Žeň objevů – rok 2001

Úvod

Žně za loňský rok začínám psát s mimořádně velkým skluzem, za což se čtenářům omlouvám. Nutí mne to ovšem k větší stručnosti, neboť tempo objevů v astronomie stále roste, zatímco léta mi přibývají a síly slábnou. Rád bych proto už nyní vypsal výběrové řízení na nového žence, žnečku nebo i menší družstvo, kteří by převzali mírně rezavějící kosu z mých rukou a pokračovali s novým nasazením v žatvách XXI. století. Přihlášky můžete zasílat kdykoliv na adresu redakce; oni mi to pak souhrnně předají k posouzení. Zn. „Odpovím každému vážnému zájemci“.

Abych svým následovníkům usnadnil práci, uvádím několik astronomických událostí XXI. století, které zaručeně nastanou:

1. Sluneční soustava

1.1. Planety Sluneční soustavy

1.1.1. Venuše

A. Correia a J. Laskar zjistili modelovými výpočty, že za zpětnou (retrográdní) rotaci Venuše může zčásti její hustá atmosféra. Tření mezi atmosférou a povrchem planety spolu s atmosférickými slapy a dále tření mezi jádrem a pláštěm Venuše totiž zpomalovalo původně přímou rotaci planety tak dlouho, až se začala otáčet zpětně, neboť původní sklon mezi rovníkem planety a rovinou ekliptiky byl velmi vysoký. Výsledek výpočtu přitom nezávisí na původní periodě rotace. M. Izakov odhalil příčinu tzv. superrotace atmosféry Venuše, která je rychlejší než rotace povrchu planety. U povrchu je rozdíl rychlostí jen 0,5 m/s, ale ve výšce 50 km činí 60 m/s a ve výšce 70 km dokonce 100 m/s. Autor zjistil, že vítr u povrchu obtéká reliéf a vytváří tzv. Hadleyovy buňky, čímž vznikají vlny, které stoupají vzhůru a vytvářejí turbulentní víry. Energie z nich se předává celoplanetárním Rossbyho vlnám a ty pohánějí superrotaci.

Podle M. Bullocka a D. Grinspoona se klima na Venuši výrazně mění s časem v souladu s proměnlivou vulkanickou činností. Ta dosahovala maxima před 600 miliony lety, což vedlo k dalšímu zvýšení skleníkového efektu zejména zásluhou vodní páry a tehdejší teplota povrchu pak dosahovala rekordních 650 °C. Odpařením horké atmosféry se však povrch Venuše ochladil až na dnešních 460 °C, ale tento cyklus se může opět zopakovat.

K. Dennerl aj. objevili pomocí družice Chandra rentgenové záření planety v polovině ledna loňského roku. Většinou jde o fluorescenci kyslíku a uhlíku ve výškách kolem 130 km nad povrchem Venuše, vyvolávanou rentgenovým zářením Slunce. Planeta je tak neustále obklopena zářící rentgenovou slupkou.

Někteří astronomové tvrdili již před třemi stoletími, že při malých fázích planety pozorovali popelavý svit Venuše, obdobně jako je tomu u Měsíce. Nejnověji se to pokusili objektivně prokázat T. Slanger aj. u Keckova dalekohledu, ale bezúspěšně. Objevili jen zcela slabounkou září molekulárního kyslíku, která rozhodně nemohla být pozorována očima. D. Gurnett aj. hledali při těsných průletech sondy Cassini nad Venuší v dubnu 1998 a červnu 1999 rádiové signály, vyvolávané údajnými blesky v atmosféře této planety, ale měření nepřinesla žádný kladný výsledek, ačkoliv při průletu u Země zaznamenávala sonda v průměru 70 bleskových výbojů za minutu.

1.1.2. Země – Měsíc

1.1.2.1. Nitro, povrch a atmosféra Země

P. Goode aj. využili přesné fotometrie popelavého svitu Měsíce k měření zemského albeda, a tím i klimatických změn na Zemi. Odtud vychází průměrné albedo Země 30 %, ale kolísající o plných 5 % během jediného dne. Nižší albedo odpovídá vyšší teplotě na povrchu Země. Navzdory rostoucímu znečišťování zemského povrchu všeho druhu zjistily umělé družice, že mezi zářím 1997 a srpnem 2000 zřetelně vzrostla globální rostlinná fotosyntéza, což je patrné nejvíce nad 40° severní zeměpisné šířky. Nejde přitom o rozšiřování vegetační plochy, ale o zvýšení hustoty vegetace, což je vůbec nejvíce patrné v Eurasii, kde jaro přichází o 8 dnů dříve a podzim o 10 dnů později než v polovině minulého století. V Severní Americe se tento interval prodloužil o 12 dnů.

Od počátku r. 2000 proto tyto veličiny sleduje nově vypuštěná družice Terra a od r. 2001 se k ní přidá družice Aqua. Tyto družice mimo jiné sledují nebezpečné rozrůstání měst, jejichž plocha je vinou střech a dláždění téměř nepropustná pro vodu, takže odtok se soustřeďuje na malé plochy, což zvyšuje sílu vodní eroze. Družice Terra rovněž zjišťuje zamoření atmosféry CO při lesních a stepních požárech, resp. spalování fosilních paliv v zimě. Člověk je odpovědný asi za polovinu znečištění CO. Podle D. Bakkerové a A. Watsona činí roční produkce CO2 ze spalování fosilních paliv 5,5 Gt; z tohoto množství se však dle D. Schimela zhruba polovina z atmosféry opět vyloučí. Souš severní polokoule absorbuje ročně až 2 Gt uhlíku, zejména díky fotosyntéze v lesích USA, Evropy a Ruska. Pouze severské kanadské lesy pohltí méně uhlíku, než kolik ho samy vyprodukují, vinou lesních požárů a zamoření hmyzem.

Nejstarším přesným dokladem o globálním oteplování se stalo měření úrovně mořské hladiny v Benátkách, jež se podařilo odvodit díky precizním vedutám Benátek od italského malíře Canaletta, který v letech 1730–1740 pořizoval panorama města camerou obscurou každé 3 dny (!). Odtud se dala odečíst i hladina moře v benátské laguně, jež v uvedeném období stoupala rychlostí 2,7 mm/r. Geodetická měření od r. 1871 do současnosti dávají hodnotu 2,4 mm/r. Celosvětově se v průběhu XX. stol. zvedala hladina oceánů v průměru o 1 ÷ 2 mm/rok, z čehož 2/3 připadají na tepelnou roztažnost vody a 1/3 na tání ledovců. J. Hansen aj. uvedli, že během XX. stol. se průměrná teplota zemského povrchu zvýšila o 0,6 °C, z čehož zvýšení vinou člověka činí 0,1 °C. Vliv lidské činnosti lze dobře dokumentovat mapami nočního svícení Země, které souvisí s městskými aglomeracemi.

Země se průběžně oteplovala v období let 1900–1940, načež se do r. 1965 opět ochladila v průměru o 0,1 °C. Podle P. Jonese aj. byly poslední tři dekády XX. stol. nejteplejší za celé druhé tisíciletí. Od r. 1861 se průměrná teplota Země v zimě zvedla o 0,8° C a v létě o 0,6 °C. V červnu 1991 vybuchla filipínská sopka Pinatubo na ostrově Luzon, což způsobilo největší teplotní anomálii XX. stol., když globální teplota Země poklesla o 0,5 °C a obsah aerosolů ve stratosféře se zvýšil proti normálu 20krát. Tím se zároveň prokázalo, že probíhá intenzivní výměna materiálu mezi troposférou a stratosférou. Podle T. Simkina aj. dochází k ničivým sopečným výbuchům na Zemi zhruba třikrát za desetiletí a celkem je zaznamenáno přes 400 takových gigantických událostí během lidské historie. K největšímu geologicky dobře doloženému vulkanickému výbuchu došlo před 74 tisíci lety v Indonésii, kdy sopka Toba vyvrhla 2 800 km3 magmatu, což mělo velmi výrazný vliv na tehdejší klima.

J. Zachos shrnul proměny klimatu v posledních 65 milionech let. Ty jsou výsledkem kombinace mnoha dějů s rozličnou periodicitou. Nejpomalejší je perioda tektonických procesů na časové stupnici až 10 milionů let, následují změny parametrů oběžné dráhy Země na stupnicích až 100 tisíc let, ale nejčastější jsou různé anomálie s periodou pouhých tisíciletí. T. Crowley a R. Berner zjistili, že v teplých obdobích před 65 až 145 miliony let bylo v ovzduší velmi málo CO2. Před 2 miliardami let se výrazně snížilo zastoupení molekulárního dusíku v zemské atmosféře, neboť silně poklesla četnost blesků a tehdy rovněž ubylo i CO2. Podle T. Hoehlera aj. a D. Catlinga aj. se však v téže době současně začal dostávat z kůry do zemské atmosféry molekulární kyslík, jelikož bakterie v oceánech jej začaly ve velkém měřítku uvolňovat. Právě z té doby pocházejí první vícebuněčné fosilie. K. Rybicki a C. Denis spočítali, že vlivem rostoucího zářivého výkonu Slunce a zvětšování jeho rozměrů v daleké budoucnosti se postupně vypaří planety Merkur, Venuše a Země, zatímco Mars epizodu červeného obra přežije. Klimatické modelové výpočty výrazně urychlil nový paralelní superpočítač SGI 1024, vyvinutý v Kalifornii, jenž zkrátil výpočty modelů z měsíců na dny.

Loňská ozonová díra nad Antarktidou dosáhla maximální plochy 26 milionů km2, což je výsledek o 10 % lepší než v r. 2000. Minimální tloušťka ozonové vrstvy činila 100 DU dne 28. září; tj. o 12 DU lepší výsledek než v nejkritičtějším roce 1993. Ozonová vrstva v Antarktidě měla před r. 1980 normální tloušťku kolem 275 DU a o díře se hovoří tehdy, když její tloušťka klesá pod 220 DU. Lze očekávat, že normální stav se v Antarktidě obnoví po r. 2030. G. Blewitt aj. zjistili rozborem údajů z družic geodetické sítě GPS, že během února a března každého roku se severní polokoule smrští o 3 mm oproti polokouli jižní a na rovníku se vodorovně zmenší o 1,5 mm vůči polokouli jižní. Koncem léta si pak obě polokoule svou roli vymění. Jde o následek zimního ochlazení atmosféry, růstu sněhové pokrývky a vlhkosti. Mezi polokoulemi se tak v průběhu roku vyměňuje 10 bilionů tun hmoty.

G. Helffrich a B. Wood ukázali, že v hloubkách 410, 660 a 2 700 km pod povrchem Země dochází ke skokům v rychlosti šíření zemětřesných vln, což souvisí buď s tlakovou transformací minerálů, anebo se změnou chemického složení zemského pláště. Oceánská kůra představuje 16 % a kontinentální kůra 0,3 % objemu celého pláště. Plášť sám tvoří plných 82 % objemu Země a 65 % její hmotnosti. Tepelný tok na povrchu Země činí 44 TW. Podle S. Labrosse aj. ztuhlo zemské jádro, tvořené krystalickým železem, teprve před 1 ÷ 2,5 miliardami let a je nyní obklopeno tekutým vnějším jádrem. Podle S. Banerjeeho dochází k náhodnému přepólování zemského dynama několikrát během každého milionu let; nicméně tyto variace občas až na 50 milionů let zcela ustanou, zejména v intervalech 83 ÷ 118 milionů let a 312 ÷ 262 milionů let před současností.

K největšímu vymírání živočichů a rostlin došlo na rozhraní permu a triasu před 251,4 milionů let. Podle L. Beckerové aj. tehdy vymřelo 70 % druhů pozemních obratlovců a 90 % vodních druhů včetně trilobitů během několika desítek tisíc let. Jelikož v geologické vrstvě z té doby byly nalezeny fullereny s netypickým zastoupením nuklidu 3He, je téměř jisté, že příčinou vymírání byl dopad planetky o průměru kolem 10 km nejspíš do oceánu, jenž vyvolal i následný masivní vulkanismus na Sibiři. (V té době ještě existoval prakontinent Pangea.) Zmíněné vymírání bylo největší v poslední půlmiliardě let. Po něm přišlo už jen vymírání před 65 miliony let, potvrzené nalezením impaktního kráteru Chicxulub na poloostrově Yucatán v Mexiku. Ostatní údajná hromadná vymírání se nepotvrdila; šlo spíše o epochy, kdy se vznikalo málo nových druhů, neboť průměrná životnost druhů je geologicky krátká: řádově miliony let. Pravděpodobnost dopadu planetky o průměru nad 1 km na Zemi v průběhu XXI. stol. se díky pozorováním přehlídkového dalekohledu SDSS dle Ž. Iveziče snížila na 1/5000 z dříve udávané pravděpodobnosti 1/1500.

1.1.2.2. Meteority

Naprostá většina nalezených meteoritů pochází nyní z Antarktidy, ačkoliv se tam s hledáním započalo až r. 1969; celkem se tam nasbíralo již na 30 tisíc kusů úlomků. Mezi nimi byl rozpoznán poprvé v r. 1982 meteorit z Měsíce a už o 2 roky později také meteorit z Marsu. V současné době je v muzeích už 23 lunárních a 18 marsovských meteoritů, když se na základě objevů v Antarktidě podařilo dodatečně identifikovat takové meteority také ze starších nálezů odjinud (od některých je více úlomků). K meteoritům z Marsu patří např. známý meteorit Nakhla, jehož pád byl pozorován v Egyptě 28. 6. 1911 a k němuž patří 40 úlomků o úhrnné hmotnosti 10 kg. Podle J. Zipfelové patří však většina marsovských meteoritů k tzv. shergottitům podle meteoritu nalezeného u města Shergotty v Indii už r. 1865. Příslušný meteorit byl vyvržen z Marsu již před 175 miliony let.

Za nejcennější nález posledních 30 let se však považuje kanadský meteorit Tagish Lake, jehož dopad na Zemi koncem ledna 2000 byl dobře dokumentován a jenž má velmi podivné složení a strukturu. Obsahuje o tři řády méně organických látek než známý uhlíkatý chondrit Murchison, který dopadl v Austrálii v r. 1969, a není dokonce vyloučeno, že jde o interstelární nepřetvořený materiál. Podle T. Hiroiho aj. a S. Pizzarellové aj. nebyl meteorit v minulosti nikdy ohřát, takže v každém případě jde o prvotní raný materiál z doby vzniku Sluneční soustavy. Podle D. Coopera aj. obsahují totiž ostatní uhlíkaté chondrity, jako je Murchison nebo Murray (pád r. 1950 v Kentucky, USA), dokonce cukry, cukrové kyseliny, alkoholy a glycerin. Z meteoritu Morávka, jenž spadl do Beskyd v květnu 2000, se podařilo do konce července 2000 najít celkem tři úlomky o úhrnné hmotnosti 0,63 kg, které Astronomický ústav AV ČR odkoupil a uložil v Národním museu v Praze. Jde o běžný chondrit typu H5-6. Podle R. Binzela pocházejí chondrity nejspíš z planetky Vesta. Loni se též podařilo určit stáří tektitů v americkém zálivu Chesapeake na plných 35 milionů let (vltavíny jsou staré 14,8 milionů roků).

Dne 23. 7. 2001 proletěl nad severovýchodem USA a Kanady mimořádně jasný denní bolid 26 mag (Slunce je 27 mag), jehož svítivá dráha začala v 82 km a skončila ve 32 km nad zemí. Pád byl doprovázen jasně slyšitelným supersonickým třeskem a hmotnost tělesa činila při vstupu do atmosféry desítky tun. Energie bolidu odpovídala 3 kt TNT. Zatím se však nepodařilo najít žádné úlomky. M. Beech přisoudil světelné mihotání bolidů rychlé rotaci meteoroidu. Kanadský bolid Innisfree (Alberta) z 6. 2. 1977 jevil mihotání s amplitudou 1 mag ve výškách od 59 do 35 km, odpovídající periodě rotace meteoroidu 0,4 s. Nalezený úlomek meteoritu měl hmotnost 4,6 kg.

Podle P. Farinelly aj. byl Tunguský meteorit velmi pravděpodobně planetkou a energie uvolněná jeho explozí dosáhla něco přes 10 Mt TNT. Autoři tak potvrdili domněnku G. Fesenkova z r. 1949 i modelové výpočty Z. Sekaniny z r. 1983. S. Veski aj. popsali impaktní katastrofu, jež se odehrála na estonském ostrově Saaremaa někdy na přelomu 8. a 7. stol. př. n. l. V usazeninách tamější rašeliny totiž náhle na celé století zmizela pylová zrna a stopy po lidském osídlení. Průměr hlavního impaktního kráteru činil 110 m a jeho hloubka 16 m, z čehož vyplývá energie dopadu 20 kt TNT. Autoři soudí, že příčinou katastrofy byl železný meteorit o hmotnosti 1 000 t.

1.1.2.3. Měsíc

Podle A. Camerona vznikl Měsíc srážkou Praměsíce se zárodkem Země asi 50 milionů let po začátku hroucení sluneční mlhoviny, které vyvolal výbuch blízké supernovy, tj. právě v polovině doby potřebné k akumulaci planetesimál v těleso, jež nazýváme Zemí. Naproti tomu R. Canup a E. Asphaug usoudili na základě nových modelových výpočtů, že srážka Země s Praměsícem proběhla až po dokončení výstavby Země. Země tehdy rotovala rychle, s periodou pouhých 5 h a Praměsíc měl hmotnost srovnatelnou s Marsem, takže většina tohoto materiálu se při nárazu ztratila v hlubinách kosmu.

J. Škuratov a N. Bondarenková zjistili rozborem optických i radarových pozorování, že průměrná tloušťka měsíčního regolitu v oblastí moří dosahuje 5 m, kdežto na vysočinách až 12 m. Nejtenčí je regolit v mořích Jasu, Klidu a Vláhy, podobně jako na dnech kráterů. Regolit na přivrácené straně Měsíce je tím tlustší, čím je terén starší. Regolit se nejrychleji ztlušťoval v době těžkého bombardování Měsíce před 3,8 miliard let. Tvrzení J. Hartunga z r. 1976, že kráter Giordano Bruno o průměru 22 km vznikl 18. června 1178, jak tomu nasvědčovala zpráva o údajném jasném záblesku na Měsíci, zaznamenaná britským mnichem Gervázem v dobové kronice, se podle P. Witherse nepotvrdilo. Sonda Clementine pořídila totiž záběry kráteru, z nichž plyne, že kráter je mnohem starší, přestože je mezi velkými krátery na Měsíci relativně nejmladší. Navíc také nebyly v době po dopadu pozorovány žádné bolidy ani pády meteoritů na Zemi, ač podle výpočtů by sem muselo přiletět z Měsíce během týdne po dopadu na 10 milionů tun úlomků. Tatáž sonda odhalila podle L. Johnsona a B. Burattiové vskutku čerstvý kráter o průměru slabě pod 2 km na místě, kde astronom-amatér L. Sturr vyfotografoval v r. 1953 záblesk na neosvětlené straně Měsíce. Našim astronomům-amatérům se po mnoha marných pokusech podařilo poblíž Rokycan úspěšně pozorovat 11. 11. 2001 nad ránem poprvé na našem území tečný zákryt hvězdy cca 7 mag Měsícem.

1.1.3. Mars

I v loňském roce pokračovala kontroverze kolem údajných stop života v marsovském meteoritu ALH 84001 se stále nerozhodným výsledkem. Jiní autoři se však zaměřují spíše na otázku, zda je život v podzemním jezeře Vostok v Antarktidě, jehož hladina je asi 4 km pod ledovým příkrovem a v němž jsou tudíž podmínky podobné povrchu na Marsu. Jezero bylo totiž ještě před 10 miliony let povrchovým sezonně zamrzajícím mořem a podobalo se svými podmínkami tomu, co pozorujeme v severní polární čepičce na Marsu. Pokus odebrat vzorky z jezera Vostok by byl ovšem technicky náročný, zejména kvůli potřebě neznečistit jezero současnými pozemními mikroby.

Podobně zamotané je to s náznaky možnosti minulé nebo současné existence tekuté vody na Marsu. J. Mustard aj. tvrdí, že Mars prodělal nedávno velkou klimatickou změnu a mladý led nad šířkami ±40° představuje zásobu vody, která by pokryla celý povrchu planety „oceánem“ o hloubce pouhých 0,3 metru. Naproti tomu N. Hoffman se domnívá, že na Marsu nikdy tekutá voda nebyla a pozorované útvary na povrchu nevznikly vodní erozí, ale erupcemi plynu, prachu a hornin, vyvolanými výbuchy stlačeného kapalného oxidu uhličitého, uvězněného pod povrchem planety. Rýhy na svazích pak vznikly od tajícího sněhu, nikoliv od proudící tekuté vody. Obdobného názoru jsou i M. Malin a K. Edgett, kteří studovali vzhled roklí na Marsu, objevených na snímcích ze sondy MGS v průběhu r. 2000. Tato sonda ukončila snímkování celého povrchu planety v lednu 2001, když pořídila 58 tisíc snímků a rovněž 97 milionů spekter a 490 milionů výškových měření laserovým altimetrem MOLA a předala tak na Zemi již 3 Tb dat. V té době však bylo schváleno prodloužení činnosti sondy do dubna 2002. Měření altimetrem vedlo k revizi středního poloměru Marsu, jenž se takto zvětšil o 2 km, takže vyhaslá sopka Olympus Mons dosahuje pak výšky 22,7 km, kdežto její konkurentka Ascraeus Mons jen 19,2 km vůči referenčnímu elipsoidu. Největší proláklinou na Marsu je pánev Hellas 8,5 km pod refrenční hladinou. Pánev nejspíše vznikla dopadem velké planetky. Altimetr též nenašel žádnou souvislou „pobřežní čáru“, nýbrž síť tektonických poruch, takže žádný praoceán na Marsu zřejmě nikdy nebyl.

Sonda MGS pořídila v dubnu 1998 nové snímky proslulé „tváře na Marsu“ v oblasti Cydonia při stejném osvětlení, jaké bylo na snímku z Vikingu z r. 1976. Lepší rozlišení nového záběru zřetelně ukazuje, že o žádnou tvář nejde ani v nejmenším – je tam erozí rozrytá stolová hora s četnými pahrbky a roklemi. Ani to však nezviklalo skálopevné zastánce názoru, že „tvář“ tam vymodelovali mimozemšťané, neboť ihned přispěchali s vysvětlením, že v mezidobí zlotřilá NASA „tvář“ zničila – atomovým výbuchem! Mezitím 24. října 2001 úspěšně doputovala k Marsu sonda Mars Odyssey, určená pro mineralogické mapování povrchu planety, a zachytila se nejprve na protáhlé dráze s oběžnou dobou 18,7 h, která se metodou aerodynamického brzdění postupně měnila na kruhovou polární dráhu ve výši 400 km. První spektrální snímek Marsu, pořízený ve výšce 6 500 km nad jižním pólem planety s rozlišením 5,5 km, získala sonda už 30. října. V polární čepičce za noci tehdy panovala nízká teplota 120 °C. NASA potřebovala tento úspěch jako sůl po ztroskotání sond MCO a MPL v září a prosinci 1999.

V polovině června 2001 byl Mars nejblíže k Zemí od r. 1988 ve vzdálenosti pouhých 67 milionů km, takže průměr jeho kotoučku přesáhl 20″ a i menšími dalekohledy tak bylo možné na jeho povrchu spatřit podrobnosti, tentokrát ovšem zčásti zakryté zvířeným prachem z největší bouře za posledních 20 let, která se dle snímků HST na Marsu právě tehdy rozvinula. Projevilo se to dokonce vizuálně, když Mars „ztratil“ svou obvyklou načervenalou barvu ve prospěch žlutavého odstínu. Díky prachu v atmosféře se zvláště vnější vrstvy silně ohřály až o 40 °C proti normálu a dosáhly „pokojové“ teploty +20 °C, zatímco přízemní vrstva zůstala velmi chladná, a tak vznikaly svislé větrné proudy. Bouře začala slábnout až v půlce října a přispěla také k rychlejšímu usazení sondy Mars Odyssey na kruhové dráze.

Počátkem června objevili pozorovatelé na Floridě nevelkými dalekohledy – a dokonce zaznamenali na video – krátká a výrazná zjasnění o trvání sekund, opakující se jednou až dvakrát za minutu v oblasti Edom Promontorium zálivu Sinus Sabaeus. Pravděpodobně šlo o zrcadlové odlesky Slunce od povrchu planety pokrytého vrstvou ledových krystalků, které byly na témže místě zaznamenány již při pozorováních v r. 1958. V červenci pořídila ultrafialová družice FUSE spektra, na nichž jsou patrné slabé čáry příslušející molekulárnímu vodíku – jde o první důkaz jeho existence na Marsu. Z toho usuzují V. Krasnopolsky a P. Feldman, že na Marsu musela být kdysi přece jen tekutá voda a globální oceán dosahoval zpočátku hloubky 1,25 km a ještě před 3,5 miliardami let byl 50 m hluboký. Od té doby však 96 % vody zmizelo nejprve rozpadem na vodík a kyslík a následným únikem vodíku, resp. deuteria, do kosmického prostoru.

F. Costard aj. ukázali, jak na Marsu vznikají rokle a průrvy v důsledku tání podpovrchového ledu v permafrostu. Jelikož sklon rotační osy planety dlouhodobě kolísá v širokých mezích 0 ÷ 60° (nyní činí 25°), mění se výrazně ozáření různých pásem na povrchu Marsu. Při vysokém sklonu rotační osy svítí Slunce nejvíce právě v polárních oblastech, kdežto na rovníku málo, a proto tam nejsou žádné rokle. M. Malin aj. zjistili rozborem snímků ze sondy MGS, že polární čepičky se rychle mění a podmiňují tak dlouhodobé změny klimatu. Současné tempo sekulárního ústupu jižní polární čepičky je tak rychlé, že může vyvolat její zánik už během několika tisíc let a současně zvýšit hustotu Marsovy atmosféry. Před našima očima tak na Marsu probíhá velká klimatická změna.

D. Smith aj. a M. Zuberová aj. poukázali na sezonní výkyvy výšky povrchu planety vlivem sublimace, resp. opětného namrzání CO2. Jelikož hustota materiálu činí jen 90 % hustoty vody, jde o suchý led nebo sníh CO2, zatímco vodní sníh by byl mnohem řidší. Původní magnetické pole Marsu vymizelo již před 4 miliardami let, jak ukazuje zbytkový magnetismus v kůře planety. Okamžité hodnoty magnetické indukce na povrchu ovlivňuje sluneční vítr, ale její velikost je v každém případě postačující biologickou ochranou. Tolikrát osvědčení astronomové-amatéři přispěchali na pomoc planetologům při digitální zpracování obrovského množství snímků impaktních kráterů na Marsu, které před lety pořídily orbitální moduly kosmických sond Viking. Během dvou měsíců na přelomu let 2000/2001 obklikali dobrovolní spolupracovníci NASA obrysy více než 200 tisíc impaktních kráterů a 60 tisíc kráterů klasifikovali podle stupně zvětrání.

1.1.4. Jupiter

Proslulá červená skvrna v Jupiterově atmosféře se podle A. Simonové-Millerové dlouhodobě výrazně zmenšuje; od r. 1800 dodneška se scvrkla na polovinu. Hlavní osa skvrny měla původně délku 40 tis. km (tj. 35°), ale v r. 1979 už jen 25 tis. km (21°), zatímco příčná osa o délce 12 tis. km se neměnila. Pokud to půjde stejným tempem dál, kolem r. 2040 nabude skvrna kruhového vzhledu. Skvrna také střídavě bledne a červená, takže zatím neznámá příčina těchto proměn leží zřejmě někde uvnitř samotné skvrny. Současná rychlost větru ve skvrně 700 km/h je o plných 70 % vyšší, než byla při sledování sondou Voyager r. 1979.

Jak uvádějí J. Waite aj., snímky z HST prokázaly, že polární záře v Jupiterově ionosféře jsou nejmohutnější v celé Sluneční soustavě. Na rozdíl od polárních září na Zemi je však hlavním zdrojem energie pro záře na Jupiteru rychlá rotace planety; sluneční vítr hraje podružnou roli. Hlavní ovál polárních září kolem pólů ve výšce až 4 miliony km nad planetou je právě průvodním jevem Jupiterovy rotace. Krátkodobá minutová zjasnění více než o řád má však na svědomí sluneční vítr. Nejsilnější zjasnění za poslední desetiletí pozoroval HST 21. září 1999.

Průlet kosmické sondy Cassini kolem Jupiteru v minimální vzdálenosti 9,7 milionů km v samém závěru r. 2000 proběhl bez problémů. Sonda prošla obloukovou rázovou vlnou na „návětrné“ straně Jupiterovy magnetosféry o den dříve, než se čekalo, takže magnetosféra je ještě rozsáhlejší, než se tvrdilo dříve. Díky vzorné funkci kamery na sondě se podařilo zachytit průběh změn v oblačných vírech planety během času. Rovněž koordinace pozorování se sondou Galileo, jež v té době prolétala velmi blízko Jupiterovy družice Ganymed, se bezvadně zdařila. Sonda Cassini též zobrazila družici Himalia (Jupiter VI), která má průměr 170 km a nepravidelný tvar, takže jde určitě o zachycenou planetku.

Dalekohled havajské univerzity se zrcadlem o průměru 2,2 m posloužil na přelomu listopadu a prosince 2000 k objevu dalších 10 družic Jupiteru, jež mají v naprosté většině retrográdní dráhy a vysoké výstřednosti e v intervalu 0,15 ÷ 0,53. Absolutní hvězdné velikosti v rozmezí 14,8 ÷ 16,1 mag svědčí o malých rozměrech družic – pouhých několik kilometrů. Celkový počet známých družic Jupiteru tím stoupl na 28. Tento počet není zajisté konečný, jelikož oblast stabilních drah družic Jupiteru (tzv. Hillova sféra) představuje na obloze plných 48 čtverečních stupňů a její podrobná prohlídka zabere ještě hodně času.

Nedávný objev podpovrchového oceánu u Galileovy družice Europa vzbudil naděje, že v tekuté vodě by mohl být život, zavlečený na družici z komet. Nyní se však ukázalo, že impaktní krátery s průměrem nad 5 km vykazují v ledovém krunýři Europy komplexní strukturu, jež svědčí o tom, že dopadající těleso led na povrchu družice úplně neprorazilo. Odtud se dala spočítat jeho minimální tloušťka 3 km. To však snižuje naději, že by budoucí sonda k Europě byla schopna odebrat vzorky tekuté vody z tohoto oceánu.

Sonda Galileo při blízkém průletu kolem největší družice Sluneční soustavy o průměru 5 270 km v květnu 2000 odhalila pomocí magnetometru, že i Ganymed má v hloubce asi 170 km pod povrchem oceán slané vody. Jak uvádějí P. Schenk aj., ještě před miliardou let šlo o oceán povrchový. Nynější tekutý oceán vzniká rozpouštěním ledu pod vysokým tlakem. Povrch družice je ze dvou třetin pokryt světlým mladým ledem, zatímco zbývající třetina je tmavší, posetá impaktními krátery, a tudíž velmi stará.

Při těsném průletu (138 km) nad družici Kallisto (průměr 4 820 km; hustota 1,8násobek hustoty vody – J. Anderson aj.) koncem května 2001 odhalila sonda Galileo obdobným způsobem podpovrchový oceán v hloubce 150 km pod povrchem této nejvzdálenější velké družice Jupiteru. Jak uvádějí K. Bennett a J. Ruiz, k ohřevu vody nad bod tuhnutí zde nestačí již dosti slabý slapový ohřev, ale obstará to samotná viskozita vody, jež dokáže zabránit zamrznutí oceánu i bez příměsi nějaké nemrznoucí směsi. Kallisto má za všech družic Sluneční soustavy vůbec nejvíce impaktních kráterů, což znamená, že je geologicky mrtvá. Erozi povrchu způsobuje tmavý prach na ledových útesech, jenž se dostatečně zahřívá a vyvolává tání okolního ledu.

Keckův dalekohled vybavený adaptivní optikou odhalil v únoru 2001 na povrchu družice Io velmi jasnou skvrnu, viditelnou v infračerveném pásmu dokonce i na osvětlené straně družice v severní šířce 40°. Její minimální teplota činí alespoň 1 100 K a maximálně až 1 800 K. V druhé polovině roku navštívila sonda Galileo Io dvakrát, přičemž jednak přeletěla přímo nad aktivní sopkou Tvashtar ve výši 194 km, jednak měřila nad jižním pólem družice v minimální výšce pouhých 181 km. Zatímco sopka sama byla v době průletu klidná, sonda podle L. Franka aj. zaznamenala při přeletu další sopky o 600 km jižněji vulkanickou erupci, která dosáhla rekordní výšky 500 km nad povrchem družice. Magnetické pole Io je velmi slabé.

1.1.5. Saturn

Z měření HST se podařilo objektivně určit barvy prstenců, jež se napříč jejich sestavy mění. Obecně mají růžově lososový nádech, což nasvědčuje tomu, že materiál prstenců přišel z periferie Sluneční soustavy a byl posléze Saturnem zachycen. T. Kostiuk aj. měřili spektrometrem na infračerveném teleskopu IRTF Dopplerovy posuvy v atmosféře družice Titan s rotační periodou 16 d. Atmosféra bohatá na dusík a chudá na kyslík proudí ve směru rotace rychlostí 760 km/h. To usnadní ztíženou komunikaci mezi sondou Cassini a sestupným modulem Huygens, neboť silný vítr bude touto rychlostí modul snášet.

Jak uvedli B. Gladman aj., 12 nově objevených družic Saturnu má dva typy drah. Především jde o pravidelné přímé a víceméně kruhové dráhy v rovině oběhu Saturnu kolem Slunce. Druhý typ však představuje nepravidelné retrográdní dráhy s vysokou výstředností i sklonem k oběžné rovině Saturnu. Je téměř jisté, že pravidelné dráhy mají družice, které vznikly z akrečního disku Saturnu, kdežto nepravidelné dráhy příslušejí dodatečně zachyceným planetesimálám. Hillova sféra planety, v níž se mohou pohybovat družice na dlouhodobě stabilních drahách, je svými rozměry úměrná hmotnosti planety a pro Saturn vskutku obrovská, neboť dosahuje poloměru 65 milionů km (0,43 AU). To znamená pokrýt citlivými detektory úhrnem 22 čtverečních stupňů oblohy, a to je velmi obtížný úkol. Přesto se to podařilo do 23. mezní hvězdné velikosti, což odpovídá družicím o průměru nad 5 km. Takových družic má nyní Saturn alespoň 30. Kromě toho C. McGheeová aj. našli na snímcích HST při „zmizení“ prstenců Saturnu v r. 1995 celkem 8 krátkodobých zhuštění v excentrickém prstenu F.

1.1.6. Nejvzdálenější planety

H. Hammelová aj. studovali proudění v atmosféře Uranu na základě snímků HST a Keckova teleskopu z let 1994–2000. Dostali tak mj. i rotační periodu Uranu 17 h 24 min 24 s, rovníkový poloměr 25 559 km a zploštění planety 0,023. Jižní slunovrat na Uranu nastal r. 1986 a rovnodennost se odehraje r. 2007, což umožní získat údaje i pro vyšší severní šířky, jež jsou nyní trvale ve stínu. Proudění v atmosféře je komplikováno extrémním sklonem (98°) rotační osy Uranu, takže planeta obíhá Slunce prakticky naležato. Z téhož důvodu je profil zonálních větrů vůči rovníku planety nesouměrný. Na 72° jižní šířky dosahuje rychlost větru 630 km/h, kdežto na 42° jižní šířky činí jen 550 km/h. Proti hodnotám, odvozeným Voyagerem 2 r. 1986, tak rychlost větru zřetelně poklesla. M. Maris aj. určili z rozboru světelných křivek v říjnu 2000 přibližné rotační periody nových družic Uranu. Pro Sycorax ve vzdálenosti 253 poloměrů Uranu vyšly 3 h a pro Caliban ve vzdálenosti 305 poloměru Uranu zhruba 4 h.

Neptun rotuje v periodě 16 h 07 min. Podle J. Parkera a S. Alana Sterna se od r. 1989 ohřála atmosféra družice Triton na 40 K a jižní polokoule prožívá nejteplejší léto za posledních 350 roků. V současné době probíhá kampaň soustavného sledování této podivuhodné družice, která mění jak svou jasnost, tak i barvu a dosahuje 13,5 mag, takže je vhodným objektem i pro vyspělé astronomy-amatéry, kteří pracují s kamerami CCD a dalekohledem o průměru alespoň 0,3 m.

Jak vyplývá ze čtyřbarevné fotometrie přechodů a zákrytů Pluta s Charonem v letech 1985–1990, má polokoule Pluta přivrácená trvale k Charonu narůžovělou barvu, ale kotouček planety přetíná uprostřed široký tmavý pás. K. Young aj. mají za to, že zde byl světlý povrch překryt ledem dusíku, metanu a oxidu uhelnatého. C. Dumas aj. získali spektra v blízké infračervené oblasti pro Charona pomocí kamery NICMOS HST. Ukázali, že jde o krystalický led hydrátu čpavku, což vysvětluje vyšší albedo Charonu.

1.2. Meziplanetární látka

1.2.1. Planetky

V lednu 2001 překročil počet katalogizovaných planetek magickou hranici 20 000. „Jubilejní“ těleso patří do pásma transneptunských planetek s předběžným označením 2000 WR106 a dostalo jméno Varuna. Už na konci téhož roku však dosáhl počet katalogizovaných planetek téměř 33 tisíc; z toho však jen necelých 9 tisíc má už také vlastní jméno. Zásluhou našich pozorovatelů na Kleti, v Ondřejově a v Modre se to mezi nimi doslova hemží českými a slovenskými jmény, takže za loňský rok přibyla na obloze mimo jiné tato jména planetek: (5318) Dientzenhofer, (5583) Braunerová, (5712) Funke, (6281) Strnad, (6385) Martindavid, (6596) Bittner, (6597) Kreil, (6712) Hornstein, (7114) Weinek, (7115) Franciscuszeno, (7118) Kuklov, (7171) Arthurkraus, (7332) Ponrepo, (7334) Sciurus, (7403) Choustník, (7701) Zrzavý, (8343) Tugendhat, (8554) Gabreta, (9224) Železný, (9449) Petrbondy, (9543) Nitra, (10174) Emička, (10293) Pribina, (11014) Svätopluk, (11101) Českáfilharmonie, (11105) Puchnarová, (11339) Orlík, (11614) Istropolitana, (11656) Lipno, (11657) Antonhajduk, (12051) Pícha, (12406) Zvíkov, (12468) Zachotín, (13406) Sekora, (13916) Bernolák, (14056) Kainar, (14068) Hauserová, (14098) Šimek, (14124) Kamil, (14190) Soldán, (14206) Sehnal, (14976) Josefčapek, (15384) Samková, (15392) Budějický, (15399) Hudec, (15860) Siráň, (15897) Beňačková, (15907) Robot, (15960) Hluboká, (16435) Fándly, (16706) Svojsík, (16781) Renčín, (16801) Petřínpragensis, (16817) Onderlička, (16929) Hurník, (16951) Carolus Quartus, (17611) Jožkakubík, (17625) Joseflada, (17694) Jiránek, (17702) Kryštofharant, (17776) Troska, (17805) Švestka, (17806) Adolfborn (18460) Pecková (18647) Václavhübner, (18676) Zdeňkaplavcová, (18841) Hruška, (19268) Morstadt, (19291) Karelzeman, (19384) Winton, (19955) Hollý, (20164) Janzajíc, (20254) Úpice, (20256) Adolfneckář, (20495) Rimavská Sobota, (20991) Jánkollár, (21229) Sušil, (21257) Jižní Čechy, (21660) Velenia, (21682) Peštafrantišek, (22185) Štiavnica (22465) Karelanděl, (22644) Matejbel, (22697) Mánek (22901) Ivanbella, (23444) Kukučín, (24260) Kriváň, (24847) Polesný, (25384) Partizánske (26195) Černohlávek, (26314) Škvorecký, (26401) Sobotište. (Podrobnosti obsahuje internetová stránka: planetky.astro.cz).

Na památku obětí teroristického náletu na New York a Washington 11. září 2001 pojmenovali astronomové z Kletě, La Silla a Nankingu planetky (8990) Compassion – Soucit, (8991) –Solidarity a (8992) – Magnanimity – Velkomyslnost.

Rozvoj planetkové astronomie od první úvahy o existenci hypotetické planety mezi Marsem a Jupiterem, kterou r. 1596 vyslovil Kepler, je vskutku nevídaný. V r. 1785 bratislavský rodák Franz von Zach odhadl její dráhové elementy a to přimělo C. Gausse k odvození metody, jak určit dráhové parametry ze tří po sobě jdoucích pozorování planety. To se báječně hodilo, když G. Piazzi objevil v Palermu 1. ledna 1801 ve 20h 43min místního času pomocí průchodního stroje těleso, jež se během noci posunulo o 4′ k západu a severu. Z pozorování Piazziho pak Gauss do listopadu téhož roku spočítal dráhové elementy, na jejichž podkladě Zach objekt znovuobjevil 7. prosince a opětně ho pozoroval 1. ledna 1802. Polohy tělesa, pojmenovaného Piazzim jako Ceres Ferdinandea, se shodovaly s Gaussovým výpočtem na 20′. Objekt navíc nezávisle pozoroval i H. Olbers, který pak v březnu 1802 objevil další podobné těleso Pallas. V témže roce navrhl W. Herschel pro nové objekty souhrnný název asteroid. Kdo mohl tehdy jen tušit, kolik asteroidů se v pásu planetek podaří objevit za dvě století?

Právě po dvou stoletích od objevu Cerese uveřejnili J. Parker aj. první albedovou mapu této největší planetky o průměru 950 km na základě snímků, které v červnu 1995 pořídil HST s rozlišením 50 km na vcelku jednotvárném povrchu. Nejvýraznějším rysem je tam tmavá skvrna o průměru 250 km, která dostala jméno Piazzi. Jedná se nejspíše o impaktní kráter. Ceres rotuje v periodě 9,1 h a má střední hustotu 2,6násobek hustoty vody.

Podle M. Combesové však ani současné sledování planetek není příliš dokonalé, neboť observatoře na severní polokouli objevují 4,8krát více planetek než stanice na jižní polokouli, kde je zkrátka mnohem méně hvězdáren. Nejvíce planetek se objevuje v USA a Japonsku; Česká republika je v této statistice na 7. místě na světě. Nejvíce planetek se zatím objevilo na Mt. Palomaru (Kleť je 10. na světě) a mezi astronomy vedou holandští astronomové manželé C. a I. van Houtenovi, každý má na svém kontě něco přes 1 000 objevů (A. Mrkos je 21. s 231 objevy).

To hlavní nás však teprve čeká. Předloni se na observatoři Apache Point v Novém Mexiku naplno rozběhla přehlídka vzdálených galaxií a kvasarů, označená zkratkou SDSS, využívající zrcadla o průměru 2,5 m a dosahující mezní hvězdné velikosti 23 mag. Jak se dalo čekat, na popředí přehlídkových záběrů se nutně zobrazují planetky. Ž. Ivezič aj. našli na přehlídkových snímcích prvních 500 čtv. stupňů celkem 13 tisíc planetek jasnějších než 21,5 mag, takže v dosahu celé přehlídky je odhadem 130 tisíc (!) planetek. Autoři soudí, že hlavní pás obsahuje asi 670 tisíc planetek s rozměrem nad 1 km. Je poněkud pikantní, že nejvýkonnějším objevitelem planetek se bezděčně stalo zařízení určené hlavně pro výzkum nejvzdálenějších propastí vesmíru.

Jedním z obtížných problémů planetkové astronomie však i po dvou stoletích zůstává určování hmotnosti těchto těles. Jsou totiž obecně tak malé, že mají neměřitelně malý gravitační vliv na pohyb ostatních těles Sluneční soustavy, zatímco nepřímý výpočet z geometrických rozměrů a průměrné hustoty je nutně velmi nepřesný. Proto je potřebné využívat vzájemných blízkých přiblížení planetek k sobě, kdy gravitační poruchy jejich drah vzrůstají na měřitelné hodnoty.

Podle E. Goffina se takto podařilo určit hmotnost (1) Cerese na 4,76J, (4) Vesty na 1,38J a (2) Pallase na 1,17J, kde J = 10 10 M☉. B. Vieateau a M. Rapaport dostali obdobně pro Vestu 1,31J a (11) Parthenope 0,026J. Konečně G. Michalak poprvé odvodil hmotnost (6) Hebe 0,07J; (88) Thisbe 0,07J a (444) Gyptis 0,04J a podstatně revidoval hmotnosti planetek (10) Hygiea 0,56J; (15) Eunomia 0,13J; (52) Europa 0,26J; (511) Davida 0,33J a (704) Interamnia 0,35J. Průměrné hustoty planetek pak vycházejí na 2,9násobek hustoty vody. Předpovědím dalších vzájemných blízkých přiblížení planetek se loni věnoval A. Galád, který zjistil, že do r. 2023 dojde k více než 9,5 tisícům vzájemným přiblížením katalogizovaných planetek na vzdálenost menší než 0,02 AU, což dává dobré vyhlídky na určení jejich hmotností.

Samostatnou kapitolou výzkumu planetek se stala měření vlastností planetky (433) Eros mimořádně úspěšnou kosmickou sondou NEAR-Shoemaker, která od 14. února 2000 obíhala po aktivně měněné dráze planetku, jež se může v daleké budoucnosti případně i srazit se Zemí. Po ročním provozu se vedení NASA rozhodlo k původně neplánovanému zakončení mise řízeným sestupem sondy z výšky 35 km na povrch Erose. To se báječně povedlo po 5,5h sestupu pomalým usednutím sondy sestupnou rychlostí 5,4 km/h na úbočí 200m impaktního kráteru Himeros 12. února 2001. Delikátní manévr na vzdálenost 315 milionů km od Země řídil autor příslušných výpočtů R. Farquhar.

Sonda se sice po dopadu naklonila na stranu, neboť se opřela o dva sluneční panely, ale přistáním se nijak nepoškodila; naopak citlivost rentgenového a gama spektrometru se podstatně zvýšila, takže přístroje mohly měřit chemické složení regolitu až do hloubky 100 mm pod povrchem. Teprve po dvou týdnech provozu na povrchu byla sonda povelem ze Země vypnuta. Základní zpracování tohoto bohatého materiálu proběhlo velmi rychle, takže již koncem září 2001 byly hlavní výsledky projektu zveřejněny v britském vědeckém týdeníku Nature č. 6854. Sonda vykonala na oběžné dráze kolem Erose 11 milionů topografických měření laserovým výškoměrem i další početná radarová, rentgenová i infračervená měření a přenesla na Zemi 160 tisíc snímků povrchu planetky. Poslední záběr během sestupu z výšky 129 m zobrazuje terén o šířce 6 m s rozlišením 10 mm.

Podle P. Thomase aj. a M. Robinsona aj. se na povrchu planetky nachází přes 6 700 balvanů s průměrem nad 15 m, především podél rovníku planetky a dále v okolí největšího impaktního kráteru Shoemaker o průměru 8 km. Kráter sám vznikl asi před miliardou let a úlomky vymrštěné dopadem létaly okolím planetky po balistických drahách až dvě hodiny, než opět dopadly na její povrch. Rozházené balvany jsou patrně důsledkem zemětřesení, při nichž se povrchový prach setřásá jako písek na pláži, a tím se balvany obnažují. Prach se elektrostaticky nabíjel a vznášel nad povrchem, až posléze zapadl do stovek prohlubní, jež mají nyní vzhled plochých „rybníčků“. Na Erosu je v porovnání s Měsícem až tisíckrát méně malých impaktních kráterů, což patrně souvisí s postupnou migrací menších těles napříč Sluneční soustavou. Infračervená spektroskopie prokázala přítomnost draslíku, hořčíku, křemíku a kyslíku a velmi nízké zastoupení železa, takže Eros je z mineralogického hlediska obyčejný chondrit, jenž neprodělal žádné geologické zvrstvení.

Největší zájem přirozeně budí i nadále sledování planetek-křížičů, které mohou v budoucnu ohrozit Zemi. Dosavadní statistika podle G. D'Abrama aj. naznačuje, že počet nebezpečných křížičů jasnějších než absolutní magnituda 18 (což odpovídá průměru nad 1 km) je (910 ±110), takže jich nyní známe už více než 60 %. To je asi dvakrát příznivější číslo než první odhad E. Shoemakera z r. 1980, ale nejnověji přichází J. Scott Stuart s trochu horším odhadem jejich počtu – 1 250. Při stávajícím tempu hledání lze očekávat, že 90 % nebezpečných křížičů bude dohledáno kolem r. 2040.

O výkonnosti dnešních sledovacích soustav pro objevování planetek svědčilo pozoruhodné pozorování z 21. února 2001, kdy dalekohled Spacewatch nalezl v souhvězdí Raka objekt 16 mag, označený jako 2001 DO47, který o dva dny později proletěl ve vzdálenosti 580 tis. km od Země. Parametry jeho dráhy však nápadně připomínaly elementy dráhy Země, a vskutku, vzápětí se ukázalo, že šlo o těleso vypuštěné pozemšťany, totiž o kosmickou sondu WIND, jež odstartovala koncem r. 1994. Sonda má tvar lesklého válce o průměru 2,4 m a výšce 1,8 m. Tento „incident“ vyvolal potřebu přidat do vyhledávacích programů pro planetky katalog umělých družic a kosmických sond.

Radar v kalifornském Goldstone sledoval koncem května 2001 na frekvenci 8,6 GHz planetku 1999 KW4, jež se tehdy přiblížila k Zemi na vzdálenost 4,8 miliony km, a odhalil tak její podvojnost. Jak uvádějí S. Ostro aj., větší složka o maximálním průměru 3 km je alespoň třikrát větší než menší složka a jejich vzájemná vzdálenost přesahuje 2 km. Planetku fotometrovali již v červnu 2000 P. Pravec a L. Šarounová a už tehdy ji podezírali z podvojnosti. Určili totiž průběh neperiodické světelné křivky s minimy následujícími zhruba po 1,5 h. Křivka souvisí jednak s protáhlým tvarem hlavní složky a jednak s oběžnou dobou složek kolem 3 h.

Radar v Arecibu odhalil počátkem října 2001 podvojnost planetky 1998 ST27 s podobným poměrem velikosti složek ve vzájemné vzdálenosti 4 km. Baadeho 6,5m dalekohled v Las Campanas sledoval v polovině října planetku 2001 QT297 a tak se zjistilo, že i ona je dvojitá s úhlovou vzdáleností složek 0,6″ a rozdílem jasností 0,7 mag. Další dvojicí je planetka 2001 SL9 typu Apollo, z jejíž světelné křivky vyplývá, že oběžná doba složek činí 16,4 h a rotační perioda větší složky 2,4 h. Poměr rozměrů činí 0,31, což lze snadno určit, jelikož v říjnu 2001 šlo o zákrytovou planetku! Naproti tomu planetka typu Amor 2001 OE84 o průměru 0,9 km je zaručeně osamělá, ale rotuje kolem své osy v krátké periodě 29 minut, takže jde určitě o monolit, nikoliv o hromadu sutě, jak se u tak malých těles obvykle předpokládá.

Dvojité jsou i některé velké planetky hlavního pásu. Keckův dalekohled s adaptivní optikou rozlišil v únoru 2001 satelit planetky (87) Sylvia o průměru 120 km, jejíž 7km průvodce obíhá ve vzdálenosti plných 1 200 km. Následná pozorování HST objev potvrdila. Úhlová vzdálenost složek činila 0,33″ a rozdíl jasností více než 6 mag. Pomocí HST se vzápětí podařilo prokázat satelit planetky (107) Camilla o průměru 220 km, jejíž průvodce je slabší o 7 mag, má průměr 9 km a obíhá ve vzdálenosti 1 000 km. Dalekohledy Keck a CFHT s adaptivní optikou objevili W. Merline aj. a J. Margo aj. koncem srpna 2001 podvojnost planetky (22) Kalliope o průměru 180 km. Průvodce o průměru 35 km obíhá ve vzdálenosti 1 000 km a je téměř o 5 mag slabší. W. Merline aj. ohlásili v září 2001 na základě pozorování 8m reflektorem Gemini-N s adaptivní optikou objev podvojnosti Trojanu Jupiteru (617) Patroclus. Průměr složek činí 105 a 95 km, takže patrně tak vznikly současně. T. Michalowski aj. zjistili rozborem zákrytů na světelné křivce páru planetek (90) Antiope, že obě zhruba stejně velké složky o středním průměru 80 km mají nekulový tvar a synchronní rotaci 16,5 h, jež se rovná oběžné periodě. P. Tanga aj. upozornili na podivuhodný vzhled planetky (216) Kleopatra na snímcích z HST v lednu r. 2000. Planetka vypadá jako dvě „kapky“ o hlavních rozměrech 76 × 37 × 18 a 72 × 35 × 25 km, přičemž těžiště obou jsou navzájem vzdálena 125 km, takže kapky se dotýkají.

Podle A. Storrse aj. byla do loňského roku prokázána podvojnost 18 planetek a dalších 5 případů je podezřelých. J. Oberst aj. určili na základě měření z července 1999 při průletu kosmické sondy Deep Space 1 ve vzdálenosti 26 km od planetky (9969) Braille velmi pomalou synodickou rotaci planetky plných 9,4 d. Povrch planetky je velmi světlý a podobá se albedu planetky Vesta. Ž. Ivezič aj. využili statistiky planetek z přehlídky SDSS k určení zastoupení planetek typu S (kamenné) a C (uhlíkaté) v hlavním pásu. Kamenných planetek je 1,5krát více než uhlíkatých a mají maximum četnosti ve vzdálenosti 2,8 AU, kdežto uhlíkaté dosahují maximální četnosti až ve vzdálenosti 3,2 AU od Slunce.

J. Larsen aj. zkoušeli hledat Kentaury a transneptunská tělesa (TNO) v archivu dalekohledu Spacewatch z let 1995–99. Na 1 483 čtv. stupních oblohy tak našli 5 Kentaurů a 5 TNO. Z této statistiky odhadli, že do R = 21,5 mag se na obloze dá najít asi 100 Kentaurů a 400 TNO. Velkým překvapením je objev C. Veilleta aj. podvojnosti TNO 1998 WW31, vzdáleného od Slunce 46 AU, pomocí dalekohledu CFHT. Primární složka 23 mag o průměru zhruba 150 km je jen o 0,4 mag jasnější než sekundární objekt o průměru asi 120 km a jejich vzájemná vzdálenost dosahuje 22 tisíc km, takže je srovnatelná se vzdáleností Charonu od Pluta. Průvodce se však pohybuje kolem hlavní složky po velmi protáhlé dráze s výstředností e = 0,8 v periodě 1,6 roku. J. Kavellaars aj. našli pomocí téhož dalekohledu v srpnu další pár TNO 2001 QW322. Obě složky dvojice mají tutéž jasnost (R = 24), čemuž odpovídají průměry 130 km, a úhlovou vzdálenost 4″, tj. 120 tis. km. Dvojice obíhá kolem Slunce po kruhové dráze s poloměrem 44,2 AU jednou za 294 let. Zcela bláznivou dráhu pak má TNO 2000 CR105, jež bylo objeveno jako těleso 24 mag ve vzdálenosti 54 AU od Slunce. Podle H. Levisona se totiž v odsluní dostává až do vzdálenosti 390 AU od Slunce, kdežto v přísluní je jen 44,5 AU od Slunce, takže jeho výstřednost dosahuje e = 0,8, což připomíná spíše kometu než planetku, neboť má oběžnou dobu 3 300 let. Objekt prošel přísluním v r. 1965 a bude v odsluní r. 3615.

Podle přehlídkových pozorování R. Allena aj. však pásmo TNO větších než 160 km sahá nanejvýš do vzdálenosti 65 AU od Slunce. C. Trujillo aj. udávají na základě přehlídky na 73 čtv. stupních pomocí dalekohledu CFHT vnější hranici objektů TNO dokonce na pouhých 50 AU a odhadují, že pokud existuje ve Sluneční soustavě ještě další pás větších těles, tak se nachází v minimální vzdálenosti 76 AU. V pásmu TNO se odhadem vyskytuje asi 38 tisíc objektů s průměrem nad 100 km; dosud jich však známe stěží 500. B. Gladman aj. soudí na základě pozorování dalekohledy CFHT a VLT s mezní hvězdnou velikostí 27 mag, že pás TNO mezi 30 a 50 AU obsahuje v tělesech o průměru nad 1 km úhrnem asi 10 % hmotnosti Země, a C. Trujillo aj. tvrdí, že je tam dokonce 20 % hmotnosti Země a 100 tis. těles s průměrem nad 100 km. Z tohoto hlediska tvoří pak přirozeně daleko významnější složku Sluneční soustavy než „hlavní“ pás planetek mezi Marsem a Jupiterem, o křížičích nemluvě, neboť dohromady obsahují jen 0,4 % hmotnosti našeho Měsíce!

Když R. Mcmillan a J. Larsen objevili koncem listopadu transneptunský objekt 2000 WR106, bylo z jeho jasnosti (R = 19,7 mag) hned zřejmé, že jde o mimořádně velké těleso. Jelikož se dvěma astronomům-amatérům A. Knoefelovi a R. Stossovi podařilo vzápětí dohledat jeho polohu na snímcích pro palomarský atlas POSS z r. 1954, vedlo to k rychlému určení jeho dráhy. Při poloose 43 AU a sklonu 17° se objekt, který mezitím dostal číslo (20000) a název Varuna, pohybuje po mírně výstředné dráze (e = 0,07) a při albedu 0,07, které odvodili D. Jewitt a H. Aussel, činí jeho lineární průměr plných (900 ±100) km, takže se svými rozměry prakticky rovná velikosti planetky Ceres. Jeho rotační perioda činí buď 3,2, nebo 6,3 h a hmotnost dosahuje 6 % hmotnosti Pluta. Ještě jasnější TNO 2001 KX76 R = 19,6 byl nalezen R. Millisem aj. na snímcích 4m a 6,5m dalekohledů v Las Campanas a Lowellovy observatoře v Arizoně v květnu a červnu ve vzdálenosti 42,5 AU od Země. Díky archivním záznamům se ho podařilo dohledat na snímcích už od r. 1982 a tak rychle spočítat jeho dráhu. Podle G. Hahna aj. jde o typické plutino s velkou poloosou dráhy 39,9 AU. Za předpokladu, že jeho albedo činí 0,07, je průměr objektu větší než 1 200 km, tj. srovnatelný s Charonem.

Někteří autoři proto soudí, že v pásmu TNO budou časem objevena další „pluta“ a případně i nějaký „mars“. C. Trujillo aj. odhadují ze statistiky pozorování 0,9m dalekohledem na Kitt Peaku na ploše 164 čtv. stupňů do mezní hvězdné velikosti 21,1, že se tam někde nachází asi 30 dosud neobjevených „charonů“ a až 3 „pluta“. H. Boenhardt aj. rozdělili podle dráhových parametrů malá tělesa ve vnějších oblastech planetární soustavy na řadu podskupin. První jsou tzv. plutina, která podobně jako Pluto obíhají v dráhové rezonanci 2 : 3 s Neptunem. Jejich prototypem je samotný Pluto, který z toho důvodu nepatří geneticky mezi planety. Dalším typem jsou o něco vzdálenější tělesa, zvaná Cubewanos (podle anglické výslovnosti označení prototypu a vůbec prvního transneptunského tělesa 1992 QB1), jež vyplňují prostor mezi plutiny a dráhovou rezonancí 1 : 2. Třetí podskupinu TNO pak tvoří rozptýlené diskové objekty na protáhlých eliptických drahách s poloosami od 40 do stovek AU. Tento rozptyl je vyvoláván gravitačními poruchami od velkých planet, jež rovněž vyvolávají migraci drah směrem do nitra Sluneční soustavy – právě tak vznikají Kentauři.

1.2.2. Komety

Kometa C/1999 Tl (McNaught-Hartley), objevená počátkem října 1999, prošla počátkem prosince 2000 přísluním ve vzdálenosti 1,15 AU, takže dosáhla koncem ledna 2001 na ranním nebi jasnosti 8 mag. V té době byly v její komě objeveny pásy vody, CO, C2H6, CH3OH a OH, dále pak křemík a olivín. Rovnovážná teplota jádra činila 235 K. Koncem dubna zeslábla na 11 mag.

Na samém počátku roku byla objevena kometa C/2001 A2 (LINEAR), původně považovaná za planetku, ale P. Pravec, L. Šarounová a M. Tichý prokázali její kometární povahu. Kometa se koncem března během jediného dne náhle zjasnila o 2,5 mag na 8 mag a tento růst pokračoval po celý duben až na 6,3 mag. Vzápětí se však ukázalo, že se jádro komety rozdvojilo a vlastní štěpení proběhlo dle Z. Sekaniny asi dva týdny před náhlým optickým zjasněním. Jasnost komety přesto dále stoupala až na 5,8 mag počátkem května 2001. V polovině května se obě části jádra úhlově vzdálily na 15″ a složka blíže ke Slunci se rozpadla na dva úlomky. Kometa prošla perihelem 24. května ve vzdálenosti 0,8 AU od Slunce. V té době dosáhla 5 mag, ale byla stále hluboko na jihu v souhvězdích Jednorožce a Zajíce.

Teprve v červnu se vynořila pozorovatelům na severní polokouli a dosáhla přitom 4,5 mag navzdory pokračujícímu rozpadu jádra. Nejjasnější byla 12. června, kdy měla 3,3 mag a byla i u nás viditelná nízko na východě v souhvězdích Eridanu, resp. Velryby, ráno před svítáním. Koncem června byla nejblíže Zemi (0,24 AU) a dosud si udržovala vysokou jasnost kolem 4 mag. Od počátku července se podmínky pro její pozorování na severní polokouli neustále zlepšovaly, zatímco hlava komety rychle slábla zhruba o 1 mag každých 10 dnů, takže po 20. červenci přestala být očima viditelná. V té době bylo v dalekohledech rozlišeno už šest úlomků jádra. Počátkem srpna kometa zeslábla na 8 mag.

Periodická kometa 45P/Honda-Mrkos-Pajdušáková s oběžnou dobou 5,3 r dosáhla při svém posledním návratu ke Slunci nejvyšší jasnosti v polovině dubna 2001, kdy byla 9,4 mag. V polovině května 2001 byl zaznamenán nový výbuch známé periodické komety 29P/Schwassmann-Wachmann 1 s amplitudou 3,7 mag až na 12 mag. Proslulá kometa 1995 O1 (Hale-Bopp) byla loni zjara stále v dosahu středních dalekohledů jako objekt 14,5 mag v souhvězdí Mečouna na jižní obloze ve vzdálenosti 13 AU od Slunce. Její koma měla podle snímků z La Silla tvar vějíře o šířce 2 milionů km. E. Grün aj. ukázali z měření družice ISO, že před průchodem přísluním uvolňovalo jádro komety za sekundu 30 t prachu ve vzdálenosti 4,6 AU od Slunce, ale již plných 150 t ve 2,8 AU. S. Rodgers a S. Charnley nalezli v infračerveném a mikrovlnném spektru její komy pásy organických sloučenin HCCOH, HCOOCH3, HC3N a CH3CN, jež se tam zřejmě dostaly z kometárního jádra.

Koncem června objevila aparatura NEAT jako objekt 19,5 mag zajímavou krátkoperiodickou kometu C/2001 M10, jež prošla přísluním 16. června ve vzdálenosti 5,3 AU od Slunce při sklonu dráhy 28°, délce velké poloosy 27 AU a výstřednosti e = 0,8. Oběžná doba komety činí proto plných 138 roků. Koncem července byla objevena kometa C/2001 P3, o níž se vzápětí prokázalo, že jde o dávno známou periodickou kometu C/39P Oterma, objevenou poprvé r. 1942, jež byla naposledy pozorována v r. 1962. V červnu 1963 se však přiblížila k Jupiteru na 0,1 AU, což způsobilo drastickou změnu její dráhy, takže perihel 3,4 AU se zvětšil na 5,5 AU a oběžná perioda prodloužila ze 7,9 roků na 19 let. Kometa však nebyla nalezena při svém návratu ke Slunci v červnu 1983, ale při nynějším návratu se nacházela v době objevu jen 2′ od vypočtené efemeridy jako objekt 22 mag. Dodatečně byla dohledána na snímcích z jara a léta 1998 a 1999.

K pozoruhodným úkazům loňského roku patří i další krátkoperiodická kometa P/2001 Q2 (Petriew), objevená při prázdninovém srazu kanadských astronomů-amatérů 22. srpna (během vyhledávání Krabí mlhoviny) jako objekt 9,5 mag. U krátkoperiodické komety P/2001 R1 (LONEOS), objevené v září 2001 a považované zprvu za planetku, se podařilo určit elementy, dávající dráhu s hlavním poloosou 3,5 AU, výstředností 0,6 a časem průchodu přísluním v polovině února 2002. Kometa s oběžnou dobou 6,5 r proletěla 10. února 2002 kolem Marsu v nejmenší vzdálenosti 0,014 AU. V téže době se dle Z. Sekaniny oddělil úlomek od jádra periodické komety 51P/Harrington, což se tedy stalo asi čtvrt roku po průchodu komety přísluním. Kometa se souběžně zjasnila o více než 2 mag. Koncem listopadu byla na hranici viditelnosti očima (6,5 mag) kometa C/2000 WM1 (LINEAR), objevená již v prosinci předešlého roku jako objekt 18 mag. Na konci r. 2001 byla po setmění viditelná očima v souhvězdí Berana, resp. Ryb, a v lednu 2002 dosáhla dokonce 4,6 mag, navzdory tomu, že se již v březnu 2001 začala rozpadat. Ve druhé polovině listopadu 2001 během průchodu komety rovinou ekliptiky byl ze Země pozorovatelný její protichvost o délce až 9′. Kometa prošla přísluním 22. ledna 2002.

Neúnavná kosmická sonda DS-1 s iontovým motorem proletěla 22. září 2001 ve vzdálenosti 2 170 km od jádra krátkoperiodické (oběžná doba 6,8 r) komety 19P/Borrelly rychlostí 16,5 km/s. Kometa se v té době nacházela ve vzdálenosti 1,3 AU od Slunce a 0,23 AU od Země. Ukázalo se, že optická efemerida se lišila od skutečné polohy jádra komety o 1 600 km, za což jsou odpovědné negravitační síly. Sonda pořídila dosud nejpodrobnější snímky (rozlišení dosahovalo až 50 m) kometárního jádra vůbec, jež má v tomto případě protáhlý tvar o středním rozměru 8 km. Povrch jádra je mimořádně tmavý (albedo jen 3 %; stejně černý je práškový toner do laserových tiskáren a xeroxů), chaoticky tvarovaný či hrbolatý a rozbrázděný četnými zlomy a puklinami. Z ledovce na povrchu jádra mířily ke Slunci tři rovnoběžné výtrysky prachu a plynu, obsahující určitě vodní páru a CO. Ostatní složky nebyly zatím identifikovány. Kometa však uvolňuje desetinu prachu v porovnání s jádrem komety Halley. Jádro rotuje pomalu jednou za 26 h.

Jak uvedli C. Lisse aj., družice ROSAT, BeppoSAX, EUVE a Chandra zaznamenaly rentgenové záření z kom komet již pro 15 komet. Obecně platí, že rentgenové záření lze zpozorovat u komet jasnějších než 12 mag, pokud se dostanou ke Slunci blíže než na 2 AU.

1.2.3. Meteorické roje a bolidy

Rojem, který v posledních letech budí nejvíce pozornosti, jsou přirozeně Leonidy, neboť jejich mateřská kometa 55P/Tempel-Tuttle prošla přísluním 28. února 1998, a od té doby mohou pozorovatelé každoročně žasnout nad následným meteorickým ohňostrojem – pokaždé ovšem viditelným jen pár desítek minut, a pozorovatelným tudíž jenom v určitých zeměpisných délkách. M. Šimek a P. Pecina uveřejnili výsledky měření četností Leonid ondřejovským radarem, odkud plyne, že křivka četnosti Leonid měla v roce 1998 více vrcholů, ale hlavního maxima dosáhla pro ekliptikální délku Slunce 234,633°, zatímco vysoký vrchol v r. 1999 byl jediný pro délku 235,285°. Ve shodě s tím zjistili Y. Ma aj., že v r. 1998 se nejvíce Leonid objevilo již 16 h před vypočteným maximem a šlo většinou o velmi jasné bolidy. Naproti tomu v době maxima byla pozorována zvýšená ionosférická činnost, což odpovídá velmi drobným tělesům uvolněným z jádra komety při jejím návratu ke Slunci v r. 1933. Podle M. Beeche a L. Foschiniho se při mimořádné aktivitě Leonid vyskytovaly elektrofonické zvuky, a to pro bolidy jasnější než 7 mag, což odpovídá hmotnosti meteoroidu nad 0,1 kg.

A. Cook shrnul údaje o pozorovaných dopadech Leonid na neosvětlený disk Měsíce. Nejlepší geometrii mělo sledování Leonid v r. 1999, kdy bylo pozorováno 7 záblesků s maximální jasností 3 mag. V r. 2000 padaly Leonidy na osvětlenou část Měsíce, takže pozorování ze Země nebyla možná, ale v r. 2001 byla geometrie lepší, takže se podařilo zaznamenat dokonce i na videu 2 záblesky kolem světové půlnoci 18./19. listopadu. N. Artěmjevová aj. vypočítali, že pozorované dopady Leonid na neosvětlený disk Měsíce v době maxima r. 1999 byly způsobeny meteoroidy o poloměrech 20 ÷ 100 mm. Záblesk 0 mag pozorovaný ze Země přitom odpovídal zářivému výkonu 30 GW! H. Stenbaek-Nielsen použil ke sledování Leonid na Aljašce rychloběžnou videokameru, která byla dostatečně citlivá k zachycení tisíce záběrů přeletu za sekundu. Kameru naváděl za jasnými bolidy ručně a tak se mu podařilo pořídit poprvé podrobný záznam o průběhu hypersonického letu meteoroidů atmosférou. Ukázal, že nejvíce světla přichází od jasného obláčku plazmy těsně za meteoroidem a že za řítícím se tělesem vzniká v zemské atmosféře oblouková rázová vlna a svítící chvost.

Předpovědí průběhů činnosti roje v listopadu 2001 se s velkým zdarem věnovali P. Brown a B. Cooke a nezávisle P. Jenniskens. Vypočetli, že mezi časy 18,42 ÷ 18,73. listopadu bude pozorováno celkem 7 maxim, odpovídajících postupně návratům komety v letech 1766, 1799, 1633, 1666, 1866 a 1833, a odhadli četnosti maxim na hodnoty přes 1 000 met/h. To se vcelku výborně potvrdilo, pokud jde o časy maxim (s nejistotou pouhé půl hodiny), ale méně spolehlivé byly předpovědi četností v maximech. Čím starší jsou zmíněné návraty, tím více se totiž meteoroidy rozptylují vlivem poruch, a to se dá obtížně spočítat, podobně jako když meteorologové předpovídají, kdy a kde nastane déšť, ale mnohem hůře předvídají jeho intenzitu.

V každém případě se i loni projevily Leonidy jako meteorický déšť s několika průtržemi, které byly pozorovány především v severní a jižní Americe, dále pak v Pacifiku, Austrálii i na Dálném východě. Nejvyšší hodinovou četnost 3 300 zaznamenali v čase 18,76. listopadu v Japonsku, ale tato průtrž trvala jen 10 minut. J. Pawlowski aj. využili ke sledování Leonid v Novém Mexiku 3m rtuťového zrcadla se světelností 1 : 1,7, kterým mohli v zorném poli o průměru 0,3° kolem zenitu sledovat i Leonidy až 18 mag, odpovídají meteoroidům o hmotnosti řádu pouhých mikrogramů. Objevili tak maximum četnosti slabých meteorů v délce Slunce 234,67°, tj. v čase 17,5. listopadu – téměř den před maximem jasných meteorů roje.

Originální postup ke sledování Leonid v r. 2001 úspěšně vyzkoušel holandský radioamatér T. Schoenmaker. Na svém přijímačí VKV sledoval vysílání španělské komerční televizní stanice na frekvenci 55,3 MHz, jejíž vysílač o výkonu 60 kW byl od přijímače vzdálen 1 500 km, čili za obzorem přímé viditelnosti. Signál se tedy objevil pouze tehdy, když se odrazil na ionizované stopě po přeletu meteoru ve výšce kolem 90 km nad zemí. Nejvyšší četnost 1 400 ozvěn za hodinu zaznamenal v časech 18,3 a 18,5. listopadu, ale odhalil i další činnost roje v časech 19,00 ÷ 19,55. listopadu.

Dnes nepříliš aktivní Lyridy s maximem kolem 22. dubna a zenitovou frekvencí pod 20 meteorů za hodinu byly v historii poprvé zaznamenány jako meteorický déšť v r. 687 př. n. l. Občas se však jakoby rozpomenou na staré zlaté časy a dosáhnou četností až 300 meteorů/h; ve XX. stol. k tomu došlo v letech 1922 a 1982. Podobný osud stihne zřejmě v budoucnu vlivem dráhových poruch i Leonidy.

Jak ukázali L. Micheille aj., lze aktivitu meteorických rojů sledovat díky rozvoji systémů adaptivní optiky u velkých astronomických dalekohledů. Přitom se používá žlutých laserů, které vysílají úzké svazky do výšky kolem 90 km nad zemí, kde se odrážejí na sodíkové vrstvě v ionosféře a vytvářejí tak v zorném poli dalekohledu obrazy umělých „hvězd“. Měření na La Palma u 4,2m dalekohledu WHT v letech 1999–2000 prokázala, že tato sodíková vrstva sílí v době činnosti hlavních meteorických rojů. Tak například srpnové Perseidy zvyšují odraznost sodíkové vrstvy na dvojnásobek srpnového normálu se dvěma vrcholy: 9. a 14. srpna. To zvyšuje kvalitu umělých hvězd, a tím i výkon adaptivní optiky u obřích dalekohledů, takže napříště se právě na tato období budou moci plánovat nejnáročnější astronomická pozorování. Tak přispívají lokální meteorické roje zcela nečekaně ke studiu globální struktury vzdáleného vesmíru.

Nad severním Německem explodoval 8. listopadu 1999 mimořádně jasný bolid s výškou pohasnutí 15 km. Podle měření intenzity tlakové vlny na mikrobarometrech v Holandsku vyšla energie výbuchu na ekvivalent 1,5 kt TNT.

N. Čugaj se zabýval rozborem četnosti interstelárních meteoroidů zaznamenaných výkonným novozélandským radarem AMOR. Hvězdný původ vyplývá z vysokých rychlostí (> 100 km/s) střetu částic se Zemí. Četnost těchto úkazů je podle autora mnohem vyšší, než aby se všechny mohly uvolnit z prachových disků kolem cizích hvězd. Značná část z nich pochází z pásem extrasolárních planetesimál, které se dostaly na mezihvězdnou dráhu následkem blízkých setkání s extrasolárními planetami.

1.3. Historie, současnost i budoucnost Sluneční soustavy

Podle C. Alexandera aj. se kolem zárodečného Praslunce vytvořil zárodečný planetární disk, ovívaný hvězdnou vichřicí a protkaný bipolárním výtryskem hmoty z Praslunce. Při teplotách 100 ÷ 400 K vznikaly v disku chondritické meteority. V té době se do chondritů určitě dostala i mezihvězdná zrníčka. Chondrity ve vzdálenostech nad 2 AU od Slunce zůstávaly po většinu času takto chladné a jen na několik dnů se případně ohřály maximálně na 1 700 K. Vlivem tehdy velmi silného magnetického pole se totiž nemohly příliš přiblížit k Praslunci. Vodní (ledové) planetky a planetesimály z okolí Jupiteru přinesly díky změnám své dráhy a následným srážkám se Zemí tolik potřebnou vodu pro vznik oceánu.

Podle P. Nurmiho aj. dopadají na Zemi dodnes kometární jádra s průměrem nad 1 km, pocházející z poloviny z krátkoperiodických komet křižujících zemskou dráhu a z jedné čtvrtiny z komet zachycených předtím Jupiterem. Zbytek přichází z komet Oortova oblaku, takže úhrnem dopadá na Zemi nejméně pět kometárních jader za milion let, což je ovšem pouhý zlomek počtu planetek, jež se za tutéž dobu srazí se Zemí. Dopady komet na Jupiter jsou však řádově tisíckrát četnější.

J. García-Sánchez aj. využili přesných měření vlastních pohybů a paralax hvězd družicí HIPPARCOS k předpovědím těsných přiblížení (Slunci v průběhu ±10 milionů roků. Ze známých hvězd se za 1,4 milionů let přiblíží ke Slunci na vzdálenost 0,34 pc trpasličí hvězda Gliese 710. V průměru se Slunce setkává za milion let se 12 hvězdami, většinou červenými trpaslíky sp. třídy M. Tato těsná přiblížení mohou slapovým působením na Oortův oblak vyvolat kometární spršky ve vnitřních oblastech Sluneční soustavy, které z větší části zlikviduje Jupiter. Přesto se po takovém hvězdném setkání může zvýšit i četnost srážek komet se Zemí.

J. Chambers sestrojil na superpočítači 16 trojrozměrných modelů vzniku terestrických planet ve vzdálenostech 0,3 ÷ 2,0 AU od Slunce ze 160 zárodečných obřích planetesimál, jejichž dráhy sledoval po 200 milionů let. Ukázal, že ve všech případech vznikly 3 až 4 terestrické planety právě v těch vzdálenostech, jež ve Sluneční soustavě pozorujeme. Pro Zemi vychází, že asi 50 % své hmoty nabrala během 20 milionů let a 90 % hmoty za 50 milionů let. Brzy potom do ní vrazil Praměsíc o hmotnosti srovnatelné s Marsem, jenž byl fakticky onou 4. terestrickou planetou...

O. Wuchterl a R. Klessen simulovali na superpočítači GRAPE vývoj Slunce v první půlmiliardě let po jeho vzniku. Zjistili, že milion roků po svém vzniku mělo Slunce na povrchu teplotu asi 5 000 K a jeho zářivý výkon byl čtyřnásobkem dnešního. Pak však během sledovaného období zesláblo až na 70 % dnešní svítivosti. Podle K. Rybického a C. Denise se v daleké budoucnosti za 6 miliard let zvětší rozměry Slunce a jeho svítivost natolik, že vnitřní planety Merkur, Venuše a patrně i Země se vypaří a stanou se součástí sluneční atmosféry, zatímco Mars tuto epizodu přežije, podobně jako vzdálenější obří planety.

G. Schumacher a J. Gay využili snímků slunečního okolí, pořizovaných pravidelně družicí SOHO, k hledání případných vulkanoidů, tj. planetek uvnitř dráhy Merkuru. Nenašli vůbec nic pro mezní hvězdnou velikost 7 mag, což znamená, že do vzdálenosti 0,18 AU od Slunce neexistují žádná pevná tělesa s průměrem nad 60 km. S. Kenyon a R. Windhorst upozornili, že ve vnějším Edgeworthově-Kuiperově pásu planetek nemůže být příliš mnoho drobných těles, jelikož v tom případě by obloha svítila světlem rozptýleným na těchto drobných částicích. Autoři se proto domnívají, že ona tělíska se v průběhu vývoje Sluneční soustavy spojila s většími planetkami, na nichž prostě ulpěla. G. Wurm aj. přišli na to, že planetesimály se spojují mnohem snadněji, než se dosud myslelo, díky meziplanetárnímu plynu, který zbrzdí částečky odražené při náhodných srážkách. Pokud se planetesimály srazí rychlostí do 15 m/s, tak se v tom případě skutečně slepí, což zvyšuje pravděpodobnost slepování o tři řády proti srážkám ve vzduchoprázdnu. Jakmile však tímto slepováním vzroste výrazně hmotnost protoplanet, mají zbylé planetesimály smůlu, neboť tím vzrůstá jejich pohybová energie a srážky jsou tak rychlé, že místo slepování dochází k drcení planetesimál a dopadu jejich zbytků na Slunce, popřípadě k úniku odrobinek do mezihvězdného prostoru.

W. Sheehan shrnul pokrok ve výzkumu přirozených družic planet Sluneční soustavy. Nepočítáme-li Měsíc, známý odjakživa, započalo objevování družic planet 7. ledna 1610, kdy Galileo poprvé pozoroval průvodce Jupiteru. První 4 družice Saturnu objevil v letech 1671–1684 J. Cassini. Pak následovala stoletá přestávka, až r. 1787 našel W. Herschel další dvě družice Saturnu a první dvě družice Uranu. Poslední vizuální objev pochází od E. Barnarda, který r. 1892 objevil Jupiterovu družici Amalthea. Další družice byly objevovány už výhradně fotograficky a v posledním čtvrtstoletí pomocí matic CCD, resp. kosmickými sondami Voyager. Do konce první poloviny XX. stol. bylo známo jen 29 přirozených družic planet, ale ve II. polovině téhož století přibylo dalších 38 těles. V současné době se počet známých družic planet rovná přesně stovce, neboť samotný Jupiter má již 39 prokázaných družic, Saturn dalších 30, Uran 21 a Neptun 8.

1.4. Slunce

O komplexní výzkum Slunce se nyní nejvíce stará neúnavná družice SOHO, jež dle J. Zhaoa aj. a A. Kosovicheva aj. umožnila mimo jiné prozkoumat trojrozměrnou strukturu slunečních skvrn. Tloušťka skvrn dosahuje 4 tis. km a z této základny proudí horké plazma rychlostí přes 1 km/s vzhůru a pak směrem od středu skvrny, čímž ji vlastně stabilizuje. Ochlazený plyn se na obvodu skvrny noří opět pod povrch a zesiluje tak účinky místního magnetického pole, jež je odpovědné za chladný povrch skvrny. Naproti tomu kořeny skvrn v hloubce 4 000 km jsou teplejší než okolí. Družice SOHO též odhalila dva typy koronálních výronů, lišící se rychlostí vyvržení do kosmického prostoru. Pomalé výrony letí rychlostí stovek km/s, zatímco rychlé až 2 000 km/s, takže mohou ty pomalejší výrony dohnat a pohltit je. Při střetu takového výronu se Zemí dochází k prodlouženým magnetickým bouřím. Za pět let činnosti družice bylo takto odhaleno celkem 21 kanibalských výronů, z nichž naštěstí většina míjí Zemi.

Největší koronální výron za poslední čtvrtstoletí se objevil na Slunci 29. března 2001 v aktivní oblasti AR 9393, jejíž plocha byla více než o řád větší než plocha průřezu Země. Koronální výron o hmotnosti 1 Gt a energii 1025 J naštěstí Zemi minul a projevil se pouze výpadky dálkového rádiového spojení a daleko od pólů pozorovatelnou polární září v noci z 30. na 31. března. V téže aktivní oblasti byla na Slunci očima viditelná největší skvrna za poslední desetiletí a družice SOHO zde odhalila 2. dubna největší rentgenovou erupci od počátku rentgenové astronomie v r. 1976. Další velké erupce se objevily 6. a 10. dubna, přičemž druhá z nich vydala koronální výron o rychlosti 1 600 km/s a energii o dva řády větší, než byla energie erupce. Tatáž družice zaznamenala 7. května 2001 koronální výron poblíž slunečního rovníku rychlostí 900 km/s, jež neuvěřitelnou shodou náhod trefila o dva dny později kosmickou sondu Ulysses ve vzdálenosti 1,3 AU od Slunce. Detektory na palubě sondy zaznamenaly rekordní hodnoty hustoty plazmatu a elektrického i magnetického pole za celou historii pozorování. Se zpožděním několika hodin pak dorazily urychlené protony a elektrony.

Periodicitu výskytu slunečních skvrn objevil německý astronom-amatér S. Schwabe na základě vlastních pozorování již r. 1843. Pojem relativní číslo slunečních skvrn zavedl švýcarský astronom R. Wolf r. 1849 a r. 1853 zavedl britský astronom R. Carrington sluneční souřadnice a počítání otoček. V r. 1922 sestrojili manželé A. R. a E. W. Maunderovi z Velké Británie proslulý motýlkový diagram slunečních skvrn a v téže době E. W. Maunder odhalil dlouhé minimum sluneční činnosti 1645–1715.

Podle L Schmieda nastalo maximum 23. cyklu v dubnu 2001, kdy průměrné relativní číslo slunečních skvrn dosáhlo 121, takže náběh od minima v květnu 1996 trval jen 3,9 roků. Denní maximum 258 bylo dosaženo 28. března. R. Kane ukázal, že publikované předpovědi času a výšky maxima sluneční činnosti dopadly neslavně. Zatímco předpovídaly maximum sluneční činnosti na léta 2000–2001, což se vcelku potvrdilo, očekávané hodnoty maximální relativního čísla byly rovnoměrně rozesety mezi hodnotami 80 ÷ 210, a jsou tudíž bezcenné. I. Ususkin upozornil na nástup tzv. Daltonova minima sluneční činnosti, kdy se překryly dva cykly 1784–1793 a 1793–1800, omylem označené za jediný 4. cyklus. Dne 21. června se odehrálo v jižní Africe a na Madagaskaru první úplné zatmění Slunce ve XXI. stol., které v Zambii dalo více než 3 min. totality a obecně bylo provázeno velmi příznivým počasím. S. O'Meara a D. di Cicco viděli očima korónu ještě téměř 7 min. po skončení totality!

A. McDonald aj. oznámili loni v červnu první výsledky z nového experimentu týkajícího se detekce slunečních neutrin v těžkovodním podzemním detektoru (SNO) v Sudbury v Kanadě. Porovnání s měřeními lehkovodního detektoru Kamiokande přesvědčivě potvrdilo, že klidová hmotnost slunečních neutrin je nepatrně větší než nula a následkem toho dochází k dlouho (od r. 1969) předvídaným neutrinovým oscilacím při letu neutrin ze Slunce na Zemi. Kamiokande totiž zaznamenává všechny tři „vůně“ neutrin, byť s nestejnou účinností, kdežto SNO v původním uspořádání registruje výhradně elektronová neutrina, a to průměrně 5 ÷ 10 slunečních neutrin za den. Teorie pak předvídá 5,05 SNU (slunečních neutrinových jednotek) pro elektronová neutrina a z analýzy pozorování Kamiokande a SNO vychází 5,44 SNU.

Vinou oscilací elektronových neutrin pak dochází v ostatních experimentech k pověstnému deficitu slunečních neutrin, jak to nejnověji shrnul S. Chitre. Deficit neutrin zjistil nejprve detektor Homestake (chlor-argon) – proti teoretické hodnotě 7,3 SNU (sluneční neutrinové jednotky) je dlouhodobý průměr pozorování jen 2,6 SNU – ale i detektory GALLEX a SAGE (galium-germanium), kde teorie dává 129 SNU, kdežto pozorování jen 72 SNU.

Hloubka vnější konvektivní zóny ve Slunci činí 0,29 R☉ a na jejím dně dosahuje teplota hodnoty pouze 2,0 MK, což nestačí na termonukleární hoření lithia. Teprve v hloubce 0,68 R☉ činí teplota Slunce 2,5 MK, což právě stačí na zapálení lithia. Centrální teplota Slunce dosahuje 15,7 MK s chybou menší než 2,6 %, centrální hustota převyšuje hustotu vody za normálních podmínek 180krát a centrální tlak dosahuje ďábelské hodnoty 2,8.1016 Pa. Poměrné zastoupení helia činí 24,9 %, když podle F. a M. Giacobbových se během dosavadní historie Sluneční soustavy změnilo 3,6 % hmoty Slunce z vodíku na helium. Zářivý výkon Slunce je podle D. Dougha konstantní s přesností na 1 promile. G. de Toma aj. uvádějí, že během náběhů 22. i 23. cyklu sluneční činnosti vzrostla sluneční konstanta proti minimu o 0,66 promile. Střední hodnota sluneční konstanty činí 1369,7 W/m2.

Podle A. MacRobera a D. Tytella je klidová hmotnost elektronových neutrin menší než 2,8 eV/c2, takže neutrina rozhodně nestačí k uzavření vesmíru, ale jejich úhrnná hmotnost je přesto řádově srovnatelná s hmotou všech hvězd ve vesmíru. Experiment SNO byl mezitím překonfigurován tak, aby mohl zaznamenávat i dvě další neutrinové „vůně“, což posílí význam pokusu pro částicovou fyziku.

2. Hvězdný vesmír

2. 1. Extrasolární planety a hnědí trpaslíci

V historii astronomie zůstane už navždy zaznamenán heroický, leč marný pokus holandsko-amerického astronoma P. van de Kampa, jenž se pokusil na základě dlouhodobé přesné astrometrie odhalit výskyt průvodců známé Barnardovy hvězdy. Po plných 46 let od r. 1916 pořizoval astrometrické snímky hvězdy týmž 0,6m refraktorem, z nichž pak r. 1963 odvodil vlnovitý vlastní pohyb této velmi blízké hvězdy, který považoval za důkaz přítomnosti exoplanety s oběžnou dobou 24 roků. Jeho měření zopakovali v letech 1969–1998 astronomové na McCormickově observatoři, aniž by tu vlnovku vůbec našli. Je proto zřejmé, že van de Kamp byl ošálen periodickými změnami geometrických parametrů samotného refraktoru, což znamená, že Barnardova hvězda žádné takové exoplanety nemá.

Jak známo, úspěch při objevu skutečných exoplanet pochází z přesných měření radiálních rychlostí mateřských hvězd, ale fakticky nejcitlivější metodou zůstává i nadále měření změn impulzních period rádiových pulzarů. Právě tak objevil A. Wolszczan a D. Frail u milisekundového pulzaru PSR 1257+12 (Vir) vůbec první exoplanety již r. 1992 a posléze dokonce i „exoměsíc“. Ten obíhá kolem mateřské neutronové hvězdy – pulzaru ve vzdálenosti 0,19 AU a má minimální hmotnost jen 0,015 MZ; exoplanety o minimálních hmotnostech 3,4 a 2,8 MZ pak ve vzdálenostech 0,36 a 0,47 AU. Podle M. Millera a D. Hamiltona je však pravděpodobné, že ve vzdálenosti nad 6 AU obíhá kolem pulzaru ještě čtvrtá exoplaneta s hmotností minimálně 0,05 MZ, ale maximálně až 81 MZ. Pokud se měření potvrdí, bude to zatím nejbohatší známá soustava exoplanet vůbec.

Další zatím nepříliš rozšířenou metodou je přesné měření malých poklesů jasnosti mateřské hvězdy při přechodu (tranzitu) exoplanety přes hvězdný kotouček, jež může dosáhnout až 0,5 mag po dobu několika hodin. První tranzity exoplanety byly před časem objeveny u hvězdy 7,7 mag sp. třídy G2 HD 209458 (Peg), vzdálené od nás 46 pc. Povrch exoplanety je vzhledem k blízkosti hvězdy ohřát na teplotu 1 100 °C. Autoři objevu D. Charbonneau aj. využili nyní HST k porovnání vzhledu spektra hvězdy během tranzitu a mimo něj a odhalili tak nepřímo atmosféru exoplanety, jež obsahuje sodík. Jde o mimořádně citlivou analytickou metodu. Pomocí HST STIS měřili změny jasnosti hvězdy T. Brown aj. Dosáhli tak fantastické přesností měření ±0,0001 mag při celkovém poklesu jasnosti až 0,02 mag. Celý přechod exoplanety přes hvězdný kotouč trval 3 h, když celková oběžná doba exoplanety činí 3,5 d. Tak se zpřesnily parametry exoplanety, neboť vůbec poprvé známe spolehlivě sklon dráhy 87°: hmotnost 0,7 MJ; poloměr 1,35 MJ.

Jelikož však dráhové parametry u nadějných soustav s vhodným úhlem sklonu dráhy exoplanety vůči zornému paprsku dávají předpovědi tranzitů s chybou řádu 10 h, naskýtá se tak nečekaně výtečná příležitost pro astronomy-amatéry, neboť pokles jasnosti o více než 0,3 mag lze rozpoznat i při pozorování očima. Vhodným tipem je trpasličí hvězda Gl 876 (Aqr) sp. třídy M, vzdálená od nás pouhých 4,6 pc. Nejproduktivnější skupině hledačů exoplanet, vedené G. Marcym a P. Butlerem, se totiž právě u ní podařil počátkem r. 2001 kapitální úlovek dvou obřích planet, jež vykazují základní dráhovou rezonanci 2 : 1, když jejich poloosy činí 0,13 a 0,21 AU, výstřednosti 0,28 a 0,10 a oběžné doby činí po řadě 30 a 61 dnů; nepřesnost rezonance navíc prokazuje, že jde určitě o plynná tělesa. Podle J. Lissauera aj. jsou jejich minimální hmotnosti 0,5 a 1,8 MJ. Jelikož odstup poloměrů drah je pouze 0,08 AU, považovali astronomové dlouho výsledky měření za důkaz existence jediného tělesa na velmi výstředné dráze. Teprve 6 let velmi přesných měření radiálních rychlostí na dvou různých dalekohledech odhalila tuto kamufláž a naprosto udivující základní rezonanci.

V naší Sluneční soustavě vykazuje jedinou planetární dráhovou rezonanci 3 : 2 pouze Pluto vůči Neptunu. Nepřesnost dráhové rezonance v soustavě Gl 876 však znamená, že budoucnost soustavy je omezená: exoplanety nakonec buď na mateřskou hvězdu spadnou, anebo od hvězdy uniknou do mezihvězdného prostoru a stanou se z nich nomádi. B. Reipurth a C. Clarkeová usuzují na základě počítačových simulací, že planetární nomádi jsou velmi běžní: jsou to třeba i hvězdné zárodky, které však uniknou z mateřské soustavy dříve, než si naberou dost hmoty na to, aby z nich byly pořádné hvězdy. Výpočty J. Lissauera a E. Rivery prokázaly naopak poměrně dobrou dlouhodobou stabilitu drah tří exoplanet s oběžnými dobami od 4,6 d do 3,6 roků u hvězdy υ Andromedae (sp F8 V). Soustava se udrží pohromadě alespoň 100 milionů roků.

Také druhá nejproduktivnější skupina, vedená švýcarským astronomem M. Mayorem, zaznamenala při pozorování na jižní polokouli pomocí spektrografu CORALIE řadu pozoruhodných objevů. U hvězdy HD 82943 (Hya) našli dvě exoplanety v dráhové rezonanci 3 : 2 s oběžnými dobami 445 a 668 d. U hvězdy HD 74156 nalezli exoplanetu na typicky kometární dráze s oběžnou dobou 112 d a výstředností 0,93! Tento rekord však vzápětí vyrovnali D. Naef aj., když objevili exoplanetu s touž výstředností u složky B vizuální dvojhvězdy HD 80606. Exoplaneta o minimální hmotností 4 MJ obíhá v periodě 112 dnů, takže v pericentru se doslova otírá o mateřskou hvězdu! N. Santos aj. objevili dvě exoplanety s hmotností větší než 5 MJ, obíhající kolem mateřských hvězd HD 28185 (Eri) a HD 213240 (Gru) po kruhových drahách v periodách 1,05 a 2,6 roků. G. Istraelian aj. nalezli v atmosféře hvězdy HD 82943 (Hya, sp. G0) nuklid 6Li, pocházející nejspíš z exoplanety o hmotnosti asi 2 MJ, která se na hvězdu kdysi zřítila. Není vyloučeno, že kolem hvězdy obíhá v periodě 220 dnů další exoplaneta s hmotností minimálně 0,9 MJ. Nepřímo odtud plyne, že asi čtvrtina hmoty hlavního pásma planetek Sluneční soustavy se již zřítila na Slunce.

Během r. 2001 stoupl počet známých exoplanet na 80, což je velmi prudký nárůst, související s tím, že se začínají zúročovat mnohaleté souvislé řady přesných měření radiálních rychlostí, takže zejména přibývají exoplanety s dráhovými poloosami nad 3 AU, jejichž oběžné doby činí více let. To je např. důvod, proč D. Fischerová aj. objevili druhou exoplanetu u hvězdy 47 UMa, takže tato soustava obsahuje nejenom „jupiter“ ve vzdálenosti 2,1 AU s oběžnou dobou 3,0 roků, ale i „saturn“ ve vzdálenosti 3,7 AU a oběžné době 7,1 let.

S. Zucker a T. Mazeh vybrali 47 mateřských hvězd známých exoplanet a hnědých trpaslíků, jejichž přesné polohy změřila družice HIPPARCOS, takže se jim podařilo určit sklony oběžných drah průvodců k zornému paprsku. Jakmile je sklon znám, lze stanovit spolehlivé horní meze pro jejich hmotnosti, zatímco spektroskopická pozorování dávají meze spodní. Nejnižší horní mez přísluší zmíněnému „jupiteru“ u hvězdy 47 UMa – 0,014 M☉, což je na rozhraní mezi obří exoplanetou a hnědým trpaslíkem. V dalších 13 případech je jako průvodce vyloučena „lehká“ hvězda, ale není vyloučen hnědý trpaslík. Naproti tomu mnoho údajných hnědých trpaslíků jsou ve skutečnosti právě ony velmi lehké hvězdy.

A. Boss se domnívá, že bychom měli relativně nejsnáze nacházet velmi hmotné exoplanety s hmotnostmi kolem 10 MJ, ale jejich počet je ve skutečnosti překvapivě malý. To zřejmě souvisí se způsobem, jak vznikají dvojhvězdy, kde je zřetelná tendence, aby méně hmotný zárodek nabral z prahvězdného mračna relativně více hmoty než zárodek hmotnější. Velmi hmotné exoplanety proto vznikají jedině z fluktuací hustoty v zárodečném protoplanetárním disku, a proto jsou tak vzácné. Jestliže hmotnost takto vzniklých těles přesáhne hranici 13 MJ, nejde však již o exoplanetu, nýbrž o hnědého trpaslíka.

Podle J. Gizise byl první hnědý trpaslík prokázán až v r. 1995. Ačkoliv jejich počet je patrně větší než počet hvězd, nepřispívají příliš k zastoupení tzv. skryté hmoty Galaxie. Zhruba pětina hnědých trpaslíků tvoří páry ve vzájemné vzdálenosti od 1 do 10 AU. Přestože nemají rentgenovou korónu, vyskytují se na jejich povrchu rentgenová vzplanutí. Hranice mezi méně hmotnými hnědými trpaslíky a obřími exoplanetami není ostrá a takové objekty pak prakticky nelze jednoznačně zatřídit.

C. Ladovi aj. se podařilo v mlhovině v Orionu odhalit dalších 100 hnědých trpaslíků o stáří pouze 1 milionu roků, jež jsou obklopeny asi ve třech pětinách případů horkými cirkumstelárními disky, což prakticky znamená, že i hnědí trpaslíci mohou mít kolem sebe posléze exoplanety. M. Kenworthy aj. našli vícenásobnou soustavu 300 milionů roků starých a 10 pc vzdálených hnědých trpaslíků Gl 569B (sp. dM8.5) s úhrnnou hmotností nanejvýš 0,2 M☉. Tři trpaslíci o hmotnosti kolem 50 MJ jsou od sebe navzájem vzdáleni po řadě 50 a 1 AU. Totéž nezávisle potvrdili i B. Lane aj.

A. Burrows aj. konstatovali, že modely exoplanet a hnědých trpaslíků jsou už fakticky samostatným oborem astrofyziky na pomezí mezi hvězdami a planetami Sluneční soustavy. Z téhož důvodů bylo potřebí doplnit spektrální třídění o nové spektrální typy pro hnědé trpaslíky a obří exoplanety, tj. L a T. Dosud známe něco přes 150 hnědých trpaslíků a bezmála stovku exoplanet. Exoplanety se zatím objevují v sousedství hvězd spektrálních tříd F7 ÷ M4 a jejich minimální hmotnosti vesměs přesahují 0,25 MJ. Méně hmotné exoplanety určitě existují, ale leží dosud pod prahem možností detekce metodou přesných radiálních rychlostí.

Tato mez se ovšem neustále posouvá. U obřího dalekohledu VLT v Chile byl nedávno uveden do chodu spektrograf HARPS, dosahují přesnosti měření radiálních rychlostí ±1 m/s, takže brzy lze očekávat objevy exoplanet s hmotností kolem 0,1 MJ. Všechny exoplanety s poloměry většími než 0,75 MJ se skládají výlučně z vodíku. Menší exoplanety mohou být ledové anebo obsahují kamenná olivínová jádra. Podle R. Butlera aj. má 7 % hvězd blízkých ke Slunci exoplanety typu Jupiteru s oběžnou dobou kratší než 5 roků. Nejhmotnější exoplanety mají zhruba 5 MJ a s klesající hmotností až do pozorovací meze funkce hmotnosti plynule roste, takže je prakticky jisté, že daleko nejvíce exoplanet se vyskytuje pod rozlišovací mezí současné pozorovací techniky. Podle V. Béjara aj. je výskyt exoplanet-nomádů s hmotností 5 MJ srovnatelný s výskytem červených trpaslíků třídy M, tj. méně hmotných exoplanet je pak nesmírně mnoho, i když jejich příspěvek ke skryté látce vesmíru není nijak významný. D. Barrado y Navascués aj. odhalili na snímcích dalekohledem ESO VLTI v kupě kolem hvězdy sigma Ori již 15 nomádů s hmotnosti 8 ÷ 18 MJ.

Exoplanety podobné prototypu 51 Peg těsně u mateřských hvězd na kruhových drahách s oběžnou periodou řádu dní jsou asi o řád vzácnější, ačkoliv se dají poměrně nejsnáze objevit. Podle J. Donnisona a I. Williamse je průměrná hodnota hmotnosti obřích exoplanet 2,4 MJ a pro hlavní poloosy drah nad 0,2 AU je typická značná výstřednost jejich drah. Mateřské hvězdy mají většinou vyšší metalicitu, než je sluneční; jinými slovy, čím bude vesmír starší, tím bude více exoplanet. I pro exoplanety lze již sestrojit docela jednoznačnou závislost mezi efektivní teplotou a zářivým výkonem, tedy formální obdobu Hertzsprungova-Russellova diagramu pro hvězdy. Podle W. Hubbarda aj. posloupnosti hvězd, hnědých trpaslíků a obřích exoplanet na sebe zcela plynule navazují. V současné době se soustavně sledují změny radiálních rychlostí pro 1 200 nejbližších hvězd na 8 observatořích po celém světě, takže lze očekávat podstatné zlepšení statistických údajů již v blízké budoucnosti.

Velkým překvapením bylo první pozorování rentgenové erupce na hnědém trpaslíku LP944-20, odhalené družicí Chandra v prosinci 1999. Nyní E. Berger aj. zjistili, že trpaslík prodělal několikaminutové rádiové vzplanutí koncem srpna r. 2000, jehož maximální zářivý výkon bezmála 1020 J překonal o tři řády i ty nejoptimističtější odhady; skoro určitě jde o synchrotronové záření na gigahertzových frekvencích.

2. 2. Prahvězdy

U nejmladších prahvězd se pozorují jednak masivní akreční disky a jednak výtrysky hmoty kolmo k rovině disku. Pro hvězdy slunečního typu trvá tato klíčová epizoda vývoje pouhé statisíce let. Pak akrece materiálu na prahvězdu skončí, výtrysky zmizí a z akrečního disku zůstává jen tenký prachový disk, z něhož pak vznikají planety. Naproti tomu velmi hmotné prahvězdy prodělávají tak bouřlivý raný vývoj, že kolem nich žádné planety nevznikají. Typickým příkladem je podle D. Sheperda aj. prahvězda G192.16-3.82 v Orionu o hmotnosti kolem 10 M☉ a stáří 200 tisíc let, vzdálená od nás 1,8 kpc. Podle měření rozšířenou anténní soustavou VLA (nová přídavná anténa je od původní konfigurace obřího Y vzdálené plných 50 km) bylo ve dvou protilehlých výtryscích z této prahvězdy již vyvrženo na 100 M☉ (!) do vzdálenosti až 5 pc. Akreční disk o průměru 130 AU kolem prahvězdy má však ještě stále dvakrát větší hmotnost než samotná prahvězda.

Podle G. Basriho se v okolí Slunce vyskytují extrémně mladé hvězdy nejvíce v obřím molekulovém mračnu ve vzdálenosti pouhých 120 pc od nás. Prozradily se intenzivním rentgenovým zářením asi tisíckrát větším než u Slunce a pohybují se souběžně v malých skupinách. Nejbližší asociace TW Hya, tvořená 20 prahvězdami, se nalézá ve vzdálenosti pouze 50 pc od Slunce a prozradila se společným vlastním pohybem. B. Zuckerman aj. objevili společný vlastní pohyb 17 mladých hvězd o průměrném stáří 12 milionů let v čele se známou hvězdou β Pic, kolem nichž se často nacházejí prachové disky, nebo jež jsou doprovázeny hnědými trpaslíky. Právě zde lze hledat budoucí planetární soustavy. Nejaktivnější hvězdnou kolébkou v našem okolí je pak oblast Velké mlhoviny v Orionu, vzdálená od nás 450 pc, jak ukázali Y. Tsuboi aj. pomocí snímků rentgenové družice Chandra. Příslušné obří molekulové mračno OMC-3 se díky překotné tvorbě hvězd prakticky rozplyne během pouhých 10 milionů let. Podle A. Bosse končí proces vzniku hvězd ve skupinách tím, že gravitačním hroucením zbytků zárodečného chuchvalce vznikají osamělé planety o hmotnostech až 13 MJ.

Prototypem rané planetární soustavy se stala hvězda ζ Lep (sp A3) o hmotnosti 2 M☉, zářivém výkonu 15 L☉ a minimálním stáří 50 milionů let, vzdálená od nás 22 pc. Podle C. Chena a M. Jury je obklopena prachovým pásem ve vzdálenosti 6 AU od hvězdy, jenž obsahuje asi 200krát více materiálu než hlavní pás planetek u Slunce. Jelikož stávající prach by měl být v krátké době ze soustavy vymeten, je zřejmé, že se neustále doplňuje drcením větších planetek o úhrnné hmotnosti 4.1023 kg. Autoři se domnívají, že právě takto mohla vypadat naše Sluneční soustava asi 100 milionů let po svém vzniku. Současný pás planetek ve Sluneční soustavě je ovšem pouhým nepatrným zbytkem původního, neboť jeho nynější hmotnost dosahuje řádu 1021 kg.

2. 3. Hvězdná astrofyzika

Když před 40 lety započal výzkum oscilací slunečního poloměru, jenž vedl k rozvoji helioseizmologie jako mimořádně účinné metody pro průzkum pozorovatelsky nepřístupného slunečního nitra, málokdo tušil, že v tak krátkém mezidobí se podaří něco obdobného pro hvězdy podobné Slunci. První stelární seizmologická měření se zdařila v r. 1999 u jasného Prokyonu (sp. F5 IV-V) a vloni ještě ve vyšší kvalitě (přesnost měření dosáhla neuvěřitelných 2,7 m/s) F. Carrierovi aj. pro hvězdu β Hyi sp. třídy G2 IV a F. Bouchymu a F. Carrierovi pro α Cen A (sp. G0). Tím se otevírá jedinečná příležitost zkoumat fyzikální poměry v nitrech hvězd, podobně jako geofyzikové dokáží pomocí seizmických měření studovat nitro Země. I. Baraffe aj. ukázali, že radiální pulzace vyvolávají nestabilitu velmi masivních hvězd III. populace (tj. historicky první generace; bez příměsi kovů) pro hmotnosti vyšší než 120 M☉. Tím je dána praktická mez hmotnosti hvězd kolem 100 M☉. Naproti tomu P. Madau a M. Rees se domnívají, že i hvězdy III. populace nad 150 M☉ mohou vznikat, ale vzápětí se hroutí na černé díry. Je velmi těžké to ověřit, jelikož takové hvězdy v naší Galaxii už dávno neexistují a ve vzdálených částech vesmíru jsou příliš slabé na to, aby je bylo možné odhalit.

P. Young aj. se zabývali problematikou velikosti apsidálního pohybu v zákrytových těsných dvojhvězdách, jehož hodnoty jsou často v rozporu jak s představami o stavbě hvězd, tak s obecnou teorií relativity. K měření se hodí nejlépe zákrytové soustavy, kde jsme schopni vidět spektrální čáry obou složek, což je v tuto chvíli pouze 18 dvojhvězd s hmotnostmi složek v rozsahu 1,1 ÷ 2,6 M☉; z toho tři případy obsahují hvězdy ještě před hlavní posloupností. Odtud vyplývá, že skutečné hvězdy mají vyšší koncentraci hmoty směrem do centra, než dosavadní modely předpokládaly, a dále že v nitru jsou více, než se čekalo, zastoupeny těžší prvky. Když k tomu připočteme vliv rotace hvězd na stáčení přímky apsid, je odstraněn i zmíněný rozpor s obecnou relativitou.

P. Wesson shrnul nevyřešené problémy astrofyziky, které se ponejvíce vyskytují na rozhraní mezi astronomií, teorií relativity a kvantovou fyzikou. Výslovně uvedl problematiku vakuového pole a supersymetrie, jednotné teorie interakcí GUT, kvantové gravitace, topologie prostoru, povahy a velikosti kosmologické konstanty, skryté hmoty, Machova principu, horizontů a dimenzionality vesmíru, fundamentálních fyzikálních konstant, vlastností neutrin a dalších, zejména pak supersymetrických částic. Z čistě astrofyzikálních otázek pak připomněl původ galaxií a dalších struktur, příčinu jejich rotace, vztah mezi hmotností a momentem hybnosti kosmických těles, zda skutečně došlo k velkému třesku, a konečně otázky výskytu života ve vesmíru, resp. Fermiho paradoxu.

2. 4. Osamělé hvězdy

M. Wittkowski aj. využili Námořního interferometru Lowellovy observatoře k proměření úhlových průměrů tří pozdních obrů na základnách až 37,5 m dlouhých. Odtud vyplynuly jejich lineární poloměry od 56 do 114 R☉ a potvrdily se teoretické modely rozložení jasnosti na kotoučcích obřích hvězd. G. van Bellovi aj. se podařilo poprvé zobrazit kotouček hvězdy hlavní posloupnosti díky optickému interferometru na Mt. Palomaru o velmi dlouhé základně 100 m. Šlo o jasného Altaira (sp A7 IV-V) v Orlu o poloměru 1,8 R☉ a efektivní teplotě 7,7 kK. Kotouček je zploštělý s poměrem poloos 1,14 a úhlovým průměrem 0,003″. Hvězda totiž rychle rotuje s minimální obvodovou rychlostí 210 km/s. N. Smith aj. ukázali pomocí pozorování HST, že proměnná VY CMa, M5e Ia, vzdálená 1,5 kpc, patří k nejsvítivějším červeným veleobrům vůbec, neboť dosahuje 500 kL☉. Je obklopena rozsáhlou mlhovinou rozptýlené hmoty, protože ročně ztrácí 3.10 4 M☉. Při absolutní bolometrické hvězdné velikosti 9,5 mag ji řadíme k tzv. nadobrům třídy OH/IR. M. Jura aj. studovali v milimetrovém pásmu hvězdu HD 179821 (sp G5 Ia), která ještě před 1 600 lety byla červeným nadobrem a která ročně ztrácí 3.10 4 M☉. Autoři zjistili, že je obklopena rozsáhlým plynným obalem a směřuje k výbuchu supernovy (typu Keplerovy supernovy z r. 1604) za pouhých 100 tisíc let. Podle T. Tsujiho vyplývá z měření infračervené družice ISO, že obří hvězdy K a M mají ve své atmosféře vodní páru.

P. Tenjes aj. ukázali, že hvězda HIP 60350 (sp B4-5 V) o hmotnosti 5 M☉ unikla před 20 miliony lety z otevřené hvězdokupy NGC 3603, vzdálené od nás 3,5 kpc, rychlostí plných 417 km/s. F. Walter aj. zase uvedli, že z oblasti Trapezu v mlhovině v Orionu unikly před 2,5 miliony lety hvězdy μ Col a AE Aur, podobně jako 60 pc vzdálená rentgenová dvojhvězda RX J1856-37 (CrA), která prchá od skupiny ve Štíru tempem 0,3″/r.

R. Scholz aj. našli díky vlastnímu pohybu 0,8″/r blízkého červeného trpaslíka LHS 2090 (sp dM6.5) ve vzdálenosti 6 pc od Slunce. Pořídili totiž spektra pro všechny červené hvězdy s vlastním pohybem nad 0,18″/r a odtud usoudili, že ve vzdálenosti do 10 pc od Slunce nebyla dosud třetina zde pobývajících hvězd objevena. Do této vzdálenosti zatím známe 280 hvězd, přičemž hlavním důvodem neúplnosti přehlídky je nedostatek dostatečně starých měření na jižní polokouli.

2. 5. Těsné dvojhvězdy

P. Tuthill aj. zkoumali originálním způsobem dvojhvězdu Lk H-α 101 pomocí Keckova teleskopu. Na sekundární zrcadlo totiž umístili speciální masku, která sice pohltila 90 % dopadajícího světla, ale zato fantasticky zvýšila rozlišovací schopnost dalekohledu, jenž pak umožnil čtyřikrát lepší rozlišení, než má HST! Díky tomu prokázali, že složky dvojhvězdy jsou od sebe vzdáleny 27 AU a že kolem primární složky se nachází horká prachová obálky ve tvaru koblihy.

Naprostou kuriozitou se stal objev nejjasnější zákrytové dvojhvězdy na nebi pomocí kosmické sondy Galileo. Sonda totiž používala podle palubního programu pro svou orientaci jasné hvězdy 2 mag na jižním nebi δ Vel a v červnu 2000 přitom došlo k výpadku orientace, který se zprvu přičítal nějaké poruše samotné navigační aparatury, což se dodatečně zjistilo též pro pozorování z listopadu 1989, kdy sonda teprve k Jupiteru směřovala. Posléze se však ukázalo, že k selhání navigace došlo v krátkém intervalu, kdy jasnost hvězdy poklesla o 0,3 mag vlivem zákrytu složek dosud neznámé dvojhvězdy! Dohledání v archivu americké asociace AAVSO odhalila příležitostná pozorování zákrytu argentinským astronomem-amatérem S. Oterem již od r. 1997, což pak umožnilo snadno stanovit neobvykle dlouhou oběžnou dobu soustavy 45 dnů, zatímco zákryty složek trvají jenom pár hodin. Tím lze vysvětlit, že zákryty tak dlouho unikaly pozornosti, ale svou roli zřejmě sehrál i fakt, že na jižní polokouli působí daleko méně astronomů profesionálů i amatérů než na polokouli severní.

C. Laws a G. Gonzales zjistili, že spektroskopická dvojhvězda 16 Cyg AB je prvním párem slunečních „dvojčat“, který známe. Obě složky mají totiž se Sluncem téměř shodné spektrum; liší se od něho pouze o něco vyšším zastoupením kovů. Složku B navíc obíhá obří exoplaneta. M. Barstow aj. využili širokoúhlé kamery HST k rozlišení 8 dvojhvězd typu Sirius AB, tj. kombinace ranější hvězdy hlavní posloupnosti a bílého trpaslíka. Oběžné doby bílých trpaslíků se přitom pohybují od stovek po tisíce let; nejkratší periodu 18 let má dvojhvězda ζ Cyg. Z těchto měření je možné odvodit jak hmotnost jednotlivých bílých trpaslíků, tak gravitační (Einsteinovy) červené posuvy. J. Bochanski a E. Sion odhalili pomocí družice IUE povahu průvodce proměnné ο Cet, vzdálené od nás 128 pc. Jde o bílého trpaslíka o hmotnosti 0,6 M☉ a efektivní teplotě 9 kK, jehož stáří činí asi 850 milionů roků. Trpaslík je zahalen ještě teplejším akrečním diskem, který vzniká prouděním hvězdného větru ze samotné Miry Ceti. M. Perryman aj. použili poprvé ve hvězdné fotometrii supravodivý Josephsonův můstek, jenž je jednak mimořádně citlivý a jednak může měřit v intervalech řádu mikrosekund. Dokázali tak pokrýt světelnou křivku zákrytové dvojhvězdy UZ For (18 mag) během oběžné periody 126,5 min i během vlastního zákrytu v trvání pouhých 8 min. Zjistili, že jde o tzv. polar s indukcí magnetického pole bílého trpaslíka řádu 1 kT.

R. White a A. Ghezová se zabývali výzkumem vlastností 44 mladých dvojhvězd v oblasti Tau - Aur pomocí HST a IRTF. Ukázali, že tyto dvojhvězdy vesměs vznikly drobením původního mezihvězdného mračna, nikoliv nestabilitami v zárodečném hvězdném disku nebo dokonce pozdějším zachycením osamělých zárodků hvězd. A. Čerepaščuk shrnul údaje o Wolfových-Rayetových hvězdách (WR) a relativistických hvězdných objektech ve dvojhvězdách. Nejvíce složek dvojhvězd WR má hmotnosti v rozmezí jednak 1 ÷ 2 M☉, jednak 20 ÷ 44 M☉. Relativistické objekty doprovázející hvězdy WR mají bimodální rozložení hmotností, s maximy kolem 1,35 M☉ (neutronové hvězdy) a dále 9 M☉ (hvězdné černé díry). Složky s hmotnostmi v pásmu 2 ÷ 4 M☉ jsou vzácné. Autor upozorňuje, že C-O jádra hvězd WR mají podobné hmotnosti jako hvězdné černé díry, takže není vyloučeno, že hvězdy WR právě tak skončí.

V. Niemela připomněl historické mezníky ve zkoumání dvojhvězd. Podvojnost Mizara odhalil J. Riccioli kolem r. 1650; C. Huygens rozlišil první tři složky Trapezu v Orionu a C. Mayer r. 1781 pořídil první katalog 80 hvězdných párů. O rok později objevil J. Goodricke první zákrytovou dvojhvězdu – Algol, a vyslovil domněnku, že je o soustavu dvou objektů kolem sebe navzájem obíhajících, které se periodicky zakrývají. V témže roce vydal W. Herschel obsáhlejší katalog 269 dvojic, ale sám zprvu nevěřil, že může jít o skutečné kosmické páry – domníval se, že jde o náhodné promítání nestejně vzdálených hvězd přibližně do téhož směru. Svůj názor však změnil, když mohl r. 1797 potvrdit, že některé vizuální dvojhvězdy vykazují relativní oběžný pohyb. Vyhledávání dvojhvězd na jižním nebi pak uskutečnil jeho syn John v letech 1833–1838. V r. 1824 získal W. Struwe na observatoři v Tartu (Estonsko) první přístroj na paralaktické montáži od samotného J. Fraunhofera. Dokázal pak přímo u dalekohledu proměřit až 400 poloh hvězd za hodinu! Ve 129 nocích tak získal údaje o polohách 120 tisíc hvězd. V r. 1889 odhalil E. Pickering Mizara A jako spektroskopickou dvojhvězdu. Dvojhvězdy, které jsou zároveň zákrytové a spektroskopické (obzvláště s čarami obou složek ve spektru soustavy), jsou základem pro určování spolehlivých geometrických i fyzikálních vlastností hvězd. Díky nim je ověřen mj. vztah hmotnost-zářivý výkon pro hvězdy s hmotnostmi v intervalu 1 ÷ 25 M☉; pro vyšší hmotnosti jde o pouhou extrapolaci.

2. 6. Proměnné hvězdy

2. 6. 1. Novy a kataklyzmické proměnné

V poslední den r. 2000 byla objevena netypická nova V445 Pup v poloze 0738 2557 jako objekt 9 mag, jež dosáhla počátkem ledna 2001 maxima 8,7 mag. Ve spektru byly nalezeny typické emise a profily typu P Cyg, avšak rychlost rozpínání plynného obalu nepřesáhla 900 km/s. V průběhu ledna pak její jasnost kolísala v rozmezí 9 ÷ 10 mag. Infračervená spektra prokázala, že se v obálce kondenzovala zrnka prachu o teplotách 250 ÷ 1 000 K, a vše nasvědčuje tomu, že jde fakticky buď o rekurentní novu, nebo pekuliární eruptivní proměnnou hvězdu, jež do konce dubna 2001 zeslábla na 11 mag a od září téhož roku se zahalila do opticky tlusté obálky uhlíkových sazí. Počátkem října 2001 zaznamenala anténní soustava VLA silnou rádiovou erupci hvězdy na frekvenci 1,4 GHz.

Koncem února 2001 našel W. Liller na jižní polokouli další jasnou novu V4643 Sgr v poloze 1754-2614, jež dosáhla 24. února maxima 7,7 mag a za pouhé 4 dny zeslábla na 10 mag. Z optických spekter se podařilo odvodit rychlost rozpínání plynné obálky na plných 4 700 km/s, avšak infračervená spektra dala rychlost dvojnásobnou! Nova patří k typu He/N a do poloviny března zeslábla na 11,4 mag. Od července 2001 přešla nova spektrálně do koronální fáze.

Další novu V1548 Aql objevil M. Collins 12. května 2001 v poloze 1907+1145 jako objekt 11 mag. Archivní snímky prokázaly, že ještě koncem října 2000 byla nova slabší než 15 mag, ale již koncem února 2001 se zjasnila na 13 mag a počátkem května dokonce na 10,8 mag. Do 16. května však stačila zeslábnout na 13 mag. V polovině srpna objevili A. Tago a K. Hatajama novu V2275 Cyg v poloze 2103+4846, jež dosáhla maxima V = 6,7 mag 19. srpna. Ze spekter vyšla rychlost rozpínání plynné obálky na 1 700 km/s. Koncem srpna pak A. Pereira našel novu V4739 Sgr, jež 27. srpna dosáhla maxima 6,4 mag, avšak během dalšího dne zeslábla na 8 mag, 1. září na 11,4 mag a 12. září na 13,6 mag. Šlo opět o novu typu He/N s rychlostí rozpínání 2 750 km/s a od nás velmi vzdálenou, jak o tom svědčí výrazné interstelární absorpční čáry. Týž astronom a nezávisle W. Liller nalezli 5. září třetí předloňskou novu ve Střelci v poloze 1812-3031, která pak dostala označení V4740 Sgr. Poslední archivní snímek ze 4. září ji ukázal jako hvězdu 10 mag, při objevu byla však už 7 mag. a 9. září dosáhla maxima 6,7 mag, ale do poloviny září zeslábla nad 7 mag a počátkem října nad 9 mag. Rychlost rozpínání plynné obálky vyšla na 1 500 km/s. W. Liller našel počátkem října novu V1039 Cen v poloze 1356-6416, která byla v té době 8,6 mag a do 10. října zeslábla na 11,2 mag. Její obal se rozpínal rychlostí 2 000 km/s.

Zajímavou studii dávné novy RW UMi, která vzplanula 24. září 1956, uveřejnili A. Retter a Y. Lipkin. Přestože nova v maximu dosáhla 6 mag, byla odhalena na archivním záběrech až r. 1962, kdy už bylo dávno po všem. Nicméně studiem archivních snímků se podařilo jednak nalézt prenovu 21 mag a jednak ukázat, že během prvního roku po výbuchu klesla na 11,5 mag a do r. 1995 na 18,8 mag. Přesná fotometrie z let 1995–97 prokázala periodické kolísání jasnosti s amplitudou 0,05 mag během 0,059 d (1,4 h), což je vůbec nejkratší oběžná perioda dosud u novy zjištěná.

Postnova DK Lac, jež vzplanula v r. 1950, byla v posledních desetiletích stabilně 16,8 mag, však v září 2000 začala dále slábnout a v prosinci 2001 dosáhla 19,4 mag. To se dá vysvětlit tím, že akrece látky z průvodce novy ustala, a máme tak ideální možnost nerušeně zkoumat povrch bílého trpaslíka.

K. Vanlandinghamová aj. ukázali, že novy typu ONeMg mají konstantní bolometrickou svítivost tak dlouho, dokud se veškerý vodík v povrchové slupce na bílém trpaslíku zcela nezmění v helium. Překotná termonukleární reakce ve vodíkové slupce na povrchu bílého trpaslíka začíná tehdy, když teplota na dně slupky přesáhne pouhý 1 MK. Ukončení překotné termonukleární reakce se projeví vypnutím emise měkkého rentgenového záření, jehož světelná křivka prokazuje, že teplota na dně vodíkové slupky vrcholí těsně před vypnutím. Podle původních modelů měla tato fáze jaderného hoření trvat řádově sto roků, ale ve skutečnosti je téměř o čtyři řády kratší (desítky hodin), patrně vinou ztráty hmoty intenzivním hvězdným větrem. M. Oriová aj. zjistili, že družice ROSAT zachytila během své existence rentgenové záření od 108 klasických a rekurentních nov. V pásmu tvrdého záření nad 2 keV září novy po dobu několika měsíců výkonem až 1026 W.

J. José aj. propočítali vývojové posloupnosti pro novy typu ONeMg s bílým trpaslíkem o hmotnosti 1,35 M☉ a ukázali na mimořádnou úlohu nuklidu 30P při vzniku prvků v rozmezí Ne-Na ÷ Mg-Al během sledu překotných termonukleárních reakcí ve vodíkové slupce na povrchu bílého trpaslíka. Zmíněné prvky se pak snadno dostanou do mezihvězdného prostoru, a jelikož četnost nov v Galaxii je velmi vysoká, přispívají významně k obohacení Galaxie těžšími prvky („kovy“).

V r. 2000 byl pozorován druhý výbuch rekurentní novy a zákrytové dvojhvězdy CI Aql, která poprvé vzplanula r. 1917. Jak uvedli L. Kiss aj., v r. 1917 dosáhla nova maxima 8,6 mag, zatímco v r. 2000 8,9 mag, ale jinak se průběh obou světelných křivek naprosto shodoval, zejména pokles o 2 mag od maxima trval v obou případech přesně měsíc. Hvězda má v klidu 16 mag, ale občas se krátkodobě zjasní až o 1,5 mag. V té době lze sledovat dobře zákryty bílého trpaslíka s amplitudou 0,6 mag. B. Schaefer našel ve fotografickém archivu Harvardovy observatoře výbuch CI Aql též v letech 1941–42, takže odhadl periodu rekurence na 20 roků, avšak data z let 1960 a 1980 nejsou k dispozici. Spektrum CI Aql připomíná spektrum prototypu U Sco.

Podle I. Hachisa a M. Kata jsou rekurentní novy přímými předchůdci gigantických výbuchů supernov třídy Ia. Vyznačují se totiž velmi hmotnými bílými trpaslíky téměř na Chandrasekharově mezi (≈ 1,36 M☉) a sekundární složkou v podobě červeného obra, takže kompaktní složky jsou obklopeny akrečním diskem. Přenos hmoty mezi složkami se odehrává vysokým tempem 10 7 M☉/r a hmotnost slupky na povrchu bílého trpaslíka dosahuje před explozemi nov hodnoty 10 6 M☉. Po explozi se většina hmoty slupky rozmetá, takže čistý roční přírůstek hmotnosti bílého trpaslíka představuje pouze 10 8 M☉. Pokud však je bílý trpaslík složen převážně z kyslíku a uhlíku, tak je brzký výbuch supernovy Ia za řádově milion roků nevyhnutelný.

Mezi kandidáty na brzké supernovy se dle autorů ocitly rekurentní novy T CrB, RS Oph, V745 Sco a V3890 Sgr. Z nich je ke Slunci nejblíže RS Oph ve zcela bezpečné vzdálenosti 600 pc. Ostatní hvězdy z tohoto krátkého seznamu jsou vesměs dál než 1 kpc, a nepředstavují tudíž pro Zemi žádnou hrozbu. Prototyp U Sco je od nás vzdálen 6 kpc a vybuchne jako supernova asi za 700 tisíc let, takže na pozemské obloze bude zářit jasněji než Venuše. Podle B. Schaefera se podařilo dohledat téměř všechny výbuchy U Sco ve XX. stol. ve fotografických archivech a odtud vyplývá stálá perioda rekurence 11 roků. Chybějí tak pouze data z let 1956 a 1967, kdy byla nova v době pravděpodobného výbuchu v konjunkci se Sluncem. T. Thoroughgood aj. uvedli, že U Sco je zákrytovou a dvoučárovou spektroskopickou dvojhvězdou, což dává dobré parametry soustavy. Hmotnost bílého trpaslíka činí (1,55 ±0,24) M☉, zatímco červený obr má jen 0,9 M☉, ale zato poloměr 2,1 R☉. Vzdálenost mezi složkami činí 6,5 R☉ a oběžná doba 1,2 d. Jelikož čistý roční přírůstek hmoty bílého trpaslíka dosahuje 10 7 M☉, potvrzuje se tak výbuch supernovy za necelých 700 tisíc roků.

Na rozdíl od klasických a rekurentních nov mají výbuchy tzv. trpasličích nov odlišný průběh i příčinu. Podle V. Buata-Ménarda aj. je jejich amplituda výbuchů pouze 4 ÷ 6 mag a rekurence v intervalu od dnů do 30 let. Kolem bílého trpaslíka se díky přenosu hmoty z průvodce vytváří tlustý akreční disk, v němž díky nestabilitám dochází k častým výbuchům, zatímco povrch bílého trpaslíka zůstává klidný. E. Sion aj. však zkoumali trpasličí novu VW Hyi těsně po superexplozi pomocí STIS HST a objevili tam stopy po minulých překotných termonukleárních reakcích na povrchu bílého trpaslíka, který se nyní chová jako trpasličí nova. To znamená, že rozdíl mezi oběma kategoriemi nov zřejmě není tak zásadní, jak se dosud soudilo. Také dosud zanedbávaní průvodci bílých trpaslíků se mohou překvapivě měnit, jak ukázali S. Howell a D. Ciardi pomocí infračervených pozorování trpasličích nov LL And a EF Eri. Neustálá ztráta hmoty ve prospěch bílého trpaslíka oškube průvodce – trpasličí hvězdu hlavní posloupnosti – natolik, že se z ní nakonec stane hnědý trpaslík o povrchové teplotě pod 1,65 kK a hmotnosti pod 55 MJ. Zmíněné soustavy vynikají velmi krátkou oběžnou dobou kolem 80 min.

Po delší přestávce došlo předloni k dalšímu obřímu výbuchu trpasličí novy WZ Sge, která v červenci 2001 dosáhla 8,6 mag. Předešlý obří výbuch tohoto typu se odehrál koncem r. 1978 a vůbec největší výbuch na 7 mag byl zaznamenán už koncem r. 1913. Hvězda v minimu mívá kolem 15,5 mag a je těsnou dvojhvězdou s oběžnou periodou pouhých 81 min. Podle D. Steeghse aj. činí hmotnost bílého trpaslíka alespoň 0,7 M☉, kdežto jeho průvodce dosahuje stěží 0,1 M☉. Proto je přenos hmoty na bílého trpaslíka chabý a trvá kolem 30 roků, než dojde k obřímu výbuchu. Při nejnovějším výbuchu se díky tomogramům, získaným pomocí 2,5m teleskopu INT, podařilo odhalit v okolí bílého trpaslíka dvě spirální vlny v akrečním disku, což nikdo nečekal. H. Schild aj. odhadují vzdálenost soustavy na nějakých 2,3 kpc. Průvodce sp. třídy M7 vykazuje oscilace jako mirida s periodou 527 d a je obklopen tlustou prachovou obálkou o teplotě 380 K.

K. Hinkle aj. zkoumali světelnou křivku kataklyzmické proměnné V605 Aql, jež vzplanula v letech 1919–1923. R. 1971 ukázaly snímky z Haleova pětimetru na Mt. Palomaru, že hvězda je obklopena planetární mlhovinou, a v r. 1983 zjistila družice IRAS, že hvězda je silným infračerveným zdrojem v pásmu 60 μm, což potvrdila i pozorování z družice ISO. Pozorování potvrzují, že vzplanutí způsobil závěrečný termonukleární záblesk v heliové slupce uvnitř hvězdy, podobně jako je tomu u známého objektu Sakurai (V4334 Sgr). Autoři uvádějí, že v průběhu minulého století bylo objeveno už na 50 takových případů, ale V605 Aql je historicky první. S. Howell aj. připomněli, že oběžné periody kataklyzmických proměnných se pohybují v rozmezí od 80 min do 8 h, ale vynechávají interval 2 ÷ 3 h, což má zjevně fyzikální příčinu; nejde o výběrový efekt.

2. 6. 2. Fyzické proměnné

J. Armstrong aj. měřili interferometrem americké Námořní observatoře o proměnné základně 19 ÷ 38 m úhlové průměry kotoučků blízkých cefeid: δ Cep (1,520 ±0,014) m″; η Aql (1,69 ±0,04) m″; β Lac 1,909 m″ a 12 Aql 2,42 m″. Vzdálenosti zmíněných cefeid, určené pomocí družice HIPPARCOS, se pohybují v rozmezí 46 ÷ 357 pc. Podobně P. Kervella aj. stanovili pomocí interferometru IOTA na Mt. Hopkinsu se základnou o délce 5 ÷ 38 m úhlový průměr cefeidy ζ Gem s periodou pulzací 10,15 d. Vyšlo jim 1,64 m″, zatímco ze zákrytu hvězdy Měsícem obdrželi 1,81 m″. Podle družice HIPPARCOS vychází vzdálenost 360 pc od Slunce, kdežto interferometrická měření odpovídají vzdálenosti 500 pc.

J. Bochanski a E. Sion využili archivu družice IUE pro určení parametrů průvodce proměnné hvězdy Mira Ceti, vzdálené od nás 128 pc. Průvodce má hmotnost 0,6 M☉ a efektivní teplotu 9 kK, takže jde fakticky o mladého bílého trpaslíka o stáří pouze 850 milionů let. G. Melnick aj. studovali pomocí družice SWAS infračervený objekt IRC+10216 = CW Leo, vzdálený od nás 170 pc. Červený obr má svítivost 5 kL☉ a obsahuje velké množství uhlíku a kyslíku ve své rozsáhlé atmosféře. Kolem hvězdy se pak vyskytuje rozsáhlý oblak vodní páry o teplotě 2 kK a poloměru 5 AU, který vznikl nejspíš díky ohřátí řádově 100 miliard kometárních jader v oblaku o poloměrech 75 ÷ 300 AU, který je obdobou Edgeworthova-Kuiperova pásu kolem našeho Slunce. Autoři odhadují, že analogicky bude vypadat i naše Slunce, až dospěje za 7,5 miliard let do stadia červeného obra.

A. Mirošničenkovi aj. se podařilo objasnit překvapivý výbuch proměnné hvězdy δ Sco, jež se od r. 2000 svou jasností přiblížila Antarovi a změnila tak vizuální vzhled souhvězdí Štíra. Ze skvrnkové interferometrie se totiž zjistilo, že jde o těsnou dvojhvězdu s oběžnou dobou 10,6 r a extrémně vysokou excentricitou e = 0,94. Právě v létě 2000 procházela proměnná složka s neradiálními pulzacemi periastrem a to zřejmě vyvolalo pozorované zjasnění, které přetrvávalo i po celý rok 2001, kdy soustava dosáhla 1,8 mag. D. Banerjee aj. klasifikovali hlavní složku soustavy jako hvězdu B0.3e IV. Rychle rotující raná hvězda odhazuje odstředivou silou hmotu podél rovníku.

K. Žebruň aj. hledali proměnné hvězdy v katalogu programu OGLE II (hledání gravitačních mikročoček), jenž byl pořízen v letech 1997–2000 ve 21 vybraných polích, zahrnujících obě Magellanova mračna. Přehlídka pokryla 7 čtv.° oblohy s fotometrickou přesností až ±0,005 mag pro hvězdy do 19 mag. Autoři našli na těchto snímcích celkem 68 tisíc (!) proměnných hvězd, jež jsou k dispozici v elektronickém katalogu na internetu. Je zřejmé, že obdobné přehlídky ještě většího rozsahu mohou v dohledné době naprosto změnit charakter výzkumu proměnných hvězd, neboť klasické metody hledání proměnných hvězd dokázaly během posledních dvou století odhalit jen něco přes 36 tisíc proměnných hvězd po celé obloze.

2. 6. 3. Symbiotické hvězdy a chemicky pekuliární hvězdy

H. Schild aj odvodili parametry symbiotické dvojhvězdy AR Pav, která je od nás vzdálena 4,9 kpc a skládá se z červeného obra o poloměru 130 R☉ a průvodce o hmotnosti 0,75 M☉ ve střední vzdálenosti 2,0 AU. A. Skopal aj. odvodili analýzou světelné křivky AX Per za období 1887–1999 oběžnou periodu zákrytové symbiotické dvojhvězdy 680 d (1,9 r) a poměr hmotností složek 2,4. Efektivní teploty složek činí po řadě 12 a 3,4 kK. Horká složka je obklopena mlhovinou ionizovaného vodíku o poloměru 192 R☉. Soustava je od nás vzdálena minimálně 1,7 kpc.

S. Eyres aj. zkombinovali pozorování symbiotické novy HM Sge, pořízená jednak HST a jednak anténou VLA, a rozlišili tak poprvé obě složky dvojhvězdy, jež jsou od sebe vzdáleny 50 AU při vzdálenosti soustavy 1,25 kpc od Slunce. D. Chochol a R. Wilson studovali symbiotickou dvojhvězdu V1329 Cyg, vyznačující se kruhovou oběžnou drahou s periodou 955 d, a ukázali, že během jediného oběhu se tato perioda krátí o plné 2 dny. M. Bogdanov a O. Taranovová sledovali symbiotickou dvojhvězdu V1016 Cyg ve středním infračerveném pásmu pomocí družic IRAS a ISO a zjistili, že soustava je obklopena prachem. E. Vitričenko a S. Plačinda stanovili poměr hmot složek sp. třídy A a M na 0,19. Raná hvězda má přitom 21 M☉ a pozdní 3,9 M☉. Poloměry složek jsou téměř shodné, tj. 3,7, resp. 3,6 R☉.

Několik prací bylo věnováno pozoruhodnému symbiotickému objektu V4334 Sgr (Sakurai), jenž byl objeven japonským amatérem v únoru 1996 během vzplanutí, které se dnes považuje za závěrečný heliový záblesk v době, kdy hvězda končí fázi červeného obra. Podle J. Pavlenka a H. Dürbecka se ve spektru objektu projevuje přebytek uhlíku a nedostatek kyslíku při efektivní teplotě 5 250 K. V letech 1997–1998 prodělalo spektrum objektu skluz od rané třídy F po pozdní K. F. Herwig určil hmotnost obra na 0,9 M☉ a jeho vzdálenost od Slunce na 4 kpc. V. Šenavrin a B. Judin spočítali, že průměrná velikost zrnek grafitu v prachové obálce dosahují rozměrů 0,05 μm a že hvězda ročně ztrácí ve prospěch budoucí planetární mlhoviny hmotu 2.10 6 M☉. Infračervená jasnost hvězdy roste díky prachovému obalu velmi výrazně – za poslední 2 roky se zvýšila o více než 2 mag.

S. Bagnulo aj. objevili magnetické pole u hvězdy HD 94660 (sp. Ap) měřením kruhové polarizace pomocí VLT ESO (Antu). Je to poprvé, co se podařilo změřit magnetické pole hvězdy touto citlivou metodou. Konečně S. van Eck aj. využili spektrografů ESO v La Silla ke studiu tří obřích hvězd o hmotnostech 0,8 ÷ 8 M☉ s nízkou metalicitou a podařilo se jim v jejich spektru identifikovat čáru neutrálního olova na vlnové délce 405,8 nm, což je pochopitelně velké překvapení. Autoři však upozorňují na málo známý fakt, že u hvězd chudých na „kovy“ vznikají během fáze obrů v nitru hvězdy nejtěžší prvky procesem zachycování neutronů jádry železa. Je tedy možné, že difuzí se tyto prvky – a především právě olovo – dostávají na povrch hvězdy, odkud je odnáší hvězdný vítr.

2. 6. 4. Planetární mlhoviny, emisní objekty a bílí trpaslíci

E. Blackman aj. ukázali, že hvězdy nacházející se na asymptotické větvi obrů (AGB) diagramu H-R mají díky efektu dynama silné magnetické pole, které tvaruje vzhled planetárních mlhovin. Tyto mlhoviny vznikají tehdy, když rychlý hvězdný vítr fáze AGB předstihuje pomalý vítr z fáze červeného obra. Proto jsou planetární mlhoviny spíše osově než kulově symetrické, neboť dynamo vytváří dipólové pole. Nejnovější generální katalog galaktických planetárních mlhovin publikoval L. Kohoutek jako pokračování původního katalogu uveřejněného společně s L. Perkem v r. 1967. Nový katalog obsahuje základní údaje o 1 510 planetárních mlhovinách rozpoznaných do konce r. 1999 a k tomu také vyhledávací mapky. Z údajů v katalogu plyne, že na konci 18. stol. znali astronomové pouhých 18 planetárních mlhovin a do konce 19. stol. se tento počet téměř zpětinásobil. Rozkvět oboru nastal až po II. světové válce, kdy bylo za půl století objeveno 90 % dnes známých planetárních mlhovin. T. Bensby a I. Lundström uveřejnili kritickou revizi vzdáleností pro 73 planetárních mlhovin a zjistili, že čtvrtina všech katalogizovaných planetárních mlhovin patří do galaktické výdutě.

Předloni byl uveřejněn zajímavý snímek dvojhvězdy Sirius AB, pořízený družicí Chandra v měkkém rentgenovém pásmu. Na tomto záběru je totiž bílý trpaslík (B) jasnější než sám Sirius A, neboť má efektivní teplotu 25 kK proti pouhým 10 kK hvězdy hlavní posloupnosti. Naproti tomu H. Harris objevil při přehlídce SDSS zatím nejchladnějšího bílého trpaslíka 1337+00, který dosahuje 19 mag v pásmu R a prozradil se vlastním pohybem 0,2″/r. Další tři velmi chladné bílé trpaslíky s efektivní teplotou pod 4 kK našli B. Oppenheimer aj. v tlustém disku naší Galaxie. M. Sean O'Brien aj. zkoumali pomocí GHRS HST zákrytovou dvojhvězdu V471 Tau, která se skládá z bílého a červeného trpaslíka a patří do hvězdokupy Hyády. Bílý trpaslík má hmotnost 0,8 M☉ a efektivní teplotu 34,5 kK, zatímco červený trpaslík třídy K2 má hmotnost 0,9 M☉ a poloměr o pětinu větší než hvězdy srovnatelné hmotnosti v Hyádách. Stáří bílého trpaslíka se odhaduje na 10 milionů let, což je pro tak hmotnou hvězdu velmi překvapující. Autoři proto soudí, že bílý trpaslík je tzv. modrým loudalem, tj. vznikl splynutím obří hvězdy s červeným trpaslíkem. Podobně vysoké hmotnosti bílých trpaslíků v rozmezí 0,9 ÷ 1,0 M☉ vycházejí dle C. Clayera aj. pro otevřenou hvězdokupu Prasepe v Raku.

3. Neutronové hvězdy a hvězdné černé díry

3. 1. Supernovy a jejich pozůstatky

První zprávu o zjasnění Tychonovy supernovy podal ve skutečnosti Schulerus, který ji spatřil 6. listopadu 1572 ve Wittenberku; Tycho sám ji poprvé pozoroval na Hvenu až 11. listopadu. Supernova byla zpočátku viditelná i za denního světla, neboť byla zřetelně jasnější než Venuše. V prosinci zeslábla na jasnost Jupiteru a ještě v únoru 1573 byla stejně jasná jako Sirius. Očima byla pozorovatelná až do února 1574. Během té doby měnila barvu z bílé na žlutou a nakonec na měděně červenou. V našich zeměpisných šířkách byla cirkumpolární. Je už skutečně na čase, abychom si něco takového vychutnali znovu. Ačkoliv podle statistik vybuchne v Galaxii více než jedna supernova za století, nejmladší úkaz pochází zhruba z r. 1680. Zachoval se po něm mimořádně jasný rádiový a rentgenový zdroj Cas A, ale očima tehdejší výbuch asi nikdo nespatřil.

V současné době patří supernovy k nejžádanějším novým objektům, a tak se stále zdokonalují technické prostředky k jejich vyhledávání. Nejlépe to dokládá růst počtu objevených supernov od r. 1990, jak uvádí B. Paczyński: v r. 1990 bylo objeveno 38 supernov, v r. 1995 jich bylo 57 a v r. 2000 už 173. (Paczyński do obvyklého poděkování v závěru své studie věnované vztahu supernov a GRB napsal, že jeho práce nebyla podporována žádným grantem!) Pomocí mozaikové kamery QUEST složené ze 16 matic CCD se podařilo za pouhých 10 nocí pozorování v březnu 2001 objevit pomocí Schmidtovy komory ve Venezuele v polích o celkové výměře 254 čtv. stupňů 11 supernov s jasností R

Navzdory moderní technice se podařil husarský kousek proslulému lovci supernov R. Evansovi, jenž v r. 2001 objevil vizuálně pomocí 0,3m reflektoru supernovy 2001du (14 mag) a 2001ig (14,5 mag). První z objevených supernov v poloze 0333-3608 (galaxie NGC 1365, Fornax) byla před výbuchem patrně zachycena na snímku HST jako objekt 23 mag, což by odpovídalo absolutní hvězdné velikosti 8 mag, tj. pozdnímu veleobru. Druhá ze supernov (galaxie NGC 7424, Grus) zase vynikla tím, že už týden po výbuchu bylo v pásmu 8,6 GHz zaznamenáno její rádiové záření.

Pozůstatek po známé supernově 1993J v galaxii M81 (UMa) byl v březnu 2001 odhalen jako rádiový zdroj na frekvenci 610 MHz pomocí obřího indického radioteleskopu GMRT. M. Bietenholz aj. odhadli hmotnost předchůdce (veleobr sp. K0 Ia) na 17 M☉ při vzdálenosti galaxie 3,6 Mpc. Týmž radioteleskopem bylo zjištěno rádiové záření z pozůstatku po supernově 1979C z galaxie M100 (Com).

G. Lewis a R. Ibata se věnovali otázce, zda pozorovaná jasnost proslulé supernovy 1997ff v HDF-N v poloze 1236+6212 nebyla ovlivněna efektem gravitační čočky. Její červený posuv z = 1,77 je jednak rekordní a jednak slouží jako doklad pro tvrzení A. Riesse aj., že vesmír se v současné době rozpíná zrychleně, neboť při odpovídající kosmologické vzdálenosti byla supernova překvapivě jasná (27,0 mag). Lewis a Ibata však ukázali, že paprsky ze supernovy prošly po cestě k nám okrajovými částmi dvou mezilehlých galaxií se z = 0,56, takže jasnost supernovy tak byla zesílena o 0,4 ÷ 1,2 mag. Když tento přebytek odečteme, vychází pak odtud, že vesmír se rozpíná stále stejnou rychlostí, anebo že se dokonce rozpínání zpomaluje, ve shodě s nejjednodušším kosmologickým modelem. Na týž problém s gravitačním zesílením jasnosti vzdálené supernovy upozornili také E. Mörtsell aj., takže pro kosmologii se paradoxně tato supernova příliš nehodí, navzdory své rekordní vzdálenosti.

Také v jižním poli HDF-S se podařilo nalézt velmi vzdálenou supernovu 1998ff v poloze 2232-6034, která v září 1998 dosáhla 25 mag a byla pozorována i na opakovaném snímku z října 2001. Její červený posuv z = 1,20 patří rovněž mezi největší dosud pro supernovy zjištěné. Na přelomu září a října 2001 se díky mozaice 12 matic CCD podařilo u dalekohledu CFHT na Havaji objevit supernovu se z = 1,3, která v maximu přesáhla 25 mag.

Neméně pozoruhodnou se stala supernova 1998bw pro možnou souvislost se zábleskovým zdrojem GRB 980425. F. Pata aj. shromáždili údaje o spektrech objektu od 16. dubna 1998 až do počátku května 1999 a odtud určili typ supernovy Ic a rychlost rozpínání plynných obalů plných 30 tisíc km/s. Jak uvedl J. Katz, jde o rádiově nejsvítivější supernovu v historii a z rádiových měření vychází rekordní rychlost expanze až 60 tisíc km/s. Během celého výbuchu se uvolnilo 3.1045 J energie, což je rovněž rekord, takže to vše posiluje názor, že šlo o tzv. hypernovu, a tudíž že souvislost se zmíněným zdrojem GRB je reálná.

G. Israelian uvedl, že od r. 1998 bylo objeveno už 7 potenciálních hypernov, které rozmetávají do kosmického prostoru mimořádně mnoho Li, Be, S a dalších těžkých prvků, takže hrály významnou úlohu v raném chemickém vývoji Galaxie. Mateřské hvězdy hypernov mají totiž hmotnost větší než 30 M☉, a právě takových hmotných hvězd bylo v rané Galaxii hodně a vyvíjely se fakticky bleskurychle – vybuchovaly jako supernovy už několik desítek milionů let po svém vzniku. Jádra hypernov se při výbuchu hroutí rovnou na černé díry, takže je pak už nikdy nelze přímo pozorovat. Zatímco výbuch běžné supernovy ničí život kolem sebe do vzdálenosti asi 10 pc, u hypernov je „poloměr smrti“ až 1 kpc. Připomeňme ještě, že samotné slovo „supernova“ vymysleli v r. 1931 W. Baade a F. Zwicky (američtí astronomové německého a švýcarského původu), když si uvědomili, že tyto jevy se zásadně odlišují od standardních nov.

V. Kaspiová a M. Roberts se zabývali multispektrálním pozorováním pozůstatku G11.2-0.3 v souhvězdí Střelce po historické supernově z r. 386 n. l., vzdálené od nás 4,6 kpc. Přesně do centra optické mlhoviny, odhalené v 70. letech XX. stol., byl družicí Chandra lokalizován rentgenový pulzar s impulzní periodou 71 ms, jehož rotace se brzdí podobně jako u jiných pozůstatků po supernovách. Z tempa brzdění se dá odvodit kanonické stáří pozůstatku, které vychází na 24 tisíc let, v příkrém rozporu s identifikací se supernovou před pouhými 1 615 lety. Odtud plyne, že kanonické stáří pulzarů může být v mnoha případech docela chybné, pokud nepřipustíme, že rentgenový pulzar s mlhovinou nesouvisí a pouze náhodně se promítá do uvedeného směru...

Také slavná Řasová mlhovina v Labuti, vzdálená od nás 460 pc, je určitě pozůstatkem supernovy. Porovnáním jejích snímků z r. 1953 s nejnovějšími záběry z HST se podařilo určit, že mlhovina se rozpíná rychlostí 170 km/s, což dává stáří pozůstatku 5 tisíc roků. Naši dávní předci museli mít vzhledem k blízkosti supernovy nádhernou podívanou; bohužel to tehdy nikdo neuměl zapsat.

Nejproslulejším pozůstatkem po supernově je zajisté Krabí mlhovina, a tak není divu, že se jí pozorovatelé i teoretici věnují stálou péči. A. Lyne aj. si všimli, že rádiové impulzy z pulzaru v Krabí mlhovině se občas rozprostřou na několik milisekund díky odrazům na ionizovaných mračnech plujících v okolí neutronové hvězdy (impulzní perioda činí 33 ms). Tím lze mapovat strukturu látky v okolí pulzaru jemněji než na snímcích HST. Podle J. Solermana aj. měl předchůdce supernovy z r. 1054 původní hmotnost jen 9 M☉. Vlákna Krabí mlhoviny obsahují úhrnem 4,6 M☉ a rozpínají se rychlostí 1 400 km/s. Zhroucením jádra masivní hvězdy se uvolnila energie 1044 J za předpokladu, že objekt je od nás vzdálen 2 kpc. Při explozi byla supernova po dobu 23 dnů pozorovatelná i ve dne a po dobu 650 dnů v noci.

M. Jura aj. se zabývali otázkou, proč má Krabí mlhovina tak podivný tvar, a řešení našli při studiu okolí hvězdy HD 179281, která byla ještě před 1 600 lety červeným veleobrem a během předešlých 3 000 roků rozptýlila do prostoru plyn o úhrnné hmotnosti 1 M☉. Nyní se ukázalo na základě optických a submilimetrových pozorování, že tento plyn se nalézá v polokruhu jen na jedné straně hvězdy, tj. že rozptylování materiálu probíhalo nesouměrně. Hvězda je klasifikována jako G Ia a za nějakých 100 tisíc let vybuchne jako supernova obdobná Keplerově supernově z r. 1604.

Poslední supernova v naší Galaxii, která vzplanula někdy kolem r. 1680, po sobě zůstavila silný rádiový zdroj Cas A – dodnes nejsilnější rádiový zdroj mimo Sluneční soustavu. E. Gotthelf aj. využili družice Chandra k detekci rázových vln v pozůstatku po supernově a odtud odvodili jeho vzdálenost na 3,4 kpc. D. Chakrabartymu aj. se díky téže družici podařilo v centru mlhoviny objevit anomální rentgenový pulzar (AXP) o teplotě 5 MK, živený akrecí hmoty na neutronovou hvězdu. E. Ryan se proto pokusil nalézt na tomto místě optický protějšek, ale bezúspěšně, ačkoliv expozice dosáhla mezní hvězdné velikosti 26,3 mag. To znamená, že poměr rentgenové a optické svítivosti pulzaru přesahuje 800. Naproti tomu F. Aharonian aj. objevili díky pozorováním aparatury HEGRA v letech 1997–99, že Cas A je zdrojem fotonů v pásmu TeV. J. Vink aj. využili družic COMPTON a BeppoSAX k objevu jaderných čar nuklidů 44Sc a 44Ca o energii 1,16 MeV ve zmíněném AXP.

Vývojem neutronových hvězd jako vlastních pozůstatků po supernovách se ve své nejnovější práci zabýval nestor světové astrofyziky H. Bethe, kterému bylo předloni 95 roků... D. Cline počítal průběh neutrinového záblesku pro supernovy typu II a srovnal tento model s novým rozborem údajů o neutrinech ze supernovy 1987A. T. Šimizu aj. ukázali, že emise neutrin probíhá nesouměrně a odnáší sebou energii řádu 1044 J. T. Nakamura aj. se pokusili modelovat výbuch hypernovy, který je charakterizován uvolněnou energií větší než 1045 J. Během explozivní fáze hoří překotně kyslík, což vede k nadprodukci jader Si, S, Ar a Ca.

3. 2. Rádiové pulzary

R. Edwards a M. Bailes uveřejnili fyzikální a geometrické parametry dvou binárních pulzarů, které jsou zhruba stejně staré jako naše Sluneční soustava. Pulzar PSR 1157-5112 byl objeven počátkem r. 1999 a má impulzní periodu 44 ms; vznikl před 4,7 miliardami let. Skládá se z neutronové hvězdy o hmotnosti 1,27 M☉ a bílého trpaslíka o hmotnosti 1,14 M☉, jež kolem sebe obíhají po kruhové dráze ve vzdálenosti 4,3 milionů km v periodě 3,5 d, ale oběžná perioda se zkracuje, takže oba objekty splynou nejpozději za 9,5 miliard let. Druhý pulzar PSR J1756-5322 má impulzní periodu 8,9 ms a vznikl před 5 miliardami let. Jeho průvodce obíhá kolem neutronové hvězdy po kruhové dráze v periodě 0,45 d ve vzdálenosti 630 tis. km. Autoři se domnívají, že v obou případech pozorujeme předchůdce budoucích zábleskových zdrojů záření gama (GRB).

. D'Amico aj. nalezli pomocí radioteleskopu v australském Parkesu krátkoperiodické binární milisekundové pulzary ve čtyřech kulových hvězdokupách, kde až dosud žádné rádiové pulzary nebyly objeveny. Binární pulzary s impulzními periodami 3 ÷ 6 ms a oběžnými dobami v řádu několika dnů vykazují vesměs kruhové dráhy. Jeden z nich s krátkou oběžnou periodou 1,7 h má za průvodce exoplanetu. Titíž autoři také identifikovali dva stálé zdroje záření gama, pozorované aparaturou EGRET na družici Compton, s mladými rádiovými pulzary J1420-6048 a J1837-0604. První z nich je od nás vzdálen 4 kpc, má impulzní periodu 68 ms a indukci magnetického pole 240 MT, zatímco druhý je 10,5 kpc daleko, jeho impulzní perioda dosahuje 96 ms a magnetická indukce činí 210 MT.

Podobně J. Halpern aj. identifikovali zdroj z 3. katalogu EGRET J2227+6122 jako pulzar PSR J2229+6114 s impulzní periodou 52 ms. I zde má neutronová hvězda vysokou magnetickou indukci 200 MT. Družice Chandra objevila v témže směru bodový rentgenový zdroj, který je zřejmě oblakem hvězdného větru vyvěrajícího z pulzaru. Ze všech těchto pozorování se dá vyvodit, že alespoň některé dosud neidentifikované zdroje z katalogu EGRET mohou být rádiovými pulzary s extrémně silným magnetickým polem příslušné neutronové hvězdy. A. Chandler aj. se však domnívají, že pouze velmi mladé pulzary gama mají měřitelné rádiové záření, a to je důvod, proč se nedaří identifikovat větší část zdrojů v katalogu EGRET.

Velmi silné magnetické pole má dle G. Pavlova aj. také proslulý milisekundový pulzar PSR 0833-45 v Plachtách, jak vyplývá z rentgenových pozorování družicí Chandra. V rentgenovém spektru neutronové hvězdy, vzdálené od nás 300 pc, nebyly sice nalezeny žádné spektrální čáry, ale přesto se podařilo se určit její hlavní parametry. Hvězda o hmotnosti 1,4 M☉ má efektivní teplotu 680 kK, poloměr 13 km, celkový zářivý výkon 2,6.1025 W a magnetickou indukci plných 300 MT. P. Caraveová aj. odvodila z pozorování optického protějšku 24 mag pomocí HST vlastní pohyb pulzaru 65 km/s ve směru, jenž dobře souhlasí s osou souměrnosti rentgenové emise mlhoviny kolem pulzaru, jak ji zobrazila družice Chandra. Odtud vyplývá i prostorová rychlost pulzaru 81 km/s.

Nejbližší (139 pc) a také nejjasnější binární milisekundový pulzar J0437-4715 sledoval W. van Straten v letech 1997–2000 pomocí radioteleskopu v Parkesu a získal tak neuvěřitelných 50 TB údajů. Odtud vyplývá, že impulzní perioda pulzaru činí 5,8 ms a oběžná perioda 5,7 d. Kolem neutronové hvězdy o hmotnosti (1,6 ±0,2) M☉ obíhá po přesně kruhové dráze se sklonem 43° bílý trpaslík o hmotnosti pouhých 0,24 M☉. Z prodlužování impulzní periody se podařilo odvodit pravděpodobné stáří soustavy 4,9 miliardy let. V soustavě je pozorováno stáčení přímky apsid rychlostí 0,016 °/r a tzv. Shapirovo zpoždění signálů v důsledku efektu obecné teorie relativity.

C. Lange aj. zkoumali binární milisekundový pulzar J1012+5307 s impulzní periodou 5,3 ms a oběžnou dobou 14,5 h. Průvodcem neutronové hvězdy je bílý trpaslík s hmotností jen 0,15 M☉, jenž obíhá kolem těžiště soustavy po kruhové dráze s nejmenší změřenou výstředností e = 8,10 7 (!). Soustava je stará 8,6 miliard let a výborně se hodí pro ověřování efektů obecné teorie relativity.

Naproti tomu binární pulzar B1259-63, vzdálený od nás 1,5 kpc, vyniká největší známou dráhovou výstředností e = 0,87, takže v periastru jednou za 3,4 roku se neutronová hvězda vnoří do rozsáhlé plynné obálky obří hvězdy typu Be o hmotnosti 10 M☉ a poloměru 6 R☉. S. Johnston aj. nyní popsali úkazy, jež se odehrály kolem průchodu periastrem 28. května 1997. Nejprve byl pozorován anomální nárůst disperzní míry pulzaru a pokles intenzity pulzních signálů. Posledních 16 dnů před periastrem impulzní signály zcela vymizely a objevily se znovu až 16 dnů po periastru. Ukázalo se přitom, že hvězdný vítr v okolí hvězdy Be jeví silné turbulence při rychlostech až 2 000 km/s ještě ve vzdálenosti 50 hvězdných poloměrů od obří složky dvojhvězdy.

N. Takahaši aj. studovali vůbec nejrychleji rotující pulzar B1937+21 s impulzní periodou 1,56 ms (642 otoček neutronové hvězdy za sekundu!) s velmi úzkým profilem samotného pulzu. Odhalili jej na záznamech z rentgenové družice ASCA jako bodový zdroj a odtud odvodili jeho rentgenový zářivý výkon 6.1025 W za předpokladu, že je vzdálen 3,6 kpc.

D. Nice aj. objevili pomocí obřího radioteleskopu v Arecibu na frekvenci 430 MHz binární pulzar PSR J2019+2425 s rekordně dlouhou oběžnou dobou 76,5 d. Potřebovali k tomu souvislá data za plných 9 let. Samotný pulzar má impulzní periodu 3,9 ms, která se velmi zvolna prodlužuje relativním tempem 7.10 21, zatímco oběžná doba se zkracuje tempem -3.10 11. Hmotnost neutronové hvězdy vychází na 1,35 M☉ a průvodce kolem ní obíhá po prakticky kruhové dráze ve vzdálenosti kolem 10 milionů km.

Podobně T. Šabanovová aj. sledovali po dobu plných 30 let pulzar B1642-03 s impulzní periodou 0,39 s, jež během té doby kolísala s amplitudami 15 ÷ 80 ms a sekulárně se prodlužovala tempem 1,8.10 15. Pulzar je starý něco přes 3 miliony roků a vzdálený od nás řádově kiloparsek. Podle autorů lze zmíněné kolísání impulzní periody vysvětlit jako volnou precesi rotační osy neutronové hvězdy v kuželu s vrcholovým úhlem pouze 0,8°.

A. Tennant aj. zjistili pomocí družice Chandra, že pulzar v Krabí mlhovině (PSR 0531+21) vydává v minimech mezi impulzy stálé slabé rentgenové záření, takže mateřská neutronová hvězda má teplotu nižší než 2,1 MK. G. Běskin a V. Něustrojev pořídili pomocí kavkazského šestimetru (SAO) vysokodisperzní spektra této neutronové hvězdy, ale nenašli v nich žádné spektrální čáry. Y. Ljubarskij a D. Eichler rozpoznali ze zobrazení mlhoviny družicí Chandra osově souměrný hvězdný vítr s polárním výtryskem, což zřejmě povede k revizi kanonického modelu pulzarů.

S revoluční myšlenkou přicházejí M. Miller a D. Hamilton, kteří popřeli standardní názor, že milisekundové pulzary se roztočily na vysoké obrátky akrecí hmoty z průvodce, a tvrdí, že se tak již zrodily, tj. že měly velmi slabé magnetické pole, které je proto nezbrzdilo. Tento názor odvodili z analýzy dat o proslulém „Wolszczanově“ milisekundovém pulzaru PSR 1257+12 s impulzní periodou 6,2 ms, jenž je obklopen celou rodinou exoplanet o minimálních hmotnostech 0,015; 3,4 a 2,8 MZ, které obíhají po řadě po kruhových drahách ve vzdálenostech 0,19; 0,36 a 0,47 AU od neutronové hvězdy, jejíž magnetické pole dosahuje na povrchu indukce stěží 100 kT. Celá tato „Sluneční soustava“ je přitom stará asi 800 milionů roků. Autoři přitom nevylučují možnost, že ve vzdálenosti řádu 10 AU obíhá kolem pulzaru další exoplaneta o hmotnosti řádově srovnatelné se Zemí.

Známý multispektrální pulzar Geminga (0633+1746), objevený r. 1975 družicí SAS-2, v r. 1983 ztotožněný s rentgenovým zdrojem 0630+18 a v r. 1987 se slabou hvězdou téměř 26 mag, byl v r. 1992 identifikován jako rentgenový pulzar a v r. 1998 jako pulzar optický. Podle J. Gila aj. jde o neutronovou hvězdu, která je zároveň souosým rotátorem s rotační periodou 0,24 s. J. Něšpor a A. Stěpanjan odhalili z měření krymského teleskopu pro obor záření gama (GT-48), že Geminga vysílá i fotony s energiemi nad 1 TeV, čímž se stává pulzarem s nejširším spektrálním rozsahem, v němž je jeho záření registrováno.V pásmu energií gama je přitom jeho zářivý výkon řádu 1026 W. Oba autoři odhalili v záznamech družic i krymského teleskopu další periodu, jež r. 1975 činila 59 s, ale postupně se prodlužuje, takže v r. 1997 dosáhla hodnoty 62 s; její příčina není známa.

3.3. Rentgenové dvojhvězdy a proměnné zdroje

M. Garcia aj. studovali pomocí družice Chandra 12 rentgenových nov v intervalech klidu mezi výbuchy. V šesti případech se podařilo přímo pozorovat neutronovou hvězdu a v dalších šesti případech je zdrojem rentgenového záření vnější okolí za obzorem událostí hvězdné černé díry. V těchto případech lze dokonce pozorovat, jak materiál padající do černé díry přestává na obzoru událostí svítit, což významně potvrzuje modelové představy o černých dírách hvězdných hmotností nad 3 M☉. Autoři ukázali, že zmíněné černé díry vydávají jen asi 1 % záření v porovnání s neutronovými hvězdami. Přirozeně i toto 1 % přichází z okolí černé díry, za hranou obzoru událostí, což autoři přirovnávají k vodě na hraně Niagarských vodopádů, která náhle zmizí v hlubinách. Podobně J. Dolan aj. zaznamenali pomocí rychlého fotometru HSP HST dva případy mizejících sledů optických impulzů na hraně obzoru událostí pro prototyp hvězdných černých děr Cyg X-1.

Další pozoruhodná pozorování pocházejí z družice RXTE, jež podle T. Strohmayera aj. nalezla kvaziperiodické rentgenové oscilace neutronových hvězd v rentgenových dvojhvězdách. Jejich délka odpovídá oběžné době pro poslední stabilní dráhy částic před nevyhnutelným pádem na povrch neutronové hvězdy. Nejnověji však našli podobné oscilace ve tvrdém rentgenovém záření o energii nad 13 keV a vysokých frekvencích 300 a 450 Hz v okolí mikrokvasaru GRO 1655-40, jenž je od nás vzdálen 3 kpc a je podle J. Greenové a C. Bailyna těsnou dvojhvězdou s oběžnou dobou 2,6 d. Primární složkou je černá díra s hmotností 6,3 M☉, zatímco sekundární složka o poloměru 5 R☉ má hmotnost 2,4 M☉. Díky značné hmotnosti černé díry jsou pak možné v jejím okolí stabilní dráhy s tak kratičkou oběžnou periodou. Jinými slovy, zmíněné rychlé oscilace nepřímo potvrzují, že jde opravdu o hvězdnou černou díru, která však musí rychle rotovat, neboť rotující černá díra o uvedené hmotnosti má podle C. Wanjeka poslední stabilní dráhu o poloměru 49 km, kdežto nerotující díra alespoň 60 km (poloměr černé díry je menší než 21 km). Oscilace 450 Hz přitom odpovídá poloměru dráhy 50 km. Podle M. Abramowicze a W. Kluzniaka je pár oscilací způsoben resonancí mezi čistě oběžným a epicyklovým pohybem nabírané hmoty a černá díra má ještě rezervu v rotaci, tj. není to ani čistá Schwarzschildova (nerotující), ani maximálně rychle rotující Kerrova černá díra.

T. Strohmayer nalezl pár kvaziperiodických oscilací v archivu družice RXTE rovněž pro mikrokvasar GRS 1915+105. V tomto případě jde o frekvence 40 a 67 Hz a odtud nepřímo plyne, že v tomto mikrokvasaru jde o černou díru na horní mezi hmotnosti. Skutečně vzápětí J. Greiner aj. odhadli na základě pozorování dalekohledem ESO VLT, že příslušná černá díra má extrémně vysokou hmotnost kolem 14 M☉. zatímco její průvodce je pozdním obrem třídy K-M o hmotnosti pouze 1,2 M☉. Objekt je od nás vzdálen minimálně 11 kpc a zeslaben v optickém oboru vysokou extinkcí alespoň o 25 mag.

R. Mark Wagner aj. objevili první hvězdnou černou díru v galaktickém halu, když sledovali přechodný rentgenový zdroj XTE J1118+480 v galaktické šířce 62°. Zdroj je od nás vzdálen 1,9 kpc a nachází se 1,7 kpc nad hlavní rovinou Galaxie. Je složkou dvojhvězdy 19 mag s oběžnou dobou 0,17 dne a byl objeven teprve koncem března 2000. Zatímco jeho průvodce je trpasličí hvězdou hlavní posloupnosti třídy K-M s hmotností nižší než 0,5 M☉, černá díra má hmotnost v rozmezí 6,0 ÷ 7,7 M☉. Kolem černé díry se prostírá akreční disk, který se kývá v precesní periodě 52 dnů. J. McClintock aj. sledovali týž zdroj dalekohledem MMT s novým zrcadlem o průměru 6,5 m a potvrdili tak předešlé údaje. Podle F. Mirabela aj. se vyznačuje vysokou prostorovou rychlostí, takže se pohybuje do galaktického hala.

J. Orosz aj. upozornili na podivuhodnou rentgenovou dvojhvězdu J1819-2525 = V4641 Sgr s oběžnou dobou 2,8 d a masivní černou dírou o hmotnosti minimálně 9 M☉, kolem níž obíhá hvězda pozdní třídy B o hmotnosti minimálně 6 M☉. Dvojhvězda je od nás vzdálena zhruba 10 kpc. Dvojhvězda se projevuje častými rentgenovými erupcemi a vyniká též „nadsvětelnými“ rychlostmi rozpínání rádiových uzlíčků o rychlostech přes 9,5c.

P. Bond zpozoroval tříhodinový výbuch rentgenové dvojhvězdy 4U 1820-30, jenž podle T. Strohmayera aj. byl o tři řády delší a intenzivnější než vše, co bylo dosud u rentgenových dvojhvězd pozorováno. Podle těchto autorů šlo o překotnou termonukleární reakci uhlíku na povrchu neutronové hvězdy. Jak uvedl J. Irion, je průvodcem této neutronové hvězdy bílý trpaslík, který ji zásobuje hmotou, takže na jejím povrchu se vytvoří až 30 m tlustá vrstva helia, překrytá několik set metrů tlustou vrstvou uhlíku, jenž nakonec dramaticky vybuchne s intenzitou až o tři řády větší, než by měla exploze helia.

F. Walter studoval nejbližší osamělou neutronovou hvězdu RXJ 1856-3754, vzdálenou od nás pouhých 60 pc, pomocí snímků z HST v průběhu posledních tří let. Získal tak dobré údaje o rychlém vlastním pohybu hvězdy 0,33″/r. Podle všeho vznikla neutronová hvězda při výbuchu supernovy v OB asociaci Sco-Cen asi před 900 tis. roky a za dalších 280 tis. roků bude ke Slunci nejblíže ve vzdálenosti 52 pc. Autor nevylučuje, že se tehdy rozpadla dvojhvězda, jejíž druhou složkou je jasná hvězda 2,7 mag ζ Oph sp. třídy O9.5 V. V. Burwitz aj. sledovali neutronovou hvězdu pomocí družice Chandra a objevili tak na jejím povrchu horkou skvrnu o poloměru 2 km a teplotě 60 kK.

Podle J. Okogawy aj. je zcela překvapující, jak mnoho rentgenových pulzarů se podařilo nalézt v Malém Magellanově mračnu (MMM, jehož hmotnost je o řád nižší než hmotnost Velkého Magellanova mračna (VMM) a dokonce o dva řády nižší než hmotnost naší Galaxie. Přitom v MMM bylo objeveno již na dva tucty rentgenových pulzarů, zatímco ve VMM je jich známo jen 8 a v naší Galaxii asi 80. V. Hambaryan aj. odhadují současný počet neutronových hvězd v Galaxii na 1 miliardu.

A. King aj. zjistili, že když splynou dva bílí trpaslíci typ C-O, vznikne supernova třídy I, po níž zbude magnetar, tj. vysoce magnetická neutronová hvězda. Odhadli, že v Galaxii vzniká jeden magnetar v průměru za tisíc roků. V. Kalogera aj. uvedli, že také páry neutronových hvězd mohlou splynout a uvolnit přitom velké množství gravitačního záření v krátkém záblesku. Z modelových výpočtů pak vyplynulo, že pokročilá generace detektorů gravitačních vln by měla zaznamenat minimálně 2 splynutí a maximálně až 300 takových úkazů za rok.

W. Ketterle aj. ukázali, že lze připravit laboratorní verzi rotující neutronové hvězdy v podobě Boseova-Einsteinova kondenzátu silně ochlazeného sodíkového plynu. Kondenzát lze umístit do magnetické pasti a roztočit laserovým svazkem. Tak mohou fyzikové simulovat skoky v rotační periodě pulzarů a supratekuté víry v suprakapalině neutronové hvězdy.

3.4. Zábleskové zdroje záření gama (GRB)

Druhý nejjasnější zábleskový zdroj zaznamenaný družicí BeppoSAX vzplanul 22. února 2001 (GRB 010222) v poloze 1452+4301 a jeho optický dosvit byl zpozorován necelých 5 h po výbuchu, kdy dosáhl 18,6 mag (J. in 't Zand aj.). Rádiový dosvit byl nalezen na 22 GHz již 7,7 h po nástupu vzplanutí gama, jež trvalo plných 170 s a rentgenové vzplanutí dokonce po 280 s. Ve spektru optického dosvitu objevili S. Jha aj. úzké absorpce, z nichž se podařilo odvodit červený posuv pro GRB z = 1,48. Zásluhou dalekohledu VLT ESO sledoval P. Vreeswijk aj. optické dosvity pro GRB 990510 a 990712, i když jejich jasnost klesala nad 28 mag. Odtud pak vyplynuly po řadě hodnoty z > 1,6 a 0,4.

Podle P. Mészárose se do konce října 2000 podařilo změřit posuvy z pro 17 GRB, nejčastěji se vyskytují posuvy těsně pod z = 1,0. Současný rekord z = 4,5 drží GRB 000131. V. Šimon aj. zjistili, že barevné indexy dosvitů v pásmu BVRI mají standardní kladné hodnoty v rozmezí +0,40 ÷ 0,47. D. Freedmanová a E. Waxman stejně jako V. Lipunov aj. tvrdí, že maximální uvolněná energie při vzplanutí gama nemůže přesáhnout 5.1044 J; pokud se uvádějí vyšší hodnoty, tak je na vině nesplněný předpoklad o izotropním vyzařování.

Spoluprací družice RXTE a sond Ulysses a NEAR se podařilo vymezit polohu GRB 000301C a odtud najít optický dosvit 19,6 mag 42 h po explozi a sledovat jej až do 11. dne po vzplanutí (23,1 mag). Opět zásluhou VLT určil B. Jensen z = 2,0. Mateřskou galaxii se nepodařilo najít, takže je určitě slabší než 27,8 mag. Sledováním časového vývoje mnohobarevné jasnosti dosvitu GRB 000926 se podařilo P. Priceovi aj. ukázat, že zdroj záření byl těsně po výbuchu kolimován do svazku s vrcholovým úhlem jen 5°. Tím se sníží odhadovaný zářivý výkon GRB 275krát v porovnání s tradičními předpokladem o izotropním vyzařování.

Jedinečný magnetar SGR 1900+14 v souhvězdí Orla, který se proslavil gigantickým zábleskem gama koncem srpna 1998, se znovu přihlásil o slovo, když 18. dubna 2001 opět zahltil širokoúhlou kameru družice BeppoSAX. Do pozorování se však zapojily také družice Chandra a sonda Ulysses. Vzplanutí naběhlo na maximum během pouhých 8 s a na světelné křivce byly patrné pulzace s periodou asi 5 s, vyvolané zřejmě rotací magnetaru. Po 40 s celé vzplanutí opět skončilo. Pravděpodobně šlo o tepelné brzdné záření o teplotě plných 300 MK, doprovázející roztržení kůry neutronové hvězdy. C. Thompson a R. Duncan odtud odhadli indukci magnetického pole na povrchu magnetaru na rekordních 100 GT a svítivost zdroje ve výbuchu na milionnásobek (!) Eddingtonovy luminosity. S. Eikenberry aj. tvrdí, že se jim kombinací údajů z rozličných družic podařilo natolik zpřesnit polohu magnetaru SGR 1806-20, že se mohli odvážit hledat infračervený protějšek v přeplněném hvězdném poli a uspěli objevem zdroje v poloze 180839-202440. Pokud je identifikace správná, je magnetar od nás vzdálen plných 14,5 kpc.

T. Nakamura aj. potvrdili genetickou souvislost mezi GRB 980425 a supernovou 1998bw v poloze 1935-5250. Podle nich vybuchla hvězda o hmotnosti 14 M☉, složená převážně z uhlíku a kyslíku, přičemž se uvolnila kinetická energie kolem 5.1045 J a vzniklo 0,4 M☉ radioaktivního nuklidu 56Ni. K. Weiler aj. se domnívají, že supernova vybuchla jen několik málo dnů před GRB. Nezvyklý úkaz lze klasifikovat jako hypernovu Ic, jež byla bezprostřední příčinou vzplanutí gama následkem zhroucení neutronové hvězdy na černou díru. Hypernovy vznikají nejčastěji v oblastech překotné tvorby hvězd a naopak tuto tvorbu svým výbuchem opět podněcují.

Podle G. Björnssona aj. a D. Reicharta stály hypernovy také u zrodu GRB 970228 (tj. vůbec první identifikovaný optický dosvit), 970514, 980326, 980703 a 000418. Zatím nejspolehlivější důkaz o souvislosti GRB se vzplanutím hypernovy podali D. Lazzati aj. pro GRB 000911 v poloze 0218+0744. Už za den po vzplanutí, které trvalo plných 500 s, se podařilo najít optický dosvit a fotometricky jej sledovat po dobu 8 týdnů. Od 30. dne po vzplanutí se však světelná křivka sekundárně zjasnila, neboť doznívání po výbuchu supernovy, jež vzplanula asi týden před GRB, bylo povlovnější než pokles optického dosvitu GRB. Objekt vykázal posuv z = 1,06.

R. Kehoe aj. uvedli, že pro poznání vztahu mezi GRB a optickými dosvity sehrává důležitou úlohu automatický přehlídkový systém kamer ROTSE I, který má díky čtyřem teleobjektivům na společné montáži průměr zorného pole 16,4°. Od března 1998 do června 2000 se tak podařilo sledovat 57 GRB, ale dosvity se nalezly jen velmi vzácně. Podle všeho jsou optické dosvity usměrněny do vrcholového úhlu kolem 12°, zatímco vzplanutí gama má tento kolimační úhel až o dva řády užší! Zatím je velmi nesnadné najít optické dosvity pro krátká vzplanutí (GRB. Naproti tomu A. Panaitescu a P. Kumar odhadují vrcholové úhly pro vzplanutí gama na 1° až 4°, což je patrně mnohem realističtější odhad, jenž vede k energiím vzplanutí do řádu 1044 J.

B. Schaefer se pokusil určit svítivost 112 GRB z přímé úměrnosti mezi svítivostí a tvrdostí spektra gama během vzplanutí. Jestliže GRB 830801 byl vůbec nejjasnější GRB v krátké historii oboru, tak jeho svítivost 8,5.1042 W byla vůbec nejnižší, z čehož vyplývá, že byl velmi blízko, ve vzdálenosti pouhé 3 Mpc (?). Naproti tomu nejvzdálenější pozorovaný GRB by měl z = 5,9 – kdyby byl pozorován také optický dosvit. D. Guetta aj. se domnívají, že GRB musí být zdrojem mocného toku neutrin s energiemi nad 100 TeV. To by ovšem znamenalo, že z týchž zdrojů pocházejí i tajemné částice kosmického záření o extrémně vysokých energiích.

C. Porciani a P. Madau tvrdí, že je už zřejmé, že GRB souvisejí s existencí mimořádné hmotných hvězd a ty zase označují místa překotné tvorby hvězd ve vzdáleném vesmíru. Prostorové rozložení GRB tak slouží jako znamenitý indikátor dějin překotné tvorby hvězd ve vyvíjejícím se vesmíru. Hvězdy I. generace měly totiž hmotnost až 100 ÷ 300 M☉, takže ukončily svou existencí výbuchem hypernovy v průměru již za 3 miliony roků. D. Lamb se proto domnívá, že nebude problém spatřit občas GRB se z ≈ 15 ÷ 20, čímž roste význam GRB pro kosmologii. M. Schmidt nenašel žádný rozdíl mezi špičkovou svítivostí krátkých (trvání do 2 s) a dlouhých GRB; pro oba typy dostal hodnotu 6.1043 J v prvních 60 ms vzplanutí. Zato se liší prostorovou hustotou; krátká GRB jsou třikrát vzácnější.

Podle D. Fraila aj. lze považovat GRB za nové standardní svíčky pro měření kosmologických vzdáleností. Jelikož jsou svazky záření GRB usměrněné do úzkého vrcholového úhlu, je jejich skutečný počet 500krát vyšší, než můžeme pozorovat. Ve viditelné části vesmíru pak vzniká jedna hvězdná černá díra každou minutu! Nicméně další pokrok ve zkoumání GRB lze spíše očekávat od nových pozorování po vypuštění specializované družice Swift, která by měla odstartovat na podzim r. 2003.

4. Mezihvězdná látka

P. Papadopoulos aj. objevili o dva řády více molekulárního vodíku ve směru ke kvasaru APM 0827+52 se z = 3,9, než se dosud předpokládalo. W. Thi aj. nalezli díky měřením z družice ISO molekulární vodík v prachových discích kolem hvězd typu β Pic. L. Knee a C. Brun využili rádiových měření mračen neutrálního vodíku ve vnějších partiích naší Galaxie k odhadu teploty, jež tam panuje. Chladná mračna o rozměrech řádu kiloparseků mívají teplotu nižší než 100 K a uvnitř dokonce jen pouhých 10 K. Právě tam se vyskytuje nejčastěji i molekulární vodík. Naproti tomu v horkých atomových vodíkových mračnech teplota dosahuje až 10 MK.

H. Throop aj. studovali Velkou mlhovinu v Orionu pomocí snímků z HST. Ukázali, že mezihvězdná zrnka v mlhovině jsou asi 25krát větší, než tomu v mezihvězdném prostoru bývá, a dosahují tak průměru až 5 μm. I když se může zdát, že mlhovina je předurčena k tvorbě exoplanet, problémem jsou asi dva tucty velmi hmotných hvězd sp. třídy O, které díky silnému ultrafialovém záření rozbíjejí vše do poloměru 0,1 pc od sebe. Exoplanety mohou vznikat tedy jen v těch oblastech mlhoviny, které jsou chráněny prachem před řáděním modrých hvězd O. Naštěstí je životnost hvězd O omezena na maximálně 100 milionů let. Známá temná mlhovina Koňská hlava v Orionu je od nás vzdálena 490 pc.

L. Allamandola aj. zjistili v laboratoři, že při teplotě 10 K, jež panuje uvnitř obřích molekulových mračen, lze působením ultrafialového záření vytvořit přes stovku organických sloučenin, z nichž mnohé jsou vhodné jako stavební látka pro živé organismy. W. Sorrell se zabýval tímto procesem teoreticky a ukázal, že uvnitř ledových zrnek vznikají působením ultrafialového záření (fotolýzou) volné radikály v pláštích zrnek. Srážky zrnek postačí ke spuštění chemických reakcí mezi radikály, čímž vzniknou organické molekuly, které se pak rozpráší do okolního plynného prostředí. Autor se domnívá, že právě tak vzniká glycin, glykolaldehyd, etylkyanid i aceton, jež byly radioastronomy nalezeny ve známém mračnu Sgr B2. Nejnověji B. Turner a A. Apponi nalezli pomocí 12m mikrovlnného radioteleskopu na Kitt Peaku ve frekvenčním pásmu 72 ÷ 154 GHz v tomto mračnu vinylalkohol, acetaldehyd a oxid etylenu. T. Smith aj. našli v reflexní mlhovině NGC 7023 na vlnové délce kolem 1,5 μm pásy FeSi2 a další prachová zrnka s příměsí železa.

5. Galaxie

5. 1. Hvězdokupy

A. Loktin aj. uveřejnili katalog otevřených hvězdokup, obsahující 425 položek. W. Dias aj. využili nového astrometrického katalogu Tycho 2 k měření absolutních vlastních pohybů pro nejbližších 112 otevřených hvězdokup; z toho 28 hvězdokup bylo proměřováno poprvé. V každé soustavě určili vlastní pohyby několika desítek hvězd, takže vcelku šlo o více než 4 tisíce vlastních pohybů. A. Loktin a G. Běšenov se zabývali trigonometrickými vzdálenostmi otevřených hvězdokup, odvozenými z pozorování družice HIPPARCOS.

Do vzdálenosti 1 kpc, do níž je možné tyto hodnoty dosti spolehlivě určit, se nachází celkem 45 otevřených hvězdokup, z nichž nejbližší jsou Hyády, pro něž jim dvěma postupy nezávisle vyšla tatáž hodnota vzdálenosti 46,8 pc s chybou 1 %. To však úplně nehraje s výsledkem J. de Bruijna aj., kteří určili vzdálenost této strategické hvězdokupy 45,0 pc s chybou 6 %, když příčný rozměr kupy dosahuje 20 pc, takže její nejbližší partie jsou opravdu za kosmickým rohem. K Hyádám patří asi 400 hvězd, z nichž HIPPARCOS zaznamenal paralaxy a vlastní pohyby pro 240 nejjasnějších členů. Katalog je totiž úplný jen do V = 7,3 mag, i když místy obsahuje i hvězdy až 12,4 mag. Jelikož u těchto jasnějších hvězd známe dobře i radiální rychlosti, lze tak spočítat poměrně přesné směry a velikosti prostorové rychlosti jednotlivých hvězd a odtud i polohu úběžníku (apexu) prostorového pohybu hvězdokupy, což umožňuje výrazné zpřesnění hodnoty vzdálenosti těžiště celé hvězdokupy. Y. Lebreton aj. odhadli stáří Hyád nanejvýš na 650 milionů roků.

Podobný nesoulad v určení vzdálenosti trvá delší čas i pro další známou otevřenou hvězdokupu Plejády. Jak uvádějí D. Stello a P. Nissen, z měření družice HIPPARCOS vychází její vzdálenost na 117 pc, kdežto ze stanovení průběhu hlavní posloupnosti ve hvězdokupě vychází vzdálenost plných 132 pc. Příčinu rozporu vidí autoři v tom, že družice měří vzdálenosti nejjasnějších členů hvězdokupy, kdežto průběh hlavní posloupnosti určují převážně nejslabší hvězdy soustavy. Pokud je pak hvězdokupa kulově nesouměrná, tak to může způsobit zmíněný rozdíl.

Podobně A. Marco a G. Bernabeu zpřesnili údaje pro známou dvojitou otevřenou hvězdokupu h a χ Persei (NGC 869 a 884). Proměřili v nich celkem 350 hvězd do mezní hvězdné velikosti V = 16,5. Mladší hvězdokupa χ Per je o něco blíže (2,06 kpc) než h Per (2,15 kpc). Nejvíce hvězd v nich vznikalo před 10, 14 a 20 miliony lety. Ani tato data zcela nehrají s podobnou analýzou S. Kellera aj., jimž vyšla shodná vzdálenost obou kup (2,24 ±0,05) kpc a stejné stáří (13 ±3) milionů roků. Tato analýza je ovšem založena na mnohobarevné fotometrii 17 tisíc členů hvězdokup do 18 mag.

HST pořídil zatím vůbec nejlepší snímek obří kulové hvězdokupy ω Centauri, obsahující přes milion hvězd převážně slunečního typu, ale podstatně starších – kolem 12 miliard let. Jelikož hvězdy v soustavě obsahují málo těžkých prvků („kovů“), patrně tam nevznikly skoro žádné exoplanety. Pokud přesto vznikly, tak je asi zlikvidovala častá těsná sblížení členů hvězdokupy. Autoři odhadují, že v průběhu existence hvězdokupy se tisíce hvězd doslova srazily s jinými. Tyto splynuvší hvězdy se prozrazují neobvyklými barevnými indexy.

J. Grindlay aj. hledali pomocí družice Chandra rentgenové dvojhvězdy v kulové hvězdokupě 47 Tucanae (NGC 104). Celkem tam našli 108 rentgenových zdrojů, z toho polovinu představují rádiové pulzary (včetně všech 15 známých milisekundových pulzarů) a třetinu bílí trpaslíci, kteří kradou hmotu svým hvězdným průvodcům. Pouze 15 % zdrojů představují standardní rentgenové dvojhvězdy, což je poněkud málo; zato neutronových hvězd ve hvězdokupě je překvapivě mnoho. M. Kramer aj. nenašli žádné známky centrální koncentrace (hmotnější černé díry) v jádře této kulové hvězdokupy. M. Zoccali aj. zpřesnili její vzdálenost od nás na 4,6 kpc a její stáří na (13 ±2,5) miliard let. D. McNamara vyšel ze vzdálenosti 53,2 kpc pro Velké Magellanovo mračno a na základě toho byl schopen revidovat stáří 16 kulových hvězdokup v naší Galaxii na velmi přijatelnou hodnotu (11,3 ±1) miliard let, která se pohodlně vejde do současné hodnoty pro stáří vesmíru. Podobně J. Johnsonové a M. Boltemu vyšlo průměrné stáří kulových hvězdokup (12,9 ±2,9) miliard roků.

Pozorování kulové hvězdokupy NGC 1850 ve Velkém Magellanově mračnu pomocí HST dalo neuvěřitelně nízké stáří pouze 50 milionů roků. Průvodce této hvězdokupy je pak úplný benjamínek o stáří 5 milionů let. D. Forbes aj. zjistili ze studia 10 kulových hvězdokup v eliptické galaxii Fornax, že tamější hvězdy mají vyšší obsah kovů než Slunce. Jejich průměrné stáří činí 11 miliard roků. Pomocí HST lze dnes objevit a sledovat kulové hvězdokupy v cizích galaxiích až do vzdálenosti kolem 100 Mpc.

5. 2. Naše Galaxie

F. Zadeh aj. zkoumali pomocí družice Chandra nejkompaktnější hvězdokupu Arches, která se nachází uprostřed Galaxie pouhých 27 pc od černé veledíry v centru naší hvězdné soustavy. Hvězdokupa obsahuje přinejmenším 150 velmi horkých hvězd o stáří do 2 milionů roků, které jsou soustředěny v prostoru o průměru pouhých 0,3 pc. Hvězdokupa je obklopena bublinou žhavého plynu o teplotě 60 MK, což je unikát svědčící o tom, že zde neustále probíhá překotná tvorba hvězd. Tutéž hvězdokupu pozorovali C. Langová aj. pomocí antény VLA a našli v ní 8 silných rádiových zdrojů, jejichž poloha souhlasí s nejjasnějšími hvězdami v kupě. Hmotnosti žhavých hvězd přesahují určitě 20 M☉ a z nich vyvěrá mimořádně intenzivní žhavý hvězdný vítr o rychlosti 1 000 km/s, který zřejmě zásobuje zmíněnou bublinu. O extrémním mládí hvězdokupy svědčí i okolnost, že tam dosud nevybuchla ani jedna supernova.

R. Bromley aj. se věnovali polarimetrii okolí černé veledíry o hmotnosti 2,6 MM☉ a Schwarzschildově poloměru 0,05 AU v centru Galaxie. Veledíra je obklopena relativistickým akrečním diskem. Podle G. Bowera aj. dosahuje lineární polarizace v rádiovém zdroji Sgr A* na frekvenci 112 GHz nanejvýš 1,8 %. F. Melvia aj. a P. Baganoff aj. odhalili pomocí družice Chandra, že zdroj se koncem září 1999 a znovu ještě výrazněji koncem října 2000 během minut opakovaně zjasnil v tvrdém pásmu rentgenového spektra až na 45násobek klidového stavu, což odpovídá špičkovému výkonu až 2.1026 W. Poloha zdroje vzplanutí, jenž pokaždé zanikl během několika hodin, byla vzdálena pouhých 1 200 AU od veledíry. Z rychlosti změn intenzity rentgenového záření odhadli rozměr aktivní oblasti na 180 milionů km. Téměř určitě šlo o materiál, který posléze spadl do černé veledíry. Něco takového nedávno předpověděli K. Menou a E. Quataert, kteří spočítali, co se stane s hvězdou, která je slapově roztrhána černou veledírou. Ukázali, že se z ní vytvoří tenký akreční disk, odkud padá hmota na černou veledíru, což se projeví mocnými energetickými záblesky. A. Lomman a D. Backer zkoumali pomocí radioteleskopu v Arecibu po dobu více než 3 roků drobné variace v oběžné periodě tří binárních pulzarů v Galaxii a odhalili tak společnou kvaziperiodu 106 dnů, kterou chtějí vysvětlit jako odraz vlivu gravitačních vln z černé veledíry v centru Galaxie na příslušné oběžné doby zmíněných pulzarů. Tvrdí totiž, že se v jádře Galaxie nachází ve skutečnosti pár stejně hmotných černých veleděr, jež kolem sebe obíhají a přitom vydávají gravitační záření o extrémně nízké frekvenci řádu nHz. Naneštěstí jsou binární pulzary vzácné a jejich oběžné periody jsou tak krátké, že se rychle zkracují gravitačním zářením samotných složek pulzaru, takže pro potvrzení odvážné domněnky bude potřebí zlepšit přesnost měření oběžných dob pulzarů ještě nejméně o řád.

K. Ebisawa aj. ukázali, že struktura Galaxie v tzv. opomíjeném pásmu se dá sledovat díky rentgenovým zdrojům rozlišeným družicí Chandra. Tyto zdroje se totiž nalézají vně Galaxie, která je v rentgenové oblasti spektra kupodivu průhledná. Chandra tak vyřešila dlouholetou záhadu povahy difuzního rentgenového záření kosmického pozadí, neboť při svém velmi vysokém úhlovém rozlišení ukázala, že jde o velmi vzdálené kvasary, resp. aktivní jádra galaxií. Nicméně část tohoto záření zůstává nadále nerozlišena a zřejmě jde o rozsáhlá oblaka horkého plazmatu uvnitř naší Galaxie, jež jsou díky magnetickému poli udržována v hlavní rovině naší hvězdné soustavy.

R. Ibata aj. zjistili, že chladné obří uhlíkové hvězdy bohaté na kovy tvoří slapové proudy podél hlavní kružnice procházející středem trpasličí galaxie v souhvězdí Střelce. Odtud usoudili, že naše Galaxie je obklopena sférickým temným halem o značné hmotnosti a vnitřním poloměru 16 kpc, zatímco vnější mez hala je vzdálena od centra Galaxie plných 60 kpc. Podle A. Coleho je metalicita zmíněné trpasličí galaxie v galaktické délce 6,6° vysoká a její střed je od nás vzdálen 24 kpc.

5.3. Místní soustava galaxií

V Malém Magellanově mračnu (MMM) nalezla družice Chandra už 25 rentgenových pulzarů, takže v této blízké galaxii zřejmě právě probíhá epocha překotné tvorby hvězd. C. Alcock aj. sestrojili barevný diagram pro 9 milionů hvězd ve Velkém Magellanově mračnu (VMM) na základě pozorování z přehlídky MACHO. Odtud vyplývá, že nejstarší hvězdy v této galaxii vznikly před 9 miliardami let, tj. zároveň s hvězdami naší Galaxie. Hvězdy v příčce jsou však nanejvýš 5 miliard let staré.

M. Groenewegen a M. Salaris odvodili z pozorování zákrytové dvojhvězdy HV 2274 ve VMM modul vzdálenosti pro centrum této galaxie (18,42 ±0,07) mag, zatímco F. Maloney aj. dostali pro jinou zákrytovou dvojhvězdu EROS 1044 modul vzdálenosti 18,2 ÷ 18,3 mag a A. Walker aj. odvodili ze zkoumání hvězdokupy NGC 1866 pomocí HST modul (18,33 ±0,05) mag, což v porovnání s dalšími početnými určeními vzdálenosti této soustavy dává značnou nejistotu v určení hodnoty Hubbleovy konstanty (H0) až 20 %.

B. Paczyński soudí, že rozptyl modulů pro obě Magellanova mračna se podaří snížit analýzou světelných křivek většího počtu oddělených zákrytových dvojhvězd a ve vzdálenější budoucnosti se problém nejisté vzdálenosti těchto blízkých galaxií vyřeší studiem spektroskopických dvojhvězd, pro něž získáme i astrometrické dráhy zásluhou pozemních interferometrů nebo astrometrické družice SIM. Pak by se chyby ve vzdálenostech snížily na přijatelnou hodnotu 1 %. Vskutku dle J. Wyitha a R. Wilsona umožnila přehlídka OGLE získat dobrá data pro 1 459 oddělených zákrytových dvojhvězd v MMM a pro 4/5 z nich se podařilo odvodit velmi přesné elementy soustav, což brzy pomůže zlepšit údaj o vzdálenosti MMM od nás.

Podobně L. Macri aj. hledají v centrálních částech galaxií M31 a M33 cefeidy a oddělené zákrytové dvojhvězdy, což by mělo nakonec snížit nejistoty ve vzdálenostech těchto galaxií alespoň na 5 %. Galaxie M33 v Trojúhelníku se odlišuje tím, že nemá centrální výduť, a tudíž ani černou veledíru ve svém centru. To souhlasí se zjištěním K. Gebhardta a L. Ferrareseové, že mezi hmotností centrální výdutě galaxie a příslušné černé veledíry existuje přímá úměrnost. Vztah byl odvozen na základě 30 měření hmotnosti černých veleděr a platí v rozsahu jejich hmotností 1 ÷ 1 000 MM☉. V. Dokučajev a J. Jarošenko se domnívají, že v raném vesmíru byla zhruba stotisícina látky zhroucena v prvotních černých dírách o hmotnosti řádu 100 kM☉. Na ně se pak nabalovaly budoucí galaktické výdutě a tím lze vysvětlit, proč mezi hmotností černých děr a výdutí platí zmíněná lineární úměra. Tento názor získal pozorovací podporu díky sledování osmi aktivních jader galaxií v submilimetrovém spektrálním pásmu, jak ukázali M. Page aj.

R. Ibata aj. odhalili proudy hvězd bohatých na kovy také v řídkém vnějším halu obří spirální galaxie M31 jako důkaz o pohlcování a splývání trpasličích galaxií s touto naší kosmickou obří kosmickou sestrou. Tento proces splývání galaxií neustále pokračuje a během příštích 3 miliard let splyne M31 s naší Galaxií. K témuž závěru dospěla A. Helmiová aj., která ukázala, jak kanibalská galaxie M31 přímo před našim očima ničí strukturu svého průvodce M32. Pohlcování trpasličích galaxií vede obecně ke vzniku sférického hala kolem kanibalské galaxie. Struktura vesmíru tak vzniká obecně „zdola nahoru“; pohlcování galaxií a jejich splývání vede ke vzniku obřích soustav, zvláště pak v hnízdech galaxií. A. Udalski aj. využili měření z přehlídky OGLE také k určení vzdálenosti galaxie IC 1613 chudé na kovy a dostali hodnotu 692 kpc. To je v dobré shodě s hodnotou (730 ±20) kpc, kterou odvodili A. Dophin aj. z pozorování 13 proměnných typu RR Lyr a 11 cefeid pomocí HST.

5.4. Cizí galaxie

K. Weaver aj. a A. Zezas aj. shrnuli pozorování družice Chandra týkající se nové populace černých děr středních hmotností (100 ÷ 1 000 M☉) v galaxiích s překotnou tvorbou hvězd. První důkaz existence středně hmotných černých děr podala družice ROSAT teprve v r. 1999. Prozrazují se velmi svítivými bodovými zdroji rentgenového záření obvykle v okolí jádra galaxie do vzdálenosti 1 kpc. Podle všeho je jejich četnost tak vysoká, že se mohou v jádrech galaxií s překotnou tvorbou hvězd dokonce navzájem srážet a tak vyvolat vznik černých veleděr s hmotnostmi nad 1 MM☉. Jelikož černé veledíry jsou přímou příčinou vzniku kvasarů, objevuje se tak vývojová posloupnost, začínající překotnou tvorbou hvězd v galaxii a končící vznikem kvasaru. Podle A. Ptaka aj. obsahuje asi čtvrtina všech galaxií zmíněné svítivé rentgenové zdroje.

Týmž problémem se zabývali i T.Ebisuzaki aj., neboť dosud nebylo jasné, jak vznikají černé veledíry s hmotnostmi nad 1 MM☉. Nyní se tedy ukazuje, že stavebními kameny pro veledíry jsou právě černé díry středních hmotností, které často souvisejí s kompaktními mladými hvězdokupami, jak ukázaly snímky z japonského osmimetru Subaru. Nejhmotnější hvězdy ve hvězdokupě postupně splývají a utvoří středně hmotnou černou díru, která se posléze zřítí do jádra galaxie, kde se vlivem dynamického tření a gravitačního záření obíhající středně hmotné díry slijí do veledíry.

Prvním příkladem je známá galaxie M82 (UMa), vzdálená od nás 3,6 Mpc, jež má podle pozorování družicí Chandra poblíž svého centra velmi jasný a silně proměnný rentgenový zdroj. P. Kaaret aj. se domnívají, že uvnitř zdroje se nalézá středně hmotná černá díra s hmotností v rozmezí 500 ÷ 1 000 000 M☉. M. Rejkubaová našla v nejbližší obří eliptické galaxii NGC 5128 (Cen A) celkem 76 kulových hvězdokup o absolutní hvězdné velikosti až 10 mag. Mnohé z nich mohou ve svém nitru obsahovat středně hmotné černé díry. Také tato galaxie je od nás vzdálena (3,6 ±0,2) Mpc. Podle A. Marconiho aj. se v centru soustavy nachází infračervený bodový zdroj o průměru menším než 4 pc. Jelikož jeho hmotnost činí 200 MM☉, jde nepochybně o centrální černou veledíru.

M. Lee připomíná, že tato galaxie podobně jako obří galaxie M87 v Panně je zdrojem fotonů gama v energetickém pásmu TeV. Jádra těchto galaxií jsou aktivní, podobně jako další tři galaxie, které byly v pásmu TeV dosud rozpoznány. P. Fouqué aj. prozkoumali okolí obří galaxie M87 do vzdálenosti až 8° a identifikovali tak přes 180 galaxií příslušné kupy. V pomyslné kouli o poloměru 2,2 Mpc se středem v M87, vzdáleném od nás 16 Mpc, se nachází látka o úhrnné hmotnosti 1 200 TM☉. Podle D. Wanga aj. je spirální galaxie NGC 4631 (CVn), vzdálená od nás 7,7 Mpc, obklopena horkým plynem o teplotě 3 MK, který vzniká při početných explozích supernov v jádře soustavy. Kromě toho se až do vzdálenosti 7,7 kpc od hlavní roviny galaxie nalézá difuzní plynné halo o teplotě 3 kK, jehož tvar je zřetelně ovlivněn mezihvězdným magnetickým polem. V této galaxii zcela určitě probíhá překotná tvorba hvězd. S. Gallagherová aj. zjistili, že hvězdy vznikají překotně také v komplexu čtyř galaxií v souhvězdí Pegasa, známých jako Stephanův kvintet (tito čtyři členové skupiny mají týž červený posuv z = 0,0215, kdežto pátý člen – galaxie NGC 7320 – se do jejich směru pouze promítá; ve skutečnosti je k nám mnohem blíže: z = 0,003). Kvintet byl objeven již r. 1877 a jeho čtyři členové vzájemně interagují, což vede k epizodám překotné tvorby hvězd.

L. Macri aj. zkoumali spirální galaxii NGC 2841 (UMa; z = 0,002), která proslula tím, že během minulého století v ní vzplanuly 4 supernovy, takže pomocí 18 cefeid pozorovaných HST bylo možné nezávislé vypočítat její vzdálenost. Vyšla tak průměrná hodnota (14,1 ±1,5) Mpc, která zase umožní kalibrovat vzdálenosti určované pomocí Tullyovy-Fischerovy relace. Podobně A. Saha aj. srovnávali údaje o vzdálenosti pro galaxii NGC 3982 (UMa), kde vzplanula supernova 1998aq třídy Ia a v níž se pomocí HST podařilo získat světelné křivky 26 cefeid. Odtud dostali vzdálenost galaxie (22 ±1,5) Mpc a absolutní magnitudu zmíněné supernovy 19,5.

Y. Yang aj. zobrazili nejbližší (13 Mpc) Seyfertovu galaxii NGC 4151 pomocí družice Chandra a změřili tak její úhrnný rentgenový zářivý výkon řádu 1036 W. J. Wilms aj. zkoumali pomocí družice Newton jádro Seyfertovy galaxie MCG-6-30-15, vzdálené od nás 30 Mpc. V jejím centru se nachází černá veledíra o hmotnosti 100 MM☉, která zřejmě uvolňuje zářivou energií Blandfordovým-Znajekovým mechanismem, tj. interakcí gravitačního a magnetického pole v blízkosti obzoru událostí. Autoři tak pozorovali intenzivní rentgenovou jadernou čáru železa o energii 6 keV, rozšířenou a červeně posunutou mocnou gravitací. Rozšíření čáry odpovídá rychlosti pohybu materiálu až 0,25c. Něco podobného nalezli také R. Mushotzky aj. a C. Jonesová aj. u eliptické galaxie NGC 4636 v v kupě v Panně. Měření z družice Chandra ukázala, že galaxie je obklopena horkým (10 MK) plynem, který se v intergalaktickém prostoru ochlazuje a padá zpět k černé veledíře v jádřa soustavy. Ta ho však znovu ohřeje a odmrští, takže cyklus se stále opakuje.

Družice Chandra analogicky k HST exponovala mimořádně dlouho (11,6 d úhrnné expozice) dvě hluboká pole (CDF). Na severní obloze překrývá užší pole HDF-N a na jižní obloze je centrována do souhvězdí Pece (souřadnice 0332-2748). Podle R. Giacconiho aj. se v jižním poli CDF podařilo nalézt přinejmenším 144 měkkých a 91 tvrdých rentgenových zdrojů, z nichž se zdařila optická identifikace pro 90 % z nich. Podle P. Tozziho aj. jsou tvrdé zdroje v průměru blíže než měkké. Pouze měkké záření vydávají nejčastěji standardní galaxie s rentgenovým zářivým výkonem řádu 1034 W. Oba druhy záření vydávají eliptické nebo silně zaprášené galaxie a galaxie s překotnou tvorbou hvězd, ale též aktivní jádra galaxií, resp. kvasary. Tak se podařilo objevit mnohé zdroje v nejvzdálenějším (3 Gpc) vesmíru, které jsou obvykle černými veledírami v jádrech kvasarů. Mezi nimi zcela převažují (98 %!) kvasary bez optických protějšků, neboť aktivní jádra jsou zahalena prachem a plynem. Dalekohled VLT ESO již pořídil asi 100 spekter objektů z pole CDF-S. Pro severní pole CDF porovnali zobrazené zdroje s optickými a rádiovými protějšky A. Hornschemeier aj. a zdařilo se jim tak identifikovat více než 4/5 objektů. To znamená, že dříve objevené extragalaktické rentgenové pozadí tvořily převážně tehdy nerozlišitelné bodové objekty v kosmologických vzdálenostech pro z Chandra nejvzdálenější kupu galaxií 3C 294 (CVn) se z = 1,79, tj. ve vzdálenosti 3 Gpc. J. Willick aj. uveřejnili výsledky přehlídky vybraných kup galaxií StaCS, uskutečněné pomocí 9,2m teleskopu HET v Texasu na 60 čtv. stupních oblohy. Zjistili, že běžné galaxie dosahují hmotnosti až 1 TM☉, zatímco kupy galaxií až 1 000 TM☉. Největší a nejhmotnější kupy galaxií ve vesmíru jsou teprve ve vývinu, protože vesmír je dosud velmi mladý.

Cestami samotného vzniku galaxií se zabýval M. Scodeggio. Podle vertikálního modelu vznikaly v raném vesmíru galaxie souběžně z prvotního plynu. Naproti tomu hierarchický model tvrdí, že na počátku se utvořily subgalaktické jednotky, které se postupně srážely a splývaly, což pak nutně probíhá i dnes. V tomto modelu se typ dané galaxie během vývoje mění a výsledkem je buď spirální, nebo eliptická galaxie. Konečně v monolitickém modelu se rodí galaxie různého typu a tvaru souběžně a tento tvar si pak podrží. V raném vesmíru bylo mnoho galaxií eliptických a vinou jejich zaprášení jsou pozorovatelné pouze jako slabé infračervené zdroje. Není vyloučeno, že všechny modely mají něco do sebe a jde jen o jejich podíl na dnešní podobě vesmíru.

R. Abraham a S. van den Bergh se věnovali morfologickému vývoji galaxií a ukázali, že tyto soustavy nabyly současného vzhledu zcela nedávno. Před 3,5 miliardami let vypadaly galaxie ještě docela jinak. Spirální ramena byla mnohem chaotičtější a méně vyvinutá a spirály s příčkou byly velmi vzácné. Před 8 miliardami roků měla plná třetina galaxií zcela pekuliární tvary. Podle R. Ellise se průlom ve studiu vývoje galaxií uskutečnil v r. 1970, kdy se podařilo změřit červený posuv galaxie 23 mag. V polovině 80. let minulého století k tomu přistoupila možnost vícebarevné fotometrie vzdálených galaxií a první nízkodisperzní spektra pomocí nové třídy 4m dalekohledů. Od poloviny 90. let jsou pak díky HST k dispozici morfologické snímky vzdálených galaxií a jejich infračervené i ultrafialové jasnosti. Současné 8m dalekohledy dokáží změřit i průběh rotace galaxie a to dává velké možnosti při navazování jednotlivých etap vývoje pro tyto tak rozmanité hvězdné soustavy.

5.5. Kvasary a aktivní jádra galaxií

M. Véronová-Cettyová a P. Véron uveřejnili pouze na internetu (www.obs-hp.fr) jubilejní 10. katalog kvasarů, který obsahuje plných 23 760 kvasarů, z toho 5 751 aktivních jader galaxií a 606 blazarů. Proti 9. vydání z r. 2000 se tak počet objektů bezmála zdvojnásobil díky zdařilé australské přehlídce 2dF. První katalog z r. 1971 obsahoval 200 kvasarů. P. Barthel aj. vysvětlují kvasary a blazary jednotným modelem černé veledíry, jež se nalézá uprostřed mateřské galaxie a postupně pohlcuje okolní akreční disk tvořený slapově roztrhanými hvězdami a mezihvězdnou látkou. Běžné radiogalaxie jsou fakticky kvasary, které pozorujeme z profilu, takže jasné jádro je skryto za toroidem prachového disku. Kolmo k němu pak vyvěrají jasné úzké rádiové výtrysky, které se ve větší vzdálenosti rozšiřují na proslulé obří rádiové laloky. Pokud jeden z výtrysků směřuje k Zemi, pozorujeme blazar bez výrazných spektrálních čar. Také F. Ma a B. Wills se domnívají, že blazary jsou prostě vhodně natočenými rádiově hlučnými kvasary.

T. Morel aj. využili infračervené přehlídky z družice ISO k objevu nadsvítivé infračervené galaxie J1640+4185 s červeným posuvem z = 1,1, jež je fakticky rádiově tichým a nečočkovaným kvasarem s udivující infračervenou svítivostí 10 TL☉. K. Leighly aj. nalezli díky rádiové přehlídce FIRST druhý opticky nejjasnější kvasar PHL 1811, jehož B = R = 13,9 při z = 0,19. S. Anderson aj. shrnuli první výsledky přehlídky SDSS, která pokryla již 700 čtv. stupňů a našla tak 100 kvasarů s červenými posuvy z > 4. D. Vanden Berk aj. vytvořili na základě přehlídky vzorové spektrum kvasaru v rozmezí červených posuvů 0,04 ÷ 4,80, přepočtené na klidové vlnové délky 80 ÷ 855,5 nm. V tomto vzorovém spektru se nachází na 80 emisních čar a mnoho překrývajících se čar (blendů). Nejvýraznější čáry příslušejí ionizovanému uhlíku, kyslíku a hořčíku a ovšem nejvýraznější vůbec je čára H α. K. Fan aj. tuto přehlídku rozšířili již na 1 550 čtv. stupňů a našli tak 3 rekordně vzdálené kvasary s červenými posuvy z v rozmezí 5,8 ÷ 6,3. Ještě hlubší přehlídku zahájili R. Sharp aj. pomocí britského teleskopu INT.

Dosud jen 9 kvasarů má z > 5 a tak se zdá, že v tom čase byl vesmír silně ionizován. Vznikala I. generace galaxií s „kondenzačními jádry“ v podobě černých veleděr. Právě v té epoše patrně vznikalo i nejvíce hvězd za jednotku času v celých dějinách vesmíru. N. Trentham aj. objevili kvasar SDSS J1044-0125 s rekordním červeným posuvem z = 5,8 pro rentgenové kvasary. V jádru kvasaru se totiž nachází černá veledíra s hmotností 3 GM☉. Podle W. Brandta aj. má kvasar optickou jasnost 19,3 mag, ale rentgenový výkon pouze 1,8.1037 W, což svědčí o silné absorpci tvrdého rentgenového záření uvnitř objektu.

V. Junkkarinen aj. studovali pomocí STIS HST jasný (V = 17,8) binární kvasar LBSQ 0103-2753 s úhlovou vzdáleností složek 0,3″, což při červeném posuvu soustavy z = 0,85 dává projekci lineární separace 2,3 kpc. Spektra obou složek jsou naprosto různá, takže nejde o gravitační čočku, ale o skutečnou dvojici kvasarů, jež patrně vznikly při splynutí mateřských galaxií a obsahují binární černou veledíru. Podobně vysvětlují S. Britzen aj. rádiová pozorování kvasaru PKS 0420-014, jenž obsahuje nadsvětelný rádiový výtrysk. Jiným důvodem pro podvojnost centrální černé veledíry je pozorovaná precese akrečního disku, jakou pozorujeme u kvasaru OJ 287. Autoři upozorňují, že binární černé veledíry jsou dobrým tipem pro budoucí kosmickou observatoř LISA, jejímž úkolem má být detekce gravitačních vln. Dosud je známo asi 20 fyzických párů kvasarů.

M. Lacy aj. našli přímou úměrnost mezi hmotností černé veledíry v kvasarech a jejich rádiovou hlučností. Rádiově hlučné kvasary se vyskytují prakticky výhradně v obřích eliptických galaxiích. P. Mťller a J. Fynbo odhalili v čáře Ly α dlouhé vlákno vybíhající z kvasaru 1205-30 o červeném posuvu z = 3,0. Průmět délky vlákna vychází na plných 5 Mpc a potvrzuje tak výskyt vláknité struktury vesmíru v jeho raných fázích, v dobré shodě se Zeldovičovým modelem (1970) velkorozměrové struktury vesmíru. M. Burbidgeová pokračovala ve svém tažení proti kosmologickému výkladu povahy kvasarů a snesla nové důkazy o tom, že kvasary jsou objekty vyvrhované obrovskými rychlostmi z blízkých galaxií. V každém případě si zaslouží medaili za odvahu, s níž tvrdohlavě prosazuje tak neortodoxní názor. Ostatně ji předloni přispěchal na pomoc M. Hawkins, když připomněl, že pokud jsou kvasary v kosmologických vzdálenostech, měly by se fluktuace jejich jasnosti zvolňovat s rostoucí vzdáleností díky efektu dilatace času v teorii relativity, ale nic takového se nepozoruje.

5.6. Gravitační čočky a mikročočky

J. Muňoz aj. našli nový kvasar RX J0921+4529 s rozdílem jasností 1,4 mag, úhlovou separací složek 6,9″ a červeným posuvem z = 1,7, které jsou zesíleny gravitační čočkou – spirální galaxií se z = 0,3. M. Barstow aj. určovali zpoždění fluktuací rádiového toku pro zatím nejdokonalejší Einsteinův prsten B0218+357. Ze zpoždění Δt = (10,5 ±0,4) d odvodili hodnotu Hubbleovy konstanty H0 = (69; +13,-19) km/s/Mpc. A. Oscoz aj. využili podrobných světelných křivek prototypu gravitačních čoček QSO 0957+561 z let 1984–1999 ke zpřesnění hodnoty zpoždění Δt = (422,6 ±0,6) d.

G. Chartas aj. studovali pomocí družice Chandra čočku 2016+112 s červeným posuvem z = 1 a objevili tak rentgenové protějšky k dosud známým optickým obrazům, čímž vyloučili možnost, že by čočkování způsobila skrytá látka vesmíru. N. Morgan aj. použili téže družice ke sledování čtyřlístku RX J0911+0551 a určili tak rentgenový zářivý výkon přilehlé kupy galaxií na 8.1036 W, tj. úhrnnou hmotnost kupy na 230 TM☉. Celkem 6 obrazů dává galaxie CLASS B1359+154, objevená v r. 1999 pomocí radioteleskopů VLA a MERLIN. Je od nás vzdálena 3,4 Gpc a je zobrazena trojicí galaxií ve vzdálenosti 2,1 Gpc od nás.

R. Blandford předestřel vizi budoucího využití gravitačních čoček při výzkumu rozložení hmoty ve vesmíru. Pokud se podaří monitorovat v reálném čase řádově bilion bodových objektů na nebi, lze očekávat, že asi miliarda z nich bude jevit měřitelné fluktuace jasnosti, související s gravitačním čočkováním. Odtud pak bude možné trojrozměrně mapovat jak rozložení skryté látky vesmíru, tak deformace prostoročasu v okolí černých děr, jakož i objevovat terestrické exoplanety díky zesílení jejich jasnosti mezilehlou gravitační čočkou. Podle jeho odhadu se na obloze nachází zhruba 100 miliard bodových infračervených zdrojů jasnějších než 30 mag a průměrná úhlová rozteč mezi nimi činí 2″, takže téměř každý z extragalaktických objektů může být ovlivněn mezilehlou gravitační čočkou.

Podle F. Deruea aj. proběhla v posledních třech letech přehlídka mikročoček EROS II ve směru ke spirálním ramenům Galaxie. Sledovali tak světelné křivky více než 9 milionů hvězd v rovině naší Galaxie, přičemž našli 7 zjasnění odpovídajících mikročočkování neviditelným tělesem. Lze tím nepřímo zjišťovat i průběh příčky uprostřed naší hvězdné soustavy. V programu EROS I se v r. 2000 podařilo najít ve výduti naší Galaxie ve vzdálenosti 7,7 kpc od nás červeného obra zobrazeného pomocí dvou mezilehlých trpasličích hvězd. V červenci 2000 byla obří hvězda spektrálně sledována pomocí VLT ESO a tak se poprvé zdařilo mapování povrchu obří hvězdy, jež potvrdilo stávající modely atmosfér pro červené obry. Podobně se M. Albrowovi aj. podařilo při studiu binární gravitační mikročočky OGLE-1999-BUL-23 určit hodnoty okrajového ztemnění v atmosféře podobra sp. třídy G/K ve vzdálenosti 8 kpc od nás. Poloměr podobra činí 3,2 R☉ a jeho efektivní teplota 4,8 kK. Složky mikročočky jsou od sebe v projekci na oblohu vzdáleny minimálně 1,5 AU. C. Alcock aj. zase našli dvojhvězdu MACHO-96-LMC-2 ve VMM, která byla zobrazena gravitační mikročočkou – červeným trpaslíkem, jenž rovněž patří do téže galaxie. Odtud vyšla hmotnost primární složky 2 M☉ a poměr hmotností složek 20 : 1, čili sekundární složka je téměř na spodní hranici hmotnosti pro hvězdy. Obě složky kolem sebe obíhají v periodě 9,2 d. Týmž autorům se podařilo pomocí HST dohledat mikročočky k 8 zjasněním ve VMM a ve všech případech se ukázalo, že za mikročočky posloužily hvězdy v halu naší vlastní Galaxie. K. Sahu aj. se pokusili pomocí HST hledat během jara 1999 gravitační mikročočky v kulové hvězdokupě M22, vzdálené od nás 2,6 kpc. Během 18 dnů pozorování odhalili jeden případ zjasnění právě o řád, tj. čočkou byl trpaslík o hmotnosti 0,1 M☉. Metoda je v zásadě citlivá i na objevování exoplanet-nomádů, které se volně potulují kulovou hvězdokupou a mohou tvořit až 10 % její celkové hmotnosti. S. Peale spočítal, že při pozorování mikročoček ve směru k centru naší Galaxie činí pravděpodobnost objevení exoplanety asi 0,001. To není v rozporu se zjištěním M. Albrowa aj., že v programu OGLE bylo v letech 1995–99 nalezeno v galaktické výduti celkem 43 mikročoček, avšak ani jedna nejevila známky přítomnosti exoplanety. To značí, že hvězdy s hmotností kolem 0,3 M☉ neměly žádnou exoplanetu o hmotnosti alespoň jako Jupiter ve vzdálenostech 1,5 ÷ 4 AU od mateřské hvězdy.

Husarský kousek se zdařil C. Alcockovi, když pomocí WFPC HST dohledali v květnu 1999 gravitační mikročočku k úkazu MACHO-LMC-5 z 5. února 1993. Jde o slabounkou červenou hvězdu v halu naší Galaxie, jež se od r. 1993 posunula o 0,13″ od hvězdy hlavní posloupnosti ve VMM, kterou tehdy téměř zakryla. VLT pak umožnil identifikovat její spektrum M4-5 V. Je tudíž dobrá naděje, že se během doby podaří stanovit i její vzdálenost od nás, a tím odhadnout přesněji hmotnost skryté látky hala naší Galaxie i hmotnosti samotných mikročoček. V tomto smyslu se ještě znovu zhodnotí pozorování stovek mikročoček získaná při sledování centra naší Galaxie v projektu OGLE. Pokud se pak uskuteční projekt kosmického interferometru SIM, jenž má měřit polohy s mikrovteřinovou rozlišovací schopností, tak bude tímto způsobem možné určovat hmotnosti hvězd v naší Galaxii s vynikající přesností až na 1 % podle teorie, kterou v letech 1964–66 vypracoval norský astrofyzik S. Refsdal.

6. Kosmologie a fyzika

Jestliže lze minulé století v astronomii charakterizovat zejména jako století hvězdné astronomie, kdy se podařilo zjistit, co jsou hvězdy zač, proč vůbec svítí a zejména pak, jak se vyvíjejí, zdá se, že nynější století bude v astronomii stoletím kosmologie. To, co se nyní na této scéně odehrává, je skutečný převrat, založený jednak na odvážných domněnkách vycházejících z pokusů sjednotit teorii relativity a kvantovou mechaniku, jednak na nových pozorovacích údajích nejméně o řád přesnějších než vše, co měli předtím astronomové k dispozici. Z kosmologie se tak stal definitivně obor, v němž s prospěchem spolupracují astronomové-pozorovatelé s teoretickými, resp. částicovými fyziky, což je ovšem pro pisatele těchto přehledů hotová pohroma. Pochopit alespoň v obrysech, co se na této frontě děje, je čím dál nesnadnější, a to už nezmiňuji svízelnou otázku, jak to pak populárně vyložit širší veřejnosti. Proto prosím vážnější zájemce o tyto otázky, aby neváhali a začetli se posléze do zasvěcenějších přehledů, které v této části Žně objevů cituji.

6.1. Stavba a vývoj vesmíru. Problém skryté hmoty

Kosmologická bomba vybuchla v pracích, které uvažují o kosmologických membránách, jež se k sobě tu přibližují a onde vzdalují, což při dotyku dvou membrán může vést k události, kterou zatím stále nazýváme velký třesk. Teorie membrán – neboli zkráceně teorie M – vychází z představy teorie strun o 11rozměrném prostoročasu, v němž se pohybují zmíněné vícerozměrné membrány, čímž se oklikou vrací k již dříve uvažované domněnce o paralelních vesmírech, jak to shrnuje P. Steinhardt aj. Vlastní srážka dvou samostatných vesmírů dostala název ekpyrotický vesmír, což doslovně znamená světový požár. H. Liu a P. Wesson zase tvrdí, že proslulá kosmologická „konstanta“, která je dle nových měření pravděpodobně nenulová, se ve skutečnosti mění s časem a lze ji chápat jako míru energetické hustoty falešného vakua (kvintesenci). Velký třesk se pak prý dá vyložit jako „velký odraz“ mezi dvěma dotknuvšími se membránami.

Problémem těchto roztomilých a odvážných spekulací je zatím naprostá nemožnost je jakkoliv ověřovat astronomickými pozorováními nebo fyzikálními experimenty. Jak uvádí M. Livio, nikdo například neví, zda v případě platnosti strunové teorie neslábne v průběhu vývoje vesmíru síla gravitace, jak nepřímo vyplývá z pozorování rekordně vzdálené (z = 1,7) supernovy 1997ff v HDF-N (1236+6212) na přelomu let 1997/1998, která byla v maximu zhruba dvakrát jasnější (27,0 mag), než by měla ve standardním kosmologickém modelu být. Podle A. Riesse aj. je tato supernova asi 3 Gpc daleko, a jelikož bližší supernovy (z ≈ 0,5) jsou naopak slabší, než by měly být, tak to nasvědčuje zvratu v tempu rozpínání vesmíru, k němuž došlo asi v polovině jeho stáří. Zatímco v první polovině vesmírného času se rozpínání vesmíru zpomalovalo díky převaze gravitace, ve druhé polovině se uplatnila odpudivá síla kvantového vakua a tempo rozpínání vesmíru se stále zvyšuje.

Nejpravděpodobnějším vysvětlením tohoto podivuhodného pozorování pak zůstává již zmíněná nenulová kosmologická konstanta Λ, kterou S. Weinberg nazývá vzpříčenou kostí v krku současné fyziky. Podivuhodné je totiž právě to, že ze zcela neznámého důvodu je hodnota Λ řádově srovnatelná s ostatní hmotou vesmíru, což je patrně důsledkem antropického principu: pozorovatelé mohou existovat pouze ve vesmíru s privilegovanou hodnotou Λ.

Zato stávající teorie velkého třesku si stojí velmi dobře, jak shrnul M. Turner. Hubbleova konstanta H0 = 70 km/s/Mpc je známa s chybou 10 %, z čehož vychází stáří vesmíru 14 miliard let s touž chybou. Teplota reliktního záření 2,725 K, odvozená z experimentu FIRAS na družici COBE, je dokonce známá s přesností na 0,4 promile. Ačkoliv je reliktní záření v prvním přiblížení izotropní, podařilo se v něm nalézt drobné fluktuace na úrovni setin promile, které teorie velkého třesku očekávala, neboť odpovídá týmž fluktuacím hustoty v raném vesmíru, jež daly vznik dnes pozorované struktuře vesmíru.

Vesmír ve stáří několika sekund po velkém třesku obsahoval reliktní fotony s energiemi řádu MeV až keV, neboť se díky rozpínání rychle ochlazoval. Když byl starý pouhou setinu milisekundy, tak činily energie fotonů v průměru dokonce 100 MeV; byl tedy vyplněn kvarkovým-gluonovým plazmatem, což se nyní dá testovat v urychlovači RHIC v americkém Brookhavenu. Skvělým potvrzením teorie je dnešní poměrné zastoupení lehkých prvků ve vesmíru, tj. 76 % vodíku, 24 % 4He (s chybou jen 0,15 %), zatímco ostatní nuklidy a jádra tvoří představují nepatrné příměsi vůči vodíku, tj. deuterium a 3He stotisícinu, kdežto nuklid 7Li pouhou desetimiliardtinu zastoupení vodíku. I tyto drobné příměsi však mají relativní zastoupení shodující se s teorií v rozmezí 3 ÷ 15 %, což je až udivující shoda. Jak píše Turner, kosmologické hodiny tikají logaritmicky. Když si představíme logaritmický ciferník, v němž celé stáří vesmíru odpovídá jedné logaritmické minutě, tak standardní model velkého třesku báječně popisuje posledních 20 logaritmických sekund, zatímco temný dávnověk (počínaje Planckovým časem 10 43 s) prvních 40 logaritmických sekund tone ve fyzikálním šeru. Navzdory nepopiratelným úspěchům teorie velkého třesku se proti ní opakovaně vyslovil proslulý kosmologický disident G. Burbidge, jenž se stále drží nekosmologického výkladu červeného posuvu kvasarů, a prohlásil, že teorie velkého třesku je dokonce hrubá chyba.

Důležitým kritériem správnosti či pochybnosti kosmologických domněnek je jejich schopnost předpovědět vzhled dnešní velkorozměrové struktury vesmíru, neboť na to není kosmologicky vzato příliš mnoho času – nanejvýš 13 miliard let. Proto je pozoruhodně zjištění G. Willigera aj., že dosud jedinečná Velká stěna o rozměrech 150 × 60 × 5 Mpc se středem vzdáleným od nás 400 Mpc, táhnoucí se od Panny k Rybám a složená z desítky tisíc galaxií, dostala vzdálenou konkurenci v souhvězdí Lva. Na ploše 5° × 2,5° tam totiž našli 18 kvasarů s posuvy z v rozmezí 1,2 ÷ 1,4, které vyznačují obrysy další velké stěny o celkové délce 150 Mpc a šířce 90 Mpc, jejíž střed je od nás vzdálen 2 Gpc.

To značí, že tato struktura vznikla nejpozději v 1/3 stáří vesmíru, a tu opravdu vzniká zapeklitá otázka, jak ji mohla gravitace vystavět tak rychle. Hustota galaxií uvnitř stěn je totiž alespoň pětkrát vyšší než v okolním intergalaktickém prostoru. Podle S. Borganiho a L. Guzza lze velkorozměrovou strukturu vesmíru nejsnáze sledovat pomocí rentgenových pozorování kup galaxií. H. Ebeling aj. popsali první výsledky přehlídky vysoce hmotných kup galaxií MACS. Právě tyto kupy se vyznačují nejsilnějším rentgenovým zářením. Dosud tak našli 101 hmotných kup v intervalu červených posuvů z = 0,3 ÷ 0,6. Čím dál tím více prací se věnuje otázce vlastností skryté hmoty vesmíru, které je možná o řád více než látky zářící alespoň v některé části elektromagnetického spektra. O skryté látce poprvé uvažoval F. Zwicky již v r. 1933 a po dlouhá desetiletí byl průkopníkem oboru, jenž teprve nedávno nabyl na vážnosti. Jak uvádějí J. Peacock aj., kteří vloni dokončili čtyřletou přehlídku galaxií a kvasarů 2dF pomocí anglo-australského 4m AAT, mají nyní homogenní spektrální a poziční údaje pro čtvrt milionu galaxií s červeným posuvem z < 0,11 (do vzdálenosti 900 Mpc od nás) v okolí severního a jižního galaktického pólu s mezní hvězdnou velikostí 19,45 mag v oboru B. Zatím zpracovali údaje o prostorovém rozložení více než 100 tisíc galaxií, což jim dalo prvotřídní údaje jednak o shlukování a vzdalování galaxií a jednak o skryté hmotě.

Ukazuje se, že plnou 1/3 hmoty vesmíru představuje skrytá látka (dark matter) a téměř 2/3 skrytá energie (dark energy), zatímco na zářící hmotu připadá vskutku jenom několik málo procent hmoty vesmíru. S. Bludman a M. Roos připomněli, že ona skrytá energie se uplatňuje buď jako nenulová kosmologická konstanta, popřípadě jako časově a prostorově proměnná kvintesence v kosmologických modelech. Obhajují také předpovídací schopnost antropického principu, který nutně nevyžaduje výskyt jiných vesmírů. Sám pojem kvintesence zavedl v r. 1988 G. Wetterich, když ukázal, že pokud existuje, tak se projeví změnou roztečí maxim akustického spektra reliktního záření.

C. Flynn aj. vyvracejí na základě pozemních přehlídek představu, že skrytou látku v halu Galaxie tvoří z větší části staří bílí trpaslíci, jak usoudili v r. 1999 R. Ibata aj. z pozorování pohybujících se slabých objektů v poli HDF. B. Oppenheimer aj. sice ve své přehlídce, pokrývající 10 % oblohy, našli 38 nových chladných bílých trpaslíků, ale tím lze vysvětlit zhruba 2 % skryté látky v halu. Nicméně G. Levis a R. Ibata se nevzdávají, neboť nyní tvrdí, že skrytou látku tvoří početné černé díry o hmotnosti podobné Jupiteru, které jsou dosavadními metodami skutečně nezjistitelné, a tudíž dokonale skryté. Naproti tomu C. Alcock aj. připomněli, že galaktické halo obsahuje úhrnem 0,4 TM☉, což je opravdu vysoká hodnota, a tak ani ty pověstné černé díry na to stačit nemohou, jelikož z přehlídky MACHO lze už dnes jejich výskyt shora omezit. V nejlepším případě by černé díry mohly představovat 40 % skryté látky v halu Galaxie.

Pokud jde o vzdálený vesmír, velmi pozoruhodnou práci uveřejnili H. Arabadjis aj., když studovali pomocí družice Chandra a HST kupu galaxií v souhvězdí Draka EMSS 1358-6245, vzdálenou od nás 1,2 Gpc. V kupě je totiž 4× více skryté látky než látky zářící, přičemž na rozdíl od zářící látky se skrytá látka soustřeďuje v jádře kupy ve vzdálenosti do 50 kpc. Kromě toho N. Trentham aj. ohlásili objev galaxie, která je spjata svítícím vláknem se svou sousedkou, tvořenou převážně skrytou látkou. Y. Wang a G. Lovelace však soudí, že podstatný pokrok v napínavé detektivní historii hledání povahy skryté hmoty vesmíru poskytnou až nová početná měření světelných křivek a spekter vzdálených supernov pomocí připravované družice SNAP. Družice s obří kamerou 600 Mpixelů by měla během tří let provozu od r. 2008 změřit parametry zhruba 6 000 supernov a tak rozhodnout, zda se skutečně tempo rozpínání vesmíru zrychluje zásluhou kosmologické konstanty anebo kvintesence, čímž se snad podaří rozřešit i problém skryté energie vesmíru.

6.2. Základní kosmologické parametry

J. Gott aj. tvrdí, že porovnáním rozličných výsledků měření a využitím statistických metod lze odhadnout pravděpodobnost 0,7, že H0 = (67 ±5) km/s/Mpc a pravděpodobnost 0,51, že má vesmír plochou geometrii. Rovněž tak je vysoce pravděpodobné, že kosmologická konstanta Λ je kladná, a dále že s pravděpodobností 0,75 se mění v čase, tj. jde o kvintesenci. R. Cayrel aj. určovali pomocí rozpadových produktů radionuklidů 238U a 232Th ve spektru stáří chladné obří hvězdy CS 31082-001, která je mimořádně chudá na kovy: zastoupení železa je u ní skoro o tři řády nižší než u Slunce. Dostali tak stáří hvězdy (12,5 ±3,3) miliard roků, což je zároveň spodní mez pro stáří vesmíru.

S. Bridle aj. využili měření fluktuací reliktního záření z balonových experimentů Boomerang a Maxima-1 k určení kosmologických parametrů vesmíru z akustického spektra fluktuací, které dávají největší hodnoty pro určité úhlové rozměry fluktuačních skvrn. Odtud vychází, že vesmír má plochou geometrii s 28 % zastoupením skryté látky (celková hustota hmoty vesmíru je přitom 100 % kritické hustoty), H0 = 74 v obvyklých jednotkách a stářím vesmíru 13,2 miliardy let. T. Padmanabhan a S. Sethi odvodili z téhož pozorovacího materiálu, že v nejranější fázi vývoje vesmíru proběhla vskutku kosmologická inflace, takže celková hustota hmoty vesmíru se rovná hustotě kritické. Baryony pak dávají 5 % kritické hustoty a spolu se skrytou látkou představují 34 % kritické hustoty. Dále jim vyšlo H0 = 78 a stáří vesmíru (12 ±1) miliard let. Podobně L. Knox aj. dostali rovněž z fluktuací reliktního záření H0 = 72 a stáří vesmíru (14,0 ±0,5) miliard let. I. Ferreras aj. odvodili stáří vesmíru z kosmochronologie, modelů vývoje hvězd a z poloh akustických vrcholů reliktního záření, odkud nejprve dostali H0 = (72 ±8) a tomu odpovídající stáří vesmíru 13,2 (+1,2;-0,8) miliard let. J. Jensen aj. určili H0 z měření povrchových fluktuací v rozložení infračervené jasnosti pro 16 vzdálenějších galaxií pomocí HST NICMOS. Vyšlo jim H0 = (72 ±2).

Předešlé hodnoty nejsou zatíženy nejistotou v kalibraci vzdáleností galaxií, kde hlavním problémem je dosud neuzavřená debata o vzdálenosti VMM, na níž všechny ostatní kalibrace závisí. B. Gibson a P. Stetson porovnali údaje o cefeidách a supernově 1991T galaxie NGC 4527, čímž dostali H0 = 73. Naproti tomu J. Willickovi a P. Batrovi vyšlo z pozorování cefeid ve 27 galaxiích do vzdálenosti 20 Mpc od nás H0 = 85 ÷ 92, což dává nepřípustně malé stáří vesmíru 11 miliard roků. B. Mason aj. využili Sjunjajevova-Zeldovičova efektu v teplotě reliktního záření pro 7 kup galaxií s červeným posuvem z H0 = 65. S. Borgani aj. studovali rentgenové záření 103 velmi hmotných (≈ 200 TM☉) kup galaxií s červenými posuvy až do z = 1,26 pomocí družice ROSAT a odtud odvodili zastoupení baryonové a skryté látky vesmíru na (35 ±12) % kritické hustoty vesmíru.

Komplexní zhodnocení klíčového programu HST přinesli W. Freedmanová aj., kteří pro VMM přijali vzdálenost přesně 50 kpc, tj. modul vzdálenosti (18,5 ±0,1) mag. Pak dostali porovnáním rozličných metod (cefeidy, supernovy Ia, resp. II, relace Tullyho-Fischera) průměrnou hodnotu pro H0 = (72 ±8) a odtud vychází stáří vesmíru 13 miliard let za předpokladu, že skrytá látka představuje 30 % a skrytá energie 70 % úhrnné hmoty vesmíru. Pro stáří kulových hvězdokup vychází 12,5 miliard let, tj. hvězdy vznikají nejpozději za 500 milionů let po velkém třesku, dvakrát dříve než se dosud soudilo.

6.3. Reliktní záření

Měření fluktuací v reliktním záření se stalo hitem současné mikrovlnné radiometrie, jelikož přesnost měření neustále vzrůstá, a tak lze z rozložení maxim akustických vln určovat s vysokou přesností základní vlastnosti raného vesmíru, odpovídající červenému posuvu z ≈ 1 000. T. Clarke to přirovnává k přehrabávání žhavých uhlíků reliktního záření v doutnajícím spáleništi raného vesmíru. Jak uvádějí S. Dodelson aj. a S. Padin aj., měření pomocí mikrovlnného interferometru CBI v Chile (13 parabol o průměru 0,9 m v nadmořské výšce 5 080 m) odhalilo v akustickém spektru I. harmonickou složku zvukových vln, jež se šířily velmi raným vesmírem, což potvrzuje model velkého třesku s nebývalou přesností. Odtud pak vyplývá, že baryonová látka představuje nanejvýš 5 % kritické hustoty vesmíru. Podle G. Taubese odtud dále vychází stáří vesmíru v intervalu 13 ÷ 14 miliard roků. P. Petitjean a R. Srianand aj. ukázali díky pozorováním vzdáleného kvasaru PKS 1232+0815, že před 12 miliardami let mělo reliktní záření teplotu 9,5 K, v dobré shodě s modelovou hodnotou 9,1 K.

6.4. Kosmické záření

A. Dar a A. de Rújula odhadli energetický výkon kosmického záření vydávaného naší Galaxií na plných 5.1035 W, tj. o dva řády vyšší, než se očekávalo. Titíž autoři též upozornili na možnou interakci galaktického kosmického záření s fotony reliktního záření. Inverzní Comptonův rozptyl elektronů kosmického záření na reliktních fotonech by mohl zvedat hladinu difuzního elektromagnetického pozadí v Galaxii. K. Wang aj. uveřejnili výsledky přehlídky zdrojů kosmického záření v pásmu energií TeV na severní obloze (rozmezí deklinací +72 ÷ 5°) pomocí aparatury Milagrito za období let 1997–1998. Rozložení pozorovaných částic je vcelku izotropní. Nejjasnější diskrétní zdroje jsou blazar-galaxie Mrk 501 a Krabí mlhovina. Rentgenová pozorování radiogalaxie Pictor A (z = 0,35) družicí Chandra ukázala podle A. Wilsona aj., že tento objekt je zdrojem kosmického záření o velmi vysokých energiích (UHE).

Podle G. Mediny-Tanco vychází z pozorování japonskou aparaturou AGASA, že částice s energiemi nad 40 EeV nepřicházejí z vesmíru izotropně, ale ani neodrážejí očekávanou velkorozměrovou strukturu vesmíru. Problém je pochopitelně v neodhadnutelném vlivu magnetického pole Galaxie na směr příchodu těchto částic a také ve velmi omezené statistice pouhých 55 úkazů. A. Uryson se pokusil o identifikaci zdrojů kosmického záření UHE na základě údajů o částicích s energiemi 40 ÷ 300 EeV, získaných za posledních 40 let na observatořích SAL (Jakutsk), AGASA, Haverah Park (Velká Británie) a Muší oko (Utah, USA), ale nedospěl k žádnému určitému závěru.

Právě proto, že částice UHE jsou velmi vzácné, je obtížné je na Zemi pozorovat v dostatečně velkých počtech. Proto P. Gorham a D. Satzberg navrhují zcela neortodoxní metody jejich detekce, například pomocí elektromagnetických impulzů, jež vznikají při nárazu takových energetických částic na povrch Měsíce anebo jež doprovázejí spršky sekundárních částic v zemské atmosféře. Lze také pozorovat rádiové Čerenkovovo záření, případně sledovat spršky výkonným radarem, jenž se už buduje v Peru. Konečně lze pomocí hydrofonů odhalit akustické spršky vznikající při vniknutí částic kosmického záření do vody. Jak uvádějí T. Abu-Zayad aj., nevíme dodnes nic o zdrojích kosmického záření s energiemi nad 100 TeV, a tak největší pokrok mohou jednou přinést uvažované kosmické observatoře EUSO a OWL. Zatím se ovšem největší naděje vkládají do hybridního detektoru částic UHE, který se buduje v argentinské pampě na ploše 50 × 60 km2 a měl by začít měřit v r. 2006 (projekt Pierre Auger).

D. Helfand připomněl, že z celkem 100 známých oktáv energetického spektra připadá na vysoké energie částic (>100 eV) plných 60, kdežto celá optická astronomie se vejde do jediné oktávy. Zdroje vysokých energií musejí mít povrchovou teplotu alespoň 100 kK, ale mohou dosáhnout až miliard kelvinů. Jestliže celá historie astronomie až do r. 1970 přinesla podle M. Harwita 26 hlavních objevů, z nichž se jen jeden týkal vysokých energií, tak v posledních třiceti letech přibylo dalších 17 zásadních objevů, z toho 5 v pásmu vysokých energií a jen 2 v optickém oboru. Z toho lze usoudit, že právě vysokým energiím pozorovaným v kosmickém záření patří astronomická budoucnost. Ten první objev je už ovšem 90 roků starý. Učinil jej rakouský fyzik Victor Hess 7. srpna 1912 při balonovém letu, který začal v 7 h ráno v Ústí nad Labem a při němž dosáhl výšky 5 000 m – právě tehdy objevil, že z vesmíru přichází záření, které R. Millikan v r. 1927 nazval kosmickými paprsky. Hess se za tento objev stal r. 1936 nositelem Nobelovy ceny za fyziku a tehdy už se také vědělo, že nejde o záření, nýbrž o elektricky nabité a silně urychlené částice z vesmíru. Předpokládáme, že k tomu urychlení dochází v silných gravitačních nebo magnetických polích, v rázových vlnách, při gravitačním hroucení supernov anebo při zcela exotických procesech, které dosud nebyly fyzikou rozpoznány.

6. 5. Jaderná, částicová a relativistická astrofyzika

Podle G. Krisse aj. potvrdila měření ultrafialové družice že prvotní helium bylo v raném vesmíru rozloženo rovnoměrně, neboť je všude stejně ionizováno raným kosmickým ohňostrojem žhavého (dnes reliktního) záření. Zejména vzdálené kvasary působí jako světlomety, které zezadu ozařují mezilehlá oblaka He II. D. Banio aj. vyřešili starý problém nesouhlasu relativního zastoupení nuklidu 3He, když měřili intenzitu jeho rádiové čáry na frekvenci 8,7 GHz a ukázali, že lehkého helia je méně než 1,1.10 5 vůči vodíku, v souladu s předpovědí standardního modelu za předpokladu, že baryony představují asi 4 % kritické hustoty vesmíru. Nejnovější výpočet poměrného zastoupení baryonů, vodíku, deuteria, 3He, 4He a 7Li uveřejnil B. Fields.

Na kalifornském urychlovači SLAC bylo týmem 600 fyziků pod vedením J. Dorfana potvrzeno narušení parity CP sledováním rozpadů 32 milionů mezonů a antimezonů B. To má velký význam i pro kosmologii velmi raného vesmíru. S. Dimopoulos a G. Landseberg navrhli, aby budoucí evropský urychlovač LHC v CERN, jenž má být dokončen r. 2008, byl využit také k experimentální výrobě černé díry. Tvrdí, že by k tomu stačilo zhroutit pod hranici Schwarzschildova poloměru několik tisíc protonů. Prý se něco takového ostatně stává při průletu kosmického záření UHE zemskou atmosférou, aniž bychom si něčeho všimli.

K výzkumu neutrinových oscilací použili Japonci urychlovač KEK, který zaměřil intenzivní svazek mionových neutrin na detektor Superkamiokande vzdálený od zdroje 250 km. Za 2 roky provozu se podle K. Nakamury aj. podařilo zaznamenat 44 neutrin z daného směru, ačkoliv v případě, že by oscilace nebyly, jich mělo přijít 64. Změřený mixážní úhel byl přitom mnohem vyšší, než se čekalo, což dává dobrou podporu pro oscilace neutrin, které jsou na velikosti mixážního úhlu přímo závislé. Bohužel slibný experiment přerušila nešťastná havárie fotonásobičů v Kamiokande, k níž došlo po revizi zařízení během napouštění vody do detektoru v listopadu 2001.

Podle E. Andréese aj. začal r. 1997 zkušebně měřit detektor vysokoenergetických neutrin AMANDA, zapuštěný do antarktického ledu. Detektor představuje pomyslný svislý válec o průměru 120 m, uvnitř něhož je na 10 kabelech zamrzlých v ledu zavěšeno 300 fotonásobičů v hloubkách 1 500 ÷ 2 000 m pod povrchem. Fotonásobiče zaznamenávají Čerenkovovo záření vyvolané průchodem mionů ledem a redukční program odtud vybírá pouze údaje o průletech zespodu nahoru, kterou jsou vyvolány výlučně vysoce energetickými neutriny, jež přiletěly z vesmíru a prošly zeměkoulí. Průlety shora totiž převážně patří běžnému kosmickému záření, které by jinak detektor zcela zahltily. Jak ukazují první měření, detektor je citlivý na kosmická neutrina s energiemi nad 50 GeV, ale zachytil i úkazy s energiemi řádu TeV. V průměru se zachytí jedno neutrino každých 19 hodin a rozložení zdrojů po severní polokouli nejeví žádné známky anizotropie. V loňském roce bylo do ledu zapuštěno dalších 9 kabelů, a pokud se seženou finance, tak z toho nakonec vznikne impozantní detektor IceCube s 80 kabely, 4 800 fotonásobiči na ploše o průřezu válce 1 km2.

J. Webb ohlásil možný astronomický důkaz, že konstanta jemné struktury vodíku se mění s časem. Konstanta je měřítkem intenzity elektromagnetické interakce, která váže elektrony k atomovému jádru. Podle M. Murphyho aj. vykazují spektra 28 kvasarů s červenými posuvy z v rozmezí 0,5 ÷ 3,5, pořízená Keckovým 10m, absorpční čáry celkem 49 mezilehlých mezihvězdných mračen, v nichž jsou však rozteče mezi známými vodíkovými čarami nepatrně odlišné, v závislosti na vzdálenosti mračna od nás. Pokud by se tato měření potvrdila, tak by to znamenalo, že „konstanta“ jemné struktury byla před 10 miliardami let o setinu promile menší, než je dnes! Nechci ani domýšlet, jakou revoluci ve fyzice a posléze i astrofyzice by to vyvolalo. J. Williams aj. využili třiceti let přesných laserových a radarových měření poloh nebeských těles ve Sluneční soustavě k ověřování případné proměnnosti gravitační konstanty v závislosti na čase. Dostali tak relativní horní mez proměnnosti na úrovni 1,8.10 12/r a tato mez se bude časem ještě rychle snižovat.

R. Hulet aj. simulovali laserovým chlazením oblaku atomů lithia kvantové charakteristiky bílých trpaslíků a neutronových hvězd. Při teplotě řádu 100 nK je totiž lithium supratekuté. Tyto experimenty však přednostně využijí pro zvýšení přesnosti atomových hodin. Jak uvedli C. Wieman aj., v r. 1925 předpovězený Boseův-Einsteinův kondenzát (BE) byl v r. 1995 připraven ve fyzikálních laboratořích uměle, což umožňuje laboratorně studovat vlastnosti vznikajících prahvězd i zanikajících degenerovaných hvězd, a dokonce i tzv. bosenovy, tvořené místo fermionů bosony. Ostatně za zmíněnou přípravu BE byla vloni udělena i Nobelova cena za fyziku.

7. Život ve vesmíru

První argument ve prospěch obydlitelnosti jiných světů přinesl v r. 1610 J. Kepler, jenž usoudil, že Jupiter je obydlen, neboť má dle Galileových pozorování 4 družice, jež slouží tamějším obyvatelům podobně jako lidem na Zemi Měsíc. Podobně si I. Newton a W. Herschel mysleli, že obydlené je Slunce, neboť sluneční skvrny považovali za průzory, jimiž Slunečňané pozorují Zemi, resp. za vrcholy sopek, prorážející hranici oblačnosti na Slunci. (Naproti tomu Galileův protivník C. Scheiner a později též známý německý fyzik O. von Guericke se domnívali, že sluneční skvrny jsou oběžnicemi Slunce, jež pozorujeme při přechodech přes sluneční kotouč.) Konečně ještě na počátku 20. stol. americký filantrop P. Lowell chtěl prokázat pomocí dalekohledů na observatoři ve Flagstaffu, že Mars je obydlen vyspělou technickou civilizací, která buduje sítě průplavů či zavlažovacích kanálů. Od té doby však vlivem pokroku astronomie a zejména kosmonautiky tento naivní optimismus ztratil půdu pod nohama, avšak situace se mění zásluhou NASA, jejíž planetární sondy paradoxně téměř vyloučily jakýkoliv život ve Sluneční soustavě mimo naši Zemi. V r. 1997 NASA založila virtuální Astrobiologický ústav, jehož cílem je zkoumat projevy života v extrémních poměrech na Zemi, zejména v podledových jezerech v Antarktidě, a odtud odstartovat solidní výzkum projevů života mimo Zemi.

V předloňském roce tak např. L. Allamandola aj. ozařovali studené (10 K) ledy jednoduchých sloučenin (voda, metanol, čpavek a oxid uhelnatý) ultrafialovým zářením a vytvořili tak v laboratorních podmínkách tuhé látky, jež v tekuté vodě vytvářely samovolně membrány, asi tak, jako se tvoří bubliny v mýdlové vodě. Autoři soudí, že pokud se takový materiál vytvoří v hustých mezihvězdných molekulových mračnech, tak po vzniku planet se na jejich povrchu z něj vytvoří první primitivní buňky. Rádiová spektroskopie ozářených vzorků v pásmu milimetrových a submilimetrových vln ukázala, že za těchto podmínek vzniká na 120 chemických sloučenin, z nichž většina je velmi vhodná pro vznik života.

G. Horneck aj. zase podrobili v laboratoři spory mikroorganismu Bacillus subtilis tlaku 32 GPa a zjistili, že takto kruté zacházení přežije 0,1 promile testovaných spor. To prakticky znamená, že pokud se takové spory vyskytovaly na Marsu, mohly by se vyskytovat v marsovských meteoritech, neboť jsou schopné přežít jak vymrštění matečné horniny z Marsu do meziplanetárního prostoru, tak také průchod zemským ovzduším před dopadem na Zemi. Jak vypočítal H. J. Melosh, dostane se dokonce každoročně díky poruchám od Jupiteru řádově deset úlomků z impaktů na povrchu Marsu na interstelární dráhy, takže v průměru jednou za 100 milionů let se některý marsovský úlomek usadí na oběžné dráze u cizí hvězdy. Jelikož spory na Zemi dokáží přežít v hibernaci až čtvrt miliardy let, znamená to jistou naději i pro interstelární panspermii. Naproti tomu pravděpodobnost zásahu Země interstelárním meteoritem, jenž by nesl ve svém nitru vitální spory ze vzdáleného vesmíru, je zcela zanedbatelná, neboť k němu podle Meloshe dochází v průměru jednou za bilion roků. To pak znamená, že Sluneční soustava je od vzdáleného vesmíru biologicky zcela izolována, a pozemský život musel začít buď na Zemi, nebo na některém kosmickém tělese uvnitř této soustavy.

R. Gray a K. Marvel se vrátili k pokusu o identifikaci záhadného rádiového signálu známého pod anglickým citoslovcem „wow!“ („jejda!“), který byl dne 15. srpna 1977 zachycen dnes už rozebraným ohijským radioteleskopem. Podle ředitele tehdejší observatoře J. Krause přicházela tehdy přerušovaná úzkopásmová 10 kHz emise v okolí rádiové čáry H I ze směru o souřadnicích 1922 2703, resp. 1925 2703. Oba radioastronomové prohlíželi loni zmíněné oblasti obří rádiovou soustavou VLA, avšak v obou směrech našli jen standardní rádiové zdroje.

Organizačně je však velmi úspěšný projekt berkeleyské univerzity SETI@home, v němž se metodou sdíleného počítání testuje rádiový šum z Areciba, zda neobsahuje signály umělého původu. Od vyhlášení projektu v květnu 1999 se takto na osobních počítačích 3 milionů nadšenců z celého světa propočítalo 650 tisíc let strojového času, což je absolutně nejrozsáhlejší výpočetní projekt na světě. Navzdory tomuto gigantickému úsilí se však dosud žádný signál umělého původu nepodařilo najít. P. Backus popsal další rozvoj pozorovacího programu PHOENIX v Arecibu. Hledání umělých signálů bude pokračovat ve frekvenčním rozsahu 1,20 ÷ 1,75 GHz pomocí úzkopásmového (1 Hz) citlivého přijímače s bezmála 29 miliony kanálů.

Mezitím A. Howard a P. Horowitz prosazují hledání usměrněných koherentních optických signálů od cizích civilizací, neboť odhadují, že usměrněný svazek laseru se špičkovým výkonem 1 kW by byl pozorovatelný z kosmického teleskopu Terrestrial Planet Finder (TPF) až ze vzdálenosti 15 pc od Země. Jak uvádí S. Shostak, je hlavní výhodou laserového vysílání jeho možnost přesného nasměrování signálů. Také Evropská kosmická agentura (ESA) zahajuje samostatný projekt Aurora, jehož cílem je rozvinout astrobiologii. První vlaštovkou se mají stát měření subsondy Huygens, jež má počátkem r. 2005 proměřit vlastnosti atmosféry Saturnovy družice Titan.

Hledání života ve vesmíru je ovšem velmi ztíženo tím, že dosud nemáme uspokojující definici samotného pojmu život, takže do jisté míry nevíme, co všechno máme vlastně hledat. Navíc kromě klasické nerudovská otázky „jsou-li tam žáby taky?“ se vynořuje z přítmí otázka vpravdě filozofická: „Proč ve vesmíru je/není život?“ (nehodící se škrtněte).

8. Astronomické přístroje

8.1. Optická astronomie

Počátkem prosince 2000 byl slavnostně uveden do chodu 6,5m dalekohled Magellan I na observatoři Las Campanas v Chile v nadmořské výšce téměř 2 500 m, jehož výstavba započala v r. 1986. Dalekohled nese jméno po astronomovi Walteru Baadem, ale název zahrnuje také identický dalekohled Magellan II na téže chilské observatoři, který dostal jméno po mecenáši (London Clay) a jenž byl dokončen o rok později. Šéfem observatoře Magellan byl jmenován americký astronom Augustus Oemler. Projekt financovalo pět předních amerických vědeckých institucí (Carnegie Institution, univerzity v Arizoně, Michiganu a Harvardova, jakož i MIT).

G. Sánchez aj. popsali parametry obří matice CCD pro 1m Schmidtovu komoru observatoře Mérida ve Venezuele. V r. 1997 zde byla instalována matice 16 čtvercových (2 × 2 kpix) čipů CCD, chlazených na 80 °C. Nyní dokončují matici 96 (!) obdélníkových (1 × 4 kpix) čipů CCD, jež umožní vykonat přehlídku QUEST kvasarů v pásmu podél nebeského rovníku s úhlovým rozlišením 1″/pix. Předloni byla též v časopise Sky and Telescope připomenuta pohnutá životní historie vynálezce proslulé meniskové širokoúhlé komory Dimitrije Maksutova (1896–1964). Autor vynalezl komoru, jež nyní nese jeho jméno, v říjnu 1941. Prototyp měl průměr zrcadla 100 mm a světelnost f/8,5. Autor vynálezu však byl stalinským režimem dvakrát zatčen a jen taktak unikl smrti. Jeho rodina postupně z větší části emigrovala do USA. Zde se již po půlstoletí prodává oblíbený ultrapřenosný Maksutovův dalekohled s průměrem optiky pouze 90 mm pod firemním názvem Questar.

C. Akerlof aj. dokončili prototyp III. verze kompaktního robotického hlídkujícího teleskopu ROTSE na observatoři Los Alamos v Novém Mexiku, jehož hlavním úkolem je rychle vyhledávat optické protějšky zábleskových zdrojů záření gama, ale může sloužit i ke zcela všeobecnému sledování změn jasnosti hvězd po celé obloze. Dalekohled má průměr hlavního zrcadla 0,45 m a zorné pole 2°, takže při minutových expozicích zaznamená objekty do 19 mag. Je doplněn zařízením RAPTOR, jež dokáže během minuty zobrazit 1 600 čtv. stupňů oblohy do 12 mag a ve „žluté skvrně“ uvnitř pole dokonce do 16 mag. Poloha této žluté skvrny se přitom neustále náhodně mění, tj. skvrna těká, podobně jako to dělá např. pozorovatel vizuálních meteorů. Autoři plánují rozmístit identické stroje na dalších čtyřech místech po obvodu zeměkoule, což by umožnilo téměř nepřetržité sledování severní i jižní oblohy.

Keckovy desetimetry na Mauna Kea byly 13. března 2001 použity poprvé jako dvojčlenný interferometr s délkou základny 85 m. Při sledování hvězdy HD 61294 (5,9 mag; sp. K) v souhvězdí Rysa byly získány interferenční proužky, takže se snadno dociluje úhlového rozlišení 0,003″ (HST má v nejlepším případě rozlišení 0,03″). Vedení observatoře hodlá v blízkosti desetimetrů postavit do r. 2004 čtyři dalekohledy s průměrem primárních zrcadel 1,8 m, aby se dalo využívat různě dlouhých základem i směrů pro ještě přesnější interferometrická měření.

O pouhé čtyři dny později získali A. Glindemann aj. interferenční proužky také na Cerro Paranalu díky krajním osmimetrům soustavy VLT ESO na základně 205 m. Tak bylo poprvé v optické astronomii docíleno magického rozlišení 0,001″ ! Během 15 minut měření úhlových rozměrů obří hvězdy Alfard (α Hya; 2,2 mag; sp. K3 III) se podařilo její úhlový průměr 0,009″ změřit s přesností na pouhá 2 %. Dále se podařilo změřit úhlové průměry hvězd γ Cru, R Leo, δ Vir a α Cen, jež se pohybují v rozmezí 0,010 ÷ 0,025″ – tedy vesměs pod rozlišovací schopnosti HST. Současná mezní hvězdná velikost interferometru VLT je ovšem pouze 6 mag; teprve po dokončení adaptivní optiky se posune odhadem k 11 mag.

Největší základnu však bude dle H. McAlistera aj. mít interferometr CHARA, budovaný na Mt. Wilsonu v Kalifornii – 330 m. Interferometr se bude skládat ze 6 prvků a využívat předností laminárního proudění vzduchu na této proslulé observatoři. D. Queloz a M. Mayor budují na ESO v La Silla ešeletový spektrograf HARPS, jenž umožní měřit radiální rychlosti hvězd s přesností na 1 m/s, což dovolí jednak hledat až třikrát méně hmotné exoplanety než dosavadní stroje a jednak měřit přímo akustické kmity povrchů hvězd (stelární seizmologie).

R. Gilmozzi a P. Dierickx upřesnili některé parametry zamýšleného mamutího stometru OWL, který by do r. 2020 měla postavit Evropská jižní observatoř. Hlavní 100m segmentové zrcadlo bude mít osu skloněnou pod úhlem 60° k vodorovné rovině a bude otočné pouze v azimutu. Průměr segmentovaného sekundárního zrcadla bude 33,5 m. Aktivní optika bude instalována na terciárním monolitickém 8,2m a ještě čtvrté zrcadlo bude mít týž průměr jako terciární. Teprve páté zrcadlo bude drobeček o průměru 4,3 m a poslední šesté „jen“ 2,5 m.

Teoretické základy pro adaptivní optiku v astronomii položil již v 50. letech XX. stol. známý americký astronom H. Babcock. Prakticky ji však poprvé realizovali armádní technici USA a metoda byla odtajněna v květnu 1991. Od konce 90. let se dostala do výzbroje většiny obřích dalekohledů na světě, včetně Keckova desetimetru (únor 1999). Největší zisk přináší zejména v blízkém infračerveném oboru spektra.

8.2. Optické dalekohledy v kosmu

Dosavadních 11 let provozu HST lze bezesporu označit za mimořádný úspěch americké kosmonautiky i světové astronomie. HST oběhl Zemi už více než 60tisíckrát a urazil tak dráhu přes 17 AU. Dalekohled pořídil celkem 400 tis. snímků 15 tis. různých objektů a na tomto základě bylo uveřejněno již 11 tisíc vědeckých prací, což je rekord nejenom pro astronomii, ale pro přírodní vědy vůbec. Ve veřejně přístupném archivu HST se nachází přes 10 TB informací. Data získávaná HST během jediného dne by zaplnila pět tlustých encyklopedií! Pointer FGS1r dokáže měřit hvězdné paralaxy s rekordní přesností na 0,0002″ pro hvězdy až 16,5 mag.

Proto jako studená sprcha přišla z vedení NASA nepříznivá zpráva, že příští kosmický dalekohled NGST bude mít menší průměr zrcadla (asi jen 6 m) a také chlazení infračervené aparatury nebude tak hluboké, jak se původně zamýšlelo. Navzdory tomu se však náklady na toto zařízení začínají rychle šplhat vzhůru. Původní představa o půl miliardě dolarů byla zjevně nerealistická; teď už je jisté, že cena překročí 1,3 miliardy dolarů a přístroj se nedostane do vesmíru dříve než v r. 2009, kdy už možná několik roků nebude pracovat HST. Problémem NGST je zejména zajistit bezporuchový provoz zařízení, vzdáleného 1,5 milionu km od Země bez možnosti údržby astronauty – to se zdá být s ohledem na dosavadní zkušenosti s kosmickými přístroji příliš optimistická koncepce a není vyloučeno, že bude ještě změněna.

Podobně vzrostly o plných 20 % plánované náklady na letecký infračervený dalekohled SOFIA a blíží se již půl miliardě dolarů, takže první zkušební lety se odsouvají až na r. 2004 a vědecký provoz až na r. 2005. Provozní náklady se odhadují na 40 milionů dolarů ročně. Celý projekt zachraňuje smluvní spolupráce s německou kosmickou agenturou; pokud by byl projekt čistě americký, byl by zřejmě zrušen. Podle J. Horna a E. Becklina bude SOFIA létat co nejdále od rovníku a zejména v zimě, kdy je vzduch na hranici stratosféry sušší, a proto se nemusí létat tak vysoko (12,5 km), čímž se prodlouží pozorovací doba při jednom letu. Zrcadlo o vnějším průměru 2,7 m bude každoročně znovu hliníkováno na základně NASA Ames Moffet Field a jednou týdně ofukováno sněhem oxidu uhličitého.

8.3. Rádiová astronomie

Radioteleskop pro metrové pásmo MRT na ostrově Mauritius v Indickém oceánu byl využit pro přehlídku rádiových zdrojů v metrovém pásmu v rozsahu deklinací 70° ÷ 10° a s minimálním tokem 200 mJy, která se tak stala jižním protějškem cambridgeského katalogu 6C. Od konce r. 2000 je již v trvalém provozu obří plně pohyblivý radioteleskop GBT, pojmenovaný po senátoru R. C. Byrdovi, v Green Banku v Západní Virginii. Oválný radioteleskop o rozměrech 100 × 110 m a výšce nad terénem 148 m se skládá z více než 2 tisíc hliníkových panelů s přesností povrchu na 0,25 mm, takže dokáže měřit rádiové záření až do frekvence 80 GHz (vlnová délka 3,8 mm) s rozlišovací schopností 1″. Přístroj za 75 milionů dolarů tak nahradil v listopadu 1988 zřícený 92m radioteleskop na téže observatoři.

Podle A. Starka aj. dává stále dobré výsledky nevelký submilimetrový antarktický radioteleskop AST/RO o průměru paraboly 1,7 m, jenž pracuje v pásmu vlnových délek 0,2 ÷ 2 mm od r. 1994. Ukazuje se totiž, že poloha zařízení v nadmořské výšce 2 850 m je velmi příznivá pro submilimetrová měření, jelikož průměrná teplota okolí činí 49 °C a v zimě klesá až na 82 °C (docela bych chtěl vědět, co tomu říká obsluha?), vítr má průměrnou rychlost jen 6 m/s a počet jasných nocí přesahuje 30 %. Nenahraditelná jsou zvláště měření rozložení interstelárního neutrálního uhlíku a oxidu uhelnatého v naší Galaxii.

Mexiko ve spolupráci s USA buduje v horách mexického středovýchodu velký milimetrový radioteleskop LMT v nadmořské výšce 5 000 m o průměru paraboly 50 m. Radioteleskop za 80 milionů dolarů má být dokončen v r. 2005. Spojené státy se rovněž podílejí na výstavbě obří anténní soustavy ESO, nazvané ALMA, jež bude postavena v chilské poušti Atacama rovněž ve výšce 5 000 m poblíž osady San Pedro, kde bude ve výšce 2 440 m nad mořem zřízeno řídicí středisko pro dálkové ovládání aparatury. ALMA bude tvořena minimálně 64 radioteleskopy s 12m parabolami s přesným povrchem (povolené odchylky tvaru nepřesáhnou 0,025 mm) a úhrnné sběrné ploše 7 000 m2. Při délkách základen až 10 km bude mít ALMA v pásmu submilimetrových vln rozlišení snad až 0,003″. Aparatura má dát první technické výsledky již r. 2005 a v plném provozu bude od r. 2009; pokud se připojí Japonci, bude rozšířena na 96 parabol. Úhrnné náklady přesáhnou v každém případě částku 650 milionů dolarů, z toho USA mají platit třetinu. Američané proto kvůli úsporám uzavírají dosud nejlepší submilimetrový radioteleskop o průměru 12 m na Kitt Peaku.

8.4. Astronomické umělé družice

Geomagnetická zobrazovací družice IMAGE, vypuštěná koncem března 2000, pořídila během prvního roku činnosti množství trojrozměrných obrazů geomagnetického pole, aktualizovaných v několikaminutových intervalech, což umožňuje poprvé studovat celkovou dynamiku zemské magnetosféry. Ta má vnější obrysy slzy se špičkou odvrácenou od Slunce. Podél Země se však vyskytují i protáhlá „údolí“, v nichž plazma zcela chybí. Družice odhalila, že jako reakci na dopadající sluneční vítr se v odvrácené (noční) magnetosféře vyskytují zpětné proudy plazmatu ohřátého na 100 MK, přičemž intenzita proudů dosahuje řádu MA. Nejhustší horké plazma se pak vyskytuje na přivrácené (denní) straně Země. V srpnu 2001 vypustila NASA umělou družici Genesis, jež driftovala do listopadu téhož roku směrem k Lagrangeovu bodu L1 a má se dle D. Burnetta aj. věnovat výzkumu chemického složení slunečního větru. Družice má nasbírat do rozestřených „pavoučích sítí“ z křemíku a safíru celkem alespoň 10 μg (!) materiálu slunečního větru, vrátí se v září 2004 k Zemi a při průletu rychlostí 10,5 km/s upustí do zemské atmosféry hermeticky uzavřenou kapsli s tímto převzácným kořením, kterou při sestupu zachytí nad Utahem vrtulník.

Počátkem prosince 2001 odstartovala společná americko-francouzská družice Jason 1 k monitorování globálního klimatu a interakce oceánu s atmosférou. Naváže tak na velmi výkonnou a dosud funkční družici TOPEX/Poseidon, vypuštěnou již v srpnu 1992, jež obíhá ve výšce 1 300 km nad Zemí a k níž se družice Jason 1 připojila. Obě tělesa nyní kvůli vzájemné kalibraci obíhají v tandemu ve vzájemné vzdálenosti 370 km po téže oběžné dráze. Výšku hladiny oceánů tak dokáží měřit s přesností na 40 mm.

Sovětská/ruská kosmická stanice Mir, vypuštěná 20. února 1986, řízeně zanikla nad jižním Pacifikem 23. března 2001 v ranních hodinách světového času, když mistrovsky provedený sestupný manévr započal 21. března tím, že stanice klesla do výšky 214 km nad Zemí. Přízemí stanice pak bylo postupně snižováno až na 80 km, načež se komplex o hmotnosti 137 t během necelé hodiny rozpadl za nádherných vizuálních a mohutných akustických efektů, pozorovaných na Fidži a Nové Guinei. Střed pomyslné dopadové oblasti v pustém oceánu měl souřadnice 150° z. d. a 44° j. š., takže případné úlomky nikoho a nic nezasáhly. Stanice během více než 15 let oběhla Zemi přes 86tisíckrát a lidé na ní pobývali celkem 4 591 dnů (přes 12,5 roku), z toho téměř 10 let nepřetržitě. Kosmonauti uskutečnili celkem 79 výstupů z kabiny do kosmického prostoru a zvládli i požár na palubě a srážky s kosmickými loďmi Sojuz v r. 1994 a Progress v r. 1997. Ruský lékař Valerij Poljakov ustavil na palubě Miru nový rekord v nepřetržitém pobytu v kosmu – 437 dnů.

Japonská rentgenová družice ASCA, jež byla na dráze od února 1993, dostala v červenci 2000 zásah koronálním výronem po sluneční erupci, takže ztratila schopnost orientace a zanikla počátkem března 2001. Byla první rentgenovou družicí, která jako detektory používala matice CCD. S její náhradou se počítá až pro rok 2005. Japonci také přišli o další velmi cennou umělou družici Jókó, věnovanou výzkumu Slunce, která ztratila orientaci při prstencovém zatmění Slunce 14. prosince 2001 po 10 letech mimořádně úspěšného provozu. O něco lépe dopadla americká družice FUSE pro dalekou ultrafialovou oblast spektra, vypuštěná v červnu 1999, jež však musela být v prosinci 2001 uvedena do bezpečného klidového stavu rovněž kvůli navigačním problémům. Vtipným využitím elektromagnetů zadřených reakčních kol, která normálně nastavují polohu družice, a zemského magnetického pole se však zdařilo tento problém obejít a od března 2002 družice opět měří. Podobně byla o rok prodloužena práce italsko-holandské rentgenové a gama družice BeppoSAX, ačkoliv na ní v r. 2001 už pracoval jen jeden navigační setrvačník.

K nelibosti astronomů není ani po krachu projektu globální sítě mobilního telefonování Iridium všem starostem s retranslačními družicemi této sítě konec. V prosinci 2000 totiž tyto družice, jejichž vypuštění přišlo firmu Motorola na více než 4 miliardy dolarů, odkoupila v konkurzním řízení jiná firma za mizerných 40 milionů dolarů (nekupte to za ty peníze!) a chce je znovu zprovoznit. Motorola vypustila v letech 1977–99 celkem 88 družic, z nichž je dosud 74 funkčních; zbytek je neovladatelný.

8.5. Kosmické sondy

Mimořádně úspěšná kosmická sonda Deep Space 1, která se proslavila těsným průletem kolem planetky (9969) Braille a zejména pak zdařilým snímkováním periodické komety 19P/Borelly, byla vypnuta v prosinci 2001 po 38měsíčním letu, během něhož byl iontový motor v chodu po plných 670 dnů, během nichž spotřeboval 90 % z 82 kg xenonu na palubě. Technikům NASA se během letu podařilo ověřit funkčnost všech dvanácti nových technických řešení, použitých v kosmu poprvé. Přitom byla sonda postavena během pouhých tří let, což je rovněž rekord svého druhu.

Kosmická sonda Stardust, jejímž úkolem je přinést na Zemi vzorky prachu od komety Wild 2, se počátkem roku 2001 přiblížila na 6 000 km k Zemí, aby metodou gravitačního praku zvýšila svou rychlost a změnila směr ke kometě, kolem níž proletí 2. ledna 2004. Byla přitom pozorovatelná jako objekt až 10 mag nad východní Asií a nad Austrálií. Pouhých 15 h po těsném přiblížení k Zemi proletěla sonda ve vzdálenosti 98 000 km od Měsíce. Návrat vzorků z komety je plánován na polovinu ledna 2006. Zamlžení kamery sondy se podařilo odstranit ohřevem optiky, takže kamera byla opět schopna zobrazovat objekty do 9 mag. Naneštěstí poloprůhledný film na optice kamery se vytvořil na jaře 2001 znovu a k dovršení vší smůly se u ní zasekl výměnný kotouč s filtry, naštěstí v prázdném okně.

Kosmická sonda Ulysses se 13. října 2001 znovu vyšplhala až na 80° severní heliografické šířky, čímž kulminoval druhý průlet vysoko nad slunečním rovníkem, tentokrát v době těsně po maximu sluneční činnosti. Její další provoz financuje už jenom evropská kosmická agentura ESA; NASA to z úsporných důvodů vzdala. ESA míní měřit ještě v době příštího polárního průletu nad Sluncem koncem r. 2006.

Počátkem dubna 2001 úspěšně odstartovala kosmická sonda 2001 Mars Odyssey v ceně 300 milionů dolarů, jež vcelku hladce dospěla k Marsu 23. října, kdy byla zbrzděna raketovým motorem a usadila se na protáhlé eliptické dráze s oběžnou dobou 18,7 h s pericentrem 300 km. Další změny dráhy obstaralo aerobrzdění slunečními panely, které bylo rychlejší, než se čekalo zásluhou již zmíněné prachové bouře na Marsu. Sonda se tak dostala na kruhovou polární dráhu ve výši 400 km nad planetou s oběžnou dobou 2 h a od té doby se věnuje zjišťování chemického a mineralogického složení povrchu s rozlišením asi 100 m pomocí vícekanálové infračervené kamery THEMIS a neutronového, resp. gama spektrometru.

Koncem července 2001 jsme si připomněli čtvrt století od úspěšného přistání sondy Viking 1 na Marsu v oblasti Chryse Planitia. Společně s přistávacím modulem sondy Viking 2, jenž se usadil počátkem září 1976 na planině Utopia, pořídily oba moduly na 4 500 snímků Marsova povrchu a uskutečnily 3 miliony meteorologických měření. Moduly fungovaly do listopadu 1982, resp. dubna 1980. K tomu orbitální moduly týchž sond přidaly ještě 52 tis. snímků z oběžné dráhy, jež zobrazily 97 % povrchu planety. Při příležitostí výročí přijal konstruktéry a vědce projektu Viking americký prezident G. Bush a předal jim státní vyznamenání.

Koncem června 2001 byla vypuštěna kosmologická družice MAP v ceně 95 milionů dolarů, jež se do září téhož roku přesunula za pomoci gravitačního praku Měsíce do Lagrangeova bodu L2, odkud pak po dva roky měřila nepatrné (μK) fluktuace v rozdělení teploty reliktního záření po celé obloze s rekordní úhlovou rozlišovací schopností až 13′, a tím upřesnila řadu základních kosmologických parametrů.

Poslední spojení s kosmickou sondou Pioneer 10 se podařilo navázat 28. dubna 2001, zhruba za 8,5 měsíce od předešlého úspěšného pokusu ze 6. srpna 2000. Signál k sondě byl vyslán ze 70m paraboly sítě DSN NASA ve Španělsku a za 21,8 h se vrátila odezva od 8 W vysílačky na sondě ze vzdálenosti 11,7 miliardy km. Na palubě sondy dosud pracuje Geigerův-Müllerův čítač kosmického záření. Bylo to první umělé těleso, které po startu 2. března 1972 rekordní rychlostí 14,5 km/s úspěšně proletělo pásem planetek a 4. prosince 1973 kolem Jupiteru, kde objevilo jeho radiační pásy. Sonda předávala vědecké informace soustavně až do března 1997; od té doby se spojení s ní navazuje jen občas kvůli testům nových komunikačních programů. Pioneer 10 se nyní od Slunce vzdaluje rychlostí 12,4 km/s a směřuje do souhvězdí Býka přibližně ke hvězdě 98 Tau. Zhruba za 2 miliony roků mine nejbližší hvězdy a stane se tak interstelárním trampem, nesoucím grafické poselství cizím civilizacím. S obdobnou sondou Pioneer 11, vypuštěnou ze Země 6. dubna 1972, bylo udržováno spojení až do konce září 1995.

Nečekaný problém se objevil v souvislosti s plánovaným sestupem modulu Huygens směrem k Saturnově družici Titan po příletu kosmické sondy Cassini k Saturnu v r. 2004. Přijímače sondy by totiž nebyly schopny dostatečně velkého přeladění při Dopplerově posuvu frekvencí, jenž vznikne poměrně rychlým sestupem sondy Huygens. Proto se změní příletový manévr tak, že sonda Cassini proletí do konce r. 2004 třikrát kolem Titanu a modul Huygens bude teprve potom oddělen od sondy. Sestup modulu k Titanu se uskuteční až v polovině ledna 2005, aby se tak co nejvíce snížila vzájemná rychlost vzdalování sondy a modulu.

8.6. Netradiční přístrojové metody

Čína ve spolupráci s Itálií vybudovala v Tibetu v nadmořské výšce 4 300 m za 13 milionů dolarů nejrozměrnější detektor kosmického záření, tvořený 200 tisíci odporovými deskami na ploše o výměře fotbalového hřiště. Zařízení dokáže zachytit spršky sekundárních částic od primárních částic s energiemi nad 100 GeV. Jde současně o nejvýše položenou stálou astrofyzikální observatoř do doby, než budou dokončeny milimetrové radioteleskopy v Mexiku a v Chile, o nichž jsem psal v odst. 8.3.

Stále větší naděje vkládají astronomové do přetlakových stratosférických balonů s dlouhou dobou letu (ULDB), využívajících jako obalu obyčejného polyetylenu. Ideálně by měly dosahovat výšek kolem 35 km, kde se přístroje ocitnou nad 99 % hmotnosti atmosféry, a jednotlivé lety by mohly trvat minimálně měsíc a posléze snad i čtvrt roku. Při pokusu s prototypem ULDB v severoaustralském městě Alice Springs 25. února 2001 se sice podařilo během 4 h dostat 1,6 t přístrojů do výšky 26 km, ale balon byl netěsný, takže musel týž den přistát asi 210 km od místa startu. Ani opakovaná zkouška 10. března nebyla příliš úspěšná. Balon sice dosáhl výšky 34 km, ale opět došlo k poklesu tlaku, takže další den musel přistát, což se povedlo taktak – pouhých 700 m od oceánského pobřeží. Navzdory těmto potížím si astronomové nemohou balony ULDB vynachválit, jelikož jejich provoz je nesrovnatelně lacinější než vypuštění i zcela miniaturní umělé družice, mohou se pohybovat ve výškách, kam už nedoletí letadla a kde naopak nemohou létat umělé družice, a kromě toho se pokusnou aparaturu (většinou) podaří zachránit a připravit k novému použití.

Velmi úspěšně se vyvíjí projekt bezpilotního letadla na sluneční články Helios. Letadlo má rozpětí křídel 75 m a jejich horní strana je pokryta 65 tisíci slunečních článků, které poskytují příkon 35 kW pro vrtule poháněné elektromotory a udělují tak letadlu dopřednou rychlost 40 km/h. Při startu z ostrova Kauai na Havaji 15. července 2001 se letadlo dostalo do výšky téměř 30 km, což je nový rekord pro libovolný typ letadla. Výstup zabral pouze 7,5 h a letadlo bylo ve vzduchu celkem téměř 17 h. Předtím se v r. 1976 tryskové letadlo SR-71 dostalo do výšky 25,9 km a vrtulové letadlo v r. 1998 do výšky 24,5 km. Letadlo Helios může za dne stoupat a v noci při poklesu výšky jeho vrtule pohánějí elektromotory a dodávají tak elektřinu pro palubní řídící přístroje a počítače. V r. 2003 by se touto metodou mělo udržet ve vzduchu plné 4 dny. Letadlo může sehrát neocenitelné služby při živelních pohromách, kdy udrží spojení s pozemními stanovišti z výšky kolem 20 km.

Soudobá astrofyzika se však snaží nejenom pronikat s přístroji do kosmu, ale paradoxně také zavrtávat je do Země. Američtí astrofyzikové se tak pokoušejí zachránit jedinečné pozorovací stanoviště pro částicovou astrofyziku ve známém dole Homestake v Jižní Dakotě, kde R. Davis provozoval svůj průkopnický experiment s detekcí slunečních neutrin (1968–1998), protože správa dolu těžbu zlata po 125 letech ukončila. Proto vědci navrhují, aby důl byl přeměněn na národní podzemní observatoř pro fyziku, geologii a biologii, což by ovšem stálo řádově stovky milionů dolarů, a ty se patrně nepodaří získat.

Ani rusko-americký experiment SAGE s detekcí slunečních neutrin v podzemní laboratoři v Baksanu na Kavkaze nemá vyhráno, jelikož v listopadu 1997 se lupiči pokusili vniknout do podzemního tunelu pod horou Andyrči nákladním autem (!) a ukrást odtamtud galium, jehož 1 kg stojí na světovém trhu 550 dolarů a v Baksanu ho mají plných 60 tun... Nyní se o „legální loupež“ pokouší ruská vláda, která chce galium prodat kvůli vyrovnání různých státních dluhů. Tamější astrofyzici museli cenné galium bránit doslova vlastními těly.

Téměř neuvěřitelná katastrofa postihla nejrozměrnější detektor slunečních neutrin Superkamiokande pod horou Ikena, 230 km severozápadně od Tokia. Tamější technici se rozhodli po pěti letech provozu vyměnit asi stovku dosloužilých fotonásobičů z celkového počtu více než 11 tisíc, které obklopují podzemní nádrž o průměru 39 m, obsahující 50 tis. tun čisté vody. Proto v červenci 2001 nádrž vypustili a vysušili, což jim umožnilo vadné fotonásobiče postupně vyměňovat. Při zpětném napouštění vody došlo však 12. listopadu 2001 k implozi jednoho násobiče umístěného na samotném dně nádrže a odtud se vodou napuštěnou v té chvíli do úrovně 41. řady fotonásobičů ( z celkového počtu 51 řad) šířila rázová vlna, která dominovým efektem ničila všechny již ponořené fotonásobiče v počtu 7 tisíc. Rázová vlna navíc roztrhla i samotnou nádrž. To je vpravdě astronomický malér, neboť cena každého fotonásobiče firmy Hammamatsu s katodou o průměru 0,5 m činí kolem 3 000 dolarů, ale hlavně ty fotonásobiče nejsou k mání, jelikož výroba byla v r. 1998 ukončena. Než se podaří obnovit výrobu a dodat tak velký počet fotonásobičů, uplyne asi šest let, jenže mezitím bude nutné opatřit peníze na opravu v částce kolem 25 milionů dolarů. To je navíc kritické pro pokus s přímým měřením neutrinových oscilací, kdy se vysílají neutrina z japonského synchrotronového urychlovače KEK v Cukubě přímo do 250 km vzdáleného detektoru Superkamiokande, protože urychlovač KEK bude v r. 2005 odstaven...

Když to vezmu kolem a kolem, tak jediným bezproblémovým experimentem s detekcí slunečních neutrin byl kanadský těžkovodní SNO v Sudbury v Ontariu. Jde vlastně o kulovou akrylovou nádobu o průměru 12 m, umístěnou v dole na zinek v hloubce 2 000 m pod zemí. Nádrž obsahuje 1 000 tun těžké vody a je obklopena 9 600 fotonásobiči, měřícími v naprosté tmě Čerenkovovy záblesky při zachycení neutrin deuteronem. Obsluha musí fárat v důlní kleci s kapacitou 40 osob, jež sjíždí na dno dolu během 3 min rychlostí 11 m/s. Pak se jde pěšky na pracoviště vodorovným tunelem o délce 1,5 km, kde personál musí projít protiprachovou clonou, osprchovat se a převléci do čistého oblečení. Na měření spolupracuje 100 vědců z Kanady, USA a Velké Británie. Podle C. Kulykové zde začali po desetileté výstavbě měřit v listopadu 1999 a první výsledky zveřejnili 18. června 2001, jak jsem o tom referoval v kapitolce o Slunci. Také těžká voda není zadarmo; obsah nádrže by přišel na 60 milionů dolarů, takže astrofyzikové si ji pouze půjčili od Kanadské komise pro atomovou energii na pět roků – pak ji zase neporušenou vrátí (nepočítám-li ochuzení o nějakých 15 tisíc deuteronů, ale to se v té hromadě docela ztratí).

Rozhodně nejdražší mezi všemi netradičními technikami jsou proto observatoře na detekci gravitačních vln. Jak uvádí K. Libbrecht, pozemní detektory soustavy LIGO v Hanfordu (stát Washington) a Livingstonu (stát Lousiana) přijdou na půl miliardy dolarů, neboť vyčerpat 4 km dlouhé trubice o průřezu 1 m na tlak biliontiny atmosférického tlaku stojí přes 400 milionů dolarů. Kupodivu stejně drahá by měla být soustava tří kosmických detektorů LISA, neboť v kosmu je vakuum zdarma a velká vzdálenost družic od sebe usnadňuje přesná délková měření.

Pro tyto účely jako na zavolanou přichází zpráva P. Gilla ze sympozia o přesném měření času, jež proběhlo v září 2001 v St. Andrews ve Velké Británii. Začínají se totiž konstruovat rubidiové hodiny, které by měly být snad až o řád přesnější než dosud špičkové ceziové standardy s relativní chybou 5.10 14. Takové hodiny by svou dlouhodobou stálostí frekvence překonaly i pověstné milisekundové pulzary. S. Diddams aj. uvedli, že zlepšení přesnosti a stability atomových hodin lze očekávat také od frekvenčních normálů využívajících iontu rtuti 199Hg+, který má velejemný přechod na frekvenci 1,1 PHz (vlnová délka 282 nm), jehož dlouhodobá stabilita se dá udržet s relativní přesností 7.10 15.

8.7. Astronomické přehlídky, katalogy a virtuální observatoře

V říjnu r. 2001 uplynulo 90 roků od zahájení práce na sestavení prvního velkého spektrálního katalogu hvězd, známého pod jménem mecenáše jako Henry Draper Catalogue, resp. pod proslulou zkratkou HD. Dnes v době počítačových zázraků zní až neuvěřitelně, že veškerou spektrální klasifikaci hvězd v tomto katalogu více než 225 tisíc hvězd vykonala pod mikroskopem jediná astronomka Annie Cannonová během pouhých 4 let. Slečna Cannonová dokázala klasifikovat hvězdná spektra tempem 3 hvězdy za minutu včetně určení polohy hvězd na fotografických deskách!

Podle M. Skrutskieho aj. byla v polovině února 2001 dokončena pozorování pro dosud nejrozsáhlejší infračervenou přehlídku celé oblohy 2MASS (Two-Micron All Sky Survey) s úhlovým rozlišením 2″, uskutečněnou dvěma identickými 1,3m dalekohledy na observatořích Mt. Hopkins v Arizoně a CTIO na Cerro Tololo v Chile během 3,5 roku ve třech spektrálních pásmech (JHK). Předešlá přehlídka TMSS R. Leightona a G. Neugebauera z r. 1965 obsahovala úhrnem pouhých 6 tis. zdrojů. Nyní se na základě měření 2MASS dokončuje obrovitý katalog přes 300 milionů hvězd a zhruba 1,5 milionu galaxií, založený na zpracování 24 TB syrových údajů. Už první zpracování naznačuje, že bude třeba rozšířit dosavadní spektrální klasifikaci hvězd. Katalog zřejmě odhalí oblasti překotné tvorby hvězd, jakož i dosud neznámé galaxie, zastíněné v klasických přehlídkách prachem v disku naší Galaxie, dále pak aktivní jádra galaxií, resp. kvasary, rovněž zastíněné prachem.

V. r. 1998 také dle N. Zachariase aj. započala práce na digitálním astrometrickém katalogu hvězd UCAC americké Námořní observatoře. Cílem je určit polohy zhruba 1 700 hvězd na každém čtverečním stupni oblohy s přesností o řád vyšší než u dosud nejrozsáhlejšího astrometrického katalogu Tycho 2, jenž obsahuje 2,5 milionu hvězd do 11 mag po celé obloze; tj. v průměru 60 hvězd na čtvereční stupeň. Jelikož jsou k dispozici dobré pozice z dvojitého astrografu Námořní observatoře z r. 1970, poskytne nový katalog také vynikající údaje o vlastních pohybech hvězd do 14 mag a dobré údaje až do 16,5 mag pro zhruba 80 milionů hvězd. V r. 2001 byly již publikovány údaje pro 27 milionů hvězd na jih od 15° deklinace a celý projekt má být hotov v r. 2004. Současně se dokončují práce na ambiciózním katalogu USNO-B, který obsáhne údaje o 1 miliardě (!) hvězd do 19 mag na třech discích DVD.

Podle J. Willicka aj. se obří 9,2m dalekohled Hobby-Eberly v Texasu využívá k sestavení katalogu vybraných kup galaxií s červeným posuvem z ≤ 1 na 60 čtv. stupních oblohy s cílem určit jejich hmotnosti, rozměry a koncentraci galaxií v dané kupě. Z prvních výsledků těchto měření vyplývá, že největší a nejhmotnější (≈ 1015 M☉) kupy galaxií ještě nejsou dostavěny a jejich akumulace stále ještě probíhá.

M. Schneider uvedl první údaje z probíhající automatické optické přehlídky oblohy SDSS (Sloan Digital Sky Survey) s úhlovým rozlišením 1,5″, jež probíhá pomocí robotického 2,5m zrcadlového teleskopu na observatoři Apache Point v Sunspot, stát New Mexico. „Duchovním otcem“ přehlídky je významný americký astronom James Gunn a na projektu se podílí 11 vědeckých pracovišť a 100 astronomů nejenom z USA. Odhaduje, že na čtvrtině plochy oblohy dalekohled odhalí na 100 tisíc kvasarů do 23 mag, pro něž pak budou k mání údaje o poloze a rozložení energie ve spektru v pěti barvách, což umožní odhadnout jejich červené posuvy, a k tomu přibudou data asi o milionu běžných galaxií. Už při zpracování prvních údajů z r. 1998 se podařilo v r. 2001 nalézt dva kvasary s červeným posuvem z ≥ 6, tj. z období asi 800 milionů let po velkém třesku. Jako nečekaný „vedlejší výsledek“ se přehlídkový teleskop SDSS stal dosud nejúčinnějším nástrojem pro vyhledávání nových planetek, neboť jich pozoroval již několik desítek tisíc!

Šlágrem roku a patrně i celého nastávajícího desetiletí se však zřejmě stávají projekty virtuálních astronomických observatoří. Jde fakticky o gigantické databáze nevídaných rozměrů, k nimž by však měli mít rychlý a normalizovaný přístup všichni profesionální astronomové na světě. Zejména digitalizace pozorování a rozsáhlé přehlídky oblohy v nejrůznějších spektrálních oborech si přímo žádají, aby astronom mohl získat data o konkrétním objektu nebo třídě objektů bez ohledu na metodu, jíž byla tato data v kterémkoliv čase a kdekoliv na Zemi či v kosmu pořízena. Některé nové přehlídky, o nichž jsem se zmiňoval v tomto přehledu (SDSS, 2MASS), jsou již takto přímo koncipovány a mnohé další databáze se zřejmě dosti rychle připojí.

Kromě toho intenzivně probíhá úsilí o digitalizaci a elektronické archivování astronomických údajů od éry zavedení fotografie v astronomii, tj. zpětně až po konec XIX. stol., kde hlavním problémem jsou širokoúhlé snímky Schmidtovými a Maksutovovými komorami. Takové záběry na jemnozrnných emulzích obsahují gigabyty dat na jediném snímku, takže jejich digitalizace je drahá a časové náročná. Lze totiž očekávat, že zásluhou technického pokroku kolem r. 2010 bude potřebí archivovat řádově 10 PB, což staví zcela nové úkoly před programátory, kteří mají zabezpečit rychlý přístup a rozbor údajů z takto gigantických datových skladišť. Vždyť např. zápis pouhého 1 PB na disky CD-ROM by představoval 1,5 milionů disků, navršených na sebe naplocho (bez obalů) do výšky Lomnického štítu! Očekává se, že investice do virtuálních observatoří v USA, Evropě (AstroVirTel) a Japonsku dosáhnou během nejbližšího desetiletí minimálně 60 milionů dolarů.

V proslulé Laboratoři pro výzkum částic CERN v Ženevě se mezitím v tichosti připravuje projekt GRID, který by umožnil vzájemnou komunikaci mezi počítači ve světové síti bez zásahu člověka, který jenom zadá problém, a počítače si to mezi sebou samostatně vyřeší. Podle závěrů z mezinárodní konference o superpočítačích v Denveru v listopadu 2001 je proto hlavním úkolem propojit superpočítače na celém světě výhradně optickými vlákny, aby se takto zvládla celosvětová dostatečně rychlá komunikace mezi nimi. Ještě rafinovanější je dle A. Barabásiho aj. metoda příživnictví na internetu, kdy jsou internetové servery bez vědomí provozovatele přinuceny spolupracovat na řešení složitých matematických úloh.

V r. 2001 představili Japonci nový výkonný superpočítač GRAPE-6 za 4 miliony dolarů, jenž pracuje tempem 30 Tflops, takže je 2,5krát rychlejší než nejvýkonnější superpočítač firmy IBM. Japonské superpočítače třídy GRAPE mají tu výhodu, že jsou výkonné a poměrně levné, takže pracují již ve 32 zahraničních institucích na světě. V astronomii se využívají zejména pro modelování vzniku planetárních soustav z mezihvězdných mračen, pro sledování vývoje kulových i otevřených hvězdokup a pro výpočty průběhu srážek galaxií. Nicméně Američané kontrovali v závěru r. 2001 superpočítačem SGI Origin 3800 s 512 procesory, jenž má 128 GB RAM a dva disky s kapacitou 5 TB. Superpočítač instalovaný v Greenbeltu, Md. budou využívat pro klimatické modely s možností předvídání klimatu až na 15 roků dopředu, přičemž konkrétní model se spočítá za den, zatímco dosud to trvalo mnoho měsíců.

9. Astronomie a společnost

9.1. Úmrtí a výročí

V r. 2001 zemřeli Vladimír J. Bouška (*1933; výzkum vltavínů), Jerome Mayo Greenberg (*1922; astrochemie, astrobiologie), Arthur Covington (*1913; radioastronomie), Alan Cousins (*1903; fotometrie UBVRI), Frederick Gillet (*1937; projekty IRAS a 2MASS), William Hewlett (*1913; výpočetní technika), Sir Fred Hoyle (*1915; nukleogeneze, kosmologie, atd.), Minoru Oda (*1923; kosmická astrofyzika), John G. Phillips (*1917; molekulární spektroskopie), Vladimír Ptáček (*1920; astronomická chronometrie) a Claude Shannon (*1916; informatika).

Ve Spojených státech uctili 100. výročí narození jednoho z největších fyziků XX. stol. Enrika Fermiho (1901–1954) vydáním poštovní známky, na níž je Fermi zachycen u tabule, kterou právě popsal nějakými vzorečky. Fyzikové mezi filatelisty si dali tu práci a pod lupou zjišťovali, co vlastně Fermi na tu tabuli napsal. Ukázalo se, že šlo o vzoreček pro výpočet konstanty jemné struktury vodíku, který byl úplně špatně, neboť Fermi tam má v čitateli druhou mocninu náboje elektronu e a ve jmenovateli součin Planckovy konstanty h a rychlosti světla c. Ve skutečnosti tam mělo být h2/e.c, takže popletl, co se dalo. Další výzkumy originálního snímku potvrdily, že jde vskutku o Fermiho rukopis, takže by se měl dodatečně sám vyhodit od zkoušky z kvantové mechaniky, kterou spoluzaložil. Není to jediný případ, kdy se Fermi uťal: jeho žena Laura vypráví v životopisné knížce o svém muži, že když ještě bydleli před válkou v Římě, přišla mimořádně tuhá zima a v bytě bylo chladno. Paní Laura chtěla vyměnit jednoduchá okna za dvojitá, ale Fermi hbitě spočítal, že se to nevyplatí, že teplota tak stoupne naprosto zanedbatelně o pár desetin °C. Paní Laura nic nedala na výpočty teoretického fyzika a výměnu oken přesto objednala, načež rázem bylo v bytě teplo. Fermi se nesmírně divil a znovu překontroloval své výpočty: všechny vzorce byly správně, dosazení do nich také – jen při závěrečném násobení se spletl o řád!

V r. 2001 jsme si též připomněli sté výročí narození amerického astronoma-amatéra Leslieho Peltiera (+1980), jenž během svého života našel tucet komet, objevil 6 nov a vykonal přes 130 tisíc odhadů jasností proměnných hvězd pomocí vlastních dalekohledů o průměru od 50 do 300 mm. Je také autorem autobiografické knihy „Starlight Nights“ a na jeho památku uděluje mezinárodní Astronomická liga každoročně Peltierovu cenu astronomům-amatérům z celého světa. V České i Slovenské republice si naše odborná veřejnost připomněla řadou akcí sté výročí narození jednoho z nejvýznamnějších československých astronomů XX. století Antonína Bečváře (1901–1965) – viz Kozmos 32 (2001), č.4, 10.

9.2. Ceny a vyznamenání

Gruberovu cenu za kosmologii ve výši 150 tis. dolarů získal v r. 2001 známý britský astrofyzik Sir Martin Rees (*1942; relativistická kosmologie, reliktní záření, kvasary, černé díry, zábleskové zdroje záření gama). Prestižní medaili Bruceové Pacifické astronomické společnosti obdržel nestor světové astrofyziky Hans Bethe (*1906; termonukleární reakce ve hvězdách, výbuchy supernov). Objevitelé největšího počtu exoplanet Paul Butler a Geoffrey Marcy dostali medaili Henryho Drapera Americké akademie věd, jež se uděluje v oboru astronomie jen jednou za čtyři roky. Odstupující šéf NASA Daniel Goldin byl poctěn trofejí R. H. Goddarda a jmenován rytířem francouzské Čestné legie. Mezinárodní kosmická stanice ISS, jejíž první modul se dostal na oběžnou dráhu v r. 1998, byla oceněna mezinárodní Cenou asturského prince v Oviedu ve Španělsku.

Známý britský popularizátor astronomie Patrick Moore (*1923) byl povýšen do rytířského stavu. Jeho měsíční televizní seriál „The Sky in Night“ v BBC vysílaný bez jediné přestávky po dobu 44 roků představuje světový rekord nejenom v astronomii, ale v televizní tvorbě vůbec. Dr. Moore napsal během svého života více než 100 populárně-vědeckých knih o astronomii, a to vše na stařičkém psacím stroji z počátku XX. stol. s jedinou inovací: lampičkou ze šicího stroje připevněnou na vozík s válcem. Sira Patricka zvolila svým členem také ctihodná britská Královská společnost, jež současně přijala mj. rovněž průkopníka internetového jazyka HTML Tima Bernerse-Leeho.

Britská Královská astronomická společnost udělila zlatou medaili Siru Hermannu Bondimu (*1919; kosmologie, akreční procesy, vládní poradce). Potřetí byla udělena cena Edgara Wilsona za amatérské objevy komet ve výši 20 tis. dolarů. V r. 2001 se o ni podělili jen dva amatéři, kteří nezávisle na sobě nalezli kometu C/2000 W1, tj. Sjógo Ucunomija a Albert Jones, jenž se ve věku 80 roků současně stal vůbec nejstarším objevitelem komety v dějinách astronomie. (Při prvním udělení v r. 1999 se o tu částku dělilo 7 amatérů, v dalším ročníku 4, takže trend naznačuje, že v tomto směru mají amatéři na jedné straně čím dál menší naději na objevy komet, ale na druhé straně, pokud kometu objeví, nebudou se asi muset s nikým dělit.)

Na přelomu března a dubna 2001 (v období mimořádně zvýšené sluneční aktivity) se uskutečnil v Praze 15. sjezd České astronomické společnosti, na němž bylo zvoleno nové vedení ČAS v čele s ondřejovským astronomem Petrem Pravcem (*1967), jenž se tak stal teprve desátým předsedou v 84leté historii ČAS a drží společně se svým předchůdcem Jiřím Borovičkou (*1964) primát nejmladších předsedů této úctyhodné astronomické instituce. Na sjezdu byli též zvoleni čtyři noví čestní členové ČAS: Eugene Cernan (*1934), Jan Kolář (*1936), Ladislav Křivský (*1925) a Zdeněk Sekanina (*1936).

Na Harvardově univerzitě se v říjnu 2001 souběžně s vyhlášením Nobelových cen ve Stockholmu udílely již pojedenácté alternativní ceny Ignáce Nobela „za výzkumy, které se neměly uskutečnit, resp. se nesmí opakovat“, jak praví jejich statut. Cenu za techniku získal Australan, jemuž se u tamějšího patentového úřadu podařilo nechat si patentovat vynález kola. Cenu za psychologii získala práce, jež se zabývala projevy škodolibosti dětí předškolního věku v malých skupinkách. Cenu za ekonomii dostala studie poukazující na souvislost mezi velikostí daně z nemovitostí a časem úmrtí majitelů nemovitostí. Biologickou cenu si odnesl vynálezce vzduchotěsných spodků, opatřených výměnným filtrem na zachycování plynů. Cenu za medicínu obdržela práce posuzující riziko zranění člověka pádem ořechů z kokosové palmy. V práci se podařilo prokázat, že toto riziko nápadně stoupá, když člověk pod takovou palmou usne. Cenu za fyziku si odnesl autor vysvětlení, proč se při sprchování člověka ve sprchovém koutě vtahují plastikové závěsy dovnitř a lepí se na tělo. A konečně cenu za astrofyziku dostala práce, v níž se dokazovalo, že černé díry mají právě ty vlastnosti, které teologové přisuzují peklu.

9.3. Observatoře a astronomické instituce

Prezident G. W. Bush se rozhodl vyměnit po desetileté službě vůbec nejdéle sloužícího generálního ředitele NASA Daniela Goldina (*1940), kterého v r. 1992 jmenoval jeho otec, za novou krev v podobě Seana O′Keefa. Během Goldinovy éry klesly náklady na pilotované lety z poloviny rozpočtu na třetinu, počet zaměstnanců se o třetinu zmenšil, ale produktivita práce vzrostla o 40 %. Goldin kladl velký důraz na vědecké výsledky kosmického výzkumu zejména v astronomii Sluneční soustavy a na vývoj letecké techniky. Objem dálkového průzkumu Země vzrostl v uplynulém období na trojnásobek výchozího stavu. Ze 171 kosmických misí NASA selhalo jen 11 (úspěšnost činila 94 %). Goldin sám si nejvíce cenil úspěšné opravy optiky HST v r. 1993. Nicméně uštěpační novináři při hodnocení Goldinovy éry poznamenali, že jeho ústřední heslo (rychleji, laciněji, lépe) nikdy nefungovalo celé. NASA vždy dokázal naplnit jen dvě složky hesla za tu cenu, že ta třetí se změnila v pravý opak: pomaleji, dráž nebo hůř!

Vedení proslulé Laboratoře pro tryskový pohon (JPL) v Pasadeně v Kalifornii převzal po Edwardu Stoneovi (*1936), jenž byl ve funkci 10 roků, Charles Elachi (*1946). Ředitelem Státních observatoří pro optickou astronomii v Tucsonu v USA (NOAO) se po dlouholeté ředitelce S. Wolffové stal v r. 2001 Jeremy Mould, který předtím šéfoval australskou observatoř v Siding Spring. Po již tradičních protestech svérazných „ekologů“ proti výstavbě observatoří na Mt. Grahamu v Arizoně se nyní objevují analogické protesty proti výstavbě dalších observatoří na úbočí sopky Mauna Kea na Havaji. Tamější občanští aktivisté přišli s objevem, že původní obyvatelé Havaje považovali vrchol sopky za sídlo sněhové bohyně, a astronomové tudíž znesvěcují svými přístroji posvátné místo. Začíná tak v USA tak obvyklý kolotoč právnických námitek, který se prakticky projevil zpožděním výstavby interferometru Keckovy observatoře „zatím“ o více než půl roku. Přitom jde o investici 50 milionů dolarů, takže zpoždění jde do peněz – a právě o ně zřejmě jde těm potrhlým aktivistům.

Oblíbená lidová Griffithova hvězdárna v Los Angeles byla koncem r. 2001 uzavřena kvůli celkové rekonstrukci, jejíž náklady se odhadují na 66 milionů dolarů. Znovuotevřena má být v r. 2005 při příležitosti 70. výročí svého vzniku. Nová observatoř na Kolonickém sedle ve Vihorlatu na vých. Slovensku v nadm. výšce 460 m byla uvedena do provozu inaugurací 1m dalekohledu. Podle G. Anupamy byla v Indii dokončena I. etapa výstavby výškové observatoře na hoře Saraswati poblíž Hanle v Himaláji ve výšce 4 517 m n. m. Na místě byl instalován dálkově ovládaný dvoumetr a robotický 0,5m reflektor pro fotometrii. Jde o náhorní poušť s méně než 100 mm ročního úhrnu srážek a 190 fotometrickými a dokonce 250 spektroskopickými nocemi do roka. Průměrná kvalita obrazu (seeing) se pohybuje kolem 1″.

Evropská jižní observatoř ESO získala svého devátého, ale možná v budoucnu nevýznamnějšího člena – Velkou Británii. Po dlouhých a složitých jednáních se britští astronomové rozhodli rozbít pověstnou splendid isolation a zaplatit během r. 2002 nemalý vstupní poplatek 110 milionů dolarů, jenž jim umožní jednak využívat stávající přístroje ESO na La Silla a Cerro Paranal, jednak podílet se na výstavbě radioastronomické soustavy ALMA a mamutího 100m optického dalekohledu OWL. Bohužel to povede k omezení financování anglo-australského teleskopu AAT, jakož i zařízení, která Británie provozuje na Kanárských ostrovech a na Havaji.

9.4. Letem (nejen) astronomickým světem

Rok 2001 zůstane zapsán ve světové historii jako rok největšího zákeřného teroristického útoku – náletu unesených civilních letadel na cíle v New Yorku a Washingtonu v ranních hodinách místního času 11. září. Podle údajů v časopise Science narazily dopravní letouny v intervalu 17 minut nejprve do severní a posléze do jižní věže WTC, a to v obou případech do 90. poschodí. (Každá věž měla 110 poschodí a výšku 415 m.) Každé letadlo neslo v té době na palubě asi 30 t (75 hl) leteckého petroleje, což vyvolalo zničující požáry, při nichž teplota v ohnisku dosahovala 1 000 °C. To narušilo pevnost ocelové konstrukce natolik, že se obě věže zřítily vinou propadu podlah, který vyvolal dominový efekt. Při řícení budov zaznamenaly 40 km vzdálené seizmografy zemětřesení o mohutnosti 2,3 stupně Richterovy stupnice. Jako první se po 56 min od nárazu zřítila jižní věž, která byla zasažena šikmo na okraji; severní věž spadla 100 min po zásahu. Nicméně tyto časové intervaly umožnily evakuaci přibližně 25 tisíc osob, jež byly ve chvíli zásahu uvnitř – jinak by byl počet obětí podstatně vyšší.

Václav Smil upozornil na pozoruhodnou shodu místa narození řady proslulých badatelů z přelomu XIX. a XX. stol, kteří se v intervalu pouhých 27 let vesměs narodili v Budapešti, studovali na univerzitách v Berlíně, Karlsruhe či Curychu a jejich vědecká dráha pak vyvrcholila ve Velké Británii nebo USA: matematik John von Neumann (1903–1957), fyzikové Theodore von Kármán (1881–1963), Leo Szilard (1898–1964), Dennis Gabor (1900–1979; Nobel 1971), Eugene Wigner (1902–1995; Nobel 1963) a Edward Teller (*1908); fyzikální chemik a filozof Michael Polanyi (1891–1976), biochemik Albert Szent-Györgi (1893–1982, Nobel 1937) a spisovatel a sociolog Arthur Koestler (1905–1983). Vtipálek Szilard si tohoto faktu byl zřejmě vědom, neboť svého času prohlásil, že tito v Maďarsku narození géniové jsou evidentně ufoni, neboť jejich mateřské řeči nikdo na světě nerozumí. Smilova poznámka vyvolala další rešerši, z níž vyplynulo, že neméně výjimečnou líhní géniů nobelovského kalibru bylo také hornoslezské město Breslau (Vratislav; nyní Wroclaw v Polsku), odkud pocházejí mimo jiné matematici Otto Toeplitz (1881–1940) a Richard Courant (1888–1972), fyzikové Max Born (1882–1970; Nobel 1954) a Otto Stern (1888–1969; Nobel 1943), chemik Fritz Haber (1868–1934; Nobel 1918), imunolog Paul Ehrlich (1854–1915; Nobel 1908) a ekonom Reinhard Selten (*1930; Nobel 1994) – toto město, na jehož univerzitě ve druhé čtvrtině XIX. stol působil J. E. Purkyně, si uchovalo schopnost rození géniů dokonce po celé tři čtvrtě století!

Na protější straně Atlantiku se možná v r. 1983 zrodil příští matematický génius Reid Barton. Do svých 18 let stihl získat 4krát po sobě zlatou medaili na Mezinárodní matematické olympiádě a navíc dokázal v r. 2001 zvítězit na Mezinárodní olympiádě v informatice s náskokem 50 bodů před druhým nejlepším soutěžícím, když dostal 580 bodů ze 600 možných. Ve 4. třídě základní školy zvládl přijímací testy pro studium matematiky na vysoké škole, o rok později testy pro chemii a ve 12 letech pro fyziku. Od svých 14 let pracuje v laboratoři výpočetní techniky na MIT. Mezitím se stačil naučit řecky, švédsky, finsky a čínsky... Poslouchá výhradně klasickou hudbu a od svých 9 let hraje v komorním orchestru. (Když jsem si o něm četl, tak jsem si pomyslel: vida, další ufon mezi námi!)

V r. 2001 se konal v USA 42. ročník Mezinárodní matematické olympiády, jíž se účastnila šestičlenná družstva středoškolských studentů z 83 zemí. Jejich úkolem bylo během 9 h soutěžení vyřešit celkem 6 matematických úloh. Zvítězili Číňané před Rusy; třetí byly Spojené státy a na dalších místech skončili Bulhaři a Korejci. Mezinárodní olympiády v informatice se účastnilo 75 států, ve fyzice 65 zemí, v chemii 54 zemí a v biologii 41 zemí. Ve všech soutěžích jsme měli své zástupce; ostatně mezinárodní olympiády v chemii a biologii začaly právě v Československu r. 1968, resp. 1990. Je zcela nepochopitelné, že o těchto událostech a umístění našich borců v těchto soutěžích sdělovací prostředky téměř nikdy nereferují. Přitom je prakticky jisté, že právě talenty objevivší se v těchto olympiádách představují klíčový vklad do budoucnosti a prosperity svých zemí, jenže to se vždy ukáže až se zpožděním čtvrt století, a to už novináře nezajímá...

V odst. 9.2. jsem připomněl nestora světové fyziky Hanse Betheho, jenž navzdory věku stále velmi úspěšně vědecky pracuje. Mezi světovými astronomy má vrstevníka Freda L. Whipplea (*1906), jenž je známý zejména díky svým výzkumům komet (model kometárního jádra jako špinavé sněhové koule z r. 1950) a jenž dosud bádá na Harvardově univerzitě, kam do svých 90 roků dojížděl z domova na kole, ačkoliv v mládí prodělal dětskou obrnu. Za druhé světové války vymyslel ochranu amerických bombardovacích letadel před zaměřením německými radary – pamětníci se jistě rozpomenou na úzké staniolové lístky, které se sypaly při přeletu anglo-amerických bombardovacích svazů z oblohy, které jsme jako kluci nadšeně sbírali. K nejznámějším Whippleovým žákům patří B. Marsden a Z. Sekanina.

C. Liu upozornil na potenciální potíže s definicí atomové sekundy jako základní časové jednotky. Ta byla totiž definována na základě měření délky efemeridové sekundy odvozené z rychlosti zemské rotace v letech 1954–58, a to jako interval 9 192 631 770 period záření, které příslušejí přechodu mezi dvěma hladinami velmi jemné struktury základního stavu izotopu cezia 133Cs. Zemská rotace se však v posledních 300 letech dlouhodobě brzdí, takže takto definovaná atomová sekunda je poněkud krátká, protože brzdění Země ve druhé polovině XX. stol. plynule pokračovalo, což vedlo k potřebě zavádět kvůli srovnání efemeridového (ET) a atomového času (TAI) téměř každoročně přestupné atomové sekundy. V období 1972–1999 tak bylo přidáno celkem 21 přestupných atomových sekund, čili v průměru 7,8 s za dekádu. Liu proto navrhuje, aby byla atomová sekunda prodloužena cca o 2.10 8 své původní hodnoty, což by zaručilo vymýcení přestupných sekund nejméně na tři příští dekády. Těžko říci, zda se však tak radikální návrh ujme.

B. O′Leary aj. přišli s návrhem, aby místa přistání Apolla 11 a automatické sondy Luny 9 (první měkké přistání automatu na Měsíci v únoru 1966) byla zařazena mezi světové kulturní památky a tak do budoucna zajištěna ochrana těchto míst, neboť dnes už je lze zařadit mezi archeologické objekty.

Lovce kuriozit může zajímat, že slabounkou duhu lze pozorovat i díky Měsíci v úplňku, když je za soumraku či svítání nízko nad obzorem. Pisateli se to však zatím nepoštěstilo. Zato jeden z nejpodivnějších vizuálních klamů je tzv. měsíční iluze, tj. známý fakt, že Měsíc u obzoru se nám zdá asi 2,5krát větší, než když je vysoko na nebi. Totéž platí také pro Slunce a obrazce souhvězdí. Fotografické snímky bezpečně prokázaly, že nejde o nějaký optický efekt, protože při dodržení měřítka snímku jsou úhlové rozměry Měsíce, Slunce i souhvězdí ve všech polohách stejné. To si kupodivu ověřil i bez fotografie slavný starověký astronom Ptolemaios a marně hledal vhodné vysvětlení. Popravdě ho nemáme dodnes, přestože už bezpečně víme, že jde o fyziologický problém vnímání obrazů lidským mozkem. Obvykle se tvrdí, že u obzoru máme možnost srovnání úhlové velikosti tělesa s předměty na obzoru (stromy, domy apod.). Jenže týž efekt pozorují i námořníci na lodích, kde na obzoru není s čím srovnávat. Pak se také říká, že se nám obloha nejeví jako polokoule, v jejímž středu se nacházíme, ale nikdo není schopen vysvětlit, proč se nám to tak jeví. Navíc, technicky vzato, je-li Měsíc poblíž zenitu, je k pozorovateli o pěkných pár tisíc kilometrů blíže, než když ho vidíme na obzoru, takže by se nám měl zdát úhlově asi o 2 % větší, zanedbáme-li na chvíli eliptičnost jeho oběžné dráhy vůči Zemi.

Další velký pozorovatel na počátku novověku Tycho Brahe byl skutečně pilný člověk. Pozoroval po dobu 35 let průměrně 85 nocí do roka a pomocí průzorů dociloval úhlové přesnosti měření na 1′. Jeho observatoř na Hvenu byla, jak známo, dotována dánským králem vskutku štědře – příspěvek činil 1 % HDP tehdejšího království (v r. 2001 vydávala Česká republika na veškerou vědu necelá 0,6 % HDP). Naproti tomu USA vydávají jenom na pozemní astronomii ze státního rozpočtu 156 milionů dolarů ročně a na kosmickou astronomii 1 miliardu dolarů; celkem pak ročně na veškerou vědu 90 miliard dolarů. Podrobnější srovnání vědecké podpory u tří hlavních světových tahounů, tj. Evropské unie, Spojených států a Japonska, je více než pozoruhodné, jak dokládá malá tabulka:

Ukazatel EU US Jap
badatelů na tisíc obyvatel 5,3 8,1 9,3
% HDP na vědu 1,9 2,6 2,9
růst od 1995 (%) 3,0 5,5 4,1
EU patenty na milion obyvatel 135 144 134
podíl Hi-Tech na exportu (%) 18,5 25,0 12,6

Je to jednoduchá trojčlenka: Evropská unie výrazně zaostává v prvních třech ukazatelích za svými hlavními soupeři a Česká i Slovenská republika těžce kulhá za EU. A novináři mlčí, resp. věnují se naprostým podružnostem, o politicích ani nemluvě. Přitom sousední Maďarsko už pochopilo, že na podpoře vědy závisí budoucnost země více než na čemkoliv jiném. Ministrem školství se tam stal fyzik J. Palinkás, který docílil, že maďarská podpora vědy vzrostla za jediný rok o 61 % (!!) na 360 milionů dolarů, takže dosáhla 0,7 % HDP Maďarska.

C. Benn a S. Sánchez zkoumali produktivitu práce různých přístrojů podle výsledků v letech 1991–1998. K tomu cíli vyhledali tisíc nejvíce citovaných vědeckých prací a k tomu přidali 450 prací publikovaných za totéž období v nejprestižnějším světovém časopise Nature. Zjistili, že produktivita dalekohledů je přímo úměrná ploše zrcadla. Vůbec nejproduktivnějším přístrojem, pokud jde o citované práce, je kanadsko-francouzský CFHT o průměru zrcadla 3,6 m, vybavený adaptivní optikou. Pokud se jako hlavní kritérium berou práce publikované v Nature, tak je nejproduktivnější britský WHT (průměr zrcadla 4,2 m) na Kanárských ostrovech. HST dává sice 15krát více citací než 4m dalekohledy, ale za 100krát vyšší cenu. Více než polovina takto vybraných prací se týkala extragalaktické astronomie.

Zcela výjimečnou úspěšností CFHT se zabývala také studie D. Crabtreeho a E. Brysonové. Dalekohled byl uveden do provozu v r. 1979 a již v květnu 1980 byla publikována první práce založená na pozorování s tímto přístrojem. Souzeno počtem a ohlasem publikací trval náběh na světovou špičku 10 roků. Nejvíce prací založených na pozorování CFHT bylo uveřejněno v r. 1994; nejproduktivnějším autorem se stal kanadský astronom J. Hutchings s 38 pracemi, jež získaly zatím přes 900 citací. Maximum citací pro danou práci přichází obvykle asi 2 roky po publikaci, pak nastává exponenciální pokles citací s poločasem 5 roků. Tyto ohlasy však příliš nekorelují s rozhodnutími o podpoře výzkumu grantovými komisemi, jež jsou vesměs příliš konzervativní, a nedokáží proto podpořit nejodvážnější nápady. K produktivitě CFHT nejvíce přispívají přímé snímky pomocí matic CCD, pořízené adaptivní optikou při obecně vynikající kvalitě obrazu na Mauna Kea.

10. Závěr

Jak jistě vědí čtenáři časopisu PASP, od r. 1991 mají mé přehledy pokroků astronomie zahraniční protějšek, jež tehdy začala psát přední americká astronomka Virginie Trimbleová, pendlující každoročně po semestrech mezi Kalifornií a Marylandem (dál od sebe to už v kontinentální částí USA skoro ani nejde; velmi by mne zajímalo, zda vždy převáží kamionem napříč USA svůj archiv!). V posledních letech si pro sestavování těchto přehledových článků přibrala spolupracovníka Markuse Aschwandena, který sepisuje zejména pokroky ve sluneční fyzice. Jak autorka uvádí, v posledních letech přečtou při přípravě souhrnného článku (ten poslední měl 90 tiskových stran; z toho však téměř desetinu zabral seznam literatury) zhruba 5 tisíc vědeckých prací a situace se neustále zhoršuje. Autorka spočítala, že pokud objem vedoucího světového astronomického časopisu The Astrophysical Journal bude růst dosavadním tempem o 5 % ročně, pak v r. 4450 dosáhne hmotnosti postačující k uzavření našeho zatím stále otevřeného vesmíru...

Slibuji proto čtenářům Kozmosu, že k něčemu takovém nepřispěji ani náhodou, protože čtu pouze 1 500 prací ročně. Přemýšlel jsem také o tom, zda má ještě smysl psát pracně přehledy, když si dnes zkušený borec dokáže pomocí prohlížeče II. generace Google najít potřebné informace s udivující rychlostí sám. Jenže to hlavní, co potřebuje většina z nás, je vytřídění a utřídění informací, a podle mé zkušenosti se právě tato práce dosud zautomatizovat nedá, takže ještě nějakou dobu budou takové přehledy mít zřejmě smysl. Ostatně ne každý ze čtenářů Kozmosu má po ruce Google 24 h denně a 7 dnů v týdnu...

Zatímco v přehledech pokroků astronomie si dělám starosti, abych čtenářům seriálu poskytl co možná nejspolehlivější informace, daleko větší počet autorů po celém světě se vytrvale snaží veřejnost mást a ohlupovat nejrůznějšími nesmysly.

Tak například na indických univerzitách se vinou iniciativy tamějšího ministra školství M. M. Jošiho (původním vzděláním fyzika!) rozšíří výběr studijních oborů o astrologii. Ministr totiž vypsal výběrové řízení na zřízení kateder védické astrologie na tamějších státních univerzitách. Zájem převýšil očekávání: přihlásilo se přes 70 univerzit, jež by takto chtěly vyjít vstříc veřejnému zájmu o tento nejen v Indii tolik perspektivní obor. Možná se jim také podaří vyřešit staleté dilema, které sužuje evropskou astrologii: když totiž astrolog napíše, že Slunce je ve znamení Střelce (22.11.–21.12.), tak to fakticky znamená, že Slunce se od 22. do 29.11. promítá do souhvězdí Štíra, od 29.11. do 17.12. do souhvězdí Hadonoše (jež vůbec nepatří mezi dvanáct souhvězdí zvířetníku!) a teprve od 17. do 21. prosince je opravdu v tom Střelci. V r. 2002 se k tomu přidá ještě jedna drobná taškařice, když Saturn vstoupí 31. srpna do souhvězdí Orionu, které rovněž nepatří mezi souhvězdí zvířetníku, a setrvá tam až do 21. listopadu. Pokud se někdo z vašich příbuzných narodil v tomto intervalu, tak snad aby se nakonec obešel bez horoskopu a tonul po celý život ve strašné nejistotě.

Pohled do historie však ukazuje, že naši předkové na tom s kritickým myšlením nebyli o nic lépe. Roztomilou tvrdohlavost předvedli koncem XVI. stol. Angličané, když odmítli gregoriánskou reformu kalendáře – nikoliv snad kvůli tomu, že s ní přišel římský papež, ale jednoduše proto, že podle jejich mínění měl svět už namále, jak o tom svědčily známky blížícího se soudného dne podle předpovědi v Bibli. Angličanům se zkrátka zdálo, že reformovat kalendář na tak krátkou dobu už nestojí za to. Teprve v r. 1752 usoudili, že konec světa hned tak nebude, takže teprve tehdy britský parlament reformu přijal, což vyvolalo lidové demonstrace v Londýně a Bristolu, spojené s pálením obrazů krále a protesty, že prostým lidem byl o 11 dnů zkrácen život.

Ostatně i naše doba si potrpí na strašáky, byť o něco menšího kalibru než je rovnou konec světa. Podle údajů z časopisu Science 293 (2001), str. 605 jsou dokumentované zdravotní následky exploze jaderného reaktoru v Černobylu mnohem menší, než se zdá z katastrofických zpráv v novinách či elektronických médiích. Při samotné havárii zahynulo 31 osob, většinou záchranářů prvního sledu, kteří během záchranných prací dostali smrtelnou dávku ionizujícího záření. Dalších 103 osob, které dostaly dávky až 5 300 mGy, přežívá a jsou prakticky bez potíží, které by bylo možné dávat do souvislosti se zmíněným ozářením. Mezinárodní lékařské týmy ovšem sledují navíc celkem 5 milionů lidí, kteří se v době havárie nacházeli v zasažené oblasti, z toho 336 tis. těch, kteří byli v prvních týdnech po havárii evakuováni a dostali dávky 1 ÷ 100 mSv/r.

Za bezpečnou horní hranici se ovšem považuje 150 mSv/r. V celé této populaci nebyl zjištěn ani nárůst dědičných chorob nebo spontánních potratů, ani nárůst obávaných nádorových onemocnění, s výjimkou nádorů štítné žlázy u dětí, jež se však daří spolehlivě vyléčit. Mezinárodní komise při OSN proto mohla v r. 2001 konstatovat, že největším nebezpečím nebylo samo ozáření obyvatelstva, ale strach lidí z nevyléčitelných chorob, přiživovaný nesvědomitými novináři a ekologickými aktivisty. Podobně se po osvobození Kábulu od Talibanu objevily zaručené informace, že v sídle této organizace byl nalezen návod na výrobu atomové pumy podomácku, uveřejněný předtím na internetu. Ten návod pochopitelně nefunguje, protože šlo o kanadský žertík, takže talibové patrně netušili, že si kopírují nesmysl.

V Praze se sice v září 2001 konal péčí Českého klubu skeptiků Sisyfos X. evropský kongres skeptiků, na němž zazněly pozoruhodné příspěvky (viz www.sisyfos.cz), jež se snažily demaskovat mnohé rozšířené, leč zcela nepodložené fámy z oboru léčitelství, patogenních zón, ufologie i klasické astrologie, ale to jsou jen malé kapky střízlivého úsudku na rozpálené plotně kolektivní slabosti lidského kritického myšlení. Ostatně snad nikdo nepopsal ubohý stav mnoha lidských myslí trefněji než nejgeniálnější fyzik XX. století Albert Einstein, když napsal: „Dvě věci na světě jsou nekonečné: vesmír a lidská hloupost. I když – s tím vesmírem si nejsem tak úplně jist.“