Žeň objevů – rok 2003

Věnováno památce zakladatele a prvního ředitele Hvězdárny ve Valašském Meziříčí Josefa Dolečka (1912–2003) a dlouholetého předsedy Čs. astronomické společnosti RNDr. Vojtěcha Letfuse, CSc. (1923–2003) z Ondřejova.

1. Sluneční soustava

1. 1. Planety Sluneční soustavy

1. 1. 1. Merkur a Venuše

První přechod Merkuru přes Slunce ve XXI. stol. byl pozorován za příznivého počasí jak v Evropě (v dopoledních hodinách středoevropského letního času), tak i na Dálném východě a v Austrálii 7. května 2003. Celý úkaz trval přibližně 5 a 1/4 h. Během století se obvykle pozoruje 13 přechodů Merkuru; nejbližší další bude pozorovatelný z oblasti Pacifiku na přelomu 8. a 9. listopadu 2006. Moderní prostředky však umožňují sledovat i přechody vnitřních planet sluneční chromosférou; např. 16. listopadu 2045 bude Merkur procházet jen 6 % slunečního poloměru nad hranicí sluneční fotosféry a 3. června 2020 projde Venuše ve vzdálenosti 1,38 R☉ od středu Slunce, tj. rovněž chromosférou. A. Correia aj. se věnovali odhalení příčiny, proč Venuše rotuje retrográdně a navíc extrémně pomalu, neboť jedna otočka kolem osy jí trvá 243 dnů, zatímco oběh kolem Slunce jen 225 dnů. Ukázali, že Venuše se nachází v chaotické zóně Sluneční soustavy, kde je rotace planety výrazně ovlivňována gravitačními poruchami od ostatních planet. Pak může být podle příslušných numerických simulací vyvolána retrográdní rotace Venuše dokonce dvěma různými způsoby. Buď se samotná osa rotace překlopí a pak se rotace začne silně brzdit, anebo zůstává osa rotace stálá, ale rychlost rotace se zcela zabrzdí a následně se planeta začne otáčet velmi pomalu v retrográdním směru. Do hry sil zde vstupuje jednak mimořádně hustá atmosféra planety, jednak slapové točivé momenty a rozličné rezonanční jevy.

C. Cooková aj. srovnávali četnost dvojitých impaktních kráterů na Venuši a na Zemi. Z 28 pozemských kráterů s průměrem nad 20 km je zhruba osmina dvojitých, což znamená, že na Zemi docela často dopadají páry planetek. Venuše má však jen něco přes 2 % párových kráterů, ale autoři se domnívají, že jde o výběrový efekt vyvolaný hustou atmosférou Venuše; tj. že i na Venuši dopadají páry planetek v témže poměru jako na Zemi.

1. 1. 2. Země – Měsíc

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

M. Bizzarro aj. ukázali, že akrece Země z planetesimál trvala jen 30 milionů let, neboť to vyplývá ze zastoupení izotopů 176Lu a 176Hf v obyčejných chondritech. Zatím nejpřesnější hodnota stáří Sluneční soustavy vychází na (4 567,2 ±0,6) mil. roků, což nezávisle potvrdil též S. Jacobsen, který se dokonce domnívá, že Země se poskládala za pouhých 10 mil. roků a po dalších 30 mil. let do ní narazil Praměsíc. Podle C. Münkera aj. se srážka s Praměsícem odehrála před 4 533 mil. lety, když právě končila výstavba jádra a pláště Země. Je proto otázkou dohody, kterou událost označíme jako počátek existence Země. G. Caro aj. se domnívají na základě studií zastoupení izotopů 146Sm (s dlouhým poločasem rozpadu) a 142Nd (stabilním produktem rozpadu Sm), že k chemické diferenciaci nitra Země došlo během první stovky milionů let po vzniku Sluneční soustavy.

Výstavba Země skončila již před 4,46 mld. let, takže nejstarší známé horniny v oblasti Isua v záp. Grónsku jsou vlastně poměrně mladé – vznikly nanejvýš před 3,8 mld. let. Víceméně souvislé geologické údaje však máme až za poslední 2,5 mld let. Ačkoliv v té době byl na Zemi již rozšířen jednobuněčný mikroskopický život, k pravé explozi vyšších a makroskopických organismů došlo dramaticky rychle na počátku prvohor (kambria) před 542,0 mil. let – stačilo k tomu méně než milion let a od té doby se pestrost forem života až do dneška už příliš neměnila (s výjimkou epizod masových vymírání). Jak uvádí L. Mayo, jsou dobré důkazy o tom, že před 500 mil. lety trval sluneční den na Zemi pouhých 22 h. Z měření kosmickým radarem SRTM vyplynulo, že Jižní Amerika se oddělila od Afriky před 130 mil. lety a v současné době se pod jihoamerickou desku podsouvá deska karibská.

Dlouhodobý geologický průzkum naznačuje, že Země se v posledních 43 mil. let převážně ochlazovala. Nejstarší doložené epochy ochlazování spadají do doby před 2,90 a 2,25 mld. let. Další ochlazování pak proběhla před 950, 520, 440 a 300 mil. let. Velkou pozornost geologů budí probíhající vrt do ledového příkrovu Antarktidy, kde bylo v r. 2003 dosaženo hloubky 3,2 km, což odpovídá stáří ledu 750 tis. roků. Přitom vzorky ledu z doby před 450 tis. lety jsou vědecky nejcennější, neboť v té době byly parametry dráhy Země prakticky shodné se současnými.

Jak shrnul W. Reimold, ve XX. stol. proběhly dvě revoluce v nazírání na geologický vývoj Země. První se týká koncepce deskové tektoniky, jež dlouhodobě mění tvářnost zemského povrchu. Druhá pak souvisí s uznáním přetváření zemského povrchu impakty obřích meteoritů, resp. planetek, a využitím srovnávací planetologie těles Sluneční soustavy s pevným povrchem zásluhou rozvoje kosmonautiky. Podle D. Hughese je na Zemi průměr impaktního kráteru 8 ÷ 16krát větší než průměr dopadnuvší planetky. Energie dopadu pak závisí na 2,6. mocnině průměru kráteru, přičemž 1km kráter odpovídá energii řádu 1018 J (250 Mt TNT).

Zatímco ještě v 60. letech XX. stol. bylo na Zemi rozpoznáno jen 20 velkých impaktních kráterů, v současné době jich známe už 170. Největší z nich jsou krátery Vredefort v Jižní Africe starý 2,0 mld. let o průměru 300 km a Sudbury v Kanadě starý 1,85 mld. let o průměru 250 km. V okolí prvního se vytěžila asi polovina všeho zlata a velké množství uranu; kolem druhého jsou zase významné zásoby niklu. Při dopadech kosmických projektilů rychlostí až 72 km/s dosahují tlaky v místě výbuchu hodnot až 100 GPa a teploty až 10 kK, což jedinečným způsobem přetváří minerály i horniny. Stále však není úplně jasné, zda to byly impakty planetek, které přinesly na Zemi vodu, jíž je dnes v oceánech 1,5.1021 kg. Nejvodnatější řekou na Zemi je Amazonka.

Není vyloučeno, že v tomto století přijde další revoluce, pokud se podaří zkoumat nitro Země pomocí neutrin, jak již v r. 1984 navrhli L. Krauss aj. V japonském experimentu KamLAND se totiž nedávno podařilo za 6 měsíců zaznamenat 9 antineutrin, která přišla z nitra Země. Uvnitř Země probíhá, jak známo, rozpad radioaktivních izotopů uranu, thoria a draslíku, které produkují geotermální energii o příkonu 40 TW (to odpovídá výkonu 10 tis. velkých jaderných elektráren) a tento rozpad vede též ke vzniku antineutrin. Již v r. 1980 navrhli A. de Rujula aj., aby se slunečních neutrin využilo k tomografii zemského nitra, což by navíc umožnilo hledat efektivně ložiska ropy. A tak se možná v průběhu první poloviny tohoto století dočkáme ponorky s neutrinovým detektorem, která bude brázdit dna oceánů a měřit kolísání četnosti geoantineutrin...

T. Neubert shrnul dosavadní poznatky o dosud téměř neznámých optoelektrických jevech ve vysoké atmosféře Země. Poprvé o nich referovali v r. 1990 R. Franz aj., kteří rok předtím snímkovali červené „šotky“ (angl. sprites) v ionosféře ve výškách 60 ÷ 100 km a modré kroužky „skřítky“ (angl. elves) ve výšce 90 km nad zemí. Tehdy se ještě o reálnosti jevů, jež většinou souvisejí s mohutnými bouřkovými mraky sahajícími až do stratosféry, vážně pochybovalo. Dnes se už ví, že šotci ve tvaru kořene a natě mrkve trvají jednotky až stovky milisekund a vznikají z elektrického pole, jež se prostírá od kladně nabitého bouřkového mraku až do výšky 90 km. V této výšce je atmosféra vodivá a šotek se zkratuje. Na rozdíl od blesků jsou vodivé kanály šotků jen slabě ionizovány a dosahují teplot až 30 kK.

Porovnání s měřením na družici Compton naznačilo, že šotky vyvolává průlet spršky energetického kosmického záření atmosférou Země. Skřítci mají tvar svítících prstenů, které se ohřívají elektromagnetickým impulzem od zvlášť mohutných blesků. Podle V. Paska dosahuje průměr prstenů až 300 km. Zatímco šotci směřují z ionosféry dolů, objevili H. Su aj. při pozorování v Japonsku a v Antarktidě v červenci 2002 také obří modré výšlehy (angl. giant blue jets), letící z bouřkových mraků nahoru až do ionosféry rychlostí ≈ 100 km/s. Na Zemi probíhá nepřetržitě kolem 2 tis. bouřek, které produkují až 100 bleskových výbojů za sekundu. Špičkový výkon elektromagnetických impulzů dosahuje až 20 GW, což měřitelně ohřívá ionosféru ve výškách 60 ÷ 120 km nad Zemí.

Zemská atmosféra může sloužit i jako dopravní prostředek. V r. 2003 se podařilo prokázat, že prach zvířený nad čínskou pouští Takla Makan urazil za 10 dnů vzdálenost 20 tis. km a byl zachycen a identifikován ve Francouzských Alpách. Obří erupce na Slunci koncem října 2003 vyvolaly v našich zeměpisných šířkách dvě velké polární záře v ranních hodinách 29. 10. a večerních hodinách 30. 10. Rychlost slunečního větru tehdy dosáhla rekordních 2 050 km/s. Americký astronaut E. Lu si všiml při vizuálním sledování tří polárních září v červenci, září a říjnu 2003 ze stanice ISS – tedy „shora“ z výšky 380 km – že se v nich vyskytují kratičké záblesky o jasnosti 0 mag, jejichž povaha je zatím neznámá.

1. 1. 2. 2. Meteority

Před půlnocí místního času dne 26. března 2003 vystrašilo obyvatele Park Forest (jižního předměstí Chicaga) meteoritické bombardování, když jasnost bolidu byla srovnatelná se Sluncem a sonický třesk byl slyšitelný až v západní Kanadě. Městečko bylo doslova zasypáno stovkami úlomků meteoritu v dopadové elipse o šířce několika km a délce 10 km. Minimálně 6 střech domů a 3 zaparkovaná auta byla poškozena, ale nikdo nebyl zraněn. Největší nalezený úlomek o hmotnosti 3,5 kg udělal díru ve střeše domu, kterým proletěl až do suterénu, kde se odrazil a skončil na stole. Další úlomek rozbil v jiném domě okno a roztříštil zrcadlo v ložnici těsně vedle spícího chlapce. Během týdne se podařilo posbírat na 18 kg úlomků. Vesměs šlo o obyčejné chondrity typu L5. Vstupní průměr tělesa o hmotnosti asi 20 t se odhaduje na 2 m.

P. Spurný aj. uveřejnili další výsledky zkoumání meteoritu Neuschwanstein, jehož úlomky dopadly na Zemi 6. dubna 2002 v oblasti Tyrolských Alp. Autoři odhadli jejich celkovou hmotnost na 20 kg; dosud se podařilo nalézt v obtížném horském terénu tři úlomky o úhrnné hmotnosti 6,2 kg, které se nacházely v okruhu do 800 m od vypočteného ideálního místa dopadu téměř přesně na hranici Německa a Rakouska. Úlomky patří k typu enstatitu EL6 a byly na rozdíl od Příbramského meteoritu vystaveny expozici ve volném kosmickém prostoru po dobu plných 48 mil. let, zatímco Příbramské meteority jen 12 mil. roků. Autoři dále soudí, že v příslušném meteoritickém proudu se nachází asi miliarda větších objektů, neboť mateřské těleso mělo před rozpadem průměr asi 300 m.

Počet rozpoznaných meteoritů z Měsíce, resp. z Marsu, dosáhl 27, resp. 30, což je vlastně nepochopitelné, jelikož z počtu pravděpodobnosti vyplývá, že měsíčních by mělo být asi o dva řády více. Patrně zde hraje roli výběrový efekt, protože meteority z Měsíce dopadnou na Zemi v průměru za 10 tis. roků od chvíle vymrštění z Měsíce, kdežto z Marsu jim to trvá v průměru stokrát déle. Je však též možné, že Mars byl vystaven podstatně většímu bombardování planetkami než Měsíc. S. Děmidovová aj. zkoumali v poušti nalezený meteorit Dhofar 287B, který pochází z měsíčního regolitu a představuje brekcii o stáří 3,46 mld. roků. Jde o bazalt typický pro měsíční moře, a tudíž vyvřelou horninu i jasný doklad, že na Měsíci v té době byly činné sopky. D. Barber a E. Scott určili stáří proslulého meteoritu z Marsu ALHA 84001 na 4,4 mld. roků. Meteorit byl vymrštěn z Marsu při dopadu planetky před 4,0 mld. let. A. Brearley ukázal, že zrnka magnetitu vydávaná původně za známku života vznikla při impaktním tavení o teplotě 900 °C. M. Laurenziová aj. určovali stáří vltavínů a zjistili reálný rozptyl jejich vzniku v období před 14,0 ÷ 15,3 mil. lety. Vzorky z jižních Čech a západní Moravy dávají stáří (14,34 ±0,08) mil. roků, což přesně odpovídá stáří impaktních kráterů Riess v Německu. Další pole tektitů se nacházejí pouze v Severní Americe, na Pobřeží slonoviny a v Australasii, takže se zdá, že při impaktech meteoritů dochází k jejich vzniku jen za splnění dalších dosud nezjištěných podmínek.

Do konce r. 2002 se ocitlo ve světových muzeích už 37 tis. meteoritů; z toho plných 30 tis. pochází z nalezišť v Antarktidě, kde je jednak unáší drift ledovce směrem k oceánu, jednak se v morénách působením větru obnažují na povrchu ledovce. K. Tomeoka aj. a G. Matrajt aj. odhadli roční přírůstek hmoty Země díky meteoritickému prachu (s průměrem zrnek pod 2 mm) na 30 tis. t.

V r. 2003 si odborná veřejnost připomněla dvousetleté výročí rozpoznání kosmického původu meteoritů. Jak uvádí C. Cunningham, do r. 1768 se považovalo za jisté, že meteority jsou pozemského původu – mělo jít o kameny zasažené bleskem. Ještě v r. 1791 se blamovala francouzská Akademie věd, když odmítla přijmout zprávu 300 očitých svědků meteoritického bombardování u obce Barbotan dne 24. 7. 1790 a chemik C. Berthollet vyslovil politování, že vesnice má tak pověrčivého starostu. Další slavný chemik A. Lavoisier dokonce prohlásil, že „kameny nemohou padat z nebe, protože v nebi nejsou kameny“. (Není vyloučeno, že tyto názory ovlivnila vypjatá atmosféra právě probíhající Velké francouzské revoluce, která – jak známo – zahubila v r. 1794 také Lavoisiera; pozn. JG.).

Situace se však poměrně brzo začala měnit především zásluhou německého fyzika E. Chladniho, jenž zkoumal balvan o hmotnosti přes 0,5 t, který dopadl v Rusku a zásluhou P. Pallase byl v 70. letech 18. stol. převezen do Petrohradu. Chladni v r. 1794 ukázal, že balvan nemůže být vulkanického původu, protože zjistil, že úlomky nejsou zoxidovány. Vyslovil domněnku, že pocházejí z kosmických těles ve Sluneční soustavě, která nemají atmosféru, a tím předjal objevy prvních planetek, k nimž došlo na počátku 19. stol. Rozhodující zvrat pak přineslo další meteoritické bombardování v blízkosti městečka l′Aigle v sev. Francii 26. dubna 1803, když zprávy očitých svědků shromáždil a Akademii předložil známý fyzik J. Biot a ctihodní akademici uznali svůj předešlý omyl. Jak připomíná M. Gradyová, dnes má výzkum meteoritů klíčový význam pro studium vývoje planetárních soustav, hvězd i celých galaxií!

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

C. Cooková aj. zjistili, že 10 ÷ 15 % impaktních kráterů s průměrem nad 20 km na Zemi je dvojitých, takže nebezpečné planetky poměrně často přilétají v párech, což velmi ztíží obranu proti případným srážkám s křižujícími planetkami v budoucnosti. Na Venuši je zastoupení dvojitých kráterů šestkrát nižší, ale za to může spíše výběrový efekt podstatně hustší atmosféry než rozdíl v populaci párů planetek pro menší vzdálenosti přísluní. Současné odhady hovoří o tom, že při současné efektivitě hledání křižujících planetek budeme znát dráhy 90 % křížičů s průměrem nad 1 km do r. 2008. Podle J. Stuarta a R. Binzela dochází ke střetu Země s takovými tělesy v průměru jednou za 600 tis. roků. Následky pro pozemský život jsou přirozeně strašlivé, takže je v bytostném zájmu lidstva takovým srážkám účinně předcházet. Potenciální nebezpečí však představují i křižující menší tělesa s průměrem nad 140 m, která by při nárazu dokázala zcela zničit velkoměsto, popř. vyvolat ničivé vlny tsunami. Jejich počet se odhaduje na 120 tis. a odtud vyplývá průměrný interval mezi takovými srážkami 10 tis. roků. Kdyby se i tato tělesa měla dohledat, bude to trvat dalších 20 roků za relativně levný peníz 400 mil. dolarů.

Jak uvedli J. Borovička aj., ke křížičům fakticky patří i meteorit Morávka z r. 2000, který se pohyboval v kosmu jako samostatné těleso po dobu zhruba 7 mil. roků, přičemž ještě před 5 mil. lety měl přísluní ve vzdálenosti pouhé 0,1 AU. Díky komplexnímu sledování ze Země i ze špionážních družic jde dnes především zásluhou českých astronomů o historicky vůbec nejlépe dokumentovaný pád meteoritu. Dosud bylo sice zaznamenáno asi 800 pádů, ale jen v 6 případech jsou známy dobré dráhy bolidů v atmosféře i původní dráhy těles ve Sluneční soustavě; z toho právě polovina (Příbram, Morávka, Neuschwanstein) byla určena odborníky z Ondřejova.

S. Ward a E. Asphaug modelovali dopad planetky 1950 DA do Atlantiku, k němuž by s pravděpodobností 0,3 % mohlo dojít 16. 3. 2880. Planetka o průměru 1,1 km by se srazila se Zemí rychlostí 17 km/s a vyhloubila by ve dně oceánu kráter o průměru 17 km a hloubce 5 km, přičemž by se uvolnila energie 60 Gt TNT (240 EJ; tj. bratru desetinásobek celosvětového arzenálu jaderných zbraní). Bezprostředním následkem by bylo obrovité tsunami, které by dospělo k východnímu pobřeží USA a západnímu pobřeží Evropy během nějakých dvou hodin s výškou vlny 120 m, jež by smetla vše nejméně do vzdálenosti 4 km od břehů. Podle P. Blanda a N. Artěmijevové začíná riziko obřích tsunami pro kosmické projektily o velikosti nad 200 m, které se srážejí se Zemí v průměru jednou za 170 tis. let, přičemž ničivá energie nárazu dosahuje řádu 1 Gt TNT (4 EJ). Známý Barringerův kráter v Arizoně vznikl dopadem kovového meteoritu o průměru necelých 50 m, jenž se střetl se Zemí rychlostí 11 km/s a vyhloubil kráter o průměru 1,2 km a hloubce asi 200 m. Energie uvolněná nárazem dosáhla hodnoty 20 Mt TNT (80 PJ).

N. Gehrels shrnul modelové výpočty ohrožení života na Zemi při výbuchu blízké supernovy, která by zaplavila Zemi jednak zářením gama, jednak kosmickými paprsky. Ty pak rychle zničí ozonovou vrstvu, pokud supernova vybuchne blíže než 8 pc od Země, což se v průměru stává jednou za 1,5 mld. let. Výbuchy supernov (resp. zábleskových zdrojů záření gama) proto nemohou být příčinou pěti velkých vymírání organismů v posledních 500 mil. let. Podle B. Schmitze aj. existují dobré geochemické důkazy pro velkou srážku s planetkou před 480 mil. lety (střední ordovik) na základě studia vápencových usazenin v moři u jižního Švédska. Sama srážka byla následkem rozpadu většího tělesa v pásmu planetek a jeho pozůstatkem je dnešní rodina planetek Flora.

K dalšímu velkému vymírání došlo před 380 mil. lety (střední devon) a podle B. Ellwooda aj. i v tomto případě existují geochemické důkazy o pádu velké planetky, získané při studiu usazenin z Maroka. Také jedno z největších vymírání na rozhraní permu a triasu (P/T) před 251 mil. lety bylo téměř určitě způsobeno dopadem planetky, jak se potvrzuje nálezy meteoritů v Antarktidě. Podle B. Ivanova a H. Meloshe nemohly impakty planetek vyvolat následný vulkanismus na Zemi, neboť k tomu by musely mít impaktní krátery průměr minimálně 500 km v oceánu a dokonce 1 200 km na souši. Z toho důvodu zřejmě příčinně nesouvisí mimořádně mohutná vulkanická epizoda v oblasti Deccanských desek v Indii, která se navíc odehrála asi o půl milionu let dříve, než došlo k masovému vymírání po dopadu planetky Chicxulub na rozhraní křídy a třetihor (K/T).

G. Gončarov a V. Orlov zjistili, že k velkým vymíráním dochází v době, kdy Slunce při oběhu centra Galaxie prochází galaktickou rovinou. Domnívají se, že to souvisí s většími gravitačními poruchami vyvolanými větším počtem mezihvězdných mračen právě v této rovině. Díky častějším poruchám pak na Zemi dopadá více planetek. Nejhorší vymírání (59 % druhů) se odehrálo v epoše P/T, následováno vymíráním K/T (42 % druhů). C. Belcherová aj. však zjistili, že vymírání K/T nepředcházely rozsáhlé požáry vegetace, jak se dosud soudilo z modelových výpočtů důsledků obřích impaktů. A. Melosh aj. tvrdí, že vymírání před 443 mil. lety (konec ordoviku), při němž mj. vyhynuli trilobiti, nezpůsobil pád planetky, ale blízké vzplanutí gama (GRB), které zničilo atmosférický ozón a vedlo k produkci jedovatého NO2.

1. 1. 2. 4. Měsíc

B. Burattiová a L. Johnsonová objevily na podrobných snímcích Měsíce, pořízených sondou Clementine v r. 1994 a sondou Lunar Orbiter v r. 1967 mladý impaktní kráter o průměru 1,5 km. Poloha kráteru (2,3° z. d.; 3,9° s. š.) dobře souhlasila se světelným zábleskem o trvání 8 s, který 15. 11. 1953 pozoroval v Oklahomě americký astronom-amatér L. Stuart vizuálně i fotograficky na neosvětlené části Měsíce. Odtud usoudily, že Stuart pozoroval dopad tělesa o průměru asi 20 m, které vyhloubilo zmíněný kráter. Překvapující koincidenci však rychle vyvrátila prohlídka archivních snímků Měsíce, pořízených 2,5m reflektorem observatoře Mt. Wilson již v r. 1919 – ten čerstvý kráter je tam zřetelně viditelný, což nezávisle potvrdil také snímek Crossleyho reflektorem z r. 1937. Dalším problémem je délka záblesku, protože zkušenosti s dopady Leonid na Měsíc ukazují, že záblesky impaktů trvají jen milisekundy. Podle J. Meloshe by 8s záblesk znamenal, že impaktní kráter by musel mít v průměru asi 80 km. Stuartovo pozorování tak zůstává záhadou, a protože původní snímek se ztratil (Stuart zemřel v r. 1969), sotva se je podaří někdy objasnit.

Výzkum měsíčních hornin může přinést geologům cenné zprávy o raných fázích vývoje Země i celé Sluneční soustavy, protože výpočty naznačují, že na každém čtverečním kilometru povrchu Měsíce leží až 200 kg hornin vymrštěných ze Země při dopadech planetek. Mnohé z úlomků mohou přitom pocházet z tak raných fází vývoje Země, že se obdobné vzorky nedají dnes nalézt na Zemi. Odborníci NASA začali proto znovu prohledávat vzorky nasbírané na Měsíci v blízkosti impaktního kráteru posádkou kosmické lodi Apollo 16. P. Bland ukázal, že četnost vzniku impaktních kráterů na Měsíci se v průběhu posledních 4 mld. let nemění, takže přísun kosmického materiálu na Měsíc je dlouhodobě stálý. Četnost impaktních kráterů s průměrem nad 300 m v polárních oblastech Měsíce je však podle nových radarových měření na vlnové délce 0,7 m radioteleskopem v Arecibu překvapivě nízká. Jak uvedli B. Campbell aj., není na povrchu ani do hloubky několika metrů pod povrchem Měsíce souvislá vrstva ledu, jako je tomu v zastíněných oblastech na Merkuru. To snižuje vyhlídky na „těžbu“ vody na Měsíci při zamýšleném návratu kosmonautů na Měsíc.

1. 1. 3. Mars

Závěr léta 2003 byl ve znamení planety Mars, která se 27. srpna ocitla k Zemi nejblíže za posledních 60 tisíc let – v minimální vzdálenosti pouhých 55,76 mil. km. Průměr Marsova kotoučku dosáhl v těch dnech 25,1″ a jeho jasnost 2,9 mag. Mimochodem, od poloviny července do počátku října 2003 bylo možné pozorovat Mars očima i na denním nebi po východu nebo před západem Slunce. Kolem opozice pak stačil k pozorování Phobose a Deimose 0,25m reflektor, pokud se obraz Marsu odstínil neprůhledným terčíkem. Nádherné snímky obou polokoulí Marsu pořídil ve dnech 26.–27. 8. i HST pomocí kamery WFPC2.

Zájem o pozorování Marsu toho večera byl po celém světě obrovský a přesahoval kapacitní možnosti lidových hvězdáren. Marné bylo upozorňování popularizátorů astronomie, že příznivé podmínky k pozorování Marsu potrvají řadu týdnů. Na druhé straně však enormní zájem veřejnosti přesvědčivě ukázal, že i v době televize, videa a internetu má pohled dalekohledem na drobný načervenalý kotouček s několika tmavšími skvrnami a jasnou polární čepičkou své nenahraditelné kouzlo. Odhaduje se, že na Mars se v ty dny uvědoměle dívalo více než 2 mld. pozemšťanů; podstatně více než při předešlých velkých (perihelových) opozicích v letech 1877, 1892, 1907, 1924, 1939, 1956 a 1971.

I když stejně velké přiblížení se příště odehraje až 28. srpna r. 2287, nemusíme si zoufat. Již na podzim r. 2005 se Mars opět přiblíží k Zemi; o čtvrtinu větší vzdálenost 69,42 mil. km bude pro pozorovatele na severní polokouli bohatě vyrovnána větší výškou planety nad jižním obzorem – zatímco v r. 2003 činila nanejvýš 25°, v r. 2005 to bude 56°. Další Marsovy opozice však budou výrazně méně příznivé až do 27. července 2018, kdy se Mars přiblíží k Zemi na 57,75 mil. km.

Ze Země se podařilo již počátkem července 2003 zpozorovat zárodek očekávané prachové bouře v pánvi Hellas. Očekávané proto, že prachové bouře se dostavují obvykle tehdy, když je Mars poblíž perihelové opozice. Další bouře se objevila v oblasti Chryse Planitia koncem července a znovu v polovině prosince. Nicméně k obávané celoplanetární prachové bouři jako např. v r. 1971 tentokrát kupodivu nedošlo.

Těžiště výzkumu Marsu se pochopitelně už dávno přeneslo na kosmické sondy, které zkoumají planetu z nízkých oběžných drah. P. Bond zveřejnil statistiku kosmických letů k Marsu za čtyři desetiletí od r. 1963, kdy kolem rudé planety proletěla tehdy bohužel již nefunkční první sovětská sonda Mars 1. SSSR, resp. nyní Rusko, vyslalo k Marsu 18 sond, z toho však 15 selhalo a 3 byly jen částečně úspěšné. USA podnikly v témže období 16 letů, z toho bylo 10 úspěšných a 2 sondy dosud fungují; 4 pokusy však selhaly.

Nejdéle činná sonda Mars Global Surveyor (MGS) měří od r. 1997 a do léta 2002 předala na Zemi již 124 tis. snímků, které jsou dostupné na internetu. Snímky dokládají změny ve vzhledu písečných přesypů, které způsobuje vítr. Mezi záběry Marsu však najdeme i dosud nejlepší snímek družice Phobos z 1. června 2003. Byl pořízen na vzdálenost 9 670 km a jeho lineární rozlišení dosahuje 36 m. Na snímku je vidět bramborovitý vzhled družice o hlavních rozměrech 27 × 22 × 18 km a periodě rotace 7,7 h, jakož i rovnoběžné rýhy, které pravděpodobně způsobila planetka, jež vyhloubila největší kráter Stickney. MGS dále pořídil 8. května 2003 působivý záběr Země s Měsícem. Země má na snímku úhlový průměr 19″ a jasnost 2,5 mag; Měsíc 5″ a +0,9 mag. Sonda též pomohla J. Grantovi aj. vytipovat místa pro přistání vozítek v programu MER počátkem r. 2004. Do finále se ze 155 uvažovaných cílů dostaly nakonec dva: kráter Gusev a planina Meridiani Planum. Na obou místech se údajně kdysi měla vyskytovat tekutá voda.

S. Byrne a A. Ingersoll zjistili na základě infračervených pozorování ze sondy Mars Odyssey (MO), že 95 % CO2 se v současnosti nalézá v Marsově atmosféře, zatímco zbytek v podobě ledu v polárních oblastech. Tloušťka načechraného sněhu CO2 v polárních čepičkách nepřesahuje 8 m; pod ním se nachází vodní led. Podle I. Mitrofanova aj. je však i tak množství kondenzovaného CO2 v severní polární čepičce na vrcholu zimy úctyhodné – plné 2 teratuny, což však představuje jen 5 % hmotnosti polární čepičky – ostatek připadá na vodní led! V létě se led CO2 odpaří a vidíme pouze bílý vodní led. T. Titus aj. našli vodní led i na samém okraji jižní polární čepičky, která vykazuje větší sezonní změny než čepička severní.

P. Christensen aj. se domnívají, že sondami objevené strouhy na svazích kráterů vznikly táním sněhu při zvýšené teplotě na Marsu, která je důsledkem významných změn sklonu jeho rotační osy a výstřednosti oběžné dráhy na časové stupnici kolem stovek tisíc až milionů let. Podle J. Heada aj. kolísá během těchto údobí sklon rotační osy od 15° do více než 35° a na časové stupnici 10 mil. roků dokonce od 14° do 48°, takže polární oblasti pak dostávají mnohem větší příděl slunečního záření a led tam nahromaděný sublimuje a posléze kondenzuje ve středních areografických šířkách. Poslední období velkého sklonu rotační osy se odehrálo před pouhými 500 tis. lety, kdy silná vodní eroze trvala zhruba 5 tis. let. To způsobilo, že plná polovina povrchu Marsu byla tehdy zaledněna.

Měření laserového altimetru na sondě MGS a snímky sond MGS a MO podle M. Malina a K. Edgetta prokázaly, že celá planeta je pokryta propojenou sítí stružek a řečišť, jimiž voda stékala do rozsáhlých jezer, kde postupně zmizela. L. Ksanfomaliti uvádí, že snímky MGS zobrazují na svazích kráterů tmavé pruhy, které se směrem ke dnu zužují. Jde o nejhlubší oblasti na Marsu, kde je tlak atmosféry vyšší než průměrný, takže voda tam může snadněji téci, ale při stékání kvůli chladnému povrchu zamrzá, a proto se pruhy zužují. Crčící voda ve stružkách na svazích kráterů byla chráněna před rychlým odpařením svrchní vrstvou sněhu, jenž působí jako izolace, podobně jako je to známo na Zemi z Grónska. Rezavý vzhled povrchu planety však není vyvolán vodní korozí, nýbrž meteority, které dopadají na Mars a obsahují nikl. O oxidaci povrchu se stará peroxid vodíku H2O2, jenž byl v r. 2003 na Marsu nalezen pomocí infračerveného teleskopu IRTF NASA zejména v rovníkovém pásmu.

C. Yoder aj. odvodili z nepatrných poruch dráhy orbitální sondy MGS v letech 1999–2002, že Mars má tekuté železné jádro, nepatrně protažené ve směru ke Slunci slapovými silami. Jádro sahá zhruba do poloviny poloměru planety. Sklon dráhy sondy se mění o 0,001° za měsíc. Z pozorování přistávacího modulu Mars Pathfinder se podařilo určit i dobu precesní periody rotační osy Marsu na plných 170 tis. roků. K. Mitchell a L. Wilson ukázali, že významným geologickým činitelem ve vývoji Marsu jsou vulkanické epizody trvající řádově milion roků, oddělené dlouhými obdobími klidu v trvání kolem 100 mil. let.

Vulkány, připomínající štítové sopky na Zemi, se soustřeďují ve dvou oblastech: Tharsis (zde se nacházejí rekordně vysoké sopky Sluneční soustavy Olympus a Ascraeus) a Elysium. Celkem je na Marsu stěží 10 sopek, které se zřejmě po delší přestávce opět probudí k životu. Jedině tehdy se na Marsu může objevit více tekuté vody, protože sonda MO odhalila na povrchu planety minerály jako olivín, který by se působením tekuté vody rozpadl během jednoho tisíciletí. J. Lunine aj. porovnávali zastoupení vody na Zemi a na Marsu. Domnívají se, že většina vody na Zemi i na Marsu pochází z planetek, a protože na výstavbě Marsu se podílely planetky vzdálenější od Slunce, nashromáždil Mars možná jen šestinu a nanejvýš čtvrtinu množství vody, jež je obsaženo v pozemských oceánech, jejichž hmotnost činí asi 1,5.1021 kg.

Někdy se říká, že když je či byla na Marsu tekutá voda, že tím je zaručeno, že tam byl či je život. Voda je však možná nutná, ale rozhodně nikoliv postačující podmínka pro život, jak ukázali A. Schuerger aj. v pokusu, kdy vystavili v pokusné komoře spory Bacillus subtilis podmínkám, které panují na povrchu Marsu. Zjistili, že 99,98 % populace zmíněného bacilu by tam zahynula během několika minut a zbytek by byl zničen během jediného Marsova dne (solu). To mimochodem znamená, že není žádné nebezpečí kontaminace Marsova povrchu nedostatečně sterilizovanými troskami neúspěšných kosmických sond – potřebnou sterilizaci vykoná ultrafialové záření Slunce ve velmi krátké době. Podle měření aparatury MARIE na sondě MO by případná lidská posádka směřující k Marsu byla vystavena denní radiaci 1,2 mSv, což je jen 3× více, než kolik dostává posádka na Mezinárodní kosmické stanici. Sama MARIE však byla zničena na oběžné dráze u Marsu po příchodu energetických částic slunečního větru z obří erupce 28. října 2003 – a to by patrně ani případní kosmonauti nepřežili. Problém pilotovaných letů však tkví také v tom, že konvenční rakety dokáží na Mars dopravit jen 0,01 % své počáteční hmotnosti. Má-li tedy na Marsu přistát řekněme 100t kosmická loď (hmotnost měsíčního modulu Apollo přitom činila 15 t, a to se letělo pouze na Měsíc!), vyžaduje to start raket o úhrnné hmotnosti 1 mil. tun!

1. 1. 4. Jupiter

T. Spohn a G. Schubert odhadli tloušťku ledu nad kapalným oceánem na družici Europa na několik málo desítek km, zatímco u Ganymedu a Kallisto dosahuje tloušťka ledu až 80 km. Vlastní oceán na Europě je pak hluboký necelých 100 km, zatímco u dalších družic 200 ÷ 350 km. Samotnou existenci tekutých podpovrchových oceánů na Ganymedu a Kallisto by dle W. Moora a G. Schuberta pomohly odhalit slapy na povrchu obou družic. Pokud oceány existují, dosáhne amplituda slapů povrchu družic 5 ÷ 7 m. Pokud tam nejsou, pak by amplituda slapů nepřesáhla 0,5m, což by se dalo rozlišit altimetrem na některé příští sondě. Kallisto není geologicky diferencovaná na rozdíl od Ganymeda, kdežto Amalthea představuje hromadu sutě, podobně jako řada planetek. Při průletu sondy Galileo kolem Amalthey se podařilo údajně pozorovat v okolí sondy malá tělesa, ale podrobnosti o nich se pro nedostatek údajů nepodařilo získat.

Sonda Galileo ukončila svou veleúspěšnou činnost navedením do Jupiterovy atmosféry 21. září 2003, aby se předešlo případné kontaminaci povrchu družice Europa při neřízeném pádu sondy na těleso, které je možná obydleno mikroorganismy. Skončila tak jedna z nejúspěšnějších etap výzkumu Sluneční soustavy, kterou přitom provázely nemalé technické těžkosti, zaviněné nejprve havárií raketoplánu Challenger, kvůli níž se musel změnit plán letu i základní nosič. Nedostatečný tah použité nosné rakety si vyžádal úpravu letového plánu o průlet sondy kolem Venuše a řešení rizika přehřátí sondy, která původně nebyla pro takové teploty konstruována. Nakonec se vše zvládlo, až na závažný problém se zaseknutím mechanismu pro rozvinutí hlavní komunikační antény sondy, což se podařilo do značné míry vyrovnat zlepšením kompresního poměru pro přenos dat. Nakonec se technici museli vyrovnávat se selháním palubního magnetofonu a postupným poškozováním řídícího počítače a přístrojů silnou radiací v okolí Jupiteru.

Sonda však přinesla úžasné údaje již po cestě k Jupiteru, když pozorovala zblízka planetky Gaspra (říjen 1991) a Ida (srpen 1993) – přitom byl navíc objeven malý průvodce planetky, jenž dostal jméno Dactyl. Sonda též sehrála jedinečnou roli při nečekané příležitosti pozorovat dopady úlomků komety Shoemaker-Levy 9 na Jupiter v červenci 1994. Po příletu k Jupiteru koncem r. 1995 se sestupný modul úspěšně oddělil a měřil profil Jupiterovy atmosféry, zatímco oběžný modul jednak předával tyto údaje směrem k Zemi, jednak se zcela podle plánu věnoval dlouhodobému výzkumu obřích (Galileových) družic Jupiteru i družice Amalthea i samotného Jupiteru až do okamžiku svého zániku.

Průlet sondy Cassini kolem Jupiteru na přelomu let 2000/2001 umožnil B. Maukovi aj. odhalit v okolí Europy hustý oblak neutrálního plynu tvaru koblihy o hmotnosti kolem 60 kt. Oblak se vzhledem podobá ještě hustšímu vulkanickému oblaku kolem družice Io, ale jeho původ je nejspíš odlišný: vzniká bombardováním molekul vodního ledu na povrchu družice energetickými ionty Jupiteru. Ke studiu atmosféry planety a vývoje „počasí“ se použilo celkem 26 tis. snímků, pořízených sondou Cassini během půl roku. Sonda nalezla celkem 43 různých bouřek v atmosféře Jupiteru a odhalila vzestupné plynné proudy v tmavých pásech Jupiteru, kdežto klesající plyn ve světlejších zónách atmosféry. Charakteristické zonální pásy v atmosféře obsahují zejména ve vysokých jovigrafických šířkách četné skvrny, které se v daném pásu pohybují všechny jedním směrem tempem až 180 m/s, ale v přilehlých pásech směrem opačným. Jupiterovy prstence jsou tvořeny částicemi erodovanými mikrometeority, které patrně pocházeji z družic Metis, Adrastea a Himalia.

Družice Jupiteru objevené v průběhu r. 2001 dostaly rozhodnutím Mezinárodní astronomické unie (IAU) definitivní čísla a jména, jak uvádí tabulka:

Nové družice Jupiteru (2001)
Definitivní označení (J) Jméno Předběžné označení (S/)
XXVIII Autonoe S/2001 J1
XXIX Thyone J2
XXX Hermippe J3
XXXI Aitne J11
XXXII Eurydome J4
XXXIII Euanthe J7
XXXIV Euporie J10
XXXV Orthosie J9
XXXVI Sponde J5
XXXVII Kale J8
XXXVIII Pasithee J6

Pozemní dalekohledy Subaru, CFHT a UHT pokračovaly i r. 2003 v úspěšném hledání dalších malých družic Jupiteru. Během února až května tak byly objeveny družice 2003 J1 – J21 s oběžnými dobami 236 ÷ 983 d, výstřednostmi drah až e ≈ 0,8 a sklony až i ≈ 39°, a až na jednu výjimku s retrográdními dráhami, takže jde téměř určitě o zachycené planetky o rozměrech několika málo km. Jupiterova rodina družic se tak rozrostla na 61 členů a planety Sluneční soustavy tak mají dohromady již 136 průvodců.

Vývojem drah a srážkami drobných nepravidelných družic Jupiteru se zabývali D. Nesvorný aj. Ukázali, že zejména retrográdní dráhy s velkým sklonem jsou dlouhodobě nestabilní, podobně jako prográdní dráhy s dlouhými poloosami. Naproti tomu retrográdní dráhy s dlouhou poloosou jsou stabilní na časové stupnici 100 mil. roků. Velké a hmotné družice vyvolávají srážky malých družic, jejichž úlomky pak vytvářejí dvě rodiny nepravidelných družic planety.

1. 1. 5. Saturn

Pozorovatelé nejkrásnější planety se mohli v r. 2003 těšit z nejpříznivější konstelace Saturnu za posledních bezmála třicet roků, neboť planeta prošla 26. července přísluním, měla široce rozevřené prstence a vysokou deklinaci +22°, výhodnou zvláště pro pozorovatele na severní polokouli. V noci ze 4. na 5. ledna 2003 šlo v Severní Americe pozorovat přechod Saturnu přes známou Krabí mlhovinu. Mlhovina má sice úhlové rozměry o řád větší, než je největší rozměr prstenců planety, ale zato je o 9 mag slabší, takže v záři Saturnu prakticky zanikala. Na jaře 2003 pořídil sérii nejvíce rozevřených prstenců Saturnu také HST ve 30 úzkopásmových filtrech. „Špice“ (angl. spokes) v Saturnových prstencích, objevené pomocí snímků ze sond Voyager, jsou ve skutečnosti vizuálně občas pozorovatelné i ze Země, jak v r. 1977 zjistil S. O´Meara a dokonce i mnoho pozorovatelů už od r. 1877. Stačí k tomu dalekohled s průměrem objektivu 0,5 m a přirozeně orlí zrak. Špice vznikají levitací elektromagnetického prachu uvnitř prstenců.

Goldreich a N. Rappaport porovnali polohy družic Prometheus a Pandora, objevených sondami Voyager, se současnými snímky z HST a zjistili, že zatímco Prometheus se na své oběžné dráze kolem Saturnu opozdil proti předpovědi o plných 20°, Pandora se o tentýž úhel předběhla. Autoři spočítali, že na vině jsou vzájemné gravitační poruchy obou těles, které vedou k chaotické změně dráhových parametrů, přičemž jejich oběžné doby jsou v resonanci 121 : 118 a jejich hmotnosti dosahují 5,8 a 3,4 v jednotkách 10 10 M☉. Obě družice jsou pastýřkami jemného prstence F, jenž byl objeven teprve kosmickými sondami Voyager počátkem 80. let minulého století. Podle T. Hartquista aj. je nejhmotnější prsten B, dosahující hmotnosti 3.1019 kg a za ním prsten A o hmotnosti 6.1018 kg. Prsten C má jen 1.1018 kg a prsten F 1.1014 kg; hmotnost prstenu D známa není.

A. Sánchezová-Lavegová aj. zjistili porovnáním snímků Saturnu, pořízených sondami Voyager a kamerou WFPC2 HST v letech 1980–2002, že rychlost rovníkového tryskového proudění atmosféry během té doby klesla o plných 200 m/s, kdežto mimo rovník se neměnila a činila stále až 470 m/s.

T. Geballe aj. identifikovali pomocí infračervených spekter Titanu v jeho troposféře a mezosféře kyanovodík, acetylen a metan. Oranžový nádech husté atmosféry družice působí kapénky etanu, jenž vzniká rozkladem metanu působením slunečního a kosmického záření. Snímky Titanu, pořízené teleskopy Keck II a Gemini N, odhalily koncem února 2002 bouřku o průměru 1 400 km, sahající až k vrcholkům mraků ve výši 15 km nad terénem. C. Griffith aj. objevili na povrchu družice vodní led. S. Sheppard ohlásil v dubnu 2003 objev nové družice S/2003 S1, která obíhá kolem Saturnu po retrográdní dráze s výstředností e = 0,33, oběžnou dobou 989 d a sklonem 136°. Tím stoupl počet družic Saturnu na 31. IAU mezitím schválila jména Saturnových družic objevených v r. 2000, jak uvádí tabulka:

Nové družice Saturnu (2000)
Definitivní označení (J) Jméno Předběžné označení (S/)
XIX Ymir S/2000 S1
XX Paaliaq S2
XXI Tarvos S4
XXII Ijiraq S6
XXIII Suttung S12
XXIV Kiviuq S5
XXV Mundilfari S9
XXVI Albiorix S11
XXVII Skadi S8
XXVIII Erriapo S10
XXIX Siarnaq S3
XXX Thrym S7

1. 1. 6. Nejvzdálenější planety

Kamera ACS HST potvrdila koncem srpna 2003 existenci družice Uranu 24 mag s předběžným označením S/1986 U10, kterou předtím pozorovala pouze sonda Voyager 2 a rozpoznal v r. 1999 E. Karkoschka. Družice oběhne Uran za 15,3 h a byla v r. 2003 o 48° vpředu proti předpovědi z r. 1999. Současně pozorovala i družici s číslem VII Ophelia. Družice Uranu s předběžným označením S/2001 U1 dostala definitivní číslo XXI a jméno Trinculo. Během roku 2003 bylo pozemními přístroji resp. HST objeveno dalších 5 družic, z nichž S/2003 U3 má přímou dráhu se sklonem 51°, rekordní výstřednost e = 0,78 a velkou poloosu 0,1 AU. Koncem roku 2003 měl Uran už 27 družic a „dotahuje“ se na Saturn.

D. Hughes přijal pro rotační periodu Uranu hodnotu odvozenou z rádiových měření sondy Voyager 2 – (17,24 ±0,1) h. Pro Neptun vychází z rotace jeho magnetosféry perioda (16,11 ±0,05) h. C. Max aj. pořídili Keckovým teleskopem s adaptivní optikou snímky Neptunu s úhlovým rozlišením 0,05″, což odpovídá rozlišení 1 000 km na povrchu planety. Na snímcích jsou patrné oblačné struktury v podobě atmosférických pásů. L. Sromovsky aj. zjistili porovnáním snímků Neptunu, pořízených HST v letech 1996–2002, že albedo planety v optické a blízké infračervené oblasti spektra vzrostlo až o 4 %. Autoři to přičítají sezonním změnám během dlouhých „ročních dob“. Rotační osa Neptunu je totiž skloněna ke kolmici k oběžné dráze pod úhlem 29° a jednotlivé roční doby trvají přes 40 pozemských let.

E. Karkoschka shrnul údaje o malých blízkých družicích Neptunu na základě rozboru 87 snímků, které pořídila sonda Voyager 2 v r. 1989. Družice se nacházejí v mezerách mezi obloukovými prstenci planety, resp. v jejich blízkém okolí, a mají vesměs nekulové tvary, charakterizované přibližně jako trojosé elipsoidy o rozměrech 48 × 30 × 26 km (Naiad), 54 × 50 × 26 km (Thalassa), 90 × 74 × 64 km (Despina), 102 × 92 × 72 km (Galatea) a 108 × 102 × 84 km (Larissa). Rozměry jsou počítány za předpokladu, že albedo povrchu družic kolísá v rozsahu 0,07 ÷ 0,14.

M. Holman aj., J. Kavelaars aj. a D. Jewitt aj. pokračovali v hledání dalších družic Neptunu velkými dalekohledy na Havaji a v Chile, přičemž objevili v r. 2002 čtyři nové družice o jasnostech 25 ÷ 26 mag a lineárních průměrech do 60 km, dráhových výstřednostech 0,17 ÷ 0,60 a velkých poloosách kolem 0,1 ÷ 0,3 AU; pátou novou družici pak našli v r. 2003 – ta má rekordní oběžnou dobu 26,3 roku, přičemž se v apocentru vzdaluje až na 80 mil. km od Neptunu. Tři z nových družic mají retrográdní dráhy. Jde o první objevy nových družic planety od památného průletu sondy Voyager 2 v r. 1989 a první pozemní objev od r. 1949. Úhrnem má tak Neptun již 13 družic. Neptun má též svého prvního Trojana – planetku 2001 QR322 o průměru 230 km, jak ukázalo dlouhodobé sledování její nezvyklé dráhy.

J. Elliot aj. a B. Sicardy aj. zjistili rozborem zákrytů hvězd P126 a P131 (≈ 16 mag) Plutem, k nimž došlo 20. 7. a 21. 8. 2002 a jež byly podrobně sledovány řadou teleskopů na Mauna Kea i v Arizoně, že atmosféra Pluta se od r. 1988 nijak neochladila a stále má teplotu 104 K, ačkoliv se Pluto od té doby dosti výrazně vzdálil od Slunce. Navíc se atmosféra od té doby rozepnula o 40 km a ve výškách do 80 km stoupl tlak plynu na dvojnásobek, tj. až na 0,5 Pa. Podobná zvýšení byla zaznamenána také u Neptunovy obří družice Triton. Příčina těchto nečekaných proměn je nejasná.

C. Olkin aj. měřili vzájemné polohy Pluta a Charonu na snímcích pointeru FGS HST a podařilo se jim tak pokrýt 69 % délky oběžné elipsy. Odtud obdrželi poměr hmotností obou těles (0,122 ±0,008) a dále poloměry 1 151 ÷ 1 195 km (Pluto) a 593 ÷ 621 km (Charon) i střední hustoty 1,8 ÷ 2,1 (Pluto) a 1,6 ÷ 1,8 (Charon) v jednotkách hustoty vody v pozemských podmínkách. Hmotnost obou těles dohromady činí 1,5.1022 kg (1/5 hmotnosti Měsíce). Odtud vyplývá, že obě tělesa obsahují horniny; led představuje 70 % hmotnosti Charonu a 60 % hmotnosti Pluta. Hustota Pluta je velmi blízká hustotě Tritonu (2,05). Lze očekávat, že tyto hodnoty se podaří v budoucnu zpřesnit, jelikož Pluto se blíží k rovině Galaxie, kde vzrůstá četnost hvězd, které budou posléze zakrývány. M. Bui a D. Tholen objevili pomocí HST malou excentricitu oběžné dráhy Charonu e = 0,0075 kolem Pluta. Jelikož slapy v soustavě jsou silné, nemůže být tato výstřednost příliš stará, protože jinak by ji už slapové síly odstranily. Autoři odtud usuzují na náraz nějakého většího tělesa do

1. 2. Meziplanetární látka

1. 2. 1. Planetky

Čeští i slovenští pozorovatelé planetek se i v r. 2003 činili a tak počet nově pojmenovaných planetek s vazbou na naše státy byl opět úctyhodný – bohužel již naposledy, protože usnesení IAU z r. 2004 omezuje počty nových pojmenování velmi výrazně. Takže si ten předloňský seznam náležitě vychutnejte:

České a slovenské planetky, 2003

Koncem roku 2002 překročil počet pojmenovaných planetek 10 tisíc a počet očíslovaných planetek 50 tisíc. Jubilejní číslo (50000) dostala poměrně velká transneptunská planetka Quaoar, objevená v červnu 2002 na Mt. Palomaru, která dle J. Ortize aj. má průměr (1 260 ±200) km a lehce protáhlý tvar s poměrem hlavních os 1,13. Planetka rotuje v periodě 8,8 h; popř. v jejím dvojnásobku.

Astronomové ovšem nyní evidují už více než 200 tis. planetek, i když zdaleka ne všechny mají dosud tak spolehlivě určenou dráhu, aby jim mohli přidělit katalogová čísla. Nárůsty počtů v posledních letech jsou opravdu dramatické, což je dáno především výkonnými automatickými přehlídkami oblohy (LINEAR, LONEOS, Spacewatch, NEAT atd.); navzdory tomu R. Jedicke aj. tvrdí, že vytyčený cíl objevit tímto způsobem 90 % křižujících planetek s průměrem nad 1 km do r. 2008 není realistický, protože mezní hvězdná velikost všech přehlídek dosahuje jen 20 mag, a k dosažení cíle by bylo potřebí jít o plné 4 mag hlouběji. To bude vyžadovat mj. umístit přehlídkový teleskop do kosmu na dráhu uvnitř zemské dráhy a autoři odhadují, že zmíněného cíle se v tom případě podaří dosáhnout teprve kolem r. 2035.

Jako na zavolanou byla v únoru 2003 objevena planetka 2003 CP 20 s délkou velké poloosy 0,76 AU, sklonem 25° a výstředností 0,29, což znamená, že její odsluní leží uvnitř zemské dráhy (Q = 0,980 AU; přísluní Země činí 0,983 AU). Planetka o průměru asi 2 km a s oběžnou dobou kolem Slunce 235 d nás však neohrozí, protože se k Zemi nikdy nepřiblíží na vzdálenost pod 0,19 AU, zatímco k Venuši se může dostat až na 0,05 AU. Podobně neškodná pro Zemi je i miniplanetka 2002 AA 29 typu S o průměru 25 m, která se počátkem ledna 2003 přiblížila k Zemi na vzdálenost ve XXI. stol. minimální – pouhých 6 mil. km, což umožnilo měřit její polohu a vlastnosti radarem. Podle S. Ostra aj. se vůči Zemi pohybuje po podkovovité dráze, kdy je při oběhu kolem Slunce střídavě „před“ Zemí a pak zase „pozadu“ za Zemí. Krajní polohy se střídají po 95 letech, ale za 600 roků se planetka stane dočasnou oběžnicí Země na nějakých 40 let, načež se opět vrátí na zmíněnou podkovovitou dráhu, která je dlouhodobě velmi stabilní. I. Gerasimov aj. zjistili, že se planetky shlukují na základě rezonancí period oběžných drah s periodami oběhu obřích planet Sluneční soustavy. Nejvíce jich je pro periodové rezonance s Jupiterem (1 : 2 a 2 : 3) a dále se Saturnem (2 : 1, 2 : 5, 1 : 3 a 1 : 4). Asi 200 transneptunských planetek vykazuje rezonance s oběžnými dobami Neptunu a Uranu. Autoři dále odhadují, že do vzdálenosti 100 AU od Slunce se nalézá asi 1 milion planetek s průměrem alespoň 5 km. Podle A. Morbidelliho a D. Vokrouhlického se do blízkosti Země dostává v současnosti asi 150 planetek jasnějších než 18 mag (tzv. absolutní hvězdná velikost; to odpovídá průměru planetek kolem 1 km), a jelikož podle jejich názoru obstarává „přísun“ planetek křižujících dráhu Země tzv. efekt Jarkovského, znamená to, že v hlavním pásu planetek mezi Marsem a Jupiterem musí být přibližně 1,3 milionu tak jasných planetek, což je v řádové shodě s jinými odhady.

S. Chesley aj. oznámili, že se jim podařilo přímo prokázat efekt Jarkovského při radarovém měření poloh planetky (6489) Golevka během čtyř přiblížení planetky k Zemi v letech 1991 až 2003. Těleso o průměru 0,5 km bylo měřitelně vystaveno negravitačnímu zrychlení vinou nesouměrného tepelného vyzařování pohlceného slunečního záření, což je podstatou efektu Jarkovského. Pokud planetka rotuje prográdně, tak se následkem efektu pozvolna vzdaluje od Slunce; je-li rotace retrográdní, tak se ke Slunci postupně přibližuje. Jelikož se velká poloosa planetky v mezidobí změnila o 15 km, podařilo se odtud spočítat i její hmotnost 210 Mt a hustotu (2,7 ±0,5)násobek hustoty vody.

V srpnu objevil automat LINEAR planetku 2003 QQ 47 o odhadovaném průměru 1,2 km a hmotnosti 2 Gt, jejíž dráhové parametry (a = 1,08 AU; e = 0,19; i = 62°; q = 0,88 AU; P = 1,13 r) vzbudily velký mediální rozruch, neboť podle nich by se planetka mohla 21. března 2014 srazit se Zemí vysokou rychlostí 30 km/s, což by způsobilo děsivou devastaci uvolněním mamutí kinetické energie 350 Gt TNT (1,5 ZJ !). Jakmile se však po objevu začala pečlivě sledovat dráha planetky, pravděpodobnost srážky rychle klesala a dnes už je jisté, že nás tato planetka v nejbližších sto letech netrefí. V říjnu 2004 se přiblížila k Zemi na zcela bezpečnou minimální vzdálenost 0,44 AU. Dne 27. září 2003 proletěla kolem Země mikroplanetka 2003 SQ 222 o průměru ≈ 5 m ve vzdálenosti pouhých 80 tis. km, která byla ve skutečnosti objevena až následující den, když se od Země již opět vzdalovala.

Jelikož každý takový případ budí zbytečné obavy v široké veřejnosti, rozhodl se prestižní americký astronomický časopis Sky and Telescope, že s uveřejněním takových zpráv počkají na dobu, kdy bude spolehlivěji určena budoucí dráha, a že tedy zejména nebudou veřejnost plašit údaji o křižujících tělesech, jejichž riziko srážky se Zemí nedosáhne č. 2 na tzv. turínské stupnici. Všechna dosud objevená křižující tělesa byla klasifikována stupni 0, resp. 1, na zmíněné stupnici.

Šťastnou shodou okolností znovuobjevil B. Skiff 15. října 2003 na snímku ze Schmidtovy komory LONEOS v Arizoně proslulou planetku Hermes, která byla poprvé pozorována po pět nocí K. Reinmuthem na přelomu října a listopadu 1937 ve vzdálenosti kolem 0,8 mil. km, kdy dostala předběžné označení 1937 UB a od té doby byla považována za ztracenou. Mezitím stihla 31krát oběhnout kolem Slunce. Planetka se 4. listopadu 2003 přiblížila k Zemi na 7 mil. km a úhlová rychlost jejího pohybu dosáhla 7°/d. Blízkost k Zemi umožnila její sledování radarem v Arecibu, odkud vyplynula těsná podvojnost planetky o středním rozměru asi 0,5 km a oběžné době 14 h, přičemž obě složky mají synchronní rotaci, jak odhalily fluktuace jasnosti. Hermes obíhá kolem Slunce po velmi protáhlé dráze, která zasahuje dovnitř dráhy Venuše a naopak vně dráhy Marsu, v periodě 2,13 r. Výpočet budoucí dráhy potvrdil, že v nejbližších 100 letech se planetka nikdy nepřiblíží k Zemi na méně než 3 mil. km.

Podle M. Delbóa aj. známe již na 2 200 křižujících planetek (NEO), které jsou v průměru daleko světlejší než planetky hlavního pásu, protože jejich průměrné albedo se pohybuje kolem 0,25. To je docela příznivá zpráva, protože jednak usnadňuje jejich objevování, jednak odtud vyplývají relativně menší rozměry těles dané jasnosti, čili i nižší rozsah devastace při případné srážce křížiče se Zemí. F. Yoshida aj. využili obří digitální kamery dalekohledu Subaru k prozkoumání 3 čtv. stupňů oblohy s cílem najít planetky jasnější než 26 mag. Ze statistiky více než 1 100 pohybujících se objektů vyplývá, že planetek s průměrem pod 1 km je méně, než by vyplývalo z extrapolace četnosti větších planetek.

D. Durda shrnul údaje o planetkách s průvodci, kteří jsou objevováni teprve od r. 1993, kdy sonda Galileo odhalila družici Dactyl obíhající kolem planetky Ida. Od té doby bylo objeveno již 35 průvodců planetek. Průvodci planetek hlavního pásma jsou většinou podstatně menší než samotná planetka, která obvykle patří ke třídě C, tj. porézní těleso se střední hustotou jen 1,3násobku hustoty vody. Autor z toho odvozuje, že tyto planetky samy jsou „hromadami sutě“ a průvodci vznikli při srážkách planetek, často následnou gravitační akumulací úlomků srážky. O značné četnosti takových párů svědčí i podvojné impaktní krátery na Zemi. Naproti tomu planetky v Edgeworthově-Kuiperově pásu na periferii planetární soustavy tvoří často dvojice srovnatelných rozměrů, které vznikly naráz a udržely se pohromadě – to ostatně platí i pro největší objekt pásu, jimž je stále dvojice Pluto-Charon.

V průběhu r. 2003 byly objeveny další binární planetky jednak rozborem změn světelných křivek, jednak radarem: (5381) Sekhmet (oběžná doba ≈ 12 h); (66063) = 1998 RO 1 (14,5 h); 2003 SS 84 (2003 QY 90 (TNO; 40 d?); 1990 OS (21 h?); (65803) = 1996 GT (11,9 h); 2003 UN 284 (TNO; ?); (1509) Esclangona (?); (3782) Celle (36,6 h); (283) Emma (?); (379) Huenna (?); (130) Elektra (?); (22899) = 1999 TO 14 (?); 1999 RZ 253 (TNO; ?). Již dříve objevení průvodci planetek (22) Kalliope a (45) Eugenia dostali vlastní jména Linus a Petit Prince. F. Marchis aj. zjistili, že Kalliope rotuje retrográdně, ale Linus obíhá ve střední vzdálenosti 1 020 km prográdně v periodě 3,6 d, jenže jeho oběžná rovina je skloněna o 20° k rovníku Kalliope. Střední hustota Kalliope činí jen dvojnásobek hustoty vody, takže jde zřejmě o hromadu sutě.

D. Vokrouhlický aj. studovali vlastnosti rotace členů rodiny planetek Koronis, jejichž velké poloosy oběžných drah se pohybují v rozmezí 2,83 ÷ 2,95 a výstřednosti v rozmezí 0,04 ÷ 0,09. Odtud usoudili, že rodina s více než 300 členy je pozůstatkem po dvou planetkách s průměry 60 a 120 km, které se před 2,5 mld. let střetly rychlostí 3 km/s. Jednotlivé úlomky o průměrech 20 ÷ 40 km od té doby už žádné podstatné srážky neprodělaly. Jelikož na úlomky (hromady sutě) soustavně působí sluneční záření, mnohé planetky se postupně roztočí natolik, že ztrácejí hmotu odstředivou silou. Z uniklé hmoty se pak poskládají jejich družice, což je mimochodem případ dvojice Ida-Dactyl.

M. Birlan vypočítal hmotnost planetky Ida 4.1016 kg, odkud vyplývá její hustota (2,6 ±0,5)násobek hustoty vody, zatímco Eros má jen 7.1015 kg a hustotu (3,0 ±0,4). Průměrné hustoty planetek třídy C (obsahující uhlík a organické látky) mu vyšly na (1,9 ±0,3); třídy S (olivín a pyroxen) na (3,0 ±0,4); třídy V (silikáty, plagioklas) na (3,6 ±0,7) a třídy M (železo a nikl) na (6,9 ±1,0). Mezi největšími planetkami hlavního pásu je nejhustší Pallas (4,8), následovaná Vestou (4,3) a Cererou (2,8). Mimořádně řídká (0,95) je planetka (15) Eunomia. D. Bogard a D. Garrison ukázali, že na planetku (4) Vesta dopadlo několik obřích projektilů v době před 4,1 ÷ 3,4 mld let. Spodní mez stáří Vesty činí 4,56 mld. let. M. Trieloff aj. odvodili z tepelné historie a radiochronologie chondritů H, pocházejících z anonymní planetky hlavního pásu, stáří Sluneční soustavy (4,566 ±0,002) Gr, což je ve výtečné shodě s hodnotou uvedenou na počátku odst. 1. 1. 2. 1. tohoto přehledu.

E. Chiang ukázal počátkem r. 2003, že planetka 2001 QR 322 je první známý Neptunův Trojan o průměru kolem 100 km, jenž se nachází poblíž bodu L4 soustavy Slunce-Neptun na dráze s odstupem 20 AU od Neptunu. Podle autorových výpočtů je tato dráha stabilní po dobu řádu miliard let. Objektem na rozhraní mezi třídou planetek a komet se stalo těleso objevené v r. 1979 jako standardní planetka, jež však bylo v r. 1996 rozpoznáno E. Elstem a G. Pizarrem jako kometa a dostalo tak označení 133P/Elst-Pizarro při krátké oběžné době 5,6 r, která ji „geograficky“ řadí do hlavního pásma planetek. V druhé polovině r. 2002 se u tohoto „kometoidu“ objevil další chvost, takže nejspíše jde o dohasínající kometu.

V. Jemeljaněnko aj. odhalil novou třídu transneptunských planetek (TNO) s vysokými dráhovými výstřednostmi, která si nejspíš zachovává původní parametry z období vzniku Sluneční soustavy. R. Gomes, H. Levison a A. Morbidelli se domnívají, že TNO s vysokými sklony drah jsou pozůstatkem dvou odlišných populací planetek. Jedna migrovala zevnitř Sluneční soustavy a byla zachycena Neptunem, který vznikl asi ve 20 AU od Slunce a migroval souběžně s ní. Druhá představuje původní planetky Edgeworthova-Kuiperova pásu (EKP), jenž však byl původně rovněž blíže ke Slunci, než je dnes. Tyto úvahy však zatím provází řada pochyb a nejasností.

Podle D. Hughese činí úhrnná hmotnost EKP asi trojnásobek hmotnosti Pluta s Charonem. G. Bernstein aj. hledali slabší členy EKP pomocí kamery ACS HST a tvrdí, že EKP prakticky končí již ve vzdálenosti 50 AU od Slunce, takže celková hmotnost planetek TNO dosahuje jen 0,01 ÷ 0,1 MZ. Ostrá a překvapivě blízká vnější mez EKP zůstává zatím velkou záhadou. Úhrnný počet objevených TNO dosáhl koncem r. 2003 čísla 800, takže během toho roku přibylo bezmála 100 objektů zejména zásluhou zapojení obřích 8m teleskopů do jejich vyhledávání.

1. 2. 2. Komety

Na Vánoce 2002 proletěla kometa C/2002 V1 NEAT v minimální vzdálenosti od Země (0,80 AU) a její jasnost od té doby narůstala, takže koncem ledna 2003 byla již viditelná očima, i když pozorování za soumraku nebyla vůbec jednoduchá. Kometa prošla perihelem ve vzdálenosti jen 0,10 AU od Slunce dne 18. února 2003 a stala se jedinečným objektem na snímcích z družice SOHO, protože při jasnosti 2 mag ji navíc zdobil mohutný jasný zakřivený prachový chvost. Stala se tak vůbec nejjasnější kometou zaznamenanou až dosud družicí SOHO. Podle výpočtu se jádro komety v přísluní ohřálo na 1 000 K. Shodou okolností právě v té době došlo na Slunci ke dvěma velkým erupcím, které doslova rozčísly iontový chvost komety. Pozemští pozorovatelé si mohli kometu vychutnat, až když se úhlově poněkud vzdálila od Slunce: 24. února měla 2 mag, ale pak rychle slábla a počátkem března přestala být viditelná očima. Její oběžná doba se odhaduje na 37 tis. let a ten těsný průlet u Slunce zřejmě celkem bez větší úhony přežila.

Počátkem roku 2003 byla v dosahu triedrů kometa 2002 X5 Kudo-Fujikawa, která před průchodem přísluním koncem 29. ledna ve vzdálenosti 0,19 AU byla dokonce viditelná očima, i když s obtížemi kvůli malé úhlové vzdálenosti od Slunce. Někteří pozorovatelé ji zahlédli znovu očima v polovině února, ale pak už rychle slábla a v polovině března byla 9,5 mag. M. Povich aj. využili spekter komety, získaných družicí SOHO při vzdálenosti komety 0,19 AU od Slunce, k identifikaci dvakrát ionizovaného uhlíku v jejím plazmovém chvostu. To znamená, že zrnka kometárního prachu obsahují organické látky, avšak při velké blízkosti ke Slunci se uhlík odpaří a ionizuje.

Počátkem března 2003 se po devítileté přestávce podařilo O. Hainautovi aj. pomocí kombinace tří 8,2m teleskopů VLT ESO v Chile zobrazit během 9 h souhrnné expozice jádro komety 1P/Halley jako objekt 28,2 mag ve vzdálenosti 28,1 AU od Slunce a 27,3 AU od Země, což jsou pochopitelně historické rekordy. Odtud též vyplývá, že je téměř jisté, že jádro komety bude možné ze Země sledovat i během průchodu odsluním v r. 2023 ve vzdálenosti 35,3 AU. Astronomové z ESO tím testovali svůj nový pozorovací program pro hledání nejslabších transneptunských objektů. Dne 10. března 2003 znovunalezl J. Scotti dalekohledem Spacewatch II periodickou kometu (oběžná doba 14,7 r) Jupiterovy rodiny 66P/du Toit jako objekt 20 mag. Kometa si přispíšila oproti předpovědi o 0,25 d, nejvíce se přiblížila k Zemi na 1,07 AU v polovině května a dosáhla maximální jasnosti 12 mag kolem průchodu perihelem 28. srpna 2003. Během celého roku se postupně blížila ke Slunci i Zemi kometa 2001 Q4 NEAT, jejíž jasnost vzrostla z 16 na 10 mag, ale jejíž hlavní představení se odehrálo až kolem přísluní v polovině května 2004. Druhá perspektivní kometa 2002 O7 LINEAR, která procházela přísluním až v dubnu 2004, dosáhla na počátku r. 2003 jasnosti 14 mag; do konce roku 2003 se pak zjasnila na nadějných 8 mag. Počátkem října 2003 se podařilo C. Juelsovi znovunalézt kometu 157P/Tritton jako objekt P/2003 T1 o jasnosti 12 mag. Kometa byla předtím krátce pozorována jen v r. 1978 a považována za ztracenou, jelikož navzdory krátké periodě 6,4 r ji od té doby nikdo nespatřil. Posléze se ukázalo, že kometa byla v době nového objevu o 6 mag jasnější, než předpovídala původní efemerida, takže při průchodu přísluním koncem září 2003 zřejmě prodělala mohutný výbuch, ale koncem roku rychle slábla; o Vánocích 2003 nad 18 mag. V polovině listopadu 2003 prošla při svém 59. pozorovaném návratu ke Slunci ve vzdálenosti 0,26 AU od Země slavná kometa 2P/Encke. Byla v té době dobře pozorovatelná na severní polokouli i triedry, neboť dosáhla až 6,2 mag. Když se však blížila do přísluní 30. prosince 2003, zmizela pozorovatelům ve sluneční záři. Koncem roku 2003 se známá periodická kometa 29P/Schwassmann-Wachmann 1 s téměř kruhovou drahou (e = 0,04) nacházela ve vzdálenosti 3,7 AU od Země. Současná dráha je výsledkem těsného přiblížení (na 0,25 AU) k Jupiteru v r. 1943 a podle nejnovějších výpočtů bude stabilní až do r. 2022, kdy se kometa přiblíží k Jupiteru na 0,75 AU, jenž ji tím převede na protáhlou eliptickou dráhu. Nejnovější periodickou kometou roku 2003 se stal původně asteroidální objekt 2003 UD16 LONEOS, který byl dohledán jako kometa na snímcích z II. Palomarského atlasu z prosince 1989 a února 1991. Dostal tak označení C/159P a už jako kometa pak prošla přísluním v březnu 2004 ve vzdálenosti 3,65 AU. Její dráhové parametry (e = 0,38; a = 5,9 AU; i = 23°) ji řadí ke krátkoperiodickým kometám (oběžná doba 14,3 r).

I. Hasegawa a S. Nakano prokázali identitu komety 2002 C1 Ikeya-Zhang s kometou 1661 C1 Hevelius. Vypočtené dráhové parametry q = 0,5 AU; e = 0,99; a = 51 AU; i = 28° vedou k oběžné době 360 r, což je vůbec nejdelší spolehlivě určená oběžná doba pro kometu. P. Korsun a G. Chörny odhalili při pozorování ze září 1999 mohutný prachový chvost u velmi vzdálené (7,2 AU) komety 1999 J2 (Skiff). Kometa s drahou o sklonu 86° prošla přísluním ve vzdálenosti 7,1 AU počátkem dubna 2000 a dosáhla tehdy jasnosti 14 mag, což znamená, že šlo fakticky o zcela mimořádně velké těleso.

Pomocí HST se podařilo v březnu 2003 během 21 h složené expozice zobrazit jádro komety 67P/Čurjumov-Gerasimenko, jež má být cílem projektu ESA Rosetta v r. 2014. Jádro má oválný tvar s hlavními osami 5 × 3 km a dobou rotace 12 h. Y. Fernández aj. pozorovali pomocí dalekohledů Keck I a UHT v srpnu 2002 jádro komety 9P/Tempel ve vzdálenosti 2,55 AU od Slunce. Odvodili odtud jeho střední poloměr 2,6 km a albedo povrchu 0,07. I v této velké vzdálenosti od Slunce je jádro aktivní, což představuje jistou hrozbu pro zamýšlený projekt Deep Impact.

S. Lowry a P. Weissman pozorovali 2,3m a 5m dalekohledem v letech 2000–2001 jádra 9 komet, které byly v té době vzdáleny 2,8 ÷ 5,5 AU od Slunce. I v této vzdálenosti jevila dvě kometární jádra zřetelnou aktivitu, ale přesto se podařilo určit střední poloměry jader v rozmezí 1,4 ÷ 2,4 km při albedu 0,04. Odtud pak vycházejí střední hustoty jader v rozmezí 0,11 ÷ 0,24 hustoty vody; jde tedy zřejmě o velmi porézní tělesa. Jádro komety 22P/Koppf je protáhlé v poměru 1,7 : 1. P. Gutiérrez aj. využili 2,5m teleskopu NOT na ostrově La Palma k určení rotační periody jádra komety 6P/d′Arrest na základě kolísání jeho jasnosti s amplitudou 0,08 mag. Protáhlé jádro nyní rotuje s periodou 6,7 h, což ovšem nejspíše nasvědčuje jeho složitému „převalování“, protože se nová perioda liší od hodnoty zjištěné dříve.

M. Ishiguro aj. oznámil objev prachové vlečky komety 81P/Wild 2, složené z prachových částic o průměru kolem 1 mm. Šířka vlečky v okolí jádra komety dosahuje 14 000 km a je dlouhá asi 20 mil. km. D. Jewitt aj. objevili modulaci jasnosti u jádra komety 143P/Kowal-Mrkos s amplitudou 0,45 mag a periodou 17,2 h, která je patrně dána rotací oválného jádra s poměrem hlavních os 1,5 : 1. Z. Sekanina zkoumal pár komet 2002 A1 a A2, jež mají téměř shodné – byť poněkud nestabilní – dráhy v rozmezí 4,7 ÷ 29 AU od Slunce. Ukázal, že mateřské těleso obou komet se rozpadlo někdy kolem r. 1978, kdy bylo ve vzdálenosti 22,5 AU od Slunce a plné 2,5 AU nad ekliptikou. Oddělení složek proběhlo rychlostí 2,7 m/s, což znamená, že komety se mohou rozpadat bez nějakého zjevného důvodu i velmi daleko od přísluní.

V březnu 2003 vydali B. Marsden a G. Williams již XV. katalog kometárních drah, který obsahuje údaje o 2 358 návratech 1 642 komet, pozorovaných od r. 239 př. n. l. (kometa 1P/Halley -239 K1) do konce února 2003. Z toho je 1 368 komet dlouhoperiodických (184 drah je hyperbolických) a 274 komet periodických s oběžnou dobou do 200 roků.

D. Hughes zkoumal výskyt nově objevených dlouhoperiodických komet v průběhu posledních dvou tisíciletí a dospěl k závěru, že jejich přísun je velmi stálý, pokud se omezíme na komety jasnější než 2 mag na pozemské obloze. Až do poloviny 18. stol. byly totiž komety objevovány výhradně prostým okem, přičemž platí, že mezní hvězdná velikost pro takové objevy je 3,6 mag. Pokud jsou komety jasnější než 2 mag, tak je asi 50 % naděje, že ji lidé spatřili (na celé obloze je jen 44 hvězd jasnějších než 2 mag a z toho lze naráz vidět pouhou polovinu) a pokud byla jasnější než 0,4 mag, tak ji nemohli přehlédnout. Od poloviny 18. stol. přirozeně začalo přibývat slabších komet, objevovaných dalekohledy očima pozorovatelů, avšak ve 20. stol. vstoupila do hry fotografie, takže se začaly objevovat komety kolem 16 ÷ 20 mag. Další pokrok přinesly roboty, které kromě planetek objevují v hojné míře také komety. Nezřídka je objev nejprve klasifikován jako planetka, ale dodatečně se odhalí jeho kometární povaha (koma, chvost). Zcela nečekaně začaly těmto v podstatě klasickým technikám konkurovat umělé družice Země určené pro výzkum slunečního okolí. Jak uvedl X. Leprette, vojenská družice Solwind nalezla prvních 6 komet v blízkosti Slunce. Ještě úspěšnější byla civilní družice SMM s 10 objevy.

To vše však byla pouhá předehra kometárního koncertu, který hraje od r. 1996 družice SOHO, umístěná v bodě L1 mezi Zemí a Sluncem. Do konce r. 2002 bylo na snímcích SOHO nalezeno 540 komet, z toho v reálném čase 218 a v archivech na internetu 322 komet. Tato obří statistika získaná v krátkém čase umožnila rozlišit několik rodin komet s přísluním v blízkosti samotného Slunce. Jde především o komety z Kreutzovy rodiny s přísluním 0,005 AU (750 tis. km od středu Slunce); dále o rodinu Meyerovu s perihely 0,03 ÷ 0,04 AU a sklony 69 ÷ 79°; rodinu Marsdenovu s perihely 0,04 ÷ 0,05 AU a sklony 22 ÷ 28° a konečně rodinu Krachtovu s perihely 0,0435 ÷ 0,0540 AU a sklony 12 ÷ 14°.

Z. Sekanina se zabýval kometami, které mají perihel těsně u Slunce, takže jim při každém průletu perihelem hrozí „ohryzání“ nebo i zničení Sluncem. Z 27 takto pozorovaných komet měla jejich jádra rozměry pod 200 m, a zřejmě proto průlet perihelem již nepřežila. Autor ukázal, jak se původní tělesa už dávno před průletem perihelem drobí, a že k přežití potřebují mít těsně před průletem minimální průměr přes 1 km. Přesto se však většina hmoty těchto komet dosud nachází v hlavních velkých úlomcích, z čehož lze soudit, že příslušné kometární rodiny jsou nedávného původu. J. Fernández soudí, že z hypotetického Oortova mračna pocházejí jak všechny dlouhoperiodické komety, tak komety typu Halley a možná i komety Jupiterovy rodiny, které obíhají poblíž roviny ekliptiky. Komety typu Halley představují jen 1 % komet vyvržených z Oortova mračna, přičemž nejsnáze se uvolňují komety, jejichž původní vzdálenosti v Oortově mračnu činily 20 ÷ 50 tis. AU.

D. Hughes zkoumal údaje o 150 známých krátkoperiodických kometách s oběžnou dobou kratší než 20 roků a zjistil, že polovina z nich vyhasne nebo zanikne v průběhu následujících 2 600 roků. Tento úbytek však prakticky bezezbytku nahradí nové krátkoperiodické komety, jejichž dnešní dráhy ještě řadíme k dlouhoperiodickým. Za tuto proměnu drah jsou odpovědné gravitační poruchy od velkých planet Sluneční soustavy a tento „výměnný obchod“ funguje naprosto spolehlivě patrně po celé miliardy let.

J. Horner aj. však upozornili, že bude třeba vytvořit zbrusu novou klasifikaci kometárních drah, protože dynamiku kometárních drah zásadně ovlivňuje Jupiter. Podle toho bychom měli zejména rozlišit komety typu Encke, standardní krátkoperiodické, střednědobé a dlouhoperiodické. Autoři navrhují zavést celkem 20 dynamických kategorií, především podle gravitačního ovlivňování planetami jednak v perihelu, jednak v afelu. Např. typ JN značí, že dráha komety je v perihelu ovlivňována Jupiterem a v afelu Neptunem, atd. Empirické rozlišování kometárních těles typu Kentaurů a transneptunských objektů nemá dynamické opodstatnění.

1. 2. 3. Meteorické roje a bolidy

P. Jenniskens nalezl dlouho marně hledané mateřské těleso význačného meteorického roje Kvadrantid, který má krátké vysoké maximum každoročně počátkem ledna. Je jím poněkud překvapivě planetka 2003 EH1, jež se v posledních stoletích často přiblížila k Jupiteru do vzdálenosti jen 0,2 ÷ 0,3 AU, čímž se postupně zvětšil její perihel z hodnoty těsně pod 1,0 AU na současných 1,19 AU a současně též sklon dráhy z někdejších 13° na dnešních 71°. Pozorované částice roje se uvolnily z mateřského tělesa nanejvýš před 500 lety a střetávají se se Zemí rychlostí 42 km/s. Podobně P. Babadžanov objevil mateřské těleso meteorických rojů ς Capricornid a χ Sagittariid, které jsou v činnosti v únoru a červenci každého roku. Ani v tomto případě nejde o kometu, ale o křižující planetku (2101) Adonis, která je zřejmě podobně jako mateřské těleso Geminid vyhaslou kometou s parametry a = 1,87 AU; q = 0,44 AU; e = 0,76; i = 1,4°. Navíc byla objevena planetka 1955 CS, která proletěla počátkem února 1955 ve vzdálenosti 2 mil. km od Země, jež je patrně 50m úlomkem Adonisu a současně mateřským tělesem denního meteorického roje χ Capricornid. T. Tanigawa a T. Hašimoto identifikovali mateřskou kometu 7P/Pons-Winnecke nečekaně bohatého meteorického roje Bootid, které 27. června 1998 dosáhly maximální zenitové frekvence 270 met/h a které byly pozorovány již v letech 1916, 1921 a 1927. Podle jejich výpočtu se dráha částeček, uvolněných z komety při průletech přísluním v letech 1819 a 1869, začala vinou poruch od Jupiteru protínat se zemskou drahou již v polovině minulého století a zmíněný roj nás opět zasáhne v r. 2010.

Y. Fujiwara aj. využili ke sledování posledního meteorického deště Leonid v r. 2002 televizní kamery a pozorovali tak 17. 11. v intervalu pouhých 2,5 h celkem 412 Leonid a 303 sporadických meteorů. Šlo vesměs o teleskopické meteory slabší než 10 mag a příkrý nárůst počtu Leonid proběhl během jediné hodiny, takže jde fakticky o první pozorování deště slabých teleskopických meteorů. Z bohaté statistiky se ukázalo, že slabé Leonidy začínaly v průměru zářit už ve výšce 118,5 km nad Zemí, dosáhly maximální jasnosti ve 108,4 km a pohasínaly ve 101,5 km. Velké hodnoty souvisí s vysokou geocentrickou rychlostí částic roje 69 km/s. V následujících letech se Leonidy bohužel téměř odmlčí nejméně do r. 2031.

M. Beech aj. se zabývali světelnou křivkou jasného bolidu 9 mag z meteorického roje Geminid, který byl pozorován v Kanadě 13. prosince 2002, jenž jevil silné mihotání jasnosti s frekvencí 6 Hz. Autoři to vysvětlují rotací nekulového tělesa o hmotnosti 0,4 kg, které bylo odhozeno z mateřského tělesa (3200) Phaeton před 2 500 roky a vstoupilo do zemské atmosféry rychlostí 36 km/s. Mihotání vykazuje 70 % Geminid jasnějších než 3 mag, na rozdíl od stejně jasných sporadických bolidů, kde se vyskytuje jen v 18 % případů. J. Carbary aj. popsali spektrum jasné ( 2,8 mag) Leonidy, pozorované 18. listopadu 1999 „seshora“ spektrografem na palubě vojenské družice MSX, která od dubna 1996 obíhá kolem Země po polární dráze ve výšce 900 km nad Zemí. V době expozice byla družice vzdálena od meteoroidu 3 350 km a získala poprvé spektrum, jež pokrývá též ultrafialové pásmo od 110 nm výše, které je ze zemského povrchu nepozorovatelné kvůli ozonové vrstvě. Ve spektru meteoroidu tak byly vůbec poprvé pozorovány čára Ly α a dále ultrafialové čáry železa a hořčíku; dále pak optické čáry železa, sodíku a kyslíku.

J. Trigo-Rodriguez aj. určili ze spekter pořízených v letech 1961–1989 v Ondřejově relativní chemické složení 13 bolidů (Geminida, Leonida, 5 Perseid; zbytek sporadické meteoroidy) o hmotnostech 0,2 g až 9 kg. Zastoupení prvků Mg, Fe, Ni, Cr, Mn a Co v poměru ke křemíku se velmi zásadně liší od zastoupení těchto prvků v prachu Halleyovy komety.

1. 3. Planetární soustava kdysi a dnes

D. Hughes se věnoval otázce, proč jsou rotační periody planet tak rozmanité: od nejrychlejšího Jupiteru s periodou 0,39 d po nejpomalejší Venuši s neuvěřitelnou hodnotou 243 d (delší než je její oběžná doba kolem Slunce). Rotace Země a Pluta byla zcela jistě zbrzděna jejich průvodci. Pluto dnes rotuje synchronně s oběžnou dobou Charonu (6,4 d) a perioda rotace Země se za posledních 360 milionů roku prodloužila o plné 2 h, tj. délka dne vzrůstala v průměru o 0,25 ms za století. Pomalou rotaci Merkuru (téměř 59 d) a již zmíněné Venuše mají téměř určitě na svědomí sluneční slapy a rezonance s oběžnou dobou planet kolem Slunce, což poprvé ukázali již v letech 1859–60 C. Delaunay a C. Flammarion. Poněkud nejisté jsou rotační doby Uranu a Neptunu, odvozené z měření sondou Voyager 2. Rádiově určená doba rotace Uranu činí (17,2 ±0,1) h, zatímco u Neptunu se vychází z měření rotace magnetosféry, čímž dostaneme (16,11 ±0,05) h. Kuriozitou je nápadná podobnost oběžné doby Měsíce kolem Země a doby rotace Slunce kolem své osy.

S. Sheppard a D. Jewitt shrnuli poznatky o nově objevených přirozených družicích (měsících) obřích planet Sluneční soustavy. V říjnu 2003 totiž dosáhl úhrnný počet družic planet ve Sluneční soustavě čísla 135, z čehož naprostá většina (131) připadá na obří planety, především Jupiter a Saturn. Zásluhu na tomto přírůstku mají kupodivu spíše pozemní dalekohledy než kosmické sondy, protože současné dalekohledy střední třídy (průměr zrcadla kolem 4 m) dokáží nalézt objekty až 24 mag, což odpovídá u Jupiteru průměrům družic kolem 5 km a řekněme 20 km u Neptunu. Ze statistiky vyplývají dvě základní skupiny drah družic vůči dané planetě. První skupinu tvoří družice na přímých (prográdních) téměř kruhových drahách s malým sklonem k rovníku planety; to jsou prakticky určitě prvotní družice, vzniklé zároveň s planetou v období vzniku Sluneční soustavy. Druhá skupina představuje jak prográdní, tak zejména retrográdní dráhy s vysokou excentricitou a sklonem až 55° k rovině rovníku planety. Jde o soubor tzv. mimořádných družic, jež byly zachyceny později z pásma planetek, popř. vznikly srážkami už obíhajících družic. Jupiter a Uran mají dokonce více retrográdních než prográdních družic.

V. Uralskaja rozlišuje dokonce tři skupiny přirozených družic planet: vnitřní družice, které se nacházejí do vzdálenosti trojnásobku poloměru planety a vznikly srážkami nebo bombardováním velkých družic planetkami; hlavní družice s průměry do cca 4 000 ÷ 5 000 km ve vzdálenostech 3 ÷ 100 poloměrů planety a v prográdních drahách, jež vznikly současně s mateřskou planetou; vnější družice ve vzdálenostech nad 100 poloměrů planety až do nějakých 25 mil. km od planety, které byly zachyceny později. Saturn se navíc vyznačuje malými družicemi, jež librují v drahách hlavních družic.

F. Varadi aj. spočítali, jak se dlouhodobě mění dráhové parametry planet Sluneční soustavy, a zjistili, že u vnitřních planet se objevují příznaky dráhového chaosu už po 4 milionech let; tj. spolehlivé dráhy lze zpětně propočítat nanejvýš na 50 mil. let. Naproti tomu obří planety nevykazují známky chaosu ani po 30 mil. let. E. Thomess a J. Lissauerr zjistili, že se planety vinou chaosu navzájem vyhazují z původně koplanárních drah.

D. Whitmire a J. Matese se pozastavili nad důsledky zjištění J. Andersona aj. z r. 2002, že sondy Pioneer 10 a 11 vykázaly ve vzdálenostech od Slunce 20 ÷ 70 AU anomální urychlení o hodnotě kolem 8.10 10 m/s2, protože tuto anomálii nepozorujeme u stejně vzdálených komet. Zejména tím padá možnost, že by pro tyto vzdálenosti nebyl splněn gravitační zákon o úbytku přitažlivé síly s 2. mocninou vzdálenosti; spíše jde o dosud nerozpoznaný výběrový efekt.

Vůbec nejvzdálenějším umělým tělesem v kosmu je ovšem sonda Voyager 1, s níž se dosud udržuje rádiové spojení. S. Krimigis aj. si všimli nápadného růstu počtu energetických částic v okolí sondy od počátku srpna 2002, kdy byla sonda v ekliptikální šířce 34° severně a ve vzdálenosti 85 AU od Slunce. V téže době dle F. McDonalda aj. výrazně vzrostl i tok energetických iontů a elektronů. Tyto změny naznačují, že se sonda blíží k rozmezí rázové vlny nadzvukového proudění slunečního větru do okolního mezihvězdného prostoru. Další pozorování během r. 2003 ukázala, že toto rozmezí je pohyblivé, protože sonda jím prošla znovu v červenci 2003. Patrně jde o poměrně tlustou přechodovou vrstvu (pouzdro), kterou bude sonda prolétat ještě asi 12 roků. L. Fisk se domnívá, že vzdálenost heliopauzy, za níž klesne rychlost proudění slunečního větru definitivně na podzvukovou, činí asi 150 AU. Protože sonda se od Slunce vzdaluje tempem 3,5 AU/r, mohla by stihnout poslat o tom zprávu, protože plutoniový generátor energie a zásoby paliva pro korekční raketové motorky by měly vystačit až do r. 2020.

L. Mayer aj. ukázali, že obří planety v zárodečném cirkumstelárním disku do 20 AU od Slunce mohou díky gravitačním nestabilitám vzniknout kosmogonicky bleskově, během cca 800 roků, tj. hroucením velkých zárodků, spíše než slepováním planetesimál. R. Durisen aj. poukázali na to, že Jupiter se Saturnem představují plných 93 % hmotnosti všech planet Sluneční soustavy a kdyby se měly utvořit až kondenzací na kamenná jádra vzniklá akumulací planetesimál, trvalo by to tak dlouho, že zárodečný plyn by se mezitím rozplynul do mezihvězdného prostoru. Přímá tvorba z protoplanetárního plynu by naopak vyžadovala nerealisticky velkou hmotnost zárodečného disku. Jejich simulace s 1 mil. částic disku však ukázaly, že gravitační nestability rychle „zhrudkovatí“ a již za tisíc let z toho vzniknou 2 – 3 obří planety ve vzdálenostech 3 ÷ 20 AU od Praslunce. Slabinou výpočtů je neschopnost vysvětlit kruhové dráhy obřích planet a nemožnost migrace planet z oblasti vzniku dovnitř či vně Sluneční soustavy, jak to vyplývá z pozorování hlavního pásu planetek a existence Kentaurů a transneptunských těles. Pozorování mladých hvězdokup, v nichž se dosud tvoří hvězdy, naznačuje, že vlastní cirkumstelární disk má rovněž krátkou životnost pouze několika málo milionů let – v té době se z něho utvoří na dálku neviditelné, ale relativně velké planetesimály.

Zajímavý pokus uskutečnili P. Duggan aj., když v laboratoři ozařovali synchrotronovým svazkem o energii 6 GeV granule se složením podobným sluneční pramlhovině. Granule se přitom ohřívaly až na 1 400 °C, kdy se roztavily a pak znovu utuhly na chondrule, z nichž se nejspíš tvořila všechna velká tělesa Sluneční soustavy. Autoři se domnívají, že v zárodku Sluneční soustavy proběhl tak pronikavý ohřev materiálu díky výbuchu velmi blízkého zábleskového zdroje záření gama, což pak vedlo mj. i k utvoření planetární soustavy.

Nejpodrobnější výpočty klasického vzniku obřích planet pocházejí od S. Inaby aj. Astronomicky překotně vznikají planetesimály s poloměrem řádu 10 km. Během následujících 100 tis. roků se spojí na planetární embrya o hmotnostech řádu 1024 kg ve střední vzdálenosti 5,2 AU od Slunce. Embrya mají rozsáhlé plynné obálky, které zabrzdí mnoho planetesimál či rozbitých planetek, takže hmotnost embrya dále rychle roste. Kamenné embryo Jupiteru tak dosáhne za necelé 4 mil. roků hmotnosti 21 MZ a další blesková akrece materiálu vede ke vzniku obří plynné planety. Podobně vznikl Saturn v původní vzdálenosti 7,3 AU od Slunce, který vlivem gravitačních poruch Jupiterem se postupně vzdálil (migroval) na dnešních 9,5 AU. Podle K. Zahnleho se dá z počtu impaktních kráterů na velkých družicích Jupiteru, Saturnu a Neptunu odhadnout, že Jupiter byl zpočátku vystaven těžkému bombardování kometárními jádry tempem jedna kometa za 200 let, na rozdíl od Neptunu, kde převažovaly dopady kamenných transneptunských těles. Srážky planetárních embryí v blízkosti Slunce pak vytvoří během řádově 100 mil. roků terestrické planety. Máme tedy v současné době dva naprosto rozdílné konkurenční scénáře vzniku obřích planet a dosud není jasné, který scénář je pravděpodobnější.

1. 4. Slunce

Podle S. Solankiho pozorovali sluneční skvrny už starověcí Číňané, kteří o tom zanechali písemné zprávy počínaje počátkem našeho letopočtu. Proměnlivosti výskytu skvrn si všestranný W. Herschel povšimnul již v r. 1796, když zjistil, že tržní cena obilí v Anglii je nepřímo úměrná intenzitě sluneční činnosti; bezmála půlstoletí před objevem cyklu sluneční aktivity S. Schwabem. Nejmenší skvrny mají průměr 3 500 km, největší až 60 tis. km a vyskytují se téměř výhradně v heliografických šířkách do 30°; jen výjimečně až do 40°. Životnost skvrn se pohybuje od několika hodin po celé měsíce. Z hlediska relativního čísla slunečních skvrn byl nejvyšší 19. cyklus s maximem v r. 1958, což bylo shodou okolností v době Mezinárodního geofyzikální roku 1957/1958. Vnitřní struktura skvrn se začala studovat s vysokým úhlovým rozlišením až v 90. letech XX. stol.; v r. 2003 dosáhl 1m sluneční dalekohled SST na ostrově La Palma za použití adaptivní optiky rekordního rozlišení 0,1″, tj. lineárně 75 km. Dalekohled umožňuje u slunečního okraje zobrazit granulaci trojrozměrně.

V r. 1908 byla ve skvrnách rozpoznána velmi silná magnetická pole (dosahující v penumbrách slunečních skvrn indukce až 0,5 T). Globální magnetické pole Slunce je ovšem velmi komplexní a skládá se téměř výhradně z mnoha lokálních polí. V lichých cyklech sluneční činnosti má vedoucí skvrna na severní polokouli Slunce zápornou polaritu, stejnou jako okolí severního pólu Slunce. V březnu 2000 se však jižní pól Slunce přepóloval na severní a jižní pól migroval z jihu k rovníku a změnil se v široký pás, odkud se však již v květnu 2000 opět vrátil na jih. K úplnému přepólování magnetického dipólu Slunce došlo v r. 2001. Podle N. Gopalswamyho aj. souvisí přepólování se zánikem koronálních výtrysků ve vysokých heliografických šířkách, takže polární filamenty zmizí a magnetické pole se otvírá. Koronální výtrysky totiž odnášejí s sebou zbytky starých magnetických polí, a tím mohou na Slunci vznikat pole nová. Mechanismus je velmi účinný, neboť běžný koronální výtrysk odnáší miliardy tun hmoty z koróny, takže kolektivní efekt koronálních výtrysků je pro sluneční činnost dokonce významnější než výskyt skvrn a erupcí. Autoři to dokázali pro 21. cyklus sluneční činnosti na základě měření družice Solwind a pro 23. cyklus díky družici SOHO. Největším objektem na slunečním povrchu je tzv. proudová vrstva obklopující vlnovitě sluneční rovník, jež je tlustá asi 10 tis. km. Okamžitý tvar proudové vrstvy ovlivňuje magnetické bouře na Zemi. Podle B. Lowa aj. dosahuje magnetické pole ve sluneční koróně indukce do 1 mT a hmotnost klidných protuberancí až 3.1014 kg. Pomocí dlouhodobých měření kosmické sondy Ulysses se E. Smithovi aj. podařilo zmapovat trojrozměrnou strukturu heliosféry, která vytváří magnetický dipól s osou téměř kolmou k ose sluneční rotace!

N. Krivova aj. zkoumali vzhled magnetického pole na povrchu Slunce během 23. slunečního cyklu v letech 1996–2002. Autoři porovnali kolísání magnetického pole měřené na družici SOHO aparaturou MDI s přesnými měřeními proměnnosti zářivého toku Slunce (sluneční „konstanty“ v rozmezí 1 364 ÷ 1 367 W/m2) radiometrem VIRGO a zjistili velmi dobrý souhlas obou křivek s korelačním koeficientem 0,96. Domnívají se proto, že příčinou změn zářivého toku ze Slunce na stupnicích dnů až roků jsou opravdu změny magnetické indukce na povrchu Slunce.

I. Usoskin aj. zjistili rozborem historických pozorování, že v počítání slunečních cyklů byl koncem XVIII. stol. vynechán cyklus s minimem na přelomu let 1792/93 a maximem 1794/95. Současný 23. cyklus s maximem v dubnu 2000 udivil velkou aktivitou Slunce ještě v létě 2003, ale hlavní překvapení přišlo až koncem října 2003, kdy na povrchu Slunce byly očima viditelné skvrny a kdy v intervalu týdne vzplanula série rekordních erupcí, z nichž poslední ze 4. listopadu byla absolutně největší v historii, takže zahltila všechny detektory na družicích a následná gigantická koronální ejekce zasáhla (naštěstí jen svým okrajem) zemskou magnetosféru s dramatickými efekty v ionosféře i na palubě umělých družic Země (SOHO stačili technici preventivně vypnout). S. Duhau se pokusil jako první o tradiční odhady velikosti nadcházejícího 24. cyklu sluneční činnosti na základě trendů od r. 1844 a vyšlo mu, že maximální relativní číslo dosáhne pouze (88 ±24), jenže takové předpovědi nejsou příliš spolehlivé ani pokud jde o předpověď času maxima v intervalu let 2009 až 2011, což je problém hlavně pro pilotovanou kosmonautiku.

Velmi kvalitní údaje o koronálním výtrysku z 21. dubna 2002 získalo trio slunečních družic RHESSI, TRACE a SOHO. První z nich zaznamenala rentgenové záření z okamžiku startu výtrysku ze sluneční koróny rychlostí 2 200 km/s, TRACE registrovala jeho extrémní ultrafialové záření a SOHO zobrazila výtrysk opouštějící Slunce. Příčinou celého úkazu je náhlé rozevření magnetického pole v aktivní oblasti na Slunci při tzv. magnetickém zkratu (rekonexi). Otevřené siločáry dodávají energii erupcím i koronálnímu výtrysku. G. Share aj. zpracovali údaje z družice RHESSI při velké sluneční erupci z 23. července 2002, v jejímž spektru se vyskytla anihilační čára 511 keV, svědčící o vzniku pozitronů během energetické fáze erupce. G. Hurford aj. a L. Smith. aj. našli v týchž datech jaderné čáry C, O, Ne, Mg, Si a Fe v pásmu měkkého záření gama v rozsahu 2,2 ÷ 6,5 MeV. Jelikož se takto poprvé podařilo zobrazit sluneční erupci v oboru gama, není divu, že úkazu bylo věnováno celé číslo prestižního časopisu The Astrophysical Journal Letters, obsahující 15 prací o jedinečné erupci, klasifikované intenzitou X4.8. A. Klassen aj. objevili v rádiových vzplanutích typu III ve sluneční koróně „nadsvětelné“ rychlosti pohybu relativistických elektronů, dosahující hodnoty až 2,5c. Podobně jako u vzdálených kvasarů i zde jde o iluzi, vzniklou rychlým pohybem elektronů ve směru k pozorovateli. S. Solanki aj. zkoumali trojrozměrnou strukturu magnetického pole sluneční koróny infračerveným polarimetrem vakuového věžového slunečního teleskopu VTT na observatoři Izaňa na ostrově Tenerife a odhalili tak mechanismus výrazného ohřívání sluneční koróny na teploty řádu MK. Podle R. Walshe a J. Irelanda se koróna ohřívá interakcí magnetických polí a slunečního plazmatu, tj. magnetohydrodynamicky.

E. Neto aj. zpracovali více než 9 tis. přesných měření úhlového průměru Slunce v letech 1998–2000 a zjistili, že Slunce je zploštělé o (13 ±4) mas, a že jeho střední průměr kolísá v periodě 515 d s amplitudou 60 mas. I. Lopes a J. Silk odvodili z helioseizmologie poměrně vysokou centrální teplotu Slunce 15,8 MK.

Na kanadské neutrinové observatoři SNO rozpustili v nádrži s 1 kt těžké vody 2 t soli, což zvedlo účinnost aparatury třikrát. S. Ahmedovi aj. se tak podařilo změřit celkový tok neutrin (bez ohledu na jejich vůni) z větve 8B pro energie neutrin nad 2,2 MeV mezi červencem 2001 a říjnem 2002, a to na základě pozorování 3 055 neutrin v podzemní nádrži. Výsledek je ve výborném souhlase s hodnotou toku bórové větve produkce neutrin ve slunečním nitru a svědčí o oscilacích neutrin, což dává hodnotu rozdílu hmotností neutrin různých vůní kolem 0,008 eV/c2 a velikost tzv. mixážního úhlu 32,5°. P. Sturrock nalezl periodu 13,75 d v kolísání intenzity neutrinového toku ze Slunce v údajích z experimentu Kamiokande, což odpovídá poloviční periodě synodické rotace Slunce vůči Zemi. Jelikož také integrační experimenty Homestake a GALLEX vykazují modulaci s periodou odpovídající rychlosti rotace ekvatoreálních oblasti Slunce, autor odtud vyvozuje nečekaný závěr, že produkce neutrin ve Slunci je modulována jeho rotací.

2. Hvězdný vesmír

2. 1. Extrasolární planety

Výzkum exoplanet se stal během jediné dekády od prvních důkazů, že tato tělesa opravdu existují, patrně nejdynamičtější součástí hvězdné astronomie, a to především díky neustále se zlepšujícím metodám vyhledávání. Počátkem r. 2003 překročil počet objevených exoplanet magickou hranici 100 v 87 různých soustavách. Podle D. Fischerové aj. dosáhl počet soustav s více než jednou exoplanetou rovněž magického čísla 10. Minimální hmotnosti exoplanet, obíhajících hvězdy hlavní posloupnosti, se pohybují v rozmezí 0,1 ÷ 15 MJ a jejich oběžné doby v rozmezí 3,0 ÷ 5 360 d (15 let).

Vůbec první exoplanety objevili ovšem A. Wolszczan a D. Frail již v r. 1992, ale zcela nečekaně je jejich mateřskou hvězdou milisekundový pulzar PSR 1257+12 (Vir), tj. kompaktní neutronová hvězda. To znamená, že původní hmotná dvojhvězda prodělala nejprve výbuch supernovy a exoplanety se utvořily z cirkumstelárního disku až po tomto gigantickém výbuchu. M. Konacki a A. Wolszczan v měřeních kolísání impulzní periody pulzaru stále pokračují, takže v současné době mají dobré údaje o třech exoplanetách: nejblíže k neutronové hvězdě obíhá exoplaneta A ve vzdálenosti 0,19 AU, oběžné době 25 d a hmotnosti jen 0,02 MZ; další exoplaneta B je vzdálena 0,36 AU, obíhá za 66,5 d a její hmotnost činí 4,3 MZ, kdežto nejvzdálenější exoplaneta C má vzdálenost 0,46 AU, oběžnou dobu 98,2 d a hmotnost 3,9 MZ. Exoplanety B a C vykazují dráhovou rezonanci 3 : 2, což naznačuje dlouhodobou stabilitu soustavy. Kromě toho se v soustavě pravděpodobně vyskytuje ještě jedna mimořádně hmotná (100 MZ?) a vzdálená (40 AU?) exoplaneta s oběžnou dobou kolem 170 let.

Nyní však S. Sigurdsson aj. objevili exoplanetu u binárního pulzaru B1620-26 (Sco) v kulové hvězdokupě M4 (NGC 6121), vzdálené od nás 2,2 kpc. Kolísání 11 ms impulzní periody pulzaru – neutronové hvězdy o hmotnosti 1,35 M☉– nejprve prozradilo výskyt průvodce, bílého trpaslíka o hmotnosti 0,34 M☉ s oběžnou dobou 191 d. Ten byl posléze zobrazen pomocí HST; odtud vyplynulo jeho stáří 480 mil. roků. Kulová hvězdokupa je však stará 13 mld. roků. Prodloužená série měření variací impulzní periody prokázala výskyt třetího tělesa v soustavě, které je od zmíněného dvojhvězdy vzdáleno 23 AU a jehož hmotnost minimálně 2,5 MJ je řadí mezi obří exoplanety. To nikdo nečekal, protože před 13 mld. let bylo zastoupení těžkých prvků ve vesmíru zhruba dvacetkrát nižší než dnes, a tak je záhada, odkud se tehdy vzalo kamenné jádro budoucí exoplanety, jež by dle dosavadních představ mělo být tvořeno těžkými prvky. Podobně nejasné je, jak se mohla dát dohromady neutronová hvězda s podstatně mladším bílým trpaslíkem.

R. Butler aj. využili mimořádně přesného spektrografu u obřího Keckova teleskopu k objevu exoplanet s dlouhými oběžnými dobami od 1,1 do 6,0 roků a s čím dál tím nižšími minimálními hmotnostmi. Speciálně průvodce hvězdy HD 49674 má alespoň 0,12 MJ a trpaslík HD 128311 (sp. dKO) má průvodce na mírně výstředné dráze s poloosou 1 AU. B. Sato aj. nalezli první exoplanetu u obří hvězdy HD 104985 (G9 III; 102 pc; 11 R☉; 59 L☉; 4,8 kK; 1,6 M☉). Exoplaneta o minimální hmotnosti 6 MJ obíhá v periodě 198 d ve vzdálenosti 0,8 AU od hvězdy.

Dosud nejúspěšnější metoda vyhledávání exoplanet pomocí periodických výkyvů radiální rychlosti mateřské hvězdy dostává pozvolna významnou konkurenci v podobě fotometrie přechodů (tranzitů) exoplanet přes disk mateřské hvězdy (analogie přechodů Merkuru a Venuše přes sluneční disk). Vysoká přesnost fotometrie pomocí kamer CCD totiž umožňuje, aby se do pozorování přechodů exoplanet zapojili i astronomové-amatéři s dalekohledy o průměru objektivu kolem 75 mm (viz adresa: transitsearch.org). Světelné křivky takto získané poskytují více informací o exoplanetě, než kolik jich získáme metodou radiálních rychlostí, zejména proto, že odtud lze určit sklon oběžné roviny exoplanety vůči zornému paprsku, což pak umožňuje určit hmotnost, rozměr i hustotu exoplanety.

Ideální je ovšem spojení spektroskopické a fotometrické metody, jak ukázal výzkum prototypu – hvězdy HD 209458 (V376 Peg; 7,7 mag; sp. G0 V; 1,05 M☉; 50 pc) pomocí STIS HST. A. Vidal-Madjar aj. objevili při 3 h přechodu exoplanety neoficiálně pojmenované Osiris (0,7 MJ; 1,35 Rj; hustota 0,35 vody; i = 87°; 7 mil. km od hvězdy; téměř kruhová dráha s oběžnou dobou 3,5 d) přes disk mateřské hvězdy známky husté a rozsáhlé atmosféry v čáře Na I a dále čáry atomárního vodíku za hranici Rocheova laloku (3,6 Rj), což svědčí o trvalém úniku vodíkové atmosféry tempem 10 kt/s.

M. Konacki aj. využili bohatého pozorovacího materiálu měření jasností milionů hvězd v programu OGLE (hledání gravitačních mikročoček) k vyhledávání poklesů jasností hvězd vyvolaných takovými přechody (tranzity) exoplanet. Z původních 59 kandidátů zbylo po kritické revizi 39 nadějných případů. Mezi nimi vyniká úkaz OGLE-TR-56, kdy hvězda 16,6 mag ve vzdálenosti 1,5 kpc od nás o hmotnosti 1 M☉ má exoplanetu o hmotnosti 0,9 MJ, poloměru 1,3 MJ a střední hustotě 0,5 hustoty vody, která obíhá kolem mateřské hvězdy ve vzdálenosti 3,5 mil. km v oběžné době 1,2 d. Exoplaneta je díky tomu na povrchu zahřátá na teplotu 1 900 K, což také způsobuje zřetelné rozepnutí její horké atmosféry, která navíc silně podléhá slapovým silám. Jak uvádějí A. Udalski aj., lze pomocí aparatur typu OGLE odhalovat touto metodou exoplanety až do vzdálenosti 2,5 kpc od Slunce – v kouli o tomto poloměru lze postupně proměřit kolísání jasnosti pro 100 mil. hvězd.

R. Dvorak aj. se zabývali stabilitou drah exoplanet v soustavách těsných dvojhvězd. Do konce r. 2002 bylo objeveno celkem pět exoplanet ve dvojhvězdách, přičemž jejich oběžné doby se pohybují v širokém rozmezí od 3,3 d po 7,6 r a výstřednosti 0 ÷ do 0,7. Navzdory těmto výkyvům se dráhy exoplanet ve dvojhvězdách těší nečekané stabilitě po dobu přinejmenším 100 mil. roků. Autoři zvlášť podrobně zkoumali stabilitu dvojhvězdy γ Cep (HD 222404), skládající se z hvězd o hmotnostech 1,6 a 0,4 M☉, které kolem sebe obíhají v periodě 70 let po výstředné dráze (e = 0,4) s poloosou 21 AU pro lehčí složku. Kolem hmotnější složky dvojhvězdy o povrchové teplotě 4 900 K obíhá exoplaneta na dráze s poloosou 2,15 AU a výstředností 0,2 v periodě 2,5 r, jejíž minimální hmotnost činí 1,7 MJ. Zóna obydlitelnosti (tzv. ekosféra) kolem této hvězdy má rozsah 0,5 ÷ 1,85 AU a autoři ukázali, že pokud se v tomto rozmezí vyskytuje hypotetická terestrická exoplaneta v dráhové rezonanci 3 : 1 s již zmíněným „exojupiterem“, pak je její dráha dlouhodobě stabilní a víceméně vhodná pro rozvoj života. Údaje o samotné dvojhvězdě zpřesnili koncem r. 2003 A. Hatzes aj., když pro oběžnou dobu obdrželi 57 let a pro hlavní poloosu 18,5 AU, ale ostatní údaje se s Dvorakovými hodnotami shodují.

Podobně M. Cuntz aj. ukázali, že exoplaneta o hmotnosti 3 MJ ve vzdálenosti 2 AU od mateřské hvězdy slunečního typu 47 UMa může stabilizovat dráhu hypotetické exoplanety zemského typu v tamější ekosféře. K. Menou a S. Tabachnik posuzovali dlouhodobé možnosti obydlitelnosti 85 známých exoplanet kolem osamělých hvězd a došli k závěru, že většina z nich se pro rozvoj života založeného na výskytu kapalné vody naprosto nehodí. K podobně pesimistickému závěru dospěli z odlišného úhlu pohledu C. Laws aj., když zjistili, že většina hvězd hlavní posloupnosti v naší Galaxii má hmotnost menší než Slunce a chybějí jim obří exoplanety typu Jupiteru, které jsou nutné pro ochranu života na terestrických exoplanetách před bombardováním kosmickými projektily (planetkami a kometárními jádry). A. Mandell a S. Sigurdsson uvažovali o vlivu migrace obřích exoplanet na přežití terestrických exoplanet v ekosférách příslušných mateřských hvězd. Ukázali, že většina terestrických exoplanet příčné putování obřích planet přežije, ale jen některé se přitom udrží v ekosférách.

Na druhé straně se zdá, že exoplanet všeobecně bude daleko více, než si dosud myslíme. Jak zjistili C. Lineweaver a D. Grether, počet objevených exoplanet vzrůstá, když se daná mateřská hvězda sleduje delší dobu, zejména pokud se ukáže, že jde o hvězdu klidnou, bez výkyvů v jasnosti. Podobně roste počet objevů s postupným zvyšováním kvality a přesnosti pozorování. Autoři proto nevylučují, že jednou zjistíme, že téměř každá hvězda slunečního typu je doprovázena planetami.

2. 2. Hnědí trpaslíci

Tempo pokroku ve výzkumu hnědých trpaslíků se zrychluje stejně jako u exoplanet; ostatně první hnědý trpaslík Gl 229B byl objeven r. 1995 prakticky zároveň s objevem první exoplanety u hvězdy hlavní posloupnosti. Není proto divu, v r. 2003 byla zveřejněna záplava pozoruhodných prací o hnědých trpaslících, z nichž pro výroční přehled mohu vybrat jen pár hrozinek.

R. Scholz aj. zjistili, že průvodcem hvězdy ε Ind (sp. K5 V), vzdálené od nás 3,6 pc, je dosud nejbližší známý hnědý trpaslík (K = 11 mag) s povrchovou teplotou 1 400 K a sp. T2,5, který je od hvězdy vzdálen 1 500 AU (úhlově 0,1°!) a sdílí s ní společný vlastní pohyb úhlovou rychlostí 4,7″/r. Posléze G. Walker aj. objevili pomocí obřího dalekohledu Gemini-S dalšího hnědého trpaslíka ve vzdálenosti pouze 2,2 AU od toho prvního. Hmotnost každého trpaslíka se pohybuje kolem 30 MJ.

S. Salim aj. objevili v r. 2003 nejjasnějšího hnědého trpaslíka LSR 0602+3910 (Aur) rovněž na základě velkého vlastního pohybu a výskytu lithia ve spektru třídy L1. Objekt je od nás vzdálen 11 pc a patří k nejjasnějším svého druhu na obloze (R = 18 mag; K = 10,9 mag), přestože se nachází poblíž galaktické roviny (b = 8°). Naopak A. Burgasser objevil dosud nejchladnějšího hnědého trpaslíka 2MASS 0415-0935 (Eri) sp. třídy T o povrchové teplotě 750 K a svítivosti 2.10 6 L☉. Týž autor aj. nalezli také dva binární hnědé trpaslíky třídy T (2MASS 1225-2739 a 1534-2952) pomocí HST, jejichž složky kolem sebe obíhají ve vzdálenostech řádu 1 AU. Dále pak našli prvního hnědého trpaslíka s nízkým obsahem kovů 2MASS J0532+8246 (Cam), starého asi 12 mld. roků. M. Smith aj. objevili pomocí programu OGLE gravitační mikročočku v poloze 1747-3459 (Sco), jejíž hmotnost 0,05 M☉ nasvědčuje tomu, že jde o hnědého trpaslíka v rekordní vzdálenosti 6,5 kpc od Slunce. Konečně R. Klein aj. našli pomocí mikrovlnných radioteleskopů JCMT a IRAM dva mladé hnědé trpaslíky, obklopené prachovými disky o hmotnosti několikanásobku MZ. Z dosavadních pozorování vyplývá, že hnědí trpaslíci vznikají stejným způsobem jako hvězdy –představují prostě dolní okraj v zásadě téhož vývojového procesu.

2. 3. Prahvězdy

G. Sandell nalezl v difuzní mlhovině NGC 7538S (Cep) pomocí mikrovlnného interferometru BIMA, pracujícího na vlnové délce 3,4 mm, mimořádně hmotnou prahvězdu o hmotnosti 40 M☉, obklopenou rotujícím diskem o hmotnosti 400 M☉ a plynnou obálkou s hmotností 1 000 M☉. Rotující disk má průměr asi 30 tis. AU a svítivost 10 kL☉. Jeho stáří činí nanejvýš 10 tis. let. M. Colavita aj. využili Keckova interferometru k zobrazení proměnné hvězdy DG Tau, vzdálené od nás 140 pc, jež patří mezi prahvězdy typu T Tau. Poloměr prahvězdy dosahuje 0,2 AU a její stáří sotva 10 mil. roků. Interferometr BIMA odhalil také počátkem r. 2003 zjasnění hvězdného objektu 0535-05 ve hvězdokupě v Orionu v mikrovlnném pásmu až na tok 0,1 Jy. Další pozorování japonským radioteleskopem NMA v pásmu 2 mm ukázalo zjasnění na 0,04 Jy, což potvrdilo, že jde o projev výronu hmoty z velmi hmotné mladé hvězdy. Družice Chandra odhalila silnou proměnnost rentgenového záření z téhož zdroje, který se tak podařilo klasifikovat jako magneticky aktivní prahvězdu typu T Tau.

T. Clarke přinesl díky hlubokým snímkům kupy galaxií v Panně, pořízeným VLT a dalekohledem Subaru, první důkazy, že hvězdy vznikají také v galaktickém halu, kde je relativně málo zárodečného plynu. V. Bromm a A. Loeb ukázali, že hvězdy I. generace (populace III) musely být extrémně hmotné, jelikož mračno čistého molekulárního vodíku se rozpadá na velké chuchvalce o hmotnostech řádu stovek M☉. Chuchvalce se už dále neštěpí a přímo z nich vznikají hvězdy populace III, pochopitelně s krátkou životností řádu milionů let, neboť rychle dospějí do stadia supernov, popř. se zhroutí na černé díry. Supernovy však obohatí mezihvězdný prostor o příměs uhlíku a kyslíku a modelové výpočty ukázaly, že již 0,01 % C II a O II dokáže molekulová mračna ochladit natolik, že se mohou rozštěpit na mnohem menší chuchvalce, což jsou zárodky hvězd II. generace (populace II). Nedávno objevené hvězdy s nápadným deficitem železa (o 5 řádů nižší zastoupení Fe v porovnání se Sluncem), ale zato s relativním přebytkem uhlíku (o 1 řád v porovnání se Sluncem), dokazují podle názoru autorů, že některé velmi hmotné hvězdy populace III končí rovnou jako černé díry, takže se procesu chemického obohacování vesmíru nezúčastní. K objevu skutečně prvotních hvězd proto musíme hledat objekty s mimořádně nízkým zastoupením C a O.

2. 4. Osamělé hvězdy

A. Domiciano de Souza aj. využili infračerveného (2,2 μm) interferometru VLTI se základnami 66 a 140 m k rozlišení disku nejjasnější hvězdy Be Achernar (α Eri; sp. B3 Vpe; teplota 20 kK; vzdálenost 44 pc; 6 M☉) a zjistili, že hvězda je rekordně zploštělá (1,56 : 1)) o úhlových rozměrech 2,5 × 1,6 mas. Tomu odpovídá i velká rychlost rotace 285 ÷ 304 km/s, která se blíží mezi stability hvězdy o poloosách 12,0 × 7,7 R☉. Hvězda je na pólech teplejší (20 kK) než na rovníku (12 kK).

D. Ségransanovi aj. se podařilo poprvé změřit úhlové průměry trpasličích hvězd sp. tříd M0 ÷ M5.5 V a ověřit tak i v této zatím nezkoumatelné oblasti teoretický vztah mezi poloměrem a hmotností hvězd. Využili k tomu interferometru VLTI na základně o délce 104 m a dokázali tak změřit úhlové průměry hvězd v rozmezí 0,7 ÷ 1,5 mas s přesností 0,04 ÷ 0,11 mas. Otvírá se tak možnost měřit v nedaleké budoucnosti poloměry trpasličích hvězd s přesností na 1 %. První výsledky naznačují velmi dobrý souhlas teorie s pozorováním. Týmž interferometrem se podařilo změřit úhlový průměr Proximy Centauri (1,03 ±0,08) mas, což odpovídá lineárnímu průměru 0,14 R☉ (1,4 RJ!). Odtud vychází efektivní teplota hvězdy 3 kK (sp.M5.5) a její hmotnost 0,12 M☉. Podobně P. Kervella aj. změřili úhlový průměr Siria A (sp. A1 V; vzdálenost 2,64 pc) na 6,04 mas, z čehož vychází poloměr hvězdy 1,71 R☉ a její hmotnost 2,1 M☉. Jak známo, je Sirius A členem široké dvojhvězdy s bílým trpaslíkem o hmotnosti 1,03 M☉, který kolem něho obíhá v periodě 50 r. Odtud lze odvodit, že soustava Siria A,B je stará něco přes 200 mil. roků a že původně hmotnější složka B začínala s hmotností 7 M☉ (sp. B5 V), kterou z větší části ztratila v průběhu 40 mil. roků, kdy se zhroutila na bílého trpaslíka.

B. Teergarden aj. zjistili, že hvězda SO 0253+1652 (sp. M6.5 V; Ari), vykazující podle měření kamerou NEAT na Palomaru vysoký vlastní pohyb 5,05″/r, je 3. až 17. nejbližší hvězdný objekt ve vzdálenosti 2,4 ÷ 3,6 pc od Slunce. S. Lépine aj. objevili mimořádně chladného červeného podtrpaslíka LSR 1425+7102 (I = 16 mag; UMi) sp. třídy sdM8.0, v jehož spektru se vyskytují pásy CaH a TiO a jenž se navzdory značné vzdálenosti 65 pc od Slunce vyznačuje překvapivě velkým vlastním pohybem 0,635″/r.

M. Wyatt a W. Holland využili mikrovlnných měření aparaturou SCUBA JCMT (Mauna Kea) ke studiu rozložení chladného (90 K) prachu v okolí Vegy (3 M☉; stáří 350 mil. let). Prachový disk obsahuje řadu zhuštění, což lze dle autorů nejlépe vysvětlit existencí exoplanety o hmotnosti Neptunu, která od svého vzniku před 56 miliony lety migrovala směrem ven z disku do dnešní vzdálenosti asi 70 AU od Vegy. Ekosféra kolem Vegy se dnes nachází ve vzdálenosti asi 7 AU od hvězdy, kde mohou být ukryty exoplanety terestrického typu.

2. 5. Těsné dvojhvězdy

A. Raassen aj. rozlišili díky družici Chandra v rentgenovém pásmu poprvé obě složky (sp. G2 V a K1 V) dvojhvězdy α Cen (vzdálenost od Slunce 1,34 pc). Složky jsou úhlově vzdáleny 16″ (lineárně 23,5 AU) a obíhají kolem sebe v periodě 80 r. Mají po řadě hmotnosti 1,1 a 0,9 M☉; poloměry 1,24 a 0,84 R☉; efektivní teploty 5,8 a 5,3 kK a rotační periody 29 a 42 d. Podobně jako u Slunce nejsou jejich koróny příliš aktivní, ale zato jejich teploty dosahují 1 ÷ 10 MK. A. Thoul aj. odvodili z hvězdných oscilací stáří soustavy na 6 mld. let. P. Kervella aj. změřili úhlové rozměry disků složek α Cen interferometrem VLTI ESO s přesností na zlomky procenta a odtud obdrželi zpřesněné hodnoty poloměrů 1,22 a 0,86 R☉. M. Audard aj. využili družice Chandra k rentgenovému rozlišení obou složek eruptivní trpasličí dvojhvězdy UV Cet A,B (obě sp. dM5.5 e; vzdálenost od Slunce 2,7 pc; hmotnosti 0,1 M☉; poloměry 0,15 R☉). Jejich koróny dosahují teplot 3 ÷ 6 MK, přičemž složka B vykazuje větší proměnnost rentgenového toku.

S. Yerli aj. zkoumali na základě fotometrie a spektroskopie vývoj algolidy U CrB (V = 7,8 mag; sp. B6 V + G0 III; hmotnosti 4,7 a 1,5 M☉; orb. per. 3,45 d). Ukázali, že původní dvojhvězda měla hmotnosti 4,5 a 2,7 M☉ a těsnější dráhu s oběžnou dobou jen 1,4 d, což usnadňovalo přenos plynu mezi složkami, ale i jeho ztrátu ze soustavy. Celkem se tak ztratila 1 M☉ (14 % původní hmotnosti soustavy) a moment hybnosti klesl dokonce o 18 %. Velmi přesné (±1 %) údaje o oddělené zákrytové dvojhvězdě BP Vul (HD 352179; V = 9,8 mag; sp. A7m + F2m; orb. per 1,9 d; e = 0,03) získali C. Lacy aj. robotickým fotometrem; též díky okolnosti, že jde současně o dvoučárovou spektroskopickou dvojhvězdu. Obě složky o hmotnostech 1,74 a 14,41 M☉ se nacházejí na hlavní posloupnosti ve věku 1 mld. let. Jejich efektivní teploty dosahují 7,7 a 6,8 kK a poloměry 1,85 a 1,49 R☉. Zatímco primární složka rotuje subsynchronně, sekundární složka má synchronní rotaci. Přímka apsid se stáčí protisměrně s periodou 75 r.

V. Nazarenko a L. Glazunovová propočítali hydrodynamický model proslulé těsné dvojhvězdy β Lyr (sp. B7 I + B2 V), podle nějž v první fázi plyn mezi složkami přetéká tempem až 4.10 5 M☉/r, ale souběžně s tím odtéká ze soustavy přes bod L2. Primární složka je obklopena akrečním diskem, v němž teploty dosahují hodnot 30 ÷ 120 kK, ale jenž může být postupně nahlodán silným hvězdným větrem sekundární složky. Primární složku navíc obklopuje kulově souměrná obálka s teplotou plynu 4 ÷ 18 kK.

S. Özdemir aj. zlepšili údaje o třetí složce rané zákrytové dvojhvězdy IU Aur = HD 35652 (V = 8,2 mag; sp. O9.5 V + B0.5 IV-V; orb. per. 1,8 d, vzdálenost od Slunce 2 kpc), která dává 23 % světla celé soustavy a obíhá kolem těsné dvojhvězdy v periodě 293 d. Jelikož pro tuto složku vychází neuvěřitelně vysoká hmotnost 14,2 M☉, jedná se však nejspíš o velmi těsnou dvojhvězdu. Kromě toho díky družici HIPPARCOS víme o vizuální složce IU Aur, která je od ní vzdálena 0,13″ a obíhá kolem společného těžiště soustavy v periodě 430 r. To znamená, že komplex obsahuje přinejmenším 5 hvězd, které vesměs patří do hvězdné asociace Aur OB2. Zákrytovou dvojhvězdu IU Aur objevil v r. 1965 český astronom P. Mayer a od té doby přináší její sledování neustále nová překvapení, včetně sekulárních změn hloubek zatmění, precese oběžné roviny třetího tělesa a stáčení uzlové přímky.

Další pozoruhodnou vícenásobnou soustavu 40 a 41 Dra (HD 166865+6) zkoumali A. Tokovinin aj. Obě hvězdy jsou totiž těsnými dvojhvězdami, vzdálenými od nás 45 pc a celá čtyřhvězdná soustava je stará asi 2,5 mld. let, přičemž dvojhvězda 41 Dra s oběžnou dobou 3,4 r vyniká rekordní výstředností oběžné dráhy e = 0,975! Její složky o hmotnostech 1,28 a 1,20 M☉ právě nyní opouštějí hlavní posloupnost, čímž se bude měnit jak oběžná doba, tak i výstřednost. Podobně vysokou výstřednost e = 0,88 vykazuje dle S. Marchenka aj. také hmotná dvojhvězda WR 140, skládající se z Wolfovy-Rayetovy hvězdy a hvězdy třídy O, které kolem sebe obíhají v periodě 7,9 r. Ve fázích ±0,01 kolem periastra se srážejí hvězdné větry obou složek a to vede k výskytu přídavných emisí ve spektru soustavy. Další anomálie nastávají pro fáze 0,02 ÷ 0,06 po periastru, kdy je v cestě k pozorovateli nějaká stínící překážka. Poslední průchod periastrem byl pozorován v r. 2001.

Slušnou záhadou se stalo zjištění J. Winna aj., že zákrytová dvojhvězda KH 15D, jejíž primární složka je mladou hvězdou před hlavní posloupností, se začala zakrývat teprve někdy ve druhé polovině XX. stol. V současné době trvají zákryty o maximální hloubce 3 mag plných 40 % času z oběžné doby 2,02 h, ale archivní snímky z let 1913–1951 žádné poklesy jasnosti neukázaly! P. Barge a M. Viton se domnívají, že poklesy jasnosti vyvolávají rozměrné (10 ÷ 100 mm!) tuhé částice v rotujícím víru tvaru obřího banánu ve vzdálenosti asi 0,2 AU od hvězdy.

Pozorovatelským oříškem bylo dle R. Dukese aj. odvození parametrů jasné (V = 5,2 mag) zákrytové 3 Vul (HD 182255) z toho důvodu, že její oběžná perioda činí 367,3 d, takže se málokdy trefíme do časů minim. Nakonec však autoři uspěli a zjistili, že složky dvojhvězdy mají sp. B6 III a B7 V a hmotnosti 4,2 a 0,8 M☉. Soustava, vzdálená od nás 120 pc, je stará jen 25 mil. roků. V létě 2003 se odehrál další zákryt dlouhoperiodické těsné dvojhvězdy EE Cep (BD+55°2693) s oběžnou periodou 5,6 r. Podle D. Graczyka aj. jej lze nejlépe vysvětlit modelem, v němž zakrývajícím tělesem je protáhlý opticky tlustý disk, obklopený polopropustnou obálkou. Celý zákryt trvá 40 d a pokles jasnosti soustavy dosahuje 1,5 mag. Disk je skloněný k oběžné rovině a vykazuje precesní pohyb s periodou kolem 50 r.

G. Gatewood aj. určili parametry astrometrické dvojhvězdy LMB Ross 614 = V577 Mon, vzdálené od nás 4,1 pc. Soustavu tvoří dvě trpasličí hvězdy o hmotnostech 0,22 a 0,11 M☉, které kolem sebe oběhnou jednou za 16,6 r po kruhové dráze o poloměru 4,5 AU. Primární složka 11 mag má spektrum M4.5 Ve. A. Brandeker aj. využili Keckova dalekohledu s adaptivní optikou k rozlišení vícenásobnosti bližších hvězd. Metoda je neobyčejně účinná, neboť dokáže zobrazit průvodce ve vzdálenosti 3 AU u hvězd do 55 pc a 17 AU pro hvězdy ve vzdálenosti 275 pc od Slunce.

R. Sahai aj. využili spektrálních snímků STIS HST k odhalení struktury „umírající“ proměnné hvězdy V Hya, která byla až dosud klasifikována jako mirida (červený obr) s periodou proměnnosti 529 d. Jak se nyní ukázalo, je obklopena bipolární planetární mlhovinou s hvězdným větrem usměrněným do protilehlých výtrysků. Ve vnitřní slupce mlhoviny probíhá přeměna helia na uhlík a kyslík, zatímco ve vnější se mění vodík na helium. Svítivost rychle rotující hvězdy o poloměru 1,5 AU dosahuje 10 kL☉. Jak se však ukázalo, jde ve skutečnosti o symbiotickou dvojhvězdu, když ve vzdálenosti 15 AU od hvězdy se nachází kompaktní průvodce obklopený akrečním diskem, který ovlivňuje chování zmíněných výtrysků. V právě probíhající fázi červeného obra odvrhne hvězda během necelých 100 tis. roků díky silnému větru asi polovinu své původní hmotnosti, kterou autoři odhadli na 8 M☉.

A. Skopal studoval v letech 2000–03 aktivní fázi známé symbiotické hvězdy Z And, jejíž proměnnost byla rozpoznána již v r. 1887 a jež je klasifikována jako červený obr třídy M4.5 s hmotností 2 M☉, poloměrem v rozmezí 85 ÷ 140 R☉ a svítivostí 880 L☉. Jejím symbiotickým průvodcem je magnetický bílý trpaslík o hmotnosti 0,5 ÷ 1,0 M☉ a o vysoké povrchové teplotě 100 kK. Obě složky dvojhvězdy kolem sebe obíhají v periodě 757,5 d a autorovi se podařilo ukázat, že během minima jasnosti dochází k zákrytu bílého trpaslíka červeným obrem, naposledy v létě r. 2002, kdy hvězda nápadně zčervenala.

C. Karl aj. ukázali na příkladu velmi hmotné krátkoperiodické (0,28 d) těsné dvojhvězdy HE 2209-1444 (Aqr), že při dalším vývoji soustav složených z degenerovaných hvězd může nakonec dojít k výbuchu supernovy. Uvedená soustava se totiž skládá ze dvou bílých trpaslíků o hmotnostech 0,6 M☉ a efektivních teplotách 8,5 a 7,1 kK, které při vzájemném obíhání ztrácejí kinetickou energii vyzařováním gravitačních vln, takže přibližně za 5 mld. let hvězdy splynou. Jelikož však úhrnná hmotnost této soustavy nedosahuje Chandrasekharovy meze (1,35 M☉), neodehraje se v tomto případě nic extrémního. Pokud však součet hmotností obou bílých trpaslíků přesáhne Chandrasekharovu mez, téměř jistě to dle M. Livia a A. Riesse k explozi supernovy Ia povede, protože takových případů je určitě hodně. S. Yoon a N. Lange propočítali případ širokého páru hvězd s počátečními hmotnosti 8 a 1 M☉, které se vyvinou na primární heliovou hvězdu o hmotnosti 1,6 M☉, doprovázenou bílým trpaslíkem CO o hmotnosti 1,0 M☉ s počáteční oběžnou periodou 0,12 d. Hoření He v jádře heliové hvězdy vede posléze k přenosu plynu na bílého trpaslíka tempem 10-6 M☉/r. Za 4,3 mil. roků vyplní heliová hvězda Rocheův lalok a intenzivní přetok plynu na bílého trpaslíka ho ohřeje na povrchu na 1,2 MK při svítivosti 50 kL☉. Také nitro bílého trpaslíka se ohřívá až na teplotu 29 MK, což vede ke konvektivní nestabilitě jádra, až nakonec konvektivní zóna zabírá polovinu hmotnosti bílého trpaslíka. Když pak dosáhne teplota jádra bílého trpaslíka 800 MK, převýší uvolňování jaderné energie úbytek energie konvekcí a bílý trpaslík exploduje jako supernova Ia.

Takový scénář se podle S. Benettiho aj. náramně hodí na supernovu 1991D, která jevila po výbuchu současně charakteristiky tříd Ia i Ib/c. Šlo tedy zřejmě o bílého trpaslíka, jehož hmota narostla nad Chandrasekharovu mez díky přísunu plynu od heliové hvězdy v těsně dvojhvězdě. Naneštěstí se tím komplikuje jednoznačné určení maximální svítivosti supernov třídy Ia, které dosud slouží jako bezkonkurenční standardní svíčky pro měření vzdáleností galaxií. Podle D. Branche dochází k explozi bílého trpaslíka přesně ve chvíli, kdy jeho hmotnost překročí Chandrasekharovu mez a začne překotné termonukleární hoření uhlíku v jeho nitru. To je právě důvod, proč by měly mít supernovy Ia tutéž maximální svítivost 1 GL☉ a proč je výbuch zcela rozmetá, takže po nich nezůstane vůbec nic. L. Wang aj. však připomněli, že supernovy Ia vybuchují usměrněně v jakémsi oválu, takže jejich pozorovaná jasnost závisí také na orientaci oválu vůči pozorovateli. Proto dávají přednost standardní svíčce založené na jasnosti supernovy asi měsíc po maximu, kdy už se původní expanzní ovoid vyrovná do tvaru koule.

Podle P. Hakaly aj. mohou mít akreující dvojhvězdy se sekundární složkou na hlavní posloupnosti minimální oběžnou dobu kolem 80 min. Pokud je primární složka degenerovanou hvězdou, lze najít ještě kratší periody, ale v současné době známe jen tři těsné dvojhvězdy s oběžnou dobou pod 10 min. Nejkratší periodu 5,4 min vykazuje dvojice bílých trpaslíků RX J1806+15 (Oph), objevená v r. 2002. Navíc se tato oběžná doba dlouhodobě zkracuje vinou ztráty energie gravitačním zářením – objekt proto může jednou posloužit jako standard pro detektory gravitačních vln.

A. Tutukov a A. Čerepaščuk studovali vývoj velmi hmotných (> 50 MO) těsných dvojhvězd, které začínají svou existenci jako žhavé hvězdy třídy OB na hlavní posloupnosti, které ročně ztrácejí kolem 5.10 7 M☉ intenzivním hvězdným větrem. Tak se z nich stávají Wolfovy-Rayetovy hvězdy s hmotností vyšší než 25 M☉, což je nutná podmínka k tomu, aby skončily gravitačním zhroucením na černou díru – během hroucení se navenek projevují jako zábleskové zdroje záření gama (GRB). V průměru tak v Galaxii vznikají 3 hvězdné černé díry během milionu let. Podle P. Podsiadlowského aj. byly až dosud spolehlivě určeny hmotnosti 17 černých děr, které jsou členy soustav těsných dvojhvězd. V mnoha případech stále probíhá významná akrece látky na černou díru z cirkumstelárního akrečního disku – za delší dobu tak může hmotnost černé díry vzrůst až o polovinu původní hodnoty.

Celý obor výzkumu těsných dvojhvězd se zajisté nemusí obávat o přísun nových pozorovacích údajů, jako tom svědčí například nejnovější práce L. Wyrzykowského aj., kteří využili databáze projektu hledání gravitačních mikročoček OGLE v centrální oblasti Velkého Magellanova mračna v letech 1997–2000 a na ploše 4,6 čtv. stupně nalezli 2 580 nových zákrytových dvojhvězd; z toho 36 oddělených soustav se výborně hodí pro přesné určení vzdálenosti této galaxie od nás.

2. 6. Proměnné hvězdy

2.6.1. Novy a kataklyzmické proměnné

Počátkem dubna 2003 vybuchla nova V4745 Sgr (1840-3327), která dosáhla v polovině dubna maxima 7,3 mag a po poklesu k 9,5 mag koncem dubna se znovu zjasnila na 8 mag v první dekádě května 2003; poté klesla na 11 mag v polovině června a opět se zjasnila na 10 mag v poslední červnové dekádě. Jevila rozpínání plynné obálky tempem 1 600 km/s. Další nova V2573 Oph (1719-2723) dosáhla v polovině června 2003 10 mag, ale objevena byla až 10. července jako objekt 11,4 mag. Po týdnu se zjasnila o 1 mag a pak začala rychle slábnout. Tempo rozpínání plynné obálky dosáhlo 1 900 km/s. Následující nova V475 Sct (1849-0933) vzplanula koncem srpna 2003, kdy dosáhla 8,5 mag a na této hodnotě se udržela v první dekádě září. Obálka se rozpínala rychlostí 1 150 km/s. V polovině září vybuchla nova V5113 Sgr (1810-2745), jež dosáhla v maximu 9,0 mag a jejíž obálka se rozpínala rychlostí 800 km/s. Počátkem října vzplanula nova DE Cir (1518-6158), která dosáhla 7,7 mag a rozpínala se rychlostí 2 600 km/s. Do poloviny října její jasnost klesla na 12,4 mag.

Známý americký optik G. Ritchey popsal v r. 1901 podivuhodnou „světelnou ozvěnu“ kolem pozůstatku po nově Persei, která se šířila koncentricky od bodu výbuchu jako kruhy na vodě. Správný výklad úkazu podal až v r. 1939 francouzský astronom P. Couder – jde o rozptyl a odraz šířícího se jasného světla výbuchu na již dříve existujícím mezihvězdném materiálu v okolí novy. Od té doby byl podobný úkaz pozorován v okolí některých nov obklopených dostatečně hustými plynnými obaly, ale také kolem supernov, veleobrů, cefeid a mirid, které vesměs plýtvají hmotou dávno před hlavním výbuchem. V poslední době se k nim přidala proslulá proměnná V838 Mon. Ve všech případech umožňují ozvěny jednak studovat strukturu mezihvězdného materiálu, jednak nezávisle určovat vzdálenost objektů, protože okamžik výbuchu známe přesně a rychlost světla je konstantní.

S. Kafka aj. pořídili spektra staré novy Q Cyg, která vybuchla r. 1876. Ukázalo se, že jde o dvojhvězdu s delší oběžnou periodou 10,1 h. Spektrum prozrazuje trvající silný hvězdný vítr. L. Schmidtobreickovi aj. se zdařilo rozlousknout problém staré novy V840 Oph, která vzplanula v r. 1917, ale jejíž poloha nebyla známa dost přesně, aby to stačilo k jednoznačné identifikaci. Díky vícebarevné fotometrii příslušného pole se však podařilo v poloze 1654-2937 nalézt pozůstatek novy V = 19,3 mag, který se prozradil nápadným ultrafialovým přebytkem a emisními čarami vodíku a helia. Navíc jsou tam přítomny čáry C IV, které svědčí o tom, že dodavatelkou plynu na bílého trpaslíka je v tomto případě uhlíková hvězda.

E. Moyerová využila STIS HST k prozkoumání současného stavu novy DI Lac, která vzplanula r. 1910 ve vzdálenosti něco přes 2 kpc od Slunce. O 90 let později jsou v jejím spektru stále vidět čáry ionizovaného C, N, O s profily typu P Cyg, svědčící o tempu akrece nanejvýš 10-9 M☉/r. Efektivní teplota na povrchu bílého trpaslíka o hmotnosti 0,7 M☉ dosahuje 27 kK. S. Shore aj. odvodili z pozorování týmž přístrojem a dále družicí FUSE, že jasná (max 2,6 mag) nova V382 Vel z r. 1999, vzdálená od nás 2,5 kpc, má v porovnání se Sluncem přebytek prvků N, Ne a Al; dále v menší míře He, C, O, Mg a Si. Připomíná tak podobně jasnou novu V1974 Cyg z r. 1992. Podle V. Šimona se obě zmíněné novy vyznačovaly také velmi měkkým rentgenovým zářením.

P. Selvelli a M. Friedjung zkoumali spektra novy HR Del (1967), pořízená družicí IUE v letech 1981-92. Nova, vzdálená od nás 970 pc, se na počátku tohoto období vrátila do klidu (V = 12 mag; tj. MV = 2,3 mag, což je rekord pro novy v klidu), ale její ultrafialová svítivost stále dosahovala 56 L☉. S tím též souvisí vysoká teplota povrchu bílého trpaslíka 34 kK, rychlost hvězdného větru 5 000 km/s i nezvykle velké tempo akrece 1,4.10-7 M☉/r.

M. Kato a I. Hachisu ukázali, že nova V445 Pup z konce r. 2000 byla první novou v historii, které ve spektru zcela chyběly čáry vodíku; šlo tak vlastně o první heliovou novu. To znamená, že průvodcem bílého trpaslíka o hmotnosti 1,35 M☉ byla v tomto případě heliová hvězda, která právě opouští hlavní posloupnost a přitom předává heliový plyn na bílého trpaslíka tempem o něco větším než 10-7 M☉/r. To znamená, že heliová vrstva na povrchu bílého trpaslíka dosáhne kritické hmotnosti řádu 10-5 M☉ již během necelé stovky roků, takže k rekurenci by mohlo dojít ještě před koncem XXI. stol.! Epizody vzplanutí se však nemohou opakovat donekonečna. Nakonec dvojhvězda vybuchne jako supernova Ia, anebo se rovnou zhroutí na neutronovou hvězdu. K. Matsumoto aj. zkoumali rekurentní novu CI Aql, která poprvé vybuchla v r. 1917 a znovu až v dubnu 2000, přičemž světelná křivka jevila dlouhé plató v trvání přes 1,5 r. Soustava s bílým trpaslíkem je zákrytová dvojhvězda s krátkou oběžnou periodou 0,62 d a představuje fakticky spojovací článek mezi klasickými a rekurentním novami. Dosud máme dobré údaje pro cca 300 galaktických nov a jen 10 rekurentních nov. Jak se nyní zdá, rozdíl mezi klasickými a rekurentními novami spočívá v rozdílu v hmotnosti bílého trpaslíka, na kterého padá plyn z průvodce. Rekurence jsou zkrátka tím častější, čím je hmotnost bílého trpaslíka vyšší.

Jelikož se nyní pomocí pointeru FGS HST podařilo J. Johnsonovi aj. změřit trigonometrické paralaxy pro 6 trpasličích nov, ukazuje se, že jejich svítivost ve výbuchu je tím větší, čím delší je interval mezi výbuchy. Trpasličí novy jsou tudíž jednak svítivější, jednak více vzdálené, než se dosud uvádělo. Při periodě rekurence 0,3 d to odpovídá absolutní hvězdné velikosti ve výbuchu +2 mag. A. King. aj. zjistili, že dlouhoperiodické trpasličí novy mohou dokonce skončit jako supernovy Ia, jelikož při přenosu plynu řádu 10-3 M☉ při každém výbuchu může bílý trpaslík nakonec přibrat až 0,4 M☉ a tak se dostat na Chandrasekharovu mez.

K. Hornoch pokračoval ve svém úspěšném tažení objevitele nov v galaxii M31. Z celkového počtu 18 nov, které r. 2003 v této galaxii vzplanuly, byl objevitelem, resp. spoluobjevitelem, 7 nov; stal se tak předloni po M. Fiaschim z Itálie druhým nejúspěšnějším lovcem nov v M31 na světě.

Dne 9. února 2003 se mu dokonce podařilo objevit novu v galaxii M81 (vzdálenost 3,6 Mpc), která dosáhla v maximu 18 mag, tj. -10 absolutní hv. velikosti. L. Ferrareseová aj. využili HST k hledání nov v galaxii M49 (NGC 4472) v kupě galaxií v Panně (vzdálenost 18 Mpc). Během 55 dnů sledování našli 9 nov, z čehož plyne, že v galaxii ročně vzplane na stovku nov. Světelné křivky objevených nov se podobají křivkám pro novy ve Velkém Magellanově mračnu. F. Matteucci aj. zjišťovali, jak se liší četnosti nov v rozličných bližších galaxiích. Rekord drží obří galaxie M87 v kupě v souhvězdí Panny, kde se ročně vyskytne na 200 nov, zatímco v naší Galaxii jich bývá maximálně 25 (zdaleka ne všechny však pozorujeme). Na Velké Magellanovo mračno připadá jen 1,7 novy ročně.

2. 6. 2. Fyzické proměnné

Proměnnou roku zůstala dnes už proslulá V838 Mon, která překvapila astronomy dvoustupňovým zjasněním nejprve o 6 mag a pak o další 3 mag během dvou měsíců na počátku r. 2002, kdy její svítivost dosáhla asi 1 ML☉. Jasnost předchůdce byla V = 15,6 mag. Povaha výbuchu a samotné hvězdy totiž zůstává stále záhadná, zejména proto, že se dosud nepodařilo spolehlivě určit její vzdálenost, takže různí autoři udávají hodnoty od 0,7 do 11 kpc! N. Soker a R. Tylenda si myslí, že jde o dvojhvězdu přibližně slunečních hmotností na hlavní posloupnosti, ale ostatní autoři dávají přednost spíše horké hvězdě třídy B3, která obíhá kolem velmi chladného červeného obra či veleobra (sp. M10). A. Evans odvodil ze vzhledu infračerveného spektra v říjnu 2002 dokonce spektrální třídu L, dosud vyhrazenou pouze chladným hnědým trpaslíkům. A. Retter a A. Marom přišli s lehce bizarním nápadem, že počáteční výbuchy souvisely s prudkým rozepnutím hvězdy o hmotnosti 1 ÷ 3 M☉ až do poloměru 15 AU, přičemž byly postupně pohlceny tři obří exoplanety... Všechno však může být úplně jinak, protože koncem r. 2003 se ukázalo, že hvězda B3 se pouze promítá do daného směru, ale ve skutečnosti je asi o 1 kpc dál než veleobr L, takže celý příběh pouze kazí.

První fáze výbuchu byly dle J. Wisniewského aj. provázeny silnou polarizací světla, jejíž rovina se po druhém zjasnění stočila do října téhož roku o plných 90° a zeslábla. Počátkem r. 2003 byly v infračerveném spektru hvězdy objeveny pásy vodní páry, AlO, VO a TiO, silikátů a dalších neidentifikovaných molekul. Teplota hvězdné obálky v té době klesla na pouhých 600 K. V únoru 2003 byla hvězda sledována družicí Chandra. Rentgenové spektrum V838 Mon se v té době podobalo spektrům symbiotických proměnných hvězd, takže tam zřejmě neproběhla překotná termonukleární reakce jako při výbuchu novy. Teplota zdroje dosáhla jen 300 kK. Kamera ACS HST zobrazila mezi dubnem a prosincem 2002 vývoj učebnicové světelné ozvěny na mračnech prachu ve vzdálenostech 1 ÷ 2 pc kolem hvězdy, z čehož H. Bond aj. odvodili pravděpodobnou vzdálenost objektu 6 ÷ 8 kpc, odkud vyplynula absolutní hvězdná velikost hvězdy v maximu výbuchu 9,6 mag. Hvězda sama patrně neodvrhla vnější vrstvy, ale pouze se nesmírně nafoukla, a tím ochladila povrch. K dalšímu překvapivému vývoji V838 Mon došlo i v průběhu r. 2003. V únoru se hvězda zjasnila v infračerveném oboru N a od září přibyly v optickém spektru absorpce ZrO, YO, CrO, LaO a ScO. Hvězda se v mezidobí zjasnila i v optickém oboru asi o 0,5 mag. Poloměr světelné ozvěny se rozšířil na plných 52″.

R. Duncan a S. White využili rádiových měření mimořádně svítivé (6 ML☉) proměnné hvězdy η Car, obklopené rozsáhlou mlhovinou NGC 3372 a vzdálené od nás 2,1 kpc, k určení její původní hmotnosti ≈ 100 M☉. Při erupci v r. 1843 dosáhla hvězda 1 mag a vyvrhla obrovské množství hmoty, z něhož vznikla současná obří mlhovina Homunculus s lineárním průměrem 45 kAU a hmotností alespoň 12 M☉. N. Smith aj. odhadli kinetickou energii mlhoviny na 1043 J. Všichni zmínění autoři souhlasí s názorem, podle něhož je η Car ve skutečnosti velmi hmotnou těsnou dvojhvězdou s oběžnou dobou složek 5,53 r a excentrickou drahou s posledním průchodem periastrem v r. 2003,5. Tyto průchody zvyšují interakci složek natolik, že při nich dochází k dramatickým úkazům a zvýšené ztrátě hmoty ze soustavy. To též potvrdila měření z družice RXTE, která zaznamenala již od března 2003 šest rentgenových zjasnění v intervalech po 21 d a rekordní intenzitu 6,5.1027 W tvrdého rentgenového záření hvězdy koncem května 2003. Poté se však vlastní rentgenový zdroj, patrně modrý veleobr s hmotností 30 M☉, ocitl v zákrytu a klesl na minimum v druhé polovině června 2003. Současně také zmizela spektrální čára [Ne III] a mikrovlnné rádiové záření hvězdy kleslo na polovinu 23. června, zatímco infračervené minimum nastalo až 13. července 2003. Předešlý obdobný úkaz proběhl na přelomu let 1997/98. K. Ishibashi aj. využili snímků STIS HST k odhalení „malého homuncula“ uvnitř mlhoviny Homunculus. Jde o bipolární strukturu, pocházející z podružné erupce v r. 1890.

A. Lobel aj. soustavně sledovali žlutého (7 kK) veleobra ρ Cas, který vykazoval krátkodobá zjasnění o 0,2 mag na podzim r. 2000, aby se pak v dubnu 2001 uložil k „zimnímu spánku“, když proti klidovému stavu zeslábl o 2 mag. Podle jejich měření klesá po erupci efektivní teplota hvězdy až na 4 kK, protože se její atmosféra rozepne až na 700 R☉. Přitom se odvrhuje slupka o hmotnosti ≈ 0,1 M☉, takže tato zjasnění se nakonec podepíší na výbuchu veleobra jako supernovy už za 50 tis. roků. Jak uvedla A. Dupreeová, hvězda, která má v klidu 4,5 mag, zeslábla v r. 1946 na hranici viditelnosti očima a tehdy se ochladila dokonce na pouhé 3 kK. Nyní se dá očekávat nový výbuch této podivuhodné proměnné hvězdy.

Také v r. 2003 se další nestandardní proměnná δ Sco držela na vysoké noze kolem 1,6 mag, takže její zjasnění z klidového stavu 2,3 mag už trvá více než tři roky. Při pohledu očima na oblohu je to stále nejjasnější hvězda mezi Antarem a Spikou. Konečně H. Käufl aj. odhadli další vývoj neméně podivuhodné proměnné V4334 Sgr (Sakurai), jež prodělala pozdní heliový záblesk v r. 1995 a od té doby se rychle vyvíjela, neboť se po nápadném ochlazení obklopila prachovou slupkou o teplotě pouhých 600 K. Slupka se nyní rozpíná úhlovou rychlostí 0,2″/r a podle názoru autorů bude postupně roztavena silným zářením hvězdy o svítivosti alespoň 2 kL☉. Jelikož teplota centrální hvězdy roste, obálka se během několika desetiletí rozplyne a hvězda se tak opticky výrazně zjasní. T. Lawlor a J. MacDonald řadí to téže skupiny také další neobvyklé proměnné hvězdy V605 Aql a FG Sge. Tvrdí, že jde původně o hvězdy s hmotností 1 M☉, které prodělají velmi silný tepelný impulz po opuštění asymptotické větve obrů a zhroutí se nakonec na pomalu vychládající bílé trpaslíky. Tomu odpovídá infračervená fotometrie FG Sge, kterou v době vzniku prachové obálky kolem hvězdy v srpnu 1992 uskutečnili O. Taranovová a V. Šenavrin. Ukázali, že teplota prachu činila 750 K a že hvězda ztratila plyn a prach o hmotnosti 2.10 7 M☉.

2. 7. Planetární mlhoviny a bílí trpaslíci

Z bezpečnostních důvodů musel být HST v listopadu 2002 po dobu 14 h během očekávaného meteorického deště Leonid natočen směrem k antiradiantu roje, což shodou okolností odpovídá poloze proslulé blízké (200 pc) obří (průměr 1 pc) planetární mlhoviny NGC 7293 „Hlemýžď“ (Helix). Šťastné shody okolností hbitě využili P. McCullough aj., kteří pořídili mozaiku barevných snímků celého objektu s rekordním rozlišením. Na snímku je vidět horký bílý trpaslík, obklopený složitou strukturou chladného plynu, která se jeví jako dlouhý válec, mířící svou osou souměrnosti přímo k pozorovateli. Planetární mlhoviny se ostatně díky kameře ACS HST stávají nejfotogeničtějšími vesmírnými objekty, jak o tom svědčí snímky mlhoviny CRL 2688 „Vajíčko“ (2102+3642) v Labuti nebo NGC 6543 „Kočičí oko“ v Draku.

Naprostým překvapením v oboru se však v r. 2003 stal objev úhlově největší planetární mlhoviny, o nějž se postarali P. Hewett aj. zásluhou probíhající gigantické přehlídky oblohy SDSS. V souhvězdí Sextantu v galaktické šířce +48° totiž nalezli planetární mlhovinu 1037-0018, ozářenou bílým trpaslíkem PG 1034+001, o neuvěřitelném úhlovém průměru 2°, vzdálenou od nás pouhých 160 pc a starou zhruba 100 tis. let. Zmíněné přehlídky SDSS využili H. Harris aj. k vyhledávání bílých trpaslíků na ploše 190 čtv. stupňů oblohy. Našli tak 269 nových bílých trpaslíků, což je plných 12 % dosud známého počtu bílých trpaslíků na celé obloze. O jejich chemickém složení nás informují rozdílné barvy: namodralí bílí trpaslíci obsahují atomy C, kdežto načervenalí molekuly C2. Spektrální třídu DZ mají bílí trpaslíci s čarami Mg, Na a popř. Fe.

Současně přišla dobrá zpráva pro naše vzdálené potomky: bílý trpaslík Sirius B nikdy nevybuchne jako supernova Ia, jelikož je dostatečně daleko od Siria A (8 ÷ 32 AU), než aby získal přenosem plynu dostatek hmoty na překročení Chandrasekharovy meze pro stabilní bílé trpaslíky. P. Kervella aj. využili interferometru VLTI ESO k přesnému změření úhlového průměru Siria A 6,04 mas, což při vzdálenosti 2,64 pc vede k lineárnímu poloměru hvězdy (sp. A1 V) 1,71 R☉ a její hmotnosti 2,1 M☉. Hmotnost bílého trpaslíka pak vychází na 1,03 M☉ a jeho oběžná doba činí 50 r. Jeho původní hmotnost v době vzniku této nerovné dvojice před 225 mil. lety činila 7 M☉, takže šlo o ranou hvězdu B5 V, která se za 40 mil. roků zhroutila na bílého trpaslíka, když předtím ztratila 85 % původní hmotnosti.

3. Neutronové hvězdy a hvězdné černé díry

3. 1. Supernovy a jejich pozůstatky

Podle F. Stephensona a D. Greena bylo během uplynulého tisíciletí pozorováno v naší Galaxii právě pět supernov v r. 1006 (Lup – viditelná očima plné 3 roky!), 1054 (Tau), 1181 (Cas), 1572 (Cas) a 1604 (Oph). Každou chvíli by se tedy měla objevit další – ve skutečnosti už téměř jistě dávno vybuchla, ale s ohledem na časové zpoždění o tom dosud ještě nevíme...

P. Winkler aj. porovnávali vzhled vláken v pozůstatku G327.6+14.6 supernovy z r. 1006, která dosáhla vůbec nejvyšší jasnosti z historických supernov 7,5 mag, takže navzdory jižní deklinaci 38,5° byla tehdy od 1. května 1006 pozorována nad jižním obzorem i v Evropě a na Blízkém, Středním a Dalekém východě. Z pozorování v letech 1987–1998 tak určili jejich vlastní pohyb 0,28″/r, což v kombinaci s měřeními radiálních rychlostí vedlo ke spolehlivému odhadu vzdálenosti supernovy 2,2 kpc. Odtud jim vyšla absolutní hvězdná velikost 19,55 mag, takže šlo určitě o supernovu třídy Ia. K. Long aj. zkoumali její pozůstatek družicí Chandra a objevili tak jaderné čáry O, Ne, Mg a Si a rázové jevy v rozpínající se mlhovině. Rentgenová měření z družice Chandra umožnila A. Bambovi aj. odhadnout indukci magnetického pole v mlhovině na 1 nT, avšak E. Berezhkovi aj. vyšlo asi 10 nT. V takovém poli lze urychlit elektrony Fermiho mechanismem až na energie 100 TeV, jakož i nukleony či atomová jádra, a tím vysvětlit původ galaktického kosmického záření.

J. Morgan aj. nalezli pomocí submilimetrové kamery SCUBA JCMT studený (17 K) i teplý (102 K) prach v pozůstatku po Keplerově supernově z r. 1604. Při vzdálenosti supernovy 5,5 kpc to odpovídá asi 1 M☉ v podobě prachu, jenž se postupně rozptyluje do mezihvězdného prostoru. Supernovy jsou tak významnějším dodavatelem prachu než červení obři. Hmotnost předchůdce této

T. DeLanez a L. Rudnick měřili změny polohy rentgenových vláken v pozůstatku po tajemné supernově Cas A, která vybuchla někdy kolem r. 1670, ale nebyla tehdy pozorována očima, ač její rádiový pozůstatek je jedním z nejjasnějších objektů na rádiové obloze. Na snímcích z družice Chandra je zřetelně vidět rozpínání vláken z centra výbuchu průměrným tempem 0,21 %/r, což je trojnásobek tempa rozpínání vláken rádiových. R. Chevalier a J. Oishi odhadli čas výbuchu na rok (1675 ±5) n. l. a spektrální třídu supernovy IIn nebo IIb. Podle jejich názoru byl předchůdcem supernovy, vzdálené od nás 3,4 kpc, červený veleobr, který ztrácel hmotu hvězdným větrem tempem 2.10-5 M☉/r. Naproti tomu R. Willingale aj. se domnívají, že předchůdcem byla Wolfova-Rayetova hvězda o hmotnosti 20 M☉, která se nejprve obklopila hustou plynnou obálkou a pak teprve vybuchla. Autoři využili družice Newton k odhadu její vzdálenosti 3,4 kpc od nás. Odtud jim pak vyšla hmotnost pozůstatku 10 M☉ a jeho tepelná energie 7.1043 J. Vyvržený plyn má kinetickou energii 1044 J a rozpíná se počáteční rychlostí 15 tis. km/s. Výbuch supernovy byl usměrněn do dvou protilehlých výtrysků o vrcholových úhlech 45°.

S. Van Dyk aj. využili snímků galaxií v archivu HST k vyhledávání předchůdců nedávno objevených supernov. Mezi 16 supernovami tříd II a Ib/c našli tři předchůdce supernov Ib a Ic v podobě velmi svítivých veleobrů o absolutní hvězdné velikosti -7,5 ÷ -9 mag; dále pak tři předchůdce supernov II v podobě červených veleobrů -6 mag. Tím se téměř zdvojnásobil počet známých předchůdců supernov. U tříd Ib/c mohou být předchůdci složkami velmi hmotných interagujících dvojhvězd, resp. hvězdami Wolfovými-Rayetovými.

A. Riess aj. a J. Blakeselee aj. porovnali snímky pole HDF-N HST se snímky kamerou ACS od května 2002 do dubna 2003, pořízený kamerou ACS a objevili tak 5 velmi vzdálených supernov do 27 mag, jakož i dvě supernovy ve středních vzdálenostech (z = 0,5 a 1,0). Tím se podařilo ověřit tvrzení o tom, že ve druhé polovině své existence se vesmír rozpíná zrychleně. Také přehlídka SDSS umožňuje nalézat supernovy, které se prozradí svými spektry. Během let 2000–01 tak přibylo celkem 18 supernov třídy Ia, jejichž červené posuvy z spadají do intervalu 0,05 ÷ 0,14.

E. Baron si však povšiml, že některé supernovy třídy Ia mají ve svém spektru vodíkové čáry, ačkoliv podle klasické teorie by tam vodík být vůbec neměl. Nejnovějším příkladem porušení této zásady se stala podle M. Hamuyho aj. supernova 2002ic, objevená v listopadu 2002 s kosmologickým posuvem z = 0,067, tj. ve vzdálenosti 29 Mpc. Odtud vychází absolutní hvězdná velikost v maximu -20,3 mag, což jednoznačně svědčí o klasifikaci Ia. Možným vysvětlením výskytu vodíku ve spektru této supernovy je přežití jejího průvodce v podobě červeného veleobra o hmotnosti kolem 5 M☉, který ztrácí hodně plynu hvězdným větrem, ale ve své atmosféře má dosud vodík.

Mimořádnou úctu však budí výkon australského astronoma-amatéra Roye Evanse (*1937), který 12. 6. 2003 objevil vizuálně pomocí 0,3m reflektoru supernovu 2003gd v galaxii M74 (NGC 628) jako objekt 13,2 mag. Spektrum, pořízené dalekohledem WHT, ukázalo, že jde o supernovu třídy II asi 2 měsíce po výbuchu, kdy se plynné obaly rozpínaly rychlostí 8 000 km/s. Archivní snímky HST a Gemini-N prokázaly, že předchůdcem byl červený veleobr 26 mag o hmotnosti 9 M☉, čemuž odpovídá absolutní hvězdná velikost -3,5 mag. Shodou okolností byla v téže galaxii předtím objevena supernova 2002ap s maximem jasnosti počátkem února 2002, jež podle L. Wanga aj. patřila ke třídě Ic a jež je součástí dvojhvězdy, což se projevilo výraznou asymetrií výbuchu. Její absolutní hvězdná velikost dosáhla -19 mag.

Neúnavný R. Evans opět bodoval 29. 7. 2003, když v galaxii NGC 936 objevil supernovu 2003gs 14,0 mag, která byla klasifikována jako třída Ia týden po maximu, a své pozorovatelské žně dovršil koncem srpna, kdy objevil supernovu 2003hn 14 mag v galaxii NGC 1448, klasifikovanou jako třídu II týden po maximu. Od r. 1980, kdy se soustavným hledáním supernov začal, jich tak našel celkem 39!

J. Ulvestad a S. Neffová objevili pomocí rádiových pozorování VLBA doslova továrnu na supernovy v interagující galaxii Arp 299, vzdálené od nás 43 Mpc. Splývající galaxie jsou tak zaprášené, že k hledání supernov se hodí jedině jejich rádiové záření. Při splývání galaxií vzniká totiž velké množství mimořádně hmotných hvězd v kompaktních velekupách o průměru pouze 5 pc a svítivosti řádu 1 ML☉, které jsou předurčeny k výbuchu jako supernovy, což se zde učebnicově potvrzuje. V jediné velekupě uvnitř galaxie se totiž nalézá řádově milion hvězd s hmotnostmi 10 ÷ 30 M☉, takže tam každý rok vybuchuje alespoň jedna supernova – za poslední dekádu se jich podařilo pozorovat pět.

3. 2. Rádiové pulzary

Rozsáhlé hledání nových pulzarů pomocí 64m radioteleskopu v australském Parkesu přineslo mimořádný úlovek v podobě prvního binárního pulzaru J0737-3039 (Pup), jenž se skládá ze dvou neutronových hvězd. Jak uvedla M. Burgayová aj., jejich souhrnná hmotnost dosahuje 2,6 M☉ a kolem společného těžiště obíhají v krátké periodě 2,4 h po dráze o minimální poloose 430 tis. km při výstřednosti 0,09 průměrnou rychlostí 300 km/s. Soustava, vzdálená od nás pouhých 550 pc, je stará 160 mil. roků a k výbuchu supernovy v ní došlo před 100 mil. let. Dosazením do Einsteinova vztahu pro relativistické stáčení periastra oběžné dráhy dostáváme rekordní hodnotu 17°/r, tj. čtyřikrát větší než u proslulého binárního pulzaru B1913+16, kde R. Hulse a J. Taylor dokázali existenci gravitačního záření. Toto relativistické stáčení bylo již z prvních měření nově objeveného pulzaru prokázáno v předpokládané velikosti; bohužel se zjistilo, že vinou precese s periodou pouhých 75 let se za několik let vyzařovací kužel pulzaru posune tak, že bude míjet Zemi, a v následujících desetiletích pak pulzar přestane být viditelný.

Je však zřejmé, že se předtím podaří odhalit s vysokou přesností i další relativistické efekty, které provázejí oběh dvou těžkých hmot po tak těsné výstředné dráze, takže jde o jedinečný dárek pro relativistickou fyziku. Jak spočítal E. van den Heuvel, neutronové hvězdy nově objeveného pulzaru se slijí díky gravitačnímu vyzařování za 85 milionů let a asi minutu před splynutím vyšlou silný impulz gravitačního záření na frekvencích 30 ÷ 1 000 Hz, který by snadno zachytily i současné detektory gravitačního záření. Objev tak blízkého objektu totiž zároveň naznačuje, že k takovému splývání párů neutronových hvězd dochází v dosahu pozemních detektorů v průměru každé 2 roky, a to je velmi dobrá zpráva pro konstruktéry detektorů gravitačních vln.

Dalším cenným úlovkem přehlídky z Parkesu je dle B. Jacobyho aj. objev binárního milisekundového pulzaru J1909-3744 (Sgr) s impulzní periodou 2,95 ms a oběžnou periodou 1,53 dne. Průvodcem neutronové hvězdy ve vzdálenosti minimálně 600 tis. km je starý bílý trpaslík o povrchové teplotě 8,5 kK. Hlavní předností pulzaru je nepatrná šířka impulzu jen 43 μs, takže jde o relativistické hodiny s velmi kvalitní „ručičkou“. Při již zmíněné přehlídce pomocí radioteleskopu v Parkesu bylo do konce r. 2003 objeveno na 700 nových pulzarů, mezi nimi také pulzar PKS J1847-0130 (Aql) s nejdelší známou impulzní periodou 6,7 s a současně rekordně silným magnetickým polem 9,4 GT. C. Bassa aj. zobrazili u binárního milisekundového pulzaru 1911-59A na periférii kulové hvězdokupy NGC 6752 (Dra) průvodce V = 22 mag, kterým je bílý trpaslík mladší než 2 mld. roků. Trpaslík o hmotnosti přes 0,2 M☉ obíhá kolem neutronové hvězdy v periodě 20 h. Podobně P. Edmonds aj. objevili při hledání přechodů exoplanet v kulové hvězdokupě 47 Tuc pomocí HST průvodce milisekundového binárního pulzaru s impulzní periodou 2,35 ms. Jasnost průvodce dosahuje 22 mag; jde zřejmě o hvězdu hlavní posloupnosti, která obíhá kolem pulzaru v oběžné době 3,2 h. Dlouhá série snímků ukázala, že jasnost průvodce periodicky kolísá, jelikož hvězda rotuje synchronně s oběžnou dobou, takže její polokoule přivrácená k pulzaru je teplejší než polokoule odvrácená. Ohřev je tak silný, že hvězda se pozvolna vypařuje a skončí jako tzv. černá vdova, takže se nakonec rozplyne. E. Ergma a M. Sarma sledovali zákrytový binární milisekundový (3,65 ms) pulzar PSR J1740-5430 v kulové hvězdokupě NGC 6397 v souhvězdí Oltáře, jehož průvodcem je heliový bílý trpaslík o hmotnosti 0,3 M☉ téměř vyplňující Rocheův lalok o poloměru 1,4 R☉, obíhající kolem neutronové hvězdy v periodě 1,35 d. Průvodce přitom zakrývá neutronovou hvězdu se slabým magnetickým polem o indukci jen 80 kT po plných 40 % oběžné periody a časem skončí rovněž jako černá vdova. Stáří soustavy se odhaduje na pouhých 350 mil. roků.

Klasickou „černou vdovu“ – pulzar B1957+20 (Sge) s druhou nejkratší impulzní periodou 1,6 ms – zkoumali B. Stappers aj. pomocí rentgenové družice Chandra. Ukázali, že pulzar brázdí Galaxii rychlostí 280 km/s, takže před sebou vytváří obloukovou rázovou vlnu, která je viditelná i opticky. Další rázovou vlnu však vidí právě Chandra, podobně jako kokon vysoce energetických částic a antičástic, jenž obklopuje pulzar, což obojí je unikát. Jde vlastně o důkaz, že rotační energie pulzaru se postupně snižuje pomocí relativistického „pulzarového větru“. Stáří pulzaru činí asi 1 mld. roků, jak vyplývá mj. z nízké indukce magnetického pole neutronové hvězdy. Od své vzniku byl pulzar roztáčen na vyšší obrátky průvodcem, jenž však byl postupně podle principu černé vdovy pulzarem rozpuštěn. Podobnou rentgenově viditelnou obloukovou rázovou vlnu objevili P. Caraveová aj. pomocí družice Newton u známého blízkého pulzaru Geminga.

A. King aj. zjistili, že černé vdovy se vyskytují daleko častěji v kulových hvězdokupách než v galaktickém poli. Autoři se domnívají, že za to mohou silné slapy a těsná setkání dvojhvězd uvnitř hustých kulových hvězdokup, které způsobí, že kompaktní průvodci pulzaru (bílí trpaslíci) jsou vyměněni za hmotnější hvězdy větších rozměrů a tito noví průvodci neutronových hvězd přetečou rychle přes Rocheův lalok, čímž urychlí vlastní vypaření. Je dokonce možné, že i polní černé vdovy byly původně součástí některé kulové hvězdokupy, kterou však díky vysoké prostorové rychlosti opustily.

Z profilů tzv. obřích impulzů pulzaru 0531+22 v Krabí mlhovině na frekvencích 5,5 a 8,6 GHz podle T. Hankinse aj. vyplývá, že zdroj impulzů obsahuje struktury menší než 1 m, protože signál obsahuje nanosekundové špičky. Čtvrtý pulzar, vykazující obří impulzy, objevili A. Jeršov a A. Kuzmin ve Velké medvědici (PSR B1112+50). Obří impulzy jsou 30× intenzivnější než standardní, takže dosahují na frekvenci 111 MHz maximálního toku až 180 Jy, což je 80× větší energie než ve standardním impulzu, jelikož obří impulzy mají užší profily. Opakují se zhruba po 150 standardních impulzech. První obří impulzy u pulzaru v cizí galaxii odhalili S. Johnston a R. Romani u pulzaru B0540-69 ve Velkém Magellanově mračnu. Na frekvenci 1,4 GHz převyšuje energie v obřím impulzu pěttisíckrát impulzy standardní!

R. Dodson aj. měřili pomocí interkontinentálního rádiového interferometru VLBI na frekvencích 2,3 a 8,4 GHz po téměř 7 let vlastní pohyb a paralaxu známého pulzaru 0833-45 (Vel), který je vůbec nejjasnějším rádiovým pulzarem na obloze a vyznačuje se občasnými skoky (náhlým zkrácením) impulzní periody. Zjistili, že vlastní pohyb pulzaru dosahuje 0,045 ″/r v pozičním úhlu 301°, což nesouhlasí se směrem osy souměrnosti pozůstatku po supernově. Pulzar je od nás nyní vzdálen (287 ±16) pc. W. Brisken aj. využili systému VLBA ke změření astrometrické paralaxy pulzaru B0656+14 (Mon/Gem) a obdrželi tak vzdálenost (288 ±30) pc. Odtud vyplývá poloměr neutronové hvězdy 8 ÷ 16 km a teplota jejího povrchu 1 MK. Pulzar je podle S. Thorsetta aj. starý 86 tis. roků a díky vysokému vlastnímu pohybu 0,044 ″/r urazil od okamžiku výbuchu supernovy po obloze již více než 1°. Jelikož pozůstatek supernovy může být zdrojem kosmického záření o energiích až 10 PeV, může být tento relativně velmi blízký objekt příčinou pozorovaného zvýšení toku kosmického záření o této energii (tzv. „koleno“ energetického spektra galaktického kosmického záření).

C. Wanjek uvedl, že typická rychlost rotace nově vzniklé neutronové hvězdy po výbuchu supernovy činí 30 Hz. Pokud má hvězda průvodce, který jí předává hmotu ve směru rotace, pak se postupně rychlost zvyšuje mechanismem černé vdovy až na frekvence přes 500 Hz, což znamená, že povrch neutronové hvězdy má na rovníku postupnou rychlost až 0,2c. Pokud by frekvence dosáhly 1 kHz, rozpadne se neutronová hvězda odstředivou silou, ale zdá se, že tato hranice je pro neutronové hvězdy zakletá a nyní už víme, proč. L. Bildsten totiž ukázal, že příliš rychle rotující neutronová hvězda se začne díky odstředivé síle deformovat a deformovaná neutronová hvězda vyzařuje při své rotaci silné gravitační vlny, které odnášejí energii rotace, a hvězda se zpomalí. U rentgenového pulzaru SAX J1808-3658 (Sgr) pozorovali D. Chakrabarty aj. rychlé mihotání rentgenové jasnosti s frekvencí 619 Hz, které je shodné s rotační periodou. Tento pulzar by měl tudíž vyzařovat gravitační vlny rovněž na této frekvenci, což by usnadnilo jejich detekci pomocí aparatury LIGO.

3. 3. Rentgenové dvojhvězdy a proměnné

F. Mirabel a I. Rodrigues využili měření rentgenové dvojhvězdy Sco X-1 pomocí VLBI z r. 1999 a optické spektroskopie z r. 2002 k popisu jejího pohybu v Galaxii. Rentgenová dvojhvězda o nízké hmotnosti složek (LMXB; 1,4 + 0,4 M☉), jež kolem sebe obíhají v periodě 19 h, vznikla před více než 30 mil. lety patrně při blízkém setkání hvězd v některé kulové hvězdokupě, protože její galaktocentrická dráha nápadně připomíná dráhy kulových hvězdokup. V současné době je vzdálena 23° od galaktické roviny a ve vzdálenosti 2,8 kpc od jejího centra. Protože má velmi výstřednou dráhu (e = 0,87), kolísala její vzdálenost od středu Galaxie v rozmezí 0,5 ÷ 7,4 kpc a od roviny Galaxie se vzdálila maximálně na 4,2 kpc, takže patří do vnitřního galaktického hala.

Titíž autoři zkoumali pomocí snímků HST z let 1996 a 2001 dráhu mikrokvasaru GRO J1655-40 (Sco), který se pohybuje z místa výbuchu supernovy rychlostí 120 km/s a obsahuje černou díru o hmotnosti 5,4 M☉, doprovázenou podobrem sp. třídy F, obíhajícím v periodě 2,6 d. Dráha soustavy v Galaxii je rovněž vysoce výstředná. Podobně A. Cowleyová aj. studovali vlastnosti LMXB 2A 1822-371 (V691 CrA), která se skládá z neutronové hvězdy o hmotnosti 1,4 M☉ a průvodce 0,4 M☉ s oběžnou dobou 5,6 h. Neutronová hvězda vykazuje rentgenové pulzace jasnosti v periodě 0,6 s a její rotace se měřitelně urychluje, takže tam zřejmě probíhá intenzivní přenos plynu z průvodce. I tato dvojice patří do galaktického hala.

J. Homan aj. objevili vysokofrekvenční kvaziperiodické oscilace (QPO) u přechodného rentgenového zdroje XTE J1650-500 (Ara) s periodami střídavě 250 a 50 Hz. Jelikož jde opět o LMXB, kde primární složka je patrně černá díra s hmotností 8 M☉, lze tyto oscilace vysvětlit jako harmonické násobky periody nejnižší stabilní oběžné dráhy kolem černé díry, která se nachází pouhých 30 km nad relativistickým obzorem událostí. Jde už o šestý případ QPO u kandidátek na černou díru.

F. Mirabel a I. Rodrigues dále studovali životní osudy prototypu hvězdných černých děr Cyg X-1, což je těsná dvojhvězda s vysokou hmotností složek (HMXB), která vznikla ve hvězdné asociaci Cyg OB3 před 5 mil. lety ve vzdálenosti 2 kpc od nás. Jelikož se vůči asociaci pohybuje relativní rychlostí pouze 9 km/s, vzniká otázka, zda v tom případě vůbec došlo k výbuchu supernovy před zhroucením na černou díru, která má hmotnost 10 M☉, když předchůdce měl určitě více než 40 M☉. Intenzita výbuchu supernovy se totiž paradoxně zmenšuje s rostoucí hmotností hvězdy těsně před výbuchem. Silné exploze se proto podle J. Birrielové odehrávají jen pro hvězdy s hmotnostmi v rozmezí 8 ÷ 20 M☉, kdežto v rozmezí 20 ÷ 45 M☉ jsou výbuchy slabé. Při hmotnostech nad 45 M☉ se hvězdy hroutí zcela tiše na černé díry. Jelikož při vzniku Cyg X-1 se vyvrhla pouze 1 M☉, musela se velká část původní hmoty hvězdy vymést hvězdným větrem, což dokáží jedině velmi hmotné Wolfovy-Rayetovy hvězdy. Ostatně J. Lazendic aj. ukázali, že supernovy nemusejí vždy skončit jako neutronové hvězdy, ale též jako magnetary nebo anomální rentgenové pulzary (AXP). R. Wagoner uvádí, že takové modely lze ověřovat pomocí rozboru oscilací rentgenového toku, které souvisejí s rotací neutronové hvězdy, čili obdobou klasické asteroseizmologie.

H. Quaintrell aj. objevili neradiální oscilace u zákrytové rentgenové dvojhvězdy typu HMXB Vel X-1 (GP Vel = HD 77581). Pokud je kompaktní složka neutronovou hvězdou, musí mít minimální hmotnost 1,74 M☉, což by byl pro známé neutronové hvězdy rekord. Průvodce je totiž viditelný v dalekohledu a odtud vyplývá jeho vysoká hmotnost 28 M☉. P. Jonkert aj. dokázali pomocí VLT proměřit spektrum rentgenové dvojhvězdy 2A 1822-371 (CrA) typu LMXB a odtud určit hmotnost neutronové hvězdy v soustavě na (0,97 ±0,24) M☉, zatímco průvodce má jen (0,33 ±0,05) M☉. T. Strohmayer podal na základě pozorování družic ROSAT a Chandra důkaz o zatím nejkratší známé oběžné době pro těsnou dvojhvězdu. Jde o rentgenovou dvojhvězdu RX J0806+1527 (Cnc), jejíž degenerované složky kolem sebe obíhají v periodě 5,4 min! Oběžná perioda se dle očekávání měřitelně zkracuje díky interakci gravitačního záření a elektromagnetického momentu soustavy.

A. Svidzinsky se zabýval výpočty vnitřní stavby typické neutronové hvězdy o poloměru 12 km. Ve vnitřním jádře hvězdy dosahuje hustota materiálu (hyperony, kvarky a piony) bezmála neuvěřitelné hodnoty 4.1018 kg/m3 a teploty téměř 10 GK. Nad ním se nachází vnější jádro tvořené elektrony, protony a neutrony a ještě výše vnitřní kůra o tloušťce několika kilometrů, obsahující elektrony, atomová jádra a neutrony, které jsou v této oblasti supratekuté. Konečně na povrchu je neutronová hvězda zapouzdřena ve velmi tuhé vnější kůře o tloušťce stovek metrů a hustotě 4.1014 kg/m3. Kůra se skládá z elektronů a atomových jader. Neutronová hvězda je pak obklopena tenkou (jen desítky milimetrů tlustou) atmosférou z „normálního“ plynu.

Mezi přechodnými zdroji doslova zazářil objekt V4743 Sgr (nova Sgr 2002 č. 3), který podle měření družice Newton dosáhl v březnu 2003 rekordní rentgenové jasnosti v pásmu 0,2 ÷ 10 keV. Rentgenový tok kolísal o pětinu v základní periodě 46 min. Oběžná doba těsné dvojhvězdy však přesahuje 10 h. Podle měření družice Chandra probíhala v té době pod povrchem bílého trpaslíka dosud termonukleární reakce a kolísání toku odpovídalo pulzacím atmosféry spíše než rotaci bílého trpaslíka. Koncem r. 2003 překročil počet známých rentgenových dvojhvězd hranici 300 objektů. V. Makarov sestavil katalog 100 nejsvítivějších ( > 1023 W) rentgenových zdrojů do vzdálenosti 50 pc od Slunce. Nejsvítivějším zdrojem vůbec je proměnná II Peg (těsná dvojhvězda třídy RS CVn), která dosahuje rentgenového výkonu 1,8.1024 W. Obecně se v katalogu nacházejí: hvězdy před vstupem na hlavní posloupnost; proměnné po fázi T Tau; dvojhvězdy třídy RS CVn; velmi mladé objekty na hlavní posloupnosti; proměnné typu BY Dra a objekty neznámé povahy. Nejsvítivější jsou dvojhvězdy třídy RS CVn a krátkoperiodické spektroskopické dvojhvězdy. Ve větších vzdálenostech od Slunce pak získávají převahu mladé hvězdy z asociací OB.

3. 4. Zábleskové (GRB) i trvalé zdroje záření gama

Událostí roku se stal objev velmi jasného GRB 030329 (11.37 h UT) v poloze 1044+2131 (Leo), který družice HETE-2 sledovala plných 50 s a který dokonce měřitelně zvýšil ionizaci zemské ionosféry, navzdory kosmologické vzdálenosti zdroje od nás. Jeho optický dosvit 12 mag byl objeven o 67 min později R. Satem v Japonsku (ten po poplachu z internetu pádil na střechu svého domu, kde má 0,3m reflektor s kamerou CCD), a o 88 min později D. Smithem aj. v Austrálii robotem ROTSE-III (uvedeným do chodu týden předtím!) a sledován pak od dalšího dne mj. 6,5m dalekohledy Baade a MMT po několik dalších týdnů, podobně jako dosvit v měkkém rentgenovém oboru (A. Tiengo aj.).

Poměrně nízký červený posuv mateřské galaxie z = 0,17 (vzdálenost 800 Mpc; jasnost slabší než 22 mag) dával podle S. Dada aj. naději, že bude možné pozorovat i spektrum hypernovy, což se vzápětí potvrdilo, když podle K. Stanka aj. a T. Mathesona aj. spektrum dosvitu z 8. 4. 2003 jevilo rozložení energie velmi podobné hypernově 1998bw asi týden před jejím maximem. Poslední spektra dosvitu pořídili K. Kawabatta aj. 8,4m dalekohledem Subaru počátkem května 2003, kdy se ukázal typický modrý přebytek ve spojitém spektru, jakož i emisní a široké absorpční čáry, podobně jako u hypernov 1997ef a 1998bw přibližně měsíc po explozi. Nová hypernova dostala označení 2003dh a klasifikaci Ic pec.

Podrobnější rozbor všech pozorování naznačoval, že v době záblesku GRB mohl být optický protějšek krátce viditelný očima (≈ 5 mag), a jeho celkový zářivý výkon 1 PL☉ na krátkou chvíli přesáhl standardní zářivý výkon celého pozorovatelného vesmíru! Dodatečně se však ukázalo, že K. Torii aj. pozorovali zmíněné pole shodou okolností nepřetržitě od 97 min. před explozí až po 83 min po explozi, a v té době se v zorném poli neobjevilo nic jasnějšího než mezní hvězdná velikost přehlídky 5 mag. Podle E. Bergera aj. byl tento výkon usměrněn do protilehlých výtrysků s vrcholovými úhly pouhých 5°, ale většina zářivé energie se nakonec rozprostřela do dosvitu se širším záběrem. Autoři odhadují, že celý úkaz uvolnil úhrnem 1044 J zářivé energie, avšak jeho kinetická energie dosáhla dle P. Mazzaliho aj. dokonce 4.1045 J a absolutní hvězdná velikost hypernovy činila v maximu -19,8 mag.

Relativistické výtrysky jsou podle J. Greinera aj. zprvu silně polarizovány díky chaotickým magnetickým polím, což polarizační měření dosvitu potvrdila. Družice Chandra zaznamenala v rentgenovém dosvitu jaderné spektrální čáry těžkých prvků, což prokázalo, že šlo o hroucení a následnou explozi hmotné hvězdy. Pozorování tak dle P. Priceho aj. a J. Hjortha aj. odpovídá modelu kolapsaru S. Woosleyho z r. 1993. Ve shodě s modelem se nitro Wolfovy-Rayetovy hvězdy o původní hmotnosti 25 M☉ bleskově zhroutilo na černou díru o hmotnosti 10 M☉, což však současně vyvolalo obří energetický výtrysk, jenž spolu s hvězdnou vichřicí rozbil vnější vrstvy hvězdy na cáry, které se rychlostí 35 tis. km/s rozepnuly do okolního prostoru. Statistika říká, že tak mimořádně blízká vzplanutí GRB lze pozorovat v průměru jednou za desetiletí.

Naprostým unikátem se stalo dle P. Garnaviche aj. pozorování supernovy 2001ke, která vzplanula v polovině listopadu 2001 v poloze 1134-7601 (Cha), když její výbuch zaznamenal přehlídkový dalekohled OGLE, určený pro hledání gravitačních mikročoček. Pouhých 10 h po objevu pořídil Baadeův teleskop v Las Campanas její spektrum, které vykazovalo kosmologický červený posuv z = 0,36, což odpovídá vzdálenosti objektu 2,1 Gpc. O týden později se na témže místě objevil GRB 011121, zatímco supernova stále zvyšovala svou jasnost a dosáhla maxima 12 dnů po GRB. Tato souhra okolností výrazně posílila domněnku, že dlouhotrvající (> 2 s) GRB jsou důsledkem gravitačního zhroucení niter velmi hmotných hvězd při výbuchu supernov. Přitom dlouhotrvající vzplanutí představují asi 2/3 všech pozorovaných úkazů GRB. Podobně L. Rigon aj. zjistili, že na místě GRB 980910 v poloze 1317-1833 (Vir) vybuchla 15. ledna 1999 (zpoždění téměř 4 měsíce není asi reálné, protože předešlý snímek oblasti pochází z konce července 1998) hypernova 16 mag v anonymní galaxii s červeným posuvem z = 0,026, což odpovídá absolutní hvězdné velikosti jasnější než -19,5 mag.

Mimořádně dlouhé GRB 011211 v poloze 1115-2156 (Hya) a trvání 270 s (!) umožnilo studovat pomocí družice Newton rentgenové spektrum zdroje, v němž J. Reeves aj. našli jaderné emise Mg, Si, S, Ar, Ca a Fe, posunuté díky rozpínání plynného obalu zdroje rychlostí 30 tis. km/s. V první fázi po výbuchu byly vidět pouze čáry Si a S. Optické spektrum dosvitu, pořízené 11 h po vzplanutí, dalo červený posuv zdroje z = 2,14, odkud vyplývá izotropně vyzářená energie 5.1045 J.

T. Matheson aj. a D. Bersier aj. využili rychlé identifikace optického dosvitu GRB 021004 k jedinečnému sledování spektrálních změn dosvitu během prvních tří dnů po vzplanutí. Objekt v poloze 0026+1855 (Psc) byl objeven družicí HETE-2 a rychlé rozšíření údajů o poloze umožnilo již po 49 s od exploze sledovat fotometricky příslušnou chybovou plošku. Do pozorování se postupně zapojilo 33 pozemních dalekohledů včetně obřích teleskopů o průměrech zrcadel 6,5 m (Baade a MMT). Samotné vzplanutí gama trvalo asi 100 s a po 5 min. se objevil optický dosvit 15 mag. Raný dosvit slábnul podle D. Foxe aj. pomaleji, než se očekávalo, a asi 3 h po vzplanutí se pokles jasnosti dokonce zastavil na 18 mag, načež se dosvit opět zjasnil až na 16,4 mag v čase 8 h po vzplanutí. Z toho se dá usoudit, že hroutící hypernova vyšle ultrarelativistický výtrysk s dopřednou obloukovou rázovou vlnou vznikající při srážce výtrysku s mezihvězdným prostředím – vlna zprvu září převážně v oboru gama a postupně pak v rentgenovém, optickém, infračerveném a rádiovém pásmu. Protilehlý výtrysk se projeví opticky i rádiově a rychle slábne, protože kužely obou výtrysků se podle S. Pandeye aj. během 7 dnů postupně rozevřely z původního vrcholového úhlu 7°. Odtud se též podařilo odhadnout celkovou vyzářenou energii 3,5.1043 J.

První spektra, pořízená necelých 10 min po vzplanutí, vykazovala sérii absorpčních čar s červenými posuvy z 1,38; 1,60; 2,32 a 2,34. V dalších dnech pak spojité spektrum objektu krátkodobě kolísalo a plynule červenalo. Současně se ukázalo, že nejvyšší uvedený červený posuv odpovídá spektru mateřské galaxie ve fázi překotné tvorby hvězd, a tudíž i vzdálenosti GRB od nás. B. Schaefer aj. získali optická spektra dosvitu pomocí obřího dalekohledu HET v době 15 a 20 h a ještě 4,8 d po vzplanutí a identifikovali v nich absorpční čáry vysoce ionizovaných prvků Si IV, C IV, Al II, Fe II, Mg II a N V, což jsou slupky materiálu přetvořeného termonukleárními reakcemi ve velmi hmotném předchůdci hypernovy. Podle N. Mirabala aj. byla tímto předchůdcem hmotná Wolfova-Rayetova hvězda. E. Rol aj. objevili pomocí VLT velké změny polarizačního úhlu mezi 9. a 16. h po vzplanutí. Do 89. h po vzplanutí se tento úhel stočil celkem o 90°, zatímco velikost lineární polarizace světla zůstala nezměněna. To dobře odpovídá modelu homogenního výtrysku z hypernovy. Dosvit se po 20 h od vzplanutí projevil také v rentgenovém a rádiovém oboru spektra.

Podobně rychle po vzplanutí se podařilo pomocí robotických dalekohledů objevit dosvit po zábleskovém zdroji GRB 021211, pozorovaném družicí HETE 2 po dobu 6 s v poloze 0809+0644 (Hya), a to za 65 s po záblesku. Vzplanutí zaznamenala také družice Konus-Wind a kosmická sonda Ulysses. Dosvit byl na Mt. Palomaru pozorován též v blízké infračervené oblasti spektra a již za 2,4 h po vzplanutí byl pomocí aparatury VLA zaznamenán i na rádiové frekvenci 8,5 GHz. Podle D. Weie došlo ve 12. min po vzplanutí k prudkému poklesu jasnosti optického dosvitu ze 14 na 19 mag, což je důkazem, že příčinou raného dosvitu byla rázová vlna zpětného výtrysku. Současně se potvrdilo, jak významné je rychlé dohledání optického protějšku – za 10 min je už zkrátka pozdě. Z červeného posuvu z = 1,0 lze určit vzdálenost a odtud i ekvivalentní energii vyzářenou v oboru gama na 6.1044 J. C. Crew aj. pak ukázali, že dosvit zeslábl nad 24 mag již během prvních 24 h po vzplanutí. Teprve 13. den po vzplanutí se podařilo pomocí VLT získat „čisté“ spektrum mateřské galaxie s červeným posuvem z = 1,006. M. Della Valle aj. pozorovali na místě GRB dne 9. ledna 2003 supernovu 2002lt, která patrně vybuchla téměř současně s GRB a jejíž spektrum ji řadí do třídy Ic. Z posuvu emisí Ca II vyšla rychlost jejího rozpínání na 14 tis. km.

Nečekanou trefou do černého se stal GRB 021206, který zpozorovala sluneční družice RHESSI těsně u okraje Slunce. S. Boggs aj. tak objevili, že vzplanutí gama bylo téměř úplně polarizováno (80 %), což je zřejmým důkazem výskytu mimořádně silného magnetického pole hroutící se hvězdy. Pole je ještě silnější než u běžných neutronových hvězd a jeho velikost nemá zatím kloudné vysvětlení. D. Lamb odtud odvodil, že vrcholový úhel výtryskového kužele nepřesahuje 0,5°. G. Barbiellini aj. se domnívají, že právě kombinace silného magnetického pole a rychle rotující černé díry je živnou půdou pro GRB díky vytažení energie z ergosféry černé díry Blandfordovým-Znajekovým mechanismem. V tom případě lze takto fyzikálně objasnit všechny GRB, pokud celková jimi uvolněná energie nepřesáhne 1047 J. Dosud pozorované GRB mají i za předpokladu izotropie energie alespoň o řád nižší, takže tento model je v souladu s pozorováními. Ke shodnému závěru o původu GRB s trváním nad 2 s dospěli na základě podobných argumentů také W. Coburn a S. Boggs, P. Mészáros či J. Granot. Krátká GRB s trváním do 2 s vznikají dle mínění L. Balásze aj. při splynutí dvou neutronových hvězd. Objekt GRB 030725 (Ind) se stal prvním zábleskovým zdrojem, jehož optický dosvit objevil astronom-amatér. Podařilo se to B. Monardovi z Jižní Afriky pomocí 0,3m reflektoru, jímž našel 7 h po vzplanutí dosvit o jasnosti 18,8 ÷ 19,6 mag v době, kdy většina profesionálních pozorovatelů letěla na kongres IAU do Sydney... Těsně před Vánoci 2003 bylo zaznamenáno vzplanutí GRB 031203 v poloze 0802-3951 (Pup), jež je možná vůbec nejvzdálenějším GRB dosud objeveným, protože příslušný červený posuv z je velmi pravděpodobně větší než 9!

D. Frail aj. publikovali souhrnný katalog rádiových dosvitů GRB za léta 1997–2001, který obsahuje celkem 75 úkazů. M. Vietri aj. se domnívají, že GRB jsou potenciálními zdroji částic kosmického záření o extrémních energiích řádu 100 EeV, což je však těžké prokázat, jelikož naprostá většina GRB je tak daleko, že tyto částice energeticky degradují srážkami s fotony reliktního záření dříve, než se dostanou do blízkosti Země. B. Schaefer upozornil na možnost konstruovat Hubbleův diagram pro rozpínání vesmíru pomocí GRB. Tvrdí totiž, že jejich zářivý výkon je možné změřit nezávisle na znalosti vzdálenosti a odtud určit i jejich vzdálenost nezávisle na červeném posuvu dosvitů. Protože špičkový výkon GRB je podstatně vyšší než výkon galaxií, lze tak protáhnout Hubbleův vztah až pro červené posuvy z ≈ 4,5. Dosud je však známo jen necelý tucet GRB s velkými červenými posuvy, ale situaci v dohledné době zlepší družice Swift, takže Schaefer očekává, že během několika let stoupne počet GRB s těmito posuvy na stovku, a to by už byl znamenitý přínos pro kosmologii.

Schaeferovu myšlenku podpořili M. van Putten a T. Regimbauová, když podrobili rozboru měření světelných křivek všech 33 GRB, pro něž známe z optických dosvitů červené posuvy z. Podařilo se jim tak určit průměrné usměrnění svazků nutné pro stanovení zářivého výkonu jednotlivých GRB a zjistili, že hodnota usměrnění dobře souhlasí s nezávislým výpočtem D. Fraila aj. Naproti tomu J. Bloom aj. jsou skeptičtější. Na jedné straně spočítali, že typická energie dlouhého GRB po opravě na proměnné usměrnění původního výtrysku činí 1,3.1044 J, ale na druhé straně upozorňují, že víme velmi málo o fyzikální povaze vzplanutí, takže oklikové určení vzdáleností přes „standardní svíčku“ není zatím dostatečně spolehlivé.

Vzdálené GRB se však dají v každém případě využít jako vynikající mimořádně intenzivní světlomety, které zezadu na několik hodin osvětlí mezilehlé kupy galaxií podél zorného paprsku, a tím poskytují nenahraditelné údaje o jejich prostorovém rozložení a chemickém složení, pokud v tom krátkém čase stihneme pořídit dobrá spektra dosvitů. Podle S. Zhanga aj. vznikalo daleko nejvíce GRB v raných fázích vývoje vesmíru (z > 10) a jejich výskyt plynule klesal až do z ≈ 0,2, takže dnes už jsou nesmírně vzácné. A. Tutukov soudí, že předchůdci dlouhých GRB jsou rentgenové dvojhvězdy třídy HMXB s rentgenovým výkonem řádu 1033 W, obsahující velmi hmotné Wolfovy-Rayetovy heliové hvězdy. Ty se v naší Galaxii (podobně i v jiných galaxiích) v průměru jednou za 100 tis. let zhroutí na rychle rotující hvězdnou černou díru a vyšlou přitom GRB usměrněný do protilehlých výtrysků o vrcholovém úhlu kolem 6°. S. Woosley upozornil, že nepřesné zacílení výtrysku směrem k pozorovateli je patrně příčinou výskytu nedávno objevených rentgenových záblesků, označených anglickou zkratkou XRF (X-Ray Flash). Jelikož usměrnění je nejvyšší pro výtrysky záření gama a s nižší energií fotonů se svazek rozevírá, můžeme jevy XRF dle názoru autora zařadit pod společnou hlavičku s klasickými GRB. Autor odhaduje, že jevy XRF představují asi třetinu populace dlouhých GRB.

R. Atkins aj. využili záznamů z pozemní observatoře pro výzkum tvrdého (TeV) záření gama MILAGRITO k identifikaci GRB 970417A v pásmu 650 GeV, což je první důkaz, že GRB září také v pásmu vysokých energií. Dosavadní měření všech GRB totiž pokrývají pouze pásmo od 20 keV po 1 MeV. S. Jha aj. nalezli dosvit po GRB 021211 pouhých 108 s po vzplanutí jako objekt 14,8 mag a sledovali jeho světelnou křivku spojitě po další 2,5 h, během níž jeho jasnost rychle klesala až na 20,2 mag. Příkrý pokles jasnosti však probíhal během prvních 12 min po vzplanutí, což vysvětluje, proč se v mnoha případech nedaří optické dosvity objevit: potřebné avízo přijde zkrátka příliš pozdě.

S. Kulkarni aj. a S. Park aj. sledovali pomocí rentgenové družice Chandra prototyp magnetarů SGR 0526-66 (Dor) ve Velkém Magellanově mračnu, který se proslavil gigantickým výbuchem v měkkém oboru záření gama v březnu 1979. Rentgenový výkon 1029 W magnetaru mírně kolísá i v klidu s periodou 8 s, což je rotační perioda neutronové hvězdy, objevená při výbuchu v r. 1979. Podle autorů je indukce na povrchu této hvězdy vyšší než 100 GT – jde o nejsilnější známé magnetické pole ve vesmíru. A. Ibrahim aj. objevili v rentgenovém spektru magnetaru SGR 1806-20 (Sgr) absorpční čáru o energii 5 keV, kterou identifikovali jako cyklotronovou rezonanční čáru protonu v magnetickém poli o indukci 100 GT. Čára se objevuje pokaždé během krátkých záblesků rentgenového záření, pozorovaných družicí RXTE. Údaj je v dobré shodě s hodnotou magnetické indukce, odvozenou z brzdění neutronové hvězdy – 80 GT. Hmotnost neutronové hvězdy je určitě nižší než 1,8 M☉ a její poloměr činí asi 11 km. Čára jeví gravitační červený posuv zg= 0,3. Magnetar jevil ve druhé polovině r. 2003 zvýšenou aktivitu v pásmu tvrdého rentgenového záření. K. Cheng a X. Wang tvrdí, že rádiový dosvit po gigantickém záblesku magnetaru SGR 1900+14 (Aql) v srpnu 1998 se vzhledem světelné křivky naprosto podobá rádiovým dosvitům klasických GRB. To odpovídá modelu, v němž se při těchto gigantických záblescích rozlomí kůra neutronové hvězdy intenzivním vnitřním magnetickým polem.

D. Bhattacharya aj. zkoumali rozložení dosud neidentifikovaných trvalých zdrojů záření gama z aparatury EGRET družice Compton vůči galaktické rovině a odtud usoudili, že v mnoha případech jde o obří molekulová mračna spíše než o mladé pulzary. Ze 170 neidentifikovaných zdrojů se totiž plných 74 nachází do v galaktických šířkách do ±10°. Nicméně většina zdrojů z katalogu EGRET není až dosud stále identifikována se známými astronomickými objekty. Koncem r. 2003 byly zveřejněny první vědecké výsledky z nové evropské družice pro studium záření gama INTEGRAL. Šlo celkem o 75 krátkých sdělení; z toho na čtyřech se podíleli čeští astronomové.

4. Mezihvězdná látka

Pokusné letadlo NASA typu SR-2 nasbíralo v zemské stratosféře ve výškách kolem 20 km vzorky prachu, v němž se podle rozboru novým typem iontové mikrosondy nacházejí též mikroskopická zrnka hvězdného prachu. Krystalky o rozměrech pod 500 nm mají izotopické složení odlišné od prachu z komet, takže poprvé v historii astronomie lze zkoumat složení mimosluneční látky takříkajíc in situ. Zatím bylo rozpoznáno 170 silikátových zrnek pocházejících z červených obrů a 160 zrnek z hvězd chudých na kovy. Podle L. Colangeliho aj. jsou hlavní tuhou složkou mezihvězdného prostředí silikáty, tj. zvláště olivín, enstatit (Mg2,Fe2)Si206 a pyroxeny obecně. Druhou složku pak představují sloučeniny uhlíku. Silikáty většinou kondenzují v amorfní formě, vzácněji však též jako krystalky. Nejvíce prachu dodávají do mezihvězdného prostoru červení obři na sklonku svého života.

Rozložení prachu v mezihvězdném prostoru lze na dálku odhalit jednak pomocí infračervených pozorování v pásmu 10 ÷ 20 μm, jednak v milimetrovém pásmu na frekvencích nad 100 GHz. K tomu cíli byla v únoru 2001 vypuštěna švédská družice ODIN s radioteleskopem o průměru 1,1 m, jejíž technické parametry popsali H. Nordh aj. Podle A. Hjalmarsona aj. družice až dosud prozkoumala rozložení vody, čpavku a molekulárního kyslíku napříč Galaxií, v oblasti galaktického jádra a v komách čtyř komet. Podle D. Williamse je nejhojnější mezihvězdnou molekulou vodík a dále oxid uhelnatý – toho je však v porovnání s H2 desettisíckrát méně. Nejtěžší prokázanou mezihvězdnou molekulou je HC11N, jehož množství však činí pouhých 10-11 zastoupení H2.

M. Pound aj. zmapovali rozložení CO v proslulé temné mlhovině „Koňská hlava“ v Orionu pomocí milimetrové anténní soustavy BIMA na observatoři Hat Creek v Kalifornii. Mlhovinu poblíž hvězdy ζ Ori objevil vizuálně W. Herschel v r. 1811 a její temná silueta na okolním zářícím pozadí zdobí mnohé populárně-vědecké astronomické publikace. Na základě rádiových měření se nyní ukázalo, že její úhrnná hmotnost představuje plných 27 M☉.

Obří složený radioteleskop pro metrové vlny GMRT v indickém Khodadu posloužil J. Chengalurovi a N. Kanekarovi ke studiu rozložení organických molekul v jádře Galaxie. Ukázali, že samotné jádro o průměru 0,1 pc obsahuje aceton, metylformát a kyselinu acetátovou, ale především acetaldehyd, jenž je však rozprostřen až do vzdálenosti 5 pc od centra Galaxie v rádiovém zdroji Sgr B2. Podle D. Neufelda aj. jde o největší kondenzaci molekulového plynu a prachu v naší Galaxii. Jenom plyn v tomto obřím mračnu o průměru 30 pc má hmotnost 4 MM☉. Pozorování submilimetrovou družicí SWAS potvrdila, že je o nejjasnější zdroj submilimetrového záření v celé Galaxii. Y. Kuan aj. tvrdí, že pomocí 12m mikrovlnného radioteleskopu NRAO na Kitt Peaku nalezli v mračnu Sgr B2 a též v mlhovinách v Orionu a Pastýři dokonce nejjednodušší aminokyselinu glycin (CH2NH2COOH). L. Dunneová aj. zjistili, že největším dodavatelem prachu v raném vesmíru jsou velmi hmotné hvězdy, které posléze vybuchnou jako supernovy typu II. Měření aparaturou SCUBA na 15m radioteleskopu JCMT na Mauna Kea ukázala, že při výbuchu takové supernovy se rozmetá do okolí až 4 M☉ prachu, což je případ známé supernovy Cas A, která vybuchla někdy kolem r. 1680 a právě kvůli silnému pohlcování optického záření v prachové mlhovině nebyla ze Země pozorovatelná očima. Pozorování velmi vzdálených galaxií a kvasarů zřetelně poukazuje na jejich silné zaprášení – tyto objekty obsahují totiž až 100 MM☉ prachu.

5. Galaxie

5. 1. Hvězdokupy

T. Blanc a J. Herrera ukázali, že po výbuchu novy či supernovy se šíří mezihvězdným prostorem rázová vlna, která při setkání s galaktickou mlhovinou vyvolá přeměnu mlhoviny na stovky až stamiliony hvězd, čímž vznikají hvězdokupy. Osamělé hvězdy vznikají vzácně; nejčastěji se tvoří ve dvojicích a potom ve vícenásobných soustavách. Některé konfigurace trojhvězd a čtyřhvězd jsou však nestabilní, takže z nich může případně uniknout osamělá hvězda; to je nejspíš i případ našeho Slunce. Z kulových hvězdokup s mimořádnou prostorovou koncentrací hvězd však mohou být katapultovány i dvojhvězdy, protože prakticky každá hvězda tam během své životní doby zažije těsná setkání s jinými objekty.

Nejdramatičtější jsou právě těsná setkání dvou dvojhvězd, což nezřídka vede i k vymrštění některé dvojhvězdy únikovou rychlostí z hvězdokupy. Takovým případem může být podle F. Mirabela a I. Rodriguese i prototyp rentgenových dvojhvězd – objekt Sco X-1 – nejjasnější mimosluneční rentgenový zdroj, objevený již r. 1963 pomocí detektoru na sondážní raketě. Jeho dráha vůči centru Galaxie je totiž velmi chaotická a v minulosti dvojhvězda dosáhla vzdálenosti až 4,3 kpc od hlavní roviny Galaxie – právě tam totiž sahá soustava kulových hvězdokup. B. Gendre aj. využili rentgenové družice Newton ke studiu obří kulové hvězdokupy ω Centauri (NGC 5139), která dosahuje celkové hmotnosti 5MM☉. Předešlé rentgenové družice našly v této hvězdokupě přes 140 rentgenových dvojhvězd na ploše o úhlovém průměru 4,2′. Družice Newton odhalila dalších 27 ještě slabších rentgenových zdrojů se zářivým výkonem nad 1,3.1024 W. Tyto zdroje se podařilo ztotožnit s kataklyzmickými proměnnými hvězdami, s rentgenovými dvojhvězdami o nízké hmotnosti složek a s těsnými dvojhvězdami typu RS CVn. Kupodivu ve hvězdokupě chybí milisekundové rádiové pulzary. T. Tsuchiya aj. a A. Mizutani aj. se dokonce domnívají, že tato hvězdokupa byla původně trpasličí galaxií o hmotnosti 8 GM☉ a poloměru 1,4 kpc, kterou naše Galaxie pohltila a přitom slapově „okousala“. Podle K. Bekkiho a K. Freemana zbylo z trpasličí galaxie jenom jádro o hmotnosti 10 MM☉, jež obíhá kolem centra Galaxie po výstředné dráze s pericentrem 1 kpc a apocentrem 8 kpc. M. West aj. objevili pomocí HST a Keckova dalekohledu asi 300 intergalaktických kulových hvězdokup do vzdálenosti 120 Mpc od naší Galaxie. Tyto objekty evidentně putují volně mezi galaxiemi a nakonec jsou některou galaxií pohlceny.

Družice Chandra posloužila L. Ho aj. ke stanovení horní meze rentgenového zářivého výkonu z centra kulové hvězdokupy M15 (Peg) 6.1025 W, čemuž odpovídá horní mez 2 kM☉ hmotnosti případné černé díry v centru hvězdokupy. Podle různých náznaků mohou totiž kulové hvězdokupy obsahovat ve svém centru intermediální černé díry (IMBH) o hmotnostech řádu tisíců M☉, ale někteří autoři se domnívají, že toto tvrzení je zatím pochybné.

D. Hunter aj. se domnívají, že mimořádně hmotné nadhvězdy o hmotnostech až 200 M☉ mohou být zárodkem budoucích minikup v nejmenších galaxiích. Krásným příkladem je minikupa R136 ve Velkém Magellanově mračnu, kde na ploše o průměru 5 pc lze napočítat asi 120 velmi mladých hvězd o stáří do 2 milionů roků. Uvnitř kupy pozorujeme dodnes mimořádně hmotné hvězdy – ostatně právě tam vybuchla proslulá supernova 1987A.

S. Percival aj. kalibrovali pomocí přesné fotometrie hvězd tříd G a K trigonometricky určené vzdálenosti otevřených hvězdokup Plejády, Hyády, Praesepe a NGC 2516 (Car). Zjistili, že fotometrické a trigonometrické (HIPPARCOS) paralaxy navzájem dobře souhlasí pro hvězdokupy Hyády a Praesepe, které mají zhruba sluneční metalicitu, zatímco nesouhlas pro Plejády a NGC 2516 zřejmě souvisí s tím, že jejich metalicity jsou mnohem nižší než sluneční, ale to ještě neobjasňuje, proč závisí trigonometrická vzdálenost na metalicitě hvězd. B. Pacyński však upozornil, že kontroverzi kolem trigonometrické paralaxy Plejád se patrně podaří vyřešit díky objevu, že jasná hvězda Atlas (V = 3,6 mag) je astrometrickou a současně i spektroskopickou dvojhvězdou s oběžnou dobou 291 dnů a výstředností dráhy e = 0,25. To umožní již brzy velmi přesně určit nezávisle na měřeních družice HIPPARCOS její vzdálenost.

Nový katalog otevřených hvězdokup v naší Galaxii sestavili N. Charčenková aj. Obsahuje celkem 401 hvězdokup s celkovým počtem minimálně 12,5 tis. hvězd. Jejich lineární rozměry jsou až třikrát větší, než se dosud uvádělo. Pro většinu hvězdokup známe jejich vlastní pohyby a pro 118 z nich známe i jejich vzdálenosti od Slunce. R. Gratton aj. se zabývali třemi nejstaršími kulovými hvězdokupami v Galaxii (NGC 6397 a 6752; 47 Tuc) a obdrželi pro ně po řadě stáří 13,9; 13,8 a 11,5 mld. let s chybou cca ±15 %. Tvrdí, že nejstarší hvězdokupy vznikly nejpozději 1,7 mld. let po velkém třesku. Podle R. de Grijse vznikají hvězdokupy zejména při srážkách galaxií, tj. takto vyvolaná překotná tvorba hvězd je doprovázena i překotnou tvorbou kulových hvězdokup.

5. 2. Naše Galaxie

T. Ott aj. poukázali na fantastický pokrok v úhlovém rozlišení v bezprostředním okolí černé veledíry v centru Galaxie, což umožňuje sledovat protáhlé eliptické dráhy jasných hvězd, které veledíru o hmotnosti 3,6 MM☉ obíhají. R. Genzel aj. zjistili pomocí adaptivní optiky na VLT, že černá veledíra rotuje s periodou 17 min., což je něco přes polovinu maximální rotační rychlosti pro Kerrovu černou díru, jejíž Schwarzschildův poloměr činí necelých 11 mil. km. Zcela jedinečná pozorování hvězdy S2 (sp. O9; hmotnost 18 M☉) na jaře r. 2002 ukázala, že v tu dobu byla hvězda vzdálena jen 17 sv. hodin (123 AU) od veledíry a pohybovala se vůči ní oběžnou rychlostí neuvěřitelných 8 000 km/s, přičemž její oběžná doba dosahuje plných 15,6 r při výstřednosti dráhy 0,88! Díky pozorování vlastního pohybu a změn radiální rychlosti hvězdy S2 se F. Eisenhauerovi aj. podařilo určit trigonometrickou vzdálenost hvězdy i přilehlé veledíry (7,9 ±0,4) kpc a rychlost oběhu Slunce kolem centra Galaxie 221 km/s. Dalekohled VLT s adaptivní optikou nyní dosahuje úhlového rozlišení 0,04″, což ve vzdálenosti 8 kpc od nás představuje délku 1,6 světelného dne.

Z rádiových měření vychází poloha dynamického centra Galaxie (1746-2900) souhlasná s polohou rádiového zdroje Sgr A* s chybou pod 0,002″, tj. v lineární míře zhruba 2 světelné hodiny (14 AU). R. Genzel aj. zjistil, že infračervené záření zdroje je silně proměnné.

Tuto oblast snímkovala během téměř týdenní expozice rentgenová družice Chandra. Jak uvedli F. Baganoff aj., družice zobrazila v okolí černé veledíry výtrysky sahající až do vzdálenosti 0,5 pc, jakož i tři krátké záblesky poblíž horizontu událostí veledíry, svědčící o epizodické akreci látky do jícnu veledíry. Zářivý výkon v rentgenovém pásmu činí v klidu 2,4.1026 W, kdežto v záblescích je asi o řád vyšší, přičemž poloha zdroje souhlasí s polohou centra Galaxie s přesností 0,3″. Četnost něco přes 1 záblesk denně a intenzita záblesků na úrovni 10-8 kritické (Eddingtonovy) svítivosti však podle D. Porqueta aj. svědčí o tom, že veledíra už pohltila, co mohla, a nyní pouze paběrkuje. F. Melia soudí, že černá veledíra dnes pohlcuje v průměru 1 hmotnost Měsíce ročně. Nicméně v bezprostředním okolí černé veledíry lze pozorovat na 2 tis. rentgenových zdrojů, které jsou udržovány akrecí látky na velmi hmotné hvězdy.

T. Alexander a M. Morris tvrdí, že velmi hmotné hvězdy na vysoce excentrických drahách kolem černých veleděr představují novou třídu hvězdných objektů, které nazvali squeezars, tj. po česku nejspíš stěsnary. Vyznačují se nadsvítivostí vůči své hmotnosti, což způsobují silné slapy ve hvězdě, pokud má centrální veledíra hmotnost menší než 100 MM☉. V tom případě je totiž slapový poloměr pro rozpad hvězdy větší než horizont událostí příslušné veledíry, takže hvězda se rozpadne dříve, než je pohlcena veledírou na horizontu událostí. Podle modelových výpočtů má stěsnar o hmotnosti 1 M☉ svítivost 170 L☉ a efektivní teplotu 19 kK při oběžné době kolem veledíry 3 600 r. Slapový ohřev a přibližování hvězdy k černé veledíře zničí hvězdu zhruba po 370 tis. let, kdy její oběžná doba klesne na 210 r a excentricita se přiblíží k jedné. Skutečně, v blízkosti centra Galaxie obíhá jednak hvězda S2 s již uvedenými parametry, jednak další hvězda se vzdáleností periastra 60 AU, oběžnou periodou 60 r a výstředností e = 0,98!

Y. Levin a A. Běloborodov se ovšem podivují tomu, že v blízkosti černé veledíry vůbec hmotné hvězdy vznikají, neboť by tomu měly spolehlivě zabránit slapové síly veledíry. Přitom v okolí centra Galaxie je takových hvězd přinejmenším deset a nemohly vzniknout dříve než před řádově 10 miliony lety; navíc jsou zde bez náhrady odsouzeny k rychlém zániku. Jak však ukázali D. Neufeld aj., z pozorování submilimetrovou družicí SWAS vyplývá, že molekulové mračno Sgr B2 v centru Galaxie je vůbec největší kondenzací molekulového plynu a prachu v celé Galaxii, takže jde o nejsilnější mimosluneční zdroj submilimetrového záření na obloze. Při rozměru ≈ 30 pc obsahuje plné 4 MM☉ chladného plynu – jen ho začít smršťovat...

Pozoruhodnou práci o počátečním rozložení (funkci) hmotnosti pro různé složky Galaxie uveřejnil G. Chabrier. Ukázal, že od raného vesmíru po současnost se charakteristická hmotnost pro aktuálně vznikající hvězdy postupně snižuje a v současné době je nejnižší pro hvězdy vznikající v disku Galaxie, kde činí pouhých 0,08 M☉, avšak pro vícenásobné soustavy dosahuje 0,2 M☉. Četnost hvězd je srovnatelná s četností hnědých trpaslíků a činí 0,1 objektu na krychlový parsek. R. Wyseová porovnala modelové výpočty vývoje galaxií s detaily struktury naší Galaxie, kde máme nejpodrobnější údaje z pozorování. Jestliže Galaxie pohltí trpasličí galaxii, tak ji sice slapově roztrhá, ale hvězdy trpasličí galaxie zůstávají ve svých původních drahách, takže je lze odhalit jako kinematické proudy i po miliardách let.

To se potvrdilo po objevu trpasličí galaxie Sagittarius v r. 1994, která se v pericentru přibližuje k centru naší Galaxie na vzdálenost pouhých 12 kpc a projevuje se v přehlídkách jako kinematický hvězdný proud. S. Majewski aj. zjistili pomocí přehlídky 2MASS, že červení obři třídy M pronikají z této trpasličí galaxie až do blízkosti Slunce. Disk naší Galaxie se skládá ze dvou složek díky tomu, že se Galaxie v rané fázi vývoje setkala s jinou, jež měla jen pětinu její tehdejší hmotnosti. Tatáž přehlídka umožnila N. Martinovi aj. objevit v souhvězdí Velkého psa dosud nejbližší trpasličí galaxii, vzdálenou od centra Galaxie pouze 13 kpc a od Slunce jen 8 kpc a obsahující asi miliardu hvězd, mezi nimiž je hodně červených obrů.

Od r. 1996 se na oběžné dráze kolem Země nachází americká špionážní družice MSX, sledující okolí Země ve středním infračerveném pásmu na vlnové délce 8,3 μm. J. Bland-Hawtorn a M. Cohen si všimli, že družice bezděčně vykonala přehlídku Galaxie v tomto spektrálním oboru, a z uvolněných údajů odhalili výběžky v protilehlých směrech z centra Galaxie, které zřejmě vznikly nedávno, tj. v posledních několika milionech let. Výběžky obsahují také prachová zrnka a polycyklické aromatické uhlovodíky (PAH).

B. Yanny a H. Newbergová podobně jako A. Fergusonová aj. odhalili pomocí dokončené první čtvrtiny vícebarevné přehlídky SDSS 100° difuzní oblouk hvězd neobvyklé barvy na periferii Galaxie mezi souhvězdími Jednorožce a Andromedy. Všichni zmínění autoři se domnívají, že jde ve skutečnosti o část difuzního prstence, který obklopuje Galaxii ve vzdálenosti 18 kpc od centra. Velmi pravděpodobně jde o důkaz, že naše Galaxie kdysi pohltila trpasličí galaxii, která se proměnila v prsten na periferii dnešní Mléčné dráhy. Již dříve byly totiž dokonce dva takové prstence rozpoznány ve známé obří spirální galaxii M31 v Andromedě. A. Sternberg referoval o podobně překvapujícím objevu žhavého ionizovaného plynu, jenž obklopuje naši Galaxii. O objev se zasloužilo několik skupin badatelů, kteří využili přehlídek tvrdého ultrafialového a měkkého rentgenového pozadí družicemi FUSE a Chandra. Podle Sternbergova názoru vznikla z tohoto plynu o teplotě až 100 MK celá naše Galaxie i její bezprostřední sousedi. Podle R. Lallementa aj. je také naše Slunce obklopeno bublinou žhavého plynu o teplotě 1 MK, jejíž průměr dosahuje 300 pc. A. Porrmasová aj. sestavili na základě pozorování v blízké infračervené oblasti katalog mladých hvězdných skupin a hvězdokup do vzdálenosti 1 kpc od Slunce. Medián pro skupiny hvězd mladších než milion roků činí 28 hvězd pro skupiny, ale 80 % těchto hvězd se nachází v mladých hvězdokupách s více než 100 členy. Opět se však potvrzuje, že v Galaxii vzniká naprostá většina hvězd ve skupinách, nikoliv izolovaně. T. Sakamoto aj. určili hmotnost Galaxie z pozorování 11 satelitních galaxií, 137 kulových hvězdokup a 413 polních hvězd ve vzdálenosti do 10 kpc od Slunce. Do vzdálenosti 50 kpc od centra se nachází 0,5 TM☉ a úhrnná hmotnost Galaxie vychází na minimálně 1,8 TM☉.

5. 3. Místní soustava galaxií

G. Clementiniová aj. odvodili novou hodnotu vzdálenosti Velkého Magellanova mračna ze sledování proměnných typu RR Lyr; vyšlo jim 49,0 kpc a z pozorování polních červených hvězd obdrželi 48,3 kpc. Naproti tomu M. Salaris aj. dostali velké rozdíly ve vzdálenostech, určených na jedné straně pomocí hvězd hlavní posloupnosti (46,3 kpc) a na druhé straně pomocí polních červených hvězd (50,3 kpc). Přitom průměr ze všech zveřejněných moderních měření činí 50,5 kpc, ale skutečná chyba měření je dosud nepříjemně veliká a jako pověstná „první příčka“ výrazně ovlivňuje celý kosmologický žebřík vzdáleností.

Jednou z nejspolehlivějších metod pro určování vzdáleností blízkých galaxií je změřit vzdálenosti zákrytových dvojhvězd, které jsou současně spektroskopickými dvojhvězdami. To se nyní podařilo T. Harriesovi aj. pro deset zákrytových dvojhvězd v Malém Magellanově mračnu a dostali odtud vzdálenost 60,0 kpc. K. Wilkemu aj. dokázali z dlouhovlnných infračervených měření družice ISO určit průměrnou teplotu prachu v této galaxii na 20,5 K a jeho úhrnnou hmotnost 0,4 MM☉. Zářivý výkon soustavy v daleké infračervené oblasti dosahuje 85 ML☉ a tempo tvorby hvězd je nízké – pouze 15 mM☉/r.

T. Brown aj. využili 84h expozice kamerou ACS HST k rozlišení 300 tis. hvězd v halu spirální galaxie M31 v Andromedě až do rekordní 30,7 mag. Zjistili, že tyto hvězdy jsou 6 ÷ 13 mld. roků staré, na rozdíl od halových hvězd naší Galaxie, které jsou staré 11 ÷ 13 mld. let. Autoři to objasňují tím, že M31 prodělala během té doby více srážek s blízkými trpasličími galaxiemi, které postupně pohlcovala. Konečně H. Bluhmovi aj. se zdařilo díky družici FUSE najít poprvé absorpční pásy molekulárního vodíku mimo Galaxii, a to ve čtyřech oblastech v galaxii M33 v Trojúhelníku.

5. 4. Cizí galaxie

A. Dolphin aj. nalezli pomocí HST celkem 82 cefeid v nepravidelné galaxii Sextans A a odtud určili její vzdálenost 1,3 Mpc. R. Buda a M. McCall pozorovali týmž přístrojem obří eliptickou galaxii Maffei 1, která ve vzdálenosti 2,9 Mpc má absolutní hvězdnou velikost 20,9 mag. Galaxie byla objevena teprve r. 1968, neboť její světlo je podle R. Fingerhuta aj. zeslabeno o 4,7 mag vinou její polohy blízko hlavní roviny naší Galaxie. Kdyby nebylo této extinkce, viděli bychom ji na obloze očima a zabírala by na nebi plných 20′. Galaxie má ve svém sousedství ještě dva průvodce: Maffei 2 a obří galaxii IC 342, ale tato trojice již neovlivňuje dynamiku Místní soustavy galaxií, neboť její těžiště je od nás vzdáleno 3,3 Mpc. Podle snímků z HST, které analyzovali I. Karačencev aj., obsahuje komplex nejméně 14 galaxií, které se soustřeďují kolem hlavních galaxií Maffei 1 a IC 342, přičemž obě centra jsou od sebe navzájem vzdálena 700 kpc. Jejich lineární poloměry jsou po řadě 112 a 322 kpc, zářivé výkony 30 a 34 (v jednotkách GL☉) a poměry hmotnost/svítivost 10 a 24 (v jednotkách Slunce).

Neuvěřitelně vysokou vizuální extinkci 1 000 mag (!) vykazuje podle O. Krauseho aj. obří infračervená galaxie J15071+7247 (UMi; z = 0,2), objevená v přehlídce družice ISO v daleké infračervené oblasti na 170 μm. Příčinou tak velkého zeslabení je 500 MM☉ prachu uvnitř galaxie, která navíc obsahuje 29 GM☉ molekulárního plynu. Úhrnný zářivý výkon galaxie dosahuje 2 TL☉! F. Thim aj. nalezli pomocí VLT 12 cefeid ve velké spirální galaxii M83 (NGC 5236; Cen) a odtud určili její vzdálenost 4,5 Mpc. To je mimořádně cenné, jelikož v této galaxii často vybuchují supernovy; naposledy supernova 1972E, takže takto se nyní dají kalibrovat jejich maximální svítivosti. D. Leonard aj. však neuspěli, když porovnávali vzdálenost galaxie NGC 1637 (Eri), určenou pomocí cefeid (11,7 Mpc) a supernovy 1999em (7,9 Mpc).

Pravým rekordmanem v kadenci supernov je interagující galaxie Arp 299 (UMa; 41 Mpc), kde za poslední desetiletí vybuchlo 5 supernov. S. Neffová aj. využili obřího radioteleskopu GBRT k rádiovému zobrazení husté kulové hvězdokupy poblíž centra těchto srážejících se galaxií s rozlišením 0,001″. Lineární průměr hvězdokupy dosahuje 100 pc, avšak opticky ji nelze zobrazit, jelikož je zakryta spoustou prachu. A. Zezas aj. zjistili z rentgenových měření družice Chandra, že rentgenový zářivý výkon komplexu dosahuje 4.1034 W a že hvězdy v centru soustavy vznikají tempem až 140 M☉/r. Také infračervený zářivý výkon soustavy 5. 1011 L☉ je úctyhodný.

C. Itoh aj. využili 10m Čerenkovova teleskopu CANGAROO II v Jižní Austrálii k objevu emise TeV záření gama z oblasti o průměru přes 20 kpc v galaxii NGC 253 (Scl), vzdálené od nás 2,5 Mpc. Tato galaxie vykazuje epizodu překotné tvorby hvězd. W. Pietsch aj. v ní našli pomocí družice Chandra zákrytovou rentgenovou dvojhvězdu, což je první takový případ vně Místní soustavy galaxií. F. Aharonian aj. pozorovali záření gama o energii nad 730 GeV pomocí aparatury HEGRA na Kanárských ostrovech v letech 1998–99 u galaxie M87 (Vir; 60 Mpc) se zářivým výkonem 1.1034 W. Ukázali, že obdobné TeV záření gama dokážeme dnes zachytit od všech blazarů do vzdáleností odpovídajících z = 0,13; tj. zejména pro nejbližší blazary Mrk 421 a 501 (z ≈ 0,03).

Nejnovějším přírůstkem do této hubené sestavy je objekt H1426+428 (Boo; z = 0,13), pozorovaný týmiž autory v letech 1999 až 2002. Za tu dobu však intenzita TeV záření zdroje klesla 2,5krát. Ostatně řádová a rychlá (čtvrthodinová) proměnnost TeV toku záření je pro dosud pozorované blazary charakteristická, jak též prokázala nezávislá pozorování novou TeV aparaturou na planině Yangbajing v Tibetu v nadmořské výšce 4 300 m n. m.

N. Devereux aj. našli pomocí STIS HST černou veledíru o hmotnosti 70 MM☉ v centru galaxie M81 (UMa; 3,7 Mpc). F. Rieger a K. Mannheim objevili podvojnou černou veledíru v jasném a blízkém (z = 0,034) blazaru Mrk 501 (Her), jejíž úhrnná hmotnost přesahuje 200 MM☉. Další černou veledíru našli C. Tadhunter aj. v radiogalaxii Cygnus A (z = 0,056); její hmotnost patří mezi rekordní – 2,5 GM☉. H. Netzer soudí, že nejhmotnější černé veledíry přesahují 10 GM☉, takže příslušné mateřské galaxie by měly mít hmotnost řádu 10 TM☉, ale tak obézní galaxie dosud nikdo nepozoroval. Buď tedy hmotnost těchto veleděr přeceňujeme, anebo lineární vztah mezi hmotností centrální veledíry a hmotností celé galaxie v těchto extrémech selhává.

Značným překvapením se stalo zjištění A. Martela aj., že na kvalitním snímku ACS HST se proslulý prototyp kvasaru 3C 273 nachází 1,4″ od centra mateřské galaxie! Rentgenová družice Chandra dokázala nalézt výtrysky horkého plynu z okolí černých veleděr v jádrech radiogalaxií 3C 294 a 4C 41.17, vzdálených od nás 3,6 Gpc. Ukazuje se, že tyto výtrysky sílí, když černá veledíra akrecí roste, jenže výtrysky nakonec tuto akreci zastaví. Mimochodem, akreci látky na černou veledíru jako zdroj záření kvasarů navrhli již v r. 1964 nezávisle na sobě E. Salpeter a J. Zeldovič.

H. Sudou aj. zjistili pomocí VLBI, že radiogalaxie 3C 66B (And; z = 0,0215) obsahuje dvě černé veledíry o hmotnostech až 50 GM☉, které kolem sebe obíhají v periodě 1,05 r a které zásluhou gravitačního vyzařování splynou nejpozději za 5 tis. let. S. Komossová aj. odhalili pomocí družice Chandra existenci dvou černých veleděr v blízké (120 Mpc) ultrasvítivé infračervené galaxii NGC 6240 (Oph) o hmotnostech 10 ÷ 100 MM☉, jež jsou od sebe vzdáleny 1 kpc a obíhají kolem společného těžiště po spirále smrti vinou gravitačního vyzařování, takže se během několika set milionů roků slijí. Je zřejmé, že galaxie vznikla srážkou dvou menších galaxií a stane se vhodným cílem pozorování budoucí družice pro gravitační vlny LISA. M. Rees aj. využili těchto pozorování k důkazu, že za pozorovanou precesi výtrysků v jádrech galaxií jsou odpovědné právě takové podvojné černé veledíry. Podle H. Kandrupa aj. slouží binární černé veledíry jako vynikající chaotické míchačky plynu v galaxiích.

Podle S. Hughese a R. Blandforda vede slévání galaxií ke snížení rychlosti rotace splynuvší černé veledíry, což je však v rozporu s vypočítaným magnetohydrodynamickým průběhem splynutí obou původních černých veleděr, takže brzdění vyvolává nějaký jiný mechanismus. Podobně se musí změnit i osa rotace výsledné černé veledíry, což by se mělo projevit jako záhyb na výtryscích z okolí veledíry. Jak ukázali T. di Matteová aj., v raném vesmíru ještě neplatí lineární vztah mezi hmotností černé veledíry a hmotností galaktické výdutě; galaxie procházejí krátkou epizodou kvasarů, trvající jen nějakých 20 mil. roků a černé veledíry se přetahují o hmotu s rostoucí tvorbou hvězd, takže se nakonec zasytí. Akrece na černé veledíry se nejvíce uplatňuje pro červené posuvy z v intervalu 4 ÷ 5 a jejich růst končí pro z ≈ 3.

V přehledovém článku C. Conseliceho autor tvrdí, že nejvíce hvězd v galaxiích vznikalo před více než 7 mld. let. V raném vesmíru se malé galaxie často srážely a splývaly do obřích eliptických galaxií, kde se dodnes vyskytuje největší část hvězdné složky vesmíru. Kondenzačními jádry pro zmíněné splývání byly chuchvalce skryté látky. Prvotní malé galaxie mají roztodivné tvary, jak je patrné na snímcích z Hubbleových hlubokých polí (HDF-N a -S) a nejčastěji podléhaly splývání už během první miliardy let po velkém třesku. Od té doby až do současnosti tempo splývání neustále klesá. Spirální galaxie mají kromě charakteristických ramen též mohutně vyvinuté centrální výdutě (angl. central bulges), které poněkud připomínají eliptické galaxie. To prakticky znamená, že galaxie se ve vesmíru tvoří mechanismem zezdola nahoru, nikoliv přímým hroucením zárodečných oblaků prvotního plynu.

Podle R. Naeyeho přispívá k tomuto popisu vývoje struktury vesmíru zejména právě probíhající projekt GOODS, na jehož realizaci se přednostně podílejí souběžná pozorování tří velkých kosmických observatoří: HST, Chandra a nejnověji vypuštěná družice Spitzer. Kamera ACS HST totiž dokáže zobrazovat galaxie už od stáří 900 mil. let po velkém třesku. Z těchto pozorování podle B. Pangtera aj. a A. Koekemoera aj. jasně vyplývá, že prvotní tempo tvorby hvězd v době 1,0 mld. let po velkém třesku do stáří 1,5 mld. let vzrostlo třikrát a na této maximální úrovni se udrželo až do stáří téměř 7 mld. roků. Třetina hvězd vznikla před více než 8 mld. let. Před 7 mld. let však tempo vznikání hvězd náhle kleslo na pouhou desetinu zmíněného maxima.

J. Stevens aj. dospěli na základě měření v submilimetrovém spektrálním oboru aparaturou SCUBA JCMT k závěru, že v raném vesmíru se zopakovalo více epizod překotné tvorby hvězd, což je dobře patrné na struktuře velmi hmotných galaxií, které se nacházejí v centru největších kup galaxií a obsahují převážně velmi staré populace hvězd. A. Tutukov se domnívá, že dobrým indikátorem překotné tvorby hvězd v nejvzdálenějším vesmíru jsou i dlouhé zábleskové zdroje záření gama (GRB), protože vznikají z velmi hmotných hvězd s krátkou dobou života. Jejich předchůdci jsou nejspíše rentgenové dvojhvězdy s vysokou hmotností složek, které snadno vznikají právě v epizodách překotné tvorby hvězd.

Družice Chandra našla v raném vesmíru mocné rentgenové zdroje, které nemají žádný optický protějšek. Podle všeho jde o projev akrece velkého množství látky na prvotní černé veledíry, tj. jde o předchůdce kvasarů. Právě probíhající srážku galaxií představuje podle A. Fabiana aj. kupa galaxií Perseus A (NGC 1275; 100 Mpc), kde pozorujeme zboku spirální galaxii, do níž vniká obří eliptická galaxie vzájemnou rychlostí 2600 km/s. Na rentgenových snímcích družice Chandra jsou na dvou protilehlých výtryscích z černé veledíry patrné kruhové akustické vlny v plynu o teplotě 50 MK, vzdálené od sebe řádově desítky tisíc světelných let, tj. jejich zdroj má periodu řádu 10 mil. roků (a tedy nesmírně nízkou frekvenci plných 57 oktáv pod jednočárkovaným C!). Tím ztrácejí černé veledíry ze svého okolí energii, která v každém výtrysku odpovídá výbuchu 100 mil. supernov! Nejde tedy o žádný libozvuk, nýbrž o nesnesitelný pekelný rachot. Autoři soudí, že právě touto cestou se ohřívá na vysoké teploty intergalaktický plyn, objevený rovněž družicí Chandra.

Dalším krásným příkladem složité interakce mezi galaxiemi je proslulý Stephanův kvintet (Peg), objevený E. Stephanem již r. 1877. Nyní se na něj zaměřila rentgenová družice Chandra a tak se ukázalo, že kvartet (nejjasnější galaxie NGC 7320 se do daného směru promítá, ale má téměř o řád menší červený posuv, takže je mnohem blíže) je ponořen do rozsáhlého oblaku plynu, který si jednotliví členové kvarteta navzájem vytrhali. Z tohoto materiálu tam nyní vzniká spousta nových hvězd. Jasná spirální galaxie NGC 7318B (14 mag) naráží na ostatní členy skupinky supersonickou rychlostí.

M. Drinkwater aj. objevili při přehlídce 2dF u 3,9m dalekohledu v kupě galaxií Fornax novou populaci trpasličích kompaktních galaxií jen o 3 mag jasnějších, než jsou běžné kulové hvězdokupy. J. Turner aj. zkoumali nepravidelnou trpasličí galaxii NGC 5253 (Cen; 3,8 Mpc) s překotnou tvorbou hvězd. Pomocí Keckova spektrografu NIRSPEC v ní objevili supermlhovinu o hmotnosti 1 MM☉, která obsahuje asi 700 tis. hvězd v mladé kompaktní kulové hvězdokupě o poloměru nanejvýš 2 pc. Jde o obří obdobu hvězdokupy R136, resp. komplexu 30 Dor, ve Velkém Magellanově mračnu.

R. Kaldare aj. využili vícevláknového spektrografu u obří Schmidtovy komory UKST k přehlídce nadkup galaxií v souhvězdí Hydry v pruhu o rozměrech 70° × 10°, který zahrnuje směr pohybu Místní soustavy vůči reliktnímu záření (apex má souřadnice l = 236° a b = +30°; tzv. Velký poutač l = 309° a b = +18°). Přehlídka zahrnula celkem 4 600 galaxií jasnějších než 16,7 mag; z toho k nadkupám patřilo přes 3 100 galaxií.

G. Kauffmannová aj. získali z první pětiny přehlídky SDSS podklady k popisu vznikání hvězd a struktury galaxií s malými červenými posuvy a jasností větší než 17,8 mag. Vzorek obsahuje údaje o 122 tis. galaxiích. Průměrná blízká galaxie má hmotnost 50 GM☉ a poloměr 3 kpc. Galaxie I. populace zažily nedávno epizodu překotné tvorby hvězd, zatímco galaxie II. populace obsahují výhradně staré hvězdy. Hvězdy I. Populace galaxií mají obecně menší celkovou hmotnost do 30 GM☉, nízkou plošnou jasnost a malou koncentraci látky v centru. O epizodách překotné tvorby hvězd v galaktickém halu rozhoduje spíše plošná hustota látky a její fluktuace než celková hmotnost galaxie. Jakmile hmotnost galaxie překročí jistou mez, tvorba hvězd v ní ustává, takže nejsvítivější galaxie už prakticky netvoří nové hvězdy. To je patrně důvod, proč stále platí jednoduchá Hubbleova klasifikace, která byla založena na pozorování největších a nejsvítivějších galaxií. Fluktuace plošné jasnosti galaxií umožňuje dle M. Cantiella aj. určit nezávisle vzdálenosti, stáří a chemické složení galaxií do 150 Mpc od nás, kde chyba určení nepřesáhne 10 %. Touto metodou zkoumali již 300 galaxií a dostali rozsah stáří 5 ÷ 15 mld. roků a metalicitu od 1/200 do 2násobku metalicity Slunce.

A. Fridman a O. Choružij ukázali, že současné výkonné pozorovací metody dokázaly odhalit velké množství strukturálních charakteristik galaxií. Pozorujeme v nich obří víry, pomalu se pohybující příčky, oscilující struktury ve spirálních ramenech i chaotické proudění a kolektivní jevy. V centrálním parseku galaxií se vyskytují minispirály a turbulence. V diskových galaxiích vidíme spirální hustotní vlny a jejich nelineární interakce s plynem v disku, velkorozměrovou konvekci a pochopitelně i deterministický chaos.

Do soutěže o nalezení co možná nejvzdálenějších objektů velmi raného vesmíru vstoupil dle K. Kodairy aj. obří japonský dalekohled Subaru, který pozoroval emisní čáry Ly-α pro 73 objektů v hlubokém poli o ploše 814 čtv. minut. Čára je vlivem rozpínání vesmíru posunuta až do blízké infračervené oblasti a autoři zde našli dvě rekordně vzdálené galaxie se z = 6,54, resp. 6,58, což odpovídá epoše reionizace na konci šerověku vesmíru necelou miliardu let po velkém třesku. Podobně J. Cuby aj. ohlásili objev galaxie 0226-04 (Cet), pozorované dalekohledy CFHT a VLT, jejíž z = 6,17. M. Lehnert a M. Bremer objevili pomocí VLT v malém zorném poli celkem 6 galaxií mladších než 100 mil. roků, jejichž červené posuvy z pokrývají interval 4,8 ÷ 5,8; vesmír byl v té době desetkrát mladší než dnes. V rentgenovém pásmu je podle D. Alexandera aj. nejhlubší přehlídkou pole CDF-N, v němž družice Chandra snímkovala po dobu více než 23 dnů (to je patrně absolutní astronomický rekord!) objekty v energetickém pásmu 0,5 ÷ 8 keV na ploše 448 čtv. minut v oblasti, která zahrnuje i mnohem menší (5,3 čtv. minuty) optické pole HDF-N. V poli CDF-N se podařilo rozlišit přes 500 rentgenových zdrojů.

5. 5. Kvasary a aktivní jádra galaxií

D. Sluse aj. hledali případné páry kvasarů, tj. objekty, jejichž obrazy nejsou rozštěpeny efektem gravitační čočky. Zatím existuje jen jediný takový pár Q1548+114 A,B (Ser) s úhlovou vzdáleností složek 4,8″, který objevili E. Wampler aj. v r. 1973. Červené posuvy složek z se nápadně liší (0,44 a 1,9), takže vzniká otázka, zda jde o náhodné promítání dvou nesouvisejících objektů do tak blízkého směru, anebo o nekosmologickou povahu červeného posuvu pro druhý z nich. Na snímku z HST totiž není patrné gravitační rozštěpení obrazu kvasaru B, které bychom měli očekávat, pokud je kvasar B v podstatně větší vzdálenosti než A. Podobně G. Burbidge zjistil, že Seyfertova galaxie NGC 6212 (Her; z = 0,03), vzdálená od nás 150 Mpc, je obklopena celkem 42 kvasary s nejrůznějšími hodnotami červených posuvů z od 0,03 do 2,53. Rovněž M. Burbidgeová aj. upozornili na podobný výskyt 17 tvrdých rentgenových zdrojů v okolí galaxie M82. Když pořídili optická spektra 6 zdrojů, dostali červené posuvy z v intervalu 0,11 ÷ 1,09. Přitom již dříve bylo v okolí M82 objeveno dalších 9 kvasarů se z 0,11 ÷ 2,05. To vše klade otázku, zda aspoň část červeného posuvu těchto objektů nemá jiný původ než kosmologický? Důsledky takového kacířství lépe ani nedomýšlet...

Koncem září 2003 odhalila aparatura SuperMACHO nečekaná zjasňování kvasaru 0513-7022 (Men) z klidové hodnoty V, R = 22,2 mag až na 19,4 mag o čtvrt roku později. V podrobných spektrech kvasaru byly objeveny spektrální čáry s profily P Cyg, které odpovídají výbuchu o rychlosti 1 600 km/s. F. Bertoldi aj. objevili pomocí přehlídky SDSS mateřskou galaxii kvasaru 1148+52 (UMa; z = 6,42), v níž se nachází 20 GM☉ chladného (100 K) molekulárního vodíku. To znamená, že ve věku 840 mil. let po velkém třesku zde podle F. Waltera aj. jednak rychle rostla hmotnost černé veledíry v centru galaxie až na 1 GM☉, jednak též překotně vznikaly hvězdy tempem 3 000 M☉/r. Ve spektru kvasaru byly však objeveny i pásy CO a A. Barthem také čáry Fe. Odtud vyplývá hmotnost černé veledíry dokonce 4 GM☉ a dále skutečnost, že předchůdci supernov Ia, které obohatily prostředí kvasaru těžšími prvky, vznikaly velmi záhy; rozhodně pro z > 10! Podobně C. Willott aj. odvodili ze spektra kvasaru, že hmotnost příslušné černé veledíry činí 3 GM☉ a absolutní hvězdná velikost objektu dosahuje -27,8 mag (6 TL☉)!

R. Barkana a A. Loeb našli kvasary SDSS 1122-0229 (Crt; z = 4,8) a 1030+0524 (Sex; z = 6,3), které jsou obklopeny prvotními galaxiemi, vzniklými během první miliardy let po velkém třesku. Podle profilů spektrálních čar je vidět, že halo skryté látky kolem první galaxie obsahuje 2,5 TM☉ a halo druhé galaxie dokonce 4 TM☉ skryté látky. Absorpční čáry ve spektru kvasarů navíc ukazují, že galaxie akreovaly plyn z okolí tempem 1 300, resp. 2 900 M☉/r, takže se stačily utvořit během 300, resp. 900 mil. let. Počet kvasarů se z > 6 tak dle X. Fana aj. stoupl na šest. C. Shields potvrdil platnost lineárního vztahu mezi hmotností černé veledíry a hmotností výdutě galaxie také pro kvasary.

M. Haas aj. využili vzorku 114 kvasarů z přehlídky Palomar-Green a pomocí družice ISO a mikrovlnných radioteleskopů IRAM a JCMT zobrazili jejich energetické spektrum v pásmu 5 ÷ 200 μm (v souřadné soustavě spjaté s kvasarem). Našli tak empirickou posloupnost, která začíná chladnými ultrasvítivými infračervenými galaxiemi (ULIRG), dále pokračuje teplými ULIRG, mladými kvasary a vyvinutými kvasary s prstenci, načež končí slábnoucím infračerveným zářením starých kvasarů a vyhaslými kvasary.

M.-P. Véronová a P. Véron uveřejnili koncem r. 2003 již XI. vydání katalogu parametrů kvasarů a aktivních jader galaxií (AGN), které obsahuje bezmála 49 tis. kvasarů, přes 15 tis. AGN (z toho téměř 11 tis. Seyfertových galaxií) a téměř 900 blazarů. Za poslední dva roky se tak počet známých kvasarů prakticky zdvojnásobil, což je především zásluha nových přehlídek oblohy (SDSS, 2dF, 2MASS).

5. 6. Gravitační čočky a mikročočky

Kamera ACS HST pořídila během 13h expozice v červnu 2002 zatím nejlepší (pětkrát citlivější a dvakrát ostřejší) snímek kupy galaxií Abell 1689 (Vir; 675 Mpc), která sloužila jako mohutná gravitační čočka o průměru 600 kpc v optické soustavě, kde HST je okulárem... Snímek kromě proslulých svítících oblouků (je jich desetkrát více než na předešlých snímcích a mohou pomoci mapovat strukturu skryté látky) a Einsteinových prstýnků zaznamenal také 3 velmi vzdálené (z ≈ 6) galaxie, ačkoliv statisticky jich mělo být 25. Hmotnost kupy odtud vychází na 1 500 TM☉.

Prototyp gravitačních čoček, rozštěpený kvasar 0957+561 A,B (UMa) posloužil W. Colleymu aj. k měření zpoždění signálů podél obou trajektorií od obrazů A a B. Měření změn jasnosti složek se účastnilo celkem 12 hvězdáren, takže výsledné zpoždění 417 dnů je zatím nejpřesnější, a může proto dobře pomoci při nezávislém měření Hubbleovy konstanty rozpínání vesmíru. Naproti tomu rozbor starších pozorování za léta 1992–97 dává podle J. Ovaldsena aj. podstatně vyšší hodnotu 425 dnů. Velmi uspokojivý výsledek však poskytlo sledování zpoždění signálů u čtyřlístku B1608+656 (Dra). L. Koopmans aj. nalezli zpoždění pro tři dvojice obrazů v intervalu od 32 do 77 dnů a odtud za předpokladu platnosti standardního kosmologického modelu obdrželi H0 = (75 ±6) km/s/Mpc.

B. Pindor aj. sestavili algoritmus pro vyhledávání gravitačně čočkovaných kvasarů v přehlídce SDSS. Algoritmus najde všechny dvojice s poměrem jasností menším než 1 : 10 a separací 0,7 ÷ 1,5″. Tímto způsobem zatím našli 13 kandidátů na gravitační čočky mezi více než 5 100 kvasary, takže jen 4 promile kvasarů jsou čočkovány. Podobné hledání v rádiovém oboru spektra na frekvenci 8,4 GHz pomocí anténní soustavy VLA přineslo podle S. Myerse aj. celkem 16 nových gravitačních čoček z pozorování téměř 14 tis. rádiových zdrojů v letech 1994–99. Podle I. Browneho aj., kteří si vybrali u téže VLA pásmo 5 GHz, připadá jedna čočka na 690 zkoumaných zdrojů. Celkem tak studovali 22 čoček, z nichž bylo 9 se dvěma a 9 se čtyřmi obrazy. Zdroj B1359 + 154 (Boo) obsahuje dokonce 6 bodových obrazů téhož kvasaru.

Kuriozitou dle J. Wina aj. je kvasar PMN J0134-0931 (Cet), zobrazený pateronásobně v optickém i rádiovém oboru spektra párem gravitačních čoček – spirálních galaxií se z = 0,76 a úhlovou roztečí jen 0,4″. Snad ještě větší raritou je objev R. Fosburyho aj., že kupa galaxií v souhvězdí Rysa (z = 3,36) je čočkována bližší kupou galaxií se z = 0,5. Studium úkazu HST, Keckovým dalekohledem a družicí ROSAT přinesla pozoruhodné výsledky, protože vzdálená kupa je zesílena až o řád a dává tak nenahraditelné poznatky o stavu vesmíru v době asi 2 mld. let po velkém třesku. Jenom v jednom svítícím oblouku se nachází asi milion extrémně horkých (100 kK) modrých hvězd. Přebytek křemíku ve spektru svědčí o výskytu velmi hmotných hvězd I. generace s hmotnostmi 140 ÷ 260 M☉ a následné překotné tvorbě hvězd II. generace. Prakticky totéž zjistili P. Solomon aj. při studiu rozložení CO a HCN ve čtyřlístku H1413+ 117 (Boo; z = 2,56) pomocí soustavy VLA. Mateřská galaxie kvasaru obsahuje 10 GM☉ hustého plynu, z něhož se překotně tvoří hvězdy tempem 1 000 M☉/r. Svítivost galaxie je srovnatelná s ULIRG, ale zásoba plynu se vyčerpá během několika desítek milionů roků.

D. Sluse aj. našli kvasar 1RXS J1131-1231 (Hya; z = 0,66), zobrazený jako Einsteinův prsten mezilehlou eliptickou galaxií se z = 0,30. Díky příznivé konfiguraci je obraz kvasaru zesílen 50krát na 16,6 mag, takže jeho zařazení mezi kvasary patrně neobstojí; spíše jde o aktivní galaktické jádro typu Seyfert 1. V každém případě kvalita zobrazení a relativní blízkost objektu dává velké možnosti pro podrobná měření. Konečně J. Wambganss aj. odhalili gravitačně čočkovaný kvasar SDSS J1004+4112 (LMi; z = 1,73) s rekordní roztečí složek 14,6″, což je dvojnásobek dlouholetého rekordu. Podle N. Inady aj. mají 4 obrazy kvasaru jasnosti 18,7 ÷ 20,7 mag a mezilehlá gravitační čočka má z = 0,68. Celkový počet optických a rádiových čoček tak dosáhl 80. Z každých 700 rádiově hlučných kvasarů je právě jeden čočkován. S. Casertano aj. uvedli, že na snímcích WFPC HST z náhodně vybraných polí lze měřit tzv. slabé gravitační čočkování, které se projevuje nepatrnou deformací obrazů středně vzdálených galaxií, vznikající na fluktuacích hustoty skryté látky. Další zpracování tohoto úkazu připomíná metodu měření fluktuací reliktního záření, která slouží k určení kosmologických parametrů a struktury hmoty v raném vesmíru. Předností optické metody je přirozeně vysoká úhlová rozlišovací schopnost řádu desítek obl. vteřin v porovnání s měřeními v pásmu mikrovln. B. Scott Gaudi aj. upozornili na zajímavé využití sledování gravitačních mikročoček při měření úhlových průměrů hvězd. Pokud totiž dokážeme sledovat jasnost kaustiky při pohybu čočkované hvězdy s přesností na několik procent, lze tak měřit úhly řádu mikrovteřin. Zatímco sledování gravitačních mikročoček v galaktické výduti, popř. ve Velkém Magellanově mračnu, je už standardem, novinkou je projekt sledování mikročoček ve výduti galaxie M31 v Andromedě, nazvaný Wendelstein Calar Alto Pixel Lensing Project. Jak uvedli A. Riffeser aj., první výsledky jsou více než překvapující: první dvě mikročočky jevily maximální zjasnění 10× a 64× a trvaly 1,7 a 5,4 dnů. Odtud totiž vyplývají hmotnosti čoček 0,08 a 0,02 M☉, takže jde zřejmě o hnědé trpaslíky!

6. Kosmologie a fyzika

6.1. Obecné úvahy o stavbě i vývoji vesmíru

Díky přehlídce SDSS a výkonu kamery ACS na HST se neustále posouvají hranice dohlednosti ve vesmíru do epochy, která odpovídá závěru tzv. šerověku vesmíru. V šerověku se následkem rozpínání vesmíru rozmělnilo původně žhavé reliktní záření na chladné, a jelikož ještě neexistovaly hvězdy, vesmír se ponořil do šera, z něhož opět vystoupil až ve chvíli, kdy začaly podle M. Dietricha aj. vznikat velmi hmotné hvězdy I. generace ve stáří nejpozději 500 mil. let po velkém třesku (z ≈ 8). Ty začaly svým mocným ultrafialovým zářením ionizovat neutrální mezihvězdný vodík, takže vesmír znovu prohlédl v tzv. epoše osvícenství. Tato epocha odpovídá červeným posuvům z ≈ 6, jak vyplývá z objevu dalších tří kvasarů s posuvem až 6,4, který ohlásili X. Fan aj. V tuto chvíli je známo již šest kvasarů se z > 6,0. V tomto období nabírají podle X. Fana černé veledíry v kvasarech nejvíce hmoty a v jejich okolí probíhá překotná tvorba hvězd II. generace tempem až 900 M☉/r, jak ukázala mikrovlnná měření pomocí radioteleskopu JCMT a interferometru IRAM. Nejhmotnější černé veledíry tehdy dosahují hmotností řádu až 1 GM☉ a v halech příslušných galaxií se nachází až 10 TM☉ látky.

Tomu též odpovídá zjištění J. Wyitha a A. Loeba, že pro hodnoty z > 6,0 je ve vesmíru vidět hodně neutrálního mezihvězdného vodíku, který se však pro nižší z rychle ztrácí. Titíž autoři zjistili, že hvězdy I. generace s hmotností nad 100 M☉ vznikaly ve vesmíru již v čase 200 mil. let po velkém třesku (tj. z ≈ 20) a při životnosti kolem 3 mil. roků prakticky okamžitě začaly do vesmíru dodávat těžší prvky („kovy“).

Je pozoruhodné, jak se začátek tvorby I. generace velmi hmotných hvězd neustále posouvá k čím dál ranějšímu vesmíru, protože v polovině r. 2003 vyšly práce R. Cena a J. Miralda-Escudé, kteří tvrdí, že tyto hvězdy vznikaly již při z ≈ 30 (100 mil. let po velkém třesku) a možná dokonce z = 38 (75 mil. let) a při z ≈ 17 dokázaly poprvé reionizovat vesmír. Pak ale nastala přestávka v tvorbě hvězd; vesmír ještě jednou zešeřel a definitivně se v něm vyjasnilo až pro z ≈ 6.

R. Somervilleová a M. Livio ukázali, že v čase druhé reionizace je tvorba hvězd rovnoměrně rozdělena mezi hvězdy I. a II. generace (III. a II. populace) a obě složky přispívají k reionizaci vesmíru. B. Panter aj. zjistili z přehlídky SDSS, že asi třetina hvězd vznikla během prvních 5 mld. let věku vesmíru a že před 6 mld. let začalo tempo tvorby hvězd ve vesmíru postupně klesat až na současnou 1/10 maximální produkce. Prvotní mezihvězdný plyn se shlukoval do zárodků galaxií již pouhých 100 mil. roků po velkém třesku. I. Iliev aj. ukázali, že strukturu vesmíru v době šerověku bude možné postupně odhalit pomocí radioastronomie v pásmu nízkých frekvencí (např. anténními soustavami LOFAR nebo SKA) kolem 2 MHz, což je optimální pro z ≈ 9, zatímco pásmo kolem čáry H I (1,4 GHz) se hodí i pro z ≈ 1 000.

C. Conselice shrnul údaje o galaxiích v raných fázích vývoje vesmíru, jak vyplynuly zejména ze vzhledu galaxií na snímcích HDF, pořízených HST. Kondenzačními jádry pro vznik galaxií byly chomáče skryté látky, jež způsobily shlukování hvězd do prvních malých galaxií. Na snímcích HDF mají nepravidelný vzhled útržků či řetízků. Tyto zárodečné galaxie postupně splývají a vytvářejí jednak výdutě budoucích spirálních galaxií, jednak eliptické galaxie. Souhrnně je lze klasifikovat jako tzv. sferoidální galaxie. Hvězdy ve spirálních galaxiích vznikají překotně v jejich ramenech, které však v eliptických galaxiích chybějí a překotná tvorba hvězd tam neprobíhá vůbec. Nejvíce materiálu obsahují obří eliptické galaxie. Četnost splývání dosáhla maxima asi miliardu let po velkém třesku; od té doby je splývání čím dál tím vzácnější.

W. Colley a J. Gott využili údajů z družice WMAP k určení typu topologie vesmíru a dospěli k názoru, že tento typ je v souladu se standardní inflační domněnkou s přesností o dva řády vyšší, než jak to bylo známo dříve. Nová data družice WMAP přiměla kosmology v říjnu 2003 ke svolání zvláštní porady do amerického Clevelandu, na které mj. vystoupily i takové celebrity, jako nositel Nobelovy ceny S. Weinberg, proslulý britský astrofyzik S. Hawking a ruský fyzik A. Linde. Účastníci prestižního zasedání se shodli, že došlo k výraznému pokroku v určení stáří, hustoty, geometrie, složení a vývoje vesmíru. Oživili zájem o kontroverzní antropický princip v souvislosti s čím dál přesnějšími určeními hodnot fyzikálních konstant a jejich zřejmé neproměnnosti v čase. Otevřenými však zůstávají otázky topologie vesmíru, podstaty skryté energie, počtu geometrických rozměrů vesmíru a jeho zrychlujícího se rozpínání v druhé polovině jeho existence, jakož i povahy singularity na jeho počátku.

O řešení problému topologie vesmíru se na základě údajů družice WMAP pokusili J.-P. Luminet aj., kteří se domnívají, že vesmír je prostorově konečný a má topologii čtyřrozměrného dvanáctistěnu (viz též Kozmos 34, č. 6. str. 7), ale jejich práce byla vzápětí kritizována jednak N. Cornishem aj. – kteří z týchž dat odvodili, že topologie vesmíru je zcela konvenční a vesmír je prostorově nekonečný – a dále J. Barrowem a J. Levinovou, kteří Luminetův výsledek kritizovali proto, že je v rozporu s Koperníkovým principem rovnocennosti souřadných soustav.

M. Tegmark aj. využili údajů o prostorovém rozložení 250 tis. galaxií z přehlídky SDSS k ověření kosmologických parametrů vesmíru, odvozených předtím z pozorování družice WMAP. V porovnání s výsledky družice jsou nové údaje asi dvakrát přesnější a dávají možnost odvodit celkem 13 parametrů, charakterizujících vlastnosti vesmíru. Mezi nimi je především stáří vesmíru (13,5 ±0,2) mld. let a dále zastoupení skryté látky (26 % hmoty vesmíru) a skryté energie (70 % hmoty vesmíru). Souhlas nových hodnot s výsledky WMAP je však velmi dobrý.

J. Gott aj. využili údajů z přehlídky SDSS k odhalení obří Velké stěny, vzdálené od nás 300 Mpc a dlouhé plných 400 Mpc, jež je od nás třikrát dál a je téměř dvakrát delší než dosud rekordní Velká stěna, objevená v r. 1989 M. Gellerovou aj. To vyvolává otázku, zda vůbec a na jaké stupnici rozměrů je vesmír homogenní, jak předpokládají kosmologické modely.

R. Regazzoni aj. se pokusili prokázat kvantovou strukturu prostoročasu pozorováním nejvzdálenějších bodových zdrojů, jimiž jsou supernovy, které by díky této struktuře měly být na snímcích lehce rozmazané. Ani HST na snímcích HDF však nic takového neukázal, z čehož vyplývá, že horní meze kvantování jsou 1,6.10-35 m pro Planckovu délku a 5,4.10-44 s pro Planckův čas. V. Faraoni a F. Cooperstock přinesli nové důkazy pro Tryonovo tvrzení z r. 1973, že celková energie vesmíru pro otevřený Fridmanův-Robertsonův-Walkerův vesmír je přesně rovná nule, když se do ní započte energie jeho gravitačního pole.

6. 2. Problém skryté hmoty

O problému skryté látky v Galaxii se poprvé zmínil již v r. 1922 proslulý holandský astronom J. Kapteyn, průkopník metod stelární statistiky. Prvním astronomem, který odhalil existenci skryté látky ve vesmíru, byl F. Zwicky, který již v r. 1933 zjistil, že v kupě galaxií v souhvězdí Vlasů Bereniky je přinejmenším 15krát více skryté látky než látky zářící. Její fyzikální podstata je ovšem dodnes neznámá. Naproti tomu A. Romanowsky aj. zjistili pomocí 4,2m teleskopu WHT, že alespoň tři eliptické galaxie nejspíš žádnou skrytou látku neobsahují, protože jejich dynamická hmotnost, odvozená z pohybů periferních planetárních mlhovin, dobře souhlasí s hmotností zářivé složky týchž galaxií.

Jak uvedl C. Conselice, dosavadními astronomickými prostředky jsme schopni pozorovat nanejvýš 1/5 baryonové složky hmoty vesmíru, přičemž největší možnosti sledování poskytují baryony v raném vesmíru, takže ideálními osvětlovači jsou velmi vzdálené kvasary, jejichž světlo je po cestě k nám pohlcováno v čáře Ly-α intergalaktickým plynem o teplotě řádu MK. To prakticky znamená, že nanejvýš 1 % hmoty vesmíru lze v principu pozorovat prostředky současné astronomie – zbytek jsou různé extrapolace.

K. Chae aj. využili rádiové přehlídky gravitačních čoček CLASS k odhadu množství skryté látky ve vesmíru, protože skrytá látka má tytéž gravitační účinky jako látka zářící. V uspokojivé shodě s ostatními metodami jim vyšlo, že skrytá látka představuje 30 % kritické hustoty vesmíru. Podobně C. Afonso aj. hledali zastoupení skryté látky v halu naší Galaxie na základě pozorování gravitačních mikročoček v Malém Magellanově mračnu programem EROS. Podle těchto měření představuje skrytá látka nanejvýš čtvrtinu hmotnosti galaktického hala. Existenci shluků skryté látky v kupách galaxií potvrdilo podle J. Kneiba aj. porovnání snímků kup A2029 (Had; vzdálenost 300 Mpc) a CL 0024+1654 (Ryby; 1,4 Gpc), pořízených HST, s rentgenovými izofotami z družice Chandra. Jelikož rentgenové záření v kupách vzniká při akreci zářící látky na skrytou látku, lze právě tak mapovat výskyt skryté látky. Shoda obou zobrazení je důkazem, že právě ve svítících kupách galaxií se úměrně tomu shlukuje i skrytá látka.

Zdá se, že původně téměř rovnoměrně rozložená skrytá látka vesmíru se shlukovala do chomáčů během již zmíněného šerověku vesmíru a velmi brzy umožnila vznik velmi hmotných hvězd I. generace. O prvotních chomáčích skryté látky se dozvídáme nepřímo prostřednictvím fluktuací reliktního záření. V tom případě hvězdy se z ≈ 6 patří v naprosté většině již ke hvězdám II. generace. Dobrou metodou ke zjišťování současného prostorového rozložení skryté látky se stává pozorování slabého gravitačního čočkování vzhledu velmi vzdálených galaxií, tzv. kosmického střihu (angl. cosmic shear). Velikost střihu (vzhled tzv. kosmického gobelínu) je totiž přímo úměrná součtu zářící a skryté látky vesmíru, a jelikož množství zářící látky lze určit dosti přesně, lze odtud odhadnout i koncentraci skryté látky v daném směru na obloze.

Nejlepší výsledky poskytují pozemní dalekohledy s průměrem hlavního zrcadla alespoň 4 m a velkým zorným polem. Podle J. Tysona aj. lze ze vzhledu střihu určovat i vzdálenost střižné látky a tak dospět k trojrozměrnému (tomografickému) obrazu rozložení skryté látky ve vesmíru s polohovou přesností na 20 %. Touto kombinovanou metodou byly až dosud nalezeny asi dva tucty kup skryté látky na 28 čtv. stupních oblohy a v blízké budoucnosti lze očekávat podstatné rozšíření záběru této rafinované metody. Díky S. Casertanovi aj. se téže metody využilo také u kamery WFPC2 HST pro téměř 350 náhodně vybraných polí o celkové výměře 0,5 čtv. stupně. Kosmický střih pro tvary galaxií klesal z hodnoty 5,2 % pro úhlové rozměry 10″ na 2,2 % pro úhlové rozměry 130″, což potvrzuje úlohu skryté látky při gravitačním čočkování tvaru galaxií.

F. Pravdovi aj. se dokonce podařilo určit profil hustoty skryté látky v obřích galaxiích pomocí přehlídky SDSS tak, že zkoumali relativní rychlosti satelitních galaxií v jejich okolí. Protože hustota skryté látky by měla klesat se 3. mocninou vzdálenosti od středu obří galaxie, mělo by se to projevit i poklesem oběžné rychlosti satelitních galaxií ve větších vzdálenostech od obří galaxie a výsledek měření tento předpoklad velmi dobře potvrdil. K. Freeman podobně z pohybu průvodců naší Galaxie odhadl, že halo Galaxie sahá až do vzdálenosti 90 kpc – mnohem dále, než kolik činí poloměr galaktického disku. Hmotnost skrytého hala představuje asi dvacetinásobek hmotnosti svítící látky Galaxie, tj. dosahuje řádu 1 TM☉. Hmotnost hal trpasličích galaxií však činí pouze 10 MM☉, kdežto hala obřích galaxií dosahují až 10 TM☉.

Mnohem obtížnější je však zkoumání povahy fyzikálně nejvýznamnější složky vesmíru – skryté energie, která představuje plných 70 % kritické hmotnosti vesmíru. Termín skrytá energie (angl. dark matter) pochází od M. Turnera, ale historicky jako první o ní uvažoval A. Einstein, když vložil do svých proslulých rovnic gravitačního působení ve vesmíru kontroverzní kosmologickou konstantu Λ. Legendu o tom, že Einstein považoval zavedení kosmologické konstanty za svůj největší omyl, rozšířil G. Gamow! Ve skutečnosti však Einstein v r. 1932 pouze konstatoval, že velikost konstanty zatím není známa; předpokládal však, že její hodnotu bude jednou možné lépe určit. Přímo prorocky prohlásil, že kosmologická konstanta představuje sílu, která je patrně součástí struktury prostoročasu.

V 60. letech minulého století J. Zeldovič předvídavě usoudil, že kosmologická konstanta představuje energii vakua, a vyvozuje tudíž záporný tlak. Po objevu rozpínání vesmíru se sice zdálo, že je tato konstanta rovná nule, a tudíž nadbytečná, ale do kosmologie se vrátila oklikou počátkem 80. let minulého století společně s domněnkou o kosmologické inflaci – prudkém rozfouknutí vesmíru ve zlomku první sekundy po velkém třesku. Inflace totiž dokáže vysvětlit, proč je vesmír geometricky plochý, což je nejspíše důsledek existence skryté energie. Proto při rozpínání vesmíru tlak vyvozený skrytou energií roste – na rozdíl od běžného plynu, jehož tlak rozpínáním klesá. To je též důvod, proč v posledních cca 7 mld. let se vesmír díky skryté energii rozpíná opět zrychleně, jak vysvitlo nejprve z pozorování vzdálených supernov třídy Ia. Jak uvedl R. Kirshner, supernovy třídy Ia slouží astronomům jako tzv. standardní svíčky, protože příčinou jevu je termonukleární výbuch bílých trpaslíků, které se nacházejí na Chandrasekharově mezi (≈ 1,4 M☉), takže lze právem čekat, že v prvním přiblížení se při výbuchu každé supernovy Ia uvolní přibližně totéž množství zářivé energie. Porovnání s pozorovanou jasností supernovy pak dá vzdálenost supernovy od nás nezávisle na klasickém Hubbleově vztahu mezi červeným posuvem supernovy a vzdálenosti. Pokud se rychlost rozpínání vesmíru nejprve brzdila a později začala opět zrychlovat, projeví se to tím, že supernovy s červeným posuvem z ≈ 0,5 jsou asi o čtvrtinu slabší, než bychom čekali při platnosti klasického Hubbleova vztahu, a naopak supernovy se z ≥ 1,0 budou tím jasnější, čím budou dál, opět vůči klasickému Hubbleovu vztahu. Přesně to se skutečně pozoruje už od r. 1998 a z průběhu odchylek v závislosti na vzdálenosti zejména pro z v rozsahu 0,3 ÷ 0,7 lze určit i zmíněný čas obratu z brzdění na zrychlování vesmíru.

R. Scranton aj. nalezli v r. 2003 nezávislý důkaz existence skryté energie tím, že prozkoumali rozložení 25 milionů galaxií z přehlídky SDSS a porovnali je s rozložením fluktuací reliktního záření družicí WMAP. Když reliktní fotony vletí do kupy galaxií, tak se díky vyšší gravitaci ohřejí, ale při opuštění kupy by se měly opět ochladit na výchozí teplotu. Jelikož se však během pobytu v kupě prostor díky skryté energii zvětší, zmenší se tím pokles teploty fotonů vlivem tzv. Sachsova-Wolfeova efektu – a přesně to se také pozoruje. Je třeba zdůraznit, že odpudivá síla skryté energie se může projevit až ve velkých rozměrech kup galaxií. V oblasti o velikosti Sluneční soustavy činí skrytá energie ekvivalent zářivé energie Slunce vyzářené během 3 hodin.

Dosud však není vyloučena možnost, že se, obrazně řečeno, hodnota kosmologické konstanty mění s časem, což by dle R. Caldwella aj. vedlo k zániku kup galaxií již za několik miliard roků a následně k rozpadu jednotlivých galaxií za dalších několik set milionů let. Překotný rozpad struktur by vyvrcholil Velkým roztrhem (angl. Big Rip) atomů i částic. Nejnovější měření však naznačují – naštěstí pro potomky potomků našich potomků – že se kosmologická konstanta v čase nemění, a budoucnost vesmíru je proto podstatně delší než jeho minulost. Jak uvedli J. Ostriker a P. Steinhardt, společnou vlastností skryté látky i skryté energie je okolnost, že žádná složka nevyzařuje ani nepohlcuje elektromagnetické záření, avšak skrytá látka okolní hmotu přitahuje, kdežto skrytá energie ji odpuzuje. Zatímco skrytá látka se evidentně shlukuje do velkých i menších chomáčů a chuchvalců, skrytá energie je ve vesmíru rozložena rovnoměrně. Zářící látka představuje pouhé 4,1 % úhrnné hmotnosti vesmíru, ale jen 0,4 % úhrnné hmotnosti je látka dostatečně svítící, aby ji mohli astronomové pozorovat; zbylá 3,7 % jsou tvořena velmi chladným plynem a prachem, neutriny a černými dírami.

6.3. Základní kosmologické parametry

L. Krauss a B. Chaboyer určili ze stáří kulových hvězdokup v Galaxii, že vesmír je určitě starší než 11,2 mld. let. Za to, že vesmír je ve skutečnosti o 2,3 mld. let starší, vděčíme právě skryté energii. C. Wanjek ukázal, jak údaje z družice WMAP mohou sloužit pro přesnější určení základních parametrů vesmíru. Z rozboru úhlových fluktuací reliktního záření lze odvodit, že vesmír má plochou geometrii, což lze nejlépe vysvětlit kosmologickou inflací; tomu výborně odpovídá rozteč maxim fluktuací pro úhly kolem 1°. Z dnešní teploty reliktního záření zase vychází původní teplota při oddělení látky od záření asi 3 kK a čas oddělení 380 tis. let po velkém třesku, který se odehrál před 13,5 mld. let. Jelikož rychlost zvuku je obecně mírou hustoty látky, lze z akustického spektra fluktuací reliktního záření odvodit i fluktuace hustoty látky v raném vesmíru. Velikost polarizace reliktního záření pak udává čas, kdy v raném vesmíru začaly vznikat první hvězdy.

J. Uzan aj. odvodili z prvního zpracování měření družice WMAP střední hustotu hmoty vesmíru na (1,05 ±0,02) kritické hustoty pro plochý vesmír. A. Benoit aj. využili mikrovlnného radiometru ARCHEOPS pro měření fluktuací reliktního záření ve frekvenčních pásmech 143 ÷ 545 GHz na výškovém balonu k určení celkové hustoty hmoty vesmíru 1,00 a hustoty baryonové hmoty 0,022 (v jednotkách hustoty kritické). A. Melchiorri aj. zkombinovali měření z družice WMAP a z přehlídky SDSS a obdrželi pro hustotu skryté látky 0,26 hustoty kritické a pro H0 = 66 km/s/Mpc. Nezávislým srovnáním údajů z obou přehlídek obdrželi W. Chiu aj. H0 = 72 km/s/Mpc, což dává dobrou představu o středních chybách měření, které konečně poklesly pod magických 10 %.

W. Saunders aj. dokončili v dubnu r. 2002 přehlídku 2dF pomocí australského 3,9m teleskopu AAT, která pokryla 5 % oblohy a získala údaje pro 221 tis. galaxií do vzdálenosti 300 Mpc od Slunce. Odtud vyšla hustota skryté a svítící látky 0,29, hustota skryté energie 0,70 a horní mez hustoty neutrin 0,13, což dává horní mez klidové hmotností neutrin 1,8 eV/c2. Hubbleova konstanta H0 pak činí 72 km/s/Mpc. S. Mei aj. využili fluktuací plošné jasnosti v blízkých galaxiích NGC 564 (z = 0,019) a NGC 7619 (z = 0,012) k nezávislému určení H0 = (70 ±5) km/s/Mpc.

6. 4. Reliktní záření

V létě r. 2003 byly zveřejněny první výsledky měření fluktuací reliktního záření z družice Wilkinson Microwave Anistropy Probe (WMAP) v ceně 145 mil. dolarů, vypuštěné v létě 2001 do bodu L2 soustavy Země-Slunce. Aparatura na družici docílila podle C. Bennetta aj. více než řádově lepších technických parametrů proti dosud nejlepším radiometrům na družici COBE. Konkrétně má 30krát lepší úhlové rozlišení a 45krát vyšší citlivost než COBE. L. Page aj. uvedli, že šířka svazku radiometru činí jen 0,23° a měření probíhá na pěti frekvencích v pásmu 20 ÷ 100 GHz.

Mezitím však WMAP vyvstala i pozemní konkurence v podobě mikrovlnného radioteleskopu DASI, instalovaného v Antarktidě. Cílem měření je odhalit rozložení polarizace reliktního záření po obloze na základě teoretické předpovědi M. Reese z r. 1968. Když se totiž v raném vesmíru oddělilo reliktní záření od vesmírné látky, bylo polarizováno díky rozptylu záření na volných elektronech a informaci o poloze polarizační roviny při posledním rozptylu si uchovává, takže příslušným pozorováním můžeme rekonstruovat podmínky v raném vesmíru v čase od zlomku první mikrosekundy až 380 tis. roků po velkém třesku. Jak uvedli E. Hivon a M. Kamionkowski, první měření polarizace reliktního záření aparaturou DASI potvrdilo jednak standardní kosmologický model velkého třesku, jednak výskyt inflační fáze ve velmi raném vesmíru na úrovni 5σ. Podle jejich názoru patří objev polarizace reliktního záření k největším úspěchům ve zkoumání vlastností reliktního záření, protože výhledově umožní mapovat rozložení hustoty látky vesmíru i v pozdějších vývojových fázích, zejména v době, kdy vznikala I. generace hvězd.

Dalším pozemním protějškem WMAP je mikrovlnný interferometr VSA, instalovaný na ostrově Tenerife ve výšce 2 400 m n. m. Podle R. Watsona aj. se interferometr skládá ze 14 prvků s úhlovým rozlišením 2°, naladěných na řadu frekvencí v pásmu 26 ÷ 36 GHz. Během půlročního provozu na přelomu let 2001–02 se podařilo prohlédnout 8 polí na obloze o úhrnné výměře 101 čtv. stupňů. Odtud dle A. Slosara aj. se podařilo odvodit hodnotu Hubbleovy konstanty 72 km/s/Mpc a podíl skryté látky 0,18, kdežto baryony představují jen 0,03 kritické hustoty.

Třetím novým pozemním systémem je dle B. Masona aj. interferometr CBI v chilské poušti Atacama, instalovaný ve výšce 5 080 m n. m. a sestávající ze 13 parabol o průměru 0,9 m, měřících v pásmu 26 ÷ 36 GHz. Interferometr dokáže měřit multipólové anizotropie reliktního záření až do stupně l = 3 500. Jak ukázali J. Sievers aj., multipólová anizotropie, odvozená z měření zatím nejvýkonnější aparaturou CBI i dalšími radiometry, odpovídá prvotním nahloučením skryté látky vesmíru až do hmotností 1014 ÷ 1017 M☉, což jsou kondenzační jádra budoucích kup galaxií. Tato měření dále určila stáří vesmíru (13,7 ±0,2) Gr; H0 = 69 km/s/Mpc; plochost vesmíru Ω = (1,00 ±0,11) a velikost skryté energie ΩΛ = (0,70 ±0,05).

Zatímco dosud zmíněné přístroje jsou schopné změřit multipólovou anizotropii reliktního záření teprve od stupně l ≈ 200, aparatura MAT/TOCO zbudovaná na Cerro Toco (5 200 m n. m.) v Chile dokáže na frekvencích 30 a 40 GHz postihnout nižší stupně v rozsahu l = 60 ÷ 200. První výsledky všech těchto měření jsou ve velmi dobré shodě se standardním kosmologickým modelem velkého třesku.

6. 5. Kosmické záření

H. Lesch a M. Hanasz ukázali, že v prvotních galaxiích asi 500 mil. let po velkém třesku existuje dynamická vazba mezi silným magnetickým polem a produkcí kosmického záření během epochy překotné tvorby hvězd. Z měření Faradayovy rotace rádiového záření galaxií se z > 2 totiž vyplývá, že tyto galaxie mají silná magnetické pole na délkových stupnicích řádu 10 kpc, a tam se mohou částice kosmického záření snadno urychlit na velmi vysoké energie. Přenosem částic kosmického záření v zapletených magnetických polích a jejich Fermiho urychlováním v relativistických rázových vlnách se zabývali M. Lemoine a G. Pelletier.

J. Arons se domnívá, že rychle rotující magnetary mohou v silném magnetickém poli vytvářet ultrarelativistické ionty s energiemi až 10 ZeV. Jelikož tyto objekty se určitě vyskytují v každé větší galaxii v našem okolí, měly by být částice kosmického záření o energiích alespoň 100 EeV pozorovatelné observatoří Pierra Augera (PAO) již v nejbližších letech. (Tato dosud rozestavěná observatoř je již od října 2003 největším a nejvýkonnějším zařízením pro detekci kosmického záření o ultravysokých energiích – viz též Kozmos 36/2005, č. 2, str. 2.).

Zatím největší soubor pozorování ultraenergetických částic poskytla japonská observatoř AGASA – celkem 57 úkazů s energií nad 40 EeV. Jak uvedli H. Yoshiguchi aj., není dosud jasné, zda existuje ve vzdálenosti do 100 Mpc nějaký bodový zdroj těchto částic, ale jakmile bude mít PAO statistiku alespoň 1 000 takových částic, mělo by to případné bodové zdroje odhalit. Podobně bezvýsledně dopadlo podle D. Torrese aj. též hledání potenciálních bodových zdrojů extrémně energetického kosmického záření v pozorovacích údajích ze všech dosud proběhlých experimentů (AGASA, Jakutsk, Haverah Park a Volcano Ranch). Pokus identifikovat některý z 33 úkazů pozorovaných těmito aparaturami za posledních 40 let buď s blízkými blazary, anebo se zdroji v 3. katalogu COMPTON/EGRET, nevedl k žádnému úspěchu. Stejně tak selhali C. Akerlof aj, kteří hledali souvislosti mezi směry příchodu částic extrémně energetického kosmického záření a zdroji TeV záření gama.

S. Thorsett aj. se pokusili vysvětlit existenci kolena (přebytku toku v energetickém spektru kosmického záření pro energie ≈ 3 PeV) tím, že ve vzdálenosti 300 pc od nás se nachází na rozhraní souhvězdí Jednorožce a Blíženců pozůstatek po supernově „MonoGem“, obsahující pulzar B0656+14, který údajně produkuje kosmické záření o energii řádu PeV; tento jediný zdroj stačí na vysvětlení zmíněného přebytku. Jak uvedli A. Chilingarian aj., detektor MAKET-ANI na hoře Aragac skutečně odhalil během pozorování v letech 1997–2003 kosmické záření ze zdroje MonoGem s energiemi až 0,1 PeV. Naproti tomu L. Svěšnikovová se domnívá, že za přebytek v koleně mohou hypernovy. W. Bednarek přišel s obdobným nápadem pro vysvětlení přebytku toku kosmického záření pro energie kolem 1 EeV. Domnívá se, že za to může 2. asociace velmi hmotných hvězd sp.tříd OB v Labuti, v níž před desítkami tisíc let vybuchla řada supernov ve vzdálenosti asi 1,7 kpc od nás. V pozůstatcích supernov může docházet k urychlení částic kosmického záření na extrémní

Potenciálním zdrojem extrémně energetického záření může však dle N. Hayashidy aj. být také centrum naší Galaxie, kde se vyskytuje velké množství hmotných hvězd, jež rovněž nutně vybuchují jako supernovy. E. Berezhko ukázal, že fyzikové jsou zde nejspíš na správné stopě, protože díky měřením z družice Chandra se podařilo prokázat, že v pozůstatku po supernově 1006 v souhvězdí Vlka se vyskytuje silné magnetické pole na úrovni 10 nT, které stačí k urychlování nabitých částic na energie řádu PeV – to na druhé straně znamená, že částice s energiemi řádu EeV a vyšší přicházejí pravděpodobně z extragalaktického prostoru. Podle I. Semeniuka mohou extrémně energetického částice v tomto případě vylétat z okolí černých veleděr v jádrech aktivních galaxií nebo z dlouhých zábleskových zdrojů záření gama a případně též z rozsáhlých rádiových laloků kolem interagujících galaxií. Není ovšem vyloučeno, že ve hře jsou i zcela exotické mechanismy urychlování, vyžadující „novou fyziku“.

6. 6. Jaderná, částicová a relativistická fyzika

R. Salvaterra a A. Ferrara zpochybnili učebnicovou poučku, že veškeré 4He pochází z prvních tří minut po velkém třesku. Ukázali totiž, že tento nuklid může hojně vznikat v nitrech velmi hmotných hvězd I. generace a tak maskovat mnohem nižší produkci helia v nejranějším vesmíru. Výsledné zastoupení helia činí (23,4 ±0,3) %. K. Croswell upozornil na záhadu, kde se vlastně vzal ve vesmíru 9. prvek Mendělejevovy tabulky fluór. Je ho totiž relativně mnohem méně než prvků skupiny CNO s nižšími protonovými čísly, ale i než neonu, který má nejbližší vyšší protonové číslo. Teprve v r. 1992 se podařilo najít čáry fluóru v obřích hvězdách – uhlíkové hvězdy obsahují 65krát více fluóru než Slunce.

J. Ahrens aj. uveřejnili výsledky pozorování neutrin o vysokých energiích pomocí aparatury AMANDA v Antarktidě za 130 dnů měření během antarktické zimy r. 1997. Při měřeních bylo 300 fotonásobičů zapuštěno do antarktického ledu do hloubek 800 ÷ 1 000 m na 10 kabelech spuštěných svisle uvnitř kruhu o průměru 120 m. Rozložení směrů mionových neutrin, přicházejících napříč Zemí ze severní polokoule, se ukázalo naprosto náhodné, takže neobjevili žádný bodový zdroj těchto částic. J. Blümer shrnul údaje o určení klidové hmotnosti elektronových neutrin jak pomocí astronomických pozorování, tak pomocí fyzikálních pokusů, z nichž vyplývá rozmezí 0,2 ÷ 2 eV/c2.

Ve Spojených státech se v r. 2003 rozhodli zaplavit zrušený zlatý důl Homestake v Jižní Dakotě, kde byl od r. 1967 do r. 1994 v hloubce 1 500 m pod zemí v provozu historický experiment budoucího nositele Nobelovy ceny R. Davise, jenž vedl k první detekci slunečních neutrin. Tím byla ohrožena možnost vybudovat ve zrušeném dole trvalou podzemní neutrinovou observatoř nové generace. Odborníci z Fermilabu proto zaměřili svou pozornost na mělčí (700 m) opuštěný důl na železnou rudu v Soudanu ve státě Minnesota. O obtížnosti detekce neutrin svědčí i následující přirovnání: kdybychom chtěli zachytit konkrétní neutrino s pravděpodobností 2/3, potřebovali bychom k tomu železnou desku o tloušťce 100 světelných let! Tolik železa na Zemi nemáme, takže musíme spoléhat na silné neutrinové svazky, chrlící v daném směru biliony neutrin ročně. Urychlovač ve Fermilabu v Chicagu by měl produkovat mionová neutrina o energii 3 GeV, která budou nasměrována do obřího detektoru MINOS v Minnesotě, vzdáleného od Chicaga „podzemní čarou“ o délce 735 km. MINOS bude umístěn v Soudanu v hloubce 700 m pod povrchem; jeho hmotnost dosáhne 5 400 t a účinný průřez 28 000 m2.

Hlavním cílem experimentu bude zjistit předpokládané oscilace neutrin během dlouhého letu. Dalším cílem může však být i pozoruhodná praktická aplikace výzkumu, protože uvnitř Země vznikají čas od času díky rozličným interakcím geoneutrina v množství asi 30 neutrin ročně na tunu horniny, která pak snadno pronikají i žhavým jádrem Země a mohou se stát jedinečným zdrojem informací o stavu zemských vrstev, jak už v 80. letech minulého století ukázali význační fyzikové A. de Rujúla, S. Glashow, R. Wilson a G. Charpak. Možná se už v tomto století dočkáme ponorky vybavené přenosným detektorem neutrin, která bude postupně proplouvat všemi oceány a měřit tok slunečních neutrin a geoneutrin a tak tomografovat nepřístupné zemské nitro.

Zatím se buduje stacionární podmořský detektor NESTOR, vzdálený jen 14 km od pobřeží Peloponésu v hloubce 4 km ve Středozemním moři. Detektor bude mít sběrnou plochu 20 000 m2 a bude schopen zaznamenávat neutrina o energiích 10 TeV. V březnu 2003 uvedli řečtí odborníci ve spolupráci s ústavy v SRN, Rusku, USA a Švýcarsku do provozu první část experimentu. Konečně v listopadu 2003 byl spuštěn podmořský detektor ANTARES ve Středozemním moři poblíž francouzského Toulonu. Prototyp v hloubce 2 400 m má sběrnou plochu 100 000 m2, ale počítá se s jeho rozšířením do r. 2006 na objem 1 km3. Na jeho výstavbě a provozu se podílí 14 vědeckých ústavů ze 7 evropských zemí. ANTARES podobně jako NESTOR bude moci studovat neutrina přicházející k Zemi z jižní polokoule, tj. především z centra Galaxie, resp. z Velkého a Malého Magellanova mračna. (Detekují se pouze neutrina přicházející ze „spodní“ polokoule, čímž se potlačí šum vznikající dopadem sekundárního kosmického záření a částic vznikajících v zemské atmosféře, které přilétají z „horní“ polokoule.)

Dosud nejpřesnější test obecné teorie relativity uveřejnili B. Bertotti aj, kteří k tomu využili kosmické sondy Cassini, když 21. června 2002 prošla při vzdálenosti 8,4 AU od Země v lineární vzdálenosti jen 1,6 R☉ od středu Slunce; tj. 9′ jižně od okraje slunečního disku. Protože vysílací frekvence na sondě byly přesně známy, bylo možné sledovat pomocí radioteleskopu DSN v Goldstone s neobyčejně vysokou přesností postupné snižování i opětné zvyšování frekvence signálu po průchodu gravitačním polem v okolí Slunce během pohybu sondy v měnící se úhlové vzdálenosti od Slunce. Souhlas naměřeného posuvu frekvence s předpovědí podle obecné teorie relativity dosáhl relativní přesnosti 2,3.10-5 (0,02 promile), což je 40krát přesnější výsledek než u všech dosud publikovaných astronomických testů obecné relativity.

Nepřímým testem obecné relativity je ovšem také znamenitá funkce družicového globálního pozičního systému (GPS), protože při přesnosti ceziových hodin na palubách 24 družic 5.10-14 s/d je třeba podle P. Klepáče a J. Horského k dosažení vrcholné poziční i časové přesnosti počítat s opravami podle speciální i obecné teorie relativity. Podobně E. Fomalont a S. Kopeikin využili průchodu Jupiteru v úhlové vzdálenosti 3,7′ od kvasaru J0842+1835 (Cnc) dne 8. září 2002 ke změření Shapirova zpoždění v gravitačním poli Jupiteru, jež dosáhlo v době největšího sblížení těles snadno měřitelných 1,2 ms. Odtud se podařilo ověřit předpověď obecné teorie relativity s chybou 19 %, což je přirozeně dáno relativně slabou gravitací Jupiteru i velkou lineární vzdáleností průmětu kvasaru od planety, ale přesto má test velký metodický význam.

R. Lieu a H. Hillman využili pozorování jiného kvasaru PKS 1413+135 (Boo), vzdáleného od nás 1,2 Gpc, k pozorování difrakčních kroužků tohoto bodového zdroje pomocí HST. Existence kroužků u takto vzdáleného zdroje svědčí o neproměnnosti rychlosti šíření světla během posledních 4 mld. let s udivující relativní přesností 10-32! (Jde o vůbec nejpřesnější údaj v celé fyzice.)

Pokud jde o kvasary obecně, dnes už nikdo nepochybuje o tom, že jejich podstatou jsou černé veledíry o hmotnostech nad 100 MMO, které se živí akrecí okolní hvězdné i mezihvězdné hmoty, a proto svítí. Tento zářivý mechanismus navrhli již v r. 1964 nezávisle E. Salpeter a J. Zeldovič. M. Volonteriová aj. zjistili, že velmi hmotné černé veledíry vznikají z tmavého hala kolem budoucích kup galaxií již ve velmi raném vesmíru pro z ≈ 20 (200 mil. let po velkém třesku), a to převážně ve dvojicích. Zastoupení párů černých veleděr však s rostoucím stářím vesmíru klesá a dnes činí jen asi 10 % této bizarní populace. Podle T. di Matteové aj. procházejí velmi hmotné galaxie fází kvasarů, která však trvá okrouhle jen 20 mil. let. Největší akrece na černé veledíry odpovídá červenému posuvu z v intervalu 5 ÷ 4. „Výstavba“ černých veleděr končí pro z ≈ 3 a od té chvíle platí přímá úměrnost mezi hmotností černé veledíry v jádře galaxie a hmotností příslušné galaktické výdutě.

M. Begelman shrnul astronomická pozorování svědčící o existenci černých děr rozličných hmotností. V centrech většiny galaxií se nacházejí černé veledíry s hmotnostmi alespoň 1 MM☉, které ovlivňují dynamiku mezihvězdného plynu až do vzdálenosti 1 kpc od centra galaxie. Pokud černé veledíry přesahují hmotnost 100 M☉, projeví se to mimořádnou aktivitou jádra příslušné galaxie, buď v podobě kvasaru, anebo aktivního jádra (AGN). Do této skupiny však patří nanejvýš 1 % galaxií ve vesmíru a tento růst hmotnosti černých veleděr je vyvolán akrecí, nikoliv splýváním černých děr. K tomu je ovšem potřebí, aby hvězdy před pohlcením černou veledírou ztratily přebytečný moment hybnosti, a zdá se, že jediným efektivním mechanismem je zbrzdění hvězdy magnetickým polem. O přítomnosti silných magnetických polí svědčí usměrněné protilehlé výtrysky látky z mnoha kvasarů, resp. i hvězdných černých děr, a uvolňování zářivé energie Blandfordovým-Znajekovým mechanismem.

D. De Paolis aj. se domnívají, že v okolí černé veledíry v centru naší Galaxie bychom mohli pozorovat efekty gravitační retročočky, předpovězené v r. 2002 D. Holzem a J. Wheelerem, tj. jasné oblouky a prsteny v okolí velmi hmotných hvězd, které obíhají v těsné blízkosti černé veledíry, kterou silně ozařují. M. Freitag soudí, že tyto hmotné hvězdy mohou při svém oběhu kolem černé veledíry po velmi výstředných drahách vysílat tak silné gravitační vlny, že by je mohly zaznamenat kosmické detektory typu LISA.

Současná nejvýkonnější pozemní aparatura LIGO v USA v ceně 365 mil. dolarů zatím nemá požadované parametry. Ačkoliv začala souvisle měřit v říjnu 2000 a do dubna 2003 zvýšila svou citlivost o 4 řády, stále ještě dosahuje pouhé desetiny plánované citlivosti. Navíc aparatura v Louisianě může měřit jen v noci, protože ve dne je rušena otřesy půdy, které vznikají těžbou dřeva v blízkém okolí. Naproti tomu G. Paturel a Y. Baryshev tvrdí, že se jim v letech 1998 a 2001 podařilo zaznamenat slabé signály gravitačního záření na frekvenci 1 kHz pomocí tří válcových detektorů systému Nautilus-Explorer. Směr příletu gravitačního záření zhruba odpovídá poloze jádra naší Galaxie. Pochopitelně je nutné tato choulostivá měření ověřit, či naopak popřít nezávislým měřením jinými detektory. V městečku Cascina u italské Pisy byla v červenci 2003 uvedena do chodu italsko-francouzská aparatura VIRGO v ceně 75 mil. dolarů s rameny dlouhými 3 km, která je schopna zaznamenat frekvence gravitačního záření vyšší než 10 Hz (práh LIGO je 60 Hz) až do hodnoty 6 kHz.

Podle D. Gelina a T. Harrisona se v měkkém přechodném rentgenovém zdroji GRO J0422+32 (Per) nalézá zatím nejméně hmotná černá díra, jejíž hmotnost je určitě nižší než 4,9 M☉ a nejpravděpodobněji činí jen 4,0 M☉. M. Gierlinski poukázal na kritérium, které může odlišit neutronovou hvězdu od černé díry v soustavách rentgenových dvojhvězd. Jelikož na rozdíl od černých děr mají neutronové hvězdy tuhý povrch (tvrdou kůru), jejich rentgenové spektrum se rovněž liší, protože u černé díry spektrum vzniká převážně na hranici tzv. obzoru událostí (angl. event horizon).

Když v r. 1975 ukázal S. Hawking, že díky kvantovým efektům černé díry přece jen – byť nepatrně – září, vyšel z důkazu J. Bekensteina z r. 1973, že entropie černých děr je úměrná jejich povrchu, který představuje obzor událostí. Na to navázali další autoři, kteří se opírali o koncept smyčkové kvantové gravitace: v r. 1995 C. Rovelli a L. Smolin dokázali, že v této teorii je plocha kvantována, v r. 1997 spočítali A. Ashtekar aj. entropii nerotující černé díry a o rok později Rovelli ukázal, že černé díry mají diskrétní spektrum energetických hladin. Tak se nakonec dospělo k názoru, že musí existovat i elementární kvantum plochy, které se rovná přibližně 4,39násobku Planckovy elementární plochy (≈ 10-70 m2). V r. 2003 dokázal L. Motl, že onen koeficient je přesně 4.ln 3, takže z fyziky se stala čirá matematika... Mimochodem, A. Barrau a G. Boudoul spočítali, že miniaturní prvotní černé díry vznikaly v nejranějším vesmíru v čase 10-35 s po velkém třesku – zatím však nikdo neprokázal jejich existenci. Pouze N. Afshordi aj. usoudili, že prvotní černé díry by mohly tvořit podstatnou část skryté látky vesmíru, pokud jejich původní hmotnosti spadaly do intervalu 30 ÷ 10 000 M☉.

Podle F. Steckera ani první astronomický test kvantové gravitace, jež by měla spojit kvantovou mechaniku a obecnou relativitu, nedopadl pro kvantovou gravitaci dobře. Šlo o pozorování jader aktivních galaxií Mkn 421 a 501, vzdálených od nás 140 Mpc v pásmu vysoce energetického záření gama. Jelikož oba zdroje jeví prudký pokles toku u extrémně vysokých energií, jde o příznak neexistence tzv. kvantové pěny v extrémně miniaturních časoprostorových měřítkách. Totéž se podle T. Jacobsona zjistilo pro 100 MeV synchrotronové záření gama z Krabí mlhoviny (vzdálenost 1,9 kpc), neboť odtud plyne, že ani při energiích urychlovaných elektronů řádu 1,5 PeV nedochází k narušení Lorentzovy souměrnosti, vyplývající ze speciální teorie relativity, což je ovšem v rozporu s kvantovou gravitací.

Jak uvádí C. Hoyle, podobně dopadla i strunová teorie, která předvídá díky skrytým prostorovým rozměrům odchylky od klasického gravitačního zákona při vzájemné vzdálenosti zkušebních těles pod 1 mm. V r. 2003 však uskutečnili J. Long aj. experiment, v němž dokázali změřit s vysokou přesností gravitační sílu při vzájemné vzdálenosti těles v intervalu 10 ÷ 100 μm, a v mezích přesnosti měření žádné odchylky od poklesu gravitace s přesně 2. mocninou vzdálenosti nenalezli.

Jiný pozoruhodný experiment popsali N. Seddon a T. Beapark. Demonstrovali pomocí materiálu s anomální dispersí inverzní Dopplerův jev, tj. růst frekvence signálu odraženého od ubíhajícího rozhraní v takovém materiálu. Efekt je o 5 řádů větší než klasický Dopplerův jev pro zdroje přibližující se definovanou kinematickou rychlostí, a dá se navíc ladit změnou anomální disperze. (Doppler by se určitě divil.)

Na závěr ještě trochu fyzikální sci-fi. Když se ukázalo, že z teorie černých děr vyplývá možnost existence jejich spojek do vzdálených oblastí prostoročasu, popř. rovnou do jiných vesmírů v podobě tzv. červích děr, začali fyzikové uvažovat o jejich využití jako zkratek pro dálkové cestování. Přitom však narazili na základní překážku – červí díry mají vlastní obzory událostí, které představují neprůchodnou zátku i pro světlo, natož pro hmotné částice. K radosti sci-fistů však K. Thorne vymyslel v r. 1988 metodu, jak se těchto zátek zbavit – stačí, když si u experimentálních fyziků nebo někde ve vesmíru opatříte kousek exotické hmoty se zápornou energií – a zátka zmizí. To ovšem není příliš praktické řešení, a tak od r. 2003 si díky M. Visserovi aj. jednou budeme moci usnadnit mezihvězdné cestování díky jejich objevu, že ve vysoce souměrných červích dírách dochází spontánně ke kvantovým fluktuacím, takže stačí vyčíhat si příhodný okamžik – a jste za vodou; přesněji za červí dírou.

7. Život ve vesmíru

C. Lineweaver a T. Davisová se domnívají, že pokud se prokáže vznik života na Zemi do 200 mil. let po konci těžkého bombardování (před 3,8 mld. let) v rané fázi vývoje sluneční soustavy, znamená to, že život je ve vesmíru běžný. Naproti tomu komplexní (inteligentní) život je ve vesmíru vzácný, protože na Zemi to trvalo evidentně nesrovnatelně déle, než se objevil, a v tuto chvíli nejsou jeho vyhlídky už nijak závratné, protože nejpozději za miliardu let bude na Zemi příliš horko. Podle jejich názoru jsou tedy nejběžnějšími mimozemšťany kolonie bakterií (např. v podobě stromatolitů).

L. Wells aj. ukázali, že pokud by na rané Zemi vznikl život a pak byl ohrožen drtivým impaktem během těžkého bombardování, mohl by paradoxně sám impakt přispět k dalšímu přežití života. Podle jejich výpočtů se horniny obsahující živé mikroorganismy a vymrštěné při impaktu do kosmu mohly na Zemi vracet během následujících tisíců let, kdy už ničivé následky impaktu dozněly a Země se stala opět obyvatelnou. Při zkáze raketoplánu Columbia přežili pokusní červi Caenorhabiditis elegans vysokou teplotu i přetížení až 100 kG, jak se ukázalo po nálezu zbytků kanystrů s hlísticemi po dopadu na zem, což znovu poukázalo na možnost přežívání drobných organismů při impaktech kosmických těles na Zemi a případných návratech organismů uvězněných uvnitř vymrštěných hornin. V současné době sahá biosféra do hloubky až 4 km pod zemský povrch, což patrně platilo i tehdy, takže kosmická úschovna v okolí Země měla dostatek biozavazadel vymrštěných i z velké hloubky pod povrchem planety. Část z nich byla nakonec expedována i na Mars, který tak mohl být mnohokrát oplodněn Zemí...

V r. 2003 uplynulo půl století od klasického pokusu S. Millera, jenž podle nápadu nositele Nobelovy ceny H. Ureyeho vystavil směs methanu, čpavku, vody a vodíku elektrickým výbojům a získal tak směs aminokyselin. Miller tak napodobil podmínky, které patrně panovaly v rané atmosféře Země, a ukázal, že tehdy mohla standardně vznikat „prebiotická polévka“.

Z. Peeters aj. posuzovali možnosti vzniku a přežití bází nukleových kyselin v mezihvězdném a meziplanetárním prostoru, když se prokázalo, že v některých uhlíkatých chondritech byly nalezeny báze mimozemského původu. Relativně nejodolnější je glycin, který byl objeven v hustých mezihvězdných mračnech v okolí centra Galaxie i ve známé mlhovině v Orionu. Plynný adenin a uracil by však zničilo ultrafialové záření v meziplanetárním prostoru v okolí Země během několika hodin, takže z toho se dá usoudit, že báze nukleových kyselin, nevyhnutelně potřebné pro vznik života na Zemi, vznikaly přímo na naší planetě. A. Schuerger aj. ukázali, že při simulaci fyzikálních a chemických podmínek na povrchu Marsu v laboratoři vyhynulo 99,9 % endospor bakterie Bacillus subtilis během několika minut, takže během jediného dne stráveného na povrchu Marsu nechráněné bakterie zkrátka nepřežijí.

D. Braun aj. usoudili, že raný život na Zemi mohl vznikat v okolí vulkanických výronů na dnech oceánů, kde se horká voda promíchávala s chladnější. Organismy říše Archea totiž přežívají v hloubce oceánu při teplotě až 121 °C. Velkou záhadou vývoje života na Zemi je dlouhý časový interval více než 3 mld. roků, kdy život na Zemi měl mikroskopickou povahu a vývoj ke složitosti byl sotva patrný. Pak přichází počátek druhohor, kdy během geologicky nepatrného intervalu méně než milion roků v čase 542 mil. let před současností dochází k překotnému rozrůznění života do prakticky všech makroskopických forem, které známe na Zemi dnes. Lze zatím jen spekulovat, co takový překvapivý zvrat způsobilo.

M. Little uveřejnil revidované údaje o dávkách radiace, jimž je vystaven průměrný člověk téměř určitě bez zdravotních následků. Roční průměrná dávka činí 2,4 mSv, z čehož asi polovinu představují částice alfa z radioaktivního radonu vyvěrajícího ze Země. Druhou polovinu roční dávky způsobuje kosmické záření a paprsky gama vycházející rovněž ze Země. Pokud člověk nalétá v dopravních letadlech cca 100 h ročně, tak se zmíněná průměrná dávka zvedá o 0,5 mSv a lékařská vyšetření rentgenem přidávají dalších asi 0,4 mSv/r. Radioaktivní spad z jaderných výbuchů v atmosféře dosahuje nyní jen 0,005 mSv/r a výbuch v Černobylu 0,002 mSv/r, což je o řád více než dávka ze souhrnu jaderných elektráren z celého světa. Atomové výbuchy v Japonsku v r. 1945 přežili obyvatelé, kteří se nacházeli ve vzdálenostech 900 ÷ 1 700 m od epicentra a dostali jednorázové dávky 200 ÷ 5 000 mSv.

M. Turnbullová a J. Tarterová uveřejnily katalog HabCat blízkých hvězd, které by mohly být obklopeny planetami vhodnými pro život. Katalog obsahuje 17 tisíc hvězd do vzdálenosti 140 pc od Slunce včetně 2 200 dvoj- a trojhvězd. Katalog je přípravou pro program SETI pomocí budovaného Allenova radioteleskopu (ATA) na observatoři Hat Creek v Kalifornii.

P. Chapman-Rietschi připomněl začátky úsilí o hledání mimozemšťanů a jako průkopnickou práci označil článek E. Barnese o pátrání po technicky vyspělých mimozemských civilizacích z r. 1931, na který navázal podobným článkem v r. 1950 F. Hoyle. V témže roce diskutoval při obědě v Los Alamos E. Fermi s E. Tellerem, H. Yorkem a E. Konopinskim o mimozemšťanech a vyslovil svůj údiv nad tím, že nás dosud žádní zelení pidimužíci nenavštívili – tak se zrodil proslulý Fermiho paradox. Pak přišel přelomový rok 1959, kdy F. Drake zahájil projekt OZMA (hledání rádiových signálů mimozemšťanů), G. Cocconi a P. Morrison uveřejnili v prestižním časopise Nature úvahu o přirozeném frekvenčním normálu pro mezihvězdnou komunikaci – vodíkové čáře na frekvenci 1 420 MHz – a S. Shu Huang napsal studii o možném výskytu života ve vesmíru. Od té doby se program SETI rozvinul do nebývalé šíře zejména díky nedávno dokončenému programu SETI@home pod vedením D. Wertheimera. Od května 1999 pomáhalo přes 4 miliony dobrovolných spolupracovníků se svými osobními počítači analyzovat jednotným programem na výskyt případných umělých signálů 250kB úseky šumu zachycovaného 305m radioteleskopem v Arecibu a rozesílaného z kalifornské univerzity v Berkeley. Podle T. Laziho šlo o největší projekt sdíleného počítání na světě, který zabral 1,3 mil. roků strojového času. Nejzajímavějších 166 zdrojů signálu pozorovali autoři projektu v Arecibu v březnu 2003, ale nic přitom nenašli. Navzdory tomu byla u 43 m radioteleskopu v Green Banku v Západní Virginii zahájena koncem r. 2002 II. etapa projektu SETI@home pod označením Phoenix.

8. Astronomické přístroje

8.1. Optická astronomie

Začátek roku přinesl tragédii australské observatoři na Mt. Stromlo, kde ničivému požáru buše po úderu blesku padlo v černou sobotu 18. ledna 2003 za oběť mimo jiné šest dalekohledů včetně 1,3m reflektoru (vyrobeného r. 1856 a známého z nedávného programu MACHO) a největšího 1,9m teleskopu, jakož i téměř dokončený infračervený spektrograf pro 8m dalekohled Gemini N v ceně 2,5 mil. dolarů, kamera s adaptivní optikou pro dalekohled Gemini S za 3,7 mil. dolarů a nesmírně cenná knihovna. Zachránila se jen budova s počítači a digitálními databázemi. Úhrnná škoda se vyšplhala na více než 20 mil. dolarů; naštěstí se katastrofa obešla bez ztrát na životech, ačkoliv astronomové měli na evakuaci pouhých 20 minut. Tři týdny po katastrofě však astronomové obnovili výzkumnou a vývojovou práci na observatoři. V červnu 2003 měla z podobného důvodu namále i známá Stewardova observatoř v Arizoně, ale hasiči po 10denním zápase s lesním požárem observatoř uchránili.

Švédové uvedli na ostrově La Palma v r. 2002 do chodu zatím nejvýkonnější sluneční vakuový teleskop SST s adaptivní optikou a zrcadlem o průměru 1 m, které od té doby pořizují snímky slunečního povrchu s rekordním rozlišením 0,1″, tj. lineárním rozlišením asi 1 km. V srpnu 2003 zahájil na témže ostrově činnost největší robotický dalekohled na světě Liverpool Telescope o průměru hlavního zrcadla 2 m. Plánovaná sériová výroba těchto dalekohledů má zlevnit jejich cenu natolik, aby se daly rozmístit po celém světě v místech s dobrým astronomickým počasím a sledovaly tak oblohu do 26 mag prakticky nepřetržitě. C. Akerlof aj. dokončili v r. 2003 stavbu čtyř rychlých robotických dalekohledů III. generace ROTSE-III, které budou pracovat v Austrálii, Namibii, Turecku a Texasu a dokáží se automaticky nastavit na vybraný úsek oblohy během nejvýše 4 s. Teleskopy mají průměr zrcadel 0,45 m; zorné pole 1,9° a kamery CCD (4 Mpix) pokrývají spektrální pásmo 400 ÷ 900 nm.

C. Veillet aj. oznámili dokončení největší astronomické digitální kamery na světě MegaPrime pro CFHT. Kameru tvoří mozaika 40 čipů CCD o celkové ploše 25 cm2 a s 324 Mpix. Kamera přišla na 100 mil. dolarů (!) a společně s optickým korektorem zorného pole dosahuje hmotnosti 11 t (!). Umožňuje naráz zobrazit zorné pole o průměru 0,9°. Rovněž proslulá Oschinova Schmidtova komora na Mt. Palomaru dostala konečně adekvátní kameru CCD QUEST, tvořenou mozaikou 112 (!) čipů o výsledné ploše 200 × 200 mm2, což odpovídá zornému poli o hraně 4,5° !

Když se v listopadu 1947 dopravovalo z Pasadeny na Mt. Palomar hlavní zrcadlo budoucího Haleova 5m reflektoru na vzdálenost 260 km trajlerem cestovní rychlostí 15 km/h, sledovaly převoz celé Spojené státy a příslušné silnice byly po 2 dny uzavírány. V říjnu 2003 se však ještě větší 8,4m zrcadlo pro budoucí binární dalekohled LBT na Mt. Grahamu v Arizoně vezlo uložené našikmo z Tucsonu nákladním autem po silnici o délce téměř 200 km rychlostí 70 km/h za doprovodu policejní eskorty. Před horským stoupáním na Mt. Graham (3 190 m n. m.) však byl vzácný náklad přeložen na speciální trajler se 48 páry pneumatik, jenž musel překonat výškový rozdíl 2 400 m po klikaté štěrkové horské silnici rychlostí 1,6 km/h. Vše dopadlo výborně, takže stejným způsobem se na Mt. Graham dopraví i druhé zrcadlo.

K významnému zlepšení došlo u Keckova teleskopu II na Mauna Kea, jenž dostal v r. 2003 adaptivní optiku s umělou laserovou hvězdou. Laser o výkonu 15 W lze totiž zaměřit těsně vedle zkoumaného objektu, což je mnohem výhodnější, než když jsme odkázáni na adaptaci optiky pomocí dostatečně jasných hvězd, které se v blízkém okolí mnoha zajímavých objektů vůbec nevyskytují. Jak uvedl D. Simons, využívají dalekohledy na Mauna Kea nové služby speciálních lokálních meteorologických předpovědí astronomického počasí pro vrchol této astronomické velehory. Počasí se předvídá s vysokou přesností pomocí speciálního superpočítače na 42 h dopředu a předpověď se každých 6 h obnovuje. To významně zvyšuje efektivitu všech instalovaných dalekohledů na Mauna Kea, protože zhruba platí, že 1 s pozorovacího času u jednotlivých dalekohledů stojí 1 dolar. Roční cena předpovědí, kterou platí konzorcium vrcholových observatoří, činí 165 tis. dolarů.

Jistým překvapením jsou výsledky měření neklidu obrazu (angl. seeing) na mexické observatoři San Pedro Martír, nacházející se na poloostrově Baja California v nadmořské výšce 2 800 m, které uveřejnil R. Michel aj. Během dvou let měření jen 6 nocí mělo seeing horší než 1″ a medián byl pouhých 0,57″. Nejlepší seeing 0,37″ trval nepřetržitě plných 9 h. Observatoř je vzdálena vzdušnou čarou 60 km od Pacifiku na západě a od Kalifornského zálivu na východě a těší se i vysokému počtu hodin slunečního svitu, takže není vyloučeno, že jde o vůbec nejlepší pozorovací stanoviště pro optickou astronomii na světě.

Také na jižní polokouli došlo u obřích dalekohledů VLT ESO k významným zlepšením. Jak uvedl A. Morwood, byl tam instalován infračervený ešeletový spektrograf CRIRES s vysokým rozlišením a adaptivní optikou pro pásmo 1 ÷ 5 μm s dosahy J = 17 a M = 11 mag za hodinu expozice. M. Mayor aj. zkonstruovali spektrometr HARPS pro přesná měření radiálních rychlostí pozdních hvězd s přesností až 0,5 m/s! Mezní hvězdná velikost přístroje je 16,6 mag. HARPS by tedy měl být schopen objevovat exoplanety o hmotnosti o něco málo vyšší než Země.

Tvůrce moderních teleskopů s rtuťovými zrcadly E. Borra se přimlouvá za instalaci 4m rtuťových nepohyblivých zenitteleskopů, které budou sledovat objekty během driftu v zorném poli. Ukazuje, že takové systémy jsou mimořádně efektivní pro soustavné přehlídky prosté různých výběrových efektů. Při driftovém skenování dalekohledem o světelnosti f/2 lze daný objekt v dané noci sledovat pomocí kamery CCD po dobu 120 s, což při dnešní citlivosti takových zařízení naprosto stačí, a výhodou je i velká láce: takový dalekohled se dá postavit za pouhých 600 tis. dolarů a jeho roční provoz stojí jen 50 tis. dolarů.

8. 2. Optické dalekohledy v kosmu

Po několika odkladech byl 25. srpna 2003 vypuštěn pomocí rakety infračervený kosmický teleskop SIRTF – poslední z plánovaných čtyř „velkých observatoří“ NASA. Je určen pro sledování kosmických objektů v pásmech 3 ÷ 180 μm. Jak uvedl P. Warner, začátky projektu SIRTF spadají do r. 1977. Konstrukce dalekohledu typu Ritchey-Chrétien o hmotnosti pouze 920 kg s 50kg beryliovým zrcadlem o průměru 0,85 m, chlazeným v kosmu na teplotu 5,5 K, přišla na 670 mil. dolarů a vlastní vypuštění a provoz bude stát americké daňové poplatníky dalších 500 mil. dolarů. Dalekohled bude na své heliocentrické dráze pozvolna driftovat směrem od Země tempem 0,1 AU/rok, což postupně zvyšuje nároky na přenos dat z čím dál větší vzdálenosti, ale zato ušetří palivo pro raketové motory. V optimálním případě bude v provozu až 5 let, kdy se vyčerpá zásoba 360 l kapalného helia, nutného k chlazení detektorů i zrcadla. Dalekohled byl po dokončení úspěšného zkušebního provozu na oběžné dráze koncem r. 2003 přejmenován na SST, na počest význačného amerického astronoma minulého století Lymana Spitzera (1914–1997), jenž přišel s koncepcí kosmického teleskopu již v r. 1946. SST může denně pozorovat v zorném poli o průměru 5′ až 55 různých cílů, takže za rok pořídí asi 20 tis. snímků, resp. spekter.

G. Meylan aj. shrnuli úspěšnou vědeckou využitelnost HST sledováním publikací založených na pozorování kosmickým teleskopem v pěti předních světových astronomických časopisech. Zatímco v r. 1991 uveřejnili astronomové 41 takových prací, v r. 2002 to už bylo 499 prací; celkem od vypuštění HST již téměř 3 600 prací. Každá tato práce byla dosud v průměru citována 30krát; pouze 2 % prací nebyly dosud citovány ani jednou, zatímco obecný průměr necitovaných prací v astronomii je plná 1/3 ! Také F. Ringwald aj. potvrdili, že HST je vůbec nejúspěšnějším astronomickým přístrojem všech dob, jak na základě počtu prací, tak i citací. Další pořadí se pak liší podle zvoleného kritéria: podle počtu prací následují radioteleskop VLA v Socorru, družice ROSAT a optická observatoř CTIO v Chile. Pokud se vezmou počty citací, je ROSAT druhá a VLA třetí. Není divu, že zájem o pozorování pomocí Hubbleova teleskopu převyšuje časové možnosti HST stále zhruba šestkrát. Poněkud kuriózně se významným přístrojem na palubě HST stal inovovaný hledáček FGS1r, který dokáže měřit paralaxy či vlastní pohyby hvězd na 0,2 obl. milivteřiny – pětkrát přesněji než družice HIPPARCOS, takže je pro vědu využíván 2,5krát více než populární širokoúhlá kamera WFPC2.

Budoucnost HST je ovšem po zkáze raketoplánu Columbia 1. února 2003 nejasná, protože v dubnu 2003 selhal druhý navigační gyroskop ze šesti nových, instalovaných v r. 1999. K přesné a rychlé navigaci jsou potřebné 3 gyroskopy a životnost těchto mimořádně namáhaných součástek nepřesahuje 5 ÷ 6 let. NASA mezitím ustavila šestičlenný vědecký panel pro posouzení budoucnosti HST, vedený předním americkým astrofyzikem Johnem Bahcallem, jenž vydal v srpnu 2003 doporučení, aby se životnost HST prodloužila pomocí dvou letů raketoplánu v r. 2005/2006 a 2010; to však vedení NASA z bezpečnostních důvodů nakonec odmítlo. Když uvážíme, že plánovaný nástupce HST, dalekohled JWST, bude zřejmě dokončen později než v původně plánovaném r. 2011, jeho zrcadlo se z úsporných důvodů znovu smrsklo na pouhých 6 m a finanční náklady začínají nebezpečně eskalovat, vypadá budoucnost optické kosmické astronomie najednou docela chmurně.

V průběhu roku 2003 se totiž NASA ocitla ve vážné krizi, když Gehmanova vyšetřovací komise ukázala, že hlavním důvodem zkázy Columbie bylo nerespektování doporučení obdobné komise po katastrofě raketoplánu Challenger ke zvýšení bezpečnosti tohoto neobvyklého dopravního prostředku. K tomu sílila kritika projektu Mezinárodní kosmické stanice ISS, která od havárie Columbie může mít jen dvoučlenné posádky, což prakticky znemožnilo další vědecký výzkum na stanici, jenž ani při tříčlenných posádkách nepřinášel výsledky úměrné investicím na úrovni 25 mld. dolarů. Schválení projektu administrativou prezidenta Reagana se nyní považuje za chybu, která váže prostředky NASA, které by se jinak mohly využít mnohem účelněji.

Odborníci též zjistili, že pro některé ambiciózní projekty příštích let neexistují dostatečně silné rakety, takže NASA opatrně sonduje možnost návratu k projektu Prometheus, tj. použít pro příští generaci silných raket nukleární pohon. NASA již zamýšlela postavit experimentální nukleární reaktor SAFE s výkonem 400 kW, ale program byl zrušen v r. 1993. Dostatečně výkonné rakety jsou totiž nezbytné především pro případný pilotovaný let na Mars. Let by měl vědecký význam, pokud by na jeho palubě byli geologové; jinak půjde jen o sportovní výkon. Nejbližší možné startovní okno v době minima sluneční činnosti se otevře v r. 2018, ale to je už asi nereálně brzo. Další okno přijde až kolem r. 2032, což by se snad mohlo zdařit, pokud se do té doby podaří postavit a testovat jaderný reaktor s výkonem alespoň 10 MW. Příslušný meziplanetární koráb by musel mít hmotnost aspoň 600 t, takže se nebude moci celý vypustit ze Země, ale bude potřebí sestavit ho po částech na oběžné dráze. V tomto směru by zkušenost se stavbou ISS přinesla nakonec užitek. Nemalým problémem je i cena projektu. Optimisté uvádějí cifru 100 mld. dolarů, ale to je skoro určitě pouhá dolní mez.

8. 3. Rádiová astronomie

V únoru 2001 byla na heliosynchronní dráhu ve výši 600 km nad Zemí vypuštěna švédská radioastronomická družice ODIN, nesoucí parabolu o průměru 1,1 m, pracující v pásmu mikrovln na frekvencích 119 a 486 ÷ 581 GHz (vlnové délky 0,5 a 2,5 mm). V r. 2003 uveřejnili H. Nordh aj. první vědecké výsledky měření, které se týkají jednak výskytu čar vody a kyslíku v mezihvězdném prostoru, jednak molekul ozonu a NOx ve vysoké atmosféře Země.

U dosud nejvýkonnějšího mikrovlnného 15m radioteleskopu JCMT na Mauna Kea, který pokrývá pásmo vlnových délek 0,35 ÷ 20 mm, byl citlivý bolometr SCUBA podle J. Greavese aj. doplněn o polarimetr, což umožňuje proměřovat polarizaci synchrotronového záření v mezihvězdných mračnech. Radioteleskop má být na základě dohody mezi ústavy z Velké Británie, USA a Holandska v blízké budoucnosti podstatně vylepšen nákladem přes 12 mil. dolarů tak, aby se zvětšilo jeho zorné pole i citlivost. USA a Tchaj-wan se dohodly na vybudování mikrovlnné anténní soustavy SMA, skládající se z 8 parabol rovněž na Mauna Kea za cenu 92 mil. dolarů. ESO a americká NSF vybudují do r. 2011 za 650 mil. dolarů společně obří mikrovlnnou observatoř ALMA v poušti Atacama v Chile v nadmořské výšce 5 000 m na plošině u Cerro Chajnantor. Observatoř bude sestávat ze 64 pojízdných radioteleskopů s průměrem parabolických antén 12 m pro mikrovlnné pásmo 0,33 ÷ 10 mm. V největším rozevření bude rozlišovací schopnost soustavy odpovídat radioteleskopu o průměru 14 km. Jde o nejdražší a také nejambicióznější projekt v historii pozemní astronomie, do něhož se postupně zapojí i řada dalších zemí, např. Kanada a Japonsko. V listopadu 2003 byla v nadmořské výšce 2 900 m n. m. mezi městečky Toconao a San Pedro v Chile zahájena výstavba řídícího a konstrukčního centra observatoře. Zde se budou kompletovat radioteleskopy a soustřeďovat pozorovací údaje v centrálním superpočítači. Radioteleskopy pak speciální tahače dopraví na místo určení, resp. je budou převážet při změnách konfigurace anténní soustavy.

Na opačném, nízkofrekvenčním okraji rádiového spektra došlo v r. 2003 rovněž k významnému pokroku, když holandská vláda schválila investici ve výši 52 mil. euro na výstavbu rozsáhlé anténní soustavy LOFAR pro dekametrové a metrové pásmo 10 ÷ 240 MHz (1,2 ÷ 30 m). Soustava 1 500 velmi levných pevných antén (dipólů ve tvaru obráceného V) bude rozmístěna ve shlucích antén na ploše o průměru až 100 km do r. 2006 a odtud získávané údaje budou zpracovávány na výkonném superpočítači IBM Blue Gene v Groningen. Očekává se, že tyto údaje rozšíří naše vědomosti jako o raném vesmíru (z ≈ 10), tak o kosmickém záření extrémních energií, ale též o struktuře naší Galaxie, rozložení plazmatu v meziplanetárním prostoru a o zemské ionosféře. O. Věrchodanov aj. zveřejnili katalog rádiových zdrojů na základě pozorování dekametrovým (10 ÷ 25 MHz) radioteleskopem UTR poblíž Charkova v letech 1978–1994. Celkem tak bylo objeveno přes 1 800 zdrojů na 30 % oblohy. Z toho 7 % se dosud vůbec nepodařilo identifikovat a 81 % zdrojů postrádá identifikaci v optickém oboru spektra.

8. 4. Astronomické umělé družice

Italsko-holandská družice BeppoSAX, která se zejména zasloužila o identifikaci rentgenových a optických dosvitů zábleskových zdrojů záření gama, byla vypnuta povelem se Země koncem dubna 2002 a zanikla v Pacifiku koncem dubna 2003. Patří k historicky nejúspěšnějším družicím, neboť na základě jejích údajů bylo uveřejněno na 1 500 prací.

G. Bignami shrnul údaje o prvních měsících provozu evropské družice INTEGRAL, vypuštěné na protáhlou dráhu v říjnu 2002, která začala již po měsíci testování vědecká měření. Družice sleduje zábleskové zdroje záření gama, pozůstatky po supernovách, okolí černých děr a neutronových hvězd, jádro Galaxie i vzdálené kvasary v pásmu měkkého záření gama (15 keV – 10 MeV) s dobrou citlivostí a vysokým úhlovým rozlišením. Už v r. 2003 se ukázalo, že jde o jeden z nejúspěšnějších evropských astronomických kosmických projektů, na němž se podílejí také čeští astronomové. Pomocí družice INTEGRAL se totiž podařilo prokázat výskyt antihmoty v centru Galaxie a za jediný rok zmapovat celou oblohu. Důležité údaje, získané prostřednictvím studia jaderných spektrálních čar, se týkají nukleogeneze a radioaktivity prvků v pozůstatcích supernov.

Počátkem r. 2003 odstartovala levná (13 mil. dolarů) a lehounká (60 kg) americká družice CHIPS, určená pro měření nejteplejších (≈ 1 MK) oblastí mezihvězdného prostoru v extrémní ultrafialové oblasti 9 ÷ 26 nm (EUV). Družice obíhá po kruhové dráze ve výšce 590 km nad Zemí. NASA vzápětí vypustila i další astronomickou družici SORCE o hmotnosti 290 kg pro měření sluneční konstanty v optickém a infračerveném pásmu s přesností na 0,01 % a vlivu jejího kolísání na množství ozonu, cirkulaci v zemské atmosféře, mraky a oceány a celkově na pozemské klima. V dubnu 2003 přešla na operační geosynchronní dráhu sluneční družice GEOS 012, sledující nepřetržitě Slunce v rentgenovém oboru spektra. Koncem dubna pak odstartovala na nízkou rovníkovou dráhu další družice NASA o hmotnosti 280 kg, označená GALEX, se zrcadlem o průměru 0,5 m, jejímž úkolem je zmapovat během 28 měsíců vesmír v dalekém ultrafialovém a blízkém infračerveném spektrálním pásmu.

8. 5. Kosmické sondy

V lednu 2003 se podařilo sledovací síti DSN NASA naposledy zachytit rádiové signály vysloužilé (1972–1997) kosmické sondy Pioneer 10 ze vzdálenosti 82 AU (zpoždění 11,3 h), která za 2 mil. roků proletí v blízkosti Aldebaranu (20 pc). Nejvzdálenějším umělým tělesem, s nímž máme dosud spojení, je proto kosmická sonda Voyager 1, která byla koncem r. 2003 vzdálena od Země již 90 AU.

Koncem září 2003 zanikla cíleným dopadem do atmosféry Jupiteru slavná kosmická sonda Galileo, jejíž aparatura byla vypnuta koncem února 2003. Sonda se nesmírně zasloužila o výzkum Jupiteru i jeho Galileových družic, ale též o pozorování unikátního dopadu komety Shoemaker-Levy 9 na Jupiter a snímkování planetek Gaspra a Ida zblízka. Japonská sonda Nozomi v ceně 850 mil. dolarů, směřující k Marsu, byla postižena mohutnou sluneční erupcí v dubnu 2002, kdy následkem přerušení dodávky elektřiny zmrzlo hydrazinové palivo v nádrži raketového motoru, ale to se podařilo v červnu 2003 nakonec alespoň zčásti rozmrazit. Sonda mezitím získala rychlost metodou gravitačního praku při těsných průletech u Země v prosinci 2002 a červnu 2003, takže měla doletět k Marsu v prosinci 2003. Tam se však nepodařilo včas nastartovat korekční motor, takže sonda byla nakonec převedena na sluneční dráhu, aby se náhodou nezřítila na Mars, prolétla v polovině prosince 2003 v minimální vzdálenosti 1 000 km od povrchu Marsu a zmizela v kosmickém prostoru. P. Bond uveřejnil souhrnnou statistiku o letech na Mars během posledních 40 let. Sovětský svaz/Rusko uskutečnili 18 letů, z nichž 15 zcela selhalo a jen 3 byly alespoň částečně úspěšné. Spojené státy měly z 16 letů 10 úspěšných, 2 dosud probíhají a 4 selhání. Celkem k Marsu směřovalo 36 sond, z nichž 10 bylo úspěšných, 4 dosud probíhají, 3 byly částečně úspěšné a 19 letů zcela selhalo.

Z japonské základny v Kagošimě byla počátkem května 2003 vypuštěna půltunová kosmická sonda Muses C v ceně 108 mil. dolarů, přejmenovaná po startu na Hayabusa (Sokol). Pomocí iontového motoru se má po 22 měsících letu setkat s planetkou (25143) Itokawa a po letmém přistání na povrchu jádra komety automaticky odebrat ≈ 1 g vzorků materiálu jádra, které má v r. 2007 přivézt zpět k Zemi.

Z ruské základny Bajkonur v Kazachstanu byla počátkem června 2003 vypuštěna první evropská kosmická sonda Mars Express, nesoucí britský přistávací modul Beagle 2. Ten se však po oddělení od sondy koncem prosince 2003 odmlčel a dosud se nepodařilo určit příčinu jeho selhání. Naproti tomu sonda Mars Express se podle plánu usadila 30. prosince 2003 na parkovací dráze u Marsu. Červnového startovního okna k Marsu využila také NASA, která vzápětí vypustila rakety nesoucí na palubě vozítka pro výzkum Marsu, přejmenovaná po úspěšném přistání v lednu 2004 na Spirit a Opportunity. Koncem října 2003 další velká sluneční erupce zasáhla americkou kosmickou sondu Mars Odyssey a zničila tak aparaturu MARIE, určenou k monitorování sluneční radiační zátěže... Předtím však stačila zjistit, že klidová úroveň sluneční radiace na Marsu ohrožuje potenciální astronauty méně, než se čekalo. Koncem září 2003 pak ESA vypustila minidružici SMART 1 v ceně 120 mil. dolarů o hmotnosti aparatury jen 15 kg, vybavenou rovněž iontovým motorem, která má před koncem r. 2004 doletět k Měsíci po stále se rozvírající spirálové dráze. Jejím hlavním úkolem je vyzkoušet nové techniky navigace a laserové komunikace spíše než vědecký výzkum. Se zcela netradiční metodou dopravy materiálu na Měsíc přišel docela vážně A. Bolonkin, který navrhuje spojit Zemi s Měsícem kabelem, po němž by jezdila 3 t kabina měsíční lanovky rychlostí 6 km/s a dopravovala na Měsíc (popř. i zpět) až 1 000 t materiálu ročně.

8. 6. Netradiční přístrojové metody

Podle M. Amenomoriho aj. je od podzimu 2002 rozšířena sběrná plocha obřího detektoru atmosférických spršek vyvolávaných TeV fotony záření gama, na náhorní plošině Yangbajing v Tibetu v nadmořské výšce 4 300 m. Celková plocha detektoru Tibet IV, pokrytá scintilačními čítači v roztečích 7,5 ÷ 30 m, dosáhla bezmála 37 tis. m2 a zařízení nyní může zaznamenat záření gama přicházející z kteréhokoliv místa na obloze. V říjnu 2003 byl na observatoři Roque de los Muchachos na ostrově La Palma spuštěn plně pohyblivý zrcadlový teleskop MAGIC, složený z 934 zrcadel o výsledném průměru 17 m (sběrná plocha 236 m2), který umožňuje záznam záblesků Čerenkovova záření, jež vzniká v zemské atmosféře průletem paprsků gama, počínaje energiemi od 30 GeV výše. Tak bude možné podrobně prozkoumat spektrum záření gama pro energie vyšší, než to umožnila aparatura EGRET na družici Compton, jež pokrývala rozsah 30 MeV – 30 GeV.

Japonský obří podzemní detektor neutrin Superkamiokande, kde došlo v listopadu 2001 při údržbě k havárii, při níž implodovaly více než tři pětiny z celkového počtu přes 11 tis. fotonásobičů, byl počátkem r. 2003 uveden do částečného chodu tím, že zbylých 4 200 fotonásobičů bylo rovnoměrně rozmístěno na povrchu nádoby s destilovanou vodou, takže je možné opět sledovat průlety neutrin nádobou, byť s nižší četností. Podobně se v červnu 2003 podařilo obnovit měření detektoru BOREXINO pro podzemní detekci neutrin pod horou Gran Sasso v Itálii, které bylo kvůli úniku 50 l nebezpečné chemikálie uzavřeno od října 2002.

8. 7. Astronomické přehlídky, katalogy a virtuální observatoře

V r. 2002 byla dle W. Saunderse aj. dokončena velká přehlídka 2dF galaxií pomocí australského 3,9m reflektoru AAT v Siding Spring, opatřeného vícevláknovým spektrometrem, která započala v říjnu 1997. Celkem prohlédli 5 % oblohy a získali spektra 221 tis. galaxií se z ≤ 0,3. Odtud pak lze zkoumat trojrozměrnou strukturu vesmíru až do vzdálenosti 300 Mpc od Slunce. Na přehlídku naváže v dalších letech ještě rozsáhlejší přehlídka 6dF. Jak uvedl M. Steinmetz, známe dosud jen asi 20 tis. radiálních rychlostí hvězd, kdežto více než 100 tis. měření kosmologických červených posuvů pro galaxie. Tento deficit chce odstranit v projektu RAVE, kdy pomocí Schmidtovy komory UKST v Austrálii změří v letech 2006–10 radiální rychlosti 50 mil. hvězd do I = 15 mag.

Velmi zevrubný přehled o rozvoji hvězdné fotometrie od časů Hipparcha až po rozsáhlé soudobé přehlídky zveřejnil V. Straižys. Od počátku XX. stol. vévodila fotografická fotometrie s rozličnými typy emulzí a filtry. Její přesnost však dosahovala stěží 0,2 mag, takže byla někdy horší než u vizuálních odhadů jasnosti hvězd. Pokrok přinesly až první fotonásobiče ve 40. letech XX. stol., postupně doplněné filtry pro systémy UBV (Johnson a Morgan, 1953) a ubvy (Strömgren, 1963). Katalog Tycho z měření družice HIPPARCOS z konce 90. let minulého století obsahuje fotometrii 1 mil. hvězd do 12 mag a digitalizovaný Palomarský fotografický atlas dokonce jasnosti 2 mld. hvězd ve třech barvách do ≈ 20 mag s přesností lepší než 0,1 mag. S. Monet aj. popsali nový katalog americké Námořní observatoře USNO-B, jenž obsahuje polohy, vlastní pohyby a vícebarevnou fotometrii pro 1,04 mld. hvězd, zobrazených na 7 435 snímcích ze čtyř Schmidtových komor (Flagstaff, Palomar, ESO a UKST) v průběhu posledního půlstoletí. Mezní hvězdná velikost katalogu je V = 21; přesnost poloh je lepší než 0,2″ a přesnost fotometrie 0,3 mag. J. Frieman a M. Subbarao aj. popsali průběh gigantické optické přehlídky SDSS specializovaným 2,5m reflektorem na Apache Point Observatory v Novém Mexiku. Dalekohled se zorným polem 3° má místo kopule pouze odsuvnou střechu a jeho detektorem je mozaika 30 čipů CCD se 120 Mpix. Při pozorování se dalekohled nepohybuje, takže hvězdy a galaxie driftují přes mozaiku během 55 s, což usnadňuje čtení a odstraňuje ztrátové časy při přejíždění z jednoho směru do jiného. Jeden měřený pruh má úhlovou šířku 2,5° a délku 100° a je možné ho celý zobrazit během pouhých dvou pozorovacích nocí. Nároky na kvalitu noci jsou dosti vysoké, takže jen každá pátá noc je vhodná pro měření, přičemž 80 % času zabere spektroskopie. Na druhé straně se v takovém módu daří získat až 6 000 spekter v pásmu 380 ÷ 920 nm během jediné noci.

Cílem projektu je získat základní údaje o 100 mil. galaxií na 1/6 plochy oblohy a spektra pro 600 tis. galaxií a 60 tis. kvasarů. Program pro řízení a zpracování dat obsahuje asi milion řádků příkazů a na celém projektu se podílí na 100 odborníků z USA, Japonska i Evropy. Jak uvádějí K. Abazajian aj., v r. 2003 byla dokončena první pětina přehlídky na 1 360 čtv. stupních oblohy, kde bylo získáno více než 186 tis. spekter hvězd, galaxií a kvasarů do R = 22,6 mag. Polohy objektů jsou přesné na 0,1″ a jejich jasnosti se určují v pěti barevných filtrech.

J. White shrnul současný stav v podpoře národních virtuálních observatoří, které jsou čím dál tím naléhavější prioritou kvůli nesmírným objemům dat z rozličných současných aparatur. Jen sám HST dodává ročně 3,5 TB dat a přehlídka SDSS shromáždila 15 TB za 5 let. Americká NSF uvolnila pro národní virtuální observatoř USA částku 10 mil. dolarů a další observatoře vznikají ve Velké Británii (Astrogrid), státech EU (AVO), v Indii (VOI), Japonsku (JVO) a Austrálii (AVO). V další etapě se pochopitelně počítá s jejich vzájemným propojením, takže konečným cílem je všestranná přístupnost veškerých pozorovacích dat pro všechny dosud zkoumané astronomické objekty z kteréhokoliv počítače na světě nejpozději v r. 2007. Sjednocené evropské virtuální observatoře mají webovou adresu: www.euro-vo.org a světová aliance virtuálních observatoří adresu: www.ivoa.net.

9. Astronomie a společnost

9.1. Úmrtí a výročí

V roce 2003 zemřeli Z. Corn (*1921; hvězdárna Ďáblice), J. Doleček (*1912) a V. Letfus (*1923); dále pak L. Aller (*1913; hvězdná astrofyzika); H. Babcock (*1912; magnetická pole, přístroje); W. Buscombe (*1918; hvězdná astrofyzika); H. Elsasser (*1929; sluneční fyzika), G. Hawkins (*1928; historie); S. von Hoerner (*1919; radioastronomie), V. L. Chochlová (*1927; Slunce, hvězdy Ap); T. Jacobsen (*1901; cefeidy); E. Teller (*1908; astrofyzika) a A. Underhillová (*1920; žhavé hvězdy).

Britský popularizátor astronomie Sir Patrick Moore, F.R.S. se 4. 3. 2003 dožil osmdesátky. Při té příležitosti napsal vlastní životopis. Jeho astronomický televizní měsíčník „Sky at Night“ vysílá BBC bez přerušení od dubna 1957, což je bezkonkurenční rekord televizního one-man-showbyznysu – do konce r. 2002 měl 600 dílů! Sir Patrick se rozhodl věnovat astronomii ve věku 6 let a do 11 let si ušetřil na svůj první dalekohled. Během půlstoletí vydal 62 knih, ale kromě toho stihl doprovázet A. Einsteina na klavír, seznámil se s leteckými průkopníky bratry Wrightovými a skládat hudbu, mj. napsal několik skladeb pro xylofon, na který rovněž sám hraje. Proslulý britský fyzik S. Hawking se dožil v březnu r. 2002 kulaté šedesátky a jeho žena mu koupila k životnímu jubileu hodinový let balonem.

9. 2. Ceny a vyznamenání

Astronomickou celebritou roku se stal nepochybně americký astrofyzik J. Bahcall, který postupně obdržel cenu Davidovy nadace v částce 1 mil. dolarů za výzkum slunečních neutrin, dále pak Zlatou medaili britské Královské astronomické společnosti a konečně (společně s R. Davisem Jr.) Fermiho cenu od amerického prezidenta. Národní vědeckou cenu USA získal kolektiv vědců a techniků JPL v Pasadeně, kteří zkonstruovali během tří let kosmickou sondu nové generace Deep Space. Členy americké Akademie věd (NAS) byli zvoleni astronomové G. Akerlof, W. Freedmanová, S. Kulkarni, H. Melosh a S. Teukolsky Jr. Další významná ocenění obdrželi D. Bogard (Leonardova medaile; Měsíc, meteority z Marsu); V. Ginzburg (Nobelova cena za fyziku; supravodivost, astrofyzika); R. Genzel (Balzanova cena; objev černé veledíry v centru Galaxie); W. Haxton (Betheova cena; neutrinová astrofyzika); F. Hoenig, T. Kudo, S. Fujikawa, C. Juels a P. Holvorcem (cena E. Wilsona za amatérské objevy komet); A. Lange a S. Perlmutter (cena státu Kalifornie; akcelerace vesmíru z pozorování supernov); A. McDonald (Herzbergova medaile; oscilace neutrin ze Slunce); E. Parker (cena Kyoto; sluneční vítr); V. Rubinová (cena Bruceové; ASP; galaxie); R. Sunjajev (Gruberova cena; kosmologie) a J. Vondrák (Descartesova cena EU; rotace Země).

Na domácí půdě obdržel J. Vondrák medaili E. Macha (AV ČR); F. Wilczek (MIT, USA) medaili MFF UK (teoretická fyzika a astrofyzika); J. Kleczek Nušlovu cenu ČAS a J. Grygar cenu Littera astronomica ČAS za seriál Žeň objevů.

U. Marvinová připomněla osobnost amerického geologa a planetologa Ralpha B. Baldwina, který již v r. 1942 správně usoudil, že krátery na Měsíci vznikly dopady meteoritů či planetek, a o 7 let později vyslovil domněnku, že krátery stejného původu musely vznikat i na Zemi. Jeho práci však prestižní astronomické časopisy Astrophys. Journal i Astronom. Journal odmítly, takže nakonec vyšla v časopise Popular Astronomy. Baldwinova jasnozřivost byla nakonec s velkým časovým odstupem dvakrát odměněna Meteoritickou společností – Leonardovou medailí za r. 1986 a Barringerovou medailí v r. 2000. Mimochodem, i tak renomovaný časopis, jakým je britský vědecký týdeník Nature, nepřijal vinou recenzentů k publikaci řadu prací, které se posléze staly klasickými – celkem 20 prací, za něž byly Nobelovy ceny, byly takto v průběhu XX. stol. odmítnuty, mezi nimi např. práce o původu Čerenkovova záření nebo o Yukawově objevu mezonu. Podobně dopadl i S. Hawking, když chtěl ukázat, že černé díry vydávají záření, které dnes nese jeho jméno. Naproti tomu stěžejní Einsteinovy práce z r. 1905 byly přijaty do časopisu Annalen der Physik bez jakékoliv recenze, prostě proto, že se za ně zaručili svou autoritou renomovaní fyzikové M. Planck a W. Wien; přitom Einsteinovi bylo v té době teprve 26 let a pracoval zcela osamocen.

9. 3. Astronomické konference, instituce a společnosti

V červenci 2003 se konalo v Sydney jubilejní 25. valné shromáždění Mezinárodní astronomické unie (IAU), kterého se účastnilo více než 2 000 odborníků z celého světa. Novým prezidentem IAU se stal australský astronom holandského původu Ron Ekers a budoucí prezidentkou se stane v r. 2006 poprvé v historii IAU žena – francouzská astronomka a ředitelka ESO Catherine Cesarsky. 26. kongres IAU se uskuteční po 39leté přestávce v srpnu 2006 v Praze. Na kongresu v Sydney byla předsedkyní komise pro nomenklaturu malých těles Sluneční soustavy zvolena česká astronomka a ředitelka observatoře na Kleti J. Tichá. Celkový počet členů IAU se koncem r. 2002 přiblížil 9 tis. osob. V Tatranské Lomnici proběhly oslavy půlstoletí od vzniku Astronomického ústavu SAV a 60 let od vybudování slavné observatoře na Skalnatém Plese.

H. Abt se zabýval faktory, které ovlivňují produktivitu astronomického výzkumu. Srovnal růst počtu stránek v hlavních astronomických časopisech během let 1970–2000 a zjistil, že průměrný nárůst jejich rozsahu dosáhl v tomto období 333 % (!). (Pro Žně objevů ve stejném období dosáhl nárůst 600 % !!) V průměru publikuje astronom 0,85 práce ročně a toto číslo se během třiceti let prakticky nezměnilo. Autor odtud vyvozuje, že pokrok techniky je rychlejší než adekvátní růst počtu astronomů, takže se současná technika plně nedá využít. Pozoruhodný je nárůst zastoupení žen mezi nejmladší generací amerických astronomů – poprvé v historii převažují nad muži v poměru 57 : 43.

9. 4. Letem (nejen) astronomickým světem

F. Stephenson ukázal, že díky zprávám o zatměních Slunce i Měsíce lze docela slušně přesně určovat změny v rychlosti zemské rotace přibližně již od roku 700 př. n. l. V současné době se změny zemské rotace zohledňují vkládáním přestupných sekund do občanského počítání času v případě, že rozdíl mezi časem UTC a časem atomovým vzroste na ±0,9 s. Tento princip se uplatňuje od r. 1972 a dosud všechny vkládané přestupné sekundy v počtu 32 měly kladné znaménko, tj. v mezidobí se rychlost zemské rotace snižovala. Problém však přesto vzniká, protože časový standard, zavedený od r. 1980 pro družice systému GPS s přestupnými sekundami nepočítá a v současné době už začíná být pro určování polohy letadel nebezpečně chybný. Z toho důvodu Mezinárodní telekomunikační unie uvažuje o zrušení přestupných sekund, což ovšem mohou astronomové stěží přijmout, takže kolem celé na první pohled nevinné záležitosti se vbrzku strhne slušná mela.

S. Diddams aj. v Národním úřadu pro standardy NBS v Boulderu vyvíjejí nový časový a frekvenční laserový normál, které budou až o tři řády přesnější než atomové (ceziové) hodiny, dosahující relativní přesnosti 10-15. Principem zařízení MIST je excitace iontů rtuti laserem s frekvencí 1 PHz. Takové hodiny se rozejdou s ideálním rovnoměrně plynoucím fyzikálním časem o jednu sekundu teprve za 100 mld. roků! To mj. umožní zvýšit přesnost určování poloh v systému GPS na pouhé decimetry a bude se dobře hodit pro měření změn v periodách milisekundových pulzarů.

R. Sampson aj. pozorovali 244 východů a 135 západů Slunce v kanadském Edmontonu s cílem pozorovat vzácné případy anomálně velké refrakce, které se někdy říká efekt Novaja Zemlja, protože tam byl pozorován poprvé. Jelikož anomální refrakce netrvá dlouho, při efektu Novaja Zemlja Slunce vyjde nad obzor, ale znovu se zanoří, a pak vyjde definitivně ještě jednou. Vzácný úkaz se častěji pozoruje při východu než při západu Slunce a spíše v zimě než v létě a nejsnáze za polárním kruhem. Zatímco střední refrakce Slunce u obzoru dosahuje 0,6 ÷ 0,7°, anomální refrakce přesahuje hodnotu 1°. Autoři pozorovali největší refrakci při východu Slunce 2,1° (!), kdežto při západu Slunce nanejvýš 1,1°.

B. Schaefer poukázal na problémy s archivací astronomických pozorování. V intervalu let 1890–1990 bylo na celém světě pořízeno okrouhle 2 mil. astronomických fotografií a 1 mil. astronomických spekter. Z toho 0,5 mil. snímků vlastní Harvardova hvězdárna, která pořizovala přehlídkové širokoúhlé snímky s mezní hvězdnou velikostí 15 ÷ 18 mag od r. 1885 do r. 1989 (s přestávkou let 1953–1968). Každá část nebe byla takto zobrazena alespoň dvoutisíckrát. Na druhém místě je archiv fotografických desek hvězdárny v Sonnebergu v Německu (275 tis. desek) a na třetím bolidové snímky z Ondřejova (110 tis. snímků). Je naléhavě nutné, aby tyto snímky byly digitalizovány, protože jinak se časem poztrácejí nebo znehodnotí. Varováním může být osud snímků pořízených kamerami CCD před r. 1990. Tyto digitální snímky se zaznamenávaly na magnetické pásky a ty už dnes nikdo nepřečte!

H. Abt a C. Boonyarak shrnuli vědecký přínos slavné ultrafialové družice IUE s poměrně skrovným zrcadlem o průměru jen 0,45 m, která fungovala na protáhlé oběžné dráze kolem Země v letech 1978–1996. Během té doby byly její údaje přímo využity v 3 435 pracích, přičemž každá práce byla v průměru citována alespoň 2,7krát ročně, což je znamenitý výsledek v porovnání s nejlepšími astronomickými časopisy, které dosahují 1,8 citace na práci za rok.

T. Ferris poukázal na nové možnosti odborné práce amatérů v astronomii díky novým technologiím, zejména pak dostupnosti digitálních čipů CCD – amatéři mohou pomoci především při objevech nov a hledání planetek křižujících zemskou dráhu. Jedním z nejvýkonnějších astronomů-amatérů na světě je bezpochyby australský duchovní R. Evans, který se naučil nazpaměť vzhled okolí tisícovky nejjasnějších galaxií, což mu umožňuje objevovat supernovy doslova na běžícím pásu. Od r. 1981, kdy je začal hledat, našel do r. 2003 již 37 supernov dalekohledem o průměru zrcadla 0,3 m. Kanadský astronom amatér A. Whitman pozoroval v červenci 2003 pouhým okem Mars (-1,8 mag) ještě 6 min. po východu Slunce a předtím i Siria (-1,4 mag).

M. Casolino aj. posuzovali zprávy kosmonautů na oběžných drahách u Země, ale též při letech Apollo na Měsíc, že viděli světelné záblesky i při zavřených očích. Usoudili, že jde o projevy interakce kosmických paprsků uvnitř oka, za což jsou odpovědné jednak protony,a jednak těžká atomová jádra vysokých energií přilétající z kosmu.

Časopis Mercury přinesl zprávu, že objevitel první planetky Ceres G. Piazzi zveřejnil svůj objev z 1. 1. 1801 až o 23 dnů později a ještě úmyslně udal chybnou polohu tělesa, aby si zachoval prioritu. Tím si pohněval tehdejší významné astronomy, kteří hledali „chybějící planetu“ po vzájemné dohodě o sledování jednotlivých úseků oblohy, především iniciátora projektu barona Franze von Zacha, ale i W. Herschela aj. Na oplátku Piazziho nazvali „mužem, který byl objeven planetkou Ceres“.

V Japonsku byl uveden do provozu nejvýkonnější počítač na světě NEC Earth Simulator, který má výkon až 36 Tflops, což je pětkrát více než mají superpočítače HP ASCI Q v Los Alamos a IBM ASCI White v Livermorově laboratoři v USA. J. Makino aj. však koncem roku referovali o novém japonsko-americkém jednoúčelovém astronomickém superpočítači GRAPE 6 s 2 048 procesory, který dosahuje výkonu 64 Tflops. Superpočítače však nyní neobyčejně zlevní – díky konzolím pro počítačové hry PlayStation. Když se využijí čipy z pouhých 70 konzol, které stojí v maloobchodě bratru 50 tis. dolarů, tak dostanete superpočítač, který umožní řešit i velmi obtížné úlohy z kvantové mechaniky. Rostou také možnosti rychlého přenosu dat na velké vzdálenosti – rekordem r. 2003 byl přenos 1 TB dat na vzdálenost 7 tis. km za necelou půlhodinu (to odpovídá rychlosti přenosu celovečerního filmu na DVD za 7 s). Podle I. Fostera a C. Kesselmana bude potřebí do r. 2007 zvýšit kapacitu paměťových médií na 10 PB kvůli stále rozsáhlejším datovým skladům. (Kdybychom chtěli uložit 10 PB na DVD, budeme jich potřebovat 2,75 milionů!) Ti, kdo spoléhají, že všechno nakonec najdou na internetu, budou nejspíš překvapeni zjištěním, že během půlroku na přelomu let 2002/03 se z internetu vytratila pětina webových adres. Přesto se však množství informací z celého světa za poslední tři roky zdvojnásobilo. Jen během r. 2003 přibylo 5 EB informací, z čehož elektronická pošta představuje 400 PB.

Japonec Y. Kanada využil superpočítače k výpočtu Ludolfova čísla na bilion cifer, čímž trojnásobně překonal rekord z r. 2000. Ačkoliv se cifry Ludolfova čísla využívají pro generátory náhodných čísel, v bilionu číslic se nejčastěji vyskytuje číslice 8 a nejméně (o celý milion) číslice 0. Superpočítačů se dá využít i ke složitým důkazům matematických domněnek, jak ukázal T. Hales, když se svým doktorandem S. Fergusonem prokázali v r. 1998 pomocí superpočítače, že Keplerova domněnka z r. 1611 o tom, že nejúspornějším prostorovým uspořádáním koulí je pyramida, v níž koule vyplní 0,7405 objemu pyramidy, je správná. Důkaz je však tak složitý, že recenzenti práce kontrolu po pětiletém úsilí vzdali pro naprosté vyčerpání. Práce bude patrně uveřejněna v odborném časopise s tou výhradou, že to nikdo nezkontroloval – třeba i takové kontroly převezmou za nějaký čas ještě výkonnější superpočítače. Pozoruhodné je, že už dávno tak vrší trhovci pomeranče nebo jablka do pyramid a dělostřelci minulých století obdobně skladovali dělové koule, aniž by cokoliv počítali a dřeli se s něčím jiným než s těmi koulemi.

10. Závěr

Omlouvám se čtenářům i redakci, že se přehled o soudobých astronomických poznatcích tak opožďuje. Dochází k tomu kombinací několika nepříznivých faktorů, z nichž bych připomněl rostoucí objem pracovních povinností autora souběžně s jeho klesající pracovní výkonností a ovšem také nepřetržitý nárůst tempa přírůstku astronomických poznatků s čím dál tím většími přesahy do fyziky, chemie, geologie a dokonce i biologie, o informatice ani nemluvě. Přitom vyhlídky na zlepšení nejsou valné; řečeno slovy Sira Winstona Churchilla (během bojů ve II. světové válce) „Toto není konec. Není to ani začátek konce, ale možná je to konec začátku.“