Žeň objevů – rok 1999

1. Sluneční soustava
2. Hvězdný vesmír

1. Sluneční soustava

1.1. Planety Sluneční soustavy

1.1.1. Merkur a Venuše

Jakkoliv se to zdá neuvěřitelné, planeta Merkur je obklopena velmi řiďounkou atmosférou vodíku, helia a kyslíku s hustotou řádu 10¹⁰ atomů/m³. Nejnověji zde byly objeveny i emise neutrálního sodíku a draslíku. M. Slade aj. zkoumali radarem v Arecibu oblast severního pólu planety na vlnové délce 130 mm s rozlišením asi 3 km a objevili světlé skvrny uvnitř Merkurových impaktních kráterů v oblastech trvalého slunečního stínu. Skvrny se místy vyskytují i v nižších šířkách pod 72° a téměř určitě jde o vodní led, podobně jako v polárních čepičkách na Marsu. Za zmínku stojí též pozorování přechodu Merkuru přes severní okraj slunečního kotouče, jenž byl pozorovatelný 15. listopadu 1999 v západních oblastech Severní a Jižní Ameriky a v přilehlé části Pacifiku. Šlo o 13. takový úkaz ve XX. století.

Podobně došlo loni 23. února ve 23 h UT k nezvykle těsné konjunkci Venuše s Jupiterem, kdy obě nejjasnější planety se navzájem přiblížily na úhlovou vzdálenost pouhých 9 obloukových minut. Tak těsné sblížení obou těles bylo naposledy pozorovatelné r. 1718. Úkaz vzbudil velkou pozornost i u nás, neboť ve střední Evropě bylo ten večer převážně jasno. Podle F. Namouniho a C. Murraye přispívá ke stabilitě dráhy Merkuru dvojplaneta Země-Měsíc. Pokud by totiž dvojplaneta neexistovala, začala by s časem nápadně kolísat výstřednost dráhy Merkuru. Kdyby neexistoval ani Merkur, projevilo by se to velkými změnami výstřednosti dráhy planety Venuše.

1.1.2. Země

Jak uvádí E. Parker, zesílilo v průběhu XX. století průměrné magnetické pole Slunce dvakrát, což pravděpodobně ovlivňuje klima na Zemi. Přesné družicové radiometry totiž za posledních 20 let zjistily, že během jedenáctiletého cyklu sluneční činnosti kolísá zářivý výkon Slunce o 0,15 %; extrémně až o 0,5 %. Přitom je známo, že v období maxim sluneční činnosti je na severní polokouli tepleji o 1 ÷ 2 °C v porovnání s epochami dlouhodobého vymizení sluneční činnosti (např. Maunderovo minimum v letech 1645–1715). K tomu je třeba připočítat sekulární zvyšování zářivého výkonu Slunce o 0,1 % během století ve shodě s vypočteným průběhem termonukleárních reakcí v jeho nitru. Parker proto usuzuje, že ke globálnímu oteplování Země musí dojít i tehdy, kdyby se na tom člověk přímo nepodílel. Zdá se však, že lidstvo se patrně díky osvětě i nátlaku ekologických organizací přece jen začíná snažit, neboť v r. 1998 poklesla emise oxidu uhličitého na Zemi o 0,5 %, ačkoliv světová ekonomika ve stejném období vzrostla o 2,5 %. Dokonce i v USA zaznamenali pokles průmyslové emise CO₂ o 1,2 % a Čína ji snížila o plná 4 %.

Před 3,8 miliardami let byl tehdejší zářivý výkon Slunce o 30 % nižší než nyní, takže zemská atmosféra nutně musela vykazovat podstatně vyšší skleníkový efekt než dnes, neboť ani tehdy oceány očividně nezamrzly. Podle F. Adamse aj. může však Země zmrznout v budoucnu, kdyby vinou dráhového chaosu byla nakonec vymrštěna do hlubin vesmíru ze své kvazistabilní dráhy, jelikož kvůli zřetelné dráhové výstřednosti je v oběžném pohybu značně rušena vnějšími planetami Sluneční soustavy. To by znamenalo přirozeně zkázu biosféry, s výjimkou pásem vřídel horké vody, která se ohřívá v zemských hlubinách teplem radioaktivního rozpadu. Země nyní ztrácí 4,2.10¹³ W tepla z nitra a blízko povrchu činí teplotní spád 25 °C na 1 km. Na dně zemského pláště se proto teplota pohybuje v rozmezí 2,5 ÷ 3 kK a na hranici vnitřního jádra již přesahuje teplotu povrchu Slunce, neboť činí (6 670 ±600) K.

V hloubce kolem 30 km na rozhraní zemské kůry a vnějšího pláště vznikají nejničivější zemětřesení, měřená – jak známo – v Richterově otevřené stupnici (R). Přitom platí, že zvýšení R o jeden stupeň představuje zvětšení energie zemětřesení v poměru 32 : 1. Zemětřesné vlny se šíří v zemské kůře rychlostí 6 km/s, kdežto doprovodné vlny tsunami postupují na oceánu rychlostí jen 0,2 km/s. Za ničivá se považují zemětřesení s R ≥ 7,0, přičemž současný rekord R = 9,5 drží zemětřesení v Chile. V průměrném roce dochází k 18 takovým zemětřesením, zatímco nejklidněji ve XX. století bylo r. 1986 díky pouhým 6 ničivým zemětřesením, a naopak nejhůře r. 1943 se 41 velkými zemětřeseními. Historicky největší ztráty na životech způsobila zemětřesení v Číně; v r. 1556 tam zahynulo 830 tisíc a v r. 1976 nejméně 655 tisíc obyvatel. Navzdory velkému úsilí a vynaloženým prostředkům se japonští odborníci loni vzdali snahy předvídat aktuální zemětřesení a chtějí se napříště soustředit na lepší pochopení mechanismu vzniku a průběhu těchto ničivých úkazů. K dosavadním pozemským rizikům pro člověka bychom měli však započítat i rizika kosmická, neboť podle nejnovějších údajů je nebezpečí úmrtí následkem pádu kosmického tělesa dokonce dvakrát větší než pro smrt následkem letecké havárie, šestkrát větší, než že vás usmrtí tornádo, a dokonce stokrát větší, než že se otrávíte jídlem! K popularizaci problému má přispět i tzv. turínská stupnice impaktního rizika, navržená R. Binzelem, která hodnotí nebezpečí srážky většího kosmického tělesa (planetky, jádra komety) se Zemí v desetidílné stupnici, kde hodnoty od 0 do 4 nepředstavují žádné nebezpečí v dohledné budoucnosti, kdežto stupně 5 ÷ 7 již znamenají vážné riziko a 8 ÷ 10 bezprostřední nebezpečí drtivého dopadu.

Posmrtně uveřejněná souborná práce E. Shoemakera posuzuje komplexně průběh kosmického bombardování Země za poslední více než 3 miliardy let. Autor přitom vycházel zejména z určení průběhu četnosti vzniku impaktních kráterů na Měsíci v závislosti na čase. Této statistice zvláště pomohla sonda Clementine, jež v r. 1994 pořídila tisíce velmi kvalitních snímků odvrácené strany Měsíce. Před 4 miliardami let byl Měsíc (a souběžně ovšem i Země, kde se však důkazy nedochovaly) vystaven několika epizodám těžkého bombardování, což skončilo v čase 3,85 miliardy let. Tehdy byly zvláště vysočiny na Měsíci vystaveny takovému útoku meteoritů, že mladší impakty ničily staré krátery, až došlo k nasycení, kdy dochovaný nejstarší povrch Měsíce je souvisle pokryt krátery. Naproti tomu měsíční pánve – zejména Moře dešťů a Oceán bouří – vznikly teprve před 3,2 miliardami let, takže jsou nápadně prosté impaktních kráterů. Tehdy se totiž tempo kosmického bombardování Měsíce i Země již podstatně snížilo.

Zemský povrch se pro studium časového průběhu impaktů příliš nehodí vinou silné eroze a geologické aktivity Země. V průměru je totiž starý nanejvýš 500 milionů let. Nicméně když začneme probírat rozpoznané velké impaktní krátery na Zemi, dostáváme poměrně pochmurný obraz. Nejstarší doklady z prekambrijské epochy před 540 miliony let se dochovaly v Austrálii, kde autor rozpoznal před svou tragickou smrtí 6 velkých impaktních kráterů. Z období posledních 220 milionů let je na celé Zemi známo 9 kráterů s průměry 52 ÷ 170 km; mezi nimi proslulý kráter Chicxulub v Mexickém zálivu, starý jen 65 milionů let. Zkušenost s dopadem jadérek komety Shoemaker-Levy 9 na Jupiter naznačila, že hlavní devastaci působí až sekundární krupobití hornin vyvržených zpět do atmosféry při impaktu, neboť množství vyvrženého materiálu značně přesahuje hmotnost dopadajícího tělesa.

Z počítání kráterů na Zemi dle Shoemakera plyne, že se v posledních 200 milionech let četnost dopadů velkých těles na Zemi opět zvýšila, a to na dvojnásobek pro krátery s průměrem nad 20 km a dokonce na desetinásobek pro krátery s průměrem nad 70 km, v porovnání s dlouhodobým nízkým normálem za poslední 3 miliardy let. Autor to přičítá zvyšujícímu se počtu dlouhoperiodických komet, zejména pak jakémusi roji komet před 35,5 miliony roků. Tyto údaje dobře souhlasí jednak s výsledky měření výskytu kosmického prachu na mořském dně na Zemi a jednak s proměnnou vzdáleností Slunce od centra Galaxie v důsledku jeho výstředné oběžné dráhy. Navíc Slunce osciluje kolem hlavní roviny souměrnosti Galaxie až do vzdálenosti 75 pc v průběhu pouhých 35 milionů let. To se projevuje kolísáním velikosti galaktického slapu pro komety v Oortově oblaku, což v kombinaci s těsnými průlety hvězd v blízkosti Slunce zvyšuje počty komet, jež se z mračna dostávají do vnitřních oblastí Sluneční soustavy, až v poměru 1 : 4.

V r. 1983 proletěla kometa IRAS-Araki-Alcock ve vzdálenosti jen 4,5 miliony km od Země. Přitom její jádro bylo asi stejně velké jako jádro komety Halleyovy. Podobně se k Zemi přibližuje na tutéž vzdálenost samotná Halleyova kometa v intervalech kolem tisíce roků; v průměru tedy dochází k těsným přiblížením komet tohoto rozměru jednou za 200 let. Odtud plyne, že nejpozději jednou za 100 milionů let se takto velká kometa musí do Země trefit. Výzkum četnosti kometárních impaktů se tak fakticky stává nepřímým studiem pohybu Slunce vůči středu Galaxie. Kromě toho J. Ženg a M. Valtonen odhadli, že za poslední 4 miliardy let prodělala Země asi 100 srážek s interstelárními kometami (nomády). Odhadují totiž, že průměrná hustota nomádů se pohybuje mezi 1 ÷ 10 biliony kusů v krychlovém parseku. Proti rozšířené představě, že voda na Zemi pochází z komet, svědčí měření zastoupení deuteria ve vodě z komety Hale-Bopp. Je totiž vyšší než v pozemských oceánech. Podle B. Fieldse a J. Ellise byl v sedimentech na dně oceánů objeven nuklid ⁶⁰Fe, který je údajně dokladem výbuchu blízké supernovy před 5 miliony lety. Jelikož množství nuklidu nasvědčuje tomu, že supernova vzplanula méně než 30 pc od Slunce, mělo to mít za následek „lehké vymírání“ života na Zemi.

Soustavná měření z družic sledujících Zemi prokázala, že přes 2/3 atmosférických srážek spadne díky tropickým lijákům mezi 35° severní a jižní zeměpisné šířky. Na vydatnosti srážek se negativně podepisují lesní požáry, jejichž kouř množství srážek snižuje anebo jim i zcela zabrání. Družice hrály rozhodující roli i při pochopení vzniku základního meteorologického fenoménu El Niňo (Děťátko) a La Niňa (Panenka). V zásadě znamená El Niňo zvýšení teploty povrchu Tichého oceánu o 1 ÷ 3 °C oproti normálu, kdežto La Niňa pokles pod normál o 1 ÷ 2 °C. Při El Niňu zeslábnou západní pasátové větry, které naopak zesílí při La Nině. El Niňo znamená oteplení v Japonsku, na Aljašce a v severních částech Kanady, dále v Brazílii, jihovýchodní Africe, na Madagaskaru a v jihovýchodní Austrálii. Při La Nině se mj. zvýší oblačnost nad Indonésií a vzrostou srážky v Indii, Austrálii a jižní Africe.

Ve XX. století bylo zaznamenáno 23 úkazů El Niňo a 15 případů La Niňa, ale až za posledních 13 let jsou k dispozici dostatečně podrobné údaje, zejména ze 70 bójí v centrálním Pacifiku a nejnověji též z družice TOPEX/Poseidon. Ta totiž dokáže mimo jiné i velmi přesně měřit výšku mořské hladiny vůči geoidu. Tak se zjistilo, že za normálních okolností má Pacifik spád od Indonésie k západnímu pobřeží Mexika o 0,45 m. Četnost velkých úkazů vzrostla po r. 1980 – z 10 největších fenoménů připadají 4 na poslední dvacetiletí. Při vůbec nejhorších epizodách století, tj. El Niňo koncem r. 1997 a La Niňa v období od ledna do října 1998, byly zaznamenány nejničivější a nejmohutnější hurikány až na atlantickém pobřeží Spojených států. Po celém světě zahynulo v důsledku kombinace El Niňo-La Niňa 23 tisíc lidí a materiální škody dosáhly výšky 33 miliard dolarů. Včasné předvídání těchto doslova globálních efektů má proto klíčový význam pro zmírnění jejích následků.

V jihovýchodním Grónsku byla zaznamenána rychlá degradace polárního ledovce – jeho průměrná tloušťka se za posledních 5 let zmenšila o plných 10 metrů. Radar SeaWinds na družici QuikScat sledoval během loňského roku velký úlomek (39 × 77 km) ledovce B10, jenž se oddělil od Antarktidy v r. 1992 a rozpadl se na dva kusy (A a B) r. 1995. Ledovec A vyčníval nad hladinu oceánu do výšky 100 m, ale sahal do hloubky nejméně 300 m a loni se dostal do plavební dráhy zaoceánských plavidel na jižní polokouli. Proto mělo jeho monitorování mimořádný význam do doby, než se v teplých vodách jižního Pacifiku koncem roku rozpustil. Velký průlom v mapování Antarktidy znamená radiolokace kanadskou družicí Radarsat, jež na podzim 1997 dokázala za pouhých 18 dnů pořídit kvalitní mapu celého kontinentu, neboť na rozdíl od infračervených studií nebyla měření ovlivňována oblačností. Družice odhalila zkroucené ledové proudy ve východní Antarktidě, pohybující se tempem až 1 km/r.

Podle měření R. McPeterse aj. z družice TOMS se loni počínaje 17. zářím rozevřela ozonová díra mezi Novým Zélandem a Antarktidou na ploše až 25 milionů km². Největší pokles zastoupení ozonu na pouhých 92 Dobsonových jednotek (DU) byl zaznamenán 1. října, což je ovšem o 2 DU lepší výsledek než r. 1998. J. Butler aj. zjistili, že látek antropogenního původu rozbíjejících ozonovou vrstvu začalo v polárním ledu přibývat již od dvacátých let našeho století – jde především o proslulé chlorfluorouhlíky (CFC). Od listopadu 1999 do března 2000 probíhal komplexní výzkum zastoupení atmosférického ozonu v Arktidě. Zapojily se do něj družice, rakety, stratosférické balony, letadla i pozemní stanice. I na severní polokouli dochází totiž v posledních letech k sezónním výkyvům v koncentraci ozonu. Jak ukázaly soustavné radiolokační sondáže, klesla za posledních 38 let vinou lidské průmyslové činnosti výška termosféry, sahající nad Antarktidou až do 300 km nad zemí, o plných 8 km. Teplota vyšších vrstev termosféry silně kolísá.

Ve dnech 10. až 12. května došlo podle měření z družice ACE a Wind k nečekanému padesátinásobnému (!) poklesu hustoty slunečního větru v okolí Země. Zastoupení jader helia kleslo na 1 promile normálu. Rychlost slunečního větru klesla na polovinu standardní hodnoty, ale střední teplota elektronů se nezměnila. Na severní polokouli byly pozorovány naprosto neobvyklé polární záře, které družice Polar zaznamenala i v rentgenovém spektrálním pásmu. Následkem tohoto jedinečného úkazu se výrazně změnil tvar geomagnetického pole; magnetosféra Země se nafoukla na šestinásobek a oblouková rázová vlna se od Země vzdálila na čtyřnásobek standardní hodnoty; vnější radiační pás Země vymizel téměř na dva měsíce. Úkaz nemá v relativně krátké historii pozorování slunečního větru obdoby a jeho příčina není známa.

1.1.3. Měsíc

Základní představa W. Hartmanna a D. Davise (1975) resp. A. Camerona a W. Warda (1976) o vzniku Měsíce nárazem Praměsíce na Prazemi vyžaduje podle R. Canupa aj. složitější scénář, kdy na Zemi spadnou dvě velká tělesa, popřípadě se nejprve navzájem srazí a pak spadnou na Zemi. Podle A. Konopliva aj. podporují uvedenou domněnku také nejnovější měření gravitačního pole Měsíce sondou Lunar Prospector, z nichž vychází, že poloměr jádra Měsíce činí pouze 350 km a hmotnost jádra představuje jen 2 % hmotnosti Měsíce – daleko méně než u Země, kde je v jádře soustředěno 30 % hmoty. Jádro Země se tedy utvořilo dříve, než došlo ke srážce s Praměsícem.

Samotná 160 kg měsíční družice Lunar Prospector v ceně 65 milionů dolarů byla skutečně efektivní investicí, neboť kromě přesného měření gravitačního pole Měsíce z výšek od 100 km do pouhých 24 km pořídila i vynikající mapu minerálního složení měsíčního povrchu a dále odhalila slabá měsíční lokální magnetická pole a dokonce i koncentraci ledových krystalků, uvězněných v měsíčním regolitu v zastíněných oblastech kolem měsíčních pólů. Po skončení mise byla družice navedena zpět do výšky 200 km nad povrchem a zbrzděna tak, aby pod úhlem pouhých 7° k povrchu narazila na dno 50 km kráteru Shoemaker poblíž jižního pólu rychlostí 1,7 km/s. Uvolněná kinetická energie nárazu měla stačit na ohřátí 18 kg ledu na 127 °C a příslušný oblak vodní páry by mohl být v principu pozorovatelný dalekohledy ze Země. To by byl přímý důkaz správnosti názorů, že v polárních oblastech Měsíce se nalézá na 6 Gt vodního ledu. Ani HST, ani družice SWAS, ba ani dvacet dalekohledů připravených na Zemi však v době dopadu žádné jevy na Měsíci nezaznamenaly. To ovšem zdaleka neznamená, že voda na Měsíci v podobě ledových krystalků není, ale i kdyby tam byla, tak podle G. Reeda by ji budoucí astronauti stěží mohli pít, neboť vzorky měsíčních hornin z výprav Apolla 15 a 17 ukazují, že je patrně smíchána se rtutí a její separace je téměř určitě vyloučena.

Zato se J. Wilsonovi aj. podařilo ve dnech 18. až 20. listopadu 1998 zaznamenat trojnásobné zesílení sodíkového chvostu Měsíce, vyvolané nárazy meteoroidů z roje Leonid na měsíční povrch. J. Ortiz aj. se snažili odhalit potenciální záblesky vznikající při nárazu meteoritů na temnou část měsíčního kotouče. Podle výpočtu by totiž měl 1kg meteorit dopadající rychlostí 20 km/s na Měsíc uvolnit 2.10⁷ J energie ve formě viditelného světla, což by se i v menším dalekohledu mělo snadno pozorovat. Za něco přes 4 h pozorování 0,25m zrcadlovým dalekohledem však nenašli ani jeden úkaz se světelnou energií vyšší než 5.10⁶ J. Skvělý úspěch se však vzápětí zdařil B. Cudnikovi aj. při návratu meteorického deště Leonid v r. 1999, kdy se jim podařilo 18. listopadu mezi 3.49 a 5.15 h UT pozorovat videokamerami v Houstonu a v Marylandu na temné části měsíčního kotouče přinejmenším 6 kratičkých záblesků 3 ÷ 7 mag, jež byly zcela nepochybně vyvolány dopady meteoroidů z roje Leonid na povrch Měsíce. Podle výpočtů D. Ashera se totiž střed vlákna Leonid přiblížil k centru Měsíce na vzdálenost pouhých 30 000 km ve 4.49 h UT, zatímco u Země byl nejblíže ve 3.05 h UT ve vzdálenosti 105 000 km – jde o historicky první pozorování meteorického roje na jiném tělese než na Zemi.

Měsíc však byl loňského roku ještě jednou proměřován mocným Hubbleovým kosmickým teleskopem (HST). Nešlo však primárně o studium Měsíce, nýbrž o nepřímou kalibraci rozložení slunečního záření, neboť HST se přirozeně nemůže podívat přímo na Slunce. Unikátní záběr zaručeně nejbližšího objektu v archivu HST zobrazuje nejbližší okolí kráteru Copernicus.

Na samém konci roku pak vzrušila i laickou veřejnost zpráva, že 22. prosince večer jsme měli spatřit nejjasnější úplněk století díky souhře příznivých událostí, tj. Měsíc byl velmi blízko perigea a zimního slunovratu a navíc poblíž perihelu své dráhy kolem Slunce. Podle R. Sinnotta byl sice Měsíc 10 h před zmíněným prosincovým úplňkem vskutku nejblíže Zemi (356 654 km) za celý rok 1999, takže lunisolární slapy dosáhly ročního maxima téže výšky jako naposledy v prosinci 1991 a 1980. Ve 20. stol. však bylo perigeum Měsíce nejblíže Zemi již 4. ledna 1912 (356 375 km), tedy přesně v perihelu. Když prostě sečteme všechny příznivé vlivy na jasnost měsíčního úplňku, zjistíme, že poslední mimořádně jasné úplňky se odehrály v zimě r. 1893, 1912 a 1930. Rekord pak drží zmíněný úplněk z r. 1912, ale i tehdy činil zisk jasnosti proti průměru jen 0,24 mag, což je očima téměř nepostřehnutelná hodnota.

1.1.4. Mars

V dubnu 1999 zaznamenal HST na Marsu oválný cyklon o největších rozměrech až 1 450 × 1 770 km s „okem bouře“ o průměru 300 km v severní šířce 65°. Cyklon byl třikrát větší než všechny dosud na červené planetě pozorované a trval několik týdnů, než se koncem května rozplynul. HST pořídil zejména kolem opozice 1. května 1999 vynikající celkové záběry planety, jež se staly ozdobou internetových stránek.

Studium Marsu bylo však loni zcela ve znamení vynikající funkce sondy Mars Global Surveyor, jež skončila 19. února aerodynamické brzdění při přechodu na kruhovou synchronní sluneční dráhu ve výši 379 km nad povrchem. Sonda nyní přelétá Marsův rovník na denní straně směrem od jihu na sever vždy ve 14 h místního času. Od počátku března se věnovala soustavnému mapování planety s maximálním rozlišením až 1,5 m. Díky dobré funkci laserového výškoměru MOLA (celkem 27 milionů měření v letech 1998–99) se D. Smithovi aj. podařilo sestrojit trojrozměrnou mapu povrchu Marsu s chybou výšek od ±2 m na severní polokouli do ±13 m na polokouli jižní. Odtud vyplynulo, že severní polokoule je obecně hladší a o 5 km nižší než jižní, čili že právě tam se rozléval dávný marsovský oceán a řeky na Marsu tekly z jihu na sever. Pánev Hellas na jihu pak představuje největší impaktní kráter Sluneční soustavy s průměrem 2 100 km a hloubkou až 9 km; okrajový lem o šířce až 3 000 km dosahuje výšky 2 km. Kdyby roztál vodní led v současných polárních čepičkách, byl by celý povrch Marsu pokryt mělkým oceánem o hloubce 30 m; ledu na Marsu je tudíž asi o polovinu více než v Grónsku.

M. Zunerová a M. Malin aj. soudí, že geologická diferenciace v nitru planety proběhla ihned po jeho vzniku díky vnitřnímu teplu, podobně jako na Zemi. Na povrch Marsu se tak dostala tekutá voda, jež tekla v kanálech širokých až 1 km po dobu asi jedné miliardy roků. Na stěnách dlouhých křivolakých kaňonů jsou na starších snímcích z oběžných modulů sond Viking údajně patrné stopy po usazeninách, což se však kvalitnější sondě MGS podle T. Parkera aj. nepodařilo spolehlivě prokázat. Když se posléze vnitřní zdroj tepla vyčerpal, ustala nakonec i sopečná aktivita a voda se s výjimkou polárních čepiček z povrchu planety ztratila. Řečiště byla zaváta pískem a povrch planety dnes z velké části pokrývají proměnlivé písečné duny. Ty se převalují až do pásma polárních čepiček. Obecně lze dnešní povrch Marsu charakterizovat jako studenou suchou poušť.

Jelikož se sonda při přechodu na definitivní dráhu dostávala vinou viklavého slunečního panelu blíže k povrchu Marsu, než se původně plánovalo, podařilo se M. Acunovi aj. odhalit slabé, leč měřitelné reziduální magnetické pole planety, svědčící o někdejší existenci magnetického dynama v jejím nitru, a tedy i o pravděpodobné funkci deskové tektoniky v geologické minulosti Marsu. Tato epizoda však zřejmě skončila asi půl miliardy let po vzniku planety. Na jižní polokouli byly zjištěny ve směru východ-západ až 2 000 km dlouhé a 150 km široké pruhy opačné magnetické polarity, svědčící o častém přepólování v geologické minulosti Marsu, a tudíž také o rozevírání oceánského dna a vytváření nové kůry, podobně jako tomu bylo na Zemi. Na severní polokouli vznikala kůra až po vypnutí magnetického dynama v nitru planety, takže tam žádné magnetické pole není; o mládí severní polokoule svědčí též téměř naprostá absence impaktních kráterů. Mezitím se celé číslo prestižního Journal of Geophysical Research soustředilo na výsledky předešlé velmi zdařilé sondy Mars Pathfinder, uložené v 35 pracích z oboru geologie, geomorfologie, mineralogie, geochemie, geomagnetismu, meteorologie a kartografie. Celkem bylo na Zemi přeneseno 2,3 Gbitů informací, tj. zejména 17 tisíc snímků povrchu a atmosféry, 16 chemických analýz půdy a hornin a 8,5 milionů měření teploty, tlaku a rychlosti větru v atmosféře planety. Měření ukazují, že v ranních hodinách vznikají v atmosféře mračna ledových krystalků, která se při rychle zvyšující teplotě brzy rozplynou. V nízké atmosféře se neustále vznáší jemný prach, dávající obloze hnědavé či růžové zabarvení. Zvýšená denní teplota vede ke vzniku rozsáhlých vertikálních vzdušných vírů, sahajících do výšky až 8 km a nazývaných tančící derviši. Jediný derviš vyzvedne tuny prachu do výšky až 2 km nad povrch a přemisťuje je na velké vzdálenosti. Porovnáním se snímky z Vikingů se podařilo zpřesnit precesní konstantu Marsu a odhadnout tak poloměr centrálního kovového jádra planety na 1 400 ÷ 2 200 km. Rovněž tak je nepochybné, že dřívější klima na Marsu bylo vlhčí a teplejší, než je dnes. A. Christou a K. Beurle se zabývali možností pozorování meteorů v atmosféře Marsu. Pro Zemi platí, že obvykle vidíme meteorické roje těch mateřských komet, jejichž dráhy se k Zemi přibližují na méně než 30 milionů km. Atmosféra Marsu je ovšem řidší a relativní rychlost meteoroidů při vstupu do Marsovy atmosféry obecně nižší než na Zemi. Na druhé straně hustoty atmosféry s výškou ubývá na Marsu pomaleji, takže ve výši 120 km nad povrchem se vyrovná hustotě zemské atmosféry v téže výši. Autoři nakonec zjistili, že pro meteoroidy vlétající do ovzduší Marsu rychlostí vyšší než 30 km/s dojde k zážehu ve výškách 90 ÷ 50 km nad povrchem planety a že potenciálními zdroji marsovských meteorických rojů může být jednak sama Halleyova kometa, jednak také planetka (5335) Damocles.

K. Thomasová-Keprtová aj. studovali tři meteority různého stáří pocházející z Marsu, tj. Shergotty (vznik před 165 miliony let), Nakhla (1,3 miliardy let) a ALHA 84001 (4 miliardy let). Ve všech nalezli mikrokrystaly magnetitu, jež nevznikají anorganicky, nýbrž jen za přítomnosti bakterií. Z toho usuzují, že na Marsu byl život odjakživa a dosud se tam vyskytuje.

1.1.5. Jupiter

R. Ouyed aj. ukázali, že vnitřním zdrojem energie Jupiteru nemůže být pouze gravitační smršťování planety, neboť existence silného magnetického pole se pak dá vysvětlit jedině absurdním předpokladem, že Jupiter je starší než 5 miliard roků a vznikl dříve než Sluneční soustava. Autoři proto soudí, že v nitru planety probíhá „termonukleární“ slučování dvou jader deuteria na lehké helium (tralphium) při teplotě kolem pouhých 20 kK a tlaku 4 TPa, které uvolňuje energii stálým tempem 400 PW prakticky po neomezenou dobu řádu 100 gigalet. Problémem je, zda se v nitru Jupiteru nalézá dostatečné množství deuteria, které tam muselo být rychle uloženo v době jeho vzniku. Autoři tvrdí, že to je možné, pokud Jupiter nevznikl – jak se dosud soudí – přímo zahuštěním části původní sluneční pramlhoviny, ale až soustředěním planetesimál. Pakliže mají autoři pravdu, znamená to ovšem, že podobná nízkoteplotní termonukleární reakce probíhá i v nitru ostatních velkých vnějších planet Sluneční soustavy. Vznik Jupiteru z ledových planetesimál o původní teplotě pouhých 30 K podporují též T. Owen aj. na základě silného výskytu vzácných plynů Ar, Kr a Xe v jeho atmosféře. Jejich zastoupení převyšuje výskyt v atmosféře Slunce 2,1 ÷ 2,7krát, takže se shoduje s výskytem v atmosférách menších planet. Odtud je zřejmé, že mechanismus vzniku všech planet byl v podstatě stejný.

A. Friedson aj. využili tmavých skvrn po dopadu komety Shoemaker-Levy 9 na Jupiter v červenci 1994 jako indikátoru vzdušných proudů v jeho atmosféře. Jelikož stopy dopadů bylo možné pozorovat v daleké ultrafialové oblasti spektra na 230 nm až do listopadu 1997, objevili tak, že se zplodiny impaktů dostaly ze 45° jižní jovigrafické šířky až do „tropů“ na 20° jižní šířky. Podle nejnovějších odhadů měla jednotlivá jádra komety před dopadem průměry od 150 do 600 m, hmotnosti řádu 10⁹ kg a při dopadu se uvolnila energie kolem 3.10²⁰ J. Ohnivá koule, vzniklá výbuchem úlomků v atmosféře na tlakové hladině 100 kPa, dosáhla teploty přes 10 kK, ale již za 15 s se stačila ochladit na 2 kK. Sloučeniny z výbuchu, zejména vodu, kyanvodík, CS, CS₂ a OCS, bylo možné pozorovat v atmosféře celý následující rok.

D. Rego aj. pozorovali v srpnu 1997 pomocí teleskopu IRTF na Havaji polární záře na Jupiteru v infračerveném pásmu 3,95 μm a zjistili, že díky iontovému větru se vnější atmosféra planety silně ohřívá. Vítr dosahuje supersonické rychlosti 1,04 ÷ 1,4 Machu. B. Little aj. využili v říjnu a listopadu 1997 sondy Galileo k pozorování noční strany planety s cílem odhalit optické záření blesků v atmosféře. Rozlišení kamery dosahovalo hodnot od 23 do 134 km a registrace blesků byla poměrně snadná, neboť – jak se ukázalo – jejich energie je mnohem vyšší než na Zemi a dosahuje pro jeden blesk hodnot až 1,6.10¹⁰ J. Bouřkové oblasti měly průměr až 1 500 km a v každé bylo pozorováno několik blesků za minutu. Bouřky se koncentrovaly do mírných jovigrafických šířek ±50° a jsou důkazem vlhké konvekce v atmosféře planety.

M. Ockertová-Beková aj. zkoumali rozsah prstenců kolem Jupiteru pomocí sondy Galileo. Zjistili, že ve vzdálenostech 92 ÷ 122,5 tis. km od centra planety se nalézá toroidální halo o tloušťce 12,5 tis. km a že hlavní prsten sahá do vzdálenosti 128 940 km, tj. až za dráhu družice Adrastea (128 980 km). V jednotkách poloměru Jupiteru R_J dosahuje hlavní prsten do vzdálenosti 1,81 R_J a pavučinový prsten má dvě složky s poloměry 2,25 a 3,15 R_J. Každá složka je „pasena“ družicí: Amaltheou (2,54 R_J) a Thebe (3,11 R_J)

Galileovy družice mají podle infračervených měření R. Carlsona aj. vesměs vlastní atmosféry; Io obepíná oblak oxidu siřičitého, Europu a Ganymed atomární kyslík a Kallistó dokonce zředěný oxid uhličitý. Na povrchu Europy objevili autoři kyselinu sírovou, což poněkud překvapivě zvyšuje vyhlídky na existenci života na této pozoruhodné Jupiterově družici, neboť kyselina může sloužit jako oxidant a zdroj energie pro živé organismy. G. Hoppa aj. soudí, že cykloidální trhliny na snímcích povrchu Europy jsou odpovědí ledové kůry družice na slapy Jupiteru. Podle výpočtů činí slapové vzdutí na družici až 30 m, ale jelikož je její dráha eliptická, posouvá se poloha maximálního vzdutí během 85 h cyklu po povrchu tělesa. Tak se otevírají trhliny v ledové kůře, šířící se na povrchu rychlostí až 3 km/h; jinými slovy pod ledovými krami musí být tekutá voda. V trhlinách se tlačí na povrch voda, která však vzápětí zmrzne a tvoří vystouplé hřbety mezi hladkými ledovými krami.

H. Krüger aj. zjistili navíc, že Europa, Ganymed i Kallisto jsou obklopeny prachovými mračny, která jsou pozůstatkem po dopadech meteoritů na jejich povrch. Pomocí aparatury STIS HST nalezli M. McGrathová aj. polární záře u obou pólů Ganymedu, jenž má měřitelné vlastní magnetické pole, a tudíž i van Allenovy pásy nízkoenergetických elektronů. Podle autorů kloužou elektrony vysílané Jupiterem podél magnetických siločar Ganymedu, rozbíjejí molekuly kyslíku na atomy a září v daleké ultrafialové oblasti spektra na vlnových délkách kolem 130 nm; případně lze pozorovat i optické záření na 630 nm, když se Ganymed nachází v Jupiterově stínu. Snímky HST z července 1997 pak odhalily námrazu SO₂ v okolí vulkánu Pillan na družici Io. Loni v březnu jsme si připomněli již 20. výročí objevu sopek na Io L. Morabitovou. Koncem ledna 1999 navštívila neúnavná sonda Galileo naposledy Europu a počátkem května proletěla 1 315 km nad Kallistem, čímž se pomocí gravitačního praku dostala na novou dráhu s nižším perijovem (z 643 tis. km od centra Jupiteru kleslo na pouhých 393 tis. km), umožňujícím čtyři riskantní blízké průlety nad Io. První dva z nich se pak vcelku velmi úspěšně odehrály v polovině října a koncem listopadu 1999. Předtím se 12. srpna 1999 dostala do vzdálenosti necelého půl milionu kilometrů od vrcholků oblačného příkrovu Jupiteru, kde naměřila 3,5krát vyšší radiaci, než se čekalo. Vzápětí pak sonda Galileo naposledy navštívila Kallisto ve vzdálenosti 2 300 km.

Při průletu Galilea ve výši 611 km nad Io v říjnu naměřila sonda teplotu 900 K pro lávu vytékající z vulkánu Loki, jenž je podle těchto měření nejmocnější činnou sopkou ve Sluneční soustavě – uvolňuje více tepla než všechny aktivní pozemské sopky dohromady! Také sopky Pele a Prometheus byly v době průletu velmi aktivní. Sonda Galileo zaznamenala při prvním průletu více než 100 činných sopek na tomto miniaturním kosmickém tělese. Na divukrásných snímcích jsou patrné obří lávové proudy a jezera, jakož i vztyčující se a vlastní gravitací opět se hroutící hory s relativním převýšením až 16 km!

Řídící centrum v Pasadeně dostalo v té době vskutku zabrat, neboť podobně jako při následujícím setkání koncem listopadu ve výši 300 km nad jižním pólem Io se sonda kvůli radiační zátěži těsně před největším přiblížením automaticky vypnula, ale technici byli připraveni a v obou případech se jim podařilo sondu znovu ručně nastartovat, navzdory zpoždění světelného času plných 35 minut. Zprvu se navíc zdálo, že data se vůbec nepodaří očistit od silného rušivého šumu, ale nakonec slavily úspěch speciální „čistící“ počítačové programy. Při listopadovém průletu zase horká láva přeexponovala část snímků, ale přesto se podařilo zachytit obří kalderu Loki o průměru plných 193 km a také fontány lávy tryskající až do výšky 1,5 km nad povrchem mírně protáhlé družice.

1.1.6. Saturn

Podle B. Bézarda aj. byl v atmosféře Saturnu objeven infračervenou družicí ISO na vlnové délce 16,5 μm radikál methyl (CH₃), vznikající nepochybně fotolýzou methanu. S. Gibbard aj. využili v létě 1996 metody skvrnkové interferometrie u Keckova desetimetru k pozorování družice Titan v pásmu 1,5 ÷ 2,3 μm. Složením několika set 0,2s expozic tak docílili úhlového rozlišení 0,04″ – nejméně dvakrát lepšího, než by v červeném pásmu dokázal HST! To umožnilo rozeznat na povrchu Titanu podrobnosti o průměru nad 600 km a odhalit tak četné povrchové útvary s odlišným albedem. Především se potvrdilo, že Titan, který je v blízké infračervené oblasti 8 mag, rotuje kolem své osy synchronně s oběhem kolem Saturnu. Dále se ukázalo, že nejsvětlejší oblasti jsou skoro určitě pevniny pokryté ledem, zatímco tmavé skvrny s albedem nižším než 0,02 představují buď ztuhlé organické látky, nebo jezera kapalných uhlovodíků při průměrné teplotě 93 K. Atmosférický tlak na povrchu družice je o 50 % vyšší než na Zemi.

G. Dourneau a S. Naratchart určili hmotnosti (v jednotkách hmotnosti Saturnu M_S = 5,71.10²⁶ kg) a střední hustoty pro čtyři vnitřní velké družice planety:

Parametr	Mimas	Enceladus	Tethys	Dione

Hmotnost (10⁷ M_S)	0,65	2,02	1,09	1,92
Hustota (voda = 1)	1,12	1,77	1,03	1,49

1.1.7. Uran

Pomocí snímků HST lze sledovat, jak končí dlouhá dvacetiletá zima na severní polokouli Uranu, a poprvé v astronomické historii zde můžeme pozorovat nástup jara. V atmosféře planety jsou pozorovatelná velmi světlá mračna, tvořená patrně krystalky methanu. Jelikož methan absorbuje červenou barvu, má Uran nafialovělý nádech. V r. 2007 bude při „jarní rovnodennosti“ dopadat sluneční světlo kolmo na rovník, takže lze očekávat, že se na planetě objeví rovnoběžné pásy, jaké známe na Jupiteru a Saturnu. HST také odhalil kolísání rovin prstenců, vyvolané pastýřskými družicemi a zploštěním samotné planety.

Družice Uranu, objevené r. 1997 s provizorními označeními S/1997 U1 a U2, dostaly na základě spolehlivě určených drah jména a definitivní označení: Kaliban (U XVI) a Sycorax (U XVII). E. Karkoschkovi se však loni podařilo objevit 18. družici Uranu S/1986 U10 na snímcích sondy Voyager 2, pořízených ve dnech 18.–23. ledna 1986. Nová družice měla na těchto snímcích 6,5 ÷ 9,5 mag, což odpovídá magnitudě V = 23,6 při opozici se Zemí, tj. pravděpodobnému průměru tělesa 40 km. Kolem Uranu obíhá po kruhové dráze s poloměrem 76 416 km (51 tis. km nad oblačným příkrovem planety) v periodě 15 h 18 min a její existence byla potvrzena na snímcích HST. Další dvě družice Uranu objevili J. Kavelaars aj. pomocí 3,5m reflektoru CFHT v polovině července 1999. Objekty S/1999 U1 a U2 dosáhly na snímcích jasnosti R 23, resp. 24 mag, a pohybují se v přímých drahách s velkou výstředností ve vzdálenostech 0,15, resp. 0,06 AU od Uranu. Havajský objev potvrdili B. Gladman aj. pomocí palomarského pětimetru, kde navíc našli ještě objekt S/1999 U3 ve vzdálenosti menší než 0,02 AU od Uranu. Tento objekt byl vzápětí potvrzen skupinou J. Kavelaarse, podle jejichž měření je 23 mag, nachází se ve vzdálenosti 0,07 AU od Uranu a obíhá jej v době delší než 1,5 roku. Vlivem pomalého oběžného pohybu nešlo totiž z prvních měření stanovit dráhy nově nalezených družic příliš spolehlivě. V každém případě se tak překvapivě na základě pozemních pozorování stal v loňském roce Uran s 21 prokázanými družicemi rekordmanem Sluneční soustavy.

A. Brunini a J. Fernández simulovali vznik Uranu a Neptunu akrecí planetesimál. Ze 30 simulací se 21krát stalo, že jim vznikly dvě velké planety za Saturnem, v 8 případech vznikla jen jedna planeta a naopak v jednom případě 3 velká tělesa během pouhých 10 milionů let. Ke stavbě planet se však vždy využila nanejvýš polovina hmotnosti rozesetých planetesimál; druhou polovinu odstranily Jupiter a Saturn vyvržením tělísek ze Sluneční soustavy. Naproti tomu přemisťování těles z pásma Uran-Neptun do terestrického pásma Sluneční soustavy probíhalo po dobu asi 40 milionů let a zahrnulo asi patnáctinásobek hmotnosti Země. Planety Uran a Neptun po svém vzniku pomalu migrovaly do větších dálek v planetárním systému.

1.1.8. Neptun

Podobně jako předtím u Uranu našli loni B. Bézard aj. v infračerveném spektru Neptunu, pořízeném družicí ISO, pásy radikálu methylu, vznikající rovněž fotolýzou methanu. S. Gibbard aj. soudí, že díky mračnům methanu, sirovodíku, čpavku, vody aj. může v atmosféře Neptunu docházet k výbojům blesků, ale zatím se je nezdařilo na dálku pozorovat.

B. Sicardy aj. odhalili díky havajskému tříapůlmetru CFHT, vybavenému systémem adaptivní optiky, nový prstenec, uvnitř již známého Neptunova prstence Le Verrier. Z prstence je patrný jen západní oblouk, který je však dvakrát jasnější než oblouky vnějšího prstence Adams. Stabilitu oblouků Fraternité, Egalité, Liberté a Courage v Neptunových prstencích potvrdili též C. Dumas aj. na snímcích pořízených v průběhu r. 1998 pomocí aparatury NICMOS HST. Podle M. Showaltera lze stabilitu oblouků, potvrzenou nyní na časové stupnici alespoň 15 let, vysvětlit jedině přítomností neznámých pastýřských družic v blízkosti prstenců.

E. Quirico aj. studovali největší družici Neptunu Triton pomocí teleskopu UKIRT a našli ve spektrech v blízké infračervené oblasti ze září 1995 pásy tuhého methanu, molekulárního dusíku, oxidu uhelnatého a oxidu uhličitého. Odvodili také, že teplota povrchu družice přesahuje 35,6 K. M. Woolfson se zabýval vývojem soustavy Neptun – Pluto – Triton v počítačové simulaci, kde na počátku byl Pluto průvodcem Neptunu a Triton samostatným tělesem Sluneční soustavy na velmi protáhlé dráze s výstředností 0,91 a velkou poloosou 29,1 AU, když patrně unikl z gravitačního pole neznámé planety, která podlehla jiné srážce ve vzdálenosti asi 2,5 AU (v dnešním pásu planetek). Hmotnost Tritonu byla asi o polovinu vyšší než původního celistvého Pluta, takže po nárazu se Triton zachytil na dráze u Neptunu, kdežto Pluto se rozpadl na dvě nestejné části, které se obě dostaly od Neptunu na samostatnou dráhu ve Sluneční soustavě.

1.1.9. Pluto a Charon

Dne 11. února 1999 si Pluto s Neptunem vyměnily po dvacetileté epizodě pořadí odstupu od Slunce, takže po následujících 230 let bude Pluto s Charonem zásluhou své velmi protáhlé oběžné dráhy od Slunce dále než Neptun. Souběžně s tím a také s faktem, že se blížilo očíslování jubilejní 10 000. planetky, přišel B. Marsden s návrhem udělit Plutu právě toto jubilejní číslo a fakticky ho tak degradovat z planety na planetku. Podobně R. Binzel navrhl, aby Pluto obdržel číslo 0 či 1 v nově založeném katalogu transneptunských těles, jichž už je známo na 200 a mezi nimiž jsou Pluto s Charonem suverénně největší i nejhmotnější. Tak se rozhořela docela vzrušená a ostrá elektronická debata mezi nějakými 500 členy sekce pro Sluneční soustavu Mezinárodní astronomické unie, kde ovšem zvláště američtí astronomové vehementně obhajovali dosavadní statut planety, resp. dvojplanety, pro pár Pluto-Charon, takže nakonec k žádné nomenklaturní revoluci formálně nedošlo. Z astrofyzikálního hlediska je však zřejmé, že jak Marsden, tak Binzel uhodili hřebík na hlavičku: podivná dvojice Pluto-Charon s hmotností pouze pětiny hmotnosti našeho Měsíce zajisté mezi řádné planety nepatří, ale to nikterak nesnižuje význam Tombaughova objevu v r. 1930; právě naopak.

E. Young aj. zpracovali obsáhlá fotometrická měření 18 přechodů Charonu před Plutem v letech 1985–1990 s cílem sestrojit albedovou mapu povrchu Pluta s rozlišením zhruba 200 km. Z měření též určili přesnější hodnoty poloměrů obou těles na 1 183 km, resp. 620 km. Zjistili též, že jižní pól Pluta je světlejší než severní, takže je zřejmě pokryt jinovatkou. Také v souřadnicích 17° severní šířky a 33° východní délky se na Plutu nachází světlá skvrnka o průměru 250 km, což by mohl být buď gejzír, nebo naopak nový kráter. Na povrchu Pluta se dále podařilo rozlišit několik tmavých skvrn o rozměrech až 300 × 500 km. Překvapivě dobré snímky a spektra Pluta i Charonu pořídil brzy po své inauguraci 8,3m japonský reflektor Subaru na Havaji. Podle vzhledu spekter je povrch Pluta pokryt ledem molekulárního dusíku a ethanu, zatímco na povrchu Charonu se nachází vodní led.

1.2. Meziplanetární látka

1.2.1. Planetky

Dne 2. března 1999 byla překročena magická hranice deseti tisíc očíslovaných planetek. Předtím vzplála mezi 500 členy sekce IAU pro Sluneční soustavu elektronická bitva, kterému tělesu by se mělo dostat cti získat jubilejní číslo 10 000. Někteří astronomové – mezi nimiž je asi nejznámější B. Marsden – navrhovali, aby do katalogu planetek byl pod tímto kulatým číslem zařazen Pluto s Charonem (a tím byli zároveň vyřazeni ze seznamu planet Sluneční soustavy!). Jiní – jako třeba autor „turínské škály“ rizika impaktů planetek na Zemi R. Binzel – byli rovněž pro degradaci Pluta a Charonu, které se však měly stát prvními tělesy v novém katalogu transneptunských objektů. Ani jeden názor však nezískal dostatečnou podporu členů sekce, takže nakonec vše zůstalo při starém a jubilejní číslo dostala úplně obyčejná planetka, kterou 30. září 1951 objevil A. Wilson jako objekt 1951 SY. Má průměr nanejvýš 5 km, velkou poloosu 2,6 AU; výstřednost 0,3; sklon 21° a oběžnou dobu 4,2 roku. Dostala jméno Myriostos (z řeckého názvu pro deset tisíc).

Jak známo, první a největší planetka Ceres byla shodou okolností objevena v první noci 19. století a během téhož století nalezli astronomové celkem 300 planetek. K objevu první tisícovky planetek potřebovali pak úhrnem 124 let; tempo se však neustále zrychlovalo, takže pro druhou tisícovku stačilo jen 53 let a objev poslední tisícovky před dosažením zmíněné mety si vyžádal pouhých 7 měsíců! Nejúspěšnější observatoří se 1 498 objevy za 45 let je americký Mt. Palomar; na neobyčejně skvělém 7. místě pak jihočeská Kleť s 387 objevenými planetkami za 21 let. Jak uvádí M. Carpino, v archivu centrály pro planetky bylo jen do r. 1996 uloženo jeden a čtvrt milionu pozorování planetek, z toho plných 13 % pochází z posledně udaného roku.

Velká statistika dává také možnost zřetelně rozlišit následující třídy planetek v pořadí podle velikostí hlavních poloos:

A) Planetky typu AAA (Aten, Apollo, Amor); též NEO (Near Earth Objects – planetky v okolí Země, resp. křížiči). Tato tělesa, jejichž nejstarším známým představitelem je planetka (433) Eros (typ Amor), objevená již r. 1898, se vesměs pohybují v blízkosti dráhy Země. Tělesa Aten mají hlavní poloosu dráhy menší než 1 AU, ale afel dráhy větší, než je perihel dráhy Země (0,983 AU). Tělesa Apollo (praví křížiči) mají perihel menší než 1,017 AU (afel Země), ale velkou poloosu větší než 1 AU. Konečně tělesa typu Amor mají velkou poloosu rovněž větší než 1 AU, ale perihel v rozmezí 1,017 ÷ 1,3 AU; pohybují se tedy uvnitř dráhy planety Mars.

B) Planetky hlavního pásu s poloosami drah v rozmezí 1,8 ÷ 5,2 AU (poloměr dráhy Jupiteru). Kdybychom spojili všechny planetky hlavního pásu dohromady, dostaneme těleso o ekvivalentním průměru 1 900 km. Vzhledem k nižší průměrné hustotě planetek v porovnání se Zemí však rozdíl v hmotnostech činí bezmála tři řády v neprospěch hlavního pásu planetek; jejich úhrnná hmotnost je tedy bezmála o řád menší než hmotnost našeho Měsíce, a název „hlavní pás“ je proto anachronismem.

C) Trojané v libračních bodech L₄ a L₅ (vrcholech rovnostranných trojúhelníků o délce stran 5,2 AU) soustavy Slunce-Jupiter.

D) Kentauři s velkými poloosami většími než 5,2 AU, avšak menšími než 30 AU. Prvním představitelem této počtem nevelké skupiny těles je (2060) Chiron, objevený r. 1978. Dráhy Kentaurů jsou dlouhodobě nestabilní, takže za tělesa odtud vymetená musejí neustále přicházet „náhradníci“.

E) Transneptunské objekty (TNO) s poloosami v rozmezí 35 ÷ 45 AU, poprvé pozorované v r. 1992. Tvoří patrně vnitřní hranu již dávno (1951) předpokládaného Edgeworthova-Kuiperova pásu (EKP) a jejich celkový počet a zejména souhrnná hmotnost z nich činí nejvýznačnější součást komplexu drobných těles Sluneční soustavy.

S. Tabachnik a N. Wyn Evans dále uvedli, že existují také Trojané Marsu. První z nich byla planetka (5261) Eureka a druhým je těleso 1998 VF31. Další dvě tělesa, objevená r. 1998, se mohou stát Trojany Marsu během příštího půl milionu let.

Mezi tělesy AAA budila loni mimořádnou pozornost planetka (433) Eros, objevená již r. 1898 a náležející k typu S. Její dráha křižuje dráhu Marsu, ale nikoliv Země, jak o tom svědčí dráhové elementy: a = 1,46 AU; e = 0,22; q = 1,13 AU; Q = 1,78 AU; i = 11°; per 1,76 r. K Zemi byl Eros nejblíže v lednu 1975 ve vzdálenosti 0,15 AU. Závada řídícího programu způsobila, že poněkud předčasně, již 23. prosince 1998 proletěla kolem Erose kosmická sonda NEAR v minimální vzdálenosti 3 827 km relativní rychlostí 965 m/s. Pořídila přitom 222 snímků dvou třetin povrchu planetky s rozlišením až 400 m. Podle J. Veverky aj. jde o planetku protáhlého nepravidelného tvaru s hlavními osami 40 × 14 × 14 km typu S s povrchem mladším, než má Ida, a s rotační periodou 5 h 16 min. Největší krátery na povrchu planetky mají průměry 8,5 km, resp. 6,5 km. Teploty na povrchu se pohybují v rozmezí +100 ÷ 150 °C. Planetka nemá žádnou družici s rozměry většími než 50 m; je asi 2,5× hustší než voda a její hmotnost určil D. Yeomans na 7 Tt. Jelikož se z technických důvodů nezdařilo plánované zaparkování sondy NEAR na oběžné dráze kolem Erose počátkem roku 1999, všichni odborníci po celý rok s napětím očekávali, zda se vydaří druhý pokus v polovině února r. 2000.

S. Ostro a R. Scott Hudson oznámili výsledky radarového pozorování blízkého průletu křížiče (4179) Toutatis z přelomu listopadu a prosince 1996. V období let 1353–2562 se planetka nejvíce přiblíží k Zemi 29. září 2004 na vzdálenost 1,55 milionu km. Ačkoliv svou poloosou 2,5 AU zasahuje do hlavního pásu, neobvykle velká výstřednost dráhy 0,64 ji přivádí střídavě do blízkosti Venuše, Země i Marsu také proto, že se sklonem dráhy 0,5° nejvíce přimyká k ekliptice. Při dnešních výkonech radarů lze sledovat planetky do vzdálenosti 0,04 AU (6 milionů km) od Země.

W. Bottke aj. studovali v srpnu a září 1994 radarem planetku (1620) Geographos a zjistili, že je extrémně protáhlá o rozměrech hlavních os 5× 2 km, což je vůbec největší známá deformace tělesa ve Sluneční soustavě. Autoři tvrdí, že jde o důsledek těsného setkání se Zemí, a tedy slapového vlivu Země. Planetka rotuje v periodě 5,2 h a dost možná ztrácí na obou vnějších koncích hmotu, zejména pokud je tvořena „hromadou sutě“. L. Benner aj. sledovali radarem v Goldstone planetku (2063) Bacchus v březnu 1996. Také tato drobná planetka je protáhlá s typickými rozměry 1,1 × 0,5 km a rotační periodou 15 h. Nejblíže Zemi (0,068 AU) byla 31. března 1996, což se nebude opakovat až do r. 2271. P. Mahapatrovi aj. se zdařilo sledovat týmž radarem křížič typu Apollo (1566) Icarus v červnu 1996; poprvé od r. 1968. Zatímco v r. 1968 proletěl Icarus ve vzdálenosti 0,10 AU od Země, v r. 1996 to bylo jen 0,043 AU od Země, takže ozvěny byly až 30× silnější. Elementy dráhy a = 1,08 AU; e = 0,83 (!); q =0,19 AU; i = 23° znamenají, že těleso patří mezi planetky, jež se nyní nejvíce přibližují ke Slunci. Má rovněž třetí nejkratší rotační periodu 2,3 h mezi všemi měřenými planetkami. V principu se hodí k testování obecné teorie relativity lépe než Merkur. Icarus se znovu přiblíží k Zemi v červnu 2015 na vzdálenost 0,05 AU.

G. Sitarski počítal pohyb „kalamitní“ planetky 1997 XF11, objevené 6. prosince 1997, jež v březnu 1998 pronikla do sdělovacích prostředků kvůli možnému riziku srážky se Zemí v říjnu 2028. Sitarski využil všech dostupných pozorování z let 1990–1998 k přesnému výpočtu dráhy s elementy: a = 1,44 AU; e = 0,48; q = 0,74 AU; i = 4,1°; oběžná doba 1,73 let. Planetka se nejvíce přiblížila k Zemi v letech 1957 (na 0,015 AU) a 1971 (na 0,032 AU). V nejbližší budoucnosti bude blízko u Země 31. října 2002 ve vzdálenosti 0,064 AU a potom zejména 26. října 2028 ve vzdálenosti 0,006 AU (900 tisíc km), takže i tehdy nás bezpečně mine. V červenci r. 2042 projde uzlem své dráhy se Zemí a od té chvíle se počne od Země opět vzdalovat.

Jiným potenciálně nebezpečným křížičem se stala planetka 1999 AN10, objevená 13. ledna loňského roku, jež se znovu vynořila v polovině května, což umožnilo A. Milanimu aj. spočítat její dráhu. Při elementech a =1,5 AU; e = 0,56; q = 0,64 AU; i = 40°; per 1,76 r a abs. magnitudě 18 vychází její průměr na minimálně 0,5 a maximálně 2,0 km. Planetka se nejvíce přiblíží k Zemi 7. srpna 2027, kdy proletí 37 tisíc km od Země, a tudíž nás i tehdy bezpečně mine. Další křížič 1999 JM8 nalezl systém LINEAR 13. května a při těsném přiblížení k Zemi počátkem srpna 1999 se podařilo sledovat jej radarem. Těleso o průměru 3,5 km má extrémně pomalou rotaci s periodou 14 dnů a velmi starý povrch, pokrytý množstvím kráterů. V nejbližším tisíciletí se však už k Zemi nikdy nepřiblíží natolik jako právě loni. Vůbec největší nebezpečí pro Zemi představuje planetka (1036) Ganymed vinou svých velkých rozměrů. Proto se P. Michel aj. zaměřili na podrobný výpočet charakteru jeho dráhy pro následujících 10 milionů let. Ukázali, že souběžně se mění výstřednost a sklon dráhy, což v důsledku znamená, že vinou poruch od Jupiteru planetka nakonec spadne na Slunce, anebo opustí Sluneční soustavu navždy.

Revizi statistického rizika srážek s křížiči ohlásil D. Rabinowitz na základě zpracování prvních tří let objevů křížičů teleskopem NEAT. V porovnání s původním odhadem z r. 1995, že potenciálně nebezpečných křížičů s průměrem těles nad 1 km je ve Sluneční soustavě na 2 000, se nyní toto riziko snižuje na polovinu. Autor rovněž soudí, že tři přístroje typu NEAT, rozmístěné na různých kontinentech, by mohly odhalit 90 % rizikových křížičů již do r. 2010.

J. Hilton odvodil hmotnosti velkých planetek v násobcích 10¹⁰M_☉: (1) Ceres (4,4); (2) Pallas (1,6) a (4) Vesta (1,7). Odtud pak plynou jejich hustoty po řadě 2,0; 4,2 a 4,3násobek hustoty vody. Ceres se tak docela podobá planetce Mathilde. J. Veverka aj. uveřejnili výsledky měření planetky hlavního pásu (253) Mathilde při těsném průletu kosmické sondy NEAR 27. června 1997 ve vzdálenosti 1 212 km. Celkem zpracovali 330 záběrů 60 % povrchu tělesa a odtud dostali typické rozměry planetky 66 × 48 × 44 km (ekvivalentní koule by měla poloměr 26 km). Největší impaktní krátery na povrchu mají průměr 33 a 29 km a nasycenost povrchu krátery svědčí o stáří planetky alespoň 4 miliardy let. Planetka patří k typu C a vykazuje albedo 0,047, takže je dosti tmavá. Její střední hustota pouze (1,3 ±0,3)násobku hustoty vody svědčí o značné poréznosti tělesa, jež je tedy spíše „hromadou sutě“.

Hustotami planetek a rovněž Marsových družic, jež se považují za zachycené planetky, se loni zabývali též L. Wilson aj., jak plyne z následující tabulky:

Objekt	Rozpětí hustot (voda = 1	Poréznost %

Phobos	1,5 ÷ 2,2	6 ÷ 35
Deimos	1,3 ÷ 1,7	28 ÷ 43
Mathilde	1,3	36 ÷ 53
Ida	2,6	11 ÷ 42

Z tabulky názorně vidíme, že planetky jsou mnohem řidší než vzorky meteoritů, které dopadly na Zemi, a odtud vyplývá ona vysoká míra poréznosti jejich niter. Autoři soudí, že je to způsobeno tím, že většina planetek byla zcela rozbita a pak se znovu poskládala, podobně jako Uranova družice Miranda. Srážky planetek mohou vyvolat uvolnění prachových vleček, takže objekty pak nesprávně klasifikujeme jako komety. Příkladem je periodická kometa 107P/Wilson-Harrington, která je patrně planetkou, jež se kolem r. 1940 stala obětí takové srážky. Podle E. Asphauga přežívají srážky nejlépe planetky typu hromad sutě, případně planetky poskládané z původních planetesimál (s velkou porézností).

A. Storrs aj. využili HST k zobrazení planetek (9) Metis, (18) Melpomenne, (19) Fortuna a (624) Hektor. Všechny jeví oválnost; střední průměr Fortuny je 225 km a Hektor má hlavní rozměry 370 × 195 km. U žádné z planetek nenašli průvodce. To se naopak podařilo velkému týmu vedenému W. Merlinem u planetky typu C (45) Eugenia s průměrem 215 km, kterou pozorovali v infračerveném oboru pomocí adaptivní optiky 3,6m dalekohledu CFHT. Záběry pořízené v listopadu 1998 a v lednu 1999 prokázaly přítomnost průvodce o průměru 13 km na kruhové dráze o poloměru 1 190 km, obíhajícího v přímém směru podél rovníku planetky v periodě 4,7 d. Odtud pak vychází nízká hustota Eugenie, jen o 20 % vyšší než hustota vody, čili opět jde buď o hromadu sutě, nebo o ledovou planetku.

F. Marchis aj. objevili v říjnu 1999 pomoci infračervené kamery 3,6m dalekohledu ESO, že planetka (216) Kleopatra je dvojitá, a rozmnožili tak seznam dvojplanetek, jež jsou zřejmě dosti běžné. Kosmická sonda nové generace s iontovým motorem Deep Space 1 proletěla koncem července 1999 relativní rychlostí 15 km/s ve vzdálenosti pouhých 26 km od planetky (9969) Braille, objevené r. 1992. Hlavní rozměry planetky, která rotuje v periodě 9,4 d, činí 2,2 × 1,0 km. Spektrálně se planetka podobá Vestě, takže není vyloučeno, že jde o její úlomek, který se za 4 tisíce let stane křížičem Země.

V září byl rozpoznán již 8. Kentaur v prostoru mezi drahou Saturnu a Neptunu s označením 1998 SG35. Počátkem roku bylo známo již více než 70 členů typu TNO, jež jsou pozorována od r. 1992, kdy D. Jewitt a J. Luuová na Havaji objevili prvního představitele – objekt 1992 QB1. Právě tito autoři objevili loni četné další TNO, mezi nimi i objekt 1999 CF119 s dosud nejdelší oběžnou dobou přes 1 200 roků a afelem ve vzdálenosti plných 194 AU. Koncem roku přesáhl počet TNO hranici 200 kusů. R. Brownovi aj. se podařilo pořídit infračervené spektrum TNO 1996 TO66, jež naznačuje, že na povrchu objektu se vyskytují rozsáhlé plochy vodního ledu. W. Romanishin a S. Tegler odvodili z fotometrie, že rotační periody TNO se pohybují v rozmezí 6,0 ÷ 10,4 h, což se velmi podobá periodám klasických planetek. E. Chinag a M. Brown využili Keckova teleskopu k „vlasové“ prohlídce EKP. Sledovali plošku o výměře 0,01 čtverečního stupně po dobu 4,8 h a přitom nalezli 2 TNO ve vzdálenosti 33 a 44 AU od Slunce. Odtud usuzují, že EKP obsahuje asi 10 miliard jader komet a že souhrnná hmotnost TNO v pásmu 30 ÷ 50 AU dosahuje 0,2 hmotnosti Země (M_Z).

To se vcelku shoduje se zjištěním W. Teplitze aj., kteří studovali rozložení hmoty v EKP pomocí údajů z družic IRAS a COBE. Odtud usuzují, že hustota látky v pásu začíná stoupat až ve vzdálenosti kolem 90 AU. Celková hmotnost drobného prachu v tomto pásu dosahuje stěží 10⁵ M_Z, ale větší tělesa mají úhrnnou hmotnost 13 M_Z v rozmezí vzdáleností 40 ÷ 70 AU od Slunce; prakticky stejná hmotnost připadá i na pásmo 70 ÷ 120 AU od Slunce. Zásluhou usilovných pozorovatelů planetek zejména z Kletě a z Ondřejova přibyla loni na obloze řada „domácích“ planetek, z nichž vyjímám: (4405) Otava, (4671) Drtikol, (4691) Toyen, (4698) Jizera, (4702) Berounka, (4801) Ohře, (4823) Libenice, (4824) Stradonice, (5089) Nádherná, (5103) Diviš, (5122) Mucha, (5363) Kupka, (5719) Křižík, (5894) Telč, (5946) Hrozný, (5958) Barrande, (6060) Doudleby, (6064) Holašovice, (6441) Milenajesenská, (6539) Nohavica, (6550) Parléř, (6700) Kubišová, (6701) Warhol, (7328) Casanova, (7390) Kundera, (7440) Závist, (7496) Miroslavholub (7631) Vokrouhlický, (7739) Čech, (7799) Martinšolc, (7896) Švejk, (7999) Nesvorný, (8222) Gellner, (8336) Šafařík, (8719) Vesmír, (8740) Václav, (9008) Bohšternberk, (9028) Konrádbeneš, (9087) Neff, (9102) Foglar, (9551) Kazi, (9665) Inastronoviny, (9884) Příbram, (10170) Petrjakeš, (10173) Hanzelkazikmund, (10205) Pokorný, (10207) Comeniana, (10213) Koukolík (10390) Lenka (Šarounová), (10395) Jirkahorn (10403) Marcelgrün, (10581) Jeníkhollan, (10626) Zajíc, (10634) Pepibican, (10872) Vaculík, (11118) Modra (11124) Mikulášek, (11126) Doleček, (11134) České Budějovice, (11167) Kunžak, (11325) Slavický, (11326) Ladislavschmied a (11333) Forman.

1.2.2. Bolidy a meteority

Hned 14. ledna na samém počátku roku v ranních hodinách místního času pozorovali na Havaji oslepující bolid -20 mag, jenž po 10 s viditelného letu explodoval. O 30 s později slyšeli očití svědkové ohlušující hromobití. Jak uvedl E. Tagliaferri, dnes nejlepší data o velkých bolidech přinášejí – byť s jistým zpožděním – vojenské špionážní družice s infračervenými, popřípadě i optickými čidly. Infračervená měření jsou k dispozici od r. 1972 a poskytla dobrá data o více než 400 bolidech do r. 1998. Potíž je pouze v tom, že operátoři tato data nepovažují z vojenského hlediska za zajímavá a často je vymažou dříve, než jsou uvolněna pro astronomy civilisty. Optická data umožňují v posledních letech kalibraci uvolněné energie exploze v kt TNT (1 kT TNT ≈ 4 TJ). Statistika praví, že jednou za desetiletí je zaznamenán bolid s energií exploze 60 kt TNT. Poslední takový případ zaznamenaly špionážní družice poblíž Kosrae v Mikronézii 1. února 1994 dopoledne místního času. K hlavnímu výbuchu došlo ve výši 21 km nad zemí a odpovídající optický záblesk zaznamenali dva místní rybáři.

L. Foschini aj. se zabývali výpočty heliocentrických drah pro 20 bolidů s jasností vyšší než -10 mag, pozorovaných v letech 1993–96. Zjistili, že jejich dynamické stáří se pohybuje kolem 10 milionů let. Při výpočtu budoucích drah (kdyby se byl bolid netrefil shodou okolností do Země) po dobu 5 milionů let se ukázalo, že 42 % z nich by během sledovaného intervalu spadlo do Slunce a 17 % by získalo hyperbolické rychlosti k opuštění Sluneční soustavy, zatímco 10 % se pohybuje po typicky kometárních drahách. Zbylá třetina by přežívala uvnitř Sluneční soustavy. Pokud dopadá kamenný meteorit až na zem, nestačí se uvnitř ohřát, takže je sice po dopadu na povrchu teplý, jenže se rychle ochladí a pokryje na chvíli námrazou. Známý arizonský kovový meteorit měl průměr 50 m a vstoupil do atmosféry rychlostí 18 km/s. Při dopadu se uvolnila energie 20 Mt TNT (80 PJ). Dopad 100m kamenného meteoritu, jenž do atmosféry vstoupí rychlostí 20 km/s, vyvolá na souši zemětřesení o magnitudu 12 Richterovy stupnice a v moři vlny tsunami o výšce 1 km, postupující rychlostí 800 km/h.

L. Foschinimu se též podařilo kalibrovat údaje o Tunguském meteoritu pomocí bolidu Lugo, který vyvolal menší zemětřesení v Itálii po půlnoci 19. ledna 1993. Odtud plyne, že Tunguský meteorit byl malou kamennou planetkou o průměru 60 m, hmotnosti 400 kt a střední hustotě 3,5násobku hustoty vody, jež vstoupila do atmosféry rychlostí 16,5 km/s pod nepatrným sklonem k obzoru pouze 3°. Explodovala naráz ve výši 8,5 km nad zemí, když dosáhla -29,4 mag, tj. byla nejméně šestkrát jasnější než Slunce! Energie exploze činila (12,5 ±2,5) Mt TNT (50 PJ). Naproti tomu V. Bronšten stále hájí názor, že šlo o kometu, a uveřejnil revidovaný výpočet jejích dráhových elementů. Souhlasí sice s nízkým sklonem letu tělesa, ale tvrdí, že vstoupilo do atmosféry rychlostí 25 ÷ 40 km/s.

J. Docobo a Z. Ceplecha využili šťastné náhody, že španělský bolid Galicia z pátku 14. června 1996 v pozdních večerních hodinách pohotově zaznamenal kameraman J. Quiroga, jenž zrovna filmoval taneční večírek na otevřené terase výškového domu v Santiagu de Compostela. Bolid letěl téměř vodorovně a podlehl silné fragmentaci, jak dosvědčili početní náhodní pozorovatelé vzdáleni od Santiaga až 100 km. Odtud se podařilo zjistit, že meteoroid měl při vstupu do atmosféry hmotnost 10 t a rychlost 15 km/s. Dráhové elementy ukázaly jednoznačně na planetkovou dráhu s velkou poloosou 1,12 AU; výstředností 0,27 a sklonem 11,5°. Afel bolidu zasahoval tudíž až do blízkosti dráhy Marsu.

M. Zolensky aj. popsali dopad páru meteoritů dne 22. března 1998 do městečka Monahans v Texasu. Meteority dopadly na hřiště, kde zrovna sedm dětí hrálo košíkovou. Šlo o obyčejné chondrity o stáří 4,6 miliard let, ohřáté na více než 700 °C. Uvnitř menšího úlomku našli autoři vodu a sůl. Po skončení výzkumu byly úlomky vráceny basketbalistům, kteří je prostřednictvím internetu rozprodali za plných 23 tisíc dolarů. O nesmírném štěstí může od 12. července 1998 vyprávět kanadský golfista Orville Delong, když při nedělním tréninku na hřišti u vesnice Doon (Kitchener) uslyšel zasvištění a těsně kolem hlavy mu proletěl kamenný meteorit o velikosti lidské pěsti a vyhloubil si vlastní jamku.

A. Poveda aj. počítali pravděpodobnosti srážky meteoritů s auty a letadly. Podle statistik bylo v r. 1994 na světě asi 480 milionů automobilů, zabírajících plošnou výměru 4 800 km², tj. 3,1 miliontiny zemského povrchu. Podobně plocha všech fungujících letadel na světě dosahuje výměry 7,5 km², tj. asi 5 miliardtin zemského povrchu. Odtud lze odvodit, že meteorit o průměru nad 10 mm zasáhne nějaké auto v průměru jednou měsíčně a nějaké letadlo každých 30 let. U aut se takové škrábnutí většinou přehlédne - u letadel to však může mít fatální důsledky. Meteorit o průměru přes 100 mm zasahuje nějaké auto v průměru jednou za 16 let, což je vcelku ve shodě s dosud doloženými údaji: v říjnu r. 1992 dopadl 12 kg meteorit na zaparkovaný automobil v městečku Peekskill ve státě New York a v červnu 1994 poškodil 1,4kg meteorit jedoucí automobil poblíž obce Getafe ve Španělsku.

Vzrušená debata o případném výskytu mikrofosilií z Marsu v meteoritu ALH 84001 z Antarktidy nabrala nový směr, když L. Burckle a J. Delaney objevili v obyčejných chondritických meteoritech nasbíraných rovněž v Antarktidě pozemské mikrofosilie po mikroorganismech, jež vnikly trhlinami dovnitř chondritů.

1.2.3. Komety

A. Lewis Licht hledal trendy v četnosti komet viditelných očima od počátku 1. století př. n. l. do r. 1970 n. l. Zjistil, že po celou tu dobu se četnost výskytu takových komet prakticky neměnila a činila (86 ±7) komet za století. P. Wiegert a S. Tremaine se zabývali původem dlouhoperiodických komet, což jsou dle definice komety s oběžnou dobou nad 200 let. Tomu odpovídají velké poloosy dráhy nad 34 AU, tj. za drahou Neptunu. Do r. 1993 bylo objeveno 855 komet, pozorovaných při 1 392 návratech; z toho je 681 dlouhoperiodických. Tento počet však zkresluje Kreutzova rodina komet, jež je ve statistice dlouhoperiodických komet zastoupena alespoň 24 členy, takže ve skutečnosti jsme znali jenom 658 dlouhoperiodických komet. Časová základna teleskopických pozorování dlouhoperiodických komet je zatím příliš krátká a poruchy drah planetami při následujících návratech nejsou nijak korelovány. Víme jen, že tyto komety pocházejí z Oortova oblaku ze vzdálenosti nad 3 000 AU od Slunce. Autoři odhadují, že v mračnu se nachází na 10 bilionů kometárních jader.

Naproti tomu krátkoperiodické komety lze rozčlenit na dvě zřetelně oddělené skupiny: komety typu Halley s oběžnou dobou nad 20 roků a komety Jupiterovy rodiny s oběžnou dobou kratší než 20 let (perihel blíže než 5,2 AU). Komety Jupiterovy rodiny pocházejí z Edgeworthova-Kuiperova pásu (EKP). Podle J. Fernándeze obsahuje rodina asi 10 tisíc komet s absolutní hvězdnou velikostí jasnější než 18,5 mag. J. García-Sánchez aj. tvrdí, že Oortův oblak je fakticky protáhlý sféroid s nejdelší osou směřující k centru Galaxie. Jeho velká poloosa činí 100 tisíc AU pro přímé dráhy komet, 80 tisíc AU pro dráhy komet kolmé vůči směru rotace Galaxie a 120 tisíc AU pro retrográdní dráhy. Pokud se nějaká hvězda přiblíží ke Slunci na méně než 3 pc, projeví se to již měřitelnými poruchami kometárních drah. Nicméně ke vzniku nebezpečné kometární spršky do nitra Sluneční soustavy je zapotřebí průniku hvězdy až k okraji Oortova oblaku. Taková sprška by pak trvala až 3 miliony let.

Autoři se pak zabývali hledáním těsných přiblížení 1 194 hvězd z přesných údajů o jejich paralaxách a vlastních pohybech, jak je změřila družice HIPPARCOS. Nejblíže ke Slunci se za 1,4 milionu let dostane trpasličí hvězda Gliese 710, a to na necelé 0,4 pc. V nejbližších 10 milionech hvězd se sice několik málo hmotných hvězd přiblíží do vzdálenosti 1 pc od Slunce, ale žádná z nich stav Oortova oblaku příliš neovlivní. V minulosti se k nám před 7 miliony lety přiblížila známá zákrytová dvojhvězda Algol o úhrnné hmotnosti složek 5,8 M_☉ na 2,5 pc, jenže záznamy o kometách z té doby bohužel hominidé nezanechali.

J. Zheng a M. Valtonen uvažovali o kometách-mezihvězdných nomádech, jejichž prostorovou hustotu odhadují až na 10 bilionů v krychlovém parseku. Vycházejí z předpokladu, že průměrná hmotnost jednoho kometárního jádra činí asi 4.10¹² kg, takže jenom z naší Sluneční soustavy uniklo již 10¹⁵ kg v podobě kometárních jader. Naopak přítok mezihvězdných nomádů do Sluneční soustavy by měl způsobit asi 100 srážek nomádů se Zemí v průběhu posledních 4 miliard let. Tyto srážky jsou životu nebezpečné kvůli extrémně vysoké rychlosti nárazu (na Zemi přes 72 km/s). Z téhož důvodu autoři soudí, že nomádi se nehodí pro přenos života mezi jednotlivými planetárními soustavami.

A. Delsemme porovnával zastoupení deuteria v kometách a v pozemských mořích. Komety Halley, Hjakutake i Hale-Bopp obsahují dvakrát více deuteria než mořská voda, neboť vznikly ve vnějších oblastech planetární soustavy, kde si zachovaly původní interstelární zastoupení. Naproti tomu komety Jupiterovy rodiny bombardovaly Zemi a přinášely vodu do oceánu, jenže tato tělesa vznikla v oblasti velkých planet při teplotách od 230 K (Jupiter) po 50 K (Neptun). Při těchto teplotách se „polotěžká“ voda HDO mění za přispění molekulárního vodíku na lehkou vodu H₂O a polotěžký molekulární vodík HD, což je příčina nižšího zastoupení deuteria v mořské vodě.

R. Mutel aj. se pokusili rozřešit stále ještě otevřenou otázku, zda do zemské atmosféry vstupuje nepřetržitě velký proud tzv. minikomet. Podle autora tohoto značně extravagantního názoru L. Franka by každou minutu mělo do atmosféry vletět nejméně 5 minikomet, každá o hmotnosti kolem 30 t. Frank tvrdí, že ledové minikomety se rozpadají již ve výšce kolem 10 000 km nad Zemí a odtud se bere vodní pára pozorovaná ve vysoké atmosféře. Důkazy pro existenci minikomet spatřoval v tmavých skvrnách o rozměrech až 40 km, jež zjistila ultrafialovou kamerou družice Dynamic Explorer 1. Mutelův tým použili k testování domněnky robotický 0,5m teleskop v Arizoně, jenž v temných nocích mezi zářím 1998 a červnem 1999 pořídil přes 6 000 snímků, z nichž bylo zatím zpracována 2 700 záběrů. Do mezní hvězdné velikosti 16,5 mag nebyla autory nalezena ani jedna stopa po minikometě, ačkoliv podle Frankovy statistiky by jich měli najít na 80. Frank se však nevzdává a tvrdí, že v souboru našel 9 takových stop.

Překvapením je nová analýza pozorování periodické komety 26P/Grigg-Skjellerup, vykonaných sondou Giotto v měkkém oboru záření gama při průletu 10. července 1992. Z pozorování plyne existence druhého, asi třikrát menšího jádra komety ve vzdálenosti 90 000 km od jádra primárního. P. Kamoun aj. využili přiblížení této komety k Zemi na jaře 1982 k úspěšnému pokusu získat radarový odraz od jejího jádra radioteleskopem Arecibo na frekvenci 2,4 GHz. Podle těchto měření je ovšem průměr jádra menší než 400 m. Týmž autorům se však nezdařilo získat ozvěny od jader komet Austin a Čurjumov-Gerasimenko, což přisuzují spíše rozdílům v aktivitě jader než samotným rozdílům v geometrických rozměrech. Celkem bylo v letech 1980–1998 sledováno radarem při blízkých přiblíženích (0,03 ÷ 0,63 AU) k Zemi 7 komet a v 6 případech se podařilo získat ozvěny od jader komet buď radarem v Goldstone, nebo v Arecibu. Největší ozvěnu dala kometa IRAS-Araki-Alcock v r. 1983, jež byla nejblíže k Zemi ze všech komet od r. 1770. Nicméně také poměrně vzdálená (0,63 AU) kometa Halley poskytla kvalitní odraz. Z měření vyplývají průměry všech jader v řádu několika kilometrů. Lze očekávat, že při stávající výkonnosti radarů získáme do r. 2018 dalších 12 radarových detekcí jader.

P. Lamy aj. sledovali pomocí HST kometu 45P/Honda-Mrkos-Pajdušáková v únoru 1996, kdy se přiblížila k Zemi na pouhých 0,17 AU. Zjistili, že jádro je protáhlé v poměru 1 : 1,3 se středním průměrem 0,7 km a 11 % jeho povrchu je aktivní, když uvolňovalo pouhý 1 kg materiálu za sekundu. H. Boenhardt aj. využili 3,5m teleskopu na Calar Alto k pozorování jader komet 26P a 73P/Schwassmann-Wachmann 3 v době, kdy byly daleko od perihelu (alespoň 3 AU od Slunce) a nejevily velkou aktivitu. Pro jádro komety 26P obdrželi průměr 3,0 km a pro jádro komety 73P průměr 46P/Wirtanen odhadl D. Möhlmann na 1,5 km a usuzuje, že asi čtvrtina povrchu jádra je aktivní. Tato data jsou důležitá kvůli plánované kosmické sondě ROSETTA, jíž chce ESA vyslat k této kometě v r. 2003.

C. Lisse aj. určili průměr jádra komety C/1996 B2 (Hjakutake) na 4,8 km a teplotu jeho povrchu v blízkosti Země na 320 K. Jádro rotuje s periodou 6,3 h. Naproti tomu W. Altenhofovi aj. vyšel z rádiových měření průměr jádra této komety C/1995 O1 (Hale-Bopp) však dostali průměr jádra 44 km a hmotnost hala 8 milionů tun. H. Weaver aj. snímkovali kometu pomocí HST poprvé až koncem srpna 1997 (předtím byla kometa již od listopadu 1996 úhlově příliš blízko ke Slunci, a tudíž pro HST nedostupná) ve vzdálenosti 2,5 AU od Slunce. Další snímky aparaturou STIS pořídili v listopadu 1997 a únoru 1998. V komě nenašli žádné průvodce (satelity) hlavního jádra a dále ukázali, že kometa po průchodu perihelem snížila svou aktivitu a produkce prachu a plynu zřetelně klesá. N. Biver určil rotační periodu jádra na 11,33 h. Naproti tomu F. Marchis aj. ukázali z pozorování v listopadu 1997 a lednu 1998 pomocí 3,6m teleskopu ESO s adaptivní optikou, že kometa může mít dvojité jádro s pomalu se vzdalujícími složkami v projekčních vzdálenostech 550, resp. 1 025 km. Podle mikrovlnných měření D. Jewitta a H. Matthewse uvolňovala kometa v perihelu až 2 000 t prachu za sekundu a dodala při tomto návratu ke Slunci do meziplanetárního prostoru celkem 30 miliard tun prachu a kolem 5 miliard tun plynu. Zatímco dosavadní oběžná doba komety činila 4 211 roků, vlivem poruch se nyní zkrátila na 2 392 let. Naši potomci zažijí tedy r. 4389 báječné nebeské představení, neboť tato obří kometa proletí tehdy pouze 4 miliony km od Země!

Mikrovlnná pozorování planetky/komety 95P/Kowal (2060 Chiron) z února 1999 při vzdálenosti tělesa 9,3 AU od Slunce odhalila stále poměrně značnou produkci CO a HCN, přestože těleso se již vzdaluje od přísluní do hlubin planetární soustavy. Loni v létě byla na hranici viditelnosti očima kometa C/1999 H1 (Lee), když koncem července dosáhla 6,1 mag. Kometa prošla přísluním 11. července 1999 ve vzdálenosti 0,71 AU. Pohybuje se retrográdně se sklonem 149° a její původní oběžná doba se odhaduje na 21 tisíc let. Infračervená a mikrovlnná pozorování odhalila výskyt vodní páry, hydroxylu, methanolu, methanu a ethanu, sirouhlíku, oxidu uhelnatého a aktivitu srovnatelnou s kometou Hale-Bopp.

Kometa C/1995 O1 (Hale-Bopp) je stále v dosahu dalekohledů na jižní polokouli. V březnu 1999 překročila 11 mag a plynule slábla, takže v polovině července dosáhla 12,4 mag a koncem října se přiblížila 13 mag ve vzdálenosti 9,7 AU od Slunce. V té době se v jejím jádru objevila jasnější kondenzace dosahující 14 mag. V polovině července byla na jižní polokouli objevena poměrně jasná kometa C/1999 N2 (Lynn), jež dosáhla 6,8 mag. Počátkem srpna nalezl R. McNaught kometu C/1999 P1 jako hvězdný objekt 20,8 mag, jež se ukázala totožnou s rozpadající se kometou Machholz 2, poprvé pozorovanou jako 1994o = 1994 XXVI, resp. C/1994 P1. Podle všeho šlo o složku A tehdy pozorované komety, a to umožnilo vypočítat elementy dráhy. Složka dosáhla 11,6 mag před průchodem přísluním 9. prosince 1999 a její oběžná perioda činí 5,22 roku. Délka velké poloosy dosahuje 3 AU při výstřednosti 0,75 a sklonu 13°. Kometa tak dostala označení 141P/Machholz 2. V říjnu byla nalezena i další překvapivě jasná složka této komety, v r. 1994 označená jako složka D. Koncem listopadu 1999 byla jasnější než 9 mag. Vcelku se tak velmi dobře potvrdily výpočty Z. Sekaniny, jenž poukázal na posloupnost čtyř úrovní rozpadu komety, poprvé již r. 1987, dále pak těsně před průchodem perihelem v r. 1989, o 600 dnů později po průchodu v r. 1991 a konečně těsně po průchodu perihelem v r. 1994. Kometa patrně skončí podobně jako slavná kometa 3D/Biela naprostým rozpadem. V polovině září byla objevena kometa C/1999 R2 jako objekt 20 mag, jež byla ztotožněna s kometou 1988o = 1988 VIII (Spacewatch), resp. C/1988 V1. Jde tedy rovněž o krátkoperiodickou kometu s oběžnou dobou 11,2 roku při délce velké poloosy 5 AU, výstřednosti 0,5 a sklonu 12°. Koncem září byla rozpoznána kometární aktivita objektu původně klasifikovaného jako planetka, C/1999 S4 (LINEAR). Ačkoliv jádro komety mělo tehdy 17 mag, retrográdní dráha komety se sklonem 150° a průchodem přísluním až 26. července 2000 ve vzdálenosti 0,77 AU znamená, že kometa bude koncem července 2000 viditelná očima, zejména při zatmění Měsíce 16. 7., bohužel u nás nepozorovatelného.

Na objevech nových komet se v r. 1999 již tradičně podílela také sluneční sonda SOHO, jež téměř jako na běžícím pásu objevuje komety v těsné blízkosti Slunce, většinou členy obrovské rodiny Kreutzových komet. Jinak jsou dnes komety objevovány hlavně při automatických přehlídkách oblohy zvláště systémem LINEAR. Často se přitom stává, že těleso je původně klasifikováno pro svůj hvězdný vzhled jako planetka, a teprve při ověřování objevů většími přístroji se ukáže, že jde o kometu. Na těchto dohledávacích operacích se velmi často podílejí naše observatoře na Kleti, v Ondřejově a v Modre.

Nejnovější 13. vydání katalogu kometárních drah obsahuje všechny komety, pozorované od starověku do 28. července 1999. Poprvé v něm počet různých objevených komet překročil magickou hranici 1 000, takže k tomu datu bylo známo 1 036 rozličných komet, pozorovaných při 1 688 návratech. Z toho je jen 140 číslovaných (periodických) komet a pro 133 z nich jsou vypočteny oskulační elementy pro období od července 1999 do dubna 2001. Z toho má 58 komet oběžné periody kratší než 30 let a jen 13 komet periody v rozmezí 30 ÷ 200 let. Nejúspěšnější lovci komet XX. století – nepočítáme-li sondu SOHO – se umístili v tomto pořadí: 1. C. Shoemakerová (32 objevů); 2. D. Levy (21); 3. W. Bradfield (17); 4.–5. M. Hartley a A. Mrkos (po 13 objevech). Nejvíce nových komet (36) bylo nalezeno v r. 1998.

1.2.4. Meteorické roje

Výkonný novozélandský radar AMOR odhalil, jak známo, že asi 1 ÷ 2 % zaznamenaných slabých meteorů je interstelárního původu, neboť vykazují hyperbolické rychlosti vstupu do zemské atmosféry. Jejich hmotnosti jsou řádu 10 ng, tj. asi o 4 řády vyšší než interstelární prach pozorovaný sondou Ulysses v blízkosti Jupiteru. Není vyloučeno, že zdrojem těchto interstelárních částeček je pozůstatek po supernově známý jako Geminga.

M. Šimek a P. Pecina uveřejnili souhrnné výsledky radarových pozorování Perseid v Ondřejově na frekvenci 37,5 MHz v letech 1958–1996. Zjistili, že maxima roje pro různé trvání radarových ozvěn (meteoroidy různých hmotností?) nastávají v rozličných ekliptikálních délkách Slunce v rozmezí 2,5°. Celkové maximum roje odpovídá ekliptikální délce (139,17° ÷ 0,06°). Meziroční kolísání maximální frekvence roje dosahuje poměru 1 : 2,2. Titíž autoři uveřejnili dále podobný souhrn pro prosincové Geminidy v letech 1958–1997, což představuje plných 120 000 ozvěn. Z pozorování vyplývá, že průřez roje je asymetrický, tj. uprostřed se nacházejí slabší a méně hmotné částice, zatímco větší a hmotnější částice jsou rozprostřeny ve vnějších částech rojové trubice. Roj vykazuje periodicitu 2,6 roku, souhlasnou s oběžnou dobou mateřské planetky (3200) Phaeton. Autoři dále zjistili, že sporadické pozadí kolísá v rytmu sluneční činnosti, tj. že maximum četnosti sporadických meteorů nastává zhruba jeden rok po maximu sluneční činnosti. Do třetice stejní autoři pozorovali r. 1998 radarem meteorickou přeháňku Giacobinid od komety 21P v trvání pouhých 3 h. Maximum roje nastalo v ekliptikální délce 194,82°.

Velkým překvapením byla obnovená činnost řadu desetiletí dřímajícího meteorického roje Bootid dne 27. června 1998. Roj s radiantem v poloze α = 14,94 h; δ = +47,8° byl v činnosti nejméně po 12 h a maximální frekvence dosáhla téměř 100 met/h v ekliptikální délce Slunce 95,7°; podobně jako v letech 1916 a 1927. Příčinou obnovení aktivity byla dle R. Arlta aj. dráhová rezonance 2 : 1 mateřské komety s Jupiterem. L. Neslušan zkoumal původ meteorického proudu α Capricornid a zjistil, že má hned dvě mateřské komety: 14P/Wolf a D/1892 T1. Proud je rozdělen na dvě větve planetárními poruchami Jupiteru. Podobně M. Beech aj studovali dráhovou historii komety 15P/Finlay, poprvé pozorovanou v září 1866, s oběžnou dobou 6,6 let a délkou hlavní poloosy 3,57 AU. Při výstřednosti dráhy 0,71 a sklonu jen 3,7° by se dalo očekávat, že budeme pozorovat její meteorický roj, ale ten patrně míjí Zemi následkem poruch od Jupiteru. Samotná kometa byla nalezena jen při 10 návratech ze 17 a zdá se, že je velmi málo aktivní, takže se často podobá spíše planetce. Stejně tak se nepodařilo koncem října či počátkem listopadu 1999 opticky pozorovat avizovaný meteorický roj Linearid od komety C/1999 J3 (LINEAR), která procházela podle výpočtu J. Raa 11. listopadu jen 600 000 km od průsečíku s drahou Země. Aktivitu roje však zaznamenali na radaru v Ondřejově.

M. Beech a S. Nikolova se zabývali zprávami o meteorických deštích Lyrid, jejichž mateřskou kometou je C/1861 (Thatcher) s oběžnou periodou 415 let a perihelem ve vzdálenosti 0,98 AU. Poloměr jádra komety se odhaduje na 5,5 km. Lyridy byly patrně sledovány již r. 687 př. n. l. a zcela určitě 22. dubna 1803, kdy dosáhly maximální frekvence 900/h. Běžné roční návraty dosahují ovšem maxim na úrovni pouhých 10/h. Frekvence kolísají v 12letém rytmu, což souvisí s přiblížením dráhy komety k Jupiteru. V. Porubčan aj. zjistili, že drobení komety do meteorického roje začalo před méně než 14 tisíci lety, takže v meteorickém proudu je řada poměrně velkých a hmotných meteoroidů, což souhlasí s faktem, že při deštích hlásí pozorovatelé akustické svisty během přeletu.

Podle C. Keaya jsou tyto elektrofonické úkazy buď důsledkem zachycení a zamotání siločar magnetického pole Země v turbulentním plazmatu kolem meteoroidu (dlouhé svisty), anebo „vyždímáním“ energie magnetického pole Země podél rázové vlny v plazmatu kolem letícího meteoroidu (krátkotrvající praskoty). Při návratu magnetického pole Země do klidu se pak energie vyzáří jako elektromagnetické vlny o velmi nízké frekvencí a jeho transdukce v blízkosti pozorovatele vyvolává zmíněné elektrofonické úkazy. Podle příslušných výpočtů je při vstupní rychlosti Lyrid 48 km/h zapotřebí minimální velikosti meteoroidu přes 1 m a jeho hmotnosti alespoň 325 kg, aby mohl pozorovatel něco slyšet. To odpovídá minimální jasnosti bolidu 14 mag. Je otázka, zda tak velké a hmotné úlomky dokáže jádro komety vskutku uvolnit. Beech a Nikolova počítali podmínky pro elektrofonické bolidy také v případě Perseid a zjistili, že minimální hmotnost meteoroidu musí v tom případě dosáhnout dokonce 495 kg, přičemž již 0,75 kg meteoroid se projeví jako bolid 10 mag.

Největšímu zájmu se ovšem těšil očekávaný meteorický déšť Leonid. Podle J. Watanaba aj. byly Leonidy zaznamenány poprvé již r. 902 n. l. Jak uvedl P. Brown, návrat deště 13. listopadu 1833 prakticky odstartoval rozvoj meteorické astronomie, neboť tehdy byl doslova „definován“ radiant meteorického roje. Podle D. Ashera aj. došlo k rezonanci 5/14 s Jupiterem při průchodu mateřské komety Tempel-Tuttle perihelem v r. 1333. Běžný roj Leonid má maximum asi o 0,25° ekliptikální délky později než meteorický déšť a maximum deště je zase o 0,75° ekliptikální délky opožděno proti maximu jasných bolidů (meteoroidy s průměrem nad 10 mm).

Tím lze objasnit, proč ohňostroj bolidů v listopadu 1998 přišel o plných 16 h dříve než maximum samotného deště. Zmínění autoři předpověděli, že maximum deště v r. 1999 se odehraje 18. listopadu kolem 2.20 UT, zatímco standardní rojové maximum bude o několik hodin opožděno. I. Ferrin předpověděl, že maximální frekvence deště dosáhne hodnoty 3,5 tisíce met/h a v r. 2000 dokonce 5 ÷ 20 tisíc met/h (!). N. McBride a J. McDonnell se věnovali odhadům pravděpodobnosti poškození družic Leonidami, jež jsou mimořádně nebezpečné hlavně pro svou rekordně vysokou rychlost 71 km/s. Mohou proto snadno prorazit hliníkový plech o tloušťce do 10 mm, a proto se během trvání deště zvyšuje riziko poškození družic o několik řádů.

V r. 1998 Leonidy naznačily, co umějí. Příval jasných meteorů a bolidů se dostavil v předstihu, takže optimální pozorovací podmínky měli pozorovatelé v Evropě a na Blízkém východě, zatímco většina expedicí směřovala do východní Asie. Na observatoři v Modre získali vskutku trofejní snímek 156 bolidů na jediném políčku celooblohové kamery. Nicméně z důvodu nedostatku finančních prostředků v tu chvíli nebyla ve vzduchu letadla NASA, vybavená jedinečnou baterií přístrojů z několika center meteorické astronomie v 7 zemích světa. Přesto J. Borovička získal během letecké expedice nad Okinawou v noci po prvním maximu celkem 119 spekter jasných ( 4 ÷ +3 mag) Leonid o hmotnostech 1 g ÷ 1 mg. Spektroskopie prokázala, že částečky Leonid tvoří křehké porézní prachové kuličky z malých zrníček křemíku, slepených molekulárním lepidlem těkavého sodíku s nízkým bodem tání. Toto lepidlo se odtavuje již ve výšce 125 km nad Zemí, načež se začnou tavit samotná křemíková zrníčka ve výškách nad 110 km. V téže výpravě byly pro studium meteorického roje poprvé využity infračervené spektrometry. Nejvyšší frekvence 310 met/h nastala pro ekliptikální délku 234,3°.

D. ReVelle a R. Whitaker zpracovali pozorování bolidu z Leonid, jenž přeletěl 17. listopadu 1998 nad Novým Mexikem jako objekt 13 mag a byl shodou okolností zaznamenán 6 infrazvukovými čidly vojenské sítě pro monitorování podzemních nukleárních výbuchů. Odtud se podařilo odvodit, že bolid zazářil ve výši 93,5 km nad zemí po dobu 4 s a jeho explozí se uvolnila energie odpovídající 1,1 t TNT, tj. 4,8 GJ. V atmosféře se téměř zastavil z rychlosti 70,7 km/s na pouhé 3 km/s. S. Smith aj. zjistili, že Leonidy se v r. 1998 projevily i na Měsíci, neboť pomocí celooblohové komory odhalili za Měsícem jakýsi kometární chvost sodíkových atomů dlouhý 1 milion km. Autoři své pozorování vysvětlují četnými dopady mikrometeoroidů z Leonid na Měsíc, čímž se z povrchu vyrážejí mj. atomy sodíku, jež jsou odfouknuty tlakem slunečního záření do zmíněného chvostu.

Pod dojmem těchto výsledků není divu, že již počátkem listopadu loňského roku zachvátila světovou meteorickou obec cestovní horečka. Každý dle svých finančních možností – a také dle stupně důvěry v rozličné předpovědi – se někam chystal. Obdobné manévry patrně meteoráři nepamatují. Americká NASA zopakovala výpravu dvou po zuby vyzbrojených letadel tentokrát v obdivuhodném stylu a ve 4 nocích kolem očekávaného maxima na trase: Kalifornie – V. Británie – Itálie – Izrael – Řecko – Azory – Florida. Na palubách obou strojů se nacházelo celkem 30 astronomů z 8 zemí včetně ČR. Během letu ve výškách přes 11 km udržovaly oba stroje příčný odstup kolem 150 km, což umožnilo stereoskopická měření. Nakonec vše dopadlo nad očekávání skvěle. V noci maxima napočítali na palubách obou letadel během 6 h letu celkem 15 251 meteorů.

Asherova a McNaughtova předpověď času maxima meteorického deště se vyplnila s přesností na ±5 minut, což kromě optických pozorování potvrdil také ondřejovský radar, a pozorované zenitové frekvence se za optimálních pozorovacích podmínek na pozemních stanicích ve Španělsku, Portugalsku i Francii vyšplhaly až někam k 5 tisícům met/h. Podle P. Rapavého aj. nastalo vizuální maximum ve 2.08 UT 18. listopadu s přepočtenou frekvencí až 8 tisíc met/h. Po 20 minut kolem maxima činila přepočtená frekvence přes 5 tisíc met/h a po dobu celé hodiny byla v průměru vyšší než 1 tisíc met/h – prostě meteorický déšť jako z partesu! Jeho skupina zaznamenala celkem 13 tisíc meteorů. O 16 h později se dostavilo standardní maximum Leonid s frekvencí až 300 met/h, pozorované na Havajských ostrovech, v Japonsku a Číně.

Podle T. Reichhardta se o déšť postaraly ty meteoroidy, jež se z mateřské komety uvolnily při jejím návratu v r. 1899. V r. 2000 nás pak navštíví meteoroidy z vláken uvolněných při návratech v letech 1733 a 1866. Do takových podrobností lze nyní sledovat průběhy setkání s meteorickým rojem Leonid. Kromě toho ohlásil B. Cudnik, že několik pozorovatelů spatřilo záblesky na temném disku Měsíce, vyvolané nepochybně dopady Leonid na povrch našeho souputníka. Celkem 5 záblesků bylo potvrzeno i na snímcích videokamerami. Vesměs šlo o kratičké záblesky 3 ÷ 7 mag, jež během expozice půlsnímku 1/60 s zeslábly o 1 ÷ 5 mag. Všechny záblesky se odehrály 18. listopadu v ranních hodinách světového času, kdy podle výpočtu D. Ashera procházelo vlákno Leonid ve vzdálenosti pouhých 30 tisíc km od Měsíce (minimální vzdálenost centra vlákna od Země činila 105 tisíc km).

1.3. Kosmogonie Sluneční soustavy

W. Dziembowski aj. odvodili z helioseizmologie stáří Sluneční soustavy (4,66 ±0,11) miliardy let, zatímco z meteoritů vychází horní mez stáří 4,57 miliardy let, což lze označit za výbornou shodu. J. Hahn a R. Malhotrová studovali vývoj planetárních drah vnořených do disku planetesimál od chvíle, kdy se už utvořily obří planety, jejichž tuhá jádra dosahovala hmotností kolem 10 M_Z. Jejich dráhy byly původně kompaktnější, avšak migrací v disku planetesimál se Jupiter přiblížil ke Slunci, zatímco Saturn, Uran a Neptun se od Slunce vzdálily. To znamená, že hmotnost reziduálního disku planetesimál činila tehdy snad až 100 M_Z. Tento názor podpořili také T. Owen aj., když analyzovali údaje o atmosféře Jupiteru ze sestupného modulu sondy Galileo. Z relativně vysokého zastoupení vzácných plynů Ar, Kr a Xe se dá usoudit, že při vzniku planety byla teplota atmosféry velmi nízká, nanejvýš 30 K. To lze nejlépe vysvětlit právě tak, že Jupiter se tehdy nacházel dále od Slunce než dnes.

Z disku planetesimál se v průběhu migrace obřích planet přesunulo do Oortova oblaku asi 12 M_Z; úhrnná hmotnost Oortova oblaku však může být až 100 M_Z. EKP měl původně nejméně 35 M_Z, ale dnes tam zbylo již jen 0,26 M_Z. S. Kenyon a J. Luuová posuzovali procesy akrece a štěpení v EKP, kde se podle jejich odhadu nachází na 100 tisíc objektů s průměrem nad 100 km. Menší tělesa byla již ze Sluneční soustavy srážkami převážně vymetena. Větší objekty vznikly nejpozději během 40 milionů let po vzniku Sluneční soustavy.

Současný popis periferie Sluneční soustavy shrnuli A. Del Popolo aj. tak, že EKP ve tvaru disku o krajních poloměrech 40 a 1000 AU obsahuje nejméně 10 miliard komet. Kamenná tělesa v EKP o průměrech 100 ÷ 800 km se díky rezonancím houfují ve vzdálenostech 39,4 AU a 47,8 AU od Slunce a jejich sklony nepřesahují 30°. Z disku též pocházejí velmi krátkoperiodické komety (per vnitřní Oortův oblak s krajními poloměry 1 a 20 kAU, obsahující nejméně 10 bilionů kometárních jader. Odtud se rekrutují krátkoperiodické komety typu Halley (30 let komety dlouhoperiodické. Na něj navazuje vnější kulovitý Oortův oblak, sahající až do vzdálenosti 200 kAU od Slunce. Ačkoliv obsahuje kolem bilionu komet, málokterá se dostane do naší blízkosti. J. Matese aj. oprášili domněnku, že ve vnějším Oortově oblaku se nalézá osamělý hmotný objekt (planeta X?). Usuzují tak z anomálního rozdělení dráhových elementů pro 82 komet, které odtud přišly. Podle jejich odhadu má planeta X hmotnost třikrát vyšší než Jupiter a poloměr dráhy 25 kAU. Nicméně většina astronomů zůstává v tomto ohledu skeptická a náznak důkazu nepovažuje za přesvědčivý.

1.4. Slunce

Zcela mimořádnou pozornost veřejnosti vzbudilo dlouho očekávané úplné zatmění Slunce 11. srpna 1999 s pásem totality probíhajícím napříč Evropou od Velké Británie po Rumunsko a Bulharsko; poslední úplné zatmění XX. století. Slunce bylo v té chvíli na rozhraní souhvězdí Lva a Raka; pás totality dosáhl délky 14 000 km a největší šířky asi 120 km, takže pokryl 0,2 % povrchu zeměkoule. Na našem území se poslední úplné zatmění odehrálo 12. května 1706 a další nastane až 7. října 2135. V posledních desetiletích jsme měli možnost pozorovat doma jedině částečná zatmění, zejména pak 30. 6. 1954 (maximálně 85 %); 30. 5. 1984 (40 %) a 12. 10. 1996 (65 %). Totéž přesně vzato platilo i pro loňské zatmění, kde maximální fáze zatmění dosáhla nanejvýš 98 %. Ve XX. stol. se odehrálo na zeměkouli celkem 66 zatmění úplných, 11 smíšených (zčásti úplná, zčásti prstencová), 77 prstencových a 84 jenom částečných.

G. Gonzales upozornil, že zatímco úhlový průměr Slunce 32′09″ na pozemské obloze kolísá nevýznamně, u Měsíce je to patrné i očima. Měsíc v přízemí dosahuje průměru 35′11″, kdežto v odzemí jen 28′47″ – to je důvod, proč je tolik zatmění prstencových či smíšených. Situace se navíc pomalu, leč jistě zhoršuje, jelikož na jedné straně se Měsíc sekulárně vzdaluje od Země o 38 mm/r a na druhé straně následkem vývoje na hlavní posloupnosti se rozměry Slunce zvětšují o 60 mm/r. To znamená, že nejpozději za 250 milionů let budou všechna sluneční zatmění na Zemi prstencová! V každém případě je Měsíc jako totální stínítko Slunce pro pozorovatele na povrchu planety Země v celé Sluneční soustavě naprostou výjimkou.

Nejstaršími zprávami o zatměních Slunce se v této souvislosti zabýval M. Zawilski. Spolehlivý se jeví zápis pomocí klínového písma v Asýrii, jenž popisuje zatmění z 15. 6. 762 př. n. l., pozorované patrně v Ninive. Nejstarší věrohodný údaj o pozorování zatmění v Číně pochází teprve z 22. 2. 719 př. n. l. Pověstné čínské zatmění Hi a Ho se mohlo odehrát v rozličných datech; tj. 2136 př. n. l, nebo r. 2109 př. n. l. či dokonce r. 1875 př. n. l. Další zatmění bylo pozorováno na ostrovech Paros a Thasos v Egejském moři 6. 4. 647 př. n. l. Zatmění, jež předčasně ukončilo bitvu Lýdů a Médů u řeky Halys ve středním Turecku, se odehrálo 28. května 548 př. n. l. Atéňané pozorovali zatmění 3. 8. 460 př. n. l. Babyloňané zanechali nejstarší zprávu o pozorování úplného zatmění Slunce až z 15. 4. 135 př. n. l. Hipparchos využil zatmění 20. 11. 128 př. n. l., jež bylo na Hellespontu úplné, kdežto v Alexandrii částečné, k dobrému změření vzdálenosti Měsíce – vyšlo mu 67,3 poloměru Země – jen o 12 % více, než je skutečná hodnota. Kupodivu se nedochovaly žádné údaje o zatměních v egyptských hieroglyfech a ani v mayské kultuře.

R. Altrock aj. určili z kombinace optických, rádiových i spektrálních měření minimum sluneční činnosti na rozhraní 22. a 23. cyklu na květen 1996. K. Li a X. Gu předpověděli maximum 23. cyklu na srpen 2001 s relativním číslem R = 151. Ostatní předpovědi udávají spíše ranější dobu maxima (po srpnu 1997) a relativní čísla v rozmezí 149 ÷ 214. Jelikož v říjnu 1999 byly na Slunci pozorovány (pohodlně i prostým okem) vůbec největší skvrny za poslední půlstoletí, lze očekávat maximum sluneční činnosti již v průběhu r. 2000.

M. Lockwood aj. zjistili, že v průběhu posledního století zesílilo magnetické pole Slunce 2,3krát, z toho od r. 1964 až dosud 1,4krát. Také počet slunečních skvrn se v průběhu století zvýšil na dvojnásobek. Podle J. Costy aj. je poloměr Slunce na rádiové frekvenci 48 GHz úměrný zářivému výkonu Slunce, takže se zmenšuje s klesající sluneční činností; v minimu o plných 8″. V maximu roste úměrně celkové ploše slunečních skvrn. F. Chjollet a V. Sinceac měřili optický poloměr Slunce astrolábem observatoře Calern v letech 1978–1988 a obdrželi střední hodnotu (959,64 ±0,02)″, jež byla v daném intervalu stálá. Obnovená funkce sluneční sondy SOHO 2. února 1999 (po výpadku posledního gyroskopu 21. prosince 1998) se projevila dalšími novými objevy. D. Hasslerovi aj. se podařilo vysvětlit původ rychlé složky slunečního větru, když zjistili, že dno koronálních děr představuje řešeto hranic podpovrchových konvektivních buněk, v jehož mezerách se dere rychlý sluneční vítr ven. Horký plyn je v silném magnetickém poli urychlován až na více než 900 km/s, což je dvojnásobek rychlosti pomalého slunečního větru. Urychlování lze přirovnat k jakémusi surfování elektricky nabitých částic na magnetických vlnách ve vnější atmosféře Slunce. Přitom se ionty pohybují po spirálách a jejich rychlost je tím vyšší, čím vyšší je jejich protonové číslo. Sonda SOHO je schopna sledovat i děje na odvrácené straně Slunce díky ultrafialovému záření z povrchu, jež se odráží od vodíkového hala Slunce. Sonda též výtečně asistovala při pozorování úplného zatmění Slunce 11. srpna, když v době zatmění snímkovala nezakrytý kotouč Slunce v pásmu EUV a rentgenového záření, což umožnilo skvělé navázání na kvalitní zobrazení okolní sluneční koróny z pozemních přístrojů.

M. Chaussidon a F. Robert se snažili určit mechanismus vzniku lithia ve Slunci na základě poměru nuklidů ⁷Li/⁶Li ve slunečním větru. Lithium je ve fotosféře 140krát vzácnější než v meteoritech, a jelikož při nižších teplotách se výběrově ničí nuklid ⁶Li, měl by být zmíněný poměr ve slunečním větru řádu 10⁶ : 1. Ve skutečnosti byl v měsíčním regolitu, jenž je slunečním větrem dlouhodobě bombardován, nalezen poměr 31 : 1. To znamená, že lithium musí vznikat při slunečních erupcích, kdy energetické protony vyvolají příslušné jaderné reakce s ¹²C a ¹⁶O ve fotosféře.

D. Basu se domnívá, že s intenzitou slunečního větru se mění i tok slunečních neutrin, pro což se ovšem těžko hledá kloudné vysvětlení. G. Walther rovněž vyvrátil souvislost mezi tokem slunečním neutrin a fází cyklu sluneční činnosti. H. Schattl aj. studovali deficit slunečních neutrin ve světle pravděpodobného objevu neutrinových oscilací, navržených již r. 1978 Wolfensteinem a nezávisle r. 1985 Mišejevem a Smirnovem. Ukázali, že nejnovější výsledky struktury slunečního nitra na základě helioseizmologie vylučují, že by příčina deficitu spočívala v chybném modelu Slunce. S. Turck-Chieze připomíná, že experiment Homestake dává deficit až 2,8krát a Superkamiokande 2,0×. Galiové experimenty navzájem souhlasí, avšak i ony vykazují deficit faktorem 1,6×. Nezbývá než věřit, že problém vyřeší budoucí experimenty SNO a BOREXINO.

W. Chaplin aj. studovali rotaci nitra Slunce na základě 32 měsíců trvajících nepřetržitých helioseizmologických měření v programech BISON a LOWL. Zdá se tak, že nitro Slunce rotuje stejnou rychlostí jako jeho povrch. R. Canfield aj. nalezli při pozorování Slunce japonskou družicí Jókó tzv. sigmoidy, což jsou zakroucené siločáry magnetických polí. Z nich pak po několika dnech vystartuje rychlostí až 900 km/s elektricky nabitý koronální výron o hmotnosti až miliardy tun. V. Borovik aj. měřili kruhovou polarizaci rádiového záření ve spodní koróně během celé sluneční otočky v říjnu a listopadu 1996 pomocí obřího radioteleskopu RATAN-600. Zjistili, že polarizace v decimetrovém pásmu vzrůstá až na 4 % s přibývající vlnovou délkou. To svědčí o přítomnosti magnetických polí v koróně, jejichž podélná složka roste s výškou až na 1 mT. Magnetická pole se soustřeďují v koronálních dírách, jež jsou řidší a chladnější než okolní sluneční plazma. Z nich pak vyvěrá již zmíněný vysokorychlostní sluneční vítr, ovlivňující i zemskou magnetosféru.

B. Schaefer pozoroval u 9 hvězd podobných Slunci obří erupce s energiemi až tisíckrát většími než největší erupce na Slunci. Pokud k takovým maxierupcím dochází – byť vzácně – i na Slunci, znamenalo by to katastrofální ohrožení ozonové vrstvy na Zemi.

2. Hvězdný vesmír

2.1. Extrasolární planety

Objevování exoplanet se stalo bezmála rutinou, a tak bychom se snad ani neměli divit, že již vznikají nápady, jak pozorovat přirozené družice (měsíce) exoplanet. P. Sartoretti a J. Schneider oprášili návrh O. Struveho z r. 1952, abychom exoplanety objevovali při jejich přechodech (tranzitech) přes hvězdný kotouč. Tak například pozorování přechodů Jupiteru přes sluneční kotouč z některé sousední hvězdy by se projevilo oslabením jasnosti Slunce o dnes již snadno měřitelné 1 %. Pokud má takový „exojupiter“ větší družici, dostaneme další proměnné a měřitelné zeslabení jasnosti, či případně se poněkud posune doba přechodu vlivem oběhu exoplanety kolem barycentra soustavy exoplaneta-měsíc. Při současné zaručené přesnosti fotometrie na ±0,004 mag lze objevit exoplanety o hmotnosti Jupiteru u hvězd spektrálních tříd F-G a o hmotnosti Neptunu u tříd K-M.

Zatím se G. Henrymu aj. podařilo fotometricky zaznamenat přechod exoplanety u hvězdy HD 209458 = BD+18.4917 v souhvězdí Pegasa sp. třídy G0 V (V = 7,65; d = 47 pc; stáří 4,5 mld. roků), kolem níž obíhá exoplaneta s minimální hmotností 0,6 M_J – v oběžné době 3,52 dne v průměrné vzdálenosti pouhých 0,05 AU. Počátkem listopadu 1999 zaznamenali pokles jasnosti mateřské hvězdy o 0,017 mag přesně ve fázi odpovídající orbitálním elementům exoplanety, odvozeným z křivky radiálních rychlostí o poloamplitudě 81 m/s. Odtud mohli určit poloměr exoplanety na 1,3 R_J, což dává mimořádně nízkou hustotu exoplanety – pouhou 1/5 hustoty vody v pozemských podmínkách! Další přechody exoplanety pozorovali R. Rebolo aj., R. Street aj., D. Charbonneau a T. Brown, jakož i E. Poretti ještě v průběhu v listopadu. Zeslabení jasnosti hvězdy dosahovalo v průměru (0,025 ±0,004) mag a trvalo vždy až 3 h. Odtud se podařilo určit sklon dráhy k rovině kolmé na zorný paprsek 87° a zpřesnit hodnotu oběžné periody na 3,52474 dne. Tak se navíc podařilo N. Robichonovi a F. Arenouovi zpětně dohledat 5 přechodů zaznamenaných družicí HIPPARCOS mezi dubnem a listopadem 1991, potvrzujících pokles jasnosti hvězdy během úkazů o 2,3 %. Nejnovější měření přechodů W. Boruckim aj. ukázalo, že exoplaneta má rozsáhlou atmosféru, což vedlo k redukci poloměru vlastní planety a ke zvýšení odhadu její průměrné hustoty na 40 % hustoty vody v pozemských podmínkách.

Poněkud sporná se ukázala sdělovacími prostředky oslavovaná měření A. Camerona aj., týkající se pozorování proměnné jasnosti hvězdy τ Boo, jež je doprovázena exoplanetou s minimální hmotností 3,9 M_J ve vzdálenosti pouhých 0,05 AU. Autoři totiž tvrdili, že se jim podařilo 4,2m reflektorem WHT odhalit světlo exoplanety odrážené od hvězdy směrem k Zemi, ale patrně šlo pouze o chybnou kalibraci přístroje.

Překvapivě citlivou metodou pro nalézání exoplanet se stává fotometrické sledování gravitačních mikročoček ve výduti Galaxie, jak už jsem o tom referoval loni. Podle R. Di Stefanové a R. Scalza lze tak poměrně spolehlivě nalézt exoplanety s hmotností větší, než má planeta Uran, a vzdáleností od mateřské hvězdy větší než 2,7 AU. Autoři soudí, že při soustavném úsilí by tak bylo možné zaznamenat až půltuctu vzdálených exoplanet ročně. Tento výpočet byl potvrzen pozorováními D. Benneta aj., kteří sledovali gravitační mikročočku MACHO-97-BLG-41 a zjistili, že hvězda v pozadí, zesílená po plných 100 dnů mikročočkou, je fakticky dvojhvězda, kolem jejíhož těžiště obíhá exoplaneta. Trpasličí hvězdné složky o hmotnostech 0,6 a 0,16 M_☉ mají spektrální třídy K a M a exoplaneta obíhající kolem nich má hmotnost (3,5 ±1,8) M_J. Složky dvojhvězdy jsou navzájem vzdáleny 1,8 AU, kdežto exoplaneta plných 7 AU od těžiště soustavy. Celý systém je od nás vzdálen 6 kpc.

Na počátku r. 1999 bylo již známo 18 exoplanet a další přibývaly v průběhu roku, jak naznačuje malá tabulka.

Hvězda	Sp	M_J	a (AU)	e	Per (d)	Poznámky
Tabulka přírůstků exoplanet
HD 195019	G3 V/IV	3,5	0,14	0,03	18,3
HD 217107	G7 V	1,3	0,07	0,14	7,1
υ And	F8 V	0,7	0,06	0,0	4,6	hvězda 1,3M_☉; 3L_☉; d=13,5 pc stáří 2,6 mld. let
		2,0	0,83	0,23	241
		4,1	2,50	0,30	1269
HD 168443		5,0	0,29	0,55	58	dvojhvězda
HD 210277		1,3	1,12	0,45	437	hvězda je osamělá
ι Hor	G0 V	2,0	0,93	0,16	320	hvězda 1,03 M_☉

Obvykle se uvádí, že hvězda υ And je prvním případem mimosluneční planetární soustavy, což však platí, jen pokud se omezujeme na hvězdy hlavní posloupnosti. Vůbec první exoplanetární soustavu nalezli radioastronomové A. Wolszczan aj. v r. 1992 přesným měřením variací příchodu impulzů 6,2ms pulzaru B1257+12, kde prokázali existenci alespoň tří exoplanet s hmotnostmi srovnatelnými s hmotností Země; mateřskou hvězdou je v tom případě ovšem zhroucená neutronová hvězda. Naproti tomu M. Konacki aj. sledovali změny příchodu impulzů od rádiového pulzaru B0329+54 v letech 1994–98 a existenci exoplanet odtud potvrdit nedokázali; spíše jde o nepravidelnosti rotace teprve 5 milionů let staré neutronové hvězdy.

G. Gonzales si všiml, že hvězdy ve slunečním okolí, u nichž již byly prokázány exoplanety, jsou vesměs bohatší na těžší prvky (tzv. kovy) v porovnání se Sluncem. Zatím nejrozsáhlejší program systematického hledání exoplanet metodou variací křivek radiálních rychlostí rozvinuli u I. Keckova dalekohledu S. Vogt aj. Pomocí ultrapřesného spektrografu HIRES hledají exoplanety u 500 Slunci příbuzných hvězd ve vzdálenostech 20 ÷ 60 pc od Slunce. Předběžně našli už 4 hvězdy, které mají každá alespoň dvě exoplanety. Rozmezí hmotností exoplanet, jež se většinou vyznačují velmi výstřednými drahami, začíná pod 1 M_J a sahá až k maximu kolem 10 M_J, kde už začínají hnědí trpaslíci. Koncem roku 1999 tak bylo celkem objeveno již 28 exoplanet.

2.2. Hnědí trpaslíci

M. Zapatero Osorio aj. ohlásili objev přechodného objektu mezi hnědými trpaslíky a obřími exoplanetami v kupě kolem hvězdy S Ori. Objekt o magnitudě I = 20,5 klasifikovali jako sp. třídu L 1,5 o hmotnosti (0,015 ±0,005) M_☉ a klasifikaci potvrdili objevem čar neutrálního lithia v jeho atmosféře. Stáří kupy se odhaduje na 1 ÷ 5 milionů let. S. Leggett aj. zjistili na základě infračervené fotometrie z IRTF na Havaji, že prototyp hnědých trpaslíků

Gl 229B má hmotnost 25 M_J, efektivní teplotu 900 K a stáří 0,5 miliardy let. J. Kirpatrick aj. potvrdili pomocí spekter z Keckova teleskopu, že objekt GD 165B je vskutku hnědým trpaslíkem spektrální třídy L, neboť nemá pásy TiO, ale zato obsahuje pásy FeH a CrH při efektivní teplotě fotosféry 1 900 K. Titíž autoři uvedli, že při „dvoumikronové“ přehlídce 2MASS nalezli na ploše 371 čtverečních stupňů celkem 20 nových objektů spektrální třídy L, takže celkový počet rozpoznaných hnědých trpaslíků tak rázem stoupl čtyřikrát. J. Gizis aj. využili téže přehlídky k vyhledávání hnědých trpaslíků v otevřené hvězdokupě Hyády, jejíž stáří se odhaduje na 625 milionů let. Žádní hnědí trpaslíci však nalezeni nebyli, což svědčí o skutečném deficitu objektů s hmotností 0,06 ÷ 0,08 M_☉ v této hvězdokupě.

G. Basri a E. Martín zjistili, že objekt PPl 15 v Plejádách je tvořen dvojicí hnědých trpaslíků s oběžnou dobou 5,8 d, obíhajících po výstředné dráze s excentricitou 0,42 ve střední vzdálenosti 0,03 AU. Každá složka má hmotnost asi 65 M_J a v jejich spektru jsou vidět čáry lithia. D. Koerner aj. nalezli dvojhvězdy tvořené trpaslíky třídy L, vzdálené od nás 18 ÷ 26 pc. Jedna z nich je tvořena trpaslíky spektrální třídy L7, což je zatím nejchladnější známá dvojhvězda vůbec. Složky dvojhvězd jsou vždy stejně jasné a jejich minimální vzájemná vzdálenost se pohybuje v rozmezí 5 ÷ 9 AU. Zdá se, že obdobné soustavy jsou ve vesmíru běžné; rozhodně je jisté, že alespoň třetina trpaslíků M vykazuje průvodce ve vzdálenostech 3 ÷ 30 AU.

G. Fritz Benedict aj. hledali pomocí pointeru HST substelární průvodce u blízkých trpaslíků – Proximy Centauri (V645 Cen) a Barnardovy hvězdy, jejichž paralaxy π činí po řadě 0,772″ (1,295 pc) a 0,545″ (1,835 pc). U Barnardovy hvězdy je vyloučen průvodce s hmotností > 1 M_J s oběžnou periodou > 60 d, kdežto u Proximy s hmotností > 0,8 M_J s oběžnou periodou v rozmezí 1 ÷ 1 000 d. Hmotnost Proximy Centauri činí 0,11 M_☉. K obdobnému závěru dospěli M. Kürster aj. na základě přesných měření radiálních rychlostí Proximy po dobu 4 let. Dostali horní meze pro průvodce v rozmezí 1,1 ÷ 22 M_J pro oběžné doby 0,75 ÷ 3 000 d a velké poloosy 0,008 ÷ 2 AU. Nepotvrdili tak údajnou existenci průvodce ve vzdálenosti 0,4 AU od Proximy, jak naznačovaly ojedinělé snímky HST.

2.3. Prahvězdy

Proslulý snímek temných „sloních chobotů“ v Orlí mlhovině (M16) v souhvězdí Hada, pořízený před čtyřmi lety HST, doslova obletěl svět. Rozbor snímku nyní prokázal, že Orlí mlhovina je od nás vzdálena 2,0 kpc a obsahuje přes 70 hvězdných zárodků – emisních plynných globulí. Tmavé „prsty“ na okrajích chobotů jsou docela studené o teplotě jen 60 K, ale jejich hmotnost dosahuje až 60 M_☉. V některých případech se z prstů již zrodily hvězdy, mladé 250 tisíc až 3 miliony let.

S. Stahler aj. studovali vznik hvězd s hmotnostmi 2 ÷ 10 M_☉, které se tvoří uvnitř mračen ionizovaného vodíku splýváním lehčích hvězd v centru mračen. Kvazistatické hroucení těchto zárodků vede pak ke vzniku velmi raných Herbigových hvězd. A. Natta aj. zjistili, že Herbigovy hvězdy lze rozčlenit na typ HBe s hmotností přes 5 M_☉, obklopené dutinami bez prachu a plynu, kdežto u typu HAe s hmotností pod 5 M_☉ jsou hvězdy vnořeny do klasických cirkumstelárních disků, podobně jako u velmi raných proměnných typu T Tau. Hmotnosti těchto hvězd se pohybují v rozmezí 0,25 ÷ 1,0 M_☉ a zatím jich známe na 300. Podle R. Mathieua aj. jde o typické hmotnosti hvězd před vstupem na hlavní posloupnost.

Celkový scénář vývoje hvězd začíná podle téhož autora rozpadem obřího molekulového mračna s hmotností 10⁴ ÷ 10⁶ M_☉, typickými rozměry 10 ÷ 100 pc a teplotou 10 K na zárodečná hvězdná jádra vodíkových molekul. Poměrně protáhlá jádra dosahují hmotností několikanásobku M_☉ v oblasti o průměru 0,1 pc a hustoty až 10¹¹ molekul vodíku v krychlovém metru. Magnetická pole v jádrech se pohybují na úrovni 5.10⁹ T. Doklady o existenci prahvězdy přinesli P. André aj. pozorováním mikrovlnného záření zdroje 04191+1522 v molekulovém mračnu TMC v Býku. Prahvězdné jádro dosahuje zářivého výkonu 0,15 L_☉ a dosud v něm probíhá disociace vodíkových molekul. Je obklopeno prachem o teplotě 12 K.

S. Kurtz aj. se zabývali vznikem velmi hmotných hvězd nad 10 M_☉ v horkých molekulových jádrech a ukázali, že fáze gravitačního smršťování trvá v tom případě více než 10⁴ roků a vede k tvorbě hvězd tříd O a B, které vesměs značně interagují se svými okolím. Empirický doklad o vzniku hmotných hvězd v mlhovině 30 Doradus ve Velkém Magellanově mračnu podala kamera NICMOS HST, když odhalila tisíce mladých hmotných hvězd v mlhovině o lineárním průměru 185 pc. Hvězdy jsou ukryté v rozsáhlých prachoplynových obalech, takže nebyly pozorovatelné kamerou WFPC2, ale zato jsou vidět v infračerveném oboru. Je zřejmé, že v mlhovině (patří k ní i známá supernova 1987A) probíhá před našima očima překotná tvorba velmi hmotných hvězd.

F. Palla a S. Stahler prozkoumali celou oblast zárodečných mlhovin v Orionu, kde určitě probíhá vznik hvězd přímo před našima očima. Napočítali na 900 prahvězd o stáří do 2 milionů let s hmotnostmi v rozmezí 0,1 ÷ 6 M_☉. Ke vzniku hvězd začalo docházet teprve před řádově 10⁷ lety a tempo vznikání se postupně zvyšovalo. Rané hvězdy třídy O o hmotnostech 30 ÷ 50 M_☉ v konfiguraci typu Trapez tak dokázaly vyčistit své okolí až do vzdálenosti několika parseků. Na krychlový parsek tam dnes připadá 2.10³ ÷ 2.10⁴ hvězd! Rané hvězdy spektrální třídy O jsou velmi často fakticky těsné (spektroskopické) dvojhvězdy. Podobnou zárodečnou kupu představuje též mlhovina NGC 3603 v souhvězdí Lodního kýlu, vzdálená od nás 7 kpc, o úhrnné svítivosti 10⁷ L_☉. Obsahuje přinejmenším 6 velmi hmotných hvězd, každá s hmotností ≈ 50 M_☉.

2.4. Hvězdná astrofyzika

T. Henry aj. ověřovali vztah hmota-svítivost pro dolní část linie hlavní posloupnosti v rozmezí hmotností hvězd 0,08 ÷ 0,20 M_☉ pomocí měření z HST. Odvodili odtud pro rozhraní mezi hvězdami a hnědými trpaslíky kritickou hmotnost v rozmezí 0,074 ÷ 0,082 M_☉. F. Bakamura a M. Unemura studovali rozmezí hmotností hvězd III. populace (I. generace) a zjistili, že tyto hvězdy měly minimální hmotnost 3 M_☉ a maximální 16 M_☉. M. Albrow aj. využili měření průběhu zjasnění gravitační mikročočky MACHO 97-BLG-28 k prvnímu určení průběhu okrajového ztemnění touto metodou, a to na kotoučku obří hvězdy sp. třídy K2, vzdálené od nás 8 kpc.

V r. 1992 zavedli P. Lenzuni, D. Chernoff a E. Salpeter nový pojem: béžoví trpaslíci. Jde o velmi málo hmotné bílé trpaslíky v rozmezí 0,1 ÷ 0,3 M_☉, na něž ročně dopadá „nekovový“ materiál tempem 10⁹ ÷ 10⁷ M_☉. Pak je vnější atmosféra takových bílých trpaslíků opticky průhledná, což urychluje chlazení jejich povrchu, a tudíž i snižování jejich zářivého výkonu. Nyní přišel B. Hansen s myšlenkou, že skrytá látka v okolí galaxií může být zčásti tvořena právě neviditelnými béžovými trpaslíky, což empiricky potvrzuje výskyt gravitačních mikročoček ve Velkém Magellanově mračnu, odhalený programem MACHO, který však loni bohužel skončil.

2.5. Osamělé hvězdy

H. Plets a C. Vynckier se zabývali tzv. fenoménem Vegy, což je výskyt prachových obálek kolem běžných osamělých hvězd, objevený poprvé družicí IRAS právě u Vegy. Obecným příznakem fenoménu je přebytek infračerveného záření v pásmu 60 μm. Z přehlídky IRAS vyplývá, že asi 13 % hvězd hlavní posloupnosti a 14 % obrů má kolem sebe prachový prstenec či disk. H. Habing aj. studovali cirkumstelární disky u hvězd hlavní posloupnosti pomocí infračervené družice ISO. Objevili je u 84 blízkých hvězd spektrálních tříd A ÷ K a zjistili, že se vyskytují jen u těch hvězd, jejichž stáří nepřesahuje 300 ÷ 400 milionů let. Autoři soudí, že zánik prachových disků souvisí se vznikem planet v okolí mateřské hvězdy. Tak např. náš Edgeworthův-Kuiperův pás měl zpočátku hmotnost kolem 40 M_Z v podobě prstence rozptýleného prachu, ale postupně prakticky zmizel zhruba v průběhu 600 milionů let.

I. Heinrichsen aj. zkoumali pomocí měření infračervené družice ISO podrobně proslulý prachový disk kolem hvězdy β Pictoris. Poloměr disku výrazně závisí na použité vlnové délce, takže zatímco na 25 μm činí jen 84 AU, na 60 μm dosahuje plných 140 AU. Jeho úhrnná hmotnost dosahuje až 10⁷ M_☉, tj. asi dvojnásobek hmotnosti našeho Měsíce. Skládá se z nepatrných prachových zrníček o rozměrech od 1 μm až po 5 mm a jejich teplota činí v průměru 85 K. D. Barrado y Navascués aj. srovnávali stáří β Pic se 160 okolními trpaslíky třídy M a dostali tak hodnotu 20 milionů let, což značí že β Pic je mezi nimi prakticky nejmladší. Právě pro mladé hvězdy je fenomén Vega běžný.

J. Monnier využil mapování povrchu veleobra VY CMa metodou aperturního maskování u Keckova dalekohledu a zobrazování adaptivní optikou 3,6m teleskopem ESO k určení základních parametrů hvězdy vzdálené od nás 1,5 kpc. Zářivý výkon hvězdy dosahuje hodnoty 2.10⁵ L_☉ při hmotnosti 25 M_☉ a povrchové teplotě 2,8 kK. Hvězda ročně ztrácí 2.10⁴ M_☉, ale ani to nestačí, aby se vyhnula gravitačnímu zhroucení a výbuchu jako supernova již asi za 10 tisíc let!

A. Dupree a A. Sobel zkoumali pomocí ultrafialových měření HST v letech 1997–99 disk veleobra Betelgeuze v Orionu. Zatímco úhlový průměr optického kotoučku hvězdy činí jen 0,055″, v ultrafialovém oboru naměřili průměr 0,125″. Na rozměrném povrchu byly zjištěny jasné „skvrny“, které rotují spolu s hvězdou. K. Strassmeier aj. sledovali v letech 1985–98 ultrafialovou světelnou křivku obří hvězdy HD 12545 sp. třídy K0, jež patří mezi zákrytové typu RS CVn. Obr v soustavě rotuje synchronně v periodě 24 dnů a v lednu 1998 se ultrafialově zjasnil s amplitudou 400× větší, než tomu bývá při erupcích na Slunci! Na jeho povrchu se vyskytuje obrovská eliptická tmavá skvrna o rozměrech os 20 × 12 R_☉. R. Griffin a A. Lynes-Gray určili základní parametry obřího Arkturu sp. třídy K1,5 III. Při poloměru 23 R_☉ a vzdálenosti od nás 10,8 pc má povrchovou teplotu 4 290 K a snížený obsah kovů v porovnání se Sluncem. N. Turner aj. se pokoušeli 2,5m Hookerovým reflektorem na Mt. Wilsonu ve spojení s adaptivní optikou najít průvodce Arkturu, ohlášeného při zpracování měření družice HIPPARCOS jako objekt o 3,3 mag slabší než Arktur a v úhlové vzdálenosti 0,26″ od něho, leč marně. Přitom citlivost měření by dovolila najít průvodce dokonce o 4,5 mag slabší.

D. Figer aj. studovali pomocí HST NICMOS mateřskou hvězdu nedávno nalezené Pistolové mlhoviny v blízkosti centra Galaxie. Infračervená pozorování prokazují, že mlhovina byla vyvržena z velmi hmotné mateřské hvězdy o rekordní svítivosti 4 ML_☉ (dosud η Car – 3 ML_☉) ve dvou epizodách před méně než 10 tisíci lety. Mlhovinné obaly pak byly ionizovány zářením okolních horkých hvězd v kupě Kvintuplet. Celkem tak hvězda ztratila plných 10 M_☉, což je rovněž výrazně rekordní hodnota, svědčící jak o mocném hvězdném větru, tak o intenzivním magnetickém poli mateřské hvězdy.

2.6. Těsné dvojhvězdy

R. Huang upozornil na to, že při výpočtech vývoje těsných dvojhvězd pomocí Rocheova modelu dostáváme soustavně nesprávné údaje pro fáze přenosu látky mezi složkami, jelikož Rocheův model je jednorozměrnou aproximací fakticky trojrozměrného problému. Huang si vybral modelovou soustavu s hmotnostmi složek 9 a 6 M_☉ a zjistil, že přesný trojrozměrný výpočet znamená, že přenos látky v příslušné fázi vývoje těsné dvojhvězdy začíná dříve a trvá rovněž déle než podle Rocheova modelu. Obecným řešením se zabývali také D. Bisikalo aj. Z. Eker ukázal, že světelné křivky pro zákrytové dvojhvězdy s přesností lepší než ±0,005 mag dovolují odhalit nepřímo existenci temných či jasných skvrn na povrchu zakrývané složky. Podmínkou je dobrá znalost sklonu dráhy a odtud lze pak určit teplotu skvrn s přesností lepší než ±500 K.

A. Richichi aj. pokračovali v hledání těsných dvojhvězd při zákrytech hvězd Měsícem a nalezli dalších 20 podvojných systémů s úhlovými vzdálenostmi 0,01 ÷ 0,57″, čímž počet takto objevených dvojhvězd vzrostl na 58. A. Udalski aj. zpracovali rozsáhlý statistický soubor pozorování 1 459 zákrytových dvojhvězd v Malém Magellanově mračnu pomocí aparatury OGLE, primárně určené pro hledání gravitačních čoček na ploše 2,4 čtverečního stupně. Katalog obsahuje zákrytové jasnější než 20 mag s periodami v rozmezí 0,3 ÷ 200 dnů a je velmi homogenní a z 80 % úplný. Proto jej lze využít jak k určení vzdálenosti celé galaxie, tak i ke stanovení absolutních rozměrů složek dvojhvězd a jejich teplot s vynikající přesností několika málo procent. Statistické studie těsných dvojhvězd vedly už před několika desítkami let k objevu dvou efektů, jejichž fyzikální příčina není dodnes jasná: v r. 1908 zjistil J. M. Barr, že v souboru 30 spektroskopických dvojhvězd převažují polohy periastra poblíž nejvzdálenějšího bodu oběžné dráhy při pohledu ze Země. V polovině století pak ukázali O. Struve a J. Sahade, že spektrální čáry sekundárních složek těsných dvojhvězd se zeslabují, když se od nás tyto složky následkem oběžného pohybu relativně vzdalují, a naopak.

D. Koerner aj. objevili pomocí Keckova teleskopu tři binární soustavy trpaslíků spektrální třídy L; z toho dva lithiové a třetí dokonce obsahuje hvězdu spektrální třídy L7, což je zatím nejchladnější známá dvojhvězda vůbec. Dvojhvězdy se nacházejí ve vzdálenostech 18 ÷ 26 pc od nás a jejich stejně svítivé složky jsou 5 ÷ 10 AU od sebe, takže patrně jde o naprosto běžné systémy. V průměru asi 35 % trpaslíků třídy M má své hvězdné průvodce, vzdálené 3 ÷ 30 AU.

A. van Genderen aj. uveřejnili výsledky soustavných 24letých vícebarevných fotoelektrických měření výjimečné dvojhvězdy η Carinae, klasifikované jako svítivá modrá proměnná (typ LBV). Světelná křivka jeví variace s periodami 1 ÷ 4 roky a ultrafialové záření horké složky dvojhvězdy o povrchové teplotě 22 kK vykazuje proměnnost s periodou 5,52 roku, což je oběžná doba soustavy. Složka je obklopena svítícím diskem, který budí k záření. Jasnost disku osciluje s typickou periodou 200 d. Podle měření z HST STIS se mlhovina Homunculus kolem η Car s úhlovým průměrem 17″ začala výrazně zjasňovat v prosinci 1997 a na jaře r. 1999 byla nejjasnější za posledních 130 let a největší za posledních 50 let, když dosáhla vizuální hvězdné velikosti 5,2. Podle C. Sterkena aj. však nedošlo k výbuchu hvězdy. R. Schulteová-Ladbecková aj. soudí, že takový výbuch se odehrál počátkem 19. stol., kdy hvězda vyvrhla 2,5 M_☉ látky, z níž vznikl zmíněný Homunculus.

Podle R. Humphreysové aj. došlo koncem 19. stol. k dalšímu výbuchu, podobně jako u Pistolové hvězdy. K. Davidson aj. uvádějí, že během r. 1998 vzrostla jasnost η Car v širokém spektrálním pásmu zhruba dvakrát, zatímco Homunculus se zjasnil o 30 %, což způsobilo odpaření části prachu v mlhovině. Hvězda je fakticky velmi nestabilní již od počátku 18. stol. Největší výbuch se odehrál mezi lety 1837–1860 a zopakování úkazu je nyní dost pravděpodobné. N. Langer aj. tvrdí, že hmotnost hlavní složky η Car činí až 35 M_☉ a že během svého vývoje ztratí až 80 % původní hmoty, takže fáze LBV předchází fázi hvězdy Wolfovy-Rayetovy. Počátkem září 1999 sledovala hvězdu rentgenová družice Chandra a nalezla tam horký centrální zdroj o teplotě 60 MK a podkovovitý vnější prsten o teplotě 3 MK. Konečně K. Išibaši aj. se zabývali ověřením domněnky o dvojhvězdné povaze tohoto jedinečného objektu na základě pozorování rekurentního rentgenového záření v soustavě, jejíž oběžná perioda 5,52 roků je dobře potvrzena za předpokladu, že druhá složka obíhá po překvapivě výstředné dráze s excentricitou > 0,6.

C. Sandberg Lacy aj. upozornili na velmi pozoruhodnou zákrytovou dvojhvězdu V907 Sco, objevenou teprve r. 1964. Archivní snímky totiž ukázaly, že během XX. stol. zákryty přinejmenším dvakrát vymizely a opět naskočily (1899–1918 a 1963–1986). Autoři to vysvětlují hierarchickou vícenásobností složitého systému, jenž je především vizuální dvojhvězdou, jehož jasnější složka je sama minimálně trojhvězdou. V trojici se nachází těsná zákrytová dvojhvězda s oběžnou periodou 3,8 d a vzdálená třetí složka třídy K (nebo snad bílý trpaslík?) s oběžnou dobou 99,3 d. Jelikož oběžné roviny nejsou koplanární, projeví se to zpětným pohybem uzlů dráhy zákrytové dvojhvězdy s periodou 68 let. Zákryty se proto pozorují jen po třetinu zmíněné uzlové periody a můžeme je znovu čekat kolem r. 2030.

P. Tuthill aj. využili na jaře 1998 metody aperturního maskování u Keckova teleskopu k opakovanému infračervenému zobrazení těsné dvojhvězdy WR104, skládající se z Wolfovy-Rayetovy hvězdy a složky třídy OB. Objevili tak krásnou Archimedovu prachovou spirálu, vyvěrající ze složky OB rychlostí 1 600 km/s a obtékající celý systém s periodou 220 dnů. Prachová spirála vzniká srážkou hvězdných větrů složek dvojhvězdy, vzdálené od nás 2,3 kpc. J. Schweickardt aj. opravili parametry Wolfovy-Rayetovy dvojhvězdy WR 22 = HD 92740 na základě nového spektroskopického materiálu. Absolutní hvězdná velikost soustavy dosahuje 6,85 mag v oboru V a oběžná doba složek o hmotnostech 55 a 21 M_☉ činí 80,3 d.

D. Pourbaix aj. spočítali nové elementy nejbližší dvojhvězdy α Cen na základě mikrometrických a spektroskopických měření. Při paralaxe π = 0,737″ (1,357 pc) dostali poloosu 24 AU; výstřednost e = 0,52; oběžnou dobu 79,9 roků; sklon dráhy 79,1° a hmotnosti složek 1,16 a 0,97 M_☉. Stáří soustavy odhadli na 2,7 mld. let. Titíž autoři studovali také zákrytovou dvojhvězdu γ Per = HD 18925, jež má ve spektru čáry obou složek sp. tříd G8 III a A3 V o hmotnostech 3,1 a 2,0 M_☉. Nejbližší zákryt složek proběhne v r. 2005. Při úplné fázi zákrytu primární složky sp. třídy B8 V známého polodotykového Algolu, vzdáleného od nás 28,5 pc, pozorovali 30. srpna 1997 J. Schmitt a F. Favata obří rentgenovou erupci na jeho průvodci sp. třídy K2 III. Složky mají hmotnosti 3,25 a 0,8 M_☉; poloměry 3,0 a 3,3 R_☉ a zářivé výkony 149 a 6 L_☉. Poloosa dráhy dosahuje hodnoty 0,067 AU při oběžné době 2,87 d.

L. Leedjärv aj. studovali dlouhoperiodický (20,3 d) zákrytový systém VV Cep = HD 208816 během posledního zákrytu v letech 1997–98. Minimum se opozdilo proti předpovědi o 68 dnů, tj. bezmála o 1 % samotné délky periody. Raná složka sp. třídy B má hmotnost 8 M_☉, kdežto průvodce sp. třídy M pouze 2,5 M_☉. Je to polopravidelná proměnná hvězda s amplitudou změn jasnosti 0,3 mag, jež vyplňuje Rocheův lalok pouze v okolí periastra. Soustava vykazuje značnou výstřednost e = 0,35 a látka mezi složkami přetéká pouze kolem periastra tempem až 4.10⁴ M_☉/r.

G. Torres aj. určili velmi přesné elementy zákrytové a dvoučarové spektroskopické dvojhvězdy V364 Lac s oběžnou periodou 7,3 d a výstředností dráhy 0,29 o stáří 620 milionů let. Rotace primární složky je vinou velké výstřednosti dráhy synchronizována s oběžnou periodou pouze v bezprostředním okolí periastra. Soustava vykazuje stáčení přímky apsid v periodě 2 810 let; z toho 17 % představuje příspěvek vyplývající z obecné teorie relativity. Hmotnosti složek činí 2,33 a 2,30 M_☉; jejich poloměr 3,31 a 2,98 R_☉, efektivní teploty 8 250 a 8 500 K. I. Ribas aj. se věnovali určování elementů oddělené zákrytové dvojhvězdy CD Tau sp. třídy F6 V o hmotnostech po řadě 1,44 a 1,37 M_☉; poloměrech 1,80 a 1,58 R_☉ a efektivních teplotách 6,2 kK. Systém obsahuje navíc třetí složku o hmotnosti 1 M_☉, poloměru 0,9 R_☉ a efektivní teplotě 5 250 K a je starý 2,6 mld. let.

2.7. Proměnné hvězdy

2.7.1. Fyzické proměnné

M. Groenewegen a M. Salaris opravili nulový bod závislosti periody na absolutní hvězdné velikosti pro proměnné typu RR Lyr na základě měření z družice HIPPARCOS. Vyšlo jim, že bod je o 0,28 mag jasnější, než při předešlém rozboru téhož pozorovacího materiálu zjistili J. Fernley aj., což dává větší vzdálenost 52,7 kpc pro Velké Magellanovo mračno, tj. modul vzdálenosti 18,61 mag. A. Tej aj. určili pomocí infračervených pozorování zákrytů hvězdy Měsícem úhlový průměr miridy R Leonis na 0,034″; tj. její lineární poloměr činí 480 R_☉ a povrchová teplota 2 300 K. Hvězda ročně ztrácí až 10⁶ M_☉.

2.7.2. Novy a kataklyzmické proměnné

Těsně před koncem r. 1998 se objevila nova v Malém Magellanově mračnu, jež počátkem ledna 1999 dosáhla V = 13,5 mag, ale o dva měsíce později byla už 16 mag a dále plynule slábla. Vzápětí hned po Novém roce vzplanula nova v galaxii M31 v Andromedě o jasnosti V = 17,8 a počátkem července další nova s maximem 16,8 mag, následována novou 17,0 mag koncem srpna. V trpasličí nepravidelné galaxii NGC 6822, jež patrně patří do Místní soustavy galaxií, byla 23. června objevena nova, jež dosáhla 17,3 mag. V satelitu galaxie v Andromedě NGC 205 (M110) se 17. srpna podařilo objevit novu, jež dosáhla 17,5 mag. Koncem dubna se objevil podivný objekt v galaxii NGC 3198, jenž dosáhl absolutní hvězdné velikosti 12 mag, což je příliš mnoho na novu, ale příliš málo na supernovu.

Vzápětí objevil M. Jamamoto galaktickou Novu Sgr 1999 (V4444 Sgr), jež dosáhla 27. dubna maxima V = 7,2, ale pak velmi rychle zeslábla. Australan P. Williams nalezl 22. května 1999 jako první velmi jasnou Novu Velorum 1999 (V382 Vel) v poloze 10^h44^m 52°25′, jež ještě týž den dosáhla maxima V = 2,6 a stala se tak jednou z nejjasnějších nov století. Při předpokládané vzdálenosti 2 kpc měla v maximu absolutní hvězdnou velikost 8,7 mag a amplituda jasnosti od klidového stavu dosáhla 13,8 mag. Podle archivních snímků nastalo vzplanutí z hvězdy původně 16,4 mag již asi den před Williamsovým objevem. Spektroskopie prokázala silné emise v ultrafialovém, optickém i infračerveném pásmu, rychlost rozpínání obalů 2 400 km/s a příslušnost k typu ONeMg, podobně jako poslední jasná nova na severní polokouli (V1974 Cyg z r. 1992). Nova po maximu rychle slábla, takže již 5. června přestala být očima viditelná. V maximu vydávala dle měření družice BeppoSAX rentgenový zářivý výkon až 5.10²⁶ W, ale ještě koncem listopadu se jevila jako měkký rentgenový zdroj s maximem záření černého tělesa pro energii 40 eV a tepelným plazmatem s maximální energii na 1 keV. V srpnu dosáhla nebulárního stadia.

Na severní polokouli nalezl 13. července A. Tago Novu Aquilae 1999 (V1493 Aql) jako objekt 8,8 mag v poloze 19^h 08^m +12°31′, jejíž obaly se rozpínaly rychlostí 3 400 km/s. D. Moro aj. nenašli předchůdce do mezní hvězdné velikosti 21 mag, takže rozkmit činil více než 12 mag. Také tato nova patřila k velmi rychlým, neboť počátkem srpna zeslábla již na 13 mag, v polovině září na 15 mag a koncem října na 16 mag. Koncem srpna objevil W. Liller Novu Circinis 1999 (DD Cir) jako objekt 7,7 mag, jež však počátkem září klesla na 10 mag a v polovině listopadu na 11 mag. Konečně 1. prosince nalezl A. Pereira Novu Aquilae 1999 č. 2 (V1494 Aql) v poloze 19^h 23^m +4°57′ jako objekt 6,9 mag, jež o dva dny později dosáhla maxima 4,1 mag, když před vzplanutím se jevila jako hvězdička 16 mag. Již 8. 12. byla zpozorována v submilimetrovém oboru pomocí radioteleskopu JCMT. O tři dny později přestala být očima viditelná a koncem roku zeslábla na 7,5 mag.

V porovnání s těmito novami je překvapující, že Nova Cas 1995 (V723 Cas) byla i 4 roky po vzplanutí stále dosti jasná (K = 11,2) a její infračervené spektrum vykazovalo četné dovolené emisní čáry vodíku a helia, jakož i zakázané čáry vysoce ionizovaného Ca a Si. S. Lépine aj. oznámili, že 25. února 1999 se znovu zjasnila rekurentní nova U Sco, která předtím vybuchla v letech 1863, 1906, 1936, 1979 a 1987. Ačkoliv jde o nejkratší intervaly mezi rekurentními novami, je jisté, že některá vzplanutí v mezidobí nebyla zpozorována. Koncem února 1999 dosáhla maxima 7,6 mag, tj. amplituda zjasnění dosáhla 10 mag. Spektroskopie pomocí STIS HST umožnila první přímé měření zrychlení obálky, jež činí 4,1 m/s². Koncem března 1999 přešlo spektrum do nebulární fáze. Podle U. Munariho aj. jde o zákrytovou soustavu s periodou 1,23 d. Spektroskopicky se nový výbuch podobal předešlému z r. 1987, když rychlost rozpínání obálky klesla za 23 dnů z 10 000 km/s na 4 000 km/s. P. Kahabka aj. zjistili z pozorování rentgenové družice BeppoSAX, že měkké rentgenové záření novy se vynořilo za 20 dnů po optickém maximu a dosáhlo hodnot řádu 10²⁹ W při teplotě povrchu bílého trpaslíka 0,9 MK. T. Harrison aj. určili pomocí HST trigonometricky vzdálenosti tří trpasličích nov SS Aur, SS Cyg a U Gem postupně na 200, 166 a 96 pc, což je vůbec poprvé, kdy vzdálenosti takto přesně známe. Zatímco při termonukleárním výbuchu klasické novy se uvolní energie řádu 10³⁸ J, u trpasličích nov jde jen o řádově 10³³ J.

M. Somers a T. Naylor zkoumali, jak se chladí bílý trpaslík v nově V1500 Cyg z r. 1975 po výbuchu. Ukázali, že přivrácená polokoule sekundární složky – červeného trpaslíka o povrchové teplotě jen 3 kK – je bílým trpaslíkem ohřívána na 8 kK, což je zatím nejlepší příklad takového ozařování. Z měření dále vyplývá, že během příštích asi 280 let toto přídavné ohřívání skončí, což je důkazem ochlazování bílého trpaslíka. Podobný efekt byl objeven u starých nov DN Gem (1912) a WY Sge (1783) jakož i pro „neonovou“ novu V1974 Cyg (1992). S. Wanajo aj. studovali nukleosyntézu v novách typu ONeMg a zjistili, že příslušní bílí trpaslíci mají mít hmotnost kolem 1,1 M_☉, což souhlasí s pozorováním novy V1974 Cyg, a že při výbuchu odvrhnou více než 10⁴ M_☉. Spatřují zde i zrod krátkožijícího radionuklidu ²⁶Al v naší Galaxii.

M. Oriová se věnovala rentgenovým pozorováním optických a rekurentních nov. Ukázala, že odtud plyne typická konfigurace příslušné těsné dvojhvězdy, skládající se z bílého trpaslíka a hvězdy hlavní posloupnosti o hmotnosti podobné Slunci. Oběžné doby soustav se pohybují v intervalu 2,5 ÷ 8 h a amplitudy zjasnění v rozmezí 8 ÷ 15 mag pro klasické novy; rozkmit pro rekurentní novy je nižší. Během výbuchu se uvolní energie 10³⁷ ÷ 10³⁹ J díky překotné termonukleární reakci na dně akreované vodíkové slupky bílého trpaslíka. Na rozdíl od supernov nevzniká po výbuchu rázová vlna, nýbrž intenzivní hvězdný vítr, řízený tlakem záření z bílého trpaslíka. Po výbuchu má povrch trpaslíka teplotu až 0,25 ÷ 10 MK a září s výkonem řádu 10³¹ W převážně v měkkém rentgenovém pásmu. Není vyloučeno, že akrece vodíku z hvězdy hlavní posloupnosti na bílého trpaslíka pokračuje po výbuchu novy bez přerušení, takže vede k růstu hmotnosti hvězdy a nakonec i k jejímu zániku při explozi bílého trpaslíka v podobě supernovy třídy I.

Rekurentní novy jsou vzácné; dosud jich známe jen deset a jejich vzplanutí se opakují v rozmezí 10 ÷ 30 let. Sekundární složkou soustavy je v tomto případě hvězdný obr a oběžné doby v soustavách se blíží 1 roku. S. Balmanová a H. Ögelman uveřejnili výsledky rentgenových měření z družice ROSAT pro slavnou jasnou Novu Persei 1901. Je to první případ, kdy bylo v pásmu 0,1 ÷ 2,4 keV odhaleno rentgenové záření z obálky novy. Podle těchto měření má hvězda povrchovou teplotu 2 MK a vydává rentgenový zářivý výkon 8.10²⁴ W. Při výbuchu byla odhozena hmota 7.10⁵ M_☉ tempem 1 200 km/s.

2.7.3. Symbiotické hvězdy a chemicky pekuliární hvězdy

Podle J. Mikolajewské aj. prodělala symbiotická dvojhvězda RX Pup nově podobné vzplanutí mezi lety 1968 a 1998. Soustavu tvoří mirida s pulzační periodou 578 d a bílý trpaslík o hmotnosti 0,8 M_☉. Složky dvojhvězdy kolem sebe obíhají v periodě větší než 200 let. Mirida dodávala na povrch bílého trpaslíka látku tempem 10⁷ M_☉/r. K předešlému vzplanutí došlo v r. 1894. Podobně A. Richards aj. zkoumali pomocí radiointerferometrů MERLIN a VLA symbiotickou novu HM Sge, vzdálenou od nás 1,0 kpc, jež vzplanula r. 1975, když se zjasnila o 6 mag a od té doby zůstala v maximu. Chladná složka dvojhvězdy o povrchové teplotě jen 3 kK vykazuje pulzace s periodou 523 dne a druhá horká složka o teplotě plných 13 kK je od ní vzdálena pouze 25 AU. Rádiové záření dvojhvězdy je synchrotronového původu. D. Chochol aj. sledovali UBV světelnou křivku symbiotické novy V1329 Cyg v letech 1988–1997 a odtud odvodili oběžnou periodu 956,5 d, přičemž největší amplitudu vykazuje křivka v oboru U.

J. Sokoloski a L. Bildstein zjistili, že také známá symbiotická dvojhvězda Z And obsahuje bílého trpaslíka o hmotnosti 0,65 M_☉ se silným magnetickým polem nad 10 T. Přesná fotometrie odhalila oscilace trpaslíka s periodou 28 min a sklon oběžné roviny 47° při oběžné době 759 d. B. Judin pozoroval infračervenou světelnou křivku symbiotické miridy V407 Cyg a odvodil tak periodu 745 d, přičemž pokles jasnosti během pulzací přesahuje 3 mag a mirida ročně ztrácí 5.10⁷ M_☉ látky. R. Coradi aj. dokázali zobrazit mlhoviny obklopující symbiotické miridy He2-147, HM Sge a V1016 Cyg, jejichž stáří odhadli pouze na stovky roků. Mlhoviny se rozpínají rychlostí asi 100 km/s a svědčí o velké ztrátě látky z těchto soustav.

R. Kuschnig aj. vyzkoušeli Dopplerovo zobrazování povrchu hvězdy CU Vir třídy Ap o teplotě 12,5 kK. Odhalili tak existenci rozsáhlé heliové skvrny, obklopující magnetický pól hvězdy a dále výskyt prvků Si, Cr a Fe všude tam, kde jsou magnetické siločáry vodorovné. Rozložení Mg po povrchu se odlišuje, a tak všechno svědčí o tom, že chemické anomálie jsou vyvolávány magnetickou difuzí. J. Budaj ukázal, že fyzikální vlastnosti dvojhvězd se složkami třídy Ap jsou závislé na elementech oběžné dráhy, tj. chemická pekuliarita i magnetické pole se snižují s rostoucí výstředností dráhy a delší oběžnou dobou. Existuje též souvislost mezi indukcí magnetického pole hvězdy Ap a jejich výskytem ve dvojhvězdě.

2.7.4. Planetární mlhoviny, emisní objekty a bílí trpaslíci

M. Asplund aj. uvedli, že objekt Sakurai (V4334 Sgr), jenž se prozradil výbuchem v r. 1996, vykazuje rychlý vývoj, aniž by to ohrozilo existenci hvězdy. D. Pollaco zjistil, že objekt je obklopen planetární mlhovinou starou nanejvýš 24 tisíc let o průměru 1,4 pc při vzdálenosti zhruba 6,5 kpc. Hmotnost bílého trpaslíka činí asi 0,7 M_☉. F. Kerber aj. určili jeho teplotu na 95 kK a ve spektru mlhoviny odhalili deficit vodíku, který narůstá, jak se během vzplanutí tvoří stále další těžší prvky. Pokles jasnosti hvězdy je vyvolán tvorbou molekul a prachu v okolí chladnoucího bílého trpaslíka. Titíž autoři zpracovali také infračervená měření soustavy na družici ISO, vykonaná v průběhu jednoho roku počínaje únorem 1997. Za tu dobu stoupl infračervený zářivý tok soustavy o celý řád, což vysvětlují tvorbou horkého prachu v okolí hvězdy, jež takto ročně ztrácí až 10⁷ M_☉. Teplota planetární mlhoviny kolem hvězdy činí 10⁵ K. Jde fakticky o vývojově druhou planetární mlhovinu vznikající při zpětném pohybu hvězdy podél asymptotické větve obrů v diagramu H-R. Tato mlhovina je chudá na vodík, avšak bohatá na prach, v němž vznikají molekuly obsahující uhlík.

Podle T. Kippera a V. Kločkové klesla během r. 1998 teplota mlhoviny z 8 kK na polovinu. Na jaře 1999 v ní byla pozorována silná infračervená emisní čára neutrálního helia, jakož i infračervené spojité spektrum odpovídající teplotě prachu pouze 1,1 kK. Je už jisté, že jsme v tomto případě očitými svědky závěrečného heliového záblesku, vyplývajícího z teorie hvězdného vývoje, což ve hvězdě výrazně mění poměr vodíku k lithiu díky Cameronově-Fowlerově termonukleární reakci. Je to také patrně první případ, kdy se před našim očima hvězda mění na proměnnou typu R CrB. Obdobné heliové záblesky předtím zřejmě prodělaly Nova Aql 1919 č. 2 (V605 Aql) a FG Sge. Všechny tyto hvězdy proběhly za několik málo desítek let napříč celým diagramem H R. Samotná R CrB se počátkem ledna 1999 zjasnila na 7,5 mag, ale do konce měsíce opět zeslábla na 10 mag.

Dosud nejpodrobnější snímek pověstné prstencové mlhoviny M57 v Lyře pořídil koncem r. 1998 HST. Tak se ukázalo, že při vzdálenosti 600 pc činí průměr této planetární mlhoviny 0,3 pc, přičemž prostorově jde o válec s osou směřující k Zemi. R. Henry aj. studovali rozměrnou (úhlový průměr 16′) planetární mlhovinu Hlemýžď (Helix) = NGC 7293, jež je od nás vzdálena 213 pc a jejíž centrální hvězda má teplotu 120 kK a svítivost 100 L_☉. Předchůdce bílého trpaslíka měl hmotnost 6,5 M_☉ a samotná mlhovina obsahuje více než 0,3 M_☉. Spektrálně se v ní podařilo prokázat zastoupení prvků C, N, O, Ne, S a Ar, zcela ve shodě s teorií termonukleárního vývoje hvězd. A. Gutiérrezová-Morenová aj. ohlásili první úspěšná trigonometrická měření vzdálenosti tří planetárních mlhovin, pro něž pak vycházejí úctyhodné vzdálenosti 0,77, 1,9 a 3,3 kpc. To má zásadní význam pro kalibraci vzdálenosti planetárních mlhovin, jež tradičně slouží k určování vzdáleností význačných rysů v naší Galaxii.

G. Schmidt aj. se zabývali studiem bílých trpaslíků se silným magnetickým polem nad 10 T. Dnes jich známe kolem 50 a rekordní pole dosahují až 100 kT; přesto však magnetičtí bílí trpaslíci tvoří jen několik málo procent obecné populace bílých trpaslíků. Jejich nejnovější katalog sestavili G. McCook a E. Sion s údaji o 2 249 kompaktních objektech. B. Hansen propočítal délku chladnutí bílých trpaslíků (do jejich relativní neviditelnosti, když se stanou tzv. černými trpaslíky) v Galaxii a vyšlo mu rozmezí 6 ÷ 11 mld. let pro bílé trpaslíky v galaktickém disku a 7,5 ÷ 11 mld. let pro trpaslíky v galaktickém halu. Odtud pak dle autora vyplývá, že skrytou hmotu v Galaxii nemusí tvořit pouze skrygá látka, ale zčásti i tyto staré – fakticky vyhaslé – hvězdné pozůstatky, které prostě září příliš málo. K témuž závěru dospěli i S. Hodgin aj., kteří studovali infračervené spektrum bílého trpaslíka WD0346+246 v souhvězdí Býka. Hvězda o poloměru 0,012 R_☉ a hmotnosti 0,65 M_☉ má povrchovou teplotu 3,5 kK a svítivost 2.10⁵ L_☉, což je důkaz, že jde o pozůstatek staré hvězdy II. populace, náležející do galaktického hala.

3. Neutronové hvězdy a hvězdné černé díry

3.1. Supernovy a jejich pozůstatky

Neuvěřitelné štěstí potkalo F. Manucciho a A. Ferraru, když zjistili, že na snímku Hubbleova hlubokého pole HDF-N z prosince 1995 se nachází supernova typu Ib s kosmologickým červeným posuvem z = 0,95, jejíž jasnost se během souhrnné 8,5denní expozice snížila v oboru I o 0,9 mag, ale nezměnila v oboru B. Během následujících 2 let její jasnost neustále klesala. Další supernovu 26 mag v témže poli objevili R. Gilliland aj. na snímku z prosince 1997. Patří k typu Ia a její červený posuv z = 1,32 je novým rekordem vzdálenosti pro supernovy. Při systematických přehlídkách galaxií pomocí mozaiky 12 čipů CCD u dalekohledu CFHT se podařilo najít za pouhé dvě noci v listopadu loňského roku plných 20 vzdálených supernov, přičemž 4 z nich mají červený posuv z > 1, a rekord přehlídek nyní drží supernova 1999fv, jejíž z = 1,23; patří k typu Ia a na snímku má magnitudu R = 24,5.

Velkým překvapením loňského roku se stal objev supernovy 1999J ve Velkém Magellanově mračnu, neboť dosáhla pouze 17 mag (pro srovnání připomeňme, že slavná supernova 1987A měla v maximu 3 mag !), ačkoliv patří k mimořádně svítivému typu Ia. Patrně jde o nějakou pekuliární variantu a/nebo vysokou extinkci ve směru k pozorovateli.

Podobný rozruch vyvolala podivná supernova 1998bw v galaxii ESO 184-G82, která je podezřelá z totožnosti se zábleskovým zdrojem záření gama GRB 980425. V březnu a červnu 1999 její optická jasnost stále exponenciálně klesala tempem 1,5 ÷ 1,7 mag za 100 dnů, takže je klasifikována jako třída Ib. Koncem října vzplanula supernova 1999em typu II v galaxii NGC 1637 v Eridanu, vzdálené od nás 7,8 Mpc. Vzápětí ji sledovala družice Chandra a určila tak rentgenový zářivý výkon supernovy na řádově 10³¹ W. Navzdory tomu však aparatura VLA v Socorru neodhalila v téže době žádné rádiové záření supernovy, což je fyzikálně téměř nepochopitelné. Teprve 1. prosince se podařilo objevit na místě supernovy kompaktní rádiový zdroj s tokem 0,19 mJy na frekvenci 8,4 GHz.

Velkovýrobnou supernov lze po loňském objevu supernovy 1999gn nazvat její mateřskou galaxii M61 (NGC 4303) v Panně, neboť v téže soustavě byly pozorovány supernovy 1926A, 1961I a 1964F. Nejlépe studovanou supernovou typu Ic je podle E. Barona aj. supernova 1994I, jež vzplanula koncem března toho roku ve známé Vírové galaxii M51 v Honicích psech. J. Millardová aj. tvrdí, že v jádře této supernovy se před výbuchem stačil vytvořit pouze uhlík a kyslík, což vysvětluje anomálně nízkou rychlost rozpínání fotosféry 7 000 km/s oproti standardním 17 500 km/s. Uvolněná energie dosáhla „jen“ 10⁴⁴ J.

N. Suntzeff aj. a S. Jha aj. využili supernovy 1998bu třídy Ia v galaxii M96 (NGC 3369) ve skupině galaxií Leo I ke kalibraci vzdálenosti galaxie, určené nezávisle pomocí cefeid. Autoři tvrdí, že takto stanovené vzdálenosti mají chybu pouhých 5 %; bohužel zatím známe jen 4 galaxie, kde v moderní době vzplanuly supernovy Ia a kde současně můžeme měřit světelné křivky cefeid. Výsledkem je přirozeně poměrně přesná hodnota Hubbleovy konstanty H₀ rozpínání vesmíru, jež odtud vyplývá: H₀ = (64 ±7) km/s/Mpc.

Kosmologicky velmi vzdálené supernovy umožnily před dvěma lety poprvé ukázat, že s rostoucí vzdáleností se tempo rozpínání vesmíru překvapivě zvyšuje, neboť supernovy s velkým červeným posuvem z > 0,3 jsou opticky nápadně slabé, ale tento závěr zpochybnili A. Riess aj., když ukázali, že absolutní hvězdná velikost supernov Ia závisí na kosmologické epoše. Pokud se absolutní zářivý výkon supernov Ia v maximu zvedl za posledních 5 miliard let o 25 %, pak tím lze předešlá pozorování přirozeně vysvětlit, bez předpokladu o zvyšování tempa rozpínání vesmíru. Vskutku, náběh světelné křivky k maximu je pro blízké supernovy o 2,5 dne delší než pro supernovy vzdálené, což zmíněnou evoluci svítivosti supernov potvrzuje, neboť vyšší svítivost se dá dosáhnout za delší dobu. Pro současné supernovy činí odpovídající absolutní hvězdná velikost -19,45 mag – to je důvod, proč je používáme jako tzv. standardní svíčky, ale nyní je zřejmé, že zde je zakopán kosmologický vývojový pes.

Q. Wang zjistil na základě rentgenových pozorování družice ROSAT, že obří spirální galaxie M101 (NGC 5457) ve Velké medvědici, vzdálená od nás 7,2 Mpc, obsahuje mimořádně vysoký počet rentgenově zářících pozůstatků supernov v podobě rozpínajících se plynových bublin o průměru až 260 pc, obsahujících velkou energii v podobě rázových vln ze supernovy. Z 93 pozůstatků totiž nejméně 51 vykazuje měřitelné rentgenové záření a jejich stáří činí v průměru 1 milion let. Autor odtud usuzuje, že jde o pozůstatky po výbuších hypernov, kdy se hmotná hvězda rázem zhroutí na černou díru, a jež se od supernov liší asi o řád vyšším výdajem energie v období vzplanutí. Podmínkou je jednak rychlá rotace původní hvězdy a jednak velmi silné magnetické pole na jejím povrchu.

Domněnce o hypernovách odpovídá skutečnost, že mračna ionizovaného vodíku v této galaxii jsou v průměru větší a zářivější než proslulé mračno kolem hvězdy 30 Dor ve Velkém Magellanově mračnu, kde vzplanula supernova 1987A. Pozůstatek této nejbližší supernovy století je čím dál ostřeji sledován, když se ukázalo, že zcela podle předpovědi začíná rázová vlna výbuchu dohánět mnohem pomaleji se rozpínající plynný obal původního veleobra, což vede ke zjasnění takto postižených uzlíků v obalu. Na snímku HST z počátku ledna 1999 je patrné, že první horká skvrna v rovníkovém prstenu kolem supernovy se neustále zjasňuje a dosáhla magnitudy R = 20,65. Poslední 4 roky činí tempo zjasňování 0,0024 mag/d. Při průměrné rychlosti rozpínání rázové vlny 12 000 km/s a za předpokladu kulové souměrnosti lze odtud přímou geometrickou cestou odvodit i vzdálenost supernovy od nás na (50 ±6) kpc. Tento předpoklad však téměř určitě není splněn, neboť prsten jeví zřetelnou nesouměrnost jak v optickém, tak i rádiovém spektrálním pásmu.

Supernova též posloužila jako svérázný světlomet, ozařující intergalaktický prostor mezi Velkým Magellanovým mračnem a pozorovatelem na Zemi, což se zvlášť dobře projevuje na výskytu Dopplerově posunutých složek ultrafialových spektrálních čar C, Mg, Al, Si, P, Cl, Ti, Cr, Mn, Fe, Ni a Zn ve spektrech z družice IUE. Tak lze získat trojrozměrnou představu o struktuře mezihvězdného a intergalaktického prostředí a navíc se tak potvrdilo, že tzv. metalicita (tj. zastoupení prvků těžších než helium) Velkého Magellanova mračna je téměř dvakrát nižší než metalicita Galaxie. Z pozorování družice ISO vychází podle P. Lundqvista aj., že pozůstatek supernovy 1987A je obklopen chladným prachem o teplotě 37 K.

S. Safi-Harb a R. Petre studovali pozůstatek supernovy W50 a rentgenovou dvojhvězdu SS 443 pomocí družice RXTE v pásmu energií 0,5 ÷ 100 keV. Mlhovina W50 patří svými úhlovými rozměry 2° × 1° k největším pozůstatkům po supernově v celé Galaxii a dvojhvězda SS 433 s oběžnou dobou 13,1 d a protilehlými výtrysky plynu s rychlostí 26 % rychlosti světla se nachází prakticky v centru mlhoviny. Díky výtryskům víme, že rotační osa kompaktní složky vykonává precesní pohyb s periodou 163 dnů a vrcholovým úhlem 40°. Nyní se ukázalo, že výtrysky souvisejí s tvarem mlhoviny, což se projevuje mj. netepelným synchrotronovým rentgenovým zářením v mocné rázové vlně – tj. při srážce výtrysků s obálkou po supernově. Podle všeho vzniká přitom také kosmické záření s energiemi minimálně do 240 TeV.

Neobyčejně zajímavé výsledky při studiu pozůstatku po supernově G337.0-0.1 získali S. Corbel aj. pomocí 15m mikrovlnného radioteleskopu SEST v ESO. Poloha pozůstatku totiž koinciduje s měkkým zábleskovým zdrojem záření gama (magnetarem) SGR 1627-41 ve Štíru. Ve směru zorného paprsku k nám se nachází celkem 8 obřích molekulových mračen a tak lze ukázat, že zábleskový zdroj interaguje s mračnem, jež je od nás vzdáleno 11 kpc. Optická extinkce v mračnu dosahuje závratných 43 mag (zeslabení světla v poměru 1 : 10¹⁷!), ale neutronová hvězda-magnetar stará pouhých 5 tisíc let uniká z mračna velkou příčnou rychlostí řádu 10³ km/s.

F. Stephenson a D. Green identifikovali pozůstatek historické supernovy z r. 1181 AD jako rádiový zdroj 3C 58 (G130.7+3.1). E. Reynoso a W. Goss využili obří anténní soustavy VLA k podrobnému pozorování pozůstatku po Keplerově supernově (3C 358) z r. 1604 v Hadonoši. Tak se jim podařilo zúžit meze vzdálenosti supernovy na interval 4,8 ÷ 6,4 kpc. K. Kinugasa a H. Cunemi studovali v říjnu 1993 týž pozůstatek v rentgenovém pásmu 0,5 ÷ 10 keV pomocí japonské družice ASCA. Obdrželi vzdálenost cca 4 kpc a rychlost rozpínání rentgenových uzlíků 200 km/s. J. Hughes porovnal tyto výsledky se staršími měřeními družice ROSAT před 5,5 lety a Einstein před 17,5 lety. Zjistil tak, že rentgenová vlákna v mlhovině se rozpínají dvojnásobnou rychlostí v porovnání s rádiovými měřeními rozpínání, což nasvědčuje volnému pohybu prázdným prostorem, a to pak asi znamená, že Keplerovu supernovu máme klasifikovat jako typ II.

Nová družice Chandra zkoumala koncem září Krabí mlhovinu, jež je pozůstatkem po supernově z r. 1054, vzdálené od nás 1,8 kpc. Nalezla tak jasný rentgenový prsten ve vzdálenosti 0,3 pc kolem jádra mlhoviny, pomocí něhož se do plynného obalu přenáší zářivá energie z centrálního pulzaru. Kolmo na spirálovitý prsten jsou pozorovány jasné výtrysky, jež jsou namířeny ve směru prostorového pohybu pulzaru. M. Amenomori aj. zjistili tibetskou aparaturou pro studium energetického kosmického záření, že Krabí mlhovina vysílá souběžně také záření gama s energiemi až desítek TeV, čímž se definitivně stává nenahraditelnou laboratoří fyziky vysokých energií.

M. Agüeros a R. Green měřili po 13 let rozpínání rádiové mlhoviny Cas A radiointerferometrem v britské Cambridgi na frekvenci 151 MHz. Mlhovina je pozůstatkem poněkud tajemné supernovy, která vybuchla někdy ve druhé polovině 17. století, ale tehdejšími astronomy nebyla vůbec zaznamenána, ačkoliv jde ještě dnes o vůbec nejjasnější rádiovou mlhovinu na obloze – byla objevena jako první mimosluneční rádiový zdroj již r. 1949. Ze změřeného tempa rozpínání vychází dolní mez jejího stáří na 300 roků. K. Stankevič aj. tvrdí, že z tempa rozpínání 5 290 km/s a současného poloměru mlhoviny 1,7 pc plyne, že supernova vybuchla přesně r. 1680. M. Wright aj. studovali tentýž pozůstatek pomocí VLA v pásmu 28 ÷ 87 GHz a odvodili tak jeho vzdálenost na 3,4 kpc.

Rentgenová družice Chandra odhalila koncem srpna 1999 v centru pozůstatku bodový rentgenový zdroj, jenž má v pásmu energií 2 ÷ 10 keV pouhé 0,3 promile toku z mlhoviny, ale je prakticky jisté, že jde o neutronovou hvězdu jako vlastní pozůstatek po výbuchu supernovy. Z těchto měření vyšlo současné tempo rozpínání 4 500 km/s a stáří 320 let, v dokonalé shodě se Stankevičovým odhadem. Vynikající rozlišovací schopnost družice umožnila poprvé určit chemické složení rozpínajících se obalů pomocí jaderných spektrálních čar. Vzápětí byl objekt dohledán B. Aschenbachem v archivu družice ROSAT. Autor soudí, že jde o záření černého tělesa neutronové hvězdy o povrchové teplotě 1,6 MK. Týž zdroj našli v archivu družice Einstein z let 1979 a 1981 G. Pavlov a V. Zavlin, což především ukazuje, že za celých 20 let se objekt měřitelně neposunul a také že jeho zářivý výkon je po celou dobu stálý. Zdá se však, že záření je příliš intenzivní pro osamělou chladnoucí neutronovou hvězdu, čili by mohlo jít o jakousi „horkou skvrnu“ na jejím povrchu. Družice Chandra při prvních pokusných záběrech sledovala úspěšně také pozůstatek po supernově N132D (LMC X-1) ve Velkém Magellanově mračnu. Pozůstatek má průměr 25 pc a stáří asi 3 000 let, tj. průměrné tempo rozpínání něco přes 8 000 km/s, a jeho teplota se blíží 10 MK.

R. Fesen aj. našli předloni pozůstatek po supernově 1885 v galaxii M31 v Andromedě, jenž se jeví v siluetě proti centrální výduti galaxie jako temný disk o průměru 0,7″, takže jeho lineární průměr činí 2,5 pc. Při rychlosti rozpínání 11 000 km/s odtud vychází vzdálenost supernovy na (725 ±70) kpc v dosti dobré shodě s jiným určeními vzdálenosti M31. V srpnu 1885 dosáhla supernova maxima V = 5,85, ale není známo žádné pozorování prostým okem – byla objevena E. Hartwigem v Dorpatu v Estonsku dalekohledem, ale dopis o objevu se bohužel vinou zlotřilého místního poštmistra, jenž odlepoval a znovu prodával dražší známky z obálek, ztratil, a tak o ní máme velmi málo aktuálních zpráv, neboť supernova po objevu velmi rychle zeslábla (o 2 mag za prvních 12 dnů po objevu). (Navíc tehdy nikdo netušil, že jde o supernovu; tehdy se vědělo jen o mnohem méně zářivých klasických novách, což následně oddálilo rozpoznání povahy spirálních mlhovin o plných 40 let.) Ze spektrálního rozboru čar v obálce se nyní podařilo určit chemické složení a hmotnost jednotlivých složek vyvrženého materiálu, jenž obsahuje mj. neutrální a ionizované železo a vápník, což dokazuje, že šlo o supernovu typu Ia.

A. Cha aj. hledali čáry interstelárního vápníku a sodíku ve spektrech 68 svítivých hvězd tříd OB ve směru k pozůstatku po supernově v souhvězdí Plachet (Vela X). Určili tak jejich vzdálenosti v rozmezí 190 ÷ 2 800 pc a to umožnilo revidovat vzdálenost pozůstatku Vela X na pouhých 250 pc, dvakrát blíže, než se dosud soudilo. W. Blair aj. z pozorování vlastních pohybů v pozůstatku pomocí HST tvrdí, že však jde jen o dolní mez skutečné vzdálenosti objektu. Titíž autoři odvodili obdobně z pozorování pohybů plynných vláken revidovanou vzdálenost 440 pc (dosud se udávalo 770 pc) pro známou smyčkovou mlhovinu v Labuti, jež je rovněž pozůstatkem po supernově, která prý vybuchla před pouhými 5 tisíci lety (dosud se udávalo stáří 18 tisíc let).

Podle P. Dragiceviche aj. vzplanou v naší Galaxii asi 2 supernovy za 100 let, takže se nemůžeme divit, že od r. 1604 jsme ještě nepozorovali žádnou supernovu očima, ale už je to opravdu na spadnutí! M. Reinecke aj. propočítali termonukleární výbuch bílého trpaslíka z uhlíku a kyslíku, jenž dosáhl Chandrasekharovy meze 1,39 M_☉ a stává se supernovou Ia. I. Hachisu aj. ukázali, jak vznikne supernova třídy I v symbiotické dvojhvězdě složené z bílého trpaslíka a červeného obra. Silný hvězdný vítr z bílého trpaslíka vede totiž ke zvýšení přetoku látky z červeného obra na bílého trpaslíka, čímž se zvýší hmotnost bílého trpaslíka na Chandrasekharovu mez. Jelikož tento hvězdný vítr odnáší moment hybnosti ze soustavy, vzniká z původně širokého hvězdného páru velmi těsná dvojhvězda, což usnadňuje vznik supernovy z kataklyzmických proměnných typu T CrB nebo RS Oph. U rekurentních nov typu U Sco se červený obr s heliovým jádrem změní na bílého trpaslíka s jádrem C+O a odtud je opět jen pověstný krůček k explozi supernovy typu I. E. Marietta aj. zkoumali vliv exploze supernovy třídy Ia na osudy sekundární složky dvojhvězdy. Pokud je tímto průvodcem hvězda hlavní posloupnosti, ztratí 0,16 M_☉ své hmoty díky rozpínající se obálce supernovy. Pokud je průvodcem červený obr, činí ztráta dokonce 0,54 M_☉, čili většinu vnějších obalů hvězdy. Směrem odvráceným od výbuchu vzniká za sekundární složkou chvost vyvrženého materiálu a náraz obálky na průvodce mu udělí přídavnou prostorovou rychlost 50 ÷ 90 km/s. Svítivost průvodce vzroste až na 5 kL_☉.

3.2. Rádiové pulzary

Dne 13. listopadu 1998 byl na observatoři v Parkesu v Austrálii nalezen již 1 000. rádiový pulzar PSR J1524-5709 v souhvězdí Kružítka. Stalo se tak něco více než 31 let po objevu prvního rádiového pulzaru CP 1919+21 s periodou 1,34 s v souhvězdí Lištičky J. Bellovou dne 6. srpna 1967. Koncem r. 1999 pak A. Wolszczan ohlásil objev pulzaru 2144-3933 s rekordně dlouhou impulzní periodou 8,5 s, čímž byl výrazně překonán dosavadní rekord 5,1 s. M. Young aj. uvedli, že dříve se tomuto pulzaru nesprávně přisuzovala třikrát kratší perioda. Z pozvolného prodlužování periody lze odvodit stáří objektu 280 milionů let a indukci magnetického pole na povrchu neutronové hvězdy 200 MT. Je vlastně překvapující, že takto starý a pomalu rotující pulzar dosud vysílá měřitelné rádiové záření.

M. Toscanovi aj. se podařilo stanovit příčné lineární rychlosti z pozorování 23 milisekundových pulzarů na (85 ±13) km/s, tj. čtyřikrát nižší než pro klasické rádiové pulzary. Navíc klasické pulzary vždy směřuji pryč od hlavní roviny Galaxie, zatímco milisekundové pulzary tuto tendenci nemají. A. Golden a A. Shearer sledovali světelné křivky osamělých neutronových hvězd u pulzarů Geminga a PSR B0656+14 a odtud odvodili jejich průměry na 10 ÷ 13 km a vzdálenosti kolem 160 pc. H. Vats aj. zaznamenali rádiové impulzy z Gemingy s periodou 237,1 ms i na frekvenci 103 MHz. M. McLaughlin aj. však nenašli pomocí antény VLA žádné impulzy na frekvenci 317 MHz. Z prodlužování periody impulzů na nižších frekvencích lze odvodit stáří pulzaru na 340 tisíc let a indukci magnetického pole na povrchu neutronové hvězdy na 160 MT. Geminga je od nás vzdálena pouhých 157 pc a pohybuje se příčnou rychlostí 140 km/s.

Podle J. Uramy a P. Ekeka byly již u 30 různých pulzarů zjištěny skoky (zkrácení) periody, přičemž skoky postihují nejvíce pulzary staré desetitisíce až desetimiliony let. Od objevu pulzarů v r. 1967 bylo úhrnem odhaleno 71 skoků, přesahujících v relativní míře miliardtinu základní impulzní periody. U proslulého pulzaru Vela se podařilo rozpoznat již 13 skoků, jež dosáhly v relativní míře až miliontin základní rotační periody neutronové hvězdy. Pouze 7 pulzarů vyniká častými náhlými zkráceními rotační periody. Podle L. Francové aj. se pomocí skoků v periodě vyrovnává nesoulad v orientaci magnetické a rotační osy neutronové hvězdy. Vzrůstá tak napětí v kůře neutronové hvězdy, která se nakonec rozláme podél rovníku, čímž vzniknou nerovnosti povrchu („hory“ o výšce několika mm) a rozkolísá se tempo rotace. P. Caraveová aj. porovnali polohy pulzaru v Krabí mlhovině, pořízené HST v intervalu 25 měsíců od března 1994, s cílem určit jeho vlastní pohyb po obloze. Obdrželi hodnotu (18 ±3) mas/r v pozičním úhlu 292°, v dobré shodě s historickými měřeními na pozemních fotografiích z intervalu 77 let, jež dávají vlastní pohyb (15 ±3) mas/r v pozičním úhlu 298°. Tento úhel souhlasí se směrem osy symetrie vnitřní části Krabí mlhoviny, takže pulzar letí ve směru rotační osy neutronové hvězdy, což asi není náhoda. Při vzdálenosti pulzaru 2 kpc pak odtud vyplývá lineární příčný pohyb rychlostí 123 km/s. M. Perryman aj. měřili světelnou křivku optického protějšku pulzaru v Krabí mlhovině pomocí citlivého supravodivého můstku (čítače jednotlivých fotonů), což jim umožnilo určit tvar profilu pulzu i interpulzu v ultrafialové a červené části optického spektra.

S. Chaterjee a J. Cordes využili k měření trigonometrické paralaxy pulzaru B0919+06 systému interkontinentální radiointerferometrie a obdrželi tak vzdálenost 3,2 kpc, byť s chybou téměř 50 %. V tuto chvíli jde o vůbec největší astronomickou vzdálenost určenou trigonometricky. Konečně M. Tostano aj. zjistili, že trigonometrická vzdálenost pulzaru PSR J1744-1134 činí 357 pc, což je dokonce dvakrát více, než vzdálenost odvozená nepřímo z disperzní míry rádiových signálů. Nesoulad obou hodnot vzdálenosti nasvědčuje tomu, že máme velmi nedokonalé představy o vlastnostech mezihvězdného prostředí na spojnici mezi pulzarem a Zemí.

R. Mignani aj. se pokoušeli pomocí dalekohledu VLT najít optický protějšek vysoce energetického pulzaru PSR 1706-44 = 2CG342-02, vzdáleného od nás 1,8 kpc – a neuspěli navzdory mezní hvězdné velikosti 27,5 mag. Odtud vyplývá, že optický zářivý výkon 0,1 s pulzaru musí být nižší než 2.10²¹ W. Podle D. Thompsona aj. známe zatím pouze 8 vysoce energetických pulzarů s měřitelným zářením v pásmu gama. Pomocí družice Compton sledovali po dobu 8 let pulzar PSR B1055-52 s impulzní periodou 0,2 s a zjistili, že mimo impulzy není energetické záření pulzaru, starého asi půl milionu roků, vůbec pozorovatelné. Indukce magnetického pole na povrchu neutronové hvězdy dosahuje 110 MT a zářivý výkon v impulzu až 3.10²⁷ W.

Podle O. Benvenuta a G. Lugonese může při vzniku neutronové hvězdy docházet k fázovým přechodům nukleární látky, kdy se nukleony štěpí na kvarky a vznikne tzv. kvarková hvězda. Nitro neutronové hvězdy je fakticky jediné místo ve vesmíru, kde k štěpení na volné kvarky může vůbec dojít. Naproti tomu T. Bulik aj. si myslí, že hustota látky v nitru neutronové hvězdy je přece jen příliš nízká na to, aby ke zmíněným fázovým přechodům došlo. Podle pozorovaných kvaziperiodických oscilací totiž hustota v nitru skutečných neutronových hvězd dosahuje „jen“ 3.10¹⁷ kg/m³, což je asi o polovinu méně, než by bylo potřebné pro štěpení neutronů na kvarky.

Efektivní chlazení nitra neutronové hvězdy obstarává proces URCA, popsaný poprvé G. Gamowem a M. Schoenbergem již r. 1940. Neutrony se totiž rozpadají na protony, elektrony a elektronová neutrina, která z nitra neutronové hvězdy snadno unikají. Proton s elektronem se při následné srážce mění na neutron za vzniku dalšího elektronového neutrina, jež opět uniká z hvězdy. Tak lze nitro neutronové hvězdy ochladit za méně než milion roků od jejího vzniku. Vznikající neutronové hvězdy mají kůru tlustou asi 1,5 km a nemohou rotovat rychleji než s periodou 10 ms.

Milisekundové pulzary proto vesměs vznikají pozdějším roztočením na vyšší obrátky díky jednosměrnému přítoku hmoty z druhé složky binárního systému. Jak spočítali T. Tauris a G. Savonije, předchůdci milisekundových pulzarů jsou rentgenové dvojhvězdy s nízkou hmotností složek a oběžnou periodou větší než 2 dny. Hmotnost dárce se pohybuje mezi 1 a 2 M_☉ a příjemcem je neutronová hvězda s hmotností 1,3 M_☉. Další podmínkou pro vznik milisekundového pulzaru je relativně nízká indukce magnetického pole na povrchu neutronové hvězdy pod 1 MT – jinak by se dodávaný materiál nemohl na povrchu neutronové hvězdy usazovat. Podle P. Freiera a A. da Costy se odstředivé síly, vznikající rotací neutronové hvězdy, chovají „normálně“ a jen zcela vzácně mohou nabýt dostředivého charakteru, jak svého času pro rotující černé díry ukázali M. Abramowicz aj.

M. van Kerkwijk a S. Kulkarni zkoumali pomocí spektrografu Keckova dalekohledu binární pulzar B2303+46, jehož partnerem je žhavý (> 50 kK) velmi hmotný bílý trpaslík 26,6 mag o hmotnosti 1,3 M_☉, srovnatelné s hmotností neutronové hvězdy – pulzaru s periodou 1,06 s, vzdáleného od nás 4,3 kpc. Obě složky obíhají kolem sebe po drahách s výstředností 0,66 v oběžné periodě 12,3 d. Podobně studovali celkem 6 binárních pulzarů, z nichž 4 mají za průvodce rovněž neutronovou hvězdu, ale další dva „pouhé“ bílé trpaslíky, kteří patrně dodávkou hmoty vyvolali výbuch supernovy, a tudíž i vznik rádiového pulzaru. Tím druhým případem s průvodcem – bílým trpaslíkem – je pulzar B1820-11.

S. Thorsett a D. Chakrabarty počítali hmotnosti neutronových hvězd z parametrů 50 binárních rádiových pulzarů, z nichž je nejméně 5 tvořeno dvojicemi neutronových hvězd. Odtud je možné velmi přesně určovat hmotnosti složek ze 3. Keplerova zákona, dokonce relativně přesněji, než jak to dovoluje současná znalost hodnoty gravitační konstanty G, takže místo samotné hmotnosti M_nh se udává součin G.M_nh. Odtud vychází, že průměrná hmotnost existujících neutronových hvězd je pozoruhodně stálá a činí (1,35 ±0,04) M_☉. H. Heiselberg a M. Hjorth-Jensen však varují, že existují výrazné odchylky od průměru směrem k vyšším hmotnostem, a to zejména u pulzarů J1012+5307 – 2,1 M_☉, Vel X-1 – 1,9 M_☉ a Cyg X-2 – 1,8 M_☉. Pokud tedy zavedeme dostatečně „tuhou“ stavovou rovnici pro neutronové hvězdy, je klidně možné, že fyzikální horní mez pro neutronové hvězdy dosahuje hodnoty až 2,2 M_☉.

Neutronové hvězdy jsou dnes jedinými známými objekty ve vesmíru, kde lze ověřovat vztahy obecné teorie relativity v silných polích všech čtyř známých fyzikálních interakcí. Rekordně rychlou rotaci blízkou meze stability neutronové hvězdy vykazují milisekundové pulzary B1937+21 – 641,9 Hz a 1957+20 – 622,1 Hz. Podle P. Haensela se musí neutronová hvězda roztrhnout odstředivou silou při rotační frekvenci 3,47 kHz (perioda rotace 0,29 ms).

Z. Arzoumanian aj. ukázali, že tři binární pulzary jsou významně mladší, než se dosud myslelo, takže odtud plyne, že ke splynutí neutronových hvězd v binárních pulzarech v naší Galaxii dochází nejdříve jednou za 10 tisíc let a nejpozději jednou za 10 milionů let. Pravděpodobnost splynutí se zvyšuje pro binární pulzary mimo galaktickou rovinu. H. Bethe a G. Brown zjistili, že počáteční hmotnost hvězdy musí být vyšší než 80 M_☉, aby z jejího zbytku vznikla určitě černá díra, a tato mez se ještě zvyšuje pro soustavy těsných dvojhvězd, kde se výměnou látky mezi složkami mnoho materiálu poztrácí. V průměru dochází v naší Galaxii k jednomu takovému splynutí každých 30 milionů let. C. Fryer spočítal, že ke zhroucení na černou díru v průběhu závěrečné fáze hvězdného vývoje stačí okamžitá hmotnost nad 20 M_☉, kdy hvězda nejprve vybuchuje jako supernova. Pokud je okamžitá hmotnost hroutící se hvězdy vyšší než 40 M_☉, pak supernova vůbec nevzniká a hvězda se tiše zhroutí rovnou na černou díru. Autor odhaduje poměr hvězdných černých děr a neutronových hvězd v naší Galaxii na 0,015.

3.3. Rentgenové dvojhvězdy a proměnné zdroje

Počátkem roku se zjasnil přechodný rentgenový zdroj XTE J1550-564 a 23. ledna dosáhl intenzity 0,3 Kraba v tvrdém pásmu 20 ÷ 100 keV. Družice RXTE ukázala, že v období od září 1998, kdy došlo k hlavnímu výbuchu rentgenové novy, do května 1999 byla rentgenová jasnost zdroje sinusoidálně modulována v periodě 1,4 d a jevila podle G. Sobczaka aj. kvaziperiodické oscilace s frekvencí 185 Hz. R. Remillard aj. pozorovali zjasnění optického protějšku o plné 4 mag. Podle všeho jde o dalšího kandidáta na hvězdnou černou díru, když její průvodce vyplňuje Rocheův lalok a soustava se tak podobá prototypu Cyg X-1. Objekt opět zeslábl počátkem března 1999. Počátkem května se začal opticky zjasňovat přechodný rentgenový zdroj Aql X 1 (V1333 Aql) a v polovině měsíce dosáhl V = 17,2 mag. V téže době se zvýšila tvrdá složka rentgenové jasnosti zdroje 4U 1630-47 na dvojnásobek a přitom se objevily kvaziperiodické oscilace s periodou 1,17 s a amplitudou 16 %; celé zjasnění přetrvávalo až do poloviny listopadu 1999. Zdroj je dalším kandidátem na černou díru.

V polovině srpna došlo k výraznému zjasnění objektu XTE J1819-254 = V4641 Sgr nedaleko centra Galaxie, a to v optickém i rentgenovém pásmu. Jasnost zdroje se nejprve rozkolísala a potom vzepjala vskutku nevídaně, když v polovině září dosáhla opticky až 8,8 mag (oproti klidové hodnotě slabší než 13 mag) a v tvrdém rentgenovém pásmu až 12násobku Kraba! Během vrcholné fáze 15. září 1999, trvající jen čtvrt hodiny, se objevila v rentgenovém spektru emisní čára železa 6,5 keV. Také v rádiovém GHz pásmu jasnost vzrostla až na 0,3 Jy, ale vzápětí se snížila o dva řády, neboť obálka výbuchu začala být rádiově tenká. V optickém spektru bylo pozorováno modré kontinuum a široké emisní čáry neutrálního vodíku a helia, svědčící o přítomnosti vysokorychlostní složky hvězdného větru v soustavě těsné rentgenové dvojhvězdy. Spektrum odpovídající hvězdě třídy A se koncem září změnilo z emisního na absorpční.

Počátkem října vzplanul přechodný rentgenový zdroj XTE J1859+226, když dosáhl intenzity přes 0,5 Kraba, vykazoval rychlé kvaziperiodické oscilace s amplitudou 5 % a současně se zjasnil i jeho optický protějšek, vyznačující se silným modrým kontinuem a emisemi C, N, O, Si a He. V polovině října se ukázalo, že optická světelná křivka je modulována v periodě 0,28 d s amplitudou 0,1 mag. I tento úkaz lze charakterizovat jako výbuch rentgenové novy, doprovázený rovněž zjasněním v rádiovém GHz oboru. Nepochybně tedy jde o rentgenovou dvojhvězdu s oběžnou periodou kratší než 1 d, jejíž primární složka je dalším kandidátem na černou díru. V polovině října objevila družice Chandra přechodný rentgenový zdroj v galaxii M31, poblíž jejího centra. Zářivý výkon zdroje dosáhl v měkkém rentgenovém pásmu hodnoty až 10³¹ W.

M. Gliozzi aj. zjistili, že kinetická energie výtrysků mikrokvasaru GRS 1915+105 v souhvězdí Orla, vzdáleného od nás 12,5 kpc, značně přesahuje Eddingtonovu mez pro hvězdnou černou díru o hmotnosti 10 M_☉, čili že jde o extrakci rotační energie černé díry Blandfordovým-Znajekovým mechanismem. R. Fender aj. odhadují, že ztráta hmoty ve výtryscích přesahuje 10¹⁵ kg/s a jejich zářivý výkon činí 10³¹ L. F. Rodríguez a I. F. Mirabel studovali mikrokvasar pomocí obří rádiové antény VLA během r. 1994 a zjistili, že z objektu byla vymrštěna 4 rádiová mračna rychlostí 0,92c, směřující k pozorovateli pod úhlem 70°. Mikrokvasar rádiově vybuchl počátkem června 1999, když na frekvencích 1,4 ÷ 3,3 GHz dosáhl intenzity toku 0,5 Jy s rychlými variacemi v poměru až 1 : 2 během desítek minut. Další výbuchy byly pozorovány v polovině listopadu a koncem prosince.

M. Gliozzi aj. odvodili též hmotnost 7 M_☉ pro černou díru v příbuzném rentgenovém zdroji GRB 1655-40 (Nova Scorpii 1994), ve výborné shodě s J. Tomsickem aj., kteří zjistili, že energetické spektrum zdroje se rychle mění v pásmu 2 keV až 2 MeV. Nicméně S. Phillips aj. snížili odhad hmotnosti černé díry na (5,4 ±1,2) M_☉, když pro jeho průvodce odvodili hmotnost v rozmezí 1,4 ÷ 2,2 M_☉. Konečně T. Shahbaz aj. dostali pro černou díru hmotnost (6,7 ±1,2) M_☉ a pro průvodce sp. třídy F4 IV, obíhajícího v periodě 2,6 d, hodnotu (2,5 ±0,8) M_☉. Podle J. Cowana a G. Israeliana aj. vznikla černá díra v soustavě před méně než milionem let, neboť v cárech výbuchu pozorujeme dosud nadměrné zastoupení těžkých prvků, vzniklých v nitru hmotného předchůdce posloupností termonukleárních reakcí; konkrétně jde o O, Si, S, Ar a Ca.

C. Bradhsaw aj. změřili během let 1995–8 pomocí interferometru VLBA paralaxu i vlastní pohyb rentgenové dvojhvězdy Sco X-1 v rádiovém oboru na frekvenci 5 GHz. Objekt je od nás vzdálen (2,8 ±0,3) kpc; lineární vlastní pohyb činí 187 km/s a radiální rychlost -140 km/s. Objekt se nachází v galaktickém halu 1,1 kpc nad galaktickou rovinou a jeho galaktocentrická rychlost dosahuje 244 km/s. Zářivý výkon 2,3.10³¹ W odpovídá Eddingtonově mezi. U známé rentgenové dvojhvězdy Her X-1 byl koncem března minulého roku zpozorován výpadek 35denní periody modulace tvrdého rentgenového záření. Optické spektrum, pořízené v polovině dubna, však ukázalo, že průvodce kompaktní složky je stále ozařován rentgenovým zářením z akrečního disku kolem kompaktní složky.

J. Orosz a E. Kuulkers určili parametry rentgenové dvojhvězdy Cyg X-2 = V1341 Cyg s oběžnou dobou 9,8 d, sklonem dráhy 62,5° a poměrem hmotností složek q = 0,34. Při vzdálenosti 7,2 kpc od nás má neutronová hvězda v soustavě hmotnost 1,8 M_☉ a průvodce, který dodává zhroucené složce nepřetržitě svou látku, jen 0,6 M_☉. T. Ash aj. stanovili podobně parametry rentgenové dvojhvězdy Cen X-3 = V779 Cen, objevené již r. 1967, s oběžnou dobou 2,1 d, sklonem 70° a poměrem q = 0,06. Zatímco neutronová hvězda má hmotnost pouze 1,2 M_☉, optická složka je opravdu masivní hvězda sp. třídy O6-7 II-III s hmotností 20,5 M_☉. Rentgenový zářivý výkon systému dosahuje 5.10³⁰ W a je modulován v pulzní periodě 4,84 s. M. Hirajama aj. měřili vlastnosti systému PSR B1259-63 = SS 2883, jenž je jednak rádiovým pulzarem, ale též rentgenovou dvojhvězdou na velmi protáhlé oběžné dráze s výstředností 0,86 a periodou 3,4 let, v době kolem apastra, kdy se složky ovlivňují nejméně. Hlavní složka třídy B2e má poloměr 6 R_☉ a hmotnost 10 M_☉, i když vzdálenost soustavy od nás je nejistá, patrně něco kolem 2 kpc.

F. Mayer a E. Meyerová-Hoffmeisterová popsali vývoj dvojhvězd typu AM Her, tzv. polarů. Primární složku tvoří silně magnetický bílý trpaslík a sekundární složka v synchronní rotaci má relativně nízkou hmotnost; vyplňuje však Rocheův lalok, takže plynule předává svou látku bílému trpaslíku, který ji přijímá v oblastí magnetických pólů. Sekundární složka se nakonec dočista vypaří, anebo z ní zbude chladný hnědý trpaslík a my pozorujeme osamělého rychle rotujícího magnetického trpaslíka, jako například rentgenový zdroj RE J0317-853. Revidovaná hodnota Chandrasekharovy (horní) meze pro hmotnost bílých trpaslíků činí 1,39 M_☉.

O dnešním rozsahu rentgenové astronomie snad nejlépe svědčí katalog jasných zdrojů, pozorovaných v letech 1990–91 německou družicí ROSAT, jenž obsahuje bezmála 19 tisíc položek. Tato družice je však již nefunkční, leč výborně ji nahradila nová americká družice Chandra, která mimo jiné prokázala, že rentgenové pozadí oblohy je jasnější, než se čekalo. Jelikož družice prolétává pravidelně radiačními pásy Země, dochází přitom k poškozování jejích citlivých detektorů, jež se při průletech radiačními pásy vysouvají z ohniska rentgenového teleskopu, aby se snížilo opotřebení.

3.4. Zábleskové zdroje záření gama

Zatím nejcennějším zábleskovým zdrojem záření gama (GRB) se stal objekt GRB 990123, jehož křivka jasnosti gama měla komplexní vzhled s mimořádně dlouhým trváním asi 100 s a dvěma hlavními a posledním menším výbuchem v 25., 40. a 50. s po náběhu vzplanutí. Lze říci, že se tento výjimečný úkaz stal doslova Rosettskou deskou astronomie GRB, neboť se jej podařilo již 4 s po začátku vzplanutí gama identifikovat družicí BeppoSAX rentgenově a v tomto oboru dosáhl po 40 s od začátku záblesku nevídané rekordní intenzity 3,4 Kraby.

Díky souhře okolností se podařilo GRB pozorovat rovněž opticky, a to automaticky naváděnou aparaturou ROTSE v poloze 1525.5+4445 (galaktické souřadnice l = 73° a b = 55°) v souhvězdí Pastýře. S. Odewahn aj. našli optický protějšek R = 18,2 mag na Mt. Palomaru zhruba 3,5 h po vzplanutí a čínští astronomové zaznamenali na témže místě 8,5 h po maximu mlhavý optický objekt 19,2 mag. Dodatečná analýza záběrů z ROTSE C. Akerlofem aj. ukázala, že objekt byl poprvé zachycen na snímku pouhých 22 s po začátku GRB jako hvězda 11,8 mag a během další půl minuty se ještě zjasnil na téměř neuvěřitelných 9,0 mag. O 10 minut později však opět zeslábl na 14,5 mag a poté se dostal pod mez citlivosti ROTSE.

V další noci zeslábl vlastní dosvit GRB na 20 mag, ale to už se podařilo pořídit Keckovým dalekohledem jeho spektrum, obsahující podle J. Blooma aj. řadu absorpčních čar s červeným posuvem z = 1,61, odpovídajícím minimální kosmologické vzdálenosti GRB 2,8 Gpc. Na II. palomarském fotografickém atlasu se na daném místě nalézá objekt R = 21,3 mag, což je zřejmě mateřská galaxie. Přehlídkový snímek ROTSE, pořízený 133 minut před GRB, neobsahuje v udaném směru žádný objekt jasnější než mez 16,5 mag. HST STIS byl do sledování dosvitu zapojen až 8. února 1999, kdy S. Holland a J. Hjorth, jakož i A. Fruchter aj. nalezli na daném místě nepravidelnou galaxii V = 25,45 mag. Optický dosvit tehdy klesl již na V = 24,2 a nacházel se 0,65″ (tj. 5,5 kpc) jižně od jejího centra. Několik optických uzlíků v obrazu galaxie svědčí o poklidném tempu tvorby hvězd maximálně 0,2 M_☉/r. J. Bloom aj. však kombinací pozorování HST a Keckova dalekohledu dospěli k tempu tvorby hvězdy až 4 M_☉/r. Optický dosvit se nalézá asi 1,3 kpc od centra jednoho z těchto uzlíků.

S. Kulkarni aj. zjistili, že již za jeden den po GRB byl pozorovatelný dosvit v rádiovém oboru v pásmu mikrovln, jenž však opět zmizel během následujících 30 hodin. Podle jejich názoru šlo o relativistické rozpínání původní ohnivé koule, projevující se zpětnou rázovou vlnou. Také R. Sari a T. Piran souhlasí s názorem, že pozorování velmi dobře potvrzuje model rozpínající se ohnivé koule s Lorentzovým faktorem L ≈ 200. Jak konstatovali M. Briggs aj., získali jsme tak poprvé přehled o jediném GRB ve všech oborech elektromagnetického spektra. Vzplanutí se nejprve projevilo v energetickém pásmu 1,4 MeV, avšak maximální energie rychle klesla na hodnotu 300 keV. Průběh světelné křivky v oboru gama a optickém přitom na sobě nijak nezávisely.

P. Mészáros vypočetl z předešlých údajů celkovou uvolněnou energii při vzplanutí na 4.10⁴⁷ J za předpokladu izotropního rozložení svítivosti, což by odpovídalo maximálnímu optickému výkonu 5.10⁴³ W (o tři řády více než u kvasarů!!). Zprvu se uvažovalo o tom, že GRB byl zesílen gravitační čočkou, což však snímky z HST prakticky vyvrátily. Protože však z nápadné změny strmosti poklesu jasnosti 2 dny po vzplanutí vyplývá, že záření výbuchu bylo ve všech spektrálních oborech usměrněno do relativně úzkého svazku o vrcholovém úhlu pouhé 4°, vychází pak daleko přijatelnější hodnota uvolněné energie kolem 4.10⁴⁵ J a maximální výkon „jen“ o řád větší než u kvasarů. (Energie 10⁴⁶ J odpovídá 10 % klidové hmotnosti standardní neutronové hvězdy.) Rovněž S. Robertson dospěl k celkové uvolněné energii 4.10⁴⁷ J, ale i on se domnívá, že záření je usměrněno; nicméně tvrdí, že na to standardní neutronové hvězdy s hmotností 1,4 M_☉ rozhodně nestačí, a přichází s nečekaným tvrzením, že prý mohou existovat neutronové hvězdy s hmotností až 10 M_☉, které by při splynutí daly až 3.10⁴⁸ J uvolněné energie!

Na skvělém úspěchu se rozhodující měrou podílel fakt, že na družici Compton vinou selhání palubního magnetofonu bylo třeba přenášet údaje z detektoru BATSE na zemi v reálném čase, a samozřejmě, že stejně rychle umí družice BeppoSAX identifikovat GRB v rentgenovém pásmu. Odtud pak vede přímá cesta k rozesílání údajů o GRB bezmála v reálném čase prostřednictvím internetu na různé observatoře vybavené automaticky naváděnými kamerami. Mezi nimi vyniká I. generace robotického teleskopu ROTSE v Novém Mexiku, která sestává ze čtyř teleobjektivů s průměrem čoček 35 mm, vybavených maticí CCD s hranou 2 048 pixelů. Tak lze jedním snímkem pokrýt zorné pole 16° × 16°; tj. i velmi hrubá poloha z BATSE (±10°) naprosto postačuje k záznamu optického dosvitu, přičemž reakční doba aparatury k zamíření kteréhokoliv místa na obloze činí v nejhorším případě pouhých 10 s.

ROTSE je v činnosti od března 1998 a během prvního roku sledovala celkem 26 GRB, leč v žádném jiném případě nebyl zaznamenán optický protějšek do mezní hvězdné velikosti kolem 15 mag. Pokud není ROTSE aktivována pomocí internetu, věnuje se rutinní přehlídce oblohy, takže každou jasnou noc získá asi 8 GB údajů, jež jsou přenášeny dálkově na Akerlofovo pracoviště na Michiganské univerzitě. Jedinečný úspěch z 23. ledna 1999 však zřejmě umožní zařízení podstatně vylepšit nahrazením fotografických čoček zrcadly s průměrem 0,45 m, která zvýší dosah aparatury do 19 mag.

A. Fruchter aj. sledovali pomocí HST a Keckova dalekohledu optický dosvit GRB 970228 po více než 13 měsíců od vzplanutí gama. Objekt má galaktické souřadnice l = 189° a b = -18° a nalézá se na okraji obrazu mateřské galaxie V = 25,8, když sám dosvit za prvního půl roku zeslábl na V = 28. A. Fruchter rovněž popsal velmi červený optický dosvit GRB 980329, z čehož usuzuje, že jde o mimořádně vzdálený objekt, a jelikož byl v oboru gama relativně velmi jasný, vyplývá z toho uvolněná (izotropní) energie kolem 5.10⁴⁷ J, tj. za hranicí klidové energie i velmi masivní neutronové hvězdy.

Velmi pozoruhodný je podle A. Castra-Tirada aj. případ GRB 980703, pozorovaný družicemi Compton-BATSE, RXTE i BeppoSAX, jenž trval v pásmu energií 50 ÷ 300 keV plných 400 s. Nicméně v tvrdém rentgenovém oboru začala jasnost zdroje stoupat již 18 s před vzplanutím gama. Jelikož se podařilo identifikovat mateřskou galaxii s posuvem z = 0,97, vyplývá odtud, že ve vzplanutí se uvolnila energie 10⁴⁶ J, a to podle B. Schaefera z objemu o průměru menším než 66 km. Totéž zjistili J. 't Zand aj. pro GRB 980519, kde tvrdé rentgenové záření předcházelo vzplanutí gama o plných 70 s.

I. Smith aj. zkoušeli nalézt pomocí aparatury SCUBA JCMT submilimetrové dosvity u osmi GRB, jež vzplanuly mezi květnem 1997 a prosincem 1998, a uspěli pouze v jediném případě pro vůbec nejjasnější GRB 980329 v pásmu 850 μm, a to 6 dnů po vzplanutí gama. Submilimetrový dosvit v následujících 6 dnech zeslábl pod hranici detekce. D. Frail sledoval GRB 981226 ve Vodnáři v poloze 2329-2355 se zatím nejvyšším poměrem mezi rentgenovým dosvitem a intenzitou vzplanutí gama. Rentgenový dosvit byl nalezen 11 h po GRB a rádiový po 9 dnech, což je pro rádiové protějšky typické. Optický dosvit se nepodařilo odhalit, ale zato slabý obraz mateřské galaxie R = 24,9.

V květnu byl objeven GRB 990510 se složitým profilem světelné křivky o trvání 80 s v poloze 1338-8029 v souhvězdí Chameleona a v galaktických souřadnicích l = 304° a b = -18°. Jeho rentgenový dosvit dosáhl intenzity 4,3 Kraby a optický dosvit 3,5 h po GRB R = 17,5 mag, jenž podle G. Israele aj. postupně zeslábl až na 23,7 mag. F. Harrison aj. odhalili rovněž rádiový dosvit a tvrdí, že dosvity jsou soustředěny do úzkých výtrysků, což může snížit odhadovanou energii úkazu 2,9.10⁴⁶ J, resp. maximální zářivý výkon 7,3.10⁴⁵ W až třistakrát. Pomocí VLT ESO se podařilo S. Covinovi aj. prokázat, že dosvit jeví 1,7% lineární polarizaci světla, takže jde podle R. Wijerse aj. evidentně o projev synchrotronového záření. Objekt se nachází 1,8″ severně od mateřské galaxie 22 mag s červeným posuvem z = 1,62, takže jeho minimální vzdálenost lze odhadnout na 2 Gpc a energii vzplanutí na 10⁴⁶ J. To odpovídá brzdění ohnivé koule v odporujícím prostředí kolem zdroje. Přitom vzniká rázová vlna urychlující elektrony na relativistické rychlosti a zesiluje se indukce magnetického pole. Pokud je toto pole pravidelné, vyvolá to lineární polarizaci optického záření.

Počátkem července vzplanul GRB 990704 s trváním 40 s a rentgenovým maximem 6,2 Kraby, leč optický dosvit se nepodařilo nalézt. J. Halpern aj. vzápětí sledovali velmi jasný GRB 980519, k němuž nalezli infračervený dosvit I = 19,5 již 8,8 h po vzplanutí. Dosvit však rychle zeslábl na hranici viditelnosti 22 mag a souběžně klesal i dosvit rádiový. Během roku se pak podařilo odhalit ještě několik poměrně standardních rentgenových, optických a rádiových dosvitů. D. Lazzati aj. si povšimli, že v některých GRB byly po krátkou dobou patrně pozorovány emisní čáry železa, kosmologicky významně posunuté k nižším energiím. Zejména L. Piro aj. objevili v rentgenovém dosvitu GRB 970508 jadernou čáru železa K-α s kosmologickým červeným posuvem z = 0,835. Pokud se to potvrdí, je tím prakticky vyloučeno, že by GRB vznikaly splynutím dvou neutronových hvězd v ohnivé kouli. J. Rhoads upozornil, že pokles optického dosvitu zmíněného GRB probíhal nejprve podle mocninného, ale posléze podle exponenciálního zákona, což vylučuje usměrnění svazku záření. Pak by zvítězily domněnky, jež přisuzují jevy GRB výbuchům hypernov, resp. supranov. To si ze stejného důvodu myslí také M. Vietri aj. Jakmile výbuch hypernovy narazí na akreční torus bohatý na železo, ohřeje jej až na 30 MK a brzdné záření horkého disku obnoví měkkou rentgenovou emisi i výskyt jaderných čar železa.

K podobnému závěru dochází též D. Reichart, jenž uvádí, že prototyp GRB 970228 vyhlížel díky rentgenovému a optickému dosvitu původně jako potvrzení modelu ohnivé koule, ale nyní se zdá, že i tam se objevila supernova, která vzplanula dva týdny po GRB. Další koincidencí je GRB 970514, související patrně se supernovou 1997cy třídy IIn. Totéž dle J. Blooma aj. se týká i GRB 980326, jehož optický dosvit se po 3 týdnech zjasnil 60krát, ač se poprvé objevil již 10 h po GRB. Jde vskutku o supernovu; nikoliv snad o obraz mateřské galaxie, neboť po 9 měsících dosvit zeslábl pod mez detekce 27 mag. Ostatně K. Iwamoto snesl další důkazy o souvislosti GRB 980425 a podivné supernovy 1998bw a tvrdí, že v tomto případě šlo právě o zmíněné zhroucení hypernovy. Totéž si myslí R. Chevalier, jenž pro příslušnou supernovu třídy Ic odhaduje uvolněnou energii do 3.10⁴³ J. Naproti tomu J. Norris aj. soudí, že koincidence obou úkazů není ani zdaleka přesvědčující. Podle B. Hansena lze hypernovy s ohledem na relativně nižší energii exploze (řádu 10⁴¹ J) pozorovat jen do vzdálenosti 100 Mpc, kdežto klasické GRB mohou dosahovat energií až o pět řádů vyšších.

Hypernova vzniká přímým hroucením velmi hmotné (≈ 100 M_☉) hvězdy na Kerrovu černou díru, kdežto supranova znamená výbuch klasické supernovy, po níž zbude rychle rotující neutronová hvězda o superkritické hmotnosti. Jakmile během následujících měsíců až let poklesne rychlost její rotace, přetučnělá neutronová hvězda se rovněž zhroutí na černou díru. Podle M. Vietriho a L. Stelly se přitom uvolní energie řádu 10⁴⁶ J při Lorentzově faktoru L ≈ 300. Jelikož baryony kolem černé díry jsou vzácné a dosahují maximální hmotnosti 10⁴ M_☉, mohou se fotony gama snadno ihned vyzářit do vnějšího prostoru.

Mezi tzv. měkkými blýskači budí stálý zájem magnetar SGR 1900+14 = PSR J1907+0919 v souhvězdí Orla, jenž se proslavil nevídaným gigantickým vzplanutím gama GRB 980827, při němž mimo jiné poklesla výška zemské ionosféry z obvyklých 85 km na pouhých 60 km a došlo ke krátkodobým výpadkům na družici RXTE a kosmické sondě NEAR. Podle J. Sylwestera aj. je od nás vzdálen 6 kpc. M. Feroci aj. sledovali obří vzplanutí pomocí družice BeppoSAX a nalezli v něm oscilace s periodou 5,16 s a v každém impulzu čtyři subpulzy, oddělené od sebe přesně 1,03 s. D. Marsden aj. však zařazení objektu mezi magnetary zpochybňují, neboť zjistili měřeními družice RXTE, že při výbuchu se tempo prodlužování oscilační periody zdvojnásobilo na 1,3,10¹⁰ J, a nelze je tudíž považovat za míru velikosti magnetické indukce, nýbrž za projev zesílení relativistického větru. Naproti tomu E. Mazec aj. soudí, že obří výbuch objektu v Orlu nápadně připomíná gigantický výbuch SGR 0526-66 v březnu r. 1979, a jelikož se takové výbuchy opakují s rekurencí 50 ÷ 100 let, tak musejí mít i stejnou fyzikální příčinu.

J. Šitov aj. sledovali SGR v Orlu radioteleskopem BSA v Puščinu v pásmu 111 MHz na přelomu let 1998 a 1999, přičemž odhalili rádiové impulzy s periodou 5,16 s a poloviční šířkou impulzního profilu 100 ms. Ze zpomalování periody řádu 10¹⁰ jim vychází indukce magnetického pole na povrchu magnetaru 80 GT. K. Hurley aj. objevili pomocí družice ASCA, že magnetar je rovněž rentgenovým pulzarem s touž periodou a že jeho poloha dobře souhlasí s pozůstatkem supernovy G42.8+14. Rentgenové pulzace potvrdila též C. Kouveliotouová aj. pomocí družice RXTE, jež však udává indukci magnetického pole na povrchu neutronové hvězdy 50 GT.

To tedy znamená, že vztah mezi měkkými blýskači (magnetary) a pozůstatky supernov je naprosto jednoznačný. Nyní již všechny čtyři známé magnetary (ty další jsou SGR 0525-66, 1627-41 a 1806-20) mají odpovídající pozůstatky po supernovách. M. Feroci aj. soudí, že magnetar v Orlu se svým chováním nejvíce podobá SGR 0522-66 ve Velkém Magellanově mračnu. Rovněž SGR 1806-20 jeví pulzace s periodou 7,47 s, která se sekulárně prodlužuje tempem 8,3.10¹¹, ale podle K. Hurleye aj. se nachází mimo jádro rádiového pozůstatku po supernově G10.0-0.3. Jeho vzdálenost od nás činí buď 6, nebo 14,5 kpc a stáří řádově desítky tisíc let. Do skrovného seznamu magnetarů však přibyl podle P. Woodse aj. objekt SGR 980615 (1627-41), objevený v souhvězdí Štíra pomocí BATSE. V rentgenovém pásmu září trvale a odpovídá mladému pozůstatku po supernově G337.0-0.1 s rotační periodou 6,4 s. Indukce jeho magnetického pole dosahuje alespoň 50 GT. S. Corbel aj. nalezli při měřeních v pásmu milimetrových vln na zorném paprsku od tohoto magnetaru nejméně 8 molekulových mračen a odtud odvodili jeho pravděpodobnou vzdálenost 11,0 kpc od Slunce. Optická extinkce mezi magnetarem a námi činí neuvěřitelných 43 mag (tj. více než miliardkrát!), takže magnetar je zřejmě neutronová hvězda na samém pokraji molekulového mračna, jež uniká z mladého (≈ 5 tisíc let) pozůstatku po supernově příčnou rychlostí řádu 1 000 km/s.

Nejnověji X. Li a E. van den Heuvel tvrdí, že také rentgenový pulzar 2S 0114+650 je bývalý magnetar, neboť má extrémně pomalou rotaci neutronové hvězdy 2,7 h. To lze vysvětlit jen tak, že původní indukce magnetického pole na jejím povrchu přesahovala 10 GT, ale její současná hodnota činí jen 0,1 GT, neboť tak silné magnetické pole rychle slábne. Podle T. Murakamiho aj. dosahují napětí v kůře neutronové hvězdy maximální energie jen 10³⁴ J, zatímco v impulzech se uvolňuje až 10³⁶ J. To znamená, že magnetary nemusejí ztrácet energii pukáním kůry neutronové hvězdy, nýbrž magnetickými zkraty (rekonexí) fyzikálně podobnými hvězdným erupcím.

T. Totani studoval vznik párů pozitron-elektron v GRB, když si povšiml, jak výrazně během daného vzplanutí zářivý výkon jevu kolísá až o 3 řády. Tvrdí proto, že v centru zdroje se tvoří fotony o extrémně vysoké energii anebo synchrotronové záření protonů, které nakonec vede ke vzniku zmíněných párů. Disipaci energie usnadňuje relativistický pohyb částic s Lorentzovým faktorem L ≈ 100 ÷ 1 000. Autor proto soudí, že v GRB se uvolňují energie vyšší, než je klidová energie velmi hmotné neutronové hvězdy 1,7 M_☉, tj. 3.10⁴⁷ J. Pak by mohly být GRB dobrými zdroji kosmického záření ultravysokých energií, pro něž dosud nemáme kloudné vysvětlení.

O párech pozitron-elektron v souvislosti se vznikem ultraenergetického kosmického záření uvažovali též M. Medvěděv a A. Loeb, kteří dospěli k podobným závěrům jako Totani, tj. při vysokém Lorentzově faktoru se energetické záření gama změní na baryony, jež se urychlí na ultrarelativistické rychlosti. Podstatná část kinetické energie se však změní na relativistické elektrony, jež se urychlují Fermiho mechanismem v rázové vlně. Díky inverznímu Comptonovu jevu elektrony chladnou ve srážkách s fotony a synchrotronovou emisí, což vyvolá vzplanutí gama i rentgenový a optický dosvit. Celý úkaz je možný jediné za trvalé přítomnosti extrémně silného magnetického pole. R. Zajdel a V. Kurt zkoumali okolnosti pádu těles o hmotnosti řádu 10¹⁷ kg (větší planetky) na neutronové hvězdy s magnetickým polem řádu 100 MT a ukázali, že přitom vznikají ultraenergetické (až 10 EeV) protony kosmického záření, jež se oproti pozorovanému záblesku gama mohou díky pozvolnému urychlování opozdit nejenom o dny, ale dokonce i o týdny a celé měsíce. Vskutku již byly pozorovány tvrdé (řádu GeV) fotony záření gama opožděné proti vlastnímu vzplanutí gama o desítky minut.

M. Ruffert a H. Janka propočítali případy, kdy splynutím neutronových hvězd vzniká černá díra, jež přibírá hmotu z akrečního toru o hmotnosti až několika desetin M_☉, o hustotě až 10¹⁵ kg/m³ a teplotě do 10 GK. Nejvíce energie se pak odnáší díky neutrinům (zářivý výkon může dosáhnout 10⁴⁶ W) a anihilace párů neutrino-antineutrino vede k vyzáření výkonů až 4.10⁴³ W, z největší části podél rotační osy černé díry. Z hlediska výskytu GRB je podstatné, že v tomto prostoru se nachází nepatrné množství baryonové látky, která by mohla fotony gama srážkově degradovat. Autorům pak vychází, že výtrysky gama jsou usměrněné do vrcholových úhlů řádů stupňů až desítek stupňů, a lze tak velmi dobře objasnit krátkožijící GRB s trváním pod 1 s.

P. Popham aj. navrhli nový mechanismus vzniku GRB následkem hyperakrece látky z tlustého akrečního disku černé díry, jež prý může dosáhnout tempa 0,01 ÷ 10 M_☉/s! Naproti tomu C. Fryer aj. neuspěli s modelovými výpočty splynutí bílého trpaslíka a černé díry, ačkoliv předtím určitě dochází k slapovému roztrhání bílého trpaslíka do tlustého akrečního disku. Energie vyzářená při splynutí nestačí k objasnění GRB ani při tempu akrece 0,05 M_☉/s a trvání pohlcení 1 min. Přitom v dané galaxii dochází k jednomu takovému splynutí každých milion let. S. Portegies Zwart aj. počítali světelnou křivku GRB, který vznikl akrecí hmoty z cca 100km disku kolem černé díry, jež je součástí dvojhvězdy, v níž druhou složku představuje neutronová hvězda. Ta vyvolává precesi akrečního disku, z něhož tryská usměrněný svazek záření gama díky Blandfordově-Znajekově mechanismu (extrakce rotační energie černé díry do akrečního disku se silným magnetickým polem). Usměrněný svazek se tudíž komíhá vlivem precese, a to vytváří pro pozorovatele velmi komplexní strukturu světelné křivky GRB. Autoři uvádějí, že podle výsledků statistického studia vzniká v dané galaxii 1 GRB každých milion roků, kdežto ke splývání neutronových dvojhvězd dochází přinejmenším desetkrát častěji – to je dobrý argument pro usměrnění výtrysků záření gama.

W. Lee a W. Kluzniak se zabývali hydrodynamikou posledních 23 milisekund před splynutím černé díry a neutronové hvězdy. Ukázali, že neutronová hvězda se slapovým působením černé díry promění na hustý torus s hmotností několika desetin M_☉ obklopující černou díru. Autoři soudí, že takto by se daly vysvětlit ohnivé koule doprovázející vzplanutí zábleskových zdrojů záření gama. Takovou soustavu jsme ovšem v naší Galaxii dosud nepozorovali, ale podle výpočtů autorů by měla vznikat v průměru jednou za několik set tisíc let. To dává dobré vyhlídky pro budoucí detektory gravitačního záření, jež by tak mohly pozorovat několik desítek splynutí do roka, jelikož citlivost detektorů by měla stačit postihnout všechny takové úkazy až do vzdálenosti 200 Mpc od Země.

P. Mészáros aj. se domnívají, že jak splynutí neutronové hvězdy s černou dírou, tak i pravděpodobnější splynutí dvou neutronových hvězd způsobí, že výsledné záření gama je mírně usměrněné, což řeší nesnadný energetický problém pozorovaných zábleskových zdrojů záření gama. Autoři připomínají, že oba typy splynutí dávají podobnou uvolněnou energii řádu 10⁴⁷ J, což pak naprosto bezpečně stačí k objasnění povahy zábleskových zdrojů. J. Grindlay odhaduje, že GRB mají Lorentzův faktor L v rozmezí řádů 10² ÷ 10³, což vede nutně k usměrnění svazku nepřímo úměrně druhé mocnině L, a to přirozeně snižuje odhady energie uvolněné ve vzplanutí, jenže současně zvyšuje četnost výskytu GRB ve vesmíru.

Statistika naznačuje, že jeden GRB připadá na 1 ÷ 100 milionů galaxií za rok. E. Fenimore zprůměroval parametry pozorovaných GRB a dostal tak velký rozptyl v jejich trvání od 50 ms (!) do 1 000 s, zatímco průměrný červený posuv z = 1,0. K. Hurley aj. nenašli žádný vztah mezi GRB a Abellovými kupami galaxií, resp. rádiově tichými kvasary. W. Paciesas aj. zveřejnili v pořadí již IV. katalog GRB z BATSE, obsahující 1 637 úkazů v intervalu od dubna 1991 do srpna 1996, a k tomu přidal K. Hurley doplněk, využívající triangulační pozorování týchž zdrojů ze sluneční sondy Ulysses, znamenající až 25násobné zvýšení polohové přesnosti pro 147 zdrojů.

T. Totani se zabýval statistikou výskytu GRB s různými vlastnostmi ve IV. katalogu BATSE a zjistil, že existuje zásadní rozdíl mezi chováním krátkodobých a dlouhodobých GRB, přičemž rozhraní odpovídá trváním kolem 2 s. I. Bělousovová aj. však rozlišují podle délky trvání tři skupiny GRB, přičemž nejvíce vzplanutí se kupí kolem hodnot 0,6, 3,5 a 30 s. D. Cline aj. si všímají velmi kratičkých GRB s trváním pod 0,1 s, jež se zřetelně odlišují od zmíněných skupin s relativně dlouhým trváním. Kratičkých GRB v III. katalogu BATSE je pouze 12 a autoři tvrdí, že jsou určitě lokální (v naší Galaxii), zatímco GRB s delším trváním jsou vesměs mimogalaktické a většinou ve velkých kosmologických vzdálenostech.

Vinou kosmologických vzdáleností GRB pozorujeme deficit slabých zdrojů. Protože však hmotné hvězdy mají obecně nejkratší životnost (a končí často jako GRB), dostáváme z rozložení jasností GRB zkreslené údaje o tvorbě hvězd v raných epochách vesmírného vývoje. B. Schaefer aj. ukázali, že výskyt GRB klade astrofyzikálně obtížně vysvětlitelné nároky na povahu mateřských galaxií. Pokusy o odhalení mateřských galaxií se totiž velmi často nedaří, ačkoliv by tyto galaxie měly mít v průměru dosti nízké červené posuvy z < 0,4. Např. u GRB 990308 se sice vynořil už 3,3 h po vzplanutí optický dosvit R = 18,1, ale do mezní hodnoty 25,7 mag se jim nezdařilo odhalit mateřskou galaxii.

Není proto vyloučeno, že většina GRB je kosmologicky nesmírně daleko (z > 5,9), anebo že se mohou vyskytovat i v intergalaktickém prostoru. Naproti tomu P. Freeman aj. upozornili, že podle měření z družice Ginga měl GRB 870303 v energetickém spektru cyklotronové čáry na 20 a 40 keV. Pokud jde o cyklotronovou rezonanci, musel být objekt velmi blízko. J. Norris aj. navrhli novou metodu určování vzdáleností GRB ze zpoždění fotonů s nižšími energiemi. Ukázali totiž, že velikost zpoždění závisí nepřímo na velikosti maximálního zářivého výkonu GRB. Vzdálenost pak lze odvodit z pozorovaného příkonu GRB a velikosti zmíněného zpoždění.

Pro úplnost ještě uvádím, že R. Hartman aj. uveřejnili III. katalog trvalých zdrojů záření gama, zpozorovaných aparaturou EGRET na družici Compton mezi květnem 1991 a říjnem 1995, pro energetické pásmo 30 MeV až 20 GeV. Katalog obsahuje celkem 271 zdrojů, z nichž se podařilo identifikovat jen 66 jako blazary. K dalším 170 zdrojům se dosud nezdařilo navzdory soustavnému úsilí najít žádné protějšky, takže jejich povaha je naprostou záhadou. Podobně není jasné, proč se plná třetina zdrojů nachází dále než 10° od hlavní roviny Galaxie.

4. Mezihvězdná látka

D. Welty aj. využili jasné supernovy 1987A ve Velkém Magellanově mračnu k určení struktury a chemického složení mezihvězdného a mezigalaktického prostředí ve směru zorného paprsku. Ultrafialová a optická spektra obsahují celkem 46 absorpčních složek prvků C, Mg, Al, Si, P, Cl, Ti, Cr, Mn, Fe, Ni a Zn s radiálními rychlostmi 24 ÷ +296 km/, což umožnilo poprvé zkoumat prostorovou strukturu neutrálního mezihvězdného prostředí v tak rozsáhlém objemu. Současně se ukázalo, že metalicita Velkého Magellanova mračna je až dvakrát nižší než metalicita v okolí Slunce. Podle C. Wrighta aj. se díky družici ISO zdařilo najít na 112 μm čáru molekuly HD ve směru k mlhovině v Orionu. Z toho odvodili poměr D/H = 1,0.10⁵.

K. Volk aj. upozornili na neidentifikovaný infračervený pás na 21 μm, jenž ve 4 případech nalezla již družice IRAS a nyní v 8 případech družice ISO. Autoři soudí, že pás přísluší buď tuhé látce neznámého složení, anebo směsi velkých molekul. Přitom podle B. Natha je interstelární pozadí v průměru o 19 řádů řidší než zemská atmosféra, takže na 1 krychlový metr připadá pouhý milion částic. Ještě desetmilionkrát řidší je však pozadí intergalaktické (1 částice v 10 krychlových metrech, aneb sněhová vločka v objemu zeměkoule). Nicméně obří molekulová mračna představují výrazné koncentrace kosmické látky v porovnání s tímto pozadím a podle R. Crutchera se na jejich soustředění výrazně podílejí mezihvězdná magnetická pole. Jak uvedli C. Cesarská a M. Sauvage, díky družici ISO např. víme, že vzhled infračerveného spektra husté reflexní mlhoviny NGC 7023 v Cefeu se vzhledem neliší od difuzního mračna v souhvězdí Chameleona, ačkoliv se hustotou liší více než o tři řády.

5. Galaxie

5.1. Hvězdokupy

Základem pro navazující kosmický žebřík vzdáleností je co nejpřesnější určení vzdálenosti otevřené hvězdokupy Hyády. V. Narayan a A. Gould se nyní pokusili určit paralaxu Hyád za předpokladu, že všichni členové této hvězdokupy mají tutéž prostorovou rychlost. Pak lze využít vlastních pohybů hvězd ve hvězdokupě k odvození paralaxy celé soustavy. Oba autoři zjistili, že metoda dává velmi dobré výsledky právě pro Hyády, ale podstatně horší pro vzdálenější otevřenou hvězdokupu Plejády, což je dáno nesplněním předpokladu o téže prostorové rychlosti.

Y. Lee aj. se zabývali nejbohatší kulovou hvězdokupou naší Galaxie, jíž je soustava ω Cen o hmotnosti bezmála 4 miliony M_☉. Autoři se domnívají, že soustava byla kdysi samostatnou trpasličí galaxií, jež byla naší Galaxii pohlcena. Naše Galaxie podobně jako galaxie M31 jsou totiž hlavními kanibaly celé Místní soustavy galaxií. G. Piottovi aj. se zdařilo rozlišit pomocí HST jádra kulových hvězdokup NGC 6362 a 6934. Nalezli zde velké množství tzv. modrých loudalů (termín zavedl A. Sandage již r. 1953 pro hvězdy, které jsou navzdory vysoké hmotnosti zřetelně opožděné ve svém vývoji proti méně hmotným hvězdám v dané hvězdokupě) a podle barevných diagramů pro více než 4, resp. 8 tisíc, hvězd odvodili stáří hvězdokup v rozmezí 13 ÷ 16 miliard let. Revize vzdáleností, založená na měření paralax z družice HIPPARCOS, však naznačuje, že uvedené rozmezí stáří bude třeba zmenšit asi o 2 miliardy roků. Podobně R. Rood aj. určovali pomocí snímků z HST stáří kulové hvězdokupy M3, pro níž dostali 12 ÷ 14 miliard let. Právě v této hvězdokupě Sandage modré loudaly objevil. Podle F. Ferrara aj. obsahuje kulová hvězdokupa M80 přes 300 modrých loudalů, rovněž nalezených pomocí HST. B. Gibson aj. odhadli z barevných diagramů stáří kulové hvězdokupy 47 Tuc přinejmenším na 14 miliard let.

HST též snímkoval mladé velekupy ve vzdálenosti pouhých 30 pc od centra Galaxie, zvané Arches a Kvintuplet. Jak ukázali D. Figer aj., činí stáří kupy Arches pouze 2 miliony let a její hmotnost více než 10⁴ M_☉, s vysokým podílem velmi hmotných hvězd (> 20 M_☉). Kupa obsahuje plných 10 % velmi hmotných hvězd z celé Galaxie. Kvintuplet pak má hmotnost 6 300 M_☉ a je asi dvakrát starší než Arches, ale i tak jde o nejhmotnější mladé hvězdokupy v Galaxii. Relativně mladé kulové hvězdokupy o stáří do 160 milionů let odhalili Q. Zhang a S. Fall na snímcích z HST v interagující dvojici galaxií NGC 4038/9 (Tykadla) v souhvězdí Havrana, vzdálené od nás necelých 20 Mpc. U. Fritze-von Alvensleben uvádí, že v soustavě se nachází asi 700 takto mladých kulových hvězdokup, jejichž funkce hmoty se však neliší od starých kulových hvězdokup v témže systému. Přitom mladé hvězdokupy jsou určitě důsledkem vzájemného setkání obou členů tohoto podivuhodného páru.

5.2. Naše Galaxie

M. Jaroszynski ukázal, že přesná měření poloh hvězd obíhajících kolem černé veledíry v jádře Galaxie umožňují v principu změřit relativistické stáčení periastra pro hvězdy, které se nalézají méně než 1 000 AU od černé díry, jejíž Schwarzchildův poloměr činí 0,025 AU neboli 3,75 milionů km, tj. úhlově asi 3 μas, přičemž ve vzdálenosti galaktického jádra odpovídá 1″ lineárnímu rozměru 0,04 pc. Pomocí Keckova interferometru byla již vskutku nalezena hvězda vzdálená pouze 0,1″ od centra, tj. 825 AU. R. Coker a F. Melia odvodili z rozboru vlastních pohybů hvězd v okolí objektu Sgr A*, resp. husté hvězdokupy IRS 16, že uvnitř poloměru nanejvýš 0,5 pc se nachází objekt o hmotnosti 2,5.10⁶ M_☉, který nabírá hmotu z okolí tempem 10¹⁹ kg/s.

Jeho velká hmotnost se též projevuje mimořádně malým vlastním pohybem Sgr A*, jenž nedosahuje ani 20 km/s. Vlastní pohyb zdroje Sgr A* z přesné šestnáctileté radiointerferometrie na frekvenci 4,9 GHz ukázal dle D. Backera a R. Srameka, že zatímco složka pohybu v galaktické šířce dosahuje jen 0,6 mas/r, pohyb v galaktické délce je právě o řád větší, neboť jde fakticky o sekulární paralaxu jádra Galaxie, vznikající oběžným pohybem Země kolem centra soustavy. Tito autoři též určili horní mez pro rozměr kompaktního objektu na pouhých 0,05 pc. Ještě ostřejší horní mez 0,015 pc odvodili E. Quataert aj. Prakticky k témuž závěru dospěli M. Reid aj., kteří měřili po dobu dvou let vlastní pohyb objektu pomocí radiointerferometru VLBA. Ze sekulární paralaxy (5,9 ±0,4) mas/r vychází při vzdálenosti centra Galaxie rychlost oběžného pohybu Slunce 220 km/s. Jelikož objekt v jádře vydává méně než 1 promile Eddingtonovy svítivosti, svědčí to opět o existenci černé veledíry v samotném centru Galaxie. I. Nikiforov revidoval vzdálenost centra Galaxie na 8,3 kpc z měření rychlosti rotace plochého subsystému. H. Latvakoski aj. uveřejnili infračervená měření okolí Sgr A* pomocí létající observatoře KAO v pásmech nad 30 μm s úhlovým rozlišením 8,5″ a objevili tak minispirálu teplého prachu obklopující masivní objekt vně trojrozměrného prstence (toru) prachu o vnitřním poloměru 1,6 pc a tloušťce i šířce 0,4 pc.

A. Cole aj. se pokusili realisticky odhadnout hmotnost Galaxie z pohybů hvězd o velmi vysoké rychlosti 420 ÷ 470 km/s, vztažené k centru Galaxie. Ukázali, že v oblasti o průměru asi 25 kpc se nachází minimálně 2,5.10¹¹ M_☉ hmoty a v průměru asi 50 kpc minimálně 3,6.10¹¹ M_☉; z toho polovina se nalézá v temném halu Galaxie a 85 % této hmoty je skryto. Vůbec nejrychlejší hvězda v Galaxii W7547 se pohybuje rychlostí 509 km/s, což nasvědčuje tomu, že celková hmotnost naší Galaxie přesahuje půl bilionu M_☉. Jde vskutku o spodní meze, jak nasvědčuje studie R. Méndeze aj., založená na rozboru vlastních pohybů 30 tisíc hvězd. Podle těchto autorů se ve vzdálenosti do 50 kpc od centra Galaxie nalézá hmota až 4 biliony M_☉. Podle M. Wilkinsona a N. Evanse se jenom v halu Galaxie nachází asi 2 biliony M_☉, ale tato hodnota je velmi nejistá.

Velkou záhadu představují dle H. van Woerdena aj. a L. Blitze aj. vysokorychlostní plynná mračna (HVC = High-Velocity Clouds) v halu Galaxie, objevená poprvé na rádiových vlnách před 35 lety. Vektory jejich rychlostí totiž vůbec nesouhlasí se smyslem rotace Galaxie a jejich vzdálenosti od nás jsou velmi nejisté – v rozmezí 2,5 ÷ 20 kpc. Proto jsou též nejisté jejich hmotnosti v rozmezí 1 ÷ 30 milionů M_☉ a nic nevíme o jejich vzniku a úloze v obří soustavě Mléčné dráhy. G. Carraro aj. odhadli z barevných diagramů pro šest velmi starých otevřených hvězdokup stáří galaktického disku na méně než 10 miliard let, což je zřetelně méně než stáří galaktického hala (12 miliard let). Podle B. Wakkera aj. proudí z hala do disku neustále plyn o velmi nízké metalicitě o řád nižší než sluneční. Tím se neustále rozřeďuje vyšší metalicita hvězd I. populace v disku.

5.3. Místní soustava galaxií

K Místní soustavě řadíme dnes podle S. van den Bergha již 35 galaxií, většinou doslova trpasličích, které se nalézají do 1 Mpc od barycentra soustavy, jež se nachází na spojnici Galaxie a galaxie M31 ve vzdálenosti 600 kpc od nás. Místní soustava má totiž dvě jádra – naši Galaxii a galaxii M31 – vzdálená od sebe 760 kpc. Polovina členů Místní soustavy se nachází v poloměru 0,45 Mpc od barycentra a polovina hmotnosti Místní soustavy dokonce jen v poloměru 0,35 Mpc od barycentra. Slunce se vůči barycentru pohybuje rychlostí 306 km/s. Úhrnná hmotnost soustavy se odhaduje na 2,3 TM_☉ při poměru hmotnost/svítivost ≈ 44; tj. absolutní hvězdná velikost Místní soustavy dosahuje -22 mag.

V posledních letech vzrůstá zájem odborníků zejména o podrobné studium nejbližších očima viditelných soustav, tj. Velkého a Malého Magellanova mračna (VMM a MMM). Masový výzkum proměnných hvězd pomocí aparatur pro hledání gravitačních mikročoček přináší pozoruhodné výsledky. Ve VMM tak bylo nalezeno na 1 800 cefeid, což dle C. Alcocka aj. svědčí o epizodě překotné tvorby hvězd před 115 miliony lety. První epizoda překotné tvorby hvězd se tam však odehrála již před 3 miliardami let. Předmětem sporu však zůstávají vzdálenosti obou Mračen, neboť rozličné metody dávají nesouhlasné výsledky. Podle cefeid je VMM vzdáleno právě 50 kpc (modul 18,48 mag), kdežto MMM 61 kpc (modul 18,94 mag). Jak však uvádějí M. Romaniello aj., z měření vzdálenosti supernovy 1987A vychází vzdálenost VMM 51 kpc; ze souboru polních červených hvězd 52 kpc a ze svítivostí červených obrů dokonce 55 kpc, což se pak v témže poměru týká i vzdálenosti MMM. B. Paczyński však připomíná, že vzdálenost VMM z proměnných typu RR Lyr dává nepříjemně odchylnou hodnotu pouze 44 kpc, takže nejnižší příčky kosmického žebříku vzdáleností jsou stále velmi viklavé.

M. Gómez-Flechoso aj. studovali vůbec nejbližší sousední galaxii – trpasličí soustavu ve Střelci v galaktické šířce 14°, vzdálenou od nás pouze 16 kpc a o poloměru 0,55 kpc. Její svítivost přesahuje 10⁷ L_☉ a hmotnost 10⁹ M_☉. Vinou silné mezihvězdné absorpce byla tato miniaturní galaxie objevena až r. 1994 v infračerveném spektrálním pásmu. Podle autorů však neobsahuje žádnou skrytou hmotu. C. Grillmair studovali na snímcích HST rádiovou galaxii Fornax A (NGC 1316), jenž se vyznačuje prachovými pásy i relativistickými plazmovými výtrysky a téměř určitě před časem pohltila trpasličí galaxie. Jak uvádějí J. Kormendy a R. Bender, galaxie M31 má dvojité svítivé jádro, objevené T. Lauerem aj. již r. 1993, jehož složky jsou od sebe vzdáleny 1,7 pc. Autoři se domnívají, že v centru galaxie se nachází černá veledíra o hmotnosti 30 milionů M_☉, kolem níž obíhá výstředný hmotný disk v oběžné periodě 50 tisíc roků.

5.4. Cizí galaxie

Jak zjistil S. van den Bergh, již ve vzdálenosti 1,4 Mpc od Slunce a 1,7 Mpc od barycentra Místní soustavy se nalézá podobná „místní“ soustava galaxií, promítající se do souhvězdí Vývěvy a Sextantu. Má poloměr 1,2 Mpc a pohybuje se vůči Místní soustavě rychlostí 114 km/s, takže k ní není gravitačně vázána. W. Burton aj. odvodili při přehlídce rychlostí mračen neutrálního vodíku v naší Galaxii také rychlost vzdalování blízké, leč donedávna skryté, spirální galaxie Cep 1 na 282 km/s. Odtud vyplývá, že tato soustava s velmi nízkou plošnou jasností, nalézající se poblíž jasné spirály NGC 6946, je od nás vzdálena 6 Mpc. Vůbec nejlepší vzdálenost cizí galaxie určili J. Herrnstein aj. pro galaxii NGC 4258, neboť z čar vodního maseru bylo možné určit oběžný pohyb plynu v disku kolem aktivního jádra soustavy a ten porovnat s měřením vlastních pohybů chuchvalců plynu radiointerferometrií VLBA v letech 1994–97. Tak dospíváme ke geometricky přímo určené vzdálenosti d = (7,2 ±0,3) Mpc, což je metoda, která zatím nemá ve světě galaxií obdobu. Jak však uvádí B. Paczyński, vzdálenost téže galaxie pomocí metody cefeid dává hodnotu d = (8,1 ±0,4) Mpc, a to poukazuje na systematické přeceňování skutečných vzdáleností pro vzdálenější galaxie, kde se obrazy cefeid nutně slévají s obrazy okolních hvězd. Podle E. Maoze aj. se tak soustavně podceňuje hodnota Hubbleovy konstanty asi o 12 %, což by vedlo k obdobnému snížení stáří vesmíru na bezmála nepřijatelné hodnoty.

Pomocí cefeid, rozlišených HST, se podařilo určit moduly vzdáleností pro řadu spirál vzdálených přes 12 Mpc. Mezi nejvzdálenější z nich patří dle N. Silbermana aj. galaxie NGC 1365 v kupě Fornax, v níž se podařilo najít přes 50 cefeid s periodami 14 ÷ 60 dnů. Odtud pak vyšla vzdálenost 18,3 Mpc a kosmologický červený posuv z = 0,0055 (1 650 km/s). To se výborně shoduje s určením vzdálenosti této obří spirální galaxie s příčkou , jež podle P. Lindblada činí d = 18,6 Mpc. Podle B. Madora aj. se kupa Fornax hodí pro určování hodnoty Hubbleovy konstanty H₀lépe než kupa v souhvězdí Panny, jelikož její struktura je jednodušší. Z předešlých měření vychází H₀ = (72 ±12) km/s/Mpc, což dává stáří vesmíru v rozmezí 7,5 ÷ 15 miliard let. Mezitím J. Newman aj. určili ze 43 cefeid, pozorovaných HST, dosud vůbec největší relativně spolehlivou vzdálenost pro galaxii NGC 4603 v Kentauru

d = (33,3 ±1,6) Mpc.

A. Mazumdar a D. Narasimha stanovili vzdálenost galaxie M100 v kupě v Panně na základě pozorování 72 cefeid pomocí HST a obdrželi d = (20,3 ±3,9) Mpc, což odpovídá H₀ = (56 ±12) km/s/Mpc při rychlosti vzdalování galaxie 1 140 km/s. J. Biretta aj. zkoumali známý výtrysk z obří rádiové galaxie M87 v kupě v Panně na základě snímků FOC HST, pořízených v letech 1994–98. Studovali tak pohyb 10 uzlíků ve výtrysku, pro něž dostali evidentně nadsvětelné rychlosti až 6c, což ostatně předvídal I. Šklovskij již r. 1964. Uvedená hodnoty lze snadno vysvětlit relativistickými (podsvětelnými) rychlostmi uzlíků pod úhlem 19° k zornému paprsku. Týž výtrysk pozorovali W. Junor aj. v rádiovém pásmu na 43 GHz. Dostali tak vrcholový úhel počátku výtrysku 60° a tvrdí, že pochází z akrečního disku ve vzdálenosti 100násobku Schwarzschildova poloměru kolem centrální černé veledíry o rekordní hmotnosti řádu miliardnásobku M_☉.

Pro galaxii NGC 3516 (UMa) se díky družici ASCA podařilo nalézt velké červené posuvy jaderných čar železa, dosahující hodnot až 2 900 km/s, což lze nejlépe objasnit jako oběžný pohyb dostatečně kompaktních objektů v těsné blízkosti centrální černé veledíry, do níž tělesa po spirále padají. Jde o další důkaz, že v centru galaxií se vskutku nacházejí černé veledíry. E. Colber a R. Mushotzky využili rentgenových měření družic ROSAT a ASCA k pravděpodobnému odhalení černých děr o středních hmotnostech (IMBH - Intermediate Black Holes) řádu stovek až desítek tisíc M_☉ pro 39 blízkých galaxií včetně známé aktivní galaxie M82, vzdálené od nás jen 3,9 Mpc. Ve všech případech je totiž překvapila vysoká rentgenová svítivost jádra příslušné galaxie. Původ těchto objektů není úplně jasný, ale snad jde o projevy postupného slévání černých děr jako pozůstatků velmi hmotných hvězd. V této galaxii totiž během posledních 10 milionů let vzniklo mnoho milionů hvězdných černých děr i neutronových hvězd, takže pravděpodobnost jejich splynutí se tím zvyšuje. Jak uvádějí J. Gallagher a L. Smith, vznikla zde řada hvězdných nadkup o typickém stáří pouze 60 milionů let, kdy tam proběhla poslední epizoda překotné tvorby hvězd.

R. Peletier aj. uveřejnili výsledky komplexního studia výdutí 200 galaxií do vzdálenosti 30 Mpc ze snímků pořízených HST. Odtud usuzují, že výdutě vznikly zároveň v raném vesmíru zhroucením zárodečných vodíkových mračen nebo splynutím kulových hvězdokup. Pouze malé výduti a galaxie s příčkou jsou pozdějšího data. S. Collinová a J. Zahn zjišťovali, jakým způsobem mohou vznikat hvězdy v okolí černých veleděr z nestabilních akrečních disků a ukázali, že bez ohledu na chemické složení disku zde nastanou příznivé podmínky pro vznik velmi hmotných hvězd, jež vedou k brzkým explozím supernov, a tím k silnému vytékání plynu z akrečního disku. Černé veledíry jsou tak velmi aktivní při vzniku nových pokolení hvězd v dané galaxii.

V r. 1977 našli R. Tully a J. Fisher důležitý vztah mezi svítivostí diskových galaxií a rotační rychlostí plynu a hvězd v těchto soustavách. To může právě souviset s hmotností černých veleděr v jádře těchto galaxií, neboť se ukazuje, že existuje přímá úměrnost mezi hmotností černé díry a hmotností centrální galaktické výduti. Vztah též poukazuje na souvislost mezi vnitřkem galaxie, kde převažují hvězdy, a vnějškem, kde oběžnou rychlost určuje zejména skrytá látka galaxie. Pro sférické galaxie dokonce platí podle K. McLeoda aj. jednoduché pravidlo, že hmotnost černé veledíry v jejím centru představuje 0,6 % hmotnosti celé galaxie. A. Fabian se domnívá, že 10 ÷ 50 % vysoce energetického záření vesmíru vzniká díky procesům v okolí černých veleděr v jádrech galaxií. Rentgenová družice Chandra získala v říjnu 1999 vynikající záběry kupy galaxií kolem zdroje Hya A, vzdálené od nás 260 Mpc.

Z centra kupy vyvěrá hadovitá struktura plynu o teplotě 35 MK, jež je patrně odezvou na vtékání chladného plynu do akrečního disku kolem centrální černé veledíry, která je obklopena intenzivními magnetickými poli.

Pomocí snímků z HST byly pozorovány mnohonásobné srážky galaxií, jež vedou jednak k překotné tvorbě hvězd, jednak také k nesmírně vysoké svítivosti galaxií v infračerveném oboru spektra (galaxie typu ULIG - Ultra-Luminous Infrared Galaxy) – takové soustavy vyzařují v daleké infračervené oblasti nejméně stokrát vyšším výkonem než naše Galaxie. Dosud bylo objeveno na 120 galaxií ULIG do vzdálenosti 1 Gpc. A. Vikhlinin aj. našli pomocí rentgenové družice ROSAT při prohlídce 160 čtverečních stupňů oblohy celkem 4 nadsvítivé eliptické galaxie s poměrem M/L ≈ 350, což nasvědčuje existenci nové třídy koncentrace hmoty ve vesmíru. L. Cowie aj. studovali závislost ultrafialové svítivosti galaxií na červeném posuvu (Butcherův-Oemlerův efekt, objevený r. 1984) a tvrdí, že tato hodnota je úměrná červenému posuvu (a tedy stáří galaxie) bez nějakých nápadných skoků. To však popírá dosud přijímaný názor, že by maximum tvorby hvězd ve vesmíru bylo už dávno za námi; právě naopak: nejvíce hvězd se rodí právě nyní! To také znamená, že stále vznikají nové galaxie, i když ty nejmladší patří spíše ke kosmické drobotině. J. Kormendy aj. uvádějí, že slabé trpasličí galaxie velmi zřetelně převažují nad jasnými, přičemž v trpasličích galaxií tvoří hvězdy jen 1 % látky takové galaxie. Pak se ovšem musíme smířit s tím, že nejslabší galaxie dosud vůbec nedokážeme pozorovat – a přitom právě ony obsahují největší podíl skryté látky.

Jako obvykle v posledních letech, velké pozornosti pozorovatelů se těší plošky Hubbleových hlubokých polí (HDF), snímkované původně v prosinci r. 1995 na severním a v říjnu r. 1998 na jižním nebi. Jižní pole bylo centrováno na souřadnice α = 22^h32^m56^s; δ = 60° 33′ 03″ a záběry byly pro vědeckou veřejnost uvolněny již koncem listopadu 1998. Podle A. Cooraye aj. jsou mezní hvězdné velikosti standardních snímků v optickém pásmu po řadě 28,0 (294 nm); 29,2 (452 nm); 29,9 (594 nm) a 29,5 mag (792 nm). R. Thompson aj. popsali, jak část severního pole znovu snímkovali pomocí nové citlivé infračervené aparatury NICMOS v pásmu 1,1 μm počátkem r. 1998, kdy dosáhli mezní hvězdné velikosti 28,8. Na infračerveném snímku identifikovali 342 objektů, ale z toho jen 235 má odpovídající protějšky na optickém záběru z r. 1995, což značí, že nový snímek pronikl ještě hlouběji do minulosti vesmíru.

Podobně H. Chen aj. využili koncem r. 1997 nového přístroje STIS k pořízení spekter v centrální oblasti HDF-N. Našli tak zatím rekordně vzdálenou galaxii 123627+621753 s červeným posuvem z = 6,68, spočítaným ovšem za předpokladu, že jediná emise ve spektru odpovídá vodíkové čáře Lyman-α, posunuté až do infračervené části spektra! Expozice spektra zabrala plných 13,5 h vzácného času HST. A. Fernández-Soto aj. sestavili katalog červených posuvů pro 1 683 galaxií severního pole na základě přesné fotometrie do I = 28,0 a porovnali takto určené posuvy se spektrálními měřeními pro vzorek asi 100 galaxií. Ukázali, že souhlas obou postupů je překvapivě dobrý; fotometrická měření jsou přirozeně mnohem snazší a rychlejší než spektroskopie. H. Ferguson porovnal záběry severního a jižního pole a ukázal, že jde vskutku o typické vzorky oblohy. Pokud by aparatura STIS, instalovaná na HST počátkem r. 1997, vykonala obdobnou přehlídku celé oblohy, našla by tak na 125 miliard galaxií!

Z první přibližné statistiky pro jižní pole vyplývá dle D. Clementse aj., že nejméně 15 galaxií má z ≈ 3 a dále 16 galaxií z ≈ 5; 4 galaxie z ≈ 6 a 1 galaxie z ≈ 8! Poblíž jižního pole se, jak známo, nachází kvasar J2233-606 (B = 17,5 mag) s emisním z = 2,24, jenž se velmi dobře hodí k průzkum mezilehlého intergalaktického prostoru v daném směru díky výskytu mnoha absorpcí s nižšími hodnotami červeného posuvu. P. Petitjean a R. Srianand tak objevili absorpce příslušející Ne VIII v rozmezí posuvů 2,20 ÷ 2,22. Podle L. Tresse aj. všechny mezilehlé galaxie do úhlové vzdálenosti 1′ od obrazu kvasaru se mohou projevit v absorpcích. Mezi nimi je jasná spirální galaxie, úhlově vzdálená od kvasaru jen 5″, která má z = 0,57. Šťastnou shodou okolností se v úhlové vzdálenosti 44″ od zmíněného kvasaru nalézá další slabší kvasar I = 20,8 se z = 1,34.

5.5. Kvasary a aktivní jádra galaxií

E. Hu aj. objevili díky spektrům z Keckova dalekohledu galaxii SSA22-HCMI se z = 5,74, jejíž svítivost je tudíž extrémní, a to díky překotné tvorbě hvězd tempem 40 M_☉/r. W. van Breugel aj. zjistili tímtéž přístrojem, že aktivní radiogalaxie TN J0924-2201 (K = 21,3) vykazuje ve své třídě rekordní z = 5,19. Podobně blazar GB 1428+4217 se z = 4,72 je tč. nejvzdálenější rentgenově zářící objekt ve vesmíru. Obecně platí, že aktivní jádra galaxií obsahují černé veledíry, pokud tam pozorujeme kompaktní rádiové zdroje, zcela v souladu s předpovědí D. Lyndena-Bella a M. Reese z r. 1971. Jak uvádějí A. Marconi aj., nejbližší (d = 3,5 Mpc) aktivní obří eliptická galaxie Cen A (NGC 5120) ukrývá ve svém nitru černou veledíru o hmotnosti 1 miliardy M_☉, z níž vybíhá jednosměrný výtrysk. Objekt patřil mezi první cíle rentgenové družice Chandra, která odhalila více výtrysků z černé veledíry a skupinu horkých skvrn v okolí jádra soustavy.

Podle F. Aharoniana aj. odhalila aparatura EGRET na družici Compton již 65 aktivních jader galaxií s energiemi fotonů až 10 GeV. S. Djorgovski nalezl při digitálním zpracování snímků z Palomarského fotografického atlasu kvasar PSS 1537+1227 v souhvězdí Hada se zcela prapodivným spektrem. Digitalizace mu umožnila objevit už 70 předtím neznámých kvasarů. O dalším podivném kvasaru referovali X. Fan aj. Objekt J1533-0038 se z = 4,6 nemá v optickém spektru žádnou čáru, takže červený posuv určili z posunutých poloh tzv. Lymanova lesa absorpcí a Lymanovy hrany na 512 nm. Odtud vychází ultrafialová absolutní hvězdná velikost 26,6 mag, což nasvědčuje tomu, že jde buď o blazar, anebo o kvasar s neusměrněným zářením. Pomocí družice Chandra se podařilo pořídit rentgenový snímek kvasaru PKS 0637-752 v Jednorožci. Kvasar je plošným zdrojem obklopeným mateřskou galaxií a doprovázený jednosměrným výtryskem, sahajícím až do vzdálenosti 60 kpc od centra kvasaru – jde o první výtrysk viditelný v rentgenovém pásmu. Jeho zářivý výkon dosahuje hodnoty 4.10³⁹ W; převyšuje tak zářivý výkon naší Galaxie o plné dva řády.

M. Türler aj. uveřejnili výsledky soustavné multispektrální (přes 16 řádů frekvencí!) radiometrie prvního identifikovaného kvasaru 3C 273 v Panně za posledních 30 let. Tento suverénně nejjasnější kvasar (V = 12,9) se nachází v galaktické šířce +64° a vykazuje z = 0,158, což odpovídá vzdálenosti 680 Mpc, a tudíž bolometrickému zářivému výkonu 1,4.10⁴⁰ W. Nalézá se uprostřed eliptické galaxie s V = 16,4; tj. zářivým výkonem 6.10³⁸ W. Vzápětí však upozornili C. Simpson aj., že rádiově tichý kvasar PDS 456 s jasností V = 14,0 a z = 0,18 se nachází v oblasti výrazné extinkce kolem 1,5 mag, takže je fakticky svítivější než prototyp 3C 273.

H. Pietilä aj. podobně soustavně sledují blazar OJ 287 (z = 0,31), který je znám z archivních snímků za celé XX. stol. a jenž je soustavně sledován přesnou fotometrií na 2,6m teleskopu NOT od r. 1993. Odtud vyplývá, že světelná křivka blazaru je kvaziperiodická v intervalu 9 ÷ 12 let a že v této periodě dochází k výrazným několikaměsíčním poklesům v optickém i rádiovém oboru, pravděpodobně vyvolaným zákrytem hlavního zdroje obíhající černou veledírou. Vskutku došlo k předpovězenému prudkém poklesu jasnosti v prosinci 1997, jenž trval až do poloviny února 1998, kdy po krátkém zhoupnutí jasnosti se původní svítivost zdroje obnovila.

V TeV pásmu gama byl dle F. Aharoniana aj. blazar Markarjan 501 v r. 1997 vůbec nejjasnějším objektem na obloze, navzdory své úctyhodné vzdálenosti 160 Mpc (z = 0,034). Autoři sledují tento objekt pomocí aparatury HEGRA na Kanárských ostrovech již od r. 1995. Čerenkovovy detektory dosahují úhlového rozlišení 0,1° v pásmu 0,5 ÷ 24 TeV a dokáží i stanovit energii dopadajících částic, byť jen s 20 % nejistotou. Blazar jeví výrazné krátkodobé i dlouhodobé variace jasnosti ve zmíněném pásmu gama, podobně jako další extragalaktické objekty Markarjan 421, 1ES 2344+514 a PKS 2155-304. Další podrobnosti o chování blazaru Mrk 501 připojili J. Quinn aj., kteří zdroj sledovali soustavně od jeho identifikace v pásmu tvrdých fotonů gama v březnu 1995 pomocí 10m Whippleova detektoru. Zpočátku dosahoval blazar asi 10 % intenzity toku Kraba, ale od r. 1996 začal jeho tok kolísat a zvedl se v průměru na dvojnásobek původní hodnoty. V r. 1997 se jeho průměrná intenzita dále zvýšila až na 1,4 Kraba, přičemž začala kolísat i na hodinové časové stupnici.

Podle L. Maraschiho aj. je objekt Mrk 421 (z = 0,031) nejjasnějším blazarem v rentgenovém a ultrafialovém pásmu spektra, zatímco opticky dosahuje 13 mag. V dubnu 1998 zaznamenali současné vzplanutí zdroje jak v rentgenovém, tak v TeV pásmu, přičemž zhruba hodinové variace jasnosti v obou pásmech si navzájem dobře odpovídaly, což značí, že fotony takto rozdílných energií pocházejí z téže geometrické oblasti a jsou vyvolány synchrotronovým zářením relativistických elektronů. K. McLeod aj. snímkovali 16 blízkých rádiově tichých kvasarů pomocí HST NICMOS a zjistili ve všech případech, že se nalézají v ultrasvítivých infračervených galaxiích typu ULIG, jejichž bolometrická svítivost přesahuje 10¹² L_☉. Pak by byly kvasary krátkými epizodami ve vývoji ULIG. S tím také souhlasí Y. Taniguchi aj., kteří tvrdí, že galaxie ULIG jsou výsledkem splývání velkých galaxií, v jejichž centru přitom vznikají černé veledíry o hmotnostech nad 10 milionů M_☉, které mohou případně ještě o řád ztloustnout. Podobně D. Sanders aj. považují galaxie ULIG za počáteční „zaprášenou“ fázi vývoje kvasarů.

A. Conti aj. hledali kvasary v poli HDF, přičemž našli 41 kompaktních objektů, z nichž polovina jsou kvasary jasnější než V = 27 a z z nejvíce se jich zrodilo při z > 3. Od z

5.6. Gravitační čočky

Celkový počet katalogizovaných kvasarů překročil hranici 10 000, avšak pouze 40 z nich tvoří páry s úhlovou vzdáleností menší než 10″. Jak připomněli D. Mortlock aj., je-li separace obrazů větší než 3″, nejde zpravidla o gravitační čočky, nýbrž o dva nezávislé objekty, které se většinou pouze náhodně promítají přibližně do téhož směru: pravé binární kvasary jsou však velmi vzácné – tvoří jen jedno promile populace kvasarů na obloze. Právě takový velevzácný případ nalezli M. Brotherton aj. v případě dvojice jasnějšího, leč rádiově tichého a slabšího, leč rádiově hlučného kvasaru J1643+3156 se separací složek 2,3″ a červeným posuvem z = 0,586. Jelikož nejde o gravitační čočku, lze tento pár považovat za vůbec nejbližší binární kvasar. Podle C. Penga aj. se dosud podařilo identifikovat něco přes 40 gravitačních čoček, a pokud je separace obrazů kvasarů menší než 3″, tak se vždy podařilo najít příslušné mezilehlé čočkující galaxie. Pro větší separace zastoupení identifikovaných čoček rychle klesá, takže jde spíše o reálné páry, i když nelze úplně vyloučit možnost, že gravitační čočku tvoří chuchvalec skryté látky.

Neortodoxní názor na úhlově blízké kvasary však zastává E. Burbidgeová, jež uvádí případ Seyfertovy galaxie NGC 1068, vzdálené od nás 19 Mpc (z = 0,004). V jejím bezprostředním okolí se nalézají tři kvasary s velkým z v rozmezí 0,26 ÷ 0,66 a do úhlové vzdálenosti 50′ dokonce 11 jasnějších kvasarů se z v rozmezí 0,26 ÷ 2,11. Autorka si myslí, že všechny tyto objekty byly z uvedené Seyfertovy galaxie vymrštěny, což je ovšem naprosto nepravděpodobné; spíše jde vskutku o náhodnou fluktuaci. Prototypem kvasaru zobrazeného gravitační čočkou zůstává první objevený případ z r. 1979 QSO 0957+561 (z = 1,41) ve Velké medvědici. Variace jasností složek jsou fázově posunuty, což v principu umožňuje, jak poprvé ukázal S. Refsdal již r. 1964, odvodit přímo hodnotu Hubbleovy konstanty H₀. Právě o to se nyní pokusili D. Haarsma aj. srovnáním rádiových změn toku složek v letech 1979–1997 na vlnových délkách 40 a 60 mm pomocí anténní soustavy VLA. Obdrželi tak fázové zpoždění (416 ±3) dne, a odtud i H₀v intervalu 41 ÷ 67 km/s/Mpc. Velký rozptyl způsobuje nejistota o rozložení hmoty v gravitační čočce – mezilehlé galaxii (z = 0,36). Téměř totožné fázové zpoždění 417 d dostali pro tento kvasar R. Barkana aj., zatímco M. Serra-Ricart aj. naměřili zpoždění (425 ±4) d. Naproti tomu J. Tonrymu a M. Franxovi vyšla H₀ = (72 ±7) km/s/Mpc. K.-H. Chae se domnívá, že zmíněný prototyp se prostě příliš nehodí pro taková měření, neboť čočku představuje jednak velmi hmotná eliptická galaxie, jednak též celá kupa galaxií kolem, takže jednoznačné určení průběhu gravitačního potenciálu není vůbec možné.

C. Lidman aj. obdobně studovali Einsteinův rádiový prsten PKS 1830-211 se z = 2,51, zobrazený mezilehlou spirální galaxií se z = 0,89 o hmotnosti kolem 10¹¹ M_☉. Z fázového zpoždění 26 dnů vyvodili H₀ v rozmezí 65 ÷ 76 km/s/Mpc. Pro Einsteinův rádiový prsten doprovázený párem optických obrazů kvasaru B0218+357 stanovili A. Biggs aj. fázové zpoždění 10,5 d, což dává H₀ v rozmezí 50 ÷ 82 km/s/Mpc. K.-H. Chae určil z měření fázového zpoždění pro kvasar PG 1115+080 hodnotu H₀ = (53 ±16) km/s/Mpc.

Neobvyklý případ kvasaru Q2237+0305 se z = 1,61, pozorovaného opticky, rentgenově i jako Einsteinův rádiový kříž, popsali J. Wambsganss aj. Příslušná gravitační čočka má totiž velmi malé z = 0,04. R. Ibata aj. se zabývali ultrasvítivým kvasarem APM 08279+5255 (R = 15,2) se z = 3,87 a zachyceným družicí IRAS. Z infračervených měření vyplynula rekordní svítivost kvasaru 5.10¹⁵ L_☉. Autoři však zjistili, že kvasar je čočkován, takže jeho skutečný zářivý výkon je bezmála 50krát nižší. H. Nguyen aj. snímkovali pomocí FOC HST proslulou ultrasvítivou infračervenou galaxii FSC 10214+4724, objevenou družicí IRAS r. 1983 jako vůbec nejsvítivější galaxii ve vesmíru. Detailní záběr z HST však prokázal, že před galaxií se z = 2,3 se nachází mezilehlá gravitační čočka se z = 0,9, takže svítivost infračervené galaxie byla přeceněna. Po odečtení efektu gravitační čočky však její svítivost činí stále ještě úžasných 2.10¹³ L_☉.

Soustavnému vyhledávání gravitačních čoček na snímcích širokoúhlé kamery HST se věnovali K. Ratnatunga aj., neboť tak lze najít čočky, které pro malou úhlovou vzdálenost složek nelze při pozemních měřeních rozpoznat. Ve 400 náhodně vybraných polích prohlédli na 150 tisíc galaxií a našli tak 10 kandidátů na předtím neznámé gravitační čočky. Typická hodnota z pro mezilehlé galaxie se pohybuje kolem 0,6; největší červený posuv pro kvasar dosáhl hodnoty z = 3,4. Podobně D. Marlow aj. prohlédli v rámci projektu CLASS přes 12 tisíc rádiových galaxií pomocí anténní soustavy VLA a při tom rovněž našli velmi těsné složky kvasarů, zobrazené gravitačními čočkami. Unikátem je kvasar B1555+375, jehož Einsteinův rádiový kříž má složky vzdálené od sebe méně než 0,42″.

5.7. Gravitační mikročočky

Program hledání gravitačních mikročoček, založených na efektu zjasnění vzdálené hvězdy, pokud se ocitne v úhlové vzdálenosti pouhých mikrovteřin od mezilehlé čočky, přinesl v uplynulých sedmi letech nesmírně cenné výsledky. Ve výduti Galaxie tak bylo pozorováno přes 200 zjasnění hvězd díky mikročočkám a k tomu přibyl dalších asi 15 úkazů v Magellanových mračnech. K. Sahu se věnoval velmi atraktivnímu případu podvojných mikročoček, kdy je vzdálená hvězda postupně zesílena dvěma složkami těsné dvojhvězdy, anebo – což je snad ještě zajímavější – hvězdou, kolem níž obíhá extrasolární planeta. Při fotometrickém sledování úkazu se na světelné křivce vzdálené hvězdy objeví kromě základního zjasnění ještě přídavná špička, daná průchodem příslušné kaustiky směrem k pozorovateli. Podle autorova výpočtu trvá takový úkaz za předpokladu, že příčný pohyb hvězd činí 200 km/s, asi půl hodiny v případě, že se čočka nalézá v Galaxii 15 kpc od nás, a plných 10 h, pokud se nachází v Malém Magellanově mračnu.

Odtud jasně vyplývá, že pro úspěch měření je naprosto nutná celosvětová spolupráce mnoha hvězdáren, zejména tehdy, chceme-li tak objevit extrasolární planety, jejichž ovlivnění špičky světelné křivky trvá podle okolností od 1,5 do 5 h, přičemž fotometrie musí mít přesnost lepší než 5 %. To vše se zdařilo v uplynulých čtyřech pozorovacích sezónách zorganizovat pro více než dva tucty nadějných případů, a vskutku se tak podařilo nalézt jak dvojhvězdy, tak i extrasolární planety (projekt PLANET); unikátnost metody spočívá jednak v okolnosti nalézat exoplanety extrémně daleko ve vesmíru, jednak v její citlivosti – v zásadě tak lze objevovat i exoplanety o hmotnosti podobné Zemi. Největším úspěchem programu bylo souvislé sledování světelné křivky úkazu MACHO98-SMC-1, kde průchod kaustiky, pozorovaný 18. června na La Silla (ESO), Las Campanas (CTIO), v Sutherlandu (JAR), Perthu a Siding Spring (Austrálie) a Hobartu (Tasmánie), trval celých 8,5 h. Podle M. Albrowa aj. se průchod kaustikou odehrál právě 10 dnů po zpozorování daného jevu, potvrdil existenci dvojhvězdy se vzájemnou vzdáleností složek asi 3 AU a její příslušnost do Malého Magellanova mračna.

Soustavnému výzkumu mikročoček v Malém Magellanově mračnu se od r. 1996 věnovali C. Afonso aj. v rámci projektu EROS-2, když zde sledovali soustavně jasnosti 5,3 milionů hvězd v poli o výměře 10 čtverečních stupňů. Zatím objevili jenom jedinou mikročočku EROS-SMC-97/1, ale budoucnost projektu je slibná, neboť by pomohl interpretovat i pozorování týkající se hala Galaxie a zejména Velkého Magellanova mračna. Podle S. Maoa se v r. 1999 podařilo v projektu OGLE pozorovat mikročočku vykazující v průběhu fotometrických měřením nápadný paralaktický efekt, jenž umožnil odvodit příčnou rychlost samotné čočky 145 km/s. Odtud lze v principu studovat strukturu Galaxie, funkci hmotnosti pro hvězdy a extrasolární planetární soustavy. Jak OGLE, tak i EROS se od r. 1999 věnují právě výzkumu spirálních ramen Galaxie, což jistě přinese další cenné poznatky.

6. Kosmologie a fyzika

6.1. Stavba a vývoj vesmíru

Na památku tragicky zesnulého amerického kosmologa Davida Schramma (1945–1997) uspořádali američtí astronomové v říjnu 1998 další Velkou debatu, věnovanou obecně všem aspektům kosmologie. Účastnilo se jí na 400 profesionálů a hlavní vystoupení byla skutečně pozoruhodná. O. Gingerich připomněl klíčové okamžiky historie kosmologie. Např. ještě sám Koperník netušil, že hvězdy jsou vzdálená tělesa obdobná Slunci – tuto domněnku poprvé vyslovil až R. Descartes r. 1644 a rozumné odhady vzdálenosti hvězd uveřejnili na základě fotometrických měření J. Gregory, C. Huygens a I. Newton.

Další vývoj názorů na strukturu vesmíru pozdržel paradoxně objev plynných mlhovin s emisními čarami, neboť si je astronomové směšovali s „nepravými“ mlhovinami (galaxiemi). Předvídavý W. Herschel však razil pro budoucí galaxie termín „ostrovní vesmíry“ již koncem 18. stol. H. Curtis (protagonista Velké debaty z r. 1920) objevil sice počátkem XX. stol. novy v mlhovině v Andromedě, jenže všechny zmátla „nova“ S And z r. 1885, o níž tehdy nikdo netušil, že jde fakticky o nesrovnatelně svítivější supernovu. Novým zdržením v pochopení povahy spirálních mlhovin byla chybná van Maaneova měření údajné rychlé rotace spirál. Konečně pak nesprávná identifikace údajných jasných hvězd v blízkých spirálách vedla k výraznému podcenění vzdáleností galaxií, a tudíž nesmyslně vysoké hodnotě Hubbleovy konstanty H₀, jež zpětně oddálila přijetí myšlenky velkého třesku. Teprve r. 1958 zjistil A. Sandage, že údajné hvězdy jsou fakticky kompaktní svítivé oblasti ionizovaného vodíku v cizích galaxiích. Tento objev přispěl nejvíce k revizi stupnice vzdáleností, neboť již r. 1959 obdržel takto A. Sandage H₀ ≈ 75 km/s/Mpc – velmi blízkou současné nejlepší hodnotě

H₀ = (65 ±5) km/s/Mpc.

J. Silk vyzdvihl okolnost, že moderní kosmologie předpověděla jak rozpínání vesmíru, tak existenci reliktního záření. Vynikající je též souhlas předpovědi zastoupení helia 24,6 % a údajů z pozorování, jež dávají (24 ±1) %. Pro stáří vesmíru dnes vychází hodnota (15 ±2) miliard let a pro stáří prvního pokolení hvězd (12 ±2) miliardy let. Podle M. Turnera připadá z celkové hmoty vesmíru pouhých 5 % na baryony a jen 0,5 % na hvězdy. Nebaryonová složka hmoty vesmíru představuje asi 35 % hmoty vesmíru a nalézá se převážné v intergalaktickém prostoru. Sem patří mj. i reliktní neutrina.

Jelikož tato nebaryonová složka je pružná, musí se ve shodě s pozorováním vzdálených supernov rozpínání vesmíru nyní zrychlovat. Podle S. Perlmuttera vychází z pozorování 42 vzdálených supernov, že pravděpodobné stáří vesmíru nepřesahuje (14,9 ±1,2) miliard let. To dále znamená, že plných 60 % hmoty vesmíru je skryto v podobě Einsteinovy kosmologické konstanty Λ neboli energie falešného vakua, neboť stále převažuje mínění, že hustota hmoty vesmíru je přesně rovna hustotě kritické.

V této souvislosti dovolte malou odbočku. V červenci 1999 učinil americký fyzik F. Wilczek na první pohled nevinnou poznámku, že v urychlovači v Brookhavenu se podařilo napodobit podmínky panující ve velmi raném vesmíru, kdy probíhaly fázové přechody právě zmíněného falešného vakua. Z toho vznikly obavy, zda podobný smrtelně nebezpečný fázový přechod nemohou dnes vyvolat relativisticky urychlené ionty v urychlovači. To je však naštěstí zcela vyloučeno, neboť nesrovnatelně vyšší energie nesou běžně částice primárního kosmického záření, a jak dosvědčuje naše vlastní existence, nikdy nic tak omračujícího nezpůsobily. P. Peebles připomněl, že hustota energie falešného vakua s rozpínáním vesmíru klesá, tj. klesá i konstanta Λ. Vzdálené supernovy však naznačují, že zhruba v 60 % současného stáří vesmíru se tempo rozpínání vesmíru začalo zrychlovat, a jen tak mimochodem – teprve v 75 % dnešního stáří vesmíru vznikla Sluneční soustava. V současnosti se vesmír rozpíná již dvojnásobkem únikové rychlosti, ale v budoucnu se toto zrychlující tempo rozpínání zastaví a vesmír se bude nakonec rozpínat konstantní rychlostí. Příčinou tohoto podivuhodného chování vesmíru je dle Peeblese tajemná látka zvaná kvintesence („prapodstata“), jejíž gravitační hmotnost je záporná!

Pokud je toto vysvětlení správné, pak je vesmír mnohem starší, než si dnes myslíme. Podle V. Trimbleové je tlak P v rozpínajícím se vesmíru úměrný hustotě ρ: P = w. ρ, kde w = 1 (záporné znaménko značí, že vesmír se rozpíná) jedině pro „obyčejnou“ kosmologickou konstantu Λ. Pokud je -1 w kvintesence, což také odpovídá pozorováním, jež dávají w ≈ 0,7.

V. Burdjuža aj. rozvinuli původní myšlenku L. Griščuka a Zeldoviče z r. 1982, že vesmír vznikl doslova z ničeho. Ukázali, že v takovém případě neproběhla kosmologická inflace ve velmi raném vesmíru a že pozorované reliktní záření poskytuje informaci o stavu vesmíru v čase odpovídajícím kosmologickému červenému posuvu z = 1 200. K tomu připojuje F. Tipler poznámku, až od z ≈ 3 je Hubbleovo rozpínání vesmíru plynulé, tj. lokální fluktuace se vyhlazují teprve v těchto obřích rozměrech. Ideálními indikátory rozpínání vesmíru se tak stávají kompaktní kupy galaxií, jež se projevují jako gravitační čočky.

Zlepšení našich vědomostí o struktuře vesmíru se nyní očekává od velkých přehlídek, jež začaly jednak v Novém Mexiku (SDSS) a jednak v Austrálii (2dF). Podle X. Fana aj. se přehlídka SDSS soustřeďuje na získání hrubých spekter 150 tisíc kvasarů a 1 milionů galaxií na ploše 10 tisíc čtverečních stupňů v oblasti kolem severního pólu Galaxie, jež dosáhne do 23 mag a měla by být hotova koncem r. 2004. Australská přehlídka 2dF má dle S. Folkese aj. pomocí mnohovláknového spektrografu získat podrobná spektra více než 150 tisíc galaxií s červeným posuvem z

6.2. Základní kosmologické parametry a problém skryté hmoty

Podle W. Freedmanové je výsledkem tzv. klíčového projektu HST, při němž byly během 8 let ve spolupráci 27 badatelů změřeny vzdálenosti 18 galaxií pomocí téměř 800 cefeid, hodnota H₀= (70 ±7) v obvyklých jednotkách. Navázání cefeid a supernov pak umožňuje protáhnout tuto kalibraci vzdáleností až do 300 Mpc. Ačkoliv z téhož pozorovacího materiálu obdržel A. Sandage H₀ = (58 ±6), není již pochyb o tom, že vesmír je otevřený a patrně starší než 12 miliard let. R. Giovanelli shrnul současná určení H₀ tak, že pro spirální galaxie vychází 71, zatímco pro eliptické galaxie hodnota 69 a pro supernovy 68. Druhá sada hodnot H₀, získaná z týchž pokladů odchylnou metodikou, však dává po řadě 55, 60 a 77!

Sjunjajevův-Zeldovičův efekt pro reliktní záření nasvědčuje H₀ v intervalu 57 ÷ 71, zatímco z fázového zpoždění pro gravitační čočky dostáváme v průměru H₀= (61 ±12). To je ve shodě s konzervativní hodnotou, hájenou A. Sandagem a G. Tammannem, H₀ ≈ 60. Sandage argumentuje tím, že určování vzdáleností galaxií pomocí cefeid skrývá čertovo kopýtko v podobě výběrových efektů, které naneštěstí rostou se vzdáleností. S přihlédnutím k těmto efektům pro 27 galaxií mu pak vyšlo H₀=(54 ±7).

T. Ekholm aj. využili neortodoxní metody, založené na Tullyho-Fischerově vztahu mezi rychlostí rotace a svítivosti galaxií, a dospěli tak k H₀= 52. C. Bernstein a P. Fischer měřili H₀ z fázového zpoždění pro gravitační čočku Q0957+561 a vyšlo jim (72 ±22). C. Fassnacht aj. zkombinovali optická a rádiová měření jasností tří složek kvasaru B1608+656 (z = 1,39), zobrazených gravitační čočkou se z = 0,63, a dostali odtud H₀= (59 ±8). Zcela nezávislou metodu určování vzdáleností galaxií srovnáváním velikosti fluktuací plošné jasnosti obrazu dané galaxie použili J. Blakeslee aj. a obdrželi tak H₀ = (74 ±4).

Jak patrno, většina určení H₀ dává sice docela malé střední chyby až kolem 5 %, ale vzájemný nesouhlas citovaných hodnot převyšuje velikost formálních chyb tak zřetelně, že kýženého cíle znát absolutní hodnotu Hubbleovy konstanty (a tudíž i stáří vesmíru) s přesností do 10 % nebude ještě nějakou chvíli dosaženo. Podle mého soudu dojde k podstatnému pokroku až někdy po r. 2010, kdy budou k dispozici trigonometrické paralaxy hvězd s mikrovteřinovou přesností.

Problém skryté látky vesmíru (angl. dark matter) má svou dlouhou prehistorii, začínající zjištěním F. Zwickyho v r. 1933, že gravitačně vázaná kupa ve Vlasech Bereniky má nezvykle velkou disperzi rychlostí 1 019 km/s pro členy kupy, tj. že její gravitační hmotnost je mnohem vyšší, než vyplývá ze součtu hmot pozorovaných členů kupy (viriálová věta). Od té doby se podobný efekt pozoruje prakticky u každé kupy galaxií a k tomu přibyly další argumenty, tj. neklesající křivky rotace galaxií na jejich periferiích a konečně nápadný nesoulad mezi pozorovanou a vypočtenou hmotností gravitačních čoček – někdy se dokonce zdá, že příslušnou gravitační deformaci obrazu vzdálené galaxie či kvasaru působí pouze chuchvalec skryté látky. Množství a samozřejmě i povaha skryté hmoty (skryté látky plus kvintesence) vesmíru se tak staly rovněž klíčovými kosmologickými parametry, neboť je zřejmé, že skrytá hmota nad hmotou zářivou převažuje přibližně o dva řády – jde tedy o hlavní složku vesmíru vůbec.

J. Alam aj. soudí, že baryonová složku chladné skryté hmoty by mohly tvořit velmi trvanlivé tzv. kvarkové nuggety, vznikající při fázovém přechodu z kvarků na baryony v prvních mikrosekundách po velkém třesku. B. Nath upozornil, že velmi mnoho skryté látky může obsahovat intergalaktické prostředí, ačkoliv je o 26 řádů řidší než atmosféra na Zemi, takže obsahuje jedinou částici v objemu 10 m³ (sněhovou vločku v objemu zeměkoule!).

J. Wells aj. tvrdí, že povahu skryté hmoty mohou odhalit pozorování 2GeV antiprotonů v kosmickém záření, ale k tomu zatím nejsou vhodné přístroje. Téhož názoru jsou i L. Bergström aj., kteří ukázali, že antiprotony by mohly vznikat anihilací supersymetrických částic v galaktickém halu. D. Holz navrhl, aby se k určení rozložení skryté hmoty využily jednak supernovy a jednak gravitační čočky.

R. Ibata aj. přišli s relativně prozaickým vysvětlením pro skrytou látku v halu naší Galaxie. Všimli si totiž, že na proslulých opakovaných snímcích HDF-N se vyskytlo alespoň pět nápadně modrých bodových objektů, jež se během dvou let mezi snímky zřetelně posunuly o více než 23 obloukových milivteřin. Autoři soudí, že by to mohli být staří bílí trpaslíci o hmotnostech kolem 0,5 M_☉. Pak by se právě takto dala vysvětlit celá skrytá látka hala naší Galaxie, potažmo i dalších spirálních galaxií. S tím souhlasí B. Hansen, jenž konstatuje, že pak by skrytá hmota Galaxie nebyla fakticky tak docela temná, ale prostě jen velmi slabě zářící. Do této skupiny řadí především tzv. béžové trpaslíky o hmotnostech 0,1 ÷ 0,3 M_☉, jež jsou fakticky rychle chladnoucími bílými trpaslíky, jelikož na ně v přiměřeném tempu dopadá vodíkový plyn.

6.3. Reliktní a kosmické záření

Když proslulá družice COBE změřila pomocí aparatur FIR/SMM překvapivě vysokou úroveň infračerveného pozadí vesmíru, ukázalo se, že v tomto pásmu je obsaženo více energie, než kolik produkují všechny hvězdy v pozorovaném vesmíru v oboru optickém. Podle M. Harwita pochází toto infračervené záření z relativně malé vzdálenosti pro z z ISO, při níž byly zkoumány čtyři plošky ve vysokých galaktických šířkách na vlnové délce 12 μm. D. Clements aj. tak objevili 50 diskrétních zdrojů, z toho jen 13 hvězd naší Galaxie, ale zato 37 vzdálených galaxií.

Pokud jde o mikrovlnné záření kosmického pozadí, nejvíce pozornosti se nyní věnuje využití Sjunjajevova-Zeldovičova efektu (rozptyl reliktních fotonů na horkém plynu) v kupách galaxií. E. Komatsu aj. odhalili poprvé existenci efektu také v submilimetrovém pásmu na frekvenci 350 GHz pro rentgenově nejsvítivější kupu galaxií RX J1347-1145 se z = 0,45. Čím dál větší zájem astrofyziků budí zlepšující se možnosti detekce kosmického záření vysokých a velmi vysokých energií. Podle G. Mediny-Tanco patří k největším záhadám vzácný – leč nepochybný – výskyt částic s energiemi vyššími než 50 EeV, neboť díky existenci fotonů reliktního záření a infračerveného pozadí by takové energetické částice měly být rozbity nejpozději na dráze 30 Mpc. Do této vzdálenosti od Země se však nenalézá žádný teoreticky vhodný zdroj tak energetických částic a naopak, vhodné zdroje leží daleko za touto hranicí (tzv. Greisenova-Zacepinova-Kuzminova mez – GZK).

D. Bird aj. studovali rozložení extrémně energetického kosmického záření pomocí aparatury Muší oko v Utahu. Ukázali, že v pásmu do 3 EeV se kosmické záření lehce koncentruje ke galaktické rovině, kdežto nad touto hranicí je jeho rozložení pravděpodobně izotropní. E. Gorčakov a I. Charčenko upozornili, že galaktickou anizotropii energetického kosmického záření může vyvolat výskyt magnetických polí v koróně Galaxie. Na určitější závěry však budeme muset počkat ještě alespoň pět let, kdy už bude v rutinním provozu první část jižní observatoře Pierra Augera v Malargüe v Argentině, kterou za 50 milionů dolarů buduje konsorcium 19 států včetně České republiky.

Zatím však teoretikům rozhodně nechybí fantazie, když navrhují nejrůznější často bizarní mechanismy urychlování částic kosmického záření v bližším okolí naší – z hlediska extrémních energií – naštěstí tak fádní Galaxie. Horkými favority na produkci extrémně energetického kosmického záření se zdají být zábleskové zdroje záření gama. A. Dar a R. Plaga soudí, že dávnými galaktickými zdroji tohoto typu lze objasnit průběh energetického spektra kosmického záření v rozsahu od TeV až po desítky EeV, zejména výskyt dvou ohybů na plynulé klesající křivce intenzity kosmického záření s rostoucí energií částic – tzv. kolena pro energie 3 PeV a kotníku pro 3 EeV. Podle M. Wiedenbecka aj. se podařilo družici ACE, vypuštěné v srpnu 1997, prokázat, že zdrojem energetického kosmického záření jsou zcela určitě pozůstatky po výbuchu supernov, jak už před půl stoletím předvídal E. Fermi. Zato usilovné hledání částic antihmoty v kosmickém záření přináší dle P. Chardonneta aj. zatím pouze horní mez 10⁶ pro zastoupení jader antihelia vůči jádrům helia.

6.4. Částicová fyzika

Ve spolupráci Lawrencovy laboratoře v Berkeley a Spojeného ústavu jaderných výzkumů v Dubně získali J. Oganessian aj. ostřelováním plutoniového terčíku jádry vápníku nový chemický prvek č. 114 s atomovou hmotností 298 a předvídanou mimořádně dlouhou životností 30 s. Ostřelováním olověného terčíku jádry kryptonu navíc dostali rychle se rozpadající prvky č. 118 a 116. J. Gnědin aj. hledali pomocí kavkazského šestimetru BTA hypotetické symetrické částice axiony v kupách galaxií a v magnetických hvězdách třídy Ap, ale zatím bezúspěšně. Pro hypotetický poločas rozpadu protonu byla z experimentů v podzemních detektorech zvýšena spodní mez na 1,6.10³³ roků. V Antarktidě byla uvedena do chodu aparatura AMANDA pro detekci vysoce energetických neutrin z vesmíru prostřednictvím Čerenkovových detektorů v šachtách o průměru půl metru a hloubce 2 km, hloubených v ledu horkou vodou. Detektorem se tak stane blok ledu o objemu 1 km³.

Evropská laboratoř CERN ve spolupráci s podzemní observatoří Gran Sasso v Itálii připravují za 45 milionů dolarů pokus s vysíláním usměrněného svazku mionových neutrin, jež by se na přímé dráze 730 km mezi urychlovačem a detektorem mohla oscilacemi částečně změnit na tauonová.

6.5. Relativistická astrofyzika

B. Heckel aj. testovali platnost principu ekvivalence na torzních vahách a potvrdili jej s přesností 0,1 %. P. Kaaret využil aparatury EGRET na družici Compton k ověřování, zda ve shodě s teorií kvantové gravitace závisí rychlost světla na energii fotonů. U některých pulzarů lze totiž sledovat jejich impulzy až do energie 2 GeV, ale výsledky pozorování o žádné také závislosti nesvědčí. Nízkofrekvenční oscilace, pozorované v rentgenovém pásmu u mnoha kompaktních objektů, mohou být důsledkem Lenseovy-Thirringovy precese nesouosého akrečního disku obklopujícího rychle rotující neutronovou hvězdu (pulzar) nebo dokonce i černou díru. Podle N. Wexe a S. Kopeikina by se toto relativistické strhávání souřadnicové soustavy nejsnáze pozorovalo u binárních pulzarů, jejichž jednou složkou je černá díra. J. Krolik spočítal, že pokud se kolem černé díry vyskytuje silné magnetické pole, pak je jeho energie soustředěna těsně pod poslední (nejužší) stabilní oběžnou drahou kolem černé díry a je srovnatelná s klidovou energií akrečního toku.

T. Udem aj. ověřovali při úplném zatmění Slunce údajný vliv zatmění na chod atomových hodin, jenž prý při částečných zatměních Slunce v letech 1987 a 1992 vykazoval soustavné odchylky v rozmezí 0,5 ÷ 65 μs. Navíc při zatměních v letech 1954 a 1959 měly být pozorovány odchylky ve stáčení roviny Foucaltova kyvadla. Nová měření se dvěma ceziovými normály, jedním rubidiovým oscilátorem a vodíkovým maserem probíhala ve sklepení laboratoře ve Wesslinu v Německu vzájemným porovnáváním chodu každé 4 s od 3. do 23. srpna 1999. Odchylky za 6 dnů kolem zatmění nepřesáhly 20 ns, a nepotvrdily tak žádný takový vliv.

7. Život ve vesmíru

Tým C. McKaye, známý svým kontroverzním tvrzením o mikrofosiliích z Marsu v meteoritu ALHA 84001, opět rozčeřil hladinu debat o možnostech života na Zemi, když našel živé mikroby ve vzorcích 1 milion let starého antarktického ledu, odebraných z hloubky 3,6 km pod stanicí Vostok. Není totiž příliš jasné, odkud tato stvoření čerpají energii nutnou pro svou existenci. E. Pierazzo a C. Chyba studovali možnost přežití aminokyselin při průletu kometárního jádra o průměru 1 km zemskou atmosférou a následném impaktu. Zjistili, že některé aminokyseliny – zejména pak kyselina aspartamová a glutamová – takový tepelný šok přežijí a na Zemi se tak dostaly z vesmíru v hojnějším množství, než kolik jich vzniklo přímo na Zemi. Konečně C. Cockell uvažoval o případné možnosti existence života na Venuši. Ukázal, že problémem pro primitivní formy života není ani tlak 9,5 MPa na povrchu planety, ani 97 % zastoupení CO₂ v atmosféře, ale klíčovými problémy je teplota přes 460 °C a naprostá nepřítomnost tekuté vody. Teprve ve výšce 50 km nad povrchem klesá teplota na přijatelných 40 °C a tlak činí jen 0,15 MPa, ale na překážku je tam vysoká koncentrace kyseliny sírové, takže Venuše opravdu nijak životodárně nevypadá.

M. Livio uveřejnil úvahu o vzácnosti výskytu mimozemšťanů ve vesmíru, jež podle jeho názoru souvisí s tím, že vesmíru trvá asi 5,5 miliardy let, než v něm hvězdy vyprodukují termonukleárními reakcemi dostatečné množství uhlíku a dopraví ho do zárodečných mezihvězdných mračen, aby byl nástup života technicky možný. Pozemská zkušenost pak ukazuje, že to zabere nejméně další 4 miliardy let, než se počáteční jednobuněčný život zmůže na mnohobuněčné inteligentní bytosti; jinými slovy, první mimozemšťané se ve vesmíru mohli objevit nejdříve až 10 miliard let po velkém třesku.

S. Taylor si však myslí, že lidstvo je v pozorovaném vesmíru osamělé, jelikož sice na jedné straně tento vesmír obsahuje řádově 10²² hvězd, ale na druhé straně má Země až neuvěřitelné štěstí, např. je doprovázena vhodně velkým a vzdáleným Měsícem, před dopady komet a planetek ji ochraňuje Jupiter; žádné velké planety nemají excentrické dráhy; za poslední 4 miliardy let v blízkosti Země nevybuchla žádná supernova a zejména nedošlo k žádném vzplanutí gama atd. K tomu mírně cynicky poznamenávají R. Kurzweil a H. Moravec, že během nejbližšího půlstoletí počnou na Zemi roboti splývat s člověkem, takže klasický Homo sapiens sapiens pomalu končí. Ostatně podle nejnovějších statistik máme už my lidé na Zemi maximum populačního růstu za sebou koncem šedesátých let XX. stol. kdy byl relativní populační přírůstek něco přes 2 % ročně, ale počátkem devadesátých let klesl již pod 1,5 % za rok. V té době bylo ovšem dosaženo maxima absolutního přírůstku 85 milionů osob za rok, což však u r. 1995 kleslo na 80 milionů za rok. Odhad počtu lidí na Zemi pro dobu, kdy začneme splývat s roboty, činí asi 9 miliard osob.

Univerzita v Berkeley rozběhla 13. května 1999 pod vedením D. Andersona ambiciózní program celosvětové spolupráce majitelů osobních počítačů při Fourierově analýze rádiového šumu zachyceného v projektu SERENDIP – naslouchání umělým signálům z vesmíru na frekvenci 1,42 GHz pomocí 305m radioteleskopu v Arecibu. Návrh programu SETI@home byl poprvé předložen na mezinárodním sympoziu o SETI v červenci 1996 na Capri a představuje zatím nejúspěšnější program sdílení výpočtů na světě. Původní data z Areciba (35 GB/den !) jsou automaticky rozdělována na 107 sekund dlouhé balíčky po 250 kB, jež si zájemci mohou stáhnout z internetu stejně jako jednotný program zpracování pro platformy Windows, MacIntosh nebo OS. Výpočty mohou u dostatečně výkonných počítačů probíhat na pozadí; vždy však zcela bezbolestně v době, kdy je i méně výkonný osobní počítač přepnut do režimu šetřiče obrazovky. Jakmile je balíček zpracován, což zabere v průměru 20 ÷ 35 h času CPU, příslušný osobní počítač jej při nejbližším připojení na internet samočinně odešle zpět do Berkeley a stáhne si další balíček. Za prvního čtvrt roku získal projekt 1 milion spolupracovníků v 224 zemích světa, což odpovídá kapacitě virtuálního superpočítače s výkonem 6 Tflops.

Programy hledání cizích civilizací typu SETI se dosud soustřeďovaly na naslouchání v pásmu rádiových vln, avšak v loňském roce začaly pokusy s hledáním kódovaných světelných záblesků od hvězd slunečního typu pomocí citlivých fotometrů, a to jednak v Berkeley a jednak na Harvardově univerzitě. J. Cordes připomíná, že v každém případě je přenos umělých signálů degradován přibližně úměrně době průletu mezihvězdným prostředím, což by se dalo využít k odvození vzdálenosti zdroje umělého signálu od nás.

8. Astronomické přístroje

8.1. Optická astronomie

Koncem ledna 1999 zaznamenal první světlo japonský 8,2m reflektor Subaru na Mauna Kea a v dubnu 2000 byl uveden do trvalého provozu pod vedením ředitele K. Kodairy. V březnu dostal dalekohled MMT na Mt. Hopkinsu v Arizoně nové monolitní 6,5m zrcadlo, odlité v rotační sklářské peci r. 1992. Prakticky současně uvedli Italové do chodu 3,5m teleskop TNG na Roque de los Muchachos na Kanárských ostrovech. V červnu byl vyzkoušen mezinárodní 8,1m dalekohled Gemini-N na Mauna Kea. Je vybaven adaptivní optikou dovolující v infračerveném pásmu rozlišení 0,08″. Do trvalého provozu byl uveden v létě 2000: Jeho jižní dvojče bude instalováno r. 2001 na Cerro Pachon v Chile.

Zcela podle plánu byla do chodu uváděna jednotlivá 8,2m zrcadla ESO VLT na Cerro Paranal v Chile. Zrcadla jsou pojmenována v jazyku Mapuče Antú, Kjújen, Melípal a Jepún (Slunce, Měsíc, Jižní kříž a Večernice); slavnostní inaugurace největšího dalekohledu na světě se odehrála za účasti celebrit 5. března 1999. Podle R. Giacconiho aj. dosahuje Antú úhlového rozlišení 0,04″ a mezních hvězdných velikostí 26,3 mag v pásmu U; 27,8 mag v B a 25,2 mag v oboru I. Koncem roku bylo zveřejněno prvních 15 původních vědeckých prací založených na pozorování teleskopu Antú, sepsaných převážně německými a italskými astronomy. Od září 1999 je novou ředitelkou ESO francouzská astronomka C. Cesarská. Mezitím

R. Gilmozzi aj. z ESO uveřejnili první náčrt příštího největšího dalekohledu světa OWL (OverWhelmingly Large Telescope) o průměru primárního zrcadla 100 m (!), tvořeného 2 000 šestiúhelníkovými segmenty o úhrnné hmotnosti 20 000 t v ceně 1,2 miliardy dolarů. Šlo by fakticky o svérázný zenitteleskop o výšce 137 m, kde by bylo umístěno sekundární zrcadlo ze 100 segmentů o průměru 25 m. Superdalekohled by byl přirozeně vybaven systémem adaptivní optiky a měl by mít úhlové rozlišení 40× lepší než HST a zobrazoval by objekty až 38 mag. Bude ho řídit superpočítač o 300krát vyšším výkonu, než jsou dnešní nejlepší počítače světa, a měl by být v provozu již kolem r. 2020. Proto jako na zavolanou přichází zpráva, že společnost IBM hodlá do pěti let vyvinout superpočítač Blue Gene s výkonem 1 Pflops (dosavadní špička je 2 TFlops), sestávající z milionu Gflops procesorů s přístupovým časem 10 ns. Takový superpočítač bude např. schopen současných objem dat na internetu (100 TB) přenést za necelou sekundu. Prodejní cena se ovšem odhaduje na 100 milionů dolarů a příkon na 1 MW!

M. Cherry uvedl podrobnosti o jihoafrickém 9,2m SALT, bude v provozu r. 2004 za necelých 17 milionů dolarů. Jde o společný projekt JAR, Polska, USA a SRN, jenž představuje zdokonalenou kopii úspěšného texaského teleskopu HET. Na Mt. Wilsonu v Kalifornii uvedli v listopadu 1999 do chodu interferometr CHARA, sestávající zatím ze dvou spřažených metrových dalekohledů na proměnné základně. Podle H. McAlistera se již podařilo získat interferenční proužky pro tři jasné hvězdy, a tak je dobrá naděje, že interferometr dosáhne plánovaného rozlišení 0,004″.

R. Garstang uveřejnil nové údaje o mezních hvězdných velikostech (mhv) a užitečném maximálním zvětšení při pozorování zrcadlovými dalekohledy, jak udává tabulka:

Průměr optiky (mm)	mhv (mag)	Zvětšení

150	13,4	180×
400	15,4	470×
1021	17,0	1200×

O úžasném pokroku detekční techniky svědčí úspěch kanadského astronoma-amatéra P. Boltwooda z Ottawy, jenž ke svému 0,4m Newtonovu reflektoru f/4,8 připojil kameru s maticí CCD 576 × 384 pixelů a složenou 20h expozicí při hledání optického protějšku GRB v souhvězdí Hada dosáhl mezní hvězdné velikosti R = 24,1, což ještě před 20 lety nedokázal v uvedeném pásmu ani palomarský pětimetr! Na Palomaru nyní probíhá digitální přehlídka oblohy DPOSS s mezní hvězdnou velikostí B = 22 mag, jejímž cílem je zobrazit přes 50 milionů galaxií a více než 2 miliardy hvězd. Podle S. Djorgovského se přitom již podařilo odhalit 60 kvasarů se z > 4. U 3,6m CFHT byla instalována mozaika 12 matic CCD o celkové ploše 12 × 8 kilopixelů, jež umožňuje naráz zobrazit zorné pole 0,7° × 0,5°, tj. 200 MB z jediného snímku. Během jediné noci tak přibude v paměti počítače 10 GB a za rok provozu plný 1 TB. Přitom ve vývoji je už mozaika 18 × 18 kilopixelů... Podobně se modernizuje slavná 1,2m Schmidtova komora na Mt. Palomaru, která dostala matici CCD s hranou 4 kilopixely pro zobrazení pole o výměře 1,1 čtverečního stupně, avšak během 2 let bude vybavena mozaikou více než 100 (!) matic CCD.

8.2. Optické dalekohledy v kosmu

Problémy s gyroskopy uspíšily další údržbu HST, jež byla původně plánována již na říjen 1999. Odklad mise způsobil, že 13. listopadu selhal předposlední gyroskop a HST byl uspán. Let raketoplánu Discovery (STS-103) se uskutečnil až kolem Vánoc a údržba spočívala především ve výměně všech gyroskopů, instalaci nového počítače, záznamníku a pointeru. Mimo provoz však zatím zůstal spektrograf NICMOS, jenž pracoval úspěšně skoro 2 roky, ale od srpna 1998 se čidlo oteplilo kvůli tepelnému zkratu a počátkem ledna 1999 musel být provoz spektrografu zcela přerušen.

Novým ředitelem Ústavu pro kosmický teleskop v Baltimoru byl jmenován S. Beckwith, jenž vystřídal R. Williamse. Nový ředitel připomněl, že nové výkonné dalekohledy jsou mimo jiné podstatně levnější, než dalekohledy předešlých generací, za což vděčíme pokroku moderní techniky. Provoz HST zajišťuje ve zmíněném Ústavu 470 pracovníků za 40 milionů dolarů ročně, kdežto řízení budoucího NGST bude třikrát levnější. Z hlediska úspěšnosti (poměr mezi přijatými a podanými pozorovacími programy pro HST) vedou Holanďané (44 %), následování Brity (40 %), Francouzy (38 %) a Kanaďany (37 %). Teprve pak přicházejí Američané s 29 % úspěšností. Svědčí to ovšem o neobyčejné nestrannosti výběrové komise.

Budoucí velký kosmický dalekohled NGST o průměru segmentového zrcadla 8 m bude pracovat v Lagrangeově bodě L₂bez možnosti jakékoliv opravy či údržby a podle G. Starkmana aj. bude doplněn samostatně naváděným stínítkem BOSS, jež umožní zakrytí mateřských hvězd kvůli snazšímu zobrazení jejich exoplanet. R. Angel aj. navrhují umístění dalších plochých zrcadel o průměru cca 4 m v kosmu, jež by vrhala ze vzdálenosti několika kilometrů světlo vzdálených hvězd na NGST. J. Burge aj. ukázali, že segmenty pro NGST lze velmi odlehčit konstrukcí tzv. zrcadlových membrán s malou plošnou hustotou 13 kg/m², takže celé 8m zrcadlo bude mít neuvěřitelně nízkou hmotnost 623 kg – pro srovnání 2,4m zrcadlo HST má hmotnost přes 800 kg.

8.3. Rádiová astronomie

V USA vzniká tzv. jednohektarový radioteleskop (1hT) o výměře 10 000 m², sestávající z 1 000 malých parabol na observatoři Hat Creek, jenž má být za 25 milionů dolarů dohotoven r. 2004 a případně později rozšířen na jednokilometrové monstrum. Dosud nejvyšší úhlové rozlišení poskytuje interferometr na velmi dlouhé základně VLBA, sestávající z 10 parabol o průměru 25 m na základně dlouhé 8 000 km od Panenských ostrovů po Havaj. Spřažené paraboly pracují ve frekvenčním pásmu 0,3 ÷ 43 GHz a 86 GHz s vrcholným úhlovým rozlišením až 100 mikrovteřin. Mnohem ambicióznější projekt ohlásilo ESO ve spolupráci s americkou NSF. Jak uvedli R. Kurz a P. Shaver, má být v poušti Atacama v Chile poblíž městečka San Pedro vybudována do r. 2009 v nadmořské výšce 5 000 m submilimetrová soustava ALMA sestávající ze 64 parabol o průměru 12 m pro frekvenční pásmo 70 ÷ 950 GHz za cenu 400 milionů dolarů.

8.4. Astronomické umělé družice

Neúspěchem skončilo březnové vypuštění infračervené družice WIRE raketou odpálenou z letadla ve 12 km nad Zemí, přestože se družice pro střední infračervené pásmo dostala na plánovanou kruhovou dráhu ve výši 540 km nad Zemí. Příčinou bylo nechtěné osvětlení zásoby tuhého vodíku po předčasném odhození krytu zásobníku. Tuhý vodík měl sloužit k chlazení optiky dalekohledu, jenže místo toho družici při prudkém odpaření roztočil na 60 obrátek za minutu.

G. Sonneborn aj. popsali parametry družice FUSE, jež byla vypuštěna koncem června 1999 na kruhovou oběžnou dráhu ve výši 770 km, jež má pracovat 3 roky v daleké ultrafialové oblasti za Lymanovou hranou 91 nm. Jejím hlavním cílem je změřit poměr zastoupení deuteria vůči vodíku ve vzdáleném vesmíru. V červenci 1999 konečně odstartovala zatím nejvýkonnější rentgenová družice Chandra – předposlední z tzv. velkých observatoří NASA. Pohybuje se po protáhlé eliptické dráze 9,7 × 139,1 tisíc km s plánovanou životností 5 let. V prosinci 1999 byla raketou Ariane vypuštěna evropská rentgenová družice XMM (Newton) o hmotnosti 3,9 t na protáhlou eliptickou dráhu 7,4 × 114 000 km s periodou 48 h, jež započala vědecká měření na jaře 2000. Má sice větší sběrnou plochu než Chandra, ale platí za to menší rozlišovací schopností. Na oběžné dráze kolem Země je tč. asi 8 000 družic, z toho pětina je viditelná očima; většina je ovšem nefunkčních a přispívají k zhoršování problému kosmického smetí. Nejlepším detektorem úlomků je výkonný americký radar v Goldstone v Kalifornii, jenž dokáže rozlišit 3 mm úlomky na vzdálenost 1 000 km.

8.5. Kosmické sondy

NASA má stále spojení s úžasnými kosmickými sondami Voyager 1 a 2, jež byly počátkem roku 1999 vzdáleny 10,9 (zpoždění signálů dosahuje 10 h), resp. 8,6 miliard km (zpoždění 8 h), a vzdalují se rychlostmi 17,3, resp. 15,9, km/s od Slunce. Voyager 1 letí pod úhlem 35° na sever od ekliptiky, kdežto Voyager 2 pod úhlem 48° na jih od ekliptiky. Naproti tomu katastrofálně skončila sonda Mars Polar Lander, úspěšně vypuštěná 3. ledna 1999, která zmlkla těsně před měkkým přistáním 3. prosince 1999, patrně pro chybný signál čidel registrujících dotek sondy s terénem. Značné technické problémy pronásledovaly sluneční sondu SOHO v Lagrangeově bodě L₁, neboť koncem prosince 1998 selhal poslední gyroskop. Závadu se podařilo odstranit úpravou řídícího programu, takže od počátku února 1999 lze družici ovládat bez gyroskopů a nádherné aktuální snímky Slunce jsou opět k mání na internetu, a pokud vše půjde dobře, bude sonda fungovat do r. 2003.

Problémy se nevyhnuly ani japonské sondě Nozomi, jež měla podle plánu zvýšit v prosinci 1998 svou rychlost tak, aby doletěla k Marsu. Nedostatečná funkce hlavního motoru však misi málem zmařila, ale další manévr ji vynesl na velmi pomalou dráhu, takže sonda dospěje k Marsu až v prosinci 2003. Zato americká sonda Lunar Prospector ukončila úspěšně rok provozu na oběžné dráze kolem Měsíce ve výši 100 km a její dráha byla postupně snížena na 40 a 30 km nad Měsícem. Počátkem února odstartovala kosmická sonda Stardust, jež r. 2004 doletí do vzdálenosti 150 km od jádra komety Wild 2, odebere tam vzorky a přiveze asi 25 g kometárního prachu v pouzdře zpět na Zemi v lednu 2006. Kosmická sonda Cassini proletěla koncem června 1999 znovu kolem Venuše a 18. srpna 1 166 km nad Zemí, aby opět nabrala rychlost plné 4 km/s k svému hlavnímu cíli Saturnu. Vinou tohoto setkání se ovšem Země opozdila na své dráze kolem Slunce, takže Nový rok 2000 jsme měli oslavit o celou 1 pikosekundu později! Kosmická sonda Deep Space 1 proletěla 29. července 1999 ve vzdálenosti pouhých 15 km od planetky (9969) Braille o průměru 1,5 km, ale bohužel se nepodařilo získat plánované snímky povrchu, jenž se ukázal nečekaně tmavý. Vytrvalá sonda Galileo navštívila 14. srpna 1999 naposledy Jupiterovu družici Kallisto v minimální vzdálenosti 2 300 km, když o dva dny předtím úspěšně přežila nečekaně vysokou radiaci při průletu ve vzdálenosti necelého půl milionu km od vrcholků mračen Jupiteru.

NASA využila 30. výročí prvního letu člověka na Měsíc k rekapitulaci svého úsilí v kosmonautice. V r. 1961 pracovala na 40 projektech, kdežto r. 1992 jen na 11. Extrapolací trendu vycházelo, že velmi brzo by měla otvírat jeden nový projekt za desetiletí, což by bylo zjevně zničující. Od té doby se však situace změnila k lepšímu a nyní NASA podporuje 25 vědeckých misí ročně. Přitom v šedesátých letech skončily vědecké projekty předčasně pro technické závady ve třetině případů, kdežto v dalších desetiletích klesla neúspěšnost na pouhých 10 %, jenže počátkem devadesátých let se znovu vyhoupla na 18 %. Zatímco totálním fiaskem skončilo v šedesátých letech 5 % misí, v dalších desetiletích to byla jenom 2 % projektů, ale od r. 1992 stouplo procento totálních selhání na plnou čtvrtinu, což je zřejmý negativní důsledek hesla: lépe, rychleji, levněji, raženého současným ředitelem NASA D. Goldinem.

9. Astronomie a společnost

9.1. Úmrtí

V průběhu r. 1999 zemřeli Charles Conrad (*1930; astronaut – Apollo 12), John DeWitt (*1906; radiolokace Měsíce), Heinrich Eichhorn (*1927; astrometrie), John Evans (*1909; sluneční fyzika), Charles Federer (*1909; Sky and Telescope), Wilhelmina Iwanowska (*1905; astrofyzika), Gerhard Herzberg (*1904; molekulová spektroskopie – Nobelova cena za chemii 1971), Sir William McCrea (*1904; kosmologie), Johannes van Paradijs (*1946; rentgenové dvojhvězdy a GRB), Paris Pismisová (*1911; hvězdokupy a galaxie), Daniel Popper (*1913; těsné dvojhvězdy), Viktor Safronov (*1917; kosmogonie), Dennis Sciama (*1926; kosmologie), Glenn Seaborg (*1912; jaderná fyzika – Nobelova cena za chemii 1951), John Sepkoski (*1948; vymírání druhů a kosmické katastrofy), Leonid Sědov (*1907; kosmonautika), Arthur Schawlow (*1921; masery a lasery – Nobelova cena za fyziku 1981), Arne Slettebak (*1925; hvězdy Be), Anatolij Šarov (*1929; fotometrie), Gennadij Šolomickij (*1939; radioastronomie) a Charles Wynne (*1911; astronomická optika). Při havárii lanovky ve Francouzských Alpách v červenci 1999 zahynulo 20 techniků a astronomů, kteří pracovali na rozšiřování observatoře IRAM pro infračervenou spektroskopii na Plateau Bure. Dalších pět pracovníků téže observatoře zahynulo při zřícení helikoptéry těsně před Vánoci. Na sbírku pro pozůstalé obětí tragédie přispěla také Česká astronomická společnost.

9.2. Ceny

Roger Blandford se stal držitelem Eddingtonovy medaile RAS za své práce o urychlování látky v aktivních jádrech galaxií a okolí černých děr. Zlatou medaili téže Společnosti obdržel Jim Peebles za práce týkající se observační kosmologie. Michael Perryman přednesl pro RAS Darwinovu přednášku jako uznání jeho přínosu k úspěchu astrometrické družice HIPPARCOS. Cenu B. Tinsleyové AAS získal Robert Williams za projekt HDF. Prestižní Medaile C. Bruceová Pacifické astronomické společnosti byla udělena Geoffreyovi Burbidgeovi za studie o nukleosyntéze ve vesmíru a práce o galaxiích a kupách galaxií. Česká astronomická společnost obnovila po půl století udělování Ceny Františka Nušla, jejímž laureátem se stal nestor našich stelárních astronomů Luboš Perek, který zároveň obdržel čestný doktorát Masarykovy univerzity. Po vynálezci známého typu reflektoru římskokatolickém knězi Laurentu Cassegrainovi (1629–1693) bylo v Chaudonu u Chartres ve Francii, kde je pochován, pojmenováno náměstí.

9.3. Observatoře a astronomické instituce

Prestižní Americká astronomická společnost (AAS) oslavila v Chicagu při 194. plenární schůzi sté výročí svého založení. Výroční zasedání Evropské astronomické společnosti JENAM 99 se uskutečnilo v září ve francouzském Toulouse. Česká astronomická společnost ve spolupráci s dalšími našimi přírodovědeckými institucemi uspořádala počátkem září v Brně Astronomický festival, jehož těžištěm byly souhrnné přednášky našich předních odborníků (včetně krajanů L. Kohoutka a Z. Sekaniny) o stavu astronomie na konci XX. století. V Oděse se v polovině srpna uskutečnilo sympozium o astrofyzice a kosmologii na počest tamějšího velkého rodáka George Gamowa. Anglo-australská observatoř v Siding Spring oslavila 25 let provozu velkého 3,9m teleskopu AAT. Podle ročního počtu publikací nyní vede ESO se 419 pracemi, následovaná Ústavem pro kosmický teleskop v Baltimoru – 344 studií, Národní observatoří Kitt Peak – 270 prací a Evropskou severní observatoří (ENO) na Kanárských ostrovech – 253. Tuto elitní skupinu pak uzavírá Interamerická observatoř Cerro Tololo se 152 pracemi. Evropa je tudíž dnes v astronomii již zcela rovnocenným partnerem USA.

9.4. Letem astronomickým světem

Počátkem února rozezlil mnoho astronomů ohlášený pokus ruských kosmonautů, nazvaný Znamja 2.5, při němž chtěli pomocí velkého zrcadla na oběžné dráze osvětlovat plochu o průměru až 6 km na povrchu Země „prasátkem“, vrženým zrcadlem. Takové pokusy jsou ovšem v přímém rozporu s rezolucí IAU z Kjóta o ochraně pozorovacích podmínek pro astronomii, ale naštěstí se experiment nezdařil a jeho opakování už není příliš pravděpodobné. Astronomy však nadále iritovaly dnes už proslulé záblesky družicové sítě pro mobilní telefony Iridium, přičemž hlavní problém se týkal jejich parazitního rádiového vyzařování v pásmech exkluzívně vyhrazených pro radioastronomii. Některé státy to řešily dvoustrannými dohodami o snížení výkonu vysílačů na družicích v době nejvhodnějších časů pro radioastronomická pozorování, ale ani to není přirozeně optimální. Nakonec pomohla neviditelná ruka trhu, když projekt zbankrotoval pro příliš drahé poplatky za telefonní hovory, a tak si koncem roku astronomové trochu oddechli. Podle mezinárodních dohod jsou 2 % frekvenčního rozsahu pod 50 GHz chráněna pro výlučné využití v radioastronomii. Jak uvádí J. Cohen, je přitom radioastronomie z fyzikálního hlediska mimořádně efektivní. Například obří parabola o průměru 76 m v Jodrell Banku soustředila za 40 let svého provozu energii 0,2 mJ, což by právě stačilo k napájení žárovky kapesní svítilny po dobu 1 ms! Mezitím se alespoň ve státě Arizona podařilo zachránit temnou oblohu pro tamější četné obří dalekohledy před nevybíravým útokem jedné stavební firmy, jež chtěla postavit přes 6 000 rodinných domků na úpatí Mt. Hopkinsu, kde byl právě tehdy instalován nový 6,5m dalekohled, a žalovala konsorcium observatoří o náhradu 900 milionů dolarů, když se tomu bránilo. Nakonec rozhodlo lidové referendum, v němž astronomové zvítězili drtivou většinou 80 % odevzdaných hlasů! Podobně stát Nové Mexiko přijal v dubnu zákon na ochranu noční tmy, směřující ke zvýšením bezpečnosti, úspoře elektrické energie a ochraně životního prostředí. Od r. 2000 je tak zakázáno instalovat či prodávat rtuťové výbojky a všechny světelné zdroje s příkonem nad 150 W musejí být mezi 23 h místního času a východem Slunce buď vypnuty, anebo stíněny před vyzařováním směrem na oblohu.

Pokud se tak postupně celosvětově podaří zachránit lidem pohledy do nebe, můžeme začít přemýšlet o tom, jaké změny nám přinesou sama nebesa. Díky vlastním pohybům hvězd se totiž pomalu, leč neúprosně mění tvary souhvězdí na pozemské obloze, což lze nyní přesněji spočítat díky výsledkům měření družice HIPPARCOS. Z nejnápadnějších sestav má tak nejkratší životnost Velký vůz, jenž zanikne již během 100 tisíc let, podobně jako Kasiopeja; Orion však bude rozpoznatelný ještě celých 800 tisíc let. Počátkem roku 1999 se rozpoutala hlavně ve Spojených státech debata o termínu „modrý měsíc“, jehož se tam užívá v podobném smyslu jako u nás úsloví „jednou za uherský rok“. Termín správně objasnil B. McIndy. Modrý je ten kalendářní měsíc, v němž se odehrají dva úplňky. Nastává v průměru po 33 kalendářních měsících a souvisí s 19letým Metonovým cyklem (235 lunací za 228 kalendářních měsíců), takže během cyklu nastane 7 modrých měsíců. Rok 1999 byl v tomto smyslu neobvyklý, neboť měl modrý leden i březen, zatímco v únoru nebyl žádný úplněk. To se dle D. Harpera předtím naposledy stalo r. 1961 a příště až r. 2018. V letech 1600–9999 se odehrálo či odehraje celkem 331 takových párových modrých měsíců, z toho nejčastěji (75 %) v lednu a březnu, 12 % v březnu a prosinci, 8 % připadá na leden a duben a zbytek na leden a květen. Dva modré měsíce v přestupném roce byly naposledy r. 1608 a příště se tak stane až r. 2572.

V souvislosti s přechodem na r. 2000 se jednak objevila varování o totálním kolapsu počítačů a mikročipů (problém Y2K) a jednak tvrzení, že 31. prosince 1999 skončilo XX. století našeho letopočtu. To první se naštěstí nestalo a to druhé není pravda, jelikož prvním dnem našeho letopočtu byl 1. leden 1 (AD). Dvacáté století a druhé tisíciletí proto skončilo až o půlnoci z 31. prosince 2000 na 1. leden r. 2001, ale i tak je díky známé gregoriánské kalendářní reformě z r. 1582 o 13 dnů kratší než plně juliánské tisíciletí první! Díky téže reformě budou mít příští tisíciletí délky kolísající pouze o 1 den (nejčastěji 365 243 dnů), takže uplynulému II. tisíciletí zůstane s pouhými 365 237 dny už natrvalo přídomek nejkratšího tisíciletí v historii!

Další kuriozitou jsou kolísající počátky roku v rámci křesťanského kalendáře. Ve starověku začínal rok nejčastěji 1. března, ale v některých údobích 1. ledna. Ve středověku začínal rok ponejvíce 25. března, ale místy také na Velký pátek, což je pohyblivý svátek, takže i roky pak měly proměnnou délku. Souběžně se však místy užívala i data 25. prosince a 6. ledna a v Byzanci převládlo datum 1. září, dodnes u nás zachované jako začátek školního roku. Sjednocení rozmanitých počátků roku křesťanského letopočtu na 1. leden nastalo teprve r. 1800! Od 1. října 1891 byl u nás zaveden středoevropský pásmový čas, zatímco letní čas byl poprvé vyhlášen ve válečných letech 1916–1918 a opět 1940–1949. Od r. 1979 je používán pravidelně v období mezi poslední nedělí v březnu a poslední nedělí v září. V r. 1996 jsme se však přizpůsobili zvyklostem EU a letní čas končí až poslední neděli v říjnu.

C. Conselice zhodnotil význam komitétů, jež zhruba v desetiletých intervalech sestavují v USA za účasti předních astronomů, kteří pak připravují doporučení o finanční a technické podpoře americké astronomie pro nejbližší dekádu. Komitéty jsou vybírány velmi pečlivě a jejich práce je důkladná a náročná, což dává výsledným doporučením velkou váhu, a proto se je také většinou zdařilo v termínu uskutečnit. Astronomové jsou tak příkladem i pro jiné obory, které mnohem obtížněji získávají podporu pro drahé projekty z toho prostého důvodu, že specialisté těchto disciplín se nedokáží o prioritách vůbec domluvit. Tak se postupně podařilo vybudovat národní optickou a radioastronomickou observatoř (Kitt Peak a Green Bank), jakož i velkou anténní soustava VLA v Socorru, vypustit družice HST, Compton a Chandra a připravit družici SIRTF, resp. postavit binární osmimetr LBT. Jistou sprchu pro budoucí vyhlídky USA v astrofyzice však představuje alarmující zpráva, že za poslední desetiletí klesl počet studentů fyziky na amerických univerzitách na polovinu a je nejnižší za posledních 40 let. Vědecky však zbrojí Kanada, která chce v nejbližších pěti letech zvýšit počet univerzitních profesorů o 5 000 osob.

V Evropě se začíná na první pohled trochu překvapivě dařit astrofyzice ve Španělsku, což souvisí s výrazně vyšší podporou vědy tamější vládou v posledních desetiletích. Zatímco počátkem 80. let věnovalo Španělsko na základní výzkum 0,85 % z HDP, nyní je to 1,2 %. Rozpočet na vědu se tam nyní pravidelně zvyšuje o 7 % ročně. Podle scientometrických ukazatelů se to opravdu velmi vyplácí, neboť ve stejném období stoupla produktivita španělských badatelů 3,5krát a země postoupila na světovém žebříčku ze 16. na 11. místo, přičemž rekordní nárůst zaznamenala právě španělská astrofyzika, dále pak částicová fyzika a výzkum řízené termonukleární reakce.

Podobně začínají státy Evropské unie stahovat dlouholetý náskok USA ve vědeckých publikacích. V r. 1997 se poprvé od skončení II. světové války stalo, že přírodovědci ze států EU uveřejnili více původních prací (33,5 % světové produkce) než z USA (32,6 %). Na tomto úspěchu se nejvíce podílí Rakousko, Francie, Irsko, Itálie, Španělsko a skandinávské země, kde rozsah vědecké produkce roste nejrychleji.

Zdá se, že nejsilnějším dojmem z rozvoje astronomie roku 1999 zůstane zjištění, že příval informací výrazně vzrůstá; za posledních 20 let o plných pět řádů. (Představte si, milí trpěliví čtenáři, že by ve stejném poměru bubřel i rozsah mých Žní!) Je to však teprve začátek toho, co nás čeká v nejbližších letech. Archivace astronomických údajů z již ukončených, ale i právě se rozbíhajících projektů přinese v nejbližších pěti letech potřebu skladovat a aktivně využívat řádově 100 TB dat. (Pro srovnání uvádím, že nedávno rozluštěný lidský genom představuje pouze asi 0,01 TB údajů.) V r. 2005 začne pracovat nový urychlovač LHC v laboratoři CERN v Ženevě, jenž bude chrlit data ročním tempem 6,6 PB, což je asi totéž množství informace, jako kdyby každý žijící člověk na zeměkouli mluvil nepřetržitě do 20 mobilních telefonů současně! To je ovšem pouhý zlomek všech slov, jež pronesli během svých životů všichni lidé, kteří na Zemi žili a žijí: 5 EB!

Není asi tak vzdálená doba, kdy se objem informací v digitálních archivech přiblíží těmto vpravdě astronomickým číslům a otázka zhušťování dat (nejenom v astronomii) bude naprosto klíčová. Zatím lze nabídnout dvojité řešení, jež na jedné straně parafrázuje starou čínskou moudrost, že jeden obrázek má stejnou cenu jako tisíc slov, a na druhé straně cituje amerického astronoma R. Nelsona. Ten totiž předloni prohlásil, že jedno spektrum má stejnou cenu jako tisíc obrázků! Pokud tedy budeme ukládat přívaly dat do digitálních archivů jako spektra, ušetříme 6 řádů, tj. z Exabytů se se stanou Terabyty – a s těmi už i zaostalé dosavadní superpočítače prostému badateli nějak poradí.