne. Poměr velikostí obou složek činí 0,4 a sekundární složka obíhá ve střední vzdálenosti rovné 5,4násobku poloměru primární složky, jež rotuje nesynchronně v periodě 0,11 dne. Titíž autoři odhalili rozborem světelné křivky planetky 1996 FG3 (typu Apollo), že jde o dvojplanetku s rotačními periodami složek 0,67 a 0,15 dne. Podvojných planetek mezi křížiči zkrátka utěšeně přibývá a vše nasvědčuje tomu, že jejich podvojnost je následkem těsných přiblížení k Zemi, kdy se hromady sutě vlivem slapových sil snadno rozpadají. To by též vysvětlovalo případy dvojitých impaktních kráterů nalezených v poslední době na zemském povrchu.

Máme tedy velmi dobré důvody se obávat nenadálé srážky s křížičem, jak to široké veřejnosti docela názorně připomněly filmy z loňské holywoodské produkce Armageddon a Drtivý dopad. Mimochodem dvě postavy ve filmu Armageddon – David Marsden a Brian Balam – připomínají odborné poradce filmu astronomy Briana Marsdena a Davida Balama, kteří se soustavně zabývají pozorováním planetek-křížičů a výpočtem jejich drah. Lze tedy jen uvítat iniciativu NASA, jež 14. července 1998 založila zvláštní Úřad pro blízkozemní objekty, kterému šéfuje D. Yeomans z JPL v Pasadeně. Úkolem Úřadu je vyvinout úsilí pro rozpoznání nejméně 90 % těles-křížičů s průměrem nad 1 km do r. 2010. Pro první rok činnosti úřadu uvolnila NASA 3 miliony dolarů a počítá se se zapojením i mnoha zahraničních observatoří za podpory IAU. Zatím nejúspěšnějším programem pro vyhledávání křížičů je projekt NEAT, využívající metrového zrcadla s velkou maticí CCD 4k × 4k pixelů na Mt. Haleakala na Havaji ve výšce 3 000 m n. m. Kamera zobrazí naráz zorné pole o ploše 2,6 čtverečního stupně a při půlminutové expozici dosahuje mezní hvězdné velikosti V = 19,5 mag, takže planetky jasnější než 18 mag zachytí s účinností 90 %. Během jasné noci prohlédne NEAT plochu 1 000 čtverečních stupňů třikrát, takže do dubna 1998 již pokryli plochu 26 000 čtverečních stupňů a zaznamenali přitom 23 tisíc planetek, z toho 28 nových křížičů Země.

Identifikace nebezpečných křížičů a předpověď jejich budoucích drah na desítky let dopředu je ovšem teprve počátkem strategické obrany před kosmickými projektily. Metoda nabízená holywoodskými scénáristy se totiž v praxi vůbec nehodí, jak ukázali E. Asphaug aj. Rozbíjení kamenných planetek náložemi – ať už konvenčními nebo jadernými – není totiž nijak snadné, jak ukázaly počítačové simulace. Pokud jsou křížiči podobni spíše hromadám sutě, jak nasvědčují mnohé nové výsledky, pak je takové rozbíjení dočista nemožné pro značný útlum rázových vln v porézním tělese křížiče. I. Giblinovi aj. se v r. 1992 podařilo realizovat impakty drobných projektilů takříkajíc laboratorně. Vstřelovali do betonových směsí koule o průměru 210 mm rychlostmi až 6 km/s. Z místa dopadu pak vyletovaly úlomky rychlostmi 4 ÷ 20 m/s; výjimečně až 35 m/s.

1.2.2. Planetky hlavního pásu

D. Richardson aj. porovnali vzhled zblízka zobrazených planetek hlavního pásu, tj. Gaspry, Idy a Mathildy, jakož i Marsovy družice Phobos, o níž se soudí, že je vlastně zachycenou planetkou. Poukázali na nápadnou podobnost všech těles, pokud jde o pokrytí povrchu velkými a hlubokými impaktními krátery. Tak např. na Phobosu s hlavními rozměry 27 × 22 × 19 km se nalézá obří kráter Stickney s průměrem 11 km, na Gaspře s rozměry 18 × 11 × 9 km se nachází 8 impaktních kráterů s průměry kolem 4 km a na Idě s rozměry 60 × 26 × 18 km má největší kráter průměr 23 km a pět dalších průměry 10 km. Konečně na Mathildě, která rotuje mimořádně pomalu s periodou celých 17 dnů, dosahují při typickém průměru planetky 53 km impaktní krátery rozměrů plných 20 ÷ 30 km. Jelikož planetky tak mohutné nárazy přežily vcelku, znamená to, že jejich vnitřní struktura není souvisle tuhá, nýbrž porézní, s řadou dutin. Autoři proto oprašují dříve spíše zavrhovaný model planetek jako hromad sutě s průměrnou hustotou jen 1,3násobku hustoty vody (přitom planetky obsahují jen docela málo ledu, na rozdíl od kometárních jader).

Do výzkumu planetek se vcelku nečekaně zapojil i Hubbleův kosmický teleskop, na základě kuriózní shody okolností, když K. Stapelfeldt přinesl v r. 1994 manželce domů na ukázku nějaké snímky z HST, jejichž zpracováním se zabýval. Paní Stapelfeldtová si záběry širokoúhlé kamery WFPC2 prohlížela na standardním PC a povšimla si na mnoha snímcích záhadných krátkých a křivých čárek. Její manžel společně s R. Evansem zjistili, že jde o náhodné záběry planetek, které během expozice procházely zorným polem kamery HST, a rozhodli se pro soustavnou statistiku všech vhodných 28 tisíc snímků, které byly až dosud kamerou pořízeny. Prohlídka trvala 3 roky a vedla k odhalení 96 planetek v rozsahu magnitud V 16 ÷ 24, mezi nimi tří křížičů Marsu o průměru kolem 1 km. Pozorování sice nestačí k určení dráhy planetek, ale hodí se pro zlepšení odhadu o počtu planetek s průměrem zhruba nad 2 km v hlavním pásu. Ze statistiky pak plyne, že hlavní pás obsahuje pro dráhy se sklonem do 25° nejméně 300 tisíc takto velkých planetek, z nichž dosud známe jen něco kolem 10 tisíc. Hubbleův teleskop také přispěl ke zlepšení údajů o hmotnostech a středních hustotách největších planetek hlavního pásu. Všechna tato tělesa mají hmotnosti pouhých zlomků hmotnosti našeho Měsíce (M_M), tj. Ceres 1,3 %, Pallas 0,43 % a Vesta 0,41 % M_M. Jejich střední hustoty jsou po řadě 2,0; 4,2 a 3,9násobek hustoty vody v pozemských podmínkách. R. Landis aj. uvedli, že Ceres má dokonale kulový tvar s průměrem 933 km a její rotační perioda činí 9,1 h. Podle B. Viateaua a M. Rapaporta představuje samotná Ceres asi polovinu hmotnosti hlavního pásu planetek, tj. 9,5.10²⁰ kg, takže veškerá hmotnost planetek hlavního pásu představuje pouze 2,6 % M_M (osminu hmotnosti Pluta s Charonem), což by zajisté nestačilo ani na zhotovení i docela nepatrné planety. Konečně J. Bange vypočítal hmotnost planetky (20) Massalia na základě poruch dráhy planetky (44) Nysa při jejich těsném přiblížení. Vyšla mu hodnota 5.10¹⁸ kg, což je zatím nejnižší hodnota pro nějakou planetku spočítaná klasickými metodami nebeské mechaniky.

A. Ghosh a H. McSween počítali tepelný model pro planetku (4) Vesta na základě radiogenního ohřevu nitra při rozpadu radioizotopu ²⁶Al. Akrece planetky začala asi 2,6 milionu let po vzniku Sluneční soustavy, ve stáří 4,6 milionu let bylo hotové její jádro a v 6,6 milionech let i kůra. Ohřev radioaktivním izotopem hliníku vystačil na geologickou aktivitu planetky po celých 100 milionů roků. Od té doby je planetka geologicky mrtvá, nepočítáme-li přirozeně vnější impakty.

Podle J. Donnisona a M. Wipera lze planetky na základě rychlostí rotace rozdělit na dvě samostatné skupiny různého původu s rozhraním pro průměr tělesa 32,5 km, tj. tělesa větší jsou většinou původní objekty, vzniklé akrecí v raných fázích vývoje Sluneční soustavy, kdežto menší objekty jsou převážně úlomky z impaktů. Vůbec nejkratší zjištěnou periodu rotace má planetka-křížič (1566) Icarus, zatímco rekordně pomalu rotuje planetka hlavního pásu (288) Glauke s periodou 47,9 dne. R. Whiteley a D. Tholen se pokusili nalézt planetky v libračních bodech (L₄ a L₅) soustavy Slunce-Země; tedy jistou obdobu Trojanů v soustavě Slunce-Jupiter. Použili k tomu velké matice CCD se zorným polem o průměru 7,7′ u 2,2m reflektoru na Mauna Kea, ale žádné objekty jasnější než R = 22,8 mag nenašli. Odtud odvodili, že v těchto libračních bodech se nenacházejí žádná tělesa s průměrem větším než 350 m.

R. Gomes studoval akutní problém migrace velkých planet, na nějž astronomy upozornily nedávné objevy obřích exoplanet velice blízko mateřských hvězd. Je totiž prakticky vyloučeno, aby v blízkosti hvězd vznikaly obří planety – spíše se tam dostaly postupným přibližováním z místa svého vzniku, což označujeme jako migraci. Autor soudí, že migrace postihla i obří planety Sluneční soustavy, a z toho důvodu kolem Saturnu, Uranu a Neptunu neexistují početné planetky v libračních bodech L₄ a L₅. Naproti tomu úhrnná hmotnost Jupiterových Trojanů je zhruba stejná jako hmotnost planetek hlavního pásu.

Mimořádný úspěch českých hokejistů na zimních olympijských hrách v Naganu se vzápětí promítl i na oblohu, když ondřejovští astronomové pod vedením P. Pravce navrhli pojmenování planetky 1995 HC = (8217) jménem Dominikhašek. Planetka o průměru asi 5 km byla objevena v Ondřejově v červnu 1995 a definitivní číslo obdržela v lednu 1998. Dráhově patří do rodiny planetky Flora s velkou poloosou 2,25 AU, výstředností 0,17, sklonem 2,4° a oběžnou dobou 3,4 roku. K Zemi se může přiblížit až na 0,85 AU a tehdy bývá asi 16 mag. Vzápětí se dostala do nebe i mytologická postava českých dějin XX. století, když planetka 1996 BG, objevená na Kleti v lednu 1996 Z. Moravcem, obdržela definitivní číslo (7796) a název Járacimrman. Planetka o průměru asi 10 km má velkou poloosu dráhy 2,66 AU, výstřednost 0,15, sklon 13° a oběžnou dobu 4,4 roku. K Zemi se však může přiblížit nanejvýš na 1,3 AU. Zásluhou J. Tiché dostal svou planetku také nedávno zesnulý český imunolog a básník Miroslav Holub (1923–1998); planetka byla objevena na Kleti v listopadu 1995 a dostala definitivní označení (7496) Miroslavholub koncem r. 1998. Její velká poloosa dosahuje 3,1 AU, výstřednost dráhy 0,34 a sklon 15° při oběžné době 5,5 roku. Její průměr se odhaduje na 15 km. Na Kleti objevili do konce r. 1997 již 327 planetek a z toho bylo pojmenováno 163. Podle M. Vondráčka je nyní mezi planetkami přinejmenším 165 českých jmen. Z iniciativy P. Pravce připravila skupina členů České astronomické společnosti zvláštní domovenku s názvem „Planetky z českých luhů a hájů“, v níž lze nalézt všechny planetky, které mají dostatečně jasnou souvislost s českým, resp. československým prostředím. Na internetové stránce http://planetky.astro.cz/ jsou zejména uvedeny české překlady oficiálních zdůvodnění jednotlivých jmen, jak je uvádí dokumenty IAU.

Do dubna 1998 bylo již očíslováno 8 603 planetek a z nich je pojmenováno 5898. Mezi 167 observatořemi, na nichž byly až doposud objeveny planetky, zaujímá mimořádně lichotivé 6. místo Hvězdárna na Kleti s 345 objevenými planetkami a Ondřejov s 9 planetkami je na 81. místě. Na Kleti však do listopadu 1998 objevili již 371 planetek a zde je výběr některých nových jmen: (4176) Sudek, (5552) Studnička, (5668) Foucault, (5897) Novotná, (6540) Stepling, (6583) Destinn, (6586) Seydler, (6928) Lanna, (7226) Kryl, (7359) Messier, (7391) Strouhal, (7441) Láska, (7495) Feynman, (7498) Blaník, (7645) Pons, (7672) Hawking, (7695) Přemysl, (7711) Říp, (7846) Setvák, (8048) Andrle.

1.2.3. Kentauři a transneptunské objekty

Neustále se rozrůstající skupina transneptunských objektů (TNO) čítala na jaře 1998 již 65 těles jasnějších než R = 24,6 mag. Podle S. Teglera a W. Romanishina se rozpadá zatím na dvě skupiny – objekty nápadně červené a šedé. Mezi ony šedé patří dle J. Luuové a D. Jewitta také zatím nejvzdálenější TNO 1996 TL66, jenž se vzhledem optického a infračerveného spojitého spektra podobá spíše Kentaurovi Chironu než Pholusu. Spektrum v celém sledovaném pásmu neobsahuje žádné absorpční čáry či pásy. Při nízkém albedu 0,04 a červené magnitudě 21 to odpovídá tělesu o průměru 500 km. Titíž autoři využili v letech 1994–96 k hledání nových TNO obřího 10m Keckova teleskopu při červené mezní hvězdné velikosti 26,1 mag. Zjistili, že do této meze připadá na čtvereční stupeň oblohy v okolí ekliptiky 31 TNO, jejich rozdělení podle jasnosti dobře navazuje na funkci svítivosti pro jasnější TNO, ale zcela evidentně nesouhlasí s funkcí svítivosti odvozovanou z pozorování HST – v tomto případě jsou ovšem jisté pochybnosti o realitě objektů. Pozorování z Keckova teleskopu nasvědčují tomu, že ve vzdálenosti 30 ÷ 50 AU od Slunce dosahuje úhrnná hmotnost TNO s individuálními rozměry nad 100 km překvapivě vysoké hodnoty kolem 10 % hmotnosti Země – to je asi 250krát více, než činí celková hmotnost hlavního pásma planetek mezi Marsem a Jupiterem!

Realitu pozorování TNO pomocí HST v r. 1995 se snažili obhájit A. Cochranová aj., kteří odhadují mezní hvězdnou velikost své přehlídky na 28,4 mag v pásmu V. Při uvažovaném albedu 0,04 to pak odpovídá tělesům s průměrem nad 10 km. Autoři soudí, že počet nesprávných identifikací objektů poblíž hranice pozorovatelnosti HST nemá zásadní vliv na jimi odvozenou funkci svítivosti pro TNO. Není však zcela vyloučeno, že zmíněný nesoulad počtů způsobuje do značné míry volba odlišného fotometrického pásma V v porovnání s pásmem R, užívaným Luuovou a Jewittem. Celá situace se dále úspěšně zašmodrchala přehlídkou v úzkém svazku, kterou uskutečnili B. Gladman aj. pomocí palomarského Haleova pětimetru a 3,6m CFHT do červené meze 25,9 mag. Objevili tak celkem 5 TNO, z čehož vyvozují průměrný počet 90 TNO na čtvereční stupeň oblohy do zmíněné meze, tedy asi 3× více než plyne z extrapolace pozorování jasnějších TNO. Autoři odhadují, že do R = 29 (tj. při albedu 0,04 a vzdálenosti 45 AU jde o TNO s rozměry nad 10 km) se v Edgeworthově-Kuiperově pásu nachází na 4 miliardy TNO. Ve vzdálenosti nad 50 AU pak těchto objektů nápadně ubývá, což nelze vysvětlit výběrovým efektem.

Na jižní polokouli využili P. Magnusson aj. k obdobné přehlídce 3,5m reflektor NTT ESO. Během 4 nocí tak prohlédli 0,5 čtverečního stupně oblohy až do červené meze 24 mag a odhalili přitom 1 Kentaura a 7 TNO. Z tříbarevné fotometrie jim vyšel Kentaur 1994 JQ1 stejně červený jako Pholus. Pro TNO vychází do zmíněné meze 5,3 objektů na čtvereční stupeň v okolí ekliptiky. U dvou TNO (1997 SZ10 a 1996 TR66) byly odhaleny rezonance drah s Neptunem v poměru 1 : 2. Při délce velké poloosy kolem 48,3 AU, výstřednostech kolem 0,37 a sklonu drah kolem 12° to znamená, že dráhy obou TNO jsou stabilní řádově po miliardy let. To by mohlo objasnit i zmíněný nápadný úbytek TNO pro velké poloosy nad 50 AU.

1.3. Meteory a meteorické roje

Jestliže rok 1997 byl doslova ve znamení komet, pak loňský rok byl pro změnu rokem meteorických rojů. I. Williams a S. Collander-Brown se pokusili identifikovat mateřské těleso lednových Kvadrantid, které patří mezi značně nepravidelné roje s velmi krátkou dobou činnosti. Ukázali, že mateřskou kometou nemůže být ani kometa 1491 I, ani 96P (Machholz), ale spíše planetka (5496) = 1973 NA, jež je sama nejspíš odrobeným úlomkem jiného tělesa. Kvadrantidy byly poprvé pozorovány až r. 1835 a jejich zenitové frekvence často dosahují až 100 met/h. V r. 1998 se objevily v ranních hodinách 4. ledna a celý úkaz trval pouhých 8 hodin.

S ohledem na návrat komety 21P/Giacobini-Zinner se očekávala zvýšená činnost jejího roje – říjnových Drakonid (Giacobinid). Ve shodě s očekáváním se roj projevil optickou frekvencí až 45 met/h a podle radarových měření J. Borovičky aj. dosáhl maxima v čase 8,6 UT října 1998.

Neobyčejně pozoruhodnou souvislost pro pravidelný roj Lyrid a nepravidelný meteorický roj α-Monocerotid nalezli P. Jenniskens a G. Docters van Leuwen. Jak známo, 22. listopadu 1995 se ve shodě s předpovědí projevil zcela nápadně frekvencemi až 500 met/h vzácný meteorický roj α-Monocerotid. Podle všeho jsme se totiž potkali s prachovou vlečkou komety C/1861 G1 (Thatcher), jež je mateřskou kometou dubnových Lyrid. Lyridy jsou totiž vůbec nejstarším doloženým případem meteorického deště, který zaznamenali čínští astronomové již 23. března r. 687 př. n. l. Jak ukázal v r. 1947 V. Guth, déšť Lyrid se dostavuje tehdy, když je Jupiter či Saturn v konjunkci s uzlem dráhy roje – tedy nikoliv v době, kdy je samotná kometa v přísluní. Mimořádná aktivita α-Monocerotid v r. 1995 proto nejspíše vskutku představovala setkání s prachovou vlečkou komety, kterou planetární poruchy zanesly přímo do dráhy Země.

P. Brown a J. Jones se věnovali dráhovému vývoji známého pravidelného meteorického roje Perseid, jenž – jak známo – jevil mimořádně silnou aktivitu na konci 80. a počátkem 90. let tohoto století. Autoři ukázali, že částice vyvržené z jádra mateřské komety 109P/Swift-Tuttle, mají velmi nízké hustoty od 0,1 do 0,8násobku hustoty vody za běžných podmínek. Za zvýšenou aktivitu v letech 1988–1990 mohly částice roje uvolněné při návratech komety 109P v letech 1610 a 1737, kdežto aktivitu v letech 1991–94 způsobily částice z návratů 1862 a 1610. Konečně zvýšení v letech 1995–97 pochází z doslova starobylých návratů komety v letech 1479 a 1079. I v tomto případě jsou hlavní příčinou takto zvýšené aktivity roje poruchy Jupiteru a Saturnu, které posouvají uzly dráhy roje směrem dovnitř Sluneční soustavy. K tomu dále přispěl i nejnovější návrat komety 109P v r. 1992. Podle autorů jsou hlavní složkou Perseid částice, které opustily jádro komety před 25 tisíci lety, přičemž celkové stáří roje se odhaduje na 100 tisíc let.

V loňském roce jsme zaznamenali mimořádnou aktivitu meteorického roje Bootid, jenž se nečekaně projevil 27,60 UT června. Opticky byl sledován zejména v Japonsku a České republice, radarově v Kanadě. Podle P. Browna a W. Hockinga měly Bootidy velmi difuzní radiant a zcela nepochybně souvisely s mateřskou kometou 7P/Pons-Winnecke. To nezávisle dokázali na základě snímků jasného bolidu -7,9 mag P. Spurný a J. Borovička. Bolid se objevil ve 27,89 UT června, kdy vstoupil do naší atmosféry rychlostí 17,9 km/s při počáteční hmotnosti 0,14 kg a pohasl ve výši 72 km nad Zemí. Velká poloosa jeho dráhy 3,3 AU, výstřednost 0,69 a sklon 18° jednoznačně prokázaly, že jde o úlomek komety 7P.

V souvislosti s očekávanými dešti Leonid přibylo odhadů, jakým rizikem se mohou stát pro umělé družice Země. Za předpokladu, že družici může poškodit každý meteoroid, jenž je opticky jasnější než 1 mag, vychází riziko poškození alespoň jedné družice na 1 %. M. Beech připomněl, že již při dešti Leonid r. 1833 tvrdili pozorovatelé, že slyší praskot a svištění bezprostředně během optického jevu, což vypadalo velmi nepravděpodobně. Nicméně r. 1989 prokázal C. Keay, že jev má objektivní příčinu v podobě místní transdukce rádiových vln velmi nízkých frekvencí (nejspíše ve vlasech samotných pozorovatelů), šířících se od ionizované stopy meteoru ve vysoké atmosféře přirozeně rychlostí světla! Podle něj se akustické jevy vyskytují u meteoroidů s počátečním průměrem nad 1,2 metrů, tj. s hmotností alespoň 800 kg. Je jistě dobré připomenout, že právě roku 1833 byla mateřská kometa roje 55P/Tempel-Tuttle nejblíže k Zemi za celé poslední tisíciletí. Jelikož při největším dešti Leonid r. 1966 zprávy o těchto zvucích chyběly, lze z toho usoudit, že tehdy šlo o méně hmotné meteoroidy.

Již r. 1996 byly podle P. Browna aj. Leonidy na vzestupu a při délce Slunce 235,2° dosáhly zenitové frekvence až 86 met/h, přičemž tato složka maxima se vyznačovala mimořádně jasnými bolidy. S ohledem na předpovědi času maxima v r. 1998 uspořádaly četné skupiny meteorářů expedice do východní Asie a Leonidy zde byly studovány vskutku komplexně všemi dostupnými pozorovacími technikami ze země i z letadel (Okinawa). Nakonec však vše bylo trochu jinak, neboť Leonidy si oproti předpovědím o více než půl dne přispíšily, a tak optimální pozorovací podmínky měla střední a západní Evropa – zdá se, že podobně tomu bude i r. 1999. I když četnost Leonid nedosáhla parametrů meteorického deště, podívaná to byla vskutku náramná, jelikož v roji během tohoto vlastně podružného maxima převažovaly mimořádně jasné bolidy pod -8 mag. Nejvyšší zenitové frekvence byly pozorovány v čase 17,19 UT listopadu a dosáhly až 500 met/h. Jedinečný snímek 156 (!) Leonid celooblohovou komorou se zdařil pozorovatelům v Modre – záběr doslova obletěl celý astronomický svět.

A. Wehry a I. Mann se zabývali tzv. meteoroidy β, jež jsou definovány tak, se pohybují Sluneční soustavou po neuzavřených drahách ve směru pohybu Slunce. Meteoroidy tohoto typu mají většinou prográdní dráhy, a pokud tlak slunečního záření je srovnatelný s působením sluneční přitažlivosti na tyto částice, mohou nakonec opustit Sluneční soustavu a stát se mezihvězdnými cestovateli. První takové částice nalezly kosmické sondy Pioneer 8 a 9 r. 1973 a 1975. Nejnověji je sledovala sluneční sonda Ulysses jednak na počátku své mise v ekliptice ve vzdálenostech do 1,6 AU od Slunce a jednak během obou polárních průletů. Sonda zaznamenala úhrnem 48 částic s hyperbolickými drahami, jejichž perihel se nalézal blíže než 0,5 AU od Slunce.

1.4. Velké bolidy a meteority

Po delší době byl na povrchu Země nalezen skutečně solidně velký meteorit bezprostředně po dopadu. Střet se Zemí se odehrál 20. června 1998 poblíž osady Kunja Urgneš, 100 km od Tašuze v Turkmenistanu ve střední Asii. Meteorit vyhloubil kráter o šířce 6 m a hloubce 4 m. Na dně kráteru se nacházel kamenný chondrit o průměru 0,8 m a hmotnosti 820 kg. Zato u nás se nepodařilo nalézt zbytky po dopadu bolidu Benešov EN 070591, jenž podle J. Borovičky aj. měl při průletu až -19,5 mag při vstupní rychlosti 21 km/s a hmotnosti 4 000 kg a hustotě 2,0násobku hustoty vody. Již ve výšce kolem 55 km se rozpadl na desítky úlomků s hmotnostmi do 300 kg a prudce se brzdil ve výškách pod 50 km, což vedlo k dalším rozpadům ve výškách pod 40 km a definitivnímu rozbití ve 24 km nad Zemí. Teplota bolidu dosáhla teploty na povrchu Slunce, tj. asi 5 kK, a uvolněná energie činila 0,2 kt TNT (1.10¹² J).

Revidované údaje o proslulém železném meteoritickém dešti v ruském pohoří Sichote-Alin na Dálném východě z 12. února 1947 uveřejnil V. Světcov. Nové údaje o azimutu se liší asi o 10° od dříve publikovaných a také směr příletu meteoritů vůči vertikále byl jen 30°, a nikoliv 45°. Původní rychlost vstupu meteoritů do ovzduší 6,8 km/s se během průletu snížila na 5,1 km/s a vstupní hmotnost úlomků v rozmezí 800 kg až 2 tuny klesla na méně než 1,3 t. Jednotlivé krátery na místě dopadu měly průměr až 12 m a hloubku až 2,8 km.

V r. 1996 se v italské Boloni konalo specializované kolokvium věnované meteoritické události století, jíž je zřejmě pád Tunguského meteoritu 30. června 1908. Kolokvia se účastnilo na 100 odborníků ze 13 zemí. V publikovaných materiálech z kolokvia se většina z nich shodla na tom, že energie exploze meteoritu dosáhla hodnoty 15 Mt TNT, tj. řádu 10¹⁷ J, a rázová vlna zničila 2 150 km² sibiřské tajgy. Požár lesa, vzniklý tepelnou a světelnou vlnou výbuchu, byl o něco pomalejší rázovou vlnou však uhašen. Vlastní těleso meteoritu byla zcela nepochybně kamenná planetka o původním průměru něco přes 60 m a hmotnosti pod 10¹⁰ kg. Při svislém dopadu takového tělesa vstupní rychlostí 17,5 km/s dokáže zemská atmosféra absorbovat asi polovinu kinetické energie kamenných projektilů do průměru 230 m a železných meteoritů do průměru 50 m a při šikmém dopadu tato ochranná schopnost zemské atmosféry ještě roste a fakticky odizoluje účinky nárazu kosmického tělesa až pro průměry 360 m, resp. 70 m. Průměrný interval mezi dopady obdobně velkých planetek se nyní odhaduje na 400 let. Teprve tělesa s původním rozměrem nad 3 km vyvolávají celosvětovou katastrofu. K opravdu ničivému úkazu proto došlo např. na rozhraní geologického období jury a křídy před 145 miliony lety, kdy vznikl jihoafrický kráter Morokweng – energie tohoto úkazu byla o řád vyšší než u dnes už proslulejšího mexického kráteru Chicxulub. Další velké krátery byly objeveny na Sibiři (Popigaj) a v USA (Chesapeake Bay) – jejich stáří činí jen 36 milionů let.

Koncem r. 1997 proběhla sdělovacími prostředky pozoruhodná zpráva o explozi velkého meteoritu nad Grónskem s tím, že na místě dopadu byly pomocí umělých družic Země pozorovány významné atmosférické úkazy a sesuvy půdy. Jak uvádí J. Tate, bolid explodoval poblíž osady Qaqortoq 9. prosince 1997, 50 km severně od městečka Narsarsuaq. Nejlepší data poskytla automatická bezpečnostní kamera na hlídaném parkovišti, jež zaznamenala odlesk exploze bolidu na lesklých karoseriích automobilů. Odtud je znám přesný čas exploze, a proto lze vyloučit jakoukoliv souvislost s atmosférickými úkazy zaznamenanými družicí NOAA ve výši kolem 7 km nad zemí. S explozí bolidu v atmosféře však souvisí rázová vlna, zaznamenaná na Špicberkách. Zdá se téměř jisté, že meteorit nedopadl na zem, ale rozprášil se výbuchem v atmosféře, takže o jeho povaze není nic známo. Příroda jako by těmito atmosférickými výbuchy chtěla úspěšně zahladit stopy po kosmických projektilech, dopadajících na Zemi v hojnějším počtu, než by z nálezů meteoritů vyplývalo.

Proto mají dle I. Němčinova aj. tak velký význam údaje získávané špionážními družicemi především v infračerveném pásmu. Jakkoliv jsou technické parametry družic tajné, údaje o explozích bolidů se občas daří uvolnit pro astronomické účely. V letech 1994–96 se podařilo získat údaje odpovídající souhrnné době 22 měsíců, během nichž bylo pozorováno 51 bolidů. V přepočtu na energie exploze to značí asi 25 výbuchů za rok v energetickém pásmu 0,25 ÷ 4 kt TNT. Exploze na úrovni 1 Mt TNT se v atmosféře Země odehrají v průměru jednou za čtvrtstoletí – zatím byl špionážními družicemi za 12 let souvislého provozu pozorován jeden takový případ. Hmotnosti registrovaných bolidů se pohybují v rozpětí 1 ÷ 1 000 t a průměrné rychlosti vstupu do zemské atmosféry 15 ÷ 20 km/s. Nicméně ani tyto údaje nejsou prosty soustavných chyb, neboť uvedená čísla jsou asi 2× nižší, než by odpovídalo extrapolaci údajů o četnosti kráterů na Měsíci. Důvody soustavného podcenění četnosti spočívají hlavně v tom, že špionážní družice jsou programovány na soustavné sledování naprosto odlišných úkazů a většina vojensky nezajímavých dat se nearchivuje.

Novým rýžovištěm pro meteority se stala překvapivě Sahara, kde podobně jako v Antarktidě zřejmě platí, že co kámen, to mimozemského původu. Nepočítáme-li Antarktidu, pak bylo na zemském povrchu nalezeno loni 453 meteoritů, a z toho plných 401 na Sahaře! Poblíž oázy Dar al Gani v centrální Libyi byl loni mj. objeven meteorit č. 400, jenž pochází z Měsíce a je již 14. meteoritem z Měsíce v pozemských sbírkách. Je z dosud nalezených měsíčních meteoritů i nejhmotnější – 1,4 kg. Na témže nalezišti byl objeven i meteorit č. 476 o průměru 0,15 m, jenž je 13. meteoritem z Marsu. Na Saharu dopadl před 30 tisíci lety a z Marsu byl katapultován asi před milionem let. Podle B. Gladmana se meteority z Marsu pohybují po chaotických drahách v meziplanetárním prostoru v průměru po 15 milionů let, dříve než buď spadnou na Slunce, anebo se srazí a zničí při srážce s jiným kosmických projektilem. Pouze 5 % z nich má naději, že se střetne se Zemí.

1.5. Komety

Jednu z nejjasnějších komet roku objevila 3. května v těsné blízkosti Slunce neúnavná sluneční družice SOHO jako kometu 1998 J1; v době objevu byla 0 mag! Kometa prošla přísluním 8. května ve vzdálenosti 0,15 AU. Velký sklon dráhy 63° usnadnil její sledování po průchodu přísluním, ale jen na jižní polokouli, kde byla 17. května vidět jako objekt 2,8 mag a 19. května jevila plynný chvost o délce 10°. Ačkoliv koncem května přestala být kometa viditelná očima, překvapivě se znovu zjasnila a 1. června dosáhla 3,4 mag. Optické zjasnění bylo doprovázeno zesílením čar OH v rádiovém oboru spektra. Pak však opět rychle zeslábla. Téhož dne odhalila SOHO další dvě jasné komety, mířící do Slunce – byly to už 54. a 55. komety objevené družicí. Úkaz vzbudil mimořádnou pozornost také proto, že těsně po dopadu první z komet do Slunce se za jihozápadním okrajem Slunce objevily koronální výrony a eruptivní protuberance – to však s dopadem komety nijak nesouviselo. Během června pak SOHO našla ještě dalších 9 komet v blízkosti Slunce – většinou příslušnic známé Kreutzovy skupiny komet – doslova se otírajících o Slunce. Pak však nastala dlouhá přestávka vinou poruchy orientace družice. Dne 2. června se podařilo znovuobjevit periodickou kometu Shoemaker-Levy 2 (1998 K6), poprvé pozorovanou jako objekt 1990 UL3 koncem r. 1990. Jde tedy o první pozorovaný návrat komety, což umožnilo zpřesnit elementy dráhy tak, že průchod přísluním nastane 6. února 2000 při velké poloose dráhy 4,45 AU, výstřednosti 0,58, sklonu 5° a oběžné periodě 9,4 roku. Podobně se 25. července podařilo dalekohledem Spacewatch znovuobjevit periodickou kometu Shoemaker-Levy 7 (1998 O1), poprvé pozorovanou koncem r. 1991. V době nového objevu měla nepatrnou komu o průměru 6″ a chvost o délce 0,5′. Kometa prošla znovu přísluním loni 24. srpna ve vzdálenosti 1,7 AU a při výstřednosti 0,53 a sklonu dráhy 10° obíhá v periodě 6,9 let.

Mateřská kometa meteorického roje Leonid 55P/Tempel-Tuttle byla dle O. Hainauta aj. objevena pomocí dalekohledu NTT ESO již 10. května 1994 ve vzdálenosti 10,8 AU od Slunce, kdy její červená magnituda byla slabší než 24,5 mag. Od té doby byla pozorována již každoročně kolem opozice se Sluncem a ještě v červnu r. 1997 ve vzdálenosti 3,5 AU nejevila žádnou kometární aktivitu. Odtud se dal dobře určit střední poloměr jejího silně protáhlého jádra na 1,8 km. Kometa se 17. ledna 1998 přiblížila k Zemi na 0,36 AU, což je nejblíže za posledních 132 let, a z toho lze nepřímo usoudit, že Leonidy by mohly příjemně překvapit právě v r. 1999. V té době změřili 5m Haleovým reflektorem na Mt. Palomaru poloměr jejího jádra 2 km, což je rovněž v dobré shodě s měřením HST, odkud vychází poloměr 1,8 km. Podle infračervených pozorování IRTF měla kometa 8. února ekvivalentní teplotu povrchu plných 330 K, tj. o 60 K nad rovnovážnou teplotou záření černého tělesa v dané vzdálenosti (1,0 AU) od Slunce a spektrum vykazovalo emise křemíku. Počátkem března dosáhla maximální jasnosti pod 8 mag.

Mezitím se k nám přiblížila i další mateřská kometa meteorického roje Drakonid 21P/Giacobini-Zinner, jež dosáhla koncem května 1998 15 mag, počátkem srpna 13 mag, v polovině října byla jasnější než 10 mag a od konce října do konce listopadu měla 9 mag. Koncem října pak byla objevena kometa 1998 U5 (LINEAR) jako objekt 14 mag, jenž se však již počátkem listopadu zjasnila na 10 mag a v polovině listopadu dokonce na 7,6 mag, aby pak do konce roku rychle zeslábla na bezmála 11 mag. Kometa prošla přísluním po retrográdní dráze ve vzdálenosti 1,23 AU těsně před Vánoci.

R. Tucker ohlásil 13. září objev planetky QP54, avšak J. Tichá a L. Šarounová zjistily, že „planetka“ má komu i chvost, takže jde o kometu, která prošla přísluním loni 6. října ve vzdálenosti 1,9 AU. Velká poloosa dráhy dosahuje 4,2 AU a sklon 18° – kometa prošla blízko Jupiteru počátkem r. 1992 a obíhá nyní kolem Slunce v periodě 8,6 roků. Podobně J. Muellerová objevila 17. října kometu 1998 S1, jež se na snímku z 26. září ještě jevila jako planetka. Také toto těleso se těsně přiblížilo k Jupiteru r. 1992 a prošlo přísluním 3. listopadu 1998 ve vzdálenosti 2,6 AU při výstřednosti dráhy 0,4, sklonu 11° a oběžné době 9,1 let. Do třetice se totéž stalo s kometou 1998 U1, kterou objevili 18. října jako planetku, avšak ihned po objevu ji P. Pravec rovněž identifikoval jako kometu, jež prošla přísluním 1. června 1998 ve vzdálenosti 4,1 AU a pohybuje se po retrográdní parabolické dráze se sklonem 156°.

Do této série vlastně zapadá i pozorování planetky 1939 TN, kterou objevili 7. října 1939 finští astronomové Y. Vaisala a L. Otermová. Teprve r. 1979 však uveřejnili její dráhu, která byla zřetelně kometární. Vloni v polovině listopadu těleso zobrazil veleúspěšný vyhledávací program LINEAR a prosincový snímek 1,8m kanadským teleskopem na DAO ukázal, že zatímco dráha finských astronomů je naprosto přesná (odchylky proti tak staré efemeridě činily jen 4′), jde zcela určitě o kometu, vyznačující se jak komou, tak chvostem. Kometa 1998 WG₂₂ prošla přísluním 27. září 1998 ve vzdálenosti 3,39 AU při výstřednosti dráhy 0,25 m, sklonu 2° a oběžné periodě 9,6 roku. V polovině prosince 1998 se zdařilo G. Williamsovi znovuobjevit periodickou kometu 1983 C1/Bowell-Skiff jako nepatrné tělísko 19 mag, které se proti efemeridě předběhlo o plných 17 d, takže prošlo přísluním 14. května 1999 ve vzdálenosti 2,0 AU při výstřednosti dráhy 0,7. Kometa 1998 X2 má při sklonu dráhy 4° oběžnou dobu 16,2 roku.

Počátkem února 1998 se na Tenerifě uskutečnila mezinárodní konference věnovaná komplexnímu sledování slavné komety 1995 O1 (Hale-Bopp), která byla v té době ještě stále v dosahu triedrů na jižní polokouli. Teprve koncem února 1998 zeslábla totiž pod hranici 8,5 mag, koncem března k 9 mag, koncem června k 10 mag, ale ještě v polovině září byla 10,2 mag. Těsně před Vánoci však astronomy překvapila zjasněním jádra o 3 mag proti efemeridě, čímž se přiřadila ke kometám, které nečekaně zvýšily svou jasnost ve velké heliocentrické vzdálenosti. Následkem toho měla na konci roku stále ještě 11 mag.

Jak uvádí W. Hübner, při svém příletu ke Slunci kometa Hale-Bopp překročila již ve vzdálenosti 7,2 AU magickou hranici jasnosti 10 mag a v době kolem průchodu perihelem 1. dubna 1997 ji sledovalo vše, co mělo čidla a nohy. Kometa se tak stala nejdéle a nejkomplexněji sledovanou kometou díky své výjimečné jasnosti, ačkoliv HST si kolem perihelu vinou blízkosti objektu ke Slunci ani neškrtl. Přiblížení ke Slunci zkrátilo oběžnou dobu komety Hale-Bopp z původních 4 211 let (minulý průchod přísluním se odehrál 7. června 2215 př. n. l.) na pouhých 2 392 let – za tuto „poruchu“ může ovšem především Jupiter. Již v 7 AU započala měřitelná produkce CO z povrchu jádra komety, jehož průměr činí alespoň 50 km a jež podle J. Licandra aj. rotuje v periodě 11,34 h. V komě bylo asi 20krát více plynu a 150krát více prachu než v komě Halleyovy komety, a vynikalo nadto „dikobrazím“ vzhledem. V době, kdy byla kometa právě 1 AU od Slunce, uvolňoval se prach z jádra rychlostí 4.10⁵ kg/s.

Těsně po průchodu perihelem odhalil mikrovlnný radioteleskop JCMT v jejím spektru pásy molekuly HDO (napůl těžké vody) a odtud se podařilo určit poměr izotopů D/H ≈ 3,3.10⁴, jenž naznačuje, že komety typu Hale-Bopp mohly přinést v minulosti vodu pro pozemské oceány, v nichž je poměr obou izotopů velmi podobný. Z. Sekanina překvapil i odborníky tvrzením, že kometa je podle snímků HST pravděpodobně vícečetná a že družice komety dosahují průměru až 40 km. Nakonec dospěl k názoru, že kometa má ve skutečnosti dvě jádra, vzdálená od sebe navzájem necelých 200 km. Rovník hlavního jádra je skloněn pod úhlem 75° k oběžné rovině komety. Sekanina tak usoudil z chování pozoruhodných koncentrických hal prachu v komě. Tyto nápadné obloukovité útvary se vzhledově podobaly známým zakresleným halům jasné komety 1858 L1 (Donati). Autor též tvrdí, že hlavní jádro komety se vyznačuje jediným izolovaným zdrojem prachu na svém povrchu. Kromě prachového chvostu se kometa pyšnila chvostem iontovým z iontů CO⁺ a dvěma chvosty sodíkovými. S výjimkou poměru D/H se poměrné zastoupení ostatních izotopických párů ukázalo totožné se slunečním. Ve spektru komety Hale-Bopp byly zaznamenány pásy uhlovodíků a sloučenin dusíku a síry. Její o něco méně nápadná družka C/1996 B2 (Hjakutake) má podle D. Schleichera aj. synodickou rotační periodu jádra 6,23 h.

Souhrnné údaje o kometách pozorovaných v Číně v letech 146 př. n. l. až 1760 n. l. uveřejnili H. Žou aj. Katalog obsahuje 363 pozorování 88 různých komet. T. Nakamura a H. Kurahaši počítali pravděpodobnost srážky periodických komet s oběžnou dobou kratší než jedno tisíciletí s planetami Venuše až Neptun. Využili k tomu kometárních drah vypočtených pro 228 komet a sledovali vývoj drah na 30 tisíc let do budoucnosti i do minulosti. Výpočet potvrdil dříve udávané četnosti srážek kometárních jader s obřími planetami Sluneční soustavy, zatímco četnost srážek s Venuší a Marsem se dosud přeceňovala. Kometa s poloměrem jádra nad 1 km se sráží s Jupiterem každých 500 ÷ 1 000 let, kdežto se Zemí jen jednou za 2 ÷ 4 miliony let. I tak je překvapující, jak dobře život na Zemi takové katastrofy překonává.

Neobyčejným překvapením byl fantastický výbuch periodické komety 52P/Harrington-Abell, jež 21. července zářila jako objekt 12 mag a o den později dokonce jako 11 mag, ač příslušná efemerida očekávala pouze 21 mag. V září se pak pokorně vrátila na 12,4 mag a od té doby až do konce roku se souběžně s přibližováním ke Slunci zjasnila až na 10,6 mag kolem Vánoc. Obecně se problémem nápadných zjasnění komet ve velkých heliocentrických vzdálenostech zabývali P. Gronkowski a J. Smela. Tvrdí, že na výbuších se podílí kombinace exotermních procesů v kometárních jádrech, tj. především polymerace HCN, krystalizace amorfního vodního ledu a sublimace CO, resp. CO₂. Typickými příklady takových explozí byly komety Ikeya-Seki, Schwassmann-Wachmann 1 a Halley.

Díky HST se konečně úspěšně daří rozlišit jádra mnoha komet, jež se v posledních letech přiblížily k Zemi a byly přitom ještě dostatečně daleko od Slunce, aby neměly příliš vyvinutou komu. H. Boenhardt aj. rozlišili jádro krátkoperiodické komety 26P/Grigg-Skjellerup v září 1993 a určili jeho poloměr na 1,5 km. Pro další krátkoperiodickou kometu 73P/Schwassmann-Wachmann stanovili v prosinci 1994 pouze horní mez poloměru jádra na 1,1 km. P. Lamy aj. oznámili, že na snímku HST z konce listopadu 1994 se jim podařilo v siluetě spatřit jádro komety 19P/Borrelly, jež byla objevena již r. 1904 a počátkem listopadu 1994 znovu procházela perihelem. Protáhlé jádro má rozměry 4,4 × 1,8 km a rotuje v periodě 25 h. Jen 8 % povrchu jádra vykazuje kometární aktivitu. Titíž autoři využili širokoúhlé kamery HST v srpnu 1996 ke sledování jádra krátkoperiodické komety 46P/Wirtanen. Při předpokládaném albedu 0,04 činí poloměr jádra této komety 0,6 km a rotační perioda 6,0 h. Kometa, objevená r. 1948, patří do bohaté Jupiterovy kometární rodiny a prošla naposledy přísluním 14. března 1997. Přitom vydávala do prostoru asi 4 kg prachu za sekundu. Do třetice v prosinci 1997 sledovali pomocí HST jádro komety 9P/Tempel v době, kdy byla kometa vzdálena 3,5 AU od Země a 4,5 AU od Slunce. I toto jádro je protáhlé s rozměry 3,9 × 2,8 km a rotační periodou 25 h. M. Fulle aj. se zabývali pozorovaným zánikem komety 1996 Q1/Tabur v říjnu 1996, kdy přestalo být viditelné jádro, zatímco chvost ještě zářil. Autoři soudí, že spíše než o rozpad se jednalo o zalepení průduchů na povrchu jádra, čímž se kometa stala vyhaslou.

1.6. Planetární soustava

Řada autorů upozornila na pozoruhodnou lineární závislost mezi magnetickým momentem (v jednotkách A.m²) a momentem hybnosti pro řadu těles Sluneční soustavy (Merkur, Ganymed, Io, Země, Uran, Neptun, Saturn a Jupiter). Naproti tomu velmi nízké magnetické momenty mají tak různá tělesa jako Měsíc, Kallisto, Europa, Venuše a Mars. Podrobně se vlastními magnetickými poli planet a jejich družic zabýval L. Ksanfomaliti. Nejlépe je přirozeně prozkoumáno magnetické pole Země, jež je nesouměrné, skloněné a vyosené. Indukce magnetického pole dosahuje na rovníku 31 μT, na severním pólu 58 μT, ale na jižním dokonce 68 μT. V zásadě dipólové pole má však i svou kvadrupólovou a oktupólovou složku. Na geograficky severní zemské polokouli se však nalézá jižní magnetický pól v poloze 78,6° s. š. a 70,1° v. d. a osa magnetického dipólu je skloněna k rotační ose pod úhlem 11,5°. Poloha magnetického pólu relativně rychle driftuje o 0,4°/10 let. Vůči středu Země je magnetická osa vyosena o 450 km. Velikost indukce magnetického pole Země v poslední epoše klesá v relativní míře tempem 5.10⁴/r, tj. asi o 30 % za posledních 1 600 let. Magnetická osa dále podléhá precesi v periodě 9 000 let. V posledních 70 milionech let dochází v průměru 3krát za milion roků k přepólování zemského magnetického dipólu.

V porovnání se Zemí je magnetické pole Merkuru nicotné, neboť dosahuje na pólech indukce jen 700 nT – má však prakticky týž sklon magnetické a rotační osy planety – 12°. Neměřitelně slabé ( Venuše, což nejspíše souvisí s její extrémně pomalou rotací. Také magnetická osa Marsu svírá s jeho rotační osou ostrý úhel 15°, avšak orientace magnetických pólů je opačná proti Zemi (na severu je tam i severní magnetický pól). Sonda MGS ujistila, že indukce magnetického pole Marsu dosahuje v průměru 40 nT, ale místy se vyskytují lokální maxima až o řád vyšší. Stejnou orientaci jako u Marsu má i magnetické pole Jupiteru s nejvyšším hodnotami magnetické indukce u severního pólu planety – 1,44 mT. Magnetická osa je zde skloněna pod úhlem 10° k ose rotační a je vyosena vůči centru planety o plných 70 000 km. Jedině Saturn má pole souosé s indukcemi až 84 μT u severního pólu planety. Naproti tomu Uran má doslova zkřížené magnetické pole s indukcí až 228 μT, jež je vyoseno o plných 8 000 km od centra planety a skloněno pod úhlem 59° k rotační ose (ta však – jak známo – svírá úhel 98° s normálou k oběžné rovině). Podobně je na tom i Neptun, kde vyosení magnetického pole dosahuje 55 % poloměru planety (13 600 km) a vzájemný sklon os 47° při maximální indukci 13,3 μT. Největší magnetické pole mezi družicemi planet vykazuje Jupiterův Ganymed – 0,75 μT se vzájemným sklonem os 10° a nejslabší dosud změřené pole má náš Měsíc – do 30 nT. Autor soudí, že potenciálními kandidáty na měřitelné magnetické pole jsou ještě Saturnův Titan a Neptunův Triton.

D. Richardson se pokusil o rozsáhlou simulaci vzniku planet Sluneční soustavy na superpočítači Cray T3E, kdy sledoval dráhový a srážkový vývoj milionu planetesimál po dobu jednoho milionu let. Zdá se, že tudy vede cesta k pochopení, proč planetární soustava vypadá tak, jak vypadá. A. Frank na základě rozsáhlých výpočtů dráhového chaosu soudí, že v průběhu vývoje naší planetární soustavy některé planety už dávno zmizely a že tento trend ještě neskončil – dalšími kandidáty smrti jsou prý Merkur a Mars. Nicméně příčina chaosu planetárních drah není ani deset let po objevu tohoto fenoménu zřejmá.

J. Frogel a A. Gould se zabývali otázkou, zda se v dohledné době vlivem náhodných pohybů dostane některá sousední hvězda do takové blízkosti ke Sluneční soustavě, aby vyvolala dráhové poruchy v Oortově oblaku komet. Využili k tomu přesných údajů o prostorových vlastních pohybech hvězd, jak se dají odvodit z přesných měření družice HIPPARCOS, a s potěšením konstatovali, že v nejbližším půl milionu let se žádná hvězda nepřiblíží do vzdálenosti řádu 10 000 AU od Slunce, takže případná smrtící kometární přeháňka Zemi nehrozí po dobu nejméně 700 000 let. Konečně M. Duncan a J. Lissauer studovali efekty výrazné ztráty hmoty Slunce v budoucí fázi červeného obra na stabilitu planetární soustavy. Ukázali, že terestrické planety budou mít pak po dobu další miliardy let dráhy stabilní (pokud přežijí to horko!) a obřích planet se změna hmotnosti Slunce vůbec nedotkne. Na tento vývoj Slunce však doplatí Pluto, jenž se prostě ztratí v hlubinách kosmického prostoru.

D. Hamilton studoval akreci planetesimál v rané epoše vzniku Sluneční soustavy a ukázal, že vzájemná přitažlivost planetesimál urychluje tempo akrece a dává vyniknout nejhmotnějším planetesimálám. Proto se obří planety Jupiter a Saturn dostavěly nejrychleji již během několika milionů let, pokud mají kamenná jádra. Jestliže vznikly převážně jako plynné koule, pak jim k tomu stačilo jen pár set let! Jupiter však vznikl dále od Slunce, než je dnes, a na svou současnou dráhu se přemístil během první stovky milionů let po svém vzniku. V simulaci sledoval autor vývoj 50 protoplanet po dobu sto milionů let a vskutku obdržel realistické rozložení terestrických planet Sluneční soustavy, avšak s výstřednostmi a sklony drah k ekliptice až o řád většími, než mají dnes Venuše a Země. Je proto dodnes záhadné, proč tyto planety obíhají v podstatě po kruhových drahách s malými sklony. Stejně tak není úplně jasné, proč všechny planety Sluneční soustavy obíhají kolem Slunce ve stejném směru.

Tento problém však patrně z větší části vyřešili trojrozměrnými simulacemi vývoje planetární soustavy J. Chambers a G. Wetherill. Původní prach v hlavní rovině souměrnosti protoplanetární mlhoviny se při malých rychlostech slepuje a tak vznikají až 10km planetesimály. Při tomto rozměru začíná hrát gravitace planetesimál slepovací úlohu a vznikají planetární embrya o průměru až 3 000 km. Jelikož největší embrya mají nízké sklony a malé excentricity, jsou nejúčinnějšími lapači dalšího materiálu. Zbylý plyn v pramlhovině přispívá ke zkruhovatění protáhlých eliptických oběžných drah planetárních embryí. Takto zbytnělá embrya začnou silně rušit dráhy okolních embryí a dochází k obřím impaktům, takže během 300 milionů let po zahájení akrečního procesu jsou terestrické planety na dnešních drahách dostavěny.

2. Hvězdy

2.1. Slunce

Úplné zatmění Slunce 11. srpna 1999, viditelné u našich jižních sousedů, oživuje otázku, kdy se takové úkazy daly v průběhu posledního tisíciletí pozorovat u nás. V Praze byla viditelná úplná sluneční zatmění 7. 6. 1415 a 12. 5. 1706, jakož i prstencové zatmění 1. 10. 1502. Příští úplné zatmění v Praze bude pozorovatelné až 7. října 2135. Průměrný interval mezi úplnými zatměními na daném místě zemského povrchu činí 360 let. Poslední úplné zatmění Slunce v Evropě bylo pozorováno před čtyřiceti lety, a to je asi ten hlavní důvod, proč je v době sepisování tohoto přehledu celý kontinent vzhůru nohama. Při letošním zatmění by při troše štěstí mělo být možné pozorovat očima jednak nějakou Perseidu a jednak i velmi vzdálené hvězdy (Rigel a Deneb) pouhým okem – komu se to kdy povede téměř v pravé poledne!

A. Conway aj. se zabývali možností předpovědi maxima 23. cyklu sluneční činnosti (cykly se počítají od slunečního minima v r. 1755) a ukázali, že dostatečně přesná předpověď na úrovni 10 % v určení okamžiku maxima a jeho relativního čísla je dosud nemožná. W. Dziembowski aj. potvrdili, že poslední minimum sluneční činnosti nastalo v roce 1996,8.

R. Oliver aj. ukázali, že vysoce energetické sluneční erupce se opakují v periodě 152 ÷ 158 dnů a že plochy skvrn kolísaly v periodě 158 dnů v letech 1874–1993. Efekt byl nejzřetelnější u vysokých cyklů, zejména u rekordního cyklu 19, ale vymizel po 21. cyklu. Podle D. Gougha a M. McIntyra se totiž uvnitř zářivé zóny Slunce vyskytuje silné magnetické pole řádu 0,1 mT, vázané na homogenní rotaci slunečního nitra. Nad touto zónou se pak nachází přechodová vrstva (tachoklina) a tam začíná diferenciální rotace slunečního tělesa, neboť – jak známo – sluneční povrch rotuje rychleji na rovníku než v okolí pólů. Souhrnné údaje o měření magnetického pole Slunce jako hvězdy uveřejnili V. Kotov aj. na základě 2 457 dnů měření magnetografem na Mt. Wilsonu. Pole má obvykle indukci řádu desítek μT, výjimečně až 300 μT a kolísá s periodami 26,9 ÷ 28,1 dne.

Naprosto nezastupitelnou roli při výzkumu Slunce sehrála jedinečná družice/sonda SOHO, která odstartovala ze Země v prosinci 1995 a v únoru 1996 se usadila v Lagrangeově bodě L₁ soustavy Slunce-Země, odkud pomocí 11 přístrojů sledovala Slunce nepřetržitě po dobu více než dvou let. Objevy SOHO jsou tak významné a početné, že by stálo za to jim věnovat zvláštní přehled. Rozhodně však nemohu vynechat zprávu o pozorování A. Kosovičeva a V. Žarkové, kteří pomocí SOHO poprvé prokázali výskyt sluncetřesení v souvislosti se zcela průměrnou erupcí 9. července 1996. Od epicentra erupce se totiž po povrchu Slunce šířily sluncetřesné vlny s amplitudou až 3 km a rychlostí zvyšující se od 10 do 110 km/s, takže jev byl o řád mohutnější, než předvídala teorie. Vlny byly sledovány po dobu 70 minut do vzdálenosti 120 000 km od erupce. Na otevřené Richterově stupnici dosáhlo magnitudo sluncetřesení hodnoty 11,3; bylo tedy 40 000krát mohutnější než ničivé zemětřesení v San Francisku r. 1906. Většina slunečních observatoří mohla z kosmu i ze Země sledovat jednu z největších slunečních protuberancí, jež se objevila 2. června 1998 v časných dopoledních hodinách našeho času a rychlostí 100 km/s stoupala až do rekordní výšky 1 milionu km od Slunce. Teplota plynu v protuberanci dosáhla hodnoty 10 kK a její pohyb byl zřetelně vyvolán přeměnou magnetické energie v kinetickou.

V dubnu 1998 se na polární dráhu dostala levná, avšak velmi výkonná sluneční družice TRACE pro výzkum přechodné oblasti mezi chromosférou a korónou. TRACE na sebe upozornila již počátkem května, když pozorovala proces uvolnění magnetické energie ve vysoké atmosféře Slunce v pásmu EUV. Na filmové animaci je dobře patrné, jak se náhle rozvinuly do sebe dvě navzájem kolmé magnetické smyčky a toto krátké spojení (rekonexe) uvolnilo tak velké množství energie, že vzplanula sluneční erupce. Sběrný film ukazuje, jak se úzké pásy sluneční atmosféry dlouhé až 100 000 km ohřívají a zase ochlazují během několika minut. Do konce roku pořídila TRACE již na 700 tisíc snímků s vynikajícím rozlišením. Na snímcích jsou patrné vývoje koronálních smyček i „mechovitý porost“ o tloušťce asi 2 000 km, vznášející se nad fotosférou ve výšce asi 3 000 km a ohřátý na 1 MK. Tento porost souvisí obvykle s fakulemi v chromosféře, odkud pak směrem nahoru vybíhají spikule chladného plynu. Podle J. Thomase je tato jemná struktura slunečního povrchu vytvářena nelineární reakcí stoupajícího magnetického pole na turbulentní konvekci těsně pod povrchem Slunce. Pole se přenáší od základny konvektivní zóny vztlakem a difuzí. Naneštěstí jsou však magnetické trubice tenčí než nynější rozlišení přístrojů (0,2″; tj. 140 km na povrchu Slunce), takže došlo ke kuriózní situaci, kdy teorie jevů v přechodové oblasti na povrchu Slunce předbíhá pozorování. Z teorie vyplývá, že tyto procesy doprovází hlasitý rámus, jelikož při přenosech, proudění a turbulenci vznikají globální akustické oscilace, využívané v helioseizmologii. Podle E. Priesta aj. je právě rekonexe magnetických siločar spolu s turbulentním brzděním v chromosféře hlavní příčinou ohřevu sluneční koróny na teplotu až 6 MK. C. Schrijver aj. uvádějí, že magnetická energie aktivních oblastí ve fotosféře a chromosféře je obrovská a pomocí malých bipolárních magnetických struktur, podléhajících rekonexi, se vskutku takřka samočinně přenáší do koróny.

Ve Spojených státech stále funguje první neutrinový detektor ve zlatém dole Homestake v Jižní Dakotě v hloubce 1 478 m pod zemí. Od r. 1978 do konce roku 1997 zde bylo získáno 108 integrálních měření neutrinového toku ze Slunce, jež dala průměr (2,6 ±0,2) SNU, tj. asi třetinu očekávaného množství. P. Sturrock aj. tvrdí, že v datech odhalili nečekaný šířkový efekt, související s měnící se heliografickou šířkou pozorovaného středu slunečního kotouče. Tato šířka kolísá během roku v rozmezí ±7,5° a autoři nalezli variace neutrinového toku s periodou 12,9 cyklů za rok. Pokud by se tento překvapující výsledek potvrdil, znamenalo by to patrně, že sluneční neutrinový tok je ovlivňován magnetickým polem v zářivé zóně pod povrchem Slunce. Pokud je zmíněný deficit slunečních neutrin vskutku způsoben oscilacemi neutrin, údajně odhalenými v japonském detektoru Superkamiokande, pak by se to mohlo potvrdit v galliových detektorech GALLEX a SAGE, jejichž časové rozlišení je lepší než u chlórového detektoru Homestake, neboť by se zde měla projevit neustále kolísající vzdálenost Země od Slunce v průběhu kalendářního roku.

V Kanadě byl v květnu 1998 uveden do chodu dlouho připravovaný experiment SNO s detekcí slunečních neutrin pomocí těžké vody. Zařízení se nachází v niklovém dole Inco Creighton poblíž Sudbury a bylo vybudováno od r. 1990 za 70 milionů dolarů. Průhledná kulová akrylová nádoba obsahuje 1 000 t těžké vody v hodnotě 300 milionů dolarů, zapůjčené od kanadské Komise pro atomovou energii. Průlety všech typů neutrin nádrží jsou detektovány 9 500 fotonásobiči, přičemž aparatura dokáže rozlišit jednotlivé typy neutrin od sebe.

2.2. Exoplanety a hnědí trpaslíci

Počátkem roku byl uzavřen spor, zda periodické změny radiálních rychlostí hvězdy 51 Pegasi nejsou náhodou vyvolány pomalými oscilacemi rozměrů hvězdy, jak se domníval D. Gray, což by znamenalo, že kolem hvězdy neobíhá žádná exoplaneta o hmotnosti srovnatelné s Jupiterem. A. Hatzes aj. totiž získali mimořádně kvalitní spektra hvězdy během 18 nocí v létě 1997 a žádné oscilace přitom nenašli. Prakticky současně sám hlavní kritik D. Gray zveřejnil práci, v níž ukázal, že jeho námitka vycházela z nedostatečně přesných spektrálních měření, takže fakticky šlo o pouhý šum. Totéž prokázali jak pro 51 Peg, tak pro τ Boo také T. Brown aj. Tím dostalo objevování exoplanet prostřednictvím přesných měření periodického kolísání radiálních rychlostí definitivní požehnání a objevů exoplanet od té doby utěšeně přibývá.

G. Marcy aj. ohlásili objev dosud nejbližší exoplanety u rekordně lehké hvězdy Gliese 876 (sp. dM4; T = 3 200 K) o hmotnosti 0,32 M_☉, vzdálené od nás pouze 4,7 pc – je to v pořadí 53. nejbližší hvězda ke Slunci. Exoplaneta má hmotnost větší než 1,9 M_J a obíhá kolem mateřského červeného trpaslíka ve vzdálenosti 0,2 AU v periodě 61 dnů. X. Delfosse aj. ukázali, že dráha exoplanety je velmi protáhlá s výstředností e = 0,3. D. Queloz a M. Mayor našli exoplanetu u hvězdy Her 14 (Gliese 614; sp. K), vzdálené od nás 18 pc. Exoplaneta má hmotnost větší než 3,3 M_J a obíhá kolem mateřské hvězdy po protáhlé (e = 0,36) dráze ve střední vzdálenosti 2,5 AU v periodě 4,4 roky. D. Trilling a R. Brown objevili infračervený přebytek záření u hvězdy 55 Cnc (sp. G8), kolem níž obíhá exoplaneta ve vzdálenosti 0,11 AU v periodě 14,65 dne. Přebytek lze objasnit jako cirkumstelární prach typu Edgeworthova-Kuiperova pásu. Pokud tento pás leží v oběžné rovině exoplanety, pak lze určit její hmotnost na 1,9 M_J. Podobně J. Greaves aj. odhalili pomocí submilimetrových měření aparaturou SCUBA JCMT prsten prachu kolem známé hvězdy ε Eridani (sp. K2 V; 0,8 M_☉), vzdálené od nás 3,2 pc a mladší než 1 miliarda let. Prsten o hmotnosti alespoň 0,01 M_Z má vnitřní hranu ve vzdálenosti 30 AU od hvězdy a vnější v 60 AU, takže opět velmi připomíná náš Edgeworthův-Kuiperův pás. Podobně jako u Vegy, Fomalhauta a β Pic je vnitřek prstenu jakoby prázdný, což sugestivně naznačuje možnost výskytu exoplanet v této oblasti přilehlé k vlastní hvězdě. U ε Eri však není naděje na jejich detekci metodou radiálních rychlostí, neboť zmíněný prstenec je skloněn přesně kolmo k zornému paprsku.

Dobrý argument o vznikání planetární soustavy poskytla též infračervená měření pomocí Keckova dalekohledu II vykonaná v březnu 1998 M. Wernerem aj. v okolí hvězdy HR 4796 v souhvězdí Kentaura. Hvězda stará asi 10 milionů let a vzdálená 70 pc je obklopena rotujícím prachovým diskem o poloměru 100 AU, v němž se však vyskytuje centrální díra o poloměru 50 AU – právě v této díře již nejspíše vznikly akumulací prachových zrnek planety. M. Jura a J. Turner odhalili poněkud záhadný shluk prachu v akrečním disku kolem staré složky dvojhvězdy HD 44179, obklopené mlhovinou Červený obdélník. Zatímco samotná hvězda se v dohledné době nejspíše stane bílým trpaslíkem, shluk prachu o hmotnosti Jupiteru by se mohl gravitačně zhroutit na opravdovou planetu.

Do hledání exoplanet metodou periodických změn radiálních rychlostí se od července 1996 vložil Keckův desetimetr se superpřesným spektrografem HIRES. R. Butler aj. tak sledují 420 hvězd hlavní posloupnosti od pozdních typů F až po spektrální třídu M. Prvním výsledkem přehlídky je objev exoplanety u hvězdy HD 187123, vzdálené od nás 48 pc, jež je téměř dokonalým analogem našeho Slunce, neboť má stejnou hmotnost, spektrální typ G3 V (T_ef = 5 830 K) a svítivost 1,35 L_☉ (M_bol = 4,37 mag). Podobá se Slunci také rychlostí obvodové rotace, stářím a aktivitou chromosféry. Podle měření zmíněné skupiny kolísá radiální rychlost hvězdy s poloviční amplitudou 72 m/s v periodě 3,1 dne, což je tedy oběžná doba exoplanety s hmotností větší než 0,5 M_J, obíhající po bezmála kruhové dráze ve vzdálenosti 0,04 AU od mateřské hvězdy. Není divu, že při tak rekordně malé vzdálenosti od hvězdy je povrch exoplanety ohřátý na 1 400 K.

Zatím známe asi 20 substelárních objektů o hmotnostech 0,45 ÷ 50 hmotnosti Jupiteru, jež se nacházejí ve vzdálenostech 0,04 ÷ 4 AU od mateřské hvězdy a mají povrchové teploty 200 ÷ 1 500 K. V jejich atmosféře nacházíme při teplotách nižších než 1 300 K především methan, při teplotách pod 600 K pak čpavek. Zdrojem atmosférické opacity je zde molekulární vodík, dále voda, methan i čpavek.

Na rozdíl od hledání substelárních objektů metodou radiální rychlostí není zatím úplně jasné, zda se může zdařit jejich odhalení pomocí velmi přesné fotometrie, když exoplaneta či hnědý trpaslík periodicky přechází přes disk mateřské hvězdy. Největší podezření budila dvojhvězda CM Draconis, skládající se ze dvou trpaslíků spektrální třídy M4,5, u níž bylo od března 1996 do března 1998 údajně pozorováno 17 poklesů jasnosti o hloubce 0,08 mag. Kontrolní měření však ukázala, že šlo jako již mnohokrát o planý poplach, způsobený nedostatečnou kalibrací citlivých fotometrických měření. Pokud se vůbec v této těsné dvojhvězdě nachází exoplaneta, musí mít poloměr menší než trojnásobek poloměru Země a oběžnou dobu delší než 30 dnů – jinak by už byla z fotometrie odhalena.

Mezitím se však začíná prosazovat zcela odlišná a velmi perspektivní metoda objevování exoplanet prostřednictvím efektu gravitačních mikročoček, jak ukázali K. Griest a N. Safizadeh. Jde vlastně o speciální případ podvojné gravitační mikročočky, kdy však druhou složkou soustavy není hvězda, nýbrž exoplaneta. Při současné vysoké přesnosti hvězdné fotometrie jde o metodu zdaleka nejcitlivější, neboť dokáže odhalovat exoplanety i na hranicích Galaxie a až do hmotnosti pouhého 10násobku hmotnosti Země. Podmínkou je ovšem příslušné seřazení těles na témže zorném paprsku, tj. nejprve dojde k seřazení vzdálené hvězdy a čočkující hvězdy, čímž se světlo vzdálené hvězdy zesiluje, a pak se buď na vzestupné, či na sestupné větvi této světelné křivky objeví malý zoubek trvající pouze několik hodin – a to je příznak přítomnosti exoplanety.

Tato předpověď se dramaticky potvrdila v červenci roku 1998, kdy bylo na Mt. Stromlo v Austrálii v rámci projektu hledání gravitačních mikročoček MACHO v galaktické výduti odhaleno zjasnění hvězdy MACHO98-BLG-35 a jeho průběh byl podrobně sledován také dalekohledy na Novém Zélandu, v USA a Japonsku. Tak se podařilo I. Bondovi aj. a P. Yockovi na vzestupné větvi klasické světelné křivky pro gravitační mikročočku odhalit několik hodin trvající zoubek (přídavné zjasnění) asi o 10 %, které lze interpretovat jako přechod exoplanety, jež kolem mateřské hvězdy (vlastní mikročočky), vzdálené od nás asi 9 kpc a s hmotností asi 0,4 M_☉, obíhá ve vzdálenosti 1 ÷ AU při vlastní hmotnosti v rozmezí 1 ÷ 4 M_Z (podle S. Rhieho aj. nejpravděpodobněji asi 3 M_Z).

Zmínění autoři odhadují, že obdobně lze objevit jednu exoplanetu o hmotnosti 10 M_Z a vzdálenosti 1 AU od mateřské hvězdy asi 5krát ročně a planetu o hmotnosti 1 M_Z asi jednou ročně, což jsou velmi příznivé údaje. Zpětně byl ostatně takový zoubek na světelné křivce rozpoznán také u mikročočky MACHO94-BLG-4, kdy příslušná exoplaneta měla hmotnost kolem 5 M_J. Podle M. Albrowa aj. je mezi dosud pozorovanými 200 případy zjasnění pomocí gravitačních mikročoček asi 10 jevů, které v případě, že jsou reálné, lze vysvětlit jako příspěvek exoplanet. Tím více dle G. Gyuka aj. překvapuje, že při známých přehlídkách mikročoček směrem k Velkému Magellanovu mračnu nebyl dosud odhalen ani jeden hnědý trpaslík, když se vcelku logicky předpokládalo, že jejich výskyt by měl být ještě vyšší než výskyt málo hmotných hvězd. D. Trilling aj. se s ohledem na těsné, resp. výstředné, dráhy mnoha obřích exoplanet zabývali vývojem těchto drah a ukázali, že tzv. migrace exoplanet od času jejich vzniku směrem k mateřské hvězdě je naprosto běžná. Pokud by totiž exoplaneta vznikla příliš blízko mateřské hvězdy, nenasbírala by dost hmoty na vznik kovového jádra a nestala by se obří exoplanetou. Náš Jupiter může mít kovové jádro o hmotnosti nanejvýš 10 % své úhrnné hmotnosti a autoři soudí, že migroval od doby svého vzniku asi o 0,2 AU směrem ke Slunci. Migrace je doprovázena ztrátou hmoty exoplanety a v případě, že probíhá příliš rychle, může se taková exoplaneta dočista rozplynout.

Jak ukázal A. Tutukov, planety mohou vznikat v blízkosti hvězd všech možných typů, včetně bílých trpaslíků, neutronových hvězd i hvězdných černých děr a rovněž v soustavách těsných dvojhvězd. Asi třetina hvězd hlavní posloupnosti s původní hmotností do 10 M_☉ má kolem sebe exoplanety. Dráhové hranice pro vznik exoplanet jsou zevnitř i zvenčí dobře definovány. Vnitřní okraj je dán teplotou, při níž se vypaří meziplanetární prach, zatímco vnější okraj se nachází tam, kde již není efektivní akrece meziplanetární látky akumulací. Podle J. Lia aj. mohou skalnatá jádra terestrických planet úspěšně přežít i rozepnutí mateřské hvězdy z hlavní posloupnosti do fáze červeného obra, takže tato jádra mohou nakonec obíhat i kolem bílých trpaslíků.

V polovině května 1998 uveřejnil A. Boss v britské Nature výpočet přímého vzniku obřích planet z gravitačních nestabilit v akrečním disku kolem vznikající prahvězdy, aniž by bylo potřebí nejprve vytvořit zárodečné kamenné jádro obří planety. Ukázal, že takový vznik je opravdu bleskový, během pouhého století, když prahvězda je stará řádově 10⁵ let. Naproti tomu terestrické planety vznikají srážkovou akumulací planetesimál v akrečním disku během nějakých 10⁸ let. Také obří planety mohou vznikat srážkovou akumulací, tj. nejprve se vytvoří kamenné jádro o hmotnosti asi o řád vyšší, než je hmotnost Země, a na ně se pak nabalí plynné obaly během řádově 10⁷ let.

Právě 14 dnů po publikaci Bossovy práce oznámili S. Terebeyová aj., že pomocí NICMOS HST zobrazili okolí dvojhvězdy TMR-1A,B (IRAS 04361+2547) v molekulovém mračnu v Býku, vzdálené od nás 140 pc. Dvojhvězda je stará asi 300 tisíc roků a její úhrnná svítivost činí 3,8 L_☉. Na snímku nalezli obloukové svítící vlákno vycházející z dvojhvězdy, jejíž složky jsou od sebe vzdáleny 42 AU, a na jehož opačném konci je patrný slabě svítící bod C. Odtud usoudili, že jde o objekt vyvržený před 1 000 roky z okolí samotné dvojhvězdy jakousi obdobou gravitačního praku pro kosmické sondy. Objekt C o svítivosti menší než 0,001 L_☉ a hmotnosti mnohonásobku M_J se od mateřské dvojhvězdy vzdaluje rychlostí 10 km/s, takže se nyní nalézá již asi 1 400 AU od dvojhvězdy. Povaha objektu není známa, ale autoři objevu se domnívají, že nejspíše půjde o obří exoplanetu či hnědého trpaslíka, jenž při svém úprku za sebou nechává kondenzační stopu, která ho nakonec prozradila. Bossův mechanismus vzniku obřích exoplanet by tak získal překvapivě rychlou pozorovací podporu.

Podle Bosse může do téže kategorie patřit i dvojhvězda L1551 v infračerveném katalogu IRS5, kterou pomocí rádiového interferometru VLA studovali na vlnové délce 7 mm L. Rodriguez aj. s lineárním rozlišením 7 AU. Dvojhvězda je vzdálena 150 pc a její složky jsou od sebe 45 AU daleko. Každá složka je obklopena protoplanetárním diskem o průměru asi 20 AU a hmotnosti 0,05 M_☉ (zárodečný disk Sluneční soustavy měl podle všeho pouze 0,01 M_☉). Boss se domnívá, že i v tomto případě jsou vhodné podmínky pro katapultování obří exoplanety do mezihvězdného prostoru, obdobně jako u TMC-1. Naproti tomu se nepotvrdil předloňský objev A. Schultze aj. údajného substelárního průvodce nejbližší hvězdy Proximy Centauri (= Gliese 551) ze snímků HST. Podle D. Golimowského a D. Schroedera šlo o nějaký záhadný artefakt na snímku.

Podrobnou teorii vlastností hnědých trpaslíků a obřích exoplanet předložil A. Burrows. Modely objektů v rozmezí hmotností 0,000 25 ÷ 0,25 M_☉ dávají horní mez pro hnědé trpaslíky 0,074 M_☉ za předpokladu, že jejich chemické složení je shodné se slunečním. Horní mez jejich svítivosti pak vychází na 6.10⁵ L_☉, zatímco spodní mez pro svítivosti hvězd činí 5.10⁴ L_☉. Pokud však v hnědých trpaslících zcela chybí „kovy“, může jejich hmotnost dosáhnout dokonce 0,092 M_☉ a svítivost až 1,3.10³ L_☉, zatímco jejich poloměry na chemickém složení, ba ani na hmotnosti příliš nezávisejí a pohybují se kolem 0,1 R_☉. Spodní mez hmotnosti hnědých trpaslíků se odhaduje na 0,075 M_☉; tj. pod touto mezí hovoříme o obřích exoplanetách. V jádrech hnědých trpaslíků i obřích exoplanet se nacházejí vodík i helium pod velkým tlakem v kapalném či dokonce kovovém stavu při hustotách až 2 000násobku hustoty vody a centrální teplotě až 2,7 MK.

Pokud je hmotnost hnědého trpaslíka vyšší než 0,013 M_☉, proběhne v jeho raném mládí za 1 ÷ 100 milionů let omezená termonukleární reakce, při níž se spotřebuje veškeré deuterium. Pro hnědé trpaslíky s hmotností přes 0,06 M_☉ se podobně spotřebuje i lithium. Nitro hnědých trpaslíků je plně konvektivní; pouze ve vnější tenké atmosféře probíhá přenos energie zářením. Pokud je teplota atmosféry hnědého trpaslíka nižší než 2 500 K, objevují se v ní zrníčka silikátů. Vodní mračna u exoplanet lze předpokládat při teplotě atmosféry do 400 K a čpavková oblaka při teplotě pod 200 K. Podle C. Tinneyho jsou hnědí trpaslíci vlastně nepovedené hvězdy s hmotností nanejvýš 0,07 M_☉, jejichž úhrnný počet však nestačí na vysvětlení podstaty skryté látky v Galaxii. V jejich atmosférách se pozoruje spojité záření horkého prachu a pásy methanu.

Prototypem hnědých trpaslíků je objekt Gliese 229B, objevený H. Nakajimou aj. v r. 1995. Povrchová teplota tohoto objektu činí podle B. Oppenheimera aj. asi 950 K a v jeho atmosféře se nacházejí methan, voda, CsI a oxid uhelnatý, zatímco oxidy titanu a vanadu, jakož i hydridy železa a vápníku zcela chybějí. A. Schultz aj. využili STIS HST k přímému zobrazení tohoto nejbližšího a nejchladnějšího známého hnědého trpaslíka, jenž se nalézá 7,5″ od mateřské hvězdy Gl 229A. Odvodili odtud jeho hmotnost v rozmezí 0,04 ÷ 0,055 M_☉. D. Golimowski aj. prokázali společný pohyb páru Gliese 229 A+B, vzdáleného od nás 5,8 pc, a současně vyloučili možnost, že se v jeho okolí nachází ještě nějaký další průvodce do mezní I = 24,5 mag. Hnědý trpaslík má poloměr zhruba stejný jako Jupiter a svítivost pouze 6,4.10⁶ M_☉. Stáří této soustavy odhadli v rozmezí 1 ÷ 5 miliard let. T. Nakajima aj. využili snímků z HST k odvození elementů dráhy hnědého trpaslíka B vůči složce A. Při vzdálenosti průvodce 32 AU a výstřednosti dráhy větší než e = 0,25 činí jeho oběžná doba kolem složky A plných 236 let. Hnědý trpaslík má hmotnost asi 47 M_J.

Dosud nejbohatším lovištěm hnědých trpaslíků se stala známá mladá (120 milionů let) otevřená hvězdokupa Plejády v Býku, vzdálená od nás 116 pc. L. Festin zde ohlásil objev dalších čtyř hnědých trpaslíků, mezi nimiž je i objekt NPL40 o hmotnosti pouhých 0,04 M_☉. Také E. Martín aj. nalezli další tři hnědé trpaslíky pomocí infračervené fotometrie v pásmu I a ze spektrálního rozboru zjistili, že v jejich atmosférách chybějí pásy molekuly TiO, ale zato se tam vyskytují pásy molekul CaH, CrH a VO. Rozhodli se proto zavést novou spektrální třídu L, charakterizovanou teplotou nižší než 2 200 K a hmotností objektů 0,04 M_☉. Pomocí infračervené družice ISO objevili F. Comerón aj. nejméně 3 jisté a 5 pravděpodobných hnědých trpaslíků v molekulovém mračnu kolem hvězdy ρ Oph, jež je od nás vzdáleno necelých 140 pc. Hmotnosti těchto hnědých trpaslíků jsou vesměs vyšší než 0,02 M_☉ a jejich povrchové teploty dosahují minimálně 2 500 K. Tyto objekty nejsou starší než 3 miliony let. A. Maggazzú aj. našli prvního kandidáta na hnědého trpaslíka v otevřené hvězdokupě Praesepe v souhvězdí Raka, vzdálené od nás 180 pc. Objekt RP1 má I = 21,0 mag a barevný index I-K = 4,6 a jeho hmotnost leží v rozmezí 0,06 ÷ 0,08 M_☉.

2.3. Prahvězdy

I. Contopoulos a D. Kazanas upozornili, že v závěrečné fázi smršťování prahvězdy na hvězdu hlavní posloupnosti se uplatní Poyntingův-Robertsonův brzdný efekt v akrečním proudění kolem centrálního hroutícího se jádra. Vznikají tak silné azimutální elektrické proudy, jejichž indukcí vzniká i mocné magnetické pole. E. Churchwell zjistil, že bipolární proudy molekulového plynu vytékající z velmi hmotných prahvězd obsahují více hmoty než samotná prahvězda, řádově až 100 M_☉! Je téměř nepochopitelné, jak lze tak velké hmoty urychlovat na supersonické výtokové rychlosti, aniž by se látka příliš ohřála a molekuly rozpadly. Zdá se, že proudy vznikají následkem přítoku kosmické látky padající na prahvězdu, což nakonec vyvolává pozorované bipolární výtoky v kuželu o vrcholovém úhlu řádu desítek úhlových stupňů, přičemž ročně tak prahvězda ztrácí molekulový plyn o hmotnosti řádově 10³ M_☉.

L. Greenhill aj. studovali molekulární výtoky z velmi hmotných prahvězd v obřím molekulovém mračnu v Orionu OMC-1. Nalezli tak velké množství právě vznikajících prahvězd nebo extrémně mladých hvězd. Z měření v silikátových pásmech vyplývá, že prahvězdy jsou zdrojem bipolárních kuželovitých výtoků, pozorovatelných až do 60 AU od prahvězdy. Rychlost výtoku zde dosahuje až 100 km/s. Naproti tomu v rovníkové rovině prahvězdy probíhá výtok rychlostí jen 18 km/s, ale zato jej lze pozorovat až do vzdálenosti 1 000 AU. K. Malfait aj. popsali infračervené spektrum velmi mladé hvězdy HD 100546, pořízené družicí ISO v r. 1996. V disku obklopujícím hvězdu objevili emisní čáry C a O vydávané zrníčky silikátů, ne nepodobné spektru komy komety Hale-Bopp. Jde o velmi ranou Herbigovu hvězdu třídy Ae/Be nepatrně starší než 10 milionů let, vzdálenou od nás 103 pc. Autoři soudí, že hvězda je zcela jistě obklopena družinou obřích exoplanet a obdobou Oortova oblaku komet z naší Sluneční soustavy.

E. van Dishoeck a G. Blake se zabývali chemickým vývojem oblastí, v nichž vznikají hvězdy. Ukázali, že podnětem ke vzniku hvězd je gravitační hroucení molekulového mračna, přičemž se kolem zárodku hvězdy vytváří akreční disk ve vzdálenosti 100 ÷ 10 000 AU od centra prahvězdy, tvořený převážně ledovými planetesimálami. Jakmile se prahvězda změní díky termonukleární reakci na hvězdu, ohřeje se její okolí jednak rázovými vlnami a jednak samotným zářením. To vede k vypařování ledů a organických molekul. V disku se pak pozorují emise SiO, OH a H₂O. Podobně V. Mannings studoval infračervené spektrum hvězdy HR 4794A, staré asi 10 milionů let, a nalezl kolem ní prachový disk, zcela obdobný diskům kolem Fomalhauta nebo Vegy. Disk se rozprostírá ve vzdálenosti od 35 AU do 130 AU, přičemž jeho teplota klesá od 250 do 100 K. Blíže ke hvězdě se patrně nacházejí exoplanety, obdobně jako u Fomalhauta, kde stopy disku mizí ve vzdálenosti menší než 30 AU od hvězdy.

E. Vitričenko zkoumal proměnné hvězdy BM Ori a V1016 Orionis, patřící do známého Trapezu, a ukázal, že jejich sekundární složky jsou obklopeny prachovými zrníčky grafitu nebo oxidu křemičitého. Jelikož bod tání křemene činí 2 100 K, je pravděpodobnější, že jde o silikátová zrníčka v prachových obalech s teplotami 1 320 a 1 600 K. A. Whitworth aj. ukázali, že hvězdy v Trapezu vznikají v hustých hvězdokupách se vzájemnou vzdáleností hvězdných zárodků 4 AU a ponejvíce jako dvojhvězdy s typickou vzdáleností složek 10 ÷ 100 AU. Složky dvojhvězd kolem sebe obíhají většinou po velmi výstředných drahách, a v nejranějších fázích jejich vývoje proto dochází k jejich silnému vzájemnému ovlivňování. Akreční disky si uchovávají vysokou hmotnost po dobu asi 30 tisíc let od vzniku soustav. Tak lze mj. objasnit složitou strukturu již dříve zmíněné dvojhvězdy TMR-1 v Býku. Tento systém zkoumali D. Brown a C. Chandler pomocí pásů CO na vlnové délce 2,7 mm. Obě složky dvojhvězdy jsou obklopeny cirkumstelárními obálkami s poloměry asi 1 000 AU, které obsahují hmotu 0,3, resp. 0,5 M_☉. Horní mez akrece hmoty složek z příslušných obálek činí 4.10⁷ M_☉.

2.4. Hvězdná astrofyzika

R. Neuhäuser a W. Brandner určovali parametry 21 mladých hvězd, původně objevených družicí ROSAT, pomocí astrometrické družice HIPPARCOS. Prokázali tak, že jde o hvězdy staré jen 1 ÷ 15 milionů let, nacházející se ještě před hlavní posloupností. V jejich atmosférách objevili silně zastoupené lithium, což je zřetelný doklad časného mládí hvězd, jelikož lithium se rychle ničí v hlubších konvektivních vrstvách hvězd. A. Gómez aj. odvodili z měření družice HIPPARCOS průběh diagramu H-R pro 1 000 pekuliárních hvězd tříd Bp a Ap. Ukázali, že jde o hvězdy mladší než 1 miliarda let, spadající vesměs do diskové populace Galaxie. Pokud jsou některé hvězdy zachyceny daleko od galaktické roviny, pak se vesměs vyznačují vysokými prostorovými rychlostmi. J. Kirpatrick aj. zavedli už zmiňovanou novou spektrální třídu L na základě dvoumikronové přehlídky hvězdných spekter. Objekty této přechodné třídy (hnědí trpaslíci) vykazují ve spektru pásy molekul FeH a CrH.

Letos uplynulo 60 let od epochální práce H. Betheho, jenž ukázal, že zdrojem energie hvězd hlavní posloupnosti je cyklus CNO v jejich nitru. Až po skončení druhé světové války, když už byla k dispozici vodíková puma, prokázali E. Fermi a I. Turkevich, že v raném vesmíru nelze vytvořit uhlík, jelikož neexistují stabilní atomová jádra s 8 nukleony v jádře. Nicméně lehčí jádra, tj. helium až bór, lze v raném vesmíru vytvořit, jak ukázali r. 1964 J. Doroškevič a I. Novikov i R. Dicke aj. o rok později. Dnes víme, že jádra těžší než uhlík byla ve vesmíru zastoupena již pro hvězdné soustavy s kosmologickým červeným posuvem z = 4,5; tedy sotva miliardu let po velkém třesku.

Tím kuriózněji vyznívá práce, kterou loni publikovali známí kritici teorie velkého třesku G. Burbidge a F. Hoyle, vycházející ze známého faktu, že celková energie obsažená v jádrech ⁴He je srovnatelná s energií reliktního záření ve vesmíru. Autoři proto vysvětlují vznik reliktního záření jako průvodní jev přeměny vodíku v helium až ve hvězdách – nikoliv v raném vesmíru – a dokonce prohlašují, že právě z toho důvodu musí mít reliktní záření pozorovanou teplotu 2,76 K! Současně prý ve hvězdách vznikají z vodíku i další lehká jádra: ²D, ³He, ⁶Li, ⁷Li, ⁹Be, ¹⁰B a ¹¹B. Deuterium údajně vzniká v trpasličích hvězdách třídy M a stáří vesmíru pak musí být přirozeně nikoliv miliardy, nýbrž biliony let! Obávám se, že kdyby autory práce nebyli koryfejové soudobé astrofyziky, stěží by ji recenzenti doporučili k otištění v nejprestižnějším astrofyzikálním časopise The Astrophysical Journal (Letters).

2.5. Osamělé hvězdy

D. Figer aj. pořídili optická a infračervená spektra extrémně svítivé tzv. Pistolové hvězdy (objekt 1743-2848) pomocí Hubbleova a Keckova teleskopu. Za předpokladu, že hvězda se nachází v centru Galaxie, odvodili její povrchovou teplotu 14 ÷ 21 kK a bolometrickou svítivost 4 ÷ 16 ML_☉, což hvězdu řadí k nejzářivějším vůbec. Přesto však autoři soudí, že v blízkosti Pistolové hvězdy musí být skryta ještě jedna o něco teplejší a svítivější hvězda, neboť jedině tak lze vysvětlit excitaci rozsáhlé cirkumstelární mlhoviny ve tvaru pistole. Extinkce v této oblasti dosahuje totiž plných 3,2 mag. Samotná Pistolová hvězda měla při svém vzniku před cca 2 miliony let hmotnost nejméně 200 M_☉ a patří zcela určitě k vzácné třídě svítivých modrých proměnných (LBV). M. Smith aj. objevili pomocí HST a rentgenové družice RXTE extrémně horké erupce na povrchu jasné hvězdy γ Cas, jejichž teplota dosahuje nevídané hodnoty 100 MK!

S. Rinehart aj. zobrazili pomocí nové infračervené kamery pro pásmo 11,7 a 17,9 μm oblast o poloměru 5″ kolem červeného veleobra Betelgeuze, nacházejícího se 130 pc od nás. Odhalili tak prachový obal o teplotě pouhých 460 K, sahající nejméně do vzdálenosti 650 AU od hvězdy. Neuvěřitelný husarský kousek se zdařil J. Monnierovi aj., když použili adaptivní optiky u 3,5m teleskopu ESO a metody neredundantního aperturního maskování u Keckova teleskopu I k zobrazení nejbližšího okolí červeného veleobra VY CMa (sp. M5eIbp) o bolometrické svítivosti 400 kL_☉, vzdáleného od nás 1,5 kpc. Maskování spočívá paradoxně v zakrytí 10m zrcadla neprůhlednou maskou, do níž je zejména po obvodu vyvrtáno celkem 21 otvorů o průměru 0,35 m. Skládáním velmi krátkých (60 ÷ 150 ms) expozic tímto „interferometrem“ se pak zdařilo docílit v infračerveném pásmu 1,65 μm rozlišení 0,03″ a ještě v pásmu 2,26 μm 0,04″ – obě hodnoty jsou např. zcela nedosažitelné HST i v krátkovlnnějším optickém oboru spektra. Výsledkem měření je pak rozlišení vnitřní prachové obálky veleobra, která sahá do vzdálenosti pouhé 0,1″, tj. 15násobku poloměru hvězdy. Podle M. Wittkowského aj. má obálka oválný tvar s geometrickými rozměry 100 × 125 AU v optickém pásmu a 207 × 308 AU v pásmu infračerveném. Kolem prachové obálky je pozorovatelná mnohem rozsáhlejší (8″ × 12″) optická mlhovina, v níž pozorujeme maserové čáry vody, hydroxylu a SiO.

2.6. Dvojhvězdy

N. Šatskij a A. Tokovinin porovnávali paralaxy vizuálních dvojhvězd, odvozené jednak klasickou metodou dynamických paralax a jednak z nejnovějších trigonometrických měření v katalogu HIPPARCOS. Srovnáním výsledků pro 141 vizuálních dvojhvězd s trigonometrickou paralaxou menší než 0,002 5″ zjistili, že oba typy paralax dobře souhlasí pro vzdálené systémy s trigonometrickou paralaxou zlepšit dráhové elementy pro vizuální dvojhvězdy, abychom tak mohli využít značného potenciálu při určování jejich vzdáleností díky přesným měřením družice HIPPARCOS.

Toto volání vyslyšeli astronomové, kteří k měření drah vizuálních dvojhvězd začali používat pointer HST, vynikající jedinečnou rozlišovací schopností. O. Franz aj. tak hned na první pokus obdrželi vůbec nejlepší dráhu pro vizuální dvojhvězdu, když studovali systém Wolf 1062 (= Gliese 748), jehož hlavní složkou je červený trpaslík 11 mag a jehož oběžná perioda činí 2,45 dne. Úhlový poloměr vizuální dráhy dosahuje pouze 0,147″, a přesto se podařilo spočítat vynikající dráhové elementy, z nichž vyplývají hmotnosti složek 0,37 a 0,17 M_☉. Podobně J. Hershey a I. Taff dostali hmotnosti trpasličích složek dvojhvězdy L722-22, a to 0,18 a 0,11 M_☉. Konečně E. Martín aj. odhalili pomocí NICMOS HST vizuální dvojhvězdu CFHT-Pl-18 s úhlovou separací složek 0,33″, což při vzdálenosti 125 pc dává minimální velikost dráhové poloosy 42 AU. Odtud pak odvodili nízké hmotnosti složek 0,045 a 0,035 M_☉ – patrně jde o první podvojnou soustavu hnědých trpaslíků! Nicméně i tyto skvělé výkony překonává palomarský interferometr, pracující v blízké infračervené oblasti spektra. C. Koresko aj. totiž dokázali částečně rozlišit těsnou dvojhvězdu TZ Tri, náležející k typu RS CVn, přestože obě složky dvojhvězdy jsou od sebe úhlově vzdáleny pouze 0,002″. Tak se podařilo ověřit vlastnosti spektroskopické dvojhvězdy, pokud jde o rozměry vyvinuté primární složky, zatímco sekundární složka je o něco menší, než vyplývalo ze spektroskopie.

Možná nejpozoruhodnější dvojhvězdou posledních let se dle A. Damineliho aj. stala η Carinae, která z emisní spektroskopie čar infračervené Paschenovy série vykazuje zřetelně oběžný pohyb složek v periodě 5,52 roku při velké poloose dráhy 8,8 AU. Pár velmi hmotných hvězd (66 a 68 M_☉) obíhá kolem společného těžiště po velmi výstředných drahách (e = 0,63) a naposledy prošel periastrem koncem r. 1997, kdy vzájemná vzdálenost složek klesla na 3,25 AU. V té době se dvojhvězda začala zřetelně zjasňovat v rentgenovém oboru spektra a dosáhla maxima počátkem května 1998. Také optické spektrum soustavy se v prosinci 1997 nápadně změnilo a zůstalo anomální až do března 1998.

Dvojhvězda je obklopena rozsáhlou mlhovinou, nazvanou L. Gaviolou r. 1950 podle charakteristického vzhledu Homunculus. Mlhovina vznikla při mocném výbuchu r. 1843 – tehdy byla η Car jedním z nejjasnějších objektů na obloze vůbec. Kinetická energie tehdejšího výbuchu se dle N. Smitha aj. odhaduje na 10⁴² J. Při vzdálenosti objektu necelé 3 kpc od nás dosahuje systém v současné době svítivosti 5.10⁶ L_☉, takže patří do třídy svítivých modrých proměnných LBV. Spektroskopie HST prokázala, že složky mají spektrální třídy B2 Ia a B8 Ia, takže efektivní teploty povrchů dosahují 22,5, resp. 12,5 kK. Rentgenová měření naznačují, že srážející se intenzivní hvězdný vítr obou složek je ohřát až na nevídanou teplotu 60 MK. Z infračervených měření pak vyplývá, že bipolární laloky kolem systému obsahují asi 2 M_☉, zatímco rovníková obruba jen 0,5 M_☉.

Dvojhvězda je stará 2,6 milionu let a složky měly původně hmotnosti 114 a 88 M_☉, takže již mnoho hmoty poztrácely. Během posledních 7 tisíc let klesla teplota primární složky o více než 10 kK, zatímco zdrojem energie hvězdy se stalo hoření helia v jádře. Celý problém povahy η Car však dále zkomplikovali M. Livio a J. Pringle předpokladem, že jde fakticky o trojhvězdu, jejíž třetí složku si hlavní dvojice vyměňuje v periodě 5,5 roků! Tato třetí složka prý byla původně nejhmotnější (120 M_☉ ?) a vyvíjela se tudíž nejrychleji. K obdobnému závěru dospěli také H. Lamers aj. kteří upozorňují na zajímavou krátkou periodu světelných a spektroskopických změn pouhých 85 dnů. Na podporu přítomnosti skryté třetí složky uvádějí odchylné chemické složení mlhoviny Homunculus, jež je v porovnání s pozorovanou dvojhvězdou bohatá na dusík a chudá na uhlík a kyslík.

A. Claret zkoumal problém stáčení přímky apsid v těsné dvojhvězdě DI Her s hmotnostmi složek 5,2 a 4,5 M_☉, jejichž oběžná perioda činí 10,6 d. Z teorie vyplývá, že relativistické stáčení přímky apsid by mělo být srovnatelné s klasickým Newtonovým stáčením, ale pozorování údajně dávají čtyřnásobek relativistického podílu! Autor se však domnívá, že chyba je v nekvalitních pozorovacích údajích, získaných rozličnými přístroji a detektory. Nicméně na další obdobný případ nesouhlasu teorie a pozorování upozornil C. Lacy pro těsnou dvojhvězdu V541 Cyg, skládající se ze dvou identických složek spektrální třídy B9,5 V, obíhajících v periodě 15,3 dne po protáhlé dráze s výstředností e = 0,48. Z teorie plyne, že by zde relativistická složka apsidálního pohybu měla pětkrát převyšovat složku Newtonovu a úhlové stáčení by mělo úhrnem dosahovat (0,89 ±0,03)°/100 let. Ve skutečnosti však celkové stáčení činí pouze (0,60 ±0,10)°/100 let.

M. Cropper aj. zjistili, že rentgenová dvojhvězda-polar RXJ 1914.4+2456 má dosud nejkratší oběžnou periodu pouhých 9,5 min a poloměr dráhy 100 000 km. Sekundární složkou je heliový bílý trpaslík. M. Burleigh a M. Barstow odhalili, že hvězda γ Pup (= HR 2875) je neinteragující dvojhvězdou s vizuálními velikostmi složek 5,0 a 16,4 mag, skládající se z hvězdy hlavní posloupnosti B5 Vp o počáteční hmotnosti přes 6 M_☉ a bílého trpaslíka o hmotnosti 0,9 M_Oa povrchové teplotě přes 40 kK. Soustava je od nás vzdálena 170 pc a představuje zatím nejranější primární složku ve dvojhvězdě, jejímž sekundárem je bílý trpaslík. Dalším podobným případem je dvojhvězda θ Hya (= HR 3665), kde jasná hvězda 3 mag má jako průvodce bílého trpaslíka o teplotě bezmála 30 kK. Pro zákrytovou dvojhvězdu V Crt dokázali M. Sarma a P. Rao, že se skládá ze dvou hvězd hlavní posloupnosti spektrálních tříd Bpe a F0 o poloměrech 1,8 a 1,3 R_☉, přičemž sekundární složka vyplňuje svůj Rocheův lalok, zatímco primární složka zabírá již 86 % příslušného Rocheova laloku, takže v astronomicky dohledné budoucnosti započne v této interagující dvojhvězdě zpětný přenos hmoty.

T. Harries aj. se zabývali i u nás hodně studovanou zákrytovou dvojhvězdou SZ Cam (sp O9 IV a B 0.5 V), příslušející do otevřené hvězdokupy NGC 1502, vzdálené od nás 1,05 kpc. Zákrytová dvojhvězda představuje navíc severní složku vizuální dvojhvězdy HD 25638, jejíž jižní složka je úhlově vzdálena 18″. Dosavadní sporné parametry soustavy vysvětlují tím, že ve skutečnosti jde přinejmenším o trojhvězdu, jejíž třetí složka C obsahuje asi 40 % hmotnosti soustavy a nejspíš je navíc sama dvojhvězdou. Hlavní složky AB obíhají kolem sebe v periodě 2,7 dne, zatímco složka C obíhá kolem těžiště AB v periodě 50,7 roku. Také R. Lorenz aj. dospěli k závěru, že SZ Cam je vícenásobná soustava, která by měla mít souhrnnou hmotnost kolem 25 M_☉!

L. Tomasella a U. Munari uveřejnili podrobnou studii bývalé zákrytové dvojhvězdy SS Lac (sp. A2 V + A2 V) v otevřené hvězdokupě NGC 7209. Dvojhvězda vykazovala oběžnou dobu 14,4 d a minimální hodnotu velké poloosy 0,2 AU při sklonu dráhy 78°, ale zákryty skončily kolem r. 1960, neboť sklon ročně klesal o 0,13°. Spektroskopie prokázala, že hvězda stále vykazuje periodické změny radiálních rychlostí obou složek s poloviční amplitudou 75 km/s a původní oběžnou periodou. Obě složky mají shodnou svítivost (65 L_☉) i poloměry (2,25 R_☉) a podobné hmotnosti 2,8 a 2,7 M_☉. Autoři dokládají, že sekulární snižování sklonu působí třetí těleso, takže nyní po dobu 1 275 roků nebudou zákryty ze Země pozorovatelné – pak se opět vlivem narůstajícího sklonu obnoví.

2.7. Proměnné hvězdy

2.7.1. Fyzické proměnné

J. Fernley aj. určili revidovaný nulový bod absolutní hvězdné velikosti proměnných typu RR Lyr M_V = (0,77 ±0,15) mag pomocí měření vzdáleností těchto proměnných prostřednictvím astrometrické družice HIPPARCOS. Odtud pak vychází z hlediska teorie velkého třesku nepříjemně vysoké střední stáří kulových hvězdokup (17,4 ±3,0) miliard let. Podobnou hodnotu M_V = (0,69 ±0,10) mag odvodili z pozorování 99 hvězd RR Lyr v galaktickém halu T. Tsujimoto aj. Samotný prototyp hvězda RR Lyr je z těchto proměnných na pozemské obloze nejjasnější a podle měření z HIPPARCOSE je od nás vzdálena 228 pc.

M. Sažkov aj. revidovali na základě pozorování 62 klasických cefeid vztah mezi poloměrem hvězdy R a délkou periody P takto: log R = 1,23 + 0,62 log P. Klasický vztah perioda-svítivost pro cefeidy z astrometrie pomocí HIPPARCOSE zpřesnili M. Feast aj. a dostali odtud jednak nové hodnoty Oortových konstant galaktické rotace (A = 15,1 km/s/kpc; B = 12,4 km/s/kpc) a jednak vzdálenost Slunce od centra Galaxie R_☉ = (8,5 ±0,3) kpc. Ze stejného důvodu pak vzroste jednak vzdálenost Velkého Magellanova mračna a jednak všechny extragalaktické vzdálenosti o 10 %, což úměrně zmírňuje problém malého stáří vesmíru v teorii velkého třesku. F. Malbet aj. použili infračerveného interferometru se základnou 103 m, pracujícího na Mt. Palomaru na vlnové délce 2,2 μm, ke sledování mladé proměnné hvězdy FU Ori – prototypu tzv. fuorů. Interferometr docílil úhlového rozlišení 0,004″, což při vzdálenosti hvězdy 450 pc odpovídá geometrickému rozlišení lepšímu než 2 AU. Z pozorování plyne, že FU Ori je těsná dvojhvězda, jejíž složky jsou od sebe vzdáleny něco přes 0,35 AU a jsou obklopeny akrečními disky, díky nimž hvězdy ročně ztloustnou v průměru o 6.10⁵ M_☉. Současně však obě hvězdy ztrácejí hmotu vinou bipolárních výtoků plynu. Jelikož optická extinkce ve společné obálce dosahuje až 50 mag (!), lze opravdu jen odhadovat, co se děje uvnitř této soustavy. Autoři soudí, že jde o dvě málo hmotné hvězdy před hlavní posloupností, jež jsou mimořádně nestabilní, neboť se často zjasňují až o 6 mag a dosahují maximální svítivosti 500 L_☉.

D. Burns aj. využili interferometru COAST k sledování změn průměru miridy R Leo s periodou pulzací 313 dnů. Ukázali, že v blízkém infračerveném pásmu kolísá průměr hvězdy o 35 % a dosahuje maxima ve fázi 0,5 světelné křivky. Střední poloměr hvězdy činí 436 R_☉. A. Benz aj. zobrazili jeden z prvních rozlišených diskrétních rádiových zdrojů – eruptivní trpasličí dvojhvězdu UV Cet AB (= L726-8) spektrální třídy dM5.5, vzdálenou od nás pouze 2,7 pc – pomocí rádiového interferometru VLBA, pracujícího na frekvenci 8,4 GHz s úhlovým rozlišením 0,000 25″. Složky dvojhvězdy obíhají kolem sebe po dráze s délkou hlavní poloosy 0,5 AU a výstředností 0,62 v periodě 26,5 roku a jejich oběžný pohyb dokáže interferometr rozpoznat již během pouhé hodiny pozorování, neboť za tu dobu se hvězdy vůči pozadí posunou o 0,000 38″! Nad složkou B se ve vzdálenosti 4,4 poloměrů hvězdy nachází rádiová koróna se stabilními magnetickými smyčkami o indukci 1,5 mT. Podle autorů patří tato pozoruhodná eruptivní proměnná do známé otevřené hvězdokupy Hyády.

G. Benedict aj. zkoumali světelné křivky Proximy Centauri a Barnardovy šipky pomocí pointeru FGS HST. Ukázali, že perioda změn jasnosti Proximy činí 83 dnů, zatímco u Barnardovy šipky 130 dnů. Změny jasnosti lze objasnit výskytem tří skvrn na Proximě a pravděpodobně jediné skvrny na Barnardově šipce. K. Kamper a J. Fernie pokračovali v přesné fotometrii a spektroskopii cefeidy Polárky (= HR 424) v letech 1994-97 a ukázali, že pokles amplitudy křivky radiálních rychlostí se zastavil již r. 1983 na hodnotě 1,6 km/s a podobně amplituda změn jasnosti v pásmu V stagnuje na hodnotě 0,03 mag, když na počátku století činila 0,12 mag. Perioda změn světelné křivky 3,97 dne se však nezměnila. Podobně J. Percy a J. Hale se věnovali pekuliární cefeidě RU Camelopardalis (= HD 56167), jejíž amplituda světelné křivky klesla z 1,0 mag na nulu během let 1965–66. Díky fotometrii z družice HIPPARCOS je však hvězda v současné době opět proměnná s amplitudou 0,2 mag a periodou 22,2 dne, zatímco původní perioda činila 21,75 dne a během zmíněného prudkého poklesu se rozkolísala v intervalu 17,4 ÷ 26,6 dne.

2.7.2. Novy a kataklyzmické proměnné

Jednu z nejjasnějších nov posledních let objevil 22. března 1998 W. Liller v souhvězdí Střelce jako objekt 7,8 mag. O den později dosáhla maxima 7,4 mag a od té doby opět rychle slábla, takže šlo určitě o rychlou novu. Na sestupné části světelné křivky byly objeveny periodicity 0,17 a 0,15 dne. Ze spekter se podařilo určit rychlost rozpínání plynných obalů na 1 700 km/s a z archivních snímků vyplynulo, že se nova zjasnila nejméně o 11 mag. Ještě jasnější (6,9 mag) však byla Nova Sco 1998, která byla zpozorována 21. října, ale o 3 dny později zeslábla na 9 mag. Její obálka se rozpínala rychlostí 3 800 km/s. Také v galaxii M31 v Andromedě vzplanula 23. července 1998 dosti jasná nova, jež o 4 dny později dosáhla 14,4 mag a do konce září klesla na 18,5 mag. V závěru roku pak vzplanula netypická nova ve Velkém Magellanově mračnu, která dosáhla počátkem ledna 1999 17 mag, když po celých předešlých 5 let byla 21 mag.

A. Kercek aj. počítali jako první průběh termonukleárních reakcí při výbuchu novy v atmosféře bílého trpaslíka C-O o hmotnosti 1,0 M_☉ v plně trojrozměrném řešení. Ukázali, že tyto simulace, vyžadující nasazení výkonných superpočítačů, dávají výsledky podstatně odlišné od standardních dvojrozměrných výpočtů. Spalování vodíku na povrchu uhlíko-kyslíkového trpaslíka probíhá turbulentně, a jelikož obohacení povrchu trpaslíka jádry C a O není příliš účinné, muselo k němu docházet již dlouho před vlastním výbuchem, což platí speciálně pro rychlé novy. S. Starrfield aj. využili nových hodnot pro termonukleární reakce a hvězdné opacity k revizi hmotnosti bílého trpaslíka – proslulé neonové novy V1974 Cyg (1992), a to na 1,25 M_☉. A. Retter a E. Leibowitz odhalili v tomto systému zázněje period (superhumps), jež dle jejich názoru povedou během několika málo let k proměně soustavy na typ SU UMa.

K témuž typu patří dle E. Meyerové-Hoffmeisterové aj. také stará trpasličí nova WZ Sge s oběžnou dobou složek pouhých 81 min. Je od nás vzdálena jenom 50 pc, takže lze dobře pozorovat vývoj akrečního disku během dlouhého období klidné fáze. Autoři odvodili hmotnost bílého trpaslíka v této soustavě na 0,7 M_☉. Obdobně D. Smith aj. odvodili hmotnost bílého trpaslíka pro starou novu BT Mon, vzdálenou od nás 1,7 kpc – tato hmotnost činí 1,04 M_☉, zatímco primární složka je hvězdou hlavní posloupnosti sp. G8 V s hmotností 0,87 M_☉.

Naproti tomu T. Iijima aj. odvodil pro velmi pomalou novu V723 Cas (1995) nízkou hodnotu hmotnosti bílého trpaslíka 0,6 M_☉ při vzdálenosti novy 2,95 kpc. Tutéž novu fotometrovali D. Chochol a T. Pribulla mezi lednem 1997 a březnem 1998 a objevili na sestupné větvi světelné křivky periodicity 0,63; 0,61 a 2,8 dne. Nova dosáhla maxima až v polovině prosince 1995 – téměř 4 měsíce po vzplanutí – a pokles o 3 mag jí zabral další půlrok. Autoři určili její maximální bolometrickou magnitudu na 6,6 mag při předpokládané vzdálenosti 2,4 kpc. Odtud pak plyne také nízká hodnota hmotnosti bílého trpaslíka 0,7 M_☉, v uspokojivé shodě s výsledky italské skupiny. Konečně L. Hric aj. uveřejnili výsledky zpracování pozorování novy V705 Cas (1993), jež patřila rovněž k pomalejším novám, když jí pokles o 3 mag od maxima v prosinci 1993 zabral celé dva měsíce. Její vzdálenost vychází na 1,7 kpc a absolutní bolometrická velikost dokonce na -7,3 mag, když hmotnost bílého trpaslíka činí 0,8 M_☉. Mezi eruptivními trpaslíky dMe doslova zazářila EV Lac, když 13. července 1998 zaznamenala rentgenová družice ASCA mohutnou erupci, pětkrát intenzivnější než doprovodná erupce optická; takový úkaz nemá v historii rentgenových pozorování obdoby.

J. Patterson shrnul současné představy o pozdním vývoji kataklyzmických proměnných hvězd, když ukázal, že hybnou silou vývoje je ztráta momentu hybnosti buď gravitačním zářením, anebo magneticky ovládaným hvězdným větrem. Odtud lze dokonce odhadnout i tempo akrece plynu na povrch hvězdy. Krátkoperiodické proměnné bohaté na vodík se v okolí minimální periody 78 min. vyvíjejí hlavně díky silnému gravitačnímu vyzařování, zatímco u dlouhoperiodických se uplatňuje zmíněný hvězdný vítr. Při nejkratších periodách činí tempo akrece méně než 3.10¹¹ M_☉ za rok. Zhruba 75 % kataklyzmických proměnných má oběžné periody kratší, než je známá periodová mezera 2 ÷ 3 h.

2.7.3. Symbiotické, chemicky pekuliární a Be hvězdy

T. Iijima uveřejnil podrobnou studii symbiotické hvězdy CH Cygni, jež se podle něho skládá ze tří složek. Těsná dvojhvězda uvnitř soustavy je současně zákrytovou dvojhvězdou s oběžnou dobou 756 dnů. Poslední zákryt horké složky červeným obrem M7 III započal v polovině října 1994 a skončil až počátkem ledna 1995, přičemž parciální zákryt trval méně než 1 den. Odtud při vzdálenosti soustavy 307 pc vychází poloměr červeného obra 288 R_☉. Vnější složka trojhvězdy je možná také zákrytová s periodou 15 let, pokud ovšem vskutku jde o zákryty. V polovině května 1998 se systém znovu nápadně zjasnil až na 9,4 mag, přičemž zároveň zesílily emisní čáry ve spektru. Souběžně se zvýšila i rádiová jasnost soustavy, nejvíce v submilimetrovém pásmu až na 90 mJy. Na delších vlnových délkách se rádiový protějšek CH Cyg protáhl díky výtryskům v severojižním směru.

T. Dumm aj. uveřejnili parametry symbiotické dvojhvězdy BX Mon, vzdálené od nás 3 kpc, získané z rozboru spektroskopie družicí IUE. Dvojhvězda je v ultrafialovém oboru zákrytovou, když složky obíhají po velmi výstředné dráze (e = 0,49) s oběžnou periodou 1 401 dne (3,8 roku). Jejich hmotnostní poměr dosahuje extrémní hodnoty q = 7, neboť červený obr o poloměru 160 R_☉ a svítivosti 3 400 L_☉ má hmotnost 3,7 M_☉, zatímco horká složka jen 0,55 M_☉. Tato složka však určitě nepatří na hlavní posloupnost.

D. Pyperová aj. upozornili na problém změny periody magnetické chemicky pekuliární hvězdy CU Vir (= HR 5313), jež je dobře sledována více než čtyři desetiletí a vykazovala celou tu dobu stálou periodu světelných změn 0,52 d. Nicméně v letech 1983–1987 se tato perioda nepatrně zkrátila o 0,05 promile, a poněvadž v tomto případě jde o osamělou hvězdu, neexistuje pro tuto změnu kloudné vysvětlení.

2.7.4. Planetární mlhoviny, emisní objekty a bílí trpaslíci

S. Kimeswenger a F. Kerber určili vzdálenost pozoruhodného emisního objektu Sakurai (V4334 Sgr) na 1,1 kpc, zatímco S. Eyres aj. odvozují z rádiových pozorování jeho vzdálenost na 3,8 kpc. V pásmu 4,9 GHz je již patrná planetární mlhovina o úhlovém průměru 34″ a hmotnosti 0,15 M_☉. G. Jacoby aj. změřili rychlost rozpínání mlhoviny 31 km/s, jež lépe souhlasí s druhým citovaným určením vzdálenosti objektu. Všichni však shodně tvrdí, že jsme v letech 1995–1996 pozorovali závěrečný heliový záblesk ve hvězdě, která definitivně opouští hlavní posloupnost. Před zábleskem se hvězda jevila jako 21 mag, ale v maximu v létě 1996 byla jasnější než 10 mag. Od října 1997 do února 1998 klesla její jasnost o plné 2 mag na 12,6 mag, což lze objasnit tvorbou prachové obálky po vyčerpání energie záblesku. U. Kamath a N. Ashok odhadli hmotnost prachové obálky na 5.10¹⁰ M_☉ a její poloměr na sedminásobek poloměru samotné hvězdy. Podle infračervených měření z jara téhož roku šlo o horký prach o teplotě 1 100 K. V říjnu se pokles jasnosti V4334 Sgr dále prohloubil až na 18 mag, což byla vůbec nejnižší jasnost objektu od výbuchu v r. 1995. Od října 1998 se však prachové obaly postupně rozplývaly a koncem roku se jasnost hvězdy zvýšila na 15 mag.

C. O'Dell zjistil, že nápadný prstenec obří planetární mlhoviny Hlemýžď (Helix = NGC 7293) má ve skutečnosti tvar disku a jeho teplota dosahuje 11,7 kK. Podle J. Meaburna aj. jde o vůbec nejbližší planetární mlhovinu, vzdálenou pouze 130 pc. Měření poloh uzlíků v mlhovině poukazuje na její rozpínání. Naproti tomu P. Cox aj. udali z infračervených pozorování družice ISO vzdálenost 160 pc a úhlový průměr mlhoviny neuvěřitelných 10′. Mlhovina je čtyřikrát svítivější než Slunce!

A. Acker aj. však ukázali, že pozemní metody vedou k soustavnému přeceňování vzdáleností planetárních mlhovin v porovnání s přesnou trigonometrií družice HIPPARCOS. Mezi nejmladší planetární mlhoviny patří dle S. Kwoka a K. Suové objekty s poetickými názvy Cukrová vata (Cotton Candy) a Housenka (Silkworm), které nalezli po desetiletém pátrání.

Pro bílé trpaslíky se dle J. Provencala aj. potvrzuje Chandrasekharův paradox z r. 1933, že totiž s rostoucí hmotností poloměr bílého trpaslíka klesá. Autoři to zjistili srovnáním vlastností 11 bílých trpaslíků v obecném hvězdném poli a 10 bílých trpaslíků ve vizuálních dvojhvězdách díky přesným paralaxám objektů z družice HIPPARCOS. Potvrdili tak pozorováním teoretický Chandrasekharův vztah mezi hmotností a poloměrem bílých trpaslíků v rozmezí hmotností 0,41 ÷ 1,00 M_☉. Nejhmotnějším bílým trpaslíkem v tomto souboru je Sirius B (1,00 M_☉), zatímco Prokyon B má 0,60 M_☉ a 40 Eri B jen 0,50 M_☉.

H. Saio a K. Nomoto se zabývali procesem srážky dvojice bílých trpaslíků, z nichž jeden je převážně heliový a druhý uhlíko-kyslíkový, pro hmotnosti složek 1,0 M_☉, resp. 0,4 M_☉. Nukleární hoření uhlíku začne prošlehávat dovnitř druhé složky, a i když se dočasně zastaví, nakonec dosáhne centra složky C-O, jež se změní na trpaslíka O-Ne-Mg bez následné exploze. V druhém případě proběhnou díky akreci helia asi tři desítky epizod hoření helia ve slupce, načež se soustava poklidně změní na dvojhvězdu typu AM CVn. Ještě zajímavějším případem je dle G. Nelemanse a T. Taurise hvězda HD 89707, v jejíž blízkosti se nalézá hnědý trpaslík nebo obří exoplaneta. Výpočty totiž ukazují, že jakmile se v budoucnu stane z hvězdy červený obr, začne hnědý trpaslík kroužit po spirále a zkonzumuje rozpínající se obálku obra, z něhož se nakonec vyklube jen málo hmotný heliový bílý trpaslík. Pokud se přitom hnědý trpaslík vypaří anebo vyplní příslušný Rocheův lalok a odteče, dostaneme osamělého bílého trpaslíka o malé hmotnosti.

M. Burleigh a S. Jordan pozorovali rentgenové záření bílého trpaslíka RE J0317-853 a určili odtud jednak jeho silné magnetické pole 34 kT, jednak rekordní povrchovou teplotu

50 kK a konečně i extrémně vysokou hmotnost 1,35 M_☉. Podle G. Schmidta aj. známe dosud asi 50 silně magnetických bílých trpaslíků s hodnotami magnetické indukce v rozmezí 10 ÷ 10⁵ T.

3. Neutronové hvězdy a hvězdné černé díry

3.1. Supernovy a jejich pozůstatky

Systematické hledání supernov přehlídkovými i velmi velkými dalekohledy přináší vynikající výsledky. V r. 1997 byl totiž objeven rekordní počet supernov v dějinách astronomie – celkem 137 objektů. Podle S. Perlmuttera aj. bylo v posledních pěti letech objeveno na 50 velmi vzdálených supernov, které jsou řádově ve vzdálenostech odpovídajících zpětnému času 50 % vůči velkému třesku. Tím se výrazně zlepšují vyhlídky na kalibraci kosmologických vzdáleností, a tedy i na zúžení intervalu parametrů vesmírných modelů, včetně ústřední otázky, jak starý je vesmír. Pomocí 4m teleskopu CTIO v Chile byla loni v březnu objevena SN 1998ae (poloha 0930-0438) magnitudy I = 23,9 s rekordním červeným posuvem z = 1,1. Již v říjnu 1998 však G. Aldering aj. ohlásili vzplanutí SN 1998eq třídy Ia v galaxii 2320+1555, jež dosáhla v maximu I = 24,8 a jejíž spektrum z Keckova teleskopu dává červený posuv z = 1,20!

Velkou pozornost vzbudil objev anomální supernovy 1998bw v galaxii ESO 184-G82, která vzplanula 24. dubna a dosáhla optického maxima V = 13,5 mag kolem 10. května 1998. Podle červeného posuvu z = 0,008 5 lze její vzdálenost odhadnout na 40 Mpc a odtud spočítat maximální zářivý výkon na neuvěřitelných 10¹¹ L_☉ (srovnatelný se zářivým výkonem naší Galaxie!). Podle S. Kulkarniho aj. se již 3 dny po maximu objevilo silné centimetrové rádiové záření supernovy, která byla vzápětí pozorovatelná též v pásmu decimetrových vln a stala se tak posléze nejjasnější rádiovou supernovou v dosavadní astronomické historii. Naproti tomu nebyla pozorovatelná v rentgenovém pásmu a její další spektroskopické sledování prokázalo, že ji nelze zařadit do stávající klasifikace supernov. J. Bloom aj. uvedli, že rychlost rozpínání cárů supernovy přesáhla 50 000 km/s. K. Iwamoto aj. upozornili na její genetickou souvislost s následným jednorázovým zábleskem záření gama GRB 980425 v témže směru na obloze, a to vše podle E. Barona svědčí o tom, že jsme se setkali s novým fenoménem, pro nějž se razí název hypernova. Hypernovy jsou podle prvních odhadů asi stotisíckrát vzácnější než supernovy a jejich chování lze objasnit náhlým zhroucením velmi masivní hvězdy rovnou na černou díru. Kinetická energie cárů hypernovy dosahuje přitom úděsné hodnoty 5.10⁴⁵ J, což dá vznik jednak relativistickým rázovým vlnám a jednak vzplanutí gama – to je však asi o 4 řády slabší než záblesky gama v kosmologicky velkých vzdálenostech, takže možná jde o samostatnou třídu zábleskových objektů. Soudobé superpočítače jsou paradoxně příliš pomalé na simulaci takového procesu v kulově nesouměrném výbuchu a kulově souměrné modely zase zřejmě nejsou dostatečně realistické, takže stávající vysvětlení úkazu je poměrně neurčité.

Podobně velkou pozornost budí změny v pozůstatku po proslulé supernově 1987A ve Velkém Magellanově mračnu. Počátkem března 1998 sledoval pozůstatek 3,6m dalekohled ESO v La Silla a odtud jsou patrné zřetelné změny proti spektru z března 1997. Profil vodíkové čáry H α se rozšířil, červené křídlo dosáhlo rychlosti expanze až 14 000 km/s. Ve spektru pozůstatku se vynořilo množství úzkých emisí a také interakce vyvrženého materiálu s okolohvězdnou mlhovinou se zřetelně zvyšuje. Totéž vzápětí potvrdil 4m teleskop CTIO v Chile spektroskopií a fotometrií v blízké infračervené oblasti, který navíc koncem října 1998 pozoroval nápadné zjasnění horké skvrny ve vnitřním prstenu mlhoviny v porovnání se snímky starými 11 měsíců. Ze srovnání snímků HST vyplývá, že nejpozději v červenci r. 1997 dosáhla rázová vlna z vlastního výbuchu supernovy, pohybující se rychlostí 18 000 km/s, oblasti prstencové mlhoviny, která vznikla asi před 20 tisíci lety, v době, kdy se hvězda nacházela ve vývojové fázi červeného veleobra. Podle E. Michaela aj. a G. Sonneborna aj. je emise ve vodíkové čáře Ly α soustředěna do ekvatoreální roviny kolem pozůstatku supernovy.

R. Nugent porovnával snímky Krabí mlhoviny pořízené v intervalu posledních 53 let a odtud určil střed rozpínání mlhoviny i pravděpodobný čas počátku rozpínání na letopočet (1130 ±16) let za předpokladu, že je rozpínání rovnoměrné. Jelikož však příslušná supernova vzplanula již r. 1054, vyplývá odtud, že se rozpínání mlhoviny stále urychluje. Podobně nesouhlasí střed rozpínání mlhoviny s dnešní polohou pulzaru v Krabí mlhovině, což lze objasnit velkou prostorovou rychlostí pulzaru-izolované neutronové hvězdy, a tudíž asymetrií vlastního výbuchu supernovy, jež udělila pulzaru příslušný „štulec“. P. Caraveová a R. Mignani porovnali dosavadní určení vlastního pohybu pulzaru v Krabí mlhovině se snímky pořízenými v intervalu necelých 2 let pomocí HST. Předcházející měření z r. 1977 dalo úhlovou rychlost pulzaru (15 ±3) milivteřin za rok, zatímco z jejich měření v letech 1997–8 vyplývá hodnota (18 ±3) milivteřin za rok, což při vzdálenosti pulzaru 2 kpc dává příčnou rychlost 148 km/s. A. Hillas aj. potvrdili, že z Krabí mlhoviny vychází záření gama v energetickém pásmu od 500 GeV do 8 TeV a že magnetické pole mlhoviny dosahuje indukce 16 nT.

Podobně B. Aschenbach rozpoznal v tvrdém rentgenovém pásmu mladý a blízký pozůstatek po supernově RX J0852.0-4622 na okraji známého pozůstatku v souhvězdí Plachet v galaktické šířce -1,5°. Tvrdí, že z pozorování plyne nízké stáří tohoto pozůstatku menší než 1 500 roků a vysoká teplota nad 30 MK. Objekt o úhlovém průměru plné 2° je k nám blíže než 1 kpc a rozpíná se rychlostí alespoň 2 000 km/s. Týž objekt nezávisle rozpoznali také A. Iyudin aj. kteří uvádějí vzdálenost pouze 200 pc a rychlost rozpínání dokonce 5 000 km/s. Jde tedy vlastně o nejbližší pozůstatek supernovy moderních astronomických dějin. Titíž autoři připomínají, že Galaxie je naštěstí téměř dokonale průhledná pro záření gama v pásmu energií MeV, kde se nalézá čára 1,16 MeV, odpovídající radioaktivnímu ⁴⁴Ti s poločasem rozpadu 90 let. Právě tuto čáru našla aparatura COMPTEL na družici Compton v r. 1994 pro proslulý rádiový zdroj a pozůstatek supernovy Cas A a to je též návod, jak dohledat všechny blízké mladé pozůstatky po supernovách, které se konvenčními prostředky astronomie dosud nepodařilo najít.

T. Tanimori aj. nalezli pomocí dalekohledu Cangaroo záření gama o energiích řádu TeV u pozůstatku supernovy z r. 1006 v souhvězdí Vlka a pro pulzar v Krabí mlhovině nalezli dokonce pulzující složku záření gama o energiích až 50 TeV. Tím dále posílili věrohodnost domněnky, že extrémně energetické kosmické záření vzniká urychlováním částic v pozůstatcích po supernovách. Obecně se ostatně uvnitř pozůstatků supernov nacházejí spíše rentgenové než rádiové pulzary. S. Merenghetti studoval malou – zatím šestičlennou – skupinu rentgenových pulzarů s periodami 5 ÷ 12 s, které jsou buď izolovanými neutronovými hvězdami, anebo dvojhvězdami s málo hmotným průvodcem neutronové hvězdy. Pouze ve dvou případech se mu však podařilo nalézt souvislost takového pulzaru s pozůstatkem supernovy, ale mnohé jiné pozůstatky mají ve svém centru neproměnné bodové rentgenové zdroje, jež se těmto rentgenovým pulzarům nápadně podobají – není vyloučeno, že to souvisí s extrémně vysokou hodnotou indukce jejich magnetického pole. M. Baring a A. Hardingová tvrdí, že právě rádiově tiché pulzary mohou vynikat magnetickými poli o indukci nad 3 GT a že to je prakticky jisté pro anomální rentgenové pulzary s dlouhými pulzními periodami, které se rychle prodlužují díky extrémním hodnotám magnetického pole řádu až 10¹¹ T! Při těchto rekordních polích je totiž potlačena tvorba párů elektron-pozitron, jež normálně slouží jako zdroje rádiově usměrněných svazků, a místo nich zde máme pouze energetické fotony tvrdého rentgenového záření. Typickým příklad je „měkký rentgenový blýskač“ SGR 1806-20.

P. Caraveová aj. zkoumala mladý pozůstatek supernovy PSR 0540-60 ve Velkém Magellanově mračnu, starý pouze 1 600 let; jde tedy o nejbližší známou předchůdkyni proslulé supernovy 1987A. Uvnitř pozůstatku se nachází pulzar s periodou 0,05 s, jenž jeví impulzy v rádiovém, optickém i rentgenovém oboru. Na snímcích pozůstatku z HST je vidět prstencová struktura, nejspíše pocházející od předchůdce supernovy, neboť je starší než 10 000 let. C. Eck aj. odhalili rádiové záření pozůstatku supernovy 1923A v galaxii M83, vzdálené od nás 4,1 Mpc. Anténou VLA naměřili tok 0,3 mJy na vlnové délce 0,2 m a 0,093 mJy na 0,06 m. Galaxie vyniká tím, že v ní již bylo objeveno 6 supernov. K. Weiler aj. ukázali, že anténa VLA má na vlnové délce 0,06 m schopnost odhalit rádiové záření po výbuchu supernov až do vzdálenosti 100 Mpc a výhledově až pro červené posuvy z ≈ 1, což by velmi usnadnilo kalibraci kosmologických vzdáleností galaxií. T. Totani aj odhadovali možnosti odhalit neutrinové záblesky při výbuchu supernov stávajícími detektory a ukázali, že je vysoce pravděpodobná detekce všech supernov, které by vzplanuly uvnitř naší Galaxie do vzdálenosti 10 kpc od Slunce, a jistou naději skýtají i supernovy vzdálené méně než 50 kpc od Slunce.

3.2. Rádiové pulzary

Loni uplynula právě tři desetiletí od objevu pulzarů J. Bellovou a A. Hewishem, kteří v únoru 1968 oznámil objev prvních 4 rádiových pulzarů. Právě při tomto kulatém výročí radioastronomové v australském Parkesu nalezli již 1 000. pulzar během rozsáhlé rádiové přehlídky, která podle A. Lyna aj. přidala do katalogu již na 200 nových pulzarů. Pravděpodobný počet normálních (dlouhoperiodických) pulzarů pozorovatelných v principu ze Země činí pro naši Galaxii asi 30 tisíc, stejně jako počet milisekundových pulzarů. Jelikož však rádiové signály pulzarů jsou usměrněny do úzkých svazků, skutečný počet současně aktivních normálních pulzarů v Galaxii odhadli autoři australské přehlídky na 160 000.

Mezi dosud objevenými rádiovými pulzary mají zvláštní postavení „tři mušketýři“ – mladé osamělé neutronové hvězdy o stáří řádu 10⁵ let: PSR J0633+174 (Geminga), B0656+14 a 1055-52. E. Korpela a S. Bowyer hledali osamělé neutronové hvězdy v pásmech EUV záření 4 ÷ 19 nm a 16 ÷ 38,5 nm a objevili tak celkem pět případů: Geminga, B0656+14, Her X-1 (J1657+3520), RX J1856-3754 a J0437-4715. S. Kulkarni a M. van Kerkwijk objevili osamělou slabě magnetickou neutronovou hvězdu v podobě jasného měkkého rentgenového zdroje RX J0720.4-3125 s pulzní periodou 8,4 s, k němuž vzápětí našli optický protějšek B = 26,6 a R = 26,9. Neutronová hvězda nabírá patrně mezihvězdnou látku, a proto vysílá jednak tepelné optické a jednak akreční rentgenové záření. Ještě pozoruhodnější skupinku však tvoří velmi staré binární pulzary složené z párů neutronových hvězd: PSR 1518+4904, 1534+12, 1913+16, 2127+11C a 2303+46. Jak uvádějí P. Leonard a J. Bonnell, vlivem ztráty energie gravitačním zářením splynou tyto soustavy za dramatických okolností (mohutný záblesk záření gama) v „dohledné budoucnosti“ 220 až 4 000 milionů let.

H. Bethe a G. Brown ukázali, že z velmi hmotných dvojhvězd vznikají dvojice černá díra-neutronová hvězda, resp. pár neutronových hvězd. Pak může akrece na již existující neutronovou hvězdy způsobit její druhotné zhroucení na černou díru, což je osud, který údajně čeká prototyp binárních pulzarů 1913+16. Autoři dále zjistili, že páry černá díra-neutronová hvězda vznikají v Galaxii tempem 10⁴/rok, tedy o řád častěji než páry neutronových hvězd, a to dává velkou naději detektoru gravitačních vln LIGO, jenž se nyní dokončuje ve Spojených státech. Splývání neutronových hvězd studovali rovněž L. Li a B. Paczyński. Po rychlém snížení tlaku kondenzuje nukleární kapalina na většinou radioaktivní jádra bohatá na neutrony. Radioaktivita pak dlouhodobě ohřívá rozpínající se obálku kolem soustavy. Výkon vyzářený v maximu jasnosti spadá do optického a ultrafialového pásma a my takové zdroje snad pozorujeme jako přechodná optická zjasnění.

I. Stairs aj. se podrobně zabývali binárním pulzarem PSR 1534+12, jenž se skládá ze dvou neutronových hvězd o stejné hmotnosti 1,34 M_☉, vzdálených od nás pouze 1,1 kpc. Podrobná měření prokázala přítomnost nejméně pěti různých relativistických efektů, z nichž většina souhlasí s teorií s přesností lepší než 1 %; jedině samotné gravitační brzdění je ověřeno s přesností pouhých 15 %. Z teorie relativity vyplývá také efekt strhávání souřadnicové soustavy (Lensův-Thirringův efekt), jenž se patrně dá prokázat v rentgenových dvojhvězdách, kde je jednou složkou rychle rotující černá díra a druhou běžná hvězda o nízké hmotnosti, a to díky kvaziperiodickým oscilacím, poukazujícím na relativistickou precesi testovacích částic. Jelikož testovací částice oběhnou v blízkosti černé díry mateřský objekt až 100krát za sekundu, je jejich precese snadno pozorovatelná. Někdy je dokonce patrná precese celého akrečního disku kolem černé díry. Jak uvádějí W. Cui aj. a L. Stella a M. Vietri, byly tyto řádově kHz oscilace pozorovány rentgenovou družicí RXTE a odtud se podařilo odvodit precesní kolísání řádu 10¹÷10² Hz, v souladu s teorií.

H. Spruit a E. Phinney shrnuli důvody, proč neutronové hvězdy v rádiových pulzarech rychle rotují a proč se pohybují vůči okolním hvězdám vysokou prostorovou rychlostí. Při výbuchu supernovy typu II se uvolňuje energie řádu 10⁴⁴ J, zatímco vazebná energie neutronové hvězdy dosahuje hodnoty 3.10⁴⁶ J. V první sekundě po zhroucení hvězdy je nitro supernovy silně konvektivní, takže hmota se uvnitř hvězdy pohybuje rychlostmi až 0,1c a magnetické pole dosahuje neuvěřitelné indukce až 1 TT. Jelikož vlastní výbuch supernovy je téměř vždy vysoce anizotropní, získá vznikající neutronová hvězda vysokou prostorovou rychlost, která může nabýt hodnoty až 1 500 km/s – vskutku průměrná prostorová rychlost rádiových pulzarů dosahuje plných 450 km/s, zatímco průměrné hvězdy v Galaxii mívají rychlosti pouze kolem 30 km/s. Budoucí pulzary mají vlastní počáteční rotační periody v rozmezí 0,02 ÷ 0,5 s. ale zmíněná anizotropie obvykle tuto periodu ještě zkrátí. Tím se však zmírní prostorová rychlost neutronové hvězdy, takže vskutku existuje nepřímá úměrnost mezi prostorovou rychlostí pulzarů a jejich impulzní periodou. Je-li počáteční perioda neutronové hvězdy vyšší než 2 s, tak z ní pulzar nikdy nevznikne.

Zcela konkrétně se domnívá R. Cowsik, že vysoké prostorové rychlosti rádiových pulzarů lze vysvětlit asymetrií při výronu neutrin z hroutícího se veleobra. Jelikož veleobři tříd OB rotují obecně velmi pomalu, měly by mít odtud pocházející zhroucené neutronové hvězdy rotační periody řádu stovek sekund, ale stejná asymetrie vede i ke značnému urychlení původních period. Z 558 zkoumaných pulzarů má více než 90 % objektů pulzní (tj. rotační) periody v intervalu od 17 ms do 1,5 s a jejich střední hodnota vychází na 0,5 s. Cowsik odtud odvodil, že průměrná rotační perioda těsně po vzniku neutronové hvězdy-pulzaru činí jen 0,2 s. N. Glenddenning aj. upozornili, že rychle rotující neutronová hvězda ztrácí energii, což vyvolává další hroucení a roztavení neutronů na volné kvarky. Tento jev by snad bylo možné odhalit pozorováním nápadně velké změny impulzní periody rádiového pulzaru. Standardní skoky v periodě jsou však vyvolávány hvězdotřeseními na povrchu neutronové hvězdy, když se díky silným magnetickým polím láme tuhá kůra hvězdy. B. Link aj. zjistili, že se tak dlouhodobě zvětšuje úhel svíraný rotační a magnetickou osou neutronové hvězdy, takže výsledkem je nakonec ortogonální rotátor.

Nejrychlejším pulzarem s impulzní periodou 1,56 ms stále zůstává objekt PSR 1937+21, objevený již r. 1982. Koncem r. 1997 se díky družici ASCA podařilo nalézt jeho rentgenový protějšek se stejně krátkou periodou a šířkou hlavního impulzu pod 130 μs. Prakticky současně odhalila družice ROSAT rentgenové záření dalších milisekundových pulzarů PSR J1024-0719 a PSR 1744-1134. J. Mattox aj. rekonstruovali impulzní periodu výjimečného pulzaru Geminga na základě měření z rozličných umělých družic Země v pásmu záření gama za posledních 23 let. Zjistili, že za celé sledované období nenastal u této osamělé neutronové hvězdy žádný skok v periodě, takže budoucí efemerida do r. 2008 je přesná přinejmenším na 10 % periody, tj. na 0,02 s. Soustavná kolísání periody jsou patrně vyvolána přítomností planety o hmotnosti alespoň 1,7 M_Z, obíhající kolem neutronové hvězdy ve vzdálenosti 3,3 AU. J. Gil aj. objevili pomocí ruského radioteleskopu v Puščinu rádiové impulzy Gemingy na frekvenci 102,5 MHz s velmi širokým, a proto málo zřetelným impulzním profilem – nicméně perioda 0,237 s výborně souhlasí s měřeními v ostatních spektrálních oborech.

R. Mignami aj. využili kamery FOC na HST k hrubé spektrální analýze pulzaru a tvrdí, že v pásmu kolem 600 nm je ve „fotometrickém“ spektru (hvězda sama je totiž pouze 26 mag) zřetelná cyklotronová emise iontů vodíku a helia, svědčící o silném magnetickém poli hvězdy kolem 40 MT. Jde o první případ, kdy máme po ruce přímé měření indukce magnetického pole osamělé neutronové hvězdy. Skutečné spektrum Gemingy však získali až C. Martin aj. spektrografem LRIS Keckova desetimetru počátkem r. 1997. Jak uvádějí, spektrum je zcela ploché kontinuum v pásmu 370 ÷ 800 nm, avšak s mezerou v úseku 630 ÷ 650 nm, kterou autoři vysvětlují buď synchrotronovou emisí elektronů, nebo podobně jako předcházející autoři cyklotronovou emisí lehkých iontů v magnetickém poli řádu 10 MT.

M. Prochorov, K. Postnov, N. McClure-Griffithsová aj. podrobně zkoumali vysoce excentrický (e = 0,87) binární pulzar PSR 1259-63 v Kentaurovi, jehož průvodce SS 2883 je hvězdou třídy B2e, obklopenou cirkumstelárním diskem, do něhož vstupuje neutronová hvězda-pulzar jednou za 3,4 let a přiblíží se tak ke svému průvodci až na pouhých 24 poloměrů hvězdy SS 2883. Pulzar s impulzní periodou 48 ms, magnetickou indukcí 33 MT a vzniklý před 330 tisíci lety se nalézá ve spirálním ramenu Galaxie Sgr-Car ve vzdálenosti 1,5 kpc od Slunce. Týž objekt dále studovali N. Wex aj. kteří odvodili hmotnost průvodce 10 M_☉, poloměr 6 R_☉ a rotační rychlost na úrovni 70 % rychlosti kritické, při níž by se hvězda rozpadla vlivem odstředivé síly. V létě 1998 byl obnoven provoz proslulého 305m radioteleskopu v Arecibu, jenž v posledních letech prodělal další omlazovací kúru. Prvním pulzarem, jenž byl vzápětí objeven renovovaným přístrojem, se stal objekt PSR J1907+09, jehož impulzy na frekvenci 1,4 GHz dosahují intenzity pouze 0,3 mJy při periodě 0,226 s. Malou intenzitu impulzů lze vysvětlit úctyhodnou vzdáleností 7 kpc od Země. Proto také na klasické frekvenci 430 MHz nebyl pulzar pozorovatelný.

3.3. Rentgenové dvojhvězdy a proměnné zdroje

R. Wijnands a M. van den Klis objevili loni v dubnu pomocí družice RXTE první milisekundový rentgenový pulzar J1808-369 s impulzní periodou 2,49 ms ve vzdálenosti 4 kpc. Vzápětí se podařilo nalézt i jeho optický protějšek V = 16,6 mag a K = 13,8. V jeho spektru byla pozorována emise H α o šířce 1 000 km/s, ale objekt koncem dubna zeslábl. Podle D. Chakrabartyho a E. Morgana jde o rentgenovou dvojhvězdu s průvodcem o hmotnosti pouhých 0,15 M_☉, který obíhá po kruhové dráze o minimálním poloměru 0,13 AU kolem neutronové hvězdy s hmotností 1,35 ÷ 2,0 M_☉ v periodě 2,0 h. Roční přenos hmoty z průvodce do tenkého disku kolem slabě magnetické neutronové hvězdy činí však nyní jen 10¹¹ M_☉/r. Průvodce však během posledních stovek milionů let ztratil již polovinu své původní hmotnosti vinou rentgenového ohřevu a následného odpařování materiálu z povrchu a slabé magnetické pole zase usnadňuje akreci přenesené látky na povrch neutronové hvězdy, což výrazně urychlilo její rotaci. Zářivý výkon zdroje v tvrdém rentgenovém pásmu dosahuje hodnoty řádu 10²⁹ W. Podle N. Whitea byla existence takových dvojhvězd, jež jsou předchůdcem osamělých milisekundových pulzarů, předpovězena již před 15 lety, ale teprve velká sběrná plocha družice RXTE přispěla k nalezení tohoto spojovacího článku mezi rentgenovými dvojhvězdami a rádiovými milisekundovými pulzary, kde se neutronová hvězda chová jako hvězdný kanibal a nejpozději za miliardu let svého průvodce doslova pohltí.

Naproti tomu A. Mitra zpochybnil identifikaci černé díry v rentgenové dvojhvězdě Cyg X-3, jelikož se mu nepodařilo potvrdit tvrzení o hmotnosti zhroucené složky kolem 17 M_☉. Autor proto soudí, že v soustavě může být jedině málo hmotná černá díra, anebo dokonce poněkud přetučnělá neutronová hvězda. P. Chadwick aj. studovali dalšího kandidáta na černou díru, soustavu Cen X-3. V této rentgenové dvojhvězdě přetéká látka ze sekundární složky na akreující černou díru a variace tempa přenosu hmoty se projevují proměnností rentgenového i gama záření v pásmu do 400 GeV. Nad touto hranicí až do 1 TeV je však tok záření gama dlouhodobě stálý.

I. Moskalenko aj. sestrojili nový model prototypu rentgenových dvojhvězd s černou dírou Cyg X-1 na základě pozorování v rentgenovém i gama pásmu spektra. Složky dvojhvězdy obíhají kolem sebe v periodě 5,6 dne po kruhové dráze s poloměrem 0,27 AU a zhroucená hvězda vykonává precesní pohyb v periodě 294 d. Zatím nejlepším důkazem o přítomnosti černé díry v soustavě jsou pozorované krátkodobé rentgenové variace toku s periodami řádu milisekund.

Černá díra se téměř určitě nalézá v rentgenové dvojhvězdě GRS 1915+105 v souhvězdí Orla, která byla rozpoznána v roce 1992 v pravděpodobné vzdálenosti 12 kpc od nás. Zhroucená složka o hmotnosti kolem 20 M_☉ je obklopena akrečním diskem, z něhož vybíhají dva protilehlé výtrysky, v nichž látka dosahuje rychlosti 92 % rychlosti světla. Podle F. Mirabela a L. Rodrígueze jde o typický mikrokvasar v naší Galaxii. Jeho rádiová jasnost počala loni v červnu růst na 0,7 Jy v pásmu 2 GHz a 0,6 Jy na 8 GHz. Nepřímým důkazem výskytu černé díry v soustavě jsou kvaziperiodické oscilace s malou amplitudou a frekvencí 67 Hz, pozorované W. Cuim aj.

Počátkem června vzplanul přechodný zdroj XTE 1748-288 v tvrdém rentgenovém pásmu, objevený družicí RXTE a potvrzený aparaturou BATSE na družici Compton. V rentgenovém oboru dosáhl brzy intenzity až 0,6 Kraba, a navíc se o pár dnů později vynořil i jako rádiový zdroj ve frekvenčním pásmu 1,5 ÷ 22 GHz, když jeho rádiový tok dosáhl hodnoty až 0,6 Jy. Měření obří anténou VLA prokázala, že jde o plošný rádiový zdroj, který se vůči pozadí pohybuje rychlostí 0,03″/d. Družice RXTE odhalila vzápětí kvaziperiodické oscilace, což zvyšuje naději, že jde o dalšího kandidáta na hvězdnou černou díru.

Tatáž družice objevila přechodný rentgenový zdroj XTE J2123-058 koncem téhož měsíce ve vysoké galaktické šířce -36°, jenž dosáhl v tvrdém pásmu X toku 0,1 Kraba. O den později byl rozpoznán i jako hvězda V =16,4 mag a její spektrum s řadou emisních čar odpovídalo málo hmotné rentgenové dvojhvězdě v období překotné termonukleární reakce na povrchu neutronové hvězdy. Světelná křivka jevila periody 5,95 h a dále 7,2 d, což se vysvětluje jednak oběžným pohybem v zákrytové dvojhvězdě a jednak precesí akrečního disku kolem neutronové hvězdy. V polovině srpna hvězda zeslábla na R = 19,1, ale současně zesílila sinusoidální orbitální modulace jasnosti z amplitudy 0,8 mag na 1,4 mag. Koncem téhož měsíce však rentgenový zdroj nápadně zeslábl a orbitální modulace se zcela vytratila.

Počátkem září se vynořil přechodný rentgenový zdroj XTE J1550-564 souběžně s rádiovým protějškem a o tři dny po něm následujícím protějškem optickým, jenž dosáhl V = 16 mag. Spektra z poloviny září odhalila široké emise vodíku a ionizovaného helia, odpovídající rychlostem rozpínání až 1 650 km/s. V té době dosáhl rentgenový tok hodnoty 3,2 Kraba, ale 19. září 1998 byl pozorován výbuch 6,8 Kraba, což ze zdroje učinilo nejjasnější rentgenovou novu pozorovanou družicí RXTE! Po maximu pak nastalo pomalé odeznívání s kvaziperiodickými oscilacemi o frekvenci 184 Hz a poklesem rentgenového toku na 1,3 Kraba. Z oscilací lze usoudit, že jde o dvojhvězdu, v níž je kompaktní složkou hvězdná černá díra. Dosud totiž známe jen tři rentgenové dvojhvězdy, v nichž jsou frekvence oscilací vyšší než 50 Hz.

Tím třetím vzadu je zdroj GRO 1655-40 v souhvězdí Štíra s frekvencí oscilací 298 Hz (perioda 3,4 ms). Podle R. Hynese aj. jde o přechodný zdroj měkkého rentgenového záření, vynikající „nadsvětelnými“ výtrysky. Poprvé byl pozorován družicí Compton v červenci 1994 a identifikován jako rentgenová dvojhvězda o nízké hmotnosti průvodce. Ze spekter, pořízených FOS HST, vyplynulo, že objekt je od nás vzdálen 3,2 kpc, složky kolem sebe obíhají v periodě 2,63 d a primární složka má hmotnost 7,0 M_☉ při sklonu 70°. Podle E. Regöse aj. má sekundární složka hmotnost 2,3 M_☉ a předává ročně černé díře 1,3.10^-10 M_☉, ačkoliv zcela nevyplňuje příslušný Rocheův lalok. Černou díru obklopuje rozsáhlý akreční disk, v němž se pozorují četné nestability. Poněkud sporným kandidátem na hvězdnou černou díru je dle E. Harlaftise aj. rentgenová dvojhvězda J0422+32, jejíž spektrum získali prostřednictvím Keckova dalekohledu. Při poměru hmotností složek 0,12 činí projekce relativní orbitální rychlosti 90 km/s, ale spodní mez hmotnosti primární složky činí pouze 1,4 M_☉, přičemž sekundární složka spektrální třídy M2 poskytuje 61 % světla soustavy v pásmu R.

Proslulý „rychlý blýskač“ MXB 1730-335 se projevil celkem 31 rentgenovými záblesky v pásmu 5,5 ÷ 16 keV mezi listopadem 1996 a únorem 1998. Z rozboru profilů záblesků vychází rotace neutronové hvězdy v periodě 6,5 ms. Počátkem srpna se zjasnil na 1 Kraba a v tu dobu byly pozorovatelné silné kvaziperiodické oscilace rentgenového záření s frekvencemi 2 ÷ 3 Hz. Počátkem dubna loňského roku zeslábla proměnná hvězda CI Cam, jež je běžně kolem 10 mag, asi o půl magnitudy během 18 h. Jde o optický protějšek rentgenového zdroje XTE J0421+560, který je od nás vzdálen 1 kpc a podobá se známé rentgenové dvojhvězdě SS 433 s protilehlými relativistickými výtrysky. Rádiová měření pomocí VLA vykonaná následujícího dne na frekvenci 22,5 GHz potvrdila, že rádiové uzlíky vycházející ze zdroje se od něho vzdalují projektovanou rychlostí 0,026″ /d, tj. 0,15 c. V rentgenovém spektru se objevila čára železa o energii 6,7 keV. Rentgenový nástup vzplanutí zdroje proběhl během 0,1 dne a následný exponenciální pokles byl o něco povlovnější, se spádem 0,6 dne. V pásmu tvrdého rentgenového záření dosáhl zdroj maxima již 31. března 1998 na úrovni 1,1násobku Kraba. V polovině září 1998 se opět začal zjasňovat optický protějšek V1333 Aql rentgenové dvojhvězdy Aql X-1, jehož světelná křivka je modulována v periodě 18,95 h. Koncem září však protějšek opět zeslábl a právě tehdy se podařilo pomocí Keckova dalekohledu zobrazit obě složky dvojhvězdy v infračerveném pásmu K; jejich vzájemná úhlová vzdálenost činí 0,46″.

Prakticky současně znovuobjevila družice RXTE přechodný zdroj GRO J1944+26 v tvrdém rentgenovém oboru 2 ÷ 60 keV s tokem 0,11 Kraba. Rentgenový zdroj jeví 30% pulzace s periodou 15,8 s s jedním či dvěma vrcholy na světelné křivce, v závislosti na energii záření. Objekt byl posléze ztotožněn s přechodným rentgenovým zdrojem 3A 1942+274, nalezeným družicí Ariel 5 již r. 1976, takže jde o jeho rekurenci. Je pravděpodobné, že na tomto místě se nachází hvězda třídy B, vzdálená od nás 4 kpc. Družice ROSAT odhalila koncem r. 1996 měkké rentgenové záření pulzaru RX J0052.1-7319 v Malém Magellanově mračnu s rotační periodou 15,3 s. Aparatura BATSE vzápětí prokázala, že pulzar září také v tvrdém rentgenovém oboru nejméně do 50 keV. Při známé vzdálenosti Mračna odtud vychází rentgenový zářivý výkon 1,1.10³⁰ W. Souvislá měření do konce loňského roku poukázala na zrychlování rotace tempem 5,4.10¹¹. I. Kreykenbohm aj. studovali pomalý rentgenový pulzar Vela X-1 = 4U 0900-40 = HD 77581, jenž je zákrytovou dvojhvězdou, vzdálenou od nás 2,0 kpc a skládající se z veleobra B0 Ib o hmotnosti 23 M_☉ a neutronové hvězdy, která kolem něho obíhá v periodě 8,96 dne. Neutronová hvězda akreuje hvězdný vítr veleobra rychlostí 4.10⁶ M_☉/r. Rentgenový pulzar má mimořádně dlouhou periodu 283 s a družice RXTE zjistila již počátkem r. 1996, že ač profil impulzů zůstává zachován, jejich intenzita značně kolísá až o řád od maxima na úrovni 4.10²⁹ W.

S. Portegies Zwart a L. Jungelson zjistili, že průměrné stáří soustav binárních neutronových hvězd se pohybuje od 100 milionů do 1 miliardy let a že tempo jejich vzniku činí 3,4.10⁵/r, zatímco tempo jejich splývání následkem gravitačního vyzařování dosahuje 2.10⁵/r. Pokud jsou pověstné zábleskové zdroje záření gama usměrněny do svazku s vrcholovým úhlem několika obloukových stupňů, odpovídá četnost splývání neutronových dvojhvězd frekvenci výskytu zmíněných zábleskových zdrojů. W. Kluzniak a W. Lee zjistili, že při splývání neutronové hvězdy s černou dírou může jádro neutronové hvězdy takovou katastrofu přežít jako izolované těleso. M. Ruffert a H. Janka simulovali na superpočítači srážku dvou neutronových hvězd a ukázali, že při tom vzniká neutrinový tok o výkonu až 4.10⁴⁷ W, trvající několik milisekund. Anihilace párů neutrino-antineutrino vede k zářivému výkonu řádu 10⁴⁵ W a anihilace párů pozitron-elektron dává 10⁴³ W během cca 10 ms. Z jejich výpočtů vyplývá tempo splývání neutronových dvojhvězd v Galaxii řádově na 10⁵/r.

E. Ergma a E. van den Heuvel studovali 7 známých rentgenových dvojhvězd, v nichž je zhroucenou složkou patrně černá díra a kde její průvodce je málo hmotná hvězda. Odtud odvodili, že průměrná hmotnost těchto černých děr v soustavách měkkých přechodných zdrojů rentgenového záření dosahuje až 15 M_O, a jejich hvězdní předchůdci proto museli mít původní hmotnost vyšší než 20 M_☉.

3.4. Zábleskové zdroje záření gama

Je zcela nepochybné, že tento obor výzkumu patří dnes k těm nejnapínavějším v moderní astronomie i astrofyzice a ani roční odstup nedovoluje dostatečně rozlišit podstatné objevy od efemérních aktualit i vyslovených omylů. Příkladem budiž teoretické modely zábleskových zdrojů záření gama (GRB), jež byly publikovány v poslední dekádě. V r. 1986 přišel B. Paczyński s nápadem, že jde o splynutí dvou neutronových hvězd a o pět let později uveřejnil také model splynutí černé díry s neutronovou hvězdou. V dalším roce navrhl D. Usov, že příčinou GRB je zhroucení bílého trpaslíka o hmotnosti na Chandrasekharově mezi na neutronovou hvězdu, zatímco S. Woosley usoudil, že může jít o nepovedený výbuch supernovy, tj. o přímé zhroucení velmi hmotné hvězdy na černou díru. Nejnověji opět Paczyński nabídl tzv. hypernovu, kdy mimořádně hmotná a rychle rotující hvězda ve dvojhvězdě se zpomalí, následkem čehož se zhroutí na černou díru. Při hmotnosti rotující černé díry kolem 10 M_☉ je její rotační energie 5.10⁴⁷ J a může být příslušnými procesy (Blandfordův-Znajekův mechanismus) extrahována navenek. Paczyński soudí, že v okolí takového objektu dosahuje indukce magnetického pole neuvěřitelné hodnoty až 100 GT. Není divu, že takové útvary jsou asi o pět řádů vzácnější než supernovy typu II.

V současné době se vskutku zdá, že GRB zahrnují více různých typů mechanismů, takže předešlé nápady se navzájem nevylučují. Vskutku také I. Horváth tvrdí, že podle délky trvání GRB lze rozlišit tři třídy objektů: I – s trváním kratším než 2,5 s; II – s trváním v intervalu 2,5 ÷ 7,0 s; III – s trváním nad 7,0 s. Splynutím neutronových hvězd se velmi podrobně zabývali M. Ruffert a H. Janka, jak jsem již uvedl v předešlém odstavci. Splynutím vzniká černá díra, obklopená akrečním toroidem o hmotnosti až několika desetin M_☉. Ve směru rotační osy černé díry je účinnost uvolňování energie nejvyšší, a navíc v tom směru příliš nepřekáží baryonová hmota řádu nanejvýš 10⁵ M_☉. To je důležité pro hladké vyzáření paprsků gama směrem do vnějšího kosmického prostoru. Autoři odtud odvozují, že svazky záření gama jsou usměrněny do kuželů s vrcholovými úhly od několika stupňů až do desítek stupňů. V blízkosti toroidu se energie nejprve ukládá díky anihilaci párů neutrina-antineutrina tempem až 4.10⁴³ W. To samo však ještě nestačí ke vzniku GRB, ale takto vyzářená energie je obsažena v tak rychle rotujícím materiálu, že se ihned nezřítí na černou díru, a tak vzniká časová prodleva, která umožní vyzářit fotony gama. Model je velmi univerzální a má mnoho variant, takže jím lze dobře vysvětlit i pozorovanou četnost GRB. Odpovídající zářivé výkony GRB pak díky usměrnění svazků dosahují hodnot řádu „jen“ 10⁴⁴ W.

Vznikem neutrin před výbuchem GRB se rovněž zabýval M. Vietri. Tvrdí, že zejména ultraenergetická neutrina s energiemi nad 10 EeV se hodí i pro vysvětlení, odkud se berou stejně energetické částice kosmického záření, takže právě GRB mohou posloužit i pro řešení záhady výskytu těchto energetických částic. W. Kluzniak upozornil, že pokud se potvrdí mechanismus oscilace neutrin, pak lze v tzv. sterilních (nedetektovatelných) neutrinech uložit při vzplanutí GRB až 10⁴⁵J energie a tu pak výhodně přenést do prostředí bez baryonů, což – jak již víme – je zvláště příznivé pro emisi fotonů gama.

B. Qin aj. počítali průběh zhroucení neutronové hvězdy v hmotné dvojhvězdě na černou díru a dospěli rovněž k uvolněné energii řádu 10⁴⁷J. Příčinou zhroucení je v tomto případě akrece materiálu ze druhé složky dvojhvězdy na černou díru tak dlouho, až se překročí spodní mez hmotnosti pro černé díry kolem 3 M_☉. Další možností je však ochlazení rychle rotující neutronové hvězdy mohutnou emisí neutrin, jež odnesou velkou energii. Konečně R. Sari vysvětluje pozorované optické dosvity jako srážku relativisticky se rozpínající baryonově „špinavé“ ohnivé koule GRB s interstelárním prostředím.

J. Bloom aj. pozorovali optický dosvit GRB 970508 ještě 200 a 300 dnů po vzplanutí a zjistili, že se pokles světelné křivky výrazně zpomalil. Poloha zdroje se liší od polohy středu mateřské galaxie pouze o 0,37″, což při kosmologickém červeném posuvu z = 0,835 představuje projektovanou vzdálenost zdroje od centra galaxie jen 2,7 kpc. Samotná galaxie má jen 12 % zářivého výkonu naší Galaxie, takže patří mezi trpasličí soustavy, ovšem s překotnou tvorbou hvězd. R. Wijers soudí ze statistiky vzdáleností GRB, že v této populaci objektů pozorujeme silný výběrový efekt, takže mnoho z nich vznikalo v raných fázích vesmírného vývoje v době překotné tvorby hvězd v galaxiích. Zářivé výkony GRB totiž dosahují až 8.10⁴⁴ W a v dané galaxii dochází ke vzplanutí jednoho GRB v průměrném intervalu 40 milionů let. Podobně P. Bagot aj. tvrdí, že asi miliardu let po vzniku eliptických galaxií v nich probíhá překotná tvorba hvězd a následkem toho i splývání párů neutronových hvězd, vedoucí k úkazům GRB. Také V. Dokučajev aj. si myslí, že jevy GRB jsou přirozenou součástí vývoje galaxií, neboť epochy překotné tvorby hvězd v nich musí být následovány vznikem mnoha kompaktních hvězdných pozůstatků v podobě neutronových hvězd a černých děr.

Splývání kompaktních zbytků hvězd byla ostatně předpovězena S. Blinnikovem aj. již r. 1984 a jejich četnost by mohla být až o dva řády vyšší než počet pozorovaných GRB, což by nasvědčovalo výraznému usměrnění záblesků do úzkého kužele. Zejména A. Dar kritizuje standardní model rozpínající se ohnivé koule a tvrdí, že GRB jsou relativistické výtrysky mířící zhruba na pozorovatele, takže v rádiovém oboru bychom měli pozorovat superluminální expanzi na úrovni až 5c. Proto také četnost tvrdších GRB (>1 MeV) je prý mnohem vyšší, než pozorujeme. Naproti tomu T. Totani model ohnivé koule hájí a tvrdí, že GRB vznikají disipací energie relativisticky se rozpínající ohnivé koule, kde synchrotronové záření protonů dosahuje energií řádu až 10²¹ eV (!), je zachyceno v magnetickém poli koule a vyzářeno se zpožděním i několika dnů. V relativistických protonech by mohla být uložena energie řádu 10⁴⁹J, což dle autora skoro určitě znamená, že k emisi fotonů dochází v úzce směrovaných svazcích. Vzácně pozorované fotony v pásmu GeV, přicházející od GRB se zpožděním řádu hodin, by pak bylo možné vysvětlit jako synchrotronové záření relativistických elektronů.

O hledání GRB v pásmu nad 20 TeV se však v letech 1992–93 marně pokoušeli L. Padilla aj. prostřednictvím aparatury HEGRA AIROBICC na Kanárských ostrovech, ale Totani uvádí, že naděje na zachycení těchto velmi energetických fotonů je možná pouze pro GRB s červeným posuvem z hypernovu 1998bw a měkké rekurentní zdroje SGR, které mají jiný původ).

M. Deng a B. Schaefer studovali trvání jasných a slabých GRB ve 4. katalogu BATSE z družice Compton a prokázali, že slabé zdroje jsou statisticky 1,9krát delší než jasné, což prokazuje nepřímo jejich kosmologický původ, neboť má jít o projev relativistické dilatace času pro kosmologicky nejvzdálenější, a tudíž i nejslabší objekty. R. Burenin aj. našli poměrně dobrou korelaci mezi rozložením GRB na jedné straně a rozložením kvasarů, aktivních galaktických jader a blazarů na straně druhé. Šlo o 327 aktivních objektů s červenými posuvy v rozmezí 0,1 z GRB. Autoři proto soudí, že průměrný červený posuv pro slabé GRB se pohybuje kolem z ≈ 1. Pouze T. Bulik aj. s kosmologickou povahou GRB nesouhlasí a stále ještě hájí domněnku, že GRB jsou neutronové hvězdy o velmi vysokých prostorových rychlostech až 800 km/s, které je zanesly do hala či koróny Galaxie. Pokud jsou GRB izotropními zářiči, pak se prý nacházejí ve vzdálenostech 130 ÷ 350 kpc, kdežto září-li usměrněně, pak stačí vzdálenosti 80 ÷ 250 kpc.

Dočista odlišné modely GRB navrhli G. Fuller a X. Shi a C. Fryer a S. Woosley. První dvojice autorů soudí, že GRB vznikají při gravitačním zhroucení supermasivních objektů o hmotnosti nad 1 000 M_☉. Takové objekty by mohly vznikat v jádrech galaxií, popřípadě srážkami hvězd v kulových hvězdokupách; tak lze uvolnit energie řádu až 10⁴⁶ J. Druzí dva badatelé naopak soudí, že černá díra může splynout se svým průvodcem – heliovým červeným obrem, přičemž se prostřednictvím magnetické interakce s akrečním diskem černé díry uvolní rotační energie černé díry, takže pak pozorujeme GRB.

Podobně B. Hansen a C. Murali vidí příčinu GRB ve splynutí neutronové hvězdy se svým méně vyvinutým průvodcem, čímž se hvězda zhroutí na černou díru. H. Spruit zase uvažuje o silně magnetických rentgenových dvojhvězdách, v nichž je neutronová hvězda s polem řádu kT roztočena na vysoké obrátky díky přenosu látky ze sekundární složky. Díky gravitačnímu záření dochází k tak velké ztrátě momentu hybnosti, že se původní magnetické pole zesílí až na neuvěřitelnou hodnotu 10 TT během pouhých několika měsíců, a to následkem zamotání pole diferenciální rotací neutronové hvězdy. Na povrchu neutronové hvězdy se tak vynoří magnetické pole o indukci řádu 1 TT a to vyvolá GRB o trvání 1 ÷ 100 s a energii až 10⁴⁵ J. Dříve navržená možnost, že GRB představují fázový přechod neutronové hvězdy na tzv. podivnou (kvarkovou) hvězdu, se nepotvrdila. Přesto však U. Pen aj. navrhují mechanismus rozpadu baryonů v neutronové hvězdě jako zdroj GRB. Představují si, že během pouhé 0,1 ms se celá hvězda změní na záření o výsledné energii řádu 10⁴⁷ J. Pak by existence GRB byla přímým důsledkem známé asymetrie v počtu částic a antičástic ve vesmíru. Konečně R. Popham aj. tvrdí, že pokud je černá díra přiživena náhlou hyperakrecí z disku tempem 0,01 ÷ 10 M_☉/s (!!), disk se náhle ztenčí a objeví se výtrysky s hustotou až 10¹⁵ kg.m^-3, které vyvolají GRB o energii až 10⁴⁵ J.

Se zcela originálním nápadem přišli M. Vietri a L. Stella, kterým k vysvětlení povahy GRB stačí osamělá „přetučnělá“ neutronová hvězda, jež velmi rychle rotuje a díky momentu hybnosti se brání zhroucení na černou díru. Rychlost rotace se však vinou silného magnetického pole pozvolna prodlužuje až do chvíle, kdy již kompaktní hvězda nedokáže odolat spontánní implozi na černou díru. Tento model má z fyzikálního hlediska řadu předností a autoři pro něj navrhují termín supranova.

Když všechny družice pro obor gama zaznamenaly koncem roku 1997 další vzplanutí GRB 971214 (UMa), málokdo mohl tušit, že jde o zcela jedinečný úkaz. Optický dosvit totiž zpočátku zcela překryl mateřskou galaxii s R = 25,6 v úhlové vzdálenosti 0,14″ od GRB, takže až poté, když zeslábl, bylo možné pořídit Keckovým dalekohledem její spektrum. Jak ukázali S. Kulkarni aj., jde o dosud nejvzdálenější GRB, neboť červený posuv galaxie činí z = 3,42 (vzdálenost cca 3 Gpc), což dle R. Wijerse odpovídá stáří 1/7 dnešního věku vesmíru. To ovšem znamená, že po dobu několika sekund se zářivý výkon tohoto GRB vyrovnal zářivému výkonu celého okolního pozorovatelného vesmíru!!

J. Gorosabel aj. objevili infračervený dosvit zdroje již 3,5 h po výbuchu s magnitudou K = 18,0, která se neměnila až do doby 10 h po výbuchu. J. Halpern aj. pozorovali optický dosvit 13 h po explozi a obdrželi hodnoty R kolem 19,5 mag, které při zmíněné vzdálenosti zdroje v přepočtu znamenají, že při výbuchu se uvolnilo 16 % klidové hmotnosti Slunce! Optický dosvit během dvou týdnů zeslábl zhruba o 3 mag a úhrnná energie výbuchu ve všech spektrálních oborech tak podle A. Ramaprakashe aj. dosáhla 2.10⁴⁴ J. Zmínění autoři proto usuzují, že v tomto případě šlo o naprosto výjimečný úkaz přímého zhroucení masivní hvězdy na černou díru, tzv. hypernovu. G. Preparata aj. uvažovali model černé díry obklopené tzv. dyadosférou. Ta je definována jako oblast, v níž je elektromagnetické pole tak silné, že převyšuje kritickou hranici pro spontánní tvorbu párů elektron-pozitron. Jejich anihilací pak lze objasnit extrémní energii GRB 971214. A. Mitra tvrdí, že zdroje GRB 970508 a 971214 mají téměř určitě svazek záření gama usměrněný k nám, takže opravdu lze očekávat energie vzplanutí až 10⁴⁶ J. To nelze přenést pouze elektromagnetickými vlnami, takže vzplanutí musí předcházet krátký mocný výbuch neutrin s úhrnnou energií řádu 10⁴⁸ J. To je velmi nadějná zpráva pro konstruktéry detektorů kosmických neutrin s energiemi částic řádu 1 GeV. Jak patrno, fantazie teoretiků je skoro tak nevyčerpatelná, jako samo téma GRB, ale o tom, jak je to doopravdy, rozhodnou nakonec další a komplexnější pozorování.

První dobrou identifikaci v loňském roce přinesla pozorování zdroje GRB 980326 v poloze 0836-1851 (Pup). Poměrně měkké vzplanutí gama trvalo pouze 5 s, ale i to stačilo k nalezení optického dosvitu R = 21,7 o den později. Optický objekt rychle slábl, takže P. Groot aj. našli pod ním konstantní zdroj 25,5 mag, jenž je skoro nepochybně mateřskou galaxií. O pouhé tři dny později zaznamenaly družice GRB 980329 v poloze 0702+3850 (Aur) v trvání 10 s, jenž 7 h po explozi jevil dosvit ve tvrdé rentgenové oblasti na úrovni 6 Krabů. Ještě týž den byl nalezen infračervený dosvit I = 20 a další den R = 23,6. Objekt byl 1. dubna nejjasnější v pásmu J = 17,7. Jak uvedli E. Palazzi aj., během dvou dnů zeslábl objekt v pásmu R na 25 mag, ale zato se 5. dubna vynořil v mikrovlnném pásmu 850 μm na úrovni

5 mJy, leč po třech dnech i zde zmizel v šumu pozadí. Pokud předpokládáme, že zdroj vzplanul v kosmologické vzdálenosti odpovídající z ≈ 1, pak energie uvolněná v pásmu gama dosáhla 3.10⁴⁵ J a mohlo jít o již zmíněnou hypernovu. G. Taylor aj. nalezli rádiový dosvit v pásmu 1,4 ÷ 90 GHz již první den po vzplanutí a pozorovali pak jeho proměnné rádiové záření po dobu celého dubna. Po dvou týdnech zmizely interstelární scintilace rádiového záření, neboť okolohvězdný prach zřejmě dostatečně prořídl. Podle J. 't Zanda aj. šlo o zatím vůbec nejjasnější gama a rentgenové vzplanutí zaznamenané družicí BeppoSAX, s mimořádně tvrdým vzhledem energetického spektra.

Tato jedinečná družice nalezla dle C. Wolfa od ledna r. 1997 do července 1998 již 14 GRB s přesnými (na cca 1′) polohami rentgenových protějšků. Rentgenové dosvity se podařilo najít ve 13 případech a pokaždé jejich jasnost klesala s -1,1. až -1,6. mocninou času, což svědčí pro velmi silné usměrnění záblesků směrem k pozorovateli.

Další vzplanutí se odehrála 25. dubna, trvalo 30 s v pásmu záření gama a bylo následováno rentgenovým dosvitem o intenzitě až 3 Kraby v poloze 1935-5250 (Tel) a identifikováno také rádiově. K úžasu všech pozorovatelů v témže místě oblohy ve spirální galaxii s příčkou ESO 184-G82 vzplanula o 0,9 dne po GRB supernova 1998bw, jež dosáhla R =15,0 a 8. května 1998 se dokonce zjasnila na V = 13,9, jak jsem se už o tom zmínil v odstavci o loňských supernovách.

O ztotožnění obou jevů se zasloužili K. Iwamoto aj., kteří uvádějí, že předchůdcem supernovy byla hvězda o původní hmotnosti kolem 40 M_☉, která však většinu své hmoty poztrácela hvězdným větrem, popřípadě přenosem hmoty na druhou složku dvojhvězdy. Těsně před gravitačním zhroucením měla proto hmotnost již jen 12,4 M_☉ a její nitro se skládalo převážně z uhlíku a kyslíku. Zhroucení vedlo ke vzniku rychle rotující černé díry, obklopené silným magnetickým polem. Toto pole pak dokáže „vytáhnout“ zpět do prostoru rotační energii samotné černé díry. Kompaktní zbytek má mít údajně hmotnost 2,9 M_☉, zatímco 9,5 M_☉ bylo vyvrženo do okolního prostoru. Supernova dosáhla maxima 17. den po vzplanutí, tj. zářivého výkonu 1,6.10³⁶ W, což je o řád více než pro běžné supernovy tříd Ib/Ic.

Podle S. Kulkarniho aj. spočívá anomálie supernovy také ve velmi brzkém (po 3 dnech od výbuchu na cm a po 12 dnech na dm vlnách) pozorování rádiového záření se superluminálním rozpínáním fiktivní rychlostí alespoň 2c. To znamená, že rázová vlna nesla energii alespoň 10⁴² J. Proto autoři podporují názor, že šlo fakticky o hypernovu. J. Bloom aj. ji definují pomocí rychlosti rozpínání cárů výbuchu vyšší než 50 000 km/s a připomínají, že 1998bw je rádiově dosud nejjasnější pozorovaná supernova vůbec. Pozorovaný záblesk GRB lze vysvětlit za předpokladu osové souměrnosti výbuchu supernovy, kdežto nejjednodušší kulová souměrnost výbuchu by k takovému úkazu nevedla.

L. Wang a J. Wheeler soudí, že příslušný GRB byl výrazně usměrněn do úzkého svazku, takže skutečná četnost GRB by pak měla být až o dva řády vyšší než pozorovaná. R. Perna a A. Loeb se domnívají, že záření GRB určitě není usměrněno v následném rádiovém dosvitu, a odtud lze zpětně odhadnout, že vrcholové úhly svazků krátkovlnného záření GRB jsou větší než 6°. Správné určení velikosti vrcholového úhlu má ovšem dramatický vliv na odhad zářivých výkonů, resp. uvolněné energie GRB. I když první GRB byly rozpoznány v oboru gama, v zásadě nyní nic nebrání tomu, hledat je rovnou v optickém či dokonce v rádiovém oboru spektra, přestože technicky jde o velmi složitý úkol.

ásledující GRB 980515 ukázal 10 h po vzplanutí rentgenový dosvit v poloze 2116-6712 (Oct) o intenzitě 1,5 Kraba, načež následoval GRB 980519 v poloze 2322+7716 (Cep) s tvrdým rentgenovým dosvitem o intenzitě až 2,5 Kraba a optickým protějškem, který během dne zeslábl z R = 19,1 na 22,1 mag. Dalším rentgenově identifikovaným zdrojem se stalo vzplanutí GRB 980613 o trvání 50 s v poloze 1018+7127 (UMa), přičemž jasnost dosvitu v tvrdém rentgenovém pásmu dosáhla 0,6 Kraba. Počátkem července byl identifikován zdroj GRB 980703 v poloze 2359+0835 (Psc), který v témže pásmu dosáhl 1,7 Kraba a byl následující noc identifikován i opticky jako R = 20,6. Během dalších dvou dnů zeslábl na 22,1 mag. Podle S. Djorgovského aj. se poblíž zdroje nalézá mateřská galaxie s červeným posuvem z = 0,97, a tak se dá spočítat vyzářená energie záblesku na 10⁴⁶ J za předpokladu izotropního zářiče. Je to teprve třetí případ, kdy známe spolehlivě vzdálenost kosmologického GRB. V identifikacích dalších GRB pak následovala dlouhá přestávka bezmála do konce prosince, kdy byl družicí BeppoSAX identifikován GRB 981226 o trvání 20 s se slábnoucím rentgenovým dosvitem o maximální intenzitě 0,26 Kraba.

Speciální postavení mezi zábleskovými zdroji záření gama mají rekurentní měkké zábleskové zdroje (SGR = Soft Gamma Repeater), o nichž R. Duncan již v r. 1992 tvrdil, že vynikají extrémně silnými magnetickými poli na povrchu příslušné neutronové hvězdy. Jestliže tam magnetická indukce dosahuje hodnot až 10¹¹ T, pak dochází v kůře neutronové hvězdy k mocným hvězdotřesením, při nichž je vyzářena energie ve formě měkkého záření gama a se zářivým výkonem o 7 řádů vyšším, než vydává Slunce ve všech oborech spektra. Duncan takové objekty nazývá magnetary a odhaduje, že k nim patří asi 10 % neutronových hvězd. Prototypem magnetarů je dle S. Kulkarniho a C. Thompsona proslulý zdroj GRB 790305 ve Velkém Magellanově mračnu (SGR 0525-66), ztotožněný s pozůstatkem supernovy N49.

K dosud zcela vzácné třídě magnetarů zřejmě patří zdroj SGR 1806-20, jenž rotuje s periodou 7,5 s a brzdí se tempem 2,6 ms/rok. Odtud vychází stáří objektu asi 1 500 let. Podle C. Kouveliotouové aj. trvají jednotlivé záblesky velmi měkkého záření gama pouze 0,1 s a souvisejí s otřesy kůry neutronové hvězdy, při nichž se uvolňuje magnetické napětí v kůře. Indukce magnetického pole zde dosahuje vskutku nevídané hodnoty 80 GT. Podle G. Golicyna je podobnost těchto úkazů s pozemskými zemětřeseními velmi nápadná. Při jednotlivých záblescích se zřejmě objevují v tuhé kůře neutronové hvězdy několikametrové trhliny a vzácně se pohybují celé „kontinenty“. Frekvence seizmických vln se blíží 1 kHz a amplitudy pohybu kůry dosahují několika metrů, což je v gravitačním poli husté a malé neutronové hvězdy doslova úžasné. V polovině června několikrát zablýskl také SGR 1627-41, ale tyto impulzy většinou netrvaly ani 0,2 s a jen výjimečně až 3 s. Blýskač byl ztotožněn s pozůstatkem supernovy G337.0-0.1 a nachází se právě na půl cestě mezi oběma rádiovými laloky pozůstatku.

Loni se však suverénně nejvýznamnějším magnetarem stal velmi jasný zdroj SGR 1900+14 (Aql) poblíž SNR G42.8+0.6, objevený již r. 1979. Zdroj náhle oživnul koncem května 1998 a během 5 dnů vykázal přinejmenším 38 záblesků o průměrném trvání 350 s. Při vzdálenosti 7 kpc to odpovídá výkonům až 2.10³⁴ W na záblesk. Jeho rotační perioda činí 5,16 s a prodlužuje se relativní rychlostí 6.10^-11, což odpovídá magnetickému poli o indukci 50 GT. Kdyby se tak silný magnetický zdroj nacházel ve vzdálenosti 200 000 km od Země, dokázal by vám vytáhnout z kapsy klíče a přitáhnout je k sobě.

Právě v době, kdy byla tato pozorování v tisku, však přišlo nečekané překvapení, neboť 27. srpna 1998 zaznamenaly družice pro obor gama, ale i sondy NEAR a Ulysses, naprosto gigantický záblesk gama od zmíněného zdroje v souhvězdí Orla. Podle U. Inana aj. a K. Hurleye aj. byly detektory na palubách družic a sond na několik sekund zahlceny, a jelikož úkaz se odehrál na noční straně Země, došlo k nevídané přídavné ionizaci vysoké atmosféry na úroveň denní ionosféry! Je to poprvé v dějinách astronomie, kdy mimosluneční objekt dokázal měřitelně ovlivnit stav zemské atmosféry. Jeho maximální zářivý výkon dosáhl za předpokladu izotropního zářiče hodnoty 2.10³⁶ W (desetina zářivého výkonu Galaxie!). Tento ojedinělý úkaz, dvakrát jasnější než již zmíněný prototyp GRB 790305 („naštěstí“ ve vzdálenosti Velkého Magellanova mračna!), lze vysvětlit jako totální rozlámání tlusté magnetické kůry neutronové hvězdy.

P. Leonarda a J. Bonella vedla tato šokující čísla k úvaze, co by se stalo na Zemi, kdyby se některému zdroji GRB umanulo vybuchnout ve vzdálenosti menší než 1 kpc od Země. Po příletu energetických fotonů záření gama a rentgenového bychom na obloze spatřili namodralou skvrnu o něco větší než Měsíc a jasnější než úplněk. Šlo by fakticky o Čerenkovovo záření, vznikající relativně nadsvětelným šířením sekundárních částic v zemské atmosféře. Fotony by dále rozbíjely molekuly ovzduší, takže by vznikaly oxidy dusíku, jež silně pohlcují světlo, a denní obloha by potemněla během několika sekund. Životnost těchto oxidů v atmosféře činí desítky let, takže postupně by zničily ozonovou vrstvu a na povrch Země by začalo dopadat ultrafialové záření ze Slunce.

Po několika dnech by dorazily o něco pomalejší částice kosmického záření, jež by se v atmosféře rozpadaly na sekundární miony. Po dobu nejméně měsíce by byl proto povrch planety bombardován miony v dávce, jež asi o dva řády převyšuje smrtelnou dávku pro člověka. Miony navíc pronikají i do hloubky oceánů, kde dalšími srážkami vyvolávají indukovanou radioaktivitu. Během kritického měsíce by byla Země vystavena stejné dávce kosmického záření jako za normálních okolností během 10 milionů let.

Podobné efekty by vyvolal výbuch našeho galaktického jádra, podobný výbuchu aktivních jader cizích galaxií, anebo supernova ve vzdálenosti do 10 pc od Slunce. Pokud jde o GRB, naštěstí lze takové blízké exploze dobře předvídat. Nejdříve za 220 milionů let a nejpozději za 4 miliardy let splynou složky binárních pulzarů PSR 1534+12, 1913+16, 2127+11C, 2303+46 a 1518+4904, jež jsou od nás vzdáleny od 0,5 do 10,7 kpc. Autoři též uvádějí, že obrana civilizace je už nyní myslitelná. Šlo by např. zakrýt celou Zemi rozptýlením planetky Ceres v zemském okolí, anebo zahrabat se pod zemský povrch do hloubky asi 500 m. Ať už se na tyto úvahy díváme jakkoliv, je naprosto zřetelné, jak zábleskové zdroje záření gama hýbou celou astrofyzikou na konci XX. století.

4. Mezihvězdná látka

S poměrně velkým zpožděním uveřejnili M. Hauser aj. a D. Schlegel aj. výsledky měření infračerveného pozadí oblohy v deseti filtrech v pásmu 1,6 ÷ 240 μm s úhlovým rozlišení 0,7° aparaturou DIRBE na družici COBE v období od prosince 1989 do září 1990. Důvodem bylo mimořádně obtížné odčítání příspěvku rozličných zdrojů v popředí a také nesmírný počet (řádově 10⁸) samotných měření. Výsledek úmorné práce však stojí za to: infračervené pozadí vesmíru má energetickou hustotu dvakrát vyšší než úhrnné viditelné záření všech galaxií! Jde o mezihvězdný, resp. mezigalaktický prach ohřátý kolektivním působením všech hvězd, které kdy ve vesmíru vznikly. M. Hauser aj. a E. Dwek aj. však uvádějí, že pokud se omezíme na vzdálený vesmír se z > 1,5, vychází infračervené pozadí asi dvakrát vyšší, než odpovídá odhadu počtu tak daleko vzniklých hvězd, odvozenému z pozorování HST-HDF.

M. Guélin aj. odhalili z měření 100m radioteleskopem v Effelsbergu vzácný radikál kyanbutadiynyl (C₅N) v molekulovém mračnu TMC-1 a v infračerveném zdroji IRC+10216 na frekvenci 23,25 GHz. E. Dartois aj. nalezli pomocí družice ISO v několika infračervených zdrojích, odhalených družicí IRAS, vodní led na vlnové délce 44 μm. D. Lis a K. Mentem studovali obří molekulové mračno GCN 0.25+0.11 v blízkosti centra Galaxie v pásmu 45 ÷175 μm. Mračno je chladnější než 26 K a podléhá buď slapovém rozbíjení, anebo srážce, takže v astronomicky dohledné době zde proběhne překotná tvorba hvězd. Obecně pak platí, že obří molekulová mračna ve spirálních ramenech jsou 28krát hustší než v prostoru mezi rameny, kdežto atomární plyn ve spirálách je hustší pouze 2,5krát.

5. Galaxie a kvasary

5.1. Hvězdokupy

D. Barrado y Navascuées zjistil, že v prostorovém okolí hvězdy Castor v Blížencích se rozkládá pohybová skupina 16 hvězd, mezi něž patří mj. Vega, Fomalhaut, proměnná YY Gem a hvězdy typu beta Pic. Hvězdy mají velmi rozdílné spektrální typy od A1 V až po M6 Ve a pokud vznikly najednou, znamená to, že existuje mnoho různých scénářů, jak mohou kolem mateřských hvězd vznikat planetární soustavy. Autor odhaduje stáří skupiny na (200 ±100) megalet.

Díky družici HIPPARCOS se podařilo zpřesnit parametry otevřené pohybové hvězdokupy Hyády, jež slouží jako základní kalibr pro určování vzdálenosti hvězd a hvězdných soustav. M. Perryman aj. stanovili vzdálenost těžiště kupy od Slunce (46,3 ±0,4) pc a její poloměr na plných 10 pc; tj. modul vzdálenosti hvězdokupy činí 3,33 mag. Poměrné zastoupení helia ve hvězdách Hyád dosahuje Y = 0,26 a hvězdokupa je mladá (625 ±50) megalet. O. Eggen však upozorňuje, že některé hvězdy v Hyádách mohou být staré až 2 gigaroky, čili že epocha tvorby hvězd ve hvězdokupách bývá mimořádně dlouhá. Ukázal dále, že společně se známými Jesličkami (Praesepe) v Raku tvoří Hyády nadkupu otevřených hvězdokup. D. Pinfield aj. určili poloměr další známé hvězdokupy Plejád na 13,1 pc a její úhrnnou hmotnost na 735 M_☉, z čehož hnědí trpaslíci představují méně než 18 % hmotnosti. K nejstarším otevřeným hvězdokupám Galaxie patří dle H. Richera aj. soustava M67, pro níž z bodu obratu na barevném diagramu vychází stáří plné 4 gigaroky. To je v dobrém souladu s určením stáří hvězdokupy na základě křivky chladnutí bílých trpaslíků – 4,3 gigaroky.

F. van Leeuwen porovnal vzdálenosti 12 otevřených hvězdokup, určené HIPPARCOSEM. Přesněji změřené vzdálenosti sahají až do 250 pc a poukazují na odchylky od předpokladu o stárnutí hvězdokup. Zatímco 5 nejmladších hvězdokup dává hodnoty funkce svítivosti v souladu s mladými Plejádami (o stáří asi 120 megalet), starší otevřené hvězdokupy mají hvězdy v průměru jasnější, než se čekalo.

P. Massey a D. Hunter zkoumali na snímcích HST kompaktní hvězdokupu R136 o poloměru pouhých 2 pc . Ukázali, že hvězdokupa obsahuje více než 3 500 hvězd, mezi nimi 36 hvězd třídy O3 If, které jsou daleko nejsvítivějšími hvězdami Galaxie. Jejich absolutní magnitudy dosahují přinejmenším -4 mag a jejich hmotnosti činí až 120násobek hmotnosti Slunce. Extrémně hmotných hvězd je však i v této hvězdokupě málo a vznikly jako poslední, nejvýše před 2 megalety. Pomocí infračervených JHK pozorování Keckovým dalekohledem z června 1996 zkoumali E. Serabyn aj. hvězdokupu Arches v samém centru Mléčné dráhy. Kompaktní hvězdokupa obsahuje přinejmenším 100 velmi hmotných mladých hvězd.

Podle B. Chaboyera aj. vyplývá z měření HIPPARCOSE, že stáří kulových hvězdokup nepřesahuje 11,5 gigalet, čímž odpadají námitky proti krátké stupnici stáří vesmíru, odvozované z příliš vysokých hodnot Hubbleovy konstanty. R. Jimenez a P. Padoan odhadli stáří kulových hvězdokup M5 na 10,6 megalet a M55 na 12,5 gigalet s chybou menší než 10 %. Uvádějí též, že ani kulové hvězdokupy v halu Galaxie nejsou starší než 14 gigalet.

5.2. Naše Galaxie

R. Narayan aj. přinesli další důkazy, že objekt Sgr A* v centru Galaxie skrývá černou veledíru o hmotnosti (2,5 ±0,5) MM_☉. Na veledíru dopadá ročně alespoň 10^-6 M_☉ z okolního prostoru; proto je její zářivý výkon řádu 10³⁰ W. Ještě přesvědčivější jsou jedinečná pozorování A. Ghezové aj., kteří zkoumali objekt infračervenou skvrnkovou interferometrií pomocí Keckova teleskopu tím, že v počítači sečítali tisíce expozic o délce 0,13 s a docílili tak rekordního rozlišení 0,05″, tj. lineárního rozlišení asi 400 AU! To jim umožnilo studovat vlastní pohyby 90 červených hvězd třídy K mezi 9 a 17 mag se 4× menší chybou než při dosavadních měřeních a v těsném okolí 25 čtverečních obloukových vteřin kolem vlastní černé díry. Autoři ukázali, že maximum plošné hustoty hvězd i disperze rychlostí bezvadně souhlasí (na 0,1″) s polohou rádiového zdroje Sgr A* i dynamického centra Galaxie a že zmíněné hvězdy obíhají po Keplerových elipsách kolem černé veledíry o hmotnosti 2,6.10⁶ M_☉ a objemu menším než 10⁶ pc³ rychlostmi až 1 400 km/s. Odtud též vyplývá, že centrální masivní objekt musí být černou veledírou, neboť jeho hustota je dostatečně extrémní. Ostatně, existenci spící černé veledíry v jádře Galaxie předpověděli D. Lynden-Bell a M. Rees již r. 1971.

K témuž závěru dospěli K. Lo aj. na základě rádiových měření radiointerferometrem VLBA na vlnové délce 7 mm. Rádiový zdroj Sgr A* má totiž poloměr pouhých 72 Schwarzschildových poloměrů (R_S = 11 R_☉!) pro černou veledíru o hmotnosti 2,5 MM_☉ a je díky rychlé rotaci zploštělý o plných 20 R_S na pólech. M. Reid aj. určili pomocí interferometru VLBA vlastní pohyb Sgr A* s neuvěřitelnou přesností na 0,000 2″. Pokud by se přesnost podařilo zvýšit ještě 5×, bude možné přímo změřit trigonometrickou paralaxu centra Galaxie.

A. Tanner zkoumal centrální parsek Galaxie Keckovým teleskopem v infračerveném pásmu 2,2 μm. Bodový zdroj IRS 21 má dle těchto měření průměr 1 000 AU a představuje jednu z největších hvězd v Galaxii. Kolem hvězdy se nachází opticky tlustá prachová slupka o teplotě 1 360 K a zářivém výkonu 1,1.10⁴ L_☉. Ve slupce se intenzivní infračervené záření rozptyluje a transformuje do daleké infračervené oblasti, načež je vyzářeno vnější opticky i geometricky tenkou prachovou slupkou.

B. Paczyński a K. Stanek se pokusili z pozorování velkého množství konfekčních červených hvězd (red clump stars) v programu hledání gravitačních mikročoček v Galaxii odvodit přesněji vzdálenost Slunce od centra Galaxie a vyšlo jim R_☉ = (8,4 ±0,4) kpc. Jenže R. Ollin a M. Merrifield určili vzdálenost pouze R_☉ = (7,1 ±0,4) kpc a k tomu oběžnou rychlost Slunce vůči centru Galaxie v_O = (184 ±8) km/s i hodnoty Oortových konstant rotace Galaxie v okolí Slunce A = 11,3 km/s/kpc a B = -13,9 km/s/kpc. Ve vzdálenosti 20 kpc od centra pak klesá oběžná rychlost na 166 km/s. Naproti tomu M. Feast aj. odvodili z měření vzdáleností cefeid pomocí HIPPARCOSE R_☉ = (8,5 ±0,3) kpc; A = 15,1 km/s/kpc a B = -12,4 km/s/kpc, což dohromady prokazuje, jak dosud nepřesné jsou všechny hlavní parametry týkající se rotace Galaxie a polohy Slunce v ní.

Shoda dle M. Honmy a Y. Kan-Ya panuje pouze v názoru, že oběžná rychlost Slunce vůči centru Galaxie je vskutku nižší než 200 km/s, a to pak zase znamená, že ve vnějších částech soustavy rychlost rotace klesá. J. Mišurov a I. Zeninová zjistili, že Slunce se nachází ve vzdálenosti korotační kružnice Galaxie. Ta je definována tak, že na této kružnici se ve spirálních galaxiích rovná rotační rychlost galaktického disku rotační rychlosti spirální struktury. R. Jimenez aj. určili z měření vlastností červených podobrů družicí HIPPARCOS minimální stáří galaktického disku 8 gigalet.

Z pozorování gravitačních mikročoček vychází, že skrytá látka v halu Galaxie je tvořena hnědými trpaslíky s hmotností řádu 0,1 M_☉, takže úhrnná hmotnost skryté látky Galaxie do vzdálenosti 50 kpc od centra představuje plných 1,2.10¹¹ M_☉ a celková hmotnost Galaxie pak dosahuje 2.10¹¹ M_☉. Ve shodě s tím E. Brocato aj. odhadují celkový zářivý výkon Galaxie na 4.10¹⁰L_☉ a její zářivou hmotnost na 7.10¹⁰ M_☉. Autoři ve své práci počítali také úhrnný tok neutrin přicházejících z niter hvězd Galaxie na Zemi na 10¹⁷ neutrin/m²/s.

5.3. Místní soustava galaxií

M. Putnamová aj. studovali tzv. Magellanův proud mezi nejbližšími galaktickými sousedy naší Galaxie pomocí rozložení neutrálního vodíku na rádiové frekvenci 1,42 GHz a zjistili, že jde o výsledek slapového narušení obou sousedních soustav naší Galaxií. L. Smithová aj. pozorovali tři svítivé modré proměnné ve Velkém Magellanově mračnu pomocí FOS HST a ukázali, že tyto nestabilní velmi hmotné hvězdy odvrhují v průměru každých 10 tisíc let mocnou mlhovinu, podobně jako známá hvězda η Car v naší Galaxii, jež při erupci r. 1843 vyvrhla mlhovinu zvanou Homunculus.

M. Hedari-Malayeri aj. studovali objekt N81 v Malém Magellanově mračnu, dosud považovaný za mlhovinu, pomocí WFPC2 HST. Ukázali, že jde ve skutečnosti o hustý shluk svítivých mladých hvězd, z nichž každá září jako 300 kL_☉. V kouli o průměru 3 pc napočítali 50 svítivých hvězd, přičemž některé jsou od sebe navzájem vzdáleny pouhou desetinu parseku. Hvězdy obsahují překvapivě málo kovů – téměř jako I. generace hvězd – a je zřejmé, že vznikly naráz jako jedna skupina. Jsou charakterizovány povrchovou teplotou kolem 50 kK a velkou ztrátou hmoty, takže je lze zařadit mezi Wolfovy-Rayetovy hvězdy s krátkou životností, ukončenou výbuchem supernovy. Při navazování stupnic vzdálenosti galaxií hraje nezastupitelnou úlohu správné určení vzdáleností nejbližších velkých galaxií – Magellanových mračen. Proto jako blesk z čistého nebe působí revize vzdáleností, kterou uveřejnili A. Udalski aj. na základě měření jasností konfekčních červených hvězd v programu OGLE a jejich vzdáleností pomocí družice HIPPARCOS. Konfekční hvězdy jsou totiž velmi početné, takže střední hodnoty jejich vzdáleností mají vysokou statistickou váhu. Jejich střední absolutní hvězdná velikost vychází na -0,185 mag, takže jsou i dostatečně svítivé na to, aby posloužily jako standardní svíčky.

Z obsáhlých souborů měření totiž vychází překvapivě nízké vzdálenosti obou Mračen – pouhých 42 a 52 kpc, tedy nejméně o čtvrtinu nižší než dosud udávané průměrné hodnoty. Podobně T. Schmidt-Kaler a M. Östreicher určili vzdálenost Velkého Magellanova mračna pomocí veleobrů třídy M Iab jen na 46,6 kpc a E. Guinan aj. z měření zákrytové dvojhvězdy HV2274 dostali vzdálenost 45,7 kpc. A. Udalski aj. však předešlou práci kritizují pro podcenění mezihvězdné extinkce, což pak vede k hodnotě vzdálenosti jen 44,1 kpc, a tudíž k uspokojivému souladu s jejich původním překvapivým výsledkem.

Na stejnou nesrovnalost ostatně poukázali A. Gould a O. Uza, jimž vyšla na jedné straně vzdálenost Velkého Magellanova mračna z pozorování světelné ozvěny supernovy 1987A na méně než 48 kpc, ale z měření družice HIPPARCOS na 53,7 kpc a z pozorování cefeid dokonce na 55,0 kpc. Naproti tomu X. Luri aj. zpracovali měření z HIPPARCOSE pro proměnné typu RR Lyr a pro cefeidy a pro změnu jim vyšla vzdálenost pouze 45,7 kpc, jenže M. Feast aj. odvodili pro tytéž cefeidy z HIPPARCOSE vzdálenost 55 kpc! B. Madore a W. Freedmanová dostávají z cefeid vzdálenost v rozmezí 48,8 ÷ 51,8 kpc.

Jakési východisko z tohoto zmatku nabízí A. Cole, jenž se podrobněji zabýval měřeními konfekčních červených hvězd v obou Mračnech a zjistil, že jejich svítivost výrazně závisí jak na jejich stáří, tak na zastoupení kovů, a to zhoršuje jejich využití jako univerzálních standardních svíček, protože tak vznikají systematické rozdíly až 0,6 mag. Po opravě na zmíněné faktory obdržel odtud vzdálenost Velkého Magellanova mračna 47 kpc a Malého Magellanova mračna 58 kpc. Cefeidy z HST dávají po řadě vzdálenosti 50 kpc a 61 kpc. Je však zřejmé, že určování vzdáleností i nejbližších sousedních galaxií je až skandálně nejisté, a to se nutně promítá do celé stupnice kosmologických vzdáleností a zejména pak zpochybňuje definitivní určení Hubbleovy konstanty a odtud i celkového stáří vesmíru.

O nic lépe na tom není podle S. Hollanda ani spolehlivost určení vzdálenosti galaxie M31 v Andromedě. Z pozorování kulových hvězdokup vychází vzdálenost 783 kpc, kdežto vážený střed všech ostatních metod dává jen 745 kpc, zatímco měření z družice HIPPARCOS dokonce 900 kpc (2,9 milionu světelných let!). Naproti tomu K. Stanek a P. Garnavich, studující na 6 300 konfekčních červených hvězd v galaxii M31, tvrdí, že odtud odvozená vzdálenost galaxie 784 kpc je zaručena s přesností na 2 %. M. Haas aj. zkoumali galaxii M31 pomocí infračervené družice ISO v pásmu 175 μm a tvrdí, že na základě celkového vzhledu ji mohou klasifikovat spíše jako prstencovou než spirální galaxii. Vnitřní prstenec má poloměr 10 a vnější dokonce 14 kpc. Ve zmíněném spektrálním pásmu viděla družice především chladný mezihvězdný prach o teplotě pouhých 16 K (tedy o 3 K chladnější než mezihvězdný prach v naší Galaxii) s úhlovým rozlišením 1,3′. Úhrnná hmotnost prachu v M31 se odhaduje na 30 MM_☉.

P. Alton aj. využili téže družice k studiu rozložení studeného prachu v 8 blízkých galaxiích. Zjistili, že prach o teplotě 18 ÷ 21 K se soustřeďuje na periferiích galaxií a je asi o 10 K chladnější než teplý prach pozorovaný družicí IRAS. Poměr plynné a prachové složky se pohybuje kolem hodnoty 225, zatímco v okolí Slunce tento poměr výrazně kolísá v rozmezí 150 ÷ 300. V. Charmandars aj. zjistili pomocí ISO silnou infračervenou emisi ve vnitřních částech prstencové galaxie známé jako „Kolo od vozu“ v souhvězdí Sochaře. Galaxie je od nás vzdálena 121 Mpc a nepochybně vznikla srážkou; zřejmě proto je velmi silně zaprášená.

A. Cole aj. zobrazili pomocí HST jádro galaxie M32 v daleké ultrafialové oblasti 160 nm, ale ani při úhlovém rozlišení 0,046″ se jim nepodařilo rozpoznat jednotlivé hvězdy. Zjistili však, že jasnost jádra narůstá i ve vzdálenosti pouhé 0,1″ od centra. Odvodili vzdálenost galaxie 725 kpc, takže jde o nejbližší normální eliptickou galaxii, kterou můžeme ve vesmíru pozorovat. Podle S. van den Bergha se v poslední době podařilo odhalit další tři členy Místní soustavy galaxií. Jde vesměs o velmi málo svítivé trpasličí sféroidální galaxie, v nichž tvorba hvězd již ustala.

5.4. Cizí galaxie

H. Fergusson aj. pomocí WFPC2 HST překvapivě nalezli červené obry v intergalaktickém prostoru v kupě galaxií v Panně. Tvrdí, že asi desetina hmoty kupy je takto rozptýlena mezi galaxiemi. Pro vzdálenost kupy dostali hodnoty 18,2 Mpc. Podobně J. Feldmeier aj. nalezli v tomto intergalaktickém prostoru 95 planetárních mlhovin, takže odtud vychází, že plná pětina optického záření kupy v Panně pochází z intergalaktického prostoru. Jádro kupy je protáhlé ve směru k nám, takže přední hrana kupy je od nás vzdálena pouhých 12 Mpc, tj. o 3 Mpc proti známé obří galaxii M87. M. Federspiel aj. určili vzdálenost těžiště kupy v Panně z rádiových měření v čáře neutrálního vodíku a obdrželi hodnotu (20,7 ±2,4) Mpc. Střední radiální rychlost kupy činí (1 142 ±61) km/s, tj. kosmologické z = 0,003 81. A. Turnerová aj. zpracovali pozorování 9 cefeid pomocí HST pro galaxii NGC 4414 ve zmíněné kupě a obdrželi tak její vzdálenost 19,1 Mpc.

Podobně R. Phelps aj. obdrželi pro galaxii NGC 2090 v souhvězdí Holubice z pozorování 34 cefeid vzdálenost 12,3 Mpc a S. Hughes aj. pro galaxii NGC 7333 v souhvězdí Pegasa vzdálenost 15,1 Mpc. L. Ferrareseová aj. našli 34 cefeid v galaxii NGC 2541 v souhvězdí Rysa a dostali tak její vzdálenost 12,4 Mpc. Konečně P. Stetson aj. studovali bohatou pozdní spirálu M101 (NGC 5457) ve Velké Medvědici, kde rozpoznali 61 cefeid, a odtud dostali její vzdálenost 7,1 Mpc. V tomto klíčovém projektu HST má být změřena vzdálenost 18 blízkých galaxií s červeným posuvem z Velké medvědici a obdrželi tak vzdálenost kupy 15 ÷ 16 Mpc.

Intergalaktické pozadí odhalili M. Gregg a M. West v další blízké kupě v souhvězdí Vlasů Bereniky. V samotném jádře kupy nalezli intergalaktickou strukturu o délce 130 kpc a další struktury jsou vidět opodál. Autoři soudí, že během nejbližších miliard let se struktury zcela rozpadnou a tak posílí záření intergalaktického pozadí.

Pomocí NICMOS HST se podařilo nalézt důkaz pro existenci černé veledíry (1 GM_☉) v centru známé rádiové galaxie Cen A (NGC 5128), vzdálené od nás 3 Mpc. Akreční disk kolem černé veledíry je šikmo skloněn ke známému vnějšímu prachovému pásu této aktivní galaxie. Podobný disk o hmotnosti 3 MM_☉ nalezli díky HST R. van der Marel a F. van den Bosch také u rádiové galaxie NGC 7052, vzdálené od nás plných 58 Mpc. Vybíhají z něho dva protilehlé výtrysky, které jsou však vůči rovině disku šikmo skloněny a odrážejí tak zřejmě polohu rotační osy černé veledíry o hmotnosti 330 MM_☉ v centru galaxie. Akreční disk bude černou veledírou pohlcen v průběhu několika miliard let. Další černá veledíra se podle C. Stockdala aj. nachází v centru spirální galaxie typu Sbc NGC 7331 v souhvězdí Pegasa, vzdálené od nás 15,1 Mpc. Pomocí družice ROSAT totiž objevili v jádře galaxie bodový rentgenový zdroj, jehož poloha souhlasí s polohou maxima rádiového i optického záření galaxie.

Vztahem mezi vznikem černých veleděr, kvasarů a galaxií se důkladně zabývali J. Silk a M. Rees, když ukázali, že tvorba černých veleděr s hmotnostmi nad 10⁶ M_☉ předchází maximu tvorby galaxií v epoše odpovídající z ≈ 1,5. Existuje vztah mezi hmotností černých veleděr a hmotností sféroidální složky galaxie. Nejstarší prvotní pregalaktická mračna dosahují hmotností 10⁵ ÷ 10⁶ M_☉ a z nich se postupně utvářejí vlastní galaxie cestou „zdola nahoru“. Pregalaktická tvorba hvězd je ovlivněna jádry galaxií typu kvasarů. Vyhaslé kvasary dosahují hmotností 10⁷ ÷ 10⁸ M_☉. Y. Sofue ukázal na základě modelových výpočtů, že současná galaxie M82 je přežívající slapovou výdutí původně velké diskové galaxie, jež byla zborcena při těsném setkání se sousední galaxií M81 ve Velké Medvědici. Model velmi dobře souhlasí s pozorováními tvaru a kinematiky obou soustav. Srážkami galaxií se soustavně zabýval J. Roth a na příkladu známé interagující soustavy Tykadla (NGC 4038/9) v souhvězdí Havrana ukázal, že srážka galaxií změní pozůstalý systém během jediné miliardy let na beztvarou obří eliptickou galaxii. Zhroucení obřích molekulových mračen, podnícené srážkou, pak vede ke vzniku mladých kulových hvězdokup, které nedávno nalezl HST. Tykadla obsahují 15 GM_☉ molekulárního vodíku, tj. pětkrát více, než se původně odhadovalo. Naproti tomu v raném vesmíru vznikaly obří eliptické galaxie spíše splýváním mnoha trpasličích zárodků galaxií. Také R. Genzel aj. dokazují, že následkem srážek galaxií se překotně zvýší tvorba hvězd v soustavě. Poslední fází srážky jsou pak ultrasvítivé infračervené galaxie, které se nakonec změní v galaxie eliptické.

J. Bechtold aj. se zabývali vznikem hvězd v galaxiích s velkým červeným posuvem z ≈ 2,5 na základě snímků z HST a družice ISO. Ukázali, že obří galaxie vznikají postupným zhroucením odštěpků protogalaxie, ve kterých dochází k překotné tvorbě hvězd. K témuž závěru dospěl rovněž M. Noguchi, jenž určil hmotnost odštěpků na řádově 10⁹ M_☉, což je srovnatelné s hmotnostmi trpasličích galaxií. Odštěpky se poměrně rychle zhroutí do roviny galaktického disku. Pro červené posuvy v rozmezí z = 0,3 ÷ 1,0 výrazně převažují eliptické galaxie nad spirálními. Obecně se otázkami vývoje galaxií zabýval M. Malkan. Nově vznikající galaxie jsou silně zaprášené, takže září převážně v blízké a střední infračervené oblasti spektra; zejména u absolutně nejsvítivějších galaxií hraje prach největší úlohu. Podobně vlivem velkého červeného posuvu se maximum záření vzdálených, a tudíž velmi mladých galaxií posouvá do infračervené části spektra, takže ke studiu raného vývoje galaxií jsou bezpodmínečně nutná pozorování z infračervených družic, jako byly IRAS a ISO, resp. budoucí SIRTF. Vskutku též IRAS nalezla nadsvítivé infračervené galaxie se zářivými výkony až 3.10¹³ L_☉ a červeným posuvem až z ≈ 1.

B. Soifer aj. pořídili infračervené snímky a spektra velmi modré galaxie v kupě CL1358+62 ve Velké Medvědici. Její červený posuv činí z = 4,92 a hmotnost zhruba 1.10¹⁰ M_☉. Galaxie obsahuje hodně prachu. Podle K. Lanzetty aj. lze v proslulém Hubbleově hlubokém poli HDF pozorovat objekty s červenými posuvy až z ≈ 17!, ale změřit je neumíme, neboť pro slabost světla zdrojů nelze pořídit spektra. Ze snímku však vyplývá, že hvězdy ve velmi hmotných eliptických galaxiích vznikly jednorázově a současně v jedině epizodě překotné tvorby hvězd. A. Barger aj. a D. Hughes aj. odhalili pomocí submilimetrové aparatury SCUBA JCMT vzdálené galaxie, v nichž před 11 miliardami let probíhala překotná tvorba hvězd rychlostí až 100 M_☉/r. Toutéž aparaturou potvrdil D. Scott, že nejsvítivější součásti vesmíru je prach, zářící v submilimetrovém pásmu právě díky mladým galaxiím s překotnou tvorbou hvězd. Zaprášené galaxie přispívají zhruba polovinou k infračervenému pozadí, jež odhalila aparatura FIR družice COBE. Zatím nejúplnější zmapování prachové emise v infračerveném a mikrovlnném pásmu spektra na základě pozorování družice IRAS a COBE zveřejnili D. Schlegel aj. Zpracování měření bylo obtížné, neboť bylo nutné pečlivě vyloučit příspěvek zodiakálního světla a bodových zdrojů v popředí. Z měření předně plyne, že infračervené pozadí představuje daleko největší energetický tok ve vesmíru, vyšší než souhrnné optické záření všech galaxií. Mezihvězdný a mezigalaktický prach je zkrátka ohříván všemi existujícími hvězdami, takže jeho průměrná teplota kolísá od 17 do 21 K.

Z těchto pozorování také plyne, že tempo tvorby hvězd dosáhlo maxima pro epochu odpovídající z ≈ 3. To je ve shodě s pozorováními D. Hughese aj., kteří ukázali, že tvorba hvězd v galaxiích s červeným posuvem v rozmezí z = 2 ÷ 4 je o půl řádu vyšší, než se zdálo z optických a ultrafialových pozorování. Také v zorném poli HDF je mnoho prachu, ohřátého dávno vznikajícími hvězdami. Běžné galaxie mají méně než 10 % hmoty ve formě rozptýleného plynu. Konečně Y. Ueda aj. mapovali horké rentgenové pozadí oblohy, dosahující teploty 40 keV (460 MK), a soudí, že jde o záření velmi vzdálených galaxií, jejichž rentgenové obrazy se překrývají.

Koncem října 1998 byl projekt HDF doplněn o svůj ještě kvalitnější jižní protějšek v souhvězdí Tukana (HDF-S) v poloze 223256-603302. Toto pole bylo totiž po dobu 10 dnů (125 h souhrnné expozice) sledováno novými aparaturami STIS a NICMOS, jež byly na HST instalovány teprve r. 1997, a ovšem i kamerou WFPC2, použitou r. 1995 pro snímek HDF-N. Kromě toho bylo pomocí STIS snímáno okolí kvasaru J2233-606 (17 mag), jenž tak posloužil jako bodový reflektor, ozařující scénu HDF-S „zezadu“. Výsledky byly ve shodě s tradicí uveřejněny již koncem listopadu 1998 a jsou od té doby k dispozici pro další analýzy všem kvalifikovaným astronomům na světě.

Díky kvalitnějším přístrojům jsou v poli HDF-S vidět ještě dvakrát slabší objekty než v poli HDF-N a celkem v něm bylo napočítáno na 620 galaxií. Z téhož důvodu bylo loni pole HDF-N zkoumáno znovu aparaturou NICMOS, jež tam nalezla navíc 100 slabých, zejména infračerveně zářících galaxii. Mezitím R. Thompson aj. našli na infračervených snímcích HDF-S velmi slabé galaxie s modrými uzlíky, o nichž prokázali, že jde o oblasti překotné tvorby hvězd již před 12 miliardami let. Jen tak mimochodem: kdyby měl HST prohlédnout systémem HDF celou oblohu, trvalo by mu to plných 900 tisíc let a zaznamenal by tak na 125 miliard galaxií!

A. Dey aj. objevili velmi vzdálenou galaxii 0140+326 v souhvězdí Rysa s rekordním červeným posuvem z = 5,34, jež má magnitudu I = 26,1, ale není pozorovatelné v pásmech R a B. V závislosti na kosmologickém modelu ji pozorujeme ve stáří 0,8 ÷ 1,6 gigalet po velkém třesku, takže její vzdálenost vychází zhruba na 3 Gpc a tzv. zpětný čas činí 94 ÷ 91 %. Svůj rekord vzápětí vyrovnali pozorováním rádiově hlučné galaxie 6C 0140+326 v souhvězdí Trojúhelníku, která je rovněž 26 mag. Také H. Spinrad aj. našli v HDF galaxii 3-951.1.2 s jasnostmi V = 28,1 a I = 25,5, jejíž z = 5,34, což je ve výtečné shodě s fotometrickým odhadem z = 5,28. E. Huová aj. však pomocí Keckova teleskopu odhadli pro jinou anonymní galaxii ještě vyšší pravděpodobné z = 5,64. Téměř současně oznámili R. Weynmann aj., že v poli HDF objevili galaxii 4-473.0, která je 27 mag a jejíž Lymanova vodíková emisní čára je posunuta do infračervené oblasti k vlnové délce 803 nm, tj. z = 5,60. Jde o pravidelnou kompaktní galaxii, v níž se tvoří hvězdy asi desetkrát vyšším tempem než v naší Galaxii. Autoři zároveň odhadují, že galaxie I ≈ 28 mag mohou mít červené posuvy z ≈ 10!

5.5. Kvasary a aktivní jádra galaxií

A. Lobe navrhl využít kvasarů k přímému měření změn rychlosti rozpínání vesmíru přesnými spektrografy toho typu, jež se nyní používají pro hledání exoplanet. Pokud je přesnost měření radiálních rychlostí spektrografem na úrovni 3 m/s, lze jím pozorovat absorpční čáry vzdálených mezihvězdných mračen, které se promítají na kvasary. Během století se musí kosmologická rychlost mračen změnit o celé m/s, takže pokud si vybereme vzorek asi 100 kvasarů a budeme soustavně měřit po dobu zhruba 20 let, odhalíme změnu rychlosti mračen způsobenou kosmickou akcelerací či decelerací přímo, nezávisle na jakýchkoliv opravných faktorech či modelech vesmíru.

D. Hines aj. studovali pomocí HST polarizaci hypersvítivé infračervené galaxie IRAS 09104+4109 v souhvězdí Rysa a ukázali, že v centru soustavy se nalézá kvasar, obklopený obří reflexní bipolární mlhovinou. Laloky mlhoviny rozptylují jeho světlo, jež je díky tomu silně polarizováno, tj. kdybychom mohli soustavu sledovat od pólů, spatřili bychom samotný kvasar. Osa souměrnosti kvasaru se během doby zřejmě změnila, neboť staré laloky jsou zřetelně vyčerpány a rádiově zářící plazma již sleduje novou osu výtrysků. Při červeném posuvu z = 0,44 je úhrnný zářivý výkon galaxie v pásmu 0,3 ÷ 70 μm řádu 10¹³ L_☉; z toho 99 % se vyzáří v pásmu nad 1 μm. V loňském roce byl M. Irwinem aj. změřen červený posuv z = 3,87 kvasaru APM 08279+5255 v souhvězdí Velké medvědice s magnitudou R = 15,2 a infračerveným tokem 0,51 Jy v pásmu 60 μm, jehož souhrnný zářivý výkon je opravdu výjimečný – 5.10¹⁵ L_☉, neboli rekordních 2.10⁴² W. Není ovšem vyloučeno, že záření kvasaru je zesíleno třemi mezilehlými čočkujícími galaxiemi, ale i po případném odečtení jejich vlivu vychází svítivost kvasaru vyšší než 1.10¹⁴ L_☉. Podle G. Leise aj. se kvasar nachází v centru ultrasvítivé zaprášené infračervené galaxie, takže úhrnem jde dokonce o nejsvítivější objekt v pozorované části vesmíru. Dosud nejvzdálenější anonymní kvasar s červeným posuvem z = 5,0 byl objeven loni hned na počátku Sloanovy digitální přehlídky oblohy (SDSS), takže konečně padl rekord z = 4,9 pro kvasar PC 1274+3406, ustavený již r. 1991.

J. Wardle aj. zjistili, že kvasar 3C 279 v Panně vykazuje kruhově polarizované záření ve výtryscích, takže tam evidentně dochází k anihilací párů pozitron-elektron. Podobně se chovají také kvasary 3C 84, 3C 273 a PKS 0530+134. Podle G. Taylora se díky polarimetrickým měřením pomocí radiointerferometru VLBA podařilo změřit výraznou Faradayovu rotaci nad 1 000 radiánů/m pro centrální oblasti kvasarů 3C 273, 279 a 380. To svědčí o silných magnetických polích v centrálních parsecích zmíněných kvasarů, jež však rychle klesají s rostoucí vzdálenosti od centra.

M. Catanese aj. odhalili energetické záření gama blazaru 1ES 2344+514 v souhvězdí Kasiopeji, jenž v prosinci 1995 dosáhl v pásmu energií nad 350 GeV toku vyššího než 0,63 Kraba, zatímco v klidu mívá méně než 0,08 Kraba. Je to teprve třetí známý blazar zářící též v pásmu tvrdého záření gama, po objektech Mrk 421 a Mrk 501. D. Schneider aj. nalezli nejvzdálenější rentgenový kvasar RXJ105225.9+571905 se z = 4,45, přičemž celkový počet kvasarů se z > 4,0 přesáhl stovku. Jejich četnost však rychle klesá pro z > 4,4. S. Bhatnagar aj. objevili pomocí VLA na frekvenci 4,9 GHz největší rádiový kvasar HE1127-1304, jenž při z = 0,63 má průměr 2,4 Mpc. Objekt PKS 0406-385 se z = 1,3 vykazoval koncem r. 1998 zatím vůbec nejrychlejší kvaziperiodické variace rádiového toku mezi známými kvasary v pásmu 30 ÷ 200 mm. P. Boyce aj. uvádějí, že rádiově hlučné kvasary se nacházejí v jádrech svítivých eliptických galaxií, zatímco rádiově tiché kvasary leží v běžných eliptických a spirálních galaxiích.

X. Zhang aj. uveřejnili rozbor světelné křivky kvasaru 3C 345, jenž byl sledován již od r. 1896 a vykazuje za tu dobu nesinusové variace jasnosti s periodami 10,1, resp. 21,8 let. Autoři odhadli, že k příštímu zjasnění kvasaru dojde v lednu r. 2002. Podobně dlouhou světelnou křivku má podle J. Fana aj. také prototyp blazarů – objekt BL Lac (2200+420). Světelná křivka vykazuje hlavní periodu 14 let a podružné periody 0,6 a 0,9 roku. Amplitudy světelných změn dosahují více než 5 mag v pásmu U a B, ale pouze 2,5 mag v R a I. Jedině kvasary 3C 273 a OJ 287 mají podobně dlouhodobé světelné křivky. U kvasaru OJ 287 bylo již před časem odhaleno dvojité jádro, jež dle finských astronomů H. Lehta a M. Valtonena tvoří dvojice černých veleděr, obíhajících kolem společného těžiště. Nyní H. Pietilä podrobil analýze celou stoletou světelnou křivku objektu a nalezl doklady pro podvojné výbuchy kvasaru s periodou 12 let, jakož i řadu variací jasnosti na časových stupnicích od desítek minut do několika málo roků. Odtud pak odvodil základní parametry eliptické dráhy zmíněných černých veleděr, jejíž výstřednost dosahuje plných 0,67 a velká poloosa relativní dráhy asi 0,05 pc. J. Muňoz aj. zjistili, že objekt MGC 2214+3550 je podvojný kvasar s červeným posuvem z = 0,88. Při vzájemné úhlové vzdálenosti 3,0″ to odpovídá lineární vzdálenosti složek větší než 12,7 kpc. Jasnosti složek se liší o 0,5 mag a u jasnější složky je vidět rádiový výtrysk. Určitě nejde o projev gravitační čočky.

M. Véronová-Cettyová a P. Véron uveřejnili již 8. katalog kvasarů a aktivních jader galaxií (AGN) s uzávěrkou 1. března 1998. Katalog obsahuje údaje o polohách, červených posuvech, UBV magnitudách a rádiových tocích v pásmech 60 a 110 mm pro 11 358 kvasarů, 357 blazarů a 3 334 AGN. Autoři zařazují do seznamu všechny objekty, jejichž absolutní bolometrická hvězdná velikost činí alespoň 23 mag. Pro porovnání uveďme, že první katalog kvasarů z r. 1971 obsahoval pouze 202 objektů a předposlední v r. 1995 již 8 609 kvasarů.

5.6. Gravitační čočky a mikročočky

P. Fisher aj. objevili pomocí HST v pořadí již devátý gravitační „čtyřlístek“ QSO 1411+5211, jenž je zobrazován kupou CL 140933+5211 se z = 0,46. Další čtyřlístek H1413+117, rozpoznaný Magainem aj. r. 1988, nyní zkoumali J. Kneib aj. pomocí NICMOS HST. Zatímco sám čtyřlístek má z = 2,56, lze v jeho spektru nalézt absorpční čáry s menšími červenými posuvy 1,44; 1,66;, 1,87;, 2,07 a 2,09. L. King aj. odhalili pomocí téže aparatury mezilehlou galaxii-čočku pro nádherně souměrný infračervený a rádiový Einsteinův prsten B1938+666 v Draku o úhlovém průměru 1″, známý od r. 1992. B. Fryeová a T. Broadhurst nalezli červené oblouky s posuvem z = 4,04, jež náležejí velmi vzdálené galaxii s I = 25,6 mag, která je zesílena a deformována eliptickou galaxií-gravitační čočkou v kupě Abell 2390 se z = 0,23.

Dosud nejkomplikovanější gravitační čočku B1933+503 studovali C. Sykes aj. pomocí interferometrů CLASS, MERLIN a VLA, jakož i HST. Čočkou je galaxie se z = 0,755 a ta štěpí obraz vzdáleného kvasaru nejméně na 10 složek, přičemž tři kompaktní složky jsou opět gravitačně rozštěpeny. Podle S. Naira však červený posuv kvasaru neznáme, ale jelikož jde současně o trojitý rádiový zdroj, mohou měření zpoždění variací toku v jednotlivých složkách posloužit k velmi přesnému stanovení hodnoty Hubbleovy konstanty. C. Impey aj. využili aparatury NICMOS HST k zevrubnému studiu druhé nejstarší známé gravitační čočky – infračerveného Einsteinova prstenu PG 1115+080, kde je kvasar se z = 1,72 zobrazován galaxií-čočkou se z = 0,31, a odvodili odtud meze pro Hubbleovu konstantu H₀ = 44 ÷ 65 km/s/Mpc.

Programu hledání gravitačních mikročoček ve výduti Galaxie a v Magellanových mračnech se věnují v současné době čtyři programy: MACHO, OGLE, DUO a EROS. Od podzimu 1993 do konce r. 1997 bylo všemi přehlídkami úhrnem zaznamenáno již na 200 mikročoček, což mimo jiné dle B. Bermana naznačilo, že naši Galaxii lze klasifikovat jako spirálu s příčkou! Program EROS2 se poprvé zaměřil na hledání mikročoček v Malém Magellanově mračnu opakovaným měřením jasnosti 5,3 milionů hvězd. Podle N. Palanqueové-Delabrouilleové se během počátečního roku přehlídky (1997) podařilo odhalit první mikročočku o hmotnosti alespoň 0,3 M_☉, která zesílila světlo vzdálenější anonymní hvězdy až 2,6krát. O něco později se do přehlídky zapojil také polsko-americký program OGLE2, jenž dle A. Udalského stihl ještě zaznamenat tutéž mikročočku koncem června a pozoroval ji až do počátku října 1997; ovšem maximum světelné křivky nastalo dle francouzských měření již 11. ledna 1997. Mikročočka tak byla sledována po dobu 242 dnů a je patrně dvojitá s maximální separací složek 1,6″. Složky kolem sebe obíhají v periodě 5,1 d, přičemž jasnost sekundární složky představuje asi čtvrtinu jasnosti složky primární. V programu se nyní sledují každou noc jasnosti 25 milionů hvězd! Podle K. a M. Sahuových je dlouhé trvání úkazu dokladem, že i samotná mikročočka se nachází v Malém Magellanově mračnu.

Podle M. Hawkinse se v programu MACHO podařilo objevit ve výduti Galaxie poprvé gravitační mikročočku o hmotnosti srovnatelné s Jupiterem, což by teoreticky mohl být první případ detekce nebaryonové skryté látky v Galaxii. C. Alcock poukázal na zvýšenou účinnost programu MACHO, který v průběhu r. 1997 nalezl 8 nových mikročoček, zatímco za celé předešlé období jich bylo jenom 7. Podle jeho názoru mohou čočky s hmotností kolem 0,5 M_☉ vysvětlit až polovinu skryté látky Galaxie, ale zatím jde jen o zcela neurčitý odhad.

Týmž programem se podařilo A. Beckerovi aj. odhalit další mikročočku směrem k Malému Magellanovu mračnu. Zobrazená hvězda byla konstantně R = 21,7 od r. 1993, ale koncem května 1998 se počala plynule zjasňovat až na trojnásobek klidové jasnosti. Pak však 5. června její jasnost znovu prudce během několika hodin stoupla až na 13násobek klidové jasnosti, což lze dle autorů sdělení objasnit jako dvojčočku. Ve shodě s jejich předpovědí pak D. Bennett aj. pozorovali průchod II. kaustiky gravitační mikročočky ještě jednou 18. června, když podle měření z programu EROS stoupla jasnost zobrazené hvězdy dvakrát během pouhých 3 hodin a pak zase klesla o 1,8 mag během 1,8 h. Podle C. Afonsa aj se i samotná mikročočka nacházela v Malém Magellanově mračnu. Tak stoupl počet mikročoček v Malém Magellanově mračnu již na 8 případů. Typická délka úkazů zjasnění závisí na příčné rychlosti čočky a činí v průměru 45 dnů.

Snad největší ohlas i v masových sdělovacích prostředcích vyvolalo sdělení P. Yocka a I. Bonda aj. o pozorování mikročočky M98-BLG-35 na řadě observatoří jižní polokoule, což umožnilo téměř souvislé sledování průběhu světelné křivky. Na vzestupné větvi se tak podařilo odhalit krátký několikahodinový výstupek s amplitudou 10 % vůči samotné světelné křivce, který byl skoro určitě způsoben planetou o hmotnosti v rozmezí 1 ÷ 10 násobek hmotnosti Země, obíhající ve vzdálenosti 1 ÷ 4 AU od mateřské hvězdy o hmotnosti kolem 0,4 M_☉. Jak je ovšem patrno z rozptylu uvedených hodnot, není ani zdaleka jisté, že jde opravdu o dvojníka naší Země ve vzdálenosti asi 9 kpc od nás. Není to vlastně první případ, neboť již r. 1994 byl pozorován podobný výstupek na světelné křivce u mikročočky M94-BLG-4, který byl ovšem vyvolán tělesem asi 5krát hmotnějším než Jupiter. Odtud vyplývá, že se bezděčně podařilo nalézt mimořádně perspektivní metodu pro hledání terestrických planet i ve velmi velkých vzdálenostech ve vesmíru – stačí na to relativně nenáročná fotometrie mikročoček, ovšem s hustým pokrytím světelné křivky v čase. Podle zmíněných autorů lze tak každoročně zpozorovat alespoň jednu exoplanetu o hmotnosti Země, obíhající ve vzdálenosti přibližně 1 AU od své mateřské hvězdy a nejméně 5× ročně planetu o hmotnosti 10násobku Země. M. Albrow aj. se domnívají, že v dosavadním materiálu ze všech přehlídek se zpětně podaří dohledáním výstupků (dříve většinou považovaných za hrubé chyby měření) odhalit nejméně 10 exoplanet.

R. Nemiroff poukázal na základě dosavadních statistik, že v libovolné chvíli se někde na obloze zjasňuje nějaká hvězda díky mikročočce tak, že je jasnější než 17 mag, a během roku se alespoň jedna hvězda takto zjasní dokonce nad 15 mag. Pokud bychom měli trpělivost čekat 5 000 roků, lze zaručit, že během té doby alespoň jedna hvězda zesílí díky mikročočce natolik, že bude viditelná očima! Takovou trpělivost ovšem ani astronomové nemají, a tak Nemiroff navrhuje zavést nepřetržité měření jasností sta milionů nejjasnějších hvězd na obloze, neboť do vzdálenosti pouhého 1,2 kpc od Slunce probíhá neustále alespoň jeden úkaz mikročočky, a pokud by se takto zobrazila hvězda o svítivosti Slunce, byla by v maximu pozorovatelná jako hvězda V = 15,4 mag. Na takto ambiciózním – leč v podstatě již technicky proveditelném – projektu by mohli velmi výhodně spolupracovat profesionálové s pokročilejšími astronomy-amatéry, vybavenými relativně levnými dalekohledy s kamerami CCD a dostatečně rychlými osobními počítači.

6. Kosmologie a fyzika

6.1. Stavba a vývoj vesmíru

K velkému obratu při kalibraci vzdáleností vesmíru dochází dle D. Branche na základě rostoucí statistiky mimořádně vzdálených supernov třídy Ia. Do konce r. 1997 jich bylo objeveno již na 50. Jelikož se většina astrofyziků shoduje v názoru, že tyto exploze probíhají zničením bílých trpaslíků s hmotností na Chandrasekharově mezi, je v prvním přiblížení pravděpodobné, že energie uvolněná při výbuchu je pokaždé stejná. To znamená, že supernovy lze použít jako tzv. standardní svíčky, které s ohledem na svou mimořádnou svítivost lze navíc pozorovat i ve velkých vzdálenostech od nás. Přesnost takto určených vzdáleností autor odhaduje na 15 % pro červené posuvy z blížící se 1. V průběhu loňského roku byl při pozorování dalekohledem CTIO v Las Campanas v Chile tento rekord překonán díky supernově 1998ae v galaxii 0930 0438 v Hydře, jež dosáhla v maximu I = 23,1 mag a jejíž červený posuv činí z = 1,1. P. Ruizová-Lapuentová a R. Canal se pokusili odvodit ze zmíněné statistiky pravděpodobné varianty vesmírné geometrie jednak bez kosmologické konstanty a jednak s kosmologickou konstantou Λ ≈ 0,7 za předpokladu, že H₀ = 65 km/s/Mpc. Ukazuje se, že možná řešení zahrnují jak asymptoticky plochý, tak otevřený vesmír, zatímco uzavřený vesmír se již zdá být vyloučen. C. Steidel aj. ukázali, že v raném vesmíru asi 1 gigarok po velkém třesku byly kupy galaxií mnohem četnější než dnes a měly průměry kolem 12 Mpc. Pozorujeme je při červeném posuvu z ≈ 3,1 jako objekty 24 mag.

Pozorováním středně vzdálených (≈ 2 Gpc) kup galaxií se již 6 roků soustavně zabývá HST. Vzdálenosti se určují z barvy kupy a tak bylo dosud rozpoznáno 92 středně vzdálených kup. K. Wu aj. zjistili z rozložení 2 milionů galaxií s magnitudami 17 ÷ 20,5 v okolí jižního pólu naší Galaxie, že vesmír na úrovni galaxií a kup nejeví homogenní, nýbrž fraktálovou strukturu, ale pro opravdu velká měřítka již kosmologický princip platí, jak potvrzuje rovněž P. Coles z rozložení reliktního a rentgenového záření kosmického pozadí.

C. Alcock aj. zjistili rozborem pozorování mikročoček v programech EROS a MACHO, že nanejvýš 10 % hmoty sférického hala Galaxie mohou tvořit objekty o hmotnostech srovnatelných s hmotností Měsíce až Země a dále že méně než čtvrtinu skryté látky galaktického hala mohou představovat objekty s hmotností Měsíce až Jupiteru. D. Graff aj. odvozují z týchž pozorování ve výduti Galaxie, že možná až polovina skryté látky galaktického hala jsou ve skutečnosti standardní bílí trpaslíci. Autoři se přiklánějí k názoru, že vesmír je určitě starší než 12 gigalet a pravděpodobně i více než 14 gigalet. M. Fukugita aj. usuzují, že mnoho baryonů je dosud skryto ve fázi ionizovaného intergalaktického plynu, neboť ve hvězdách a jejich troskách se nachází pouze 17 % vesmírných baryonů, takže tvorba galaxií a hvězd není nijak závratně účinný fyzikální proces. Za předpokladu, že H₀ ≈ 70 km/s/Mpc, vychází pak zastoupení baryonů na celkové hmotě vesmíru na úrovni nanejvýš 2,1 %.

Jako každoročně i loni věnovali kosmologové zvláštní péči nezávislým určením hodnoty Hubbleovy konstanty H₀. P. Lanoix k tomu využil jednak trigonometrických paralax cefeid, odvozených družicí HIPPARCOS, a jednak galaxií, v nichž byly pozorovány jak cefeidy, tak supernovy Ia. Tak se mu podařilo stanovit střední bolometrickou absolutní hvězdnou velikost supernov Ia v maximu na (-19,55 ±0,09) mag, a to zase pomohlo k odvození H₀ na základě pozorování 57 supernov ve vzdálených galaxiích; obdržel tak H₀ = 50 km/s/Mpc (v dalším jednotky vynechávám). B. Schaefer se zabýval supernovou 1974G, která vzplanula v galaxii NGC 4414 (Com), v níž posléze HST odhalil cefeidy, což umožnilo určit jak maximální zářivý výkon supernovy, tak H₀ = (55 ±8). Nepatrně vyšší H₀ = (58 ±7) vychází z kombinace vztahu Tullyho-Fischera, pozorování vzdálených kup galaxií a supernov Ia. Tentýž vztah pro 441 blízkých (z Psc-Per posloužil M. Watanabemu aj. k odvození hodnoty H₀ = (65 ±2). M. Della Valle aj. si pomohli kalibrací vzdálenosti supernovy 1992A v galaxii NGC 1380 a obdrželi H₀ = (62 ±6).

J. Hughes a M. Brinkshaw měřili pomocí družice ROSAT velikost Sjunjajeova-Zeldovičova efektu pro zatím nejvzdálenější kupu galaxií CL 0016+06 (z = 0,55) a ze sledování efektu v 8 různých kupách pak stanovili meze H₀ ≈ 42 ÷ 61. L. Krauss tvrdí z odhadu stáří kulových hvězdokup, že H₀ stáří vesmíru se musí vejít do intervalu 10 ÷ 15 gigalet. W. Baum studoval pomocí HST hvězdy RR Lyr v kupě galaxií ve Vlasech Bereniky a obdržel tak H₀ = (61 ±5) a stáří vesmíru (12,5 ±1,5) gigalet po nulovou kosmologickou konstantu a hustotu Ω_m = 0,4. Pokud je však Ω_m = 0,6, klesá H₀ na 47 a stáří vesmíru dosahuje jen 11,4 gigalet. Také N. Bahcallová a X. Fan soudí, že střední hustota vesmíru Ω je zcela jistě nižší než hustota kritická (definovaná jako hustota nutná k uzavření vesmíru) a nalezli ! Ω_m ≈ 0,2. A. Webster aj. využili jednak měření reliktního záření a jednak přehlídky jasných infračervených galaxií družicí IRAS k určení řady kosmologických parametrů. Vyšlo jim, že baryony představují 8,5 % kritické hustoty vesmíru a hustota vesmíru včetně skryté látky představuje 39 % kritické hustoty. Pak vychází jednak poměrně nízké H₀ = 53 a jednak neobvykle vysoké stáří vesmíru 16,5 gigalet.

Extrémně vysoké H₀ = (89 ±10) obdrželi T. Lauer aj. rozborem spekter 114 galaxií s červeným posuvem z , rozmístěných rovnoměrně po celé obloze. Podobně vysoké H₀ = 79 odvodili X. Luri aj. studiem proměnných typu RR Lyr a cefeid ve Velkém Magellanově mračnu. W. Harris aj. studovali pomocí HST jasné červené obry v trpasličí eliptické galaxii IC 3388 v kupě v Panně, čímž určili její vzdálenost (15,7 ±1,5) Mpc, a odtud vychází H₀ = (77 ±8) a horní hranice stáří vesmíru 12,5 gigalet. B. Madore aj. našli cefeidy v galaxii NGC 1365 v kupě Fornax a odtud odvodili její vzdálenost (18,6 ±1,9) Mpc, tj. H₀ ≈ 70 ÷ 73.

Zatímco všichni zmínění autoři většinou automaticky předpokládají, že kosmologická konstanta Λ je buď přesně nula, nebo nule blízká, nejnovější výsledky studia vzdálených supernov tento předpoklad zpochybňují. S. Perlmutter, A. Filippenko aj. uveřejnili předběžnou studii založenou na pětiletém hledání extrémně vzdálených supernov do vzdáleností až 1,5 Gpc, v níž prokázali, že vzdálené supernovy jsou o 20 ÷ 30 % slabší, než se čekalo. To lze nejjednodušeji objasnit předpokladem, že rozpínání vesmíru se s časem zrychluje, což znamená, že kosmologická konstanta je kladná a mnohem větší než nula. Podrobnosti obsahuje práce A. Riesse aj., kteří uvedli, že zatím jsou k dispozici pozorování pouze 16 supernov třídy Ia s červenými posuvy z v rozmezí 0,16 ÷ 0,92. Jejich vzdálenosti jsou s přesností 5 % kalibrovány pomocí 34 blízkých (z q₀Dynamické stáří vesmíru pak činí (14,2 ±1,7) gigalet.

K témuž závěru dospěli R. Dalyová aj. odhalením čím dál větších úhlových rozměrů pro čím dál vzdálenější radiogalaxie. Pravý opak však tvrdí J. Jackson a M. Dodgsonová rovněž na základě studia vzdálených supernov, tedy že rychlost rozpínání vesmíru s časem klesá a jeho stáří je nanejvýš 13,8 gigalet; spíše však jen 11,7 gigalet. D. Cline aj. přišli nezávisle na předešlých studiích k názoru, podloženému pozorováním zábleskových zdrojů záření gama, že složka hustoty energie vesmíru způsobená kosmologickou konstantou je nejméně dvakrát vyšší než složka způsobená gravitační látkou vesmíru. Není divu, že tyto stále velmi rozporuplné výsledky vedly J. Glanze k domněnce, že většinu energie vesmíru obsahuje „prázdný prostor“ v podobě kladné hodnoty kosmologické konstanty, ale též k pesimistickému závěru, že opravdový osud vesmíru nebudeme nikdy schopni jednoznačně předpovědět.

C. Impey shrnul hlavní otevřené otázky soudobé kosmologie tak, že neznáme povahu skryté hmoty vesmíru, dále pak nevíme, zda v raném vesmíru vskutku proběhla inflační fáze, zda lze vysvětlit velkorozměrovou strukturu vesmíru pouze gravitací, jak vypadá doopravdy populace galaxií a jaký byl rozsah tvorby hvězd v průběhu vesmírných dějin. Naopak však víme, že stáří vesmíru činí (12 ±3) gigalet, neboť H₀ = (65 ±7) km/s/Mpc a decelerační parametr q₀ = (+0,2 ±0,2). Naprosto nejistá je velikost kosmologické konstanty Λ. Autor doporučuje hledat ve vesmíru zvláště objekty (galaxie?) s velmi nízkou plošnou jasností, neboť v nich se může skrývat mnoho dosud nepozorované látky vesmíru.

6.2. Reliktní a kosmické záření. Velmi raný vesmír.

Podle S. Hancocka lze z velikosti plošné anizotropie reliktního záření odvodit, že baryony představují 5 ÷ 20 % kritické hustoty vesmíru a nejpravděpodobnější hodnota

H₀ ≈ 50. Celková hustota vesmíru dosahuje nejspíše 70 % kritické hustoty. A. de Oliverová-Costeová aj. a M. Tegmark aj. použili ke studiu fluktuací stratosférického balonu QMAP, což dává přesnější výsledky než družice COBE, a potvrdili tak, že ve velmi raném vesmíru přece jen proběhla inflační fáze. M. Tegmar a M. Rees přišli s antropickým vysvětlením, proč fluktuace reliktního záření dosahují relativní hodnoty řádu 10⁵. Pokud by totiž byly o řád vyšší, vznikly by tak hmotné husté velegalaxie, že by dráhy planet kolem mateřských hvězd byly rychle porušeny galaktickými slapy. Pokud by však byly o řád nižší, než pozorujeme, kosmické objekty se nikdy neochladí na hvězdy, takže ve vesmíru nevzniknou biogenní prvky.

J. Lamarre aj. studovali Sjunjajeův-Zeldovičův efekt v bohaté kupě galaxií Abell 2163 pomocí měření 2m stratosférického teleskopu, družice ISO a dalších aparatur. Efekt byl teoreticky předpovězen r. 1972 význačnými ruskými astrofyziky. Jde fakticky o inverzní Comptonův rozptyl fotonů reliktního záření na horkých elektronech v kupách galaxií. Efekt se projeví úbytkem reliktního záření v pásmu cm a mm vln, a naopak přebytkem záření v pásmu submm a infračerveném. Přesně tak to v dané kupě autoři pozorovali.

I. Moskalenko aj. si povšimli nápadného přebytku spojitého difuzního záření gama s energiemi nad 1 GeV v naší Galaxii, pro něž zatím není dobré vysvětlení. Autoři soudí, že možným řešením problému je vznik sekundárních antiprotonů v kosmickém záření. A. Westphal aj. snesli přesvědčivé důkazy, že toto záření nemůže vznikat v chromosférách standardních hvězd – jedině snad na povrchu neutronových hvězd.

G. Tanco aj. se zabývali pozorováním vzácných případů částic kosmického záření o extrémně vysokých energiích řádu EeV pomocí aparatury AGASA. Rekordní částice v jejich souboru dosáhla energie 210 EeV a patrně šlo o proton. Podle M. Böttchera a C. Dermera mohou extrémně energetické protony přicházet ze vzdálenosti až 100 Mpc od nás a v této vzdálenosti už jsou vhodní potenciální kandidáti – blazary. Naproti tomu M. Hillas tvrdí, že příslušné zdroje musí být blíže než 50 Mpc; jinak by byly částice, dříve než k nám dospějí, rozptýleny na fotonech reliktního záření. Nejzajímavějším – byť statisticky zatím nepříliš významným – výsledkem je výskyt tří párů částic vždy z jednoho směru, ale s časovým odstupem 1,9 ÷ 3,2 let mezi složkami párů. T. Totani hledá zdroje extrémního kosmického záření v zábleskových zdrojích záření gama a tvrdí, že synchrotronové záření protonů může přinášet fotony s energiemi až 1 ZeV! Fotony však přicházejí vzácně a jen od zdrojů, jejichž z Dugway v Utahu. Ukázali, že při energiích v pásmu 0,1 ÷ 10 EeV se mění složení kosmického záření, když místo jader těžkých prvků nastupují lehká jádra. Pouze 1 promile částic kosmického záření představují při těchto extrémních energiích fotony gama. Několik výzkumných týmů se snaží zvětšit detekční aparatury tak, aby získaly dobrou statistiku i pro energie řádu 100 EeV, kde nabité částice již málo podléhají vlivu mezihvězdných a intergalaktických magnetických polí, takže si uchovávají informaci o směru ke zdroji, odkud pocházejí. G. Tanco aj. usuzují, že tato magnetická pole souvisejí s velkorozměrovou strukturou vesmíru. R. Diehl a F. Timmes zjistili, že radioaktivní izotopy Be, Na, Al, Ti, Ni, Fe a Co ve hvězdách a galaxiích vysílají fotony gama, které lze zachytit i na Zemi.

Y. Izotov a T. Thuan určili zastoupení prvotního ⁴He (Y) ve 45 oblastech H II a dostali Y = (0,245 ±0,004) ve výtečném souhlasu s předpovědí teorie velkého třesku. R. Matthews tvrdí, že největším objevem současné kosmologie je skutečnost, že kvantové procesy hrají klíčovou úlohu jak ve vývoji raného vesmíru (energie kvantového vakua), tak v jeho konečném osudu (díky kosmologické konstantě případně různé od nuly). Bohužel rozdíl mezi teorií a pozorováním energie kvantového vakua představuje plných 119 řádů, což je vůbec nejhorší předpověď v dějinách přírodovědy! Přitom energie kvantového vakua má zásadní vliv na kosmologickou inflaci v čase 10³⁵ s po velkém třesku, takže právě zde se stýkají mikroskopické a makroskopické vlastnosti vesmíru nejzřetelněji. Matthew nesouhlasí s Dirakovým nápadem z r. 1938, že gravitační konstanta se s časem mění, ale navrhuje vyložit Dirakem odhalené kosmické koincidence základních konstant astronomie a částicové fyziky antropickým principem. J. Ostriker formuloval tzv. totalitní princip ve fyzice: „Co není ve fyzice výslovně zakázáno, je ve vesmíru povinné.“

6.3. Částicová fyzika

F. Wilczek se zabýval stavem vesmíru v čase 0,01 s po velkém třesku a ukázal, že při teplotě řádu 1 TK se vesmír skládal z kvarkového-gluonového plazmatu. L. Okuň shrnul současný stav fyziky elementárních částic, podle níž se v přírodě vyskytuje právě 12 fermionů se spinem 1/2 a 4 bosony se spinem 1 a k tomu odpovídající antičástice. Fermiony se štěpí do 3 generací, přičemž každá generace obsahuje právě 2 kvarky a 2 leptony. První objevenou částicí byl elektron již r. 1897 a poslední kvark t r. 1995. Ve velmi raném vesmíru patrně existovaly k těmto částicím supersymetričtí partneři při s energiemi od Fermiho (100 GeV) do Planckovy (10¹⁹ GeV) meze. Dalšího pokroku v poznávání vnitřní struktury hmoty však nelze dosáhnout bez nových experimentů – proto se tolik čeká od urychlovače LHC v CERN, jenž má být uveden do chodu v r. 2005 s energiemi až 7 TeV.

Objevem roku v částicové fyzice se stalo pozorování oscilace mionových neutrin, odhalené japonským podzemním detektorem Superkamiokande a oznámené skupinou 120 japonských a amerických fyziků pod vedením Y. Totsuky, H. Sobela aj. na konferenci v Takajamě v červnu 1998. Mionová neutrina vznikají při interakci částic primárního kosmického záření s molekulami zemského ovzduší ve výškách asi 20 km nad zemí. Jelikož je pro ně Země průhledná, měla by do vodního detektoru v hloubce asi 600 m pod povrchem dopadat stejnoměrně ze všech směrů. Po 537 dnech měření mezi dubnem 1996 a lednem 1998 zaznamenali autoři asi 4 700 mionových neutrin, která však přicházela do detektoru nejvíce ve směru od zenitu a nejméně ve směru od nadiru. Deficit neutrin závisel jednak na jejich energii a jednak na úhlu vzdálenosti od zenitu, takže ve směru od podhlavníku přicházelo asi 2krát méně neutrin než z nadhlavníku.

To lze nejpřirozeněji vysvětlit předpokladem o oscilacích mionových neutrin mezi stavem, v němž neutrino reaguje v detektoru, a stavem, v němž nereaguje. Domněnka o oscilacích neutrin byla vypracována už dříve (tzv. mechanismus MSW) kvůli objasnění deficitu slunečních neutrin v řadě podzemních detektorů, ale teprve nyní se jí dostává dramatického – byť nepřímého – potvrzení. Oscilace neutrin jsou možné pouze v případě, že alespoň jeden mód neutrin má kladnou klidovou hmotnost. Ze zmíněného experimentu vyplývá, že rozdíl v hmotnostech obou módů mionového neutrina činí jen (0,07 ±0,04) eV/c² a čistě analogicky lze odhadnout, že podobnému procesu je podrobeno také elektronové neutrino, vznikající při termonukleárních reakcích v nitru Slunce. Kladnou klidovou hmotností neutrin by se dala objasnit i existence alespoň části skryté látky vesmíru, ale k takovému důkazu je zatím ještě daleko.

6.4. Relativistická astrofyzika

V r. 1918 předpověděli J. Lense a H. Thirring, že ve shodě s obecnou teorií relativity strhává rotující hmotný objekt prostoročas ve svém okolí, což je v principu měřitelný efekt, ale je obtížné ho vylovit v houštině jiných, klasických příčin změn orbitálních elementů. I. Ciufolini, E. Pavlis aj. se nyní pokusili určit tento efekt pozorováním geodetických družic LAGEOS I a II, jež mají na svém povrchu koutové odražeče, takže jejich polohy lze přesně měřit laserovými signály ze Země. Autoři nejprve zpřesnili tvar zemského gravitačního pole pozorováním 40 umělých družic po dobu 4 let. Teprve to jim umožnilo oddělit potenciální strhávání roviny oběžné dráhy LAGEOSů v letech 1993–96, jež je o 7 řádů (!) menší než vliv slapů a zonálních poruch na dráhu. Tak nakonec zjistili, že dráha LAGEOSů je ročně strhávána o pouhé (2 ±0,2) m, což je hodnota asi o 10 % vyšší, než teorie relativity předvídá.

Přesnější určení se však zřejmě povede až po vypuštění specializované družice Gravity Probe B, která se chystá už bezmála dvě desetiletí a která by měla efekt měřit s chybou menší než 1 %, tj. s přesností na 0,000 1°/rok. Podle W. Cuiho aj., R. Ipinga, D. Markovice a F. Lamba i L. Stelly a M. Vietriho je však toto strhávání zjevně prokázáno studiem kvaziperiodických oscilací rentgenového záření v akrečních discích v okolí rotujících černých děr či neutronových hvězd, jako je tomu např. u rentgenové dvojhvězdy Her X-1, jelikož částice plynu obíhají kompaktní objekt až 100krát za sekundu, takže strhávání se rychle kumuluje a projeví se měřitelnou precesí akrečního disku. B. Paul aj. našli dokonce pro rentgenový zdroj GRS 1915+105 nepřímé důkazy, že částice akrečního disku vskutku mizí na tzv. horizontu událostí černé díry.

Týž efekt nastává podle B. Bromleye aj. dokonce i v aktivních jádrech galaxií (AGN), kde kolem černé veledíry obíhají částice plynu ve vzdálenosti jen 2,6 Schwarzschildova poloměru a rychlost jejich oběhu představuje až 23 % rychlosti na tzv. minimální dráze, což je nejmenší poloměr, na němž částice oběhne alespoň jednou, než se do černé díry zřítí. G. Preparata aj. proto zavádějí pojem dyadosféry, jež zahrnuje prostor vně horizontu událostí černé díry, v němž je však elektromagnetické pole tak silné, že vyvolává spontánní tvorbu párů elektron-pozitron. Připomeňme ještě, že už před časem prokázal S. Hawking, že když se slijí dvě černé díry, je výsledný horizont událostí větší než prostý součet obzorů událostí každé černé díry zvlášť.

W. Lee a W. Kluzniak počítali vlastnosti gravitačního záření, které vzniká při splynutí černé díry s neutronovou hvězdou v těsné dvojhvězdě, což je mechanismus, který navrhl r. 1991 B. Paczyński k objasnění povahy zábleskových zdrojů záření gama. Takové úkazy nastávají v libovolné průměrné galaxii zhruba jednou za milion let a musejí být doprovázeny intenzivním impulzem gravitačního záření. Autoři dále zjistili, že minimální dráha částic obíhajících neutronovou hvězdu má poloměr 2,8 poloměru samotné neutronové hvězdy a odpovídající oběžná doba kolem černé díry činí 2,3 ms. Asi 0,9 M_☉ neutronové hvězdy se zřítí do černé díry, ale husté jádro neutronové hvězdy srážku přežívá! Podle P. Leonarda a J. Bonnella poroste frekvence zmíněného gravitačního záření v posledních 15 minutách před splynutím od 10 Hz do 1 kHz, což dává jistou naději aparaturám pro detekci gravitačních vln aparaturami LIGO, VIRGO a GEO, z nichž část LIGO v Hanfordu ve státě Washington v USA by měla pracovat již koncem r. 2000. E. Ergma a E. van den Heuvel se pokusili určit počáteční hmotnosti objektů, které skončí svůj hvězdný vývoj buď jako neutronové hvězdy, anebo jako černé díry, a rozborem vlastností 10 rentgenových dvojhvězd zjistili, že pokud je tato počáteční hmotnost >20 M_☉, končí hvězda jako černá díra, a pokud se nalézá v rozmezí 15 ÷ 20 M_☉, skončí občas jako neutronová hvězda; jinými slovy osud hvězdy závisí též na dalších okolnostech, nejenom na počáteční hmotnosti.

D. Guenther aj. použili helioseizmologických dat z projektů GONG a BISON ke stanovení horní hranice pro případnou závislost gravitační konstanty G na čase. Měření jsou totiž o řád přesnější než dosavadní určování horní hranice pomocí radarových ozvěn od Měsíce či Marsu nebo ze změn period binárních pulzarů. Nová horní hranice relativní změny G činí pouze 1,6.10¹²/r. Zatímco přesnost těchto měření je úžasná, samotná absolutní hodnota gravitační konstanty je zcela určitě vůbec nejhůře určená primární fyzikální konstanta. Jak ukázali J. Schwarz aj. klasickým experimentem, v němž dráha padající testovací částice je ovlivňována hmotou 0,5 t, přesahuje chyba předešlých určení gravitační konstanty 40 násobek (!) udávané střední chyby, takže tabulková hodnota G je chybná o 0,5 %. Autoři odvodili novou hodnotu G = (6,687 3 ±0,009 4).10¹¹m³kg¹s², která ovšem také není nijak závratně přesná.

Pozoruhodná zpráva přišla z katedry fyziky marylandské univerzity, když tamější experimentátoři změřili hodnotu Planckovy konstanty s přesností na 9 platných cifer. To v zásadě umožňuje pomocí vztahu pro kinetickou energii fotonu stanovit jednotku hmotnosti nezávisle na etalonu kilogramu ve Francii. Mezinárodní kilogram je totiž poslední základní fyzikální jednotka, kterou nelze reprodukovat přesnými fyzikálními měřeními, ale právě jenom náročným porovnáváním primárního etalonu se sekundárními.

K. Peach ukázal, že nejnovější měření chování neutrálních kaonů v experimentu CPLEAR v CERN ukázala, že je o 0,7 % vyšší pravděpodobnost, že se antikaon změní v kaon než naopak, čili že vesmír není souměrný vůči směru plynutí času (tzv. šipce času)! R. Sanders a M. Verheijen se snažili najít pozorovací podporu pro domněnku M. Milgroma, že při malých zrychleních se objevuje rozdíl mezi Newtonovou a skutečnou gravitační silou, a to studiem rotačních křivek v 30 galaxiích v kupě UMa, vzdálené od nás asi 15 Mpc. Autoři také doplnili svůj katalog na celkem 80 rotačních křivek galaxií a tvrdí, že všechny velmi dobře odpovídají zmíněnému Milgromově předpokladu.

7. Život ve vesmíru

G. Gonzales dospěl k paradoxnímu závěru, že s přibývajícími objevy exoplanet se spíše snižují vyhlídky na nalezení mimozemského života, neboť se ukazuje, že pouze 6 % zkoumaných hvězd má vůbec nějaké obří exoplanety typu Jupiteru. Jelikož však většina obřích exoplanet během svého života zřetelně migruje směrem k mateřské hvězdě, ovlivňuje to nepříznivě stabilitu drah potenciálních životodárných exoplanet (zemského typu) v dané cizí planetární soustavě. Podobné nebezpečí pro životodárné exoplanety představují nutně obří exoplanety na stabilních, leč silně výstředných drahách. Kromě toho se obří exoplanety vyskytují jen u hvězd s vyšším zastoupením kovů (metalicitou), než má Slunce, zatímco hvězdy v okolí Slunce mají obecně málo kovů. Všechno prostě nasvědčuje tomu, že existence exoplanet závisí velmi citlivě na počátečních podmínkách vzniku mateřské hvězdy, a většina planetárních soustav se pro život vůbec nehodí. Záchranou nemohou dle autora být ani tuhé přirozené družice (měsíce) obřích exoplanet, jak o tom svědčí velmi nehostinné podmínky pro život na povrchu Galileových družic Jupiteru.

Početné objevy exoplanet vedou rovněž k otázce, zda se životodárné exoplanety mohou případně vyskytovat v těsných dvojhvězdách, jelikož hvězdy tvoří – jak známo – častěji vícenásobné soustavy, spíše než aby zůstaly osamělé. D. Whitmire aj. ukázali, že až 60 % těsných dvojhvězd může mít kolem sebe životodárné exoplanety. Specificky, pokud je vzájemná vzdálenost složek dvojhvězdy > 20 AU, dává to dobrou naději na životodárnou exoplanetu. N. Woolf a J. Angel soudí, že budoucí kosmický interferometr se základnou alespoň 75 m by dokázal pomocí infračervených spektrálních měření odhalit exoplanety zemského typu nesoucí život mezi 100 nejbližších hvězd podobných Slunci, přestože bolometrická absolutní hvězdná velikost takových exoplanet nepřevýší 28 mag.

Podle A. Légera aj. by byl vhodným indikátorem života na exoplanetách výskyt spektrálních pásů vodní páry a ozonu. Za hranice ekosféry pro hvězdy slunečního typu považují rozmezí 0,95 ÷ 1,15 AU. L. Ksanfomaliti se zabýval hranicemi ekosféry u pozdních hvězd hlavní posloupnosti. Vnitřní mez ekosféry je dána teplotou na povrchu exoplanety, při níž koagulují bílkoviny, tj. 340 K. Pokud atmosféra exoplanety nevykazuje skleníkový efekt, pak tato spodní mez pro hvězdy slunečního typu činí 0,52 AU. Nenulový skleníkový efekt hranici od mateřské hvězdy přirozeně odsouvá. Autor ukazuje, že se jako životodárné hodí jen ty hvězdy, jejichž absolutní hvězdná velikost se neliší od sluneční (+4,7 mag) o více než ±1 mag, tj. mohou to být jedině trpaslíci třídy G a zčásti F a K. Život na Zemi má podivuhodně pevný kořínek v podobě bakterií, řas a zelených rostlin. Ty totiž za rok vytvoří 10 miliard tun uhlovodíků, což je ekvivalentní osminásobku energetické spotřeby lidstva na úrovni r. 1990. Velmi pozoruhodnou studii o denním a nočním vidění zveřejnila K. Brecherová. Barevné denní vidění čípky pokrývá spektrální rozsah 420 ÷ 560 nm, kdežto tyčinky zprostředkující noční vidění mají maximální citlivost pro 507 nm. To je sice blízko maximu 503 nm Planckovy křivky pro teplotu sluneční fotosféry (5 770 K), ale oko je kvantový detektor, takže bychom měli správně počítat maximum záření fotosféry ve frekvenčním pásmu, jež pak vychází na 340 THz, což odpovídá vlnové délce 884 nm. To znamená, že maximum citlivosti nočního vidění lidského oka je určeno spíše biochemickými možnostmi než adaptací na spektrální rozložení sluneční energie.

P. Horowitz rozběhl program hledání umělých signálů mimozemšťanů v optickém oboru pomocí 1,5m reflektoru v Oak Ridge, neboť se domnívá, že mimozemšťané by mohli vysílat usměrněné intenzivní laserové záblesky s hustotou energie až milionkrát silnější, než má světelné vyzařování Slunce. Program probíhá souběžně s přehlídkou 2 500 hvězd slunečního typu. Podobný program připravili také D. Werthomer pro 0,75m reflektor a známý lovec exoplanet G. Marcy. Optimální je sledovat záření v blízké infračervené oblasti a hlavní předností metody je její vysoká produktivita, neboť za pouhou minutu lze zkontrolovat na tisíc hvězd.

Projekty hledání cizích civilizací pomocí naslouchání případným umělým rádiovým signálům (SETI) utrpěly další ztrátu, když na žádost majitelů místního golfového klubu byl počátkem r. 1998 fyzicky zlikvidován 110 m radioteleskop Big Ear, vybudovaný pracovníky univerzity v Ohiu v letech 1956–63 zejména pro účely rádiových přehlídek oblohy. Univerzita kvůli nedostatku peněz totiž před časem prodala pozemek pod radioteleskopem soukromníkovi, jenž zde vybudoval golfové hřiště, a hráčům se nelíbilo, že musejí hrát „ve stínu kovového monstra“, ačkoliv jim v drátěné síti radioteleskopu žádný golfový míček nikdy neuvízl. Spojené státy tak přišly o unikátní radioteleskop, ale okres Delaware získal v pořadí již 31. golfové hřiště.

Nevlídné veřejné mínění a lhostejnost politiků přiměla řadu astronomů k podpisu petice, zaslané presidentu Clintonovi, požadující, aby Spojené státy obnovily podporu programů SETI, zastavenou Kongresem USA r. 1993. Mezi signatáři petice jsou vědci-publicisté (J. Gould, P. Morrison, T. Ferris a A. Clarke) i odborníci na SETI a exoplanety (G. Marcy, P. Horowitz aj.). Roční náklady na SETI by přitom činily pouze 12 milionů dolarů (nekupte to za ty peníze!). Loni v červenci se též z iniciativy NASA konala mezinárodní interdisciplinární porada o astrobiologii, jejímž cílem bylo vytvořit virtuální elektronický astrobiologický ústav, na němž se podílí 11 amerických vědeckých institucí (podrobnosti viz www stránka: astrobiology.arc.nasa.gov).

8. Astronomické přístroje

8.1. Optická astronomie

Přístrojovou zprávou roku se nepochybně stalo sdělení o vynikající funkci prvního zrcadla UT1 obřího teleskopu VLT ESO na Cerro Paranal. První světlo s ještě nepohliníkovaným zrcadlem získali technici 16. května 1998 při vynikající kvalitě obrazu 0,43″, když pořídili snímek kulové hvězdokupy ω Cen během 10 min expozice. Po potažení zrcadla tenkou 0,1 μm vrstvičkou hliníku dostali již oficiální první světlo 27. května, kdy při 2 min expozici byla mezní hvězdná velikost snímku plných 24 mag! Přesnost navádění přístroje dosáhla neuvěřitelné hodnoty 0,001″ (sedmkrát lepší než u HST). O kvalitě celého komplexu UT1 se odborníci vyjadřují v superlativech, jak se mohli přesvědčit účastníci pražského zasedání JENAM 98, kde o prvních výsledcích přístroje referoval sám šéf projektu M. Tarenghi. Rekordní kvalitu obrazu 0,26″ zaznamenal dalekohled již 19. srpna 1998. Přístroj byl koncem r. 1998 uveden do rutinního provozu a očekává se, že během r. 1999 získá asi 1 TB vědeckých údajů. A. Morwood aj. referovali o infračerveném spektrometru SOFI pro dalekohled NTT ESO v Chile. Spektrometr pracuje v pásmu 1,0 ÷ 2,5 μm s maticí HgCdTe, chlazenou kapalným dusíkem. Při hodinové expozici dosahují mezní hvězdné velikosti 22,9 mag v pásmu J a 20,9 mag v pásmu K. Přesnost navádění dalekohledu se zvýšila dvacetkrát (!) následkem silného zemětřesení (!) v říjnu 1997. Totéž zemětřesení však způsobilo zpoždění ve výstavbě jižního 8m teleskopu Gemini na Cerro Pachon v Chile, zatímco severní protějšek na Havaji byl v prosinci 1998 dokončen.

Původní Keckovy teleskopy na Mauna Kea na Havajských ostrovech jsou beznadějně přetížené – přijat je v průměru jen jeden návrh ze sedmi. Přitom cena 1 s pozorování se pohybuje kolem 1 dolaru, takže roční provoz přijde na 18 milionů dolarů. Oba dalekohledy budou v dohledné době vybaveny systémy adaptivní optiky za 7,4 milionů dolarů a spřaženy jako interferometr o základně 85 m v r. 2003 celkovým nákladem 44 milionů dolarů.

Mezitím Japonci dokončili na Mauna Kea výstavbu dalekohledu Subaru s největším monolitickým zrcadlem světa o průměru 8,3 m. Zrcadlo s rekordním poměrem tloušťky k průměru 1 : 41,5 má přitom neuvěřitelně nízkou hmotnost pouhých 24 t. Španělsko ohlásilo záměr vybudovat 10m teleskop typu Keck na Roque de los Muchachos na Kanárských ostrovech ve spolupráci s institucemi v USA, Velké Británii, Mexiku, Indii a Itálii. Přístroj v hodnotě 100 milionů dolarů má být dokončen již r. 2002. Stejně tak je již prakticky jisté, že v Sutherlandu v Jižní Africe bude nákladem 20 milionů dolarů vybudován 11m segmentový teleskop SALT s efektivním průměrem zrcadla 9,1 m a pohyblivým ohniskem jako jižní protějšek texaského dalekohledu Hobby-Ebberly.

Jak poznamenali M. Mountain a F. Gillet, úhrnná sběrná plocha optických dalekohledů roste v současné době exponenciálně, což nemá v historii astronomie obdoby. Jde mj. o výsledek velkého technického pokroku a také zlevnění přístrojů, např. kopule 8m teleskopů Gemini jsou stejně velké jako u 4m Mayallova teleskopu předešlé generace a příslušná montáž je dokonce o 25 t lehčí než montáž čtvrtstoletí starého čtyřmetru o hmotnosti 340 t. Vloni však byl uveden do chodu i největší binar na světě na Mt. Evans v Coloradu ve výši 4 395 m n. m. Skládá se totiž ze dvou zrcadel o průměru 0,72 m a pozorovatelům u tohoto přístroje nelze než upřímně závidět, jak tuší každý, kdo měl někdy možnost pozorovat oblohu obřím triedrem.

U 3,6m teleskopu ESO byla loni zaznamenána dosud nejlepší kvalita obrazu 0,47″ ve vzdálenosti 30° od zenitu. Průměrná kvalita obrazu na observatoři ESO La Silla činí podle M. Le Louarna aj. 0,8″, zatímco na Cerro Paranal (sídlo VLT) 0,6″ – tam už byla ovšem občas naměřena kvalita 0,1″! M. Lloyd-Hart aj. použili adaptivní optiky ke zlepšení ostrosti hvězdných obrazů u 4,5m reflektoru MMT v Arizoně. Využívají k tomu umělých hvězd, vytvořených ve vysoké atmosféře Země sodíkovým laserem. Docílili tak při kvalitě obrazu 0,72″ úhlového rozlišení 0,51″ v infračerveném pásmu K. J. Tonry aj. z MIT však vyvinuli nový typ matice CCD s diagonálním zapojením 15 μm prvků (OTCCD), což umožňuje během pozorování pružně reagovat na neklid obrazu hvězdy v obou souřadnicích. Taková matice překonává snadno jakýkoliv systém adaptivní optiky, neboť místo kmitání optických ploch kmitají výhradně nesrovnatelně lehčí elektrony.

W. Kells aj. přistoupili k významné modernizaci proslulého palomarského pětimetru, když zkonstruovali mnohoobjektový spektrograf a kameru COSMIC s mnohoštěrbinovou aperturní maskou, umožňující naráz zhotovit spektra až 50 objektů do 23 mag, resp. přímé snímky do 26 mag v zorném poli o ploše téměř 10 čtverečních obloukových minut. Kanadsko-francouzský 3,7m teleskop CFHT dostal loni zatím nejrozměrnější mozaiku 12 matic CCD o úhrnné výměře 8k × 12k pixelů, tj. s geometrickým rozměrem 250 × 250 mm, což zabezpečuje zobrazení zorného pole o průměru 1° ! Snímek pak obsahuje 500 MB údajů a za jedinou noc lze získat až 30 takových snímků, čili 15 GB.

Pokrok digitálních detektorů a výpočetní techniky naznačuje, že astronomům se snad již brzo splní blouznivý sen sledovat nepřetržitě všechny výraznější změny na celé obloze. G. Pojmanski zahájil v Las Campanas v Chile pilotní projekt, kdy se v barevném filtru I nejméně pětkrát za noc automaticky sleduje 24 vybraných polí o souhrnné ploše 140 čtv. stupňů kamerou o průměru objektivu 135 mm (f/1,8) ve spojení s maticí CCD 768 × 512 pixelů. Za první rok uskutečnil 10 milionů měření jasnosti pro 30 tisíc hvězd do 12,5 mag a objevil tak 96 nových proměnných hvězd s periodami kratšími než 20 dnů; z toho 3/4 jsou zákrytové dvojhvězdy.

Podle G. Gomberta a T. Droegeho je taková přehlídka plně v dosahu vyspělejších a movitějších astronomů-amatérů. Projekt amatérské přehlídky oblohy (TASS) běží od podzimu 1996 pod dohledem polského astronoma B. Paczyńského ve 14 zemích světa zatím za účasti 150 amatérů, vybavených digitálními kamerami jednotné konstrukce v ceně 1 500 dolarů. Dobrovolníci opakovaně snímkují asi 1 000 čtverečních stupňů oblohy do 14,5 mag, takže každá kamera získá za hodinu asi 20 MB údajů a během dobré noci až 200 MB, což je třeba jednak pečlivě archivovat a jednak digitálně zpracovat. Pokud se v jedné lunaci podaří pozorovat v průměru v pěti nocích, lze tak úhrnem do roka pořídit 6 milionů měření jasností hvězd s přesností na ±0,05 mag, a to je prostě úžasný archivní materiál. Zájemci mohou získat podrobné informace na adrese: www.tass-survey.org.

Mezitím započala velkolepá přehlídka vzdálených hvězd, galaxií a kvasarů, vedená americkým astronomem B. Margonem pod označením Sloan Digital Sky Survey (SDSS) pomocí 2,5m (f/5) specializovaného reflektoru v Apache Point v Novém Mexiku ve výši 2 800 m n. m. Dalekohled pořizuje pětibarevné snímky oblohy do 23 mag kamerou s 24 maticemi CCD o rozměrech 0,4k × 2k pixelů, tj. v zorném pásu o šířce 2,5°, a nízkodisperzní spektra 30 maticemi 2k × 2k s cílem získat během pěti let provozu fotometrické údaje pro více než 100 milionů objektů a červené posuvy pro milion galaxií a 100 tisíc kvasarů. První světlo prošlo přístrojem v květnu 1998 a Margon odhaduje, že v průběhu přehlídky shromáždí asi 12 TB údajů, takže data se budou zpracovávat ve výpočetním centru obřího urychlovače Fermilab v Chicagu, kde mají s obrovskými objemy měření bohaté zkušenosti. Již na konci roku 1998 se v průběhu přehlídky podařilo objevit kvasar s červeným posuvem z = 5,0, čímž byl překonán předešlý rekord z r. 1991.

V současné době se též vážně uvažuje o výrobě až desetimetrového rtuťového zrcadla, které by výměnou za omezení pozorování na okolí zenitu ušetřilo velké náklady na skleněná zrcadla. Pro daný průměr jsou totiž kapalná zrcadla nejméně o řád levnější a lze je snadno uvést do chodu, sotva do příslušné rotující mísy nalejete na dno trochu rtuti.

Na velký potenciál optických přístrojů budoucnosti poukázali A. Boccaletti aj., když k 1,5m dalekohledu Observatoře Haute Provence ve Francii připojili systém adaptivní optiky a sám dalekohled vybavili Lyotovým zástinem, což neobyčejně zvýšilo rozlišovací schopnost zařízení a prakticky se vyrovnalo rozlišovací schopnosti družice HIPPARCOS. Autoři uvádějí, že jimi navržený skvrnkový koronograf bude schopen zobrazit exoplanetu o 9 řádů méně jasnou než mateřská hvězda během několika hodin měření. Další, navíc velmi levnou cestou je dle C. Haniffa metoda aperturního maskování, kdy je velké zrcadlo zakryto maskou s menšími nepravidelně rozmístěnými otvory a výsledný snímek vzniká složením tisíců neobyčejně krátkých expozicí v počítači. Metoda v principu umožňuje rozlišit na Zemi dva svítící body v úhlové vzdálenosti 0,001″. Mezitím však již C. Hummel aj. sestrojili na Námořní observatoři USA prototyp interferometru napájeného siderostaty v konfiguraci Y s rameny o proměnné délce od 19 do 37 m, který vyzkoušeli na těsných dvojhvězdách Mizar A a η Peg, a docílili tak vpravdě neuvěřitelné rozlišovací schopnosti 0,000 1″!

Známý francouzský astronomický konstruktér a průkopník optické interferometrie A. Labeyrie však přichází s ještě daleko odvážnějším plánem vybudovat sestavu 27 segmentových dalekohledů OVLA na základně dlouhé 1 km, která by měla naprosto fantastickou rozlišovací schopnost, umožňující např. zobrazit kontinenty na bližších exoplanetách! Labeyrie dokonce spekuluje o kosmických interferometrech se základnami řádu 10⁵ km, které by pak dokázaly zobrazit i povrch bližších neutronových hvězd!!

8.2. Optické dalekohledy v kosmu

E. Høg aj. zhodnotili přesnost katalogu Tycho, sestaveného z měření poloh a vlastních pohybů více než 990 tisíc hvězd pomocí astrometrické družice HIPPARCOS. Ukázali, že polohy jsou přesné na 0,04″ a vlastní pohyby na 0,0025″ /r. Systematické chyby vlastních pohybů nepřesáhly 0,001″/r. Družice získala vlastní pohyby pro 20 tisíc hvězd s přesností lepší než 10 % a pro 30 tisíc hvězd s přesností lepší než 20 %. Projekt GAIA, jehož realizaci kolem r. 2010 nyní ESA zvažuje, by měl docílit obdobných výsledků pro miliardu, resp. miliony hvězd!

O zajímavém důsledku znalosti přesných poloh a prostorových vlastních pohybů hvězd z družice HIPPARCOS i z měření radiálních rychlostí referoval J. Tomkin, když spočítal pro nedávnou minulost a blízkou budoucnost časový průběh vzdáleností vůči Slunci pro 13 771 hvězd, které jsou v současnosti blíže než 307 pc. Podle jeho výpočtů se pozorovaná jasnost Siria na pozemské obloze stále zvyšuje, jelikož se Sirius pomalu blíží ke Slunci a nejblíže k němu se octne za 60 tisíc let, kdy jeho jasnost dosáhne 1,64 mag. Podobně α Centauri bude 0,99 mag za 28 tisíc let, kdežto Canopus (α Car) byl nejblíže Slunci před 3,1 miliony let, kdy zářil jako hvězda 1,86 mag. Vůbec největšího lesku 3,99 mag však dosáhla hvězda ε CMa před 4,7 miliony let, kdy se přiblížila ke Slunci na 10,4 pc.

H. Walkerová shrnula činnost mimořádně úspěšné infračervené družice ISO, vypuštěné ESA koncem r. 1995 raketou Ariane 4 na protáhlou dráhu s přízemím 1 000 km a odzemím 70 800 km. Družice skončila svou činnost po vyčerpání zásoby chladiva 8. dubna 1998 a za 28 měsíců vědeckého provozu vykonala 26 tisíc pozorování, uložených v archivu o objemu 1 TB. Celý archiv bude zpřístupněn vědecké veřejnosti patrně počátkem r. 2002, ale první data jsou postupně k mání už nyní. Družice pokryla snímky a spektry 17 % oblohy v širokém infračerveném pásmu 2,4 ÷ 240 μm. Hlavní objevy se týkají rozložení prachu a některých molekul ve Sluneční soustavě, Galaxii i ve vzdáleném vesmíru, ale to nejlepší je zřejmě ještě před námi, neboť důkladná prohlídka archivu pozorování jistě přinese ještě mnohá nečekaná překvapení.

Vlajková loď americké kosmonautiky Hubbleův kosmický teleskop pokračoval velmi úspěšně v činnosti vybaven přístroji nové generace STIS a NICMOS, byť NICMOS musel pro spotřebování zásoby tuhého dusíku koncem r. 1998 dočasně přerušit provoz. Archiv HST obsahoval koncem roku již téměř 6 TB údajů a 150 tisíc snímků. Externí uživatelé archivu využijí denně alespoň 20 GB. V říjnu 1998 se s úspěchem uskutečnil s napětím očekávaný projekt jižního hlubokého snímkování HDF-S v souhvězdí Tukana pomocí všech hlavních přístrojů HST. Podle D. Leckrona aj. dostane HST v r. 2002 novou širokoúhlou kameru s velkým množstvím filtrů pro spektrální obor 200 ÷ 1 000 nm a nový spektrograf COS. Pokud vše dobře dopadne, počítá se s provozem HST na oběžné dráze až do r. 2010.

Americká NASA mezitím již konkretizovala plány na vybudování kosmického teleskopu příští generace (NGST), jenž by měl vypuštěn jednorázovou raketou již v květnu r. 2007 s výhledem na 10 let automatické činnosti bez možnosti oprav. V porovnání s HST má jít o přístroj podstatně levnější (náklady se odhadují na půl miliardy dolarů), a tudíž i pětkrát méně hmotný než HST (pouhé 2,8 t). Dalekohled s průměrem zrcadla 8 m má být optimalizován pro blízké infračervené pásmo a R. Angel aj. navrhují toto pásmo ještě rozšířit prostým chlazením přístroje na teplotu 50 K.

8.3. Rádiová astronomie

Radioteleskop s největší sběrnou plochou v Arecibu na ostrově Portoriko byl již potřetí ve své čtyřicetileté historii modernizován nákladem 27 milionů dolarů. Jelikož primární 305m reflektor je kulový, přístroj vykazuje velkou sférickou aberaci, jež se až dosud řešila pohyblivými prvky v ohnisku. Nyní byl v ohnisku ve výši 135 m nad primárním reflektorem zavěšen dvouprvkový sekundární reflektor typu Gregory, uzavřený v 90 t radomu. Přístroj byl po několikaleté rekonstrukci znovu uveden do chodu v dubnu 1998 a umožňuje nyní měření v širokém frekvenčním pásmu od 300 MHz do 30 GHz (vlnové délky od 1 m do 10 mm). Analogický přístroj s dvojnásobně větší plochou chce nyní podle Y. Qiua vybudovat Čína v rozsáhlé krasové propadlině, jež dovolí vestavět pevný paraboloid o průměru plných 500 m se světelností 0,5. Paraboloid bude tvořen 1 100 šestiúhelníkovými kovovými panely o hraně 10 m, jež bude možné během pozorování naklápět s krokem po 1 mm. Přístroj je navržen pro frekvenční pásmo 0,2 ÷ 5 GHz.

Mezitím Spojené státy uvedly se čtyřletým zpožděním do chodu největší plně pohyblivý radioteleskop v Green Banku (GBT) náhradou za 92m parabolu, jež se zhroutila vinou únavy materiálu v listopadu 1988. Nový radioteleskop v ceně 75 milionů dolarů má eliptický tvar reflektoru o rozměrech 100 × 110 m. Kovové panely reflektoru jsou nastavitelné s přesností na 0,1 mm, takže radioteleskop může pracovat až do vlnové délky 3 mm (frekvence 100 GHz). Indové dokončili stavbu největší anténní soustavy světa pro pásmo metrových vln GMRT poblíž osady Khodad, 150 km východně od Bombaje a 80 km jižně od univerzitního centra v Pune. Soustava se skládá z 30 parabol o průměru 45 m, které jsou namontovány na pevných pilířích v klasickém uspořádání Y na teritoriu o průměru 25 km, s vyšším soustředěním antén v okolí průsečíku ramen Y. Soustava pracuje v pásmu 150 ÷ 1 500 MHz (0,2 ÷ 2 m) a její úhrnná sběrná plocha je třikrát větší než u známé americké antény VLA v Socorru.

V rádiovém pásmu se rozbíhá stavba unikátní anténní soustavy pro pásmo milimetrových vln LSA se sběrnou plochou 10 000 m² v poušti Atacama v Chile v nadmořské výšce 5 000 m. Očekává se, že nový přístroj bude schopen po uvedení do chodu pozorovat objekty s kosmologickým červeným posuvem až z ≈ 20!

8.4. Astronomické umělé družice

Loni počátkem prosince bylo konečně otevřeno i submilimetrové pásmo elektromagnetického záření vypuštěním 300 kg družice SWAS. Družice startovala pomocí rakety Pegasus, kterou do výšky 12 km vyneslo letadlo L-1011. Družice obíhá po kruhové dráze ve výši 600 km nad Zemí a sleduje pásmo 486 ÷ 556 GHz (0,54 ÷ 0,62 mm).

Svým způsobem světový rekord zaznamenali čeští odborníci z Ústavu fyziky atmosféry AV ČR, když počátkem května 1998 oživili družici Magion 5, určenou k výzkumu zemské magnetosféry a ionosféry, plných 20 měsíců po závadě, k níž došlo po jejím vypuštění 30. 8. 1996 vinou chybných informací o stavu akumulátoru družice, které jim předali ruští technici. Po celou tu dobu se pracovníci ÚFA snažili s družicí navázat spojení, což se jim vskutku podařilo, když se konečně sluneční panely natočily kolmo ke Slunci a počaly dobíjet palubní akumulátory.

Do jisté míry podobný problém řešili v průběhu roku američtí i evropští technici při obnově funkce vynikající sluneční družice SOHO, s níž ztratili spojení po dezorientaci družice počátkem léta 1998. Záchranu družice lze považovat za velkolepý úspěch telekomunikační i astronomické techniky, když do záchranných prací byly zapojeny radioteleskopy DSN po celém světě i radar v Arecibu. To umožnilo počátkem srpna obnovit nejprve jednosměrnou a posléze i obousměrnou komunikaci s družicí a ohřát zmrzlé palivo, takže během srpna se podařilo hrozící ztrátu družice odvrátit. Po reorientaci družice v polovině září se během dvou měsíců podařilo postupně oživit všech 12 přístrojů na palubě družice, která předala na Zemi od února 1996 úhrnem již na 2 miliony snímků Slunce a celkem 1 TB dat.

Američtí odborníci z NASA uveřejnili v r. 1998 také výsledky zpracování měření z aparatury ORFEUS-SPAS II, umístěné na 10 dnů koncem r. 1996 na palubě raketoplánu a pracující v daleké ultrafialové oblasti v pásmu 39 ÷ 122 nm. Celkem bylo zaměřeno 105 zdrojů a patrně nejzajímavějším výsledkem pozorování je zjištění, že Měsíc má řiďounkou atmosféru s koncentrací pouhých 2 bilionů částic v krychlovém metru. Poněkud užší spektrální rozsah 90 ÷ 120 nm má mít nová družice FUSE se zrcadlem o průměru 0,64 m, jež bude startovat v r. 1999.

Velmi dobře si vede nová sluneční družice TRACE, vypuštěná raketou z letadla na polární dráhu v dubnu 1998. Laciná družice v ceně 49 milionů dolarů pořídila do konce roku na 700 tisíc jedinečných snímků vnějších vrstev Slunce s dosud nejlepším časovým i úhlovým rozlišením, přičemž pozorovací data jsou okamžitě po základním zpracování veřejně přístupná.

Koncem září 1998 byla mimořádně úspěšná německá rentgenová družice ROSAT omylem namířena na Slunce, což zničilo některé citlivé detektory družice a prakticky tak ukončilo její aktivní životnost trvající přes osm roků, ačkoliv plán hovořil pouze o 20 měsících. Do konce roku však ještě družice pracovala v omezeném režimu a sledovala například pozůstatek po výbuchu supernovy 1987A ve Velkém Magellanově mračnu.

Během roku probíhaly v NASA poslední přípravy na vypuštění obří rentgenové družice AXAF, jež je v pořadí třetí velkou astronomickou družicí (po HST a Compton). Družice o hmotnosti přes 5 t a délce tubusu 14 m bude stát 2 miliardy dolarů. Má mít o řád lepší úhlovou rozlišovací schopnost a navíc má být až o dva řády citlivější než nejlepší dosavadní rentgenové družice. V březnu 1998 proběhly úspěšně její vibrační zkoušky v akustické komoře. Koncem roku byla družice na základě veřejného konkurzu, jehož se účastnilo na 6 000 přispěvatelů z celého světa, přejmenována na Chandra, což byla přezdívka významného amerického astrofyzika indického původu a nositele Nobelovy ceny za fyziku z r. 1983 S. Chandrasekhara (1910–1995).

Poslední z velkých družic této série SIRTF v hodnotě 460 milionů dolarů je určena pro výzkum v daleké infračervené oblasti spektra. Její primární zrcadlo má mít průměr 0,85 m a bude chlazeno na 5,5 K. Družice má být vynesena raketou Delta koncem r. 2001 a bude pracovat v kosmu po dobu snad až 5 let.

Družici Chandra má do jisté míry konkurovat evropská rentgenová družice XMM, jejíž vypuštění se plánuje na počátek r. 2000 a která má mít v porovnání s AXAF větší sběrnou plochu, ovšem za cenu horšího úhlového rozlišení. Evropská agentura ESA dále chystá velmi výkonnou družici INTEGRAL pro pozorování kosmických zdrojů záření gama, kterou by měla vynést ruská raketa Proton na jaře 2001.

Výhodnou alternativou k stále velmi nákladným umělým družicím se patrně stanou vysokotlaké nepilotované aerostaty, jejichž prototyp vypustila NASA na vánoce 1997. Celý balon o průměru 100 m s nezbytným technickým zázemím totiž stojí pakatel – 1 milion dolarů – a je schopen vynést do výšky 35 km aparaturu o hmotnosti 1,3 t, která tam může nerušeně pracovat až po 100 dnů, takže během té doby aerostat i vícekrát obletí zeměkouli.

8.5. Kosmické sondy

V polovině února předehnala sonda Voyager 1 starší sondu Pioneer 10, když dosáhla vzdálenosti 70 AU od Slunce. V této vzdálenosti se Slunce jeví 5 000krát slabší než na Zemi a zpoždění signálů při komunikací se Zemí dosahuje 9,6 h. Sonda startovala se Země počátkem září 1977, plných 5,5 roku po Pioneeru 10, jenž ovšem letí prostorem právě opačným směrem než Voyager 1, který směřuje k rozhraní souhvězdí Hadonoše a Herkula. Spojení s Pioneerem 10 oficiálně skončilo 31. března 1997, ale občas se ještě daří zachytit signál 1 W vysílače, neboť na palubě sondy dosud pracuje Geigerův-Müllerův čítač kosmického záření. Odhaduje se, že Voyager 1, který je od této doby vůbec nejvzdálenějším umělým lidským výtvorem a vzdaluje se nyní od Slunce rychlostí 17,4 km/s, projde heliosférou v r. 2002 a dosáhne heliopauzy kolem r. 2008. Počítá se, že spojení s touto sondou a také s malinko pomalejším (15,9 km/s) Voyagerem 2 se podaří udržovat nejméně do r. 2020, neboť vysílače sondy pracují s výkonem 20 W a v palivových nádržích korekčních motorů je dosud kolem 33 kg paliva.

Počátkem roku překročila kosmická sonda Ulysses opět rovinu slunečního rovníku a od té chvíle směřuje k jižnímu pólu Slunce. V létě pak ukončila první úplný oblet Slunce v periodě 7,5 roku, takže celkem urazila již 3,8 miliardy km. Počátkem ledna 1998 byla raketou Athena II vypuštěna kosmická sonda Lunar Prospector, určená k zevrubnému studiu Měsíce. Od března zahájila mapování Měsíce i měření jeho gravitačního pole na mírně eliptické dráze ve výškách od 88 do 112 km nad povrchem.

Koncem ledna 1998 proletěla ve výší 536 km nad Zemí kosmická sonda NEAR, aby tak nabrala rychlost (a pořídila kontrolní záběry Antarktidy) při plánovaném letu k planetce (433) Eros. Díky odrazu slunečního světla od panelů sondy ji pozorovatelé ve východní Kanadě mohli na 20 s zahlédnout očima jako hvězdu 3 mag. Sonda měla přejít na parkovací dráhu u planetky po brzdícím manévru 20. prosince, ale vinou nesprávně nastavených tolerancí akcelerometrů se raketový motor po jediné sekundě chodu samočinně vypnul a hrozilo vážné nebezpečí, že sonda bude nenávratně ztracena. Naštěstí odvedli programátoři NASA naprosto jedinečnou práci, když dokázali během 12 h přepsat celý navigační program a po nutné kontrole vyslali příslušné povely k sondě 8 minut předtím, než vypršela možnost sondu zachránit. V předvečer Štědrého dne tak dopadla nadílka NASA jedinečně. Sonda proletěla ve vzdálenosti 4 100 km od planetky rychlostí 1 km/s, pořídila 1 100 multispektrálních snímků s rozlišením až 500 m a měřila i magnetické pole. Nový manévr dne 3. ledna 1999, při němž hlavní motor sondy pracoval po dobu 24 minut, zvýšil její rychlost o 939 m/s, což přivede sondu v polovině února r. 2000 zpět k Erotovi, a pokud se tentokrát brzdící manévr zdaří, bude projekt definitivně zachráněn.

Koncem dubna 1998 proletěla kosmická sonda Cassini ve výšce pouhých 300 km nad Venuší, aby tak získala přídavnou rychlost pro cestu k Saturnu. V červenci 1998 zamířila k Měsíci japonská sonda Planet-B, jež obletěla Měsíc koncem září a znovu v polovině prosince, aby se po průletu kolem Země 20. 12. 1998 ve výši 1 000 km vydala na dlouhou pouť k Marsu jako první japonská kosmická sonda vůbec. Manévr se však zdařil jen zčásti, takže proti původnímu plánu sonda, přejmenovaná přitom na Nozomi (jap. naděje), nedoletí k Marsu během necelých 11 měsíců, ale až v r. 2003. Japonsko se tak stává teprve třetí zemí na světě, jež vypustila kosmickou sondu, doslova s odřenými zády. Na palubě sondy se nachází 14 přístrojů, zhotovených v pěti státech a určených pro podrobné zkoumání vlastností atmosféry Marsu po dobu dvou let.

Během prosincového startovního okna vypustila NASA kosmickou sondu Mars Climate Orbiter, jež se měla usadit na oběžné dráze kolem Marsu v říjnu 1999; sonda však při příletu k planetě ztroskotala vinou používání rozdílných soustav fyzikálních jednotek u subdodavatele navigačního systému a v JPL. Koncem října odstartovala se Země sonda Deep Space 1, na jejíž palubě se nachází prototyp iontového motoru. Ten byl poprvé zažehnut 10. listopadu 1998, ale po necelých 5 minutách provozu se samovolně zastavil. Opakovaný start se však vydařil; ionty xenonu byly v magnetické komoře urychlovány až na 28 km/s a výkon motoru se podařilo postupně zvyšovat z 0,5 až na 1,3 kW.

Když shrneme technické problémy zmíněných astronomických sond a družic, téměř se zdá, že se spolehlivost kosmonautiky spíše snižuje. Bude však ještě hůř, neboť podle loňských údajů se zdvojnásobilo riziko srážky družic s kosmickým smetím, zejména proto, že 95 % nebezpečných úlomků na oběžných drahách kolem Země je tak malých, že je nelze ani opticky, ani radarem zaznamenat. Střet s úlomky představuje nyní pro posádky raketoplánů větší riziko než samotný start a přistávací manévr.

Podle R. Cabanaca aj. používá NASA pro sledování kosmické tříště rotujícího rtuťového zrcadla o průměru 3 m, jež je vybaveno 20 úzkopásmovými filtry v pásmech 500 ÷ 950 nm. V r. 1996 tak sledovali celkem 18 tisíc úlomků dosahujících 10 ÷ 19 mag v oboru V. Velkou nelibost vzbudil také ruský pokus Znamja-2,5 s instalací reflektoru o průměru 25 m na kosmické stanici Mir, jenž se uskutečnil v listopadu 1998 s cílem ozářit noční oblohu nad řadou evropských i kanadských měst „umělým úplňkem“. Proti pokusu protestovala jak Mezinárodní astronomická unie, tak britská Královská astronomická společnost, ale technicky se pokus naštěstí nezdařil.

Podobně mají radioastronomové vážné problémy se sítí 66 družic pro spojení s mobilními telefony Iridium, která používá pro spojení se zemí frekvence 1,62 GHz, bezprostředně sousedící s důležitým pásmem sledování mezihvězdného hydroxylu na frekvencích kolem 1,61 GHz. Již v r. 1991 věděli technici firmy Motorola, která síť provozuje, že vysílače budou zčásti vyzařovat přímo v radioastronomickém pásmu, a to způsobuje, že 8 % pozorovacího času pozemních observatoří je nyní zcela zahlušeno silným parazitním signálem těchto družic. Počátkem r. 1998 uzavřela firma Motorola dohodu s radioastronomickou observatoří v Arecibu, že v nočních hodinách na Portoriku sníží výkon příslušných družic tam přelétajících na 1/30 nominální hodnoty, ale i to jsou stále ještě velmi silné signály na úrovni 160 Jy! K významnému zlepšení neutěšené situace má dojít až od r. 2007, kdy budou družice Iridium nahrazeny novou generací komunikačních družic. Iridium však zlobí i optické astronomy, jelikož ploché antény o ploše 1,6 m² velmi dobře odrážejí sluneční světlo a vrhají na zem „prasátka“, pozorovatelná jako několikasekundové záblesky až 9 mag. Antény dokonce odrážejí i světlo Měsíce, byť tyto záblesky jsou na hranici viditelnosti očima. Předpovědi slunečních záblesků lze nalézt na internetu: (www.heavens-above.com/satvis).

Od vzniku kosmonautiky v říjnu 1957 uplynulo teprve 40 roků a za tu dobu se do kosmu dostalo 4 923 těles, z toho 62 % vypustil SSSR, resp. Rusko, a 28 % USA. Počátkem r. 1998 se na oběžných drahách nacházelo 2 466 těles, z toho 1 362 sovětských/ruských a 714 amerických. Při 203 pilotovaných letech se ve vesmíru pohybovalo celkem 365 astronautů, z toho 232 amerických a 86 ruských, přičemž 11 astronautů během letu zahynulo. Zajisté nejslavnějším astronautem roku se stal americký senátor a kosmický veterán John Glenn, který po dlouhé přestávce vzlétl k devítidennímu pobytu v kosmu na palubě raketoplánu Discovery koncem října 1998, kdy mu bylo již 77 let. Američané si tak připomněli jednak 40. výročí vypuštění první americké umělé družice Explorer-1 v únoru 1958 a jednak založení NASA 1. října 1958.

8.6. Částicová astronomie

T. Totani aj. studovali citlivost současných neutrinových detektorů na vzplanutí blízkých supernov a ukázali, že těmto detektorům prakticky nemůže uniknout žádná supernova do vzdálenosti 10 kpc a i vyhlídky na zachycení gravitačního zhroucení hmotných hvězd – zárodků supernov typu II – do vzdálenosti 50 kpc jsou velmi příznivé. V květnu 1998 byl po 8 letech příprav konečně uveden do chodu detektor slunečních neutrin v Sudbury v Kanadě, jenž se nachází v niklovém dole Inco Creighton v hloubce 2 000 m pod zemí a je tvořen kulovou 12m akrylovou nádobou obsahující 1 000 t těžké vody, obklopenou 10 000 fotonásobiči a 7 000 t obyčejné vody kvůli stínění, takže je v principu schopen od sebe odlišit neutrina všech tří typů. Těžká voda v hodnotě 300 milionů dolarů byla zapůjčena kanadskou Komisí pro atomovou energii a bude vrácena po skončení experimentu, zatímco vlastní výlohy na aparaturu dosáhly 70 milionů dolarů.

H. Wang navrhl laboratorní xenonový detektor pro hypotetické slabě interagující částice skryté látky vesmíru, nazývané zkratkou WIMP. Částice by měly při interakci ve zkapalněném xenonu světélkovat a podle teoretických odhadů by 100 kg detektor mohl zachytit jednu částici WIMP nejpozději za 1 000 dnů, ale v optimistické variantě třeba i desetkrát denně.

9. Astronomie a společnost

9.1. Úmrtí

V uplynulém období zemřeli (r. 1998, pokud není uvedeno jinak) mimo jiné Ivan Atanasijevič (*1919; sluneční fyzika), Olin Eggen (*1919; hvězdné populace), Franz Kahn (*1926; kosmická dynamika plynů), William Markowitz (*1907; zemská rotace a časomíra), Andrew Michalitsianos (1947–1997; výzkum Slunce a symbiotických hvězd), Frederik Reines (*1918; Nobelova cena za experimentální důkaz neutrin v r. 1956 a spoluautor detekce neutrin ze supernovy 1987A), Alan Shepard (*1923; první americký astronaut, velitel Apolla 14), Victor Szebehely (1921–1997; nebeská mechanika), Frank Wood (1915–1997; zákrytové dvojhvězdy) a Charles Worley (1935–1997; ředitel Námořní observatoře USA a specialista na vizuální dvojhvězdy).

9.2. Ceny

Národní medaile USA za vědu byla udělena Georgi Wetherillovi za významné práce z oboru kosmogonie Sluneční soustavy, teorie chaosu a výzkumy komet, planetek a meteoritů. Manželé Eugen a Carolyn Shoemakerovi obdrželi Watsonovu medaili Národní akademie věd USA za objevy 800 planetek a 32 komet. Medaili Bruceové Pacifické astronomické společnosti získal za celoživotní dílo Donald Lynden-Bell, mj. za důkaz, že v jádrech galaxií se nacházejí černé veledíry. Barringerovu medaili Meteoritické společnosti dostal Thomas Ahrens za práce o impaktech planetek a Boris Ivanov. Janssenovu cenu Francouzské astronomické společnosti obdržel Serge Koutchmy za výzkumy sluneční koróny. Herschelova medaile britské Královské astronomické společnosti připadla Gerrymu Neugebauerovi za průkopnické práce v rozvoji infračervené astronomie. Stuart Taylor dostal Leonardovu medaili meteoritické společnosti za příspěvek k teorii vzniku Měsíce a další planetologické práce. Barry Lasker se stal nositelem van Biesbrockovy ceny Americké astronomické společnosti za svůj podíl na sestavení prvních digitálních hvězdných katalogů a cena B. Tinsleyové téže Společnosti připadla Robertu Williamsovi, bývalému řediteli Ústavu pro kosmický teleskop a autorovi projektu Hubbleova hlubokého pole (HDF). Ceny Edgara Wilsona za amatérské objevy komet byly uděleny P. Williamsovi, R. Tuckerovi, M. Jagerovi, J. Tilbrookovi, K. Korlevičovi, M. Juričovi a S. Leemu.

S. Hawking přednášel v Bílém domě presidentu Clintonovi o unitární teorii a celá událost byla souběžně vysílána do sítě internetu. V průzkumu nejvýznamnější osobnosti britské historie II. tisíciletí zvítězil W. Shakespeare, zatímco I. Newton byl až na pátém místě, hned za C. Darwinem.

9.3. Observatoře a astronomické instituce

Novou generální ředitelkou Evropské jižní observatoře (ESO) se stala francouzská astronomka C. Cesarsky. Odcházející generální ředitel ESO R. Giacconi shrnul změny, k nímž na Observatoři došlo v průběhu posledních desetiletí. V letech 1962–80 byl hlavním přístrojem ESO klasický 3,6m teleskop, ale pak přišly inovace jednak v podobě 3,5m teleskopu nové generace NTT a jednak balíku programů pro zpracování dat MIDAS. Poslední dekáda je pak již zcela ve znamení projektu obřího složeného dalekohledu VLT na Cerro Paranal. Jeho zrcadla jsou velmi tenká (menisky mají tloušťku pouhých 0,17 m při průměru zrcadel 8,2 m; tj. hmotnost zrcadel činí jen 20 t) a vybavená již vyzkoušeným systémem aktivní optiky.

Až dosud vedly v oboru optických zařízení Spojené státy, a to spíše díky soukromým mecenášům (Caltech, Carnegie Inst., Texas) než zásluhou státních dotací. Přepočteno dle sběrné plochy teleskopů (počítají se pouze zrcadla s průměrem alespoň 2 m) mají soukromé americké observatoře k dispozici 401 m² „přesného skla“ a státní hvězdárny dalších 110 m². Naproti tomu evropské hvězdárny se krčí vzadu s pouhými 83 m² a jedině ESO konkuruje se svými 223 m². Ovšem po dokončení VLT počátkem XXI. stol. se evropský podíl zvýší o 201 m² na 424 m², což je vskutku významné zlepšení, citelně snižující americký náskok. Kromě toho, jak upozornil C. Macilwain, americké stroje v soukromých rukou poměrně rychle zastarávají, jelikož se nemohou ucházet o státní podporu na inovace. S příchodem nových strojů se mění i styl astronomických pozorování, takže se zvyšuje podíl služebních pozorování (bez přítomnosti autorů pozorovacího programu), dálkových ovládání přístrojů v Chile z počítače v Evropě a programování pozorování podle okamžitého stavu kvality obrazu.

Čeští a slovenští astronomové oslavili v dubnu 1998 sté výročí založení naší největší hvězdárny v Ondřejově u Prahy dvoudenním seminářem na hvězdárně, vydáním reprezentativní publikace o historii observatoře a otevřením Šafaříkova muzea v historických objektech hvězdárny. Světová astronomická obec zaznamenala též 75. výročí založení Úřadu pro astronomické telegramy IAU, jenž sídlil v letech 1923–1965 v Kodani, odkud se pak přestěhoval do americké Cambridge. Po dobu posledních 30 let je šéfem Úřadu známý americký astronom britského původu Brian Marsden (ten se jako filmový hrdina „David Marsden“ dostal i do známého amerického filmu Armageddon, když se podílel na natáčení jako odborný poradce). Do Cambridge se před 20 lety přemístila i centrála pro cirkuláře IAU o planetkách z observatoře v Cincinnati. Tato centrála vydala jen r. 1997 zprávy o pozorování 3 000 nových planetek (7× více než r. 1990 a 65krát více než r. 1970) a objevu 163 supernov (2× více než r. 1996). Dr. Marsden při jubilejním vzpomínání specificky vyzdvihl spolupráci Úřadu se dvěma českými týmy (Kleť a Ondřejov), zvláště při ověřování hlášení o nových planetkách a kometách. Kanadští astronomové si v květnu 1998 připomněli 80. výročí zahájení provozu 1,8m Plaskettova dalekohledu na DAO ve Victorii, tehdy jednoho z největších dalekohledů světa. Díky technickým inovacím se dalekohled, užívaný převážně pro hvězdnou spektroskopii, neuvěřitelně zlepšil. Zatímco nejstarší spektra s relativně nízkou disperzí byla pořizována hranolovým spektrografem, moderní mřížkové spektrografy vybavené maticemi CCD dokázaly u téhož přístroje zkrátit expoziční časy o plné čtyři řády, resp. pozorovat objekty o 10 mag slabší než v r. 1918.

Loni v červnu uplynulo právě půl století od zahájení provozu 5,1m Haleova teleskopu na Mt. Palomaru, jenž se následně stal klíčovým přístrojem pozemní astronomie, fakticky nepřekonaným až do nástupu Keckových desetimetrů v devadesátých letech XX. století. Dalekohled se díky technickým vylepšením stále těší výtečnému zdraví a přináší mnohé prvořadé objevy. Autorem ambiciózního projektu se stal v třicátých letech XX. století proslulý americký astronom G. Hale, jenž byl rovněž otcem největšího refraktoru světa – 1,01m dalekohledu Yerkesovy hvězdárny, jenž zahájil provoz již před 101 lety a rovněž je dosud vědecky využíván.

Novým šéfem prestižního Ústavu pro kosmický teleskop v Baltimore v USA byl v září 1998 jmenován Steven Beckwith, jenž vystřídal ve funkci Roberta Williamse. Ústav, zřízený v r. 1983, se záhy stal jedním z nejvýznamnějších světových astronomických center a zaměstnává v současné době 470 lidí, z toho 143 vědeckých pracovníků. Jak známo, hlavním úkolem Ústavu je řízení vědeckého provozu HST, kterýžto úkol nominálně skončí r. 2010.

Ústav však bude pokračovat, jelikož byl vybrán jako řídící pracoviště pro budoucí kosmický dalekohled NGST, jenž by měl dle plánu odstartovat v r. 2007 a fungovat nejméně 10 let.

Mezi automatizovanými přehlídkovými dalekohledy si vynikající postavení vydobyl metrový dalekohled NEAT, který se nachází na letecké sledovací stanici USA v kráteru vyhaslé sopky Haleakala na Havajských ostrovech v nadmořské výši 3 000 m. Je vybaven rozměrnou maticí CCD, která vykreslí zorné pole o ploše 2,6 čtverečního stupně. Během jasné noci tak přístroj třikrát snímkuje 1 000 čtv. stupňů oblohy do 19,5 mag v oboru V. Do dubna 1998 prohlédla aparatura již 26 000 čtv. stupňů a zaznamenala celkem 23 000 planetek, z toho 28 nových křížičů Země. Další dva shodné přístroje mají být postupně umístěny i na zahraničních sledovacích stanicích amerického letectva, takže lze očekávat, že tato síť najde během 20 let 90 % křížičů Země s rozměrem nad 1 km.

Podle statistiky pozorování přesných poloh komet se jihočeská observatoř na Kleti umístila v letech 1993–96 na prvním místě v Evropě a pátém na světě. Archiv observatoře, založený před 30 lety, obsahuje nyní bezmála 10 000 snímků komet, ale hlavně planetek. Zatímco v prvních desetiletích provozu observatoře se používalo klasických astronomických fotografických emulzí firem ORWO a Kodak, od poloviny 90. let se na hvězdárně uplatňují matice CCD, které dovolují zachytit objekty 20 mag již za 2 min expozice. Není divu, že produktivita práce i tempo objevování nových planetek na Kleti stále roste a díky tomu též přibývá v pojmenování planetek českých i slovenských jmen (viz též planetky.astro.cz).

Při rekonstrukci proslulé Einsteinovy sluneční věže v Postupimi v Německu vypukl počátkem ledna 1998 požár, který tuto významnou kulturní památku značně poškodil. Prakticky současně poničilo lokální tornádo soukromou hvězdárnu v Selsey v jižní Anglii známému britskému popularizátorovi astronomie P. Moorovi, zatímco majitel vyvázl bez pohromy, když nic netuše v té době obědval v nedaleké restauraci. Připomeňme ještě, že právě před třičtvrtěstoletím vynalezli optici firmy Carl Zeiss v Jeně projekční planetárium, jež bylo poprvé předvedeno v Mnichově v říjnu 1923. První veřejně přístupné planetárium pak bylo otevřeno o dva roky později v Berlíně.

9.4. Letem astronomickým světem

Rozdíl mezi mezinárodním atomovým časem TAI (užívaným hlavně fyziky a astronomy) a koordinovaným světovým časem UTC (z něhož vychází světový systém občanského času) se podle dohody mění skokem po celistvých sekundách. Předposlední změna nastala 30. června 1997 a poslední 31. prosince 1998, kdy zmíněný rozdíl vzrostl na +32 s. Příští změnu vložením přestupné sekundy lze očekávat až v r. 2001. Terestrický čas TT, užívaný při výpočtu geocentrických efemerid, se k poslednímu zmíněnému datu lišil od času UTC o 64,184 s. V současné době se rychlost rotace Země mění v průběhu roku tak, že nejpomalejší je v dubnu a nejrychlejší v červenci.

Počátkem roku 1998 nastala dle M. Feissela a F. Mignarda významná změna ve vztažných souřadných soustavách v astronomii užívaných, když klasický astrometrický katalog FK5 byl nahrazen katalogem nové generace ICRS. Pacifická astronomická společnost vydala digitální atlas celé hvězdné oblohy na 102 kompaktních discích, obsahující červené snímky I. palomarského fotografického atlasu a Katalogu ESO. Celou kolekci v ceně 2 500 dolarů si lze objednat na elektronické adrese: catalog@aspsky.org .

Ještě v polovině století se astronomové hmoždili s numerickými výpočty v nejlepším případě za pomocí mechanických či elektromechanických kalkulaček, a tak pro usnadnění výpočtů hojně používali logaritmických tabulek. Jeden z klasiků astronomického počítání americký astronom a matematik S. Newcomb si již v r. 1881 s údivem povšiml, že stránky logaritmických tabulek používané na jeho katedře nejsou ohmatané stejnoměrně; nejvíce zašpiněná byla stránka tabulek pro čísla počínající jedničkou, o něco méně pro čísla počínající dvojkou atd. a nejméně pro čísla počínající devítkou. Newcomb z toho odvodil zákon logaritmického výskytu dekadických číslic v dostatečně velkých náhodných souborech vícemístných čísel a práci publikoval v odborném matematickém časopise, kde však zapadla. Až v r. 1938 opět na základě nestejné ohmatanosti stránek v logaritmických tabulkách dospěl ke stejném výsledku americký fyzik F. Benford. Pravděpodobnost P výskytu dekadické číslice d na prvním platném místě čísla je dána výrazem P = log (1 + 1/d), takže jednička se tam ocitá téměř 2× častěji než dvojka a 6× častěji než devítka!

Dnes už by se něco takového stěží podařilo empiricky odhalit, jelikož u klapek počítačové klávesnice pořadí jejich stisknutí z ohmatanosti nepoznáte. Nicméně zmíněný Newcombův-Benfordův zákon, který se v obecné podobě týká i výskytu číslic na druhém i dalších platných místech čísel, má podle T. Hilla právě v digitální éře nejméně dvě zajímavé aplikace. Pokud totiž sestrojíme procesor počítače tak, že s tímto efektem počítá, dostaneme pro danou konfiguraci rychlejší stroj. Za druhé, jestliže daňoví poplatníci fixlují při vyplnění daňových přiznání, patrně volí čísla tak, aby se jednotlivé cifry vyskytovaly na platných místech náhodně, tj. stejnoměrně. Pokud si tedy k vlastní škodě nepřečtou Žeň objevů 1998 a zejména pokud neumějí česky, tak prostě nemají šanci. Jejich neznalost totiž umožňuje finančním kontrolorům vytipovat osoby, jimž se pak berní úřad pořádně podívá na zoubek.

Astronomové, kteří zajisté nemají s vyplňováním daňových přiznání žádné problémy, si připomněli 90. výročí pádu proslulého Tunguského meteoritu mezinárodním sympoziem, jež se konalo na přelomu června a července 1998 v Krasnojarsku a bylo spojeno s exkurzí do oblasti epicentra. V Koninkách v Polsku se v červenci konalo 4. sympozium o projektu celozemského teleskopu, čímž se myslí mezinárodně koordinovaná pozorování dohodnutých objektů standardními přístroji po celé zeměkouli. Projekt vznikl počátkem devadesátých let a spolupracuje na něm přes 50 astronomů z 18 zemí.

Počátkem září se v Praze uskutečnila společná X. evropská a národní astronomická konference JENAM 98, o níž však již Kozmos přinesl podrobnou informaci [roč. 29 (1998), č. 6, str. 36 ]. Redakce známého populárně-vědeckého astronomického časopisu Sky and Telescope oznámila, že v květnu 1998 dosáhl úhrnný počet stran časopisu impozantního čísla 50 tisíc. Měsíčník začal vycházet v listopadu 1941 a první desetitisícovku stran dokončil r. 1963, ale druhou již r. 1975. Hranici 30 tisíc překročil v létě 1984 a 40 tisíc koncem r. 1991. Pokud bude zrychlený trend obdobně pokračovat, tak 60 tisíc stran dosáhne S & T již r. 2003 a stotisícovku někdy v r. 2021.

H. Abt shrnul údaje o růstu hlavních mezinárodních astronomických časopisů za léta 1960–96. Největší publikační rozmach proběhl v letech 1960–1975, kde rozsah časopisů rostl exponenciálně s ročním přírůstkem 11 %; od té doby se tempo exponenciálního růstu snížilo na 6 % ročně. Zatímco v r. 1960 byla průměrná délka vědecké práce pouze 6 stran, do r. 1990 stoupla na dvojnásobek. Příčinou publikační exploze v astronomii je skutečnost, že přibývá tvůrčích pracovníků v oboru, neboť individuální produktivita se za celou dobu nezměnila. Člen Americké astronomické společnosti publikoval v celém sledovaném intervalu stále v průměru 0,4 práce ročně.

V. Trimbleová a L. McFadden identifikovali nejvytrvalejší autory mezi astronomy, především A. Cousinse, jenž publikuje astronomické práce již po dobu 72 let, dále pak známého slunečního fyzika C. G. Abbotta, jenž uveřejnil svou první práci v 27 letech, ale svou poslední až v 95 letech (zemřel ve věku 101 let). Těsně v patách mu je americký astrofyzik německého původu a nositel Nobelovy ceny z r. 1967 Hans A. Bethe, jenž svou první práci uveřejnil ve 26 letech a stále ještě publikuje. Za zmínku zajisté stojí též irský astrofyzik estonského původu Ernst J. Öpik, který během 65 let aktivní publikační dráhy (dožil se 92 let) uveřejnil 1 094 (!) prací (a k tomu složil 16 klavírních koncertů). Mimochodem, ve výročním přehledu o astrofyzice za r. 1997 píše V. Trimbleová, že během roku zaznamenala vydání 6 tisíc prací, z čehož pro potřeby přehledu prohlédla neuvěřitelných 5 tisíc prací (to slůvko neuvěřitelných je na místě; pisatel těchto řádků přehlédne kvůli Žni objevů ročně stěží 1 500 prací). H. Abt též zkoumal, jak dlouho jsou původní práce v astronomické literatuře citovány, a zjistil, že všech 165 prací publikovaných r. 1954 v prestižním americkém časopise The Astrophysical Journal bylo během následujících 40 let citováno alespoň jednou. Ještě po 40 letech je citováno 39 % těchto prací, tj. „poločas rozpadu“ vědecké práce v astronomii činí plných 29 let. Naproti tomu prestižní fyzikální časopis Physical Review uveřejnil během ledna 1959 jen 123 prací, jež vykazují citační poločas rozpadu pouhých 11 let. Rozdíl je podle Abta způsoben tím, že astronomie se v posledních dekádách rozvíjí rychleji než fyzika. Například již citovaný Astrophysical Journal vzrostl do r. 1992 na 1 812 prací, tj. za 38 let 11× a samotná kosmologie 7×! Abt si rovněž všiml toho, že dlouhé práce přinášejí více citací než práce krátké, takže zřejmě skutečně obsahují více poznatků; nejde o upovídanost autorů. Pokud byste se tedy chtěli zaměřit na honbu za citacemi, tak zde je Abtova rada: vytipujte si ten obor přírodních věd, jenž se rozvíjí nejrychleji, a pište dlouhé práce, které se snažte uplatnit ve vedoucím mezinárodním časopise. (V praxi pak poznáte, že to vůbec není snadné – pozn. JG.) Nicméně budoucnost klasického publikování v tištěných časopisech a sbornících je nejasná. Podle zveřejněných statistik dosáhlo vydávání tištěných vědeckých prací svého maxima v r. 1986 a od té doby klesá – nikoliv však proto, že by věda upadala, ale proto, že se na scénu dere publikování elektronické prostřednictvím internetu. To má svou kladnou stránku především pokud jde o rychlost publikace a také její všeobecnou dostupnost, ale problémy nastávají s recenzním řízením a vůbec s akademickou solidností takových prezentací – hrozí totiž vážné nebezpečí, že dobré práce zcela zaniknou v nekvalitním balastu, kterým je internet bohužel zaplaven.

Rozhodně však nelze říci, že by se věda ocitla v krizi, jak na jedné straně tvrdí postmodernisté a na druhé straně jak to vypadá z neutěšené situace v podpoře vědy u nás doma. Podle průzkumů z r. 1998 se 70 % Američanů domnívá, že stát má přednostně podporovat právě vědu a techniku, a index důvěry k vědě dosáhl rekordní hodnoty 1,9, přestože jiný průzkum ukázal, že jen 45 % dospělých Američanů si myslí, že Země oběhne kolem Slunce právě za rok, kdežto 32 % dotázaných soudilo, že to stihne za 1 den a 23 % respondentů tvrdí, že Slunce obíhá kolem Země. V zemích Evropské unie se index důvěryhodnosti vědy pohybuje kolem 1,2, ale bohužel nemáme údaje, jak to vypadá u nás doma.

Na pražské konferenci JENAM 98 vystoupil s pozoruhodným příspěvkem na toto téma bývalý ředitel ESO a přední holandský astronom L. Woltjer. Porovnával totiž podporu astronomie ve čtyřech srovnatelně lidnatých zemích Evropské unie, tj. Francii, Německu, Itálii a Velké Británii. Každá z těchto zemí zaměstnává kolem 800 astronomů, čili v průměru připadá 12 astronomů na milion obyvatel neboli 0,5 % celkové badatelské obce v zemi. Každá z těchto zemí vychovává ročně 400 studentů doktorského studia a udělí 75 astronomům za rok vědeckou hodnost. To ovšem znamená, že během 11 let by bylo možné všechny zaměstnané astronomy vyměnit; pokud se tak nestane, tak 2/3 nováčků neseženou místo v oboru. Kromě toho je v astronomii zaměstnán přibližně týž počet inženýrů, techniků a úřednic.

Každá ze zmíněných čtyř zemí vydá ročně na astronomii (prakticky výhradně ze státního rozpočtu; Evropa na rozdíl od USA není zařízena na bohaté mecenáše) kolem 215 milionů eur, tj. v průměru 0,02 % hrubého domácího produktu (HDP). Spojené státy však mají 14 astronomů na milion obyvatel a astronomie dostává 0,035 % HDP, takže vlastně není divu, že americká astronomie je nejlepší na světě. Nicméně v posledních 15 letech stoupl rozpočet ESO více než dvakrát a rozpočet ESA (Evropská kosmická agentura) rostl o 5 % ročně, jenže v poslední době začíná klesat. V posledních 9 let se rozrostl počet členů IAU ze západní Evropy o 24 % a ze střední Evropy dokonce o 33 %. Woltjer se přimlouvá za to, aby se astronomové ze zemí bývalého východního bloku přidali do evropských mezinárodních struktur, což se zatím nejlépe daří v účasti na evropském astronomickém časopise Astronomy and Astrophysics, a dále, aby se zvláštní pozornost věnovala popularizace astronomie.

Situace u nás doma není ovšem valná; v České republice připadá na milion obyvatel pouze 6 astronomů a státní podpora vědy již řadu let stagnuje na směšně nízké hodnotě 0,45 % HDP; nejinak je tomu i na Slovensku. Možná bychom se mohli přiučit u Španělů, kteří nebyli spokojeni s tím, že Španělsko vynakládá na vědu pouze 1 % HDP, a mladí vědci by rádi, aby jejich země dohnala Evropskou unii, kde se průměrně dávají na vědu skoro 2 % HDP. A tak si zvolili osobitou formu protestu v podobě pánského striptýzu, kdy na veřejné schůzi se pět mladých doktorů přírodních věd na pódiu svléklo a na jejich holých zádech diváci viděli fixem postupně napsáno: 1 % –> 2 %. Zdá se, že to zabralo, neboť španělská vláda rozhodla, že v nejbližším rozpočtu se zvýší výdaje na vědu o 10 %. ... Teď jenom nevím, zda by podobný protest zabral i u nás?