Žeň objevů – rok 2000

• Úvod
• 1. Sluneční soustava
• • 1.1. Planety sluneční soustavy
  • • 1.1.1. Merkur a Venuše
    • 1.1.2. Země
    • • 1.1.2.1. Nitro, povrch a atmosféra Země
      • 1.1.2.2. Kosmické katastrofy na Zemi
      • 1.1.2.3. Meteority
    • 1.1.3. Měsíc
    • 1.1.4. Mars
    • 1.1.5. Jupiter
    • • 1.1.5.1. Nitro, atmosféra, magnetosféra
      • 1.1.5.2. Přirozené družice Jupiteru
    • 1.1.6. Saturn
    • 1.1.7. Uran
    • 1.1.8. Neptun
    • 1.1.9. Pluto a Charon
  • 1.2. Meziplanetární látka
  • • 1.2.1. Planetky
    • 1.2.2. Komety
    • 1.2.3. Meteorické roje
  • 1.3. Historie i současnost sluneční soustavy
  • 1.4. Slunce
• 2. Hvězdy
• • 2.1. Extrasolární planety a hnědí trpaslíci
  • 2.2. Prahvězdy
  • 2.3. Hvězdná astrofyzika
  • 2.4. Osamělé hvězdy
  • 2.5. Těsné dvojhvězdy
  • 2.6. Proměnné hvězdy
  • • 2.6.1. Novy a kataklyzmické proměnné
    • 2.6.2. Fyzické proměnné
    • 2.6.3. Symbiotické hvězdy a chemicky pekuliární hvězdy
    • 2.6.4. Planetární mlhoviny, emisní objekty a bílí trpaslíci
  • 3. Neutronové hvězdy a hvězdné černé díry
  • • 3.1. Supernovy a jejich pozůstatky
    • 3.2. Rádiové pulzary
    • 3.3. Rentgenové dvojhvězdy a proměnné zdroje
    • 3.4. Diskrétní zdroje v pásmu záření gama
    • • 3.4.1. Zábleskové zdroje záření gama (GRB)
      • 3.4.2. Stálé zdroje a teoretické práce
    • 4. Mezihvězdná látka
    • 5. Galaxie
    • • 5.1. Hvězdokupy
      • 5.2. Naše Galaxie
      • 5.3. Místní soustava galaxií
      • 5.4. Cizí galaxie
      • 5.5. Kvasary a aktivní jádra galaxií
      • 5.6. Gravitační čočky a mikročočky
    • 6. Kosmologie a fyzika
    • • 6.1. Stavba a vývoj vesmíru. Problém skryté hmoty
      • 6.2. Základní kosmologické parametry
      • 6.3. Reliktní záření
      • 6.4. Kosmické záření
      • 6.5. Částicová a relativistická astrofyzika
    • 7. Život ve vesmíru
    • 8. Astronomické přístroje
    • • 8.1. Optická astronomie
      • 8.2. Optické dalekohledy v kosmu
      • 8.3. Rádiová astronomie
      • 8.4. Astronomické umělé družice
      • 8.5. Kosmické sondy
    • 9. Astronomie a společnost
    • • 9.1. Úmrtí a výročí
      • 9.2. Ceny a ankety
      • 9.3. Observatoře a astronomické instituce
      • 9.4. Letem astronomickým světem
    • 10. Závěr

Úvod

Uplynulý rok byl mnohonásobně jubilejní už kvůli kulatosti svého letopočtu, tj. od r. 1600 šlo o první sekulární přestupný rok v gregoriánském kalendáři a současně o poslední rok XX. století a II. tisíciletí. Shodou okolností jde též o poměrně neuvěřitelné půlkulaté výročí těchto astronomických přehledů. Neuvěřitelné alespoň pro pisatele, jenž vůbec netušil, když připravoval pro časopis Říše hvězd svůj pětistránkový článek s týmž titulem zahrnující některé významné objevy astronomie v r. 1966, že se bude o něco podobného pokoušet ještě na počátku XXI. století a že mu takový pokus zabere navzdory pokrokům ve výpočetní technice veškerý volný čas. Žně objevů pak vycházely každoročně ve stále se zvětšujícím rozsahu v Říši hvězd až do přehledu za r. 1994, který představoval rekordních 189 str. normalizovaného rukopisu, tj. menší knihu. Od přehledu 1995 vycházejí Žně v Kozmosu a jejich rozsah se pohybuje od 112 stran (r. 1996) po 177 stran (r. 1998); také loni činil solidních 164 stran; uvidíme, jak to dopadne v roce jubilejním.

Když už jsme u těch jubileí, v r. 2000 jsme si připomněli mj. dvousté výročí objevu infračerveného záření jednoduchým, avšak důmyslným pokusem s teploměry ve slunečním spektru, který v r. 1800 vykonal William Herschel. Loni to také bylo 150 let od první fotografie hvězdy (Vegy), kterou pořídil William Bond. Konečně pak 14. prosince 1900 přednášel Max Planck poprvé o svém objevu vztahu pro spektrální rozložení záření černého tělesa, přičemž vyslovil proslulou hypotézu o kvantové povaze elektromagnetického záření. Stal se tak praotcem kvantové fyziky, jež tak významně ovlivnila naše životy zvláště od druhé poloviny XX. století a zásadně změnila i astronomii a astrofyziku.

1. Sluneční soustava

1.1. Planety sluneční soustavy

1.1.1. Merkur a Venuše

Zásluhou spektrálních měření Keckovým dalekohledem se podařilo v nedávno objevené řídké atmosféře Merkuru nalézt vápník. Jak uvádějí T. Bida aj., zatímco sodík a draslík je ohřát na 1,5 kK, vápník patrný v okolí pólů planety září při teplotě neuvěřitelných 12 kK; příčinou je povrchové rozprašování příslušných iontů. R. Dantowitz aj. pořídili koncem srpna 1998 neočekávaně kvalitní snímky severní polokoule Merkuru, jež nebyla vyfotografována sondou Mariner 10, a to 1,5m reflektorem na Mt. Wilsonu. Složením mnoha 17ms expozic matice CCD kadencí 60 snímků za sekundu v době, kdy již vycházelo Slunce a Merkur byl 27° nad obzorem, se po zpracování na počítači podařilo nyní sestavit překvapivě dobrou mapu této části povrchu planety. V severní šířce 35° přitom nalezli velký impaktní kráter o průměru 150 km. Autoři též tvrdí, že první zprávu o existenci Merkuru podal Řek Timocharis r. 265 př. n. l. Poslední přechod Merkuru před slunečním kotoučem byl pozorován 15. listopadu 1999 mj. družicí TRACE. Jak uvádí J. Attwood, první takový přechod ve XXI. stol. bude viditelný mj. i v Evropě 7. května 2003 mezi 5:14 a 10:33 h UT.

V loňském roce došlo k velmi vzácnému, byť nepozorovatelnému, úkazu – zákrytu Venuše Sluncem 11. června. V r. 2004 pak očekáváme 8. června od 8:21 UT i v Evropě pozorovatelný více než šestihodinový přechod Venuše, jenž je nesrovnatelně vzácnějším úkazem než dříve zmíněné přechody Merkuru. Přechody Venuše se totiž odehrávají v párech po 8 letech buď počátkem června, nebo počátkem prosince, načež následuje více než stoletá přestávka. Předešlé úkazy byly na Zemi pozorovány počátkem června 1761 a 1769 a počátkem prosince 1874 a 1882; další se pak odehrají 6. června 2012, 11. prosince 2117 a 8. prosince 2125. Úkazy v 18. stol. přispěly k přibližnému určení délky astronomické jednotky, a tím i rozměrů celé planetární soustavy.

1.1.2. Země

1.1.2.1. Nitro, povrch a atmosféra Země

V r. 1998 přišli P. Hoffman aj. s velmi kontroverzní domněnkou o tom, že v minulosti Země se vyskytla alespoň jedna epizoda globálního zalednění vinou sníženého obsahu CO₂ v zemské atmosféře a následného poklesu skleníkového efektu a také díky tomu, že dřívější Slunce mělo nižší zářivý výkon nejméně o 6 %. Taková epizoda se měla údajně odehrát již před 2,35 miliardami let a pak ještě mnohokrát až do pozdního prekambria před 590 miliony lety. Oceány tak zamrzly až do hloubky 1 km a ze Země se stala doslova sněhová koule s nepochybně ničivými následky pro život; všechno s výjimkou bakterií nutně vyhynulo. Až po skončení poslední epizody nastal přibližně před 565 miliony let známý bouřlivý rozvoj života v kambriu.

Podle W. Hydea aj. se však Země z toho pokaždé vzpamatovala zásluhou dodávky CO₂ při zvýšené vulkanické činnosti. Tito autoři se domnívají, že zalednění Země nebylo úplné; v rovníkových oblastech zůstala tekutá voda jak v oceánech, tak na souši. Ledový oceán navíc nepohlcuje CO₂ z atmosféry, takže skleníkový efekt nebyl zeslaben tolik, jak bychom čekali. Autoři počítali rozličné scénáře celkového klimatického vývoje Země během ledových epizod a shodli se na tom, že pro kambrijský rozkvět života měl zásadní význam právě zmíněný tropický oceán, resp. oceánské dno, kde obnově života pomohly vývěry horké vody (tzv. černé kuřáky) stejně jako geotermální oázy na jinak zamrzlých pevninách.

Současné změny podnebí jsou dnes sledovány především díky nové generaci umělých družic zaměřených na studium Země z kosmického prostoru. To umožňuje odhadnout nástup meteorologických fenoménů El Niňo a La Niňa až s 15měsíčním předstihem, zlepšuje včasnost výstrahy před hurikány a záplavami i obdobími sucha. Družice QuikSCAT s aparaturou SeaWinds je dle K. Kastarose aj. schopna zaznamenat proudění větru nad oceány i při zatažené obloze a předpovídat tak vznik hurikánů s předstihem až 46 h. Denně dokáže prohlédnout 90 % plochy světového oceánu. Podobně pak družice TRMM měří celosvětové srážky. Družice TOPEX/Poseidon dokáže mapovat topografii oceánů i obsah tepla nad nimi a družice ACRIM měří od r. 1980 s vysokou přesností přísun energie od Slunce.

Solidní přesná měření sluneční konstanty začala teprve r. 1978 díky družicím ERB a Nimbus 7; pozemní měření jsou zatížena příliš velkými chybami. Tak víme, že během slunečního cyklu kolísá zářivý výkon Slunce až o 0,1 %; dlouhodobě je však možná až šestkrát větší variace, což rozhoduje o energetické bilanci Země. Novým objevem se zdá být přímá korelace mezi intenzitou kosmického záření a výskytem nízké oblačnosti do 3 km nad Zemí v letech 1980–95 (Marsh a Svensmark). Jelikož intenzita kosmického záření závisí na fázi slunečního cyklu a modulaci geomagnetickým polem, bylo by tak možné podle E. Palléové-Bagové a C. Butlera pochopit převodní mechanismus mezi sluneční činností a klimatem.

Ostatně nová družice Terra dokáže popsat chování Země jako kosmického tělesa vcelku. Podle J. Kuhna aj. se vyskytují v Tichém oceánu Rossbyho vlny o délce 100 km a amplitudě 50 mm, jež cestují napříč oceánem celé desítky roků a vyvolávají tak tzv. dekádové oscilace klimatu. Tyto oscilace mají periody od 15 do 70 let, a jsou tudíž mnohem komplexnější a závažnější než krátkodobější úkazy typu El Niňo. Teplota povrchu Pacifiku při nich kolísá o 1 ÷ 2 °C, takže až do třicátých let XX. stol. klesala, pak do sedmdesátých let rostla a od té doby znovu klesá. Souběžně s tím se mění výtěžek rybolovu a tloušťka lét na pařezech stromů. Dekádové oscilace mají týž průběh jak na severní, tak na jižní polokouli.

S. Levitus aj. uveřejnili údaje o oteplování světového oceánu v letech 1948–1998 na základě měření teploty až v hloubce 3 000 m pod hladinou. Ukázali, že za tu dobu se oceán oteplil o 0,06 °C; tj. jeho tepelná energie vzrostla o 2.10²³ J. Největší růst byl zaznamenán v povrchové vrstvě do hloubky 300 m, totiž 0,31 °C. Jelikož hmotnost oceánů převyšuje 2 500krát hmotnost zemské atmosféry, jsou tyto údaje klíčové pro posouzení trendu globálního oteplování zeměkoule. B. Krabill aj. měřili tloušťku pobřežního ledu v Grónsku družicovým altimetrem a systémem GPS v letech 1993–4 a 1998–9. V Grónsku pokrývá led 85 % povrchu ostrova na ploše přes 2 miliony čtverečních km o tloušťce přesahující 3 km. Ročně se však tloušťka ledu snižuje až o 1 m, což zvedá každoročně hladinu oceánů o 0,1 mm. Kanadská družice RADARSAT je nyní schopna proměřovat tloušťku ledu s velkou plošnou rozlišovací schopností v celé oblasti Arktidy v třídenních intervalech. Celkové zalednění Arktidy se za posledních dvacet let zřetelně zmenšilo a průměrná tloušťka ledu dosahuje pouhých 3 m. Trhliny na zamrzlém oceánu jsou dlouhé až 2 000 km.

R. Gross aj. rozebrali příčiny tzv. Chandlerovy periody v pohybu pólů, objevené r. 1891 na základě 10 let měření změn tlaku v oceánech i v atmosféře. Vlivem Chandlerova efektu se periodicky přemisťují póly až o 6 m v intervalu 1,2 roku. Podle autorů dochází na dně oceánů v periodě 433 dnů k tlakovým fluktuacím, jež tvoří 2/3 pozorovaného efektu, zatímco zbývající třetinu představují obdobné fluktuace tlaku atmosférického. Nejdelší periody kolísání parametrů osy a dráhy Země, které známe, souvisí se změnou sklonu zemské osy vůči ekliptice v intervalu 22 ÷ 25° v periodě 41 000 let a dále v periodě precese 26 000 let. Díky současné výstřednosti zemské dráhy kolísá ozáření Sluncem o 6,7 %, přičemž samotná excentricita se mění od 0 do 0,06 v intervalu 100 tisíc let.

To vše dohromady má pak podle známé Milankovičovy domněnky z 20. let XX. stol. vliv na dlouhodobé kolísání klimatu na „pevninské“ severní polokouli a vznik ledových dob. Poslední ledová doba začala před 115 tisíci a skončila před 11,5 tisíci let a ta příští by měla začít za 60 tisíc let. S domněnkou však podle D. Karnera a R. Mullera nesouhlasí skutečnost, že kolísání povrchových teplot na Zemi není v přímé úměře ke skutečnému ozáření Sluncem, takže patrně je celý problém kolísání teploty na Zemi mnohem komplexnější a bude vyžadovat podstatně hlubší rozbor.

T. Crowley shrnul průběh klimatických změn na Zemi za poslední tisíciletí tak, že hlavními ovlivňujícími činiteli je ozáření Sluncem, ale také úroveň vulkanismu. V poslední čtvrtině XX. stol. k tomu přistupuje globální oteplování vlivem rostoucího skleníkového efektu. K tomu uvádějí P. Pearson a M. Palmer, že největší koncentrace dosáhl CO₂ v kenozoiku před 60 miliony lety; o 5 až 20 milionů let potom však začala koncentrace CO₂ v zemské atmosféře klesat a od 24 milionů let před současností už nikdy nepřesáhla 500 ppm. Rostoucí skleníkový efekt CO₂ je však zčásti vyrovnán větším zastoupením průmyslových aerosolů v atmosféře, které významně odrážejí sluneční záření zpět do prostoru.

J. Hansen dokonce soudí, že CO₂ není hlavním faktorem současného globálního oteplování; pravou příčinou je přírůstek troposférického ozonu, methanu, chlorofluorouhlovodíků (CFC) a sazí. Saze totiž snižují procento oblačnosti, takže na Zemi přichází i sluneční záření, jež by větší oblačná pokrývka odrazila. Mraky odrážejí nejméně 40 % a maximálně až 90 % slunečního záření zpět do vesmíru. Přitom se zastoupení CO₂ v zemské atmosféře mezi lety 1950 a 1970 zdvojnásobilo, ale pak se víceméně ustálilo. Světový oceán se oteplil mezi polovinou padesátých a devadesátých let XX. stol. a globální teplota Země vzrostla od r. 1975 do r. 1999 o 0,5 °C, což je rekord tisíciletí. Na vzorcích odebraných v Grónsku se však ukazuje, že během posledních 100 tisíc let kolísala průměrná teplota Země – samozřejmě bez lidského přičinění – o ±3 °C v cyklu přibližně 1 500 let.

W. Soon aj. našli inverzní korelaci mezi plochou koronálních děr na Slunci a teplotou nižší troposféry Země v letech 1979–1998, což by svědčilo pro možnost, že sluneční činnost ovlivňuje počasí na Zemi, ale fyzikální příčina takové korelace zatím není známa. Problém globálního oteplování je ovšem velmi složitý, neboť se ukázalo, že kromě přírůstku skleníkového efektu vyvolaného průmyslovými exhalacemi skleníkových plynů (především CO₂) jej působí též již zmíněný výskyt sazí, které se zvláště v tropech silně zahřívají Sluncem a odstraňují tak ploché vrcholky kumulů na vzdálenost až stovek kilometrů od průmyslových zdrojů sazí. Tak se do nízké troposféry dostává více sluneční energie, jež ohřívá jak atmosféru, tak i oceán. Tento mechanismus převyšuje v oblasti Indického oceánu až o půl řádu vliv rostoucího skleníkového efektu. Obecně pak platí, že zatímco skleníkový efekt zvyšuje teplotu zemského povrchu, souběžně snižuje teplotu stratosféry.

NASA se zasloužila na přelomu let 1999/2000 o komplexní studium arktického ozonu ve výškách 8 ÷ 50 km koordinovanými měřeními na zemi, v letadlech a balonech i na družicích. Štáb operace měl sídlo ve švédské Kiruně a na měřeních se podílelo 350 pracovníků z různých zemí. Vinou mimořádně studené zimy došlo k neobvykle velkému poklesu koncentrace ozonu, takže např. ve výšce 18 km se snížilo množství ozonu o 60 % proti normálu. Největší ztráty ozonu se vyskytovaly mezi lednem a březnem 2000 a k nim kromě sloučenin chlóru přispěly také sloučeniny brómu, jenž se používá v přenosných hasicích přístrojích. Podle A. Tabazadehové aj. je bezprostřední příčinou destrukce ozonu v Arktidě výskyt polárních stratosférických mračen obsahujících krystalky kyseliny dusičné. Četnost výskytu těchto mračen roste s klesající teplotou stratosféry, což, jak jsem už připomněl, je bezprostředním následkem globálního oteplování zemského povrchu. Proto autoři očekávají další prohloubení ozonové díry v Arktidě v předjaří nejméně do r. 2010.

K témuž závěru dospěli rovněž O. Toon aj., kteří zjistili, že kritickou hodnotou teploty stratosféry je 80 °C ve výši asi 20 km nad pólem. Pokud klesne teplota stratosféry pod tuto hodnotu, nastává překotný úbytek ozonu, navzdory tomu, že se produkce ozonu nebezpečných chlorfluorouhlovodíků zásluhou Montrealského protokolu výrazně snížila a v r. 1996 již zcela zastavila. Jak se zdá, totéž platí i pro Antarktidu, kde loni 3. října dosáhla ozonová díra rekordní plochy 28 milionů km², čímž byl o 3 % překonán dosavadní rekord ze září 1998. K rozhodnému zlepšení situace prý dojde až kolem r. 2050.

A. Lazarus zjistil, že při proslulém vymizení slunečního větru 11. května 1999 se zemská magnetopauza vzdálila od Země z běžných 15 R_Z na čtyřnásobek. Po dlouhé přestávce byla u nás opět pozorovatelná nádherná polární záře v noci ze 6. na 7. dubna jako přívažek k večerní nápadné konstelaci Měsíce, Marsu, Jupiteru a Saturnu. Příslušný koronální výron o relativní mohutnosti 4 (v pětidílné stupnici) zpozorovala družice SOHO již 4. dubna v 15:41 UT. Rázová vlna slunečního větru dospěla k družici ACE v Lagrangeově bodě 1,5 milionů km před Zemí 6. dubna v 16:00 UT, kdy rychlost slunečního větru prudce vzrostla z 375 na 600 km/s. Již o 40 min. později se na Zemi objevila intenzivní polární záře, jež trvala i v nižších zeměpisných šířkách v Evropě a Severním Americe téměř 10 hodin. Šlo jednoznačně o projev blížícího se maxima 23. cyklu sluneční činnosti. Nezávisle na sluneční činnosti však lze podle L. Kagana aj. vytvářet polární záře i uměle. Slouží k tomu výkonný radar observatoře v Arecibu, jenž dokáže vytvářet mocnými rádiovými impulzy světélkování nízké ionosféry. K objasnění povahy polárních září přispívají dle P. Newella v poslední době zejména družice Polar a Geotail.

Kontroverzní tvrzení L. Franka o trvalém vpádu ledových minikomet o průměrné hmotnosti kolem 30 t do zemské atmosféry tempem alespoň 5 minikomet za minutu dostalo další úder, když R. Mutel a J. Fix uveřejnili negativní výsledek svého soustavného hledání minikomet robotickým dalekohledem v období od září 1998 do června 1999. Mezní hvězdná velikost snímků CCD přesáhla 16,5 mag, ale na 6 tisících snímcích nenalezli ani jediného kandidáta, ač statisticky by jich měli objevit kolem 80.

S. Singh aj. tvrdí, že vnitřní jádro Země obsahuje kapalnou složku, takže 3 ÷ 10 % objemu Země je kapalina. Jádro Země přitom rotuje rychleji než zemský plášť. Jak uvádí J. Gribbin, Země a Venuše sice na první pohled působí jako planety-dvojčata, ale na rozdíl od Země má Venuše 400 km tlustou kůru, která nedovolí teplu vznikajícímu v plášti radioaktivním rozpadem hornin, aby unikalo rychle do prostoru. Proto se nitro Venuše dlouhodobě ohřívá do té chvíle, dokud se celé nepromění v tekutinu. Pak se ovšem tlustá kůra Venuše propadne dovnitř a celý cyklus se vznikem nové kůry a následným přehříváním nitra se opakuje v intervalu kolem půl miliardy let. Země obdobnému osudu unikla již na počátku svého vývoje srážkou s Praměsícem, jenž způsobil, že zemská kůra je tenká a nebrání prostupu tepla ze zemského nitra a jeho vyzáření do prostoru.

Zatímco až do r. 1993 se zemská rotace sekulárně brzdila vlivem slapového tření v oceánech, od té doby do r. 1999 se začala zrychlovat z minimální hodnoty 72 921 149,43 na 72 921 150,70 pikoradiánů/s. Proto se od konce r. 1998 až dosud nemusela vkládat žádná přestupná sekunda do času UTC. Jak uvedli G. Egbert a R. Ray z měření družice TOPEX/Poseidon, velká část měsíčních slapů se zmaří v hlubokém oceánu. Ze slapového výkonu 3 TW odebírá hluboký oceán třetinu. Asi polovina slapového výkonu se využije na cirkulaci atmosféry a povrchu oceánských vod.

1.1.2.2. Kosmické katastrofy na Zemi

L. Jetsu a J. Pelt kritizovali domněnku J. Sepkoskiho a D. Raupa z r. 1984, kteří tvrdili, že impaktní krátery na Zemi se vyskytují v poslední čtvrtmiliardě let s periodou 26 milionů let. Ukázali, že tato periodicita je fiktivní a vzniká následkem zaokrouhlování stáří kráterů. Patří ke zlomyslnostem přírody, že loni byl rozpoznán dosud neznámý impaktní kráter Chesapeake Bay o průměru 100 km na východním pobřeží Virginie v USA. Ukázalo se totiž, že přesně na jeho okraji se nalézá známé výzkumné centrum NASA v Langley, zabývající se mj. studiem dopadů meteoritů na Zemi... Kráter vznikl před 35 miliony let dopadem 3 km planetky.

L. Beckerová aj. se zabývali rozborem plynů mimozemského původu uvězněných ve fullerenech, nalézaných v některých uhlíkatých chondritech (Allende, Murchison). Fullereny byly poprvé nalezeny v červenci 1999 v mexickém meteoritu Allende; obsahují až 400 uhlíkových atomů v jediné molekule. Jejich stáří se shoduje se stářím sluneční soustavy. Autoři tak dále odhalili stopy dopadu větší planetky před 65 miliony let ve vzorcích jílových usazenin z celé zeměkoule a ukázali, že materiál usazenin byl přetvořen nárazem tlakové vlny o síle až 40 MPa při teplotě až 2 000 °C. V těchto vzorcích byl nalezen i izotop ³He, jenž je rovněž mimozemského původu.

Významným pokrokem při výzkumu minulých kosmických katastrof na Zemi se bezpochyby stala práce Y. Jina aj., jež se věnuje příčině největšího vymírání druhů v historii Země na rozhraní permu a triasu před čtvrt miliardou let. Autoři studovali fosilie v jižní Číně a zjistili, že před 251,4 miliony let náhle vymřelo 162 rodů a 333 druhů; vymřelo celkem 70 % druhů obratlovců na souši a 90 % druhů v moři včetně proslulých trilobitů; stejně náhle zmizely i rostliny. I když se dosud má většinou za to, že za toto vymírání byl odpovědný prudký nárůst vulkanismu na Sibiři, není vyloučeno, že bezprostřední příčinou vzedmutí vulkanické činnosti byl pád velké planetky.

Ještě hlouběji do minulosti Země se obrací studie B. Cohenové aj., studující náhlý vzrůst kosmického bombardování Země i Měsíce před 3,9 miliardami let. Z rozboru meteoritů dopadlých z Měsíce vychází, že během následujících 160 milionů let se na Měsíci odehrálo možná až 9 velkých impaktů, při nichž vznikla známá měsíční moře. Zdrojem těchto impaktů asi nebyly běžné planetky z hlavního pásu, neboť paradoxně je v něm málo hmoty, takže hypotetická impaktní tělesa nejspíše přiletěla až z oblasti Uranu či Neptunu. Jelikož na Zemi nemáme žádné fosilie starší než 3,9 miliardy roků, není vyloučeno, že s touto bombardovací epizodou nějak souvisí i vznik a rozvoj života na Zemi.

Tyto okolnosti přispívají k tomu, že zájem o akutní kosmická rizika pro Zemi začíná přece jen vzrůstat, zejména ovšem vlivem podstatného zlepšení našich vědomostí o planetkách křižujících zemskou dráhu (NEO). Velká Británie ustavila z iniciativy ministra pro vědu Sira Sainsburyho zvláštní komisi, která doporučila, aby kvůli výzkumu drah křížičů byl vybudován přehlídkový 3m teleskop na jižní polokouli, zatímco na severní polokouli by pro týž účel měl být adaptován 1m JKT na La Palma. Jak uvádí R. Binzel, hlavním technickým problémem při výpočtu budoucího rizika srážky s křižující planetkou jsou příliš krátké oblouky pozorovaných drah a malá přesnost optických měření polohy – mnohem přesnější jsou údaje z radaru, ale ty lze získat jen u malého procenta křížičů. Proto A. Milani aj. navrhli vtipnou metodu, jak výpočet rizika zkvalitnit tím, že se pozorovaná dráha planetky virtuálně protáhne do budoucí virtuální srážky se Zemí, čímž se velmi zpřesní výpočet dráhových elementů. Planetka se pak hledá při dalších návratech v polohách vypočtených z těchto virtuálních elementů, a pokud se tam nenajde, víme, že se jí nemusíme obávat. Metoda navíc šetří drahocenný pozorovací čas u přehlídkových dalekohledů.

Podle D. Jewitta hrozí Zemi nezanedbatelné nebezpečí od objektů o průměru v rozmezí 100 m ÷ 1 km. S pravděpodobností 1 % dopadne během XXI. stol. na Zemi 300m planetka, jež při výbuchu uvolní energii na úrovni 1 Gt TNT, což by podle místa dopadu zahubilo od 100 tisíc do 10 milionů lidí. Největší historicky ověřená impaktní katastrofa v minulosti se odehrála r. 1490 v čínské provincii Šan-Ši, kde po dopadu deště meteoritů zahynulo na deset tisíc osob. Podobně R. Binzel (autor tzv. Turínské stupnice rizika pro impakty planetek na Zemi) uvádí, že již 20m projektil exploduje s energií 1 Mt TNT – planetka v rychlém pohybu je tudíž větším zdrojem ničivé energie než stejné množství TNT v klidu! Regionální katastrofy pak způsobí všechna tělesa s průměrem nad 100 m, což odpovídá energii nad 100 Mt TNT, zatímco při projektilech větších než 1 km dochází ke globálním katastrofám, jež uvolňují minimálně ekvivalent 100 Gt TNT (5krát více než celková ničivá síla nukleárních hlavic v arsenálech jaderných velmocí). S. Ward a E. Asphaug počítali riziko vzniku tsunami při vysoce pravděpodobném dopadu planetek do světového oceánu. Nebezpečí ničivého tsunami závisí přirozeně na poloměru, hustotě a rychlosti planetky. Odtud pak plyne, že v intervalu 1 000 let je riziko 1 : 14, že vlny tsunami dosáhnou na některém oceánském pobřeží aspoň jednou amplitudy větší než 2 m, dále činí 1 : 35 pro 5metrové a 1 : 345 pro 25metrové vlny.

1.1.2.3. Meteority

Událostí desetiletí se stal asi desetisekundový průlet jasného bolidu nad severozápadní Kanadou u městečka Whitehorse v jižním Yukonu (60° s. š; 135° z. d.) 18. ledna 2000 v 16:44 UT za svítání místního času. Bolid letěl směrem od severu k jihu a nakonec vybuchl ve výši 25 km nad zemí, takže ozářil krajinu jako v poledne. Se zpožděním asi dvou minut pak přišla mocná rázová vlna slyšitelná od Britské Kolumbie po Aljašku, naznačující, že by z tohoto bolidu mohl na Zemi dopadnout meteorit. Kouřová stopa na místě přeletu byla viditelná ještě dvě hodiny po vlastním úkazu a v následující noci byla nad Edmontonem v Albertě pozorována noční svítící oblaka. Podle údajů ze špionážních družic se podařilo spočítat původní hmotnost objektu na 200 t a jeho průměr na 5 m, což svědčilo o mimořádně nízké hustotě kosmického projektilu; energie uvolněná při explozi dosáhla ekvivalentu 5 kt TNT (20 TJ) při vstupní rychlosti 16 km/s pod úhlem 16,5° k obzoru. Šlo o úlomek z prostředku hlavního pásma planetek, patřící k typu Apollo: přísluní 0,9 AU; odsluní 3,5 AU; sklon 1,2°; oběžná doba 3 roky. Podle výpočtů měla mít dopadová elipsa hlavní rozměry 5 × 16 km.

Kanadský zálesák Jim Brook měl neuvěřitelné štěstí, když se 25. ledna vracel na sněžném skútru do své maringotky přes zamrzlé jezero Tagish Lake a přitom spatřil na ledě tmavý kamínek o hmotnosti 157 g, jejž opatrně zabalil do polyetylénového sáčku a uložil do mrazničky ve svém pojízdném obydlí. Následujícího dne se na jezero vrátil a nasbíral stejně ohleduplným způsobem celkem 0,85 kg úlomků. Další pátrání však znemožnil čerstvý sníh. Nalezené úlomky připomínaly svou strukturou dřevěné uhlí, byly velmi lehké a křehké a páchly po síře. Brook o svém nálezu ihned uvědomil kanadské astronomy a geology, takže polovina nálezu byla ve zmrzlém stavu dopravena do příslušných laboratoří v Kanadě, zatímco druhou polovinu dostala NASA k rychlému měření indukované radioaktivity a nedestruktivním testům.

Podle P. Browna aj. se především ihned ukázalo, že jde o velmi vzácný typ uhlíkatých chondritů, obsahující jak vodu, tak mezihvězdný prach, ale i tucet různých organických sloučenin, a hlavně bez pozemského znečištění. Ve dnech 20. dubna až 8. května pak technicky dobře vyzbrojení kanadští astronomové nalezli na zvolna tajícím jezeře ještě dalších 410 částečně zarytých úlomků, které vyřezávali z ledu motorovou pilou. Největší z nich měl hmotnost 2,3 kg; zbytek se bohužel utopil.

Meteorit z Tagish Lake tak představuje zcela jedinečný případ, kdy známe dráhu opravdu starobylého uhlíkatého chondritu ve Sluneční soustavě a kdy byly úlomky původního křehkého tělesa zkoumány ihned po dopadu bez měřitelného ovlivnění pozemským prostředím. Předtím se zdařilo trochu podrobněji zkoumat jenom uhlíkaté chondrity z meteoritu Murchison, jenž dopadl 28. září 1969 v Austrálii, a uhlíkatého chondritu Allende z Mexika. Jak uvedli M. Zolensky aj., představují uhlíkaté chondrity pouhá 2 % nálezů mezi meteority, což je ovšem s ohledem na jejich křehkost a snadné zvětrávání důsledkem výběrového efektu.

Podle V. Světcova byl také český bolid Šumava ze 4. prosince 1974 uhlíkatým chondritem. Q. Hou aj. dokonce řadí k tělesům možná podobným uhlíkatým chondritům i proslulý Tunguský meteorit, jelikož ve vzorcích rašeliny odebraných v zasažené oblasti na Sibiři nalezli až 9× vyšší koncentrace prvků platinové skupiny (Pt, Rh, Ru, Co, Y, Sr, Sc), než je běžné v zemských horninách. Tvrdí proto, že meteorit byl buď obyčejným chondritem o poloměru přes 60 m a hmotnosti nad 1 Mt, anebo uhlíkatým chondritem – jádrem malé komety s poloměrem přes 160 m a hmotností nad 20 Mt. V každém případě přesáhla energie exploze 10 Mt TNT (4.10¹⁶ J) a zničené území dosáhlo rozlohy 2 150 km².

Také u nás jsme zažili loni mimořádný úkaz průletu jasného bolidu na denní obloze dne 6. května 2000 v 11:53 UT, jenž byl mj. zachycen třemi pohotovými kameramany J. Fabigem v Janově, J. Mišákem v Uherském Hradišti a J. Gurňákem na Velké Javorině. Záznamy z videokamer i další hlášení očitých svědků upřesnila dráhu v atmosféře i ve sluneční soustavě a dopadovou elipsu meteoritu Morávka v Beskydech natolik, že Česká republika drží krok s nesrovnatelně rozlehlejší Kanadou a USA v dosud velmi omezeném počtu vyfotografovaných průletů meteoritů (1959 Příbram, 1970 Lost City, 1977 Innisfree, 1992 Peekskill, 2000 Tagish Lake, 2000 Morávka). Podle výsledků proměření dráhy se ukázalo, že těleso o průměru 1 m vstoupilo do zemské atmosféry rychlostí nad 15 km/s a vybuchlo ve výši 40 km nad Zemí (rázová vlna byla slyšitelná hlavně na severní Moravě a ve Slezsku). V průběhu května až července se pak podařilo za pomoci místních obyvatel najít celkem tři úlomky meteoritu o úhrnné hmotnosti 0,63 kg poblíž stejnojmenné vodní nádrže. Jde vesměs o obyčejné chondrity – úlomky planetky z hlavního pásu.

J. Whitby aj. popsali meteorit Yag, nalezený v Maroku v srpnu 1998. Obsahuje v sobě krystalky soli staré přes 4,5 miliardy let – tedy stejně staré jako sluneční soustava. Meteorit je tudíž nutně úlomkem původních planetesimál, z nichž se Sluneční soustava utvořila. B. Cohenová a C. Chyba zjistili, že v meteoritech se vyskytuje přinejmenším 7 aminokyselin, takže v principu tak lze stanovit jejich původní kosmickou chiralitu, tj. zastoupení levotočivých a pravotočivých modifikací. Proslulý meteorit ALHA 84001, nalezený v Antarktidě a pocházející z Marsu, je podle A. Steela aj. kontaminován pozemskými mikroby, neboť obsahuje mycelium z druhu Actinomycetales, což znehodnocuje předešlá tvrzení o objevu mikrofosilií marsovského původu uvnitř meteoritu. Podobně M. Zolotov a E. Shock zjistili, že uhlovodíky v tomto meteoritu vznikly abioticky díky ochlazení magmaticky, resp. impaktově, vzniklých plynů.

Další tři meteority z Marsu o hmotnostech 0,6 ÷ 1,6 kg byly objeveny v Saharské poušti. A. Rubin a P. Warren rozpoznali koncem r. 1999, že dva úlomky meteoritu o hmotnostech 0,45 a 0,25 kg, které nalezl již před 20 lety v Mojavské poušti v Kalifornii R. Verish, pocházejí rovněž z Marsu – je to již 16. meteorit z Marsu nalezený na Zemi a druhý z území USA – ten předešlý byl nalezen r. 1931 poblíž Lafayette ve státě Indiana. „Přepravní doba“ z Marsu na Zemi činila u obou amerických marsovských meteoritů méně než milion roků. Podle A. Tremaina aj. jsou všechny nalezené marsovské meteority typu SNC (shergottity, nakhlity, chassignyty) vyvřelými basaltickými horninami o stáří od 0,18 do 4,5 miliardy let. Původ z Marsu je nepochybný; je doložen několika nezávislými důkazy. Čtyřkolový robot NOMAD, určený pro automatický výzkum Marsu, byl loni testován v Antarktidě, kde za 3 dny zkoušek poblíž základny McMurdo našel svůj první meteorit.

Zvýšil se též počet známých meteoritů, které přiletěly z Měsíce. Nejnovějších šest nálezů pochází jednak z východního Omanu a jednak ze Saharské pouště poblíž hranic Maroka a Alžíru. Vesměs jde o vulkanické basalty patrně z oblasti měsíčních moří. Tím se počet měsíčních meteoritů zvýšil na 17. To představuje podobně jako u marsovských meteoritů 0,08 % z celkového počtu 21 tisíc doložených pádů meteoritů na Zemi. S. Jamamoto a A. Nakamura uvedli, že zrnitý povrch Měsíce usnadňuje plynulé uvolňování drobných (>10 μm) částeček prachu z Měsíce tempem 1 g/s, takže tato měsíční zrnka se nakonec dostávají i do vysoké atmosféry Země.

1.1.3. Měsíc

W. Ward a R. Canup tvrdí, že původní sklon dráhy Měsíce k ekliptice činil 10° – tedy dvojnásobek dnešní hodnoty, neboť Měsíc zřejmě vznikl z plynoprachového disku vytvořeného dopadem Praměsíce na Prazemi. Jakmile se částice disku dostaly do vzdálenosti větší, než činí Rocheův poloměr pro Zemi (2,9násobek poloměru Země R_Z, tj. 18 500 km), utvořil se dnešní Měsíc. Podle V. Žarkova se během první půl miliardy let Měsíc vzdálil na 21,6 R_Z a každoroční tempo vzdalování činilo 69 mm. Teprve před 900 miliony lety se snížilo na současnou hodnotu 37 mm. To ovlivnilo růst plochy kontinentů na Zemi na úkor oceánů. T. Culler aj. uvádějí na základě měření stáří skelných kuliček pomocí izotopů argonu ze 155 vzorků měsíční půdy, že těžké bombardování Měsíce meteority dosáhlo svého maxima před 4 miliardami let. Od té doby kleslo na třetinu před půl miliardou let a od té doby až dosud opět stouplo až na zlověstný téměř čtyřnásobek minimální frekvence. Patrně není náhodou, že v době zmíněného minima začal kambrijský rozkvět života na Zemi.

B. Hawke aj. využili měření měsíční sondy Clementine k určení stáří světlých paprsků vybíhajících ze známých kráterů Copernicus a Tycho. Zjistili, že paprsky nejsou důkazem relativního mládí kráterů (do 800 milionů let), takže tyto útvary mohly vzniknout i mnohem dříve – snad až před 3 miliardami let. L. Staruchina a J. Škuratov zase zpochybnili názor, že v polární oblastech Měsíce se nalézají těsně pod povrchem krystalky vodního ledu. Může totiž jít o chemicky uvězněný vodík, vzniklý bombardováním měsíčního regolitu protony ze zemské magnetosféry. K. Hašizuma aj. tvrdí, že v regolitu se uchovává i záznam o složení slunečního větru, takže lze rozlišit presolární a planetární atomy dusíku.

V ranních hodinách 21. ledna 2000 se odehrálo úplné zatmění Měsíce, jež ale u nás nikdo neviděl kvůli zatažené obloze. Tam, kde jasno měli, označili jasnost zatmělého Měsíce stupněm 3 Danjonovy pětidílné stupnice, tj. šlo o velmi světlé zatmění v důsledku nízkého zastoupení aerosolů v zemské atmosféře. Další úplné měsíční zatmění 16. července 2000 bylo pozorovatelné v oblasti Pacifiku, na Dálném východě a v Austrálii. Díky příznivě shodě geometrických okolností se stalo až do počátku 4. tisíciletí našeho letopočtu nejdelším (1 h 47 min), neboť Měsíc procházel téměř přesně středem zemského stínu. Ještě o 3 s delší měsíční zatmění se dle J. Meeuse odehrálo 13. srpna 1859.

1.1.4. Mars

Největší množství údajů o Marsu nyní přináší podrobný rozbor znamenitých snímků z kosmické sondy Mars Global Surveyor (MGS) s rozlišením až 1,5 m, jak se ostatně může přesvědčit každý čtenář s přístupem na internet, kde bylo umístěno již bezmála 60 tisíc snímků, pořízených od září 1997 do února 2000 (www.msss.com) – další várka přibude ještě před otištěním tohoto článku v dubnu 2001. Podle P. Thomase aj. se polární čepičky planety navzájem zásadně liší. Zatímco severní čepička, tvořená výhradně vodním ledem, je plná děr a její povrch se podobá tvarohu, jižní polární čepička, kde se kromě vody vyskytuje i zmrzlý CO₂, vypadá spíše jako ementál s řidšími, leč velkými a hlubokými prohlubněmi. Severní čepička zcela nemizí ani během léta. MGS také poprvé pozoroval četné stíny vytvářené v Marsově atmosféře trychtýřovými svislými vzdušnými víry, jimž se přezdívá tančící derviši (podobně úkazy v čistém vzduchu na Zemi jsou nepochybně odpovědné za tolik populární „kruhy v obilí“). Podle J. Carra vznikají derviši na Marsu mezi 9 a 18 h místního času za podmínek nízké vlhkosti při velkém teplotním gradientu u povrchu: zatímco 0,3 m nad terénem je ještě 16 °C, ve výšce 1,5 m již jen 7 °C. Víry dosahují do výšky až 800 m a obvodová rychlost na okraji víru dosahuje až 100 km/h.

Podle M. Zuberové aj. vyplývá z gravimetrických a laserových výškových měření, že kůra planety dosahuje na jihu tloušťky 80 km, zatímco směrem na sever se ztenčuje až na 35 km, takže z toho důvodu se severní polokoule planety dříve ochladila. Křivolaké kanály mají napříč až 200 km a dosahují délky tisíců kilometrů. J. Dohm a R. Anderson aj. objevili v zálivech na úpatí největších sopek stopy usazenin po rozsáhlých záplavách v dávné minulosti. J. Garvin aj. soudí, že stáří některých vulkanických kráterů na Marsu nepřevyšuje 20 milionů let. L. Leshinová aj. tvrdí, že v kůře Marsu se nalézá až třikrát více vody, než se dosud soudilo, takže kdyby byla na povrchu, vytvořila by souvislý „oceán“ o průměrné hloubce až 200 m. Z poměru deuteria a vodíku v meteoritech z Marsu lze usoudit, že tento poměr je na Marsu několikrát vyšší než v mořské vodě na Zemi a podobá se spíše poměru D/H v kometách. Zvýšené zastoupení deuteria však může být důsledkem slunečního ultrafialového záření, jež selektivně vytrhává z Marsovy atmosféry lehčí vodík. C. Moore aj. zjistili, že marsovský meteorit Nakhla obsahuje více chloru než běžné meteority původem z planetek, z čehož usuzují, že oceán na Marsu byl opravdu slaný.

M. Malin a K. Edgett našli na snímcích z MGS svažující se stružky a usazeniny na jejich spodním konci, které přičítají tekuté vodě v minulosti planety před 3,5 až 4,3 miliardami let. Stružky jsou četnější na kdysi zřetelně teplejší jižní polokouli Marsu. Autoři soudí, že šlo o záplavovou vodu, která se dnes nalézá v hloubce 100 ÷ 400 m pod obnaženým povrchem planety, případně o bahnotoky. Usazeniny jsou vidět v každé prohlubni a kráteru, což může být známka dávné existence mělkých jezer, ale i návějí větru. Při výkladu těchto jevů se opatrnost vyplácí – rozhodně není jednoznačně prokázáno, že na povrchu Marsu v minulosti byly vskutku nějaké řeky, jezera a moře. Pokud vůbec šlo o nějakou tekutinu, nemusela to být nutně voda! Není totiž nijak zřejmé, zda byl Mars v minulosti opravdu teplejší než dnes, a teoreticky je představitelné, že pozorované sedimenty vznikly v důsledku rozsáhlých prachových bouří během klimatických výkyvů. Sklon polární osy Marsu totiž kolísá v intervalu 15 ÷ 35° v periodě pouhých 100 tisíc let.

G. Schubert aj. odhalili pomocí MGS remanentní magnetismus v povrchových vrstvách, svědčící o dávnějším globálním magnetickém poli planety. Podle autorů je pravděpodobné, že marsovské dynamo začal fungovat asi půl miliardy let po vzniku sluneční soustavy a dosahovalo na povrchu indukce až 5 μT ještě před stovkami milionů let.

Mars je zkrátka stále tělesem se záhadnou astronomickou minulostí a skvělou budoucností pro další výzkumy kosmických sond. Astronomové amatéři se však už mohou začít chystat na velmi vzácnou velkou opozici Marsu – největší od r. 1924, jež se odehraje 27. srpna 2003, kdy Mars dosáhne minimální vzdálenosti 56 milionů km od Země, takže i menšími přístroji budou na jeho povrchu pozorovatelné světlé a tmavé skvrnky. V té době bude svou pozorovanou jasností na pozemské obloze dokonce soupeřit s Jupiterem.

1.1.5. Jupiter

1.1.5.1. Nitro, atmosféra, magnetosféra

P. Gierasch aj. se zabývali dynamikou atmosféry Jupiteru a ukázali, že tam stabilní „počasí“ trvá už přes 100 let. Jupiter totiž dostává od Slunce jen 4 % zemského přídělu zářivé energie, a naproti tomu z nitra planety proudí téměř 2× více energie (5 PW), než kolik přichází od Slunce. Energie nitra se přenáší do atmosféry tzv. mokrou konvekcí. Ve velkých hloubkách dosahuje vodorovná rychlost větru hodnoty 180 m/s, ale od hloubky 70 km začíná klesat a na horním okraji mračen činí jen 100 m/s. A. Showman aj. vysvětlují výskyt jasných suchých oblastí v Jupiterově atmosféře vlnovými pohyby větrů. Podle A. Ingersolla aj. činí tloušťka konvektivních mračen 50 km. Každou sekundu se v nich 50 t methanu změní na acetylen a za tutéž dobu se v atmosféře asi 20krát zableskne, přičemž energie bleskových výbojů je až o 2 řády vyšší než blesků na Zemi. Zatím stále nemáme jednoznačný výklad barevnosti atmosféry planety. Pokud by totiž byla atmosféra v termodynamické rovnováze, byly by všechny mraky bílé. Jejich barevnost je tudíž dokladem porušení rovnováhy pro látky jako fosfin (PH₃), methan, čpavek a sloučeniny síry.

W. Nellis studoval fázové přechody vodíku při vysokých tlacích a teplotách, které panují uvnitř Jupiteru na základě laboratorních pokusů s tlaky do 180 GPa a teplot do 4 kK. Přechod molekulárního vodíku na atomární je plynulý; disociace molekul začíná při tlaku 40 GPa a je ukončena až při 300 GPa, takže asi ani uvnitř Jupiteru neexistuje ostré rozhraní mezi oběma fázemi. Elektrická vodivost vodíku dosahuje minima při tlaku 140 GPa a teplotě 3 kK, což odpovídá situaci asi v 90 % poloměru Jupiteru. V plášti Jupiteru stoupá tlak na 300 GPa a teplota na 4 kK, takže kovový vodík vyplňuje nitro planety až do vzdálenosti 50 tis. km od centra. Centrální tlak v Jupiteru se odhaduje na 4 TPa a teplota na 20 kK, což odpovídá povrchové teplotě žhavých hvězd třídy B. Vlivem kovového vodíku se vytváří výstředné dipólové magnetické pole planety, jež dosahuje na povrchu indukce přes 1 mT.

Koncem roku se uskutečnilo souběžné sledování Jupiteru a jeho okolí sondou-veteránem Galileo, jež byla 29. prosince 2000 vzdálena jen 465 tis. km od Jupiteru hluboko v jeho magnetosféře, zatímco sonda-rekrut Cassini proletěla 30. prosince v minimální vzdálenosti 9,8 milionů km vně magnetosféry planety, čímž získala 2,2 km/s na rychlosti pro další let k Saturnu. Cassini sledovala Jupiter již od října 2000 až do března 2001. Během průletu pořídila sonda Cassini výtečné záběry polární záře na Jupiteru zobrazovacím spektrografem v ultrafialovém pásmu. Sledovala také prachové proudy, objevené sondou Ulysses již r. 1992, jejichž zdrojem je podle A. Grapse aj. vulkanický prach z družice Io.

1.1.5.2. Přirozené družice Jupiteru

V říjnu 1999 se podařilo J. Scottimu na snímcích dalekohledu Spacewatch odhalit 17. přirozenou družici Jupiteru s předběžnými označením S/1999 J 1. Družice zhruba 20 mag projde perijovem 19. srpna 2001 ve vzdálenosti 0,14 AU od Jupiteru. Velká poloosa činí 0,16 AU (24,3 milionů km); výstřednost dráhy 0,12 a sklon 143°. Oběžná doba dosahuje 2,1 roku, takže zcela určitě jde o dodatečně zachycenou planetku o průměru asi 10 km. Koncem listopadu 2000 se pak díky 2,2m teleskopu na Mauna Kea podařilo po čtvrt století potvrdit objev C. Kowala a E. Roemerové 18. družice Jupiteru 21 mag s předběžným označením S/1975 J 1. Družice prošla perijovem 14. října 2000 ve vzdálenosti 0,039 AU; má velkou poloosu 0,049 AU (7,4 milionů km), výstřednost 0,2; sklon 46° a oběžnou dobu 130 d.

Velké množství nových údajů ovšem přináší neúnavná sonda Galileo, jež vydržela třikrát větší radiaci, než se plánovalo, a s velkou bravurou stále prolétává v těsné blízkosti zejména Galileových družic Jupiteru. Hned počátkem loňského roku se přiblížila během jediného dne nejprve k Europě na 373 km a dále k Amalthei, Thebě a Metis. Při tomto průletu u Europy objevila M. Kivelsonová aj, že vlivem magnetického pole planety se měnilo magnetické pole Europy vlivem indukce sekundárních elektrických proudů pod povrchem družice v rytmu 5,5 h, což lze nejlépe vysvětlit výskytem slaného vodního oceánu nebo slané břečky asi 100 km pod povrchem Europy. L. Procterová a R. Pappalardo pozorovali při velmi šikmém osvětlení povrchu Europy, že souvislá vrstva ledu je přerušována zvlněními, jako když se krčí koberec při posouvání nábytku. Autoři vysvětlují úkaz jako důsledek vytlačování nového ledu v puklinách ledu starého. Průměrná vzdálenost mezi vlnami dosahuje 25 km a jejich výška až stovky metrů. W. Moore a G. Schubert potvrdili, že slapová perioda 1,8 d odpovídá excentricitě 0,0093 dráhy Europy kolem Jupiteru. Poloměr jádra Europy pak určili na 704 km, tloušťku pláště na 742 km, takže na ledovou a mořskou kůru připadá tloušťka 119 km. J. Kargel aj. se domnívají, že Europa vznikla původně jako uhlíkatý chondrit.

Ze snímků, které pořídila sonda Galileo v blízkosti družice Amalthea, vyplývá, že její hlavní osa dosahuje 250 km a že družice je zřetelně protáhlá. Na jejím povrchu jsou patrné četné impaktní krátery s průměry do 40 km. C. Zimmer a K. Khurana soudí z magnetometrických měření, že podobně jako Europa má i družice Kallisto podpovrchový oceán v hloubce stovek km a o tloušťce vodní vrstvy přesahující alespoň 1 km.

Galileo též vykonala 22. února dosud nejriskantnější průlet nad družicí Io ve vzdálenosti pouhých 198 km a pak se podvakrát přiblížila ke Ganymedu 20. května a 28. prosince, když apojove její dráhy se nalézalo 11 milionů km od Jupiteru a oběžná doba sondy činila 3 měsíce. P. Feldman aj. našli pomocí STIS HST v říjnu 1998 další důkaz, že na Ganymedu se vyskytují polární záře, když pozorovali v šířkách ±40° ultrafialové emise atomárního kyslíku.

Nádherné barevné snímky družice Io obletěly celý astronomický svět. Kouřová vlečka z aktivní sopky Pele je tvořena jemným prachem a SO₂, ale také diatomy S₂. V ústí kráteru Pele byla naměřena teplota magmatu až 1 500 °C. Dvojatomová síra se pak po ochlazení a rozprostření na povrchu družice mění v molekuly S₃ a S₄, jež vynikají jasně červenými odstíny, zatímco běžná síra S₈ je žlutá. Naproti tomu pro zelené odstíny na snímcích Io dosud neexistuje žádné vysvětlení. Jak uvádějí A. McEwen aj., při žádném ze tří průletů Galilea kolem Io (předešlé průlety ve větších vzdálenostech od družice se odehrály v říjnu a listopadu 1999) se na povrchu družice nepodařilo najít žádné impaktní krátery – vše jsou sopečné struktury, související s mimořádně intenzivní sopečnou činností. Kolem vulkánu Pele sahají usazeniny až do vzdálenosti 600 km od vlastní kaldery. Podobně kolem sopky Pillan Patera sahají usazeniny až do vzdálenosti 200 km. Hlavní složkou lávových výlevů je SO₂.

1.1.6. Saturn

F. Roddier aj. shrnuli výsledky pozorování Saturnu při posledních průchodech roviny prstenců Zemí. Intervaly mezi průchody činí buď 13,75, nebo 15,75 let a vyskytují se buď samostatně, nebo ve trojicích, což byla právě poslední série, kdy k průchodům roviny došlo 22. května a 10. srpna 1995 a pak znovu 11. února 1996. K pozorování okolí Saturnu využili infračervené kamery s maticí HgCdTe 1 024 × 1 024 pixelů u dalekohledu CFHT, zacloněného na 3,35 m. Tak se jim podařilo najít 12 zhuštění v jemném prstenci F a stanovit infračervené jasnosti 8 družic planet, včetně malých měsíců, jako jsou Pandora, Telesto nebo Helene. F. Poulet aj. kombinovali pozorování z průchodů v r. 1995 2,2m dalekohledem na Havajských ostrovech s pozorováními 3,6m dalekohledem ESO, vybaveným adaptivní optikou, a dále 2m na Pic du Midi, jakož i HST. Určili tak zejména tloušťku prstence F, jež činí plných 21 km, zatímco hlavní prstence mají tloušťku do 1 km. R. French a P. Nicholson využili k určení vlastností prstenců zákrytu hvězdy 28 Sgr, jež se odehrál 3. července 1989. Prstence A a B mají střední průměr částic 0,3 m a mezi nimi občas balvany do průměru 20 m. Malých centimetrových částic přibývá směrem od prstence A k C. Z infračervených měření odvodili D. Lynch aj. jasovou teplotu 90 K pro prstence A a B. Prstence jsou složeny z čistého ledu, bez silikátových jader.

R. Meier aj. studovali v říjnu r. 1997 a 1998 Titan pomocí infračerveného spektrografu NICMOS HST a odhalili na jeho povrchu během následných otoček tytéž povrchové rysy, což vylučuje možnost, že by povrch měsíce byl pokryt oceánem etanu. C. Griffithová zkoumala Titan infračervenou kamerou ve spojení s adaptivní optikou 3,6m dalekohledu CFHT a zjistila, že jeho atmosféra se skládá z molekulární dusíku s příměsí metanu. Oranžové zabarvení atmosféry pochází od kapiček organických látek. Dalekohledem UKIRT se podařilo pozorovat krátkožijící (≈ 2 h) mračna v atmosféře – naznačují, že tam prší metan. Kumuly v atmosféře dosahují výšky asi 15 km. Na infračervených snímcích je patrný kontinent na povrchu Titanu o rozměrech 2000 × 1 500 km, kde by měl přistát modul Huygens. Plánuje se též celkem 40 průletů sondy Cassini poblíž Titanu.

O tom, jak velkým přínosem pro pozorování těles sluneční soustavy je nově zaváděná adaptivní optika, svědčí příval objevů nových drobných přirozených družic Saturnu, k nimž vloni docházelo jako na běžícím pásu. Na základě pozorování ze srpna až září to byly nejprve 4 nové družice S/2000 S 1 až S 4, které rozpoznali B. Gladman aj. pomocí CFHT, NTT ESO atd. jako objekty 20 ÷ 22 magnitudy R, z čehož lze odhadnout jejich průměry na 10 ÷ 50 km. Vesměs jde o objekty velmi vzdálené (≈ 15 milionů km) od Saturnu, takže téměř jistě jde o zachycené planetky. V polovině listopadu oznámila tatáž skupina objev dalších dvou asi 10 km družic s velkými sklony a výstřednostmi, s velkými poloosami 0,074 a 0,084 AU (11,1 a 12,6 milionů km) v přímých drahách. Počátkem prosince pak díky neúnavné práci Gladmanova mezinárodního týmu, jenž využíval také palomarského pětimetru a prvního osmimetru VLT ESO, přibyly další tři objekty a vzápětí už 10. družice Saturnu nalezená v průběhu jediného roku. Tak se celkový počet Saturnových družic zvýšil na rekordních 28. Těsně před Vánoci 2000 přibyla družice S 11, objevená 1,2m Whippleovým teleskopem, a v předvečer Štědrého dne byl loňský mimořádně úrodný rok završen objevem S 12, takže do nového tisíciletí vstupuje Saturn s 30 potvrzenými přirozenými družicemi! Poslední dvě tělesa mají dle M. Holmana rovněž vysoké sklony, ale přímé dráhy a jejich průměry činí asi 35 a 5 km. Během posledních 20 let se počet známých družice Saturnu více než zdvojnásobil.

1.1.7. Uran

Prohlídkou 40 snímků z HST se podařilo E. Karkoschkovi nalézt záhyby ve výstředném prstenci ε Uranu, jenž je „pasen“ družicemi Cordelia a Ofelia o průměru asi 30 km, objevenými sondou Voyager 2 r. 1986. Pro tři družice S/1999 U 1 až U 3, rozpoznané pozemními dalekohledy r. 1999, se podařilo určit spolehlivé elementy oběžných drah. Podobně jako u nových družic Saturnu jde o tělesa vzdálená – od 0,05 do 0,17 AU od Uranu s mimořádně velkými výstřednostmi eliptických drah až 0,6 a vysokým sklonem. Družice U 1 a U 3 obíhají navíc retrográdně, takže jde určitě o zachycené planetky. Družice U 3 byla znovu pozorována koncem jara 2000, což dalo zlepšenou hodnotu její oběžné periody 5,35 roků. Vzápětí se podařilo znovu sledovat i družici U 1 2,5m dalekohledem NOT, což dalo rekordní oběžnou dobu 6,4 roků. V srpnu byla znovunalezena i družice U 2, jež dosahuje pouze R = 24 mag a obíhá v periodě 1,85 roků.

Zpřesněné elementy díky těmto novým pozorováním umožnily příslušné komisi IAU udělit novým družicím definitivní označení a vlastní jména (podle postav ze Shakespearovy Bouře) takto: S/1999 U 1 = Uran XIX = Setebos (bůh Sycoraxe), S/1999 U 2 = Uran XX = Stephano (stolník na Arielově lodi; spolu s Kalibanem zosnovali vraždu Prospera), S/1999 U 3 = Uran XVIII = Prospero (kouzelník, který zotročil Ariela). (Uranovy družice Kaliban a Sycorax byly objeveny již r. 1997.)

1.1.8. Neptun

V souvislosti s objevy excentrických drah extrasolárních planet a jejich překvapivou blízkostí k mateřským hvězdám se začala rozvíjet myšlenka o migraci planet během vývoje mateřské planetární soustavy. Obvykle se uvažuje o dostředivé migraci, ale S. Ida aj. přicházejí nyní s názorem, že Neptun migroval právě opačně – odstředivě, a to již během řádově 10 milionů let po svém vzniku. Stal se tak faktickým vládcem na okraji naší planetární soustavy, neboť Pluto v tomto smyslu není řádnou planetou; patří evidentně do stále početnější rodiny transneptunských těles, jejichž dlouhodobá životnost je dána rezonancemi oběžných dob právě vůči oběžné době Neptunu.

D. Cruikshank aj. studovali v blízké infračervené oblasti výskyt vodního ledu na Neptunově družici Tritonu a nenalezli žádné změny v intervalu let 1995–98. P. Thomas uvádí, že Triton je téměř dokonalá koule o poloměru 1 353 km a střední hustotě 2,06násobku hustoty vody.

1.1.9. Pluto a Charon

V souvislosti s poznatky o dominantním postavení Neptunu a dále s objevy dalších a dalších transneptunských těles, jejichž počet již přesáhl 300, se znovu vnucuje otázka, jaké postavení přiznat Plutu. I když předloňská diskuse o klasifikaci Pluta vyzněla ve prospěch zachování statu quo, B. Marsden by uvítal, kdyby byl Pluto zařazen jak mezi planety, tak i mezi transneptunská tělesa, ale zatím je s tímto návrhem stále v menšině. Diskusi jistě ovlivňuje vlivná americká lobby, která se nechce vzdát jediné planety objevené americkým astronomem, ale věcně vzato, bojují za ztracenou věc. Trochu to připomíná spor paleontologů, zda je archeopteryx veleještěr nebo pták. Zřetelně se totiž opakuje historie objevu planetky Ceres, která byla na počátku 19. stol. rovněž považována za planetu, ale status planety rychle ztratila, když se ještě v průběhu téhož století podařilo objevit stovky podobných těles, byť si Ceres dodnes uchovala výsadu planetky o rekordním rozměru i hmotnosti.

E. Lellouch aj. využili r. 1997 k pozorování Pluta v daleké infračervené oblasti až do 200 μm družice ISO. Během rotace planety zjistili kolísání teplot od 235 °C do 210 °C, jež souvisí se změnami albeda materiálů na povrchu Pluta. Nejtmavší místa představují porézní povrch, zatímco světlejší je led molekulárního dusíku, metHanu a komplexních organických sloučenin (tholinů). Během plutonského „dne“ kolísají teploty na daném místě povrchu asi o 9 °C. Charon se nepodařilo rozlišit . Přehlídkový infračervený dalekohled na Cerro Tololo v Chile dal vcelku konstantní infračervené jasnosti Pluta v pásmech H – K (12,7 mag).

1.2. Meziplanetární látka

1.2.1. Planetky

Na konci loňského roku přesáhl počet katalogizovaných planetek magickou hranici 20 000 – prakticky přesně 200 let po historickém objevu italského astronoma Giuseppe Piazziho z 1. ledna 1801. Piazzi si tehdy zapsal do deníku, že „patrně objevil něco lepšího, než je kometa“, a vskutku se nemýlil. Již za 13 měsíců přibyla k Cereře zásluhou H. Olberse planetka Pallas a v r. 1807 už byly známy čtyři planetky v příbuzných drahách. Pak po delší přestávce byla až r. 1845 objevena pátá planetka, ale od té doby se s novými planetkami doslova roztrhl pytel – po r. 1847 přibyla každý rok alespoň jedna.

V r. 1875 našel J. Palisa planetku (153) Hilda s velkou poloosou dráhy větší než 3,58 AU; r. 1898 G. Witt objevil prvního křížiče zemské dráhy – planetku (433) Eros – a na přelomu XIX. a XX. století dosáhl počet katalogizovaných planetek bezmála čísla 500. Tehdy už došla zásoba starověkých bohyň a bohů, takže se pravidla pro pojmenovávání planetek postupně velmi uvolnila. V r. 1906 našel M. Wolf prvního Trojana – planetku (588) Achilles – a r. 1920 objevil W. Baade prvního Kentaura – (944) Hidalgo. Konečně zásluhou D. Jewitta a J. Luuové byl v r. 1992 objeven objekt 1992 QB1 na periferii planetární soustavy, který patří do nové třídy transneptunských objektů v Edgeworthově-Kuiperově pásu. Podle mínění většiny astronomů patří do této třídy také Pluto, objevený jako devátá planeta již r. 1930, a jeho průvodce Charon, rozpoznaný r. 1978.

Koncem r. 1923 překročil počet objevených planetek první tisícovku, avšak na zdvojnásobení tohoto počtu stačilo jen dalších 37 let. Posledních dvacet let XX. stol. pak přineslo doslova explozi objevů, na nichž se především podílejí jak nové metody detekce planetek pomocí robotických dalekohledů vybavených maticemi CCD, tak podstatně zlepšený výkon počítačů, na nichž se počítají dráhy a udržují příslušné databáze. Je to ostatně patrné z následující tabulky:

To znamená, že v průběhu posledního roku XX. století bylo katalogizováno bezmála tolik planetek jako za předešlých 199 let! Zdá se téměř neuvěřitelné, že v tomto katalogu se ani jedna planetka neztratila, i když planetka (719) Albert, objevená J. Palisou r. 1911, měla opravdu namále – nebyla totiž pozorována od doby objevu až do 1. 5. 2000, kdy J. Larsen našel pomocí dalekohledu Spacewatch v souhvězdí Panny planetku 22 mag 2000 JW8. Když G. Williams ťukal do počítače zprávu o objevu, uvědomil si, že dráhové elementy odpovídají postrádanému Albertovi, takže cirkulář přepsal a sdělil, že poslední chybějící planetka je po 89 letech absence opět na světě.

Její nové elementy začínají průchodem přísluním 21. 7. 2001; velká poloosa činí 2,64 AU; výstřednost 0,55; sklon dráhy 11,3° a oběžná doba 4,3 roku; patří tedy k typu Amor a pozoruje se obtížně právě kvůli své nešikovné oběžné době. Dodatečně byla dohledána na snímku z 2. srpna 1988. G. Williamsovi ostatně vděčíme i za dohledání předposlední chybějící planetky (878) Mildred, objevené r. 1916 a dohledané r. 1991. K. Tsiganis a H. Varvoglis posléze ukázali, že dráha Alberta vykazuje prvky chaosu již během 1,5 milionu let, takže nejpozději za 5 milionů buď spadne na Slunce, anebo opustí po hyperbole sluneční soustavu. Především zásluhou našich pilných lovců planetek na Kleti, v Ondřejově i v Modre přibyl za loňský rok i slušný počet „československých“ planetek: (3366) Gödel, (3716) Petzval, (3727) Maxhell, (5804) Bambinidipraga, (5998) Sitenský, (6149) Pelčák, (6175) Cori, (6379) Vrba, (6508) Rolčík, (6516) Gruss, (6584) Ludekpesek, (6759) Brokoff, (6768) Mathiasbraun, (6774) Vladheinrich, (7532) Pelhřimov, (7791) Ebicykl, (7867) Burian, (9711) Želetava, (9821) Gitakresáková, (9822) Hajduková, (9823) Annantalová, (11128) Ostravia, (11144) Radiocommunicata, (11338) Schiele, (11364) Karlštejn, (11572) Schindler, (11830) Jessenius, (12409) Bukovanská, (12790) Cernan, (1283) Kamenný Újezd, (12835) Stropek, (13121) Tisza, (13390) Bouška, (14517) Monitoma, (14594) Jindřichšilhán, (14974) Počátky, (15053) Bochníček, (15374) Teta, (1539) Znojil, (15395) Rükl, (15425) Welzl, (15870) Obůrka.

V loňském roce byla též přidělena jména hlavním kráterům na planetkách zkoumaných zblízka kosmickou sondou NEAR. Krátery na planetce (253) Mathilde jsou pojmenovány podle uhelných pánví na zeměkouli: Damodar, Išikari a Kuzněck. Na planetce Eros dostaly největší krátery názvy Don Quijote, Kupid, Lolita a Psyché. Průvodce planetky (45) Eugenia o průměru 214 km se jmenuje Petit-Prince (průměr 13 km). Dalšího průvodce objevil S. Ostro aj. radarem v Arecibu a Goldstone u planetky 2000 DP107 při jejím přiblížení na 0,07 AU k Zemi na přelomu září a října loňského roku. Průměr hlavní složky vychází na 800 m a průvodce ve vzdálenosti 2,6 km má průměr 300 m. Střední hustota primární složky vychází na 1,6násobek hustoty vody. Obě složky se přitom pro pozorovatele na Zemi navzájem zakrývaly v oběžné periodě 1,76 d. Radarem byla též počátkem listopadu objevena další dvojplanetka 2000 UG11 s průměry složek 230 a 100 m a oběžnou dobou 19 h. Zákryty průvodcem byly pozorovány u planetek (3671) Dionysus a 1996 FG3.

Pozorování z dalekohledů Keck a CFHT v srpnu 2000 ukázala, že také planetka (90) Antiope s průměrem 80 km má stejně velké dvojče ve vzdálenosti 170 km s oběžnou dobou 0,67 d. To se dle W. Merlina aj. téměř nedá pochopit, podobně jako obdobný případ planetky (762) Pulcova, která má průměr 140 km a její průvodce 14 km. Potíže nastávají také, když máme vysvětlit, kde se vzal průvodce Eugenie, neboť jde o největší planetku příslušné rodiny planetek. Jedině dvojice Ida-Dactyl z planetkové rodiny Themis má zřejmý původ při dávné srážce planetek. A. Galád propočítal vzájemná přiblížení 7 805 známých planetek na vzdálenost pod 3 000 km během 6 tisíc dnů v intervalu 1. ledna 1987–10. června 2003. Ukázal, že taková sblížení nastávají v průměru jednou za měsíc a relativní rychlost průletů se pohybuje v rozmezí 1 ÷ 16 km/s. To indikuje možné rychlosti při srážkách planetek, které rozhodně ani dnes nejsou výjimečnou vzácností.

D. Vokrouhlický a P. Farinella studovali cesty, jimiž planetky opouštějí hlavní pás vinou rezonancí oběžných dob s Jupiterem a Saturnem a tzv. Yarkovského efektu. Výsledkem jsou mimořádně protáhlé dráhy, které většinou vedou během řádově 10 milionů let k dopadu planetek do Slunce. Nicméně asi 0,5 % takto „postižených“ planetek končí dopadem na Zemi, takže Země tak ročně dostává v průměru 1 000 tun hmoty v podobě meteoritů. Týmž efektem pro křížiče Země (q ≤ 1,3 AU a Q ≥ 0,983 AU) se zabývali W. Bottke aj. Zjistili, že v průměru po dobu 2 ÷ 6 milionů let bývá konkrétní křížič pro Zemi nebezpečný, než se dostane vlivem Yarkovského efektu na zcela odchylnou dráhu. Tvrdí, že nebezpečných křížičů s průměrem nad 1 km je v současné době asi 900; z toho asi 40 % již bylo nalezeno. V populaci křížičů je daleko nejvíce planetek typu Apollo (65 %), následuje typ Amor (29 %) a Aten (6 %); nejhůře se hledají křížiči s velmi protáhlou drahou a jejím vysokým sklonem.

B. Gladman aj. se zabývali vývojem populace planetek-křížičů Země. Rozlišují přitom čtyři základní typy, jak uvádí tabulka:

Pozn.: Vzdálenost Země od Slunce činí v přísluní 0,983 AU a v odsluní 1,017 AU.Zatím nebyly objeveny žádné planetky označené Anonyma; autoři však nepochybují, že rovněž existují.

Z tabulky vyplývá, že skutečnými křížiči v užším slova smyslu jsou jen planetky typu Apollo a Aten, neboť vzdálenost Země od Slunce se v průběhu roku mění právě v intervalu 0,983 ÷ 1,017 AU. Autoři pak spočítali dynamický vývoj drah 117 známých křížičů v nejbližších 60 milionech let a zjistili, že během tohoto intervalu se 15 % z nich srazí se Zemí či s Venuší, kdežto 50 % spadne do Slunce a dalších 15 % opustí po hyperbole sluneční soustavu, takže jen pouhá pětina přežije zhruba na současné dráze. Jinými slovy, střední životnost křížičů činí pouhých 10 milionů let, a populace křížičů se tudíž musí průběžně doplňovat zejména z hlavního pásu planetek, ale možná i z oblasti komet.

Koncem září pozoroval havajský dalekohled CFHT planetku 2000 SG344, vyznačující se nápadným vlastním pohybem. Planetka dosáhla 6. listopadu 13,6 mag a o dva dny později proletěla v minimální vzdálenosti 2,4 milionů km od Země. Z oblouku dráhy vyplynulo, že by r. 2030 mohla trefit Zemi, ale vzápětí se ukázalo, že jde možná o poslední stupeň rakety Saturn IV-B na heliocentrické dráze, takže jasnost není dána velikostí tělesa, nýbrž lesklostí jeho povrchu, a pro Zemi žádné nebezpečí nepředstavuje. V polovině prosince však objevil teleskop LONEOS planetku 2000 YA o průměru asi 50 m, která 22. prosince proletěla pouhých 735 tisíc km od Země.

A. Galád počítal riziko srážky Země nebo Měsíce s křížiči o průměru nad 1 km na základě dráhových parametrů pro 246 křížičů, objevených do října 1998. Ukázal, že ke srážkám se Zemí dochází v průměru jednou za 180 tisíc let průměrnou rychlostí 13 km/s, kdežto pro Měsíc vychází interval 2,85 milionů let. V porovnání s planetkami představují komety minimální nebezpečí, s výjimkou dlouhoperiodických, jakou byla např. známá kometa Hjakutake v r. 1996.

P. Pravec aj. objevili tři křížiče s mimořádně krátkými rotačními periodami od 2,5 do 18,8 min, což znamená, že jde o monolitní kameny s průměry od 60 do 120 m. Titíž autoři však také našli křížič 1999 GU3 s mimořádně pomalou rotací 9,0 d, jenž podle radarových měření v Goldstone má průměr menší než 1 km. Podle G. Stokese aj. bylo v programu LINEAR během pouhých 18 měsíců v letech 1998–1999 objeveno 257 křížičů, 11 planetek s anomálními drahami a 32 komet. Odtud plyne, že křížičů s průměrem ≥100 m může být až 300 tisíc! P. Pravec a A. Harris shrnuli výsledky měření rotačních period pro 748 planetek hlavního pásu i křížičů. Ukázali, že rychlost rotace závisí na rozměru planetek v tom smyslu, že pro průměry planetek nad 40 km a pod 10 km pozorujeme přebytek velmi pomalých rotátorů; periody rotace kratší než 2,2 h jsou vzácné. Autoři soudí, že hlavně velké planetky představují často hromadu sutě, zatímco malé planetky jsou monolitní. Odhadují dále, že více než polovina křížičů jsou fakticky dvojplanetky.

Teoreticky mohou existovat i planetky uvnitř dráhy Merkuru (0,4 AU) – tzv. vulkanoidy, pokud mají kruhové dráhy s poloosami v rozmezí 0,07 ÷ 0,21 AU. Jelikož však sonda SOHO s mezní hvězdnou velikostí 8 mag dosud žádné takové těleso neobjevila, nemohou mít podle D. Durdy aj. průměr větší než 60 km. Jejich životnost je však beztak omezena srážkami s tělesy, jež do blízkosti Slunce neustále přilétají, na pouhých 10 milionů let.

S velkým zájmem sledovala loni odborná i laická veřejnost mimořádně úspěšnou činnost kosmické sondy NEAR, jež se na druhý pokus (první v prosinci 1998 nevyšel) stala historicky vůbec první umělou oběžnicí planetky. Po sérii manévrů, vypočítaných a řízených R. Farquharem, počínajících 3. únorem 2000, se zbrzdila natolik, že 14. února začala obíhat kolem planetky (433) Eros po polární dráze a v průběhu dalších měsíců opatrně sestupovala stále blíže k jejímu povrchu. Eros obíhá kolem Slunce po protáhlé dráze s přísluním ve vzdálenosti 169 milionů km a odsluním 266 milionů km ve sklonu 11° k ekliptice a s oběžnou dobou 1,76 roku.

V polovině března, když se sonda nacházela ve vzdálenosti 200 km od centra planetky, dostala druhé jméno na paměť amerického astronoma Eugena Shoemakera (1928–1997). V té době byl už znám nepravidelný tvar planetky o hlavních rozměrech 34 × 11 × 11 km a rotační perioda 5,27 h, její hmotnost 6,7.10¹⁵ kg i hustota 2,67násobek hustoty vody. To svědčí pro kamennou planetku; určitě nejde o pouhou „hromadu sutě“. Na povrchu planetky byly kromě početných impaktních kráterů o rozměru až 5,5 km pozorovány rýhy napříč krátery a nepravidelně rozházené velké balvany o průměru 30 ÷ 100 m. Malých impaktních kráterů je však méně, než se čekalo.

Podle L. McFaddenové aj. patří Eros mezi běžné planetky typu S a skládá se z téhož materiálu jako obyčejné chondrity. J. Trombka aj. chemicky identifikovali křemík, hořčík, hliník, vápník, síru, železo, draslík, thorium a uran; z minerálů pyroxen a olivín. Těmto měřením pomohla šťastná náhoda: po velké sluneční erupci 3. března začal povrch planetky světélkovat v rentgenovém pásmu, což významně zvýšilo citlivost rentgenového spektrometru na palubě sondy. Četnost kráterů svědčí o tom, že Eros, jenž vznikl v hlavním pásmu brzy po vzniku sluneční soustavy (před vznikem Země!) srážkou dvou planetek, se dostával na svou současnou dráhu – kdy se může přiblížit či dokonce jednou snad i srazit se Zemí – stovky milionů let.

V průběhu dubna 2000 se dráha sondy NEAR změnila na kruhovou nejprve ve výši 100 a posléze dokonce jen 50 km od centra planety při oběžné rychlosti pouhých 5 km/h a oběžné periodě 28 h. V červenci se sonda spustila místy až na vzdálenost 20 km od povrchu planetky, což zvýšilo přesnost měření jejího tvaru laserovým altimetrem i měření průběhu gravitačního pole, jehož průměrná intenzita na povrchu planetky je 1 500krát menší než na Zemi. Na vzdálených výběžcích planetky dosahuje proto podle D. Yeomanse aj. úniková rychlost pouhé 3 m/s a v hlubokých údolích až 17 m/s. Koncem října se sonda spustila na vzdálenost jen 5 km od povrchu Erose, takže kamera dosáhla rozlišení až 0,7 m. Nedostatek malých impaktních kráterů se vysvětluje jako překrytí většími dopady. Rozházené kameny s rozměry nad 8 m pokrývají většinu povrchu, takže jejich celkový počet dosahuje milion – jejich hojný výskyt je značnou záhadou.

B. Hapke aj. zjistili, že měsíční regolit zvětrává působením slunečního větru, jenž vypařuje zrnka půdy a pokrývá je filmem usazenin železa o tloušťce několika nanometrů, jak ukázaly vzorky z výprav Apollo 16 a 17 pod elektronovým mikroskopem. Tím lze rovněž objasnit překvapivě načervenalý povrch některých oblastí na planetce Eros, bombardovaných meteority z planetek vnitřního pásu typu S, jež mají hodně kovů.

Loni počátkem července měli pozorovatelé hlavně v nižších zeměpisných šířkách výjimečnou možnost pozorovat planetku (4) Vesta očima na rozhraní Střelce a Kozoroha, když dosáhla 5,4 mag. Byla to její nejvyšší jasnost mezi lety 1989 a 2007. G. Michalak shrnul dosavadní údaje o hmotnostech planetek hlavního pásu, jež se většinou určují z gravitačních poruch pro méně hmotné planetky při vzájemných blízkých setkáních. Proto jsou nejlépe určeny hmotnosti největších a i nejhmotnějších planetek, jak ukazuje tabulka:

R. Viateau využil vzájemného přiblížení planetek hlavního pásu ke stanovení hmotností planetek (16) Psyché a (121) Hermione. Vyšly mu po řadě hmotnosti 8,7 a 4,7 v jednotkách 10 ¹² M_☉ a tomu odpovídají shodné střední hustoty 1,8násobek hustoty vody. Kosmická sonda Cassini proletěla 23. ledna 2000 ve vzdálenosti 1,6 milionů km od planetky (2685) Masursky a C. Porcová aj. odtud určili její průměr na 15 ÷ 20 km a typ S. C. Blanco aj. změřili rotační periody 18 planetek s průměrem do 170 km. Nejrychleji rotuje (231) Vindobona – 5,55 h a nejpomaleji (509) Iolanda – 16,6 h.

S. Ostrovi aj. se podařil husarský kousek, když získali radarovou ozvěnu od planetky (216) Kleopatra typu M (NiFe) ve vzdálenosti 171 milionů km od Země. To je stejný výkon, jako kdyby optický teleskop o průměru 8 mm v Los Angeles spatřil osobní auto v New Yorku! Radarová ozvěna přišla po plných 19 minutách a svědčí o kovovém charakteru planetky, jež má klasické jádro, plášť i kůru, která je pokrytá drobnou sutí. Tvar planetky připomíná činku s hlavními rozměry 217 × 94 × 81 km, takže těleso zřejmě vzniklo v důsledku srážky. Rotační perioda činí 5,4 h a hustota dosahuje 3,5násobku hustoty vody. Takových kovových planetek typu M známe v hlavním pásu již 42 a jednou se mohou hodit jako zdroj kovů pro meziplanetární stanice...

Také Trojan (1437) Diomedes je podle I. Sata aj. protáhlý. Jeho tvar odvodili z průběhu zákrytu hvězdy HIPP 014402A na 284 × 126 × 65 km a periodu rotace na 1,02 dne. Na podivuhodnou schizofrenickou planetku (7968) Elst-Pizzaro upozornil I. Toth, neboť v r. 1996 byl za ní pozorován prachový chvost jako u komety, jenže příčinou jevu byla v tomto případě srážka s prachovou vlečkou jiné planetky – nejspíš (427) Galene. Velmi vzácný úkaz zákrytu hvězdy planetkou bylo možné sledovat na severozápadě severní Ameriky 20. listopadu 2000 v 11.45 UT. V té chvíli zakryla planetka (752) Sulamitis jasnou (2,9 mag) hvězdu μ Gem.

J. Luuová aj. sledovali v letech 1996–97 Kentaura (2060) Chiron pomocí infračerveného dalekohledu UKIRT na Mauna Kea. Když kometární aktivita zeslábla, byl vidět povrch tělesa, na němž byly zjištěny absorpce vodního ledu, takže albedo povrchu dosáhlo hodnoty 0,14. Autoři také určili rotační periodu Chironu na 6 h. Podle M. Barucciho aj. může být větších Kentaurů snad až 2 000, i když dosud jich známe pouze 17, včetně komet 29P/Schwassmann-Wachmann 1 a 39P/Oterma.

Dosud největší přehlídku Kentaurů uskutečnili S. Sheppard aj. na ploše 1 428 čtv. stupňů. Podle nich by mělo být asi 100 Kentaurů s průměrem nad 100 km, ač dosud známe pouze čtyři taková tělesa. Úhrnný počet Kentaurů s průměrem nad 1 km odhadli na 10 milionů a celkovou hmotnost této populace na 0,000 1 hmotnosti Země. B. Marsden se domnívá, že většina Kentaurů jsou spící komety, jež uprchly v posledních milionech let z Edgeworthova-Kuiperova pásu; někdy se však změní v krátkoperiodické komety.

K nejzajímavějším Kentaurům patří podle infračervených měření S. Kerna aj. pomocí HST z června 1998 planetka 1995 GO = (8405) Asbolus s velkou poloosou dráhy 18 AU; výstředností 0,62; sklonem 18° a oběžnou dobou 76 let. V přísluní se totiž blíží k dráze Jupiteru, zatímco v odsluní je téměř na úrovni Neptunu. Její průměr činí 74 km a rotační perioda 8,9 h. Na jejím povrchu se nachází jak vodní led, tak neznámé sloučeniny, vykazující silně proměnné absorpční pásy v blízké infračervené oblasti. Podobně objevili na Kentaurovi (5145) Pholus ledy vody a methanolu, organické tholiny a olivín. Proměnnost světelné křivky naznačuje protáhlost objektu.

W. Romanishin a S. Tegler určovali barevnost 13 Kentaurů a transneptunských těles Keckovým desetimetrem. Zatímco Kentauři jsou převážně šedí, transneptunská tělesa jsou tmavě červená následkem velkého stáří, a tudíž i dlouhodobého bombardování svých povrchů slunečním větrem a kosmickým zářením. Planetka (8405) má na svém povrchu bílou skvrnu – patrně velký impaktní kráter. Vůbec nejčervenějšími objekty sluneční soustavy jsou však Kentauři (5145) Pholus a (7066) Nessus.

S. Ida aj. se zabývali dráhovými parametry 120 transneptunských objektů, z nichž 50 se nachází v rezonanci 3/2 s Neptunem, tj. patří k tzv. plutinům s velkou poloosou 39,5 AU. Další rezonance 5/3 nastává pro tělesa s velkou poloosou 42,3 AU. V základní rezonanci 2/1 s poloosou 47,8 AU však dosud žádná tělesa objevena nebyla. Podobně zcela chybí objekty s velkými poloosami 36,5 ÷ 39 AU a 40 ÷ 42 AU. Autoři dále soudí, že prvotní dráha Neptunu se nalézala blíže ke Slunci, takže Neptun migroval směrem pryč od Slunce za méně než 10 milionů let od svého vzniku.

Podle L. Allena aj. klesá výskyt drobných těles sluneční soustavy dramaticky za poloměrem 55 AU (8 miliard km) od Slunce. Podnikli totiž přehlídku objektů na periferii sluneční soustavy s mezní hvězdnou velikostí 25,8 mag, což by stačilo k nalezení těles o průměru 160 km do vzdálenosti 65 AU, ale nic takového nezpozorovali. Všech 24 nově nalezených objektů má vzdálenosti menší než zmíněných 55 AU. Podobně dopadla přehlídka C. Trujilla aj., kteří pomocí CFHT objevili 86 objektů rovněž vesměs blíže než 55 AU. Za posledních 8 let se tak podařilo najít přes 300 transneptunských těles ve vzdálenostech 30 ÷ 50 AU od Slunce, takže se v tmavočerveném opakuje historie objevování planetek hlavního pásu v XIX. stol.

D. Durda a S. Alan Stern studovali pravděpodobnost srážek v pásmech Kentaurů a transneptunských objektů. Podle jejich výpočtů se Kentauři nemusejí obávat impaktů od komet s poloměrem nad 1 km, neboť intervaly mezi dopady dosahují 60 miliard let, zatímco obdobná tělesa v Edgeworthově-Kuiperově pásu jsou zasažena v průměru každých 200 milionů let. Komety v tomto pásu jsou doslova poseté impaktními krátery, zatímco v Oortově oblaku jsou srážky velmi vzácné. To znamená, že dvojice Pluto-Charon je rovněž vystavena intenzivnímu bombardování transneptunskými tělesy i kometárními jádry.

O. Hainaut aj. zkoumali světelnou křivku velkého transneptunského objektu 1996 TO66 (R = 21,1 mag) v letech 1997–98 a určili jeho střední průměr na (652 ±14) km s poměrem hlavní a vedlejší poloosy alespoň 1,12 : 1 a periodou rotace 6,25 h. N. Thomas aj. využili ke zkoumání transneptunských objektů 1993 SC a 1996 TL66 infračervené družice ISO, jelikož pro teploty povrchů těchto těles spadá maximum Planckových křivek do pásma 60 ÷ 100 μm. Odtud vyšel průměr planetky 1966 TL66 na 632 km. V březnu nalezl D. Rabinowitz plutino 2000 EB173 s magnitudou R = 19,3. Jeho velikost závisí ovšem na neznámém albedu, které při minimální možné hodnotě 0,04 značí, že průměr objektu může dosáhnout až 600 km. Autor odhaduje, že asi 35 % všech transneptunských objektů tvoří právě plutina. Ještě větší transneptunské těleso 2000 WR106 objevili astronomové na monitoru dalekohledu Spacewatch koncem listopadu poblíž hvězdy ε Gem. Při vzdálenosti 43 AU vychází jeho průměr asi na 750 km. F. Roques a M. Moncuquet odhadují počet objektů Edgeworthova-Kuiperova pásu s průměrem nad 50 km na 70 tisíc a s průměrem nad 1 km na sto miliard, takže úhrnná hmotnost pásu dosahuje asi 20 % hmotnosti Země (M_Z). Naproti tomu v Oortově oblaku komet je podle odhadu L. Neslušana asi 80násobek M_Z.

1.2.2. Komety

S. Biswas shrnul zajímavé údaje vyplývající z X. katalogu komet, který v r. 1995 vydali B. Marsden a G. Williams. Tehdy bylo k dispozici již 1 472 drah pro 878 individuálních komet, pozorovaných při 1 444 návratech mezi lety 239 př. n. l. a 1994 n. l., i když nejstarší čínské záznamy o kometách pocházejí již z období kolem r. 1000 př. n. l. Z nich je 184 krátkoperiodických (do 200 let) a 694 dlouhoperiodických. Plných 91 % komet má uzly své dráhy ve vzdálenosti pod 30 AU. Jednotlivé planety mají své kometární rodiny. Katalog obsahuje 987 eliptických a 348 parabolických drah.

Největší výstřednost eliptické dráhy dosáhla Velká lednová kometa C/1910 A1. Naopak nejmenší výstřednost 0,045 vykazuje kometa 29P/Schwassmann-Wachmann 1, jež prošla naposled perihelem r. 1989. Největší hyperbolickou dráhou s výstředností 1,057 se honosí kometa C/1980 E1 Bowell. Nejmenší hodnota velké poloosy patří Enckeově kometě – 2,21 AU, stejně jako nejkratší perioda 3,28 r. Největší spočítanou velkou poloosu má kometa C/1992 J1 Spacewatch s hodnotou 85 914 AU a oběžnou periodou 3,3 milionu let; v odsluní se tak vzdaluje až na plných 172 kAU! Nejmenší přísluní 0,0045 AU příslušelo kometě C/1981 V1 Solwind 4, kdežto opačný rekord 8,45 AU drží kometa P95/Chiron. Pouze 25 komet, vesměs dlouhoperiodických – a z toho 20 s parabolickou dráhou – má přísluní blíže, než činí Rocheova mez pro Slunce. Pouze u 9 komet byla pozorována vícenásobná jádra – poprvé u komety z r. 1760.

Pro dlouhoperiodické komety je rozložení sklonů dráhy k ekliptice izotropní, kdežto 87 % krátkoperiodických komet má sklony menší než ±30°. Existenci krátkoperiodických komet způsobují planetární gravitační poruchy, především pak od Jupiteru. F. Whipple zjistil, že 93 pozorovaných komet pochází z Edgeworthova-Kuiperova (E-K) pásu, kdežto 77 z Oortova oblaku; mezi nimi i 14 těles typu komety Halleyovy. Ve větších vzdálenostech od Slunce jsou opticky aktivnější komety z pásu E-K, což autor objasňuje tím, že tyto komety vznikly dále od Slunce při velmi nízkých teplotách, takže obsahují větší množství ledů, které mrznou až při extrémně nízkých teplotách. Jádra komet z tohoto pásma se posléze ohřála vnitřní radioaktivitou, čímž ztratila těkavější ledy a zbyl především vodní led.

Dlouhoperiodické komety s vysokými sklony vznikly v oblasti obřích planet v raném disku sluneční mlhoviny. Díky planetárním poruchám vzrostly jejich sklony, což ve svém důsledku vedlo ke vzniku kulového Oortova oblaku. Jejich návraty do nitra planetární soustavy zapřičiňují spíše galaktické slapy než gravitační poruchy blízkých hvězd. G. Kuiper v r. 1951 ukázal, že další komety pásu E-K vznikly v blízkosti Neptunu, a ty se dnes projevují jako krátkoperiodické komety. R. Levison aj. se domnívají na základě počítačové simulace pro 28 tisíc kometárních jader, že komety typu Halley přicházejí spíše z vnitřních částí Oortova oblaku ve vzdálenosti do 20 tisíc AU a že tato část oblaku je poněkud zploštělá. V simulaci započítali gravitační vliv Slunce a 4 obřích planet i slapové působení centra Galaxie a blízkých hvězd. Z výpočtů dále vyplývá, že v budoucnosti vzroste riziko bombardování Země kometami z Oortova oblaku.

Moderní výzkum komet se datuje od objevu velké komety Gottfriedem Kirchem 4. listopadu r. 1680, Halleyovy předpovědi periodicity komety v r. 1705 a J. G. Palitzschova potvrzení Halleyovy předpovědi objevem komety 1P/1758 Y1 Halley. Průměrný roční počet objevů podstatně vzrostl jednak po nástupu fotografie, jednak po zavedení matic CCD a nejnověji díky družici SOHO, jak patrno ze statistik: v intervalu let 1780–89 bylo objeveno 13 komet, stejně jako během let 1840–49. V letech 1940–49 však bylo navzdory válečnému útlumu pozorování nalezeno 47 komet; v období 1970–79 však už 71 a v desetiletí 1980–1989 dokonce 115 komet. Nejméně objevů připadá na květen a nejvíce na listopad. Mezi lovci komet mají vedoucí postavení E. Shoemaker s 32 objevy, následován J. Ponsem s 26 a D. Levym s 21 objevy.

Suverénně nejúspěšnějším lovcem komet všech dob se však stala sluneční družice SOHO, jež jich za pouhé 4 roky provozu našla už více než 100; z nich 92 patří do obří Kreutzovy rodiny, rozpoznané již koncem XIX. stol. H. Kreutzem. Patrně šlo o monumentální kometu z r. 372 př. n. l., zaznamenanou letopiscem Ephorem, jež se tehdy při průchodu přísluním rozdělila na dvě části. Ty se možná vrátily kolem r. 1100 n. l. rozpadlé již na mnohem více úlomků a soudí se, že dnes se na jediné eliptické dráze nalézá nejméně 20 tisíc (!) větších úlomků. Patří k nim mj. Velká zářijová kometa z r. 1882 i jasná kometa Ikeya-Seki z r. 1965.

Za nejnovější záplavu objevů může z velké části okolnost, že veškeré snímky z koronografu družice SOHO jsou ihned umístěny na internet, kde se nyní hledáním stop komet baví mnozí astronomové-amatéři. Tak se velmi často podaří dodatečně odhalit slabší komety, jež při první prohlídce záběrů unikly pozornosti. Velký počet objevů způsobil, že zprávy o pozorováních komet družicí SOHO musely být paradoxně vyřazeny z proslulých cirkulářů IAU a najdete je nadále pouze v elektronických cirkulářích Centra IAU pro planetky (!).

První, kdo si uvědomil, že velká statistika z družice SOHO představuje zlatý důl pro fyzikální výzkum rozpadů komet, byl náš krajan Z. Sekanina, jenž si položil otázku, co to vlastně znamená, že komety přilétají ke Slunci v intervalu několika hodin až desítek let? Jeho odpověď je překvapující: původní kometa se dosud drolí, a to dokonce i v odsluní, kde slapové síly Slunce nehrají žádnou úlohu. Bude zajímavé zjistit, jaké síly vyvolávají rozpad v mrazivých hlubinách sluneční soustavy, kde počáteční rychlost oddělení úlomků dosahuje jenom několika m/s. Fragmentace komety probíhá hierarchicky, jak o tom svědčí časté páry úlomků s odstupem jen několika hodin, což připomíná hierarchický rozpad komety Shoemaker-Levy 9, obíhající po spirále kolem Jupiteru. V další práci se autor zabýval vzhledem chvostů Kreutzovy rodiny komet. Jsou totiž nápadně přímé a velmi úzké, což nasvědčuje vymršťování prachových částic z povrchu komet rychlostmi pod 100 m/s. Jejich pozorovaná délka dosahuje v přísluní až 20násobku poloměru Slunce a tlak záření představuje méně než 60 % sluneční přitažlivosti pro dané částice. Z toho lze usoudit, že prach je tvořen dielektrickými křemičitany.

Překvapující odolnost vykázala loni značně ztřeštěná domněnka L. Franka aj. o vysoké četnosti ledových minikomet vstupujících do zemské atmosféry až 20× za minutu při individuální hmotnosti 100 t, takže Země by měla dostávat denně z kosmu příděl asi 1 Mt vody. Frankovi totiž nečekaně přispěchal na pomoc veterán kometárního a meteorického výzkumu V. Bronšten, který k ledovým kometám řadí i proslulý Tunguský meteorit! Tvrdí dále, že minikomety chrání před předčasnou sublimací povlak z organických materiálů – až 100 kg na každé jádro.

Proti tomu však rozhodně vystoupili M. Artěmjeva aj., kteří připomněli, že podobně by ledové minikomety musely přirozeně padat i na Měsíc, což by bylo ze Země pozorovatelné i v malých dalekohledech, neboť odpovídající světelný výkon by dosáhl při nárazu hodnoty 10¹⁴ W po dobu 10 ms. Záblesky by byli z oběžné dráhy kosmických lodí Apollo zpozorovali snadno i astronauti prostým okem.

Z početných objevů a pozorování nových komet připomínám především kometu C/1999 S4 LINEAR, nejprve považovanou za planetku, jejíž kometární povaha se prokázala poprvé 27. září r. 1999. Nejblíže Zemi se ocitla 21. 7. 2000 ve vzdálenosti 0,37 AU a přísluním prošla o pět dnů později ve vzdálenosti 0,76 AU od Slunce. Kometa měla velmi příznivou polohu pro pozorovatele na severní polokouli a očekávalo se, že dosáhne až 4 mag, jenže jak tomu u komet často bývá, nakonec bylo všechno jinak.

Po průchodu přísluním se v pohybu komety významně uplatnily negravitační síly, vyvolané nápadnými změnami v množství uvolňovaných plynů. 5. července ukázaly snímky z HST STIS, pořízené ze vzdálenosti 120 milionů km od komety, dramatický nárůst kometární aktivity během pouhých 4 hodin, po němž však následoval výrazný pokles. Poprvé v historii se podařilo zaznamenat, co se děje s rozpadajícím se kometárním jádrem – materiál kůry vystřikoval, jako když vyletí zátka šampaňského. Od jádra komety se oddělil úlomek, jenž směřoval rychlostí 10 km/h podél pohybu chvostu a byl sledován až do vzdálenosti 460 km od jádra. V porovnání s předešlými jasnými kometami uvolňovala kometa LINEAR mnohem méně CO.

Počínaje 23. 7. se jádro komety začalo zjevně rozpadat; centrální kondenzace se protáhla do tvaru slzy a její jasnost zeslábla trojnásobně. Celá kondenzace se 27. 7. natolik rozplizla, že nadále nebylo možné určovat polohu komety. O den později zmizely všechny emise s výjimkou CN. Ztratil se i plynný chvost a prachové částice unikaly rychlostí 40 m/s. Rentgenová družice Chandra odhalila v okolí jádra ionty kyslíku a dusíku – zřejmé důsledky srážky těchto atomů se slunečním větrem.

Podle Z. Sekaniny je celý úkaz svědectvím o tom, že pozorujeme opožděný úlomek mnohem hmotnější komety, která proletěla přísluním před několika staletími. Takové úlomky jsou pak náchylné k náhlému rozpadu. Ještě 26. 7. měla kometa jasnost 6,5 mag, ale o tři dny později již 7,9 mag a 2. srpna zeslábla na 9 mag. V té době už nebyla v komě vidět žádná nukleární kondenzace; samotná koma byla zřetelně ohraničená jen na straně přivrácené ke Slunci. Souběžně s těmito změnami poklesla počátkem srpna o řád produkce OH, CN i vody proti maximu v polovině července.

Snímky komety, pořízené v prvních srpnové dekádě jednak HST a jednak VLT ESO, ukázaly asi 12 aktivních úlomků rychle se měnící jasnosti. Jasnost úlomků zeslábla na R = 24 kolem 10. srpna, když byla kometa vzdálena od Slunce 0,8 AU a od Země 0,7 AU. Zásluhou rychlé reakce týmů HST a VLT se tak podařilo zatím nejlépe zdokumentovat rozpad kometárního jádra. Vzhledem k tomu, že dle H. Weavera aj. se v přísluní rozpadá asi čtvrtina komet, jde vskutku o epochální pozorování. Navíc se pomocí rentgenové družice Chandra podařilo poprvé prokázat, že rentgenové záření komet, objevené poprvé zcela nečekaně v r. 1996 u komety Hjakutake, je vyvoláno interakcí mezi komou a elektrony ve slunečním větru. Výměna nábojů s vysoce ionizovanými jádry kyslíku a dusíku pak vede k rentgenovému záření iontů O, C a Ne v komě.

V poslední době se stává čím dál tím častěji, že vyhledávací programy nalézají tělesa klasifikovaná zprvu jako planetky, avšak další pozorování často odhalí výskyt komy, což pak vede ke změně klasifikace. Na těchto zpřesněních se často podílejí naši astronomové především z Kletě. Dalekohled LINEAR tak objevil též planetku 2000 ET90, jejíž kometární povaha byla odhalena 4. dubna, a z parametrů dráhy vyplynulo, že jde o periodickou kometu D/1984 H1 Kowal-Mrkos (1984n), považovanou za ztracenou. Ve skutečnosti se v mezidobí dráhové elementy komety drasticky změnily, což zavinil Jupiter, neboť kometa proletěla v březnu 1989 ve vzdálenosti jen 0,16 AU od této obří planety. Z téhož důvodu také nebyla spatřena při očekávaném návratu počátkem srpna 1991. Kometa prošla přísluním 2. července a její dráhové elementy doznaly proti r. 1984 těchto změn: velká poloosa vzrostla o 0,53 AU na 4,31 AU; výstřednost klesla o 0,07 na 0,41; sklon se zvýšil o 1,7° na 4,7° a oběžná perioda se prodloužila o 1,6 r na 8,95 let.

Jak už jsem se zmínil, řada komet v blízkosti Slunce se nyní dohledává na monitorech počítačů, které zobrazují z internetu snímky sluneční koróny, pořízené družici SOHO. J. Mäkinen aj. tak pomocí přehlídky SWAN družice SOHO dodatečně v květnu 2000 našli poměrně jasnou kometu C/1997 K2 (11 mag), která prošla přísluním 26. června 1997 ve vzdálenosti 1,55 AU od Slunce, a přesto unikla pozornosti pozorovatelů, neboť se nacházela daleko na jihu, kde je lovců komet jako šafránu. Dále se pomocí 3,6m teleskopu ESO podařilo koncem července znovuobjevit periodickou kometu P/1994 A1 Kušida (1994a), která přišla proti předpovědi v předstihu 0,1 d. V té době se už na obloze dala při svém 58. pozorovaném návratu dobře sledovat kometa s nejkratší známou periodou 2P/Encke, která měla 11,4 mag a v polovině srpna dokonce dosáhla 9,7 mag. Z pozorování při předešlém návratu v r. 1997 odvodili nyní Y. Fernández aj. poloměr jádra 2,4 km a jeho rotační periodu 15,2 h při albedu povrchu 0,05. Teplota povrchu ve vzdálenosti 1,2 AU od Slunce dosáhla 365 K. Při příštím návratu v listopadu 2003 má kometu studovat kosmická sonda CONTOUR.

Zařízení LINEAR objevilo 1. září periodickou kometu 97P/Metcalf-Brewington jako objekt 19 mag. Kometa se přiblížila k Jupiteru v r. 1993 na méně než 0,11 AU a proti předpovědi se tak opozdila o 3,5 d. Týž přístroj znovuobjevil periodickou kometu P/1991 T Shoemaker-Levy 5 (1991z) jako P/2000 R1 dne 6. září, kdy dosáhla 18,5 mag. Kometa prošla přísluním 17. srpna 2000 v předstihu 1,4 d ve vzdálenosti 1,99 AU od Slunce. Při výstřednosti dráhy 0,53 činí její oběžná doba 8,7 r. Koncem září dohledal systém LINEAR další periodickou kometu považovanou za ztracenou: D/1984 W1 Shoemaker 2 = P/2000 S2. Kometa tehdy prošla přísluním 26. září 1984, ale nyní až 14. července 2000 – tedy se zpožděním 23,2 d proti původním elementům, což na obloze představuje úsek 7,5º ! Nové dráhové elementy činí 3,96 AU pro velkou poloosu; 0,68 pro výstřednost; 22º pro sklon a 7,9 roků pro oběžnou periodu. Vzápětí pak byla pomocí LINEAR dohledána periodická kometa P/1963 W1 Anderson jako objekt 2000 SO253, jež v srpnu 1961 a dubnu 1985 proletěla blízko Jupiteru. V přísluní se blíží na 2,0 AU ke Slunci a její oběžná doba činí 7,9 roku. Koncem listopadu se podařilo objevit v Plachtách kometu C/2000 W1 Utsunomiya-Jones 8,5 mag, jež v polovině prosince dosáhla 7 mag a koncem prosince prošla přísluním ve vzdálenosti 0,32 AU od Slunce, pohybujíc se retrográdně. Novozélandskému amatérovi Jonesovi bylo v době objevu 80 let, a jelikož svou první kometu našel před 54 lety v srpnu 1946, ustavil tak zřejmě svérázný světový rekord v délce objevování komet týmž pozorovatelem.

Počátkem listopadu zaznamenali astronomové další výbuch periodické komety 73P/Schwassman-Wachmann 3, která tehdy dosáhla 13,2 mag a koncem listopadu už byla 10,4 mag. Kometa se nyní skládá z pěti úlomků, které většinou pocházejí z výbuchu v r. 1995, kdy se podle Z. Sekaniny oddělily 11. 12. 1995 složka C od B a v polovině prosince úlomek E od složky C rychlostmi 1,7 m/s, resp. pod 1 m/s. Koncem prosince 2000 dosáhla složka C 9,9 mag. Kometa prošla přísluním 27. ledna 2001.

Koncem listopadu byla menším dalekohledům poprvé dostupná kometa C/1999 T1 McNaught-Hartley, jíž vysoký sklon 80° přivedl jako objekt 8 mag postupně do souhvězdí Kentaura, Hydry, Panny a Vah, takže počátkem roku 2001 byla pozorovatelná i na polokouli severní. Na přelomu listopadu a prosince dosáhla periodická kometa 41P/Tuttle-Giacobini-Kresák 10 mag a v polovině prosince dokonce 8,7 mag.

V dosahu menších dalekohledů jižní polokoule zůstává i nadále proslulá kometa C/1995 O1 Hale-Bopp, jež byla v lednu 2000 13,3 mag. T. Paulech ukázal na snímcích pořízených na observatoři v Modre, že kolem přísluní v r 1997 vzrostla rychlost ejekce prachových zrnek o rozměrech 0,1 mm až na 360 m/s a rotace jádra činila 11,4 h. D. Bockelée-Morvanová aj. uveřejnili výsledky submilimetrových pozorování IRAM, při nichž byly u komety poprvé objeveny sloučeniny SO, SO₂, HC₃N, NH₂CHO, HCOOOH a HCOOCH₃. Těkavé látky v kometě se svým zastoupením prakticky neliší od obdobného složení interstelárního materiálu.

Také podobně skvělá kometa Hjakutake C/1996 B2 se znovu dostala na stránky vědeckých časopisů, když G. Jones aj. zjistili, že magnetometr na sluneční sondě Ulysses nalezl 1. května 1996 anomálie, které se teprve nyní podařilo vysvětlit tím, že sonda tehdy prošla zakřiveným a velmi protáhlým iontovým chvostem této komety. To se projevilo změnou směru magnetického pole slunečního větru, poklesem výskytu slunečních protonů a naopak detekcí iontů těžších prvků, jako je C, O, Ne, S aj. Podle těchto měření se kometární ionty ve chvostu pohybovaly rychlostí 750 km/s. V úrovni sondy ve vzdálenosti 3,8 AU od jádra komety měl chvost průřez větší než 7 milionů km! Jde s převahou o nejdelší pozorovaný kometární chvost v dějinách astronomie; předešlý rekord držela velká březnová kometa 1843 D1 s délkou chvostu 2 AU. Zakřivenost chvostu komety Hjakutake také objasňuje jeho rekordní pozorovanou úhlovou délku 100°.

M. Mumma aj. objevili v komě komet Hjakutake a Hale-Bopp velké množství ethanu, na rozdíl od periodické komety 21P/Giacobini-Zinner. Vysvětlují to tím, že první dvě jmenované komety pocházejí z pásma obřích planet, takže v té době tam panovaly teploty 200 ÷ 40 K, kdežto kometa 21P vznikla v Edgeworthově-Kuiperově pásu při teplotě kolem 20 K, i když dnes patří s periodou 6,6 h do Jupiterovy rodiny komet. K témuž závěru pro kometu Hale-Bopp dospěli na základě pozorování v extrémní ultrafialové oblasti z konce března 1997 S. Alan Stern aj. Uvedli, že kometa musela vzniknout v prostoru mezi drahou Uranu a Neptunu. J. Nuth aj. uvedli, že objev olivínu ve spektru Halleyovy komety z r. 1989 svědčí o tom, že i tato kometa vznikla v prostoru obřích planet, kde se utvořila při ohřátí Sluncem krystalická zrnka prachu. Zde však nemohl vzniknout kometární led, takže kometa se pak musela odsunout do Oortova oblaku, odkud se vrátila teprve nedávno přímo do nitra Sluneční soustavy.

1.2.3. Meteorické roje

Meteorické astronomii stále udávají tón Leonidy, jež se podle P. Spurného aj. v Číně na základně 85 km vyznačovaly v noci 16./17. 11. 1998 velkou řadou (přes 150) jasných bolidů až 14,4 mag (jasnější než Měsíc v úplňku!). Bolidy začínaly svítit v překvapivě velké výšce 160 km nad zemí; tři nejjasnější dokonce už nad 180 km. Podle televizních pozorování měly svítící stopy difuzní strukturu skládající se z čela, oblouku a chvostu. Kromě toho byly pozorovány boční výtrysky od čela s teplotou až 2 200 K, jejichž povaha není jasná. Střední hustota meteoroidů dosahovala jen 0,7násobek hustoty vody, což svědčí pro velmi křehký a porézní materiál Leonid. M. Campbell aj. pozorovali týž roj pomocí zesilovačů obrazu na dvou stanicích v Mongolsku. Dostali tak údaje pro 79 meteorů jasnějších než 6 mag a odtud odvodili jejich střední hmotnost na pouhých 1,4 mg! Ještě 0,1 g meteoroid se jeví jako meteor +4,5 mag. Pozorované meteory začínaly svítit ve střední výšce 113 km a zhasínaly kolem 95 km; rekordní výška začátku však dosáhla 144 km.

R. Nakamura aj. pozorovali 17. 11. 1998 v 15 h UT na Mauna Kea slabou záři od prachové vlečky za mateřskou kometou Leonid 55P/Tempel-Tuttle, jež dosáhla až 3 % intenzity zodiakálního světla a měla geometrický poloměr asi 1,5 milionu km. Jde zřejmě o rozptyl slunečního světla na submikronových částečkách prachu za kometou. Podobné úkazy by snad bylo možné pozorovat také při návratu mateřských komet Perseid, Kvadrantid, Orionid a Drakonid.

Podle J. Raa vyšla předpověď maxima v r. 1999 R. McNaughtovi a D. Asherovi vskutku báječně s chybou ±2 min. Maximum deště nastalo pro heliocentrickou délku Země 235,285° s přepočtenou zenitovou frekvencí 3 500 met/h, přičemž vrchol trval asi 15 min a celé mimořádné představení trvalo od 1:20 do 2:45 h UT dne 18. 11. Šlo o shluky částic uvolněné z komety při návratech v r. 1899, 1965 a 1932. Podobně C. Göckel a R. Jehn určili polohu maxima na heliocentrickou délku 235,29° , tj. 2:04 h UT a přepočtenou zenitovou frekvenci na 5 400 met/h. Interval deště trval od 1:32 do 2:38 h UT.

Zhruba o 16 h později v heliocentrické délce 235,97° se dostavilo podružné maximum s četností 106 met/h. To přibližně odpovídá pozorování J. Watanaba aj., kteří studovali déšť Leonid na observatoři Nobejama v Japonsku. Určili tak polohu druhého maxima na 235,87° heliocentrické délky, tj. o 15 h později než hlavní maximum. W. Singer aj. zveřejnili výsledky videozáznamů a radarových měření Leonid ve Španělsku, Německu a Švédsku. Odhalili tak rychlé a velké změny četnosti v intervalech řádu 10 minut, což odpovídá prostorovým zhustkům o typickém rozměru 10 ÷ 30 tisíc km. Maximum roje nastalo 18. 11. ve 2:09 h UT a odpovídalo zhustku vyvrženému z komety v r. 1899. Týž zhustek je odpovědný i za zatím nejlepší představení meteorického deště, jež se odehrálo v listopadu 1966, kdy zenitová frekvence dosáhla historického rekordu 85 tisíc met/h.

K pozorování deště uspořádala NASA v r. 1999 ve spolupráci s dalšími astronomickými institucemi velkolepou leteckou kampaň, která podle P. Jenniskense aj. přinesla znamenité výsledky. Zejména se potvrdilo, že proces ablace meteoroidů začíná v případě rychlých a velmi křehkých Leonid již ve výši 200 km nad zemí. Difuzní svítící stopy ve výškách nad 150 km se změní v klasické ostré stopy bolidů ve výšce kolem 130 km. Ukázalo se, že optické záření bolidu pochází z horké brázdy za vlastním tělískem, jehož rychlá rotace rozmetá brázdu všemi směry daleko od čela meteoroidu. Zdá se, že organické molekuly uvnitř meteoroidů se při rychlém průletu příliš neohřejí a zase vychladnou, takže chemické stavební kameny života mohou přežít průlet zemskou atmosférou.

J. Ortíz aj. a I. Bellot Rubio aj. popsali jedinečné pozorování Leonid dopadajících na Měsíc, uskutečněné 18. 11. 1999 na observatoři v Monterrey v Mexiku. Dalekohled o průměru zrcadla 0,2 m vybavený černobílou televizní kamerou s maticí CCD zaznamenal celkem pět 0,02 s záblesků 3 ÷ 7 mag na plošce 8′ × 6′ centrované na temnou část Měsíce, tj. na Měsíci 0,9 milionů km², během 90 min. intervalu kolem 4:30 h UT. Podle výpočtu bylo centrum shluku Leonid uvolněných z komety r. 1899 nejblíže Měsíci ve 4:49 h UT. Podle výsledků pozorování lze odhadnout, že při dopadu meteoroidů na Měsíc se v optickém pásmu uvolní jen 0,2 % kinetické energie částice.

Pro rok 2000 předpověděli R. McNaught a D. Asher maximum na ranní hodiny UT 18. 11. a pro rok 2001 další mohutný meteorický déšť, jenž připadne na večerní hodiny UT opět 18. 11., takže úkaz by měl pozorovatelný jedině v Austrálii a Asii. Poslední opakování dešťů Leonid se pak má odehrát v ranních a dopoledních hodinách UT dne 19. 11. 2002, kdy však bude velmi rušit Měsíc v úplňku.

Podle M. Gyssense se při pozorování Leonid v r. 2000 podařilo zaznamenat nejméně čtyři vrcholy, počínaje 17,25 listopadu (UT) a konče 18,30 listopadu, přičemž poslední vrchol dosáhl zenitové frekvence 400 met/h; šlo o shluky vymrštěné z komety při návratech v letech 1932, 1733 a konečně 1866, obsahující opět velkou řadu bolidů. C. Johannink studoval návrat Leonid pomocí ozvěn rádiových vln z televizního kanálu na frekvenci 55 MHz ve Španělsku. Odhalil tak celkem devět maxim mezi 16,1 a 19,5 listopadem, přičemž hlavní maximum připadlo na interval 18,1 ÷ 18,3 listopadu.

Koncem roku pak byla po dlouhé přestávce zaznamenána zvýšená aktivita velmi nepravidelného meteorické roje komety 8P/Tuttle, známého pod názvem Ursidy (někdy též Umidy). Maximum nastalo v čase 22,31 prosince se zenitovou frekvencí přesahující 50 met/h a odpovídalo zhustku vyvrženému z komety r, 1405. Kometa má oběžnou periodu 13,6 roků, avšak vyšší frekvence se pozorují asi 6 let po průchodu komety přísluním, přičemž dráha komety se vůbec neprotíná se Zemí, takže by se mohlo zdát, že souvislost s uvedeným rojem je pochybná. Poruchový počet však prokázal, že gravitační poruchy vyvolané Jupiterem zanášejí k Zemi zmíněné zhustky během zhruba šesti století po uvolnění z komety a se Zemí se střetávají rychlostí 35 km/s. Ve XX. stol. byl roj předtím pozorován v letech 1916, 1945 (A. Bečvářem aj. na Skalnatém Plese) a r. 1986. Tehdy byly fakticky pozorovány zhustky, které opustily kometu v letech 1392, resp. 1378. Podle K. Larsenové se Ursidy projevily mohutnými meteorickými dešti v letech 1449, 1795 a 1799. Vůbec nejstarší zaznamenaný meteorický déšť však patří Lyridám, jak je pozorovali Číňané v r. 687 př. n. l. Lyridy byly naposledy mimořádně aktivní v r. 1803 – dnes patří k lehce podprůměrným rojům.

1.3. Historie i současnost sluneční soustavy

A. Meiborn aj. tvrdí, že sluneční pramlhovina prodělala silný ohřev, jak vyplývá z nálezu kovových zrnek Fe-Ni v nejranějších meteoritech. Tyto kovy se musely ohřát na 1 270 ÷ 1 370 K, načež rychle vychladly tempem 0,2 K/h. A. Boss se domnívá, že ze sluneční pramlhoviny mohou rychle vzniknout obří plynné planety buď akrecí na kamenné jádro, nebo v důsledku nestabilit v rotujícím protoplanetárním disku. První proces zabere několik milionů let, kdežto druhý to stihne za stovky roků! Přitom k úspěšné tvorbě obřích planet postačí hmotnost mlhoviny či disku pouhých 0,09 M_☉ rozprostřených do vzdálenosti 20 AU od hvězdy. Problémem je, že zárodečná zhuštění mají obvykle velmi protáhlé dráhy, takže se musejí rychle smrštit, aby nebyla rozbita slapovými silami při průchodu periastrem.

Nedávný objev hmotných exoplanet v malé vzdálenosti od mateřských hvězd vyvolal úvahy o mechanismech migrací planet napříč planetární soustavou. W. Kleg se zabýval migrací protoplanet následkem diferenciální rotace zárodečného plynného disku na modelu dvou planet s hmotností 1 M_J, původně obíhajících po kruhových drahách ve vzdálenosti 5 a 10 AU. Během 2 500 oběhů se poloměr dráhy vnitřní planety nezmění, ale její hmotnost vzroste akrecí na 2,3 M_J, zatímco vnější planeta migruje směrem dovnitř a její hmotnost vzroste dokonce na 3,2 M_J. Nakonec však prudce vzroste výstřednost jejích drah a celá soustava se stane nestabilní.

E. Thommes a M. Duncan soudí, že migrace planet může probíhat také opačným směrem, neboť podle jejich simulací vznikly Uran i Neptun blíže ke Slunci a do dnešních vzdáleností je odsunula gravitace Jupiteru a Saturnu. S. Colander-Brown aj. se zabývali gravitačními poruchami hypotetické planety X na tělesa Edgeworthova-Kuiperova pásu, jak to v r. 1999 navrhl J. Murray jako nepřímý důkaz existence planety. Ve skutečnosti však takový vliv neexistuje a planeta X někde na periférii planetárního systému je čím dál méně pravděpodobná.

Sluneční sonda Ulysses sbírá během svého křižování Sluneční soustavou mimo jiné údaje o jemném rozptýleném prachu. Jak ukázali M. Landgraf aj. na základě údajů pořízených v letech 1992–1996, soustřeďuje se interplanetární prach v rovině ekliptiky, zatímco interstelární prach přichází z jiných směrů a odlišuje se vysokou rychlostí. Některé části Sluneční soustavy však o svůj prach přicházejí vlivem výběrového efektu tlaku sluneční záření, což je zejména pásmo ve vzdálenosti 2 ÷ 4 AU od Slunce. S. Messenger zjistil, že některé prachové částice v zemské stratosféře mají poměry D/H a ¹⁵N/¹⁴N shodné s týmiž poměry pro interstelární molekulová mračna, takže fakticky máme laboratorní vzorky tohoto zdánlivě nedostupně vzdáleného materiálu.

Připadá mi až neuvěřitelné, jak mocnou odezvu ve sdělovacích prostředcích měla loni v podstatě banální velká konstelace očima viditelných planet, Slunce a Měsíce, jež se odehrála 5. května 2000. Málokdo si totiž uvědomoval fakt, že právě tehdy byly všechny planety neobvykle daleko od Země (za Sluncem), takže pokud vůbec stojí za to uvažovat o jejich silovém působení, pak jedině tak, že bylo mimořádně malé. Stejně tak nebylo správné tvrzení, že při této konstelaci budou ležet všechny planety, Slunce i Měsíc v jedné přímce. Něco takového se navíc v dosavadní historii sluneční soustavy určitě nestalo. Výpočty naznačují, že zmíněná tělesa by se ocitla v přímce až po uplynutí 10²² roků! Konstelaci spočítal již v prosinci 1961 belgický astronom-amatér J. Meeus, ale i podle těchto výpočtů nešlo o nic výjimečného. Podobné konstelace se odehrály např. v únoru 1962 (vrcholový úhel tehdy dosáhl jen 16°) a v březnu 1982 – a i tehdy se navzdory různým pomateným varováním vůbec nic mimořádného neodehrálo. Příští velká konstelace pak nastane už v r. 2040. Vůbec nejmenší vrcholový úhel 6° měla konstelace očima viditelných planet v r. 710 n. l. D. Olson a T. Lytle si dali tu práci, že spočítali slapové síly, jimiž působily planety na Zemi i na Slunce onoho 5. května 2000 a zjistili, že jenom v průběhu let 1999–2000 v 16 případech dosáhly souhrnné slapy planet na Zemi vyšší hodnoty než při velké konstelaci! Nejvyšší slapy na Zemi působily 22. prosince 1999 – a nikdo z celé roty šarlatánů to nijak nekomentoval.

Pokud jde o souhrnné slapy planet na Slunce, což by údajně mohlo ovlivnit sluneční činnost a potažmo pak i katastrofy na Zemi, tak rekordní hodnoty 7,65 (měřeno v jednotkách slapového působení Země s Měsícem ze vzdálenosti 1 AU) dosáhly planetární slapy 14. 11. 1703 a na druhém místě se pak umístilo datum 8. 5. 1941. Celkem šestkrát za poslední 4 století byly souhrnné slapy planet na Slunci vyšší než v květnu 2000 – a opět si toho nikdo nikdy vůbec nevšiml. V loňském roce se však poprvé podařilo velkou konstelaci spatřit – jelikož mezi zmíněnými tělesy je Slunce, odehrává se totiž celý úkaz za bílého dne. To však nevadilo proslulé družici SOHO, která 17. května zachytila v okolí Slunce čtyři planety uvnitř zorného pole 15° pomocí koronografu LASCO – historický snímek si můžete prohlédnout v archivu na internetu.

Může-li Zemi z kosmu něco ohrozit, tak by to snad mohla být těsná setkání Slunce s jinou hvězdou, při nichž by byly poruchami vymrštěny početné komety z Oortova oblaku a následně bombardovaly Zemi. Právě těmito výpočty se loni zabýval J. García-Sánchez, když využil nových přesných údajů o vzdálenosti a pohybech hvězd z družice HIPPARCOS. Odtud vyplývá, že za 1,36 milionu let se ke Slunci nejvíce přiblíží trpasličí hvězda Gliese 710 (HD 168442) spektrální třídy dK7, jež se nyní nachází v souhvězdí Serpens Cauda a má 9,7 mag. Její vzdálenost tak klesne na 1 světelný rok a jasnost se zvýší na 1 mag. To znamená, že se ocitne uprostřed Oortova oblaku (s poloměrem 2 světelné roky) a vyvolá tam silné gravitační poruchy, takže přítok komet do nitra planetární soustavy vzroste téměř o čtvrtinu. V témže poměru vzroste riziko srážky komety se Zemí, ale to je i tak zanedbatelné.

1.4. Slunce

M. Emilio aj. zjišťovali případné změny lineárního průměru Slunce z přesných měření družicemi za poslední tři roky. I když někteří astronomové usuzovali, že průměr Slunce mírně kolísá v závislosti na magnetické aktivitě Slunce, nové výsledky svědčí spíše o jeho krátkodobé neproměnnosti. Probíhající maximum 23. cyklu sluneční činnosti se projevilo řadou skvrn, viditelných na povrchu Slunce očima. K nejlepším patřila skvrna rozpoznaná 3. 3. 2000 a další zpozorovaná 22. 9. Dne 14. 7. 2000 v 10:24 UT vzplanula na Slunci nejmocnější erupce (klasifikace X6) od března 1989, jež o necelé 3 dny později způsobila díky koronálnímu výronu směřujícímu k Zemi nápadné efekty v zemské atmosféře a magnetosféře.

Zejména pak oslepila dočasně detektory družice ACE a roztočila japonskou rentgenovou družici ASCA tak, že se stala trvale nepoužitelnou. I mnohé další družice včetně systému GPS přestaly na několik hodin pracovat a magnetická bouře intenzity G5 trvala na Zemi plných 9 h. Doprovodná polární záře byla pozorovatelná v USA až v Texasu. Na mnoha místech v USA a Kanadě došlo k poruchám dálkových elektrických vedení. Podle všeho to znamená, že maximum 23. slunečního cyklu nastalo v létě či nejpozději na podzim loňského roku a vyhlazené maximální relativní číslo dosáhlo poměrně nízké hodnoty R = 120.

Připomeňme, že o objev periodicity slunečních skvrn se přičinil německý lékárník S. Schwabe v r. 1843. O šest let později zavedl švýcarský astronom R. Wolf relativní čísla jako index výskytu skvrn na Slunci a propočítal je pozpátku až do r. 1749. V r. 1853 zavedl anglický astronom R. Carrington měření poloh slunečních skvrn vůči slunečním souřadnicím a odtud pak odvodila angličtí astronomové E. a A. Maunderovi r. 1922 proslulý motýlkový diagram změny průměrné šířky skvrn v závislosti na fázi slunečního cyklu.

Předvídání okamžiku a výšky maxima patří k oblíbeným sportům slunečních statistiků se stále velmi mizernými výsledky. Podle P. Verdese aj. se pohybovaly odhady relativního čísla pro maximum 23. cyklu v rozmezí 115 ÷ 203. Podobně J. Boger aj. vyvrátili dlouho diskutovanou korelaci mezi sluneční činností a proměnností toku slunečních neutrin v dlouhodobém experimentu Homestake. Ukázali, že jde o chybné využití statistiky při zpracování zprůměrovaných údajů, neboť vyhlazená data nejsou nezávislá. K témuž závěru došel z rozboru 108 integrací toku slunečních neutrin v letech 1970–1994 rovněž R. Wilson. Tok slunečních neutrin je prakticky konstantní se střední hodnotou 2,6 SNU pro neutrina s energiemi nad 0,81 MeV. Jelikož podle teorie závisí tok neutrin na 25. mocnině teploty v centru Slunce, lze i z hrubého měření neutrinového toku určit teplotu v nitru Slunce s přesností kolem 1 % na 15,6 MK.

Poněkud zajímavěji se vyvíjí další věčné téma, totiž vliv sluneční činnosti na podnebí na Zemi. Podle T. Serrea a E. Nesmeové-Ribesové klesá v minimu činnosti zářivý výkon Slunce o 0,1 % oproti maximu, což je mnohem méně než u jiných hvězd slunečního cyklu, kde se pozorují amplitudy až 2 %. Příčinou je řádové snížení rychlosti konvekce z 10 m/s v maximu činnosti. Nicméně i tato nepatrná změna se mohla podepsat na zvýšení průměrné teploty na severní polokouli ve 12. stol. a naopak na jejím snížení na konci 16. a v druhé polovině 17. stol.

V r. 1887 si F. Spörer povšiml, že v posledně jmenovaném období bylo na Slunci mimořádně málo skvrn. Tentýž úkaz popsal znovu E. Maunder r. 1894 a 1922. Americký astronom J. Eddy se k problému vrátil v r. 1976 a toto neobvyklé dlouhé minimum nazval chybně Maunderovým, jenže název se ujal, takže na Spörera v této souvislosti málokdo vzpomene. Nejnověji se celou záležitosti v širším kontextu zabýval V. Letfus, jenž publikoval graf skvrn viditelných očima v letech 1100–1900 a našel v něm tři dlouhá minima: 1250–1350; 1420–1520 a období kolem r. 1700. To svědčí o dlouhodobých vymizeních slunečních skvrn, ale nikoliv o vymizení cyklu sluneční činnosti, neboť i v těchto minimech byly pozorovány polární záře, čili na Slunci probíhaly cyklicky protonové erupce.

K studiu proměnnosti Slunce během cyklu aktivity zajisté ještě přispěje evropská sonda Ulysses, jež zkoumala jižní pól Slunce v minimu v září 1994 a nyní znovu v maximu koncem listopadu 2000 ze vzdálenosti 2,3 AU. Během té doby poklesla v polárním směru rychlost slunečního větru ze 750 na 600 km/s. Ulysses má dokončit svou misi přeletem nad severním pólem Slunce v říjnu 2001.

Sluneční družice SOHO prokázala své výjimečné schopnosti mimo jiné tím, že měřením zvukových vln procházejících slunečním nitrem z přivrácené na odvrácenou stranu a zpět dokáže odhalit aktivní oblasti ze Země neviditelné. C. Lindsey a D. Braun totiž ukázali, že silné magnetické pole aktivních oblastí prohne povrch Slunce o stovky km, a tím zkrátí cestu odraženým zvukovým vlnám asi o 12 s při okružní době kolem 6 h. Tak se podařilo odhalit koncem března 1998 na odvrácené straně Slunce aktivní oblast, jež se teprve o 10 d později vynořila na východním okraji Slunce v podobě velké skupiny slunečních skvrn. K monitorování dějů na odvrácené straně Slunce stačí pozorování trvající pouhých 24 h.

Podle R. Howeové aj. se z měření družice SOHO a pozemní helioseizmické sítě GONG podařilo prokázat pulzující proudy plynu ve Slunci s periodou 16 měsíců. Mezi květnem 1995 a prosincem 1999 se zdařilo sledovat již plné tři cykly pulzací, které jsou ve vyšších šířkách o něco rychlejší než na rovníku. Příčinu pulzací spatřují ve změnách proudění, k nimž dochází v oblasti magnetického dynama asi 225 tisíc km pod slunečním povrchem. Zde se totiž stýká vnější konvektivní a turbulentní zóna s vnitřní zónou zářivou a rychlosti plynu se skokem mění. E. Gavrjuseva aj. určovali změnu rychlosti sluneční rotace s hloubkou pomocí 1 260 d dlouhého měření ze sítě GONG a zjistili, že nitro Slunce rotuje rychleji než povrch. Na vnější hraně jádra však rotuje Slunce vůbec nejpomaleji. J. Kuhnovi aj. se podařilo z měření družic SOHO a MIDI odhalit na povrchu Slunce stojaté vlnění v podobě tzv. Rossbyho vln. Vlny dosahují výšky 100 m a jednotlivá maxima jsou od sebe vzdálena 90 tisíc km, přičemž po povrchu Slunce pomalu putují, podobně jako již dříve objevené Rossbyho vlny na hladině Pacifiku.

M. Aschwanden aj. využili měření z družice TRACE pro studium vývoje koronálních smyček, jež vznikají ve výšce zhruba 15 tisíc km nad slunečním povrchem, a odtud vysílají fontánové oblouky vysoké až stovky tisíc km do sluneční koróny. Takových smyček se na povrchu Slunce nachází neustále několik milionů a každá smyčka je tvořena miliony tenkých vláken. Plyn ve smyčkách se na jejich základně ohřívá a předává pak tepelnou energii koróně, což vysvětluje, proč je koróna tak horká. J. Li aj. studovali pomocí SOHO a japonské družice Jókó polární paprsky, jež byly nejprve objeveny již před sto lety během úplných slunečních zatmění. Ukázalo se, že jejich teplota dosahuje 2,6 MK a souvisí s aktivními oblastmi na Slunci – nikoliv tedy s polárními děrami, jejich teplota dosahuje jen 0,7 MK. S těmi však souvisejí chladnější polární chocholy (angl. plumes). H. Lino aj. se podařilo přesně změřit indukci magnetického pole ve dvou aktivních oblastech ve vzdálenosti 0,12 a 0,12 R_☉ nad fotosférou. Změřené hodnoty dosahují 1,0 a 3,3 mT.

Pozorování řady družic a sond, ale především SOHO a WIND, umožnila značně zpřesnit předpovědi vzniku magnetických bouří v zemské magnetosféře. K tomu je totiž potřebí znát interakci mezi kompaktními a často velmi rychlými koronálními výrony a pomalejším klidným slunečním větrem, jež se pohybují nestejnými rychlostmi a pronikavě se liší hustotou. Zatímco dřívější nepřesnost v určení času nástupu magnetické bouře často přesahovala 2 dny, nyní se zmenšila na pouhý půlden.

B. Schaefer aj. upozornili na potenciální nebezpečí supererupcí, jež na některých hvězdách slunečního typu dosahují intenzit až o 7 řádů (!) vyšších než nejmocnější erupce na Slunci; ty dosud nikdy nepřesáhly energie řádu 10²⁴ J. Celkem bylo dosud pozorováno 9 supererupcí, takže zajisté jde o mimořádně vzácné úkazy a lze jen spekulovat, čím jsou vlastně vyvolány. E. Rubenstein a B. Schaefer dokonce uvažují o možnosti magnetického zkratu mezi samotnou hvězdou a blízkou exoplanetou, což naštěstí ve Sluneční soustavě nepřipadá v úvahu.

2. Hvězdy

2.1. Extrasolární planety a hnědí trpaslíci

S. Terebeyová aj. definitivně odvolali objev exoplanety u dvojhvězdy TMR-1, původně ohlášený v květnu 1998 na základě krásného snímku HST NICMOS, na němž je patrné jasné vlákno vybíhající z dvojhvězdy, na jehož konci přesně seděl jasnější bod. Titíž autoři totiž nyní pořídili pomocí Keckova teleskopu spektrum údajné exoplanety a zjistili, že jde o standardního červeného trpaslíka s efektivní teplotou přes 2 700 K v podstatně větší vzdálenosti od nás, než je zmíněná dvojhvězda (140 pc), což jenom potvrdilo neuvěřitelnou zlomyslnost přírody, jež nám promítá vzdálenějšího trpaslíka přesně na špičku zmíněného vlákna, které skutečně souvisí s mnohem bližší dvojhvězdou.

Jak uvádějí G. Covone aj., prvním člověkem, jenž se vážně zabýval hledáním exoplanet, byl holandský fyzik C. Huygens již r. 1698. Tehdejší technika však přirozeně na něco takového zdaleka nestačila – ostatně dodnes se žádnou exoplanetu nepodařilo přímo pozorovat. První exoplanety paradoxně našli radioastronomové (A. Wolszczan aj., 1994) u rychle rotující neutronové hvězdy zásluhou faktu, že mateřská hvězda-pulzar PSR 1257+12 s rotační periodou 6,2 ms má tuto periodu konstantní s relativní přesností 3.10 ²⁰, což jsou fakticky nejlepší známé hodiny ve vesmíru. Z pozorovaného nepatrného kolísání periody se tak podařilo odvodit, že tyto změny vyvolává gravitační působení několika exoplanet na neutronovou hvězdu. Naštěstí však díky stále přesnějším spektrografům objevů exoplanet u standardních hvězd hlavní posloupnosti nyní utěšeně přibývá, takže v přehledu uvádím jen ty nové objevy, které jsou něčím zvláštní.

Na observatoři ESO instalovali D. Quéloz aj. na 1,2m teleskopu Euler spektrograf CORALIE, jenž je dvakrát přesnější než jejich průkopnický spektrograf ELODIE ve Francii. Tímto zařízením studují od června 1998 soustavně celkem 1 600 hvězd tříd G a K. M. Kürster aj. zde odhalili na základě sledování hvězdy ι Hor (sp. GV; vzdálenost 17 pc), obklopené prachovým diskem, že kolem ní obíhá exoplaneta s minimální hmotností 2,3 M_J ve výstředné dráze (e = 0,16) s poloosou a = 0,925 AU v periodě 320 d. Další dvě exoplanety s hmotnostmi blízkými Jupiteru a v těsné vzdálenosti od mateřských hvězd nalezli týmž spektrografem S. Udry aj. u hvězd HD 75289 (sp G0) a HD 130322 (K0).

S. Korzennik aj. objevili exoplanetu u hvězdy HD 89744 (sp. F7V) o hmotnosti 1,4 M_☉, rotační periodě 9 d a stáří 2 Gr, vzdálené od nás 39 pc. Dráha exoplanety má sklon 42°, velkou poloosu 0,9 AU a rekordní výstřednost 0,7. Obíhá kolem mateřské hvězdy v periodě 256 d a její hmotnost činí 11 M_J.

R. Jaywardhana aj. zkoumali v submilimetrovém a infračerveném pásmu planetární soustavu kolem hvězdy 55 Cnc (sp. G8V), vzdálené 13 pc. Z měření Keckovým teleskopem, družicí ISO a aparaturou SCUBA JCMT vyplynulo, že soustava je obklopena prachovým diskem o poloměru větším než 50 AU, jehož stáří odhadli na 1 Gr a hmotnost na 0,5 % M_Z. Uprostřed disku je prázdno o poloměru 10 AU, v němž obíhá exoplaneta s hmotností alespoň 2 M_J a poloosou dráhy 0,11 AU. Obdobné zárodečné disky jsou známy u hvězd β Pic, HR 4796A, Vegy, Fomalhauta a ε Eri. U posledně jmenované hvězdy sp. třídy K2V, vzdálené jen 3,2 pc, proslulé tím, že byla jedním z cílů projektu hledání signálů mimozemšťanů OZMA, byla loni objevena exoplaneta s poloosou dráhy 3,2 AU a oběžnou dobou necelých 7 let.

G. Henry aj., D. Charbonneau aj., T. Castellano aj., T. Mazeh aj., D. Quéloz aj., W. Hubbard aj. a N. Robichon s F. Arenonem se podrobně věnovali exoplanetě u hvězdy HD 209458 (sp. dG0) s hmotností 1,1 M_☉ a poloměrem 1,2 R_☉, vzdálené od nás 47 pc. Její exoplaneta o hmotnosti 0,7 M_J a poloměru 1,4 R_J obíhá kolem hvězdy v periodě 3,52474 d (chyba činí jen 4 s!) po kruhové dráze se sklonem 87°, takže periodicky přechází přes hvězdný disk a způsobuje tak pokles jasnosti hvězdy až o 0,02 mag i deformaci profilů spektrálních čar hvězdy, což právě dává možnost zpřesnit všechny parametry soustavy. Odtud pak vyplývá, že hustota této obří exoplanety dosahuje jen třetiny hustoty vody v pozemských podmínkách – jinými slovy jde o obří plynnou exoplanetu řidší než Saturn. G. Marcy aj. odhalili pomocí přesného (10 m/s) spektrografu u Keckova 10m dvě exoplanety s hmotností nižší než Saturn. První se nachází jen 6 milionů km od hvězdy HD 46375 (Mon; sp. K1IV-V; 1,0 M_☉), vzdálené od nás 33 pc. Má hmotnost 0,8 M_S, zatím vůbec nejkratší známou oběžnou periodu 3,0 d (vzdálenost od hvězdy jen 6 milionů km) a její povrchová teplota dosahuje 1 100°C. Druhá exoplaneta o hmotnosti pouze 0,7 M_S obíhá ve vzdálenosti 52 milionů km od hvězdy 79 Cet (sp. G5IV; 1,0 M_☉), vzdálené od nás 36 pc, za 76 d. Její povrchová teplota činí 800 °C. G. Henry se bezúspěšně pokusil o odhalení případných přechodů exoplanety před hvězdou HD 46375, z čehož plyne, že sklon její dráhy je menší než 83°, ale ani to nijak neohrožuje fakt, že její hmotnost je srovnatelná s hmotností Saturnu. Tito autoři nyní soustavně sledují 1 100 hvězd do 100 pc od Slunce a do konce března 2000 nalezli celkem již 32 exoplanet. Podle S. Vogta aj. pracují nyní u Keckova teleskopu na hledání exoplanet čtyři týmy, které zatím dokázaly zkontrolovat všechny žluté a červené trpaslíky jasnější než 7,5 mag. Mezi objevenými exoplanetami převažují objekty s nízkými hmotnostmi (≈ 0,4 M_J) a vysokými výstřednostmi (e > 0,1), zejména pro velké poloosy nad 0,2 AU. Relativně často jsou pozorovány exoplanety v ekosférách mateřských hvězd, takže alespoň v principu jsou vhodné pro život. Mateřské hvězdy se v porovnání se Sluncem vesměs vyznačují vyšším obsahem kovů. V přehlídkách se podařilo najít relativně málo hnědých trpaslíků, takže jejich deficit je nejspíš reálný.

G. Marcy a R. Butler uvádějí, že z dosavadní statistiky vyplývá, že asi 5 % hvězd hlavní posloupnosti je doprovázeno exoplanetami s hmotnostmi 0,4 ÷ 11 M_J ve vzdálenostech 0,04 ÷ 3,8 AU, zatímco méně než 1 % těchto hvězd má kolem sebe hnědé trpaslíky s hmotnostmi 5 ÷ 80 M_J. K podobnému závěru dospěli též J. Halbwachs aj., když prozkoumali dráhy 11 spektroskopických dvojhvězd s malými hmotnostmi sekundárních složek a také astrometrické dvojhvězdy pozorované družici HIPPARCOS. Ukázali, že hmotnosti 5 sekundárních složek odpovídají trpasličím hvězdám a jen v jednom případě je sekundární složka skoro určitě hnědým trpaslíkem. Mnohem běžnější jsou osamělí hnědí trpaslíci. Podle X. Fana aj. bylo v přehlídce SDSS dosud objeveno 7 hnědých trpaslíků třídy L0 ÷ L8, takže jeden hnědý trpaslík připadá asi na 15 čtv. stupňů oblohy.

Vloni uplynulo pět let od objevu prvního hnědého trpaslíka Gl 229B, jenž je průvodcem trpasličí hvězdy sp. dM1 a jehož povrchová teplota činí 950 K. A. Burgasser aj. jakoby k tomuto výročí odhalili pomocí infračervené přehlídky 2MASS ještě chladnějšího hnědého trpaslíka Gl 570D, jenž je průvodcem trojhvězdy hlavní posloupnosti sp. K4 + M1.5 + M3, vzdálené od nás 6 pc. Prozradil se absorpčními pásy methanu typickými pro trpaslíky třídy T. Jeho svítivost činí jen 3.10 ⁶ L_☉, hmotnost 50 M_J a absolutní hvězdná velikost 16,5 mag, takže jeho povrchová teplota dosahuje pouze 790 K. Vzápětí ohlásil Z. Tsvetanov, že díky přehlídce SDSS objevil ještě o něco chladnějšího (700 K) trpaslíka T u hvězdy 1346-00, vzdálené od nás 11 pc.

Spektra hnědých trpaslíků nyní soustavně získávají I. McLean aj. u II. Keckova teleskopu pomocí spektrografu NIRSPEC s maticí InSb 1 024 × 1 024 pixelů. Zatím odhalili 6 hnědých trpaslíků sp. tříd L2 ÷ L9 a jednoho třídy T. Podle D. Kirpatricka aj. činí efektivní teploty trpaslíků třídy L 2 ÷ 1,3 kK, zatímco u třídy T 1,3 ÷ 0,75 kK. Dosud známe 67 trpaslíků třídy L. Trpaslíci třídy T mají měřitelné magnetické pole. Dle S. Leggetta aj. mají trpaslíci L ve spektru pásy CO₂, H₂O a čáry alkalických prvků, kdežto trpaslíci T se vyznačují pásy metanu, vody, TiO a VO. Tím více šokuje objev R. Rutledge aj. a C. Basriho aj., kteří u hnědého trpaslíka LP 944-20 (For) vzdáleného 5 pc pozorovali pomocí družice Chandra během 12 h sledování rentgenové vzplanutí s výkonem až 6.10²² W o trvání 2 h. Tento objekt, vzdálený od nás jen 5 pc a starý pouhých 500 Mr, má totiž při hmotnosti 60 M_J, poloměru 0,1 R_☉ a svítivosti 1 mL_☉ povrchovou teplotu určitě nižší než 2,5 kK. Z toho důvodu nemá vůbec korónu, a tak jediné kloudné vysvětlení rentgenové erupce spočívá ve faktu, že hnědý trpaslík rotuje velmi rychle (magnetickým zkratům. Naproti tomu se T. Bastianovi aj. nepodařilo pomocí VLA nalézt pro 7 známých exoplanet a dva hnědé trpaslíky známky rádiového záření na frekvencích 0,3 a 1,5 GHz, odpovídající maserovému cyklotronovému mechanismu v magnetickém poli zkoumaných objektů.

R. Gilliland aj. studovali kulovou hvězdokupu 47 Tuc pomocí HST s cílem objevit tam exoplanety z fotometrických poklesů jasností mateřských hvězd při přechodu exoplanety přes hvězdný kotouč. Jelikož v zorném poli sledovali jasnosti celkem 34 tisíc hvězd hlavní posloupnosti po dobu více než 8 dnů, očekávali za předpokladu, že exoplanety se tam vyskytují stejně často jako ve slunečním okolí, objev 17 poklesů jasnosti, ale přestože našli 75 proměnných hvězd, ani jedna neodpovídá tomuto předpokladu. Z toho lze usoudit, že ve staré hvězdné soustavě jsou exoplanety nejméně o řád vzácnější než v relativně mladém okolí Slunce. J. Najitaová aj. usuzují na odlišné mechanismy vzniku exoplanet a hnědých trpaslíků z počtu hnědých trpaslíků pozorovaných HST v mladé hvězdokupě IC 348 (Per) a dále z objevu slabých infračervených objektů v mlhovině v Orionu. Domnívají se, že hnědí trpaslíci vznikají podobně jako málo hmotné hvězdy gravitačním hroucením z mezihvězdných mračen, ale pro skrytou hmotu Galaxie téměř nic neznamenají; představují úhrnem jen 0,1 % hmotnosti hala Galaxie. Naproti tomu exoplanety vznikají akumulací prachu a plynu ze zárodečných protoplanetárních disků kolem mateřských hvězd. Podobně A. Whitworth uvádí, že hlavním rysem planet je jejich chemické zvrstvení zásluhou gravitace, zatímco hnědí trpaslíci jsou všechny objekty s hmotnostmi v rozmezí 0,02 ÷ 0,07 M_☉. Zajisté však existují na obou okrajích zmíněného pásma i přechodné, obtížně zařaditelné objekty.

P. Lucas a P. Roche objevili pomocí UKIRT v okolí Trapezu v mlhovině v Orionu 535 bodových zdrojů, z nichž plnou třetinu představují osamělí hnědí trpaslíci a 13 velmi mladých obřích (≈ 10 M_J) exoplanet-nomádů. Autoři soudí, že v mlhovině již skončila tvorba hvězd, takže to, co vzniká nyní, je pouze ono „drobné smetí“. Méně hmotné exoplanety však patrně nevznikají, jelikož tomu zabrání intenzivní hvězdný vítr mladých hvězd. Podobně M. Zapaterová-Osoriová aj. odhalili v blízké infračervené oblasti asi 20 osamělých planet-nomádů o teplotách 220 ÷ 1 700 K v okolí známé temné mlhoviny v Orionu „Koňská hlava“ ve vzdálenosti 325 pc. Jejich průměrné stáří se pohybuje v rozmezí 1 ÷ 5 Mr a hmotnosti spadají do intervalu 5 ÷ 15 M_J. Celkový počet nomádů v Galaxii tak odhadují na řádově 10⁸ exoplanet.

M. Cuntz aj. ukázali, že exoplanety ve vzdálenostech do 0,5 AU zřetelně zvyšují aktivitu mateřských hvězd, neboť ovlivňují slapově a magnetickým polem jak sluneční vítr, tak i korónu a možná dokonce i chromosféru hvězdy. Studovali totiž obdobné vlivy ve 12 soustavách velmi těsných (RS CVn a zejména pro synchronní systémy je taková interakce naprosto zřetelná. E. Rivera a J. Lissauer studovali numericky stabilitu extrasolární planetární soustavy hvězdy υ And s hmotností 1,3 M_☉, sp. F8V, a ukázali, že systém obsahující 3 exoplanety vykazuje chaos planetárních drah s oběžnými dobami od 4 d do 4 r na časové stupnici od stovek tisíc po 1 miliardu let. Na závěr malou perličku. S ohledem na rostoucí počet exoplanet vzniká otázka jejich jednotného označování či dokonce pojmenovávání. Kosmické aparáty příští generace totiž téměř určitě objeví možná až miliony exoplanet. Jak uvádějí M. Lattanzi aj., astrometrická družice GAIA bude schopna nalézt exoplanety až do vzdálenosti 200 pc od Slunce pro mateřské hvězdy jasnější než 17 mag. Astronomové se však dosud na žádných nomenklaturních pravidlech neshodli, ač otázce věnoval značnou pozornost i loňský kongres Mezinárodní astronomické unie v Manchesteru.

2.2. Prahvězdy

G. Moriarty-Schieven aj. našli v mikrovlnném pásmu 1,3 mm dvojitou prahvězdu L155NE ve vzdálenosti 160 pc s velmi nízkou úhrnnou hmotností 0,08 M_☉. Složky soustavy jsou od sebe vzdáleny přes 230 AU a celý systém obklopuje společná obálka o hmotnosti 0,044 M_☉ a rozměrech 860 × 370 AU, zatímco každá složka je vnořena do vlastní obálky o hmotnostech 0,014, resp. 0,022 M_☉. Rozměry hlavní složky prahvězdy dosahují hodnot 131 × 112 AU. R. Chini aj. objevili naopak pomocí snímků v blízké infračervené oblasti a dále anténou VLA mimořádně hmotnou vznikající dvojhvězdu spektrální třídy O či B v oblasti H II v mlhovině M17 (Ω). Složky soustavy jsou od sebe vzdáleny plných 8 900 AU a její svítivost činí 10³ L_☉.

Dalším poněkud podivným případem je soustava HD 155826, vzdálená od nás 31 pc. Jde o normální dvojhvězdu, ve vzdálenosti 33 AU od níž byl nyní pomocí IRTF objeven velmi červený průvodce o barevné teplotě pouhých 130 K. Patrně jde o prahvězdu, neboť na exoplanetu je příliš velký a na hnědého trpaslíka zase příliš slabý. J. Krist aj. zkoumali proměnnou hvězdu TW Hya (sp. K7eV) typu T Tau, vzdálenou od nás 56 pc a starou nějakých 15 Mr. Problémem, jak vysvětlit její existenci, byla nepřítomnost molekulového mračna v okolí, ale pomocí HST se nyní podařilo zobrazit okolní zárodečnou mlhovinu, viditelnou jako plochý disk z čelního pohledu.

HST rovněž dokázal zobrazit okolí velmi mladých (pod 1 Mr) hvězd XZ Tau a HH 30 v obřím molekulovém mračnu Tau-Aur ve vzdálenosti 140 pc. Metodou sběrného filmu se podařilo doložit změnu jasnosti, směru a rychlosti plynových výtrysků z prahvězd už po několika týdnech sledování. Jsou to přirozeně naprosto průkopnická pozorování. Podobné výtrysky objevili pomocí HST S. Kwok a B. Hrivnak u protoplanetární vřetenové mlhoviny 17106-3046 (Sco). Mlhovina je navíc obklopená prachoplynovým diskem o průměru 5 000 AU.

Podle měření z družice Chandra lze u řady prahvězd s protoplanetárními disky (tzv. proplydy) pozorovat rentgenové záření odpovídající teplotám 80 ÷ 100 MK. Takové případy byly zpozorovány jak ve známém Trapezu v Orionu, tak v komplexu temných mlhovin poblíž hvězdy ρ Oph a téměř určitě souvisejí s výskytem magnetických siločar, zapletených do sebe rychlou rotací zárodečných objektů.

2.3. Hvězdná astrofyzika

F. Allard aj. sestavili nové sféricky symetrické modely atmosfér hvězd před hlavní posloupností a hnědých trpaslíků s efektivními teplotami v rozmezí 2 ÷ 6,8 kK, do nichž zahrnuli aktuální údaje o pásech TiO a H₂O, tj. celkem 175 a 350 milionů spektrálních čar! E. Churchwell uvedl, že dosud zůstává záhadou, jak vznikají velmi hmotné hvězdy, neboť pozorovaný molekulový výtok z oblasti prahvězdy trvá alespoň 10 tisíc let a ročně se tak odnáší 0,0001 ÷ 0,01 M_☉ hmoty. D. Sugimoto a M. Fudžimoto upozornili, že konvenční představa o vývoji hvězd, končícím stadiem červených obrů, neplatí všeobecně, jak o tom svědčí anomální chování předchůdce supernovy LMC 1987A.

M. Limongi aj. sledovali vývoj hmotných hvězd s počáteční hmotností 13 ÷ 25 M_☉ a chemickým složením Y = 0,285 a Z = 0,02 po opuštění hlavní posloupnosti až do gravitačního zhroucení jejich železného jádra. Ve hvězdě se postupně tvoří slupky He, C, O, Ne, Mg a Fe. Když teplota nitra hvězdy dostoupí k 1,3 GK, dochází nejprve k termonukleárnímu hoření Ne. Po 1 500 ÷ 92 letech následuje hoření C a za dalších 8 ÷ 0,3 r hoření O. K zapálení Si musí teplota nitra hvězdy stoupnout až na 2,3 GK, k čemuž stačí dalších 160 ÷ 11 d.

Tempo nukleogeneze v nitru hvězd se tudíž ke konci termonukleárního vývoje překotně zvyšuje a intervaly se dále výrazně zkracují v přímé závislosti na celkové hmotnosti hvězdy. Ve shodě s klasickou teorií termonukleárních reakcí závisí pro hvězdy hlavní posloupnosti produkce neutrin na 25. mocnině centrální teploty, což dává skvělou možnost velmi přesně určovat centrální teplotu Slunce, byť i jen přibližným měřením toku slunečních neutrin podzemními detektory. Už dnes tak lze určovat teplotu v nitru Slunce s přesností na několik málo procent a nepřímými postupy lze pak tuto přesnost zvýšit až na neuvěřitelné 1 promile.

Teorie termonukleárních reakcí ve hvězdách se začala fakticky rozvíjet po Einsteinově vzorci E = m.c² z r. 1905 a po zjištění F. Astona z r. 1920, že jádro atomu He je lehčí než součet hmotností čtyř jader H. Konečně v r. 1928 ukázal G. Gamow, že dvě kladně nabitá atomová jádra se k sobě mohou přiblížit více, než vyplývalo z klasické fyziky – tento tzv. Gamowův faktor naznačil, že pravděpodobnost termonukleárních reakcí je dostatečně vysoká, aby mohly hrát roli zdroje hvězdné energie. Příslušné úvahy rozvíjel zejména A. Eddington, jenž již r. 1920 napsal tato prorocká slova: „Pokud se subatomární energie ve hvězdách vskutku volně využívá k udržování jejich obrovitých pecí, zdá se, že jsme o něco blíže k uskutečnění našich snů o řízení této skryté síly pro dobro lidstva – anebo pro jeho sebevraždu“.

2.4. Osamělé hvězdy

D. Gray podrobně studoval proměnnou veleobří hvězdu α Ori (Betelgeuze); sp. M2Iab o efektivní teplotě 3 600 K, vzdálenou od nás 130 pc, jejíž poloměr činí 800 R_☉ (3,7 AU!) a hmotnost dosahuje 15 M_☉. Jasnost hvězdy kolísá v rozmezí 0,5 mag, což autor vysvětluje proměnnou opacitou vnějších vrstev. Navzdory tomu jsou široké profily fotosférických spektrálních čar velmi stabilní. T. Tsuji aj. znovu prohlédli 35 let stará spektra veleobrů α Ori a μ Cep, pořízená z gondoly balonu Stratoscope II, a objevili v nich pásy vody.

D. Buzas aj. využili fungující kamery s průměrem optiky 52 mm na selhavší infračervené družici WIRE k odhalení multimodálních oscilací obří složky A dvojhvězdy α UMa (Dubhe); sp. K0III; hmotnost 4,2 M_☉; stáří 150 Mr. Nalezli tak celkem 10 módů, počínaje fundamentální oscilací na frekvenci 1,82 μHz. Jelikož frekvenční rozdíly mezi módy činily konstantně 2,94 μHz, jde o módy radiální. D. Guenther aj. našli při další analýze měření také módy g.

A. Tej a T. Chandrasekhar měřili úhlové průměry 11 obrů metodou zákrytů hvězd Měsícem pomocí rychlého infračerveného fotometru ve spojení s 1,2m reflektorem. Kombinací s údaji astrometrické družice HIPPARCOS tak dostali pro tři hvězdy efektivní teploty v rozmezí 2,2 ÷ 3,6 kK a lineární poloměry v rozmezí 144 ÷ 217 R_☉. C. Canizares aj. použili družice Chandra k pozorování Capelly (α Aur A); sp. G1III, vzdálené od nás 13 pc. Objevili tak řadu rentgenových emisí odpovídajících teplotě hvězdné koróny až 16 MK, což je ještě více než u Prokyonu (α CMi). Stanovili též rotační periodu hvězdy na 8 d. Capella má ovšem průvodce sp. G8III, jenž s ní obíhá kolem společného těžiště v periodě 104 d. S. Heapová aj. odstínili hvězdu β Pic speciálním zástinem v ohnisku HST a mohli tak pohodlně studovat vzhled prachového disku v jejím okolí s úhlovým rozlišením 0,1″. Disk sahá až do vzdálenosti 15 AU od hvězdy a navíc jej doprovází vedlejší složka, skloněná vůči němu pod úhlem 5°, sahající do vzdálenosti až 80 AU od hvězdy.

2.5. Těsné dvojhvězdy

A. Richichi aj. pokračoval na observatořích TIRGO v Alpách a Calar Alto ve Španělsku v objevování astrometrických dvojhvězd metodou zákrytů hvězd Měsícem. Během roku tak našli 16 nových soustav, z toho 13 dvojhvězd, 1 trojhvězdu a 2 vícenásobné systémy s úhlovými vzdálenostmi 0,005 ÷ 0,16″. Nejzajímavější nově rozpoznanou vícenásobnou soustavou je hvězda ζ Cnc (F8V).

D. Guenther a P. Demarque uveřejnili zlepšené údaje pro nejbližší dvojhvězdu α Cen AB na základě měření družice HIPPARCOS a nových opacitních tabulek OPAL. Soustava je od nás vzdálena 1,34 pc a obě hlavní složky obíhají kolem sebe v periodě 79,9 r. Jejich stáří činí něco přes 7 Gr a zastoupení helia 28 %. Hmotnosti složek dosahují 1,08 a 0,90 M_☉, svítivosti 1,6 a 0,5 L_☉ a efektivní teploty 5,8 a 5,3 kK.

T. Girard aj. revidovali na základě 600 expozic za 83 let údaje o Prokyonu (α CMi AB), jenž je vizuální dvojhvězdou, vzdálenou od nás 3,5 pc a jehož primární složka A má sp. F5IV-V, zatímco složka B je bílý trpaslík. Nové hmotnosti složek činí 1,5 a 0,6 M_☉, v dobrém souladu s vývojovými modely. Oběžná doba této vizuální dvojhvězdy činí plných 40 let.

C. Deliyannis aj pořídili Keckovým teleskopem kvalitní spektra těsné dvojhvězdy 16 Cyg AB, vzdálené od nás 22 pc, jež se považuje za „sluneční dvojčata“, neboť obě složky mají spektrum G2V. Kromě toho u složky B byla nedávno objevena exoplaneta s hmotností nad 1,5 M_J. Metalicita složek je o 11 % vyšší než u Slunce a efektivní teploty jsou velmi blízké: 5 795 a 5 760 K. Tíhové zrychlení na povrchu složek je však o 38 %, resp. 10 % nižší než na Slunci.

P. Hendry a S. Mochnacki využili v letech 1991–1993 k zobrazení povrchu složek blízké (26 pc) kontaktní dvojhvězdy VW Cep třídy W UMa dopplerovské tomografie a nyní zveřejnili výsledky této průkopnické práce. Na obou složkách – žlutých trpaslících o téměř shodné teplotě 5,3 kK – našli velké polární tmavé skvrny o průměrech 50°, resp. 30° a další menší tmavé skvrny v nižších astrografických šířkách, úhrnem pokrývající 66 %, resp. 55 % povrchu složek. Oběžná rovina soustavy je skloněna pod úhlem 64°, což umožňuje určit hmotnosti složek na 1,2 a 0,5 M_☉ a jejich svítivosti na 0,43 a 0,22 L_☉.

J. Depasquale aj. našli skvrny na těsné dvojhvězdě MT Peg sp. GV, jejíž absolutní hvězdná velikost při vzdálenosti 24 pc činí +4,7 mag, a proto se hodně podobá Slunci, jenže je mnohem mladší, a tudíž vhodná pro poznání rané minulosti naší mateřské hvězdy. Rotuje v periodě 8 dnů a její stáří se odhaduje na 600 milionů let. Patří do hvězdné nadkupy kolem Siria. Její proměnnost byla paradoxně objevena, když sloužila jako srovnávací etalon pro blízkou jasnou hvězdu 51 Peg, u níž byla v r. 1995 poprvé objevena exoplaneta. Jak uvádí T. Lebzelter, ke slunečním dvojčatům patří i proměnná HD 77191 sp. G0V s absolutní hvězdnou velikostí +4,83. Proměnnost však v tomto případě není dána dvojhvězdností; hvězda je podle všeho osamělá s rotační periodou 10 d a amplitudou světelných změn jen 0,04 mag, jež jsou vyvolány výskytem skvrn na povrchu hvězdy. Dalším dvojčetem Slunce je dle J. Halla a G. Lockwooda hvězda 18 Sco. Sledovali totiž proměnnost vápníkové čáry K v jejím spektru v letech 1995–2000 a zjistili, že aktivita hvězdy je vyšší než u Slunce a perioda delší než 11 let.

Podobně S. Berdjuginová aj. zobrazili povrch u primární složky sp. K2III (T_ef = 4 560 K) zákrytové dvojhvězdy IM Peg (typu RS CVn) díky přesné fotometrii z let 1996–99. Oběžná perioda systému činí 24,65 d a sklon dráhy 70°; rotační rychlost primární složky dosahuje 28 km/s. Složka vykazuje periodickou aktivitu v intervalu 6,5 let; magnetický cyklus má podobně jako u Slunce dvojnásobnou délku. Poslední maximum aktivity bylo zaznamenáno v r. 1995. Zmínění autoři odhalili ve vysokých astrografických šířkách rozsáhlou aktivní oblast o rozměrech 6,5 × 10,5 R_☉, rotující v periodě 24,7 d. Ke třídě zákrytových dvojhvězd typu RS CVn náleží též aktivní soustava RT And (sp. F9V a K2V) ve vzdálenosti 75 pc s oběžnou dobou 0,63 d, jejíž mnohobarevnou optickou a infračervenou fotometrii zpracovali T. Pribulla aj. Odtud vyplynulo, že sklon dráhy činí 88° a hmotnosti složek 1,1 a 0,8 M_☉.

R. E. a R. F. Griffinovi se zabývali dvojhvězdou HR 2030 (sp. K0IIb a B8IV) se shodnými hmotnosti složek (4,00 M_☉), vzdálenou od nás 420 pc a starou 150 Mr. Oběžná dráha má sklon 30° a chladnější složka rotuje synchronně, kdežto teplejší hvězda má rotační periodu 6,5 d. Chladná hvězda dosahuje poloměru 41 R_☉, zatímco teplejší má jen 6 R_☉, což dává zajímavé okrajové podmínky pro vývoj těsných dvojhvězd. G. Torres aj. uveřejnili parametry dosud málo vyvinuté zákrytové dvojhvězdy GG Ori (sp. B9.5 těsně před hlavní posloupností), jež je současně dvoučárovou spektroskopickou dvojhvězdou. Obě složky mají touž hmotnost 2,34 M_☉, poloměr 1,8 R_☉ a efektivní teplotu 10,0 kK. Obíhají kolem sebe po eliptické dráze s výstředností e = 0,22 v periodě 6,6 d. Soustava vykazuje stáčení přímky apsid s periodou 10,7 kr; z toho 70 % představuje relativistické stáčení ve výborné shodě s teoretickou předpovědí.

Překvapením byl objev rentgenového záření u primární složky sp. O9.5Ia jasné hvězdy ζ Ori, vzdálené od nás 250 pc. Horká plazma v atmosféře velmi masivní hvězdy (≈ 30 M_☉) je důkazem konvekce, což se u tak žhavé hvězdy nečekalo. Podle C. Hummela aj. jde však o interferometrickou dvojhvězdu, kterou se podařilo rozlišit novým interferometrem Lowellovy observatoře. Při úhlové vzdálenosti složek 0,042″ byl během dvou měsíců sledování na počátku r. 1998 naměřen pohyb o 2 mag slabší složky v pozičním úhlu a odtud pak vycházejí hmotnosti složek 28 a 23 M_☉. Pozoruhodný problém „dočasné“ zákrytové dvojhvězdy SS Lac v otevřené hvězdokupě NGC 7209, vzdálené 900 pc, shrnuli E. Milone aj. Periodu světelné křivky 14,4 d určila již r. 1907 H. Leavittová, ale dle G. Torrese a R. Stefanika byla hvězda rozpoznána jako zákrytová až v r. 1921, když amplituda primárního minima činila 0,4 mag. Z rozboru světelné křivky se pak postupně podařilo určit parametry soustavy. Obě složky mají shodné spektrum třídy A i tytéž hmotnosti 2,6 M_☉. Liší se však mírně efektivními teplotami 8,75 a 8,54 kK, avšak podstatně poloměry (2,4 a 3,6 R_☉) a zejména svítivostmi (30 a 63 L_☉). Z archivních údajů vyplynulo, že během času se soustavně měnila hloubka primárních minim; stoupala v mezidobí 1890 ÷ 1902 a pak zase klesala v letech 1920 ÷ 1940. Podrobnější rozbor pak ukázal, že zákryty začaly v roce 1885,3 a skončily r. 1937,8. Astronomové to však zjistili s velkým zpožděním až r. 1990. Příčinu těchto proměn odhalila teprve spektroskopie soustavy z r. 1998. Oběžná dráha má stále stejnou velkou poloosu a výstřednost 0,14, jenže sklon dráhy k zornému paprsku se mění tempem 0,13°/r, což způsobuje neviditelná třetí složka soustavy, obíhající kolem těžiště soustavy po mírně excentrické dráze s periodou 679 d. Třetí těleso je rovněž příčinou stáčení přímky apsid hlavní dvojice rychlostí 0,014°/r.

V nikdy nekončícím výzkumu záhadné zákrytové dvojhvězdy β Lyrae pokračovali loni D. Bisikalo aj. Ve skutečnosti jde o šestihvězdu, vzdálenou od nás 270 pc, jejíž hlavní složky A a B kolem sebe obíhají po kruhové dráze v periodě 12,9 d, která se sekulárně prodlužuje o 19 s/r. Opticky nejjasnější složka A sp. B6-8II je ve skutečnosti méně hmotná než složka B, ukrytá v tlustém akrečním disku. Prvním modelováním tohoto tlustého disku se loni zabýval A. Linnel.

A. Daminelli aj. věnují podobně dlouhodobou pozornost podivuhodné svítivé modré proměnné hvězdě η Car, o jejíž dvojhvězdné povaze se už téměř nepochybuje. Oběžná doba činí dle zpřesněných výpočtů 5,53 r. Autoři soudí, že každá složka má úctyhodnou hmotnost kolem 70 M_☉, takže z nich vyvěrá mocný hvězdný vítr a obě vichřice se navzájem srážejí, což vede k dalším pozorovatelným efektům. Autoři předpokládají, že k nejbližšímu vzplanutí soustavy dojde v létě r. 2003. N. Shaviv se zabýval mocnou erupcí hvězdy, která se odehrála v polovině 19. stol., při níž se uvolnila energie 3.10⁴² J a hvězda ztratila patrně až 2 M_☉ tempem 0,1 M_☉/r s rychlostí rozpínání plynných obálek 650 km/s. Energetický výdaj v té době přesahoval asi pětkrát Eddingtonovu mez, takže hrozilo naprosté rozplynutí hvězdy. K tomu však nakonec nedošlo a současná tempo ztráty hmoty ze soustavy nepřevyšuje 0,001 M_☉. Podle K. Davidsona a N. Smithe obklopuje hvězdu chladný (110 K) prachový torus a také teplota prachu v proslulé mlhovině Homunculus je nízká (200K). Z měření družice ISO však vychází hmotnost mlhoviny až na 5 M_☉.

Další originální soustavou je spektroskopická dvojhvězda SS 433 s oběžnou dobou 13,1 d, vyznačující se protilehlými výtrysky plynu, jež dosahují rychlosti 0,26 c. A. King aj. zjistili, že soustava ročně ztrácí 10 ⁵ M_☉ a že kompaktní sekundární složka má minimální hmotnost 5 M_☉, ale možná i dvojnásobnou. Právě z ní proudí zmíněné rychlé výtrysky a to zvyšuje astrofyzikální zajímavost této beztak už jedinečné soustavy. R. Fender objevil radiointerferometrem v Narrabri, že z výtrysků vychází též kruhově polarizované rádiové záření na frekvencích 1 ÷ 9 GHz.

P. Ostrov aj. pořídili v letech 1995–98 přesnou světelnou křivku velmi hmotné polodotykové zákrytové dvojhvězdy HV 2543 v hvězdné asociaci OB ve Velkém Magellanově mračnu (VMM). Odtud odvodili základní parametry obou složek: hmotnosti 26 a 16 M_☉; poloměry 15,5 a 14,0 R_☉; efektivní teploty 35 a 28 kK a svítivosti 3,3.10⁵ a 1,2.10⁵ L_☉. Další zákrytovou dvojhvězdu HV 2274 ve VMM zkoumali pomocí HST GHRS I. Ribas aj. Pořídili kvalitní spektra obou složek, jejichž spektra lze shodně klasifikovat jako B1-2IV-III (T_ef = 23 kK) a které kolem sebe obíhají v periodě 5,7 d po dráze s výstředností e = 0,14. Hlavní parametry složek jsou velmi podobné: hmotnosti po řadě 12,2 a 11,4 M_☉ a poloměry 9,9 a 9,0 R_☉; poměrné zastoupení helia činí 26 %, což dává stáří soustavy 17 Mr. Systém je oddělený a vykazuje stáčení přímky apsid s periodou 123 let. Tyto údaje mají mj. velký význam pro zpřesnění vzdálenosti VMM od nás, na čemž stojí celá stupnice vzdáleností galaxií ve vesmíru. Ve VMM již bylo zásluhou přehlídek MACHO a OGLE objeveno na 2 500 zákrytových dvojhvězd, k jejichž spektroskopickému sledování jsou ovšem zapotřebí dalekohledy s průměrem zrcadla alespoň 5 m, takže obdobně soustavný výzkum reprezentativního vzorku zabere ještě hodně času.

A. Tokovinin hledal tzv. dvojčata mezi dvojhvězdami, definovaná poměrem hmotností q ≥ 0,95. Ukázal, že představují plných 15 % všech těsných dvojhvězd, takže jejich vznik je předem nějak zvýhodněn. Dvojčata mají nejčastěji oběžné periody delší než 2 d a kratší než 30 d, bývají obklopena společnými obálkami a vyskytují se hlavně mezi trpaslíky slunečního typu. S. Söderhjelm se zabýval statistikou výskytu dvojhvězd v astrometrickém katalogu HIPPARCOS. Do 8 mag a pro úhlové vzdálenosti 0,1 ÷ 10″ našel celkem 12 tisíc rozlišených dvojhvězd a vícenásobných hvězd, tj. dvakrát více, než se čekalo. Z toho je 235 astrometrických dvojhvězd s dobře určenými drahami. V lineární míře jsou vzdálenosti mezi složkami hvězd hlavní posloupnosti v rozmezí 30 ÷ 500 AU při poměrech hmotností složek q ≈ 0,6 ÷ 1,0. I. Semeniuková porovnávala paralaxy odvozené z parametrů zákrytových dvojhvězd s trigonometrickými paralaxami družice HIPPARCOS pro 19 těsných dvojhvězd a zjistila, že chyby modulů vzdálenosti pro zákrytové dvojhvězdy nepřevyšují ±0,08 mag.

A. Boss shrnul výsledky postupimského sympozia o vzniku dvojhvězd, jež proběhlo loni v dubnu. Dnes už je jisté, že alespoň polovina hvězd žije v párech či dokonce vícenásobných soustavách, což odpovídá procesům vznikání hvězd – ukazuje se totiž, že osamělé prahvězdy jsou velmi vzácné. Častěji se spíše stane, že vznikne vícenásobná soustava, z níž posléze některá hvězda unikne a jeví se jako osamělá. Platí to jak pro hvězdy s hmotnosti v rozmezí 1,0 ÷ 0,1 M_O, tak pro hnědé trpaslíky a staré hvězdy v galaktickém halu. Mezi hmotnými hvězdami tříd OB dokonce dvojhvězdy převažují nad osamělými hvězdami v poměru 2 : 1. Je také zřejmé, že čím dál dokonalejší pozorovací technika přispívá k odhalení podvojnosti mnoha objektů, jež se starším přístrojům jevily jako osamělé.

Nejvíce dvojhvězd a vícenásobných soustav se vyskytuje mezi mladými hvězdami, kde se však špatně vyhledávají, mj. kvůli své výrazné spektrální proměnnosti. Zvláště hvězdy typu T Tau mají hodně průvodců – sám prototyp je dokonce trojhvězda. Mladé dvojhvězdy se relativně nejsnáze prozradí molekulovým výtokem – to bývá dobrá postačující podmínka vícenásobnosti. Pokud má vícenásobná soustava rovné vzdálenosti mezi složkami, jde o nestabilní systém, který snadno ztrácí jednotlivé hvězdy. Zbude pak stabilní těsná dvojhvězda, popřípadě hierarchický systém: těsná dvojhvězda plus vzdálená třetí složka. Obecně platí, že intenzivní ztráta hmoty vede rovněž k rozpadu dvojhvězdy. Takto vyvržená prahvězda však přitom díky slapům přijde o svůj cirkumstelární disk, takže jí nezbude stavební materiál pro vznik vlastní planetární soustavy.

Z modelování vyplývá, že hvězdy vznikají zejména štěpením (fragmentací) zárodečného oblaku na více složek. Naproti tomu rychle rotující prahvězda pouze ztrácí hmotu odstředivou silou v okolí rovníku, ale to nikdy nevede k vytvoření průvodce. Fragmentace též snadno vysvětlí častou existenci společné okolohvězdné obálky ve dvojhvězdě i stejné stáří složek vícenásobných soustav, neboť případné zachycení druhé prahvězdy je mimořádně málo pravděpodobné. Fragmentaci též podporuje turbulence a magnetické pole, což dále posiluje možnost vzniku vícenásobných soustav. Pro kulové hvězdokupy jsou nejtypičtějšími těsnými dvojhvězdami kontaktní soustavy typu W UMa. Autor přehledu též sestavil přehlednou tabulku hmotností hvězd hlavní posloupnosti i některých speciálních typů:

2.6. Proměnné hvězdy

2.6.1. Novy a kataklyzmické proměnné

Nova V382 Vel, která vzplanula koncem května 1999, zeslábla v únoru 2000 na 9,7 mag a v březnu na 10,1 mag. I. Platais aj. zjistili, že před výbuchem byla 16,6 mag, a změřili i její vlastní pohyb 0,012″/r. M. Oriová aj. uvedli, že šlo fakticky o druhou nejjasnější novu druhé poloviny XX. stol, když v maximu dosáhla V = 2,6 mag. (Ostatně jen pět nov v minulém století dosáhlo v maximu jasnosti vyšší než 5 mag, takže očima viditelná nova je vzácnější než očima viditelná kometa!) Patřila k třídě ONeMg s velmi rychlým rozpínáním plynné obálky tempem 3 500 km/s. Zeslábla o 3 mag za pouhých 10 d. Její vzdálenost od nás vychází na 3 kpc. Od 12. dne po výbuchu ji sledovala družice BeppoSAX v pásmu velmi měkkého rentgenového záření, což je docela vzácnost, neboť předtím bylo takové záření pozorováno jedině u nov GQ Mus (1983), V1974 Cyg (1992), LMC 1995 a U Sco (1999). R. Casalegno aj. studovali chování emisní čáry H-α pro novu V1974 Cyg a zjistili, že cirkumstelární mlhovina se zpočátku rozpínala rychlostí blízkou rychlostí světla; později však rozpínání kleslo na 0,35c. Jde tudíž určitě o projev tzv. světelné ozvěny. A. Moro-Martín aj. sledovali spektrální vývoj novy v ultrafialovém i optickém pásmu od 4. dne po explozi po dobu plných 4 let. Určili tak průměrnou rychlost rozpínání plynných obalů na 1 100 km/s a potvrdili, že jde o novu třídy ONeMg.

P. Bonifacio aj. zjistili, že nova V1493 Aql, jež dosáhla maxima 8,8 mag v polovině července 1999, je od nás vzdálena téměř 19 kpc, takže leží za hranicí spirální struktury Galaxie. Nova V1494 Aql, objevená počátkem prosince 1999 a viditelná v té době i očima, začala vzápětí slábnout a na počátku ledna 2000 byla už 8 mag a počátkem dubna 9 mag. V polovině listopadu zeslábla na 11,5 mag. Podle L. Kisse a J. Thomsona se její jasnost snížila po maximu o 2 mag za 6,6 d a o 3 mag za 16 d; patří tudíž k rychlým novám, čemuž též nasvědčuje vysoká rychlost rozpínání plynného obalu 2 000 km/s. Při vzdálenosti 3,6 kpc dosáhla v maximu absolutní hvězdné velikosti -8,8 mag. V červnu se na světelné křivce novy objevily sinusové variace s periodou 0,06 d a amplitudou 0,03 mag. V té době přešla do koronální fáze spektrálního vývoje. Současně se začala prodlužovat orbitální perioda 0,135 d.

Y. Sakurai objevil 4. února Novu Sgr 2000 (V4642 Sgr) v poloze 1755-1946, jež v té době měla 10,5 mag. Archivní snímky ukázaly, že ještě 20. ledna nebyla nova v dosahu přehlídkových přístrojů, ale 25. ledna už byla 11,5 mag. První spektrum z 11. února prokázalo pomalé rozpínání obálky rychlostí 765 km/s, takže jde o standardní klasickou novu. Do poloviny února zeslábla na 12,8 mag a počátkem června na 15 mag. V červenci přešla do koronální fáze spektrálního vývoje. Její spektrální vývoj se podobá Nově Sgr 1998 (V4633 Sgr), která se však dostala do koronální fáze až 850 dnů po explozi. Ve spektru novy V4633 Sgr se podařilo objevit dvě blízké periody 0,129 a 0,126 d, jejichž amplitudy s časem rostou a loni dosáhly až 0,10 d. 5. března objevil K. Haseda Novu Sct 2000(V463 Sct) v poloze 1834-1445 jako objekt 10,6 mag. Její obálka se rozpínala rychlostí 940 km/s. Do poloviny března zeslábla na 11,5 mag a v květnu dokonce na 14,5 mag. Koncem listopadu se objevila Nova Puppis 2000 v poloze 0738-2557 s maximem 8,6 mag.

D. Chochol aj. uveřejnili výsledky tříbarevné fotometrie Novy Cas 1995 (V723 Cas) v letech 1996–1999 a určili odtud oběžnou periodu 0,693 d. Amplituda primárního minima v barvě R vzrostla během měření z 0,13 na 0,35 mag. Spektrum novy se od r. 1999 prakticky nezměnilo a 4,6 r po explozi jeví stále silné koronální čáry vysoce ionizovaného Si, Ca a S, odpovídají pozdní fázi vývoje klasické novy. S. Eyres aj. zjistili, že Nova Cas 1993 (V705 Cas) začala od 221. dne po výbuchu zářit v rádiovém oboru spektra. Z optických spekter vyplývá osová souměrnost rozpínající se obálky.

J. Robertson aj. hledali v letech 1994–95 staré novy pomocí 3,5m reflektoru a našli tak viditelné pozůstatky po novách 1678 (V529 Ori), 1905 (SV Ari), 1912 (VW Per), 1916 (GR Ori), 1948 (V465 Cyg), 1976 (V2104 Oph), 1980 (SS LMi) a 1983 (UW Tri). C. Gill a T. O'Brien hledali rozpínající se obaly starých nov jak pomocí pozemních přístrojů, tak také HST pro FH Ser, V533 Her, BT Mon, DK Lac a V476 Cyg. Pro novu FH Ser ve vzdálenosti 950 pc od Slunce změřili rychlost rozpínání slupky na pouhých 490 km/s a její zploštění, dosahující 30 %. Pro novu V533 Her, vzdálenou 1,25 kpc, činí rychlost rozpínání 850 km/s a zploštění 20 %. Hmotnost slupek odhadli na 10 ⁴ ÷ 10 ⁵ M_☉. V ostatních případech se slupky nepodařilo nalézt.

J. Arenas aj. se věnovali výzkumu novy V603 Aql, jež vzplanula r. 1918 a dosáhla tehdy rekordní 1,1 mag, takže se stala nejjasnější novou 20. stol. Za půl století klesla její jasnost na 11,4 mag a světelná křivka vykazuje tzv. superhrby (angl. superhumps). což ji řadí k typu SU UMa. Oběžná doba činí 0,14 d; sklon dráhy 13° a hmotnosti složek 1,2 a 0,3 M_☉. Jak uvádějí R. Prinja aj., jde o první novu, kde se podařilo určit trigonometrickou paralaxu a tomu odpovídající vzdálenost 360 pc. Z pozorování HST GHRS vyplynulo tempo akrece hmoty na bílého trpaslíka rychlostí 5.10 ⁹ M_☉/r.

A. Scott studoval průběh výbuchu novy při akreci vodíku na bílého trpaslíka, jehož tvar je zploštěn díky rychlé rotaci, jak o tom ostatně svědčí vzhled plynných obalů nov. Příčinou deformací je výrazná závislost intenzity termonukleární reakce ve slupce bílého trpaslíka na tíhovém zrychlení. Podařilo se mu rekonstruovat vzhled plynných obalů pro více než 20 nov a vždy se tam pozorují polární zhustky a rovníkové prstence, ačkoliv jde o tak rozdílné soustavy jako třeba DQ Her, V1500 Cyg, GK Per nebo HM Sge. Při jednotlivých výbuších ztrácejí novy 10 ⁷ ÷ 10 ³ M_☉.

Pozoruhodný vývoj prodělala proměnná hvězda CI Aql, jež byla v r. 1917 podezřelá jako nova, když dosáhla 11 mag. Od té doby byla stále slabší než asi 15 mag a klasifikována jako zákrytová dvojhvězda v poloze 1852-0128. Koncem dubna 2000 se však zjasnila na 9 mag, ale o dva týdny později opět zeslábla na 10,5 mag a současně nápadně zčervenala. V jejím spektru byla zjištěna silně rozšířená emisní čára H α, odpovídající rozpínání vodíkového obalu rychlostí 2 300 km/s, což nasvědčuje tomu, že jde asi o rekurentní novu, která do poloviny července zeslábla na 13 mag a na této hodnotě setrvala až do listopadu, kdy na její světelné křivce začaly být opět vidět zákryty.

Nejčastěji vybuchující rekurentní novou se dle G. Anupamy a G. Dewangana stala nova U Sco, jejíž první výbuch byl zaznamenán již r. 1863. Od té doby vzplanula ještě pětkrát, tj. v letech 1906, 1936, 1979, 1987 a nejnověji koncem února 1999, když dosáhla 7,6 mag. Po maximu pak rychle slábla tempem bezmála 0,7 mag/d. Oběžná doba těsné dvojhvězdy činí 1,2 d a amplituda výbuchů přesahuje 10 mag. Při každém výbuchu se odvrhuje pouze 10 ⁷ M_☉, což znamená, že 70 % akreovaného vodíku zůstává trčet na povrchu bílého trpaslíka, jehož hmotnost se tak zvolna blíží Chandrasekharově mezi. Akrece ze sekundární složky sp. sgK2 totiž probíhá tempem 10 ⁶ M_☉, což ovšem znamená, že po dlouhé řadě rekurentních explozí se nakonec tento trpaslík zničí při výbuchu supernovy typu Ia. Naštěstí pro nás se soustava nalézá ve vzdálenosti plných 14 kpc od Slunce. K obdobným výsledkům dospěli také I. Hachisu aj., kteří vypočetli hmotnost bílého trpaslíka na 1,37 M_☉ a chladného průvodce na 1,5 M_☉. Obě složky obíhají kolem společného těžiště v periodě 1,23 d. Bílý trpaslík je obklopen akrečním diskem ve vzdálenosti 1,4násobku příslušného Rocheova poloměru. Z bílého trpaslíka vane silný hvězdný vítr. K explozi supernovy Ia by mělo dojít asi za 100 tisíc let.

I. Hachisu a M. Kato studovali rovněž vlastnosti rekurentní novy RS Oph, vzdálené od nás 600 pc, jež naposledy vybuchla v r. 1985 a od r. 1898 celkem již pětkrát. Příslušný bílý trpaslík má poloměr 0,004 R_☉ a hmotnost 1,35 M_☉. Je obklopen akrečním diskem a jeho průvodcem je červený obr, který nevyplňuje zcela svůj Rocheův lalok; obě složky obíhají kolem sebe v periodě 400 d. Mezi výbuchy v letech 1967 a 1985 činil akreční přírůstek 2.10 ⁶ M_☉ tempem 1,2.10 ⁷ M_☉/r, z čehož 90 % vodíku se při výbuchu opět odnese hvězdným větrem a 10 % se přidá ke hmotě bílého trpaslíka, jenž tak nakonec dosáhne kritické Chandrasekharovy hmotnosti 1,38 M_☉ a vybuchne pak jako supernova typu Ia zhruba za 3 miliony let.

V polovině července objevil W. Liller v poloze 0525-7014 novu 11 mag ve VMM. Z archivních snímků vyplynulo, že nova se počala zjasňovat již koncem června a maxima dosáhla už 2. 7. V jejím spektru byly nalezeny typické emise i absorpce, nasvědčující rychlosti rozpínání plynné obálky 1 900 km/s. Ze spekter, pořízených koncem července HST STIS, vyplynulo, že se velmi podobá nově V382 Vel, resp. V1974 Cyg. Prakticky současně se podařilo najít novu v poloze 0039+4820 v galaxii NGC 185 (Cas), jež dosáhla 18,7 mag, a dvě novy v galaxii M31, jež v maximu dosáhly 17 mag. V téže galaxii byla objevena další nova 17,6 mag počátkem listopadu.

A. Shafter aj. našli v blízkých spirálních galaxiích M51 (CVn) a M101 (UMa) po řadě 9 a 12 nov a v obří eliptické galaxii M87 (Vir) 9 nov. Odtud odvodili skutečné četnosti nov v těchto soustavách po řadě na 18, 12 a 91 za rok. Amplitudy výbuchů dosahují 10 ÷ 20 mag a absolutní hvězdná velikost nov v maximu činí v průměru 9 mag. První extragalaktické novy objevil r. 1929 E. Hubble, jenž na snímcích galaxie M31 z let 1909 ÷ 1927 našel celkem 88 nov, z čehož dostal četnost 30/r. V téže galaxii našli L. Rosino aj. v letech 1964 ÷ 1989 celkem 90 nov. Američtí středoškolští studenti využili nyní snímků okolí jádra galaxie M31, pořizovaných 0,9m reflektorem KPNO s mezní hvězdnou velikostí 19 mag, k objevu celkem 73 nov, když snímky prohlíželi ve virtuálním blinkmikroskopu na počítači. Pomocí HST se podařilo 10. března 2000 objevit novu ve složce A páru galaxií NGC 3314, která patří k nejvzdálenějším kdy objeveným, neboť její jasnost byla jen R = 20,9.

2.6.2. Fyzické proměnné

E. Kazarovec aj. vydali loni 75. doplněk katalogu proměnných hvězd, obsahující všechny objevy do konce r. 1999. V tom roce přibylo 916 proměnných hvězd všech typů, takže úhrnný počet proměnných v katalogu dosáhl bezmála 36 tisíc. Tyto počty však pravděpodobně nyní prudce vzrostou zásluhou rozličných přehlídek oblohy zejména v souvislosti s hledáním gravitačních mikročoček a optických protějšků zábleskových zdrojů záření gama. Přitom se jako vedlejší výsledek získávají velmi přesné údaje o jasnostech milionů hvězd opakovaně třeba i několikrát za noc. C. Akerlof aj. tak sledují od března 1998 aparaturou ROTSE dvakrát za noc celou oblohu až do 15,5 mag a našli tak mezi 917 tisíci měřenými hvězdami 1 781 nových proměnných hvězd. Po zpracování celého materiálu v rozsahu asi 2,6 TB údajů očekávají objev přibližně 30 tisíc nových proměnných na sever od 30° deklinace.

D. Luttermoser sledoval jasné miridy R Leo a R Hya pomocí HST GHRS a našel v některých fázích pulzací čáry Mg II, Fe I i dalších prvků. P. Whitelocková a M. Feast se zabývali určením paralax mirid z měření družice HIPPARCOS. Odtud odvodili hodnotu absolutní hvězdné velikosti pro nulový bod závislosti svítivosti na periodě mirid, tj. K = (0,84±0,14) mag. To pak dává modul vzdálenosti VMM (18,64 ±0,14) mag, v dobré shodě se vzdáleností VMM pomocí cefeid.

N. Evansová aj. určili ze spekter družice IUE hmotnost sekundární složky dvojhvězdy AW Per, která je klasickou cefeidou s hmotností nad 6,5 M_☉. Soustava má oběžnou dobu 40 r. Samotná cefeida je však rovněž dvojitá s oběžnou dobou 6,5 d. Rovněž Polárka (α UMi Aa) je klasickou cefeidou ve dvojhvězdě, vzdálené od nás 132 pc. Vykazuje periodu pulzací 3,97 d, jejíž amplituda pulzací se však v posledním desetiletí výrazně zmenšila. Podle R. Wielena aj. obíhá Polárka kolem společného těžiště s průvodní složkou o hmotnosti 1,5 M_☉ v periodě 29,6 r po značně výstředné dráze. Systém však obsahuje ještě další dvě vzdálenější hvězdy. Polárka má dle nejnovějších měření optickým interferometrem Námořní observatoře USA (T. Nordgren aj.) poloměr 46 R_☉, takže k pulzacím dochází na I. harmonické frekvenci. Od r. 1997 je však zřejmé, že hvězda nepulzuje vcelku, ale celý úkaz je mnohem složitější. Týmž přístrojem byly změřeny poloměry dalších cefeid: ζ Gem (vzdálenost 358 pc) na 60 R_☉; δ Cep (278 pc) na 45 R_☉ a η Aql (382 pc) na 69 R_☉. Koncem června 2000 započal výbuch proměnné hvězdy δ Sco, sp. B0eIV, vzdálené od nás 150 pc, která se z obvyklé 2,25 mag počala viditelně zjasňovat a koncem července již byla 1,9 mag. Do konce roku její jasnost vzrostla až na 1,7 mag, takže tím se zřetelně pozměnil vzhled celého souhvězdí Štíra. Úkaz patrně souvisí s výraznou ztrátou hmoty podél rovníku rotující hvězdy Be a nápadně připomíná chování prototypu γ Cas z let 1937–1940. Další prototyp proměnných hvězd R CrB byl ještě v polovině listopadu na hranici viditelnosti očima (6,1 mag), ale o měsíc později rychle zeslábl na 10,3 mag, což je první zaznamenaný pokles jeho jasnosti od srpna 1999. Tyto poklesy souvisejí zřejmě se vznikem prachových zrníček při ochlazení hvězdné atmosféry.

2.6.3. Symbiotické hvězdy a chemicky pekuliární hvězdy

Prototyp symbiotických proměnných Z And vykázal na přelomu srpna a září 2000 výbuch až na 9,6 mag po delší přestávce od června 1997, kdy dosáhl 9,7 mag. Touto dvojhvězdou se podrobně zabývali A. Skopal aj., kteří ukázali na základě archivních pozorování z let 1895–2000, že soustava, skládající se z obra M4.5 a horké složky o povrchové teplotě 100 kK, má oběžnou periodu 759 d při sklonu dráhy 47°.

S. Watson aj. studovali v letech 1992–97 radiointerferometrem MERLIN na vlnových délkách 60 a 180 mm známou symbiotickou novu V1016 Cyg. Objevili tak tři jasně zářící složky, z nichž jedna souvisí s překotnou termonukleární reakcí na povrchu bílého trpaslíka, druhá s pozdním obrem ve dvojhvězdě a třetí s horkou skvrnou v akrečním disku kolem bílého trpaslíka. Týž objekt sledovali v infračerveném pásmu O. Taranovová a V. Šenavrin v letech 1978–1999. Určili odtud oběžnou periodu 470 d a vzdálenost 2,8 kpc. Při poloměru hvězdy 500 R_☉ z toho vychází svítivost 8,6 kL_☉, poloměr prachového obalu 1 400 R_☉ a jeho hmotnost 3.10 ⁵ M_☉. Titíž autoři studovali také symbiotickou proměnnou HM Sge, vzdálenou od nás 1,8 kpc se svítivostí 10 kL_☉. Perioda světelných změn činí 535 d, poloměr hvězdy 540 R_☉, poloměr prachového obalu 1 500 R_☉ a jeho hmotnost 6.10 ⁵ M_☉. Prachový obal V1016 Cyg se rozpíná 25× pomaleji než u HM Sge.

A. Skopal aj. zpracovali pozorování vzdálené (5,8 kpc) symbiotické dvojhvězdy AP Pav za stoleté údobí od r. 1898. Primární složka je hmotnou horkou hvězdou s efektivní teplotou 30 kK, zatímco sekundární složka je obrem sp. M3-4 III při poměru hmotností 0,4. Horká složka je obklopená rovníkovým prstenem, neboť celá soustava je polodotyková s oběžnou dobou 605 d, jež se sekulárně výrazně zkracuje relativním tempem 3,5.10 ⁵. T. Yoon a R. Honneycut objevili na světelné křivce symbiotické proměnné PU Vul oscilace s periodou 211 d a amplitudou 0,2 mag. Nejnovější katalog symbiotických hvězd, vydaný K. Belczynskim aj., obsahuje již 180 symbiotických hvězd a dalších 30 podezřelých případů.

J. Landstreet a G. Mathys shrnuli údaje o změřených magnetických polích pro hvězdy Ap. Magnetické a rotační osy pro pomalé rotátory (> 25 d) většinou téměř splývají, zatímco pro rychlejší rotátory zůstávají zkřížené. Za poslední desetiletí se počet změřených polí u hvězd Ap zvýšil pětkrát díky rozvoji příslušné pozorovací techniky. S. Hubrigová sestrojila na základě paralax z družice HIPPARCOS nový diagram HR pro magnetické hvězdy Ap. Zjistila, že se tyto hvězdy kupí uprostřed pásma hvězd hlavní posloupnosti týchž spektrálních tříd, takže magnetické hvězdy musely urazit alespoň třetinu časového intervalu z délky života na hlavní posloupnosti. Ukazuje se, že indukce magnetického pole je nepřímo úměrná délce rotační periody hvězdy, zatímco závisí přímo na teplotě a hmotnosti hvězdy, a je tudíž projevem hvězdného dynama. G. Wade aj. studovali vizuální dvojhvězdu KU Hya, s oběma složkami sp. ApV, jež mají přebytek prvků Sr, Cr a Eu. Soustava je od nás vzdálena 140 pc a oběžná dráha je vůči pozorovateli skloněna pod úhlem 139° (retrográdní pohyb). Hmotnosti složek jsou 2,6 a 1,6 M_☉ a rotační osy obou hvězd jsou víceméně srovnány s osami magnetického dipólu.

2.6.4. Planetární mlhoviny, emisní objekty a bílí trpaslíci

B. Balick a D. Reed zkoumali známou planetární mlhovinu NGC 6543 (Kočičí oko) v souhvězdí Draka pomocí snímků z HST v r. 1999. V jejím okolí napočítali celkem 9 prstýnků, vyvržených z hvězdy za posledních 20 tis. roků v intervalech vždy po 1 500 letech. Hmotnost každého prstýnků odhadli na tisícinásobky hmotnosti Země. Každé odfouknutí prstýnku je zřejmě spojeno s nafouknutím hvězdy na poloměr kolem 1 AU. HST pořídil rovněž po poslední údržbě hned v polovině ledna 2000 báječné snímky planetární mlhoviny NGC 2392 (Eskymák) v souhvězdí Blíženců, vzdálené od nás 1,5 kpc a s průměrem 0,3 pc. Na snímku jsou patrná jemná vlákna prachu a plynu, připomínající chvosty komet, odvrácené od zdroje.

HST STIS pořídil také 27 snímků planetárních mlhovin ve VMM. Ukázalo se, že v bipolárních výtryscích se nachází více těžších prvků než v kulově souměrných slupkách, což znamená, že bipolární planetární mlhoviny jsou mladší. HST pořídil i jedinečný snímek mlhoviny KjPu 8 (katalog Kazarjan-Parsamjan), vzdálené od nás 1 kpc při průměru 4 pc. Díky dobrém rozlišení se ukázalo, že jde o dvě planetární mlhoviny v těsné dvojhvězdě, jež skončily současně svou pouť ve větvi obrů zhruba před 15 tisíci lety. To ovšem znamená, že hmotnosti obou složek dvojhvězdy byly totožné s relativní přesností na 0,1 promile! Rentgenová družice Chandra sledovala planetární mlhovinu kolem hvězdy BD+30°3639 a zjistila tak rentgenové záření, které se dá dobře vysvětlit jako následek srážky rychlého hvězdného větru bílého trpaslíka s pomalejším větrem červeného obra. Spektrální čáry neonu jsou důkazem, že jde o materiál, který se sem dostal z útrob hvězdy. Podivuhodný proměnný objekt Sakurai (V4334 Sgr) je podle měření ve střední infračervené oblasti teplý jen 670 K, neboť s rostoucí vlnovou délkou jeho jasnost výrazně roste. Tento trend pokračoval i v r. 2000. Zatímco na vlnové délce 1,1 μm byl 13,8 mag, v pásmu 4,6 μm dosahoval již 2,2 mag. V centru objektu se dle J. Pavlenka a L. Jakovinové nachází obří hvězda, jež byla v r. 1996 11 mag a v dubnu 1997 měla efektivní teplotu 5,3 kK.

A. Tatarnikov aj. uvádějí, že v posledních čtyřech letech prodělal objekt čtyři vývojové etapy. V r. 1996 jsme mohli vidět centrální hvězdu nerušeně, jelikož se kolem vůbec nevyskytoval prach, ale o rok později už byla hvězda zastíněna opticky tlustou prachovou obálkou. V r. 1998 přešla hvězda do stadia proměnných typu R CrB a od března 1999 pozorujeme atypicky dlouhé minimum optické jasnosti. Vnitřní poloměr prachové obálky dosahuje 50 AU a hmotnost prachu činí asi 1,6.10 ⁷ M_☉.

K témuž závěru dospěli na základě mnohobarevné fotometrie H. Duerbeck aj. Prachová obálka vzhledem poněkud připomíná plynné slupky kolem nov, ale jejich vývoj je o řád pomalejší. Infračervená měření dalekohledem UKIRT ukázala dle V. Tyneho aj., že hmotnost prachové obálky dosahuje asi 2.10 ⁷ M_☉ za předpokladu, že objekt je od nás 3,8 kpc daleko, v dobré shodě s předešlým údajem. Všeobecně se soudí, že jsme svědky závěrečného heliového záblesku ve slupce obra, podobně jako tomu bylo v případě proměnné V605 Aql v r. 1919 a další proměnné FG Sge. Objekt Sakurai se však ze všech tří vyvíjí nejrychleji. Souvztažnost V4334 Sgr s proměnnou V605 Aql ostatně potvrdili S. Kimeswenger aj., když na infračerveném snímku jejího pozůstatku aparaturou DENIS u 1m teleskopu ESO zjistili, že nově zrozená planetární mlhovina A58 se zcela podobná objektu Sakurai. G. Fritz Benedict aj. pozorovali pomocí hledáčku FGS3 HST dvojhvězdu Feige 24, skládající se z interagujícího bílého a červeného trpaslíka (sp. M1-2eV), kteří jsou od nás vzdáleni 68 pc. Efektivní teplota bílého trpaslíka s uhlíkovým jádrem dosahuje 56 kK a při poloměru 0,02 R_☉ má hmotnost 0,5 M_☉, zatímco červený trpaslík dosahuje jen 0,4 M_☉. S. Vennes aj. využili spektrografu STIS k určení poměrného zastoupení prvků C, N, O, Si, Fe a Ni pro bílého trpaslíka v této soustavě.

R. Ibata aj. hledali bílé trpaslíky s velkým vlastním pohybem. Našli přitom v galaktickém halu dva takové objekty, což znamená, že v halu je stokrát více bílých trpaslíků, než se dosud soudilo. Zejména staří chladní bílí trpaslíci tak přispívají asi 10 % ke skryté hmotě galaktického hala.

3. Neutronové hvězdy a hvězdné černé díry

3.1. Supernovy a jejich pozůstatky

Soustavné hledání supernov získává novou přístrojovou podporu díky zařízení QUEST instalovanému u 1m Schmidtovy komory ve Venezuele. V ohnisku komory je totiž umístěna mozaika 16 matic CCD, využívající větší části zorného pole komory. Během března 2000 tak tamější astronomové prozkoumali oblast 264 čtverečních stupňů oblohy do 20,8 mag v pásmu R a objevili přitom 33 supernov slabších než 18,8 mag, což je více, než donedávna stihly za rok observatoře z celého světa dohromady.

Neobyčejně zvláštní proměnná 1052+3640 (SN 2000ch) se vynořila ve spirálním ramenu galaxie NGC 3432 (LMi) s červeným posuvem z = 0,002 počátkem května, kdy dosáhla 17,4 mag. Nebyla zaznamenána na archivních snímcích z let 1953–1996. Spektra prokázala týž červený posuv pro emise Balmerovy série, takže objekt určitě patří do zmíněné galaxie, ale expanzní rychlosti byly překvapivě nízké – jen 950 km/s, což zprvu nasvědčovalo tomu, že jde o extrémně svítivou klasickou novu, neboť její absolutní hvězdná velikost dosáhla pouhých -12 mag. Nakonec se však ukázalo, že jde o vzácný případ výbuchu velmi hmotné svítivé modré proměnné hvězdy (LBV), při němž se její jádro nezhroutí gravitací, ačkoliv bylo klasifikováno jako podsvítivá supernova typu IIn; jinými slovy hvězda výbuch supernovy přežila! Dalekohled VLT ESO ve spojení s polarimetrem sledoval průběh polarizace záření supernovy 1999em v galaxii NGC 1637 v intervalu od počátku listopadu 1999 do ledna 2000. Ukázalo se, že spojité spektrum bylo zprvu polarizováno slabě (0,25 %), ale posléze se hodnota polarizace zdvojnásobila, což svědčí o nesouměrnosti vlastního výbuchu.

Jako již tradičně v posledních letech, soustřeďuje se pozornost pozorovatelů na pozůstatek po supernově 1987A ve Velkém Magellanově mračnu. Už od r. 1995 jsou totiž patrné projevy srážky rázové vlny po výbuchu supernovy s plynným prstencem, který pochází z doby asi 20 tisíc let před vlastním výbuchem, kdy byl předchůdce supernovy červeným veleobrem a intenzivně ztrácel hmotu. Pomocí 4m teleskopu CTIO se těsně před koncem r. 1999 podařilo pozorovat nové struktury ve vnitřním prstenu v blízkém infračerveném pásmu. Horká skvrna, objevená již v říjnu 1998, se dále zjasnila a dosáhla pětiny jasnosti celého prstence, což je ovšem jenom předzvěst dalších poměrně dramatických efektů nejenom v optickém a infračerveném, ale i rentgenovém a rádiovém oboru spektra.

Ostatně R. McCray aj. využili vynikající rozlišovací schopnosti rentgenové družice Chandra ke sledování pohybu vlastní rázové vlny. Z pozorování na přelomu let 1999 a 2000 odvodili rychlost jejího pohybu na 4 500 km/s a zjistili, že za čelem vlny stoupá teplota plynu v prstenci až na 10 MK. To vysvětlují zpětnou rázovou vlnou, která postupuje až za čelem vlastní rázové vlny. Nové horké skvrny v prstenci se vynořily na snímcích STIS a WFPC2 HST z konce ledna a počátku února 2000. Podle D. Burrowse aj. odpovídají jejich polohy maximum rentgenového záření na snímcích družice Chandra, kde se jejich vyzářené výkony pohybují v řádu 10²⁸ W, zatímco rentgenový výkon centrálního pozůstatku činí jen 2.10²⁷ W. V květnu 2000 se podařilo S. Lawrencovi aj. rozlišit pomocí STIS nejjasnější horkou skvrnu a měřit pohyby skvrn. Skvrny všeobecně letí napříč rovníkovým prstencem, ale místy se také vracejí rychlostmi až 200 km/s. Do podzimu 2000 se zvýšil celkový počet horkých skvrn na devět, takže je zřejmé, že srážka rázové vlny s prstencem je už v plném proudu. Naskýtá se tak báječná možnost zmapovat rozložení struktury prstence kolem supernovy. Z postupného přibývání skvrn lze usuzovat na výraznou nesouměrnost rovníkového plynného prstenu.

J. Middleditch aj. studovali rychlou proměnnost jasnosti pozůstatku po supernově řadou pozemních dalekohledů již od února 1992 a nalezli ve světelných změnách modulaci s periodou 2,14 ms, kterou považují za rotační periodu pulzaru v centru exploze. V letech 1992–1996 se tato perioda soustavně prodlužovala relativním tempem řádu 10 ¹⁰, což nenasvědčuje možnosti, že by se neutronová hvězda byla již zhroutila na černou díru. Souhrnný optický výkon pozůstatku činil 1 500 dnů po výbuchu nanejvýš 8.10²⁹ W a 3 600 dnů po výbuchu již jen 2.10²⁹ W, tj. jasnost centrálního objektu klesla na 18,5 mag. Autoři též vypočítali, že výbuch neutrin trval 10 s a uvolněná neutrina nesla energie 6 ÷ 39 MeV, takže v tomto pásmu činila celková vyzářená energie plných 2,5.10⁴⁶ J.

M. Weisskopf aj. studovali rentgenové snímky Krabí mlhoviny pořízené družicí Chandra koncem srpna 1999. Mlhovina, která je pozůstatkem supernovy z r. 1054, jeví bohatou strukturu, sestávající z vnitřního prstenu uvnitř duté trubice ve tvaru toru. Vnitřní prsten obsahuje drobné uzlíčky a výtrysky. Naprostým překvapením je válcový vzhled struktury, jenž řadí mlhovinu mezi pozůstatky typu plerion. F. Aharonian aj. sledovali Krabí mlhovinu pomocí aparatury HEGRA na Kanárských ostrovech od září 1997 do dubna 1999 v oboru záření gama o energii od 500 GeV do 20 TeV. Zjistili, že průběh závislosti intenzity záření na energii je v celém pásmu plynulý. Podle E. Gotthelfa aj. patří k pozůstatkům typu plerion také zdroj Kesteven 75 (G29.7-0.3) v Orlu, vzdálený od nás 18 kpc, jenž obsahuje rentgenový pulzar J1846-0258 s periodou 0,325 s, jehož pulzní perioda se prodlužuje relativním tempem 7.10 ¹². Odtud vyplývá indukce magnetického pole 5 GT a stáří pozůstatku pouhých 720 let; jde o nejmladší známý pulzar vůbec.

U. Hwang aj. využili rentgenové družice Chandra k podrobnému průzkumu rozložení prvků v pozůstatku po supernově Cas A v naší Galaxii s úhlovým rozlišením lepším než 1″. V rentgenovém pásmu 4 ÷ 6 keV nalezli jednak spojitou emisi a jednak čáry příslušející těžším prvkům O, Si, S, Ar, Ca a Fe, což dokazuje, že supernovy dokáží rozptýlit do kosmického prostoru produkty termonukleárních reakcí ve svém nitru. To podle J. Hughese aj. dobře odpovídá výpočtům o překotném termonukleárním spalování uhlíku, neonu a křemíku. Vzplanutí této záhadné supernovy možná pozoroval J. Flamsteed r. 1680 a rádiový pozůstatek objevil jako nejjasnější rádiový zdroj mimo sluneční soustavu M. Ryle již r. 1948. D. Reichert a A. Stephens odhalili sekulární slábnutí rádiové emise v pásmu 16,5 MHz až 16,5 GHz mezi lety 1949 a 1999 v závislosti na frekvenci od 0,65 % do 0,9 %/r. To vše odpovídá faktu, že jde o vůbec nejmladší pozůstatek po supernově v naší Galaxii, jenž je současně i nejjasnějším rentgenovým pozůstatkem po supernově vůbec. Objekt Cas A je od nás vzdálen 3,4 kpc a poloměr optické slupky, rozpínající se rychlostí 5 000 km/s, činí 1,7 pc. Tepelná složka rentgenového záření odpovídá teplotě 2,8 MK. Podle G. Pavlova aj. sídlí v centru pozůstatku buď miniaturní neutronová hvězda s poloměrem pod 0,5 km (!), anebo nejspíše hvězdná černá díra. Šlo tedy o supernovu typu II.

J. Hughes odvodil z pozorování družice ROSAT současné tempo rozpínání pozůstatku po Tychonově supernově z r. 1572 o 0,12 %/r, což je vyšší hodnota, než vyplývá z rádiových pozorování, která dávají rychlost rozpínání 4 600 km/s. Pozůstatek je od nás vzdálen 2,3 kpc a energie exploze vychází na 5.10⁴³ J. Družice Chandra posloužila k objevu bodového rentgenového zdroje poblíž centra pozůstatku po supernově G332.4-0.4 (1E 161348-5055), vzdáleného od nás 3,3 kpc, takže jeho současný rentgenový zářivý výkon činí asi 2.10²⁶ W. Záření je modulováno v periodě 6,0 h, což je mimořádně dlouhá oběžná doba těsné rentgenové dvojhvězdy, kde druhou složkou je hvězda o malé hmotnosti. V. Zavlin aj. našli díky téže družici rentgenové pulzace s periodou 0,42 s v pozůstatku po supernově PKS 1209-51/52, jenž je od nás vzdálen jen 2,1 kpc. Pozůstatek nemá měřitelné rádiové záření a je starý asi 7 tisíc let.

A. Hamilton a R. Fessen zobrazili pomocí HST pozůstatek po supernově S And, což je proslulá supernova, krátce pozorovaná (leč tehdy jako supernova nerozpoznaná!) ve velké spirální galaxii M31 v Andromedě v srpnu r. 1885, kdy byla na hranici viditelnosti očima, což odpovídá absolutní hvězdné velikosti 18,7 mag. Dnes je na tom místě tmavá skvrna o průměru 0,5″ se silnými ultrafialovými čarami Fe II, což ji řadí k podsvítivým supernovám typu Ia. B. Dunne aj. zkoumali pomocí HST a družice ROSAT pozůstatek po supernově MF16 ve spirální galaxii NGC 6946, vzdálené od nás 5,1 Mpc, který má v rentgenové oblasti přepočtený zářivý výkon o plné tři řády vyšší než již zmíněný pozůstatek Cas A. Domnívají se proto, že předchůdcem supernovy byla velmi hmotná Wolfova-Rayetova hvězda nebo svítivá modrá proměnná LBV, která před výbuchem vytvořila rozpínající se cirkumstelární plynné obaly bohaté na dusík.

J. Sollerman aj. odvodili z průběhu světelné křivky a spektra „podivné“ supernovy 1998bw, pravděpodobně totožné se zdrojem GRB 980425, že během výbuchu supernova odhodila až 0,9 M_☉ radionuklidu ⁵⁶Ni; tj. o řád více, než je tomu u standardních supernov. T. Matheson aj. zpracovali optická spektra supernovy 1993J typu IIb v galaxii M81 mezi 3. a 2 454. dnem po výbuchu. Supernova dosáhla v maximu 10,8 mag, takže se stala druhou nejjasnější supernovou severní polokoule ve druhé polovině 20. stol. S výjimkou SN 1987A jde také o vůbec nejlépe sledovanou supernovu v dějinách astronomie.

Podle A. Burrowse vzplanulo dosud v Galaxii celkem 100 milionů supernov, z nichž každá vyzářila během výbuchu v průměru 10⁴⁴ J. Supernovy se tak zasloužily o obohacení mezihvězdného prostoru o prvky, počínaje uhlíkem a konče železem; v menší míře pak i o prvky počínaje mědí a konče uranem. Jsou také hlavním zdrojem kosmického záření o energiích řádu PeV až snad EeV. K. Nomoto aj. se zabývali případným vlivem evoluce vesmíru a galaxií na maximální zářivý výkon supernov typu Ia, které – jak známo – astronomové používají při odhadech kosmologických vzdáleností galaxií jako tzv. standardní svíčky. K tomu cíli počítali vlastnosti bílých trpaslíků poblíž Chandrasekharovy meze 1,37 ÷ 1,38 M_☉ a zjistili, že helioví trpaslíci s atmosférou uhlíku a kyslíku mohou vybuchnout ještě dříve, než dospějí k Chandrasekharově mezi, čímž vzniká zřejmý vývojový efekt týkající se maxima zářivého výkonu supernov. Dále pak ukázali, že splynutí dvou bílých trpaslíků nevede vůbec k výbuchu supernovy, nýbrž k jejich gravitačnímu zhroucení.

P. Maxted aj. odvodili, že pulzující podobr KPD 1930+2752 se nachází v těsné dvojhvězdě s oběžnou dobou 2,3 h a má hmotnost 0,5 M_☉. Jeho průvodcem je bílý trpaslík s hmotností 1,0 M_☉. Podobr nevykazuje čáry vodíku ani helia, ale zato silné čáry křemíku. Autoři soudí, že díky gravitačnímu vyzařování splynou obě složky soustavy asi za 200 milionů let, čímž se překročí Chandrasekharova mez pro bílé trpaslíky a dojde k explozi supernovy Ia.

Podle P. Höflicha aj. maximální jasnost supernov typu Ia závisí na jejich metalicitě, tj. od doby výskytu hvězd populace II k hvězdné populaci I se změnila absolutní hvězdná velikost supernov o 0,25 mag a délka náběhu k maximu jasnosti o 1 den. Nalezli totiž vztah mezi maximem jasností supernov Ia a rychlostí poklesu jasnosti po maximu. Supernovy typu Ia se vyvinou z těsných dvojhvězd, kde je hlavní složkou hvězda hlavní posloupnosti s hmotností až 8 M_☉, která při evolučním směřování k červeném obru ztrácí hmotu ve prospěch hmotného bílého trpaslíka rychlostí řádu 10 ⁸ M_☉/r. Bílý trpaslík se tak přiblíží k Chandraskharově mezi a na jeho povrchu probíhají termonukleární reakce měnící vodík na helium a to dále na uhlík a kyslík. Celý proces pak skončí překotným výbuchem bílého trpaslíka, čímž se trpaslík zničí. Autoři se domnívají, že z pozorování vývoje supernov Ia vyplývá, že standardní hmota vesmíru představuje jen 20 % kritické hustoty nutné k jeho geometrickému uzavření, tj. vesmír je zcela určitě otevřený a bude se věčně rozpínat.

C. Porciani a P. Madau tvrdí, že supernovy Ia jsou homogennější populací než galaxie či dokonce kvasary, takže lze počítat, že prvním přiblížení jde o objekty s maximální absolutní vizuální magnitudou 19,45. Pro supernovy s kosmologickým červeným posuvem z ≈ 1 odtud plyne, že každá 12. supernova je zesílena efektem mezilehlé gravitační čočky alespoň o 0,1 mag. Supernovy Ia mají početní převahu nad supernovami typu II až do I = 25 mag. Vzdálenější z nich mohou být gravitační čočkou zesíleny až 50×! Tato statistika bude vylepšena novými přehlídkami, které dokáží objevit až 500 supernov ročně.

3.2. Rádiové pulzary

Jak uvádějí B. Zhang aj., rádiový pulzar PSR 2144-3933 s rekordně dlouhou rotační periodou 8,5 s, objevený r. 1999, se nachází za „hranicí smrti“ pro rádiové pulzary, neboť v jeho magnetosféře by již neměly vznikat páry pozitron-elektron, které ve svém důsledku vedou k produkci rádiového záření. Jak už to však bývá, příroda o tomto omezení neví, a proto pulzar rádiově září... K. Torii aj. upozornili, že rentgenový a posléze i 6. nejmladší rádiový pulzar AXS J1617-5055 s rotační periodou 69 ms musel prodělat mezi srpnem 1993 a zářím 1997 obrovský skok v impulzní periodě, převyšující relativně hodnotu 10 ⁶, což znamenalo nový rekord pro pulzary.

Loni však hned na počátku roku zaznamenali radioastronomové na observatoři Mt. Pleasant v Tasmánii ve frekvenčním pásmu 635 ÷ 1 390 MHz dosud největší skok v periodě proslulého pulzaru PSR 0833-45 v souhvězdí Plachet. Relativní zkrácení periody dosáhlo totiž hodnoty 3,1.10 ⁶. Tím více překvapilo, že družice Chandra nezjistila po nástupu skoku zvýšení teploty neutronové hvězdy z obvyklé hodnoty, která činí 2 MK. Na rentgenovém snímku z této družice je patrná mlhovina obklopující pulzar, z níž vybíhají dva protilehlé výtrysky, vnořené kolmo do rovníkových prstenců. Výtrysky mají směr shodný se směrem letu pulzaru prostorem. To znamená, že intenzita výtrysků je asymetrická – jinak by nemohlo dojít k takovému „raketovému efektu“ a asymetrie by spíše souvisela se směrem rotační osy neutronové hvězdy. A. De Luca aj. určili na základě snímků z HST vlastní pohyb pulzaru 0,052″/r, což pro pravděpodobnou vzdálenost pulzaru od nás 500 pc dává poměrně nízkou příčnou rychlost 130 km/s. Stáří pulzaru odhadují F. Seward aj. na pouhých 11 tisíc let. Titíž autoři sledovali pomocí rentgenové družice ROSAT 3 skoky v periodě za 2,5 roku sledování. Skoky samy dosáhly relativní hodnoty 10 ⁶ a jejich derivace dokonce 10 ². Relaxace probíhá na časové stupnici od 10 do 100 dnů. Průběh změn intenzity rentgenového záření sleduje jen zčásti profil rádiového záření během jedné otočky neutronové hvězdy a také tvar samotného impulzu zřetelně závisí na energii, v níž úkaz pozorujeme.

A. Kinkhabwala a S. Thorsett pozorovali na vysokých frekvencích 430 ÷ 2 380 MHz radioteleskopem v Arecibu u známého binárního pulzaru B1937+21 tzv. obří impulzy s extrémně vysokou intenzitou, objevené poprvé r. 1995. Impulzy trvají nanejvýš 2 μs a vyskytují se náhodně 55 ÷ 70 μs po hlavním impulzu, resp. interpulzu. Je zajímavé, že podobné obří impulzy jsou známy i pro pulzar v Krabí mlhovině, od něhož se však binární pulzar podstatně liší ve všech hlavních parametrech: je starý celých 200 milionů let, má desettisíckrát slabší magnetické pole a rotuje 20krát rychleji.

M. van Kerkwijk aj. zkoumali průvodce binárního milisekundového pulzaru PSR B1855+09 pomocí HST a Keckova desetimetru. Zjistili, že jde o bílého trpaslíka 25 mag o hmotnosti 0,26 M_☉ a efektivní teplotě 4,8 kK. Odtud vychází stáří soustavy na 10 miliard let, což je dvakrát více než odhad stáří z brzdění rotace pulzaru. To naznačuje, že něco není v pořádku; buď jsou špatně modely chladnutí bílých trpaslíků, anebo scénáře brzdění rotace v silném magnetickém poli neutronové hvězdy. Průvodci binárních pulzarů jsou obvykle helioví bílí trpaslíci malých hmotností 0,1 ÷ 0,4 M_☉ a zhruba každá dvacátý rádiový pulzar je binární. Podobný rozpor v určení stáří nalezli též B. Gaensler a D. Frail pro pulzar B1757-24 ve Střelci s impulzní periodou 125 ms. Podle brzdění rotace dostáváme stáří 16 tisíc let, kdežto z rozpínání přilehlé rádiové mlhoviny „Kachna“ kolem pozůstatku supernovy G5.4-1.2 vychází stáří přes 39 tisíc roků, jenže to by zase znamenalo absurdně velkou příčnou rychlost pulzaru alespoň 1 500 km/s. Stáří určované z tempa brzdění rotace proto představuje spíše dolní mez stáří skutečného.

I. Stairsová aj. objevili precesní pohyb s periodou asi 1 000 dnů pro rotační osu pulzaru B1828-11 o impulzní periodě 0,4 s, minimálním stáří 110 tisíc roků a indukci magnetického pole 500 MT. Během precesní periody se totiž mění jak tvar impulzů, tak okamžitá délka impulzní periody. Odtud lze spočítat, že pozorovanou precesi vyvolává odchylka tvaru neutronové hvězdy od ideální koule o velikosti pouhé 0,1 mm! Tatáž teorie však tvrdí, že díky interakci supratekutého jádra a tuhé kůry neutronové hvězdy by se tato precese měla utlumit během několika minut, takže při značném stáří pulzaru jde o naprosto záhadný úkaz. T. Sako aj. pozorovali fotony gama s energiemi nad 300 GeV, vyzařované pulzarem B1509-58. Pulzar je obklopen mlhovinou, v níž evidentně dochází k silnému urychlování elektronů Fermiho mechanismem, které pak vysílají synchrotronové záření s energiemi fotonů řádu až 10 GeV.

R. Mignani aj. určili ze snímků HST vlastní pohyb pulzaru B0656+14 s impulzní periodou 0,385 s, jenž je od nás vzdálen zhruba 760 pc, což je však dost nejistý údaj. Objekt se jeví jako osamělá neutronová hvězda 25 mag a při citované nejistotě vzdálenosti se pohybuje transverzální rychlostí 50 ÷ 160 km/s, v dobrém souhlase s rádiovým měřením polohy pulzaru. Jeho stáří je asi 100 tisíc roků. V. Kaspiová aj. našli velmi mladý binární rádiový pulzar J1141-6545 s impulzní periodou 0,4 s a oběžnou periodou 5 h o stáří 1,4 milionů roku ve vzdálenosti 3,2 kpc. Výstřednost eliptické dráhy dosahu 0,17 a velká poloosa 0,56 milionu km. Neutronová hvězda má hmotnost menší než 1,35 M_☉, kdežto průvodcem je bílý trpaslík o vysoké hmotnosti nad 0,97 M_☉. To dává velmi dobré vyhlídky na určení relativistických parametrů soustavy, počínaje stáčením periastra (přibližně 5,3°/r je současný rekord!) a konče detekcí gravitačního záření, jež způsobí slití obou složek za 1,5 miliardy roků.

M. Pivovaroff aj. odhalili extrémně silné magnetické pole pulzaru PSR J1914 1744 s impulzní periodou 4 s a tempem brzdění rotace 7,4.10 ¹³. Odtud totiž vyplývá jeho indukce 5,5 GT. A. Lyne aj. a R. Mignani určili parametry binárního pulzaru PSR J1811-1736 s impulzní periodou 104 ms, objeveného v srpnu 1997. Ukázalo se, že součet hmotností obou složek dvojhvězdy dosahuje 2,6 M_☉, což velmi pravděpodobně znamená, že i v tomto případě jde o soustavu dvou neutronových hvězd, obíhajících kolem těžiště v periodě 18,8 d s poloosami 10,4 milionů km po rekordně výstředné dráze s excentricitou 0,83! Stáčení periastra soustavy dosahuje 0,009°/r. Z disperzní míry vychází vzdálenost 6 kpc a z relativního prodlužování periody 1,8.10¹⁸ stáří pulzaru plných 900 milionů let. Indukce magnetického pole činí již jen 1,4 MT, a protože gravitační vyzařování relativně vzdálených složek dvojhvězdy je nepatrné, má pulzar téměř neomezenou životnost řádu bilionu let.

F. Rasio aj. hledali krátkoperiodické binární pulzary v kulové hvězdokupě 47 Tucanae. Objevili celkem 20 případů s poloosami 0,1 ÷ 1,0 AU a hmotnostmi průvodců v rozmezí 1 ÷ 3 M_☉, což značí, že páry, v nichž druhou složkou dvojhvězdy je bílý trpaslík, jsou běžné. A. Wolszczan aj. se vrátili k rozboru kolísání periody pulzaru B1257+12 s impulzní periodou 6,2 ms, z něhož již r. 1992 odvodili existenci dvou extrasolárních planet v soustavě. Ačkoliv o reálnosti objevu se zprvu pochybovalo, dnes po objevu extrasolárních planet u hvězd hlavní posloupnosti není o správnosti Wolszczanova tehdejšího objevu pochyb. Nyní k tomu přibyla třetí exoplaneta s oběžnou dobou 25,3 d ve vzdálenosti 0,19 AU od neutronové hvězdy. Autoři odhadují, že její hmotnost je srovnatelná s naším Měsícem, čili jde o dosud nejnižší spolehlivě určenou hmotnost exoplanety. Díky přesným časovým měřením lze tak u pulzarů v současné době objevovat exoplanety podstatně nižších hmotností, než jak to umožňuje metoda radiálních rychlostí u hvězd hlavní posloupnosti.

3.3. Rentgenové dvojhvězdy a proměnné zdroje

R. Wijnands a M. van der Klis odstranili zmatek v identifikaci rentgenové proměnné V4641 Sgr 14 mag, která byla zaměněna s blízkým objektem GM Sgr. Rentgenový zdroj je označen jako SAX J1819.3-2525 a stal se nápadným rychle proměnným optickým i rentgenovým zářením v únoru 1999. V polovině září 1999 byl ztotožněn s proměnným rádiovým zdrojem, což umožnilo odhadnout jeho vzdálenost v rozmezí 0,5 ÷ 1,0 kpc. Jeho rentgenový zářivý výkon se dlouhodobě mění v rozmezí tří řádů 10²⁷ ÷ 10³⁰ W. Vyniká i krátkodobými neuvěřitelnými amplitudami toku ve všech spektrálních oborech, když jeho intenzita kolísá v poměru až 1 : 4 během sekundy a v poměru 1 : 500 během minuty. V optickém i infračerveném spektru jsou patrné silné emisní čáry. Spektrum sekundární složky, pořízené VLT, bylo klasifikováno jako A2V (T_ef = 9 kK) a oběžná perioda dvojhvězdy činí 2,87 d. Primární kompaktní složka má hmotnost větší než 2,55 M_☉, což je nad hranicí konvenční hodnoty pro hmotnost neutronových hvězd. Z této složky vycházejí rádiové výtrysky, pohybující se nadsvětelně. Soustava je od nás vzdálena 6 kpc. Zmíněnou silnou proměnnost objektu lze pravděpodobně vysvětlit jako silně kolísající akreci materiálu na neutronovou hvězdu či černou díru.

Koncem března 2000 vzplanula rentgenová nova XTE J1118+480 ve Velké Medvědici, vzápětí ztotožněná opticky s hvězdou R = 12,9 mag, jejíž jasnost v následujících dnech kolísala s poloviční amplitudou 0,2 mag. Archivní záběry pak ukázaly, že optický protějšek byl až do prosince 1999 nepozorovatelný do mezní hvězdné velikosti 15, ale počátkem ledna 2000 se zjasnil na 12,7 mag. Objekt byl dohledán také v pásmu gama pomocí přístrojů na družici Compton. Maximum toku gama 110 mCrab (Crab = úroveň toku Krabí mlhoviny v témže spektrálním pásmu) se odehrálo již 11. února 2000, zatímco v rentgenovém pásmu dosáhla nova 39 mCrab koncem března 2000. Novu se podařilo poprvé identifikovat také v pásmu extrémního ultrafialového záření pomocí družice EUVE. V rádiovém oboru dosáhla na frekvenci 15 GHz průměrného toku 6 mJy. Je téměř jisté, že jde o černou díru ve dvojhvězdě s oběžnou dobou 0,17 d, neboť funkce hmotnosti soustavy dosahuje hodnoty 6 M_☉. Na světelné křivce se pozoruje rychlé mihotání s periodou pod 10 s a dále tzv. superhrby jako u optických trpasličích nov. Do konce roku 2000 nova opticky zeslábla na 19 mag a v jejím spektru se objevily dvojité emisní čáry.

T. Hall aj. studovali masivní rentgenovou dvojhvězdu 2S 0114+650, objevenou již r. 1977, která se skládá z veleobra B1 Ia a neutronové hvězdy s nejdelší známou rotační periodou 2,7 h. Oběžná doba soustavy, která vykazuje zákryty v rentgenovém pásmu, činí 11,6 d a výstřednost 0,16. Q. Liu aj. uveřejnili souhrnný katalog masivních rentgenových dvojhvězd (HMXB), poprvé rozpoznaných jako samostatná třída kosmických objektů před třiceti lety. Katalog obsahuje celkem 130 položek, z toho polovinu zcela nových objevů.

Pomocí rádiového interferometru v Green Banku v USA se podařilo 19. dubna 2000 zaznamenat největší rádiový výbuch rentgenového zdroje Cyg X-3 od památného vzplanutí v r. 1991, když rádiové toky na frekvencích 2 a 8 GHz dosáhly hodnot 11 a 17 Jy. Rádiovému vzplanutí předcházelo delší období slábnutí tvrdého rentgenového záření zdroje. Jak uvádějí P. Predehl aj., družice Chandra umožnila z pozorování rozptylu rentgenového záření zdroje na mezihvězdném prachu a z mihotání signálu určit oklikou vzdálenost objektu na 9 kpc s chybou asi 20 %. Jde o rentgenovou dvojhvězdu s oběžnou dobou 4,8 h. U jedné z nejjasnějších rentgenových dvojhvězd na obloze Aql X-1 = V1333 Aql se podařilo určit správnou oběžnou periodu 4,3 h; na rozdíl od dosud udávané hodnoty 9 h. Dne 11. května 2000 se dvojhvězda opticky zjasnila o 0,3 mag, podobně jako v květnu 1999, což se zdál být standardní interval mezi vzplanutími, i když nový úkaz měl jen šestidenní trvání, načež hvězda znovu zeslábla na klidovou úroveň. O tom, že všechno je jinak, se však astronomové přesvědčili koncem září 2000, kdy se soustava začala opět zjasňovat přinejmenším o 0,45 mag v pásmu R.

Od poloviny července 2000 se začala zjasňovat rentgenová dvojhvězda EXO 1745-248 v kulové hvězdokupě Terzan 5 a v polovině srpna dosáhla maxima 0,6 Crab v tvrdém rentgenovém pásmu. Při vzdálenosti 7,6 kpc to znamená, že kompaktní složka soustavy se v té době přiblížila Eddingtonově zářivé mezi a dosáhla efektivní teploty 3 MK. V rentgenovém spektru byla přitom pozorována emisní čára železa o energii 6,6 keV. U rentgenové zákrytové dvojhvězdy MXB 1659-29 odhalila družice RXTE rychlé oscilace s frekvencí 567 Hz, jež patrně odpovídá rychlé rotaci neutronové hvězdy. Oscilace jsou nejzřetelnější ve fázích 0,05 a 0,75 a lze je dobře vidět jedině v době, kdy je přechodný rentgenový zdroj aktivní, což nyní platí od dubna 1999 stále. Přechodný rentgenový zdroj a pulzar 4U 0115+63 se opět po jedenapůlleté přestávce zjasnil počínaje srpnem 2000. Impulzy mají periodu 3,6 s a při vzdálenosti zdroje 3,5 kpc činí zářivý výkon v tvrdém pásmu rentgenového záření téměř 10³⁰ W. Ve spektru se pozorují cyklotronové absorpce o energiích 15 a 23 keV. Družice RXTE zaznamenala koncem října 2000 nový výbuch přechodného rentgenového a gama zdroje a pulzaru KS 1947+300 = GRO J1948+32 do úrovně 20 mCrab. Impulzní perioda se od objevu r. 1994 prodloužila do loňska o 0,1 s na hodnotu 18,7 s, tj. rotace neutronové hvězdy se zpomaluje tempem 8 ms/r. Oběžná doba dvojhvězdy činí 41,7 d. Počátkem prosince 2000 se podařilo zdroj identifikovat opticky s modrou hvězdou J = 12 mag, sp. třídy B0, v jejímž spektru byla nalezena silná emise v čáře H-α. V polovině listopadu 2000 přešel do vysokého stavu známý polar Her X-1, jenž je současně binárním rentgenovým pulzarem.

J. McClintock a R. Remillard popsali historii rentgenové novy A0620-00, která vzplanula v souhvězdí Jednorožce na podzim r. 1975, kdy dosáhla toku 50 Crab, což je nejjasnější mimosluneční zdroj v krátkých dějinách rentgenové astronomie. Po návratu do klidu na podzim 1976, kdy rentgenový tok klesl o 6(!) řádů, se podařilo stanovit oběžnou periodu těsné dvojhvězdy 7,8 h a spektrální třídu sekundární složky dK5. Dvojhvězda je od nás vzdálena 1,2 kpc a podle archivních snímků vzplanula rovněž v r. 1917. K témuž typu náleží též zdroj Cen X-4, který vybuchl v letech 1969 a 1979. Oběžná doba této těsné dvojhvězdy činí 15,1 h a i v tomto případě je sekundární složka třídy K.

J. Martí aj. studovali pomocí VLT infračervené spektrum kvasaru GRS 1915+105, objeveného jako proměnný rentgenový zdroj v r. 1992. Ukázali, že spektrum mikrokvasaru vykazuje profily čar typu P Cyg, tj. že z jedné složky dvojhvězdy se rozpíná plynná obálka. Druhá složka dvojhvězdy je sp. třídy Of/WN, takže mikrokvasar je fakticky velmi masivní rentgenovou dvojhvězdou, podobně jako objekt GRO 1655-40, objevený r. 1995. K těmto dvěma již klasickým mikrokvasarům v Galaxii přibyl dle J. Paredese aj. vloni třetí – LS 5039, vzdálený od nás 3 kpc a opticky dosahující 11 mag. V rádiovém pásmu byly zjištěny protilehlé výtrysky, vybíhající z kompaktního objektu. Dosud nejmohutnější výbuch proměnného rentgenového zdroje v Galaxii pozorovali R. Cornelisse aj. pomocí družice BeppoSAX. Zdroj 4U1735-44 se zjasnil na plných 86 minut, což je patrně největší termonukleární exploze na povrchu kompaktní složky kdy pozorovaná.

P. Kaaret aj. určili parametry binárního rentgenového pulzaru SAX J0635+0533, jehož oběžná doba činí 11,2 d a průmět velké poloosy dráhy 25 milionů km při výstřednosti 0,3. Impulzní perioda 34 ms se prodlužuje relativní rychlostí 4.10 ¹³, což odpovídá stáří pulzaru 1 400 roků. Rentgenový zářivý výkon dosahuje úctyhodné hodnoty 5.10³¹ W a akrece hmoty na kompaktní složku probíhá tempem 6.10 ⁷ M_☉/r. F. Hulleman aj se věnovali nejjasnějšímu anomálnímu rentgenovému pulzaru 4U 0142+61, jehož stáří odhadli na 100 tisíc let. V r. 1994 se pomocí Keckova teleskopu podařilo nalézt optický protějšek s neobvyklými barevnými indexy, jehož minimální vzdálenost odhadli na 2,7 kpc. Odtud dostali zářivý výkon řádu 10³⁰ W a poloměr hvězdy 0,007 R_☉, což je hodnota typická pro bílé trpaslíky. Autoři soudí, že jde o velmi horkého a hmotného (1,3 M_☉) bílého trpaslíka, který však jeví vlastnosti typické pro magnetary s indukcí magnetického pole řádu 100 GT.

F. Walter aj. studovali nejbližší osamělou neutronovou hvězdu RX J185635-3754 v souhvězdí Jižní koruny, vzdálenou od nás 60 pc. Ze snímků HST v letech 1996–99 se totiž podařilo určit jak paralaxu, tak vlastní pohyb hvězdy tempem 100 km/s, což znamená, že se k nám nejvíce přiblíží až za 300 tisíc let. Objekt byl objeven družicí ROSAT r. 1992 a opticky identifikován r. 1995 pomocí HST jako modrá hvězda 26 mag s poloměrem 11 km a povrchovou teplotou 600 kK. Snímek VLT nyní ukázal, že za hvězdou se táhne kuželová rázová vlna. Jde o pozůstatek supernovy, jež vybuchla před 1 milionem roků ve známé hvězdné asociaci OB v souhvězdí Štíra. Neutronová hvězda tudíž chladne rychleji, než jak vyplývá z teorie.

3.4. Diskrétní zdroje v pásmu záření gama

3.4.1. Zábleskové zdroje záření gama (GRB)

F. Daigne připomněl začátky historie objevu GRB. Smlouva nukleárních velmocí o zákazu zkoušek jaderných zbraní v kosmickém prostoru byla podepsána 5. srpna 1963. Kvůli jejímu ověřování vyvinuly Spojené státy družice Vela s detektory záření gama v pásmu 150 ÷ 750 keV, jež byly vypouštěny v párech na kruhové dráhy o poloměru 125 tis. km počínaje r. 1969. První GRB byl takto zachycen v dubnu 1969 a první čtyři družice Vela odhalily během dvou let celkem 73 GRB. Objev však byl zveřejněn R. Klebesadelem aj. až v r. 1973, kdy už bylo jasné, že jde o mimosluneční zdroje, a nikoliv o rafinované porušování zmíněné smlouvy. Teprve tehdy vznikl sám pojem GRB, jenž tak významně obohacuje soudobou astrofyziku.

K. Walkerová aj. ukázali z rozboru dat aparatury BATSE na družici Compton, že těsně po vzplanutí GRB se na světelné křivce v pásmu fotonů gama pozoruje rychlé mihotání na časových stupnicích od 256 μs do 33 ms. To znamená, že mračna v rozpínajícím se plynném obalu nejsou větší než 16 AU a že tzv. Lorentzovy faktory, poukazující na relativistické efekty, dosahují hodnoty až 1 000. Podle M. Zapateriové-Osoriové je možné z mihotání a zpožďování emise na různých vlnových délkách určovat nezávisle vzdálenosti GRB od nás, a právě tak by se měly najít objekty s kosmologickými posuvy až z = 20. A. Lee aj. totiž usoudili, že teoreticky nadějná metoda určování kosmologických vzdáleností GRB z dilatace času pro velmi vzdálená vzplanutí je prakticky nepoužitelná, jelikož efekt je překryt několika dalšími nekosmologickými efekty.

Y. Huang aj. tvrdí, že rychlé slábnutí šesti dostatečně dlouho sledovaných optických dosvitů GRB svědčí o usměrnění záření do relativně úzkých svazků. Tak lze snížit až o dva řády údaje o celkové vyzářené energii GRB, což značně usnadňuje fyzikální výklad vzplanutí gama. C. Akerlof aj. zpracovali výsledky měření z automatu ROTSE pro šest GRB z r. 1998, kdy do meze citlivosti aparatury (13 ÷ 16 mag) nebyly zaznamenány žádné dosvity, ačkoliv ROTSE reagovala na zprávu o vzplanutí GRB v dané chybové plošce během pouhých 3 s. Z toho odvozují, že neexistuje úměrnost mezi intenzitou vzplanutí gama a jasností optického dosvitu.

D. Frail aj. studovali optickou a rádiovou světelnou křivku dosvitu GRB 970508 se z = 0,835 v souhvězdí Žirafy (0653+7916) až 450 d po vzplanutí. Raná fáze dosvitu proběhla během 25 d; zhruba 100 d po explozi pak nastal přechod do subrelativistického kulově souměrného rozpínání plynné obálky, když celková energie exploze činila 5.10⁴³ J – o řád méně než při kulově souměrném případu. Odtud vyplývá, že energie exploze byla usměrněna do kužele o vrcholovém úhlu 30°. Šlo vskutku o klíčový úkaz při řešení záhady povahy zábleskových zdrojů, kdy se podařilo určit kosmologickou vzdálenost zdroje, celkovou energii výbuchu, elektronovou hustotu a sílu magnetického pole. Jde dodnes o nejdelší pozorovaný rádiový dosvit vůbec. Podle T. Smirnovové a V. Šišova se při pozorování anténou VLA podařilo odhalit mezihvězdnou scintilaci rádiového dosvitu a odtud odvodit i tempo jeho rozpínání na 0,025″/r. A. Fruchter aj. využili HST STIS k zobrazení mateřské galaxie 454. den po explozi GRB. Jde o objekt V = 25,4 mag a GRB se nachází méně než 70 pc od jejího centra.

S. Ahn zjistil, že v okolí mimořádně intenzivního zábleskového zdroje GRB 971214 v anonymní mateřské galaxii s červeným posuvem z = 3,4 se nachází obří oblast H II, jež se rozpíná rychlostí 1 500 km/s. Zářivý výkon v čáře Ly α činí 1,8.10³⁵ W. D. Fiume aj. spočítali, že energetický výdaj během dosvitu, pozorovaného v optickém, blízkém infračerveném a rentgenovém oboru v době od 0,5 do 2,5 d, byl srovnatelný s energií samotného vzplanutí. Pro mateřskou galaxii dostali z mnohobarevné fotometrie hodnoty V = 26,5 až K = 24,5 mag. X. Wang aj. se věnovali mimořádnému vzplanutí GRB 990123 s posuvem z = 1,6, kdy se během řádově sekund uvolnila fantastická energie řádu 10⁴⁷ J a kdy Lorentzův faktor dosahoval zpočátku hodnotu až 1 200, takže tvrdé záření gama se mohlo neoslabeno tvorbou párů pozitron-elektron šířit do vnějšího prostoru. Šlo o vůbec nejjasnější zdroj gama pozorovaný družicí BeppoSAX a mimořádně jasný byl i optický záblesk 9 mag, odhalený robotem ROTSE necelou minutu po GRB.

D. Frail aj. pozorovali v pásmu 1,4 ÷ 350 GHz radiodosvit mimořádně jasného GRB 991216, zaměřeného družicí RXTE jako zdroj 0509+1117, od 1. dne po vzplanutí po dobu dalších 80 dnů čtyřmi různými radioteleskopy ve Velké Británii a USA. J. Halpern aj. objevili po 11 h od vzplanutí optický dosvit R = 18,5 mag a ve 110. dnu po výbuchu odhalili mateřskou galaxii 24,6 mag s posuvem z = 1,02. Podle L. Pira aj. byly těsně po vzplanutí pozorovány družicí Chandra jaderné emisní čáry železa, helia a vodíku s kosmologickým posuvem z = 1,0, odpovídajícím vzdálenosti zdroje 1,8 Gpc. V poloměru 350 AU se tam nacházelo jen 0,1 M_☉ hmoty, pohybující se rychlostí 30 tis. km/s, takže odtud plyne, že nemohlo jít o srážku dvou neutronových hvězd, resp. neutronové hvězdy s černou dírou, nýbrž o výbuch hypernovy, jejíž vnější oblasti se rychle rozpínají, zatímco nitro se hroutí na černou díru. Vlastní supernova však mohla vybuchnout dávno před GRB. Za předpokladu izotropního záření by GRB vyzářila úhrnem 6,7.10⁴⁶ J, ale při usměrnění do dvou výtrysků s vrcholovými úhly 6° by se tato hodnota musela snížit 200krát. Zdá se pravděpodobné, že právě nejenergetičtější GRB jeví silné usměrnění výbuchu.

P. Garnavich aj. pozorovali náhlé zjasnění na sestupné části světelné křivky optického i rádiového dosvitu GRB 000301C v souhvězdí Severní koruny, vzdáleného od nás 3 Gpc (z = 2,0), jehož mateřská galaxie je 24 mag. Sám zdroj GRB se nachází 2″ od centra galaxie a jeho přesná poloha byla určena triangulací pomocí družice RXTE a sond Ulysses a NEAR. Čtvrtý den po vzplanutí se dosvity náhle zjasnily asi o 1 mag a opět zeslábly o další 4 dny později. Autoři se domnívají, že příčinou achromatického zvýšení okamžité jasnosti dosvitů byl efekt gravitační mikročočky o hmotnosti 0,5 M_☉, jež se nachází zhruba v poloviční vzdálenosti mezi GRB a pozorovatelem, takže její jasnost odhadli na 51 mag! Celý úkaz proběhl ve shodě s předpovědí, kterou zveřejnili A. Loeb a R. Perna v r. 1998. R. Sagar aj. si všimli, že optický dosvit, pozorovatelný od 1,5. dne po explozi, jevil v prvních 8 dnech výrazné krátkodobé variace jasnosti, což nasvědčuje silnému usměrnění do svazku s vrcholovým úhlem pouhých 9°, čímž se sníží bezmála o dva řády odhad vyzářené energie v porovnání s izotropním modelem, tj. na 10⁴⁴ J.

L. Antonelli aj. našli v rentgenovém spektru GRB 000214 jadernou čáru železa K α o energii 4,7 keV, tj. kosmologicky posunutou se z = 0,47. Čára o šířce 2 keV byla pozorovatelná několik desítek hodin, takže od vlastního výbuchu byla vzdálena alespoň 200 AU a hmotnost slupky přesáhla 1,4 M_☉. Teoretiky však tato pozorování příliš netěší, neboť jsou v rozporu s oběma hlavními dnes přijímanými modely, tj. splynutí kompaktní dvojhvězdy i výbuch hypernovy. S. Klose aj. pozorovali mimořádně červený dosvit od 2,5 d po výbuchu GRB 000418 po dobu téměř 7 týdnů. Zčervenání vysvětlují prachovou extinkcí záření v mateřské galaxii, kterou charakterizuje překotná tvorba hvězd. Tomu pak odpovídají mimořádně dlouhá vzplanutí GRB.

L. Germanyová aj. a M. Turatto aj. nalezli souvislost mezi supernovou 1997cy, jež vzplanula v polovině července, a GRB 970514 s červeným posuvem z = 0,063. Odtud vychází minimální absolutní hvězdná velikost supernovy R = 20,1, což je rozhodně nejvyšší optická svítivost supernovy vůbec. Od 60. dne po vzplanutí se tempo slábnutí supernovy zpomalilo, zřejmě následkem srážky expandující obálky s hustším interstelárním prostředím. Patrně šlo o zhroucení supermasivní hvězdy o hmotnosti 25 M_☉, při němž byla vyvržena hmota 2,6 M_☉ v podobě radionuklidu ⁵⁶Ni. Její světelná křivka se podobá supernově 1998bw typu Ic, která vzplanula jako hvězda B = 15 mag v oblasti překotné tvorby hvězd v podsvítivé spirální galaxii třídy SBc, vzdálené od nás podle J. Fynba aj. nanejvýš 43 Mpc, pro niž už byla dříve prokázána souvislost s GRB 980425. R. Stathakis aj. souběžně upozornili na rekordní úhrnnou vyzářenou energii supernovy 1998bw. Šlo rovněž o nejjasnější rádiovou supernovu v dějinách astronomie. Další koincidence mezi supernovou a GRB se týkají vzplanutí GRB 970228 a 980326. Podle T. Galamy aj. šlo v případě GRB 970228 rovněž o supernovu typu Ic, jejíž jasnost po maximu rychle klesala, ale od 6. března se tempo poklesu snížilo, aby opět narostlo po 7. dubnu 1997. Červený posuv mateřské galaxie činí z = 0,7. Nejnovější koincidenci ohlásili K. Sahu aj. pro GRB 990712, jehož optický protějšek sledovali ve třech barvách od času 4,2 h po vzplanutí až do stáří více než měsíc. Mateřská spirální galaxie 0509-7205 s posuvem z = 0,86 dosahuje v pásmu R= 21,75 mag. Jak zjistili L. Amati aj., vyplývá z pozorování jaderných čar železa v GRB, že zastoupení železa převyšuje sluneční hodnotu 75krát, takže jde zřejmě o produkty masivní supernovy, jež vybuchla zhruba 10 let před GRB a která se posléze zhroutila během úkazu GRB jako tzv. supranova.

Jak uvádějí D. Lamb a D. Reichart, hodí se zábleskové zdroje jako sondy do velmi vzdáleného vesmíru. Je zřejmé, že souvisejí s galaxiemi, v nichž probíhá překotná tvorba hvězd, což vede k častým hroucením masivních hvězd anebo splývání těsných dvojhvězd. Kosmologická GRB byla dosud objevena pro interval červených posuvů z v rozmezí 0,4 ÷ 3,4, ale teoreticky je možné, že najdeme i GRB v rozmezí 10 ≤ z ≤ 20! Do loňského roku však mělo jen 8 GRB dobře změřené posuvy z. F. Fiore aj. soudí, že pro tento účel se nejlépe hodí absorpce pozorované v rentgenových dosvitech. GRB jsou totiž v prvních sekundách po vzplanutí automaticky zdaleka nejjasnější rentgenové zdroje v kosmologických vzdálenostech, a mohou tudíž dobře testovat horké intergalaktické prostředí v rozmezí teplot 100 kK až 10 MK, jako bychom ho nakrátko ozářili bleskem v pozadí. Přitom právě toto prostředí obsahuje plných 40 % baryonů celého vesmíru. Zcela jedinečnou roli tak mohou sehrát obě stávající obří rentgenové družice Chandra a Newton, ale ještě lepší výsledky s ohledem na nutnost rychlé odezvy nabídne plánovaná družice Swift.

D. Cline aj. se věnovali statistice pro extrémně krátká vzplanutí gama s trváním pod 0,1 s a ukázali, že se nacházejí buď přímo ve slunečním okolí, anebo rozhodně patří do naší Galaxie, jelikož vykazují anizotropní rozložení po obloze a jejich hodnota V/V_max činí 0,52. J. Kommers aj. se zase zabývali mimořádně slabými vzplanutími záření gama, jejichž intenzita byla pod prahem iniciace aparatury BATSE, za šest let provozu družice Compton. Odvodili odtud poměr V/V_max = 0,177, což nasvědčuje tomu, že jde o lokální zdroje.

K. Hurley aj. určovali polohy GRB z triangulace pomocí sond Ulysses, Pioneer Venus Orbiter, SIGMA, WATCH a PHEBUS a družic GRANAT a EURECA, jejichž intervaly životnosti se zčásti překrývaly; tj. poslední Ulysses byl vypuštěn v říjnu 1990 a první PVO skončila v říjnu 1992. Jelikož vzdálenosti mezi jednotlivými aparaturami dosahovaly řádově astronomické jednotky, podařilo se tak určit dobré chybové plošky pro 15 vzplanutí gama, od GRB 9012044 až po 921004. Triangulace pokračovala díky sondám Ulysses a NEAR a družici Compton až do května r. 2000. Nevýhodou těchto identifikací je poměrně dlouhé období zpracování údajů, takže dobrá chybová ploška je známa až několik dnů po vzplanutí. Průměrně jednou za deset dnů se tak daří určit polohu některého vzplanutí gama. Velkým úspěchem skupiny K. Hurleye byla rychlá a přesná identifikace GRB 991208 pomocí sond Ulysses, NEAR a WIND, kdy dobrá poloha byla známa již za 1,8 d, a tak se podařilo najít nejjasnější rádiový i mikrovlnný dosvit až 0,7 mJy aparaturou VLA již 2,7 d po výbuchu. Odtud byl pak odvozen posuv z = 0,71 a z toho izotropní zářivý výkon 1,3.10⁴⁵ W. Skutečný výkon byl však určitě nižší, neboť svazek byl zřetelně usměrněný. Triangulace je obecně výhodnější pro rádiové dosvity, neboť začátek sledování nezávisí na denní době a na počasí. Nejlepší polohy se přirozeně dají získat pro co nejkratší vzplanutí. Optický dosvit nalezli P. Garnavich aj. již 15 h po explozi a sledovali jej až do 3,8 d po vzplanutí. V obou spektrálních pásmech šlo o vychládající synchrotronové záření.

R. Atkins aj. hledali signály vzplanutí gama pomocí prototypu pozemní aparatury pro detekci vysokoenergetických fotonů gama MILAGRITO v Novém Mexiku mezi únorem 1997 a květnem 1998. Pozemní přístroj je v principu citlivější, jelikož má podstatně větší sběrnou plochu než detektory na družicích, jenže velmi vysoce energetické fotony řádu TeV se dají zachytit jenom pro blízké zábleskové zdroje s červeným posuvem z ≤ 0,5 – vzdálenější energetické fotony nepřežijí průlet infračerveným pozadím vesmíru. Během té doby zaznamenala aparatura BATSE na družici Compton v zorném poli pozemní aparatury celkem 54 GRB a alespoň v jednom případě (GRB 970417A) vskutku vzrostl tok vysokoenergetických fotonů v pozemním detektoru. Podle T. Totaniho při posuvu z = 0,7 činila za předpokladu izotropního zdroje vyzářená TeV energie plných 10⁴⁷ J, což lze objasnit jako synchrotronové záření protonů. Obdobná aparatura EGRET pro MeV až GeV fotony nalezla celkem 7 GRB. Odtud je zřejmé, že intenzita zdrojů v pásmu TeV není vůbec závislá na intenzitě zdrojů v pásmu 100 keV, kde se GRB pozorují nejčastěji. Další GRB zachytila v jednom případě pozemní aparatura ARGO v Tibetu a ve dvou případech aparatura HEGRA na Kanárských ostrovech. Plnohodnotný americký pozemní detektor MILAGRO zahájil provoz v prosinci 1999.

Podle T. Clina aj. zaznamenaly přístroje na družicích Compton, GRANAT a Ulysses v červnu 1997 opakované vzplanutí v poloze 1801-23, což nasvědčuje tomu, že jde o další magnetar, vysílající velmi měkké záření gama (typ SGR). T. Strohmayer a A. Ibrahim zjistili, že při gigantickém výbuchu magnetaru SGR 1900+14 dne 29. srpna 1998 byla družicí RXTE na krátkou dobu patrná v emisi jaderná čára železa K α o energii 6,4 keV, takže její zdroj se nacházel minimálně 80 km nad povrchem neutronové hvězdy, jelikož čára neměla gravitační červený posuv. Její intenzita byla modulována rotací hvězdy s periodou 5,16 s. Rentgenový zářivý výkon v maximu dosáhl hodnoty 10³⁴ W. C. Thompson aj. zjistili, že rotace magnetaru se před výbuchem v srpnu 1999 již od června téhož roku výrazně zpomalovala a po výbuchu naopak zrychlovala v relativní míře až o hodnotu 0,0001 v délce periody. Autoři se proto domnívají, že extrémně silné magnetické pole minimálně 40 GT brzdilo rotaci neutronové hvězdy díky plastické deformaci její kůry. Podobně jako u prototypu SGR 790305 pak v srpnu došlo k vyzáření extrémně intenzivního superpulzu v trvání 0,3 s a na sestupné větvi světelné křivky v pásmu superměkkého záření gama pak byla pozorována modulace se stálou periodou 5,16 s, jež zřejmě odpovídá rotační periodě neutronové hvězdy.

3.4.2. Stálé zdroje a teoretické práce

Jak uvádějí N. Gehrels aj., našli pomocí družice Compton s aparaturou EGRET v pásmu 100 MeV celkem 271 diskrétních zdrojů záření gama, z nichž se však plných 170 nepodařilo vůbec identifikovat. Polovina z tohoto počtu se nachází poblíž galaktické roviny, ale druhou polovinu představují zdroje poměrně blízké Slunci daleko od roviny Galaxie, jejichž rozložení sleduje tzv. Gouldův pás blízkých (≈ 185 pc) hmotných hvězd a plynných mračen. Na početnější identifikace bude asi zapotřebí vyčkat výsledků plánované přesnější a citlivější družice GLAST. Je pravděpodobné, že jde o zcela novou třídu zdrojů záření gama. B. Schaefer se zabýval statistikou 16 GRB, které byly až dosud opticky identifikovány. V 10 případech byla posléze odhalena mateřská galaxie, jejíž červený posuv se podařilo změřit. Autor zjistil, že všechny takto identifikované galaxie patří k běžným typům v poli; tj. úkazy GRB postihují stejnoměrně všechny galaxie, včetně té naší – naštěstí pro nás jsou v dané galaxii velmi vzácné.

N. Glendenning a C. Kettnerová rozvinuli starší myšlenku J. Wheelera, že může existovat látka ještě hustší, než je tomu při neutronové degeneraci. Zatímco Wheeler nenašel žádnou takovou stabilní konfiguraci, nová třída stavových rovnic pro degenerovaný plyn takovou možnost podporuje. T. Baumbarte aj. se zabývali stanovením horní hranice hmotnosti pro diferenciálně rotující neutronovou hvězdu, která vzniká splynutím dvou standardních neutronových hvězd. Jak známo, osamělé neutronové hvězdy v pulzarech mají nejčastěji hmotnosti na spodní hranici (Chandrasekharově mezi pro bílé trpaslíky) kolem 1,4 M_☉. Pak jejich splynutí vede ke vzniku objektu o hmotnosti bezmála 3 M_☉, což je nad horní (Landauovou-Oppenheimerovou-Volkoffovou) mezí pro neutronové hvězdy nanejvýš 2,3 M_☉. Autoři však ukazují, že takto přetučnělé neutronové hvězdy mohou alespoň po přechodnou dobu existovat, jelikož jejich diferenciální rotace oddálí zhroucení na černou díru, a tudíž se opozdí i závěrečný záblesk gravitačního záření. Jakmile začnou pracovat gravitační interferometry typu LIGO, bude možné tuto domněnku ověřit.

T. Totani rozebral možnost, že při vzniku GRB dochází též k urychlování fotonů na energie řádu 10 TeV a zároveň i ke vzniku kosmického záření o extrémně vysokých energiích 100 ÷ 1 000 EeV. Za předpokladu izotropie by však nejsilnější GRB uvolnily nepředstavitelně velkou energii nad 10⁴⁸ J, takže usměrnění záření do úzkých svazků je více než pravděpodobné. Jako příklad autor uvádí GRB 940217, jenž vskutku dlouho dozníval v pásmu GeV fotonů. Týž mechanismus urychlování navrhli nezávisle G. Pelletier a E. Kersalé. Také P. Madau aj. snesli nepřímé důkazy, že úkazy GRB jsou usměrněné; jde o tzv. kolimované svazky.

H. Umeda rozvinul myšlenku, že zábleskové zdroje záření gama vznikají díky interakci relativistických chuchvalců vyvržených do interstelárního prostoru při výbuších supernov typů Ib a Ic. Lorentzovy faktory chuchvalců přesahují zpočátku hodnotu 100 a nutně se brzdí nárazem na mezihvězdná mračna. Naproti tomu H. Lee aj. spatřují příčinu vzplanutí GRB ve vytažení rotační energie černé díry z její magnetosféry tzv. Blandfordovým-Znajekovým mechanismem. M. Livio a E. Waxman tvrdí, že dlouhotrvající GRB vskutku vznikají gravitačním zhroucením některých velmi hmotných hvězd anebo alternativně splynutím černé díry s masivní heliovou hvězdou. Nejpodrobněji se problémem zabývali G. Brown, H. Bethe aj., kteří vyšli z populárního modelu hypernov. Podle nich jsou předchůdci GRB dvojhvězdy s velmi hmotnou heliovou hvězdou, které se zhroutí na rotující černou díru a přitom vydávají obrovské množství energie již zmíněným Blandfordovým-Znajekovým procesem. Příkladem je mikrokvasar v naší Galaxii, jenž vybuchl r. 1994 v souhvězdí Štíra a je znám jako zdroj záření gama GRO J1655-40. S nezvyklým nápadem přišel J. Jefremov, jenž hledá původ GRB v hustých hvězdokupách.

G. Schilling se domnívá, že k řešení otázky o povaze GRB významně přispěje družice HETE-2, vypuštěná počátkem října 2000, která by měla hledat GRB po dobu alespoň 4 let a která je schopná předávat údaje o poloze zdrojů nepřetržitě, jelikož spojení s ní probíhá v reálném čase. Zejména si od ní slibuje zlepšení znalostí o krátkodobých vzplanutích trvajících méně než 2 s. Ke sledování rentgenových dosvitů se pak hodí dosud fungující družice BeppoSAX a ovšem ještě lépe Chandra a především Newton, jež má nejvyšší citlivost. Autor soudí, že v současné době spolu soupeří dvě domněnky, co to vlastně je GRB. Podle té první a ortodoxnější se jedná o splynutí dvou neutronových hvězd na černou díru. Podle druhé jde o gravitační zhroucení jádra rychle rotující velmi hmotné hvězdy na černou díru, zatímco vnější vrstvy vybuchnou a stanou se zdrojem záření gama. Alternativou je případ, kdy hroutící se hmotná hvězda nejprve vybuchne jako supernova, po níž zůstane extrémně rychle rotující neutronová hvězda, která se však ve velmi silném magnetickém poli brzdí a následkem toho se pak zhroutí rovněž na černou díru, přičemž dochází ke druhé explozi tzv. hypernovy. Výskyt čar železa v GRB 990725, 991216 a 000214 podporuje věrohodnost domněnky o hypernovách.

I tato domněnka však má další alternativu, zvanou supranova, podle níž velmi hmotná hvězda nejprve vybuchne jako supernova a rozpráší do svého okolí velké množství železa. Pak se rychle rotující neutronová hvězda během několika měsíců zpomalí a zhroutí na černou díru, což je vlastní supranova, která ozáří rozptýlené železo, takže pozorujeme dlouhotrvající GRB. Prodleva několika měsíců však představuje dle M. Reese a P. Mészárose teoretický problém – podle nich by mělo k druhotnému hroucení dojít už za pár minut po vzniku neutronové hvězdy. Zmínění autoři dokonce pochybují o tom, že pozorované emise a absorpce jaderných čar železa jsou reálné.

L. Li tvrdí, že dobrým laboratorním modelem pro GRB jsou magnetické nádoby pro řízenou termonukleární reakci, známé pod názvem tokamak. I v tokamaku se totiž uvolňuje čistá energie, pokud je obklopen prstencem dostatečně silného magnetického pole. Podobně je rotující černá díra obklopena torem magnetického pole, ale jelikož jde o vzácné případy, jsou GRB o 4 řády méně časté než supernovy typu II. E. Waxman a J. Bahcall zjistili, že podstatná část energie uvolněné při výbuchu GRB se nakonec změní na extrémně energetická neutrina s energiemi až 10 EeV a dále na GeV fotony. Neutrinový dosvit se přitom opozdí za náběhem GRB zhruba o 10 s. Protony kosmického záření získávají postupně energii Fermiho mechanismem a mohou dosáhnout hodnot až 100 EeV.

S. Popov aj. odhadují celkový počet neutronových hvězd v Galaxii až na 1 miliardu, což je méně než 1 % z úhrnného počtu hvězd. Autoři dále soudí, že rádiové pulzary představují jen 0,1 % z počtu neutronových hvězd, takže je jich v Galaxii nanejvýš milion. B. Zhang a A. Hardingová tvrdí, že mezi magnetary patří též anomální rentgenové pulzary (AXP), a naopak: neměly by tedy existovat rádiové pulzary s indukcí magnetického pole přesahující 20 GT. Rádiová emise totiž vzniká díky koherentnímu záření plazmatu, tvořenému páry pozitron-elektron. V silných polích magnetarů jsou páry rozbíjeny díky energetickým fotonům.

B. Zhang aj. se domnívají, že při výbuchu některých supernov vznikají obnažené podivné kvarkové hvězdy, jež se projevují jako magnetary. Mocné záblesky magnetarů pak vysvětlují jako průchod oné podivné hvězdy „Oortovým mračnem“ komet – to se zejména týká již zmíněného magnetaru SGR 1900+14 v Orlu. Pokud je domněnka správná, mělo by k další aktivitě tohoto magnetaru dojít v letech 2004–05. Nejpodrobněji se magnetary a jejich případnou souvislostí s klasickými GRB zabývali M. Rees a P. Mészáros. Ve svém modelu spojili všechny předešlé nápady do konzistentní domněnky, která začíná výbuchem klasické supernovy několik dnů až týdnů před úkazem GRB. K němu dochází buď na povrchu magneticky brzděného superpulzaru (neutronové hvězdy), nebo v silně magnetickém toru kolem hvězdné černé díry a jeho trvání nepřesáhne 100 s. Přitom vzniká magnetický relativistický vítr, který dopadá na rozpínající se obálku supernovy, bohatou na železo a vzdálenou od centra přibližně 3 000 AU. Tím lze vysvětlit zářivé výkony kolem 10⁴⁰ W; tj. úhrnem vyzářené energie řádu 10⁴⁵ J.

S. Morsink zdůraznil, že v neutronových hvězdách se projevují kvantové jevy, tj. supravodivost a supratekutost. Díky družici RXTE lze proto od doby jejího vypuštění r. 1995 studovat efekty silného gravitačního pole a tak ověřovat v jedinečném prostředí efekty obecné teorie relativity. Jelikož oběžné frekvence hmotných částic poblíž povrchu neutronových hvězd dosahují 1 kHz, skýtá to možnost testovat jejich obíhání pomocí příslušných pozorování s dobrým časovým rozlišením. To se vskutku daří, jelikož družice RXTE již v asi 20 případech odhalila kvaziperiodické oscilace s těmito vysokými frekvencemi. Jelikož na povrchu neutronových hvězd dochází navíc k miniaturním termonukleárním vzplanutím, vznikají tak zázněje, které lze velmi dobře sledovat a teoreticky interpretovat.

4. Mezihvězdná látka

Pomocí HST byla zobrazena mlhovina N 81 v Malém Magellanově mračnu. Velmi se podobá galaktickým mlhovinám Trifid nebo Laguna – je ovšem vzdálena plných 60 kpc. V rámci programu HST Heritage (dědictví po HST) byla snímkována mlhovina NGC 1999 nedaleko známé mlhoviny v Orionu (M42). Prach a plyn je v tomto případě ozářen mladou proměnnou hvězdou V380 Ori a na snímku je patrný zárodek nové hvězdy v podobě Bokovy globule. Podobně je podle A. Fuenta aj. ozařována známá reflexní mlhovina NGC 7023 v Cefeovi mladou Herbigovou hvězdou HD 200775 sp. B3Ve. Infračervená pozorování družicí ISO ukázala, že je od nás vzdálena 440 pc.

J. Hollis aj. objevili pomocí 12m mikrovlnného radioteleskopu na Kitt Peaku na frekvencích 71,5 ÷ 103 GHz první mezihvězdný cukr v molekulových mračnech zdroje Sgr B2 poblíž centra Galaxie. Jde o osmiatomový glykolaldehyd (CH₂OHCHO). Je proto velká škoda, že z úsporných důvodů musel být tento jedinečný radioteleskop loni odstaven. Mikrovlnná družice SWAS měří již půldruhého roku pásy jednoduchých molekul v mezihvězdném prostoru. V chladných mračnech našla při teplotě 30 K jen nepatrné množství vody, relativně 10 ⁹, zatímco v horkých mračnech je vody o řád více. Naproti tomu se vůbec nepodařilo najít molekuly kyslíku, což je zcela nepochopitelné.

5. Galaxie

5.1. Hvězdokupy

Obvykle se uvádí, že nejbližšími otevřenými hvězdokupami jsou Hyády a seskupení hvězd ve Velké medvědici a okolí, k němuž patří zejména většina jasných hvězd Velkého vozu. Nyní se však zásluhou přesných měření vzdáleností hvězd v asociaci kolem proměnné TW Hya pomocí družice HIPPARCOS zjistilo, že také tato soustava je naší blízkou sousedkou, když centrum asociace je od Slunce vzdáleno pouhých 50 pc a její průměr dosahuje 30 pc. Samotná proměnná TW Hya patří k mladým hvězdám typu T Tau, jež dosud nevstoupily na hlavní posloupnost, a k asociaci patří nejméně 17 dalších velmi mladých trpasličích hvězd o stáří nanejvýš 10 milionů roků, ačkoliv se v této oblasti nenalézá žádné zárodečné mezihvězdné mračno. To znamená, že se hmota mračna již zcela spotřebovala na vznik hvězd. Tato asociace navíc prchá od obří asociace Sco-Cen ve vzdálenosti 123 pc, z níž byla kdysi vymrštěna.

V polovině září 1999 pořídil HST podrobné snímky chumáče mlhovin v okolí hvězdy Merope v Plejádách. Odtud vyšlo překvapivě nízké stáří Plejád jen 80 milionů let. zatímco dosud se udávalo 120 milionů let. Podle G. Gatewooda aj. však došlo také k velmi nepříjemnému rozporu mezi určením vzdálenosti Plejád pomocí trigonometrických paralax ze Země a z kosmu. Dlouholetá měření 0,76m refraktorem v Alleghany dala totiž vzdálenost 131 pc, kdežto z družice HIPPARCOS vychází vzdálenost jen 116 pc.

Družice HIPPARCOS poskytla rovněž údaje pro revizi průměrného stáří kulových hvězdokup v Galaxii. Jak uvádějí E. Caretta aj., zatímco starší data vedla k průměrnému stáří (11,5 ±2,6) miliard let, po revizi se tato hodnota nepříjemně zvýšila na (12,9 ±2,9) miliard let. Ještě „hůře“ dopadlo určení stáří kulové hvězdokupy M92 (Her) pomocí rozboru barevného diagramu. Jak uvedli F. Grundahl aj., obdrželi hodnotu (14,5 ±2) miliard roků. Podobně vyšlo určení stáří kulové hvězdokupy M15 (Peg) pomocí radioaktivního datování thoria ve spektru tří červených obrů na vrcholku obří větve barevného diagramu. Jak uvedli C. Sneeden aj., vyšlo jim rovněž nepříjemně vysoké stáří (14 ±3) miliard let. Nepříjemně proto, že se tím prakticky srovnalo stáří kulových hvězdokup v Galaxii s nejnovějším určením stáří vesmíru od velkého třesku, ačkoliv je zřejmé, že od vzniku vesmíru do vzniku prvních hvězd a celé Galaxie musela uplynout delší doba – minimálně 700 milionů let.

R. Saffer aj. pořídili pomocí HST snímky kulové hvězdokupy NGC 6397 (Ara). Odtud zjistili, že maximální hmotnost osamělých hvězd dosahuje 0,8 M_☉, zatímco tzv. modří loudalové (blue stragglers) jsou výrazně hmotnější. V centru hvězdokupy rozlišili 5 loudalů, z nichž 4 mají hmotnost přesně dvojnásobnou, takže zřejmě vznikly splynutím dvou standardních hvězd. Pátý loudal s hmotností 2,4 M_☉ je pak zřejmě výsledkem splynutí alespoň tří složek. Zatímco na periferii hvězdokupy hvězdy opravdu splývají (ve hvězdokupách se často vyskytují dotykové dvojhvězdy typu W UMa), v samotném centru se mohou díky vysoké prostorové hustotě hvězd přímo srazit.

HST byl rovněž využit k hledání potenciálních přechodů exoplanet přes hvězdné disky v kulové hvězdokupě 47 Tuc. Během 8 dnů bylo získáno 645 snímků a na nich sledovány okamžité jasnosti 34 tisíc hvězd. Pokud by výskyt exoplanet v kulových hvězdokupách odpovídal stavu, který známe ze slunečního okolí, mělo by být zpozorováno 17 takových přechodů, projevujících se krátkodobým měřitelným poklesem jasnosti příslušné hvězdy. Ve skutečnosti však nebyl žádný pokles jasnosti pozorován, takže deficit exoplanet v kulových hvězdokupách je tím patrně prokázán. Příčinou deficitu může být nízký obsah kovů v takto starobylých soustavách, takže není z čeho exoplanety vytvořit, anebo jsou zárodky exoplanet rychle rozrušovány vinou gravitačních poruch při četných blízkých setkáních hvězd uvnitř hvězdokupy.

E. Pancinová aj. studovali na snímcích z 2,2m dalekohledu ESO MPI, pořízených v r. 1992, větev červených obrů v nejhmotnější a nejsvítivější kulové hvězdokupě naší Galaxie ω Cen (NGC 5139). Proměření parametrů více než 220 tisíc hvězd ve hvězdokupě trvalo 7 let, ale výsledky jsou znamenité. Ukazují na komplexní strukturu, kinematiku i výskyt hvězd různých populací v této bezmála trpasličí galaxii uvnitř naší Galaxie. Téže kulové hvězdokupě je věnována jedinečná práce F. van Leeuwena aj., kteří pořídili srovnávací snímky astrometrickým refraktorem 0,66 m v Yale v letech 1978–1983 a porovnali je se snímky téhož objektu a týmž přístrojem, jež v rámci své disertace získal mladý holandský astronom W. Martin v letech 1931–35, kdy se refraktor nacházel v Jižní Africe, resp. v Austrálii. Vysoká kvalita refraktoru a velký časový odstup obou sérií snímků totiž dovolil určit vlastní pohyby bezmála 10 tisíc hvězd ve hvězdokupě s naprosto jedinečnou přesností až 0,0001″/rok. To je vskutku nevídaná hodnota, více než o řád lepší než vlastní pohyby určované družicí HIPPARCOS!

Všechny snímky na skleněných deskách o rozměru 160 × 160 mm byly uschovány na observatoři v Leidenu, kde se naštěstí v muzeu zachoval i původní měřicí stroj, který byl renovován a využit pro proměření. Tak se ukázalo, že hvězdokupa je od nás vzdálena jen 4,5 kpc, zatímco konvenčně se udávalo 5,1 kpc, a to díky možnosti porovnat rozptyl vlastních pohybů a rozptyl radiálních rychlostí, měřených s touž relativní přesností. Potvrdila se vysoká hmotnost hvězdokupy kolem 4 MM_☉, což se již blíží hmotnostem trpasličích galaxií, a poprvé se podařilo studovat vnitřní kinematiku hvězdokupy, jelikož jsou k mání kvalitní prostorové rychlosti hvězd v okolí jejího jádra, jehož poloměr činí 3,9 pc. Práce byla věnována památce tragicky zesnulého W. Martina, který po obhajobě doktorátu v r. 1937 nastoupil jako astronom na indonéské hvězdárně v Lembangu, kde ho zastihla japonská invaze a Japonci ho jako bělocha odvlekli do koncentračního tábora, kde zahynul.

J. Turnerová a S. Becková konstatují, že v naší Galaxii již skončilo vznikání kulových hvězdokup, ale to obecně neplatí pro cizí galaxie. Sami našli zárodek budoucí kulové hvězdokupy v trpasličí galaxii NGC 5253 (Cen) o rozměru 1 × 2 pc, obsahující alespoň tisíc velmi hmotných horkých hvězd mladších než milion roků. Úhrnná hmotnost zárodku 1 MM_☉ odpovídá typické hmotnosti kulové hvězdokupy v naší Galaxii. Podobný objev uzlíku o rozměrech 3 × 6 pc v trpasličí galaxii He 2-10 ohlásili K. Johnson a C. Kobulnicky. V uzlíku se nalézá bezmála tisícovka vysoce svítivých hvězd třídy O s maximálním stářím 0,5 milionu let.

5.2. Naše Galaxie

B. Chandran aj. ukázali, že v centrálních 200 parsecích v jádře Galaxie se nahromadilo akrecí 3 GM_☉ hmoty a magnetické pole dosahuje indukce větší než 20 pT, což stačí k udržení částic kosmického záření o vysoké energii uvnitř jádra Galaxie. J. Miralda-Escudé a A. Gould tvrdí, že v centrálním parseku Galaxie se nachází kupa asi 25 tisíc (!) černých děr, jež vznikly zhroucením velmi hmotných hvězd, které se díky dynamickému tření propadly do této oblasti a budou pohlceny centrální černou veledírou až za předlouhých 30 miliard let, takže v této chvíli je většina z nich dosud daleko od obzoru událostí černé veledíry v samotném centru.

A. Ghezová aj. využili metody infračervené skvrnkové interferometrie u Keckova teleskopu, vybaveného adaptivní optikou, k měření vlastních pohybů hvězd v blízkém okolí středu Galaxie s přesností 0,003″/rok. Podařilo se jim určit vlastní pohyby 90 hvězd, vzdálených jen 0,1″ (0,005 pc!) od centra, tj. ve vzdálenostech řádu 100 Schwarzschildových poloměrů od černé veledíry. Dostali tak oběžné periody hvězd kolem 15 roků, ale rychlosti až 1 350 km/s, což odpovídá hmotnosti centrální černé veledíry 2,6 MM_☉. Poprvé se zdařilo změřit i zrychlení tří hvězd, jak se blíží po spirále k černé díře tempem až 6 mm/s². Podle M. Jaroszynského se dá těchto měření využít k ověření občas nadhazované domněnky, že centrální černá díra v Galaxii je dvojitá. D. Figer aj. použili téhož dalekohledu k rozboru spektra horké hvězdy IRS 16 NW, vzdálené méně než 0,3″ od centra a ukázali, že jde o žhavou hvězdu třídy OB starou nanejvýš 20 milionů roků, takže v okolí centra je stále dost látky na vznik nových hvězd. D. Lubowich aj. zase zjistili, že koncentrace deuteria v centru Galaxie je o plných pět řádů vyšší, než se čekalo, což značí nedávnou čerstvou „dodávku“ deuteria zvnějšku.

D. McNamara zpřesnil měřením světelných křivek proměnných hvězd typu δ Sct a RR Lyr z automatické přehlídky OGLE vzdálenost jádra Galaxie od nás na (7,9 ±0,3) kpc. Tloušťka galaktického disku vně galaktické výduti činí pouze 0,6 kpc, ale sám disk je obklopen plochým halem starých vyhaslých hvězd o průměru 46 kpc a tloušťce 28 kpc, jež však obsahuje méně než 5 % skryté látky Galaxie. Podle měření z ultrafialové družice FUSE je Galaxie obklopena do příčné vzdálenosti 3 kpc od hlavní roviny horkým plynem o teplotě 500 kK. Plyn ohřívají rázové vlny vyvolané supernovami.

J. Biney aj. odvodili z údajů družice HIPPARCOS průměrné stáří 12 000 hvězd hlavní posloupnosti a podobrů ve slunečním okolí: (11,2 ±0,75) miliardy let. Thoriovou metodou radioaktivního datování se zjistilo, že nejstarší hvězdy v Galaxii vznikly před 12 miliardami let. Podle N. Wyna Evanse a M. Wilkinsona obsahuje naše Galaxie 400 miliard hvězd a její úhrnná hmotnost dosahuje 2 TM_☉, zatímco hmotnost spirální galaxie M31 činí jen 1,2 TM_☉. Obě galaxie jsou daleko největšími a nejhmotnějšími členy Místní soustavy galaxií, která v pomyslné kouli o průměru 2,5 Mpc obsahuje přinejmenším 36 galaxií.

5.3. Místní soustava galaxií

Podle S. van den Bergha má naše Galaxie klasifikovaná jako SB/Bc I-II absolutní hvězdnou velikost 20,9 mag a nalézá se 0,46 Mpc od těžiště Místní soustavy. Galaxie M31, klasifikovaná jako Sb I-II, má 21,2 mag a je od těžiště soustavy vzdálena 0,76 Mpc. Malé Magellanovo mračno (MMM) je 17,1 mag a třídy Irr IV/IV-V, zatímco Velké Magellanovo mračno (VMM) je 18,5 mag a třídy Irr III-IV. Naproti tomu C. Alcock aj. odhalili z barevného diagramu pro 9 milionů hvězd programu MACHO, že VMM má příčku, takže asi není tak zcela nepravidelnou galaxií, jak se dosud uvádí.

Vzdálenost Velkého Magellanova mračna (VMM) má zásadní význam pro celou kosmologii, neboť představuje první příčku pomyslného kalibračního žebříku pro vzdálenosti v celém viditelném vesmíru. Tím více astronomy znepokojuje fakt, že navzdory velmi přesným měřením z družice HIPPARCOS a dobrým statistikám pro velké soubory určitých typů hvězd se takto stanovená vzdálenost různými metodami liší mnohem více, než naznačují udávané chyby měření. C. Nelson aj. změřili vzdálenost VMM z parametrů zákrytové dvojhvězdy HV2274 a obdrželi tak hodnotu 47,9 kpc. Další dvě horké modré zákrytové dvojhvězdy však daly vzdálenost 46 kpc. M. Groenewegen a R. Oudmaijer obdrželi z relace perioda-svítivost pro cefeidy vzdálenost 50,6 kpc. E. Carretta aj. kalibrovali vzdálenost VMM pomocí kulových hvězdokup a dostali 53,5 kpc. A. Udalski využil měření z přehlídky OGLE k určení této vzdálenosti na pouhých 44,5 kpc. M. Romaniello aj. nyní použili pro takové porovnání velký soubor červených polních hvězd (red clump stars), z něhož vychází vzdálenost VMM (52,2 ±3,5) kpc, kdežto červení obři dávají vzdálenost (54,7 ±6,6) kpc.

Dosti dobrý souhlas obou údajů pak podle autorů vylučuje „krátkou“ vzdálenost pod 48,5 kpc, jenže právě k této krátké stupnici se přiklonil A. Udalski na základě měření z přehlídky OGLE. Jako indikátor vzdálenosti použil jak červené polní hvězdy, tak 284 červených obrů a vyšla mu vzdálenost (44,5 ±1,6) kpc. Do třetice S. Sakai aj. dostali pro červené polní hvězdy vzdálenost 45,5 kpc, ale pro červené obry a proměnné RR Lyr 52,2 kpc, kdežto G. Kovácsovi vyšla vzdálenost z proměnných RR Lyr na 50,6 kpc, takže řečeno se Shakespearem, jak se vám líbí. Tito autoři proto připouštějí, že VMM je dále než 41,7 kpc a blíže než 55,0 kpc – věru nelichotivě široké rozmezí.

B. Paczyński a B. Pindor uveřejnili seznam cefeid ve VMM i MMM, sledovaných na přehlídkových snímcích programu OGLE. Našli tak 42 cefeid v naší Galaxii, 33 cefeid ve VMM a 35 cefeid v MMM. Odtud zjistili, že cefeidy v Galaxii mají amplitudy světelných křivek o 7 % větší než cefeidy ve VMM a ty mají zase amplitudy o 18 % větší než cefeidy v MMM. To znamená, že amplituda cefeid je přímo úměrná obsahu kovů ve hvězdě, což snižuje jejich kalibrační výhodnost pro nepřímé určování vzdáleností hvězdných soustav, v nichž se cefeidy nalézají. Pomocí HST lze sice určovat vzdálenosti cefeid až do 23 Mpc, jenže pro větší vzdálenosti se obrazy cefeid častěji slévají s okolními objekty, což vede k soustavnému podceňování vzdáleností až o 9 %. W. Gieren nyní pozoroval v infračerveném pásmu cefeidu HV12198, jež je členem mladé kulové hvězdokupy ve VMM, a odtud dostal její vzdálenost 48,3 kpc, která by se mohla stát základem budoucí kalibrace. D. Alves a C. Nelson zjišťovali průběh rotační křivky pro VMM a nalezli tak maximum rotační rychlosti 72 km/s ve vzdálenosti 4,0 kpc od jádra; to znamená, že pro větší vzdálenosti od jádra rychlost rotace již klesá. Odtud pak vychází úhrnná hmotnost VMM 5,3 GM_☉.

A. Udalski využil programu OGLE k určení vzdálenosti MMM a vyšlo mu jen 56,2 kpc. M. Groenewegen zkombinoval údaje pro cefeidy programu OGLE a infračervených přehlídek DENIS a 2MASS a odtud dostal vzdálenost MMM v rozmezí 64,3 ÷ 66,4 kpc. To znamená, že MMM má být o 12,6 kpc dále než VMM. G. Pietrzynski a A. Udalski určovali z měření OGLE též stáří 600 hvězdokup ve VMM a dostali tři maxima v období před 7, 125 a 800 miliony roků, s menšími vrcholky též před 100 a 160 miliony let. Taktéž v MMM se pozorují stejné vrcholy, takže autoři soudí, že vzájemná přiblížení obou Mračen v této minulosti vedla k překotné tvorbě hvězdokup.

M. Garcia aj. sledovali pomocí rentgenové družice Chandra centrum galaxie M31 a objevili tam 5 bodových zdrojů, z nichž jeden se nalézá pouhou 1″ od černé veledíry a vyniká zcela pekuliárním spektrem. Jádro galaxie je daleko průhlednější pro optické záření než jádro naší Galaxie a černá veledíra v jádře je rovněž hmotnější než v naší Galaxii, neboť její hmotnost činí plných 30 MM_☉. N. Sambhus a S. Sridhar potvrdili, že jádro M31 má dva jasné uzlíky ve vzájemné úhlové vzdálenosti 0,49″, což odpovídá modelu s centrální černou veledírou, kolem níž obíhá tlustý disk plný hvězd v periodě delší než 200 tisíc let. Podle N. Evanse a M. Wilkinsona je M31 obklopena 10 satelitními galaxiemi a 17 vzdálenými kulovými hvězdokupami. Halo M31 má hmotnost 1,2 TM_☉, kdežto halo naší Galaxie dokonce 1,9 TM_☉. P. Côté aj. odhadli hmotnost celé M31 pomocí pohybů jejích trpasličích průvodců na 0,8 TM_☉, jenže údaj je velmi nejistý, neboť není známa výstřednost dráhových elips satelitů.

Hmotnost spirálních galaxií se od r. 1914 určuje především z rotačních křivek, tj. závislosti radiální rychlosti hvězd na vzdálenosti od centra galaxie. Jak uvádějí Y. Sofue a V. Rubinová, právě tehdy objevil V. Slipher ve spektru galaxie M31 šikmo skloněné spektrální čáry, když nastavil štěrbinu spektrografu podél hlavní osy galaxie (obdobně byla zjištěna rotace částic v Saturnových prstencích). Zpočátku šlo o nesmírně pracná pozorování kvůli malé citlivosti tehdejších spektrografů a emulzí. Ještě r. 1918 exponoval F. Pease spektra M31 u 2,5m reflektoru na Mt. Wilsonu po dobu kolem 80 h čtyřikrát do roka a ve dvou polohách štěrbiny. Moderní pozorování rotačních křivek se rozvinulo zásluhou manželů Burbidgeových až v 60. letech XX. stol.

5.4. Cizí galaxie

Rentgenová družice Chandra studovala jednak kulové hvězdokupy v naší Galaxii (M17 – ω v Sgr a M80 v Sco) a jednak jádro pekuliární galaxie M82 (UMa), vzdálené od nás 3,4 Mpc. Ve všech případech našla známky přítomnosti černých děr středních hmotností kolem 500 M_☉, jejichž původ je poněkud záhadný. Zdá se, že jde o výsledek gravitačního zhroucení velmi hmotné nadhvězdy. První náznaky, že existují černé díry středních hmotností (alespoň 500 M_☉ a nanejvýš 10 kM_☉) se objevily díky rentgenovým družicím již r. 1999, ale teprve Chandra má dobré rozlišení k tomu, aby jejich existenci potvrdila. Objekt v galaxii M82 se nachází ve vzdálenosti asi 180 pc od jádra v oblasti překotné tvorby hvězd.

M. Bietenholz aj. sledovali radiointerferometrem VLBI známou spirální galaxii M81 (UMa), vzdálenou jen 3,6 Mpc a proslulou nedávným vzplanutím supernovy 1993J. Na frekvenci 8,4 GHz docílili neuvěřitelného lineárního rozlišení 0,01 pc (2 000 AU). Uprostřed galaxie se nachází černá veledíra a kolem aktivní rentgenový zdroj s výkonem 1,7.10³³ W. Týž objekt září také v rádiovém pásmu s výkonem řádu 10³⁰ W a lze jej pozorovat snáze než odpovídající objekt v centru naší Galaxie, neboť není prakticky zeslaben extinkcí. Ze zdroje vybíhá jednostranný výtrysk o proměnné délce s amplitudou 20 % kolem střední hodnoty 3 600 AU a rychlosti 25 000 km/s, který se příležitostně ohýbá východním směrem.

V. Ivanov aj. odvodili vzdálenost rádiové galaxie Dwingeloo 1 (Cas) 5 Mpc a její vizuální hvězdnou velikost 13 mag, což je dáno silnou extinkcí v rovině naší Galaxie. J. Jurcevic aj. sledovali 42 červených veleobrů v pozdní spirální galaxii M101 (UMa) a dostali tak její vzdálenost nezávisle na cefeidách: 7,6 Mpc, v dobré shodě s určením vzdálenosti pomocí cefeid. J. Mould aj. určili pomocí 29 cefeid, pozorovaných HST, vzdálenost spirální galaxie NGC 1425 v blízké kupě Fornax s kosmologickým červeným posuvem z = 0,005. Odvodili tak její vzdálenost 22 Mpc, čímž se zvýšil počet spirálních galaxií s dobrými vzdálenostmi pomocí cefeid na 18. H. Falcke aj. zjistili z rádiových měření na frekvenci 8 GHz, že galaxie TXS 2226-184 obsahuje zatím nejsvítivější vodní maser (gigamaser). Galaxie je silně skloněna k zornému paprsku a přeťatá vrstvou prachu. Obsahuje velké množství chladného molekulového plynu.

Nejbližší obří eliptickou galaxií zůstává rádiový zdroj Cen A (NGC 5128) ve vzdálenosti 3,5 Mpc od nás. Rádiové laloky, vyvěrající z jádra, jsou na obloze navzájem vzdáleny plných 5°. H. Jerjen aj. snímkovali kruhovou homogenní galaxii IC 3328 (Vir) pomocí VLT a nalezli tak slabou spirální strukturu, představující jen 3 % jasnosti celé galaxie. Jde tedy o nejslabší a také nejmenší známou spirální galaxii. Podrobný snímek galaxie NGC 3314 (Hya), získaný loni HST, poukázal na pozoruhodnou skutečnost, že se zde do téhož směru náhodně promítají fyzicky nesouvisející galaxie, vzdálené od nás zhruba 40 Mpc, přičemž ta „zadní“ je o 8 Mpc dále než ta „přední“. Dosud se zdálo, že jde o dvě interagující galaxie. Tato nepravděpodobná projekce však umožňuje velmi dobře zkoumat prachový pás v bližší galaxií, jevící se jako silueta proti svítícímu pozadí vzdálenější galaxie.

Pozorování více než 30 běžných galaxií pomocí HST prokázala podle J. Kormendyho aj., že existuje souvislost mezi hmotností černé veledíry v centru dané galaxie a hmotností centrální galaktické výdutě velmi starých hvězd ve spirálních galaxiích. Diskové galaxie bez centrální výduti však centrální černou veledíru nemají vůbec. Hmotnosti centrálních černých veleděr tak kolísají od 1 MM_☉ do 2,4 GM_☉ a pokaždé představují asi 0,2 % výdutě dané galaxie. Hmotnosti výdutí i centrálních černých děr lze podle L. Ferrareseové a D. Meritta i K. Gebhardta aj. dosti spolehlivě odvodit z pozorování rozptylu pohybů hvězd v jejich blízkosti. Supermasivní černé veledíry též geneticky souvisejí s kvasary.

Studium rádiového záření 100 blízkých galaxií pomocí soustav VLA a VLBA potvrdilo, že alespoň 30 z nich má ve svém centru kompaktní rádiové zdroje typu Sgr A*, čili že se tam nalézají černé veledíry, které patrně vznikly ještě před vznikem I. generace hvězd v šerověku (angl. dark age) vesmíru. K jejich růstu přispívá jak akrece mezihvězdného plynu, tak i pohlcování masivních hvězd I. generace, případně i splývání zárodků galaxií. Zdá se, že výdutě galaxií a černé veledíry vznikají současně při prudkém gravitačním smršťování zárodků galaxií a první epizodě překotné tvorby hvězd.

A. Wilson aj. studovali pomocí družice Chandra okolí známé radiogalaxie Pic A, vzdálené od nás 150 Mpc (z = 0,035). Objevili tak úzký výtrysk dlouhý 250 kpc s jasnou rentgenovou skvrnou na vnějším konci. Je naprosto jisté, že zdrojem výtrysku je černá veledíra v centru galaxie, z jejíhož okolí vyvěrají superrelativistické elektrony s energiemi až 50 TeV, které mohou způsobit vznik částic vysokoenergetického kosmického záření. Degradace relativistické energie elektronů vede nakonec ke vzniku rentgenových fotonů, ale horká skvrna je vidět i opticky a rádiově. Malý vrcholový úhel výtrysku svědčí o silném magnetickém poli rotujícího plynu v blízkosti černé díry. Družice Chandra zobrazila rovněž kupu galaxií kolem rádiového zdroje Hya A, vzdáleného od nás 260 Mpc. Z rozložení rentgenového záření vyplývá, že žhavý plyn obklopující jádro kupy se vkliňuje do centra, kde se nachází černá veledíra, ale odtamtud putuje zpět po smyčkách, tvarovaných patrně magnetickým polem v kupě.

Hlavním loňským výsledkem družice Chandra se však stalo rozluštění záhady, kde se bere difuzní pozadí tvrdého rentgenového záření v pásmu 2 ÷ 10 keV, jež bylo poprvé pozorováno již r. 1962. Jak zjistili R. Mushotzky aj. z rozboru extrémně dlouhé expozice 27,7 h, uskutečněné počátkem prosince 1999 v zorném poli o průměru 5′, nejméně 80 % záření pozadí pochází od diskrétních zdrojů rentgenového záření, poprvé rozlišených právě zmíněnou družicí. Jde o jádra běžných i aktivních galaxií, resp. o kvasary. To znamená, že na celé obloze by družice zaznamenala na 70 milionů těchto objektů. Přitom některé diskrétní rentgenové zdroje nemají dosud žádné optické protějšky, takže možná jde o extrémně staré kvasary ve vzdálenosti přes 4 Gpc.

R. Williams aj. shrnuli motivaci a výsledky jedinečného projektu HDF, jímž je studium dvou vybraných hlubokých polí na severní a jižní obloze. Vše začalo ve druhé polovině prosince 1995, kdy byl R. Williams šéfem Ústavu pro kosmický teleskop v Baltimore a použil celé ředitelské rezervy pozorovacího času HST pro riskantní projekt snímkování severního pole HDF-N v UMa kamerou WFPC2 po dobu 10 dnů (úhrnem čistých 100 h expozic). Tehdy se docílilo rekordních mezních hvězdných velikostí HST ve 4 spektrálních pásmech ve viditelné oboru spektra a od té doby bylo pole studováno dlouhými expozicemi a s maximálním možným rozlišením i citlivostí v širokém rozsahu vlnových délek elektromagnetického záření od pásma rentgenového (družice Chandra v projektu CDF) až po centimetrové rádiové vlny. Úspěch této nejhlubší sondy do minulosti vesmíru podnítil komplexní výzkum jižního pole HDF-S v souhvězdí Tukana v galaktické šířce 49° v říjnu 1998, kdy už byly do přehlídky zapojeny nové přístroje NICMOS a STIS. Velkou předností projektu se stala rovněž okolnost, že všechna měření byla mimořádně brzo uvolněna pro veřejnou potřebu, a slouží tak doslova jako zlatý důl pro výzkum velmi vzdáleného vesmíru.

J. Cohenová aj. využili spektrografu LRIS u Keckova teleskopu k pořízení 671 spekter slabých galaxií do R = 24 mag v hlubokém poli HDF-N. Pro průměrnou magnitudu galaxií 23,8 vychází průměrný z = 1,2 a odtud lze odvodit hlavní kosmologické parametry H₀ = 60 km/s/Mpc; Ω_m ≈ 0,3 a Λ = 0. Z červených posuvů lze vypozorovat prostorové seskupování galaxií do oddělených hnízd. N. Yahata aj. získali jasnosti a spektra 335 slabých galaxií v poli HDF-S pomocí HST NICMOS, přičemž mezní hvězdné velikosti v integrálním a infračerveném oboru se pohybovaly mezi 28,7 a 26,5 mag. V tomto souboru bylo 21 galaxií se z > 5 a 8 galaxií se z > 10. J. Gardner aj. zopakovali snímek části pole HDF-S pomocí nové kamery STIS, jež má zorné pole jen 50″ × 50″, resp. 25″ × 25″ v ultrafialovém pásmu, ale zato vyšší citlivost než původně užitá kamera WFPC2, takže dosáhli mezní hvězdné velikosti 29,4 mag. S. Christiani a V. d'Odorico též využili jasného kvasaru J2233-606 B = 17,5 mag se 2,2 k „zadnímu osvětlení bližší scény“ v poli HDF-S. S. Cristiani aj. pořídili pomocí spektrografu FORS1 u VLT spektra 30 objektů, nalezených na snímcích HDF-S a CDF-S, jejichž červená jasnost se pohybovala mezi 24 a 25 mag. Určili tak červené posuvy pro 8 galaxií v rozmezí 2,75 z z = 3,11, resp. 3,93, což značí projektovanou vzdálenost uvnitř párů 8,7 a 3,1 Mpc.

Naproti tomu D. Stern aj. a H. Chen aj. oznámili, že galaxie 123627+621755 s jasností R = 27,3, která podle fotometrických odhadů měla mít rekordní červený posuv vůbec (z = 6,68), má podle měření aparaturou STIS naprosto neodpovídající spektrum a její skutečný červený posuv dosahuje v nejlepším případě z = 1,5. Pole HDF-N bylo též proměřováno pomocí družice ISO, anténou VLA, rádiovou soustavou WSRT ve Westerborku a submilimetrovými radioteleskopy. Tak se podařilo zjistit, že rádiové záření pochází jednak od opticky poměrně jasných galaxií s prostředními červenými posuvy a jednak od mimořádně slabých galaxií > 25 mag.

R. Méndez a D. Minniti zkoumali povahu slabých modrých objektů, jež byly nalezeny na obou hlubokých snímcích HST (HDF-N a -S), a zjistili, že jde o velmi staré bílé trpaslíky galaktického hala, vzdálené od Slunce nanejvýš 2 kpc. Pak je v těchto tělesech soustředěna až polovina skryté látky v Galaxii. Porovnáním snímků severního a jižního pole zjistili S. Caertano aj., že pro červený posuv z = 2,7 mají jižní galaxie tempo tvorby hvězd 1,9krát vyšší než galaxie v severním poli, ale pro z = 4 se tento poměr snižuje na 1,3násobek. Podle V. Sarajediniho aj. se mezi galaxiemi s I

E. Athanassoula se zabýval počítačovou simulací vývoje galaxií, které však odmítá považovat za vesmírné ostrovy, jelikož galaxie velmi silně interagují se svým okolím. Ukázal to v práci, kde samotnou galaxii reprezentovalo 120 tisíc hmotných bodů, z nichž 42 tisíc představovalo galaktický disk a 78 tisíc galaktické halo. Pro průvodce této galaxie pak vybral tři „soustavy“ postupně zastoupené 42, 12 a 4,2 tisíci bodů.

5.5. Kvasary a aktivní jádra galaxií

Galaxie s aktivním jádrem Mrk 501 (z = 0,034) prodělala dle H. Krawczynského aj. během r. 1997 několik silných výbuchů, jež byly sledovány v pásmu záření gama s energiemi řádu TeV aparaturou HEGRA a dále rentgenovou družicí RXTE. Obojí světelné křivky spolu dobře souhlasily a svědčí ve prospěch synchrotronového původu záření. Tatáž vzplanutí nalezli M. Amenomori aj. v záznamech tibetské aparatury mezi únorem a srpnem 1997, když v červnu dosáhla relativní jasnost zdroje v pásmu 0,1 ÷ 10 TeV hodnoty až 10 Krabů. D. Petry aj. uvádějí, že dvacetinásobné zvýšení toku v pásmu TeV v téže době zaznamenali i aparaturou EGRET na družici Compton, což je v tomto pásmu nový rekord pro kterýkoliv objekt. Podle R. Sambruny aj. kolem maxima světelné křivky v pásmu gama a rentgenovém navzájem dobře souhlasily, když synchrotronové maximum bylo posunuto k energiím nad 50 keV. F. Rieger a K. Mannheim tvrdí, že se v centru galaxie nalézá dvojice černých veleděr s oběžnou periodou řádu 10 let, hmotnostmi složek 100 a 20 MM_☉ a jejich vzájemnou vzdáleností 300 Gkm.

Krátkodobé variace jasnosti s amplitudou 5 : 1 na stupnici dnů byly pozorovány u galaxie Mrk 421 v lednu 2000 aparaturou CAT pro fotony gama o energiích kolem 250 GeV. Na přelomu dubna a května 2000 zjistil Čerenkovův teleskop Whippleovy observatoře její další zjasnění v pásmu TeV až na více než desetinásobek klidové hodnoty, tj. až na 4,7 Kraba. Obě aktivní galaxie však přesto mohou urychlovat protony až na energie 10 EeV v oblastech o průměru do 10¹¹ km, pokud se tam vyskytují magnetická pole o indukci do 10 mT, neboť energie takových polí je pak větší než kinetická energie urychlených protonů. Třetí aktivní galaxií v pásmu fotonů TeV se podle J. Něšpora aj. stal objekt 3C 66A, jehož zářivý výkon nad hranicí 0,1 TeV činí 10³⁹ W. Zato sledování 9 blazarů v letech 1997–99 pomocí detektoru HEGRA v pásmu nad 750 GeV nepřineslo podle F. Aharoniana aj. žádný úspěch.

Družice Chandra zobrazila rádiové skvrny u kvasaru 3C 295 s červeným posuvem z = 0,46 ve vzdálenosti 2,6 Gpc v rentgenovém oboru spektra. Podle D. Harrise aj. to znamená, že jde o mimořádně horké plazma. N. Morgan aj. zjistili, že objekt CTQ 8390 je pravý binární rádiově tichý kvasar se vzájemnou úhlovou vzdáleností složek 2,1″ (projekcí lineární vzdálenosti minimálně 8,3 kpc), shodnými červenými posuvy z = 2,24 a rozdílem jasností složek 2,5 mag. V blízkosti jejich obrazů totiž nenalezli žádnou mezilehlou gravitační čočku. Šťastnou shodou okolností se D. Schneiderovi aj. podařilo objevit další pár kvasarů SDSS J1439-0034 (Vir; z = 4,25) s úhlovou vzdáleností složek 33″ (projekce lineární vzdálenosti minimálně 210 kpc a pravděpodobně kolem 950 kpc). V takto vzdálené minulosti vesmíru asi vznikaly kvasary v celých houfech, ale jen málokterý se dochoval.

E. Valtaoja aj. analyzovali dlouholetou světelnou křivku kvasaru OJ 287 (0851+202; Cnc) se z = 0,31, o němž je známo, že obsahuje pár černých veleděr, obíhajících kolem těžiště v periodě 12 let po výstředných drahách, takže sekundární černá veledíra občas prochází akrečním diskem primární černé veledíry. Z těchto pozorování vyplývá, že můžeme očekávat další optické zjasnění objektů koncem září r. 2006. Poslední pozorované optické zjasnění se totiž podle T. Pursima aj. odehrálo v listopadu 1994 a znovu v prosinci 1995. H. Marshall aj. se pokusili objasnit existenci známého jednostranného výtrysku u nejbližšího kvasaru 3C 273 jako koloběh látky, která nejprve padá směrem k centrální černé veledíře, avšak je odtud zpětně vyvržena a usměrněna do úzkého svazku silným magnetickým polem. D. Schwartz aj. popsali výtrysk z kvasaru PKS 0637-752 (z = 0,65), dlouhý alespoň 100 kpc, jenž byl sledován družicí Chandra. Jeho rentgenový zářivý výkon dosahuje 4.10³⁷ W.

X. Fan aj. využili rozbíhající se přehlídky SDSS k vyhledávání kvasarů s velkým červeným posuvem v poli o ploše 250 čtverečních stupňů. Odhalili tak celkem 22 nových kvasarů, z nichž 5 má z > 4,6; z toho jeden z = 5,0. Jejich absolutní bolometrické magnitudy pokrývají interval 26,1 ÷ 28,8 mag. Spojeným úsilím observatoří na Mt. Palomaru, Kitt Peaku a Mauna Kea byl nalezen kvasar RD J0301+0020 (Cet) s rekordním z = 5,5. Podle D. Sterna aj. je vidět pouze v infračerveném oboru a má I = 23,8 mag, což odpovídá absolutní hvězdné velikosti 22,7 mag. Pozorujeme tedy objekt z doby, kdy byl vesmír starý jen 1 miliardu roků. Ještě téhož roku byl však tento rekord překonán kvasarem J1044-0125 (Sex), jenž má dle X. Fana aj. I = 21,8 mag a absolutní hvězdnou velikost 27,2 mag. Jeho červený posuv totiž činí z = 5,8 a jasnost odpovídá černé díře o hmotnosti 3 GM_☉. Jak uvádějí W. Zheng aj., bylo během posledního desetiletí objeveno již na 200 kvasarů s červeným posuvem z > 4.

J. Dennett-Thorpe a A. de Bruyn objevili kvasar J1819+3845, který jeví rekordní krátkodobou proměnnost v poměru 3 : 1 během několika hodin na frekvenci 5 GHz. Autoři se domnívají, že tyto změny způsobuje interstelární scintilace rádiových vln ve vzdálenostech do několika desítek parseků od Země, tj. že úhlový rozměr kvasaru nepřesahuje 32 obloukových mikrovteřin. Je to už druhý případ krátkodobé výrazné proměnnosti kvasaru, takže je pravděpodobné, že interstelární scintilace spíše než skutečné variace intenzity záření kvasarů jsou příčinou krátkodobých výkyvů jejich rádiové jasnosti.

C. Impey a C. Petryová našli v poli HDF-N celkem 12 vesměs rádiově tichých kvasarů. Poznamenávají, že A. Sandage si již r. 1965 všiml, že většina kvasarů rádiově nehlučí, resp. že poměr jejich optické a rádiové intenzity přesahuje 5 řádů. Ze současných přehlídek navíc vyplývá, že zastoupení rádiově hlučných kvasarů pro absolutní hvězdné velikosti ( 22,5 ÷ 25) mag klesá s rostoucím červeným posuvem. Není proto nijak zjevné, proč vlastně některé kvasary rádiově hlučí, a je paradoxní, že právě rádiové přehlídky oblohy přispěly k historickému objevu tohoto typu kosmických objektů. Podle A. Laora souvisí rádiová hlučnost kvasaru jednoznačně s hmotností centrální černé veledíry, tj. hlučné jsou všechny kvasary, pro něž je tato hmotnost větší než 1 GM_☉, zatímco nehlučí žádný kvasar s hmotností pod 0,3 GM_☉.

M. a P. Véronovi uveřejnili již 9. generální katalog kvasarů s uzávěrkou v březnu 2000. 1. katalog kvasarů vyšel v r. 1971 a obsahoval 200 objektů; předposlední 8. katalog z r. 1998 měl 11 358 kvasarů, 357 blazarů a 3 334 AGN, zatímco poslední katalog obsahuje 13 214 kvasarů, 462 blazarů a 4 428 AGN.

A. Alonsová-Herrerová aj. prozkoumali pár interagujících galaxií Arp 299, jež byly objeveny při infračervených přehlídkách a patří mezi nejbližší interagující galaxie typu ULIG (ultra-luminous infrared galaxies), neboť jsou od nás vzdáleny jen 42 Mpc a jejich infračervená svítivost dosahuje 5.10¹¹ L_☉. V tomto uskupení našli velmi hmotné hvězdy o stáří pouhých 4 milionů let, leč také 19 oblastí H II a přes 20 starších hvězdokup. Poslední epocha překotné tvorby hvězd začala asi před 15 miliony let. ULIG byly poprvé popsány v r. 1972 a soustavně objevovány družicí IRAS v r. 1983. Dnes se zdá, že jsou ve vesmíru stejně četné jako kvasary. E. Egami aj. se zabývali povahou objektu APM 08279+5255, objeveného r. 1998 jako kvasar se z = 3,9. Jelikož šlo o velmi jasný objekt R = 15,2 mag, vycházela odtud rekordní absolutní hvězdná velikost pro kvasar 33,2 mag. Zmínění autoři však nyní zjistili, že objekt je asi o dva řády zesílen efektem mezilehlé gravitační čočky se z ≈ 3. Infračervené snímky Keckovým teleskopem ukázaly, že čočkou je masivní galaxie, takže parametry kvasaru přestaly být nepochopitelně vysoké, když infračervená svítivost kvasaru dosahuje pouze 1.10¹³ L_☉ a bolometrický zářivý výkon činí 5.10¹³ L_☉.

5.6. Gravitační čočky a mikročočky

J. Lehár aj. zkoumali 10 gravitačních čoček pomocí HST. V 7 případech patří čočky ke galaxiím raného typu, ve 2 případech k pozdnímu typu a v jednom případě nebyla k zobrazovanému kvasaru žádná čočka nalezena. Celkem je již známo 60 gravitačních čoček, přičemž rekordně vzdálený zobrazovaný kvasar BRI 0952-0115 má červený posuv z = 4,5. K. Umetsu a T. Futamase studovali pomocí HST suprakupu galaxií CL 1604+4304 se dvěma koncentracemi o červených posuvech z = 0,90 a 0,92, úhlově vzdálenými 17′, což představuje minimální lineární vzdálenost koncentrací od sebe 9 Mpc. Dynamické centrum suprakupy o hmotnosti 1.10¹⁵ M_☉ se polohově shoduje s první koncentrací. Snímky z HST však odhalily, že tato koncentrace je sama o sobě podvojná, ale druhé zhuštění nemá optický protějšek. Hmotnost „temného“ shluku pak může dosahovat až 2.10¹⁴ M_☉.

Pozoruhodnou novou gravitační čočku HS 0818+1227 našli H. Hagen a D. Reimers. Složky kvasaru (19 a 20 mag) mají vzájemnou úhlovou vzdálenost 2,1″ a vykazují červený posuv z = 3,1. Mezilehlá čočkovací galaxie je 20,6 mag, takže její absolutní hvězdná velikost dosahuje 21,5 mag. Ještě vyšší z = 3,9 má dle E. Egamiho aj. jasný kvasar 15 mag APM 08279+5255, což by v přepočtu znamenalo jeho zcela rekordní svítivost 5.10¹⁵ L_☉, jenže jeho obraz je o dva řády zesílen efektem gravitační čočky. Mezilehlá velmi hmotná galaxie má rovněž vysoký posuv z ≈ 3, takže bolometrická svítivost kvasaru se pak sníží na přijatelných 5.10¹³ L_☉. E. Agol aj. zkoumali ve střední infračervené oblasti (9 ÷ 12 μm) kvasar QSO 2237+0305 pomocí Keckova teleskopu. Jde o souměrný Einsteinův kříž, známý též jako Huchrova čočka, s posuvem z = 1,7, zatímco vlastní gravitační čočka je blízko k nám s posuvem z = 0,04. Na světelné křivce je patrné mikročočkování, vyvolávané přechodem jednotlivých hvězd mezilehlé galaxie před kvasarem. Odtud plyne, že minimální rozměry optického obrazu kvasaru přesahují bilion km.

A. Udalski aj. shrnuli dosavadní výsledky projektu OGLE, v němž se hledaly gravitační mikročočky ve výduti naší Galaxie v letech 1997–99. Celkem se podařilo získat 4 miliardy fotometrických měření pro více než 20 milionů hvězd v zorném poli 11 čtverečních stupňů. Četnost úkazů gravitačních mikročoček zřetelně závisí na galaktických souřadnicích, a tak se dosud podařilo pozorovat 214 úkazů; z toho ve 20 případech šlo o binární mikročočky, u nichž ve 14 případech byly zaznamenány průchody kaustiky stanovišti pozorovatelů na Zemi. Podobně C. Alcock aj. uvedli, že program MACHO dokázal za 5,7 roku uskutečnit 256 miliard měření 12 milionů hvězd ve Velkém Magellanově mračnu. Výsledkem byl objev cca 15 mikročoček, což je pětkrát více, než očekávali. Odvodili odtud i hmotnost naší Galaxie do poloměru 50 kpc na 90 miliard M_☉.

C. Afonso aj. zveřejnili výsledky obsáhlé spolupráce pěti přehlídkových programů při studiu binární mikročočky MACHO98-SMS-1, kdy se podařilo díky dobré koordinaci pozorování zachytit spolehlivě průchod kaustiky při relativním vlastním pohybu zdroje a mikročočky 1,4 km/s. Ukázali, že i samotná binární mikročočka se nalézá v Malém Magellanově mračnu a za ní zobrazovaná hvězda spektrální třídy A, pro niž se tak podařilo změřit v několika barvách i průběh okrajového ztemnění. Podobně M. Albrow aj. studovali v rozsáhlé mezinárodní spolupráci průběh změn jasnosti binární gravitační mikročočky MACHO 97-BLG-41 od června do září 1997. Interval mezi průchodem kaustikami činil 35 dnů a během tohoto údobí se složky mikročočky vůči sobě pootočily o 6° a jejich vzdálenost zmenšila o 0,07 Einsteinova poloměru. Odtud vyplynula oběžná době binární mikročočky 1,5 r a její vzdálenost od nás 5,5 kpc. Poměr hmotností složek činí 0,3 a jejich spektrum odpovídá třídě dM. Tím více je mrzuté, že dosavadní velmi úspěšný program MACHO v r. 1999 skončil.

D. Bennett aj uvažovali o možnosti, že efektem gravitační mikročočky by se mohly prozradit osamělé hvězdné černé díry např. v programu typu MACHO. Ačkoliv všechny přehlídky dohromady odhalily už přes 400 mikročoček, jen ve dvou případech šlo patrně o zmíněné osamělé černé díry, které se prozradily mimořádně dlouhým trváním úkazů, tj. 500 (r. 1998) a 800 (r. 1996) dnů. Dlouhé trvání úkazů umožňuje určit z pohybu Země za tu dobu přibližnou vzdálenost objektů. Autoři soudí, že příslušné černé díry měly hmotnosti kolem 6 M_☉ a jsou od nás několik kpc daleko. Odtud mimo jiné plyne, že gravitační zhroucení osamělé dostatečně hmotné hvězdy na černou díru může proběhnout spontánně. Ukazuje, se, že asi tisícinu hmotnosti naší Galaxie představují neutronové hvězdy a jen několik tisícin hmotnosti disku Galaxie černé díry.

Vedlejším produktem přehlídek MACHO a OGLE ve Velkém Magellanově mračnu se stalo objevování zákrytových proměnných hvězd, které je velmi cenné pro kalibraci vzdálenosti této klíčové galaxie. K podrobnému studiu světelné křivky pak stačí dalekohledy s průměrem zrcadel od 1 m výše, zatímco na spektroskopii je nutný alespoň 4m reflektor. Ve zmíněných přehlídkách bylo již odhaleno na 2 500 zákrytových dvojhvězd, což zní velmi příznivě, když uvážíme, že v celé naší Galaxii známe dosud jen kolem 3 000 zákrytových dvojhvězd.

6. Kosmologie a fyzika

6.1. Stavba a vývoj vesmíru. Problém skryté hmoty

Jelikož stále sílí mínění, podepřené pozorováním velmi vzdálených supernov, že v posledních několika miliardách let se vesmír rozpíná zrychleně, vypadá to, že se nakonec vesmír rozplyne v nicotu. Nikoliv, soudí J. Barrow – pokud je vesmír vyplněn z větší částí tajemnou substancí zvanou kvintesence, pak je zrychlené rozpínání pouhou epizodou, která skončí převahou normální látky, a tím i obnovením brzděného rozpínání vesmíru v daleké budoucnosti. Nejnověji vyslovili podporu pro současné zrychlené rozpínání vesmíru G. Aldering aj., kteří si všimli, že nástup zjasnění supernov Ia se neliší pro blízké a vzdálené případy, což posiluje mínění, že jde o standardní svíčky, tj. o tytéž maximální zářivé výkony vybuchujících supernov. Podobně A. Riess aj. uvádějí, že vzdálené supernovy třídy Ia se jeví asi o 30 % slabší, než by odpovídalo modelu otevřeného rozpínajícího se vesmíru, a to lze po započtení známých výběrových efektů nejlépe vysvětlit jako zrychlující se rozpínání vesmíru od druhé poloviny jeho dosavadního trvání.

Podobně se začíná zpochybňovat myšlenka počáteční singularity vesmíru, obrazně nazývané velký třesk. Jak uvádí R. Fakir, již v pracích R. Penroseho z r. 1965 a S. Hawkinga a G. Ellise o prostoročasových singularitách se autorům podařilo najít taková řešení, kde se epochy rozpínání a smršťování vesmíru střídají, aniž by singularity nastaly. K podobnému závěru dospěl loni také E. Rebhan, který hovoří v této souvislosti o „měkkém třesku“ na počátku dnešního vesmíru.

Pomocí přehlídky galaxií 2dF na teleskopu se podařilo odhalit vláknitou strukturu vesmíru v kouli o poloměru 600 Mpc, tj. pro posuvy z kupy a nadkupy galaxií, stejně jako proluky mezi nimi a tzv. velké stěny dlouhé až 150 Mpc. Ze zpomalení rozpínání vesmíru v okolí velkých hnízd galaxií se dá určit i množství skryté látky, jež pak vychází na zhruba 40 % kritické hustoty vesmíru. Do toho se ovšem nezapočítává tzv. skrytá energie v podobě energie vakua neboli kosmologické konstanty Λ. Se započtením skryté energie pak vychází celková hustota hmoty vesmíru blízká hustotě kritické, což odpovídá trvale expandujícímu vesmíru.

M. West a J. Blakeslee zjistili, že obří kupa galaxií v souhvězdí Panny obsahuje úzce směrovaný „ukazovák“ o délce 6 Mpc, vycházející z galaxie NGC 4660 a končící v galaxii M84, což znamená, že směřuje přímo na Místní skupinu galaxií, k níž patří i Mléčná dráha. Samotná kupa v Panně, jejíž těžiště se nachází asi 20 Mpc od nás, je pouhým přívěskem velkého řetězu kup galaxií, sahající až ke kupě Abell 1367 ve Lvu, vzdálené od nás 100 Mpc. Použili totiž nové metody pro určování vzdálenosti galaxií, založené na fluktuacích jasnosti obrazu dané galaxie na snímku CCD. Ukazuje se, že tyto fluktuace jsou nejvýraznější pro blízké galaxie, zatímco pro vzdálenější se smývají. Metoda je nezávislá na samotné hodnotě z, která je vždy ovlivněna vlastními pekuliárními pohyby jednotlivých galaxií vůči celkovému Hubbleovu toku rozpínání vesmíru, a lze ji použít až do vzdálenosti 150 Mpc.

J. Tonry aj. určili hmotnost tzv. Velkého poutače na 9 PM_☉ a metodou fluktuací i vzdálenost jeho těžiště od nás na 40 Mpc. Poutač leží ve směru k souhvězdí Kentaura a jeho těžiště má polohu 1136-46. Rozložení zářící hmoty v něm se shoduje s rozložením hmoty skryté. Y. Mellier aj. se pokusili zmapovat rozložení skryté látky v zorném poli o výměře 2 čtverečních stupňů na základě zobrazení plných 200 tisíc galaxií dalekohledem CFHT. K mapování rozložení skryté látky využili efektu gravitační čočky a zjistili, že skrytá látka se vyskytuje podél intergalaktických vláken, tedy i mimo vlastní galaxie. Podobného postupu použili D. Wittman aj., kteří prohlédli na 145 tisíc galaxií ve třech různých směrech na obloze, a odtud usoudili, že skryté látky je málo na uzavření vesmíru, čili že vesmír je otevřený, resp. plochý, pokud je kosmologická konstanta kladná. Standardní kosmologický model se studenou skrytou látkou je určitě špatně. Nicméně M. Roos a S. Harun-or Rashid odhadli na základě mikrovlnných měření, že vesmír obsahuje (0,97 ±0,05) kritické hustoty hmoty, což svědčí, že je velmi přibližně euklidovsky plochý. Zářící hmota však představuje pouhé 1 % a baryonová hmota jen 5 % kritické hustoty vesmíru.

T. Tripp aj. odvodili na základě pozorování anonymního vzdáleného kvasaru pomocí STIS HST, že před kvasarem – leč mimo mezilehlé galaxie – se nachází pětkrát ionizovaný kyslík, který indikuje přítomnost obrovských horkých (≈ 1 MK) vodíkových mračen, jež mohou obsahovat až polovinu viditelné hmoty vesmíru. Horký vodík je totiž plně ionizován, takže je spektrálně neviditelný a není dost jasný ani v rentgenovém oboru spektra. Tam, kde se protínají vlákna chladného vodíku, vznikají galaxie, neboť chladnější vodík se srážkami zahřívá. Hvězdy vznikají snadněji právě tam, kde je vodík studený, ale během svého aktivního života ho pak vyvrhují zpět – mimo jiné i do intergalaktického prostoru.

6.2. Základní kosmologické parametry

Tím nejvíce diskutovaným kosmologickým parametrem je proslulá Hubbleova konstanta H₀ (v dalším ji budu uvádět v obvyklých jednotkách km/s/Mpc). Jelikož již skončil klíčový projekt HST určování vzdálenosti galaxií pomocí cefeid, využívá většina badatelů tohoto výsledku jako odrazového můstku pro další zpřesnění pomocí rozličných indikátorů vzdáleností. S. Jha aj. využili supernovy 1998bu třídy Ia v galaxii M96 (NGC 3368) ve skupině Leo k určení vzdálenosti galaxie, a tím i ke kalibraci vzdáleností ve vesmíru. Za jistých předpokladů o mezihvězdné absorpci a o maximálním výkonu supernov Ia pak dostali H₀ = (64 ±7). S. Sakai aj. využili vztahu Tullyho-Fischera pro 23 kup galaxií s posuvem z H₀ = (71 ±8). R. Tully a M. Pierce odvodili podobnou cestou H₀ = (77 ±8).

L. Ferrareseová aj. kalibrovali vzdálenosti pomocí červených obrů a planetárních mlhovin pro 18 spirálních galaxií se z H₀ = (69 ±7), kdežto B. Gibson aj. použili supernov Ia a cefeid pro 7 galaxií a tak dostali H₀ = (68 ±6). Celkem 35 supernov třídy Ia posloužilo B. Parodimu aj. k určení H₀ = (58,5 ±6,3). D. Kelson aj. se zaměřili na kupy galaxií v Panně, Chemické peci a Lvu, což dalo hodnotu H₀ = (78 ±10). J. Mould aj. shrnuli všechny možné postupy pro galaxie do vzdálenosti 25 Mpc a za předpokladu, že Velké Magellanovo mračno je vzdáleno 50 kpc, jim pak vyšlo H₀ = (68 ±6), což je vskutku dobrá hodnota a realistická střední chyba.

Ke zcela nezávislému určování hodnoty Hubbleovy konstanty se stále častěji daří využívat světelných křivek kvasarů, vícenásobně zobrazených gravitačními čočkami. L. Williamsová a P. Saha tak obdrželi střední hodnotu H₀ = (61 ±15). K podobnému výsledku dospěli též H. Witt aj., kteří však tvrdí, že jen 6 známých čoček se hodí k dobrému určení H₀, pro níž udávají střední hodnotu (65 ±15), přičemž zpoždění mezi obrazy složek se pohybuje od 12 do 47 dnů. L. Koopmans aj. dostali pro rádiovou gravitační čočku B1600+434 rozmezí H₀ od 57 do 74. I. Burud aj. určili časové zpoždění pro obě složky kvasaru na 51 dnů, což při červených posuvech pro kvasar, resp. gravitační čočku, z = 1,6, resp. 0,4, dává H₀ = 52. Konečně A. Cohen aj. dostali pro rádiové světelné křivky kvasaru 0218+357 zpoždění 10 dnů, odkud pak plyne H₀ = 71. Zatím jen orientační hodnoty H₀ se daří stanovit pomocí efektu Sjunjajeva-Zeldoviče v mikrovlnném záření uvnitř kup galaxií. Podle P. Mauskopfa činí takto určená hodnota H₀ = (59 ±33).

B. Parodi aj. zjistili pomocí supernov Ia, že zastoupení látkové složky vesmíru Ω_m dosahuje 30 % kritické hustoty, takže kosmologická konstanta Λ představuje zbylých 70 %. M. Célérerová však namítá, že to platí jen v případě, že je vesmír vcelku homogenní. Pokud homogenní není, může být Λ libovolná a nelze ji takto stanovit. P. Höflich aj. dokonce na základě změn metalicity supernov třídy Ia v I. a II. populaci tvrdí, že Ω_m = 0,2 a Λ = 0, takže vesmír je velmi silně otevřený. Podle L. Wanga aj. je kosmologická konstanta mezním případě kvintesence, kterou definují jako složku hustoty energie vesmíru se záporným tlakem Ω_e. Pro plochý vesmír platí, že Ω_m + Ω_e = 1. Z dnešních pozorování prý plyne, že 0,2 ≤ Ω_m ≤ 0,5. Ze spektra fluktuací reliktního záření na balonu Boomerang odvodili P. Mauskopf aj., že vesmír je vskutku přesně plochý. Obdobný výsledek získali balonem Maxima-1 A. Balbi aj., kteří tím současně popřeli výskyt studené skryté látky ve vesmíru, místo níž musí nastoupit dosti velké kosmologická konstanta Λ . To však nesouhlasí s nulovým výsledkem pokusu J. Eppleyeho a R. Partridgeho, kteří marně hledali na frekvenci 1,4 GHz kosmologické „duchy“, a to by znamenalo, že Λ je blízká nule.

6.3. Reliktní záření

Nejnovější hodnota střední teploty reliktního záření byla určena z experimentu FIRAS na družici COBE: T = (2,728 ±0,002) K. Kromě toho R. Srianand aj. sledovali spektrum C I u kvasaru PKS 1235+0815 (z = 2,6) z doby, kdy vesmíru bylo 2,5 miliardy roků. Podle teorie mělo tehdy reliktní záření teplotu 9,1 K a měření dávají rozmezí (6 ÷ 14) K, což je slušná shoda v mezích chyb. P. de Bernardis aj. uveřejnili výsledky měření fluktuací reliktního záření z balonu Boomerang, jenž po dobu 10,5 d měřil nepřetržitě nad Antarktidou ve výši 38 km, když přitom uletěl po přibližně kruhové dráze 8 000 km. Přesnost měření teploty reliktního záření dosáhla setin procenta a úhlové rozlišení 0,16° (proti 7° u COBE). Nalezené fluktuace potvrzují podle M. Whitea aj. svými typickými úhlovými rozměry (1°) i amplitudou (69 μK) standardní kosmologický model a inflaci ve velmi raném vesmíru. Z měření se podařilo odvodit velikost akustických oscilací fotonově-baryonové tekutiny při posledním rozptylu asi 300 tisíc let po velkém třesku. Odtud se potvrzuje, že těsně po velkém třesku byl vesmír extrémně horký a hustý a že struktury ve vesmíru vyrůstaly z gravitačních nestabilit. K obdobným výsledků dospěla dle A. Balbiho aj. také analýza měření z balonu Maxima-1, jenž startoval v srpnu 1998 a proměřil plochu 124 čtverečních stupňů oblohy na třech frekvencích od 150 do 410 GHz.

6.4. Kosmické záření

E. Berezhko a H. Völk vypracovali kinetickou teorii původu kosmického záření a energetického záření v pozůstatcích supernov, které se rozpínají do bublin hvězdného větru. Ukázali, že tak dokáží vysvětlit existenci záření s energií až 100 TeV. F. Arqueros aj. dokázali pomocí aparatury HEGRA na Kanárských ostrovech proměřit energetické spektrum a chemické složení kosmického záření v oblasti „kolena“ kolem 4 PeV a jejich měření sahají až k 10 PeV. Toutéž aparaturou sledovali F. Aharonian aj. zdroje záření gama v pásmu TeV, a to jednak Krabí mlhovinu a jednak blazar Mrk 501. M. Amenomori aj. studovali pomocí aparatury v Tibetu závislost polohy stínu Slunce v kosmickém záření během slunečního cyklu. Zatímco v minimu r. 1996–7 se stín Slunce nacházel ve směru slunečního disku, v maximu je tento stín vůči geometrické poloze Slunce posunut.

Pokud jde o extrémně energetické kosmické záření nad 1 EeV, tak od r. 1997 se počet takových úkazů zdvojnásobil zásluhou americké aparatury HiRes v Utahu. (V Utahu byla již v říjnu 1991 zařízením zvaným Muší oko zaznamenána dosud rekordní energie částice primárního kosmického záření 320 EeV.) Dosud je známo 13 úkazů s energií nad 60 EeV a pouhých 7 s energií nad 100 EeV, ale pro žádný z nich neexistuje ani kloudné teoretické vysvětlení; jde o jednu z hlavních záhad soudobé astrofyziky. Supernovy v naší Galaxii totiž „končí“ u energií 1 PeV a částice s energií nad 60 EeV musí z dobrých teoretických příčin vznikat blíže než 50 Mpc od nás. Do této vzdálenosti však neznáme žádné vhodné zdroje – kvasary, blazary a aktivní jádra galaxií jsou vesměs dál než 100 Mpc.

Jistým vysvobozením z patové situace by mohl být návrh P. Blasiho aj. na produkci částic o energii přes 100 EeV ve zmagnetovaném relativistickém hvězdném větru kolem neutronových hvězd. Při rotační periodě pod 10 ms a indukci magnetického pole na povrchu až 10 GT lze tak údajně urychlit jádra atomů železa. S podobným námětem přišli též E. de Gouveia dal Pinová a A. Lazarian. Původ velmi energetických částic nacházejí v silně magnetických milisekundových pulzarech, kde se energie uvolňuje magnetickou rekonexí, podobně jako energie slunečních erupcí. Jelikož však magnetická pole pulzarů jsou extrémně silná, lze tak docílit potřebných rekordních energií. Příspěvek pulzarů naší Galaxie však na to nestačí; musí jít o „spolupráci“ všech milisekundových pulzarů v galaxiích do kritického okruhu 50 Mpc.

Podle P. Biermanna se vskutku zdá, že toto extrémní energetické záření může přicházet z obří eliptické galaxie M87 v kupě v souhvězdí Panny, vzdálené od nás asi 20 Mpc. Tomu docela dobře odpovídá domněnka E. Noldta a M. Loewensteina, že extrémní kosmické záření vzniká ve vyhaslých kvasarech, které zbyly v blízkých obřích eliptických galaxiích, jako je právě M87 a asi půltuctu dalších. Někteří další autoři naznačují, že intergalaktické magnetické pole je až o dva řády silnější, než se dosud soudilo, a to by mohlo napomoci potřebnému urychlení částic na velmi dlouhých drahách. Konečně G. Pelletier a E. Kersalé a nezávisle též E. Waxman a J. Bahcall uvažují o urychlení částic kosmického záření při explozích zábleskových zdrojů záření gama – nevýhodou tohoto mechanismu je příliš velká vzdálenost zdrojů od Země, takže tak daleko velmi energetické částice skoro určitě nedoletí vlivem srážek s fotony reliktního záření.

Je zřejmé, že tento obor trpí velkým nedostatkem kvalitních pozorovacích údajů, ale to by se mělo během nejbližších let změnit. Jak uvádí M. Boratav, v Argentině se již rozběhla výstavba observatoře Pierra Augera, která bude zaznamenávat spršky od extrémně energetických částic detektory rozesetými na ploše 3 000 km² a souběžně světelnými fluorescenčními reflektory. Jestliže za posledních 40 let máme údaje pouze o 15 úkazech s energiemi nad 100 EeV, samotný Auger, který bude uveden do chodu r. 2006, získá během 5 let provozu nejméně 300 takových úkazů, a to už dá lepší představu o povaze zdrojů extrémního kosmického záření.

6.5. Částicová a relativistická astrofyzika

Zatím bez kladného výsledku probíhá hledání hypotetických slabě interagujících částic WIMP v podzemním detektoru v italském pohoří Gran Sasso. Po 4 letech provozu se sice ukazuje kolísání „šumu“ v 9 krystalech jodidu sodného s maximem vždy v červnu běžného roku, ale germaniové detektory chlazené na 0,1 K žádnou takovou závislost nezaznamenaly. Zato prvním úspěchem skončilo hledání neutrin τ v urychlovači Fermilab. Podle G. Kanea aj. k tomu využili elektronový svazek bombardující wolframový terčík v experimentu DONUT, s energií protonů 800 GeV. Výtěžnost pokusu je pranepatrná – z bilionu neutrin τ se podařilo zaznamenat vždy jen jedno a celkem tak nyní mají 4 případy. V urychlovači SPS CERN se podařilo v únoru 2000 bombardováním olověného terčíku ionty olova urychlenými na 3,5 TeV vytvořit kvarkové-gluonové plazma o teplotě 800 MK na dobu 10 ²³ s. Vzápětí se toto plazma rozpadlo na protony a neutrony, podobně jako v pověstných prvních třech minutách po velkém třesku.

Obří urychlovač LEP v CERN byl od září 2000 po dobu několika měsíců doslova napínán na skřipec, když dosáhl rekordní energie 207 GeV s cílem odhalit předpovězený Higgsův boson, důležitý pro teorii velkého sjednocení (GUT). Výsledky experimentů naznačily, že pravděpodobná hmotnost Higgsova bosonu bude asi 115 GeV, ale statistika nebyla dostatečná – pouze 5 kandidátů nestačí na spolehlivý důkaz – a po dramatickém rozhodování byl nakonec experiment počátkem listopadu ukončen, aby v tunelu LEP mohly začít práce na jeho přestavbě na mnohem výkonnější urychlovač LHC, jenž by měl začít fungovat brzy po r. 2005.

M. Froeschlé aj. zpracovali měření z družice HIPPARCOS ověřující platnost závěru obecné teorie relativity (OTR) o ohybu světla hvězd v gravitačním poli Slunce. Vysoká přesnost astrometrických měření (0,003″ pro hvězdy 8 ÷ 9 mag) umožnila odhalit odchylky poloh hvězd ještě v úhlové vzdálenosti 133° od Slunce! Souhrnným zpracováním odchylek pro 87 tisíc hvězd v úhlové vzdálenosti od 47° od Slunce pak dostali koeficient souhlasu s OTR γ = (0,997 ±0,003), ve výtečné shodě s výsledky rádiových interferometrických měření, která jsou mnohokrát přesnější než pozemní optická pozorování, a jež dávají ideální souhlas γ = (1,000 ±0,001).

V teorii dolování energie z rotujících černých děr dosud platil jako nejúčinnější Thorneův mechanismus prostého pádu jakékoliv látky do černé díry, čímž lze uvolnit až 31 % klidové energie látky. Nyní tento postup zdokonalili L. Li a B. Paczyński, kteří vymysleli něco jako „dvoutaktní motor“ u černé díry. V prvním taktu padá hmota z akrečního disku do černé díry jako u Thornea. Pak se však akrece přeruší a vnější magnetické pole černé díry roztočí akreční disk a vytáhne z černé díry energii díky vazbě mezi černou dírou a diskem. Při tomto postupu se dá získat až 66 % klidové energie dopadlé látky.

Pro astronomii má dále značný význam nové laboratorní měření gravitační konstanty G pomocí torzních vah, jež uskutečnili J. Gundlach aj. Hodnota této základní konstanty je tak nyní poprvé známa se slušnou přesností 1,3.10 ⁵ a činí G = 6,67423.10 ¹¹ m³/(kg/s²). J. Ellis aj. hledali astronomické důkazy pro případnou závislost rychlosti světla na stáří vesmíru nebo frekvenci záření. Využili k tomu jak zábleskových zdrojů záření gama, tak aktivních jader galaxií i pulzarů, ale žádné známky takové závislosti nenalezli. Zato L. Wang aj. docílili v laboratoři zvýšení grupové rychlosti světla o 7 % proti hodnotě c na vzdálenost několika set mm. Tímto laboratorním trikem ovšem není narušena kauzalita, jak se mnozí laici domnívají. Je to nicméně krásný dárek ke stému výročí vzniku kvantové fyziky.

Jak uvádí A. Zeilinger, známý matematik a fyzik P. von Jolly radil v r. 1874 M. Planckovi, aby nešel studovat fyziku, že na tak nudný obor je jeho talentu škoda. Planck ho naštěstí neposlechl a 14. prosince 1900 zveřejnil na přednášce v Berlíně svou kvantovou domněnku o povaze světla, čímž odstartoval fyzikální revoluci, která nemá v dějinách vědy obdoby. Planck „objevil“ také A. Einsteina, kterého r. 1913 doporučil za člena prestižní Pruské akademie věd, ale sám se pořádně sekl, když o něco později Einsteinovi vyčítal domněnku o fotonech v souvislosti s fotoefektem (právě za tuto práci dostal Einstein v r. 1921 Nobelovu cenu – fakticky tedy za příspěvek k rozvoji kvantové fyziky). Kvantová fyzika dosáhla zralosti v pracích celé plejády fyziků od poloviny 20. do poloviny 30. let XX. stol., ale i nyní prokazuje znovu překvapivou životnost, jak je patrné z pokusů s urychlením, resp. zpomalením, světla a se zapletenými stavy fotonů. Přitom to nejlepší – integrace kvantové fyziky a obecné relativity – nás podle G. Amelina-Camelia ještě čeká.

7. Život ve vesmíru

Úspěšný program sdíleného počítání v projektu SETI@home Kalifornské univerzity v Berkeley, započatý v květnu 1999, se setkal s neuvěřitelně příznivým ohlasem u majitelů 2,4 milionu osobních počítačů na světě. Podstatou projektu je zasílání balíčků se záznamem zhruba 100 s rádiového šumu na frekvenci 1,4 GHz z obřího radioteleskopu v Arecibu a jejich zpracování na osobních počítačích jednotným programem (Fourierovou analýzou) v době, kdy počítače nemají co na práci, případně na pozadí jiné práce. Cílem je najít případné znaky umělých inteligentních signálů v rádiovém šumu. Během prvního roku provozu odpracovaly osobní počítače z celého světa 166 tisíc roků času centrálních procesorů a prakticky zvládly předtím nahromaděný pozorovací materiál. Asi 1,4 milionu PC zpracovalo alespoň jeden balíček a asi 0,5 milionu spolupracovníků je aktivních trvale, takže úhrnem bylo zpracováno již 63 milionů balíčků.

Proto pracovníci projektu jednak rozesílali duplikáty již zpracovaných balíčku a jednak připravili 2. a posléze i 3. verzi redukčního programu, která je mnohem důkladnější – zabírá všem na běžném PC až 80 h práce CPU. Je zřejmé, že obdobným způsobem lze poměrně lacino a rychle řešit i jiné náročné výpočetní úkoly, a to nejenom v astronomii, pokud se majitelům PC nabídne dostatečně přitažlivá motivace. Na přelomu století bylo totiž k internetu připojeno na 300 milionů PC, jejichž kapacitu majitelé využívají nanejvýš z 20 %; zbytek času PC „předou naprázdno“. S velkou reservou lze proto říci, že v dosahu sdíleného počítání na internetu je zhruba 300 projektů o velikosti srovnatelné s programem SETI@home.

Velmi zajímavou úvahu o souvislosti mezi hledáním života ve vesmíru a hodnotami kosmologických parametrů zveřejnili L. Krauss a G. Starkman. Pokud je totiž kosmologická konstanta Λ > 0, je naše možnost zkoumat velkorozměrovou strukturu vesmíru omezena, neboť větší část struktury zmizí během doby za obzorem událostí. Ačkoliv je v tom případě vesmír prostorově nekonečný, život konkrétní civilizace je vždy časově omezen, takže z toho důvodu získá taková civilizace jenom omezenou konečnou informaci. Život v takovém vesmíru totiž nemůže být věčný, jelikož se nutně setká s energetickou krizí, danou snížením průměrné teploty pod určitou kritickou mez vinou neustálého rozpínání vesmíru.

Problém je ještě horší, pokud jde o znalosti o vesmíru. Jelikož žádný konečný systém založený na principech kvantové mechaniky nemůže s konečnou spotřebou energie vykonat nekonečný počet výpočtů, znalosti civilizace o vesmíru nutně klesají s časem. Bude totiž dokonce potřebí mazat informace z paměti počítačů, abychom tam mohli uložit nové! „Životaschopné“ období vesmíru autoři odhadují na biliony roků, neboť na konci údobí bude mít kupa galaxií, vzdálená nyní pouhých 10 Mpc, červený posuv z řádu 10⁵³ (!), takže dnešní fotony gama z ní vyvěrající dosáhnou vlnových délek větších, než jsou dnes pozorovatelné rozměry vesmíru. Jedinou škvírku naděje poskytují dnes tak populární úvahy o vzniku dceřiných vesmírů, kam by se snad daly propasírovat přebytečné informace, ale to je ovšem divoká spekulace bez jakéhokoliv důkazu.

C. Mileikowsky aj. ukázali, že jak v rané epoše Sluneční soustavy, tak i dnes je možný přenos mikroorganismů mezi Zemí a Marsem, a to oběma směry. Dopravním prostředkem jsou úlomky hornin vymrštěné z povrchu planety minimálně únikovou rychlostí při dopadu meteoritu pod velmi šikmými úhly. Je tudíž dobře možné, že na Marsu přežívají nebo koexistují pozemské mikroorganismy. G. Laughlin a F. Adams propočítali drastický případ, kdy by gravitačními poruchami při průchodu cizí hvězdy u Slunce byla Země vychýlena z dnešní téměř kruhové dráhy. Ukázali, že Země by pak spadla na Slunce, případně ji cizí hvězda odvezla s sebou, anebo by se dostala na hyperbolickou dráhu do mrazivých hlubin kosmického prostoru. Autoři soudí, že v tomto případě by sice povrch Země zmrzl na kost, ale pod povrchem by se život ještě dlouho udržel díky radioaktivitě hornin zemského pláště. Takto rozbitých planetárních soustav musí být ve vesmíru velmi mnoho.

K tomu poznamenávají T. Colonna, D. Thomasová aj, že dosud málo víme o nejdůležitější formě života, jíž jsou baktérie. Ty navíc – jak se zdá – přežijí téměř cokoliv. Ostatně ve východním Transvaalu (JAR) byly předloni objeveny mikrofosilie svědčící o životě na pevninách již před 2,7 miliardami let; tj. už tehdy musel být v zemské atmosféře přítomen ozon. Předtím byly stopy života na pevninách doloženy ze stáří jen 1,2 miliardy let. V oceánech však byl určitě život na Zemi již před 3,8 miliardami let. První hominidé v Africe jsou doloženi z doby před 6 miliony let. Podle S. Hedgese se moderní člověk objevil zhruba před 200 tisíci let v subsaharské Africe, odkud začal před 100 tisíci lety pronikat nejprve směrem do Asie (tam dospěl před 67 tis. lety) a Austrálie (před 60 tis. lety). Následovala Evropa ( 40 tis. roků), Severní Amerika ( 20 tis. let) a nakonec Jižní Amerika ( 13 tis. let). Pověstní neandertálci se oddělili od našeho druhu H. sapiens již před 465 tis. lety a po nějakou dobu s našimi přímými předky koexistovali. Všechna tato data se podařilo získat pomocí nové disciplíny, zvané populační genomika.

S. Franck aj. propočítali rozsah ekosfér pro terestrické planety Sluneční soustavy. Zatímco ekosféra je oblast vhodná pro život v dané chvíli, koridor života je dlouhodobým průnikem časově se posouvajících ekosfér. Z tohoto hlediska se optimální koridor života ve sluneční soustavě ve nachází na povrchu pomyslné koule s poloměrem 1,08 AU. V této vzdálenosti od Slunce totiž vydrží podmínky pro život nejdéle. Zatímco ještě před půl miliardou roků by byla Země ve vzdálenosti Marsu obydlitelná, Venuše se v ekosféře nenacházela nikdy.

8. Astronomické přístroje

8.1. Optická astronomie

Počátkem r. 2000 začal pracovat dalekohled UT3 (Melipal) soustavy VLT ESO na Mt. Paranalu v Chile a koncem roku 2000 byl uveden do zkušebního chodu poslední ze čtveřice osmimetrů (UT4 = Jepún). Tím se přesně na konci XX. stol. po 13 letech od zahájení projektu VLT stala observatoř na Mt. Paranalu jedničkou na světě, pokud jde o sběrnou plochu astronomického dalekohledu – úhrnná plocha 211 m² odpovídá totiž zrcadlu o průměru 16,4 m. Prakticky současně uvedli Japonci na Mauna Kea do zkušebního provozu největší monolitické zrcadlo světa o průměru 8,4 m dalekohledu Subaru. Dalekohled už při těchto zkouškách vykazoval rekordní kvalitu obrazu (seeing) 0,2″ v infračerveném pásmu a 0,3″ v optickém oboru.

V Arizoně na Mt. Hopkins se podařilo dokončit přestavbu vícezrcadlového 4,5m MMT na monolitický 6,5m, jehož zrcadlo bylo odlito v rotační sklářské peci a je odlehčeno voštinou na zadní straně skleněného disku. Tím se jednak více než o řád zvýšila sběrná plocha přístroje, jednak se 15krát zvětšilo zorné pole, takže přístroj má nyní 200krát vyšší účinnost. Díky vláknové optice může naráz pořídit spektra stovky objektů a díky adaptivní optice dosahuje úhlového rozlišení 0,04″ (lepšího než HST!) – a to vše za pakatel 20 milionů dolarů. D. McCarthy aj. připojili k novému MMT širokoúhlou kameru PISCES pro blízkou infračervenou oblasti s rekordním počtem pixelů 1 024 × 1 024 a zorným polem 3,2′, jež dosahuje mezní 19 mag v oboru K.

Dalším teleskopem téhož rozměru se stal v září 2000 dalekohled Magellan I, pojmenovaný po Walteru Baadeovi, na observatoři Las Campanas v Chile, který je jižním protějškem arizonského MMT a bude na témže místě záhy doplněn o své dvojče – Magellan II. Do astronomické ligy vstoupila v září 2000 také Indie, když na základně Hanle (Mt. Saraswati) v Himálaji v nadmořské výšce 4 500 m uvedla do zkušebního provozu 2m teleskop. Jde vlastně o nejvýše položený velký dalekohled na světě. P. Wiyinowich aj. zahájili zkušební provoz adaptivní optiky u desetimetru Keck II a docílili v blízké infračervené oblasti rekordního rozlišení 0,022″.

Jakkoliv lze přelom století charakterizovat jako nástup optických obrů třídy 8 ÷ 16 m, M. Castelaz soudí, že zanedlouho nastane jejich soumrak. Odhaduje, že největší obr XXI. stol. bude mít efektivní průměru zrcadla kolem 40 m, bude stát přes miliardu dolarů a bude s ním pracovat necelá půlstovka hvězdářů. Ostatní se zaměří na výstavbu jednoúčelových robotů či rozsáhlých soustav menších dalekohledů, tak jako to vidíme v soudobé radioastronomii. Z hlediska účinnosti astronomického dalekohledu jsou totiž přístroje všech rozměrů užitečné, neboť jejich výkon je úměrný sběrné ploše zrcadel. Velké přístroje se proto zaměří na jednorázová řešení konkrétních problémů, kdežto malé dalekohledy jsou nezastupitelné pro dlouhodobé sledování a přehlídky.

Dobrým příkladem budoucího trendu je 0,9m zrcadlo Spacewatch na Kitt Peaku v Arizoně, jež od r. 1984 soustavně hledá planetky-křížiče. Do r. 2000 přístroj pořídil přes 300 tisíc snímků, na nichž bylo objeveno na 200 křížičů a k tomu jako nadplán 14 komet. Nyní tam byl za 5 milionů dolarů instalován nový dalekohled s průměrem zrcadla 1,8 m, který dosahuje mezní hvězdné velikost 22,7 mag a v září 2000 objevil svůj první křížič. Podobně robotický 0,75m reflektor Katzman na Lickově observatoři v Kalifornii se ovládá samočinně včetně zpracování měření. Jeho současným programem je hledání supernov v 5 tisících sledovaných galaxií a každou noc objeví na tucet podezřelých případů. V průměru pak nalézá každý týden jednu supernovu. Jak připomíná B. Paczyński, například do mezní 12 mag zbývá ještě objevit kolem 90 % proměnných hvězd a ke zlepšení této statistiky plně stačí přístroje s průměrem optiky kolem 0,1 m, pokud jsou vybaveny citlivými digitálními detektory, používají inteligentní software a budou opakovaně snímkovat celou oblohu.

Velká Británie ustavila počátkem r. 2000 komisi pro pozorovací program hledání nebezpečných planetek-křížičů. K tomu cíli chce využívat na severní polokouli dalekohled JKT na Kanárských ostrovech a na jižní polokouli postavit specializovaný 3m reflektor. Hodlá též podpořit centrum pro studium planetek MPC Mezinárodní astronomické unie, které se zabývá katalogizací planetek a archivací pozorování.

E. Høg aj. vydali katalog Tycho-2, obsahující údaje o přesných polohách, vlastních pohybech a dvoubarevné fotometrii pro 2,5 milionu nejjasnějších hvězd oblohy. Katalog, založený na 300 milionech pozorování, je 2,5krát rozsáhlejší a přesnější než katalog Tycho-1, odvozený z pozorování družice HIPPARCOS, jelikož je kombinuje s dlouholetými pozemními pozorováními. Ta jsou sice méně přesná než družicová, ale mají výhodu v až dvacetpětkrát delším časovém intervalu měření. Proto jsou polohy hvězd do 9 mag známy s chybou 0,0015″ a vlastní pohyby s chybou 0,0025″. Katalog je z 99 % úplný pro hvězdy do 11 mag. Na čtvereční stupeň oblohy tak připadá alespoň 25 hvězd s dobře změřenými parametry. Fotometrie má chybu 0,1 mag, ale pro hvězdy jasnější než 9 mag jenom 0,013 mag. Katalog též obsahuje 7 500 dvojhvězd, jejichž úhlová separace přesahuje 0,8″.

T. Jarrett aj. shrnuli výsledky infračervené přehlídky oblohy v pásmech JHK, vykonané dvěma identickými 1,3m dalekohledy na severní (Mt. Hopkins) a jižní (CTIO) polokouli, a nazvané 2MASS. Přehlídka s úhlovým rozlišením 2″ je úplná do K = 13,5 mag (3 mJy) na celé obloze, s výjimkou tzv. opomíjeného pásma, v němž dosahuje 12,1 mag (10 mJy), a kde našla mnoho galaxií dosud skrytých Mléčnou drahou. Obsahuje úhrnem přes 1 milion galaxií a přes 162 milionů hvězd; celkem tedy 4 TB údajů. Tři velké přehlídky jsou nyní k mání na internetu ve Středisku hvězdných dat ve Štrasburku: SIMBAD obsahuje údaje o 1,5 milionu hvězd, 450 tis. galaxiích atd.; VIZIER umožňuje nahlížet do katalogů HIPPARCOS, Tycho, HST GSC a poskytuje efemeridy Měsíce a planet atd. Konečně ALADIN je fakticky obrazový atlas oblohy, usnadňující identifikace při pozorování.

8.2. Optické dalekohledy v kosmu

Hubbleův kosmický teleskop (HST) oslavil v dubnu 2000 deset let provozu na oběžné dráze a navzdory vážným počátečním technickým problémům určitě splnil očekávání, jež do něho světová astronomická obec vkládala. Především se podařilo zpřesnit hodnotu Hubbleovy konstanty, jež je nyní známa s chybou asi 10 %, potvrdit existenci černých veleděr v jádrech galaxií, získat jedinečné podrobnosti o výbuchu supernovy 1987A ve Velkém Magellanově mračnu a o dopadu úlomků komety Shoemaker-Levy 9 na Jupiter. Poprvé v historii se podařilo zobrazit povrch Pluta a rozlišit jemné podrobnosti v gravitačních čočkách. Pro kosmologii pak měly zásadní význam snímky hlubokých polí na severu i na jihu, obsahující tisíce velmi mladých galaxií, vzdálených často přes 10 miliard světelných let.

HST vykonal za první dekádu své existence přes 270 tisíc pozorování, na jejichž základě bylo zveřejněno už 2 650 vědeckých prací a do archivu uloženy 3,5 TB dat. (Pro porovnání, nedávno rozluštěný lidský genom představuje archiv 0,01 TB !) Americká pošta vydala k tomuto výročí sérii 5 známek, na nichž jsou reprodukovány nejproslulejší snímky pořízené HST. Při příležitosti výročí bylo ve známém Smithsonově muzeu (Smithsonian Museum) letectví a kosmonautiky vystaveno záložní zrcadlo pro HST, vyrobené firmou Eastman Kodak, které je paradoxně opticky prvotřídní, tj. nevykazuje žádnou sférickou aberaci.

Plánovaná oprava a údržba HST koncem r. 1999 proběhla naprosto úspěšně a už koncem ledna 2000 byly zveřejněny krásné snímky planetárních mlhovin, galaxií a gravitačních čoček, nasvědčující tomu, že HST je ve skvělé technické kondici. Jediným zádrhelem zůstala nefunkčnost spektrografu NICMOS pro blízkou infračervenou oblast kvůli selhání chladicí soustavy. Činnost přístroje byla přerušena počátkem ledna 1999 a s jejím obnovením se počítá až po údržbě HST v březnu 2002. V létě 2002 by pak měla odstartovat čtvrtá a poslední „velká observatoř“ NASA – infračervený teleskop SIRTF s průměrem zrcadla 0,85 m.

Pozornost projektantů NASA, ESA a Kanadské kosmické agentury se nyní soustřeďuje na kosmický teleskop příští generace NGST, jehož průměr segmentovaného zrcadla je z technických a úsporných důvodů bohužel zredukován na 6,5 m. Na financování přístroje se bude podílet ESA 15 % a Kanada 5 %. Přístroj bude pracovat v Lagrangeově bodě L₂ v červené a infračervené oblasti spektra, takže musí být pasivně chlazen stínítkem na 240°C, a bude používán jak pro přímé zobrazování, tak pro spektroskopii až 100 objektů naráz v širokém spektrálním pásmu 0,6 ÷ 28 μm.

C. Copi a G Starkman přišli s doplňkovým návrhem na sestrojení řiditelného kosmického stínítka BOSS, jež by mělo tvar čtverce o hraně 70 m, hmotnost kolem 200 kg a bylo by samostatně naváděno pomocí iontových motorů. Stínítko by umožnilo zakrývat v ohnisku NGST centrální oblast o průměru 0,14″, když by se nalézalo ve vzdálenosti řádu 100 tisíc km od NGST v přímém směru ke zkoumanému objektu. Přesnost navádění 15 m v prostoru ovšem představuje nemalý technický problém. Autoři odhadují, že takto by bylo možné pomocí NGST snímkovat planety o parametrech Venuše či Země u hvězd do vzdálenosti 3 pc od Slunce a jupitery či saturny do 10 pc od Slunce během cca hodinové expozice. Stínítko by se dalo použít i v kombinaci s obřími pozemními dalekohledy.

8.3. Rádiová astronomie

Jak uvádějí T. Wilson aj., na Mt. Grahamu v Arizoně v nadmořské výšce 3 185 m byl uveden do chodu desetimetrový radioteleskop H. Hertze (HHT) pro submilimetrový obor 0,35 ÷ 1,3 mm. Jeho parabolický povrch je přesný na 12 μm, což dává rozlišovací schopnost 13″. Souběžně s tím však přichází špatná zpráva, že kvůli úsporám má být uzavřen mikrovlnný 12m radioteleskop na Kitt Peaku, který fungoval již od r. 1967 a byl inovován v r. 1984.

Evropané vybudovali v posledních dvaceti letech úctyhodnou síť 18 radioteleskopů, které pracují sdruženě. K největším patří 100m v Effelsbergu v Německu, 94m ve Westerborku v Holandsku a proslulý Lovellův 76m v Anglii. V březnu 2000 se podařilo obnovit činnost 8m japonského kosmického radioteleskopu HALCA (HARUKA), jenž slouží jako nejvzdálenější prvek radiointerferometru na základně dlouhé přes 30 tis. km na protáhlé oběžné dráze kolem Země v pásmech 1,6 a 5,0 GHz.

V dubnu 2000 byl uveden do zkušebního provozu obří radioteleskop GBR v Green Banku, jenž stál 75 milionů dolarů a má nahradit 92m radioteleskop na témže místě, který se samovolně zhroutil v listopadu 1988. Nový radioteleskop má oválný tvar anténní mísy o rozměrech 100 × 110 m a hmotnosti 7 tis. t, skládající se z 2 tis. hliníkových panelů, seřízených s přesností na 0,25 mm; dosahuje výšky 148 m nad terénem. Používá totiž tzv. Gregoryho ohniska, jež má tu výhodu, že přijímač v ohnisku nestíní aperturu antény. Jde tedy o největší plně pohyblivý radioteleskop na světě a tento rekord nebude už patrně nikdy překonán.

Snad přímo symbolicky prakticky zároveň byla totiž v severní Kalifornii u městečka Hat Creek zahájena výstavba jednohektarového teleskopu (1hT), skládajícího se z tisíce shodných malých antén o průměru parabol 3,6 m, pracujících synchronně. Obří přístroj za 26 milionů dolarů má být dokončen v r. 2005 a bude mimo jiné využíván v programu SETI, neboť umožní sledování desítek rádiových zdrojů na milionech frekvencí současně. Pokud se osvědčí, bude týmž způsobem vybudován obří radioteleskop o ploše jednoho čtverečního kilometru! Nicméně vůbec nejdražším a nejmocnějším přístrojem v milimetrovém pásmu se zřejmě do konce desetiletí stane mezinárodní soustava radioteleskopů ALMA (španělsky „duše“) pro pásmo 0,33 ±10 mm (frekvence 30 ÷ 900 GHz), jenž bude pod vedením ESO vybudován v poušti Atacama v Chile na planině Llano de Chajnantor v nadmořské výšce 5 000 m za pakatel 400 milionů dolarů. ESO ve spolupráci s NSF USA dodá 64 identických radioteleskopů s průměrem parabol 12 m a Japonci možná dalších 32 přístrojů, což umožní úhlové rozlišení až 0,01″ na základně dlouhé 12 km. Přístroj bude uváděn do chodu postupně mezi lety 2005 až 2009.

8.4. Astronomické umělé družice

Druhá z velkých observatoří NASA, družice Compton (GRO) v ceně 600 milionů dolarů, vypuštěná v dubnu 1991, jež se mimořádně zasloužila o studium vesmíru v pásmu nejvyšších energií elektromagnetického záření, tj. v oboru záření gama, byla rozhodnutím NASA zničena řízeným sestupem z oběžné dráhy již v červnu 2000. Stalo se tak z obavy, že tato mimořádně hmotná 17 t družice by mohla být časem neovladatelná, jelikož jí postupně selhávaly navigační gyroskopy. Přitom minimální realistický odhad její životnosti byl alespoň dva roky a žádná adekvátní náhrada nebyla k dispozici. Nakonec se ale v říjnu 2000 podařilo raketou z letadla dopravit na eliptickou oběžnou dráhu 592 × 642 km lehkou družici HETE-2, která snad umožní v nejbližších letech zaznamenat přibližné polohy alespoň několika zábleskových zdrojů záření gama.

Obří evropská družice XMM pro rentgenový obor byla po úspěšném navedení na dráhu přejmenována v únoru 2000 na Newton a stala se důstojným protějškem velké americké družice Chandra, nad níž vyniká citlivostí, za cenu nižší rozlišovací schopnosti. Chandra však poněkud ztrácí na výkonu vinou degradace aparatury při opakovaných průletech družice van Allenovými pásy. Japonská družice ASCA pro rentgenové pásmo, vypuštěná v únoru 1993, selhala po velké sluneční erupci v červenci 2000, když se v perigeu dostala do mnohem hustší zemské atmosféry, než je norma, a tak s ní řídící středisko ztratilo kontrolu. Družice ovšem bohatě překročila plánovanou životnost 5 let. Japoncům se ostatně lepí smůla na paty, když se v únoru 2000 nepodařilo dostat na dráhu výkonnou rentgenovou družici ASTRO-E, která měla na palubě mj. velmi citlivé rentgenové spektrometry nové generace.

V prosinci 2000 ukončila předčasně kvůli úspornému programu NASA osmiletý provoz družice pro extrémní ultrafialový obor EUVE, jež byla mnohem úspěšnější, než čekali i největší optimisté. Objevila totiž v tomto těžko přístupném pásmu na 1 000 diskrétních zdrojů – hlavně horké koróny raných hvězd, ale i jiné objekty, z nichž některé se nalézají vně Galaxie. Ukázalo se, že nemalá část interstelárního prostoru je ionizována, což zvyšuje jeho průhlednost v oblasti EUV.

V r. 2000 byl uvolněn pro všeobecné využití revidovaný archiv pozorování slavné ultrafialové družice IUE, která fungovala znamenitě v letech 1978–1996. Celkem je v archivu uloženo 110 tis. spekter 11,6 tis. objektů a archivní středisko zaznamenává asi 100 vstupů do archivu za den. Podle D. Masse a E. Fitzpatricka se totiž touto revizí podařilo snížit kalibrační chyby nízkodisperzních ultrafialových spekter pětkrát na pouhá 3 %. Současně NASA uvedla do chodu speciální internet pro komunikaci mezi družicemi. V červnu 2000 se pak na geosynchronní dráhu dostala nejnovější komunikační družice pro spojení mezi družicemi TDRS-H.

V březnu 2000 startovala družice IMAGE, jež umožňuje poprvé získat trojrozměrné snímky zemské magnetosféry a sledovat okamžitý vývoj magnetických bouří. Měla by fungovat alespoň dva roky na polární dráze s odzemím 45 tis. km a přízemím 1 tis. km. Zemi (atmosféru, hydrosféru i litosféru) rovněž zkoumá mezinárodní observatoř Terra (=EOS), která úspěšně odstartovala v prosinci 1999 a od dubna 2000 snímkuje pravidelně zemský povrch, jak si lze ověřit na internetu. Pro dálkový průzkum Země je velkým pokrokem úspěšná funkce družice Landsat 7, jež získává globální mapy Země každých 16 dnů už od poloviny roku 1999. V červenci 2000 se podařilo uvést na dráhy 17 × 121 tis. km pomocí nosných raket Sojuz skupinu čtyř družic systému Cluster pro výzkum zemského magnetického pole a jeho interakce se slunečním větrem. První pokus v r. 1996 skončil vinou selhání nosné rakety Ariane neúspěchem.

8.5. Kosmické sondy

T. Young aj. vydali zprávu komise, jež vyšetřovala zkázu kosmické sondy Mars Polar Lander při přistávacím manévru na Marsu. Pravděpodobnou příčinou selhání byl falešný signál po vysunutí přistávacích vzpěr modulu, interpretovaný počítačem jako samotné přistání, což způsobilo předčasné vypnutí brzdicích motorků, a tím následně tvrdý dopad sondy na povrch planety. Japonská kosmická sonda Nozomi ukončila první oběh na heliocentrické dráze s přísluním u Země v květnu 2000. Po dalších dvou přiblíženích k Zemi v srpnu 2001 a prosinci 2002 se metodou gravitačního praku konečně dostane na dráhu k Marsu, kam doletí koncem r. 2003.

Nejvzdálenějšími funkčními kosmickými sondami byly v polovině r. 2000 stále Pioneer 10 v souhvězdí Býka ve vzdálenosti 75 AU od Slunce, Voyager 1 v souhvězdí Hadonoše ve vzdálenosti 76 AU a Voyager 2 v souhvězdí Dalekohledu ve vzdálenosti 61 AU. Přitom Voyager 1 se nachází už plných 44 AU severně od roviny ekliptiky a zpoždění signálů z jeho vysílače přesahuje 10,25 h. Nejstarší funkční sondou je Pioneer 6, vypuštěný ze Země r. 1965, jenž od té doby již 40krát oběhl Slunce a dosud vysílá údaje o slunečním větru.

9. Astronomie a společnost

9.1. Úmrtí a výročí

V loňském roce zemřel známý brněnský astronom Mgr. Jindřich Šilhán (*1944), který vynikl jako organizátor amatérských pozorování proměnných hvězd, RNDr. Regina Podstanická (*1928; výzkum meziplanetární hmoty) a RNDr. Vladimír Bouška (*1933; vltavíny); dále pak čestný člen České astronomické společnosti nadšený astronom-amatér Josef Kodýtek (*1910) a další astronom-amatér Ing. Václav Hübner (*1922).

V zahraničí v r. 2000 zemřeli mimo jiné: astronom-amatér Georg Alcock (*1912; objevitel nov a komet), někdejší skotský královský astronom Hermann Brück (*1905; hvězdná astrofyzika, spektroskopie a měřicí automaty), Paolo Farinella (*1953; planetky), Herbert Friedman (*1916; kosmická astronomie), Jean Heidmann (*1923; radioastronomie, SETI), James Hey (*1909; radioastronomie), Robert Hjellming (*1938; radioastronomie), Hendrik van de Hulst (*1918; radioastronomie), William Kaula (*1926; geodynamika), John O'Keefe (*1916; astronomická geologie), Philip Keenan (*1908; hvězdná spektroskopie), Frank Kerr (*1918; radioastronomie), Ivan M. Kopylov (*1928; hvězdná astronomie a astrofyzika, bývalý ředitel SAO), Kaj Strand (*1907; astrometrie, bývalý ředitel americké Námořní observatoře), Joseph Weber (*1919; gravitační vlny) a Gerald Whithrow (*1912; kosmologie, chronometrie, historie).

V r. 2000 uplynulo 100 let od narození amerického astronoma-amatéra Leslieho Peltiera (†1980), který si na svůj první dalekohled vydělal sběrem borůvek. Uskutečnil přes 130 tis. pozorování proměnných hvězd a objevil 12 komet a 6 nov; byl také popularizátorem astronomie. Po jeho smrti zničili jeho hvězdárnu vandalové... Novozélanďan Albert Jones se stal 25. listopadu 2000 nejstarším objevitelem komety v historii (C/2000 W1), neboť mu už bylo 80 let. Je také držitelem dalšího rekordu, neboť svou první kometu objevil o 54 let dříve.

V r. 2000 uplynulo 120 let od první astronomické fotografie mlhoviny, kterou pořídil 30. září 1880 americký astronom-amatér, povoláním univ. prof. medicíny Henry Draper (1837–1882), když se mu podařilo zachytit na nepříliš citlivou emulzi mlhovinu v Orionu. Draper se také zasloužil o vznik proslulého katalogu spektrální klasifikace hvězd, který nese jeho jméno, stejně jako prestižní medaile za astrofyziku, jež se uděluje jen jednou za čtyři roky.

Zároveň oslavil šedesátku jeden z nejbrilantnějších relativistů poslední třetiny XX. stol., americký fyzik Kip Thorne. Zasáhl do mnoha odvětví relativistické astrofyziky a vychoval neuvěřitelný počet 40 doktorandů, z nichž řada má už nyní za sebou úctyhodné dílo v teoretické fyzice. Zajímavý detail z životopisu amerického astronoma Carla Sagana publikoval L. Reiffel. Počátkem 50. let XX. stol. uvažovaly USA o demonstrativním výbuchu atomové pumy na Měsíci. Na doporučení G. Kuipera dostal mladý C. Sagan (1934–1996) v r. 1958 tajnou zakázku na odhad viditelnosti takového výbuchu ze Země, kterou splnil v lednu 1959 – a hned v březnu téhož roku to prozradil v žádosti o postdoktorandské stipendium... Studie byla zničena až v říjnu 1987.

V r. 2000 jsme si též připomněli půlstoletí od publikací Whippleova modelu kometárních jader jako špinavých ledových koulí a Oortovy práce o vnějším kometárním oblaku na periferii sluneční soustavy, 150 let od prvního snímku hvězdy (Vegy) W. Bondem a 200 let od objevu infračerveného záření W. Herschelem. Konečně 14. prosince 2000 uplynulo sto let od berlínské přednášky Maxe Plancka (1858–1947), v níž oznámil vyřešení problému záření černého tělesa pomocí kvantové domněnky. Sluší se připomenout, že Planckovi před maturitou rozmlouval studium fyziky německý matematik a fyzik P. von Jolly, neboť v tak ukončené disciplíně je prý Planckova talentu škoda...

V. Trimbleová nám připomněla největší astronomické omyly XX. století: Sluneční soustava se nalézá v centru Mléčné dráhy; červený posuv ve spektru galaxií je důsledkem únavy světla při letu kosmickým prostorem; hvězdy nemohou vysílat rádiové záření; krátery na Měsíci jsou vulkanického původu; vesmír je v ustáleném stavu a nevyvíjí se v čase.

9.2. Ceny a ankety

Nová prestižní Cena Petera Grubera za kosmologii byla udělena poprvé a předána v listopadu 2000 ve Vatikánu ex aequo Jamesovi Peeblesovi a Allanu Sandageovi. Neméně prestižní Wolfovu cenu za fyziku obdrželi rovněž ex aequo Raymond Davis a Masatoši Košiba za detekci slunečních neutrin v detektorech Homestake a Kamiokande. Známý fyzik Freeman Dyson získal Cenu Johna Templetona za pokrok v dialogu vědy s náboženstvím, dotovanou 950 tisíci dolary. George Wetherill obdržel medaili Americké akademie věd (NAS) za výzkum meteoritů a přidružené výzkumy sluneční soustavy. Barringerovu medaili Meteoritické společnosti dostal Ralph Baldwin, jenž již v r. 1942 vyslovil předpoklad, že krátery na Měsíci vznikly dopady meteoritů a že týž původ mají i impaktní krátery na Zemi. Členem NAS byl zvolen známý americký astronomický optik J. R. Angel. Medaili C. Bruceové Pacifické astronomické společnosti dostal ruský astronom Rašid A. Sjunjajev za výzkumy v relativistické astrofyzice. Cena téže Společnosti pro amatéry byla udělena Kanaďanovi P. Boltwoodovi za hluboké snímky kamerou CCD ve spojení s 0,4m reflektorem.

Zlatou medaili Britské astronomické společnosti obdržel L. Lucy za výzkum dotykových dvojhvězd, hvězdného větru a další teoretické práce a Bohdan Paczyński za studie gravitačních čoček i zábleskových zdrojů záření gama. Členem britské Královské společnosti byl zvolen Alan A. Watson za výzkum kosmického záření o extrémně vysoké energii a relativistický astrofyzik Donald Lynden-Bell obdržel od britské královny titul C.B.E. Britská královna a starosta Londýna přijali při příležitosti jubilejního r. 2000 „osobnosti století“, mezi nimiž byli též dva astronomové, Sir B. Lovell a Patrick Moore. Posledně jmenovaný dostal od Královské astronomické společnosti Cenu tisíciletí u příležitosti 50 let své popularizační činnosti. Švýcar Michel Mayor dostal Balzanovu cenu (280 tis. dolarů) za objev první exoplanety. Janssenovu cenu Francouzské astronomické společnosti za r. 1998 obdržel M. Mayor a za r. 2000 německý astronom R. Genzel. Cenu Edgara Wilsona pro amatérské objevitele komet za r. 1999–2000 získali D. Lynn, K. Korlevič, G. Hug a G. Bell.

U nás udělila Česká astronomická společnost prestižní Nušlovu cenu za celoživotní přínos v astronomii Prof. Mirkovi Plavcovi z Kalifornské univerzity v Los Angeles, jenž se sice na počátku své vědecké dráhy zabýval hlavně meteorickými roji a pak výstavbou 2m dalekohledu v Ondřejově, ale největší význam mají jeho zásadní studie o přenosu hmoty v těsných dvojhvězdách. Další Kvízovu cenu ČAS obdržela za pozorování a objevy planetek Lenka Šarounová z Astronomického ústavu AV ČR v Ondřejově.

Konec století přiměl Britský fyzikální ústav k vypsání ankety o největšího fyzika tisíciletí. Ankety se účastnilo 100 předních světových fyziků a zde je výsledek: 1. Einstein, 2. Newton, 3. Maxwell, 4. Bohr, 5. Heisenberg, 6. Galilei, 7. Feynman, 8. Dirac, 9. Schrödinger, 10.–12. Boltzmann, Faraday, Rutherford. Na dalších místech už s mnohem nižším počtem hlasů se umístili také někteří astronomové a astrofyzici: Bethe, Koperník, Hubble, Kepler, Doppler, Eddington, Payneová-Gaposhkinová a Rees. Z nich jsou naživu Bethe a Rees; další žijící fyzikální legendy jsou pak t´ Hooft, Townes, Weinberg, Hawking a Wheeler. A jaké jsou největší nevyřešené problémy před fyziky XXI. stol: kvantová teorie gravitace, teorie vysokoteplotní supravodivosti, fyzikální popis vědomí a konečně „jak získat definitivu?“. (Zatímco na počátku XX. stol. bylo na celém světě jen asi 1 500 fyziků, nyní je jich na 150 tisíc. V USA se ročně udělí 150 doktorátů z astronomie.)

U nás uspořádala redakce Instantních astronomických novin anketu o nejvýznamnějších osobnostech čs. astronomie XX. stol., v níž hlasovalo 36 žijících čs. astronomů, kteří tak sestavili toto pořadí: 1. Zdeněk Kopal (1914–1993; dvojhvězdy, Měsíc, numerická matematika), 2. Antonín Bečvář (1900–1965; hvězdné atlasy, klimatologie, komety a meteory, Slunce, vybudoval hvězdárnu na Skalnatém Plese), 3.–5. Zdeněk Ceplecha (*1929; malá tělesa sluneční soustavy, Příbramský meteorit, bolidová síť), Luboš Perek (*1919; stelární statistika a dynamika Galaxie, kosmická tříšť, kosmické právo, vybudování 2m v Ondřejově) a Miroslav Plavec (1925 – viz poznámka u Nušlovy ceny 2000).

9.3. Observatoře a astronomické instituce

Americká astronomická společnost AAS, sdružující profesionály, měla na počátku XX. stol. pouhých 113 členů, v polovině XX. stol. však jejich počet vzrostl na 650 a koncem století na 6 500. Extrapolací lze odhadnout, že na konci XXI. stol. bude mít na 300 tisíc (!) členů. AAS pořádá každoročně mj. dvě plenární schůze, jichž se účastní na tisíc astronomů a kde se v posledních desetiletích doslova rojí novináři, aby mohli svým abonentům okamžitě sdělit nejnovější astronomické hity.

Americká asociace pozorovatelů proměnných hvězd AAVSO registruje v současné době 600 aktivních pozorovatelů, kteří poskytnou do centrálního archivu kolem 400 tis. pozorování ročně. Význam těchto pozorování roste zejména tehdy, když amatéři na volbě pozorovacího programu spolupracují s profesionály. Belgická observatoř Uccle se stala světovým centrem pro rastrování a digitální archivní zpracování starých fotografických snímků oblohy, jež představují jedinečné vědecké dědictví, a to by se tak mohlo stát celosvětově a natrvalo přístupným pro další výzkumné práce. Novým ředitelem prestižního Ústavu Maxe Plancka pro astrofyziku v Garchingu se stal s platností od r. 2001 G. Hasinger.

Antarktická observatoř AMANDA zaznamenala podle F. Halzena počátkem r. 2000 první mimosluneční neutrina o vysokých energiích. Podle M. Nakahaty je nyní na světě v provozu již 13 podzemních aparatur pro detekci slunečních, resp. mimoslunečních, neutrin a další dvě se budují. Pro informace o neutrinech mají největší význam srážky neutrin s nukleony v objemovém detektoru (kapalná voda, led), při nichž vznikají miony a elektrony, od nichž vycházejí svazky Čerenkovova záření s vrcholovým úhlem 42°. Právě na tomto principu pracuje AMANDA. První technický úspěch zaznamenala rovněž observatoř pro výzkum gravitačních vln LIGO v Hanfordu ve státě Washington v USA. když v listopadu 2000 poprvé proletěl tam a zpět laserový impulz celým 2km ramenem interferometru. To dává dobré vyhlídky, že s vlastním vědeckým měřením se započne už v průběhu r. 2002.

Nekonečný příběh souboje astronomů s tzv. ekology na Mt. Grahamu v Arizoně přinesl pozoruhodné údaje o stavu populace červených veverek, údajně ohrožených budováním astronomických kopulí (pro veverky tak nezvyklého vzhledu) na vrcholu této jedinečné astronomické lokality. Arizonská univerzita totiž věnovala za posledních 10 let plné 2,5 miliony dolarů na studium životních podmínek veverek na Mt. Grahamu. Ukázalo se, že během posledního desetiletí vzrostl jejich počet z 33 kusů na trojnásobek. Nejvíce – 225 veverek – bylo napočítáno v r. 1995 a je evidentní, že jejich počet závisí na množství dostupné potravy – nikoliv teleskopů. „Ekologové“ na to reagovali po svém: požádali, aby byl výzkumný tým zoologů vyměněn za jiný!

S jiným typicky americkým problémem se nedávno setkali astronomové z Perkinsonovy observatoře Wesleyanské univerzity v Ohiu, když na své internetové stránce odsoudili praxi soukromé firmy International Star Registry, která se už delší dobu zabývá prodejem jmen hvězd zájemcům, tj. klient složí poplatek a navrhne si jméno (po svých zemřelých či žijících příbuzných, psech, kočkách atd. dle libosti) a firma mu sdělí, kterou hvězdu (řekněme 11 mag) podle jeho přání pojmenovala. Jen v r. 1998 tak přiznala zisk 4 miliony dolarů. Ubozí plátci pak přicházejí na hvězdárnu s prosbou, aby jim ukázali na obloze hvězdu „Macíček“, a diví se, že hvězdáři neví, která to je. Těžko se pak vysvětluje, že výhradní právo pro jména nebeských těles má ve skutečnosti IAU, která žádnou komerci nepřipouští. Nuže, právě za tato sdělení na internetu byla observatoř onou firmou žalována a na radu rektora univerzity musela zmíněná sdělení smazat. Univerzita si totiž na rozdíl od bohaté firmy nemůže dovolit vleklý soudní spor s nejistým výsledkem, takže firma ISR si vesele mastí kapsu dál...

Spojené státy také patří k posledním 40 zemím světa, které dosud nepřistoupily na mezinárodní metrický systém ISO, pocházející už z r. 1898, navzdory několika kosmonautickým průšvihům, které jim kvůli tomu v posledních desetiletích vznikly. Pro 150 zemí světa je metrický systém už dávno samozřejmostí a jeho výhody jsou naprosto průkazné. Tím více člověka udiví, že i v mezinárodním letectví prosadily USA své příšerné jednotky pro výšku letadla nad terénem (stopy) a jeho rychlost (v uzlech).

9.4. Letem astronomickým světem

V srpnu r. 2000 se v britském Manchesteru uskutečnilo 24. valné shromáždění Mezinárodní astronomické unie za účasti 1 700 astronomů z 87 zemí – potřetí v Anglii po 2. kongresu v Cambridge v r. 1925 a 14. kongresu v Brightonu v r. 1970. Na kongresu se jako vždy projednávaly jak odborné, tak organizační otázky světové astronomie. K nejvýznamnějším výsledkům lze jistě zařadit dramatický nárůst znalostí o planetkách, rychlý pokrok v rozpoznávání extrasolárních planet a hnědých trpaslíků, dále helioseizmologii a komplexní výzkum Slunce pomocí družic a kosmických sond, studium fluktuací v reliktním záření díky citlivým radiometrům na stratosférických balonech a zejména pak úspěch gigantických přehlídek oblohy, jako jsou SDSS, 2dF a mnoho dalších.

Na kongresu byla též oznámena změna ve vedení důležitého Centrálního úřadu pro astronomické telegramy, když legendární B. Marsden, jenž se stal jeho ředitelem v r. 1968, odstoupil po bezmála 35 letech činnosti, ale nadále zůstává prezidentem 6. komise IAU. Novým ředitelem Úřadu se stal D. W. Green. Po odstupujícím presidentu IAU americkém astronomovi R. Kraftovi se stal novým prezidentem IAU na následující tříleté funkční období italský astrofyzik F. Pacini a generálním sekretářem Švéd H. Rickman. Po příštím 25. kongresu v létě r. 2003 v Sydney bude prezidentem IAU Australan R. Ekers.

Pro českou astronomii přinesl kongres v Manchesteru významný diplomatický úspěch, když výkonný výbor IAU rozhodl, že přespříští 26. kongres IAU v r. 2006 se uskuteční po 39 letech opět v Praze. S ohledem na vstup nové přístrojové techniky na astronomickou scénu, jehož jsme svědky v těchto letech, se totiž lze na výsledky výzkumů, jež budou v Praze předneseny, těšit už teď.

Ve Spojených státech ukončila práci dekádová komise, vedená C. McKeem a J. Taylorem, v jejíchž devíti panelech pracovalo téměř dva roky na 100 amerických astronomů. Komise tak už popáté stanovila priority americké astronomie pro nejbližší desetiletí v tomto pořadí:

1. Kosmický dalekohled NGST,
2. Obří pozemní reflektor se segmentovaným zrcadlem průměru 30 m,
3. Sestava rentgenových dalekohledů Constellation,
4. Modernizace anténní soustavy VLA v Socorru,
5. Kosmický interferometr TPF pro sledování terestrických exoplanet,
6. Přehlídkový teleskop LSST pro dohledání 80 % křižujících planetek s průměrem >300 m.
7. Kosmický teleskop pro obor gama GLAST,
8. Aparatura pro detekci gravitačních vln v kosmu LISA.
9. Celostátní virtuální observatoř NVO.

Pokud by se měly všechny projekty uskutečnit, přijde to americké daňové poplatníky na bezmála 3 miliardy dolarů, ale program předpokládá též významnou mezinárodní spolupráci.

Ostatně v přepočtu na jednoho obyvatele USA jasně vedou, pokud jde o roční výdaje na astronomii – jde o částku 7,24 dolaru. V porovnání s tím dává Kanada 0,98 dolaru a Česká republika 0,09 dolaru na obyvatele. Asi se tedy nemůžeme příliš divit, že naše astronomie nepatří ve světě do první ligy; spíše je zázrak, že se vůbec drží (totéž platí přirozeně o astronomii na Slovensku).

Přitom velké státy hodlají výdaje na vědu včetně astronomie v budoucnu zvyšovat. Platí to jak o Spojených státech (nyní 1,9 % HDP), Kanadě či Velké Británii, tak také o Rusku (meziroční zvýšení o 40 % !!) a dokonce i o Indii, která chce podíl výdajů na vědu během 4 let zdvojnásobit ze současného 1 % HDP stejně jako Španělsko (v ČR klesl tento podíl za poslední rok z 0,62 % na 0,55 % HDP).

V Evropě si věda stojí nejlépe ve Švýcarsku, Skandinávii a Holandsku. Za poslední dvě desetiletí se nejvíce zlepšilo Holandsko a Finsko. Přitom náš potenciál není zajisté zanedbatelný, jak vyplývá z výsledků srovnávacích matematických testů středoškoláků ve 38 státech světa. V čele byly suverénně asijské státy (Singapur, Jižní Korea, Tchaj-wan a Japonsko), za nimi Holandsko, Maďarsko a Česká republika skončila na 10.–11. místě společně s Finskem. V přírodních vědách vyhrál Tchaj-wan před Singapurem a Maďarskem; ČR byla 8.

H. Abt shrnul statistické údaje o nejcitovanějších astronomických pracích za údobí 1988–1998. Polovina citací patří výzkumu extragalaktických objektů a kosmologii a třetina studiu hvězd. Polovina všech prací využívá výsledků optické astronomie, pětina radioastronomie a další pětina rentgenové astronomie. Autoři těchto prací se rekrutují ze 16 států světa. Nejvíce citované časopisy jsou Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics, The Astrophysical Journal a Nature.

Prestižní evropský vědecký časopis Astronomy and Astrophysics ukončil k počátku r. 2000 vydávání série zvané Supplement v papírové formě. Práce pro Supplement budou ukládány výhradně elektronicky čtyřikrát měsíčně. Populární americký měsíčník Sky and Telescope dokončil v r. 2000 vydání 100. svazku od svého vzniku v r. 1941, když do r. 1959 vycházel jeden svazek ročně, kdežto od té doby 2 svazky za rok. Novým šéfredaktorem časopisu se stal R. Fienberg po legendárním L. Robinsonovi, jenž stál v čele časopisu plná dvě desetiletí a působil v redakci 38 let.

Od počátku května se zvýšila přesnost určování zeměpisné polohy pomocí systému GPS, jelikož Spojené státy přestaly signál pro širokou veřejnost uměle „kazit“. Tak lze nyní určovat polohu pozorovatelů s přesností ±10 m. Přesná geodetická měření ve spojení s měřením času atomovými hodinami poukázala na překvapující fakt, že od r. 1993 se zastavilo zpomalování zemské rotace a rotace Země se začala měřitelně zrychlovat. Proto nebylo potřebí zavést v r. 2000 žádnou přestupnou sekundu a je otázka, co bude dál.

K velké radosti radioastronomů zbankrotovala v březnu 2000 síť družic pro mobilní telefony Iridium, kterou nákladem 5 miliard dolarů vybudovala americká společnost Motorola. Tím alespoň dočasně skončilo rádiové rušení citlivých radioteleskopů, ale nepřestaly jasné záblesky od lesklých ploch antén 68 družic. Další vývoj v této záležitosti však není jasný, jelikož se našel kupec, který údajně hodlá síť znovu oživit. Radioastronomové dále velmi dobře uspěli na světové telekomunikační konferenci v Istanbulu v červnu r. 2000. Celé pásmo od 71 do 275 GHz (zhruba milimetrové vlny) bylo totiž vyhrazeno pro radioastronomii.

Také opatření směřující k omezení světelného znečištění v Arizoně přinášejí úspěch pozemní optické astronomii. Jak uvedli P. Massey a C. Foltz, na observatořích Kitt Peak a Mt. Hopkins se jas pozadí noční oblohy zvýšil za poslední dekádu jen o 0,2 mag za čtvereční obloukovou vteřinu v pásmu 370 ÷ 670 nm, takže stínění veřejného osvětlení v Tucsonu skutečně pomáhá. Nejnověji se přijala opatření k omezení světelného znečištění ve státě Maryland i v hlavním městě Washingtonu. U nás uveřejnili Z. Mikulášek aj. údaje o průměrné extinkci atmosféry z fotoelektrických měření v Brně a na Skalnatém Plese v letech 1962–1995. Podle očekávání se na obou stanovištích tyto parametry výrazně zhoršily vlivem civilizačních faktorů, a zhoršení v Brně je pochopitelně mnohem větší.

Přelom století rozvířil tradiční debatu o počátku křesťanského letopočtu a neexistenci roku nula v občanském kalendáři (na rozdíl od astronomického počítání, v němž plnohodnotný rok nula existuje: mezi 1. lednem a 31. prosincem r. 1 př. Kr.!). V každém případě je jisté, že Kristus se narodil před počátkem křesťanského letopočtu někdy mezi léty 7 až 4 př. Kr. Podle M. Kidgera trvala cesta velbloudí karavany z Babylonu (odkud nejspíš pocházeli bibličtí mudrci) do Jeruzaléma asi 1,5 měsíce a Herodes zemřel na jaře r. 5 př. Kr. Do tohoto intervalu spadá těsná (58′) trojitá konjunkce Jupiteru se Saturnem v Rybách v r. 7 př. Kr., kterou sice Kepler správně propočítal, ale sám ji nespojoval s biblickou hvězdou betlémskou; to navrhl až r. 1825 C. Ideler. V únoru r. 6 př. Kr. však nastala další zajímavá konstelace v Rybách mezi Jupiterem, Saturnem a Marsem a rok později konjunkce Měsíce s Jupiterem a Marsu se Saturnem opět v Rybách. Konečně v březnu r. 5 př. Kr. vzplanula nova na rozhraní Kozoroha a Vodnáře. Z tohoto výčtu znovu vychází trojitá konjunkce Jupiteru se Saturnem z r. 7 př. Kr. jako nejpravděpodobnější výklad pro betlémskou hvězdu. Příští takovou trojitou konjunkci zažijí naši potomci až v letech 2238–39.

M. Spenceová se pokusila astronomicky datovat dobu vzniku 12 proslulých egyptských pyramid. Usoudila totiž, že tehdejší stavitelé vytyčovali severojižní směr pozorováním průchodu hvězd Mizar a Kochab (β UMi) svislicí definovanou pomocí olovnice. To přesně platilo v r. 2467 př. Kr., takže starší pyramidy by měly být vinou precese odkloněny na západ a mladší na východ, což měření v terénu potvrdila. Nejlépe sedí severní směr pro proslulou Cheopsovu pyramidu, čímž je dáno její stáří s přesností ±5 let, takže její výstavba započala v r. 2478 př. Kr., zatímco dosavadní metody určení jejího stáří byly nepřesné o celé století. Podobně se podařilo zpřesnit pád Babylonu na r. 1499 př. Kr. díky datování zatměním Měsíce, které tam bylo pozorováno 27. června 1954 př. Kr.

10. Závěr

Příval údajů, který způsobuje, že moje Žně se pomalu, leč neúprosně opožďují, bude od příštího ročníku vyžadovat novou techniku přípravy přehledu. Je to nevyhnutelné i z toho důvodu, že budoucnost rozvoje astronomických informací je mírně řečeno úděsná. Podle D. Butlera bude nový urychlovač v CERN produkovat po r. 2005 ročně asi 7 PB dat, což je o tři řády více než současná výpočetní kapacita celé laboratoře CERN (a ta je přitom větší než výpočetní kapacita hlavních států EU dohromady!).

Přitom je zřejmé, že na stejné úrovni petabytů se bude brzy pohybovat archiv Virtuální astronomické observatoře, která by měla obsahovat veškerá astronomická data získaná na zemi, v podzemí i v kosmu. Kdybychom chtěli zapsat 1 PB údajů na klasické disky CD-ROM, tak jich k tomu bude zapotřebí 1,5 milionu a navršeny naplocho na sebe dosáhnou výšky Lomnického štítu! Naštěstí zatím existují metody uchovávání této přemíry údajů. Podle všeho narazí výroba čipů na fyzikální omezení teprve kolem r. 2012. Na 1 cm² pevného disku pak bude možné uložit asi 15 Gbitů. Teprve pak se bude muset přejít na nějaký nový princip, patrně na kvantové počítače. I to však naráží na obtíže. Teoreticky lze sice v počítači o objemu 1 litr uložit neuvěřitelných 10³¹ bitů a vykonat 10⁵¹ operací za sekundu, jenže počítač se přitom zahřeje na 1 GK a nejspíš vybuchne jako miniaturní supernova...

Kromě toho lze ovšem rozvíjet metody sdíleného počítání v síti nazývané GRID, což je jakýsi internet mezi samotnými počítači. Vznikl už také nový název pro automatickou spolupráci počítačů: middleware, pro který zatím nemáme domácí ekvivalent. Evropská páteřní síť již dosáhla přenosové rychlosti 2,5 Gb/s a počítá se s čtyřnásobkem kolem r. 2005. Úzkým místem pro přenos dat se stává „poslední kilometr“ spojení k uživateli, kde se dosud většinou nepoužívají optická vlákna, ale klasické měděné kabely. Kam to všechno povede, je opravdu ve hvězdách, a to se přirozeně týká i tohoto přehledového seriálu.