Žeň objevů – rok 2002

Úvodem

Celý rok jsem napjatě čekal, kdo se přihlásí na můj neplacený inzerát v úvodu minulých Žní, že hledám svého nástupce, ale jediné, co mi občas přišlo, byly dotazy, zda se už na ten inzerát někdo přihlásil. Když se mne pak koncem září 2003 dotázala redakce Kozmosu, co je se Žní objevů 2002, pochopil jsem, že tudy cesta nevede, a dal jsem se do psaní úvodní kapitoly, kterou předkládám již značně netrpělivým čtenářům.

1. Sluneční soustava

1. 1. Planety Sluneční soustavy

1. 1. 1. Merkur a Venuše

Naše poznatky o povrchu Merkuru byly až dosud založeny pouze na měřeních sondy Mariner 10, jež v letech 1974–75 proletěla celkem třikrát kolem planety a pořídila přitom na 4 tisíce snímků, pokrývajících však jen asi 57 % jejího povrchu. Teprve v červnu a červenci 2001 dokončil zobrazování povrchu Merkuru výkonný radar v Arecibu, byť s rozlišením jen několik kilometrů. Na radarových záběrech „odvrácené“ polokoule je vidět poblíž Merkurova rovníku velký impaktní kráter o průměru 90 km, obklopený světlými paprsky do vzdálenosti až 900 km. Z toho lze usoudit, že kráter není starší než 100 milionů roků.

Podle počítačových simulací ztratila Venuše vodu nejpozději během první miliardy let po vzniku Sluneční soustavy. Jakmile se totiž povrch původního oceánu ohřál nad 27 °C, došlo k překotnému zvyšování teploty hladiny a rychlému vypaření oceánů. Podobný efekt se pozoruje i na Zemi severovýchodně od Austrálie, ale naštěstí jen ve zcela omezené oblasti Pacifiku. D. Koryczansky aj. simulovali na počítači vliv brzdění husté atmosféry na dopady meteoritů na povrch Venuše pomocí dvou- a trojrozměrných modelů. Výsledky se dosti dobře shodují, i když přirozené trojrozměrné modelování je přesnější. Autoři ukázali, že kamenná tělesa s průměrem pod 2 km se vůbec nedostanou na povrch planety, protože se zcela zabrzdí a rozpadnou v atmosféře. Známý pozorovatel planet P. Lowell tvrdil na počátku 20. stol., že viděl dalekohledem na povrchu Venuše tmavou skvrnu a v atmosféře svislé tmavé špice. Teprve nyní se podařilo dokázat, že díky velké jasnosti planety v dalekohledu pozoroval strukturu sítnice ve svém oku!

1. 1. 2. Země – Měsíc

1. 1. 2. 1. Nitro, povrch a atmosféra Země

Jak uvádějí J. Fröhlich a J. Lean, přesné údaje o kolísání sluneční konstanty máme teprve od listopadu 1978, kdy se její hodnota počala soustavně měřit z družic, přičemž přesnost měření dosahuje ±0,05 W/m2. Teprve teď máme údaje z úplného slunečního magnetického cyklu, takže výsledná amplituda variací sluneční konstanty dosahuje 0,1 %, tj. 1,3 W/m2, a mívá vrchol v maximu sluneční činnosti. Podobně J. Rozema aj. připomněli, že tloušťka vrstvy ozonu v Antarktidě se měří teprve od r. 1957, takže nemáme žádné představy o přirozeném kolísání ozonové vrstvy v předešlých dobách. Předběžně se zdá, že také ozonu přibývá, když sluneční činnost dosahuje maxima. V každém případě loňská ozonová díra v Antarktidě byla menší a méně hluboká než ve dvou předchozích letech.

Loni jsme si také připomněli 30. výročí zahájení dálkového průzkumu Země družicí Landsat 1. Dnes je obdobných družic velká řada a další specializované družice budou vypuštěny v blízké budoucnosti. To umožnilo získat globální přehled o stavu vegetace, nadcházející úrodě a biomase, o sněhové pokrývce a rozsahu ledovců, o zásobách sladké vody, lesních požárech a tyto údaje průběžně aktualizovat. Tak se například ukázalo, že v severních oceánech kleslo množství fytoplanktonu až o třetinu, zatímco v rovníkovém pásmu ho přibylo až o polovinu. Díky družicové radiolokaci máme dnes dobré údaje i o deštných pralesech, kde oblačnost znemožňuje běžné snímkování, o směru a síle větru, výškách vln v oceánech a o výškopise souše s přesností na ±30 m. To vše umožňuje zlepšit předpovídání počasí na více dnů a víceletých trendů změn klimatu (jevy El Niňo a La Niňa). Lze tak rovněž sledovat změny zemského gravitačního pole související s přesouváním vody v oceánech. Od r. 1998 se tak zvětšuje rovníková výduť Země, zatímco před tímto datem se zmenšovala. Podle J. Dickeye aj. však díky tání polárního ledovce vystupuje Antarktida vzhůru, takže dynamické zploštění Země se naopak snižuje (horniny jsou hustší než voda).

Zatímco celý svět naříká nad globálním oteplováním, jež podle P. Dorana aj. dosahuje průměrně 0,06 °C za každou dekádu XX. stol., a v poslední době se zvýšilo dokonce na 0,19 °C, antarktická základna McMurdo je na tom právě opačně: v poslední dekádě se tam ochladilo o 0,7 °C, přičemž větší část ochlazení připadá na letní období. Pozoruhodný vliv na teplotu v USA měl třídenní zákaz letů dopravních letadel po atentátu z 11. září 2001. Ukázalo se totiž, že kondenzační stopy po letadlech tam jednak snižují průměrnou teplotu o celý stupeň Celsia, jednak měřitelně zmírňují rozsah denního kolísání teploty. Nová měření teploty z družic též vyvrátila všeobecné přesvědčení o vlivu Golfského proudu na oteplení severozápadní Evropy. Skutečnou příčinou je proudění vzduchu ohřátého v létě nad severním Atlantikem směrem k Evropě. Proto je zima v oblasti Labradoru až o 15 °C chladnější než zima ve Velké Británii.

O velké, byť krátkodobé, změny teploty na Zemi se mohou přičinit výbuchy sopek, jak prokazuje případ filipínské sopky Pinatubo na ostrově Luzon, která vybuchla po půl tisíciletí nečinnosti 15. června 1991. Byl do druhý největší sopečný výbuch ve XX. stol. po aljašské sopce Katmai v r. 1912. Je pravděpodobné, že výbuch Pinatuba souvisel se silným zemětřesením, které zasáhlo filipínskou brázdu v červenci 1990. Při prvním ze série sopečných výbuchů bylo během tří hodin vyvrženo 5 km3 magmatu. Hřibový mrak nad sopkou měl základnu o průměru 500 km a dosáhl výšky 40 km nad povrchem Země. Sopečný prach pak putoval vícekrát kolem celé zeměkoule a způsobil studené léto na severní polokouli v r. 1992 a dvě teplé zimy v letech 1991–93.

Jedním ze zdrojů globálního oteplování je podle J. Graceho a Y. Malhiho – řeka Amazonka. Ta se svými přítoky přináší do oceánu plnou pětinu celkového říčního přítoku celého světa a nyní se ukázalo, že jí odnášené organické zbytky z rostlin deštných pralesů odpařují zpět do atmosféry oxid uhličitý s nečekaně vysokou účinností. R. Nemani aj. však ukázali, že až třetina CO2 se vsakuje do půdy zásluhou dešťů, což podporuje rostlinnou produkci. Patrně jde o hlavní cestu, jak je z atmosféry vymýván přebytečný CO2. Biosféra a oceán tak pohltí asi polovinu CO2 vznikajícího činností člověka. Díky globálnímu oteplování se obecně přítok říční vody do oceánů zvyšuje. Do Severního ledového oceánu přitéká dnes o 7 % vody více než ve třicátých letech XX. stol., kdy se tyto přítoky začaly měřit v tehdejším SSSR. Každoroční přírůstek objemu vody dnes činí plné 2 krychlové kilometry.

V. Světcov odhadl z porovnání s četnostmi vzniku impaktních kráterů na Měsíci přínos organických látek na Zemi z komet v prvních 700 milionech let po vzniku Sluneční soustavy až na 108 kg ročně. Na tom se nejvíce podílela kometární jádra s průměrem kolem 1 km. Pro přežití organických látek při dopadu má velký význam brzdění pádu komety zemskou atmosférou. Naproti tomu M. Drake a K. Righter popírají, že by pády komet a meteoritů přinesly na Zemi vodu. Jak uvádí U. Wiechert, roli skleníkového plynu v rané atmosféře Země nemohl hrát oxid uhličitý, neboť kyslík se začal v zemské atmosféře vyskytovat teprve před 2,4 miliardy let, ale methan, jenž má 23krát vyšší skleníkový efekt. To bylo tehdy pro Zemi ostatně životně nutné, jelikož původní Slunce mělo o plnou třetinu nižší zářivý výkon než dnes. V současné době je díky nízké koncentraci methan až druhým skleníkovým plynem v zemské atmosféře, a jeho přínos ke globálnímu oteplování je proto pouze poloviční v porovnání s CO2. Přírůstek skleníkových plynů v zemské atmosféře se po r. 1980 zastavil, takže podle modelových výpočtů se průměrná teplota Země zvýší do poloviny XXI. stol. jen o 0,7 °C. Zcela překvapivě se globální oteplování projeví také na brzdění rychlosti zemské rotace. Pokud se udrží současný trend, tak se délka dne prodlouží během každého desetiletí o 11μs, tj. za století celkem o 0,1 s.

T. Yamasaki a H. Oda tvrdí, že sklon a indukce magnetického pole Země se mění v závislosti na změně výstřednosti zemské dráhy kolem Slunce v periodě dlouhé přibližně 100 tisíc let. Průběh ledových dob podle Milankovičovy domněnky o závislosti průměrné teploty povrchu Země na kolísání dráhových parametrů Země se nyní podařilo potvrdit na základě měření metodou U/Th pro období posledních 240 tisíc roků. V té době byla hladina oceánů o 18 m níže než dnes. Podle M. Murakamiho aj. činí hmotnost vody v oceánech 0,02 % hmotnosti Země, ale ve spodním plášti Země jí může být až 0,1 %. Ledovce představovaly před 20 tisíci lety tisícinu promile hmotnosti Země, ale od té doby zčásti roztály, takže za tu dobu stoupla hladina oceánů o plných 100 m a ledovci pokrytá část Země se zmenšila z 10 % více než třikrát.

V. Pasko aj. přinesli další zprávy o bleskových výbojích ve vysoké atmosféře Země. Prvním zprávám starým už celé století se dlouho nevěřilo, ale teď už je jisté, že mezi vysokou troposférou, stratosférou a dolním okrajem ionosféry probíhají bleskové výboje pozoruhodné intenzity a vzhledu. Tzv. šotci (angl. sprites) vycházejí z ionosféry a směřují dolů k zemskému povrchu rychlostí až 107 m/s, zatímco tzv. modré výtrysky (angl. blue jets) směřují vzhůru z bouřkových mračen rychlostí až 105 m/s a rozevírají se přitom do kužele. Spád napětí mezi ionosférou a povrchem Země činí totiž v průměru 260 kV.

Měření z družice IMAGE ukazují podle S. Fuselliera aj., že vnější ionosféra Země ve výškách 300 ÷ 1 000 km se vlivem koronálních výronů ve slunečním větru příležitostně ohřívá až na miliardy kelvinů, takže do kosmického prostoru tímto ohřevem unikají stovky tun materiálu vnější ionosféry. Ty pak vytvářejí známé plazmové radiační pásy Země. Tento efekt zeslabuje vliv slunečního větru na intenzitu magnetických bouří na Zemi a posiluje tak ochranu Země magnetickým polem. Vloni 7. září však byla pozorována rozlehlá polární záře současně jak v Evropě a severní Americe, tak v Austrálii a na Novém Zélandě. C. Matyska aj. uvádějí, že celková tepelná ztráta Země činí 44 TW, zatímco od Slunce dostáváme 170 PW. Brzdění zemské rotace stojí 3,2 TW. Tepelný tok Země za rok dosahuje hodnoty 1,4 ZJ. Energie uvolněná za rok zemětřeseními činí řádově 10 EJ.

1. 1. 2. 2. Meteority

Zaslíbenou zemí pro lovce meteoritů je už více než dvě desetiletí Antarktida. Jen během poslední letní sezony nasbírali Japonci v oblasti Yamato přes 3,5 tisíce úlomků, mezi nimiž vynikají dva meteority z Marsu o hmotnosti 13,7 a 1,3 kg (Y-593 a Y-749). V obou případech jde o vyvřelé horniny o stáří 2 miliard let, které opustily Mars před 10 miliony lety. J. Šukoljukov aj. studovali další marsovský meteorit (shergottit) Dhofar 019 o hmotnosti 1,1 kg, nalezený počátkem r. 2001 v ománské poušti. Kromě správného atmosférického zastoupení xenonu a kryptonu, odpovídajícího přesně atmosféře Marsu, objevili v meteoritu krystalické struktury, které mohly vzniknout pouze na planetárním tělese velkého rozměru nejpozději před 1,3 miliardy let. Autoři současně spekulují o možnosti, že některé pozemské meteority mohly přiletět také z Merkuru. Do konce r. 2001 stoupl počet různých meteoritů z Marsu v pozemských sbírkách na 24. Z modelových výpočtů o četnosti a velikosti impaktních kráterů na Marsu plyne, že každým rokem dopadá na Zemi několik nových meteoritů z Marsu, což jsou vlastně vzorky marsovských hornin pořízené zcela zdarma – jen kdybychom je uměli hned najít.

Velké množství prací bylo loni věnováno podivuhodnému meteoritu Tagish Lake, jenž dopadl na zamrzlé jezero v Britské Kolumbii 18. ledna 2000, takže jeho průlet atmosférou zaznamenaly špionážní družice. Odtud víme, že měl při vstupu do atmosféry rychlost jen 16 km/s, hmotnost 60 t, průměr 4 m a bezmála plochou dráhu letu. Kinetická energie meteoritu činila 1,7 kt TNT, přičemž při závěrečném výbuchu se 16 % této energie změnilo ve světlo, takže zazářil jako objekt 22 mag. Těleso se rychle tříštilo na drobné úlomky ve výškách 50 ÷ 32 km nad zemí, což svědčilo o jeho křehkosti. Původně byl klasifikován jako uhlíkatý chondrit, ale pravděpodobně jde o zcela nový typ meteoritů s vysokým obsahem vody a uhlíku.

J. Borovička shrnul údaje o pádu meteoritu Morávka ze 6. května 2000. Příslušný bolid byl zachycen zejména třemi amatérskými videokamerami, ale též umělými družicemi Země. Svítící dráha trvala 9 sekund a byla skloněna k obzoru pod úhlem 20°. Počáteční rychlost činila 22,5 km/s a na konci svítící dráhy klesla na 3,7 km/s. Meteorit začal svítit v 80 km nad Zemí a pohasl ve 21 km. Hlavní výbuch dosáhl 20 mag (vyzářená energie 25 GJ), ovšem za denního světla. Meteorit se rozpadal ve výškách 36 ÷ 30 km nad zemí přinejmenším na stovky úlomků. Doprovodné rázové vlny byly výborně zachyceny sítí pro sledování důlních otřesů dolu Petra Bezruče v Paskově. Infrazvuky o frekvencích 0,3 ÷ 9 Hz zachytila bavorská stanice ve vzdálenosti 360 km od exploze. Před střetem se Zemí se meteoroid pohyboval po dráze s velkou poloosou 1,85 AU a výstředností 0,47 pod úhlem 32° k ekliptice v oběžné době 2,5 roku.

První úlomek o hmotnosti 0,2 kg dopadl jen 300 m od vypočteného ideálního místa dopadu těsně vedle dvou děvčat, takže byl nalezen ihned. O týden později byl objeven druhý úlomek o hmotnosti 0,3 kg a koncem května třetí o hmotnosti 0,09 kg. Po roce se pak podařilo dohledat čtvrtý o hmotnosti 0,2 kg a v červenci 2001 pátý zhruba o téže hmotnosti. Radionuklidová analýza proběhla v Itálii a Německu; chemická analýza v Řeži vedla k identifikaci 40 chemických prvků v obyčejném chondritu typu H5 6 o střední hustotě 3 600 kg/m3. Podle příslušných výpočtů měl meteoroid při vstupu do zemské atmosféry hmotnost 1,5 t a průměr 0,9 m; uvolněná energie odpovídala 90 t TNT.

L. Lindner a K. Welten uveřejnili radiochemickou analýzu holandského meteoritu Glanerbrug, jenž dopadl 7. dubna 1990 na domovní střechu a byl klasifikován jako kamenný chondrit, brekcie LL. Autoři v něm odhalili radionuklidy 26Al, 54Mn a 22Na, odkud určili, že meteorit existoval v kosmickém prostoru jako samostatné těleso asi 20 milionů let. Geologicky se odlišuje od meteoritu Příbram – chondritu typu H5, ačkoliv dráhy obou těles ve Sluneční soustavě jsou shodné (oba meteority dopadly téhož dne v roce, ale v intervalu 31 roků od sebe).

Pravá bomba v meteoritické astronomii však doslova vybuchla až 6. dubna 2002 ve 20.20 UT, když středoevropská bolidová síť zaznamenala průlet jasného bolidu, který začal svítit ve výši 85 km nad Innsbruckem a dosáhl maximální jasnosti poblíž známého střediska zimních sportů Garmisch-Partenkirchen ve výši 21 km nad zemí. Bolid pohasl ve výšce 16 km a podle výpočtů P. Spurného aj. dopadl na svahy masivu Geierkopf v Tyrolských Alpách. Podle téže práce měl meteoroid při vstupu do atmosféry hmotnost 600 kg a rychlost 21 km/s, jež se na konci 91 km dlouhé svítící dráhy snížila na 3 km/s. V okamžiku největší jasnosti se těleso rozpadlo na více úlomků, z nichž podle výpočtu mohlo na zem dopadnout asi 25 kg meteoritů. Skutečně již 14. července 2002 byl asi 400 m od ideálního místa dopadu nalezen úlomek meteoritu o hmotnosti 1,75 kg. Meteorit dostal jméno Neuschwanstein po proslulém blízkém bavorském zámku. Největším překvapením však byl Spurného výpočet dráhy meteoritu ve Sluneční soustavě: ta je totiž prakticky shodná s drahou meteoritu Příbram ze 7. dubna 1959. A. Terentěva a S. Barabanov ostatně k témuž systému přiřazují i tři planetky (č. 1863, 4486 a J98S70J), dalších 10 bolidů a pět meteorických rojů. Domnívají se, že jde o rodinu komety Pons-Winnecke. Skoro to dělá dojem, že bych měl vydat předběžné varování, abychom každým rokem ve dnech 6.–7. dubna sfárali do nejbližšího dolu nebo aspoň tunelu metra...

1. 1. 2. 3. Kosmické katastrofy na Zemi

A. Dar a A. Rújula připomínají, že velmi hmotná hvězda η Carinae, vzdálená od nás jen 2 kpc, se může kdykoliv zhroutit na černou díru, což by vedlo k dramatické explozi a vyzáření pronikavého záření v protilehlých výtryscích podél polární osy hvězdy. Ta je naštěstí skloněna 60° k zornému paprsku, takže případné škodlivé záření by nás bezpečně minulo! Naproti tomu N. Gehrels aj. počítali riziko zničení ozonové vrstvy Země po výbuchu supernovy, kdy by nás ohrozil nejprve asi rok trvající masivní přítok záření gama a dále kosmické záření o rekordní intenzitě i energiích po dobu 20 let od optického výbuchu. Uvolněné energie paprsků gama jsou řádu 1040 J a kosmického záření 1042 J, což znamená, že riziková supernova by musela vybuchnout ve vzdálenosti pod 8 pc od Země. To se může na Zemi stát v průměru jednou za 1,5 miliardy let. J. Scalo a J. C. Wheeler odhadují, že Zemi potkávají biologicky významnější kosmické katastrofy nanejvýš jednou za 2 miliony let, ale protože jde o relativně krátké krize, nemá to příliš velký vliv na evoluci života. Jen největší katastrofy, které jsou podstatně vzácnější (intervaly stovek milionů roků), mají závažné dopady na biodiverzitu, jak ostatně vidíme ze studia zkamenělin v poslední půlmiliardě let. Za posledních 550 milionů let je doloženo jen pět velkých vymírání (údaje v závorce jsou v milionech roků): ordovik ( 440), devon ( 370), perm/trias ( 250), trias/jura (-202) a křída/třetihory (-65).

Uprostřed léta 2002 byla na berlínském trienále o drobných tělesech Sluneční soustavy přijata deklarace, kde se upozorňuje na nebezpečí srážky Země s velkou planetkou, neboť statisticky je riziko zabití člověka při drtivém dopadu stejné jako riziko úmrtí při leteckém neštěstí. Zatímco pro zvýšení bezpečnosti letecké přepravy se dělá maximum, nebyla zatím přijata žádná opatření pro snížení rizika dopadu planetek či komet na Zemi. Astronomové spíše z vlastního popudu pilně vyhledávají nové planetky, ale zatím dle D. Steela a A. Harrise je jen malá naděje, že skutečně nebezpečná planetka bude objevena s dostatečným předstihem, pokud ji vůbec před srážkou zpozorujeme! Z údajů špionážních družic o 300 jasných bolidech za posledních 8,5 roku plyne dle P. Browna aj., že planetky o průměru 50 ÷ 100 m na Zemi nedopadnou, protože je zničí dynamické namáhání v zemské atmosféře, ale následky na omezeném území na Zemi přesto pocítíme, protože se výbuchem uvolní energie řádu 10 Mt TNT (40 PJ). „Tunguské“ úkazy se opakují v průměru jednou za tisíciletí. Každým rokem v atmosféře detonuje bolid s energií 5 kt TNT.

D. Hughes porovnával počty a velikosti kráterů na Zemi, Měsíci a Venuši. V přepočtu na stejnou plochu má Měsíc 1 350krát více kráterů a Venuše 1,5krát více kráterů než Země. Zatímco na Měsíci, který nemá atmosféru, neexistuje žádná spodní mez pro průměr impaktního kráteru, na Zemi nejsou atmosférou ovlivněny impaktní krátery od průměru 21 km a na Venuši dokonce až od 45 km nahoru. Empirická data o vztahu mezi energií exploze a průměrem vzniklého kráteru máme jen díky pozemním výbuchům jaderných bomb. Odtud vyplývá, že při energii 100 kt TNT (tj. cca 400 TJ) vznikne kráter o průměru 0,4 km. Podrobné modelové výpočty tohoto typu uveřejnili též V. Šuvalov a I. Trubeckaja.

Vloni našli S. Stewart a P. Allen pomocí seizmických měření na dně Severního moře ve vzdálenosti 130 km od anglického pobřeží kráter Silverpit o průměru 20 km a hloubce 0,3 km, jehož stáří se odhaduje na 60 milionů let. Je to poprvé, kdy uvnitř tak malého kráteru bylo nalezeno celkem 10 soustředných prstenců vyzdvižených hornin, svědčících o velké rychlosti dopadu tělesa o průměru asi 0,5 km. O něco větší stáří 65,2 milionu let má dle S. Kelleye a E. Gurova ukrajinský kráter Boltyš o průměru 24 km, jenž možná souvisí s proslulým impaktem 10km planetky v oblasti Mexického zálivu před 65,5 miliony let (kráter Chicxulub). Jak uvádí K. Pope, tento drtivý dopad uvolnil energii 100 Tt TNT, což sice nezpůsobilo naprostou polární noc na Zemi, ale veleještěři byli zahubeni hlavně požáry, které zachvátily celou Zemi. Saze z požárů postupně zastínily Slunce, takže vymírání napříč potravními řetězci ještě dlouho pokračovalo. Jelikož se nyní našel další iridiový vrchol v usazeninách z doby před 202 miliony let, kdy se v severní Americe náhle objevili první dinosauři větších rozměrů, není vyloučeno, že první impakt jim pomohl obsadit uvolněnou ekologickou niku, zatímco ten druhý je naopak vyřadil ze hry.

Vůbec nejstarší rozpoznaná impaktní struktura vznikla před 3,47 miliardami let a její stopy jsou dosud patrné v Jižní Africe a Austrálii. Podle M. Gittingse vznikne při dopadu planetky o rychlosti 25 km/s tsunami s vlnami o dvojnásobné výšce, než udávaly simulace použité při přípravě filmu Drtivý dopad. Jejich rychlost šíření však bude o čtvrtinu nižší, než se udávalo ve filmu, tj. pouze 600 km/h. M. Rampino se ovšem domnívá, že spíše než impakty planetek mohou lidstvo v budoucnu ohrozit vulkanické erupce gigantických rozměrů. Zhruba jednou za 50 tisíc roků totiž vybuchne sopka, která přitom uvolní přes 1 000 km3 magmatu a 1012 kg aerosolů, tj. nejméně o dva řády více než zmíněná Mt. Pinatubo. Jelikož se takové výbuchy nedají předvídat, může být neštěstí hotové. Ostatně totéž si myslí M. Reichow aj., kteří určili metodou radioaktivního datování stáří bazaltů z mohutné epizody východosibiřského vulkanismu na 249,4 milionu let. To odpovídá rozhraní permu a triasu a patrně přispělo k největšímu doloženému masovému vymírání rostlin i živočichů. Jak uvedl P. Ward, jsou masová vymírání rostlin a živočichů na Zemi výslednicí kombinace astronomických i pozemních příčin.

G. Hulot aj. zkoumali údaje z družic Oersted a Magsat, jež monitorují změny magnetického pole na zeměkouli v posledních dvaceti letech. Odtud vyplývá, že zatímco v oblasti Pacifiku jsou změny magnetického pole malé, v polárních pásmech a v jižní Africe jsou velmi nápadné a rychlé. Za posledních 150 roků se indukce magnetického pole Země neustále snižuje. Autoři odtud usuzují, že nás čeká brzké a náhlé magnetické přepólování, a nikdo neví, jak by se to projevilo na stavu biosféry, protože zhruba za tisíc roků by mělo celkové magnetické pole Země na jistou dobu zcela vymizet. Teorii mechanismu přepólování uveřejnili J. Li aj.

1. 1. 2. 4. Měsíc

J. Chapront aj. určovali parametry měsíční dráhy pomocí přesných laserových měření vzdálenosti Měsíce od Země, konaných od ledna 1972 do dubna 2001 jednak na americké McDonaldově observatoři v Texasu, jednak na francouzské observatoři CERGA. Během posledních let se jim podařilo zmenšit chyby jednotlivých měření na 5 ÷ 10 mm a za celé zkoumané období mají výsledky s chybou nanejvýš 70 mm! J. Williams aj. využili těchto přesných měření k určení rytmu slapových vzdutí pevného povrchu Měsíce díky slapovým silám Slunce a Země. Dospěli k závěru, že povrch Měsíce je lehce pružný, takže nitro Měsíce je měkké – neobsahuje železné jádro. K témuž závěru dospěli M. Wieczorek a M. Zuberová rozborem všech dostupných „geofyzikálních“ údajů pro Měsíc. Podle jejich modelu dosahuje hustota v centru Měsíce jen 4,7násobku hustoty vody v pozemských podmínkách. Jádro Měsíce má poloměr pouze 400 km a je tvořeno roztaveným křemíkem s výraznou příměsí titanu.

J. Armstrong aj. soudí, že na Měsíci lze hledat horniny vyvržené při impaktech planetek jak ze Země, tak i z Marsu a Venuše v různých etapách vývoje Sluneční soustavy. Odhadují, že na ploše 100 km2 se dá v průměru najít asi 20 t pozemských hornin, dále pak na 180 kg hornin z Marsu a až 30 kg hornin z Venuše. Bohužel většina těchto hornin pochází z období těžkého bombardování Měsíce, takže se nejspíše nalézají v měsíčních pánvích, které vznikly před více než 3,85 miliardami let, a jsou tudíž pohřbeny příliš hluboko. Po těžkém bombardování totiž poklesla četnost impaktů řádově tisíckrát. Přesto je však zřejmé, že sbírání vzorků z Marsu a Venuše na Měsíci je podstatně snazší, než pro ně letět ke zmíněným planetám.

T. McConnochie aj. hledali bezvýsledně stopy po vodním ledu na optických i infračervených snímcích okolí severního pólu Měsíce, pořízených sondou Clementine, přestože plných 5 200 km2 měsíčního povrchu leží v trvalém stínu. Na Měsíc se zaměřil i obří 8,2m dalekohled Jepún soustavy VLT ESO při testování nové infračervené kamery vybavené adaptivní optikou. Kamera CONICA zobrazila pole o rozměru 60 × 45 km v mořích Mare Tranquilitatis a Mare Foecundidatis při 0,2s expozicích s rozlišením až 130 m, tj. 0,07″, ačkoliv kvalita obrazu (seeing) na Mt. Paranalu dosahovala v té chvíli pouze 1,5″.

1. 1. 3. Mars

Díky sondám Mars Global Surveyor a Mars Odyssey 2001, která začala pracovat na kruhové dráze v únoru 2002, přibývá rychle údajů o sezonních změnách a mineralogii povrchu dnes nejostřeji sledované planety Sluneční soustavy. Z výškopisných měření vyplývá, že během Marsova roku kolísá výška terénu kolem jižní polární čepičky o 2 m, což je důkaz namrzání a opětného rozmrzání ledu oxidu uhličitého. Tento led má nižší hustotu než vodní led, který tvoří podklad obou polárních čepiček. I vodní led však může tát, zejména tehdy, když sklon polární osy Marsu převýší 30°, protože pak dostává přivrácená polární oblast dosti tepla na roztávání vodního ledu, což se projevuje výskytem svislých stružek na svazích kráterů (takto skloněna byla polární osa Marsu ještě před pouhými 300 tisíci lety; nyní však má sklon pouze 25°).

Jižní polokoule planety je v průměru asi o 5 km výše a je rovněž více pokrytá krátery v porovnání s polokoulí severní. Podle J. Moora a D. Wilhelmse je nejhlubší část povrchu Marsu – impaktní pánev Hellas Planitia o průměru 2 300 km – v zimě pokryta světlou jinovatkou, nad níž se vznášejí mračna. Naopak v létě tam dochází k rozsáhlým prachovým bouřím. Velké sopky na jejím jižním a východním okraji vyvolaly patrně v dobách své aktivity proudění tekuté vody z východu mohutnými kanály na dno pánve. D. Burrová aj. se domnívají, že tato přívalová voda se vsákla do lávových polí na planetě a že aspoň v jednom případě (kanál Athabasca Vallis) tekla voda po Marsu zcela nedávno, možná i v posledních desetiletích! Několik nedávných časově oddělených záplav se zřejmě odehrálo také v oblasti Cerberus Fossae. Podle všeho se zdá, že před 3,5 miliardami let, kdy bylo na Marsu patrně tepleji díky zásobám vnitřního tepla z radioaktivity hornin, jakož i vinou těžkého bombardování kometami a planetkami, byl Mars pokryt mělkým mořem o hloubce až 50 m. J. Mustard uvádí, že se to projevilo zvětráním vulkanických basaltů na severní polokouli planety.

Podle modelových výpočtů K. Zahnleho aj. a T. Segurové aj. způsobil dopad planetky o průměru 100 km ohřev povrchu Marsu až na 800 K po dobu několika týdnů, což stačilo na ohřev podpovrchového ledu nad bod mrazu po dobu jednoho roku, a při průměru dopadající planetky 250 km dokonce na celé století. Vrstva roztáté vody na povrchu pak dosáhla zmíněných 50 m. Přitom na Marsu je prokázáno nejméně 10 obřích impaktů, takže tato situace se mnohokrát opakovala.

O. Korablev zveřejnil výsledky studia profilu atmosféry Marsu pomocí kosmické sondy Fobos, která před svým selháním v r. 1989 měřila obsah vodní páry v atmosféře planety. Nejvíce vodní páry (0,13 promile) se nachází v nízké vrstvě atmosféry do 12 km; s výškou však obsah vodní páry rychle klesá na 0,003 promile ve výšce 25 km. V této výšce se vyskytují řídká vodní mračna a nad nimi je atmosféra zcela průzračná. Vodní ciry se však vyskytují i ve výškách kolem 50 km. V těchto výškách byly nalezeny i stopy ozonu a formaldehyd. Jak uvádí M. Hecht, atmosférický tlak na povrchu Marsu je blízký trojnému bodu pro vodu, což je 0 °C při tlaku 6,1 kPa (voda na povrchu Marsu vře při +2 ÷ +7 °C), což znamená, že v prohlubních a kaňonech na planetě může voda z tajícího ledu vskutku téci. Při teplotě 0 °C na Marsu se totiž voda vypařuje stejně rychle jako 60 °C teplá voda na Zemi.

O výskytech ledových krystalků na povrchu Marsu nás též přesvědčuje pozorování krátkých optických záblesků, které ze Země poprvé pozoroval P. Lowell již r. 1900 a pak jeho následovníci v letech 1951, 1954 a 1958. Tyto záblesky byly zachyceny tehdy, když směrem k Zemi byly natočeny oblasti Edom Promontorium a Tithonius Lacus, takže zřejmě jde o povlaky ledových krystalků na větších plochách, vrhajících sluneční „prasátka“ na Zemi. Sonda Mars Odyssey 2001 nyní ukázala pomocí neutronového spektrometru, že vodní led se nachází i v malé hloubce asi 1 m pod povrchem obou polokoulí, především ve středních jižních areografických šířkách mezi 42° a 77° (I. Mitrofanov aj.; W. Boynton aj.).

Zajímavou studii o možnostech pozorování meteorických rojů na Marsu uveřejnili Y. Ma aj. Jelikož Mars je od Slunce dále než Země, jsou rychlosti vstupu kometárních meteorů do atmosféry Marsu obecně nižší; pro krátkoperiodické komety dosahují jen 30 km/s. Protože však hustota atmosféry Marsu ubývá s výškou pomaleji než na Zemi, tak to nakonec znamená, že ke svícení meteorů v atmosféře Marsu dochází již ve výškách asi 120 km nad planetou. Na Marsu lze velmi pravděpodobně pozorovat meteorické roje, jejichž mateřskými tělesy jsou komety 1P/Halley, 13P/Olbers a 45P/Honda-Mrkos-Pajdušáková. Sonda Mars Odyssey 2001 našla na povrchu Marsu poměrně čerstvý impaktní kráter, který vznikl dopadem kometárního jádra nebo malé planetky relativně nedávno. Odtud pak vyplývá, že kráter o průměru 10 km vzniká na Marsu jednou za 200 milionů let, ale 3km kráter každých 200 tisíc roků. Takové impakty dokáží vymrštit horniny z Marsu únikovou rychlostí, a tím je zabezpečen vcelku stálý přísun marsovských meteoritů na Zemi.

Navzdory tomu, že aspoň někdy a aspoň někde na povrchu Marsu tekutá voda téměř určitě byla či ještě je, není vůbec jisté, zda tato téměř nutná podmínka pro život je i postačující. Jak uvedli A. Pavlov aj., je povrch Marsu vystaven sterilizačním účinkům kosmické radiace, takže i radiačně nejodolnější bakterii Deinococcus radiodurans vyhubí sluneční kosmické záření na povrchu Marsu za pouhých 30 tisíc roků. Galaktické kosmické záření pak zničí veškeré mikroorganismy během 2 milionů let. Jelikož radiační poruchy dokáží opravovat jen žijící organismy, ale nikoliv spory, tak vyhlídky na život na Marsu jsou velmi skrovné. Donedávna se jako důkaz uváděl výskyt zrnek magnetitu v meteoritu z Marsu ALH 84001, protože se soudilo, že tato zrnka mohou vznikat pouze činností živých mikroorganismů, ale nyní už víme, že ani to není pravda: existují anorganické cesty vzniku těchto zrnek.

K. Dennerl objevil díky družici Chandra rentgenové záření Marsu na základě prvních pozorování z července 2001. Podle něj září rentgenově celý kotouček planety, což je způsobeno fluorescenčním rozptylem slunečního větru na jádrech atomů kyslíku ve výšce kolem 80 km nad povrchem Marsu. Slabé rentgenové halo je pozorovatelné až do vzdálenosti 20 tisíc km od Marsu; jde o důkaz, že z Marsu neustále unikají atomy kyslíku a uhlíku. Záření je časově stálé a neovlivnily ho ani probíhající prachové bouře v atmosféře planety.

V době, kdy píši tuto část přehledu, probíhá v USA i v Rusku obnovená diskuse o možnosti pilotovaného letu na Mars. Většinou se uvádějí data startu mezi r. 2020 a 2030. Tento optimismus příliš nesdílím z důvodů, které přesahují rámec tohoto přehledu, ale jedno datum bych přesto navrhl: 10. listopadu 2084 bude možné z povrchu Marsu pozorovat přechod Země přes kotouč Slunce. Bude to první takový úkaz od r. 1984, a tudíž docela dobrá záminka pro vyslání expedice pozorovatelů na Mars!

1. 1. 4. Jupiter

Počátkem loňského roku proletěla sonda Galileo posedmé a naposledy kolem družice Io ve výšce pouhých 100 km, ale plánovaná pozorování se neuskutečnila kvůli vysoké radiaci. Tím se ovšem osud sondy pozvolna naplnil, protože pak už jen v listopadu 2002 proletěla ve výši 160 km nad Amaltheou. Při tomto průletu se ukázalo, že Amalthea má zcela nepravidelný tvar o hlavních rozměrech 270 × 135 km a nízkou střední hustotu 0,99násobku hustoty vody v pozemských podmínkách, takže jde o typickou hromadu sutě spíše než o kamenné těleso. Tím vlastně skončil vědecký program sondy, jež pak koncem září 2003 zanikla při plánovaném pádu na Jupiter. Během 8 let sonda oběhla Jupiter 33krát a uskutečnila celkem 27 těsných přiblížení ke Galileovým družicím. P. Schenk odhadl ze snímků ledové pokrývky na Europě, Ganymedu a Kallisto tloušťku ledu na 19 ÷ 80 km. Využil k tomu měření tvaru impaktních kráterů, jež nepřímo prozrazují, do jak hluboké vrstvy ledu pronikly kosmické projektily. To znamená, že dostat se pomocí vrtů k předpokládaným podledovým jezerům tekuté vody bude technicky mimořádně obtížné.

Sonda Galileo odhalila na Io celkem 250 činných sopek a potvrdila, že družice má vázanou rotaci. F. Marchis aj. využili adaptivní optiky u Keckova teleskopu ke stanovení teploty v jícnu sopky Surt na 1 475 K a jejího tepelného výkonu na 80 TW. Vytékající magma je bohaté na křemičitany a kužel sopky pokrývá plochu 800 km2. Podle J. Clarka aj. existuje silná elektromagnetická vazba mezi magnetickými poli Jupiteru a družice Io, takže napříč ionosférou družice tečou proudy o intenzitě řádu 1 MA. Pomocí 30m mikrovlnného radioteleskopu Pico Veleta ve Španělsku se u téže družice podařilo poprvé pozorovat rotační spektrum soli NaCl na frekvenci 143 GHz. Jde sice jen o nepatrnou (0,1 %) příměs v porovnání s mnohem hojnějším SO2, vyvrhovaným sopkami, ale i to stačí k vysvětlení, proč je kolem družice pozorovatelný sodíkový oblak a v plazmovém toru ionty chlóru. S. Krimigis aj. objevili plynné mračno, prostírající se až do vzdáleností 1 AU od Jupiteru, které obsahuje atomy z vulkanických plynů, uniknuvších z družice Io. Unikátní experiment se zdařil v lednu 2001, kdy kolem Jupiteru prolétala sonda Cassini, což byla jedinečná příležitost zejména pro studium Jupiterova magnetického pole dvěma sondami naráz. Odtud zjistili D. Gurnett aj. a S. Bolton aj., že Jupiterova magnetosféra o průměru 20× větším než samotná planeta je vůbec největším souvislým objektem ve Sluneční soustavě a během času výrazně „dýchá“ podle okamžité intenzity slunečního větru. Radiační pásy Jupiteru se prostírají ve vzdálenostech 0,5 ÷ 3 poloměru planety, měřeno od horního okraje Jupiterových mračen. Odtud též přichází netepelné rádiové záření planety, neboť volné elektrony jsou tam urychlovány až na relativistické rychlosti a energie až 50 MeV. Vstřikování urychlených elektronů do Jupiterovy ionosféry pak vede podle B. Mauka aj. podobně jako na Zemi ke vzniku polárních září. R. Gladstone aj. využili simultánních měření rentgenového záření Jupiteru družicí Chandra k odhalení tajemné horké skvrny v severní polární záři planety, která v periodě 45 min vyvrhuje částice o vysokých energiích. Zatím není vůbec jasné, co je příčinou tohoto úkazu. P. Elsner aj. odhalili měkké rentgenové záření také kolem družic Io a Europa.

Proslulá červená skvrna na Jupiteru, kterou poprvé pozoroval J. Cassini v r. 1665, poslední dobou bledne a zmenšuje se. Nejčervenější a opravdu velká byla r. 1878, kdy její hlavní osa měřila 40 tisíc km, kdežto nyní má podélně jen 25 tisíc km, zatímco příčná šířka 12 tisíc km se nezměnila. Pokud to půjde týmž tempem dál, změní se na kruhovou skvrnu kolem r. 2040.

S. Shepard aj. a D. Jewitt aj. odhalili pomocí 2,2m dalekohledu UHT a 3,6m dalekohledu CFHT na Havaji dalších 12 družic Jupiteru (S/2001 J1 ÷ J11 a S/2002 J1) o rozměrech 2 ÷ 4 km, jež obíhají po retrográdních drahách s periodami 557 ÷ 773 dnů. Zřejmě jde o tělesa zachycená Jupiterem v dávné minulosti. Úhrnný počet známých družic Jupiteru tím stoupl na 40 a překonal tak rekord Saturnu, jenž má 30 známých družic. Družice Jupiteru objevené v letech 1999–2000 dostaly už svá definitivní označení a jména, jak uvádí tabulka:

Nové družice Jupiteru
Definitivní označení (J) Jméno Předběžné označení (S/)
J XVII Callirrhoe S/1999 J1
J XVIII Themisto 1975 J1 = 2000 J1
J XIX Megaclite 2000 J8
J XX Taygete J9
J XXI Chaldene J10
J XXII Harpalyke J5
J XXIII Kalyke J2
J XXIV Iocaste J3
J XXV Erinome J4
J XXVI Isonoe J6
J XXVII Praxidike J7

1. 1. 5. Saturn

Obřímu radaru v Arecibo se počátkem ledna 2002 zdařil husarský kousek, když na vlnové délce 130 mm získal odrazy od povrchu Saturnovy družice Japetus. Charakter ozvěny se výrazně liší od ozvěn z Galileových družic Jupiteru. A. Coustenisová aj. pořídili 27. října 1998 unikátní záběr povrchu Titanu pomocí adaptivní optiky u 3,6m dalekohledu CFHT, jenž svou kvalitou převyšuje snímky této Saturnovy družice pořízené Keckovým či Hubbleovým teleskopem. Na snímku je patrný jasný jižní pól družice a rovníkový pás, jakož i vysoká hora. Ve výšce asi 80 km nad Titanem byla přítomna lehká „ranní“ mlha, tvořená patrně aminokyselinami a tuhými částicemi organických látek. Albeda různých částí povrchu se lišila až v poměru 1 : 3. Povrch družice je aspoň zčásti pokryt ledem ethanu. M. Brown aj. a H. Roe aj. využili adaptivní optiky Keckova teleskopu k objevu methanových mračen, jež se soustřeďují poblíž jižního pólu. Roční doby na Titanu trvají velmi dlouho, neboť se zcela vystřídají až za 16 roků.

B. Scharringhausen aj. uveřejnili výsledky pozemních pozorování Saturnu během „zmizení“ prstenů 10. srpna 1995. Z infračervených měření 5m Haleova teleskopu a 2,3m anglo-australského teleskopu určili příčnou tloušťku prstenů (0,7 ±0,1) km a jejich albedo 35 %. To je o něco více, než vychází z rádiových měření a z pozorování zákrytů hvězd (0,2 km), ale rozdíl je pravděpodobně způsoben zvlněním „roviny“ prstenů přinejmenším o 0,4 km. F. Poulet a J. Cuzzi zjistili pomocí infračervené spektroskopie, že 93 % hmoty prstenů tvoří ledová zrnka o průměru 0,01 ÷ 2 mm, znečištěná tholinem. Zbytek představují zrnka uhlíku. Vloni však byly Saturnovy prstence naopak rozevřeny nejvíce, což využili pozorovatelé u VLT ESO k pořízení jedinečných záběrů planety i prstenů. Ukazuje se, že v atmosféře planety došlo za posledních pět roků k velkým změnám: obří bouřkový vír poblíž rovníku zcela zmizel, zatímco poblíž jižního pólu Saturnu se objevila tmavá skvrna o průměru 3 tisíce km. V říjnu 2002 byla na Saturn poprvé zaměřena kamera sondy Cassini a pořídila tak velmi kvalitní záběry planety ze vzdálenosti 285 milionů km.

1. 1. 6. Nejvzdálenější planety

Planeta Uran se blíží k rovnodennosti, která nastane v r. 2007 (oběžná doba planety činí 84 roků, takže jednotlivá roční období na Uranu trvají 21 let). Nejjasnější částí planety je v tuto dobu jižní pól, kde končí léto a za pár pozemských let tam nastane podzim. Sezonní změny jsou patrné ve vzhledu mraků a oblačných pásů, jak je vidí velké dalekohledy vybavené adaptivní optikou. Za posledních 18 roků klesla průměrná teplota Uranu o 25 K na současné minimum 200 K. Z pozorování mezi srpnem 2001 a zářím 2002 odvodili M. Holman aj. pomocí čtyř velkých teleskopů (CTIO, CFHT, Hale a VLT) elementy dráhy nové družice Uranu s předběžným označením S/2001 U1. Družice obíhá kolem planety v periodě 2,1 roků po retrográdní dráze se sklonem 166°, velkou poloosou 8,6 milionu km (0,06 AU) a výstředností 0,2. Její průměr se odhaduje asi na 15 km.

F. Hamouni a C. Porcová ukázali, že pět úzkých prstenů Neptunu s oblouky dlouhými 40° udržuje svůj podivuhodný „čárkovaný“ vzhled díky rezonancím s oběžnou dobou Neptunovy družice Galatea (0,429 d), která má na první pohled naprosto zanedbatelnou dráhovou výstřednost řádu 10 6. To však stačí k obloukovitému vzhledu prstenců o úhrnné hmotnosti pouhých 2 promile hmotnosti družice Galatea, jejíž hmotnost činí 4.1018 kg.

W. Grundy aj. studovali infračervené spektrum Neptunovy největší družice Triton a dále planety Pluto a odhalili tam netěkající ledy metanu, vody a oxidů uhličitého i siřičitého. Proti všemu očekávání a navzdory vzdalování Pluta od Slunce po protáhlé eliptické dráze od přísluní v r. 1989 se od té doby rozsah atmosféry Pluta třikrát zvětšil a průměrná teplota povrchu stoupla o 2 K.

1. 2. Meziplanetární látka

1. 2. 1. Planetky

Díky soustavnému úsilí českých i slovenských astronomů v Ondřejově, na Kleti a v Modre přibylo na obloze i v loňském roce nemálo domácích jmen, jak vyplývá z následujícího seznamu:

N. Evans a S. Tabachnik ukázali, že po dobu existence Sluneční soustavy se nejstabilnější planetkové dráhy nacházejí především v hlavním pásu ve vzdálenosti 2,0 ÷ 3,5 AU od Slunce; dále pak v pásu tzv. vulkanoidů (0,09 ÷ 0,20 AU) a konečně v pásu mezi Zemí a Marsem (1,08 ÷ 1,28 AU). Navzdory tomu se dosud žádné vulkanoidy nepodařilo najít, ač astronomové jako D. Durda v tom vyvíjejí značné úsilí hledáním planetek na soumrakovém nebi. Naopak dráhové rezonance s Merkurem a Venuší vedou k vyprázdnění mezilehlého pásma.

Odhad počtu planetek v hlavním pásu s průměrem ≥ 1 km se díky měřením družice ISO nejprve zdvojnásobil na cca 1,5 milionu objektů, ale do statistického výzkumu planetek vzápětí významně zasáhla americká přehlídka SDSS, určená primárně pro galaxie a kvasary. Jak uvádějí M. Jurič aj., obsahuje hlavní pás nanejvýš 700 tis. planetek, z nichž dosud probíhající přehlídka SDSS nalezla již 60 tis. těles. Podle Ž. Iveziče aj. lze pozorováním ve více barvách rozlišovat velmi snadno příslušnost planetek hlavního pásu k jednotlivým rodinám planetek (Eos, Koronis, Themis, Nysa-Polana, Vesta atd.). Dosud tak bylo proměřeno přes 10 tis. planetek, z nichž přes 90 % patří do některé z dosud definovaných více než 30 rodin.

D. Nesvorný aj. byli schopni dohledat výpočtem zpětně průsečík drah 13 planetek hlavního pásu před 5,8 miliony let. Tehdejším rozpadem větší planetky vznikla rodina planetky (832) Karin, která má průměr 19 km. Podle autorů výpočtu se tehdy srazily dvě planetky o průměrech 25 a 3 km při vzájemné rychlosti 5 km/s a dnes už známe úhrnem 39 planetek této rodiny. To značí, že planetky této rodiny, jež patří do širší rodiny planetky Koronis, mají dosud relativně čerstvý povrch, což zvyšuje zájem planetologů o jejich průzkum zblízka. K rodině Koronis patří i známá (243) Ida, snímkovaná r. 1992 sondou Galileo. S. Slivan tvrdí, že poloha rotačních os větších příslušníků rodiny jeví zřetelné shlukování směrů, což souvisí se vznikem rodiny srážkami a postupným štěpením.

G. Krasinsky aj. využili přesných (±7 m) měření poloh přistávacích modulů Viking a Pathfinder na Marsu ke zjištění poruch dráhy planety díky působení 300 největších planetek hlavního pásu, zatímco menší byly modelovány jako prstenec planetek ve vzdálenosti 2,8 AU od Slunce. Odtud vyšla maximální hmotnost hlavního pásu 2.10 10 M☉. Dosud však bylo objeveno jen 10 % planetek tohoto pásma. J. Margot však odhadl souhrnnou hmotnost 200 největších planetek (Ø ≥ 100 km) hlavního pásu na 5.10 4 MZ. Podle A. Galáda a B. Graye polovinu této hmotnosti představují tři nejhmotnější planetky (Ceres, Pallas a Vesta). Oba autoři také propočítali těsná přiblížení pro bezmála 25 tisíc planetek, jež mohou posloužit pro určení hmotnosti prvních 500 nejhmotnějších planetek díky poruchám drah méně hmotných planetek, k nimž při těsném přiblížení nutně dochází. Těchto výpočtů využili M. Kuzmanoski a A. Kovačevič k určení poruchy dráhy planetky (13206) 1997 GC22 při těsném přiblížení k planetce (16) Psyche v červenci 1974 na vzdálenost 570 tis. km. Odvodili odtud hmotnost Psyche 3,4.10 11 M☉, což ovšem znamená, že jde o vůbec nejhustší planetku 7krát hustší než voda, takže je téměř jistě celá z kovu!

O dva řády hmotnější než hlavní pás je však Edgeworthův-Kuiperův pás (EKP) za Neptunem, neboť obsahuje 0,05 MZ. Jak uvedli S. Sheppard a D. Jewitt, bylo během pouhých 10 roků objeveno už více než 500 planetek tohoto pásu (k objevu téhož počtu planetek hlavního pásu potřebovali astronomové více než století!), takže odtud odhadli, že se tam ve skutečnosti nachází na 70 tis. těles s průměrem nad 100 km. Tempo objevů se nyní ustálilo na 10 přírůstků měsíčně. R. Allen aj. upozornili, že ačkoliv schopnosti současných přístrojů umožňují najít tělesa s albedem 0,04 a průměru 160 km až do vzdálenosti 60 AU od Slunce, ve skutečnosti se nedaří najít žádný takový objekt nad vzdáleností 48 AU, takže tam EKP zřejmě končí. A. Brunini a M. Melita z toho usoudili, že příčinou může být existence X. planety zhruba o hmotnosti Marsu ve vzdálenosti 60 AU od Slunce, která vyvolá takovou mezeru počínaje 50 AU. Její jasnost by se měla pohybovat kolem 20 mag a mohla by být proto docela brzo objevena. Magnituda nejjasnějších planetek pásu dosahuje R = 19,5. Dosud se podařilo změřit světelné křivky pro 13 nejjasnějších objektů, jejichž průměr přesahuje 250 km. Třetina z nich vykazuje velké amplitudy změn jasnosti během rotační periody, což znamená, že tyto planetky asi dvakrát častěji než planetky hlavního pásu vykazují odchylky od kulového tvaru, neboť jde zřejmě o řídké hromady sutě, zploštělé rotací. Jejich albedo je tak nízké, že na povrchu těchto těles není vůbec led.

D. Jewitt a S. Sheppard získali základní údaje o obří planetce EKP (20000) Varuna o jasnosti R = 19,7 mag, která má při rotační periodě 6,34 h amplitudu světelné křivky 0,4 mag, takže je protáhlá v poměru os 1,5 : 1. Její průměrná hustota 1,0 (vůči vodě) značí, že je uvnitř děravá a představuje typickou hromadu sutě a ledu. E. Lellouch aj. určili její albedo na 4 %, odkud vyplývá průměr 1 060 km. J. Licandro aj. uveřejnili výsledky spektroskopie v blízkém infračerveném oboru pro dosud největší planetku EKP 2001 KX76. Odvodili tak její albedo 4 %, odkud pak plyne průměr tělesa 1 100 km, jen o něco málo menší než průměr Charonu. Nicméně v průběhu roku byl i tento rekordní rozměr překonán díky objevu C. Trujilla a M. Browna ze 4. června 2002 pomocí palomarské komory Oschin, kteří nalezli v souhvězdí Hadonoše ve vzdálenosti 43,5 AU od Slunce planetku 2002 LM60 = (50000) Quaoar 18,5 mag, jež se pohybuje po kruhové dráze. Planetka byla během léta 2002 dvakrát zobrazena kamerou ACS HST, takže se zdařilo určit její úhlový průměr 0,04″ a odtud i lineární průměr 1 255 km. Odtud pak plyne albedo 10 %.

A. Doressoundiram aj. se zabývají mnohobarevnou fotometrií transneptunských planetek a Kentaurů již od r. 1997 a dosud se jim zdařilo proměřit 29 objektů. Barevný diagram vykazuje velký rozptyl, jenž nasvědčuje tomu, že každý objekt prodělal svou vlastní historii srážek a zvětrávání. Obecně však platí, že nad 40 AU od Slunce pozorujeme přebytek červených povrchů planetek při rovnovážné teplotě asi 50 K. V soustavě EKP lze rozlišit tři hlavní pásma:

  1. Vnitřní pás, v němž se nacházejí rezonanční oblasti s oběžnou dobou Neptunu v poměru 3 : 2 (plutina ve vzdálenosti 39,5 AU s velkými výstřednostmi a sklony k ekliptice), 4 : 3, 5 : 3 a 2 : 1 (twotina). Zde se nalézá asi 12 % úhrnné populace EKP.
  2. Klasický pás s kvazikruhovými drahami, neboli cubewana – podle první nalezené planetky 1992 QB1 = (15760). Sem patří 2/3 populace EKP.
  3. Rozptýlený disk s dlouhými poloosami silně výstředných drah, jejichž přísluní se nalézá poblíž dráhy Neptunu, ale odsluní až ve vzdálenostech 1 300 AU od Slunce. Objevit tyto objekty je přirozeně velmi nesnadné, takže není divu, že dosud známe pouze 40 členů tohoto pásma.

Autoři se dále domnívají, že současná hmotnost EKP představuje jen 1 % původního stavu vlivem poruch zejména od Neptunu. Pro objekty ve vzdálenostech pod 50 AU se však na úbytku hmoty nejvíce podílely vzájemné srážky mezi planetkami. Je však poněkud překvapující, že řada těchto objektů je podvojných, přičemž vzájemné vzdálenosti složek dosahují až tisícinásobku jejich lineárních rozměrů. První transneptunský pár 1998 WW31 byl objeven teprve před čtyřmi lety. Podle C. Veilleta aj. složky páru kolem sebe obíhají v periodě 570 d po elipse s hlavní poloosou 22 tis. km a rekordní výstředností dráhy 0,8. Dráha objektů o průměrech 129 a 108 km je skloněná k ekliptice pod úhlem 42°. Hmotnost soustavy představuje jen 1/5 000 hmotnosti Pluta. V polovině r. 2001 však bylo na periferii Sluneční soustavy známo již 7 dvojic.

Od té doby J. Kavellaars našel na snímku 3,6m reflektoru CFHT z konce srpna 2001 dvojplanetku 2001 QW22 s průměry složek kolem 100 km ve vzájemné vzdálenosti 130 tis. km. Koncem listopadu 2001 odhalil STIS HST ve vzdálenosti 42 AU od Země další transneptunský pár 1997 CQ20 o úhrnné jasnosti R = 22,6 a vzájemné vzdálenosti složek asi 5 tis. km, koncem prosince průvodce planetky (26308) 1998 SM165 ve vzdálenosti přes 6 tis. km a hned v lednu 2002 o 2,2 mag slabšího průvodce plutina 1999 TC36 ve vzdálenosti něco přes 8 tis. km. Tato série pak ještě týž měsíc pokračovala díky WFPC2 HST objevem dvojplanetky 2000 CF105, vzdálené od nás 41 AU s jasnostmi složek 24,2 a 25,1 mag a vzájemnou vzdáleností minimálně 23 tis. km. Z dosavadní omezené statistiky tak vyplývá, že asi 5 % transneptunských objektů tvoří páry. S. Weidenschilling a P. Goldreich se dommívají, že tyto dvojice v EKP nejsou výsledkem příliš vzácných srážek planetek, ale následkem dávných těsných setkání dvou planetesimál za poruchového působení třetího tělesa, čili že jde o prvotní soustavy.

Nejsnadněji se prokazuje podvojnost planetek radarem, který má ovšem velmi omezený dosah, takže může sledovat pouze křížiče v době jejich přiblížení k Zemi. Astronomové k tomu využívají velmi výkonných radarů v Arecibu (Portoriko) a v Goldstonu (Kalifornie). Tak se podařilo prokázat podvojnost křížiče 2000 DP107, jehož složky o průměru 800 a 300 m obíhají kolem sebe ve vzdálenosti 2,6 km a v periodě 42 h. Jejich střední hustota 1,7násobek hustoty vody svědčí o vysoké poréznosti, tj. o obíhajících hromadách sutě namísto kompaktních kamenných těles. Další úlovek přišel v únoru 2002, kdy odhalili podvojnost křížiče 2002 BM26. Členové páru mají průměr 600 a 100 m; primární složka rotuje v periodě 2,7 h a oběžná doba soustavy je kratší než 3 d. Série objevů pokračovala pozorováním planetky 2002 KK8, která je rovněž dvojitá s rozměry složek 500 a 100 m. Největším překvapením však jsou dle M. Kaasalainena aj. velké kontaktní dvojplanetky hlavního pásu: (41) Daphne, (44) Nysa, (90) Antiope, (216) Kleopatra, (617) Patroclus a (624) Hektor. To znamená, že takové těsné páry jsou zřejmě zcela běžné, ale není jasné, jak mohly vzniknout a hlavně jak se po tak dlouhou dobu mohly udržet pospolu. Antiope se stala dokonce první zákrytovou dvojplanetkou, neboť T. Michalovski aj. sledovali od října 2001 do února 2002 zákryty dvou nekulových složek v oběžné době 16,5 h s poklesy jasnosti o 0,12 mag. Odtud vychází synchronní rotace obou složek. Koncem září 2002 se podařilo pomocí Keckova dalekohledu rozpoznat průvodce planetky (121) Hermione, která patří k typu C s průměrem 209 km. Její průvodce má průměr 13 km a obíhá kolem ní ve vzdálenosti 630 km.

A. Harris ukázal, že rozpad binárních planetek vede k výraznému prodloužení jejich rotačních period. Zatímco střední hodnota rotace planetek činí 8 h, byla v r. 1982 změřena dosud nejdelší doba rotace pro planetku (288) Glauke s trváním plné 2 měsíce! Celkem jsou známy rotační periody bezmála tisíce planetek.

Pro pozemšťany mají přirozeně klíčový význam odhady rizika srážky Země s křižujícími planetkami. První kloudné číslo 2 000 rizikových planetek (Ø ≥ 1 km) publikoval r. 1980 E. Shoemaker na základě četnosti příslušně velkých kráterů na Měsíci. Od té doby se však na základě přímého objevování křížičů odhady soustavně snižují, naposledy na 1 250 těles, z nichž je již objeveno něco přes 600. W. Bottke aj. zkoumali rozložení drah křížičů jasnějších než 18. absolutní magnituda a ukázali, že 62 % těles patří k rodině Apollo, 32 % k rodině Amor a 6 % k rodině Aten. Z 960 sledovaných křížičů pochází 61 % z vnitřní části hlavního pásu (a ≤ 2,5 AU); 24 % z rozmezí 2,5 Země pak prodělá ničivý impakt o energii 1 Gt TNT každých (63 ±8) tisíc roků, což je vlastně docela hrozivý údaj. Srážka hrozí především s tělesy, jejichž přísluní q Q > 0,983 AU.

J. Veverka rekapituloval výsledky mimořádně úspěšné sondy NEAR-Shoemaker při výzkumu největšího známého křížiče – planetky Eros. Měření probíhala od února 2000 do února 2001 a ukázala na základě pořízení bezmála 180 tis. snímků, více než 200 tis. spekter a 7 milionů měření laserovým altimetrem, že tvar planetky typu S lze přibližně vystihnout trojosým elipsoidem s rozměry 34 × 13 × 13 km, rotujícím kolem své osy v periodě 5,3 h. Střední hustota planetky (2,7násobek hustoty vody) svědčí o tom, že planetka je silně porézní.

Dalším proslulým křížičem je kontaktní dvojplanetka (4179) Toutatis o průměru téměř 6 km, objevená v lednu r. 1989, která se proslavila těsným průletem kolem Země v prosinci r. 1992 v minimální vzdálenosti 4 miliony km od Země, jež se přiblíží k Zemi znovu koncem září 2004 na vzdálenost pouhého 1,5 milionu km. Podle B. Muellerové aj. je však hlavní zvláštností Toutatise jeho komplexní rotace v periodě 5,4 d s precesní periodou 7,4 d, čímž připomíná jádro Halleyovy komety. Další planetku 2002 TD60 rotující podél dvou os odhalili v listopadu 2002 P. Pravec a L. Šarounová, když určili příslušné rotační periody 2,01 a 2,85 h. To znamená, že jde o silně protáhlé kamenné těleso s poměrem hlavních os 1 : 3. J. Ostro aj. uveřejnili teprve nyní výsledky radarových měření prototypu (1862) Apollo třídy Q při blízkém přiblížení k Zemi v listopadu 1980 na vzdálenost 8,4 milionů km. Dostali tak střední průměr planetky 1,7 km a rotační periodu 3,1 h.

Díky sdělovacím prostředkům se v posledních letech čím dál tím častěji stává, že se široká veřejnost dozvídá o průletu křižujících planetek blízko Země, a bývá z toho i mírná panika. Toto nebezpečí však vskutku nelze podceňovat. Ze statistik vyplývá, že každoročně proletí ve vzdálenosti menší než 0,5 milionu km od Země průměrně 25 „mateřských těles Tunguských meteoritů“. Naposledy nás tak minula planetka 2002 EM7 v polovině března ve vzdálenosti 464 tis. km, jež byla ovšem asi dvakrát menší než Tunguský meteorit. Jinou potenciální hrozbu představovala křižující planetka 1950 DA, která byla po 52leté přestávce náhodně pozorována počátkem r. 2000 blízko Země. O tři měsíce později však její dráhu zpřesnil radar, čímž se vyloučily obavy, že se tato planetka srazí se Zemi v březnu 2880, což by představovalo výbuch o úděsné energii 10 Gt TNT. Další velmi těsný průlet planetky 2002 MN o průměru 100 m ve vzdálenosti pouhých 120 tis. km odhalil robotický dalekohled LINEAR 17. června 2002. L. Benner aj. sledovali radarem planetku 1999 JM8 při jejím průletu v létě 1999 se špičkovým rozlišením 15 m. Určili tak její střední průměr na plných 7 km a zmapovali její nepravidelný tvar. Na povrchu pak rozpoznali impaktní krátery o průměrech 100 m až 1,5 km. Jde o těleso s rekordně nízkým albedem 0,02, jehož přesnou dráhu ve Sluneční soustavě se podařilo propočítat pro interval mezi r. 293 a 2907 n. l. Ukazuje se, že v celém tomto období nehrozí nebezpečí jeho srážky se Zemí.

Obecně platí, že následky srážky se Zemí výrazně rostou pro dvojité planetky, jak ukazuje případ dvojice kráterů na Měsíci, označených jako Plato K a KA. Mezi krátery o průměru 7 a 5 km je totiž na půl cestě patrná rýha, vytvořená zřejmě vzájemnou srážkou úlomků obou mateřských těles. Přitom podle dosavadních statistik je každý šestý křížič podvojný!

J. Spitale ukázal, jak k odvrácení srážky křižující planetky se Zemí lze využít Yarkovského efektu, jenž spočívá ve zpoždění tepelného vyzařování z rotujícího povrchu planetky. Čím je toto zpoždění větší, tím více se mění zejména velká poloosa dráhy planetky. Změna je úměrná dokonce 2. mocnině uplynulého času. Pokud bychom např. natřeli povrch planetky na bílo a zvýšili tak jeho albedo z obvyklých 0,1 na plných 0,9, odsune se tak kilometrová planetka za století o 15 tis. km. K tomu by ovšem bylo potřebí asi 25 tis. tun nátěrové hmoty.

W. Huebner a J. Greenberg shrnuli výsledky mezinárodní porady o fyzikálních a chemických vlastnostech rizikových křížičů, jež se konala v létě 2001 v Itálii. Podle nejnovějších odhadů existuje asi 25 tisíc křížičů se Zemí s průměrem nad 200 m. Pokud bychom chtěli odvrátit srážku s některým z nich, musíme dobře znát především hmotnost a vnitřní stavbu křížiče, jehož míra rizika je úměrná kinetické energii při srážce se Zemí. Síla, kterou hodláme křížič vyhodit ze sedla, musí nezbytně procházet těžištěm planetky – jinak ji hlavně roztočíme.

Na poradě ve Washingtonu v červenci 2002 přítomní astronomové konstatovali, že ohrožení lidstva impakty planetek je ve skutečnosti akutnější než důsledky globálního oteplování, takže pro dokončení přehlídky rizikových křížičů před koncem dekády by bylo zapotřebí, aby se na tento výzkum ročně věnovalo více než současné 4 miliony dolarů. Probíhající přehlídky přinášejí ročně objevy přibližně 100 nových křížičů a toto číslo během času kupodivu stále neklesá...

Jako kuriozitu bych však připomněl objev poměrně jasného křížiče arizonským amatérem B. Yeungem z 3. září 2002, když pozoroval svým 0,45m reflektorem v souhvězdí Ryb těleso 16 mag, předběžně označené jako J002E3. Výpočty ukázaly, že těleso obíhá kolem Země v periodě 50 d, ale nejde o potenciálně nebezpečnou planetku, nýbrž o poslední 18 m dlouhý stupeň nosné rakety Apolla 12, vypuštěné 14. listopadu 1969, jež se sice v r. 1971 dostala průletem přes Lagrangeův bod L1 soustavy Země-Slunce na heliocentrickou dráhu, ale v dubnu 2002 byla znovu zachycena soustavou Země-Měsíc opět přes bod L1. Toto zajetí však netrvalo dlouho, neboť již v červenci 2003 se vrátila na heliocentrickou dráhu a k dalšímu zachycení dojde až v r. 2033 (viz též Kozmos 33 /2002/, č. 6, str.2).

Kupodivu zcela amatérsky se hledaly planetky v přehlídce infračervené družice IRAS. NASA si totiž s planetkami na záběrech přehlídky nechtěla komplikovat život, takže po skončení mise se mazal software pro základní zpracování a na dohledání planetek nezbyly v rozpočtu žádné peníze. Tím více je třeba ocenit úsilí E. Tedesca aj., kteří v uložených záznamech z družice IRAS nalezli 2 228 planetek, z toho 526 s pravděpodobným průměrem pod 20 km.

Díky HST se J. Parkerovi aj. podařilo v červnu 1995 poprvé zobrazit povrch největší planetky hlavního pásu Ceres v ultrafialovém spektrálním pásmu s lineárním rozlišením 50 km. Planetka má elipsovitý tvar s poloosami 585 a 466 km a rotuje prográdně v periodě 9,08 h. Uprostřed disku byl rozpoznán světlý útvar – patrně impaktní kráter, jenž dostal jméno Piazzi.

Velmi cenné výsledky lze získat při vzácných pozorováních zákrytů hvězd planetkami. Vůbec první takové pozorování se zdařilo 19. února 1958, kdy planetka Juno zakryla hvězdu 8 mg. Dosud nejkvalitnější světelná křivka zákrytu pochází z 29. května 1983, kdy Pallas zakryla hvězdu 5 mag. V r. 2002 k tomu 17. září přibyl zákryt hvězdy 43 Tau (5,5 mag) planetkou (345) Tercidina, díky šťastnému vyjasnění oblohy na poslední chvíli úspěšně pozorovanými asi 50 evropskými pozorovateli – téměř pětinu těchto unikátních měření získali čeští pozorovatelé. R. Vasundhara aj. pozorovali 15. března 2001 na observatoři V. Bappu v Indii zákryt hvězdy SAO 120035 (9 mag; vzdálenost 120 pc) planetkou (423) Diotima. Odtud jednak zjistili, že zakrývaná hvězda je vizuální dvojhvězdou s roztečí složek 0,02″, jednak že planetka má rozměry 240 × 166 km a rotuje v periodě 4,6 h. L. Hric aj. zaznamenali 9. března 2002 na observatoři ve Staré Lesné zákryt hvězdy 11,5 mag planetkou (1107) Lictoria (14 mag) v trvání 16 s. Odtud vychází průměr planetky 81 km.

J. Bauer aj. shrnuli dosavadní údaje o Kentaurech, kteří se nacházejí v rozmezí 5 ÷ 30 AU na drahách se značnou výstředností. Do poloviny r. 2002 jich bylo objeveno 37, ale jejich skutečný počet pro průměry těles nad 50 km se odhaduje na 2 000 objektů. Mezi nimi se vyskytuje pozoruhodný křížič Saturnovy dráhy 1999 UG5 s velkou poloosou dráhy 12,8 AU a výstředností 0,42 o průměru 55 km, albedu 5 % a rotační periodě 13,4 h. V porovnání s ostatními Kentaury má nízké albedo a červenější povrch. Y. Fernández aj. využili infračervené fotometrie k odvození albeda Kentaurů (8405) Asboluse a (2060) Chironu (= C 95P/Chiron), po řadě 12 a 17 %. Odtud pak je snadné určit průměry obou těles, tj. 66 a 148 km. R. Duffard aj. upozornili, že po minimu v r. 1999 jasnost Chironu znovu roste – do dubna 2001 již o 1,4 mag, takže možná se vbrzku opět projeví jako kometa – proto má ostatně unikátní dvojité označení.

1. 2. 2. Komety

J. Anderson aj. zjistili, že pokud má pozorované anomální urychlení kosmických sond Pioneer 10 a 11 příčinu ve vnějších okolnostech, musí se totéž urychlení týkat také 364 dlouhoperiodických komet s kvalitními drahami, což by vedlo k soustavně vyšším hodnotám jejich velkých poloos. To pak znamená, že neexistují žádné hyperbolické dráhy komet a Oortův oblak je ve skutečnosti pouhá slupka o tloušťce maximálně 400 AU ve vzdálenosti 2 500 AU od Slunce. M. Bailey upozornil na to, že z Oortova oblaku přichází o dva řády méně krátkoperiodických komet, než bychom čekali. Jelikož jejich přísluní nejsou rozložena náhodně, je zřejmé, že Oortův oblak je ovlivněn slapy galaktického jádra. Naproti tomu komety Jupiterovy rodiny pocházejí z EKP. H. Levison se domnívá, že zmíněný deficit komet z Oortova oblaku nelze vysvětlit tím, že většina kometárních jader zrovna spí, protože je pokryta souvislou struskou, ale že tato jádra se již zcela rozpadla na prach. Podle jeho výpočtů přichází do nitra Sluneční soustavy ročně v průměru 12 komet z Oortova oblaku. D. Hughes si povšiml, že rozložení jasností komet s přísluními nad 2 AU má jiný tvar než u komet s přísluními blíže ke Slunci. Odtud usoudil, že polovina současných komet s oběžnými periodami do 20 roků zmizí během nejbližších 2 600 let a další čtvrtina během následujících 2 300 roků.

Počátkem ledna 2002 byla očima pozorovatelná kometa C/2000 WM1 (LINEAR), která se ovšem během měsíce přestěhovala hluboko na jižní polokouli a po průchodu přísluním 22. ledna ve vzdálenosti 0,55 AU dosáhla koncem ledna 2,3 mag a měla navzdory úplňku chvost delší než 2°. Očima byla pozorovatelná až do 20. února 2002.

Japonský výrobce astronomických zrcadel Kaoru Ikeya (*1944) se proslavil jako mladík objevem pěti komet v letech 1963–67, mezi nimiž byla i proslulá jasná kometa Kreutzovy skupiny slunečních komet C/ 1965 S1 (Ikeya-Seki), která při průchodu přísluním byla vidět i ve dne. Pak se však na plných 35 let astronomicky odmlčel, až 1. února 2002 objevil svou šestou kometu C/2002 C1 (Ikeya-Zhang) jako objekt 9 mag v souhvězdí Velryby. I tato kometa se sklonem dráhy 26° se v polovině března 2002 přiblížila dosti blízko ke Slunci na vzdálenost 0,5 AU, když už v polovině února byla nejblíže Zemi (1,1 AU). Od konce února byla vidět očima a v půlce března dosáhla 5 mag a její chvost měřil plných 5°. Nejjasnější pak byla koncem března, když dosáhla 3,3 mag. Na počátku dubna ji bylo možné spatřit v minimální úhlové vzdálenosti 1,5° od galaxie M31. Koncem dubna se pak znovu protáhla v minimální vzdálenosti 0,4 AU od Země. Očima byla pozorovatelná až do konce května 2002. Koncem března zaznamenal mikrovlnný radioteleskop JCMT v její komě čáry sloučenin HCN, HNC a CS. Šlo o mimořádně velkou kometu s povrchem téměř o řád větším než u komety Halleyovy a s velkou ztrátou hmoty až 400 t/s. Podle T. Clarka jde navíc o kometu s rekordní potvrzenou periodicitou 341 roků, neboť při předešlém návratu ji pozoroval známý hvězdář Hevelius (C/1661 C1) a předtím možná Číňané v letech 979 a 1320 n. l. Příště ji tedy můžeme očekávat v r. 2343. K. Ikeya si opravdu uměl počkat...

Německý astronom amatér S. Hönig objevil 22. července 2002 v Pegasu kometu 12 mag C/2002 O4 s vysokým sklonem 73°, jež prošla přísluním ve vzdálenosti 0,8 AU počátkem října 2002, což dávalo naději pozorovatelům na severní polokouli spatřit ji koncem září i v triedru, když už od poloviny srpna byla kometa cirkumpolární. Skutečně v té době dosáhla 8 mag, ale koncem září začala rychle slábnout a při průchodu přísluním se rozplynula. Hönigův objev je svým způsobem unikátní, neboť jde o první německý objev komety po 62 letech. Také okolnosti objevu jsou kuriózní. Hönig tu noc nemohl usnout, a tak si vyjel autem do lesa u Heidelberku, kde kometu spatřil v přenosném dalekohledu. Neměl po ruce ani kousek papíru, takže si její polohu a pohyb v zorném poli nakreslil na nálepku od PET láhve. Pak musel čekat pět dní na vyjasnění, aby mohl svůj objev ověřit a teprve pak poslal hlášení do centrály pro astronomické telegramy – přesto ho nikdo nepředběhl.

Dalekohled NEAT na Havaji objevil 11. října kometu 19 mag P/2002 T4, jež prošla přísluním už 31. července 2002 ve vzdálenosti 2,1 AU. Jde o periodickou kometu s oběžnou dobou 7,3 r, která se však v květnu 1968 přiblížila na vzdálenost 0,16 AU od Jupiteru, což vedlo ke změně dráhy. K. Muraoka zjistil, že je totožná s kometou 54P/de Vico-Swift, která byla objevena r. 1844 a od té doby pozorována pouze při návratu v r. 1894. P. Lamy aj. využili koncem r. 1997 kamery WFPC2 HST k zobrazení jádra komety 9P/Tempel 1, která má být cílem experimentu Deep Impact v r. 2005. Ukázali, že poloosy protáhlého jádra komety mají délky 3,9 a 2,8 km a že jádro s albedem 4 % rotuje v periodě (29 ±4) h. Titíž autoři pozorovali i jádro komety 22P/Kopff jednak pomocí HST, jednak družicí ISO těsně po průchodu přísluním v červenci a říjnu 1996. Zjistili tak, že jádro rotuje v periodě několika dnů při albedu 4 % a poloměru 1,7 km. Plná třetina povrchu jádra je aktivní, což je nezvykle vysoký poměr. V přísluní ve vzdálenosti 1,6 AU od Slunce ztrácela kometa prach tempem 130 kg/s. M. Ishiguro aj objevili pomocí Schmidtovy komory na observatoři Kiso v Japonsku její prachovou vlečku, obsahující mimořádně tmavé částice (albedo 1 % !) o průměrných rozměrech řádu centimetru.

H. Boehnhardt aj. využili 8m dalekohledu VLT k pozorování jádra komety 46P/Wirtanen v květnu 1999 a prosinci 2001, kdy byla kometa 5 AU od Slunce a neměla žádnou komu. Poloměr jádra protáhlého v poměru 1,4 : 1 vyšel na pouhých 0,6 km a rotační perioda na 7 h; 60 % povrchu je aktivní. Kometa je cílem evropské kosmické sondy ROSETTA, jež má na jádře měkce přistát r. 2011. To znamená, že ani v té době nebude jádro kvůli velké vzdálenosti od Slunce aktivní a sonda má dobrou naději na přežití přistání.

L. Soderblom aj. uveřejnili výsledky pozorování komety 19P/Borrelly při průletu kosmické sondy Deep Space 1 ve vzdálenosti 2 170 km od jádra koncem září 2001. Na povrchu velmi tmavého (albedo 1 ÷ 3 %) jádra nebyl nalezen ani vodní led, ani minerály obsahující vodu. Při teplotě povrchu jádra kolem 325 K unikalo méně než 1 t vody za sekundu a ve spektru byl objeven polymer formaldehydu – polyoxymetylen. Pouze necelých 10 % povrchu jádra vykazovalo aktivitu – uvolňování prachu a plynu.

N. Samarasinha se věnoval modelování rozpadu komety D/1999 S4 (LINEAR) při průchodu přísluním ve vzdálenosti 0,8 AU v červenci 2000. Kometa byla při objevu koncem září 1999 klasifikována jako planetka a její kometární charakter byl rozpoznán až o pár dnů později. Ukázalo se, že šlo o zcela křehký slepenec kometesimál o průměrech 10 ÷ 100 m s řadou dutin, v nichž při přiblížení ke Slunci narůstal tlak plynu, až se kometa rozplynula. Jádro komety měřilo napříč pouhé 2 km a podléhalo vlivu negravitačních sil o řád větších, než vykazuje jádro Halleyovy komety. W. Altenhoff aj. odvodili další údaje z radioastronomických měření v pásmu 32 ÷ 860 GHz. Podle nich započal rozpad kometárního jádra o průměru 0,9 km 23. července, kdy kometa ztrácela prach rychlostí 90 kg/s a plyn tempem 300 kg/s, což v přepočtu na jednotkovou plochu povrchu je srovnatelné s aktivními kometami Halley nebo Hale-Bopp. Jde o nejlépe dokumentovaný příklad rozpadu komety v dějinách astronomie. Podle C. a R. de la Fuente Marcsových kometa vznikla v přechodně stabilním kometárním pásu mezi drahami Jupiteru a Saturnu. Po průchodu přísluním v červenci 2002 se před našima očima začala rozpadat periodická kometa 57P/Du Toit-Neujmin-Delporte na desítky úlomků, když první rozdělení na dvě složky se podle Z. Sekaniny odehrálo již při předešlém průchodu komety přísluním v r. 1996.

Koncem března 2002 započal další výbuch komety 29P/Schwassmann-Wachmann 1, jež se do poloviny června zjasnila o 4 mag oproti klidové hodnotě 16 mag. P. Gronkowski se na příkladu výbuchů této komety zabýval otázkou, o jaký mechanismus vlastně jde. Kometa 29P má jen málo výstřednou dráhu, takže se pohybuje v rozmezí 5,5 ÷ 7,5 AU od Slunce v oběžné době 16 roků. K výbuchům dochází jednou až dvakrát za rok a kometa se přitom zjasní o 2 ÷ 5 mag, výjimečně však i o 9 mag! Při jednotlivých výbuších ztrácí až kolem 1 Mt hmoty, takže energie výbuchů činí až 100 TJ. Podobný výbuch prodělala i Halleyova kometa v únoru 1991, kdy byla již 14,3 AU od Slunce a kdy se náhle zjasnila o více než 6 mag, takže při tomto výbuchu ztratila 100 kt hmoty. Autor se domnívá, že ve všech případech je za zjasnění odpovědná náhodná polymerace kyanvodíku vyvolaná ultrafialovým zářením Slunce nebo elektrony ze slunečního větru, čímž se zvýší sublimace CO a CO2 z povrchu jádra komety. Další příčinou může být fázový přechod amorfního ledu vody na krystalický.

D. Biesecker aj. se věnovali slunečním kometám objeveným koronografem LASCO na družici SOHO v letech 1996–1998. Šlo celkem o 141 komet Kreutzovy rodiny a tempo jejich objevování bylo po celou dobu stále. Žádná z nich však zřejmě nepřežila průchod přísluním. Komety dosahují nejvyšší jasnosti ve vzdálenosti 12 R☉; v 7 R☉ se počínají rozpadat. Přísluní obvykle koinciduje s poloměrem Slunce. Rovněž Z. Sekanina se zabýval statistikou více než 300 komet objevených v blízkosti Slunce družicí SOHO do r. 2000. Ukázal, že mezi nejjasnějšími a nejslabšími úlomky původní prakomety Kreutzovy rodiny komet je rozdíl plných 20 mag. Tři komety měly přísluní blíže než 3 AU, zatímco jejich odsluní spadají do intervalu 120 ÷ 200 AU, tj. oběžné doby se pohybují v rozmezí 500 ÷ 1 000 roků. Během pohybu po retrográdních drahách se sklony 35 ÷ 40° kolísá proto heliocentrická rychlost komet Kreutzovy rodiny od 20 m/s do 600 km/s. Ze Země bylo zatím objeveno pouze 8 slunečních komet; o ostatní objevy se podělily umělé družice Solwind, SMM a především sonda SOHO, která nyní objevuje každoročně asi 50 nových úlomků. Přibližně 94 % slunečních komet patří do Kreutzovy rodiny. Zbytek patří do rodiny komet M. Mayera, pro něž je typický sklon 72°, délka výstupného uzlu 72° a délka přísluní 57°, resp. do rodiny B. Marsdena se sklonem 26°, délkou uzlu 82° a délkou přísluní 23°. R. Strom zjistil, že komety Kreutzovy rodiny pozorovali už Číňané za denního světla – nejstarší záznam pochází už z r. 15 n. l. a plná polovina ze 17. stol. – úhrnem jde o 14 komet do r. 1865. V posledních dvou stoletích bylo pozorováno jen 5 komet za denního světla, z čehož 3 případy náleží do Kreutzovy rodiny. Mezi nimi je i Velká zářijová kometa 1882 R1, která byla vidět očima jako objekt 10 mag přímo u okraje slunečního disku. Z. Sekanina a P. Chodas ukázali, že sluneční komety z r. 1882 a 1965 (Ikeya-Seki) mají společné mateřské těleso, které se rozdělilo na dva úlomky 18 dnů po průchodu přísluním r. 1106 n. l. ve vzdálenosti 0,75 AU od Slunce. Původní kometa 1106 B1 tehdy prošla přísluním 26. ledna a v únoru téhož roku byla pozorována v Koreji, Japonsku, Číně a Cařihradu jako objekt 3 mag. Titíž spoluautoři vzápětí prokázali, že také sluneční komety 1843 D1, 1880 C1 a 1970 K1 se postupně oddělily od komety 1106 B1, často i ve vzdálenosti několika AU od Slunce.

Též v r. 2002 byla družice SOHO s převahou nejúspěšnějším lovcem komet, takže bylo jen otázkou času, kdy počet jí objevených komet přesáhne magickou hranici 500. Více než 1 200 lidí se pokusilo ten okamžik uhádnout a nejpřesněji se trefila D. McElhineyová, která prohádala pouhou hodinu a tři čtvrtě. Jubilejní kometou se stal objekt C/2002 P3, jenž prošel přísluním 12. srpna 2002.

1. 2. 3. Meteorické roje a bolidy

Celému oboru stále vévodilo zpracovávání bohatého materiálu z posledních „dešťových“ návratů Leonid. M. Yanagisawa a N. Kisaichi zpracovali údaje o Leonidách na Měsíci, pozorovaných v 0,2m reflektoru černobílou kamerou CCD 18. listopadu 1999 kolem 11 h 25 min UT. Během 5,8 h pozorování zaznamenali 5 záblesků, z toho 3 případy nezávisle ve 2 kamerách. Světelné křivky záblesků jeví dosvit, což je tepelné záření horkých pozůstatků po prudkém impaktu v měsíčním regolitu. J. Watanabe aj. uveřejnili výsledky japonských televizních pozorování meteorické „bouře“ 18. listopadu 2001. Během tří hodin mezi 17 h 17 min a 20 h 20 min UT zaznamenala širokoúhlá televizní kamera 869 Leonid a 32 sporadických meteorů jasnějších než +3 mag. Maximum nastalo v 18 h 25 min UT, kdy během několika sekund byly pozorovatelné desítky meteorů, což značí, že jejich rozpad se odehrál těsně před vstupem do zemské atmosféry. V r. 2002 se Leonidy dostavily ve dvou maximech – první nastalo 19. listopadu ve 4 h 11 min UT a bylo dobře pozorovatelné v Evropě a druhé v 10 h 30 min UT, pozorovatelné hlavně v Severní Americe. Pozorování ovšem ztěžoval Měsíc v úplňku. Přepočtené hodinové frekvence dosáhly ve špičkách až 1 500, resp. 150 met/h a odpovídaly meteoroidům uvolněným z komety v r. 1767, resp. 1866.

P. Babadžanov porovnával hustoty meteoroidů (v jednotkách hustoty vody) hlavních meteorických rojů, odvozené z fotografických pozorování jasných meteorů. Nejhustší jsou Geminidy (2,9), po nichž následují δ-Akvaridy (2,4) a sporadické meteoroidy (2,2). Prostřední skupinu představují Kvadrantidy (1,9), Tauridy (1,5) a Perseidy (1,3). Daleko nejřidší jsou pak Leonidy (0,4).

T. Arter a I. Williams odvodili rychlosti vymršťování meteoroidů z mateřského tělesa meteorického roje Lyrid. Ukázali, že rozsah rychlostí 25 ÷ 150 m/s dobře vysvětluje prostorovou strukturu roje. V periodě 12 roků se pak ejekční rychlosti zvýší až na 600 m/s, takže žádné další dodatečné urychlování není nutné a Whippleův model kometárního jádra stále dobře vyhovuje.

D. Asher a V. Jemeljaněnko studovali rychlosti ejekce meteoroidů z komety 7P/Pons-Winnecke, jež je mateřským tělesem meteorického roje Bootid. Kometa obíhá v rezonanci 2:1 s Jupiterem a prodělala velké změny dráhových elementů: oběžná doba se prodloužila z 5,6 na 6,4 r; velká poloosa se zvětšila z 3,1 na 3,4 AU; výstřednost klesla z 0,75 na 0,63 a přísluní se vzdálilo z 0,8 na 1,3 AU. Meteoroidy se z ní uvolnily v r. 1825 rychlostmi kolem 15 m/s. Roj Bootid dosáhl v r. 1916 maximální zenitové frekvence 40 a od té doby až do června 1998 byl neaktivní, neboť míjel Zemi.

D. Meisel aj. pozorovali v letech 1997 a 1998 mikrometeory výkonným radarem v Arecibu na frekvenci 430 MHz. Z 12 tis. pozorovaných mikrometeoroidů mělo 143 objektů (1,2 %) výrazně hyperbolické dráhy, takže velmi pravděpodobně přišly z mezihvězdného prostoru. Jejich extrasolární radiant naznačuje, že patrně přilétají od pozůstatků supernov v tzv. místní bublině a speciálně od pulzaru Geminga. Potvrdily se tak dřívější výsledky měření výskytu mikrometeoroidů pomocí sond Pioneer 10 a 11 a rádiových měření novozélandským radarem AMOR, jenž z 350 tis. záznamů odhalil 1 600 hyperbolických drah (0,5 %).

Mimořádně jasný bolid byl pozorován na řadě slovenských i moravských stanicích bolidové sítě nad východním obzorem 17. listopadu 2001 v 16 h 53 min UT (viz Kozmos 33 /2002/, č. 2, str. 30). Podle P. Spurného a V. Porubčana dosáhla jeho jasnost pro pozorovatele na vých. Slovensku, v Polsku a na Ukrajině 18,5 mag a pronikl do rekordní hloubky pouhých 13,5 km nad zemí jako svítící těleso, takže je téměř jisté, že na zem dopadly úlomky meteoritu o celkové hmotnosti 370 kg (vstupní hmotnost byla asi 4,3 t), a to poblíž obce Turji-Remety na Zakarpatské Ukrajině nedaleko východních hranic Slovenska. Pád byl totiž doprovázen mohutnými akustickými efekty. Těžko přístupný terén však pravděpodobně znemožní jakékoliv nálezy. Z pozorování slovenských a moravských stanic bolidové sítě se podařilo rekonstruovat jak dráhu tělesa ve Sluneční soustavě, tak i průlet zemskou atmosférou. Původní těleso mělo dráhové elementy: a = 1,3 AU; e = 0,5; q = 0,7 AU; Q = 2,0 AU; i = 7°. Do zemské atmosféry vstoupilo pod úhlem 40° k zemskému povrchu rychlostí 18,5 km/s. Délka svítící dráhy dosáhla 106 km a objekt jí prolétl za 7 s. Při pohasnutí měl rychlost 3,8 km/s.

1. 3. Planetární soustava kdysi a dnes

T. Dickinson připomněl, že seřazení planet viditelných očima v první polovině května 2002 bylo nejtěsnější od 28. února 1940. Příští „velká seřazení“ se odehrají 15. dubna 2036 a ještě těsnější (rozteč poloh krajních planet pouhých 10°) 8. září 2040. Jsou to krásné úkazy pozorovatelné očima, ale když člověk čte, slyší a vidí, co z toho dělají masové sdělovací prostředky, skoro by si přál, aby k žádným seřazením raději nedocházelo. Je však pravděpodobné, že v tom případě by si astrologové vymysleli nějakou jinou záminku ke strašení veřejnosti, např. „velké rozřazení“ planet.

E. Standish a A. Fienga upozornili na nemožnost zpřesnit současné efemeridy čtyř terestrických planet, ačkoliv radarová měření vzdáleností planet jsou nyní přesná na ±10 m. Chyby současných efemerid však vinou nespočitatelných poruch od planetek dosahují ±5 km. Kdybychom je chtěli zmenšit na úroveň radarové přesnosti, museli bychom znát hmotnosti planetek s přesností na 1 %, což je v současné době zcela vyloučeno. T. Ito a K. Tanikawa se zabývali dlouhodobou stabilitou drah všech devíti planet Sluneční soustavy po dobu přesahující 1 mld. let. Odtud vyplývá neobyčejná stabilita drah vnějších pěti planet po dobu ±50 Gr; rezonanční uzamčení Pluta vůči Neptunu dokonce po dobu 100 Gr. Naproti tomu stabilita drah terestrických planet je přinejmenším o řád nižší, což se nejvíce týká Merkuru.

S. Kenyon ukázal, že ze sluneční pramlhoviny se vydělí akreční pás ve vzdálenosti 35 ÷ 50 AU, v němž během 10 ÷ 30 Mr vznikne několik těles s průměrem kolem 1 000 km a větší počet těles s průměry 50 ÷ 500 km, přičemž jejich počet je nepřímo úměrný 3. mocnině průměru těles. Srážky však celý pás velmi výrazně vyčistí, protože objekty s průměry 0,1 ÷ 10 km se během první miliardy let po vzniku Sluneční soustavy rozemelou na prach a tak se z příštího EKP odstraní až 90 % původního materiálu. Autor své výpočty dokládá porovnáním s pozorovanými prachovými disky osamělých blízkých hvězd, jako je Vega nebo β Pictoris.

M. Landgraf aj. připomněli, že při pozorování z dálky představuje EKP nejjasnější rys Sluneční soustavy, jak naznačují pozorování rozložení prachu sondami Pioneer 10 a 11 do r. 1983. V pásu mezi Jupiterem a Saturnem dodávají prachová zrnka o rozměrech 0,01 ÷ 6 mm především komety Jupiterovy rodiny; průměrný přítok z ročního měření činí 80 kg/s; dále pak krátkoperiodické komety z Oortova oblaku – přítok 30 kg/s. Za drahou Saturnu se už uplatňují mezihvězdná zrnka, jakož i zmíněná mlýnice EKP, takže úhrnný přítok tam vzrůstá na 5 t/s.

E. Thomas aj. zjistili, že planety Uran a Neptun nemohly vzniknout v jejich současné vzdálenosti od Slunce, neboť tam bylo příliš málo stavebního materiálu a akrece by trvala příliš dlouho. Proto je prakticky jisté, jak také vyplývá z modelových simulací, že se utvořily v prostoru mezi drahami Jupiteru a Saturnu a odtamtud postupně migrovaly do dnešních poloh.

A. Cameron shrnul výsledky metody radioaktivního datování pro posloupnost událostí v rané fázi vývoje Sluneční soustavy. Ideálním chronometrem je především radioaktivní nuklid 26Al, jenž se rozpadá na stabilní 26Mg s poločasem 730 kr, a dále radioaktivní nuklid 182Hf, jenž se s poločasem 9 Mr rozpadá na 182W. Odtud pak vyplývá, že výbuch blízké supernovy může urychlit gravitační zhroucení zárodku Slunce na pouhé desetitisíce roků. Už během prvního tisíce let po zhroucení sluneční pramlhoviny v ní vznikají planetesimály o průměru až 100 m a během pouhého sta tisíc let i zárodky planet o velikosti Marsu. Měsíc vznikl již 30 milionů let po vzniku Sluneční soustavy.

Q. Yin aj. studovali zastoupení hafnia a wolframu v meteoritech a odtud zjistili, že planetka Vesta byla dostavěna 3 ÷ 16 Mr po vzniku Sluneční soustavy a terestrické planety do 60 Mr. Rozhodující události formující dnešní vzhled Sluneční soustavy se odehrály už v prvních 10 Mr od výbuchu anonymní supernovy, jež prozíravě dodala do Sluneční soustavy i vhodné radionuklidy pro dnešní chronometrii. Podobné hodnoty uvádějí též T. Kleine aj., kterým vyšel vznik Vesty v čase 4,2 Mr, vznik jádra Marsu v 13 Mr a jádra Země v 33 Mr po zrodu Sluneční soustavy. Zdrojem radioaktivního tepla v prvních 5 Mr byl zmíněný radionuklid 26Al. J. Gilmour udává vznik Sluneční soustavy v době před 4,56 Gr s chybou menší než 1 %. Pro stáří Slunce vyšla A. Bonannovi aj. z modelových výpočtů stavby Slunce hodnota (4,57 ±0,11) Gr.

1. 4. Slunce

Těsně před konce roku 4. prosince 2002 proběhlo na jižní polokouli úplné zatmění Slunce, viditelné zejména v Jižní Africe (90 s totality), v Indickém oceánu (na východ od Madagaskaru maximální totalita 124 s) a v Austrálii (30 s). V době totality bylo Slunce v Austrálii pouhé 4° nad obzorem, takže díky známé optické iluzi se jevilo pozorovatelům 2,5krát větší než v zenitu, a to zvýšilo estetický účinek úkazu. Přehled o úplných i prstencových zatměních Slunce v letech 2001–2020 lze nalézt na internetové adrese: http://sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/eclipse.html.

A. Hady uvádí, že současný 23. cyklus sluneční činnosti začal v dubnu 1996 a jeho rysem je znovuobjevení podružné periody 154 d, která chyběla v předešlých dvou cyklech. Autor se domnívá, že může jít o projev oscilace slunečního jádra. Ačkoliv maximum cyklu nastalo podle R. Altrocka mezi lednem a dubnem r. 2000 (maximum slunečních skvrn připadlo právě na ten duben), sluneční aktivita je stále vysoká, jak o tom svědčí rekordní eruptivní aktivita v polovině dubna 2001 (A. Tylka aj.) i velká rentgenová erupce z 21. 4. 2002 a výskyt obřích aktivních oblastí na protilehlých polokoulích Slunce, pozorovatelných v polovině července 2002.

Neocenitelnou službu pro sluneční fyziku poskytuje nepřetržité sledování Slunce družicí SOHO, která podle D. Haberové a B. Hindmana „vidí“ až do hloubky 15 tis. km pod povrch fotosféry. Tak lze sledovat vznik slunečního „počasí“, jež ovlivňuje směr i rychlost šíření akustických vln na slunečním povrchu. I Slunce tak má své úkazy typu El Niňo a hurikány, krátkožijící obří bouře trvající několik týdnů a tryskové proudění o rychlosti 160 km/h. Od r. 1996 do r. 1998 se dalo pozorovat proudění podpovrchového slunečního plazmatu od rovníku k pólům, ale v r. 1998 se smysl proudění obrátil v hloubce 10 tis. km pod povrchem a tak to zatím zůstalo. S. Vorontsov aj. upozornili na torzní oscilace slunečního plazmatu, jež se pohybují v heliografické šířce během 11tiletého cyklu. Všechna tato měření by měla pomoci pochopit podstatu slunečního cyklu a snad i zlepši předpovědi slunečního počasí včetně koronálních výronů.

J. Chae aj. využili měření družice TRACE v extrémní ultrafialové oblasti spektra ke zjištění teplot útvarů ve sluneční koróně. Nejchladnější (250 kK) je přechodová oblast a výtrysky EUV. Tzv. koronální mech dosahuje teploty 1 MK a v koronálních smyčkách stoupá teplota až na 2 MK. Výtrysky horkého plazmatu do koróny připomínají vodotrysk. Do měření se také zapojila nová sluneční družice RHESSI, vypuštěná v únoru 2002, která umožňuje zobrazování povrchu Slunce v pásmu rentgenovém a gama. Družice už po čtvrt roce provozu stačila zjistit, že v rentgenovém pásmu začíná erupce dříve než v pásmu UV a že Slunce je vlastně neustále rentgenově neklidné. Jak uvádí R. Lin aj., vede tato trvalá aktivita k silnému ohřevu koróny, neboť rentgenové plazma se ohřívá až na 10 MK. Podle měření družice SOHO vibrují magnetické smyčky velmi žhavého plynu, obsahující vysoce ionizovaná jádra atomů železa, při teplotách 9 ÷ 20 MK a směr jejich kolébání se mění několikrát za hodinu. Horký plyn letí smyčkou rychlostí 100 km/s na vzdálenost až 350 tis. km, ale po třech oscilacích smyčka zaniká a její energie se rozptýlí ve sluneční koróně, kterou tak vydatně ohřívá.

Problém slunečních neutrin se zdá být vyřešen díky výsledkům observatoře SNO v Kanadě. Detekce neutrin pomocí deuteronu v těžké vodě totiž umožňuje pozorovat všechny typy interakcí neutrin: pokud se elektronové neutrino srazí s deuteronem, změní se neutron v jádře na proton a elektron, což je tzv. nábojový proud. Pokud se však neutrino libovolné vůně (elektronové, mionové nebo tauonové) srazí s deuteronem, rozbije ho na proton a neutron, což je tzv. neutrální proud, stejnoměrně citlivý vůči všem neutrinovým vůním. Úhrnný počet takto změřených slunečních neutrin výborně souhlasí s astrofyzikálními modely slunečního nitra.

P. Sturrock a M. Weber srovnávali údaje z neutrinových experimentů GALLEX a Homestake a z helioseizmických měření družice SOHO, aby tak případně vysvětlili dosud spornou modulaci neutrinového toku ze Slunce v závislosti na rotaci Slunce. Poločas rozpadu radionuklidu 71Ge je totiž jen 11,4 d, na rozdíl od poločasu rozpadu 37Ar (35,0 d), takže galiový experiment má lepší časovou rozlišovací schopnost. P. Sturrock a D. Caldwell navíc uvedli, že také údaje z neutrinového detektoru Superkamiokande od května 1996 do července 2001 potvrzují výraznou modulaci v poměru toků 1 : 2 v periodě 10 dnů. Autoři se domnívají, že k modulaci neutrinového toku dochází spíše v konvektivní než v zářivé zóně Slunce.

Navzdory všem proměnám na Slunci existuje veličina, která je překvapivě stálá, takže ji právem nazýváme sluneční konstanta (1 369,7 W/m2). Její měření ze zemského povrchu však nutně zatěžují soustavné chyby, takže k přesným měřením se od listopadu 1978 využívá výhradně specializovaných družic, počínaje družicí Nimbus 7 a konče družicí SOHO. Jak uvádějí C. Fröhlich a J. Lean, přesnost měření dosahuje ±0,05 W/m2 a výkyvy sluneční konstanty během slunečního cyklu nepřesahují 1,3 W/m2, tj. 1 promile, což je fakticky záviděníhodná stálost.

Přestože je pokrok ve výzkumu Slunce přímo pohádkový, R. Kurucz připomněl, že toho ještě mnoho nevíme: chybí realistický model sluneční atmosféry a identifikace poloviny (!) čar ve slunečním spektru. Nemáme dobrou představu o konvekci a mikroturbulenci uvnitř Slunce, neznáme pořádně rozdělení energie ve slunečním spektru a chemické složení naší nejbližší hvězdy atd. atd.

2. Hvězdný vesmír

2. 1. Extrasolární planety a hnědí trpaslíci

Nejrozsáhlejší rodinu exoplanet má stále milisekundový (per 6,2 ms) pulzar PSR B1257+12 v souhvězdí Panny, jak poprvé ukázali A. Wolszczan aj. již v r. 1992. Souvislá již jedenáctiletá přesná měření kolísání rotační periody tohoto pulzaru pomocí radioteleskopu v Arecibu postupně odhalila exoplanety s rekordně nízkými hmotnostmi 0,015; 3,4; 2,8 a 0,005 MZ. Exoplaneta s nejmenší hmotností má fakticky téměř třikrát nižší hmotnost než Měsíc a obíhá neutronovou hvězdu po výstředné dráze s periodou 3,5 r. S. Zucker aj. odhalili první exoplanetu v soustavě trojhvězdy (HD 178911). Systém sestává z těsné dvojhvězdy, v jejíž atmosféře se vyskytuje lithium, a z poněkud vzdálenější třetí složky sp. třídy G5 V, kolem níž pak obíhá exoplaneta po dráze s výstředností 0,12 v periodě 72 d o minimální hmotnosti 6 MJ. Podle P. Lowranceho aj. známe již sedm případů exoplanetárních soustav. Nejnovějším přírůstkem je soustava tří exoplanet u hvězdy υ And (sp. F8 V), která je navíc sama dvojhvězdou: její trpasličí průvodce sp. M4.5 V je od ní vzdálen 750 AU. Hvězda sama má podle nových měření minimálně tři exoplanety, jež obíhají ve vzdálenostech 0,06 ÷ 2,5 AU od hvězdy a jejichž úhrnná hmotnost odpovídá pětinásobku hmotnosti všech planet naší Sluneční soustavy.

První exoplanetu, popř. hnědého trpaslíka, obíhající kolem obří hvězdy (ι Draconis; sp. K2 III; poloměr 13 R☉; hmotnost 1,05 M☉; vzdálenost 30 pc) našli S. Frinková aj. Exoplaneta o minimální hmotnosti 9 MJ, popř. hnědý trpaslík o maximální hmotnosti 45 MJ, obíhá po dráze s výstředností 0,7 v periodě 1,5 r. Exoplanety u obřích hvězd HD 142 a HD 23079 nalezli vzápětí při soustavné přehlídce trpasličích hvězd sp. tříd F ÷ M C. Tinney aj.; jejich hmotnosti jsou jen nepatrně vyšší než 1 MJ a oběžné doby činí po řadě 339 a 626 d, tj. obíhají ve vzdálenostech 1,0, resp. 1,5 AU od svých mateřských hvězd.

Prvního hnědého trpaslíka u červeného trpaslíka třídy M (HD 41004B) našli N. Santos aj. díky spektrografu ESO CORALIE. Obíhá kolem mateřské hvězdy v periodě 1,3 d. Hvězda sama je vzdálena pouze 0,5″ od dalšího trpaslíka HD 41004A sp. K0 V. A. Hatzes aj. našli obří exoplanetu, jež obíhá kolem jasnější složky dvojhvězdy γ Cephei, vzdálené od nás 14 pc. Zatímco složky dvojhvězdy sp. K1 IV + dM V kolem sebe obíhají v periodě 70 r, exoplaneta kolem hvězdy K1 IV to stihne za 2,5 r a druhá složka dvojhvězdy její dráhu zřejmě nijak neruší, protože je jednak dostatečně daleko na excentrické dráze v rozmezí 2 ÷ 30 AU, jednak má malou hmotnost 0,4 M☉.

První dva hnědé trpaslíky u jedné dvojhvězdy (HD 130948; vzdálenost 18 pc; stáří 300 Mr; sp G2 V) odhalili D. Potter aj. použitím adaptivní optiky u 8m dalekohledu Gemini-N. Oba hnědí trpaslíci jsou o plných 8 mag slabší než dvojhvězda a jsou spektrálně klasifikováni jako dL2. Jak uvedli S. Vogt aj., lze hnědé trpaslíky najít snáze než exoplanety, neboť mají až o řád vyšší hmotnosti. Dosud nebyl objeven žádný hnědý trpaslík, jenž by obíhal kolem mateřské hvězdy ve vzdálenosti pod 0,1 AU, zatímco u exoplanet je to poměrně běžné.

Nejlepší současné spektrografy měří radiální rychlosti mateřských hvězd slunečního typu s přesností ±3 m/s, což postačí na odhalení „exojupiterů“ přibližně do vzdálenosti 3 AU od mateřské hvězdy. Nejnovější úsilí D. Queloze u 3,6m reflektoru na observatoři La Silla však naznačuje, že velmi brzy se podaří přesnost měření radiálních rychlostí díky novému spektrografu HARPS zvýšit o řád.

Jak uvádějí D. Fischerová aj., tempo objevů exoplanet a hnědých trpaslíků roste, zejména proto, že díky delším pozorovacím řadám se daří odhalovat substelární objekty s delšími oběžnými periodami, srovnatelnými už s oběžnou dobou Jupiteru ve Sluneční soustavě. Tak například hvězda 55 Cnc (sp G8 V; 0,95 M☉), u níž už dříve byla nalezena exoplaneta o hmotnosti 0,9 MJ, obíhající ve vzdálenosti 0,1 AU od mateřské hvězdy po téměř kruhové dráze za 15 d, a posléze druhá exoplaneta ve vzdálenosti 0,24 AU o hmotnosti 0,25 MJ s oběžnou dobou 44 d, má podle dlouhodobých měření G. Marcyho aj. i třetí exoplanetu o hmotnosti nad 4 MJ, obíhající kolem mateřské hvězdy po dráze s výstředností 0,24 o velké poloose 5,5 AU v oběžné době 13 r. S. Hawleyová aj. nalezli celkem 718 trpasličích hvězd a hnědých trpaslíků tříd M, L a T díky probíhající přehlídce SDSS; z toho 629 dosud neznámých. Ze statistiky objevů podle G. Knappa vyplývá, že přehlídka SDSS najde většinu trpaslíků raných tříd M do vzdálenosti 1,5 kpc od Sluce, zatímco hnědé trpaslíky třídy L v okruhu do 100 pc a třídy T pouze do 25 pc od Slunce. Rozhraní mezi třídou T a L odpovídá efektivní teplotě 1 300 K. Dosud nejchladnější trpaslík T má teplotu jen 800 K. Celkem je již známo přes 200 trpaslíků L a asi tři tucty trpaslíků T. Substelární objekty (hnědí trpaslíci, obří exoplanety) představují v průměru 10 % hmotnosti hvězd v naší Galaxii.

Zatímco naprostá většina exoplanet se objevuje díky přesným měřením změn radiálních rychlostí mateřských hvězd, perspektivně dokonce mnohem významnější bude časem technika měření poklesů jasnosti mateřské hvězdy při přechodu exoplanety přes kotouček hvězdy. Zatím lze tak soustavně pozorovat přechody exoplanety b před mateřskou hvězdou HD 209458a každého 3,5 d, byť i tato exoplaneta byla nejprve rozpoznána metodou radiálních rychlostí. Na základě rozborů světelných křivek zmíněných poklesů jasnosti s amplitudou 0,02 mag určili A. Codyová a D. Sasselov přesněji parametry soustavy. Mateřská hvězda sp. dG0 o stáří 5,2 Gr má hmotnost 1,06 M☉ a poloměr 1,18 R☉, zatímco hmotnost exoplanety činí 0,7 MJ a její poloměr dosahuje 1,4 RJ.

Jak uvádí A. Udalski, v programu OGLE III, jenž je primárně zaměřen na hledání gravitačních mikročoček, se fotometricky sleduje 100 tisíc hvězd podobných Slunci v okolí centra naší Galaxie s přesností lepší než 0,015 mag. Během pozorovací kampaně v r. 2001 se tak podařilo objevit krátkodobý pokles jasnosti u 62 hvězd, což odpovídá přechodům menších objektů přes disk mateřské hvězdy s oběžnými periodami 1 ÷ 6 d; z toho u 43 hvězd již zpozorovali více takových poklesů. Nejzajímavějším případem je objekt OGLE-TR-1756-2932, kde hloubka minim v pásmu I dosahuje 0,013 mag a odtud vychází existence exoplanety o poloměru 0,7 RJ s oběžnou periodou 1,21 d – tedy horká obdoba našeho Saturnu. Jak uvádějí F. Pepe aj. postupně se také snižuje spodní hranice pro hmotnosti objevených exoplanet. Momentálně nejnižší hmotnost 53 % hmotnosti Saturnu má exoplaneta objevená u hvězdy HD 83443 Eulerovým 1,2m dalekohledem na observatoři ESO v La Silla.

G. Benedict aj. užili jako první k detekci exoplanety astrometrii pomocí pointačního teleskopu FGS3 u HST. Dostali tak dobrá data pro exoplanetu u hvězdy Gliese 876 (sp dM) o hmotnosti 0,32 M☉, vzdálené od nás 4,7 pc. Exoplaneta obíhá v periodě 60 d po dráze se sklonem 84° k zornému paprsku a odtud vychází její hmotnost (1,9 ±0,3) MJ.

Podle H. Jonese aj. lze dosud objevené exoplanety rozčlenit do několika typických skupin. Do první skupiny patří exoplanety typu 51 Peg B s oběžnými dobami pod 88 d a výstřednostmi pod 0,25 – takových exoplanet známe již 25. Největší skupiny představují exoplanety typu 70 Vir B s oběžnou dobou nad 88 d a výstřednostmi nad 0,25 – k nim patří 41 objektů. Relativně vzácné (5 exoplanet) jsou případy s oběžnou dobou do 88 d, ale výstředností nad 0,25. Konečně exoplanety „slunečního“ typu mají oběžné doby nad 88 d a výstřednosti pod 0,25 – těch je zatím známo 16.

M. Shara a J. Hurley hledali pomocí HST obří exoplanety v kulové hvězdokupě 47 Tuc. Protože žádné nenašli, pokusili se tuto absenci objasnit počítačovými simulacemi, v nichž prokázali, že v dostatečně husté hvězdokupě dochází k častým těsným setkáním hvězd a přitom se drasticky mění dráhy exoplanet obíhajících kolem mateřské hvězdy. Část z nich vinou gravitačních poruch na mateřskou hvězdu prostě spadne a je pozřena. Jiné jsou naopak katapultovány do mezihvězdného prostoru a stanou se planetárními nomády. Pokud se obří exoplanety u hvězdy udrží, tak jedině za cenu výrazného růstu výstřednosti dráhy. To naopak znamená, že kruhové dráhy našeho Jupiteru a Saturnu se dodnes udržely právě proto, že Slunce vzniklo v oblasti s nízkou prostorovou hustotou hvězd, takže nebylo v dosavadní historii Sluneční soustavy vystaveno těsným přiblížením s jinými hvězdami.

J. Debes a S. Sigurdsson zkoumali stabilitu planetárních soustav v době, kdy se z mateřské hvězdy slunečního typu stane bílý trpaslík. Výpočty ukazují, že slapové síly a gravitační poruchy při blízkých setkáních s cizími hvězdami naprostou většinu exoplanet zničí, takže přežijí jedině hmotnější hnědí trpaslíci. R. Rafikov se věnoval problému migrace exoplanet do blízkosti mateřských hvězd. Ukázal, že plynné obří exoplanety nemohou vznikat v malých vzdálenostech od mateřské hvězdy, kde je dnes zhusta nacházíme. Musely proto vzniknou až za tzv. sněžnou hranicí, tj. tam, kde se udrží tuhý vodní led, a odtamtud pak migrují směrem k mateřské hvězdě následkem slapové interakce se zárodečnou protoplanetární plynnou mlhovinou, obklopující mateřskou hvězdu po dobu až desítek milionů roků. Migrace proběhne na časové stupnici řádu tisíců let. J. Barnes a D. O′Brien zjistili, že během migrace ztrácejí obří planety své přirozené družice (měsíce); nejrychleji přijdou právě o ty nejhmotnější. Migraci přežijí pouze kamenné družice o průměrné hustotě trojnásobku hustoty vody a poloměru menším než 70 km. M. Noble aj. ukázali že případné terestrické exoplanety kolem hvězd 51 Peg a 47 UMa se udrží po dostatečně dlouhou dobu v tamějších ekosférách, a mohou tedy být kolébkami pro mimozemský život. To potvrdili také G. Laughlin aj. pro soustavu 47 UMa.

2. 2. Prahvězdy

T. Abel aj. uskutečnili podrobné hydrodynamické výpočty gravitačního hroucení I. generace hvězd ve vesmíru (hvězdy III. populace, tvořené pouze vodíkem a heliem). Ukázali, že při hmotnosti zárodku nad 100 M☉ dochází ke spontánnímu gravitačnímu hroucení a akreci hmoty na vznikající prahvězdu tempem až 0,01 M☉/r. K podobnému závěru dospěli rovněž C. McKee a J. Tan, kteří spočítali, že tyto velmi hmotné hvězdy vznikají v turbulentním prostředí molekulových mračen během necelých 100 tis. roků. Hvězdy III. populace jsou zkrátka tak hmotné, že jejích termonukleární fáze proběhne během několika málo milionů roků a ihned pak vybuchují jako supernovy typu II – proto je podle C. Pilachowské tak obtížné takové hvězdy pozorovat. Nepřímo se důkazy o jejich existenci dají nalézt v halu Galaxie díky přebytku prvků kyslíku, hořčíku a křemíku u málo hmotných hvězd jinak velmi chudých na kovy.

R. Jayawardhana aj. objevili pomocí obřích dalekohledů Keck II a Gemini North vybavených adaptivní optikou protoplanetární disk u červené složky čtyřhvězdy ve hvězdné asociaci MBM 12 v souhvězdí Berana ve vzdálenosti 275 pc, staré asi 2 miliony roků. Poloměr disku, natočeného k nám téměř hranou pod úhlem 87°, činí asi 150 AU. L. Loinard aj. změřili díky anténní soustavě VLA na vlnové délce 7 mm přesné polohy dvou rádiových zdrojů binární prahvězdy IRAS 0436+25, které jsou od sebe vzdáleny 25 AU. Ukázali, že jedna složka prahvězdy je obklopena kompaktním akrečním diskem o poloměru 20 AU a že úhrnná hmotnost podvojné prahvězdy se pohybuje v rozmezí 0,5 ÷ 2,0 M☉.

2. 3. Hvězdná astrofyzika

M. Salaris aj. se zabývali fyzikálními vlastnostmi větve červených obrů. Tyto hvězdy, jež vyčerpaly zásoby vodíku ve svém jádře a mají zdroj termonukleární energie ve slupce obklopující jádro, vysílají maximum zářivé energie v blízkém pásmu 900 ÷ 1 000 nm a jejich minimální stáří činí 1,5 miliardy roků. Během postupu ke špičce obří větve ztrácejí v průměru 0,2 M☉ a ve špičce mají shodnou efektivní teplotu 4 350 K i svítivost 2,0 kL☉, což je předurčuje k fotometrickému měření vzdálenosti sousedních galaxií až do vzdálenosti 10 Mpc, neboť poloha zmíněné špičky v barevném diagramu je ve skutečnosti dobrou „standardní svíčkou“.

S. Heapová a T. Lanz ukázali na základě porovnání parametrů horkých hvězd třídy O v Malém Magellanově Mračnu, získaných ultrafialovými spektrografy HST a družice FUSE, s novými modely atmosfér těchto hvězd spočítanými I. Hubeným, že tyto hvězdy jsou asi o pětinu chladnější, než se dosud soudilo. To znamená, že i hmotnosti těchto hvězd jsou zřetelně nižší, než jsme si dosud mysleli. H. Lamers a T. Nugis odvodili typické hodnoty ztráty hmoty horkých hvězd díky silnému hvězdnému větru, vyvolanému zářivým přenosem energie v horké atmosféře. Nejvyšší hodnoty ztráty hmoty tempem téměř 10 4 M☉/r a rychlostí větru téměř 104 km/s dosahují hvězdy Wolfovy-Rayetovy. Po nich následují svítivé modré proměnné hvězdy (LBV) se ztrátou hmoty rovněž téměř 10 4 M☉/r a rychlostí větru téměř 103 km/s. Běžné hvězdy třídy O ztrácejí téměř 10 5 M☉ při rychlostech kolem 1 000 km/s.

2. 4. Osamělé hvězdy

D. Koerner aj. a D. Wilner zkoumali cirkumstelární prachový disk kolem Vegy pomocí mikrovlnného radioteleskopu OVRO v Kalifornii a interferometru IRAM na Plateau de Bure ve Francii. Objevili tak hustší uzlíky ve vzdálenostech 60 a 75 AU od hvězdy, o nichž soudí, že vznikly rezonancemi, vyvolanými oběhem exoplanety o hmotnosti pod 30 MJ ve vzdálenosti 30 AU od hvězdy.

H. Kjeldsen aj. uveřejnili výsledky asteroseizmologických měření hvězd α CMi, β Hyi, α Cen A a δ Eri, vykonaných v letech 1999–2000. První hvězdné oscilace s periodou 20 min byly rozpoznány r. 1994 pro hvězdu η Boo, vzdálenou od nás 12 pc. S. Frandsen aj. měřili oscilace ξ Hya (sp G7 III; 3 M☉; 61 L☉) pomocí velmi přesného spektrografu CORALIE u 1,2m Eulerova teleskopu ESO. Objevili tak periody v rozmezí 2,0 ÷ 5,5 h s amplitudami kmitů pod 2 m/s, což dle G. Houdka a D. Gougha potvrdilo modelové výpočty struktury žlutých obrů. Tím se počet hvězd s rozpoznanými oscilacemi natolik rozrostl, že lze hovořit o průlomu v určování struktury niter hvězd.

A. Gregoriová aj. využili měření ze spektrografu UVSTAR pro pásmo 57,5 ÷ 125 nm na palubě raketoplánu ke studiu atmosféry rané hvězdy ε CMa (sp B2 II), což je nejjasnější EUV objekt na obloze. Je od nás vzdálena 132 pc a opticky se jeví jako hvězda V = 1,5 mag. Její efektivní teplota dosahuje 21 kK, poloměr 11 R☉ a projekce rotační rychlosti 35 km/s. J. Timothy aj. pozorovali stejně vzdáleného červeného veleobra Betelgeuze v pásmu FUV pomocí spektrografu HST. Zjistili, že hvězda o poloměru 6,7 AU je obklopena nafouklou atmosférou o poloměru 20 AU, která má v pásmu FUV mnohem nepravidelnější strukturu než v pásmu UV. Poblíž povrchu veleobra se v ní dají pozorovat dvě izolované horké skvrny.

N. Christlieb aj. pozorovali pomocí VLT ESO spektrum hvězdy HE 0107-5240 (Phe; 16 mag; 0,8 M☉) s dosud nejnižším zastoupením železa (1,4.10-10 vůči vodíku; o 5 řádů nižší než sluneční metalicita) a stářím přes 13 miliard let, vzdálenou od nás 11 kpc. Hvězda se nalézá v halu Galaxie a navzdory nepatrné metalicitě jeví přebytek uhlíku a dusíku. Patrně jde o méně hmotnou složku někdejší dvojhvězdy, v níž vysoce hmotná složka předala před výbuchem své nepatrné družce zmíněné lehké prvky.Jde zřejmě o příslušnici dosud hypotetické třídy hvězd I. generace (III. populace). W. Aoki aj. pořídili vysokodisperzní spektra osmi hvězd velmi chudých na kovy, jejichž metalicita je tudíž téměř o dva řády nižší než sluneční. V sedmi případech objevili v jejich atmosférách čáry olova, což je společně s vizmutem nejtěžší stabilní izotop v přírodě.

2. 5. Těsné dvojhvězdy

A. Richichi aj. pokračovali v objevování interferometrických dvojhvězd při zákrytech hvězd Měsícem, a to jak na severní, tak i na jižní polokouli. Během r. 2001 tak objevili dalších 17 vícenásobných soustav, převážně dvojhvězd a trojhvězd s úhlovou vzdáleností složek v rozmezí 0,007 ÷ 0,162″. P. Massey aj. získali díky STIS HST kvalitní spektra čtyř zákrytových dvojhvězd v kompaktní kupě svítivých hvězd R136 v souhvězdí Mečouna ve Velkém Magellanově Mračnu. Podařilo se jim tak určit hmotnosti primárních složek dvojhvězd třídy O3, resp. WR, v rozmezí 55 ÷ 57 M☉, což jsou v této chvíli nejvyšší spolehlivě změřené hmotnosti hvězd vůbec. J. Monnier aj. využili metody aperturního maskování u Keckova teleskopu k rozlišení podrobností (až 0,02″) v soustavě těsné dvojhvězdy WR140 (Cyg), jež se skládá z velmi hmotné Wolfovy-Rayetovy hvězdy a horké hvězdy třídy O, obíhajících kolem sebe po velmi výstředné dráze (e = 0,88!) v periodě 8 roků. Obě složky procházely periastrem v únoru 2001, kdy byly jen 2,5 AU od sebe, takže jejich intenzivní hvězdné větry se nadzvukově srážely a na srážkové frontě docházelo k vytváření rázové vlny, v níž vznikala prachová zrnka. Soustava ztrácela tímto způsobem i množství plynu, který byl vyvrhován v podobě otáčející se Archimedovy spirály o poloměru 80 AU.

Základním kritériem pro zařazení dvojhvězdy mezi těsné je však většinou oběžná doba kratší než 1 000 dnů. Tak těsné dvojhvězdy se totiž v některých fázích své existence navzájem zřetelně ovlivňují, i kdyby jejich dráha byla zcela kruhová. Klasickým prototypem těsných interagujících dvojhvězd β Lyrae se zabýval P. Harmanec, jenž připomněl, že soustava patří také k prvním objeveným hvězdám sp. třídy Be. Ztrátou hmoty tempem 2.10 5 M☉/r je postižena sekundární složka sp. třídy B6-8 II o hmotnosti 3 M☉, jež vyplňuje svůj Rocheův lalok, čímž roste oběžná doba soustavy o 19 s za rok. Primární složka rané sp. třídy B o hmotnosti 13 M☉ je skryta v neprůhledném chladnějším akrečním disku a tryskových strukturách kolmých k oběžné rovině. Nad hvězdnými póly pak svítí halo rozptylující světlo hvězdy.

D. Pourbaix aj. určili parametry dráhy vizuální dvojhvězdy α Centauri, jejíž velká poloosa má úhlovou velikost 17,6″ (24 AU), sklon dráhy 79°, výstřednost 0,5 a oběžnou dobu 80 r. Odtud též odvodili hmotnosti obou složek 1,10 a 0,93 M☉. F. Thévenin aj. využili asteroseizmologických měření soustavy k určení jejího stáří na (4,8 ±0,5) mld. roků, přičemž metalicita soustavy je 2,5krát vyšší než sluneční. P. Youngovi a A. Dupree se poprvé podařilo zobrazit obě složky těsné dvojhvězdy Capelly (HD 34029; sp G1 III + G8 III; 5,9 + 4,7 kK; 9 + 12 R☉; 2,6 + 2,7 M☉) díky kameře FOC HST v ultrafialových pásmech 130 ÷ 150 nm a 250 ÷ 300 nm. Hvězdy měly na hlavní posloupnosti spektrální třídu A, avšak nyní se nacházejí nad hlavní posloupností v tzv. Hertzsprungově mezeře. O. Johnson aj. využili spektrografu STIS HST k odhalení koronální čáry Fe XXI (135 nm) ve spektru Capelly. Odtud vyplývá teplota koróny 10 MK. C. F. a A. I. Chaliullinovi rozpoznali na základě 70 let měření časů primárních a sekundárních minim třetí těleso o hmotnosti 0,1 M☉ v zákrytové dvojhvězdě RR Lyncis, vzdálené od nás 74 pc. Obíhá po silně výstředné dráze (e = 0,97!) s velkou poloosou dráhy 17 AU. F. Fekel aj. se zabývali čtyřhvězdou μ Orionis, v níž každá složka vizuální dvojhvězdy je spektroskopickou dvojhvězdou, což umožnilo sestrojit prostorový model celé soustavy. Dráha vizuální dvojhvězdy je skloněna k zornému paprsku pod úhlem 96°, má výstřednost 0,74 a oběžnou dobu 18,6 r. Primární složka se skládá z dvojice hvězd sp. tříd Am a dG-K, jež kolem sebe obíhají po kruhové dráze v periodě 4,4 d. Hvězda Am právě opouští hlavní posloupnost. Sekundární složka je tvořena dvojicí identických hvězd o stejné hmotnosti sp. třídy F5 V s oběžnou dobou 4,8 d. Ani jedna z těsných dvojhvězd nemá koplanární dráhu s vizuální dvojhvězdou. Soustava se nalézá ve vzdálenosti 48 pc od nás.

G. Torres a I. Ribas pořídili kvalitní spektra těsné dvojhvězdy YY Geminorum neboli Castor C (9 mag) s oběžnou periodou složek 19,4 h, jež je součástí šestinásobné soustavy jasné hvězdy Castor, v úhlové vzdálenosti 72″ od Castora AB. Obě složky YY Gem kolem sebe obíhají v projekční vzdálenosti 1,3 milionů km po zcela kruhové dráze. Autoři ze spekter odvodili, že obě složky jsou trpaslíci M1 s identickými efektivními teplotami 3,8 kK, poloměry 0,62 R☉ a hmotnostmi 0,6 M☉. Podle vývojových modelů tomu pak odpovídá maximální stáří soustavy 85 Mr, což je nápadně méně než ověřené stáří Castora AB – 370 Mr. Velmi pravděpodobně to znamená, že stáří červených trpaslíků se soustavně podceňuje, stejně jako poloměry těchto hvězd. Složky A (2,3 M☉) a B (1,8 M☉) kolem sebe obíhají v periodě 467 r po výstředné dráze (e = 0,34) se sklonem 114°. Orbitální perioda soustavy (AB + C) přesahuje 14 kr. Celá soustava je od nás vzdálena 15 pc.

Podobně podle B. Königa aj. nesouhlasí stáří dvojhvězdy χ1 Orionis, určené přímým zobrazením složek pomocí adaptivní optiky u Keckova dalekohledu kolem 100 milionu let s kanonickým stářím příslušné hvězdné kupy 300 milionů let. Složky zmíněné dvojhvězdy mají hmotnosti 1,0 a 0,15 M☉ a obíhají kolem sebe v periodě 14 r po dráze o výstřednosti 0,45. Soustava je od nás vzdálena 9 pc. B. Chaboyer a L. Krauss našli dvojčarovou zákrytovou dvojhvězdu s velmi nízkou metalicitou v obří kulové hvězdokupě ω Centauri. Primární složka má hmotnost 0,8 M☉ a celá soustava je stará 11,1 Gr s chybou menší než 10 %. Dvojčarové zákrytové dvojhvězdy jsou pochopitelně ideální pro testování vývojových modelů hvězd. Jak zjistili E. Lastennet a D. Valls-Gabaud rozborem parametrů 60 takových dvojic, potvrzuje to stávající vývojové modely, pokud jde o hmotnosti a poloměry, s přesností na 2 % a efektivní teploty hvězd s přesností na 5 %. G. Ramsay aj. objevili těsnou dvojhvězdu V = 21 mag s nejkratší známou oběžnou periodou 5,4 min, takže oběžná rychlost složek dosahuje 1 000 km/s a jejich vzájemná vzdálenost činí jen 100 tis. km. Jde o rentgenový pulzar RX J0806+15, tvořený dvěma bílými trpaslíky, z nichž jeden přebírá hmotu od druhého a díky tomu je silně magnetický. G. Israel aj. zjistili, že roční tempo přenosu hmoty dosahuje 3.10 7 M☉ a že dárce má poloměr 0,02 R☉, takže se nalézá na Rocheově mezi, a hmotnost 0,12 M☉. Autoři se domnívají, že objekt je velmi nadějným kandidátem pro zachycení gravitačních vln aparaturami příští generace detektorů. K. Apparao odvodil rotační periodu 1,5 d pro průvodce hvězdy Be γ Cas. Odtud usoudil, že průvodce je ve skutečnosti bílý trpaslík, jenž obíhá kolem hlavní složky v periodě 204 d. N. Webb aj. odhalili chladné skvrny na povrchu sekundární složky těsné dvojhvězdy SS Cygni, které vznikají ochlazováním silným magnetickým polem o indukci až 0,3 T na povrchu hvězdy sp. třídy K. Vznik tak silného magnetického pole souvisí se ztrátou hmoty silně ionizovaného větru sekundární složky, čímž dochází k dynamovému efektu.

A. Tutukov a A. Fedorovová studovali vývoj těsných dvojhvězd, v nichž má primární složka původní hmotnost vyšší než 25 M☉. Ukázali, že takové soustavy skončí jako polodotykové s černou dírou o hmotnosti v rozmezí 4 ÷ 25 M☉. Dárcem hmoty může být hvězda hlavní posloupnosti nebo podobr, případně nedegenerovaná heliová hvězda či bílý trpaslík. Tempo výměny hmoty je dáno vývojovou etapou dárce, hvězdným větrem i vyzařováním gravitačních vln, jež vede ke spirálovému přibližování složek, a tím i k růstu tempa výměny hmoty mezi složkami. Soustavy se navenek prozradí jako rentgenové dvojhvězdy s vysokou hmotností průvodce (HMXB).

J. Dewi aj. modelovali vývoj dvojhvězdy, v níž jednu složku tvoří neutronová hvězda o hmotnosti 1,4 M☉ a druhou složkou je obnažená heliová hvězda s hmotností 1,5 ÷ 6,7 M☉. Ukázali, že heliová hvězda je pozůstatkem po žhavé hvězdě třídy Be s hmotností 8 ÷ 20 M☉, která se začala rozpínat až poté, kdy původně hmotnější a relativně vzdálená hvězda v soustavě již vybuchla jako supernova. Jakmile hvězda Be dosáhla Rocheovy meze, začal vodíkový obal přetékat přes Rocheův lalok a vytvořil společnou plynnou obálku soustavy, což mělo za následek, že již existující neutronová hvězda se v odporujícím prostředí obálky silně přiblížila ke své hmotnější partnerce. Pokud přenos hmoty začal již během fáze hoření helia v jádře hvězdy a hmotnost heliové hvězdy je menší než 2,9 M☉ (tj. původní hmotnost hvězdy byla menší než 12 M☉), tak se hvězda nakonec změní na bílého trpaslíka typu CO. Totéž platí i pro heliové hvězdy s hmotností menší než 1,8 M☉ pro případ, že přenos hmoty začal až po skončení fáze hoření helia v jádře, ale ještě před počátkem hoření uhlíku. Heliové hvězdy s hmotností do 2,5 M☉ skončí v tomto případě jako bílí trpaslíci třídy ONe. Nad touto mezí však heliová hvězda nakonec vybuchne jako supernova, takže vznikne těsná soustava dvou neutronových hvězd. Mimochodem, hvězdy se společnou obálkou (kontaktní těsné dvojhvězdy typu W UMa) jsou vůbec nejběžnějším typem proměnných hvězd – je jich více než všech ostatních klasifikovaných proměnných hvězd dohromady.

2. 6. Proměnné hvězdy

2. 6. 1. Novy a kataklyzmické proměnné

Hned na počátku r. 2002 ohlásil W. Liller nový výbuch novy IM Normae, jež poprvé vzplanula r. 1920, kdy dosáhla 9 mag, zatímco její klidová jasnost se pohybuje kolem 18 ÷ 19 mag. Nyní dosáhla 8 mag na snímcích z 10. ledna, setrvala na maximální jasnosti přes dva měsíce a teprve pak opět zeslábla na 11,8 mag v polovině dubna 2002. Koncem téhož měsíce přešla do nebulárního stadia. Novým vzplanutím se ovšem zařadila mezi nevelkou skupinu devíti rekurentních nov v naší Galaxii; jde o první případ „železné“ novy v této třídě. Archivní pátrání však neodhalilo žádné další vzplanutí v rozmezí 1894–1954. Jak zjistili T. Kato aj., nova je totožná s rentgenovým zdrojem 2U 1536-52 a vzplanutí jsou doprovázena velkou ztrátou hmoty ze soustavy.

Podle H. Baby aj. jsou rekurentní novy tvořeny párem bílého a červeného trpaslíka, který vyplňuje Rocheovu mez, takže přetok na bílého trpaslíka probíhá přes akreční disk. Vzplanutí jsou pak důsledkem zesílené akrece. Tyto údaje se podařilo odvodit díky rekurentní trpasličí nově WZ Sge, jež shodou okolností patří mezi zákrytové dvojhvězdy s oběžnou dobou 82 min a sklonem dráhy 75°. Dopplerova tomografie ukázala na nesouměrnou spirální strukturu v akrečním disku. K velkým vzplanutím WZ Sge docházelo v intervalu kolem 33 roků (1913, 1946, 1978); nicméně poslední zjasnění z 23. července 2001 přišlo o plných 10 roků dříve, než se čekalo, a nova při něm dosáhla 9,7 mag, zatímco v „klidu“ mívá kolem 15,5 mag. Jak uvedl J. Patterson, jde vůbec o nejlépe sledované vzplanutí trpasličí novy, jelikož se podařilo zorganizovat celosvětovou pozorovací kampaň, která pokračovala plných 325 nocí po samotném vzplanutí, když k zákrytům v červenci a srpnu 2001 docházelo uprostřed noci. Tak bylo možné sledovat podrobně změny po maximu, kdy jasnost novy nejprve plynule klesala, aby posléze přešla v sekundární výbuchy a závěrečný návrat do klidu. C. Knigge aj. využili HST k objevu 15s oscilací jasnosti WZ Sge, k nimž docházelo asi měsíc po posledním vzplanutí. Upozornili na velký nepoměr hmotností složek, kdy červený trpaslík má jen 5 % hmotnosti bílého trpaslíka, ale příčinu těchto rychlých oscilací nenašli.

E. Sion a J. Urban zjistili díky spektrům z družice IUE, že bílý trpaslík v kataklyzmické dvojhvězdě RU Peg je v kategorii trpasličích nov nejteplejší, neboť jeho efektivní teplota činí plných 52 kK. Jeho hmotnost činí 1,3 M☉ a obíhá kolem společného těžiště s trpaslíkem třídy K2-5 v periodě 9,0 h. Jasnost soustavy podléhá jednak oscilacím s periodou 12 s, jednak kvaziperiodickým oscilacím s periodou 51 s a konečně vzplanutím s periodou 80 d a amplitudou 3 mag. Akrece hmoty na bílého trpaslíka probíhá rychlostí 10 9 ÷ 10 10 M☉/r. S. Howell aj. studovali teplotní poměry v akrečním disku trpasličí novy WX Ceti, jejíž oběžná perioda činí 86 min a jež naposledy vybuchla 10. listopadu 1998. Ukázali, že vnitřní okraj akrečního disku se nachází ve vzdálenosti pouhých 2,5 poloměru bílého trpaslíka a dosahuje na vnější hraně teploty 70 kK. Podobně J. Sepinsky aj. ukázali na základě spekter z HST, že teplota vnější hrany akrečního disku trpasličí novy RX And se zvýšila o 11 kK během jejího vzplanutí. Efektivní teplota na povrchu bílého trpaslíka o hmotnosti 0,8 M☉ dosahovala 40 kK a během výbuchu přiteklo na jeho povrch 2.10 10 M☉ hmoty. Autoři odtud uzavírají, že kataklyzmické proměnné se skládají z horkého bílého trpaslíka obklopeného tlustým akrečním diskem, do něhož přetéká proměnným tempem látka z pozdní hvězdy hlavní posloupnosti, jež vyplňuje svůj Rocheův lalok. Akrece se přitom odehrává při velmi vysoké teplotě kolem 50 kK.

První klasickou galaktickou novu roku V2540 Oph objevili nezávisle K. Haseda a Y. Nakamura 24. ledna jako objekt 9 mag v poloze 1737-1623. Šlo o běžnou „železnou“ novu těsně po maximu, které podle archivních snímků proběhlo již 21. ledna. Druhé podružné maximum 8,8 mag nastalo počátkem března, takže nova se vyvíjela velmi pomalu. Další nova V4741 Sgr byla objevena W. Lillerem 15. dubna v poloze 1800-3054 jako objekt 9,2 mag. I v tomto případě šlo o železnou novu s rychlostí rozpínání vodíkových obalů až 1 800 km/s a silně zčervenalou, což svědčí o její velké vzdálenosti od nás. Týž astronom objevil 15. září novu V4742 Sgr v poloze 1802-2520, která dosáhla 8 mag a jejíž obálka se rozpínala rychlostí 1 100 km/s. O pět dnů později zabodoval znovu K. Haseda, když ohlásil objev novy V4743 Sgr v poloze 1901-2200. Nova byla v té době dokonce viditelná očima s maximem 4,9 mag. Čtvrtou novu ve Střelci nalezl V. Tabur 25. října v poloze 1747-2328 jako objekt 9,7 mag. Dostala označení V4744 Sgr.

M. Della Valle aj. zkoumali spektrální vývoj jasné novy V382 Velorum od 5. dne po objevu do 1,4 r po maximu. Nova dosáhla maxima 23. května 1999, kdy byla V = 2,3 mag a zařadila se mezi rychlé železné novy. Při vzdálenosti 1,7 kpc odtud vyšla absolutní hvězdná velikost 8,9 mag, což svědčí o tom, že bílý trpaslík v soustavě těsné dvojhvězdy má vysokou hmotnost 1,15 M☉. Při výbuchu se rozptýlilo méně než 10 5 M☉. V září 1990 odhalila družice ROSAT rentgenový výbuch zdroje 1RXS J1732-1934 a v téže poloze pak v červnu 1998 vybuchla klasická optická nova V2487 Oph, která dosáhla v maxima 9,5 mag, ale pak její jasnost rychle klesala, takže za 2,7 r po výbuchu dosáhla opět klidového stavu. M. Hernanzová a G. Salaová využili měření z rentgenové družice Newton z r. 2001 k důkazu, že mezi složkami dvojhvězdy se obnovil přenos hmoty, takže tím se podařilo podat přímý důkaz o správnosti základní představy, že výbuch novy se připravuje dlouhou dobu pomalým přetokem vodíku z průvodce na bílého trpaslíka, jehož povrch tvoří uhlík a kyslík, popř. neon.

V. Šimon zjišťoval chování postnovy Persei 1901 (= GK Per) na základě archivních snímků a fotoelektrických měření v druhé polovině 20. stol. Nova je těsnou dvojhvězdou s oběžnou periodou 1,99 d a rotační periodou bílého trpaslíka 351 s. V soustavě dochází k opakovaným optickým výbuchům s amplitudou 2 ÷ 3 mag, ale rekurence výbuchů se postupně prodlužuje, kdežto jejich amplituda roste. Zatímco mezi lety 1948–1967 se výbuchy opakovaly v intervalu 385 dnů, v průběhu sedmdesátých let se interval prodloužil až na 2,4 r a stále roste až na současných 3,7 r. Postnova patří k tzv. přechodným polarům, jichž je v současné době známo asi 25. Jde vesměs o postnovy, v nichž silné magnetické pole bílého trpaslíka rozrušuje vnitřní části akrečního disku kolem něho tak, že plyn klouže podél magnetických siločar a dopadá na povrch kompaktní hvězdy v okolí jejích magnetických pólů. Před dopadem prochází plyn rázovou vlnou, v níž se intenzivně ohřívá, což vede ke zmíněným výbuchům jak v optickém, tak i ultrafialovém a rentgenovém pásmu.

Poněkud atypickým polarem je i zákrytová dvojhvězda EX Hya (=4U1228-29), tvořená bílým a červeným trpaslíkem třídy M4. Při vzdálenosti 65 pc jde o jednu z nejbližších kataklyzmických proměnných s oběžnou dobou 98 min a rotační periodou bílého trpaslíka o hmotnosti 0,6 M☉ plných 67 min. S. Eisenhardt aj. zjistili, že tempo akrece na bílého trpaslíka dosahuje 3 Pg/s a vyzářený výkon činí 30 YW. A. Olech fotometroval známou postnovu V1974 Cygni (1992) v průběhu r. 1997. Zjistil, že rotační perioda bílého trpaslíka činí plných 122 min, zatímco obě složky kolem sebe oběhnou už za 117,0 min. Akreční disk kolem bílého trpaslíka vykazuje precesi, což vyvolává variace rotační periody.

J. Krautter aj. využili infračerveného spektrometru NICMOS na HST ke studiu vývoje plynných obalů nov V723 Cas (1995), V1974 Cyg (1992), QU Vul (1984 č. 2) a QV Vul (1987) v pásmech 1,9 ÷ 2,4 μm. Rychlost vývoje nov souvisí zřetelně s tvarem plynného obalu a jejich úhlové rozpínání v návaznosti na známou lineární rychlost rozpínání může dát i vzdálenost novy od nás. Slabinou metody je však právě okolnost, že z různých spektrálních čar vychází zřetelně různá lineární rychlost rozpínání, což vede obvykle k významnému přecenění skutečné vzdálenosti novy od nás (pozn. jg).

M. Della Valle a R. Gilmozzi ukázali, že díky nové generaci 8m teleskopů lze využívat nov jako indikátorů vzdáleností sousedních galaxií. Zatímco novy v Magellanových mračnech dosahují v maximu 10 ÷ 12 mag a v galaxii v Andromedě až 16,5 mag (první „českou“ novu v M31 objevil v noci 3./4. srpna 2002 astronom-amatér K. Hornoch pomocí 0,35m reflektoru), u vzdálenějších hvězdných soustav jsou novy tak slabé, že k jejich objevování nestačí ani 4m teleskopy. Pomocí 8m však lze objevovat novy (a sledovat jejich pokles jasnosti po maximu s dostatečnou přesností) až do vzdáleností kolem 20 Mpc. Pro danou galaxii by šlo při systematickém sledování objevit ročně stovku nov, a to by velmi pomohlo při zpřesnění vzdálenosti mateřské galaxie, čili i při kalibraci zářivých výkonů supernov v týchž galaxiích kvůli zpřesnění kosmologického „žebříku vzdáleností“.

R. Rosner aj. studovali vlastnosti povrchu bílých trpaslíků, kteří nabírají vodík od svého průvodce v době před výbuchem supernovy. Ukázali, že dopadající vodík vytváří na povrchu bílého trpaslíka vlny o výšce až 1 km, které se ženou po hladině uhlíku a kyslíku, popř. uhlíku a neonu, rychlostí až 2 000 km/s, ačkoliv jejich hustota je tisíckrát vyšší než hustota olova v pozemských podmínkách. Přitom se prvky promíchávají, a tím postupně připravují podmínky pro překotnou termonukleární reakci ve slupce, což je bezprostřední příčinou výbuchu novy. Vodíková slupka těsně před výbuchem dosahuje tloušťky až 10 km.

2. 6. 2. Fyzické proměnné

Stálicí mezi proměnnými je už od počátku léta 2000 jasná hvězda třídy Be δ Scorpii, která se tehdy rychle zjasnila z obvyklých 2,25 mag na 1,9 mag a zřetelně tak pozměnila vzhled souhvězdí Štíra. Koncem r. 2001 se dále zjasnila na 1,6 mag (nejjasnější hvězda souhvězdí Antares má 1,1 mag) a na této jasnosti setrvávala i celý rok 2002.

Proměnnou hvězdou roku se však bezkonkurenčně stala hvězda V838 Monocerotis, kterou 6. ledna 2002 objevil Australan N. Brown v poloze 0704-0350, když si povšiml jejího zjasnění na 10 mag, zatímco ještě dva týdny předtím musela být slabší než 14 mag. Hvězda nebyla zaznamenána ani na archivních snímcích z let 1930–1952 s mezní hvězdnou velikostí 11,5 mag. Po r. 1999 byla určitě slabší než 12 mag a její klidová jasnost ve vizuálním oboru se pohybovala kolem 15,5 mag. Od samého počátku se ukazovalo, že tuto proměnnou nelze zařadit do žádné známé kategorie. Podobala se sice novám nebo hvězdám prodělávajícím pozdní heliový záblesk, jako známý objekt Sakurai, ale spektrum s početnými absorpcemi i emisemi bylo neobvyklé a barevné indexy jakbysmet. Hvězda též vynikala neobvykle vysokou jasností v blízké infračervené oblasti spektra, kde byly objeveny čáry H, Mg, Si a Fe, což nasvědčovalo existenci rozsáhlé poměrně chladné plynné obálky, rozpínající se však pomalu rychlostmi do 500 km/s.

Zatímco teoretici si marně lámali hlavu, oč jde, připravila V838 Mon pozorovatelům naprosto neuvěřitelné divadlo v noci z 2. na 3. února 2002, když se jim začala doslova před očima výrazně zjasňovat (u nás toto stadium pohotově zachytil L. Šmelcer na hvězdárně ve Valašském Meziříčí a zburcoval i další české pozorovatele, kteří tak prožili něco, co člověk patrně zažije nanejvýš jednou za život) a současně se drasticky měnilo její spektrum. Podle T. Iijimy a M. Della Valleho přibyly emisní čáry ionizovaných kovů a hvězda se zjasnila během tří dnů na 6,7 mag a tuto vysokou jasnost si s nevelkým kolísáním udržela až do března 2002. Celková amplituda zjasnění tak dosáhla plných 9 mag. Díky tomuto nečekanému vývoji se pak na hvězdu zaměřily spektrografy obřích teleskopů, jež shodně potvrdily velmi malou rychlost rozpínání plynných obalů a současně velkou bohatost a rychlé změny emisního i absorpčního spektra ve viditelném i infračerveném pásmu. Do poloviny února nepřetržitě rostla infračervená jasnost objektu, zatímco efektivní teplota klesala až na 4,5 kK a v jeho obálce se začala v té době tvořit první prachová (silikátová) zrnka.

V téže době byla poprvé pozorována proslulá „světelná ozvěna“, typická pro novy a případně supernovy. Jde v podstatě o postupné ozařování již dříve vyvrženého materiálu světlem náhlého vzplanutí. Rozměry světelné ozvěny rostou rychlostí světla, což mj. umožňuje odhadnout za určitých předpokladů vzdálenost objektu od nás. V našem případě rostl úhlový průměr světelné ozvěny rychlostí 0,54″/d, takže koncem března dosáhl hodnoty 27″. Odtud vyšla podle U. Munariho aj. vzdálenost objektu 790 pc. V březnu 2002 se mnohé absorpční čáry a pásy změnily v emisní, což nasvědčovalo zředění plynných i prachových obalů a teplota dále klesala na 4 kK. K další nápadné změně spektra došlo v polovině dubna 2002, kdy hvězda zčervenala na spektrální typ gM5 s pásy TiO a dalších molekul, tj. teplota fotosféry odpovídala už jen 3 kK. Koncem dubna zobrazil světelnou ozvěnu HST kamerou ACS a série těchto snímků v časovém sledu se pak stala nejenom astronomickým snímkem roku, ale jedním z nejkrásnějších záběrů HST vůbec, jak se mohou snadno přesvědčit návštěvníci internetu nebo majitelé české Hvězdářské ročenky na r. 2004. Ozářená slupka kolem V838 Mon má totiž velmi zajímavou strukturu s mnoha koncentrickými prstenci, oblouky a vlákny, jež výbuch hvězdy postupně zviditelňuje. Snímky z HST však vedly k podstatně větší vzdálenosti objektu. H. Bond aj. ji odhadují přibližně na 5 kpc s chybou kolem 40 %, čemuž by odpovídala maximální absolutní hvězdná velikost objektu 8 mag.

Další změny chování objektu se však nepodařilo zaznamenat přímo, jelikož V838 Mon se skrývala až do konce srpna 2002 za Sluncem. Když se vynořila, byl centrální objekt na minimu jasnosti 16,0 mag ve vizuální části spektra a světelná ozvěna se dále rozprostřela a slábla; uprostřed byla tmavá dutina o průměru 15″. Světlo ozvěny jevilo 45% polarizaci. Počátkem října 2002 bylo spektrum V838 Mon klasifikováno jako M10 III, takže maximum jasnosti se posunulo hluboko do infračervené oblasti spektra. Koncem října už spektrum odpovídalo spíše teplejším hnědým trpaslíkům než hvězdám, neboť se v něm mj. objevily pásy vody! Současně se opět změnily odhady vzdálenosti objektů až na neuvěřitelných 10,5 kpc, což má přirozeně závažné důsledky pro odhad energie vyzářené během výbuchu. Hvězda byla patrně počátkem r. 2002 nejsvítivější hvězdou Galaxie vůbec! Podle D. Banerjeeho a N. Ashoka však už po čtyřech měsících od konce vzplanutí klesla efektivní teplota jejího povrchu na pouhé 2,5 kK a hmotnost vyvrženého materiálu dosáhla až 105 M☉. Koncem roku se úhlový průměr rozpínající obálky zvětšil na 60″.

Fritz Benedict aj. využili pointeru FGS3 HST ke změření trigonometrické paralaxy proměnné hvězdy δ Cephei o hmotnosti 4 M☉, jež je prototypem cefeid a s výjimkou Polárky též nejbližší známou cefeidou. Dostali tak vzdálenost 273 pc, která je určena téměř čtyřikrát přesněji než hodnota zjištěná před časem družicí HIPPARCOS. Změřili též vlastní pohyb hvězdy 0,017″/r, v naprosté shodě s výsledkem měření družice HIPPARCOS. Stejným způsobem změřili též paralaxu prototypu proměnných třídy RR Lyrae a obdrželi tak vzdálenost 262 pc. To zajisté přispěje k lepší kalibraci vzdáleností ve vesmíru pomocí tohoto typu proměnných hvězd. Jak uvedli G. Bono aj., je totiž zmíněná vzdálenost ve výborné shodě s tzv. pulzační paralaxou 259 pc. N. Evansová aj. se zabývali změnami pozorovaných hodnot pro Polárku, jež je – jak známo – pulzující cefeidou sp. třídy F7 Ib. Za poslední půlstoletí se amplituda optických pulzací výrazně snížila, kdežto její pulzační perioda 4,0 d se prodlužuje tempem 3,2 s/r. Její vzdálenost od nás činí 132 pc, takže její absolutní hvězdná velikost dosahuje 3,6 mag a hmotnost 6 M☉. Polárka má přinejmenším tři vizuální průvodce v úhlových vzdálenostech 19″, 43″ a 83″. J. Davis aj. ukázali, že během posledních 90 let klesla amplituda světelných změn z 0,12 na 0,02 mag, avšak v poslední době se opět mírně zvýšila na 0,03 mag. D. Turner a J. Burke využili měření poloměrů 13 jasných cefeid ke zlepšení empirického vztahu mezi poloměrem cefeid a trváním jejich periody světelných změn. Odtud se pak odvíjí i zlepšení kalibrace stupnice vzdálenosti galaxií, založené převážně na pozorování cefeid v nich.

M. Reid a J. Goldston odhalili příčinu výrazných periodických poklesů jasnosti až o 8 mag u hvězdy ο Ceti, jež je prototypem pulzujících proměnných hvězd – mirid. Jakmile se totiž atmosféra hvězdy lehce ochladí, kondenzuje v ní tolik TiO, že zcela pohltí viditelné záření zvnitřku hvězdy, což má za následek prudké rozepnutí fotosféry až na dvojnásobek klidové hodnoty. Tím se však teplota fotosféry sníží až na 1 400 K, energie se vyzařuje převážně v infračerveném oboru spektra a hvězda ztmavne ve viditelném světle. G. van Belle aj. určili pomocí interferometrů IOTA a PTI úhlové průměry 22 mirid v rozmezí 0,004 ÷ 0,022″. Měřené miridy jsou od nás vzdáleny 115 ÷ 1 140 pc; mají efektivní teploty 1,99 ÷ 3,25 kK; lineární poloměry 236 ÷ 801 R☉ a pulzují většinou v základním módu, resp. na 1. harmonické frekvenci. Speciálně pro Miru Ceti dostali při vzdálenosti 121 pc absolutní hvězdnou velikost 7,8 a poloměr 470 R☉. Tak se zvýšil počet mirid s dobrými parametry na 37. K miridám patří též proměnná R Hya, kterou objevil již r. 1662 gdaňský hvězdář Hevelius. Jak zjistili A. Zjilstra aj., do r. 1950 se její perioda pulzací lineárně zkracovala z 495 d na 385 d a od té doby je stálá. Amplituda pulzací dosahuje pouze něco přes 2,5 mag, zatímco u ostatních mirid nejméně 4 mag a maximálně 10 mag. Autoři soudí, že výrazné změny periody souvisejí s epizodou větší ztráty hmoty hvězdy někdy před r. 1750, což by mohlo vysvětlit, proč řada červených obrů na asymptotické větvi diagramu H-R je obklopena soustřednými prstenci materiálu.

T. Mizerski a M. Bejger využili obsáhlého pozorovacího materiálu o jasnostech hvězd získaných v projektu OGLE II (hledání gravitačních mikročoček ve výduti Galaxie) k rozpoznání 3 969 nových proměnných hvězd a jejich klasifikaci. U 762 hvězd se podařilo určit periodu světelných změn; z toho je 110 těsných kontaktních dvojhvězd a 71 proměnných typu RR Lyr. Ukazuje se též, že všichni červení trpaslíci třídy M patří mezi proměnné hvězdy.

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

C. Quiroga aj. určovali vlastnosti symbiotické dvojhvězdy AR Pavonis, skládající se z horké složky o hmotnosti 1,0 M☉ a obří hvězdy o hmotnosti 2,5 M☉. Složky kolem sebe obíhají po kruhové dráze v periodě 605 d a horká složka je obklopena akrečním diskem, napájeným plynem přetékajícím z obra třídy M3 III, jenž vyplňuje Rocheův lalok. Horká složka je patrně bílý trpaslík, protože je obklopena planetární mlhovinou. Jak ukázali C. Brocksopp aj., skládá se známá symbiotická dvojhvězda V1016 Cygni, vzdálená od nás 2 kpc, z bílého trpaslíka a miridy, jež kolem sebe obíhají v periodě 15 r při vzájemné vzdálenosti 84 AU. Interakce mezi složkami je však přesto výrazná, protože z bílého trpaslíka vyvěrá bipolární výtrysk, pozorovatelný ve spektru čáry [O III]. Ostatně též T. Iijima zjistil, že i když v symbiotických dvojhvězdách nevyplňují složky soustavy Rocheovy laloky zcela, dochází tam přesto k přenosu hmoty mezi složkami tempem až 10 7 M☉/r.

A. Evansovi aj. se podařilo pozorovat pomocí submilimetrového radioteleskopu JCMT na vlnových délkách 450 a 850 μm objekt Sakurai (V4334 Sgr), jenž se zjasnil jako nova v r. 1996 a od té doby vykazuje charakteristiky jádra vznikající planetární mlhoviny. Bílý trpaslík je obklopen horkým prachem, jenž uniká z jeho okolí tempem několikanásobků 10 7 M☉/r. Úhlový průměr prachové slupky dosáhl v srpnu 2001 hodnoty 0,055″. Vše nasvědčuje tomu, že vzplanutí v r. 1996 způsobil závěrečný heliový záblesk hvězdy na špičce asymptotické obří větve diagramu H-R, takže hvězda nyní doslova před našima očima směřuje k fázi bílého trpaslíka za současného vzniku planetární mlhoviny. Dokazují to též spektra zakázaných emisních čar N a O, nalezená v polovině r. 2001 pomocí spektrografu VLT ESO na Cerro Paranal. Zatímco ještě r. 1997 činila efektivní teplota hvězdy pouze 5,5 kK, dosáhla v r. 2001 hodnoty 20 kK. Pomocí teleskopu IRTF se podařilo v srpnu 2002 odhalit ve středním infračerveném pásmu absorpce Si, jež svědčí o vzniku vlažného prachu o teplotě pouhých 430 kK kolem hvězdy, jejíž infračervený zářivý výkon tak stoupl o 40 %. Podle J. Castory aj. kondenzuje kolem hvězdy červený cirkumstelární disk, podobající se diskům u hvězd FG Sge nebo V605 Aql.

C. Deliyannis aj. zjistili, že hvězda J37 ve hvězdokupě Hyády má o řád vyšší zastoupení lithia, než jaké se vyskytuje v meteoritech. Považují to za důkaz difuze prvků v atmosférách hvězd s efektivní teplotou 6 900 ÷ 7 100 K, což pak vede k chemicky pekuliárním hvězdným spektrům.

2. 6. 4. Planetární mlhoviny a bílí trpaslíci

H. Imai aj. zjistili pomocí interferometru VLBI, že hvězda W43A (Aql) ve vzdálenosti 2,6 kpc je v mikrovlnném pásmu rádiových vln ozdobena dvěma úzkými protilehlými výtrysky vodního maseru, v nichž plyn z červeného obra proudí pryč od hvězdy rychlostí 150 km/s v podobě tryskajícího vodotrysku. Výtrysky se vlivem precese stáčejí do šroubovice patrné až do vzdálenosti 0,3 pc od hvězdy. Autoři se domnívají, že výtrysky podléhající precesi jsou staré pouze 30 roků a hvězda sama právě vstupuje do fáze vzniku planetární mlhoviny, takže během nejbližšího tisíce let se zde utvoří protáhlá mlhovina. M. Claussen odtud vyvozuje, že právě takto vzniká typický nesférický tvar většiny planetárních mlhovin, ovlivněný navíc silným magnetickým polem červeného obra. Protáhlé jsou též všechny planetární mlhoviny v těsných dvojhvězdách. Nejprotáhlejší planetární mlhovinu zobrazil loni HST. Jde o objekt He 3-401, vzdálený od nás 3 kpc. Mlhovina sama je stará pouze několik málo tisíc let. N. Sterling aj. objevili díky družici FUSE poprvé čáru Ge III (109 nm) v daleké ultrafialové oblasti spektra planetární mlhoviny NGC 3132. Jelikož čára je nejméně o řád intenzivnější, než se očekávalo, jde o přímý důkaz, že v červených obrech vznikají prvky těžší než železo zachycováním pomalých neutronů v atomových jádrech.

Zatímco v průběhu minulého století se podařilo identifikovat zhruba 1 500 planetárních mlhovin, jejichž generální katalog publikoval v r. 2001 náš krajan L. Kohoutek, nové přehlídky zřejmě tento počet podstatně zvýší. Pomocí Schmidtovy komory UKST s průměrem zrcadla 1,2 m, instalované na observatoři Siding Spring v Austrálii, se podařilo během přehlídky v čáře H-α podél 70% výseče galaktické roviny najít zhruba 1 000 dosud neznámých planetárních mlhovin a další stovky v oblasti galaktické výdutě.

H. Richer aj. využili 17 Mpix kamery ACS HST k objevu 600 bílých trpaslíků na 8 dnů trvající expozici kulové hvězdokupy M4 (Sco) s mezní hvězdnou velikostí 30 mag. Snažili se nalézt nejvíce vychladlé bílé trpaslíky, jelikož křivka poklesu teploty s časem je pro tyto hvězdy dobře kalibrována. Odtud jim vyšlo stáří kulové hvězdokupy (12,7 ±0,7) Gr, což je v souladu s nyní přijímaným stářím vesmíru 13,5 Gr. Hvězdokupa je od nás vzdálena 2 kpc.

J. Provencal aj. zkoumali bílého trpaslíka Prokyon B v širokém pásmu 180 ÷ 1 000 nm pomocí spektrografu HST STIS. Ve spektru našli čáry C, Mg II a Fe a z průběhu spojitého spektra odvodili efektivní teplotu povrchu hvězdy 7 700 K a její poloměr 0,012 R☉. R. Scholzovi aj. se podařilo objevit velmi volný pár chladných bílých trpaslíků v polohách 2231-7514 a 2231-7515 ve vzdálenosti 15 pc od Slunce. Objekty 16,6 a 16,9 mag jsou od sebe úhlově vzdáleny 93″ a vykazují shodný vlastní pohyb úhlovou rychlostí 1,9″/r. Oba trpaslíci patří k velmi staré diskové populaci hvězd, čemuž odpovídá neuvěřitelně nízká efektivní teplota 3,8 a 3,6 kK. G. Ramsay aj. našli naopak velmi těsný pár bílých trpaslíků RX J1914+24 s velmi krátkou oběžnou dobou 9,5 min. Zatímco menší a hmotnější trpaslík v páru je silně magnetický, jeho větší a lehčí průvodce má jen velmi slabé magnetické pole. Pokud přitom nerotuje synchronně, vytváří se mezi ním a magnetickým trpaslíkem extrémně silné elektrické pole a to je důvod, proč objekt výrazně září v rentgenovém oboru. Do jisté míry to připomíná situaci Jupiteru se silným magnetickým polem a Galileových družic, mezi nimiž a planetou probíhají velmi silné elektrické proudy. Pozorování pomocí HST ukázala, že staří bílí trpaslíci náležejí ke dvěma různým populacím. První populaci představují bílí trpaslíci v tlustém disku Galaxie, kdežto příslušníci druhé populace tvoří halo naší Galaxie. V okolí Slunce se pak vyskytují zástupci obou populací a tvoří pro svou nepatrnou svítivost větší část skryté látky v této části Galaxie.

3. Neutronové hvězdy a hvězdné černé díry

3. 1. Supernovy a jejich pozůstatky

Moderní přehlídky supernov rychle rozšiřují počty známých supernov – do konce r. 2001 jich bylo v katalozích už více než 2 100 a tempo jejich objevování se stále zvyšuje. Podle S. Maurera a D. Howella k přelomu došlo v r. 1989, kdy byly zahájeny poloautomatické přehlídky. Do objevování velmi vzdálených supernov se zapojil i japonský 8,2m reflektor Subaru na Mauna Kea, jehož mezní hvězdná velikost v blízkém infračerveném pásmu I dosahuje 26 mag a dokáže tak odhalit supernovy do 25 mag, což přibližně odpovídá červeným posuvům do z ≈ 1,0. Během jediné lednové noci v r. 2002 tak tamější astronomové našli rovnou neuvěřitelných 25 supernov. Dalších 29 supernov objevili porovnáním se třemi snímky týchž galaxií z října až prosince 2001. Také HST objevuje pilně supernovy při mezní hvězdné velikosti až 28 mag, tj. nezřídka až do 27 mag.

S. van Dyk aj. využili HST k revizi identifikace předchůdce jasné supernovy 1993J v galaxii M81 (NGC 3031). Ukázalo se, že předchůdcem byl raný veleobr sp. třídy K, jenž dosáhl v maximu absolutní hvězdné velikost 7 mag a jehož hmotnost činila před výbuchem 13 ÷ 22 M☉. B. Sugerman a A. Crotts našli na snímcích HST minimálně 2 světelné ozvěny kolem této supernovy, což vysvětlují existencí mezihvězdných mlhovin 81 a 220 pc před supernovou ve směru zorného paprsku. Jedno z mračen má rovinu souměrnosti skloněnou ke galaktickému disku, zatímco druhé je s tímto diskem rovnoběžné. Samu supernovu klasifikují jako objekt třídy II, tj. masivní předchůdce se zhroutil vlastní gravitací.

Již 29. ledna 2002 vzplanula jasná supernova 2002ap v galaxii M74 (NGC 628) v souhvězdí Ryb, vzdálené od nás 7 Mpc. Spektrum s několika velmi širokými absorpcemi a bez čar poněkud připomíná proslulou hypernovu 1998bw, ztotožněnou se vzplanutím gama GRB 980425. Objekt 2002ap se však odlišuje nepatrným rádiovým zářením a rovněž spektrem, které spíše odpovídá veleobru třídy F, a navíc se svítivostí blíží jasným modrým proměnných hvězdám (LBV). Již 4. den po vzplanutí bylo družicí Newton objeveno její rentgenové záření a dalekohled UT3 VLT změřil rychlost rozpínání plynných obalů na rekordních 45 000 km/s. O tři dny později dosáhla maximální jasnosti R = 12,5 mag. Odhaduje se, že absolutní hvězdná velikost supernovy v době maxima činila 16,9 mag v modrém oboru spektra. Osmý den po vzplanutí však Japonci nalezli spektrální profily P Cyg, z nichž vychází rychlost rozpínání plynných obalů supernovy o standardní hodnotě 16 000 km/s. Počátkem března se podařilo v infračerveném spektru supernovy identifikovat čáry Mg II, Si, II, Mg I, C I, Ca II a O I.

Jak uvedli P. Mazzali aj., supernova 2002ap se nejvíce podobá hypernově 1997ef. Vyvržená látka však dosáhla hmotnosti jen 5 M☉, což vysvětluje, proč se její světelná křivka vyvíjela dvakrát vyšším tempem než u 1997ef. S výbuchem supernovy nesouvisí žádné vzplanutí gama a také její rádiové záření je zcela slabé. S. Smartt aj. porovnávali supernovu se snímky galaxie M74, pořízenými od r. 1994, ale na daném místě není vidět žádný hvězdný objekt svítivější než 6,3 absolutní hvězdné velikosti.

R. Sankrit aj. studovali vlastní pohyby vláken v proslulé smyčkové mlhovině v Labuti (Cygnus Loop) porovnáním snímků HST z let 1997 a 2001. Vlastní pohyby dosáhly 0,08 ″/r a odtud vyplývá, že tento pozůstatek po anonymní prehistorické supernově je od nás vzdálen jen 430 pc – dvakrát blíže, než se dosud uvádělo. K překvapivému závěru však vzápětí dospěli B. Uyaniker aj. na základě pozorování obřím radioteleskopem v Effelsbergu na frekvenci 2,7 GHz. Jde totiž ve skutečnosti o překrývající se obrazy pozůstatků dvou různých supernov; severní složka o souřadnicích 2051+31 vybuchla dříve ve vzdálenosti 770 pc, kdežto jižní složka se souřadnicemi 2050+29 je blíže a v jejím centru se nachází bodový rentgenový zdroj AX J2049.6+2939.

P. Winkler a M. Kankl tvrdí, že nejjasnější supernovou astronomické historie byla zřejmě SN 1006 (Lup), která navzdory nízké deklinaci 38° byla pozorována i v Itálii, Francii a dnešním Švýcarsku. Nejlepší údaje pak pocházejí z pozorování astronomů východního Středozemí (Egypt, Irák, Sýrie) a Dálného východu (Čína, Japonsko). Podle spektrálních měření pozůstatku po této supernově vyšla P. Ghavamianovi aj. vzdálenost supernovy 2 kpc a třída Ia. Odtud mj. vyplývá pozorovaná hvězdná velikost supernovy v maximu 7,5 mag.

Díky opakovaným snímkům HST v optickém oboru a měřením družice Chandra v rentgenovém oboru spektra v intervalu od srpna 2000 do dubna 2001 se podařilo sestavit animaci pohybů v Krabí mlhovině, která je pozůstatkem po supernově z r. 1054. Jsou tam vidět výtrysky dosahující rychlosti až 0,5c, rozpínající se prstence a rázové vlny, turbulentní víry a další pozoruhodné úkazy, svědčící o nádherné fyzice horkého magnetického plazmatu bezmála tisíciletí po vlastní příčině.

P. Slane aj. studovali pomocí družice Chandra pozůstatek 3C 58 po supernově z r. 1181 (Cas), jež byla tehdy po půl roku vidět očima. V kompaktní mlhovině našli rentgenový pulzar J0205+64 – neutronovou hvězdu rotující v periodě 65 ms, která má poloměr 12 km a efektivní teplotu jen 1,1 MK, což je překvapivě málo v porovnání s přijímanými modely vychládání neutronových hvězd po výbuchu supernovy. Autoři se domnívají, že chlazení mohou urychlit neutrina, pokud ovšem jde ve skutečnosti o tzv. kvarkovou hvězdu, ale ta by zase měla mít výrazně menší poloměr než 12 km. F. Camilo aj. objevili pomocí obřího radioteleskopu GBT v Green Banku v téže poloze slabounký rádiový pulzar ve vzdálenosti 3,2 kpc od nás se shodnou impulzní periodou, ale z brzdění rotace neutronové hvězdy jim vychází příliš vysoké stáří neutronové hvězdy 5 400 r. Nejde však zdaleka o první případ, kdy takto určené stáří neutronové hvězdy příkře nesouhlasí se stářím z historických pozorování jasných supernov.

U. Hwang aj. pozorovali pomocí družice Chandra s úhlovým rozlišením 0,5″ vnější rázovou vlnu v pozůstatku po Tychonově supernově třídy Ia z r. 1572 (Cas) a ukázali, že šlo o mimořádně homogenní výbuch. S. Merenghetti aj. objevili pomocí družice Newton bodový rentgenový zdroj J2323+58 jen 7″ od centra rozpínání optické obálky pozůstatku po lehce záhadné supernově Cas A. Pravděpodobně jde o pomalu rotující neutronovou hvězdu, vzdálenou od nás 3,4 kpc o povrchové teplotě 8 MK a s indukcí magnetického pole na povrchu 100 MT. Výstředná poloha odpovídá maximální projekci příčné rychlosti hvězdy vůči mlhovině 340 km/s, takže téměř určitě jde skutečně o pozůstatek supernovy, která podle těchto měření vzplanula kolem r. 1680 a nejspíš unikla pozornosti tehdejších astronomů.

S. van de Bergh se zabýval historickou supernovou S And (1885) a prokázal rozborem její útržkovitě měřené světelné křivky, že šlo o supernovu třídy Ia, která byla v maximu viditelná očima, neboť dosáhla 5,85 mag. Konečně R. Plotkin a G. Clayton určovali světelnou křivku předchůdce supernovy 1987A ve Velkém Magellanově mračnu. Z harvardského archivu fotografických snímků od r. 1897 do r. 1948 zjistili, že kandidát výbuchu – modrý veleobr Sk -69°202 –nejevil po celý interval žádné měřitelné (> 0,5 mag) změny jasnosti. Současně se neustále zjasňuje okolí pozůstatku po supernově, v souladu s představou, že po výbuchu se okolním prostorem šíří rázové vlny o maximální rychlosti 15 000 km/s. Následkem toho byl v r. 2002 rádiový pozůstatek po supernově jasnější než týden po vlastním výbuchu a v mlhovinovém prstenci kolem pozůstatku svítí už na tucet horkých skvrn, nádherně zobrazených na snímcích HST jako ohnivý náhrdelník. Tyto skvrny označují místa střetu rázové vlny s původním cirkumstelárním materiálem, který hvězda ztrácela ve fázi veleobra. Podle B. Sugermana aj. se skvrny posouvají směrem od pozůstatku rychlostí 3 000 km/s, což představuje dolní hranici pro šíření rázových vln. T. Tanakovi a H. Washimi se podařilo objasnit pozorování prstenců trojrozměrným magnetohydrodynamickým modelem interagujících hvězdných větrů ve fázích červeného a modrého veleobra, které předcházely explozi supernovy asi o 1 600 let. Vítr z modrého veleobra byl totiž rychlejší, a tak tehdy dostihl starší vítr z červeného veleobra.

D. Richardson aj. využili katalogu supernov z observatoře Asiago pro stanovení průměrných absolutních bolometrických hvězdných velikostí (Mb) různých podtříd supernov, jež vzplanuly ve vzdálenostech do 1 Gpc. Ukázali, že možná pětina všech supernov patří do třídy podsvítivých s Mb ≈ 15. K nejsvítivějším patří klasické SN Ia (Mb = 19,46 mag; jde o docela dobré standardní svíčky prakticky téže svítivosti, což souvisí s tím, že předchůdci tohoto typu jsou bílí trpaslíci s toutéž hmotností na Chandrasekharově mezi), dále pak hypernovy Ib a Ic ( 20,26) a obyčejné supernovy týchž tříd ( 17,61). Pro supernovy třídy II vycházejí nejvyšší hodnoty ( 19,15) pro podtřídu IIn, po níž následují supernovy II-L ( 18,03) a konečně II-P ( 17,00).

R. Pain aj. využili obsáhlého pozorovacího materiálu o supernovách ve vzdálených galaxiích k odhadu četnosti jejich výskytu v galaxii o bolometrické svítivosti 1010 L☉. Zjistili, že ve vzdálenostech do 1 Gpc vzplane v modelové jednotkové galaxii 0,6 supernov třídy Ia za století. Četnost těchto supernov je přirozeně úměrná skutečné bolometrické svítivosti reálných galaxií. Podle H. Janka tak v námi pozorovatelné části vesmíru vzplane supernova v průměru jednou za sekundu!

M. Hamuy a P. Pinto zjišťovali kvalitu standardních svíček supernov Ia a odhadli přesnost takto určených kosmologických vzdáleností mateřských galaxií na 7 %. Kalibrací méně svítivých, ale zato mnohem početnějších supernov třídy II pomocí korelace svítivosti s rychlostí rozpínání plynných obalů se jim zdařilo určit jejich střední bolometrickou hvězdnou velikost s chybou do ±0,2 mag, tj. vzdálenost lze pak určit s chybou do 9 %. A. Clocchiatti aj. studovali světelné křivky pěti standardních svíček – supernov třídy Ia, objevených v první třetině r. 1999 ve středních kosmologických vzdálenostech s červenými posuvy z ≈ 0,5. Tím potvrdili, že A. Riess a S. Perlmutter mají pravdu, když zjistili, že supernovy v této vzdálenosti jsou asi o 0,25 mag slabší, než by měly být podle standardního kosmologického modelu. Odtud vyplývá, že tempo rozpínání vesmíru v druhé polovině jeho dosavadní existence opět roste zásluhou nenulové hodnoty kosmologické konstanty.

W. Warren a C. Fryer využili současného čtvrtého nejvýkonnějšího superpočítače světa IBM RS/60000 SP k prvnímu trojrozměrnému modelování průběhu překotného hroucení (gravitačního kolapsu) velmi hmotné nerotující hvězdy, což je pochopitelně velké zjednodušení reálného průběhu výbuchu supernovy třídy II, jež bylo nutné pro uskutečnění náročných výpočtů v přijatelném čase jednoho měsíce (!). Jak autoři uvádějí, jde patrně o vůbec nejnáročnější úlohu numerického programování, přičemž sledovali pohyby pouhých 3 milionů testovacích částic v hroutící se hvězdě. Jde o největší výpočetní pokrok od r. 1994, kdy se poprvé podařilo úspěšně simulovat tentýž jev dvojrozměrně (jednorozměrný výpočet poprvé zkoušený v r. 1966 byl tak nerealistický, že k modelovému výbuchu vůbec nedošlo!). Odchylky třírozměrného modelu od dvojrozměrného však nepřesahují 10 %, ale nikdo neví, co to udělá, až se podaří na ještě výkonnějších superpočítačích hroutící se hvězdu roztočit... Podobné výpočty uskutečnili též M. Reinecke aj., kterým se podařilo tímto modelem správně určit zastoupení nuklidu 56Ni ve shodě s pozorovanými průběhy světelných křivek supernov po maximu.

H. Janka připomněl, že naprostou většinu energie uvolněné při výbuchu supernov třídy II odnášejí neutrina, jelikož vazebná gravitační energie hvězdy o hmotnosti v intervalu 8 ÷ 80 M☉ je obrovská. Tak např. proslulá supernova 1987A ve Velkém Magellanově mračnu vyzářila v prvních sekundách výbuchu neuvěřitelných 1058 neutrin, z nichž pouhých 19 bylo zaznamenáno v podzemních detektorech v Japonsku a USA, což značí, že jádro hvězdy se zhroutilo na nukleonovou hustotu řádu 1017 kg/m3 během jediné sekundy! Od té chvíle bylo dále nestlačitelné, tj. vznikla z něho neutronová hvězda.

Co se děje pak, není úplně jasné. Pravděpodobně dochází k rozbíjení jader železa na jádra helia a volné nukleony v nejhlubších vrstvách hroutící se hvězdy, což obstarávají vysoce energetické fotony záření gama. Jádra helia a volné protony zachycují elektrony, čímž se začnou masově uvolňovat elektronová neutrina, která jsou zadržena v hustotní rázové vlně asi 200 km od rodící se neutronové hvězdy. Neutrina tuto vlnu rychle ohřejí, což představuje druhý a rozhodující výbuch, který se po několika hodinách projeví optickým vzplanutím supernovy, jehož předzvěstí jsou právě tím opět uvolněná neutrina. Pouze 1 % uvolněné energie představuje kinetická energie rozlétajících se cárů supernovy. Přenos energie z vnitřních vrstev v okolí neutronové hvězdy navenek představuje pro současnou astrofyziku tvrdý oříšek, jehož řešení patrně přijde až poté, kdy se podaří zaznamenat neutrina a případně i gravitační vlny z blízké supernovy uvnitř naší Galaxie. Jelikož poslední supernova v Mléčné dráze vzplanula koncem 17. stol., mělo by statisticky vzato dojít k takovému představení co nevidět...

3. 2. Rádiové pulzary

B. Jacoby aj. nalezli pomocí obřího radioteleskopu GBT v Green Banku další tři milisekundové pulzary v kulové hvězdokupě M62 (NGC 6266), vzdálené od nás 6,9 kpc. Průvodci pulzarů mají minimální hmotnosti v rozmezí 0,12 ÷ 0,03 M☉, což potvrzuje obecný předpoklad, že milisekundové pulzary vznikají roztočením neutronové hvězdy díky akreci plynu z průvodců (tzv. recyklované pulzary). Celkem je v této hvězdokupě nyní známo již 6 milisekundových pulzarů, čímž se M62 přiřadila ke třem hvězdokupám s nejvyšším výskytem milisekundových pulzarů. Souvisí to zcela zjevně s vyšším zastoupením dvojhvězd v hustých částech kulových hvězdokup. Pravděpodobnými předchůdci recyklovaných milisekundových pulzarů jsou rentgenové dvojhvězdy s nízkou hmotností průvodců (LMXB), kteří jsou v závěrečné fázi svého vývoje kanibalizováni neutronovou hvězdou a případně zcela pohlceni.

J. Migliazzo aj. měřili pomocí anténní soustavy VLA polohu pulzaru B1951+32 v letech 1989–2000 a určili tak jeho vlastní pohyb 0,025 ″/r, což při vzdálenosti 2,4 kpc od nás dává příčnou rychlost 240 km/s. Pulzar se tímto tempem vzdaluje od optického středu pozůstatku po supernově, která měla podle těchto měření vzplanout před 64 000 lety. Naproti tomu stáří pulzaru odvozené z tempa zpomalování jeho rotace vychází na 107 000 roků. Jestliže jeho dnešní perioda činí 39,5 ms, tak původní rotační perioda byla jen 27 ms. Pulzar je viditelný též v oboru záření gama a rentgenového.

W. Brisken aj. využili přesných polohových měření 9 pulzarů pomocí rádiového interferometru VLBA nejenom k určení vlastních pohybů, ale i trigonometrických paralax s relativní chybou pouhých 2 %, což odpovídá určení úhlových poloh s přesností na 0,000 1″. Ukázali na soustavné rozpory mezi vzdálenostmi určenými z paralax a z disperze rádiových signálů – poslední hodnoty jsou soustavně přeceňovány, a to až pětkrát (!) pro vzdálenosti větší než 1 kpc. Z paralax vyšly vzdálenosti pulzarů v rozmezí 0,17 ÷ 1,15 kpc a vlastní pohyby v rozmezí 23 ÷ 484 km/s.

A. Meň aj. využili dekametrové antény Uran-1 na frekvencích 25 a 20 MHz k podrobnému prozkoumání okolí nejrychlejšího milisekundového pulzaru PSR 1937+214 (impulzní perioda činí jen 1,6 ms) v galaktické šířce 0,3° a délce 58°. Ukázali, že jeho poloha se liší od stálého rádiového zdroje 4C 21.53 jenom nepatrně, takže tento zdroj je zřejmě pozůstatkem po supernově. Obě polohy se liší díky vlastnímu pohybu pulzaru z centra exploze supernovy, k níž došlo zhruba před milionem roků. Týž pulzar studoval M. Vivekanand pomocí radioteleskopu v Ooty v Indii v pásmu 327 MHz po dobu 8 minut (cca 330 000 otoček neutronové hvězdy), přičemž v záznamu našel 7 tzv. obřích impulzů s intenzitou až stokrát vyšší, než jsou běžné impulzy tohoto unikátního pulzaru. Obří impulzy u téhož pulzaru pozorovali též A. Kuzmin a B. Losovskij pomocí radioteleskopu BSA FIAN na dosud nejnižší frekvenci 112 MHz, kde jejich intenzita převyšuje intenzitu běžných impulzů až 600krát a odpovídající jasová teplota pulzaru přitom dosahuje neuvěřitelných 1035 K! Příčina je zcela neznámá.

G. Hobbs aj. oznámili objev obřího skoku v rotační periodě (0,4 s) pulzaru PSR J1806-2125, jehož stáří se odhaduje na 65 000 roků. Velikost zkrácení periody (v relativní míře 1,6.10 5) dosáhla 16násobku průměrné hodnoty předešlých skoků pro daný pulzar a absolutně rekordu 2,5krát vyššího, než byl dosavadní pro všechny známé skákající pulzary. R. Mignami aj. potvrdili pomocí STIS HST optickou identifikaci neutronové hvězdy z r. 1996 u jednoho z nejbližších pulzarů PSR 1929+10, která při vzdálenosti 330 pc dosahuje v oboru U jasnosti 25,7 mag. Změřené vlastní pohyby hvězdy v intervalu 1994–2001 dobře souhlasí s pozorováními pulzaru radiointerferometrem a odpovídají i stáří pulzaru 3 miliony roků.

S. Ord aj. využili měření rádiové scintilace v signálu binárního pulzaru PSR J1141-6545 k určení jeho prostorové rychlosti 115 km/s a minimální vzdálenosti od nás 3,7 kpc. Rotační perioda neutronové hvězdy o hmotnosti 1,3 M☉ činí 0,4 s a oběžná doba průvodce o hmotnosti 1,0 M☉ dosahuje 4,7 h. Jelikož průvodce obíhá po výstředné dráze (e = 0,17) se sklonem 76° k zornému paprsku, jde o téměř ideální soustavu k měření příslušných relativistických efektů.

Dalším vhodným relativistickým binárním pulzarem se dle I. Stairse aj. stal objekt PSR B1534+12, objevený v r. 1991 a vzdálený od nás 1,0 kpc. Skládá se totiž ze dvou neutronových hvězd o hmotnostech 1,33 a 1,25 M☉, které kolem sebe obíhají po výstředné dráze (e = 0,27) v periodě 0,42 d. Jelikož impulzní profil je užší a signál silnější než u prototypu relativistických pulzarů 1913+16, lze po akumulaci delší řady měření očekávat, že to bude vůbec nejpřísnější astronomický test obecné teorie relativity.

Konečně E. Splaver aj. měřili po dobu 6 roků relativistické stáčení přímky apsid pro binární pulzar PSR J0621+1002, který se skládá z neutronové hvězdy o hmotnosti 1,7 M☉ a rotační periodě 29 ms a bílého trpaslíka o hmotnosti 1,0 M☉, jež kolem sebe obíhají po téměř kruhové dráze v periodě 8,3 d. Autoři tak obdrželi relativistické stáčení o velikosti 0,012 °/r a vlastní pohyb pulzaru 0,0035 ″/r. Impulzní perioda se prodlužuje relativním tempem pouze 5.10 20, čemuž odpovídá charakteristické stáří soustavy 11 miliard roků! Magnetické pole neutronové hvězdy je proto relativně slabé – pouze 120 kT.

3. 3. Rentgenové dvojhvězdy a proměnné

G. Romero aj. studovali aktivitu prototypu hvězdné černé díry v rentgenové dvojhvězdě Cyg X-1, vzdálené od nás 2 kpc. Hmotnost černé díry činí 10 M☉, zatímco jejím protějškem je veleobr sp. O9.7 o hmotnosti 18 M☉, jenž předává hmotu do akrečního disku kolem černé díry. Rentgenový výkon koróny veleobra dosahuje až 1030 W a je občas doprovázen vzplanutími měkkého záření gama v pásmu 15 keV v úzkém výtrysku o zářivém výkonu až 2.1031 W. Akreční disk vykazuje precesní pohyb s periodou 142 d. Podle pozorování ruského všesměrového detektoru záření gama KONUS, umístěného na americké sondě WIND poblíž bodu L1 mezi Zemí a Sluncem, a dále podle měření sluneční sondy Ulysses, resp. Compton-BATSE, je objekt Cyg X-1 velmi pravděpodobně příležitostným zdrojem neobvyklých vzplanutí gama, jež byla pozorována 10. ledna a 25. března 1995, jakož i 24. února 2002. Vzplanutí trvají obvykle celé hodiny a dosahují maximálních zářivých výkonů přes 1031 W, takže celková vyzářená energie v jednom vzplanutí dosahuje téměř 1035 J. Podle M. Rupena je příčinou epizodická akrece hmoty z průvodce na černou díru, což je typické zejména pro tzv. mikrokvasary.

D. Giess aj. určili hmotnosti složek proslulé rentgenové dvojhvězdy SS433 se subrelativistickými protilehlými výtrysky. Primární složkou soustavy je masivní hvězda o hmotnosti 19 M☉, která předává hmotu na sekundární kompaktní složku, pro niž vyšla hmotnost (11 ±5) M☉, takže jde zřejmě o černou díru, která na přísun hmoty reaguje zmíněnými výtrysky. Podle S. Migliariho aj. obsahují výtrysky jádra železa, která se ohřívají ještě 100 d po vymrštění z okolí černé díry. Soustavu lze proto klasifikovat jako typický mikrokvasar.

O. Vilhu se zabýval přenosem hmoty v mikrokvasaru GRS 1915+105, jenž je od nás vzdálen 12,5 kpc, a ukázal, že akreční disk kolem černé díry o rekordní hmotnosti 14 M☉ se periodicky naplňuje přenosem hmoty od sekundární složky a pak zase vyprazdňuje akrecí na černou díru průměrným tempem 10 7 M☉/r. Sekundární složka je obrem sp. třídy K6 o absolutní hvězdné velikosti 2,6 mag a hmotnosti 1,2 M☉, obíhajícím kolem černé díry v oběžné době 33,5 d. Jelikož vyplňuje svůj Rocheův lalok, ztrácí ročně přenosem hmoty do akrečního disku 1,5.10 8 M☉. Předchůdcem dnešní soustavy byla klasická rentgenová dvojhvězda s nízkou hmotností průvodce (LMXB).

F. Mirabel aj. změřili pomocí HST vlastní pohyb mikrokvasaru GRO J1655-40 (Sco) v Galaxii na 112 km/s po galaktocentrické dráze s velkou výstředností (e = 0,34). Autoři odtud usuzují, že tato hvězdná černá díra o hmotnosti 5 M☉ vznikla při výbuchu supernovy v galaktickém disku ve vzdálenosti alespoň 3 kpc od středu Galaxie a exploze ji též vymrštila na tak nezvyklou dráhu. Černá díra má hvězdného průvodce – podobra 17 mag sp. třídy F o hmotnosti asi 2,3 M☉, jenž kolem ní obíhá v periodě 2,6 d.

T. Strohmayer a E. Brown pozorovali pomocí družice RXTE v září 1999 mimořádně dlouhé tříhodinové termonukleární vzplanutí rentgenové dvojhvězdy 4U1820-30, která měla donedávna nejkratší známou oběžnou dobu složek 11,4 min mezi dvojhvězdami typu LMXB, přičemž kompaktní složka je téměř určitě černá díra. Podobné termonukleární výbuchy se pozorují už od objevu v r. 1976, ale většinou trvají jen desítky sekund. Při vzdálenosti dvojhvězdy od nás 6,6 kpc dosáhl rentgenový zářivý výkon v maximu obřího vzplanutí hodnoty 3.1031 W. Jelikož ve vzplanutí byly pozorovány kvaziperiodické oscilace s rekordní frekvencí 1 050 Hz, autoři soudí, že pozorovali termonukleární hoření uhlíku na poslední stabilní oběžné dráze kolem černé díry.

T. Marsh a D. Steeghs však pozorovali rentgenový polar RX J1914+24, opticky ztotožněný s proměnnou hvězdou V407 Vul, který má oběžnou dobu 9,5 min, jak vyplývá z jejich objevu periodicity rentgenové světelné křivky. Kolem silně magnetického bílého trpaslíka o hmotnosti 0,5 M☉ obíhá velmi těsně druhý bílý trpaslík o hmotnosti 0,1 M☉, takže hmota z něho přetéká rovnou na povrch hmotnějšího bílého trpaslíka. Soustava by tak měla být zdrojem gravitačních vln o nízké frekvenci. Ještě kratší oběžná doba 5,4 min byla v únoru 2002 rozpoznána G. Ramsayem aj. díky dalekohledům VLT a TNG pro rentgenový pulzar RX J0806+15 (Cnc). Těsná dvojhvězda typu AM CVn se skládá ze dvou bílých trpaslíků o hmotnostech 0,1 a 0,4 M☉, jež kolem sebe obíhají ve vzdálenosti pouhých 80 000 km oběžnou rychlostí 1 000 km/s. Soustava tak představuje kandidátku na objev gravitačních vln příští generací kosmických detektorů typu LISA.

Téměř současně byl náhodně objeven přechodný zdroj XTE J1908+09 velmi tvrdého rentgenového záření, jevící kvaziperiodické oscilace v rozmezí 1 ÷ 4 Hz, takže jde o dalšího kandidáta na hvězdnou černou díru. Také mikrokvasar HTE J1550-564 je podle J. Orosze aj. dobrým kandidátem na hvězdnou černou díru o hmotnosti přes 9 M☉. Jejím průvodcem, obíhajícím v periodě 1,6 d ve vzdálenosti pouze 13 R☉ od černé díry, je totiž hvězda sp. třídy G8 IV ÷ K4 III o hmotnosti 1,4 M☉. Poněvadž sklon k zornému paprsku činí 72°, bylo tak možné z funkce hmoty určit i hmotnost kompaktní složky.

Počátkem dubna 2002 byl družicí RXTE odhalen v centru Galaxie nový milisekundový pulzar XTE J1751-305 s periodou 2,3 ms, jenž je zřejmě složkou těsné dvojhvězdy s oběžnou dobou 42,4 min. Průvodcem je zřejmě cár hvězdy o minimální hmotnosti 15 MJ, obíhající ve vzdálenosti asi 3 mil. km od neutronové hvězdy. O měsíc později pak tatáž družice objevila milisekundový pulzar ve dvojhvězdě J0929-31 s impulzní periodou 5,4 ms, kde kolem neutronové hvězdy o hmotnosti 1,4 M☉ obíhá ve vzdálenosti 1,8 mil. km další hvězdný drobeček o minimální hmotnosti 8,5 MJ v oběžné době 44 min.

D. Steeghs a J. Casares odhalili pomocí spektroskopie u 4,2m dalekohledu WHT průvodce nejjasnější rentgenové dvojhvězdy Sco X-1. Jde o dvojhvězdu typu LMXB, kde primární složkou je neutronová hvězda o hmotnosti 1,4 M☉, zatímco sekundární složka o hmotnosti 0,4 M☉ vyplňuje svůj Rocheův lalok, takže předává hmotu do akrečního disku kolem neutronové hvězdy. Soustava se sklonem 38° k zornému paprsku má oběžnou dobu 18,9 h a je od nás vzdálena 2,8 kpc.

T. Connors aj. publikovali výsledky pozorování pozoruhodného rentgenového pulzaru PSR B1259-63 během posledního průchodu pulzaru periastrem v září 2000. Pulzar o hmotnosti 1,4 M☉ a impulzní periodě 48 ms totiž obíhá kolem hmotné primární hvězdy SS 2883 typu Be o hmotnosti 10 M☉ v periodě 3,4 r po velmi výstředné dráze (e = 0,87), takže v periastru se vnořuje do rozsáhlé plynné obálky hvězdy Be, což se projevuje velkými změnami jeho parametrů. Autoři tak odvodili rozměry akrečního disku kolem pulzaru na 20 R☉ a indukci jeho magnetické pole na 0,16 mT. Stáří pulzaru činí asi 330 000 roků.

J. Liu aj. odhalili pomocí HST optický protějšek extrémně svítivého rentgenového objektu v galaxii M81. Jde o hvězdu hlavní posloupnosti sp. třídy O8, která obíhá v periodě 1,8 r kolem černé díry o hmotnosti 18 M☉. Mezi oběma složkami dvojhvězdy dochází k přenosu hmoty, což se projevuje neočekávaně vysokou rentgenovou zářivostí na úrovni přes 1032 W. Rentgenový tok však během posledních 20 roků kolísal až o 40 %.

F. Walter a J. Lattimer změřili pomocí snímků WFPC2 HST paralaxu osamělé neutronové hvězdy RX J1856-37 a odtud odvodili její revidovanou vzdálenost 117 pc s chybou 10 % – jde o dvojnásobek vzdálenosti udávané dříve. Odtud vyplývá, že její poloměr činí 16 km, tj. stavová rovnice pro neutronové hvězdy musí být poměrně „tvrdá“, čili tlak v neutronové hvězdě při dané teplotě a hustotě je vyšší, než se dosud uvažovalo, a horní mez hmotnosti pro stabilní neutronovou hvězdu se rovněž zvyšuje nad obvykle uvažované 2 M☉. Hvězda se pohybuje prostorovou rychlostí 185 km/s a prchá od hvězdné asociace ve Štíru, kde vznikla před 0,5 milionem roků.

D. Sanwal aj. studovali rentgenové spektrum osamělé neutronové hvězdy 1E 1207-5209 pomocí družice Chandra a našli v něm vůbec poprvé absorpční čáry o energiích 0,7 a 1,4 keV. Jde o jaderné čáry He II v atmosféře neutronové hvězdy se silným magnetickým polem 15 GT s gravitačním červeným posuvem z = 0,2. Odtud vyplývá poloměr neutronové hvězdy kolem 12 km. J. Cottamová aj. objevili pomocí družice Newton 28 termonukleárních výbuchů během 93 h pozorování na povrchu neutronové hvězdy v rentgenové dvojhvězdě EXO 0748-67 (Vol), vzdálené od nás 9 kpc. Během záblesku lze pozorovat absorpční spektrální čáry vysoce ionizovaného kyslíku a železa s gravitačním červeným posuvem z = 0,35, což značí, že vznikají v asi 10 mm tlusté atmosféře neutronové hvězdy při epizodě přenosu hmoty z průvodce neutronové hvězdy.

V průběhu roku se mezi odborníky rozhořela diskuse o tom, zda z malých poloměrů některých osamělých neutronových hvězd, odvozených nepřímo z poměrně nízkých teplot na jejich povrchu naměřených družicí Chandra, nevyplývá, že jde vlastně o tzv. „podivné“ hvězdy s vyšší než nukleární hustotou látky, tvořenou volnými kvarky. Ještě před koncem roku se však ukázalo, že šlo spíše o nepřesná určení rozměrů hvězd vlivem různých systematických chyb. Poloměry kvarkových hvězd by totiž neměly přesáhnout 8 km, což zmíněná měření gravitačních červených posuvů víceméně vylučují.

3. 4. Trvalé a zábleskové zdroje záření gama (GRB)

M. Kaufman Bernadó aj. hledali souvislost mezi trvalými zdroji záření gama, objevenými aparaturou EGRET na družici Compton a známými objekty na obloze, jelikož až dosud plných 170 zdrojů gama z katalogu 3EG není nijak identifikováno. Protože se J. Paredesovi aj. podařilo v r. 2000 ztotožnit jeden z takových zdrojů s mikrokvasarem LS 5039 (jde o rentgenovou dvojhvězdu s vysokou hmotností průvodce – HMXB) a protože neidentifikované zdroje se vyskytují převážně podél galaktické roviny a v jejich spirálních ramenech, autoři usuzují, že i mnohé další zdroje trvalého záření gama jsou ve skutečnosti mikrokvasary s usměrněnými rentgenově zářícími výtrysky, jež podléhají precesi, a proto jsou vidět jen občas.

Naproti tomu vůbec nejjasnější neidentifikovaný zdroj ve vysoké galaktické šířce 3EG 1835+5918 byl díky J. Halpernovi aj. ztotožněn s osamělou neutronovou hvězdou ve vzdálenosti pod 800 pc od Země. Za předpokladu, že poloměr hvězdy je 10 km, dosahuje teplota na jejím povrchu 300 kK. Opticky je slabší než 28,5 mag a také rádiově je tichá. Patrně připomíná již dříve identifikovaný zdroj Geminga, ale protože je od nás dále, nevidíme ho jako energetický pulzar. Z dalších studií nepřímo vyplývá, že největší počet neidentifikovaných zdrojů v katalogu 3EG jsou však tzv. blazary, tj. vysoce energetické kvasary se silným synchrotronovým zářením bez jakýchkoliv emisních čar v optickém spektru.

M. Kudrjacev aj. využili údajů o 6 slabých zdrojích GRB v energetickém pásmu 10 ÷ 300 keV na kosmické stanici Mir k odhadu četnosti GRB a její závislosti na kosmologické vzdálenosti od nás. Dostali tak maximum prostorové četnosti GRB pro červené posuvy z > 1,5 ÷ 2,0 a úhrnnou roční četností asi 1 000 vzplanutí, v dobré shodě se statistikou, získanou aparaturou BATSE. B. Stern aj. studovali statistiku GRB jednak pomocí BATSE, jednak díky údajům ze sondy Ulysses v energetickém pásmu 50 ÷ 300 keV. Ukázali, že od zmíněného maxima pro z ≈ 2 klesla do současnosti četnost výskytu GRB asi 12krát, ve shodě s poklesem tempa tvorby nových pokolení hvězd ve vesmíru. Z toho usoudili, že pro vysvětlení dlouhých (trvání >2 s) GRB se nejlépe hodí model hroutící se hypernovy.

J. Reeves aj. využili citlivosti družice Newton k prvnímu pozorování spektrálních čar v rentgenovém dosvitu 11 h po záblesku GRB 011211. Zatímco mateřská galaxie 25 mag v poloze 1115-2156 (Crt) vykazuje kosmologický červený posuv z = 2,14, pro emise vysoce ionizovaného hořčíku, křemíku, síry, argonu a vápníku byl naměřen posuv jen z = 1,88, tj. šlo o pozorování rozpínající se obálky zábleskového zdroje ve směru k nám rychlostí 26 000 km/s. Ve spektru však nebyly pozorovány žádné čáry železa, jež se při explozi hypernovy nalézá nejhlouběji. Samotný zdroj měl v té době povrchovou teplotu 50 MK a jeho plynná obálka poloměr řádu 1013 m (≈ 70 AU). Pozorování odpovídají modelu rozpínající se ohnivé koule kolem hustého zbytku po hypernově, který se naopak zřítí do vznikající černé díry. Podle S. Hollanda aj. se v oboru gama vyzářilo během 270 s 1,5.1043 J a celý úkaz se odehrál ve skutečnosti před 11 miliardami roků.

A. Castro-Tirado aj. nalezli mimořádně jasný (I = 9,4 mag) optický dosvit již 4 min po vzplanutí GRB 000313 v poloze 1311+1014, což je velké překvapení, neboť vzplanutí gama trvalo v tomto případě jen 0,5 s, a dosud všech 30 pozorovaných dosvitů odpovídalo „dlouhým“ GRB s trváním nad 2 s (medián je dokonce 20 s – takové trvání mají 3/4 pozorovaných GRB). Dalším důležitým zjištěním autorů je rychlý pokles jasnosti dosvitu, takže už 56 min po objevu přestal být dosvit pozorovatelný. Pokud je to pro krátkožijící GRB typické, pak se nelze divit, že u nich dosvity pozorujeme tak vzácně, protože obvykle trvá déle, než se podaří GRB dostatečně přesně lokalizovat, aby se daly nastavit optické dalekohledy správným směrem. P. Price aj. objevili optický dosvit po mimořádně dlouhém záblesku GRB 000911 o trvání plných 500 s, jenž byl zaměřen kosmickou triangulací sond Ulysses, Konus-Wind a NEAR. Již za 23 h byla k dispozici dostatečně přesná poloha kvůli zobrazení dosvitu, jakož i mateřské galaxie, která má z = 1,1. Světelná křivka dosvitu však nejevila žádné zvláštnosti.

Družice HETE-2 vypuštěná r. 2000 zaznamenala první úspěch až objevem GRB 020813, kde rychlé předání polohy robotickým dalekohledům umožnilo odhalit optický dosvit již 2 h po záblesku gama. D. Lazzati aj. využili aviza družice HETE-2 k brzkému objevu dosvitu GRB 021004 dokonce již 9 min po záblesku, kdy jeho jasnost v oboru R = 15,5 mag. Na sestupné větvi světelné křivky bylo vidět zjasnění, odpovídající interakci rozpínající se ohnivé koule s hustým cirkumstelárním prostředím. P. Moeller aj. nalezli v optickém spektru 11 h po vzplanutí velké množství absorpčních čar, které byly červeně posunuty v intervalu z ≈ 1,4 ÷ 2,3. Horní mez odpovídá červenému posuvu aktivní mateřské galaxie vyznačující se překotnou tvorbou hvězd. Podle N. Mirabala aj. bylo světlo dosvitu polarizováno, přičemž velikost polarizace kolísala o 2 % a dosáhla maxima 10 % asi 1,3 d po záblesku.

Do třetice se pro GRB 021211 podařilo družici HETE-2 předat na Zemi informace o poloze záblesku již minutu po jeho začátku, což umožnilo ihned sledovat příslušný dosvit po dobu následujících 2 h robotickým teleskopem RAPTOR v Los Alamos. Jelikož šlo o docela krátký GRB o trvání pouhých 2,5 s, budí to dojem, že v těchto případech nejde o hroucení supranov či hypernov, ale o splynutí dvou pravděpodobně kompaktních složek velmi těsné dvojhvězdy. Podle E. Bergera aj. se však zdá, že navzdory čím dál početnějším robotickým dalekohledům pro rychlé dohledání optických dosvitů ve skutečnosti možná 60 % GRB žádné pozorovatelné optické dosvity prostě nemá; nejspíš proto, že příliš úzce směrovaný optický kužel míjí Zemi.

S. Yost aj. zjistili, že dosvit po GRB 980329 je rekordně dlouhý, neboť je pozorovatelný již několik roků! Původní odhad červeného posuvu z ≈ 5 však je podle jejich názoru chybný a ve skutečnosti je zdroj podstatně blíže; tj. z ≈ 2. Tím se též snižuje energie vyzářená ve vzplanutí na rozumnou míru 1044 J. Podobně G. Björnson aj. zjistili, že u GRB 010222 slábne optický dosvit, objevený 4,3 h po vzplanutí gama, vůbec nejpomaleji, což se dá nejspíš vysvětlit plynulou dodávkou energie do rozpínajícího se obalu kolem GRB. E. Le Floch aj. využili VLT ESO a HST k přesnému měření červeného posuvu mateřské galaxie GRB 990705 a vyšlo jím z = 0,8424, čemuž při pozorované jasnosti R = 22,22 mag odpovídá bolometrická absolutní hvězdná velikost spirální galaxie typu Sc 21,75 mag. Tvorba hvězd v galaxii je jen lehce nadprůměrná, neboť činí 5 ÷ 8 M☉/r. Jelikož dlouhotrvající měkké GRB lze nalézt v rekordních dálkách, je to dobrá metoda pro vyhledávání nejstarších fází vývoje mnoha galaxií.

A. Ibrahim aj. objevili ve spektru magnetaru SGR 1806-20 pomocí družice RXTE cyklotronovou čáru elektronů urychlovaných magnetickým polem o indukci 100 GT, což je ve shodě s hodnotou indukce odvozenou z brzdění rotace neutronové hvězdy. Z. Wang aj. upozornili na možnou polohovou souvislost mezi historickou novou, která v dubnu r. 4 př. n. l. dosáhla 5 mag, a proslulým magnetarem SGR 1900+14 v Orlu, který překvapil gigantickým vzplanutím gama 27. srpna 1998. Magnetar o indukci 4 GT je od nás vzdálen 5,5 kpc, což pro zmíněnou historickou novu by znamenalo absolutní hvězdnou velikost 21 mag, typickou pro hypernovy!

Mechanismus vzplanutí GRB není stále znám. C. Dermer se domnívá, že v rázové vlně kolem rozpínající se ohnivé koule vznikají také energetické neutrony, dále pak neutrina a kosmické záření o extrémně vysokých energiích, což by se v dohledné době mohlo ověřit pozorováními pomocí detektorů neutrin a extrémně energetického kosmického záření. Podle K. Asana a S. Iwamota by byla ohnivá koule ohřáta právě proudem neutrin tak, že by se z cárů hypernovy dalo vyždímat až 1045 J uvolněné energie. Jak však sdělil S. Fukuda aj., za období od dubna 1996 do května 2000 nebyla v podzemním detektoru neutrin Superkamiokande nalezena žádná energetická (7 MeV ÷ 100 TeV) neutrina v časech a polohách odpovídajícím známým vzplanutím GRB. Podle výpočtů Z. Liho aj. lze očekávat, že v rázových vlnách šířících se kolem GRB se dají protony urychlit až na energie v rozmezí 10 PeV až 10 EeV.

Podle L. Liho je třeba vysvětlit, že se během krátkého vzplanutí uvolní v nesmírně malém objemu energie řádu až 1047 J, že oblast prakticky neobsahuje baryony, které by záření gama pohltily a rozmělnily, a konečně že tzv. Lorentzův faktor relativistického urychlování částic dosahuje minimální hodnoty nad 300. Autor proto k vysvětlení úkazu navrhuje kosmický tokamak, tj. vznik toroidálního elektrického pole na povrchu hustého plazmového toru, který obíhá kolem Kerrovy černé díry a generuje vně toru poloidální magnetické pole o indukci nad 100 GT. Právě toto silné pole zajistí, že v oblasti nebude příliš mnoho baryonů. Energie vytažená z rotující černé díry se pak v magnetosféře kolem černé díry mění na kinetickou energii párů elektron-pozitron Blandfordovým-Znajekovým mechanismem (extrakce rotační energie černé díry silným magnetickým polem). Anihilace párů vede k vyzáření paprsků gama v protiběžných výtryscích, jejichž úzký vyzařovací diagram zabezpečuje zmíněný vysoký Lorentzův faktor. Srážky fotonů s mezihvězdným prostředím se pak projevují nejprve jako záblesky GRB a posléze jako rentgenové, optické a rádiové dosvity.

Nicméně právě zmíněné usměrnění podle T. Pirana fakticky snižuje horní odhady energie vyzářené během vzplanutí GRB, a to nanejvýš na „pouhých“ 1044 J, jak vyplývá z pozorování oněch 17 GRB, pro něž díky dosvitům známe jejich vzdálenost na základě kosmologického červeného posuvu. To dává astrofyzikům příležitost hledat i méně exotické mechanismy vzniku GRB, než jsou ony tokamaky. Problém se však ihned přesouvá k otázce četnosti GRB, protože pak nutně většinu GRB nepozorujeme proto, že jejich úzké svazky o vrcholovém úhlu kolem 1° (!) prostě nezasáhnou Zemi. Piran odhaduje, že v tom případě musí v každé solidní galaxii dojít alespoň k jednomu úkazu GRB během řádově 100 000 roků, což je jenom o dva řády nižší četnost než u supernov, a to se pak přirozeně týká i naší Galaxie.

G. Ghisellini aj. využili pozorování hodiny trvajících rentgenových dosvitů k odhadu spodní meze vyzářené energie vzplanutí GRB, který nezávisí na případném usměrnění ve svazcích, a překvapivě obdrželi rovněž 1044 J, což by prakticky znamenalo, že GRB jsou velmi dobré standardní svíčky pro určování kosmologických vzdáleností, protože se dají pozorovat až pro hodnoty červeného posuvu z ≈ 10. Tímto problémem se podrobněji zabývali N. Lloydová-Ronningová aj. na základě statistiky 220 GRB. Ukázali, že zářivý výkon GRB závisí na 1,4. mocnině výrazu (1 + z), přičemž prostorová hustota GRB závisí lineárně na (1 + z). To by znamenalo, že v raném vesmíru se GRB vyskytovaly častěji než dnes, protože v té době byly častější epizody překotné tvorby hvězd v galaxiích a GRB s tím geneticky souvisejí. Tito autoři odvodili maximální zářivý výkon GRB na 5.1044 J.

R. Chary aj. si všimli, že u 12 mateřských galaxií dlouhých GRB (trvání > 2 s) byla zjištěna překotná tvorba hvězd, vyvolaná slapovými silami srážejících se galaxií. To znamená, že výskyt GRB nám vlastně značkuje právě takové galaxie, v nichž je nutně mnoho hmotných hvězd mladších než 10 milionů roků. Jejich životní cyklus je tudíž krátký a v řadě případů končí vznikem hvězdné černé díry. Katastrofické hroucení na černou díru vede k výbuchu v jejím akrečním disku, což je bezprostřední příčina vzplanutí GRB. Pokud jde o krátké GRB (trvání gravitačních vln. K. Belczynski aj. počítali důsledky takových srážek pro všechny základní kombinace bílý trpaslík – hmotná heliová hvězda – neutronová hvězda – černá díra. Jelikož se různé kombinace vyskytují častěji v rozličných oblastech galaxií, je v zásadě možné odhadnout, která kombinace převažuje. Podobně J. Salmonson a J. Wilson vypracovali model přehřáté neutronové hvězdy v těsné dvojhvězdě jako příčinu krátkých GRB. Tvrdí, že tak lze uvolnit až 1046 J energie.

C. Lee aj. spojili oba typy možností vzniku GRB na základě studia měkkých rentgenových přechodných zdrojů předpokladem, že předchůdci GRB jsou nejspíš těsné dvojhvězdy, kde primární složkou je už hotová černá díra, kolem níž obíhá hmotná heliová hvězda v oběžné periodě 0,4 ÷ 0,7 d. Ta vybuchne jako hypernova, což vede k jejímu zhroucení na černou díru a vzplanutí GRB Blandfordovým-Znajekovým mechanismem. Naproti tomu R. Ouyed a F. Sannina navrhli značně exotický univerzální model pro obě třídy GRB, založený na předpokladu, že existují tzv. kvarkové hvězdy (hustší než běžné neutronové hvězdy, takže kvarky se osvobodí a vytvářejí supravodivou horkou „polévku“). Nestability na povrchu kvarkových hvězd by pak byly odpovědné za veškerá vzplanutí GRB. Kvarkové hvězdy byly „vynalezeny“ teoretiky v r. 1980. Jejich průměrná hustota by dosahovala 1018 kg/m3, měly by mít zcela ostrý okraj a nad ním čisté vakuum. Taková hvězda drží pohromadě silnou jadernou silou bez ohledu na gravitaci, takže je v jistém smyslu věčná. Poznala by se na dálku tím, že má nanejvýš 2/3 poloměru klasické neutronové hvězdy, jenže právě přesná měření poloměru řádu 10 km jsou na dálku velmi obtížná.

S. McBreen aj. si povšimli krátkodobých špiček na světelných křivkách dlouhých GRB a faktu, že tzv. kumulativní světelná křivka, v níž se špičky zprůměrují, roste v 97 % případů s 2. mocninou uplynulého času, počítáno od začátku vzplanutí, jak vyplývá z pozorování bezmála 400 GRB uskutečněných aparaturou BATSE na družici Compton. Autoři se domnívají, že jde o roztáčení Kerrovy černé díry v jádře GRB díky akreci hmoty, což vede k uvolňování energie Blandfordovým-Znajekovým mechanismem. Pokud je naopak rotace Kerrovy černé díry brzděna silným magnetickým polem, vyzařovaná energie se snižuje a kumulativní světelná křivka s časem klesá rovněž s 2. mocninou času. GRB pak mohou při podrobném zkoumání poskytnout jedinečné údaje o relativistických efektech v okolí hvězdných černých děr.

4. Mezihvězdná látka

H. Fraserová aj. uveřejnili přehled o 122 mezihvězdných molekulách identifikovaných do r. 2001. Nejčetnější jsou nejjednodušší diatomické (27) a triatomické (26) molekuly. S rostoucím počtem atomů v molekule pak jejich četnost klesá, takže zatím známe ve vesmíru jen tři molekuly s 10 atomy a po jedné s 11 (HC9N) a 13 (HC11N) atomy. Podle autorů přehledu představují molekuly ve vesmíru asi 0,5 % vesmírné látky. J. Hollis aj. ohlásili v r. 2002 objev rádiových čar na frekvencích 75 a 93 GHz v molekulovém mračnu Sgr B2, které odpovídají desetiatomové molekule glykoetylenu (HOCH2CH2OH). K objevu využili 12m radioteleskop KPNO v Arizoně, jímž určili teplotu molekul 20 K. Jde fakticky o „kosmický fridex“, jehož lze považovat za prebiotickou molekulu, příbuznou cukru glykolaldehydu; není však jasné, jak může v kosmu vznikat.

A. Ferrera zjistil, že přibližně 0,1 % látky naší Galaxie představuje kosmický prach, což jsou převážně silikátové a uhlíkaté částice o typickém rozměru 0,1 μm. Projevují se spojitým zářením v dlouhovlnném infračerveném pásmu kolem 0,1 mm, ale už v r. 1970 usoudili F. Hoyle a N. Wickramasinghe, že by měly netepelně vyzařovat též v mikrovlnném pásmu, což se potvrdilo v r. 1996, kdy bylo objeveno jejich záření na frekvencích 14,5 a 32 GHz (21 a 9 mm). Konečně v r. 2002 našli D. Finkbeiner aj. jejich vyzařování i v centimetrovém pásmu 5 ÷ 10 GHz (vlnové délky 60 ÷ 30 mm). To ovšem znamená nutnost odčítat příspěvek tohoto záření při měření fluktuací reliktního záření, ale na druhé straně skýtá novou možnost, jak studovat rozložení kosmického prachu v mezihvězdném či dokonce intergalaktickém prostoru. Prachová zrnka totiž slouží jako kondenzační jádra pro vznik molekul a také jako ochrana před rozkladem (fotolýzou) složitějších molekul všudypřítomným ultrafialovým zářením. Na druhé straně se zdá, že fotolýza usnadňuje tvorbu aminokyselin v kosmickém prostoru.

5. Galaxie

5. 1. Hvězdokupy

V. Makarov se věnoval nepříjemnému rozporu ve vzdálenosti hvězdokupy Plejády (Tau), odvozené na jedné straně trigonometricky pomocí družice HIPPARCOS (118 pc) a na druhé straně všemi ostatními nepřímými metodami, které navzájem dobře souhlasí, ale dávají soustavně větší vzdálenost kolem 132 pc. Protože vzdálenost Plejád představuje druhou příčku kosmologického žebříku (Hyády jsou první příčka ve vzdálenosti 46 pc), má takový rozpor vážné důsledky pro stupnici vzdáleností ve vesmíru. Autor proto vybral v Plejádách 54 hvězd, jejichž vzdálenosti lze určit trigonometricky z měření zmíněné družice, a použil nový výpočetní postup, který vedl k revizi trigonometrické vzdálenosti na (129 ±3) pc, což je již v dobré shodě s nepřímými metodami měření.

J. Adams aj. využili údajů z Palomarského atlasu POSS a z infračervené přehlídky 2MASS k identifikaci a určení rozložení hmotnosti pro 434 hvězd otevřené hvězdokupy Praesepe v Raku, vzdálené od nás 177 pc, která vznikla před 830 mil. roků. Ukázali, že v jádru hvězdokupy o úhlovém průměru 4° (12 pc) chybějí hvězdy o nižší hmotnosti. Obecně pak funkce hmotnosti stoupá od 1,0 M☉ do 0,4 M☉ a pro nižší hmotnosti hvězd je pak konstantní. Hmotnost celé hvězdokupy dosahuje 600 M☉. C. Slesnicková aj. obdobně zkoumali známou dvojitou hvězdokupu χ a h Persei (NGC 884 a 869), která je od nás vzdálena 2,3 kpc a jejíž stáří je rekordní – 12,8 mil roků. Hvězdokupa tvoří jádro hvězdné asociace Per OB1 uvnitř stejnojmenného spirálního ramene Galaxie. Autoři zjistili, že hmotnosti hvězdokup dosahují 2 800, resp. 3 700 M☉, a že v nich nedávno proběhly tři epizody tvorby nových hvězd před 7, 17 a 60 mil. let.

B. Chaboyer a L. Krauss využili objevu zákrytové a současně spektroskopické dvojhvězdy s čarami obou složek k revizi stáří obří kulové hvězdokupy ω Cen, jež podle autorů činí (11,1 ±0,7) mld. roků, takže je téměř stejně stará jako naše Galaxie. Hvězdokupa obsahuje několik milionů hvězd různého stáří a velmi nízké metalicity a její tvar je ovlivněn vlastní rotací, takže je na pólech mírně zploštělá. Mladší hvězdy ve hvězdokupě představují jen 5 % její celkové hmotnosti a ve skutečnosti původně tvořily samostatnou hvězdokupu, která byla tou hmotnější hvězdokupou gravitačně pozřena. Podobným vícenásobným kanibalismem hvězdokup patrně vznikaly celé galaxie včetně naší, jak ukázali M. Salaris a A. Weis studiem stáří 55 kulových hvězdokup Galaxie, které představují plnou třetinu celkové II. populace hvězd v naší hvězdné soustavě. Jejich stáří se pohybuje od 6,4 po 12,9 mld. let s průměrnou chybou ±1 mld. roků. Vznikly ve dvou krátkých epizodách; první generace je velmi chudá na „kovy“, zatímco druhá je o něco metaličtější. Hvězdokupy ve vnitřním halu mají nejvyšší stáří (11,4 ±0,8) mld. let. Autoři odhadují, že Galaxie dnes obsahuje na 200 kulových hvězdokup, z nichž však pětina nebyla dosud objevena.

E. Grebelová a M. Odenkirche studovali pomocí probíhající přehlídky SDSS morfologii kulové hvězdokupy Palomar 5 (Serpens) v halu Galaxie, vzdálené od nás 18 kpc. Za hvězdokupou se táhne chvost hvězd o délce 300 pc, jenž je stočen vně oběžné dráhy samotné hvězdokupy. Obráceným směrem je vytažen dopředný chvost dovnitř oběžné dráhy, což autoři interpretují jako slapové trhání hvězdokupy, protože chvost má o třetinu vyšší hmotnost než samotná hvězdokupa a obsahuje zhuštění, která vznikala v době, kdy hvězdokupa při svém oběhu procházela hlavní rovinou Galaxie, kde je slapové působení jádra Galaxie největší. Autoři rovněž zjistili, že při dalším průchodu hvězdokupy hlavní rovinou Galaxie ji slapové síly definitivně zničí. To je též obecný důvod, proč naše Galaxie má v současné době jen 160 kulových hvězdokup – ostatní už byly slapově rozbity, ale hvězdy z nich pocházející se dají dohledat pomocí obří přehlídky SDSS, která bude v dohledné době dokončena. Podle současných výsledků pozorování se zdá, že halo Galaxie je o něco mladší než disk, protože vznikalo postupným splýváním satelitních galaxií, resp. obřích kulových hvězdokup, neboli – jak se vyjádřil americký astronom L. Blitz – přežitím těch nejzdatnějších přírodním výběrem.

R. van der Marel aj. a J. Gerssen aj. objevili pomocí STIS a WFPC2 HST intermediální (středně hmotnou) černou díru uprostřed kulové hvězdokupy M15 (Peg), vzdálené od nás 10 kpc o hmotnosti 4 kM☉. Podobně K. Gebhardt aj. zkoumali obří kulovou hvězdokupu G1 (Mayall II) ve spirální galaxii M31 v Andromedě pomocí STIS a odhalili v jejím nitru nepřímo černou díru o hmotnosti neuvěřitelných 20 kM☉, přičemž i hmotnost celé hvězdokupy činí impozantních 10 MM☉. Zdá se, že tyto intermediální černé díry představují obecně asi 0,5 % hmotnosti kulové hvězdokupy, což je týž poměr jako pro hmotnosti černých veleděr vůči hmotnostem výdutí galaxií. To je další známka skutečnosti, že předěl mezi obřími kulovými hvězdokupami a trpasličími galaxiemi je spíše terminologický než věcný.

5. 2. Naše Galaxie

Q. Wang aj. rozlišili pomocí družice Chandra na tisíc bodových zdrojů rentgenového záření v centrální oblasti Galaxie o rozměrech 120 × 280 pc, kde se předtím družicemi s nižším úhlovým rozlišením pozorovalo difuzní záření neznámého původu. Zdroje vykazují emisní čáry vysoce ionizovaného železa s energiemi 6,4 a 6,7 keV, odpovídající povrchové teplotě hvězd kolem 10 MK a jsou důkazem, že v této oblasti stále překotně vznikají velmi hmotné hvězdy, které rychle končí jako žhaví bílí trpaslíci, neutronové hvězdy nebo černé díry. Celá oblast je tak ponořená do oblaku horkého plynu, který se postupně rozpíná do okolních oblastí Galaxie. Ještě vyšší koncentraci zhruba 2 tisíc rentgenových hvězd se při vyšším rozlišení podařilo odhalit v centrálních 20 pc Galaxie. W. Bednarek aj. ukázali na základě měření aparatur AGASA a SUGAR, že v oblasti kolem centra Galaxie jsou jádra železa při častých explozích supernov urychlována na energie až řádu 100 EeV, načež se srážejí s neutrony, neutriny a paprsky gama. Energetická neutrina z těchto srážek mohou být několikrát do roka zachycena budoucím antarktickým detektorem neutrin IceCube. M. Amenomori aj. zveřejnili výsledky dlouhodobých pozorování paprsků gama v pásmu TeV energií pomocí vysokohorské aparatury v Tibetu. Ukázali, že z galaktické roviny a dále z rozsáhlé oblasti v rozmezí galaktických šířek 20 ÷ 55° a galaktických délek 140 ÷ 225° přichází difuzní záření gama, o jehož původu nemáme konkrétní představy.

A. Eckart aj. sledovali v letech 1992–2000 pomocí dalekohledu NTT ESO trajektorie hvězd v bezprostřední blízkosti černé veledíry v jádře Galaxie. Potvrdili tak předešlá měření A. Ghezové, že hvězdy se pohybují kolem zdroje Sgr A* po velmi výstředných (e ≈ 0,4 ÷ 0,95!) elipsách s rozličnými sklony a že odtud z Keplerova zákona vychází hmotnosti centrální černé díry kolem 3 MM☉. Zatím nejúžasnější výsledek přineslo podle R. Schödela aj. sledování hvězdy S2 o hmotnosti 15 M☉ a poloměru 7 R☉ dalekohledem UT4 VLT počátkem r. 2000, kdy se hvězda v polovině března dostala do pericentra své dráhy ve vzdálenosti pouhých 124 AU od černé díry a pohybovala se vůči ní rekordní rychlostí 5 000 km/s! Naproti tomu v apocentru měla v r. 1992 rychlost jen 600 km/s. Velká poloosa její dráhy má délku 950 AU (úhlově jen 0,12″, takže tato měření umožnilo teprve zavedení adaptivní optiky při pozemních pozorováních) při sklonu dráhy k zornému paprsku 46°; ovšem výstřednost e = 0,87 je rovněž poněkud výstřední. Podle Keplerova zákona tak hvězda S2 urazila 15 % své oběžné dráhy během pěti měsíců, když její oběžná perioda činí 15,2 r. Díky proměření větší části oběžné elipsy víme, že poloha černé veledíry v jejím ohnisku se neliší od polohy rádiového zdroje Sgr A* o více než 1 700 AU.

Podle S. Hornsteina aj. jeví zdroj Sgr A* krátkodobé kolísání jasnosti v blízkém infračerveném pásmu, což souvisí s proměnným ohřevem částicemi urychlenými při magnetické rekonexi v okolí černé díry. J. Greaves aj. ukázali, že v plynu v okolí Sgr A* jsou silná magnetické pole, neboť čáry molekul jeví silnou polarizaci. A. Tannerovi aj. se podařilo rozlišit infračervený zdroj IRS 21 v centru Galaxie díky infračerveným snímkům v pásmu 2 ÷ 25 μm pomocí Keckova dalekohledu. Zjistili, že zdroj má lineární rozměry 650 AU v pásmu 2,2 μm a plných 1 600 AU na 25 μm, takže jde o hvězdu, která zevnitř ozařuje plyn, který intenzivně ztrácí.

5. 3. Místní soustava galaxií

G. Fritz Benedict aj. změřili trigonometrickou paralaxu proměnné hvězdy RR Lyr pomocí pointeru FGS3 HST a dostali tak její vzdálenost 262 pc. To umožnilo kalibrovat vzdálenosti proměnných tohoto typu ve Velkém Magellanově mračnu (VMM), odkud pak vyšel modul vzdálenosti (m-M) v rozmezí 18,38 ÷ 18,53 mag, tj. přibližně 49 kpc. Titíž autoři využili pointeru též k trigonometrickému určení vzdálenosti prototypu cefeid hvězdy δ Cephei a dostali tak její vzdálenost 273 pc. Odtud pak vychází modul vzdálenosti VMM 18,50 mag. Velmi podobný modul 18,49 mag určili D. Alves aj. pomocí polohy polních červených hvězd v diagramu H-R v této blízké galaxii. I. Ribas aj. se pokusili zpřesnit modul vzdálenosti VMM na základě pozorování tří zákrytových dvojhvězd, čímž obdrželi modul 18,38 mag. Naproti tomu F. Bono aj., kteří určovali modul VMM pomocí klasických cefeid, dostali hodnotu modulu 18,53 mag, což souhrnně poukazuje na současnou stále ještě nevalnou přesnost v určování vzdálenosti galaxie, která slouží jako třetí příčka proslulého kosmologického žebříku určování kosmologických vzdáleností. Titíž autoři využili cefeid i k určení modulu vzdálenosti pro Malé Magellanovo mračno (MMM) a dostali tak rozmezí 19,01 ÷ 19,04 mag, tj. vzdálenost 64 kpc.

Rentgenová družice Chandra posloužila R. Di Stefanovi aj. k objevu velmi svítivých rentgenových zdrojů v kulových hvězdokupách velké spirální galaxie M31 v Andromedě. Zářivé výkony v tomto spektrálním pásmu dosahují hodnot až 2.1031 W, což až o tři řády přesahuje obdobné údaje pro kulové hvězdokupy v naší Galaxii. S. Gottesman aj. využili gravitačních účinků této obří galaxie na okolní trpasličí galaxie k přesnějšímu určení její úhrnné hmotnosti 3.1012 M☉, přičemž do vzdálenosti 350 kpc od centra je jen 6.1011 M☉, což značí, že 4/5 hmoty galaxie se nacházejí v rozsáhlém prakticky neviditelném kulovém halu.

M. Kim aj. revidovali vzdálenost galaxie M33 (Tri) pomocí vrcholu větve červených obrů a hvězd v poli galaxie a obdrželi tak vzdálenost 912 ÷ 916 kpc, což je o 15 % více, než vyšlo M. Leemu aj. z rozboru světelných křivek 21 cefeid pomocí HST. K. Long aj. využili ultrafialových, resp. optických, spekter jádra galaxie pořízených STIS HST k odhalení dvou epizod překotné tvorby hvězd, před 40 mil. a 1 mld. let. Při první epizodě se na hvězdy přeměnilo 9 kM☉ z prachoplynové látky galaxie, kdežto ve druhé vzniklo dokonce 76 kM☉ hmoty galaxie. V blízkosti jádra galaxie se nachází hvězdná černá díra o hmotnosti 10 M☉. Přitom, jak ukázali G. Dubus a R. Rutledge na základě měření družice Chandra, jde o nejsvítivější rentgenový zdroj v celé Místní soustavě galaxií o stálém zářivém výkonu 1,5.1032 W, což odpovídá záření černého tělesa o teplotě 14 MK.

I. Karečencev zkoumali snímky 18 galaxií v okolí Místní soustavy ve vzdálenostech 1,3 ÷ 3,1 Mpc od Slunce. Odtud odvodili, že poloměr Místní soustavy galaxií dosahuje 0,9 Mpc a její úhrnná hmotnost činí 1,3 TM☉.

5. 4. Cizí galaxie

G. di Benedetto využil trigonometrických paralax pro 219 cefeid naší Galaxie, které získala družice HIPPARCOS, ke kalibraci vzdálenosti galaxií, určované pomocí cefeid. Pro VMM tak dostal modul vzdálenosti 18,59 mag (52 kpc) a pro galaxii M100 (Vir) vzdálenost (16,1 ±0,5) Mpc. To pak znamená, že hodnota Hubbleovy konstanty H0, odvozená v klíčovém projektu HST pomocí pozorování cefeid v blízkých galaxiích, je o 5 % přeceněna. K podobnému závěru dospěli též D. Leonard aj., kteří porovnávali vzdálenost galaxie NGC 1637 (And) typu SBc, určenou HST pomocí několika desítek cefeid se vzdálenostmi odvozenými nezávislými postupy. Protože v galaxii vzplanula supernova 1999em, vyšla odtud vzdálenost supernovy (a galaxie) 7,5 ÷ 8,2 Mpc, zatímco z vrcholu větve červených obrů vyšla vzdálenost 7,8 Mpc a metoda Tullyho-Fischera dala 8,9 Mpc. Určení vzdálenosti pomocí cefeid dává hodnoty o 4 ÷ 13 % nižší, tj. jen kolem 7 Mpc, což začíná být vážný problém pro kosmologii.

I. Karečencev aj. pořídili pomocí WFPC HST snímky 15 galaxií, které příslušejí do skupiny galaxií M81, M82 (UMa) a NGC 2403 (Cam), jež se podobá svým rozsahem a hmotností naší Místní soustavě galaxií. Obdrželi tak průměr modulů vzdáleností 27,91 mag (3,8 Mpc) a střední poloměr skupiny 1,05 Mpc, v jejímž okruhu se nalézá 1,2 TM☉ hmoty, tj. poměr hmotnost/svítivost činí 38 (ve slunečních jednotkách pro M a L). Dynamicky určená hmotnost je docela podobná: z viriálového teorému vychází hmotnost 1,2 TM☉ a orbitálních pohybů členů skupiny vůči těžišti 2,0 TM☉. Odtud též vyplývá, že těžiště skryté látky koncentrované kolem nejsvítivější galaxie M81 má rychlost 130 km/s vůči lokálnímu Hubbleovu rozpínání vesmíru, kdežto centroid celé skupiny galaxií je vůči Hubbleovu rozpínání v klidu. Podle H. Mouriho a Y. Tanigučiho obsahuje galaxie M82 intermediální černou díru o hmotnosti 1 kM☉ ÷ 1 MM☉, která vznikla splýváním hvězdných černých děr. Během řádově desítek milionů let nabývá toto splývání překotný charakter.

R. Zavala a G. Taylor měřili pomocí radiointerferometru VLBA na frekvencích 8, 12 a 15 GHz Faradayovu rotaci ve výtryscích obřích galaxií a kvasarů M87, 3C 111 a 3C 120. Zjistili, že v různých bodech výtrysků, vzdálených od sebe pouze jednotky parseků, jsou hodnoty Faradayovy rotace vysoké a rychle se mění, včetně samotného smyslu rotace, a navíc se v daném bodě výrazně mění s časem. Extrémní naměřené hodnoty činily 4 000 ÷ +9 000 rad/m2 a pro kvasary až 40 000 rad/m2. Přitom magnetické pole v jádře galaxie M87 činí v průměru pouze 3,4 nT, tj. cca o 2 řády méně, než máme v jádru naší Galaxie. Podle M. Tsaye aj. je to však ještě stále téměř o řád vyšší indukce magnetického pole než ve známé kupě galaxií v souhvězdí Vlasů Bereniky. G. Taylor aj. měřili magnetická pole kupy galaxií v souhvězdí Kentaura a zjistili, že v centru kupy se indukce magnetického pole pohybuje kolem 1 ÷ 4 nT, kdežto ve vnějších partiích mezi 0,2 ÷ 1,0 nT.

Velkým překvapením bylo gigantické rentgenové vzplanutí v galaxii NGC 5905 (Dra; vzdálenost 47 Mpc), zpozorované v červenci 1990 družicí ROSAT, které dosáhlo v maximu neuvěřitelného rentgenového zářivého výkonu 3.1035 W. L. Li aj. nyní přišli s možným vysvětlením, že šlo o slapové roztrhání hvězdy, hnědého trpaslíka, popř. obří planety černou veledírou v jádře galaxie. G. Hasinger aj. a S. Komossová aj. odhalili přítomnost dvou černých veleděr v galaxii NGC 6240 (Oph; vzdálenost 100 Mpc) díky dobrému rozlišení družice Chandra. Obě černé díry jsou od sebe vzdáleny 3 kpc, takže splynou během příštích 100 mil. roků, což se projeví silným zábleskem gravitačního záření. V galaxii se v současné době překotně tvoří hvězdy zřejmě díky nedávnému splynutí dvou původně samostatných galaxií.

A. Wilson a Y. Yang využili družice Chandra k zobrazení a spektrální analýze jádra a výtrysku galaxie M87 (Vir; vzdálenost 16 Mpc) v rentgenovém pásmu a výsledky porovnali s optickými a rádiovými měřeními uzlíků ve zkoumané oblasti galaxie. Ukázalo se, že daný uzlík je v rentgenovém pásmu vždy o něco blíže k jádru galaxie než uzlíky optické a rádiové, tj. že zdrojem poruch je synchrotronové záření. Rádiová měření poskytují přirozeně nejlepší úhlové rozlišení a jsou možná i ve vzdálenosti pouhé 0,01 pc (úhlově 0,0001″) od černé veledíry o hmotnosti 3 GM☉, což odpovídá 60 Schwarzschildovým poloměrům zmíněné černé díry.

Tatáž družice posloužila R. Kraftovi aj. k průzkumu podrobností v rentgenovém výtrysku rádiové galaxie Cen A (NGC 5128), vzdálené od nás 3,4 Mpc. Výtrysk byl sledován v rozmezí 60 pc od jádra galaxie až po 4 kpc, kde má tvar laloku. Při lineárním rozlišení 30 pc se podařilo rozpoznat ve výtrysku 31 uzlíků – rázových vln v proudu ultrarelativistických částic urychlovaných synchrotronovým mechanismem. R. Soria a K. Kong využili rentgenové družice Newton k podrobnému průzkumu galaxie M74 (= NGC 628; Psc; vzdálenost 9,7 Mpc). Objevili tam 21 bodových zdrojů ve vzdálenosti do 5′ od jádra; mezi nimi rentgenový protějšek supernovy 2002ap 4. den po optickém vzplanutí. Nejsvítivější přechodný rentgenový zdroj dosáhl v pásmu energií 0,3 ÷ 8 keV výkonu 1,5.1032 W a nejsilnější stálý zdroj v jádře galaxie má 2.1031 W.

Neúnavná Chandra přispěla též k objevu celého přediva horkého intergalaktického plynu, jak ukázali F. Nicastro aj., C. Canizares aj. a T. Fang aj. Tento plyn tvoří intergalaktické „gravitační řečiště“ o teplotách 300 kK až 10 MK, takže nebyl vidět při přehlídkách v optickém a ultrafialovém pásmu. Ve skutečnosti představuje daleko nejpodstatnější část zářivé hmoty vesmíru, čtyřikrát větší, než kolik obsahují galaxie a kupy galaxií. Lze ho případně pozorovat i v absorpci před vzdálenými kvasary, což dále potvrdilo jeho přítomnost v podobě křivolakých vláken, opřádajících vesmírný prostor v grandiózním měřítku. Tato vlákna horkého plynu dokonce prostupují i spirální galaxii M31 v Andromedě a také naši vlastní Galaxii.

Podle B. McNamary aj. poukazuje měření z družice Chandra též na výskyt obřích magnetických bublin ve všudypřítomném žhavém plazmatu o teplotě nad 1 MK kolem kup galaxií. Podle měření pro kupu Abell 2597, vzdálenou od nás 300 Mpc, je zřejmé, že bubliny v kupě vznikly asi před milionem roků a jsou postrkovány výtrysky silně magnetického plazmatu pryč od centrální galaxie. Výtrysky vznikají jako důsledek epizod akrece plynu na černou veledíru v jádru obří galaxie, jak také ukázali A. Marscher aj. Bubliny nejenom putují prostorem, ale postupně zvětšují své rozměry. Jelikož jsou řidší než okolní prostředí, jsou nadnášeny směrem k vnějšímu okraji kupy galaxií, kam dopravují i silné magnetické pole vyvěrající z okolí černé veledíry. Každá bublina nese nesmírnou energii, odpovídající výbuchu milionu supernov! Když ohřátý plyn na periferii kupy během zhruba miliardy let vychladne, zhoustne, vrací se do nitra obří galaxie a při akreci na černou veledíru vyvolá nových výbuch, takže koloběh pokračuje. Do intergalaktického prostoru se tak dostávají jádra středně těžkých prvků O, Ne, Mg a Si.

Mechanismem rádiového vyzařování v okolí černých veleděr v jádrech obřích eliptických galaxií se zabýval R. Blandford. Na počátku celého procesu je pád plynu z akrečního disku do gravitační jámy černé díry, čímž se uvolní velká část klidové hmotnosti plynu jako volná energie. Prostoročas kolem černé díry nese velkou rotační energii, což zvyšuje množství energie, kterou elektromagnetické pole odnáší do výtrysků. Ukazuje se, že počáteční rychlost výtrysků dosahuje 0,99c a energie urychlených elektronů a pozitronů řádu 1 TeV. Magnetické pole akrečního disku napomáhá usměrnění svazku a rotační energie černé díry vede k vyzáření rentgenových fotonů. Tím černá veledíra postupně čistí pomyslnou dutinu kolem sebe od hmoty, a proto mohou výtrysky dosáhnout tak vysokých rychlostí a díky silnému magnetickému poli jsou usměrněny v úzkém kuželu proudění. Například rádiový zdroj Pic A se vyznačuje přímými výtrysky dlouhými plných 200 kpc. Složité magnetohydrodynamické výpočty v rámci obecné teorie relativity lze řešit pouze numericky, ale první výsledky jsou velmi nadějné, protože výsledky výpočtů dobře odpovídají pozorování.

C. Itoh aj. objevili pomocí 10m teleskopu CANGAROO II difuzní záření gama v pásmu TeV, které vysílá blízká spirální galaxie NGC 253 (Scl; vzdálenost 2,5 Mpc), vyznačující se překotnou tvorbou hvězd. Galaxie se vyznačuje nápadnou přítomností půltuctu velmi jasných rentgenových zdrojů ve vzdálenosti do 1 kpc od centra. Jsou to velmi pravděpodobně středně hmotné černé díry, které migrují do centra, kde postupně splynou.

L. Ferrareseová se věnovala závislosti mezi hmotností černé veledíry v jádru galaxie a globálními parametry takové soustavy. Především je již delší dobu známo, že hmotnost centrální černé díry je přímo úměrná hmotnosti příslušné galaktické výdutě v rozmezí tří řádů hmotností. Nyní se však ukazuje, že závisí rovněž na disperzi rychlostí hvězd ve výduti a na hmotnosti tmavého hala, které galaxii obklopuje. Tato závislost je dokonce nelineární; tj. pro hmotnost hala nižší než 500 GM☉ žádná černá díra v centru vůbec nevznikne.

Velkým překvapením je studie pohybů spirálních ramen v prstencové spirální galaxii NGC 4622 (Cen; vzdálenost 34 Mpc), kterou díky snímkům z HST uskutečnili R. Buta aj. Zatímco u naprosté většiny spirálních galaxií se spirální ramena „navíjejí“ ve smyslu rotace celé galaxie, NGC 4622 se vyznačuje tím, že zatímco vnitřní spirální ramena se sice rovněž navíjejí, vnější ramena se odvíjejí! To lze vysvětlit nejspíše tak, že galaxie vznikla splynutím dvou spirál s různým smyslem rotace.

Pozorování z HST v letech 1996–97 umožnila N. Momeierové aj. odhalit četné modré uzlíky v galaxii NGC 7673 (Peg; vzdálenost 45 Mpc), které autoři považují za hvězdné kolébky milionů nově vznikajících hvězd. Jelikož tvar galaxie je zřetelně deformován, jde prakticky určitě o následek setkání s jinou galaxií, která byla svou mohutnější družkou pozřena.

L. Vanzi aj. se věnovali multispektrálním pozorováním dvojité infračervené ultrasvítivé (1,1 TL☉) galaxie IRAS 19254-7245 (Pav), vzdálené od nás 247 Mpc a přezdívané „Supertykadla“, což značí, že jde o gravitačně silně interagující hvězdné soustavy. Na snímcích jsou vidět dvě jasná jádra vzdálená od sebe 10 kpc a protáhlé chvosty (tykadla) o délce 350 kpc. V soustavě probíhá díky této interakci překotná tvorba hvězd tempem 150 M☉/r.

Infračervená přehlídka oblohy v pásmech J a K, zvaná DENIS, umožnila I. Vaughlinovi aj. nalézt poblíž hlavní roviny Galaxie v galaktických šířkách do ±15° plných 2 018 předtím neznámých galaxií se zvýšenou koncentrací kolem galaktické délky l = 305°. Objev je významný proto, že pás temné látky v hlavní rovině Mléčné dráhy zakrývá fakticky plnou čtvrtinu oblohy a tak zásadně zkresluje statistické údaje o rozložení galaxií.

E. Huová aj. oznámili objev rekordně vzdálené galaxie HCM 6A s červeným posuvem z = 6,56, což odpovídá vzhledu galaxie pouhých 800 milionů let po velkém třesku. Její spektrum s jedinou emisní čarou o vlnové délce 915 nm pořídili díky spektrografu LRIS na Keckově desetimetru a usoudili, že jde o červeně posunutou emisi vodíkové čáry Ly-α o klidové vlnové délce 122 nm. Za tento úspěch vděčí zesílení světla galaxie průchodem mezilehlou kupou galaxií Abell 370 (z = 0,37; vzdálenost 1,8 Gpc) efektem gravitační čočky. Shodou okolností je tato kupa vůbec nejvzdálenější v Abellově katalogu. Vzápětí objevili B. Venemans aj. pomocí VLT vůbec nejvzdálenější prakupu s centrální radiogalaxií J1338-1942 (Hya) s červeným posuvem z = 4,1. Kupa má oválný tvar o rozměrech 2,7 × 1,8 Mpc, skládá se z alespoň 20 členů a její hmotnost dosahuje 100 TM☉. To ukázalo, že hledání vzdálených kup galaxií pomocí svítivých radiogalaxií je velmi efektivní.

S. Arnouts aj. se věnovali porovnání četnosti červených posuvů vzdálených galaxií v severním a jižním hlubokém Hubbleově poli (HDF). Zjistili, že nejslabší spektroskopicky měřitelné galaxie 27,5 mag mají v obou polích rekordní červené posuvy z ≈ 4,5, kdežto nejvíce galaxií má z ≈ 0,8. Vysoká četnost se udržuje až do z ≈ 3; teprve pak začne galaxií s rostoucím z rychle ubývat. K. Lanzetta aj. usoudili z téhož pozorovacího materiálu, že k největšímu vzepětí překotné tvorby hvězd v galaxiích došlo již 700 milionů let po velkém třesku. S. Oliver aj. a R. Mann aj. uspěli při ztotožnění 32 objektů z přehlídky HDF-S s infračervenými protějšky, které zaznamenala družice ISO. Ve 22 případech jde o spirální galaxie a galaxie s překotnou tvorbou hvězd; v 8 případech jde o hvězdy naší Galaxie a další objekty jsou pravděpodobně aktivní jádra galaxií (AGN).

Podle S. van den Bergha svědčí snímky HDF o tom, že převážná většina bližších galaxií pro z z > 2) mají chaotický vzhled, popřípadě jde o chuchvalce s výrazným zhuštěním ke středu. Zhruba třetina takto vzdálených galaxií splývá doslova před očima. Přechodné pásmo (1 z Galaxie. Z pozorování též plyne, že proslulá Hubbleova klasifikace galaxií se dobře hodí jen pro galaxie se z z jsou zejména spirální galaxie s příčkou naprostou vzácností. V místním okolí Galaxie patří jen 12 % galaxií mezi pekuliární, kdežto pro z ≈ 0,7 jejich zastoupení roste na plných 46 %. S rostoucím z se spirály stávají chaotičtějšími. Autor navrhuje roztomilou klasifikaci tvaru galaxií pro z > 2: kvazihvězdné, rozmazané, čárkové, pulcovité a řetízkovité galaxie.

P. Rosatimu aj. se podařilo díky 10denní expozici jižního hlubokého pole observatoře Chandra (CDF-S) rozlišit rentgenové difuzní pozadí na 346 diskrétních zdrojů, podobně jako se to předtím již podařilo v poli CDF-N. R. Griffiths aj. uvádějí, že jde převážně o rentgenové dvojhvězdy v běžných galaxiích, kterých je zejména v mladých spirálních galaxiích hodně, protože tam tehdy probíhala překotná tvorba hvězd. „Bouřlivé mládí“ galaxií a kulových hvězdokup vedlo k rychlému vzniku hvězdných černých děr z nejhmotnějších a nejrychleji se vyvíjejících hvězd. Ty pak postupně splývaly na střední a černé veledíry v jádrech hvězdných soustav. A. Koekemoer aj. vybrali z jižní přehlídky 40 nejjasnějších rentgenových zdrojů a díky snímku HST se 37 z nich podařilo opticky identifikovat. Většinou jde o opticky slabé modré polní galaxie se z v rozmezí 1 ÷ 3 a dále pak o různé tvarově zajímavé soustavy.

V r. 2001 publikovaly R. Nosková a V. Archipovová nejnovější katalog interagujících galaxií, navazující na proslulé katalogy B. A. Voroncova-Veljaminova, uveřejňované počínaje r. 1959. Současný katalog obsahuje celkem 852 položek a k tomu dále 1 162 objektů z morfologických katalogů galaxií, publikovaných v letech 1962–74.

5. 5. Kvasary a aktivní jádra galaxií

D. Farrah aj. zkoumali 9 nadsvítivých infračervených „zaprášených“ galaxií s červenými posuvy z v rozmezí 0,45 ÷ 1,34 pomocí HST. Jejich integrální zářivé výkony vesměs přesahují 10 TL☉ a 6 z nich se podařilo zařadit mezi klasické kvasary, zatímco zbývající 3 patří mezi interagující galaxie. Dosud známe 50 nadsvítivých infračervených galaxií, pro něž se používá zkratek ULIG, ULIRG, resp. HLIRG. L. Tacconi aj. se dokonce domnívají, že tyto objekty jsou přímými předchůdci kvasarů. M. Elvis aj. ukázali, že kvasary jsou dobrým zdrojem kosmického prachu, který jinak vzniká pouze v atmosférách a hvězdném větru pozdních obrů a veleobrů při teplotách nižších než 2 kK. Prachová zrnka z okolí kvasarů mají vysokou prostorovou rychlost, takže snadno opouštějí mateřskou galaxii a přispívají posléze jako kondenzační jádra k tvorbě nového pokolení hvězd.

G. der Bruyn a J. Denettová-Thorpeová přišli s překvapivými názorem, že rychlá časová proměnnost rádiové emise kvasarů řádu hodin nesouvisí s jejich malými rozměry, ale s interstelární scintilací – tak jak to před 40 lety předpokládal A. Hewish, když začal stavět radiointerferometr právě na měření této scintilace – a tak nečekaně objevil pulzary. R. Manchanda odvodil rozborem archivních údajů o měřeních gama a rentgenové jasnosti prototypu kvasarů 3C 273 (Vir; z = 0,16), že data vykazují proměnnost v periodě 13,5 roků, která patrně souvisí s precesí akrečního disku kolem černé veledíry.

J. Silverman aj. objevili pomocí družice Chandra dosud nejvzdálenější rentgenový kvasar 2139-2346 (Cap) s červeným posuvem z = 4,93, jenže vzápětí se W. Brandtovi aj. a S. Mathurové aj. podařilo díky téže družici pozorovat rentgenové záření všech tří dosud nejvzdálenějších kvasarů, nalezených pomocí optické přehlídky SDSS – jejich z činí po řadě 5,8; 6,0 a 6,3. Tak se ukázalo, že poměr rentgenového a optického vyzařování blízkých i vzdálených kvasarů je týž; žádný vývojový efekt neexistuje. Dále to znamená, že černé veledíry o hmotnostech řádu GM☉ se stihly utvořit splýváním nejpozději 1 mld. let po velkém třesku. L. Pentericciová aj. studovali pomocí VLT ESO optické a blízké infračervené spektrum kvasaru SDSS J1030+0524 (Sex; z = 6,28). Ukázali, že ve spektru jsou vidět čáry kovů, zastoupených dokonce vydatněji než ve Slunci. To znamená, že pro z v rozmezí hodnot 2 ÷ 6 žádný vývoj v zastoupení kovů neproběhl. O jejich výskyt se totiž především zasloužily velmi hmotné hvězdy se z ≈ 8, které prožily své termonukleární období bleskurychle během několika málo milionů let a přispěly tak rozhodující měrou k výskytu kovů již v prvních stovkách milionů let po velkém třesku. Z. Haiman a R. Cen zjistili, že černá veledíra v tomto kvasaru má hmotnost nanejvýš 400 MM☉. Koncem r. 2002 ohlásili X. Fan aj., že díky pokračující přehlídce SDSS se podařilo objevit další tři kvasary se z > 6,0; mezi nimi je i rekordně vzdálený QSO 1148+52 (UMa; z = 6,42). Podle A. Dobrzyckého aj. družice Chandra doslova „prokoukla“ Velké Magellanovo mračno a daleko za ním odhalila 4 kvasary se z v rozmezí 0,26 ÷ 1,63. Kvasary se již podařilo identifikovat i opticky, což dává báječné možnosti k velmi přesnému změření vlastního pohybu VMM a hodnot interstelární a intergalaktické absorpce.

Prakticky současně se během r. 2002 podařilo oslabit dvě „podezřelé“ domněnky o povaze červených posuvů kvasarů. Po řadu desetiletí H. Arp, G. Burbidge a další snášejí argumenty proti kosmologickému výkladu červeného posuvu ve spektrech kvasarů, když tvrdí, že existují páry či dokonce větší skupiny kvasarů v téže vzdálenosti a směru, které mají naprosto rozdílné – tudíž nekosmologické – červené posuvy. Jako příklad uváděli galaxii NGC 4319 (z = 0,006) a blazar Mkn 205 (z = 0,07) úhlově vzdálené pouhých 43″, mezi nimiž Arp objevil svítící „most“ jako důkaz prostorové souvislosti. Nejnovější snímky HST však existenci mostu nepotvrdily – jde tedy o pouhou „vizuální dvojhvězdu“. Druhou podivnou domněnku o „kvantování“ červených posuvů pro kvasary už řadu let obhajuje americký astronom W. Tifft, jenž tvrdí, že posuvy z se kupí kolem celistvých násobků „kvantového“ čísla 0,061. Tuto domněnku nyní přesvědčivě vyvrátil E. Hawkins, když využil dat o červených posuvech 1 647 párů galaxie-kvasar z rozsáhlé přehlídky 2dF a žádné kvantování nenašel.

C. Impey aj ohlásili objev čtvrtého a zatím nejvzdálenějšího reálného páru kvasarů LBQS 0015+0239 (Cet) se separací složek 2,2″, což při z = 2,45 odpovídá jejich minimální vzájemné lineární vzdálenosti 18 kpc. O tom, že nejde o gravitační čočku, rozhodla měření z pro každou složku páru zvlášť – jejich rychlost vzdalování od nás se liší o 660 km/s. Přehlídka zahrnuje celkem 1 067 objektů s jasností 16,0 ÷ 18,85 mag a posuvy z v rozmezí 0,2 ÷ 3,4. Už z této malé statistiky se zdá, že reálné páry kvasarů jsou četnější než gravitační čočky, tj. že jeden pár připadá na 500 kvasarů. To znamená, že splývání galaxií se černými veledírami je běžnější, než jsme dosud soudili. Pátý pár Q2345+007 (Psc; z = 2,15; 3,4 Gpc) rozpoznali P. Green aj. díky pozorování družicí Chandra, která nenalezla žádnou mezilehlou kupu galaxií, aby se objekt se separací složek 7,3″ podařilo objasnit jako gravitační čočku. Autoři proto usuzují, že ve skutečnosti pozorujeme zatím nejvzdálenější případ počáteční fáze splývání dvou aktivních galaktických jader, obsahujících černé veledíry.

F. Aharonian aj. oznámili, že v polovině května 2002 pozorovali pomocí aparatury HEGRA vzplanutí vysokoenergetického (> 1 TeV) záření gama blazaru 1ES 1959+650 (Dra; z = 0,047) , kdy během necelé hodiny stoupl pozorovaný tok v daném pásmu na dvojnásobek a dosáhl hodnoty 2,2 Kraba. D. Horan aj. nalezli pomocí 10m Whippleova teleskopu časově proměnné záření gama v pásmu nad 280 GeV od blazaru H1426+428 (Boo; z = 0,13) během jeho soustavného sledování od r. 1995, přičemž nejvyšší toky zaznamenali v letech 2000 a 2001. F. Aharonian aj. pozorovali tento zdroj i nad hranicí energie 1 TeV – jde zatím o vůbec nejvzdálenější detekci tak vysokoenergetického záření gama z vesmíru. Titíž autoři se rovněž domnívají, že vysoké energie záření gama z AGN Mkn 501 (Her; z = 0,034) lze objasnit jednak Lorentzovým faktorem řádu 107, jednak neuvěřitelně slabým intergalaktickým magnetickým polem řádu 10-22 T. Měřitelné signály jsou ovšem téměř utopeny ve vzdáleném difuzním pozadí gama, jehož původ je nejasný. F. Krennrich aj. ohlásili objev silné proměnnosti záření gama u blazaru Mkn 421 (UMa; z = 0,031) v letech 2000–2001 na základě měření 10m Whippleovým teleskopem v pásmu 0,38 ÷ 8,2 TeV. Toky záření kolísaly od 0,4 do 13 Krabů, přičemž během zjasnění se maximum energie posouvá k vyšším hodnotám.

F. Liu a X. Wu se zabývali rozborem světelné křivky blazaru OJ 287 (Cnc; z = 0,306) od r. 1890. Ukázali, že v periodě 11,9 r dochází k dvojitým vzplanutím, odděleným intervalem 416 d. To lze podle jejich názoru vysvětlit oběhem sekundární černé veledíry kolem primární o hmotnosti 400 MM☉ po eliptické dráze s výstředností 0,87 – v pericentru dochází k interakci obou černých děr s akrečním diskem kolem primární složky. V té chvíli se totiž obě černé díry k sobě přiblíží na vzdálenost pouhých 410 Schwarzschildových poloměrů. Jak uvádějí F. de Paolis aj., výskyt binárních černých veleděr v blazarech je vcelku běžný.

5. 6. Gravitační mikročočky a čočky

Podle odhadu N. Evanse a V. Bělokurova je v naší Galaxii neustále měřitelných asi tisíc gravitačních mikročoček zjasněných pod 20 mag. Pokud bychom je dokázali pozorovat všechny, bylo by tak možné přímo určovat rozložení veškeré hmoty v naší Galaxii, která se zřejmě koncentruje jednak v galaktické výduti, jednak ve spirálních ramenech. To by měla v podstatě dokázat astrometrická družice ESA GAIA, která bude vypuštěna během příštího desetiletí.

Počátkem r. 2002 oznámil S. Mao aj., že se jim podařilo pozorovat zatím nejdéle trvající gravitační mikročočku OGLE-1999-BUL-32, nezávisle pozorovanou též v projektu MACHO pod označením MACHO-99-BLG-22. Zjasnění hvězdy 1805-2834 (Sgr) totiž trvalo plných 640 d, tj. 1,75 roku. To lze vysvětlit jedině tak, že čočkující objekt měl hmotnost několikanásobku M☉ a pohyboval se vůči hvězdě příčnou rychlostí 79 km/s, což dobře odpovídá představě o hvězdné černé díře ve výduti Galaxie v galaktické šířce 3,5°. Neméně pozoruhodný dlouhý úkaz OGLE-1999-BUL-19 popsali M. Smith aj. Zjasnění díky gravitační mikročočce trvalo celý rok, a jelikož její transverzální rychlost vůči centru Galaxie činila jen 12,5 km/s, Země ji střídavě předbíhala a zase se opožďovala, což vyvolala přídavná maxima na světelné křivce. Odtud lze nakonec určovat trigonometrickou paralaxu mikročočky.

Jak uvedli J. An aj., mezinárodní spolupráce optických observatoří na jižní polokouli (Tasmánie, Austrálie, JAR, Chile) umožnila poprvé přesně změřit hmotnost gravitační mikročočky v úkazu EROS BLG-2000-5, jenž započal 5. května 2000 v poloze 1753-3055 (Sgr), tj. na 2,4° gal. šířky. Podvojnost čočky se projevila přídavným zjasněním (zubem na světelné křivce) o 0,5 mag dne 8. června téhož roku. Rozborem všech měření se zjistilo, že mikročočkou byl červený trpaslík třídy M o hmotnosti 0,6 M☉ v disku Galaxie ve vzdálenosti 2,6 kpc od Slunce, doprovázený trpasličím průvodcem. Pozorovaná hvězda byla patrně pozdním obrem K3 ve výduti Galaxie, jejíž jasnost zesílil efekt binární gravitační mikročočky.

A. Udalski aj. popsali III. verzi projektu OGLE, v němž od r. 2001 sledují centrum Galaxie dalekohledem o průměru zrcadla 1,3 m, a dokázali v průběhu 45 dnů r. 2001 monitorovat jasnosti 5 mil. hvězd s přesností 1,5 %. Tak se podařilo najít 46 hvězd slunečního typu (z 52 tis. sledovaných), jejichž jasnosti během té doby souměrně nakrátko poklesly. U 43 hvězd byly přechody pozorovány opakovaně v intervalech od 1 do 6 d, což se dá nejsnáze interpretovat jako přechody trpasličích průvodců (slabých červených trpaslíků, hnědých trpaslíků či exoplanet).

T. Mizerski a M. Bejger uvedli, že v projektu OGLE II, jenž se týkal hvězd ve výduti Galaxie, bylo jako vedlejší produkt objeveno bezmála 4 tis. proměnných hvězd, z toho 760 periodických. Nejvíce (110) bylo těsných zákrytových dvojhvězd typu W UMa, po nichž následovaly proměnné typu RR Lyr (71). Hlavním výsledkem podrobné analýzy bylo ovšem dodatečné odhalení dalších 12 gravitačních mikročoček. M. Jaroszynski nalezl v materiálu OGLE II za léta 1997–99 celkem 215 izolovaných mikročoček, ale kromě toho 18 dvojitých mikročoček, z nichž ve 12 případech se podařilo sledovat průchod kaustiky. Většinou šlo o těsné dvojhvězdy, ale ve dvou případech byl průvodcem hnědý trpaslík nebo exoplaneta.

D. Reimers aj. zobrazili pomocí STIS HST nový jasný (V = 15,3) kompaktní gravitační čtyřlístek v podobě kvasaru HS 0810+2554 (Cnc; z = 1,50) se separací složek pouze 0,25″. Na snímku je slabě patrná i čočkující mezilehlá galaxie. Nový objekt se podobá klasickému čtyřlístku PG 1115+08, ale je jasnější a kompaktnější. Další čtyřlístek našli L. Wisotzki aj. jako kvasar HE 0435-1233 (Eri; z = 1,7) se separacemi složek až 2,6″ a jasností 17,8 mag. Čočkující eliptická galaxie má z ≈ 0,35 a zpoždění signálů činí méně než 10 d. V. Cardone aj. ukázali, že gravitační čtyřlístky dávají přesnější možnost odvození hodnoty Hubbleovy konstanty než běžné gravitační čočky, kde obvykle vidíme jen dva obrazy téhož kvasaru. T. Treu a V. Koopmans tak pro zmíněný prototyp PG 1115+080 (Leo; z = 1,72), jehož čočkující galaxie má z = 0,31, odvodili ze zpoždění změn jasnosti složek hodnotu H0 = (59 ±10) km/s/Mpc. J. Hjorth aj. podobně zkoumali zpoždění variací jasnosti mezi složkami čtyřlístku RX J0911+05 (Hya; z = 2,8) pomocí 2,6m dalekohledu NOT v letech 1997–2001. Dostali tak zpoždění (146 ±8) d, přičemž čočkující galaxie má z = 0,8. Odtud pak vychází H0 = (71 ±10) km/s/Mpc. Podobnou hodnotu H0= (66 ±8) km/s/Mpc obdrželi též I. Burud aj. pro kvasar HE 2149-27 (PsA; z = 2,03) se separací složek 1,7″ a zpožděním (103 ±12) d, kde čočkující galaxie má z = 0,5.

6. Kosmologie a fyzika

6. 1. Obecné úvahy o stavbě i vývoji vesmíru

Veřejnou pozornost v r. 2002 upoutala snad nejvíce podivuhodná informace, že K. Glazebrook a I. Baldry měřením barev 200 tis. galaxií určili průměrnou barvu vesmíru. Údajně měl být vesmír nazelenalý, ale pak autoři odhalili chybu v barevné kalibraci, a tak se opravili, že vesmír je bledě krémově žlutý. Takové tvrzení má asi stejnou informační cenu, jako kdyby si někdo umanul spočítat průměrné telefonní číslo abonentů v Praze...

Opravdová kosmologie však předloni nasadila fantastické tempo. Dosavadní představy o tempu vznikání hvězd ve vesmíru ovlivnily hluboké snímky z HST. Podle nich se vesmír rozbíhal k překotné tvorbě hvězd docela pomalu a nejvíce hvězd mělo vznikat až v polovině jeho dosavadního stáří. Nyní však K. Lanzetta a B. Margon aj. ukázali, že jsme byli, jako již tolikrát, obětí výběrového efektu, protože HST nezaznamenával dostatečně krátkovlnné záření vysílané žhavými oblastmi vesmíru. Když se tento efekt započte, dostáváme naprosto odlišný obraz: nejvíce hvězd vznikalo již pár set milionů let po velkém třesku. Navíc šlo o hvězdy s vysokými hmotnostmi, takže jejich životní cykly byly krátké a prakticky okamžitě se tak vesmír zaplnil zplodinami termonukleárních reakcí, tj. astrofyzikálními „kovy“ – chemickými prvky počínaje uhlíkem a konče uranem. Od té doby se tempo tvorby hvězd neustále snižuje a dnes činí jen desetinu původní hodnoty. Podle M. Dietricha aj. vznikaly hvězdy hojně již ve stáří vesmíru pod 0,5 mld. roků, což odpovídá červenému posuvu z = 10. Ještě ranější začátek pro z = 20 (300 milionů let po velkém třesku) předpokládají R. Hutchings aj., kteří tvrdí, že hroucení zárodků I. generace hvězd uspíšilo ochlazování plynu molekulárním vodíkem a že hvězdy II. generace (obohacené o kovy) začaly vznikat jen o 10 milionů let později, neboť první supernovy začaly vybuchovat už 3 miliony roků po vzniku hvězd I. generace.

Celou situaci v raném vesmíru přehledně shrnul M. Rees. Během prvního půl milionu roků po velkém třesku byl vesmír čím dál tím temnější – nejprve měly převahu fotony záření gama, ale ty se s rozpínáním vesmíru postupně rozmělňovaly nejprve na rentgenové a ultrafialové záření a posléze na viditelné světlo a záření infračervené. Nastal tzv. šerověk vesmíru, který trval až do chvíle, kdy jej začaly ozařovat hvězdy I. generace. K tomu bylo potřebí, aby se prvotní téměř homogenně rozložený vodíkový plyn stlačil do zárodků o plných 25 řádů hustších! Právě kvůli tomu bylo zapotřebí onoho chlazení molekulárním vodíkem. Na konci první stovky mil. let po velkém třesku vzniká složitá vláknitá struktura vesmíru s chomáči o hmotnostech řádu 100 kM☉. Ty se poměrně rychle rozpadají na tisíce menších chuchvalců o hmotnostech desítek M☉ a z nich během 2 mil. let může vzniknout funkční hvězda o hmotnosti přes 100 M☉, jež vzápětí vybuchuje jako supernova. Mocné ultrafialové záření masivních hvězd začíná díky reionizaci plynu na jedné straně poněkud rozsvěcovat vesmír, ale na druhé straně vlastní výbuchy supernov na určitou dobu zabrání dalším kondenzacím plynu na další hvězdy. Teprve po delší přestávce se tvorba hvězd (II. generace) rozběhne naplno, prostor mezi hvězdami se ionizací rozzáří – začíná kosmické osvícenství v čase 0,5 mld. let po velkém třesku.

Podle F. Bertoly jsou myslitelné dva scénáře vzniku a vývoje hvězdných soustav – galaxií:

1. Rozsáhlá mračna prvotního plynu se hroutí a ochlazují, čímž se vytváří zárodek výdutě galaxie, z níž se posléze oddělí plochý disk, jenž vytváří v galaxii spirální ramena.

2. Nezávislé drobnější fluktuace hustoty se smršťují na disky a jejich splýváním vzniká galaktická výduť. Kolem výdutě vzniká disk a dvě spirální ramena.

Splýváním spirálních galaxií vznikají obří eliptické galaxie. Galaxie jsou obklopeny rozsáhlým halem, jenž obsahuje daleko největší část jejich hmoty. Tak např. naše Galaxie má ve výduti a disku asi 200 MM☉, ale v halu 2 TM☉ hmoty. Ze zploštění hala lze dokonce usuzovat na rozložení skryté látky (dark matter) v okolí galaxie. Výdutě galaxií mají vždy asi o 3 řády více hmoty, než je hmotnost černé veledíry v jejich centru.

Pro výzkum velkorozměrové struktury vesmíru do vzdálenosti 300 Mpc (z = 0,3) má klíčový význam dokončení přehlídky 2dF, vykonané pomocí 3,9m AAT v Siding Spring. Podle M. Collese byla během 5 let za 272 jasných nocí pořízena spektra více než 220 tis. galaxií, rozložených na 5 % plochy oblohy; díky vláknové optice se dalo naráz pořídit 400 spekter galaxií do 19,5 mag. Projekt se rozběhl v říjnu 1997 a byl dokončen v dubnu 2002. Jeho zpracováním se podařilo získat důkaz, že velkorozměrové struktury vznikají z gravitačních nestabilit a že celková látka vesmíru tvoří asi 1/3 kritické hmoty vesmíru. Místní hodnota Hubbleovy konstanty pak činí (72 ±7) km/s/Mpc. Horní hranice klidové hmotnosti neutrin je 1,8 eV/c2. Naše Galaxie se pohybuje směrem k souhvězdí Hydry rychlostí 600 km/s díky přitažlivosti kupy galaxií v Panně (200 km/s) a Velkého poutače o hmotnosti 1017 M☉ a vzdálenosti 65 Mpc od nás (400 km/s).

Zrychlující se rozpínání vesmíru je podle A. Clocchiattiho aj. potvrzeno studiem světelných křivek pěti supernov třídy Ia, jež byly pozorovány v první třetině r. 1999 a jejichž z se pohybují v rozmezí 0,46 ÷ 0,54. Ukázalo se, že tyto supernovy jsou asi o 0,25 mag slabší, než by měly být, kdyby se dodnes rozpínání vesmíru zpomalovalo. To je dle N. Bebíteze aj. v souladu s pozorováním rekordně vzdálené supernovy 1999ff třídy Ia (z = 1,7), která je naopak o 1,25 mag jasnější, než by měla být podle standardní kosmologie, což lze souhrnně nejsnadněji vysvětlit právě novou akcelerací vesmíru, jež podle A. Riesse začala asi před 7 mld. let (z = 1,0).

Další novinkou, která souvisí s potvrzeným zrychlujícím se tempem rozpínání vesmíru v posledních 7 miliardách let, je podle A. Loeba a M. Tegmarka omezení kauzálních kontaktů ve vesmíru kosmickou cenzurou. Cenzura znemožňuje, abychom v současné době poslali signály do vzdálenosti větší než odpovídá z = 1,7. Podobně se nikdy nic nedozvíme o galaxii či kvasaru, jehož z = 5 (tj. které vidíme, jak vypadaly 2 mld. let po velkém třesku), jak mezitím zestárly na více než 6 mld. let! Podle E. Gudmundssona a G. Björnssona všechny objekty ve vzdálenostech odpovídajících z > 1,7 jsou už teď pro nás za hranicí tzv. obzoru událostí (kauzálního kontaktu) a absolutní vzdálenost tohoto obzoru činí 5,1 Gpc.

M. Jacob aj. shrnuli výsledky pozoruhodného sympozia o astronomii, kosmologii a základní fyzice, které v březnu 2002 uspořádaly v německém Garchingu tři prestižní evropské vědecké instituce (ESO – CERN – ESA). Díky družicím ROSAT, Chandra a Newton se podařilo objasnit pravou podstatu difuzního rentgenového pozadí. Jde jednak o akreci látky na černé veledíry v jádrech vzdálených galaxií, jednak o aktivní galaktická jádra. Data z mikrovlnné družice WMAP potvrzují závěr, odvozený nejprve ze sledování jasností vzdálených supernov třídy Ia, že ve druhé polovině své dosavadní existence se vesmír rozpíná čím dál tím rychleji. Kombinací údajů z WMAP a přehlídek 2dF a SDSS se podařilo zpřesnit základní kosmologické parametry: vesmír je geometricky plochý, obsahuje 5 % baryonů, 25 % skryté látky a 70 % skryté energie.

Díky pokroku částicové fyziky se daří popsat vývoj velmi raného vesmíru v čase pod 1 pikosekundu a pomocí optických, rádiových a rentgenových měření vývoj vesmíru v čase od 100 mil. roků po velkém třesku. Standardní model částic, z nichž se skládá hmota, je ověřen s vysokou přesností. Konstanta jemné struktury α nezávisí zřejmě na době trvání vesmíru, což nezávisle potvrdili S. Landau a H. Vucetich z pozorování rozpadových produktů v přírodním atomovém reaktoru v Oklo v Gabunu, jenž fungoval před 1,8 mld. roků.

Od budovaného urychlovače LHC v CERN pro energie srážek až 14 TeV lze očekávat objev Higgsova bosonu a možná i prvních supersymetrických částic. Pro studium částic a fotonů velmi vysokých energií se chystají nové družice SWIFT, GLAST a EUSO; na zemi pak observatoř Pierra Augera. Velké naděje se vkládají do vylepšení detektorů gravitačního záření LIGO, VIRGO aj. Pro nízké energie mikrovlnných fotonů se buduje v Chile obří soustava mikrovlnných radioteleskopů ALMA a po r. 2011 odstartuje astrometrická družice nové generace GAIA, která patrně najde asi 20–30 tis. exoplanet.

Kosmologie se zkrátka dává do svižného pohybu na jedné straně díky přesnějším a dříve neuskutečnitelným měřením velmi vzdálených objektů včetně zábleskových zdrojů záření gama, fluktuací v reliktním zářením a prvním odhadům prostorového rozložení zářící i skryté látky a na druhé straně proto, že teoretici přicházejí se stále novými, resp. staronovými, nápady, které dovádějí často ad absurdum, protože je nikdo nedokáže ověřit či vyvrátit pozorováním nebo laboratorním experimentem. Tak se např. P. Steinhardt a N. Turok, ale třeba i A. Aguirre a S. Gratton, snaží oprášit dávné koncepce cyklicky se opakujícího časově nekonečného vesmíru, anebo myšlenku ustáleného stavu vesmíru. Nechci tím však čtenářům plést hlavu, protože mám pocit, že jde spíše o krátkodobé výkřiky do tmy než o začátek lepšího pochopení stavby a vývoje vesmíru. Ostatně mají tito odvážlivci i své přísné kritiky, zejména pak proslulého ruského kosmologa A. Lindeho. Vždy si při těchto hrátkách opakuji výstižný výrok J. Wheelera: „Nikdy nespěchej za tramvají, krásnou ženou nebo kosmologickou domněnkou. Za pět minut se objeví další.“

A tak nakonec na mne v úvahách o kosmologii r. 2002 udělalo největší dojem bezmála filozofické zamyšlení C. Impeyeho, který se sám sebe otázal, zda má vesmír estetické kvality. Jeho odpověď zní, že ano, a to by podle mého soudu měly respektovat budoucí kosmologické domněnky či dokonce teorie. Vesmír zřetelně využívá kooperativních jevů, jimiž se z chaosu tvoří řád, ale současně se řídí zákonem růstu entropie, čili neuspořádanosti. Rovněž tak je překvapující, jak skvěle se hodí tak umělý a abstraktní lidský výtvor jako matematika k popisu reálných situací a dějů ve vesmíru. Vesmír často sází na náhodu, ale současně dává přednost souměrnostem... Nakonec se však i Impey utíká o pomoc k J. Wheelerovi, když cituje jeho další kouzelné tvrzení: „První otázka, kterou bychom si měli položit, zní: ′Proč existuje něco spíše než nic?′ Neboť nic není jednodušší než něco.“

6.2. Problém skryté hmoty

Nedávné dokončení již zmiňované přehlídky galaxií 2dF přispělo k potvrzení shodného prostorového rozložení zářící a skryté látky (dark matter) ve vesmíru, přičemž skryté látky je přibližně 7 × více než látky zářící. Právě z toho důvodu jeví velmi svítivé galaxie vyšší zhuštění a shlukují se více než běžné polní galaxie. Podle R. Mendéze lze získat dobré údaje o skryté látce v Galaxii z rozložení vlastních pohybů slabě zářících hvězd, což je nyní možné zjistit díky měřením z HST. Autor se domnívá, že na základě rozložení populace starých bílých trpaslíků v tlustém galaktickém disku a halu lze prokázat, že právě tato populace představuje veškerou skrytou látku uvnitř naší Galaxie. Obecně však zůstává povaha skryté látky ve vesmíru stále nejasná. Neutrina nemohou představovat více než 1/5 skryté látky vesmíru, protože horní mez hmotnosti neutrin klesla zásluhou nových pozorování na 1 eV/c2.

Podle M. Tegmarka vyplývá z přehlídky červených posuvů více než 250 tis. galaxií (2dFGRS), že i skrytá energie (dark energy) opravdu existuje a tvoří asi 70 % celkové hmoty-energie vesmíru. Skrytá energie je v prostoru rozložena naprosto rovnoměrně a je zdrojem odpudivé síly, jejíž velikost roste se vzdáleností a stářím vesmíru! Naproti tomu si A. Linde myslí, že toto kosmické zrychlování jednou skončí a přejde naopak v globální gravitační zhroucení, možná již za nějakých 10 miliard roků. V každém případě má zajisté pravdu M. Turner, že existence skryté energie ve vesmíru má klíčový význam jak pro pochopení výsledků soudobé kosmologie, tak pro jednotnou teorii chování částic v extrémních fyzikálních podmínkách.

6. 3. Základní kosmologické parametry

F. Teerikorpi a G. Paturel upozornili na soustavné přeceňování hodnoty Hubbleovy konstanty H0, odvozované z pozorování cefeid ve vzdálenějších galaxiích. V takovém případě vidíme totiž jenom nejsvítivější cefeidy, které podle příslušného vztahu perioda-svítivost mají nejdelší periody. To má za následek, že vzdálenosti těchto galaxií jsou podceněny tím více, čím je galaxie vzdálenější, a v důsledku toho je H0 přeceňována. Pokud opravíme odvozenou hodnotu H0 o tento výběrový efekt, dostáváme pak z pozorování cefeid H0 ≈ 55 km/s/Mpc. Naproti tomu I. Karečencev odvodili z měření červených posuvů 36 blízkých galaxií, kde se zmíněný efekt téměř neuplatňuje, že lokální hodnota H0 = (73 ±15).

V. Cardone aj. využili gravitačních čoček – čtyřlístků k nezávislému odhadu Hubbleovy konstanty měřením relativního zpoždění signálů v jednotlivých bodech čtyřlístků a obdrželi tak H0 = (58 ±17). Podobně C. Fassnacht aj. určovali zpoždění signálů pro čtyřlístek B1608+656 (Dra) a odtud dostali H0 = (63 ±2). C. Kochanek však soudí, že tato metoda je zatím velmi nejistá, neboť rozličné čočky dávají H0 v rozmezí 48 ÷ 71 v obvyklých jednotkách.

C. Pryke aj. určovali pomocí interferometru DASI v Antarktidě v nadmořské výšce 2,8 km kosmologické parametry H0 = 72; Ω0 = (1,00 ±0,04) – úhrnná hustota vesmíru se tedy rovná hustotě kritické, což svědčí o kosmologické inflaci; Ωm = (0,40 ±0,15) – to je součet zářící a skryté látky; ΩΛ= (0,60 ±0,15) – což je skrytá energie. V Antarktidě také startoval koncem r. 1998 stratosférický balon nesoucí radiometr BOOMERANG, jenž měřil fluktuace reliktního záření ve výšce 39 km nad zemí po dobu 257 h na frekvenci 150 GHz s úhlovým rozlišením 10′ až 2,4°. C. Netterfield aj. uveřejnili v r. 2002 komplexní zpracování tohoto jedinečného experimentu, který umožnil zkoumat akustické spektrum fluktuací do vysokých stupňů polynomu. I těmto autorům vyšla hustota vesmíru prakticky rovná hustotě kritické, podíl skryté látky 0,3 a skryté energie 0,7, jakož i H0 = (67 ±9).

G. Efsathiou aj. odvodili z přehlídky 2dF a rovněž z anizotropie reliktního záření, že kosmologická konstanta Λ se pohybuje v rozmezí 0,65 ÷ 0,85, což je v dobré shodě s nezávislými určeními poměru skryté energie ku kritické hmotnosti vesmíru ≈ 0,7. K. Z téhož materiálu určili J. Percival aj. H0 = 66 a Ωm = 0,31. K. Grainge aj. využili k určení kosmologických parametrů Sunjajevova-Zeldovičova efektu (SZ) poklesu teploty reliktního záření v kupách galaxií. Vybrali si kupu galaxií Abell 1413 (Com; z = 0,14) a obdrželi tak H0 = (57 ±20); Ω0 = 1,0; ale kupodivu ΩΛ = 0 ! Podobně E. Reese aj. měřili efekt SZ v 18 kupách galaxií v rozmezí červených posuvů z = 0,14 ÷ 0,78 a obdrželi tak H0 = (60 ±15). Srovnáním dosavadních nejlepších určení kosmologických parametrů se zabýval M. Turner a dospěl tak ke kritické hustotě vesmíru 1.10 26 kg/m3, přičemž Ωm = (0,33 ±0,04) a Ωbaryony = (0,039 ±0,008).

6. 4. Reliktní záření

Ačkoliv bylo reliktní záření objeveno víceméně bezděčně až v r. 1965 A. Penziasem a R. Wilsonem (kteří se za tento epochální objev stali r. 1978 nositeli Nobelovy ceny za fyziku), ještě více bezděčně a ovšem nepřímo bylo fakticky pozorováno již v r. 1937 americkými astronomy T. Dunhamem a W. Adamsem ve spektru mezihvězdného dubletu čar excitovaného stavu molekuly CN o vlnové délce 387,46 a 387,58 nm. Toto pozorování vysvětlil v r. 1941 v článku v časopise PASP 53, č. 314, str. 233 další Američan A. McKellar jako důsledek excitační teploty kosmického prostoru 2,3 K – tj. jen o 16 % nižší, než je pozorovaná teplota reliktního záření, které tuto molekulu vskutku excituje.

Nyní se P. Molarovi aj. podařilo poprvé změřit teplotu reliktního záření v dávné minulosti vesmíru tím, že studovali jeho teplotu pomocí absorpčních čar molekulárního vodíku v okolí kvasaru QSO 0347-3819 (Coe), jehož z = 3,0. Teorie rozpínajícího se vesmíru dává pro tuto vzdálenost (a tedy minulost cca 11 miliard let) teplotu 10,97 K, zatímco z pozorování vyšlo (12,1 ±2,4) K, což je zajisté velmi uspokojivý souhlas.

C. Blake a J. Wall hledali dipólovou anizotropii reliktního záření pomocí rozložení vzdálených radiogalaxií s červeným posuvem z ≈ 1,0 po 82 % oblohy v galaktických šířkách nad ±15°. Efekt anizotropie totiž zesílí záření radiogalaxií jednak usměrněním díky efektu speciální teorie relativity, jednak vlivem Dopplerova principu. Dostali tak rychlost pohybu Země vůči poli reliktního záření 370 km/s a polohu apexu dráhy Země velmi blízkou hodnotě odvozené přímo z anizotropie reliktního záření. Amplituda souhrnného efektu činí asi 2 % střední hodnoty rovněž ve shodě s očekáváním.

Aparatura DASI v Antarktidě přinesla v r. 2002 epochální objev polarizace reliktního záření, což dává v principu novou nezávislou možnost studovat fluktuace v rozložení zárodečné látky vesmíru s větší přesností, než to umožňuje rozložení teplotních fluktuací. Podle J. Calstroma aj. první přes 200 dnů trvající měření ve dvou úsecích oblohy o průměru 3,5° potvrzují teorii velkého třesku, jejímž důsledkem je mimo jiné rozptyl světla na volných elektronech v raném vesmíru, kterým se polarizují fotony reliktního záření. E. Leitch aj. a J. Kovac aj. zpracovali obsáhlý pozorovací materiál o fluktuacích teploty a polarizace reliktního záření s úhlovým rozlišením 1°, získaný pomocí DASI během dvou let, a dostali tak obraz o vzhledu vesmíru ve stáří 400 tis. roků po velkém třesku.

6. 5. Kosmické záření

Jak uvedli V. Dogiel aj., většina pozorovaného kosmického záření pochází ze zdrojů v naší Galaxii. Hlavními dodavateli kosmického záření jsou supernovy, jejichž energetický výkon dosahuje 1035 W, z čehož na urychlené baryony připadá až 5.1033 W a elektrony 3.1033 W. Podle R. Plagy je dokonce možné, že v supernovách vznikají i velmi energetické částice kosmického záření s energiemi nad tzv. kolenem (≈ 4 PeV) a Fermiho urychlovací mechanismus II. řádu v supernovách s energií exploze nad 1046 J dokáže prý dokonce urychlovat částice na extrémní energie v pásmu UHE (≈ 100 EeV). Podle D. Torrese aj. a E. Boldta aj. však tyto rekordní energie mají původ v komplexu „vyhaslých kvasarů“ – galaxií NGC 3610, 3613, 4589 a 5322 v souhvězdí Velké Medvědice. Taková tvrzení je však těžké ověřit nebo vyvrátit, protože částice takových energií dopadají na čtvereční kilometr zemského povrchu v průměru jednou za desetiletí! Nejradikálnější domněnku však uveřejnili Z. Li aj. kteří hledají původ UHE částic v rázových vlnách kolem zábleskových zdrojů záření gama, odkud prý mohou přicházet také energetická neutrina.

A. Gluškov a M. Pravdin zveřejnili výsledky pozorování částic kosmického záření s energiemi v pásmu 100 ÷ 400 PeV, jež se uskutečnilo v průběhu let 1974–2001 pomocí aparatury ŠAL v Jakutsku. Statistika naznačuje, že o něco více částic přichází přibližně z roviny místní supergalaxie, což by svědčilo o tom, že rozložení zdrojů tohoto energetického záření souvisí s velkorozměrovou strukturou vesmíru. W. Bednarek poukázal na měření kosmického záření o energiích řádu EeV v projektech AGASA a SUGAR a soudí, že jejich zdrojem je oblast jádra naší Galaxie. Odtud by měla přicházet také vysokoenergetická neutrina, jejichž detekce se očekává např. v antarktickém experimentu IceCube.

J. Alvarezová-Munizová aj. studovali rozložení 59 úkazů s energiemi primární částice nad 40 EeV, jak je za poslední desítky let zachytily aparatury v Akeno (AGASA, Japonsko) a dále v Jakutsku, Haverah Parku (Velká Británie) a Volcano Ranch (New Mexico, USA). Celkem tak našli 8 dubletů (poloha zdrojů na obloze v úhlové vzdálenosti pod 2,5°) a dva triplety. Je otázka, zda jde o reálné objekty anebo o náhodu, což při malé statistice nelze jednoznačně rozhodnout. A. Olintová upozornila na systematický rozdíl mezi energiemi UHE částic z observatoře AGASA (pozemní detektory) a HiRes (Utah, USA), kde se používá atmosférických fluorescenčních detektorů. AGASA údajně pozoruje částice s energiemi nad tzv. limitem GZK, kdežto HiRes nikoliv. Proto se s takovým zájmem čeká na první pozorování z mezinárodní observatoře Pierra Augera v argentinské pampě, která při detekční ploše 3 000 km2 bude právě 30krát větší než AGASA a navíc bude používat současně obou detekčních metod, což téměř určitě zlepší i kalibraci stupnice energií částic. Observatoř má zahájit plný provoz v r. 2006, ale první výsledky z rozestavěné aparatury lze očekávat už během r. 2005.

6. 6. Jaderná, částicová a relativistická astrofyzika

V dubnu 2002 oznámil na tiskové konferenci vedoucí projektu SNO v Kanadě A. McDonald, že neutrina ze Slunce mění během letu k Zemi svou vůni (oscilují), což značí, že neutrina mají kladnou klidovou hmotnost, která se pro různé vůně navzájem liší cca o 0,01 eV/c2. Za pozorovaný deficit slunečních neutrin tak může nedostatečnost standardního modelu částic, kdežto výpočet výtěžnosti termonukleárních reakcí ve Slunci (a obecně ve hvězdách) je správný. Jak se má však standardní model pozměnit, není dle E. Wittena dosud jasné. Pravděpodobnost oscilací je totiž úměrná velikosti tzv. mixážního úhlu pro neutrina, jenž je dle současných měření podstatně větší, než předvídá teorie. Oscilace též naznačují, že klidová hmotnost všech druhů neutrin činí několik desetin eV, zatímco díky skutečnosti, že neutrina vykazují levotočivý spin, by měla mít klidovou hmotnost přesně nula. Východiskem z této podivné situace může být narušení dosud posvátného principu zachování leptonového čísla při interakcích částic. Nedávno byl totiž pozorován rozpad germania na selen při tzv. dvojitém rozpadu beta elektronů a antineutrin, přičemž bylo leptonové číslo porušeno dokonce o dvě jednotky! Při současné nízké přesnosti takových měření je však obtížné odhadnout, jak to vše nakonec dopadne.

C. Schuster aj. vyšli z pozorování fotonů gama pro 60 blazarů, jež zkoumala aparatura EGRET na družici Compton, a odtud usoudili, že jádra blazarů vysílají také vysokoenergetická neutrina v pásmu 100 GeV – několik TeV, která by se dala zachytit budovanou aparaturou IceCube v antarktickém ledu. To by jistě velmi pomohlo při určení povahy urychlování částic v blazarech a AGN.

Pro nedostatek financí se bohužel neuskuteční plánovaný pokus se zachycováním neutrin vysílaných z urychlovače v CERN poblíž Ženevy do podzemního detektoru neutrin pod pohořím Gran Sasso v Itálii, což by pomohlo upřesnit parametry neutrinových oscilací. Naštěstí nezaváhali Japonci, kteří mají v dole Kamioka instalován experiment KamLAND, což je koule o hmotnosti 1 000 t, naplněná minerálním olejem a organickým rozpouštědlem. Detektor je schopen zachytit antineutrina vznikající rozpadem radioaktivních prvků v 17 jaderných reaktorech rozesetých v japonských atomových elektrárnách. Při srážce antineutrin s protony v kapalině v detektoru KamLAND dochází k inverznímu rozpadu beta, při němž vzniká neutron a pozitron. A. Suzuki aj. tak za půl roku pozorovali 54 pozitronů, ačkoliv podle výpočtu by jich měli zaznamenat 87. To značí, že během letu neutrin z reaktoru do detektoru dochází vskutku k oscilacím na mionová a tauonová antineutrina, v souladu s již citovaným výsledkem aparatury SNO. Kdyby se podařilo zvýšit citlivost detektoru, bylo by tak možné sledovat i antineutrina, jež vznikají při rozpadu radioaktivních prvků uvnitř Země, a tak odhadnout jejich množství.

M. Amorettimu aj. v CERN se podařilo vyrobit pomocí aparatury ATHENA 50 tis. atomů chladného antivodíku, což je významný pokrok proti 9 relativistickým atomům antivodíku získaným v CERN r. 1996. V experimentu autoři smíchali antiprotony s pozitrony v kryostatu, v němž indukce magnetického pole dosahovala 3 T. Autoři se nyní pokoušejí podrobně srovnat vlastnosti antivodíku a obyčejného vodíku, což by byl další výtečný test platnosti standardního modelu částic.

U. Leonhardt poukázal na laboratorní analogii obzoru událostí v okolí černé díry pomocí zpomaleného světla v atomovém prostředí. Tak např. lámání světla v obyčejné duze by mělo vést k nekonečné intenzitě pozorovaných barevných paprsků, jenže nic takového se v praxi nestane, protože překotnému růstu intenzity zabrání vlnová interference světla. Podobně zabraňují kvantové efekty v okolí černé díry vzniku singularity tím, že zde vzniká pověstné Hawkingovo záření. To je současně návod, jak řešit i jiné fyzikální paradoxy.

S. Koide aj. si povšimli, že jak aktivní jádra galaxií, tak zábleskové zdroje záření gama i mikrokvasary v naší Galaxii se často vyznačují protiběžnými relativistickými výtrysky. Autoři soudí, že za to mohou mechanismy extrakce (dolování) energie z černé díry v jádře objektu. V r. 1969 navrhl R. Penrose přímou extrakci rotační energie černé díry a o osm let později přišli R. Blandford a R. Znajek s nápadem, že tuto extrakci vykonává extrémně silné magnetické pole v okolí černé díry. Podle J. Millera aj. umožnila rentgenová měření černých děr ve dvojhvězdách na jedné straně a v Seyfertových galaxiích na druhé straně ověřit platnost obecné teorie relativity v intervalu hmotností 1 : 106.

M. van Putten a A. Levinson ukázali, že větší část rotační energie Kerrovy černé díry se vyzáří v podobě gravitačních vln, kdežto menší část se uvolní v podobě výtrysků v prostředí chudém na baryony díky magnetickým siločarám vybíhajícím do okolního prostoru. Černé díry mají totiž tendenci vyčistit své nejbližší okolí od baryonů. Q. Yu se zabýval vývojem párů černých veleděr při splývání galaxií. Obě složky „dvojdíry“ kolem sebe obíhají v periodách 10 ÷ 100 000 roků ve vzdálenostech od 1 mpc do 10 pc a nakonec splynou, což se v pozorovaném vesmíru stává průměrně jednou za rok. Splynutí se prozradí silným impulzem gravitačního záření.

D. Holz a J. Wheeler objevili pozoruhodný efekt gravitační retročočky, který by mohl prozradit výskyt černých děr v blízkém okolí Slunce. Ukázali, že když osvětlíme černou díru rovnoběžnými paprsky světla, vzniká kolem ní světelná ozvěna, protože mnohé fotony původního svazku obkrouží černou díru o 180° v minimální vzdálenosti 1,75 Schwarzschildova poloměru a vracejí se zesílené zpět k pozorovateli na spojnici světelný zdroj – černá díra v podobě série koncentrických jasných prstenců. Efekt se podobá tzv. glórii ve vodních kapkách ozářených Sluncem a podle výpočtů obou autorů by umožnil díky slunečnímu ozáření spatřit černé díry hvězdných hmotností ve vzdálenosti 1 pc od Slunce jako prstence 41 mag. Pro černou díru o hmotnosti 10 M☉ ve vzdálenosti 2 000 AU od Země bychom v případě přesného seřazení se Sluncem na jedné přímce pozorovali ony prstence po dobu celého dne (spíše tedy noci!). Bylo by též možné aktivně vyhledávat nebezpečně blízké černé díry pomocí laserového světlometu s příkonem řádu GW.

7. Život ve vesmíru

Až do r. 1986 bylo známo jen 20 aminokyselin v genetickém kódu, ale tehdy byla objevena 21. a nyní i 22. aminokyselina. Někteří odborníci soudí, že ani tento počet není definitivní. M. Bernstein aj. vytvořili v laboratoři podobu mezihvězdného prostředí tím, že na některé známé ledy, čpavek a metanol působili ultrafialovým zářením. Pozorovali přitom vznik aminokyselin glycinu, alaninu a serinu, které obvykle nalézáme též v uhlíkatých chondritech. Podle J. Barosse však stále nemáme vyhovující definici pozemského života, takže mluvit o jeho původu je zatím poněkud pošetilé. Především se dá očekávat, že život na Zemi vznikl vícekrát a nezávisle na sobě, ale jisté to přirozeně není. Dále je opravdu nejasné, co už je život a co jenom stavební kameny, ať už jde o membrány, bílkoviny a ribozomy či jílovité krystalky. Jiní autoři však hájí myšlenku o jedinečném vzniku života na Zemi, jak to prokazuje společný genetický kód všech organismů a podobná biochemie. Rodokmeny prokazující společné kořeny života na Zemi lze vysledovat jednak pomocí DNA, ale též pomocí RNA a bílkovin; vyhlídky na rozvoj molekulární fylogeneze jsou proto slibné.

Dalším závažným pokrokem ve zkoumání pramenů života je potvrzený objev nové říše Archaea k dosud známým říším Eucaryota a Bacteria. Archaea se odlišuje podivnou nukleonovou kyselinou RNA. V amerického státě Idaho se podařilo objevit v horkých pramenech v hloubce 200 m pod zemí metanogenní mikroorganismy této říše v sopečném tufu, jenž byl při vulkanické činnosti před 4 miliardami let ohřát na 900 °C. Následkem toho v něm nezbyly žádné organické látky, protože se uhlík odpařil. Materiál od té doby nebyl nikdy vystaven slunečním světlu, takže mikroorganismy mohou získávat energii jedině díky vodíku z probublávající horké vody a oxidu uhličitému ve vodě rozpuštěnému. Podobně Y. Boucher a W. Ford Doolittle objevili mikroorganismy druhu Nanoarchaeum equitans pod oceánským dnem.

Podle F. Freunda aj. je klidně možné, že tento „vodíkový život“ v hlubinách zemské kůry může být dokonce úhrnem hmotnější než život „přízemní“! Vodík se totiž uvolňuje z vody při chladnutí hornin pod teplotu cca 450 °C v hloubce asi 20 km pod zemí. Uvolněný vodík mimo jiné způsobuje katastrofální výbuchy v hlubokých dolech, takže jeho množství je pro výživu archebakterií naprosto postačující. To dává jistou naději, že život tohoto typu by mohl být možný i v jiných tělesech Sluneční soustavy, kde fungovaly sopky a kde byla kapalná voda a plynný CO2. M. Burchell a J. Mann ověřovali možnost přežití bakterií druhu Rhodococcus při nárazu na terč rychlostí 5,1 km/s, což se rovná únikové rychlosti z Marsu. Pokud byl terčem kov, sklo nebo horniny, tak to bakterie nepřežily, ale pokud se zabořil do živné půdy, tak přežily a byly schopny se rozmnožovat. Jelikož při průletu hornin z Marsu zemskou atmosférou se jádro většího tělesa neodpaří a vnitřek se dokonce nestačí ohřát na více než 40 °C, mohou tak bakterie z Marsu v principu přežít dopad na zem, který je navíc v závěru silně brzděn zemskou atmosférou – velké přetížení jim prakticky nevadí, jak ukázaly pokusy na odstředivce i s daleko většími (1 mm dlouhými) a složitějšími (1 000 buněk; 19 tis. genů) hlísticemi. Tito červi přežili až 4denní odstřeďování, kdy byli vystaveni přetížení až 100 G (člověk vydrží po omezenou dobu nanejvýš 3 G).

Podle J. Deminga jsou meze pro výskyt života na Zemi i jinde ve vesmíru dosti široké. Nejužší je zřejmě rozmezí teplot; tzv. extremofily dokáží žít při teplotách těsně nad 20 °C a naopak při zvýšeném tlaku ve vřelé vodě o teplotě až +113 °C. Barofily se rozmnožují ještě při tlacích až 110 MPa, ba pravděpodobně ještě i o řád vyšších. Existují acidofily, jež přežívají při pH = 0, a naproti tomu alkalofily, které zvládnou i pH = 12. Halofily dokáží žít v solném roztoku a radiofily odolávají celkovým dávkám ionizujícího záření až 15 Mrad, resp. 6 krad/h.

G. Cole aj. se domnívají, že obdobně primitivní život je ve vesmíru hojný, ale pokročilý život je patrně velkou vzácností. Výměna genů mezi hvězdami totiž téměř určitě není možná, takže případná komunikace mezi cizími civilizacemi nevytváří přímou evoluční výhodu. Na Zemi se však pokročilejší formy života vyskytovaly zřejmě dříve, než se dosud soudilo. V poslední době byly nalezeny nejprve v Etiopii a posléze v Keni lebky hominidů staré 1,0, resp. 1,8, milionů roků. Mimo Afriku však nejsou známy žádné nálezy starší než 2 miliony roků. Zato v Čadu našli M. Brunet aj. lebku starou minimálně 6 milionů roků, která patřila společnému předku člověka a šimpanze. Genom dnešního člověka a šimpanzů se však liší již o více než 1,5 % bazí. Současně se posouvá stáří pozůstatků prvních savců ze 104 na 125 milionů roků, ba možná až na 170 milionů let. R. Buick uvedl, že nejstarší eukaryoty na Zemi určitě existovaly již před 2,7 mld. roků a moderní mikrobi před 3,45 mld. roků. Nejstarší doklady mikrofosilií jsou datovány z období před 3,8 mld. let. Jak uvádí P. Ward, došlo v posledních 550 milionech let na Zemi k pěti velkým vymíráním živočichů i rostlin z rozličných biotických, geologických i astronomických příčin. Jejich časová posloupnost je následující: 440 Mr (ordovik); 370 Mr (devon); 250 Mr (perm/trias); 202 Mr (trias/jura) a 65 Mr (křída/třetihory). Z dřívějších epoch nemáme dostatečné množství fosilních dokladů.

Zajímavý pokus kvůli ověření výskytu rostlinného pokryvu na Zemi astronomickými prostředky uskutečnili L. Arnold aj., když studovali pomocí 0,8m reflektoru na observatoři Haute Provence ve Francii optické spektrum popelavého svitu Měsíce v rozmezí 400 ÷ 800 nm v červnu, červenci a říjnu 2001. Porovnáním s přímým slunečním spektrem nalezli zřetelný přebytek v daleké červené oblasti díky pásům chlorofylu, který přednostně pohlcuje zelenožluté sluneční světlo. Zmínění autoři také zjistili, že spektrum odražené kameny na Marsu se velmi podobá spektru lišejníků a mechů na Zemi. Podobná měření popelavého svitu Měsíce pomocí 2,3m reflektoru Stewardovy observatoře v Arizoně uskutečnili N. J. Woolf aj. v pásmu 480 ÷ 920 nm a nalezli tam pásy ozonu, kyslíku, vody a chlorofylu. Autoři připomínají, že známky života ve spektru Země se během doby liší; červený přebytek díky chlorofylu se objevil teprve po rozšíření rostlinstva na souši v posledních 10 % dosavadního věku Země, kdežto kyslík a ozon se vyskytovaly asi po polovinu dosavadního stáří Země. Tato zjištění mohou usnadnit interpretaci spekter exoplanet budoucí generací kosmických observatoří.

J. Tarterová aj. využili v rámci projektu META (úzkopásmový přijímač s 8 miliony kanálů) 26m radioteleskopu Harvardovy observatoře na stanici Agassiz v Oak Ridge (Mass.) k odhalení 11 podezřelých signálů při 60 bilionech (!) měření, ale ani jeden z nich nevedl k důkazu o jeho umělém původu. Pracovníci radioastronomické observatoře v Arecibu vyzkoušeli nový softwarový program PHOENIX pro rádiové vyhledávání signálů cizích civilizací tím, že zkusili počátkem března 2002 vyhledat signál kosmické sondy Pioneer 10, která má na své palubě vysílač s výkonem pouhých 8 W a promítá se v současné době do souhvězdí Býka. Navzdory tomu, že sonda byla v době pokusu vzdálena od Země plných 79 AU, signál se podařilo velmi snadno zachytit, přičemž zpoždění signálu dosahovalo v jednom směru již 11 h.

A. Reines a G. Marcy rozběhli projekt hledání signálů cizích civilizací v optickém oboru (OSETI), protože se ukazuje, že usměrněný laserový signál je vidět na velkou dálku i při poměrně nízkém vyzářeném výkonu nad 50 kW. Navíc se dá umělý signál dobře odlišit od světelného šumu samotné hvězdy, protože laserové emisní čáry jsou neobyčejně úzké a impulzy mohou být kratičké (řádu ns). Zkoumali tak 577 hvězd hlavní posloupnosti spektrálních tříd F, G a K v okruhu do 50 pc pomocí spektrografu obřího Keckova teleskopu. U dvou eruptivních trpaslíků třídy M sice našli emise, ale ty jsou patrně přirozeného původu – souvisejí s eruptivní činností obou hvězd.

I. Carstairs přišel dokonce s návrhem hledat signály cizích civilizací v pásmu rentgenového záření, pro něž je vesmír dobře průhledný. M. Harris upozornil, že aparatura EGRET na družici Compton nezjistila žádné zdroje záření gama vyvolaného anihilací antiprotonů, což znamená, že ve vnitřní části Sluneční soustavy se v období 1991–2000 nepotloukaly žádné kosmické lodě mimozemšťanů využívající k pohonu svého vesmírného korábu anihilačních motorů.

W. Sullivan shrnul ve své přednášce na výroční schůzi Americké astronomické společnosti vývoj programu SETI od epochální práce P. Morrisona a P. Cocconiho v časopise Nature v r. 1959, kde autoři navrhli hledat signály mimozemšťanů na vlnové délce mezihvězdného vodíku 211 mm, až po biochemický experiment na palubě přistávacího modulu sondy Viking na Marsu koncem 70. let XX. stol. Časopis Pacifické astronomické společnosti Mercury přinesl v čísle věnovaném problematice mimozemského života zprávu, že šéfredaktor časopisu R. Naeye se vsadil, že bude objeven život na Marsu a mimozemská civilizace do poloviny XXI. stol. Totéž číslo též přineslo optimistický pohled na úspěch programu SETI od známého amerického astronoma S. Shostaka a naopak zcela skeptický názor B. Zuckermana, který z Fermiho paradoxu vyvozuje, že žádní zelení pidimužíci ve vesmíru nejsou – jinak by nás už navštívili nebo dali o sobě už vědět.

8. Astronomické přístroje

8.1. Optická astronomie

Teprve po 35 letech od zbudování největšího českého dalekohledu o průměru zrcadla 2 m v Ondřejově byla zásluhou astronomů na Kleti podruhé překonána metrová hranice pro hlavní zrcadlo, když byl na této známé jihočeské hvězdárně uveden v březnu 2002 do chodu dalekohled KLENOT s průměrem zrcadla 1,06 m. Je určen pro přímé snímkování oblohy a vyniká světelností 1 : 3 a zorným polem o průměru 0,5°. Ve spojení s ochlazovanou maticí CCD dosahuje 22. mezní hvězdné velikosti při 3 min expozici. Dalekohled je určen pro astrometrii a fotometrii komet a planetek, zejména pak blízkozemních a transneptunských.

Arizonský astronom R. Tucker vymyslel překvapivě levný systém pro sledování a hledání planetek, sestávající ze tří reflektorů s identickým průměrem zrcadel 0,36 m, která jsou namontována pevně, čímž se výroba zařízení neobyčejně zlevnila – celá sestava ho přišla na pouhých 12 000 dolarů! Dalekohledy pracují zcela automaticky po celou noc v sousedních zorných polích o průměru 0,8°, takže za hodinu zobrazí takto široký pruh oblohy o ploše 12 čtv. stupňů při mezní hvězdné velikosti 20,5 mag. Trojitý obraz téhož pole v následujících časech snadno odhalí pohybující se planetku a umožní ihned spočítat přibližnou dráhu. Automat za noc zaznamená 1 GB dat a za první čtyři roky provozu zobrazil 4 800 planetek, z toho několik set nových. Pokud by se podobné trojice umístily na 16 strategických stanovištích podél celé zeměkoule, vznikl by tak jedinečný sledovací systém, který by navíc mohl poskytovat přesnou fotometrii planetek i proměnných hvězd a objevovat přechody exoplanet před kotoučky mateřských hvězd i supernovy v cizích galaxiích.

Ještě levnější je zařízení pro sledování bolidů a meteorů jasnějších než +1 mag, které si za pakatel 200 dolarů postavil americký astronom E. Albin v Atlantě. Na střechu svého domku umístil vypuklé zrcadlo o průměru 0,3 m, které sleduje citlivá černobílá videokamera, zaznamenávající údaje o přeletech meteorů na běžnou kazetu VHS. Kromě utírání prachu a pavučin zhruba jednou za měsíc nevyžaduje zařízení žádnou obsluhu.

Na ostrově La Palma na Kanárském souostroví byl uveden do provozu obnažený švédský vakuový teleskop pro pozorování Slunce NSST s průměrem hlavního zrcadla 1 m, vybavený adaptivní optikou. Dalekohled nemá kopuli, která za dne přispívá nejvíce ke zhoršení kvality obrazu, a je dostatečně robustní, aby odolával silným poryvům větru, sněhu a mrazu i ostatním nástrahám počasí. Již brzy po zahájení rutinního provozu v r. 2002 se ukázaly přednosti této koncepce. V penumbře slunečních skvrn dokáže NSST zobrazit vlákna o šířce pouhých 150 km, což jsou zviditelněné magnetické trubice vedoucí horké plazma.

Počátkem roku 2002 se podle W. Brandnera aj. podařilo dalekohledu UT4 (Jepún) VLT ESO překonat kvalitu zobrazení galaxie NGC 3603 pomocí HST. VLT totiž už rutinně využívá adaptivní optiky, takže v infračerveném pásmu 2,2 μm docílil rozlišení 0,07″ a na 1,2 μm dokonce 0,04″. Přitom náklady na vývoj a instalaci adaptivní optiky jsou jen zlomkem nákladů na vypuštění malé astronomické družice, o HST ani nemluvě.

C. Baltay aj. podali zprávu o úpravě 1,0/1,5 m venezuelské Schmidtovy komory na observatoři Llano del Hato (3 600 m n. m. a jen 8,5° sev. š.) pro mozaiku 16 matic CCD – každá o hraně 2 048 pixelů. Výsledkem je zobrazené zorné pole o rozměrech 2,3° × 3,5°. Komora ve spojení s objektivním hranolem se od r. 1997 používá pro vyhledávání kvasarů v projektu QUEST. Také obří Oschinova komora 1,3/1,8 m na Mt. Palomaru už je vybavena mozaikou matic CCD, které dokáží zobrazit 3,75 čtv. stupně z teoreticky možného zorného pole o ploše 36 čtv. stupňů – na víc zatím polovodičová technika nestačí, ale klasické fotografické emulze pro potřebný rozměr se už přestaly vyrábět.

Hned v lednu 2002 byl v Chile na Cerro Pachón v nadmořské výšce 2 737 m zahájen provoz 8,1m reflektoru Gemini South, jehož severní dvojče na Mauna Kea funguje již od léta 2000. Oba přístroje jsou vybaveny adaptivní optikou a hlavní zrcadla jsou stříbřena kvůli vyšší odrazivosti stříbra v infračervené oblasti spektra. Obě zařízení vybudovalo pět zemí Severní a Jižní Ameriky spolu s Velkou Británií i Austrálií a jsou řízena dálkově pomocí rychlého akademického internetu II. generace.

I. Lewis aj. a M. Colless popsali vláknový spektrograf 3,9m reflektoru AAT v Siding Spring, který byl vyvíjen od r. 1990 a jenž od října 1997 do poloviny dubna 2002 vykonal dnes už proslulou přehlídku spekter galaxií a kvasarů 2dF. Název je odvozen z velikosti zorného pole spektrografu 2°, v němž se pomocí robota nastaví předem spočítané polohy až 400 optických vláken, která umožňují simultánní expozici spekter galaxií či kvasarů v zorném poli až do B = 19 mag, resp. J = 19,5 mag, při hodinové expozici spektrogramu. Tak se podařilo během 272 pozorovacích nocí získat údaje o červených posuvech pro více než 220 tis. galaxií na 5 % plochy oblohy a dostat tak trojrozměrný výsek velkorozměrové struktury vesmíru až do vzdálenosti 300 Mpc od Slunce.

Britští astronomové uvedli do chodu ultrarychlou kameru ULTRACAM, která dokáže snímkovat pomocí 4,2m reflektoru WHT na Kanárských ostrovech proměnné hvězdy ve 3 spektrálních pásmech tempem 1 kHz, což přispěje ke studiu vnitřní stavby kompaktních hvězd, od bílých trpaslíků po neutronové hvězdy, popř. akrečních disků kolem černých děr.

Laboratoř TTL v britském Liverpoolu zahájila sériovou výrobu robotických dvoumetrů za cenu 3 mil. dolarů za kus, dodávaných takříkajíc na klíč, čímž se výroba zlevní. Dalekohled bude schopen sledovat kterékoliv místo na obloze nejpozději za 23 s po zadání souřadnic do řídícího počítače. J. Tyson popsal parametry budoucího přehlídkového dalekohledu LSST, jenž by měl mít průměr hlavního zrcadla 8,4 m při zorném poli o průměru 3°. V jeho ohnisku by byla obří matice CCD s 2,3 Gpix o rozměrech pixelů 0,01 mm, která by umožňovala dosáhnout 24. mezní hvězdné velikosti během 10s expozice. Zařízení má být schopno během měsíce prohlédnout plochu 14 tis. čtv. stupňů oblohy. Během jediné pozorovací noci tak zachytí až milion planetek (!), z toho několik set křížičů dráhy Země. Problém však bude se záznamem a vyhledáváním dat, jelikož lze odhadnout, že v archivu přibude každoročně plných 15 PB údajů!

G. Schilling shrnul současné plány na výstavbu mamutích dalekohledů během příštích patnácti roků. Spojené státy uvažují o segmentovaném reflektoru s okrouhle tisícem šestibokých zrcadel o výsledném průměru 30 m, jenž by mohl být vybudován již kolem r. 2010 nákladem 800 milionů dolarů. Evropská jižní observatoř však zcela vážně uvažuje o 100m reflektoru ELT/OWL, jenž by byl tvořen 2 000 segmentovanými zrcadly o úhrnné hmotnosti 12 000 t, jehož mezní hvězdná velikost by dosáhla 38 mag a který by měl být v provozu kolem r. 2015 za cenu 1 miliardy dolarů.

8.2. Optické dalekohledy v kosmu

Počátkem března 2002 se uskutečnil plánovaný čtvrtý servis HST pomocí raketoplánu Columbia při letu STS-109. Posádka vedená kapitánem Scottem Altmanem instalovala zatím nejvýkonnější kameru ACS (17 Mpix) výměnou za kameru FOC a opravila infračervenou kameru a spektrograf NICMOS, instalovaný na HST v březnu 1997, který však pro poruchu chlazení od února 1999 nepracoval. Podařilo se též úspěšně vyměnit sluneční panely za menší, leč výkonnější na bázi GaAs, čímž se o čtvrtinu zvýšil příkon pro napájení celého dalekohledu.

Také další údržba a vylepšení HST proběhly zcela podle plánu, což znamená, že od té chvíle byl HST v nejlepší technické kondici za 13 let provozu. Ruční práce astronautů je zatím podstatně kvalitnější a rozmanitější, než co by dokázaly v kosmických podmínkách roboty. Jedenáct dnů trvající let raketoplánu stál NASA 500 mil. dolarů a vlastní údržba HST přišla na 170 mil. dolarů. Za roční provoz HST utratí NASA 40 mil. dolarů, ale vzhledem k jedinečným výsledkům unikátního dalekohledu jsou to zajisté dobře investované peníze.

Zvláště báječné výsledky poskytuje od dubna 2004 kamera ACS, která má dvakrát větší plochu než známá WFPC2 při dvojnásobně lepším úhlovém rozlišení a pětkrát vyšší citlivosti. To značí, že by byla například schopna zopakovat program HDF za dvanáctinu času, který k tomu potřebovala kamera WFPC2. Podobně až neuvěřitelně skvěle dopadla oprava spektrografu NICMOS. Místo chlazení kapalným dusíkem se použilo mechanického chladiče se třemi turbínami, které dosahují neuvěřitelných 7 170 obrátek/s a ochladily za pomocí neonu infračervené čidlo na 70 K – ještě lépe, než by to dokázal kapalný dusík (77 K). Díky těmto vylepšením se tempo získávání dat zvýšilo od května 2002 na 11 GB/d a v archivu HST se už v létě 2002 nacházelo 8,4 TB údajů ve 266 tis. datových souborech. Archiv je navštěvován opravdu vydatně – denní průměr stahovaných údajů dosáhl 23 GB!

Navzdory vrcholnému zdraví HST se už rýsují plány NASA na jeho nahrazení přístrojem nové generace (NGST). Podle současné specifikace bude primární zrcadlo NGST o efektivním průměru 6,1 m složeno ze 36 segmentů, které se rozevřou do výsledného tvaru až na oběžné dráze. Povrch segmentů bude optimalizován pro pozorování v blízké a střední části infračerveného spektra. M. Riekeová aj. uvedli charakteristiku hlavní kamery NIRCAM pro spektrální pásmo 0,6 ÷ 5,0 μm. Aparatura bude o řád až dva řády citlivější než kamera na družici ISO a zobrazí pole o rozměru 2,3′ × 4,6′. Kamera bude doplněna koronografickými clonami kvůli potřebě hledat v blízkosti mateřských hvězd exoplanety. Bohužel však tento znamenitý stroj nebude mít možnost pozorovat v krátkovlnnější části optického spektra a už vůbec ne v ultrafialovém pásmu. Teleskop bude vypuštěn raketou nejdříve v r. 2010 a usazen nakonec v Lagrangeově bodě L2 soustavy Země-Slunce. Cena dalekohledu, jenž byl v r. 2002 přejmenován na teleskop Jamese Webba (1906–1992) na počest druhého generálního ředitele NASA, se odhaduje na 825 mld. dolarů.

V únoru 2002 bylo ve firmě Lockheed Martin dokončeno hlavní zrcadlo o průměru 0,85 m pro velkou kosmickou observatoř SIRTF, jež má po vypuštění zkoumat vesmír v infračervené oblasti spektra 3 ÷ 180 μm. Jde o poslední z plánovaných čtyř velkých observatoří NASA (HST, Compton, Chandra, SIRTF), která kvůli technické složitosti byla vyvíjena plných dvacet let, protože vyžaduje i v mrazivém kosmickém prostoru přídavné chlazení optiky i čidel, jakož i odstínění od okolních zdrojů tepla. Zatímco hlavní zrcadlo a tubus dalekohledu se v kosmickém prostoru ochladí na 35 K pouhým vhodným stíněním před zářením Slunce, optika bude chlazena kryostatem se zásobou 360 l kapalného helia na 5 K, což by mělo vystačit na 5 let provozu.

Jelikož se dalekohled bude pohybovat po driftující dráze směrem pryč od Země, nastanou časem problémy s komunikací, takže k přenosu dat bude potřebí použít velkých radioteleskopů sítě DSN. Kvůli velké vzdálenosti přístroje od Země také nepřipadá v úvahu žádná údržba astronauty. Přitom náklady na stavbu SIRTF přesáhly 700 mil. dolarů, a vypuštění raketou Delta bude proto mimořádně riskantní.

Počátkem září přivezlo obří ukrajinské letadlo Beluga do Kalifornie ze SRN 2,7m zrcadlo o hmotnosti 2,5 t pro budoucí americko-německou infračervenou létající observatoř SOFIA. V Amesově centru NASA bude zrcadlo i s montáží dalekohledu o hmotnosti 12,5 t vestavěno do upraveného dopravního letadla B-747 SP, které by mělo koncem r. 2004 odstartovat ke zkušebním letům. Letadlo bude od r. 2005 operovat ve výšce 12,5 km po dobu 8 h při provozních nákladech 40 mil. dolarů ročně. Náklady na výstavbu observatoře SOFIA dosáhly bezmála 0,5 mld. dolarů.

8.3. Rádiová astronomie

Největším a rovněž nejdražším pozemním astronomickým zařízením blízké budoucnosti se podle R. Kurze aj. nepochybně stane mikrovlnná soustava ALMA v poušti Atacama v Chile, budovaná ESO ve spolupráci s USA a Japonskem. Na základně o délce 12 km bude rozmístěno minimálně 64 přesných parabol, každá o průměru 12 m, které budou pracovat na principu aperturní syntézy v pásmu vlnových délek 0,3 ÷ 10 mm. Toto rádiové „okno“ bude otevřeno za částku přes 600 mil. dolarů. Další obří aparaturu ATA plánuje kalifornská univerzita UCB na stanici Hat Creek v odlehlé oblasti na sever od San Francisca díky podpoře mecenášů Paula Allena a Nathana Myhrvolda. Vědeckou ředitelkou projektu se stala známá americká astrofyzička Jill Tarterová. Soustava za 26 mil. dolarů bude mít po dokončení koncem tohoto desetiletí 350 parabol o průměru 6 m s úhrnnou sběrnou plochou 1 hektar a kromě čisté radioastronomie se bude věnovat také programu SETI nové generace s podstatně výkonnějším softwarem. Výhledově by mohla být v příštím desetiletí rozšířena na SKA (Square Kilometer Array) za závratnou cenu 1 mld. dolarů.

V souvislosti s tímto projektem se znovu objevuje na scéně tzv. Luneburgova čočka, vyznačující se proměnným indexem lomu uvnitř anténní koule, což má dvě výhody: jednak užitečné zorné pole je bezkonkurenčně široké a jednak čočka umožňuje ostré zobrazení zdrojů v nesmírně širokém pásmu vlnových délek. První pokusy s radioastronomickým využitím Luneburgových čoček, vyplněných polymerovou pěnou proměnné hustoty, se uskutečnily v Austrálii. Ve Velké Británii započaly práce na další modernizaci proslulého 76m Lovellova radioteleskopu, které by měly skončit v r. 2005.

8.4. Astronomické umělé družice

Koncem ledna 2002 neškodně zanikla nad Egyptem při neřízeném sestupu do zemské atmosféry americká družice EUVE, jež úspěšně pracovala od léta 1992 a překročila více než dvakrát plánovanou životnost. Zasloužila se o otevření okna krátkovlnného ultrafialového záření pod Lymanovou hranou (7 ÷ 76 nm) a k příjemnému překvapení astrofyziků objevila v tomto pásmu přes 1 000 bodových zdrojů – téměř padesátkrát více než teoretici očekávali.

Po více než šestiletém provozu byla koncem dubna 2002 vypnuta mimořádně úspěšná holandsko-italská družice BeppoSAX, určená pro výzkum měkkého i tvrdého rentgenového záření, jakož i měkkého záření gama v rozsahu 0,1 ÷ 200 keV. Překročila tak trojnásobně plánovanou životnost a do historie moderní astronomie se nesmazatelně zapsala změřením přesných poloh řady zábleskových zdrojů záření gama (GRB). Dokázala totiž několikrát rychle zaměřit GRB postupně v tvrdém a měkkém rentgenovém záření, což z fyzikálních příčin nutně vedlo k takovému zpřesnění polohy, že to umožnilo rádiovou či optickou identifikaci tzv. dosvitů. Jakmile byly zpozorovány optické dosvity, bylo z jejich spekter možné určit červené posuvy, které ihned rozhodly dlouhý spor o vzdálenostech GRB – ukázalo se tak, že jde o kosmologicky daleké objekty. To pak vzápětí rozhodlo mezi různými domněnkami o příčině vzplanutí GRB – jde buď o gravitační hroucení velmi hmotných hvězd, anebo o splynutí těsných kompaktních dvojhvězd díky gravitačnímu záření.

Do jisté míry ji mezitím nahradila malá mezinárodní (USA, Francie, Itálie, Japonsko, Brazílie, Indie) družice HETE-2, vybavená detektory pro záření gama a rentgenové v rozsahu 1 ÷ 500 keV, která obíhá kolem Země na mírně eliptické dráze v průměrné výši 616 km. Je vybavena přehlídkovými kamerami pro měkké záření gama a tvrdé rentgenové a rovněž detektorem měkkého rentgenového záření s rozlišovací schopností 10″. Jejím prvořadým úkolem je předávat bleskově údaje o vzplanutích GRB pozemním robotickým dalekohledům a polohy vzápětí co nejvíce zpřesnit. Družice byla vypuštěna v říjnu 2000 a od února 2001 začala na oběžné dráze pracovat. Do poloviny října 2002 lokalizovala podle G. Rickera aj. 26 GRB, což v 7 případech vedlo k identifikaci dosvitu v rentgenovém, optickém či rádiovém oboru spektra. V téže době družice zaznamenala 25 vzplanutí měkkých zdrojů SGR a konečně více než 650 vzplanutí přechodných rentgenových zdrojů. Počátkem února 2002 odstartovala levná (85 mil. dolarů včetně vypuštění letadlem a raketou) americká družice RHESSI, určená pro výzkum Slunce v pásmu záření gama 3 keV ÷ 17 MeV. Družice obíhá po kruhové dráze ve výšce 600 km nad Zemí a při pozorování povrchu Slunce dociluje úhlového rozlišení 2,3″ a dynamického rozsahu 7 řádů, takže se hodí i pro studium velmi energetických slunečních erupcí. Díky dobrému spektrálnímu rozlišení umožňuje poprvé i jadernou spektroskopii Slunce.

Velká americká družice pro studium rentgenového záření Chandra dosáhla v létě 2002 plánované životnosti v dobré technické kondici, takže její činnost NASA prodloužila prozatím až do srpna 2003. Družice se pohybuje po protáhlé eliptické dráze s odzemím 140 tis. km a ukončí jeden oblet Země za více než 63 h. Za rok exponuje rentgenovou oblohu v průměru po 5,5 tis. h (rok má necelých 8,8 tis. h). Podle M. Weisskopfa aj. dokázala družice od poloviny srpna 1999 zobrazit velké množství objektů ve Sluneční soustavě, Galaxii i vzdáleném vesmíru v rozsahu energií 0,08 ÷ 10 keV s nevídanou rozlišovací schopností až 1″. Technicky by mohla fungovat až do r. 2009.

V polovině října 2002 odstartovala z Bajkonuru evropská družice INTEGRAL, která je primárně určena k měření zdrojů měkkého záření gama do 10 MeV s rekordním úhlovým rozlišením 12′ souběžně s měřeními v rentgenovém i optickém pásmu. Družici za 600 mil. dolarů postavila evropská agentura ESA (i za účasti českých odborníků); start rakety zaplatilo Rusko. Družice obíhá po protáhlé eliptické dráze s odzemím ve vzdálenosti 153 tis. km v oběžné periodě 72 h a měla by fungovat minimálně 2 roky.

Navzdory těmto příznivým zprávám o rozvoji astronomického kosmického výzkumu se v r. 2002 začaly množit kritické hlasy o dalším směřování americké, ale i světové kosmonautiky. Hlavním terčem kritiky se stala především Mezinárodní kosmická stanice ISS, která navzdory již dva roky trvající souvislé obydlitelnosti trojčlennými posádkami neprodukuje prakticky žádné důležité vědecké výsledky, a vyhlídka na zlepšení je pramalá, neboť až na r. 2007 se plánovalo rozšíření posádky o specialisty, kteří by se nemuseli věnovat řízení a údržbě stanice, nýbrž na plný úvazek vědeckým pokusům (to vše pochopitelně padlo po havárii raketoplánu Columbia v r. 2003; od té doby je program příštího využívání ISS v těžké krizi). Výstižně to vyjádřil šéfredaktor známého amerického časopisu Sky & Telescope G. Fienberg: „V r. 1972 jsme měli trojice chlapíků zkoumajících Měsíc, díky nimž přicházely nové vědecké objevy na běžícím pásu. V r. 2002 máme jiné trojice chlapíků, kteří krouží kolem Země a zabývají se údržbou svého vehiklu“.

NASA byla rovněž kritizována za přiškrcení programu výzkumu Sluneční soustavy, kdy klíčové objevitelské programy mise k Plutu a výzkumu Jupiterovy družice Europa se odkládají, zatímco hlavní těžiště zájmu se přesouvá na úzce specializované projekty s nejasnými prioritami, což vyvolává pouze řevnivost mezi výzkumnými týmy a málo oslovuje širší vědeckou i laickou veřejnost. NASA zřejmě není schopna nabídnout veřejnosti a Kongresu tak atraktivní vizi, jako tomu bylo v případě sond Voyager a projektu velkých observatoří v čele s vlajkovou lodí HST. Také evropská kosmická agentura ESA je nucena šetřit tak, že odkládá nebo ořezává své nejlepší projekty – astrometrickou družici GAIA a misi k Merkuru Beppi Colombo. Dělá to dojem, že si heslo předchozího ředitele NASA S. Goldina poněkud upravila na „levněji, pomaleji a hůře“. Totéž se do značné míry týká i japonského výzkumu kosmu.

Mezi raketovými odborníky sílí přesvědčení, že pro kvalitativní skok ve zkoumání Sluneční soustavy je zapotřebí vyvinou nukleární raketový pohon, což naráží jednak na okolnost, že výzkum v tomto směru byl před několika lety na nátlak veřejnosti zcela zastaven, takže odborné týmy se rozešly, jednak jsou tu i problémy suroviny – plutonia, kterého je na trhu z bezpečnostních důvodů velmi málo, takže jeho cena je závratná i pro takové finanční bumbrlíčky, jakými kosmické agentury přirozeně jsou.

8. 5. Kosmické sondy

V polovině ledna 2002 byly ukončeny úpravy původně protáhlé oběžné dráhy kosmické sondy Mars Odyssey 2001, jež se stala od té chvíle umělou družicí Marsu na kruhové dráze ve výšce 400 km nad planetou. Jejím úkolem je mapovat povrch planety s rekordním rozlišením ve 14 spektrálních pásmech v optickém i v blízkém infračerveném oboru s cílem zjistit chemické i mineralogické složení povrchu Marsu. Sonda – veterán Galileo ukončila v r. 2002 sedmiletý pobyt na oběžné dráze kolem Jupiteru, proletěla v polovině ledna naposledy kolem družice Io v téměř sebevražedné minimální vzdálenosti 100 km a kolem družice Amalthea 5. listopadu – to již s vypnutou kamerou.

Počátkem března 2002 se podařilo obřím radioteleskopům sítě DSN NASA navázat spojení s kosmickou sondou Pioneer 10, jež byla vypuštěna ze Země před 30 lety a navzdory tomu dosud zčásti funguje, ačkoliv je od nás vzdálena již 11,9 mld. km, tj. 80 AU neboli 11 světelných hodin. Povelem z radioteleskopu v Goldstone v Kalifornii byl aktivován vysílač na sondě a jeho signály byly na Zemi slyšitelné o 22 h později na stanici NASA poblíž Madridu po dobu 3 h. Sonda se tč. promítá do souhvězdí Býka a za 2 mil. roků mine poprvé cizí hvězdu. Pravidelné spojení se udržuje též se služebně mladší sondou Voyager 1, na jejíž palubě musel být nyní povelem zapojen náhradní navigační systém po čtvrtstoletí provozu systému hlavního. Sonda byla od nás v r. 2002 vzdálena již 12 světel. hodin (86,5 AU), a pokud nedojde k vážné závadě, bude možné s ní udržovat spojení až do r. 2020.

V červenci 2002 byla vypuštěna na parkovací dráhu u Země americká kosmická sonda Contour, předurčená k výzkumu komet zblízka. V polovině srpna byl sice úspěšně zažehnut raketový motor na sondě, díky němuž měla sonda opustit Zemi a vydat se ke kometě Encke, ale od té chvíle se už nikomu nepodařilo navázat se sondou rádiové spojení – velmi pravděpodobně došlo během činnosti motoru k roztržení sondy minimálně na dva velké úlomky, které sice podle snímků 1,8m dalekohledem Spacewatch v Arizoně letěly správným směrem, ale už jenom jako kusy šrotu v úhrnné ceně 159 mil. dolarů... Lépe se vedlo kosmické sondě Stardust, která na své pouti k hlavnímu cíli – kometě Wild 2, proletěla počátkem listopadu 2002 ve vzdálenosti 3 300 km od planetky č. (5535) Annefrank a pořídila přitom snímky jejího povrchu.

Kvůli zlevnění i zrychlení letů kosmických sond se čím dál častěji využívá urychlování sond „kosmickým prakem“ – těsnými průlety sond kolem planet Sluneční soustavy, kdy sonda nabere rychlost, zatímco planeta ji ztratí; pochopitelně jde o změny rychlosti nepřímo úměrné poměru hmotností sonda/planeta. Další možnosti úspor paliva pro raketové motory, byť za cenu prodloužení doby letu, nabízí využití jakýchsi „gravitačních dálnic“, vycházející z metod nebeské mechaniky, užívaných již J. Lagrangem a H. Poincarém. Ve Sluneční soustavě existuje totiž řada míst, kde se gravitace Slunce a planet efektivně vyrovnává – jde o proslulé Lagrangeovy body, jichž je v každé soustavě dvou těles úhrnem pět. Právě v těchto bodech pak stačí slabý raketový impulz k nasměrování sondy vhodným směrem k dalšímu Lagrangeovu bodu atd.

Celá Sluneční soustava je zkrátka protkána pomyslnými dálnicemi s uzlovými body, v nichž je korekce dráhy sondy nejúčinnější. Tohoto principu využili poprvé američtí odborníci v letech 1982–83 při nasměrování kosmické sondy ISEE-3 z okolí Země pomocí průletů Lagrangeovými body soustavy Země – Slunce a těsných průletů sondy kolem Měsíce ke kometě Giacobini Zinner, kam sonda pod názvem ICE doputovala v září 1985, a dále k Halleyově kometě, k níž se sonda dostala v březnu 1986. Od r. 1991 se pak sonda ICE věnovala výzkumu koronálních ejekcí ze Slunce v tandemu se sondou Ulysses až do vypnutí v květnu 1997. Podobně Japonci využili při dopravě kosmické sondy Hiten k Měsíci v r. 1991 Lagrangeových bodů v soustavě Země – Měsíc a nejnověji opět Američané M. Lo a K. Howellová spočítali velmi ekonomickou dráhu pro nasměrování kosmické sondy Genesis, určené ke sběru částic slunečního větru v okolí Země, při jejím startu v srpnu 2001. Dokonce i planetky a komety přednostně létají právě po těchto dálnicích, jak ukázal případ komety Shoemaker-Levy 9, jež se tak efektně trefila v r. 1994 do Jupiteru.

8. 6. Netradiční přístrojové metody

Těsně před Vánoci 2001 odstartoval z antarktické základny McMurdo výškový balon z polyetylenu, naplněný heliem a vybavený gondolou o hmotnosti 1,7 t, v níž byly umístěny detektory těžkých atomových jader (Fe ÷ Zr) v kosmickém záření z naší Galaxie (aparatura TIGER). Balon dosáhl hladiny 38 km, v níž se rozepnul na průměr 129 m. Kroužil pak kolem jižního pólu a během téměř 32 dnů urazil vzdálenost 1 400 km, načež měkce přistál 460 km od základny. Tím překonali američtí technici z NASA vlastní rekord z počátku r. 2001, kdy se balon udržel ve vzduchu 26 dnů. Ještě výše se dostal kanadský polyetylénový balon s objemem 1,7 mil. m3, jenž startoval koncem srpna 2002 v Manitobě s přístrojovou gondolou o hmotnosti 690 kg, když dosáhl výšky 49 km. Aparatura byla určena pro výzkum elektronů ze Slunce a po skončení letu se snesla na zem padákem, zatímco balon se zničil. Americké 3m kapalné rtuťové zrcadlo na observatoři NASA v Novém Mexiku, obsahující v rotující míse 14 litrů rtuti, má při 10 otáčkách mísy za minutu zorné pole o průměru 0,3° a dosahuje mezní hvězdné velikosti 18 mag. Proto ho tamější odborníci s výhodou využili pro sledování meteorického deště Leonid v listopadu 1999, kdy se jim dařilo zachytit meteory až do 10 mag, což u Leonid odpovídá hmotnosti zrníček řádu 1 ng! Během tří noci kolem maxima tak zaznamenali 151 Leonid, ale navíc v průměru 140 sporadických meteorů za hodinu.

S. Wozniak aj. popsali přehlídkový experiment vymyšlený ve Státních laboratořích v Los Alamos (LANL) pod označením RAPTOR. Má jít o rychle nastavitelný optický teleskop, který by reagoval na změny toku záření v libovolné oblasti elektromagnetického spektra pro daný diskrétní objekt na nebi. To by patrně přispělo k zásadně novým objevům, protože zatím máme jen zcela matné tušení, co všechno se na obloze děje – umíme hledat optické protějšky zábleskových zdrojů záření gama a víme o přechodných zdrojích rentgenového záření, a to je asi tak všechno.

8. 7. Astronomické přehlídky, katalogy a virtuální observatoře

Jak uvedli D. Monet aj., Námořní observatoř Spojených států publikovala v elektronické formě vpravdě gigantický katalog USNO B1.0, obsahující údaje pro více než 1 mld. objektů (hvězd, kompaktních mlhovin, galaxií) na základě 3,6 mld. jednotlivých měření. Podklady pro katalog byly získány skanováním téměř 7,5 tis. snímků ze Schmidtových komor za poslední půlstoletí. Katalog je úplný do 21 mag; polohy objektů jsou přesné na 0,2″ a jasnosti v pěti barvách na 0,3 mag.

N. Šamus aj. oznámili, že postupně převádějí proslulý Generální katalog proměnných hvězd (GCVS) do elektronické podoby. Zatím tak zpracovali první svazek, obsahující přes 10,5 tis. proměnných hvězd v souhvězdích Andromedy až Kříže. Pro téměř 4,6 tis. hvězd uvádějí velmi přesné souřadnice i se započtením vlastních pohybů. Úhrnem obsahoval lístkový katalog GCVS koncem r. 2001 celkem 37,3 tis. proměnných hvězd.

C. Fabricius aj. využili katalogu Tycho družice HIPPARCOS k objevu více než 13 tis. vizuálních dvojhvězd se separací složek 0,3 ÷ 1,0″. Dalších 1 200 vizuálních dvojhvězd objevili v katalogu Tycho-2. Spolu s dosud známými vizuálními dvojhvězdami jich tedy už známe celkem přes 32 tis., jejichž základní parametry (poloha, separace složek, jasnosti v pásmech B a V) jsou shromážděny v katalogu TDSC. A. Richichi a I. Percheron uveřejnili katalog CHARM, jenž obsahuje údaje o více než 1 600 interferometrických dvojhvězdách, objevených při zákrytech hvězd Měsícem anebo infračervenou interferometrií na dlouhých základnách do poloviny r. 2001. C. Fabricius aj. využili přesných měření v katalogu Tycho-2 ke zpřesnění poloh hvězd v proslulém katalogu HD, jenž obsahuje přibližné polohy a spektrální klasifikaci pro 225 300 hvězd. Pomocí katalogu Tycho se podařilo dohledat 224 869 hvězd, takže jen 431 hvězd (2 promile) s označením HD zůstalo „nezvěstných“. Přitom se ovšem ukázalo, že chyby poloh hvězd v katalogu HD dosahují ±1,5′.

C. Stoughton aj. uveřejnili první část katalogu SDSS, který vznikl snímkováním 462 čtv. stupňů oblohy v pěti barvách v pásmu 380 ÷ 920 nm s mezními hvězdnými velikostmi v rozmezí 20 ÷ 22 mag. Katalog obsahuje 14 milionů hvězd, galaxií a kvasarů a pro 54 tis. extragalaktických objektů byla navíc získána spektra, takže tím se podařilo změřit i jejich kosmologický červený posuv. Podle D. Schneidera aj. patří asi 3,8 tis. spekter kvasarům s červeným posuvem v rozmezí z = 0,15 ÷ 5,03. Ve všech dosavadních přehlídkách dohromady se podařilo změřit posuvy pro zhruba 25 tis. kvasarů.

Podle T McGlynna a L. McDonalda se právě před desetiletím začalo uvažovat o vytvoření virtuálních astronomických observatoří, které by umožňovaly každému astronomovi získat prakticky okamžitě všechny pozorované údaje o daném astronomickém objektu. Dosavadní výsledky jsou povzbuzující a využívání virtuálních databází rychle roste a mění podstatně tvář soudobé astronomie. Jak uvedl B. Mann, kapacita virtuálních observatoří se v uplynulém období neustále zvyšovala ze 3 TB až na 300 TB (virtuální observatoř VISTA). Podle C. Cesarské ESO v centrále v Garchingu zřizuje virtuální observatoř IVOA, na níž se kromě států EU podílí též USA, Kanada, Indie, Austrálie a Rusko. Účastnické státy do projektu investují desítky milionů dolarů a tak se velikost příslušné databáze zdvojnásobuje každým rokem. A. Szalay aj. využili již existující části katalogu SDSS a dalších velkých databází k vytvoření virtuální observatoře SkyQuery, na jejímž naplnění spolupracuje 18 světových astronomických pracovišť. Titíž autoři uvažují o tom, že již koncem dekády překročí světové astronomické databáze hranici 10 PB, protože se začnou archivovat celé snímky, nikoliv jen katalogizovaná data.

Podle R. Triendla uvedla firma NEC na počátku r. 2002 do chodu nejvýkonnější počítač světa v japonské Jokohamě nákladem 310 mil. dolarů. Jmenuje se Earth Simulator, skládá se z více než 5 tis. procesorů a dosahuje rychlosti 40 Tflops. Užívá se zejména pro předpovědi počasí a podrobné modelování klimatu a geofyzikálních jevů s buňkami o velikosti pouhých 20 km (počítače v Evropě nebo USA se musejí spokojit s rozměry buněk 100 km) a jeho roční provoz stojí 50 mil. dolarů. Očekává se, že tento náskok vyrovnají USA nejdříve v r. 2005. Američané však pokročili ve vysokorychlostním propojování superpočítačů systémem TerGRID, který umožňuje dálkové přenosy až 1 EB dat, a tudíž velmi efektivní sdílené počítání. Zdá se, že slabým místem výpočetní techniky přestává být „železo“, čili výkon počítačů, ale spíše „měkké zboží“ dostatečně chytrých programů, které dokáží optimálně využít nevídaných výkonů soudobých superpočítačů. Zde mají USA patrně velký náskok, i když ty nejlepší programy jsou zřejmě embargovány.

U nás uveřejnil kvalifikované odhady budoucího tempa a schopností informatiky J. Pokorný. V tuto chvíli je na elektronických médiích celého světa uloženo 12 EB informací (Kongresová knihovna USA obsahuje pouhé 3 PB dat; kolektivní paměť všech žijících lidí činí asi 1,2 EB). Vědecká data a nahrávky audio a video však představují už nyní asi 1 ZB, takže hranice YB bude dosaženo někdy kolem roku 2050. V r. 2021 budou k mání pevné disky o kapacitě 10 TB, paměti RAM až 100 GB a takt procesorů dosáhne 200 GHz. Během nejbližších 10 roků klesnou náklady na uchování 1 bitu informací o dva řády. Výhledově si bude moci každý zájemce opatřit paměť MEMEX, kde si tempem do 25 GB/r bude ukládat všechny údaje ze svého života včetně toho, co se naučil. Maximálně tak shromáždí za celý život asi 1 TB dat, která bude mít stále při sobě. Pokud by však chtěl zachovat obrazové zpravodajství o všem, co dělal a viděl, tak by to vyžadovalo ukládání 80 TB/r, a tudíž za celý život nějakých 8 PB. Osobní MEMEXy lze přirozeně celosvětově propojovat, ale z toho pomyšlení už asi každý dostáváme kopřivku

9. Astronomie a společnost

9. 1. Úmrtí a výročí

V r. 2002 zemřeli Ulrika Babiaková (*1976; planetky), Milan Barák (*1923; meteory), Záviš Bochníček (*1920; novy, meteory, umělé družice Země, popularizace astronomie), Robert Hanbury Brown (*1916; radioastronomie, interferometrie, někdejší prezident IAU), Burt Edelson (*1927; přístroje pro HST a další družice), Mojmír Eliáš (*1932; planetologie), Jesse Greenstein (*1909; hvězdná astrofyzika, kvasary), Dirk ter Haar (*1919; astrofyzika), Yuji Hjakutake (*1950; komety), Kurt Hunger (*1921; modely hvězdných atmosfér), Leonid Ozernoj (*1939; kosmogonie, kosmologie), Grote Reber (*1911; radioastronomie), Egon Schröter (*1928; sluneční fyzika), Leon van Speybroeck (*1935; rentgenová astronomie, konstruktér Chandra), Robert Stobie (*1941; teoretická astrofyzika, cefeidy), Milan Vonásek (*1933; zákryty, popularizace), Albert Whitford (*1906; hvězdná fotometrie), David Wilkinson (*1935; reliktní záření, retroreflektory pro Apollo), Kenneth Wright (*1911; hvězdná spektroskopie), David Wynn-Williams (*1946; astrobiologie) a Sir Robert Wilson (*1927; UV astronomie, konstruktér IUE).

9.2. Ceny a vyznamenání

Nobelovu cenu za fyziku získali v r. 2002 tři astrofyzikové: Riccardo Giaconni (*1931) za rozvoj rentgenové astronomie, Raymond Davis Jr. (*1915) za detekci slunečních neutrin a Masatoši Košiba (*1926) za detekci neutrin ze supernovy 1987A a konstrukci aparatury Kamiokande. Předtím naposledy byla Nobelova cena za fyziku udělena astronomům v r. 1993 za objev a pozorování relativistických efektů u milisekundového binárního pulzaru PSR 1913+16.

Zlatou medaili britské Královské astronomické společnosti (RAS) dostal Leon Mestel za hvězdnou astrofyziku a Eddingtonovu medaili RAS Douglas Gough za helio- a astero-seizmologii. Herschelovu medaili RAS obdržel Patrick Thaddeus za významné výzkumy chemie mezihvězdného prostředí a četné objevy mezihvězdných molekul. G. Darwinovu přednášku RAS proslovila Wendy Freedmanová, která vedla projekt určování Hubbleovy konstanty pomocí HST.

Medaili Bruceové Pacifické astronomické společnosti získal Bohdan Paczyński (*1940), jenž zasáhl do mnoha oborů astrofyziky od těsných dvojhvězd přes gravitační mikročočky až po zábleskové zdroje záření gama. Leonardovu medaili Meteoritické společnosti obdržel Harry McSween (*1945) zejména za identifikaci meteoritů z Marsu. Někdejší generální ředitel ESA Reimar Lüst byl vyznamenán Medailí za mezinárodní spolupráci, kterou uděluje COSPAR. Americký mnich John Dobson (*1915), jenž v 70. letech XX. stol. vymyslel geniálně jednoduchou montáž pro Newtonovy reflektory, byl obdařen stejnojmennou planetkou č. 18024.

Počtvrté byla v červnu 2002 vyhlášena Cena E. Wilsona pro amatérské lovce komet, kterou si tentokrát rozdělil rekordní počet sedmi objevitelů čtyř různých komet: K. Ikeja, S. Murakami, V. Petriew, D. Snyder, S. Ucunomija, W. Yeung a D. Žang. Sněmovna reprezentantů USA ustavila v r. 2002 novou cenu pro americké amatérské pozorovatele, kteří objeví blízkozemní planetku (NEO). Za každý potvrzený objev obdrží pozorovatel částku 2 000 dolarů.

ČAS udělila Nušlovu cenu za celoživotní dílo Zdeňkovi Švestkovi (*1925) za výzkumy ve sluneční fyzice. Kvízovu cenu ČAS obdržel Jakub Koukal (*1977) za výzkum meteorů. ČAS také zřídila novou cenu Littera astronomica, jejímž prvním nositelem se stal Josip Kleczek (*1923) za početné popularizační publikace, zejména pak za dílo Velká encyklopedie vesmíru.

Neobyčejně úspěšně si v posledních čtyřech letech vede americký astronom amatér Tim Puckett ze státu Georgia, jenž si postavil soukromou observatoř vybavenou 0,6m reflektorem a od r. 1997 na ní společně se svými přáteli objevují na běžícím pásu supernovy v cizích galaxiích. Za jedinou jasnou noc zkontrolují 900 galaxií, a tak není divu, že v uvedeném období nalezli už 54 supernov. Geniální britský astrofyzik Stephen Hawking oslavil v lednu 2002 na Univerzitě v Cambridži šedesátku. Jak známo, zasáhl podstatně do relativistické i kvantové teorie černých děr, ale zabýval se též problematikou kosmologické inflace, povahou skryté energie a kosmologickými modely vesmíru. Navzdory vážné chorobě, která ho sužuje už téměř čtyři desetiletí, publikuje vytrvale stěžejní teoretické práce, přednáší jak na odborných konferencích, tak pro širší veřejnost, setkává se s politiky a všude okouzluje svým osobitým anglickým humorem. Hawking se také notoricky rád sází a říká, že by mu vůbec nevadilo, pokud své sázky prohraje, protože např. tvrdí, že se nedožije toho, kdy se nějaký člověk dožije věku 150 let, že za jeho života nebudou objeveni mimozemšťané, nebude vytvořen klon dospělého muže, že urychlovač Tevatron neobjeví Higgsův boson a konečně že on sám nedostane Nobelovu cenu.

9.3. Astronomické konference, instituce a společnosti

V německém Garchingu se péčí institucí ESO, ESA a CERN uskutečnilo v březnu 2002 interdisciplinární sympozium o astronomii, kosmologii a fundamentální fyzice. Jak uvedli M. Jacob aj., na sympoziu se hovořilo o neortodoxních modelech raného vesmíru, v němž se srážejí vícerozměrné membrány, které pak nekonečně dlouho oscilují, což by bylo možné ověřit či vyvrátit studiem polarizace reliktního záření a srovnáním map fluktuací tohoto záření s rentgenovými přehlídkami oblohy. Standardní kosmologický model velkého třesku je čím dál lépe ověřován pozorováním, v čemž v poslední době vynikla zejména družice WMAP a pozemní optická přehlídka oblohy SDSS. Částicoví fyzikové zpřesnili údaje o hmotnostech intermediálních bosonů na 0,05% a odhadují hmotnost Higgsova bosonu na 85 (+54; 34) GeV/c2, takže k jeho objevu by měl stačit budovaný evropský urychlovač LHC v CERN pro energie zkoumaných částic až 14 TeV. V září 2002 se konala již 11. výroční konference JENAM Evropské astronomické společnosti ve spolupráci s Portugalskou astronomickou společností na univerzitě v Portu a začátkem prosince v Praze slavnostní plenární schůze České astronomické společnosti (ČAS), jež si připomněla 85. výročí svého vzniku v r. 1917. Téměř současně byla Hvězdárna v Jindřichově Hradci pojmenována po místním rodáku a předním českém astronomovi prof. Františku Nušlovi (1867–1951) za účasti Nušlova vnuka prof. Jana Sokola. Na den jarní rovnodennosti v r. 2002 byla péčí ČAS a Astronomického klubu v Pardubicích odhalena pamětní deska na domě, kde v r. 1912 vznikla první lidová hvězdárna v Čechách, jejímu zakladateli a spoluzakladateli ČAS baronu Arthuru Krausovi (1854–1930).

Americká NASA má od Vánoc 2001 v pořadí již desátého šéfa ve své 43leté historii. Stal se jim „cifršpion“ S. O′Keefe (*1956), který nahradil romantického vizionáře D. Goldina (*1940). Nový ředitel pak jmenoval šéfkou vědeckého výzkumu NASA chemičku a bývalou astronautku S. Lucidovou.

Pozoruhodná zpráva přišla z Tchaj-wanu, kde se rektorem tamní prestižní Státní univerzity stal prvotřídní americký astrofyzik čínského původu F. Shu z Kalifornské univerzity v Berkeley. Je to výmluvný doklad doslova raketového nástupu tchajwanské podpory základního výzkumu. Nejspíš proto, aby to Američanům nepřišlo tak líto, byl vzápětí tchajwanský radioastronom F. Lo jmenován novým ředitelem prestižní americké Státní radioastronomické obervatoře NRAO.

Evropská jižní observatoř ESO se od poloviny roku 2002 rozrostla o jubilejní 10. členskou zemi, jíž je astronomická velmoc – Velká Británie. Ta ponese od této chvíle celou pětinu operačních nákladů ESO, což urychlí dokončení interferometru VLTI, ale především výstavbu mikrovlnné observatoře ALMA v poušti Atacama. Stalo se tak symbolicky v roce 40. výročí vzniku ESO – spolu s laboratoří CERN bezpochyby nejúspěšnější evropské vědecké iniciativy.

Unikátní astronomické stanoviště na vrcholu sopky Mauna Kea na Havajských ostrovech začíná mít problémy s fanatickými americkými ekology, kteří nejprve začali protestovat proti samotné existenci dalekohledů na hoře, protože tím je prý narušena posvátnost sídla mytické Sněžné královny. Když to nepomohlo, vytáhli nyní nový argument, že dokončení obřího interferometru kolem Keckových desetimetrových dvojčat může ohrozit životní prostředí vzácného brouka wekiu, který údajně žije na vrcholu hory ve výšce 4 200 m n. m. NASA, jež výstavbu interferometru financuje, bude zřejmě muset vynaložit nemalé částky na zevrubné prozkoumání (téměř jistě nulového) dopadu stavby dalších dalekohledů na životní prostředí zmíněného bezobratlého, což naopak ohrozí vyhlídky na brzké pořízení přímých snímků exoplanet, na nichž možná žijí ještě vzácnější brouci.

9. 4. Letem (nejen) astronomickým světem

Na přelomu dubna a května 2002 se všechny očima viditelné planety sešly v nevelkém výseku oblohy – 14. května měla příslušná výseč s planetami i Měsícem vrcholový úhel pouhých 33°. Taková seřazení planet se opakují dosti vzácně – předešlé nastalo v únoru 1940 a příště ho lidé zažijí až v září 2040. Jak se dalo očekávat, objevily se v této souvislosti tradiční věštby, že ono seskupení přinese nějaké katastrofy na Zemi – tou jedinou katastrofou však bylo katastrofální selhání oněch podivných předpovědí, kterým vděčná média poskytovala prostor nesrovnatelně větší než zprávám o pokroku astronomie.

K. McCartney popsal zatím největší model Sluneční soustavy, jenž byl vybudován podél hlavní silnice č. 1 mezi městečky Presque Isle a Houlton ve státě Maine v USA v měřítku 1 : 93 000 000, takže Pluto je v tomto modelu od Slunce vzdálen něco přes 64 km (viz adresa: www.umpi.maine.edu/info/nmms/solar/). Sluneční sonda SOHO dokázala od r. 1996 do dubna 2002 objevit již více než 430 komet v těsné blízkosti Slunce. To inspirovalo astronomy ESA a NASA, řídící projekt SOHO, k vyhlášení sázkové soutěže o co nejpřesnější určení okamžiku, kdy 500. kometa SOHO projde perihelem, přičemž tipy bylo možné zasílat do konce května. Jubilejní 500. kometu SOHO objevil na snímku vystaveném na webové stránce družice SOHO dne 15. srpna 2002 německý astronom amatér R. Kracht, který tak docílil svůj 63. kometární úlovek. Vítězkou ankety, jíž se účastnilo přes 1 200 zájemců z celého světa, se pak stala D. McElhineyová s odchylkou pouze 1 h 43 min.

R. Crowther shrnul výsledky výzkumu kosmické tříště na základě měření dlouhodobého poškození krycích kovových desek na družici LDEF. Kosmická tříšť vznikla záměrnými i nahodilými srážkami či výbuchy družic v okolí Země za 45 let trvání kosmického věku. Zatímco množství kosmického prachu z rozpadu meteoroidů ve vzdálenosti do 2 000 km od Země činí asi 200 kg, ve stejném prostoru se nyní nachází odhadem asi 2 000 t kosmické tříště umělého původu. Ochrana funkčních družic před poškozením srážkou s úlomky tříště není snadná, protože největší nebezpečí pochází od nějakých 9 tis. úlomků o průměrech od 10 do 100 mm, jež představují více než 99 % úhrnné hmotnosti tříště a dokáží prorazit plášť družice a případně i zničit část zařízení uvnitř. Bohužel je však neumíme zaznamenat ani opticky, ani radarem, takže nějaké úhybné manévry nelze naplánovat. Při vzájemné rychlosti střetu kolem 10 km/s má totiž úlomek o hmotnosti běžné mince stejnou kinetickou energii jako autobus jedoucí rychlostí 100 km/h. Pouze proti objektům o průměru do 10 mm se lze pasivně bránit ochrannými (Whippleovými) štíty, zakrývajícími životně důležité části družice.

Ještě složitější to bude ovšem s ochranou celé Země před impakty planetek o rozměrech nad 1 km, které by byly s to vyvolat globální katastrofu. Do r. 2001 bylo objeveno na 600 potenciálně křižujících planetek a každým rokem přibývají další neztenčeným tempem, takže pouhé dohledání většiny nebezpečných těles se potáhne ještě řadu desetiletí, pokud nedojde k výraznému technickému vylepšení pátrání. Nicméně i pak zbývá otázka, jak Zemi před případným střetem spolehlivě ochránit, takže dlouhodobě jde o ještě závažnější problém, než jakým je hrozba globálního oteplování.

Jak známo, v dlouhým časových stupnicích se však Země globálnímu oteplení nevyhne, protože podle modelových výpočtů vývoje Slunce se bude úhrnný zářivý výkon s časem plynule zvyšovat. Jelikož se Země nachází stále stejně daleko od Slunce, povrch Země se asi za 1 mld. let nakonec katastrofálně přehřeje, takže tekutá voda na Zemi se vypaří. D. Korycansky však ukázal, že by bylo možné Zemi úměrně s růstem zářivého výkonu Slunce odsouvat do větší vzdálenosti pomocí metody zdvojeného gravitačního praku. Stačila by k tomu planetka hlavního pásu o průměru cca 150 km, která by se přinutila gravitačním prakem k tomu, aby začala křižovat zemskou dráhu. Stačil by pak jeden těsný průlet této planetky kolem Země každých 6 tis. roků k tomu, aby Země začala pomalu migrovat směrem k dráze Marsu, a tím se na jejím povrchu zachovala tepelná pohoda.

Centrála pro astronomické telegramy IAU na Harvardově univerzitě začala od 20. prosince 2002 vydávat elektronické telegramy CBET s předběžnými zprávami o objevech, které je třeba internetem rozeslat po hvězdárnách pokud možno okamžitě. Tyto zprávy se posléze objeví znovu v proslulých cirkulářích IAU (IAUC), které se sice dnes rovněž šíří elektronicky, ale současně se klasickou poštou rozesílá i jejich tištěná verze. Česká republika se v únoru 2002 stala prvním státem na světě, jenž má díky novému zákonu o ochraně ovzduší č. 86/2002 Sb. zakotven také paragraf o omezování světelného znečištění. Stalo se tak po více než roční usilovné práci astronomů z řad členů ČAS, kteří za paragraf usilovně bojovali na ministerstvu životního prostředí, v Poslanecké sněmovně i v Senátu. Úspěch měl daleko příznivější ohlas v zahraničí než na domácí půdě, kde se do astronomů pustily téměř všechny sdělovací prostředky, že kvůli své libůstce vystavují české obyvatelstvo hrůzám noční temnoty. Racionální argumenty, že na vhodném svícení vydělají všichni, od ekologů přes policisty, řidiče i chodce až k lékařům a biologům, nikdo nechtěl slyšet – byla to opravdu vrcholně zajímavá, ale naneštěstí velmi smutná zkušenost.

S odstupem času lze říci, že celý paragraf je pouze plácnutím do vody, neboť není doprovázen žádnými sankcemi. Od přijetí zákona se různé osvětlovací lobby snaží i tento „měkký“ paragraf ze zákona zase vystrnadit, ačkoliv podle R. Thessinové a J. Kelly Beattyho představuje nesprávné pouliční osvětlení až polovinu úhrnného světelného znečištění, jak se lze ostatně snadno přesvědčit pohledem na mozaiku nočních družicových snímků celé zeměkoule. Přitom zbytečné noční svícení zdaleka neškodí pouze astronomickým pozorováním, ale doslova každému, navíc i mnoha živočichům a rostlinám, které jinak tak halasně i před astronomy „ochraňují“ radikální ekologové. S. Nadis v této souvislosti v prestižním britském vědeckém týdeníku Nature připomněl, že v Mezinárodní asociaci pro temné nebe IDA už zdaleka nepřevažují astronomové, jako tomu bylo při jejím založení v r. 1988, ale právě vyjmenované profese – a navíc i osvětlovací inženýři a právníci! Naše astronomy čeká tedy v tomto směru ještě dlouhodobá osvětová práce za záchranu noční tmy.

D. Crabtree a E. Brysonová se zabývali citační analýzou prací založených na pozorování 3,6m reflektorem CFHT, instalovaným v r. 1979 na Mauna Kea na Havaji. První práce založená na pozorování CFHT byla napsána v květnu 1980 a publikována o čtvrt roku později. Trvalo pak celých 10 roků, než publikační četnost dosáhla maxima. Podobně trvá 10 roků od publikace, než konkrétní práce získá reprezentativních 80 % úhrnu citací. Práce se cituje nejvíce v průměru za 2 roky po publikaci a pak četnost citací klesá s „poločasem rozpadu“ 4,9 roků. Nejpilnějším autorem CFHT je Kanaďan John Hutchings z DAO ve Victorii, B.C., který vykazuje průměrně 24 citací na každou práci a dosud jich shromáždil přes 900 (Hutchings má pochopitelně mnoho dalších prací a citací, které nejsou založeny na materiálu z CFHT).

Scientometrií se zabýval rovněž A. Davis Philip, který probral archiv vědeckých prací z astronomie za léta 1969–2000 a vybíral z něho ty astronomy, kteří v celém období publikovali v každém pololetí alespoň jednu práci. Zpočátku bylo takových osobností 80, ale jak čas běží, tak jich pochopitelně ubývalo, až na konci zkoumaného intervalu jich zbylo pouhých 22. Jsou to vesměs muži a největší zastoupení mají USA s 15 astronomy, další 3 pocházejí z Velké Británie a po dvou má Kanada a Rusko. Podle P. Boyce je dnes primárním zdrojem informací o astronomických publikacích pro profesionály rešeršní systém NASA, známý pod zkratkou ADS (adswww.harvard.edu), a dále webová stránka preprintů astro-ph (xxx.lanl.gov/archive/astro-ph/). Tak mám dojem, že z tohoto výzkumu nemohou mít žádnou radost nakladatelé tištěných astronomických časopisů.

Našince však potěší jiná zpráva, že podle amerických průzkumů je astronomie velmi populární mezi širokou veřejností, protože „přináší kladné zprávy o postupu v poznávání světa“. To je důvod, proč se o výsledky astronomie zajímá 74 % populace a 57 % voličů si myslí, že se vyplatí astronomii podporovat (ani se neodvažuji odhadovat, jak by takový průzkum dopadl u nás). Ostatně podle průzkumu veřejného mínění, který v srpnu 2002 uskutečnil v USA známý Harrisův ústav, považuji Američané povolání vědce za vůbec nejprestižnější, dokonce i před profesí lékaře. A přitom mají právě v USA holywoodské filmové ateliéry a naprosto otřesnou komerční televizi...

10. Závěr

Na závěr jsem si nechal několik solidních předpovědí, co nás čeká a nemine v tomto století: 6. prosince 2052 bude Měsíc nejblíže k Zemi za celé XXI. stol. – pouhých 356 421 km; 28. července 2061 projde Halleyova kometa opět přísluním a 10. listopadu 2084 budou moci Marťané pozorovat přechod Země přes sluneční kotouč. V případě, že do té doby Marťany neobjevíme, tak jde o zajímavé cílové datum pro přistání prvních pozemšťanů na rudé planetě – takový spektákl by totiž žádný robot dostatečně neocenil.

Protože se musím čtenářům úplně na závěr hluboce omluvit za nebetyčné zpoždění v sepisování těchto Žní, způsobené jednak rostoucím přívalem údajů, jednak mým pracovním vytížením, snad vás potěší citát, který pochází od čínského mudrce Šu Činga z poloviny III. stol. př. n. l.: „Astronomy, kteří předběhli čas, dlužno zabíjet bez prodlení; pokud se pak zpožďují za časem, buďtež vražděni bez milosti.“ To je patrně zcela trefný návod, jak si to vyřídit s pisatelem, aby napříště už k žádným zpožděním nedocházelo.