Žeň objevů – rok 2004

"Jedinečnou výzvou pro astronomii XXI. stol. je studium vývoje vesmíru, které příčinně sváže fyzikální podmínky ve velkém třesku se vznikem kyselin DNA a RNA."

Riccardo Giacconi (*1931; Nobel 2002)

Úvodem

Rok 2004 přinesl naší astronomii dvě významné společenské události: dubnovou mezinárodní konferenci v Litomyšli k uctění nedožitých 90. narozenin prof. Zdeňka Kopala (1914–2003) a zářijovou společnou konferenci České a Německé astronomické společnosti v Praze, které se zúčastnil též nedávný nositel Nobelovy ceny za fyziku prof. Riccardo Giacconi. Citátem z jeho slavnostní pražské přednášky uvádím souhrn astronomických objevů a událostí, které zatím odolávají zubu času, takže se kvalifikovaly do tohoto bohužel dosti opožděného přehledu.

1. Sluneční soustava

1. 1. Planety Sluneční soustavy

1. 1. 1. Merkur a Venuše

A. Correia a J. Laskar se věnovali dosud nerozřešené otázce „uzamčení“ rotace Merkuru vůči oběžné době v poměru 2/3. Ukázali, že toto uzamčení má dvě příčiny. První z nich jsou chaotické změny výstřednosti dráhy Merkuru v rozmezí od 0 do 0,45 a druhou slapový vliv Slunce, což dohromady přivede rotační periodu do rezonance s oběžnou dobou. Rezonance 2/3 je nejpravděpodobnější v dlouhém časovém údobí, jestliže aspoň na nějaký čas přesáhla výstřednost Merkurovy dráhy hodnotu 0,325.

Událostí století byl dlouho očekávaný přechod Venuše přes sluneční kotouč 8. června 2004, který byl teprve sedmým předpověděným přechodem v historii astronomie. První předpověď spočítal J. Kepler v r. 1629 pro datum 7. prosince 1631, ale tento přechod nikdo neviděl, protože v Evropě byla v té době noc. (Kepler odhadoval, že při přechodu zakryje Venuše až čtvrtinu slunečního kotouče, protože neměl dobrou představu o vzdálenostech a velikostech obou těles. Soudil, že Země je od Slunce vzdálena jen 24 mil. km. Sám se případného ověření předpovědi nedožil, protože zemřel koncem r. 1630.) Kepler nepředpověděl následující přechod 4. prosince 1639; jeho nedopatření však počátkem r. 1639 napravil mladý mimořádně nadaný anglický astronom Jeremiah Horrocks (1619–1641) z Liverpoolu a přechod následně sám pozoroval, podobně jako jeho přítel, obchodník se suknem W. Crabtree. Horrocks tato pozorování i zpracoval, ale zemřel dříve, než je stačil zveřejnit. Rukopis se však náhodou dostal k C. Huygensovi a odtud k J. Heveliovi, jenž Horrocksovu práci publikoval v r. 1662.

V r. 1716 uveřejnil předpověď dalšího páru přechodů (6. 6. 1761 a 3. 6. 1769) Edmond Halley, jenž si jako prvý uvědomil, že úkaz poskytuje jedinečnou možnost určit vzdálenost Země od Slunce, a tím i rozměry všech planetárních drah. Halley neměl naději se události dožít, ale jeho práce měla nesmírný ohlas, který vedl k přípravě pozorování i v odlehlých krajích kolem Indického oceánu, v Jižní Africe, Laponsku a severní Kanadě. Týž výpočet totiž uveřejnil nezávisle také francouzský astronom J. Delisle. Nakonec se vědecká pozorování konala na 110 stanovištích po celém světě a odtud vyšly první hodnoty sluneční paralaxy: v r. 1761 v rozmezí (8,3 ÷ 10,6)″ a v r. 1769 v rozmezí (8,4 ÷ 8,8)″. Podstatně přesnější hodnoty získali astronomové při dalším páru přechodů v letech 1874 a 1882. Současná hodnota sluneční paralaxy je 8,79414″.

V dnešní době existují přirozeně přesnější metody určování rozměrů Sluneční soustavy radarem, ale přesto pozorování vzácného přírodního úkazu neztratilo na půvabu, neboť se stalo výtečnou příležitostí přitáhnout k pozorování zejména nejmladší generaci. To si dobře uvědomili pracovníci Evropské jižní observatoře (ESO), kteří ve spolupráci s dalšími třemi evropskými astronomickými pracovišti včetně Astronomického ústavu AV ČR připravili rozsáhlou pozorovací kampaň evropských středoškolských studentů, kteří měli za úkol jednak zopakovat metodiku měření z XIX. stol. a spočítat odtud délku astronomické jednotky, jednak zdokumentovat celý úkaz v soutěži o nejlepší videoprezentaci. Do soutěže se zapojilo přes 2 700 pozorovatelů z tisícovky evropských škol s velmi významným podílem škol z Česka i Slovenska. Jak uvedli H. Boffin a R. West, průměrná délka astronomické jednotky odvozená z pozorování evropských středoškoláků se lišila od dnes přijaté hodnoty o méně než desetinu promile. Kromě toho česká pobočka Britské rady vyhlásila pro české studenty soutěž o nejlepší webové stránky s tématikou přechodu Venuše a její tři vítězové byli za odměnu pozváni strávit v létě 2004 dva týdny na univerzitách v Londýně, Cambridge a Oxfordu.

Zcela jedinečné pozorování se zdařilo Tomáši Maruškovi ze Stupavy, který zaznamenal během přechodu Venuše i přelet kosmické stanice ISS přes sluneční kotouč – tato sekvence snímků pak doslova obletěla celý svět. Z odborných pozorování uveďme alespoň sledování úkazu černé kapky družicí TRACE – ukázalo se, že tento úkaz nevzniká v atmosféře Venuše, jak se dosud soudilo, ale v atmosféře Země s přispěním efektu okrajového ztemnění Slunce. Podle J. Pasachoffa změřila družice ACRIMsat pokles sluneční konstanty o 0,1 % (o 1,4 W/m2) během přechodu planety, což přesně odpovídá velikosti geometrického zástinu Slunce planetou. Toto pozorování lze využít při vyhodnocování pozorování exoplanet během přechodů před mateřskými hvězdami.

Jak uvádějí J. Meeus a A. Vitagliano, zažijí naší potomci (pokud tu ještě nějací budou) nesmírně vzácné současné přechody Venuše a Merkuru přes sluneční kotouč 17. září 13425 a znovu 26. července 69163. Kromě toho 5. července 6757 dojde k přechodu Merkuru a 5. dubna 15232 k přechodu Venuše přes sluneční kotouč v době úplného zatmění Slunce, což bude vlastně neskutečná pozorovatelská smůla... Marťané budou moci v r. 571741 pozorovat současný přechod Venuše, Země a Měsíce přes Slunce! A. Christou zjistil, že v atmosféře Venuše svítí meteory nejvíce ve výškách 120 ÷ 100 km. Při dané hmotnosti meteoroidu jsou meteory asi o 2 mag jasnější, než kdyby vletěly do atmosféry Země. V principu by je mělo být možné pozorovat z umělých družic Venuše na nízké oběžné dráze v počtu desítek meteorů za hodinu. Hlavní meteorické roje na Venuši přísluší ke kometám Halley, Honda-Mrkos-Pajdušáková, Pons-Brooks, Crommelin, de Vico a k planetce Phaethon. L. Schaeferová a B. Fegley odvodili z radarových měření sondami Pioneer Venus Orbiter a Magellan, že na vrcholcích Venušiných hor je uložen tenký polokovový film sloučenin olova a vizmutu se sírou, jenž výborně odráží rádiové vlny. Francouzskému astronomovi-amatérovi C. Pellierovi se v květnu 2004, kdy osvětlený srpek Venuše představoval jen pětinu plochy disku planety, podařilo pořídit snímek neosvětleného povrchu Venuše pomocí webové kamery u 0,35m reflektoru v infračerveném filtru s propustností kolem 1 μm.

1. 1. 2. Země – Měsíc

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

S. Raymond aj. propočítali 44 modelů vzniku terestrických planet akrecí do vzdálenosti 2 AU a podařilo se jim tak modelově vytvořit 1 ÷ 4 planety. Jejich zárodky vznikly vlivem gravitačních nestabilit ze zrnek v horkém protoplanetárním disku kolem Slunce, které díky akreci vyrostly na planetesimály první a druhé generace. Jakmile začaly tyto planetesimály splývat, zárodky velmi rychle dorostly na dnešní terestrické planety. Modely však dávají planety zcela suché – ve skutečnosti musely během svého dorůstání odněkud získat vodu, ale dodnes se pořádně neví, odkud. Jde zřejmě o dosti realistické výpočty, protože podle A. Hallidaye vznikla Země intenzivním bombardováním jejího zárodku kosmickými projektily asi třikrát rychleji, než se dosud myslelo – za pouhých 11 milionů let. Vyplynulo to ze studia poměrného zastoupení radionuklidů wolframu v zemské kůře. Vlastní zárodek vznikal pozvolnou akrecí planetesimál plných 30 milionů let. R. Morišima a S. Watanabe zjistili, že při obří srážce zárodečné Země s Praměsícem se zásluhou hmoty odvržené ze Země impaktem podstatně snížil moment hybnosti Země, což umožnilo vznik stabilní dvojice Země-Měsíc. Země před impaktem měla asi 9krát větší hmotnost než Praměsíc. Nová studie vzorků grónských hornin z oblasti Akilia zpochybnila tvrzení o nejstarších stopách života na Zemi před 3,85 mld. let. Podle A. Bekkera aj. začalo v zemské atmosféře přibývat molekulárního kyslíku před 2,3 mld. let.

M. Greenfield aj. zjistili, že po bleskových výbojích probíhají v zemské atmosféře jaderné reakce, které se prozradí emisí záření gama, trvající až hodiny po úderu blesku. K objevu postačily detektory záření gama na střeše Fyzikálního ústavu v Tokiu. Bezprostředně po úderu blesku se pozoruje jasný záblesk gama, avšak sekundárně od cca 15. minuty po blesku začíná záření gama opět vzrůstat až do maxima v 70. min po blesku; teprve pak nastává exponenciální pokles. Autoři se domnívají, že příčinou jevu je urychlování elektronů po úderu blesku při energiích až 10 MeV a následná emise gama při jejich opětovném brzdění. Tak např. radioaktivní 40Ar se s poločasem rozpadu 56 min mění na 39Cl. Objev je tak překvapivý, že vedl badatele k vytváření blesků v přírodě uměle. Používá se k tomu miniaturní raketa spojená se Zemí kovovým drátkem, vystřelená do bouřkového mraku s nahromaděným záporným elektrickým nábojem. Indukcí vznikne na zemi kladný náboj a po drátku proti sobě běží jiskry, které otevřou bleskový kanál, následkem čehož se spojovací drátek vypaří při teplotách až 33 kK a vzniká doprovodné záření gama i rentgenové. Záření gama je přitom až 300krát intenzivnější než záření rentgenové, a to je docela velká záhada.

Družice Compton objevila pomocí aparatury BATSE kratičké (1 ms) záblesky záření gama (TGF – Terrestrial Gamma-ray Flash) o energiích fotonů 20 keV – 2 MeV, které přicházely z horních vrstev zemské atmosféry. W. Pačiesas aj. ukázali, že jejich prapříčinou jsou částice kosmického záření vnikající do zemské atmosféry, kde ve výškách kolem 10 km ionizují molekuly atmosféry a uvolňují energetické elektrony. V silném elektrickém poli bouřkových mraků se takové elektrony urychlují ve stratosféře směrem vzhůru a ve výškách kolem 100 km vzniká při jejich srážkách s atomy ionosféry brzdné záření v podobě fotonů záření gama.

V centrálním Grónsku započaly v r. 1996 dva hloubkové vrty do ledu od nadmořské výšky 2 917 m. Vrty narazily v červenci 2003 na skálu a přinesly tak na povrchu ledová jádra o délce 3 027 a 3 053 m, která představují záznam o zemském klimatu za posledních 123 tis. r. s dobrým časovým rozlišením. Na počátku zkoumaného období teplota zemského povrchu zvolna klesala, ale k obratu došlo již před 115 tis. lety, kdy se náhle oteplilo, a v interglaciálu bylo dokonce o plných 5 °C tepleji než dnes.

Jak uvedl J. White, v projektu EPICA v Antarktidě se podařilo odebrat vzorky ledu z hloubky až 3 km, což umožňuje zmapovat průběh změn zemského klimatu za posledních 740 tis. let. V ledu čirém jako sklo se nacházejí bublinky uvězněného „starého vzduchu“, což dává skvělé možnosti zjišťovat změny chemického a izotopového složení zemské atmosféry. Odtud se mj. ukazuje, že perioda návratu ledových dob činí v průměru 100 tis. let, což odpovídá periodě změn výstřednosti zemské dráhy. Naproti tomu perioda kolísání sklonu zemské dráhy vůči ekliptice činí jen 40 tis. let. Naposledy byla výstřednost i sklon zemské dráhy stejná jako dnes před 425 ÷ 395 tis. lety, takže teď poprvé je možné srovnávat, jaký vliv mají oba dráhové parametry na kolísání klimatu. Za dobu 740 tis. roků je ve vzorcích dokumentováno celkem 8 ledových dob. Kdyby nebylo globálního oteplování, přišla by další ledová doba za 16 tis. let. Další vrtání do hloubky je však kritizováno, protože vrt může zasáhnout podzemní jezero Vostok, které je tak unikátní, že by bylo vědecky škodlivé narušit tento „vodní skanzen“.

Od r. 1370 má Západní Evropa dobré údaje o dozrávání a kvalitě vína, což je docela dobrý indikátor změn klimatu. J. Luterbacher aj. zhodnotili vývoj evropského klimatu za poslední půltisíciletí. XX. stol. představuje nejteplejší období za zmíněné období; v letech 1500–1900 byly evropské zimy v průměru o 0,5 °C chladnější než v letech 1901–2000. Nejchladnější byla zima 1708/1709 a nejteplejší léto r. 2003, což podle P. Stotta aj. zvýšilo v Německu, Francii a Itálii riziko úmrtí lidí na dvojnásobek obvyklého průměru pro toto roční období. Mikrovlnná měření družice NOAA za léta 1979–2001 ukázala, že zatímco stratosféra Země se ochlazuje, troposféra se o něco výrazněji otepluje. Zvlášť rychle probíhá oteplování Arktidy, kde se do r. 2100 očekává zvýšení průměrné teploty až o 7 °C.

Pozorování z družic v letech 1985–99 ukázala, že v porovnání s léty 1850–73 ztratily ledovce 18 % své kumulativní plochy a v současné době ustupují sedmkrát rychleji než v polovině XIX. stol. Skleníkový efekt objevil již r. 1827 J. Fourier a kvantitativně jej vysvětlil S. Arrhenius, jenž však úmyslně nepoužíval termínu „skleníkový efekt“, protože ohřev způsobuje nesouměrnost průhlednosti zemské atmosféry pro viditelné a infračervené záření, nikoliv zábrana konvekce vzduchu v uzavřeném skleníku! Podle J. Pennera aj. se donedávna při modelování postupu globálního oteplování uvažovaly jen skleníkové plyny, ale zanedbával se vliv zastoupení aerosolů v zemské atmosféře. Aerosoly slouží na jedné straně jako kondenzační jádra pro vodní kapky či ledové krystalky, ale na druhé straně výrazně odrážejí sluneční záření zpět do kosmického prostoru. Jelikož aerosolů v zemském ovzduší přibývá, rozhodne to podstatně o velikosti globálního oteplení do konce tohoto století – celkový průměrný teplotní přírůstek se bude pohybovat v rozmezí 1,2 ÷ 5,8 °C.

B. Tapley aj. ukázali, že z měření družice GRACE je možné mapovat časovou proměnnost zemského gravitačního pole, protože tato měření umožňují definovat zemský geoid s radiální přesností na 3 mm a plošným rozlišením 400 km. Tak se ukázalo, že časové změny tvaru geoidu nad jižní Amerikou ovlivňuje množství spodní a povrchové vody v povodí Amazonky. Další družice ERS, vybavená radarem, odhalila výskyt abnormálně vysokých vln na oceánech. Během dvou měsíců objevila osm případů 25m vln a dva případy 30m vln. Není divu, že pak nevysvětlitelně troskotají lodi, což přiživuje smyšlenky o tajemných zásazích mimozemšťanů.

K. Tanikawa a M. Soma objevili v čínských a římských písemnostech údaje o pozorování téhož úplného zatmění Slunce dne 17. července 188 př. n. l. v městech Šang An a Řím. Podobně našli data o pozorování zatmění Slunce 28. července 873 n. l. v Íránu (Nišapur; zde šlo o prstencové zatmění) a v Japonsku (Kjóto). Odtud se jim podařilo odvodit okamžité rozdíly mezi efemeridovým (TT) a univerzálním (UT) časem, který činil plné 3,5 h pro r. 188 př. n. l. a 0,95 h pro r. 873 n. l. To dobře souhlasí s výsledkem K. Kawabaty aj., kteří našli v básni Šijing popis zatmění Slunce z 30. listopadu 735 př. n. l. a odtud odvodili, že kolem r. 500 př. n. l. dosáhl rozdíl obou časů plných 5 h, zatímco v době přelomu letopočtů činil 3 h. Jak zjistili M. Soma aj., ve starověké Číně i Japonsku se sluneční den dělil na 12 dvojhodin, přičemž první dvojhodina začínala ve 23 h místního času. Teprve za časů dynastie Song posunuli začátek na 0 h místního času. Astronomické údaje v kronikách se vztahovaly ke 34,5° severní zeměpisné šířky. K. Tanikawa a M. Soma našli v japonské kronice Nihongi důkazy o úplném zatmění Slunce pozorovaném 10. dubna 628 n. l. a o pozorování zákrytu Marsu Měsícem 3. listopadu 681 n. l. Odtud se dá spočítat, že rotace Země se od té doby dodnes brzdila asi 2,2krát méně, než se dosud soudilo.

R. Stothers shromáždil údaje o barevnosti Měsíce během úplných zatmění Měsíce v letech 1665–1800, protože už J. Kepler přišel na to, že se tím dá odhadnout rozsah oblačnosti na Zemi v dané chvíli. Sluneční paprsky se totiž v zemské atmosféře ohýbají a selektivně zeslabují v mračnech, takže s pozměněnou barvou vnikají do plného stínu Země a nakonec ozařují Měsíc. Připomněl přitom průkopnické práce českého astronoma F. Linka z 60. let XX. stol., jenž tento Keplerův postřeh rozšířil také na vulkanický prach, jak se dramaticky ukázalo po výbuchu sopky Krakatau 27. srpna 1883 (podle D. Olsona aj. ovlivnily krvavě zbarvené západy Slunce po výbuchu sopky norského expresionistu E. Muncha, když v r. 1893 namaloval svůj proslulý obraz „Křik“). Data o barevnosti Měsíce před tímto výbuchem však nebyly až do Stothersovy studie publikována. E. Pallé aj. studovali pomocí umělých družic Země dlouhodobé změny jasnosti popelavého svitu Měsíce v letech 1984–2000, čímž se dají nepřímo určit změny v odrazivosti slunečního světla Zemí. Ukázalo se, že až do r. 1995 tato odrazivost zvolna klesala, ale pak se rychlost klesání zvýšila, jenže v prvních letech tohoto století začíná odrazivost Země opět stoupat; tj. oblačnosti přibývá.

Mezi 12. zářím a 18. listopadem 2003 bylo na severní polokouli pozorováno sedm velkolepých polárních září, což přirozeně souviselo s mimořádným vzepětím sluneční činnosti více než 3 roky po posledním maximu. Zvláště erupce ze 4. listopadu 2003 byla vůbec nejmohutnější za celou historii sledování erupcí, když příslušný koronální výtrysk dosáhl rychlosti 2 300 km/s. Jak uvedli D. Baker aj., družice RHESSI odhalila v té době přiblížení van Allenových radiačních pásů k Zemi na vzdálenost pouhých 10 tis. km a „vymazání“ obvyklé mezery mezi vnitřním a vnějším pásem. Ve vnitřním pásu stoupla elektronová hustota 50krát, takže posádka Mezinárodní kosmické stanice se musela uchýlit do stíněné části kabiny. Ohroženy byly i posádky a cestující v dopravních letadlech, která se v té době pohybovala ve vyšších zeměpisných šířkách ve výškách nad 7,5 km. Erupce vyvolala asi čtvrthodinové zahlcení detektorů na družicích a výpadky dálkového rádiového spojení. O dva týdny později se příslušná aktivní oblast na Slunci „odměnila“ Zemi největší polární září za poslední půlstoletí.

1. 1. 2. 2. Meteority

J. Jayawardena shrnul současné názory na povahu tektitů – skelných objektů o rozměrech od mikrometrů až po 100 mm. Nejstarší jsou severoamerické tektity staré 35 mil. roků, jejichž úhrnná hmotnost se odhaduje na 300 Mt. Přísluší k nim impaktní kráter Chesapeake Bay. Následují naše vltavíny (moldavity), staré 15 mil. let s mateřským kráterem Riess Kessl v Německu a tektity z Pobřeží slonoviny s rodným kráterem Bosumtwi v Ghaně, které vznikly před 1,1 mil. roků. Jejich rozptylová pole jsou však poměrně malá. Nejrozsáhlejší rozptylové pole, pokrývající desetinu zemského povrchu, vykazují tektity z Australasie o úhrnné hmotnosti 27 Gt. Ty jsou také nejmladší – jejich stáří činí pouze 750 tis. let. Tektity jsou patrně úlomky pozemských pískovců, vymrštěných při impaktech do vzduchoprázdné „kapsy“ vzniklé průletem kosmického projektilu zemskou atmosférou, které ve vakuu utuhly a vrátily se na Zemi po balistických drahách.

Výjimkou jsou však australity, k nimž se až dosud nepodařilo žádný impaktní kráter přiřadit, ačkoliv podle rozsahu rozptylového pole by měl mít průměr asi 90 km. Autor proto navrhuje bizarní domněnku o tom, že Země měla kolem sebe prstenec podobný obloukovitým prstencům u Neptunu. Vlivem změny gravitačního pole Země díky silnému lokálnímu ohřevu prakontinentu Pangea pak došlo ke zřícení prstence na Zemi – a to jsou australity! D. Clay Kelly a L. Elkinsonová-Tantonová vyzdvihli téměř 50 lahvově zelených tektitů ze dna na jihovýchodě Indického oceánu poblíž Tasmánie. Jejich stáří dosahuje minimálně 5 a maximálně 12 mil. let (rozhraní miocénu a raného pliocénu), takže evidentně předcházejí australity, ale ani pro ně dosud neznáme případný impaktní kráter.

Q. Hout aj. se vrátili k evergreenu v podobě Tunguského meteoritu, když odhalili relativní přebytek prvků platinové skupiny (Pd, Rh, Ru, Co, Sr, Y, Ir) v rašelině v okolí epicentra. Odtud se dá odvodit, že zdrojem přebytku bylo buď kometární jádro, anebo uhlíkatý chondrit o hmotnosti až 1 mil. tun. Podobně G. Matrajt aj. analyzovali chemické složení úlomků z meteoritu Tagish Lake v západní Kanadě. Materiál úlomků je bohatý na uhličitany a mezi organickými látkami nalezli i alifatické uhlovodíky s dlouhými řetězci, což naznačuje mezihvězdný původ tohoto nového typu uhlíkatých chondritů. Rovněž A. Nguyenová a E. Zinner našli v meteoritu Acfer 3 devět silikátových zrnek, která evidentně pocházejí z mezihvězdného prostředí. Totéž zjistili F. Podosak aj. pro proslulý meteorit Murchison, jenž spadl v Austrálii 28. září 1969, když v něm objevili zrnka SiC evidentně mezihvězdného původu. Také zastoupení izotopů stroncia je anomální a odpovídá jejich vzniku tzv. procesem s při nukleosyntéze v červených obrech. Podle K. Nagašimy aj. jde o miniaturní křemíková zrnka s rozměry 0,1 ÷ 1 μm s přebytkem izotopu 17O, což potvrzuje původ z anonymního červeného obra, jenž ve svém nitru vyrobil při termonukleárních reakcích dostatek kyslíku. S. Russellová připomíná, že tyto překvapující objevy umožnily iontové sondy nové generace, jež jsou mimořádně citlivé i na nepatrné množství křemíkových zrnek ve vzorcích.

Jak uvedl A. Halliday, studium zastoupení izotopů hořčíku v mexickém uhlíkatém chondritu Allende z 8. února 1969 dalo zatím nejpřesnější údaj o jeho vzniku na počátku Sluneční soustavy s chybou pouze 50 tis. roků. Chondrit totiž obsahoval radionuklid 26Al s poločasem rozpadu 730 tis. roků, který se měnil na stabilní nuklid 26Mg. Nicméně nejspolehlivější údaj o stáří Sluneční soustavy pochází z rozboru výskytu kalciových vtroušenin hliníku v kazašském meteoritu Jefremovka (pád r. 1962) Y. Amelinem aj.: (4,5672 ±0,0006) mld. roků.

D. Revelle aj. uveřejnili dodatečné údaje o pádu proslulého meteoritu Neuschwanstein ze 6. dubna 2002. Při vstupu do zemské atmosféry měl hmotnost nižší než 0,5 t a rychlost 21,0 km/s. Energie uvolněná při průletu atmosférou dosáhla 4,2 TJ (ekvivalent 30 t TNT). Jen setina této energie se projevila infračerveným zářením a doprovodnými akustickými jevy. Jak uvedli J. Oberst aj., zatím byly v obtížně přístupném alpském terénu nalezeny tři úlomky meteoritu zásluhou dobré spolupráce s astronomy-amatéry. Díky jasné noci v době pádu se podařilo opatřit množství svědectví o průletu objektu zemskou atmosférou.

P. Brown aj. uveřejnili podrobné údaje o pádu meteoritu Park Forest na jižním předměstí Chicaga dne 26. března 2003. Použili přitom jednak družicových záznamů a registrace infrazvuků až ze vzdálenosti 1 170 km od místa dopadu, jednak videozáznamů pořízených 7 amatérskými videokamerami. Meteorit o středním průměru 1,8 m a hmotnosti 11 t vstoupil do zemské atmosféry rychlostí 19,5 km/s pod úhlem 29° k vertikále, začal svítit ve výšce 82 km nad zemí a pohasl ve výšce 18 km. Meteorit se postupně rozpadal při explozích ve výškách 37, 29 a 22 km; dosáhl přitom maximální jasnosti -22 mag! Celková energie uvolněná při průletu dosáhla 2 TJ (ekvivalent 0,5 kt TNT). Meteorit se před vstupem do zemské atmosféry pohyboval prakticky v rovině ekliptiky po dráze se střední poloosou 2,5 AU a výstředností 0,7. Autoři odhadli, že Země se každoročně střetává s půltuctem objektů této velikosti a hmotnosti. Nezávisle S. Simon aj. odhadli maximální hmotnost původního tělesa na 7 tun. Meteorit se v atmosféře Země rozpadl na tisíce úlomků, z nichž stovky o hmotnostech od několika gramů po 5,3 kg byly nalezeny v dopadovém poli o délce 9,5 km. Úhrnem se nasbíralo asi 30 kg úlomků; ve skutečnosti jich asi bylo ještě více, ale část úlovků nálezci neohlásili, popř. je ihned prodali... Úlomky poškodily střechy domů, zaparkovaná auta i okna, ale nikoho nezranily – meteorit dopadl naštěstí až těsně před půlnocí místního času. Mineralogická analýza prokázala, že šlo o chondrit typu L, obsahující převážně olivín a v menší míře též pyroxen vápníku.

E. Gnos aj. se zabývali meteoritem Sayh al Uhaymir 169 o hmotnosti 0,2 kg, jenž byl nalezen v Ománu v lednu 2002. Ukázali, že jde o impaktní brekcii, jež na Zemi přiletěla z Měsíce před necelými 10 tis. lety, odkud byla vymrštěna asi před 300 tis. lety. Meteorit vykrystalizoval před 3,9 mld. let někde pod tehdejším povrchem Měsíce při obřím impaktu, jehož následkem je známá pánev Moře dešťů. Při druhém impaktu před 2,8 mld. let byl vyzdvižen do měsíčního regolitu. Další impakt před 200 mil. lety ho zvedl až na povrch Měsíce, kde odpočíval až do kritického nárazu, jenž ho vymrštil do kosmického prostoru. Podle R. Koroteva byl první meteorit z Měsíce nalezen v Antarktidě v r. 1981 (ALHA 81005). Ukázalo se, že před dopadem na Zemi létal kosmickým prostorem asi 200 tis. let. Dosud máme ve sbírkách 30 meteoritů z Měsíce; všechny další byly nasbírány v pouštích. Tyto meteority pocházejí přinejmenším ze 20 rozličných impaktů kosmických projektilů na Měsíc. Odtud mj. vychází, že raný Měsíc byl z větší části roztavený, takže obsahuje vyvřeliny, a jeho chemická diferenciace byla nesouměrná. Roztavená látka se nejdéle udržela v severozápadním sektoru přivrácené strany Měsíce.

M. Nazarov aj. spočítali průměrný roční přítok meteoritů o původní hmotnosti 0,01 ÷ 1,0 kg, vyvržených z Měsíce a dopadnuvších na Zemi, na necelý kilogram. Pokud má impaktní kráter na Měsíci průměr nad 10 km, pak je prakticky jisté, že vyvržené horniny posléze zčásti dopadnou na Zemi – ta totiž pochytá asi desetinu hmoty, která je při takových impaktech z Měsíce vyvržena. Pikantní na celém procesu je okolnost, že o Měsíci jako zdroji meteoritů uvažoval již známý německý astronom-amatér H. Olbers v r. 1795!

A. Treiman aj. objevili v meteoritu z planetky Vesta stopy po kontaminací vodou v čase -4,4 mld. let, kdy se hornina stará 4,55 mld. let ještě nacházela na planetce. Vodu na planetku zřejmě přinesly komety. N. Artěmijevová a B. Ivanov ukázali, že meteority třídy SNC se sem dostaly z Marsu díky šikmým dopadům kosmických projektilů na Mars. Při vlastním nárazu vznikne velké množství úlomků obsahujících i původní horniny planety, jež jsou vyvrženy buď na balistické, nebo i na kosmické dráhy. Atmosféra Marsu zbrzdí úlomky menší než 100 mm natolik, že se pak po balistických drahách vracejí na povrch Marsu, zatímco větší objekty se mohou z přitažlivosti planety vymanit až v polovině případů. Úlomky jsou při svém vzniku impaktem podrobeny rázovému tlaku až 10 GPa, což je mžikově ohřeje až na 150 °C, ale jelikož teplota po vymrštění rychle klesne na pouhých 40 °C, případné mikroby uvězněné v hornině to nezabije. Ostatně v meteoritech SNC geologové nenašli žádné známky extrémních teplot.

K. Pope aj. porovnávali vzhled impaktních kráterů Chicxulub v Mexickém zálivu a Sudbury ve východní Kanadě. Oba krátery mají tutéž velikost základní prohlubně o průměru kolem 150 km, které jsou obklopeny šesti, resp. pěti, soustřednými prstenci o průměru až 200, resp. 260, km. Z tohoto rozdílu lze podle autorů usoudit, že Chicxulub vznikl dopadem (pomalejší) planetky, kdežto Sudbury způsobilo (rychlejší) kometární jádro.

Významný kanadský astronom P. Millman sestavil na sklonku svého života obsáhlý katalog pozorování bolidů na území Kanady. Katalog obsahuje dle M. Beecha téměř 3 900 zpráv o více než 2 100 bolidech spatřených v letech 1912–1989. Ukazuje se, že výskyt bolidů během roku kolísá tak, že nejvyšší četnost připadá na první třetinu roku. Pouze 12 bolidů v katalogu bylo doprovázeno měřitelnými seizmickými efekty, ale zato více než ve 150 případech bylo slyšet následné burácení rázové vlny. Téměř u stovky bolidů byly během přeletu slyšet tzv. elektrofonické zvuky, vznikající indukcí na předmětech v bezprostředním okolí pozorovatele. Tyto zvuky jsou pravidlem u bolidů jasnějších než -10 mag.

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

B. French poukázal na úlohu kosmických impaktů jako standardního geologického procesu v zemských dějinách. S touto myšlenkou přišli poprvé R. Baldwin a E. Shoemaker v r. 1963, ale v geologii se prosadila až kolem r. 1980, především díky planetologii povrchů Měsíce, planet a jejich družic, které jsou krátery doslova posety. V současné době víme o zhruba 170 impaktech díky odhaleným kráterům o průměrech 0,1 ÷ 300 km, jež se na Zemi odehrály v posledních 2 mld. let.V okolí kráterů nacházíme minerály coesit a stišovit, které vznikly při extrémně vysokých tlacích během impaktu.

Největší z kráterů – Vredefort v Jižní Africe o průměru 300 km – je také nejstarší; vznikl před 2,05 mld. let. Jen o něco mladší je druhý největší kráter Sudbury v Kanadě o průměru 250 km a stáří 1,85 mld. roků. Nejpopulárnější je zajisté kráter Chicxulub v Mexickém zálivu o průměru 190 km a stáří 65 mil. roků, díky práci L. Alvareze aj. z r. 1980 o impaktní příčině celosvětového vymírání organismů v té době. Nejnověji se počítáním pylových zrn podařilo prokázat, že až 3/5 druhů rostlin vymřely velmi rychle právě v té době (pylová analýza má mnohem lepší časové rozlišení než fosilie živočichů). Nicméně J. Urrutia-Fucugauchi aj. a G. Kellerová aj., kteří použili vzorků z nejnovějších vědeckých vrtů v oblasti Mexického zálivu, zjistili, že impakt se odehrál o 300 tis. roků dříve, než nastalo masové vymírání rostlin a živočichů! Pokud se tento časový rozdíl mezi impaktem a masovým vymíráním potvrdí, otvírá se znovu otázka, co bylo skutečnou příčinou jak této, tak i dalších epizod masového vymírání v dějinách Země.

Podle R. Tagleho a P. Claeyse došlo k sérii katastrofálních impaktů před 36,5 ÷ 34 mil. let. Impakty největších těles této série o průměru asi 5 km po sobě zůstavily krátery Popigai na Sibiři (průměr 100 km; stáří 35,7 mil. roků) a Chesapeake Bay ve Virginii (průměr 85 km; stáří 35,5 mil. roků). Autoři se domnívají, že šlo o největší úlomky planetky z hlavního pásu, která byla předtím sama rozbita impaktem a následkem toho se dostala na dráhu křižující Zemi. P. Heck aj. upozornili, že po dopadu velké planetky je do okolí Země vymrštěno velké množství úlomků, které se vracejí na Zemi v průběhu řádově stovky tisíc let. To může prohlubovat ekologickou krizi a prodloužit epochu vymírání organismů.

E. Rigbyová aj. hledali příčinu nápadného ochlazení zeměkoule v letech 536–545 n. l., kdy nastal vlivem neúrody velký hladomor v Evropě, ale klimatická katastrofa postihla nejen Evropu, nýbrž i Asii a celou Ameriku. Dokládají to jednak studie letokruhů na stromech z Irska, Skandinávie, USA, Mongolska i Argentiny, jednak čínské záznamy popisující zeslabení svitu Slunce či „suchou mlhu“. Podle všeho dosáhl pokles průměrné roční teploty 3 °C a dlouhá zima trvala plných 18 měsíců. Jelikož z té doby není žádný doklad o výbuchu velké sopky, autoři se domnívají, že se tehdy Země srazila s úlomkem komety o průměru jádra ≈ 0,5 km.

V každém případě je pozoruhodné, že po dlouhé miliardy let je četnost dopadů kosmických projektilů na Zemi poměrně stálá. Pouze v raném období těžkého bombardování před 4 mld. let byla tisíckrát vyšší než dnes. Dosud se podařilo objevit asi 2 700 blízkozemních objektů (NEO), z toho asi 600 je potenciálně nebezpečných, protože mají průměr nad 1 km. Odhaduje se, že seznam takto velkých objektů bude úplný již kolem r. 2008, ale menší tělesa mohou rovněž způsobit značné škody. Objekty o rozměrech pouhých 50 m mohou vyvolat katastrofy srovnatelné s pádem Tunguského meteoritu, kdy se uvolnila ničivá energie řádu 10 Mt TNT.

C. McInnes přišel s modifikací metody odklonění křižující planetky či kometárního jádra nárazem dostatečně hmotného projektilu. Současná úroveň raketové techniky totiž umožňuje udělit projektilu při srážce s nebezpečným objektem relativní rychlost nanejvýš 15 km/s, což se zdá být málo pro 1 km kamenná tělesa. Autor proto navrhuje vybavit projektil rozměrnou sluneční plachtou, která by dokázala dostat projektil na retrográdní dráhu (vůči planetce), což by zvýšilo rychlost střetu až na 60 km/s, tj. pro stejnou energii nárazu by se dala hmotnost projektilu zmenšit 16krát. McInnes spočítal, že pro bezpečné odklonění kamenné planetky o průměru 1 km by pak stačil nosič o hmotnosti 3,4 t, z čehož na plachtu o průměru 330 m by připadlo 0,55 t a na vlastní projektil pouhých 0,65 t. Ideální by bylo naplánovat střet na přísluní planetky, kdy se rychlost střetu ještě zvýší. Celý projekt by stál asi 150 mil. dolarů, z čehož 60 mil. dolarů by stála sluneční plachta.

D. Korycansky vymyslel dokonce způsob, jak pomocí planetek zachránit Zemi před přehřátím, které jí dlouhodobě hrozí proto, že podle modelových výpočtů vývoje Slunce se jeho zářivý výkon trvale zvyšuje, což by mělo způsobit vypaření pozemských oceánů zhruba za 1 mld. let, neboť poloměr dráhy Země kolem Slunce je prakticky stálý. Autor proto navrhuje, aby naši potomci zařídili postupné vzdalování Země od Slunce, k čemuž by se hodila nějaká planetka z Edgeworthova-Kuiperova pásu o průměru kolem 100 km, která je v současné době vzdálená od Slunce přibližně 325 AU a obíhá kolem Slunce v periodě zhruba 6 tis. let. Prvním krokem by tedy bylo změnit dráhu oné planetky tak, aby se její přísluní posunulo do těsné blízkosti Země – na vzdálenost řádu 10 tis. km od Země. To znamená, že každých 6 tis. let by planetka předala Zemi energii dostatečnou k odsunu Země od Slunce cca o 75 km. Jelikož Slunce bude zvyšovat svou jasnost ještě asi 6 mld. roků, znamená to, že v tomto mezidobí by planetka proletěla kolem Země milionkrát a tak odsunula Zemi do potřebné vzdálenosti 1,5 AU, kde bude v té době příhodně teplo pro kapalnou vodu na Zemi... Celý scénář není ovšem bez rizika: planetka se může srazit se Zemí nebo s Měsícem, zvýší se slapy, resp. změní se rychlost zemské rotace.

Ničivé zemětřesení v jihovýchodní Asii 26. 12. 2004 vyvolalo otázku, zda takový úkaz nemůže být spuštěn kosmickým vlivem, tj. slapovým působením Měsíce a Slunce. E. Cochranová aj. se domnívají, že se to může stát u mělkých zemětřesení, která opravdu nastávají častěji tehdy, když se měsíční a sluneční slapy sejdou ve fázi. Přirozeně pak každé velké zemětřesení může vyvolat další sekundární zemětřesení.

L. Beckerová aj. soudí, že i vůbec největší doložené vymírání živočichů před 251 mil. let (rozhraní perm/trias) způsobil dopad planetky. Tehdy během 160 tis. roků vyhynulo 90 % druhů v mořích a oceánech a 70 % druhů suchozemských živočichů. Spad z tohoto impaktu byl údajně nalezen v Antarktidě, Austrálii, Číně a Japonsku. Impaktní kráter Bedout High o průměru přes 160 km je prý ponořen do oceánu u severozápadního pobřeží Austrálie mezi Perthem a Darwinem, kde se pod příkrovem lávy nacházejí rázově přeměněné horniny, staré 250,1 mil. roků. Tuto studii však kritizovali P. Wighall aj., kteří v okolí údajného impaktu nenašli žádné impaktní vyvrženiny ani přebytek iridia, a dále P. Renne aj., kteří podobně nezískali žádné doklady o impaktu ve vzorcích z ropných vrtů v této oblasti. Konečně R. Mundil aj., kteří odebrali vzorky zirkonů z té doby v 9 lokalitách v Číně, dostali pomocí radiochronologie stáří kritických vrstev 252,6 mil. roků, což je více než o milion roků dříve, než dopadl údajný australský meteorit. Toto revidované stáří však dobře souhlasí s mimořádnou vulkanickou aktivitou sopek na tehdejší Sibiři!

Lidstvo skutečně mohou řádně potrápit druhotné následky sopečných výbuchů, jak se o tom mohli přesvědčit obyvatelé Islandu v r. 1783, kdy tam mocná erupce vulkánu Laki dosáhla výše 13 km a sopka během 8 měsíců své aktivity zabila asi 10 tis. lidí, především jedovatými zplodinami výbuchu. Odhaduje se, že do atmosféry se dostalo asi 120 Mt SO2, 7 Mt HCl a 1 Mt HF a v aerosolech se tyto zplodiny dostaly na celou severní polokouli, což se odrazilo na významném zvýšení úmrtnosti především ve Velké Británii a Francii. Geologové se domnívají, že islandská sopka Katla v r. 934 n. l. způsobila ještě dvakrát větší zkázu, i když přímé zprávy o katastrofě nejsou. Jelikož intervaly mezi takovými sopečnými erupcemi se pohybují od 500 do 1 000 let, lze si představit, že pro technickou civilizaci a husté osídlení by to bylo ještě horší, protože by ze záchranných akcí byla na celé polokouli na dlouhé měsíce vyřazena letadla i vrtulníky kvůli prachu a agresivním plynům.

D. Smith aj, si položili otázku, jaké škody by způsobil příliv ionizujícího záření, vyvolaného kosmickými katastrofami typu obří erupce na mateřské hvězdě, popř. výbuchem blízké supernovy nebo dokonce zábleskovým zdrojem záření gama, pro život na exoplanetě terestrického typu. Modelové výpočty ukázaly, že tenká atmosféra exoplanety (s plošnou hustotou do 1 000 kg/m2) propustí k povrchu i pronikavé záření gama, zatímco tlustší vrstva (např. atmosféra Země) toto záření většinou zadrží. Přesto i tlustá atmosféra je prostupná pro katastrofické události, které nastávají v průměru jednou za 10 mil. let. Z toho důvodu je Mars téměř určitě sterilní, protože jeho tenkou atmosférou snadno prostupovaly energetické částice ze slunečních erupcí, které naprosto spolehlivě zlikvidovaly případné zárodky života v podobě mikroorganismů. Podobně B. Thomas aj. zjistili, že v průměru jednou za miliardu let dojde k vzplanutí gama ve vzdálenosti do 2 kpc od Země, což vymaže během několika sekund ochrannou ozonovou vrstvu v zemské atmosféře a na povrch Země bude dopadat o řád více nebezpečného záření UV-B, než je dnes běžné. Jelikož však před miliardou let se život na Zemi vyvíjel patrně pouze v oceánech, kde byl před ultrafialovým zářením v bezpečí, tak jsme v mezidobí měli buď štěstí, anebo se statisticky vzato právě blížíme k soudnému dni...

1. 1. 2. 4. Měsíc

Proslulá měsíční iluze (Měsíc u obzoru se pozorovateli jeví asi 2,4krát úhlově větší než poblíž zenitu) stále nemá kloudné vysvětlení; je však zřejmé, že k ní dochází až v lidském mozku. Ve skutečnosti je Měsíc v zenitu o celý poloměr Země blíže k pozorovateli, než když vychází nad obzorem, a měl by být tudíž v zenitu úhlově větší! To nyní potvrdil F. Suits, jenž srovnal příslušné snímky Měsíce – rozdíl v úhlových rozměrech dosahuje až 1,5 %! V Linkově Astronomickém praktiku z r. 1950 byl otištěn vtipný návod na vizuální fotometrii Měsíce v době úplných zatmění: Měsíc pozorujeme odrazem na lesklé kulové vánoční ozdobě, v níže se jeví jako bodový zdroj, který se dá dobře srovnat s jasnostmi bodových hvězd. Bohužel, dnes už ten návod nelze použít, protože vlivem světelného znečištění vidí pozorovatel na ozdobě spoustu falešných odlesků žárovek a výbojek, které přezáří slabý svit Měsíce...

A. Upgren upozornil na málo známý fakt, že jasnost Měsíce v úplňku i při dobře průzračné obloze kolísá vlivem výstřednosti dráhy Měsíce kolem Země o plných 10 %, tj. o 0,1 mag. Další kolísání až o 0,03 mag způsobuje výstřednost dráhy Země kolem Slunce. Kdybychom měřili jasnost Měsíce v úplňku vně atmosféry Země, tak bychom dostali nejvyšší hodnotu -12,74 mag, zatímco na povrchu Země dostaneme maximálně -12,44 mag, což odpovídá osvětlení 0,32 luxu, pokud Měsíc svítí v zenitu. Při úhlové výšce Měsíce 60° nad obzorem však má úplněk nanejvýš -12,14 mag. Když je krajina pokryta sněhem, lze pak při měsíčním úplňku číst venku noviny. (Kdyby byla jasnost úplňku jen o něco málo vyšší, přestal by se lidem během úplňkových nocí tvořit tak potřebný hormon melatonin.).

Jakmile se fáze Měsíce začnou od úplňku vzdalovat, jasnost Měsíce velmi rychle klesá, takže v první či poslední čtvrti dává jen 8 % jasnosti úplňku a měsíční srpek pouze 1,2 % jasnosti úplňku. Povrch Měsíce totiž není vyleštěný, ale naopak velmi drsný, takže odraz a rozptyl slunečního světla silně závisí na úhlu dopadu slunečních paprsků.

A. Orin aj. shrnuli současný stav měření vzdálenosti Měsíce od Země laserem pomocí retroreflektorů, jež tam zanechaly posádky programu Apollo. K těmto měřením se v USA užívá 3,5m reflektoru na observatoři Apache Point v Novém Mexiku v nadmořské výšce 2 800 m. Výkonný laser umožňuje z každého vyslaného laserového impulzu zachytit 2 ÷ 10 fotonů, což stačí k určování vzdáleností Měsíce s přesností na milimetry! Měření mohou probíhat i během měsíčního úplňku, ale také za denního světla. Tak je možné ověřovat s vysokou přesností řadu předpovědí nepatrných efektů obecné teorie relativity včetně silného principu ekvivalence.

Nejnovější výzkum Měsíce radarem nepotvrdil výskyt vody (ledu) pod povrchem. Zato se možná měsíční regolit může jednou dle G. Kulcinského aj. stát zdrojem lehkého izotopu helia 3He, vhodného pro pokročilé termonukleární reaktory budoucnosti. Lehkého helia se totiž na Zemi vyrobilo až dosud nanejvýš pár set kg jako vedlejšího produktu při výrobě vodíkových pum, kdežto v měsíčním regolitu ho může být údajně alespoň milion tun. Lehké helium je totiž součástí slunečního větru, který dopadá na měsíční povrch. Tam se helium uloží do regolitu a střádá za celou historii Sluneční soustavy. Technické obtíže s extrakcí rozptýleného helia z regolitu jsou ovšem nepředstavitelné a případná přeprava mnohatunových nákladů na Zemi by také stála hodně energie, takže výsledek takového dolování je podle dnešních vědomostí silně pochybný.

Podle J. Geisse aj. byly během pěti přistání astronautů z programu Apollo na Měsíci vystaveny hliníkové fólie slunečnímu větru. Jejich analýzou se pak zjistilo, že celkové množství helia ve slunečním větru kolísá s časem v poměru až 1 : 4, přičemž poměr těžkého a lehkého izotopu 4He/3He činí 2 350 : 1. Sluneční vítr dále obsahuje izotopy neonu a argonu; zatímco neon je hojnější, argon je vzácnější než 3He. Podle M. Ozimy aj. je zastoupení argonu, xenonu a plutonia na Měsíci překvapivě vysoké a lze je aspoň zčásti vysvětlit předpokladem, že v dávných dobách spadly do Slunce nějaké planety o hmotnostech srovnatelných se Zemí. B. Ray Hawke aj. odhadli z viditelnosti měsíčních paprsků, vybíhajících z impaktních kráterů, že nejstarší z nich vznikly impakty před 1,1 mld. roků. Nejlépe je pozorujeme kolem kráteru Koperník, který je starý 800 mil. let.

Jak uvádí H. Palme, současná představa o vzniku Měsíce vychází z domněnky poprvé zformulované W. Hartmannem a K. Davisem v r. 1975, že v rané epoše formování Země se odehrála téměř tečná srážka Země s Praměsícem. V r. 1986 uveřejnili W. Benz aj. numerickou simulaci průběhu srážky s 3 tis. částicemi, která domněnku v zásadě potvrdila. Nyní R. Canup výpočet zopakoval se 120 tis. částicemi a potvrdil tak, že 80 % materiálu dnešního Měsíce pochází z pláště Praměsíce; zbytek je pozemský „přívažek“. Zatímco třetinu hmotnosti Země tvoří železo, na Měsíci představuje železo jen 10 % hmotnosti Měsíce. Ve skutečnosti však jak zárodečná Země, tak Praměsíc měly železná jádra o třetině vlastní hmotnosti. Tehdejší hmotnost Země představovala 95 % hmotnosti dnešní, kdežto Praměsíc měl kolem 12 % hmotnosti Země. Tečná srážka obou těles způsobila, že jádro Praměsíce se srazilo se Zemí dvakrát – poprvé srážku přežilo, ale silně se zabrzdilo, takže při druhém střetu uvízlo v Zemi a ohřálo se tím až na 10 kK, takže se vypařilo. Nicméně i dnešní Měsíc obsahoval tolik radioaktivních prvků, že se znovu ohřál, takže na jeho povrchu se nalézají vyvřelé horniny (bazalty) s vysokým zastoupení oxidů železa.

1. 1. 3. Mars

Událostí roku se zajisté stala dvě robotická vozítka (rovery), která počátkem ledna 2004 úspěšně přistála na protilehlých polokoulích Marsu (Spirit v kráteru Gusev a Opportunity v kráteru Terra Meridiani na planině Meridiani Planum) a brzy potom zahájila svůj výzkumný program. Ten získal i významnou veřejnou publicitu, jak dokazuje fakt, že na jaře 2004 přesáhl zájem o záběry z vozítek na internetu tradičně vždy vedoucí zájem o pornografii. Kamerám na vozítkách se 4. a 10. března 2004 zdařila unikátní pozorování přechodů družic Deimose a Phobose přes sluneční kotouč. Vozítka také k překvapení projektantů hladce přežila první zimu na Marsu, která vrcholila 30. září 2004. Podle S. Squyrese zaznamenalo vozítko Spirit první průlet meteoru atmosférou Marsu; šlo prý zřejmě o rojový meteor.

Ve stínu rejdících vozítek poněkud zanikl jiný úspěch, který si připsala na své konto poprvé Evropská kosmická agentura (ESA), když o Vánocích 2003 dopravila na plánovanou oběžnou dráhu kolem Marsu kosmickou sondu Mars Express – jde o vůbec první evropskou kosmickou aparaturu, která dosáhla 2. kosmické rychlosti. V tomto exkluzivním kosmickém klubu jsou dosud jen USA, býv. SSSR a Japonsko (japonská sonda Nozomi však pro vážné technické problémy nezískala při průletu kolem Marsu v prosinci 2003 žádná data). Jelikož Mars Express je mj. vybaven stereoskopickou kamerou HRSC a nese i palubní radar, znamená evropská mise nepochybně novou etapu v dálkovém průzkumu Marsu, navzdory ztrátě přistávacího modulu Beagle 2. Již na jaře 2004 zjistili V. Fromisano aj. pomocí této sondy, že v atmosféře Marsu je, byť v malé míře (v poměru 10-8), zastoupen methan. To by se dalo vysvětlit činností mikroorganismů, jež žijí pod povrchem planety, protože methan se odněkud musí stále doplňovat. Pravděpodobněji však jde o produkt sopečné činnosti, která na Marsu patrně dosud neskončila a tu a tam se epizodicky obnovuje. Ostatně i na Zemi se vyskytuje methan v permafrostu, který rovněž tušíme pod povrchem Marsu.

Nejúspěšnější kosmickou sondou u Marsu se počátkem r. 2004 stal Mars Global Surveyor (MGS), pracující na oběžné dráze kolem Marsu již od poloviny září 1997. Celkovým počtem 170 tis. snímků překonala výkon všech předešlých sond dohromady a délkou služby též výkon přistávacího modulu kosmické sondy Viking 1. Systematické mapování povrchu planety zahájila sonda MGS v březnu 1999. Zatímco širokoúhlá kamera na MGS pořizuje denně snímky celé planety, úzkoúhlá komora s lineárním rozlišením 4 ÷ 5 m zobrazila dosud asi 4,5 % povrchu Marsu. Zlepšením pointačního programu se v r. 2004 podařilo zvýšit lineární rozlišení kamery na 1,5 m a tak zobrazit z oběžné dráhy vozítko Spirit i stopy jeho jízdy terénem cestou ke kráteru Bonnevile.

V srpnu 2004 skončil základní program americké kosmické sondy Mars Odyssey, která začala měřit v únoru 2002, takže v lednu 2004 už sledovala planetu po celý marsovský rok. Sonda pomocí infračervené aparatury THEMIS zobrazila v infračerveném oboru celý povrch planety s rozlišením 100 m; souběžně probíhala též optická měření na jižní polokouli Marsu s rozlišením 20 m a přehlídková měření povrchu planety spektrometrem gama. Jak uvedli B. Levrard aj., sonda tak objevila tlusté usazené vrstvy ledu ve vyšších areografických šířkách nad 60° na obou polokoulích Marsu. Podle jejich názoru vznikají usazeniny díky proměnnému sklonu rotační osy Marsu k rovině oběžné dráhy. Při sklonu menším než 25° sublimuje vodní led v okolí rovníku a kondenzuje ve vyšších šířkách, takže během posledních 10 mil. roků tam tloušťka usazenin ledu dosáhla několika metrů. Sonda Mars Odyssey je stále ve výborném stavu, takže její provoz dále pokračuje; lze tak nacházet případné změny na povrchu planety.

Ze střednědobého hlediska jsou takovými změnami proslulé prachové bouře, které vzácně dosahují celoplanetárního rozsahu a znemožní tak studium Marsu z oběžné dráhy. A. Pankine a A. Ingersoll ukázali, že bouře se obvykle začínají rozvíjet, když je Mars poblíž přísluní a na jeho jižní polokouli končí zrovna jaro. Toto pravidlo však neplatí jednoznačně; je docela překvapující, že často se bouře omezí jen na malou část povrchu nebo se neobjeví vůbec. Autoři z toho usuzují, že podmínky pro vznik bouří jsou takříkajíc na hraně, což komplikuje předpovědi jejich vzniku.

F. Forget porovnal ráz počasí na Marsu a na Zemi. Obě planety se navzájem podobají pasátovými větry vanoucími poblíž rovníku a baroklinickými celoplanetárními vlnami ve vyšších šířkách. Mars je ovšem chladnější a sušší než Země, takže tam prakticky neexistují vodní mračna, ale zato tam může přímo z atmosféry kondenzovat CO2 v podobě sněhových vloček, což se stává během zimy v polárních oblastech planety. Podle měření ze sondy Mars Odyssey vymrzá v zimě až třetina atmosféry do příslušné polární čepičky, takže na Marsu během roku nápadně kolísá atmosférický tlak. V porovnání se Zemí se v meteorologii Marsu více uplatňuje zvířený minerální prach.

Jak uvedli G. Neukum aj., stereoskopické snímky kosmické sondy Mars Express prokázaly, že vulkanické kaldery na Marsu se během poslední miliardy let opakovaně aktivovaly. Pásma Tharsis a Elysium byla zřejmě geologicky aktivní dokonce po několik miliard let. V oblasti Tharsis byly činné sopky ještě před 100 ÷ 200 mil. let. Nejnovější známky vulkanické aktivity jsou jen 2 mil. let staré, čili sopečná aktivita není vyloučena ani v budoucnu. Na úpatí sopky Olympus Mons lze nalézt známky ledovcové aktivity před 4 mil. let. Ve výškách nad 7 km lze na úbočích obřích sopek vidět epizody ledovcových proměn; není vyloučeno, že v největších výškách jsou ledové usazeniny zakryty sopečným prachem. Po úbočích sopek Olympus Mons a Hecates Tholus evidentně stékala tekutá vody, která pak mrzla a vytvářela ledovce. Velmi mladé ledovce byly objeveny i v tropickém pásmu Marsu.

T. Donahue uveřejnil práci, v níž dokazuje, že Mars získal vodu akrecí planetek a kometárních jader, které obíhaly kolem Slunce ve vzdálenostech nad 2,5 AU. Množství takto akreované vody by za příznivých teplotních podmínek mohlo vytvořit na Marsu souvislý oceán hluboký 600 ÷ 2 700 m. Jenže M. Car a J. Head soudí, že na Marsu nikdy nebylo dost teplo pro kapalnou vodu, čili na jeho povrchu nikdy nepršelo, ale možná tam sněžilo. Svědčí o tom kaňony a rozbrázděné svahy sopek, po nichž stékaly ledovce a na jejichž dně vlivem vysokého tlaku led tál na tekutou vodu. Jestliže je teplota ledového příkrovu 230 K, pak v hloubce 50 m pod povrchem už led v podmínkách Marsu skutečně taje.

S. Squyres aj. a D. Vaniman aj. spatřují argumenty pro „vlhký Mars“ ve výskytu solných usazenin a sulfátů na povrchu Marsu. Místy prý tam mohou být až 300 m tlusté vrstvy solí vápníku a hořčíku. Také R. Kuzmin aj. tvrdí, že měření z detektoru neutronů HEND na palubě kosmické sondy Mars Odyssey naznačují přítomnost vody vázané v minerálech ve svrchních 2 m regolitu Marsu. Nejnověji pak dle J. Bibringa aj. zjistila sonda Mars Express pomocí spektrometru OMEGA v pásmu 0,35 ÷ 5,1 μm vodní led v oblasti jižní polární čepičky těsně před vrcholem léta na jižní polokouli Marsu. Protože sondy Mars Odyssey i Mars Express odhalily z oběžné dráhy říční delty a meandry a na horním toku vyschlých řek i pozůstatky po jezerech a na úbočích kopců dešťové strouhy, sílí tak podle R. Williamsové aj. názor, že kvůli výjimečné shodě okolností, tj. dostatečnému skleníkovému efektu SO2 a CO2, přece jen někdy v minulosti teklo po povrchu Marsu hodně alespoň přívalové vody. Totéž si myslí B. Hynek, který na základě snímků ze sondy Mars Odyssey odhadl rozsah dávných vodních solných louží na Marsu v oblasti Terra Meridiani na 300 tis. km2.

Největší odezvu měl však dle J. Moora a D. Catlinga objev malých konkrecí hematitu roverem Opportunity, tzv. „borůvek“. Hematit (Fe2O3) je totiž minerál, který vzniká za přítomnosti vody. C. Allen aj. poukázali na obdobný vznik hematitu na Zemi v nalezištích v jihozápadních USA a v Austrálii – zde jde o mineralizované kolonie hub a mikroorganismů. Pokud však nebudou vzorky hematitu z Marsu k mání na Zemi, nelze o jejich původu bezpečně rozhodnout. Totéž vozítko objevilo podle M. Elwooda Maddena aj. minerál jarosit, jehož vznik vyžaduje vlhké oxidující a kyselé prostředí. Minerál přežívá na Zemi jen v suchých pouštích, což je prostředí typické pro současný povrch Marsu.

Ačkoliv se dnes většina výzkumů Marsu odehrává buď přímo na povrchu planety, anebo z nízké oběžné dráhy, S. Sheppard aj. využili velkoplošné digitální mozaiky MegaCam (36 čipů CCD o celkové kapacitě 340 Mpix; zorné pole 0,96° × 0,94°) u 3,6m dalekohledu CFHT k prohlídce Hillovy sféry Marsu s cílem odhalit případné další přirozené družice planety. Do mezní hvězdné velikosti R = 23,5 však žádné těleso nenašli, tj. Mars nemá kromě Phobose a Deimose žádné další družice s průměrem větším než 90 metrů.

1. 1. 4. Jupiter

S. Marcus využil podrobných snímků oblačného příkrovu Jupiteru z kosmických sond Voyager z r. 1979 i předešlých pozemních pozorování k odhadu globálních klimatických změn v atmosféře Jupiteru. Proslulá Velká rudá skvrna přetrvává v atmosféře planety stále na stejném místě již od objevu v r. 1665. Rovnoběžně s rovníkem probíhá podél oblačných pásů tucet tryskových proudění. Před 25 lety se v atmosféře Jupiteru vyskytovalo celkem 80 vírů (bílých oválů). Tři bílé ovály vznikly ve 30. letech XX. stol., ale zato dva ovály v letech 1997–2000 nejprve splynuly a pak neočekávaně zanikly. Autor se domnívá, že většina ze stávajících oválů během nadcházejícího desetiletí zanikne a bude nahrazena jinými, protože průměrná teplota atmosféry Jupiteru na rovníku stoupne o 10 K a o stejnou hodnotu klesne na pólech. Tím skončí šedesátiletý cyklus kolísání klimatu na planetě.

U. Djudinová aj. využili průletu sondy Cassini na přelomu let 2000/2001 kolem Jupiteru ke studiu bouřkové činnosti na noční straně planety. Objevili celkem čtyři bouřkové oblasti, jejichž oblačné útvary byly o několik hodin dříve patrné na denní straně Jupiteru. Bouřky se opakují ve 4denním rytmu a bleskové výboje se odehrávají v hloubce s tlakem nad 0,5 MPa. Nejvyšší výkony v blescích dosáhly až 40 GW; tj. byly o řád vyšší než při průletu sondy Voyager 2 v létě 1979.

V. Kunde aj. objevili v atmosféře Jupiteru radikály metylu a diacetylénu v horkých skvrnách v polárních zářích pomocí infračerveného spektrometru při průletu sondy Cassini. V rozložení CO2 a HCN podél Jupiterova povrchu jsou stále patrné důsledky dopadu komety Shoemaker-Levy 9 v r. 1994 na Jupiter. G. Branduardiová-Raymontová aj. zaznamenali v polárních zářích pomocí družice Newton silné rentgenové emisní čáry O VII a O VIII v pásmu 0,2 ÷ 10 keV. Polární záře tam vznikají zachycením iontů slunečního větru v magnetosféře planety; kromě toho je patrný i pás rentgenového záření podél Jupiterova rovníku.

K. Loddersová využila spektroskopických měření sondy Galileo k rozboru chemického složení Jupiteru. V porovnání se Sluncem má Jupiter shodné zastoupení netečných plynů Ar, Kr a Xe; zastoupení kyslíku a vodíku je však jen poloviční vůči Slunci. Nejméně (40 %) má helia. Zato má přebytek (200 %) dusíku a uhlíku (170 %). Tyto odchylky souvisejí se stavem, který panoval ve vzdálenosti 5 AU od Slunce v době vznikání Sluneční soustavy – tehdy zde bylo zřejmě více uhlíkatých chondritů spíše než vodního ledu. Jelikož uhlík v podobě dehtu dobře lepí, urychlila se tím akrece tuhých částeček – jádra budoucího Jupiteru, který tak dorostl na dnešní velikost velmi rychle. Sněhová čára je zkrátka dále od Slunce než čára dehtová!

Ukončení veleúspěšné mise Galileo v září 2003 se stalo podnětem k sérii patnácti prací, věnovaných nejaktivnější družici Sluneční soustavy Io. Podle P. Geisslera aj. v průběhu pěti let objevila sonda Galileo na povrchu družice 80 změn, ale 83 % povrchu družice se přitom v podstatě nezměnilo, protože infračervené horké skvrny nevyvolaly žádné patrné změny. Na 4 místech družice se však objevily nové sopky. L. Keszthelyi aj. zjistili, že Io má roztavené jádro a podstatně natavený plášť, obklopený chladnou litosférou. K. Nagel aj. vytvořili model nitra družice Kallisto, která se skládá z ledově-kamenného jádra o poloměru 1 800 km, ledového pláště o tloušťce 500 km a ledově-kamenné kůry o tloušťce kolem 100 km. Průměrná hustota družice činí 1,9násobek hustoty vody. Na rozhraní kůry a pláště se může nacházet tekutý oceán, pokud je led znečištěný čpavkem, metanem nebo solemi. Pokud je tam jen čistá voda, pak je oceán ponořen v plášti v hloubce asi 500 km pod povrchem družice.

P. Fieseler aj. využili blízkého (250 km) průletu sondy Galileo nad družicí Amalthea v listopadu 2002 k objevu nejméně 7 průvodců ve vzdálenostech do 3 000 km od této relativně malé družice o hlavních rozměrech 262 × 146 × 134 km a hmotnosti 2 Zg. Odtud vyplývá nízká průměrná hustota Amalthey o něco nižší, než je hustota vody v pozemských podmínkách; družice je tedy typickou „hromadou sutě“ jako mnohé planetky. Podle názoru autorů jsou zmínění průvodci slepenými pozůstatky ze srážek v prstenci obklopujícím tuto družici. Amalthea obíhá ve vzdálenosti 181 tis. km od Jupiteru a její albedo činí 9 %. Naproti tomu jemné Jupiterovy prstence se podle H. Throopa aj. skládají z drobounkých nekulových prachových zrnek – částeček o typickém průměru pouhé 4,5 μm; největší dosahují rozměru jen 18 μm. Při průletu sondy Cassini rovinou prstenců se ukázalo, že tloušťka prstenců nedosahuje 80 km.

S. Sheppard a B. Gladman využili dalekohledů CFHT a UHT k objevu nové družice Jupiteru s předběžným označením S 2003 J 22 (= XLII; Thelxinoe). Družice 23,5 mag obíhá kolem Jupiteru po výstředné retrográdní dráze (e = 0,23) s velkou poloosou 2,1 mil. km a sklonem 151° k rovníku planety v periodě 1,7 roku. Má průměr asi 2 km. Objev oznámili počátkem r. 2004 podobně jako pro družici S 2003 J 22 stejného rozměru, která má velkou poloosu dráhy 2,4 mil. km, výstřednost e = 0,31 a sklon 149°. Tato družice 23,6 mag obíhá v periodě 2,1 roku.

1. 1. 5. Saturn

Během roku 2004 dosáhla svého prvního vrcholu ambiciózní kosmická mise Cassini/Huygens – společný projekt NASA, ESA a italské agentury ISA. Jde o nejdražší planetární výpravu v dějinách bezpilotní kosmonautiky, neboť celkové náklady na konstrukci a vypuštění sondy dosáhly 3,3 mld. dolarů; z toho ESA zaplatila téměř čtvrtinu. B. Kazeminejad aj. takříkajíc za jízdy úspěšně opravili skrytou chybu v projektu Huygens, kdy původní trajektorie sestupu na Titan by se děla příliš velkou relativní rychlostí vůči sondě Cassini, takže vlivem Dopplerova posuvu by nebylo možné doladit přijímač na sondě a přenos dat by vyšel naprázdno.

Počátkem února 2004 začala sonda Cassini snímkovat Saturn ze vzdálenosti 48 mil. km od planety. Rádiová měření prokázala, že rotační perioda Saturnu se od doby Voyagerů změnila o 1 % a činí v současně době 10 h 45 min 45 s s chybou ±36 s. Saturnovy prstence tvoří ledové balvany, jejichž čistota vzrůstá s rostoucí vzdáleností od planety. Dne 11. června 2004 proletěla sonda ve vzdálenosti 2 tis. km od Saturnovy družice Phoebe, jež obíhá kolem planety po retrográdní dráze ve vzdálenosti bezmála 0,1 AU a v oběžné periodě 1,5 r. Při průměru 230 km má družice hustotu 1,6násobku hustoty vody. J. Bauer aj. zjistili, že družice rotuje v periodě 9,3 h.

Počátkem července 2004 se Cassini úspěšně usadila na dráze kolem Saturnu a začala přenášet divukrásné snímky Saturnových prstenců s nebývalým rozlišením. Počala též zkoumat bleskové výboje v atmosféře planety a vliv stínu prstenců na teplotu Saturnovy atmosféry. V srpnu sonda nalezla v prostoru mezi drahami Mimase a Encelada nové miniaturní družice Saturnu o průměru 3 a 4 km s předběžným označením S 2004 S1 a S2 a v září další dvě minidružice S3 a S4 v blízkosti prstence F. Zároveň odhalila nový difuzní prsten R 2004 S 1 ve dráze družice Atlas. V říjnu pak při prvním blízkém (1 200 km) průletu kolem Titanu poprvé ohmatala radarem jeho povrch o teplotě -179 °C. Překvapivě přitom nenašla žádné impaktní krátery, takže povrch Titanu je nejspíš geologicky velmi mladý. V listopadu 2004 přibyly nové družice S5 v blízkosti velkých družic Tethys a Dione a S 6 opět v blízkosti prstence F, kde byl též objeven další prsten R 2004 S 2. Konečně o Vánocích 2004 se od sondy úspěšně oddělil sestupný modul Huygens, který zamířil ke svému cíli – největší družici Saturnovy soustavy Titanu.

J. Richardson aj. proměřili znovu snímky Titanu, pořízené v listopadu 1980 kosmickou sondou Voyager 1, a zjistili, že Titan rotuje synchronně v periodě 15,95 dne. G. Black aj. zkoumali pomocí radaru v Arecibu počátkem ledna 2002 povrch družice Iapetus. Jak známo, družice má synchronní rotaci 79,3 dne a vyniká rekordním rozdílem optického albeda „přední“ a „zadní“ polokoule. Přední polokoule je hladká a velmi tmavá, kdežto zadní je světlá a posetá krátery. Nyní se ukázalo, že její radarové albedo se naprosto liší od optického. To lze vysvětlit jen tak, že vrstva povrchu, odrážející viditelné záření, je velmi tenká.

A. Dobrovolskis a J. Lissauer se zabývali největším nepravidelným tělesem Sluneční soustavy, jímž je Saturnova družice Hyperion o hlavních rozměrech 370 × 280 × 225 km. Hyperion obíhá kolem Saturnu po lehce výstředné dráze (e = 0,1) za 16 dnů. Jeho rotace je chaotická – prostě se na své dráze převaluje. Autoři zkoumali, co se stane s úlomky hornin, vyvrženými z Hyperionu po dopadu kosmického projektilu rychlostí vyšší než únikovou. Zjistili, že jen 3 % úlomků přežijí v soustavě Saturnu 100 tis. roků. Nejvíce úlomků (78 %) nakonec spadne na Titan, 9 % opustí Saturnovu gravitační sféru vlivu, po 5 % spadne buď na Saturn, nebo zpět na Hyperion a 3 % se srazí s částečkami Saturnových prstenců.

J. Ness aj. objevili v září 2002 pomocí družice Newton rentgenové záření Saturnu a porovnáním s měřením družice Chandra v dubnu 2003 zjistili, že intenzita tohoto záření kolísá s časem. Nejvíce září oblasti kolem rovníku planety. V pásmu měkkého rentgenového záření činí průměrný výkon „rentgenového Saturnu“ 90 MW.

1. 1. 6. Nejvzdálenější planety

Keckův teleskop s adaptivní optikou zpozoroval 4. července 2004 v atmosféře Uranu infračervené mračno na 38° jižní šířky. Týž přístroj spatřil o dva týdny později infračervený pruh materiálu v Uranových prstencích ve vzdálenosti 39 tis. km od planety. Patrně jde o týž útvar, který v r. 1986 zaznamenala opticky kosmická sonda Voyager 2. T. Encrenaz aj. ohlásili objev CO v atmosféře Uranu, jehož pásy pozorovali pomocí infračerveného spektrometru ISAAC VLT na podzim 2002.

Jak zjistili S. Stanleyová a J. Bloxham, magnetická pole Uranu a Neptunu se odlišují od vzhledu magnetických polích ostatních planet především nápadným sklonem magnetické a rotační osy – u Uranu 59° a u Neptunu 47°. Jejich pole nejsou dokonce ani dipolární a osově souměrná. Autoři to vysvětlují dynamovým modelem tekutého nitra, tvořeného tekutými ledy vody, methanu, čpavku a sirovodíku, které sahá až do 3/4 poloměru příslušné planety a nad nímž se nalézá tenká vodivá slupka.

J. Kavelaars aj. objevili v letech 2001 a 2003 pomocí dalekohledu CFHT mimořádně slabé (R ≈ 25 mag) nepravidelné družice Uranu, které jsou patrně odpadky mohutné srážky, jež sklonila rotační osu Uranu do oběžné roviny planety. Uran tak už má celkem 27 přirozených družic. T. Grav aj. měřili světelné křivky a barvy nepravidelných družic Uranu (6) a Neptunu (2). Odtud potvrdili, že vesměs jde o úlomky z předešlých srážek. Největší z nich je Uranova družice Sycorax o průměru 160 km; nejmenší je Trinculo o průměru pouhých 20 km, jež se jeví jako objekt 25 mag.

M. Holman aj. zkoumali pět nepravidelných družic Neptunu, objevených v letech 2001 a 2003 pomocí dalekohledů CTIO a CFHT jako objekty 25 mag, takže jejich rozměry dosahují zhruba 40 km. Hillova sféra Neptunu má poloměr 0,77 AU a právě v ní se vyskytují nepravidelné družice s poloosami drah 16 ÷ 48 mil. km a oběžnými dobami 5 ÷ 27 let. Tři z nově objevených družic mají retrográdní dráhy, takže to rovněž potvrzuje, že jde o tělesa zachycená Neptunem v průběhu jeho dlouhé existence.

S. Marchi aj. se pokusili vysvětlit nápadnou nesouměrnost v četnosti impaktních kráterů na povrchu Neptunovy družice Triton. Jelikož Triton (podobně jako náš Měsíc) rotuje synchronně, nabízí se možnost, že šlo o bombardování vnější polokoule objekty původně na heliocentrických drahách, ale to kupodivu k vysvětlení rekordní nesouměrnosti zcela nestačí. Poněvadž Triton obíhá po retrográdní dráze, je prakticky jisté, že byl sám zachycen Neptunem a přitom se srazil s některou jeho vnitřní družicí – bombardován byl pak úlomky této srážky. Jelikož pak Nereida má velmi protáhlou a šikmo skloněnou dráhu, svědčí to o poměrně divokém vývoji Neptunovy rodiny družic.

W. Dean Pesnell aj. si uvědomili, že řídká atmosféra Tritonu skýtá možnost svícení meteoroidů při dopadu na tuto velkou družici. Meteoroidy na Triton mohou dopadat maximální rychlostí 19 km/s – přitom by pozorovatel viděl jejich svítící stopy sahající téměř až k povrchu družice. Jak uvádějí M. Hicks a B. Burattiová, měření změn jasnosti a barvy Tritonu v letech 1997–2000 potvrdilo, že Triton je geologicky aktivní, podobně jako družice Io. Triton nápadně zčervenal v říjnu 1997 a vrátil se k normální barvě až v květnu 1998.

A. Morbidelli popsal dráhový vývoj Neptunu během trvání Sluneční soustavy na základě modelových výpočtů migrace obřích planet. Podle těchto výpočtů vznikl Neptun ve vzdálenosti 23 AU od Slunce, čili zhruba tam, kde je dnes Uran. Protoplanetární disk v té době sahal jen do vzdálenosti 30 AU od Slunce. Vzájemná interakce Uranu a Neptunu s diskem vedla k postupnému vzdalování (migraci) obou planet od Slunce. Těsná setkání s většími planetesimálami způsobovala jejich vyhození na vzdálenější, protáhlejší a šikmo skloněné dráhy, tj. planetesimály se dostávaly do oblasti současného Edgeworthova-Kuiperova pásu až k hranici 50 AU. Výstředné dráhy je uváděly do oběžných rezonancí s migrujícími Uranem, resp. Neptunem, a tak se jejich dráhy měnily na kruhovější, čímž rezonance ustaly a vývoj drah skončil tak, jak to vidíme dnes. Neptun je v současné době ve vzdálenosti 30 AU od Slunce – právě tam, kde kdysi končil protoplanetární disk. Uran je zhruba tam, kde vznikal Neptun. Edgeworthův-Kuiperův pás obsahuje jen setinu původního materiálu protoplanetárního disku, takže jeho úhrnná hmotnost nepřesahuje 1/10 hmoty Země.

Záhadou zůstává určení příčiny a začátku migrace planet, která podle všeho souvisela s epizodou těžkého bombardování Měsíce asi 700 mil. let po vzniku Sluneční soustavy. Bomby totiž téměř určitě přicházely z onoho vnějšího protoplanetárního disku v důsledku zmíněné interakce s obřími planetami. Nikdo však zatím nedokáže vysvětlit, proč ono bombardování nezačalo ihned po vzniku obřích planet.

1. 2. Meziplanetární látka

1. 2. 1. Planetky

Jako každoročně, tak i v r. 2004 přibyla na obloze díky českým i slovenským lovcům planetek nová jména, jak je patrné z následujícího přehledu:

Podrobnosti najdete na adrese: planetky.astro.cz

Patrně největší pokrok roku ve výzkumu planetek představuje rozpoznávání jejich podvojnosti, resp. objevy průvodců (družic) mnohých planetek ve všech hlavních subsystémech (blízkozemní planetky; hlavní pás; Kentauři i transneptunské objekty). Podle J. Burnse jsou největší záhadou páry transneptunských objektů (TNO). Autor odhaduje, že v Edgeworthově-Kuiperově pásu se nalézá na 100 tis. planetek s průměry většími než 200 km a z toho minimálně 7 % představují páry, jejichž vznik není příliš jasný. V únoru 2004 byl díky NICMOS HST odhalen průvodce TNO 2000 CQ114 ve vzdálenosti minimálně 6 tis. km od primární složky a asi o 0,4 mag slabší než primární složka. V době pozorování byla dvojplanetka vzdálena od Země 46 AU. Další pár našli K. Noll aj. pomocí HST a obřích teleskopů Magellan u planetky (58534) = TNO 1997 CQ29. Obě složky mají průměr kolem 80 km, úhrnnou hmotnost 400 Zg (1/35 000 hmotnosti páru Pluto-Charon) a obíhají kolem sebe po výstředné dráze (e = 0,45) v periodě 312 d a ve střední vzdálenosti 8 tis. km. Odtud vyplývá průměrná hustota složek rovná hustotě vody v pozemských podmínkách. Titíž autoři objevili též průvodce planetky (66652) = TNO 1999 RZ253. Planetka má opět výstřednou dráhu (e = 0,46), úhrnnou hmotnost 4 Zg a střední hustotu 1,0 vody. Složky kolem sebe obíhají v minimální vzdálenosti 4 700 km v oběžné době 46 d. Autoři dále uvedli, že do konce r. 2003 bylo známo již 14 binárních TNO, a dále, že separace průvodců od hlavních složek párů činí pokaždé asi 2,8 % Hillova poloměru, a to nejenom pro TNO, ale také pro Trojany a páry hlavního pásu planetek. Podle jejich názoru to svědčí o jednotném mechanismu vzniku párů, resp. družic, planetek.

T. Michalowski aj. studovali světelné křivky binární planetky (90) Antiope, pořízené během kampaně na přelomu r. 2002 a 2003 na 7 observatořích. Ukázali, že obě složky jsou zhruba stejně velké s průměrem 85 km, obíhají ve střední vzdálenosti 170 km a rotují synchronně s oběžnou dobou 16,5 h. R. Behrend aj. objevili z rozboru světelných křivek planetky (4492) Debussy od října 2002 do května 2004, že jde o pár těles vykazujících vzájemné zákryty o trvání 2,5 h a poklesu jasnosti 0,6 mag. Tělesa kolem sebe obíhají v periodě 1,1 d. Zákrytovou dvojplanetkou je i (854) Frostia, kde zákryty o hloubce 0,7 mag trvají 3,7 h a oběžná doba složek činí 1,6 d.

P. Pravec aj. shrnuli údaje o 16 párech blízkozemních planetek (NEO), odhalených většinou z periodických změn jasnosti soustav, popř. z radarových pozorování. Hlavní složky párů rotují obvykle o něco rychleji než synchronně s průměrnou rotační periodou kolem 2,5 h. Naproti tomu průvodci hlavních složek rotují synchronně s minimální oběžnou dobou 12 h. Jejich průměry činí polovinu až pětinu rozměru hlavní složky. D. Durda aj. ukázali pomocí 160 modelových výpočtů, že průvodci (družice) planetek mohou vznikat následkem srážek velkých (řádově 100 km) kamenných (hustota 2,7; hmotnost řádu 1018 kg) planetek se středně velkými (30 km) kamennými projektily při rychlostech srážky kolem 3 km/s. Při takovém nárazu se velká planetka rozbije a některý z menších úlomků je poměrně snadno gravitačně zachycen největším úlomkem.

Zcela bizarní je případ planetky hlavního pásu (121) Hermione, jež byla pozorována počátkem prosince 2003 v blízkém infračerveném pásmu adaptivní optikou obřího Keckova teleskopu. Ukázalo se, že planetka má vzhled burského oříšku se dvěma jádry o poloměrech 60 a 50 km, která jsou spojená mostem o délce 120 km a šířce 80 km, popř. jde o „sněhuláka“ s poloměry hrud 90 a 60 km, jejichž centra jsou vzdálena 115 km. Objekt rotuje v periodě 5,55 h a doprovází ho družice v minimální vzdálenosti 790 km s oběžnou dobou 1,6 d. Podobně podivná je i planetka (1089) Tama, jejíž světelná křivka získaná na přelomu r. 2003 a 2004 prozrazuje zřetelnou podvojnost objektu. Větší složka je protáhlá a vykazuje synchronní rotaci v periodě 0,69 d. Poměr poloměrů obou složek činí 0,7 a jsou od sebe 20 km daleko. Také planetka (1313) Berna je podvojná a dokonce zákrytová planetka s oběžnou periodou složek 1,06 d. Obě složky mají přibližně stejné rozměry a také v tomto případě je větší složka protáhlá a jeví synchronní rotaci.

Obří dalekohled VLT ESO našel průvodce 8 km planetky (4764) Pauling v minimální vzdálenosti 250 km od hlavní složky. Velmi malou planetku s družicí zachytil HST na snímku z konce července 2003. Má označení (22899) = 1999 TO14 a průměr 4,5 km. Její průvodce v minimální vzdálenosti 170 km (úhlově jen 0,14″) má průměr 1,5 km. Dalšího průvodce odhalila kamera ACS HST počátkem ledna 2004 v minimální vzdálenosti 230 km od planetky (17246) o průměru 4,5 km; průvodce má průměr 2 km. Obě soustavy patří do rodiny planetek Koronis, skládající se z nejméně 300 členů, vzniklých při rozpadu 250km planetky před necelou miliardou let. Ještě drobnější planetku 2003 YT1, nalezenou v prosinci 2003 na observatoři Catalina v Arizoně, rozpoznali M. Nolan aj. opticky i radarem při jejím průletu v blízkosti Země (0,013 AU) na přelomu dubna a května 2004 jako 22. pár mezi blízkozemními planetkami. Tělesa o průměru 1 km a 180 m kolem sebe obíhají v periodě ≈ 30 h a jejich rotační periody činí 2,3 a planetky 1999 DJ4 typu Apollo během fotometrických měření v únoru a březnu 2004. Světelná křivka planetky totiž vykazovala zákryty v periodě 17,7 h a odtud se podařilo určit poměr poloměrů obou složek 0,5 a rotační periodu hlavní složky 2,5 h. V dubnu podvojnost soustavy potvrdila radarová měření z Areciba, jež dala průměry složek 420 a 200 m a minimální vzájemnou vzdálenost 700 m.

A. La Spina aj. zjistili, že blízkozemní planetky vznikají z planetek hlavního pásu dynamickou rezonancí následkem Jarkovského efektu (angl. YORP). Tento efekt, související s tepelnou setrvačností ohřívané, resp. chladnoucí, části povrchu planetky, se významně uplatňuje u malých planetek s průměrem od cca 0,1 m do 10 km. Výpočty totiž předpovídají, že takto vzniklé planetky budou rotovat převážně retrográdně, což se nyní podařilo potvrdit pozorováním stovky blízkozemních planetek. Platí totiž obecné pravidlo, že při retrográdní rotaci planetky působí Jarkovského efekt pozvolné přibližování planetky ke Slunci, kdežto při prográdní rotaci se planetka od Slunce dlouhodobě vzdaluje.

S. Mikkola aj. odhadli, jak asi vznikl kvazisatelit Venuše – planetka 2002 VE68. Původně šlo o blízkozemní planetku, která byla Zemí vyvržena na novou dráhu zhruba před 7 tis. lety. Planetka teď opisuje vůči Venuši komplexní retrográdní dráhu mezi afelem Merkuru a perihelem Země s oběžnou dobou vůči Slunci shodnou s oběžnou dobou Venuše, s velkou poloosou 0,72 AU, výstředností 0,4 a sklonem 9°. Současná komplexní dráha zůstane zachována ještě asi 500 roků – pak dojde k novému těsnému přiblížení planetky k Zemi a dráha se změní na „podkovu“ vůči Venuši. Podobnou podkovu vůči Zemi má planetka 2002 AA29, kde dojde podle R. Brassera aj. k obrácenému přechodu na kvazisatelitní dráhu po 190 letech. Tito autoři odhalili další kvazisatelit Venuše (2001 CK32) jakož i planetku 2001 GO2 na zemské podkovovité dráze, která se za 200 let změní na kvazisatelitní, a planetku 2003 YN107, která podle M. Connorse aj. od r. 1997 do r. 2006 obíhá kolem Země ve vzdálenosti 0,1 AU, načež přejde na podkovovitou dráhu trvající 123 roků. Ta se změní po těsném průchodu u Země na kruhovou dráhu. Přechody mezi různými typy drah se u těchto těles neustále opakují; jde o pozoruhodný důsledek dráhového chaosu. Nejnovějším přírůstkem do této skupiny kvazisatelitů Země se stala planetka 2004 GU9.

Největší rodinu Trojanů, tj. planetek trvale usazených v okolí Lagrangeových bodů L4, 5 soustavy Slunce planeta, má Jupiter (něco přes 1 560 planetek); s velkým odstupem následuje Mars (6 planetek) a jednoho Trojana má i Neptun (2001 QR322). Podle R. Brassera aj. se k této skupině dá přiřadit i „zemská“ planetka (3753) Cruithne. Zdá se, že Trojané se z dynamických důvodů nemohou vyskytovat u Merkuru, Saturnu a Uranu.

Významné výsledky týkající se planetek se nyní daří získávat i obřími přístroji, které jsou přednostně určeny pro pozorování hlubokého vesmíru. Přehlídka SDSS totiž umožnila takříkajíc mimochodem změřit barvy povrchu 28 tis. planetek, z nichž téměř 8,5 tis. patří ke známým rodinám planetek. Tyto rodiny mají různé stáří, odpovídající době, kdy se původní těleso srážkou rozpadlo na rodinu. Tak se podařilo objevit závislost barvy planetek na jejich stáří, počítaném od okamžiku, kdy příslušná rodina vznikla. R. Jedicke aj. tak potvrdili, že povrch planetek hlavního pásu třídy S zvětrává s časem a mění tak barvu v intervalu od 50 tis. do 100 mil. let.

Nejmladší je rodina planetek Karin – podle F. Yoshidy aj. vznikla srážkou před 5,8 mil. let – kdežto k nejstarším (řádově 1 mld. let) patří rodiny Koronis a Eunomia. Podle B. Clarkové tak lze vysvětlit i odchylnou barvu meteoritů – obyčejných chondritů, protože po dopadu na Zemi již nejsou vystaveny kosmickému zvětrávání, tj. působení kosmického záření, implantaci iontů ze slunečního větru a impaktní erozi, na rozdíl od jejich mateřských planetek, pohybujících se dosud v kosmickém prostoru. J. Richardson aj. nalezli na snímcích planetky Eros, pořízených sondou NEAR, degradaci malých dopadových kráterů seizmickými otřesy, jež vznikají po impaktech projektilů dostatečné ráže na planetku. R. Binzel využil barevných měření v blízké infračervené oblasti spektra pro klasifikaci 252 blízkozemních planetek, pozorovaných v letech 1994–2002. Zjistil, že 14 % těchto objektů jsou fakticky vyhaslá jádra komet. Pro objevování planetek zejména mimo rovinu ekliptiky se výborně osvědčuje infračervený kosmický teleskop SST, jenž bude patrně funkční až do r. 2008, a pro zpřesňování drah planetek též kamera ACS na HST, kde se planetky na snímcích snadno prozradí vlastním pohybem během expozice.

Podle E. Asphauga je budoucí výzkum planetek závislý na pokroku kosmické techniky, neboť se rýsují možnosti odběru vzorků z povrchu či dokonce podpovrchu planetek a rozlišení povahy konkrétních planetek – v mnoha případech jde o hromady sutě s nízkou střední hustotou srovnatelnou s hustotou vody v pozemských podmínkách, zatímco jiné planetky jsou kamenné, popř. mají železoniklová jádra. Měkké přistání výzkumných modulů na planetkách komplikuje skutečnost, že úniková rychlost z planetek je nepatrná, např. při průměru planetky 500 m činí jen 200 mm/s. Proto se uvažuje o připoutání modulů k povrchu pomocí harpuny. Tyto studie budou mít klíčový význam pro návrh vhodných metod odklonu potenciálně nebezpečných planetek-křížičů od kolizní trajektorie se Zemí.

C. McInnes navrhl využít pro změnu trajektorie nebezpečného křížiče impaktního projektilu, navedeného pomocí sluneční plachty na vstřícnou dráhu proti směru pohybu planetky, čímž se v přísluní zvýší rychlost střetu projektilu s planetkou až na 60 km/s, což v porovnání s klasickým manévrem zvýší kinetickou energii nárazu 40krát, takže hmotnost projektilu lze snížit o 95 %. Kamennou planetku o průměru 2 km by pak dokázal dostatečně odklonit projektil o hmotnosti pouhých 650 kg. Startovní hmotnost zařízení by činila jen 3,4 t; z toho na složenou sluneční plachtu by připadlo pouze 0,55 t. Plachta by měla po rozvinutí v kosmu průměr 330 m a při nárazu projektilu na planetku by se uvolnila kinetická energie odpovídající 1,25 Mt TNT! Autor odhaduje náklady na projekt včetně startu a ceny sluneční plachty na 150 mil. dolarů.

Ostatně Nadace B612 (označení planetky, kterou podle A. Saint Exupéryho objevil turecký astronom v novele Malý princ), založená americkými astronomy a astronauty v říjnu 2002, zamýšlí podle svého předsedy D. Durdy zkušebně odklonit vhodnou planetku již v r. 2015 (podrobnosti na webové adrese: www.b612foundation.org). Kromě toho let k blízkozemní planetce není energeticky o mnoho náročnější než let na Mezinárodní kosmickou stanici, takže podle názoru Nadace jde o mnohem vhodnější pilotovaný kosmický projekt než let na Měsíc či na Mars.

K podpoře objevů nových křížičů astronomy-amatéry schválil americký kongres odměnu 3 tis. dolarů za každý takový objev. Dne 18. března 2004 proletěla ve vzdálenosti pouhých 43 tis. km od Země planetka 2004 FH o průměru ≈ 30 m, takže její hmotnost představuje asi desetinu hmotnosti Tunguského meteoritu. Tuto miniaturní planetku objevil automatický dalekohled LINEAR – ze světelné křivky vyplynula rotační perioda balvanu pouhých 90 s. Těleso se přitom šinulo po obloze úhlovou rychlostí až 10″ za sekundu! M. di Martino aj. využili těsného přiblížení (0,0125 AU) planetky č. 33342 (1998 WT24) k Zemi v polovině prosince 2001 k bistatickým radarovým měřením na stanicích Goldstone v Kalifornii, Medicina v Itálii a Jevpatorija na Krymu, aby zpřesnili její dráhové parametry: přísluní 0,42 AU; odsluní 1,02 AU; e = 0,42; i = 7°, oběžná doba 222 d – planetka patří k typu NEO Aten. Její rotační perioda činí 3,7 h. Planetku s nejmenší drahou objevila aparatura LONEOS 10. května 2004 jako těleso 19 mag s předběžným označením 2PP4 JG6. Planetka je menší než 1 km, oběhne Slunce za pouhých 6 měsíců a přísluní její dráhy se nalézá uvnitř dráhy Merkuru, zatímco odsluní je uvnitř dráhy Země. Koncem září 2004 proletěla poměrně velká (5 × 2 km) planetka (4179) Toutatis v minimální vzdálenosti 1,5 mil. km od Země mezi souhvězdími Teleskopu, Kentaura a Kozoroha, když se pohybovala úhlovou rychlostí až 30°/d (v největším přiblížení až 1,5′/min) a dosáhla maxima 9 mag. Bylo to její největší přiblížení k Zemi mezi léty 1353 a 2562.

A. Boattini shrnul údaje o blízkozemních planetkách do konce listopadu 2003. Celkem jich bylo v té chvíli známo 2 250 v intervalu průměrů od 10 m do 30 km. Počet objevů NEO prudce roste od r. 1997, kdy započaly automatické přehlídky oblohy s detektory CCD. Naneštěstí většina přehlídek probíhá na severní polokouli – jižní polokoule trpí nedostatkem přehlídkových strojů. J. Stuart a R. Binzel shrnuli nejnovější údaje o populaci blízkozemních planetek s průměrem nad 1 km, jichž bylo do poloviny r. 2004 objeveno již 1 090 – autoři odhadují, že je to něco málo přes polovinu všech takových těles. Třetina z nich patří k planetkám typu X, 22 % k typu S, 17 % k typu D a 14 % k typu Q. Průměrná hustota blízkozemních planetek dosahuje dvojnásobku hustoty vody; extrémy jsou 1,4- a 2,7násobky. Průměrné intervaly mezi srážkami s tělesy kalibru Tunguského meteoritu (energie 60 PJ) činí asi 2,5 tis. let; s tělesy o průměru 200 m (4 EJ) asi 56 tis. let, s tělesy o průměru 1 km (1 ZJ) asi 600 tis. let a s tělesy o průměru 3 km (40 ZJ) jednou za 10 mil. roků. Impakt Chicxulub (průměr planetky 10 km) před 65 mil. lety uvolnil energii řádu 1 YJ. Dlouhodobá průměrná úmrtnost na následky impaktů planetek se odhaduje na 100 osob ročně.

B. Burattiová aj. zkoumali blízké infračervené spektrum povrchu planetky hlavního pásu (9969) Braille, kterou v červenci 1999 navštívila experimentální sonda Deep Space 1. Planetka obíhá v periodě 3,6 r po dráze s velkou poloosou 2,3 AU, sklonem 29° a výstředností 0,43. Jde o vejčité těleso s hlavními rozměry 2,1 × 1 × 1 km, které má mimořádně pomalou rotaci – 9,4 d. Autoři se domnívají, že to je důkaz vzniku objektu po mohutné kosmické srážce, k níž podle zbarvení povrchu došlo relativně nedávno. Spektrálně patří planetka k typu Q a na povrchu obsahuje pyroxeny a olivín.

V hlubinách Sluneční soustavy bylo v polovině r. 2004 známo již více než 130 Kentaurů mezi Jupiterem a Neptunem a 1 000 transneptunských objektů (TNO). Není divu, že rostoucí počet obou typů těles přináší řadu zajímavých zjištění i objevů. O. Groussin aj. shrnuli spektrální a fotometrická pozorování Kentaurů (2060) Chiron a (10199) Chariklo za léta 1969–2001, z nichž vyplývá, že Chiron (a = 13 AU; per 51 r) má téměř kulový tvar o průměrném poloměru 71 km a albedu 0,11. Jeho povrch je ze 30 % pokryt vodním ledem a zbytek představují tuhá zrnka. Planetka Chariklo, objevená teprve r. 1997 (a = 16 AU; per 63 r), je tmavší (albedo 0,07), protože tuhá zrnka pokrývají 80 % povrchu; zbytek je vodní led. Její poloměr dosahuje 118 km.

Mezi nově objevenými objekty TNO vzbudil mimořádnou pozornost objekt 2003 VB12, nalezený M. Brownem aj. v polovině listopadu 2003 pomocí kamery QUEST (170 Mpix) u Schmidtovy komory na Mt. Palomaru. Protože se brzy po objevu podařilo objekt dohledat na archivních snímcích z let 1990–2002, dala se spočítat dráha tělesa ve Sluneční soustavě, která až do té doby neměla obdoby. V době objevu bylo těleso nazvané (90377) Sedna plných 89 AU od Slunce a přísluním projde teprve r. 2075 ve vzdálenosti 76 AU. Při nezvykle velké výstřednosti 0,86 se pak dostane v odsluní za více než 5,5 tis. roků do vzdálenosti 950 AU od Slunce (z této vzdálenosti se Slunce jeví jako objekt -3 mag!) – plná oběžná doba totiž činí 11,5 tis. roků. Průměr Sedny se dá jen přibližně odhadnout na ≈ 1 500 km (je větší než Plutův průvodce Charon) a teplota na jeho povrchu dosahuje pouhých 33 K – v odsluní dokonce jen 20 K.

Tentýž tým objevil na Mt. Palomaru v únoru 2004 objekt 2004 DW s absolutní hvězdnou velikosti 2,2, což ho řadí podle jasnosti na druhé místo mezi TNO, hned po Plutu. Jeho dráhové parametry ostatně odpovídají tzv. plutinům. Ve vzdálenosti 40 AU od Slunce byl B = 20 mag. Podle S. Fornasiera aj. je jeho průměr 1 600 km a v blízké infračervené oblasti má spektrální pásy vodního ledu. Kde se vzaly objekty typu Sedna ve Sluneční soustavě, je naprosto nejasné. A. Morbidelli s H. Levisonem a nezávisle S. Kenyon s B. Bromleyem dospěli ke shodnému závěru, že v úvahu připadají dvě možnosti, obě související s průchodem cizí hvězdy v blízkosti Oortova oblaku. Poruchové působení cizí hvězdy usměrnilo objekt z Oortova oblaku do EKP, anebo poruchové působení Slunce vytrhlo z oblaku planetesimál kolem cizí hvězdy některá tělesa, která se tak stala cizokrajnými vetřelci v naší Sluneční soustavě (první mechanismus je asi o řád účinnější).

G. Bernstein aj. využili výkonné kamery ACS HST k prohlídce plošky 0,02 čtv. stupně do mezní hvězdné velikosti 29,2 mag s cílem najít tam nové objekty Sluneční soustavy ve vzdálenostech nad 25 AU od Slunce. Objevili tak 3 nové objekty zhruba o 3 mag slabší, než je mez ostatních (pozemních) přehlídek. To odpovídá přibližnému průměru nových objektů 25 km. Odtud pak odhadli, že celková hmotnost těles v hlavním Edgeworthově-Kuiperově pásu (EKP) nepřevyšuje 1 % hmotnosti Země a že jedině tzv. excitované objekty EKP mají souhrnnou hmotnost asi o řád větší. Autoři uvedli, že ačkoliv mez dohlednosti přehlídky pro tělesa větší než 40 km byla určitě přinejmenším 60 AU, ve skutečnosti všechna objevená tělesa byla blíže než 43 AU od Slunce – tento neočekávaně blízký vnější okraj EKP vysvětluje, proč je úhrnná hmotnost těles EKP poněkud nižší, než se zprvu čekalo. J. Stansberry aj. využili dalekohledu SST k měření albeda objektů EKP a dostali tak střední hodnotu 12 %, což znamená, že tyto objekty jsou o něco světlejší, než se dosud usuzovalo. Tím se ovšem zmenšují odhady rozměrů TNO založené na pozorované jasnosti ve vizuálním a infračerveném pásmu, a i to vede ke snížení odhadované hmotnosti EKP.

1. 2. 2. Komety

V. Jemeljaněnko aj. usuzují, že TNO s vysokými dráhovými výstřednostmi jsou zdrojem nových komet Jupiterovy rodiny. Jelikož životní doba komet Jupiterovy rodiny je maximálně 200 oběhů (> 2 tis. let), musíme umět vysvětlit, odkud se neustále berou její noví členové. Autoři považují za příslušnou zásobárnu objekty TNO s vysokými výstřednostmi. Tato populace objektů byla v době vzniku Sluneční soustavy asi 20krát početnější než nyní, takže zachycování jejích objektů Jupiterem ji postupně decimuje. E. Pittich aj. ukázali, jak negravitační síly a dráhové rezonance od všech planet postupně zkracují oběžné periody komety Jupiterovy rodiny, čímž vznikají kometární dráhy podobné dráze krátkoperiodické Enckeovy komety. J. Matese a J. Lissauer studovali časové změny přísluní pro nové komety, přicházející z Oortova oblaku, tj. s velkými poloosami drah a >10 tis. AU. Odtud vyplývá, že většina těchto komet byla z Oortova oblaku vymrštěna do nitra Sluneční soustavy díky slapům jádra Galaxie a dostala se na současné dráhy relativně nedávno.

Sluneční družice SOHO si neustále upevňuje své postavení nejúspěšnějšího přístroje na objevování komet v historii astronomie. Dík koronografům na palubě družice totiž do poloviny r. nalezla již 800 komet – téměř čtyři pětiny objevů přitom připadají na astronomy-amatéry, kteří pečlivě prohlížejí družicové snímky slunečního okolí na internetu. J. Crovisier aj. nalezli v archivu radioteleskopu IRAM jasné komety C/1995 O1 (Hale-Bopp) zřetelné spektrální pásy molekuly glykoletylenu (HOCH2CH2OH), jejichž frekvence byly teoreticky předpovězeny až v r. 2003. Jde přitom o nejběžnější organickou molekulu v kometárních ledech.

R. Nelson aj. popsali hlavní výsledky těsného setkání sondy Deep Space 1 s kometou 19P/Borrelly v září 2001. Kometa sama patří do Jupiterovy rodiny komet – byla objevena r. 1904. Porucha dráhy Jupiterem v r. 1972 změnila její dráhu tak příznivě, že se stala vhodným cílem experimentální sondy DS-1. Průlet sondy se odehrál relativní rychlostí 16,5 km/s a nejlepší snímky jádra měly lineární rozlišení 47 m. Povrch podlouhlého jádra je mimořádně tmavý (albedo 0,01 ÷ 0,03) a z jeho povrchu směřují do vzdálenosti až 5 km výtrysky prachu a plynu o šířce až 0,5 km.

Počátkem ledna 2004 proletěla kosmická sonda Stardust v ceně 168 mil. dolarů ve vzdálenosti 236 km od jádra komety 81P/Wild 2 vzájemnou rychlostí 6 km/s ve vzdálenosti 389 mil. km od Země. Pořídila přitom 72 snímků jádra komety s lineárním rozlišením lepším než 20 m. Z jádra, pokrytého četnými velkými impaktními krátery, vychází alespoň 20 usměrněných výtrysků plynu a prachu. Podle H. Weavera je jádro tuhé a husté; má tvar trojosého elipsoidu o rozměrech 5,5 × 4,0 × 3,3 km. Kometa, která teprve nedávno přiletěla z Edgeworthova-Kuiperova pásu, prodělala následkem těsného přiblížení k Jupiteru v září 1974 drastickou změnu své dráhy – její oběžná doba se zkrátila ze 40 let na 6,4 roku a celá dráha se od té doby vejde dovnitř dráhy Marsu. To usnadnilo navedení sondy, která nesla na své palubě speciální křemičitý aerogel, vhodný pro zachycení mikrometrových zrnek vyvržených z jádra komety. Sonda též zachycovala na jaře 2000 a na podzim 2002 mikrometeority, event. i mezihvězdného původu, a celý tento vzácný náklad dopravila počátkem r. 2006 bezpečně na Zemi.

K. Meechová aj. shrnuli údaje o 21 jádrech komet pozorovaných poblíž odsluní (> 20 AU) jednak HST, jednak Keckovým dalekohledem. Jádra krátkoperiodických komet mají poloměry od 0,3 do 15 km (medián je 1,6 km). Dlouhoperiodické komety mají dle očekávání větší jádra s poloměry v rozmezí 4 ÷ 56 km. M. Zamaraškinová a J. Medvěděv popsali pravděpodobný průběh fragmentace komety Shoemaker-Levy 9 při jejím těsném průletu (92 tis. km od planety) u Jupiteru dne 7. července 1992. Pozdější úlomek H představuje hlavní část původního jádra komety o průměru 4 km a rotační periodě 54 h. Štěpení ledové sutě tvořící původní jádro započalo asi hodinu před průletem perijovem a největší úlomky po štěpení měly rozměry až 1,6 km. K objevu řetízku asi dvou tuctů těchto úlomků, jež směřovaly do posledního apojova, pak došlo koncem března 1993. Úlomky proletěly apojovem 13. července 1993 a pak se celý rok řítily čím dál vyšší rychlostí až 60 km/s vstříc záhubě v Jupiterově atmosféře. Byl to první případ v dějinách astronomie, kdy jsme mohli sledovat srážku dvou těles Sluneční soustavy doslova v přímém přenosu a výsledky pozorování jsou dodnes epochální.

Jaro 2004 přineslo astronomům podívanou hned na tři jasné komety, z nichž dvě byly objeveny už v předešlých letech, takže se na jejich představení s předstihem čekalo. Koncem března 2004 počaly být očima viditelné komety C/2001 Q4 NEAT a C/2002 T7 LINEAR. První z nich prošla přísluním (0,96 AU) 16. května 2004, když předtím 7. května byla nejblíže Zemi (0,3 AU) – právě tehdy dosáhla v Jednorožci 3 mag. Očima byla viditelná do konce května, kdy opouštěla souhvězdí Rysa. Druhá kometa však již koncem března přecházela na jižní polokouli a přísluním prošla 23. 4. 2004 ve vzdálenosti 0,6 AU od Slunce. Teprve 19. 5. se přiblížila k Zemi na necelé 0,3 AU a tehdy dosáhla v souhvězdích Eridanu a Zajíce největší jasnosti 2,4 mag, ale to už vlivem planetárních poruch letěla po hyperbolické dráze, takže Sluneční soustavu navždy opustí. Očima byla vidět do poloviny června.

Předtím již 23. března 2004 objevil ve věku 76 let proslulý australský lovec komet W. Bradfield v souhvězdí Velryby svou 18. kometu 2004 F4 jako mlhavý obláček 8 mag. Kometa se pak rychle zjasňovala a od 8. dubna byla vidět očima; maxima 1 mag dosáhla 17. dubna, kdy prošla přísluním ve vzdálenosti 0,17 AU a byla přitom pozorována družicí SOHO. Její chvost se nejvíce protáhl 28. dubna – úhlově na 8° a lineárně na 22 mil. km. Očima byla kometa vidět v souhvězdí Ryb až do konce dubna. Koncem června 2004 byla znovuobjevena periodická kometa Hartley-IRAS (1983 V1 = 1984 III) jako objekt 2004 V2 (19 mag). Proti předpovědi se na své 21,5 r dlouhé oběžné dráze předběhla téměř o 5 dnů.

Koncem srpna objevil kalifornský astronom-amatér D. Machholz v Eridanu svou jubilejní 10. kometu 2004 Q2 jako mlhavou skvrnku 11 mag. Od objevu předešlé 9. komety strávil neúspěšným hledáním 1 457 h během 10 roků. Celkem tak od r. 1975 věnoval hledání komet již 7 047 h! Machholzova 10. kometa se však objeviteli odměnila tím, že od konce listopadu začala být viditelná očima v souhvězdí Býka a stala se doslova Tříkrálovou kometou počátkem ledna 2005, když 5. ledna byla nejblíže k Zemi (51 mil. km) a vzápětí minula Plejády. Tehdy dosáhla 3,5 mag. Přísluním ve vzdálenosti 180 mil. km od Slunce prošla 24. ledna 2005.

1. 2. 3. Meteorické roje a bolidy

Prvním silným (maximální frekvence 50 ÷ 200 met/h) meteorickým rojem roku jsou teprve od r. 1835 Kvadrantidy s několik hodin trvajícím maximem činnosti kolem 3. ledna. Souhvězdí Zedního kvadrantu však už v moderních astronomických atlasech nenajdeme, ale název se zachoval, protože přesněji určuje polohu radiantu roje, který se nachází na okraji souhvězdí Pastýře poblíž rozhraní s Drakem a Herkulem. Donedávna to byl jediný význačný meteorický roj, jehož mateřské těleso (kometa?) nebylo známo, ale to se změnilo díky přehlídkovému teleskopu LONEOS ve Flagstaffu v Arizoně, jímž byla mj. objevena planetka 2003 EH1. I. Williams aj. ukázali o rok později, že kolem r. 1500 n. l. byly tehdejší elementy dráhy této planetky shodné s elementy Kvadrantid. Těsně předtím byla spatřena jasná kometa C/1490 Y1 s podobnou drahou, takže je vysoce pravděpodobné, že planetka je úlomkem kometárního jádra. Dráha roje i planetky se výrazně mění vinou planetárních poruch a to je důvod, proč se Kvadrantidy objevily teprve v XIX. stol. Krátké ostré maximum frekvence roje svědčí o jeho relativním mládí pouhého půl tisíciletí.

P. Koten aj. zpracovali dvojstaniční pozorování vizuálních meteorů pomocí videokamer pro hlavní meteorické roje během roku. Podařilo se jim zaznamenat dráhy a světelné křivky pro 496 meteorů s absolutní jasností od -2,1 do +4,7 mag, což odpovídá intervalu hmotností meteoroidů od 0,1 μg do 0,1 ng. Typické kometární roje Perseid, Leonid a Orionid byly porovnány s téměř dvakrát pomalejšími Geminidami a Tauridami. Pomalé meteoroidy se vyznačují souměrnou světelnou křivkou s maximem jasnosti uprostřed svítící dráhy. Bez ohledu na hmotnost meteoroidu začínají svítit v téže výši. Naproti tomu výška zážehu kometárních meteoroidů roste s jejich vstupní hmotností.

M. Campbell-Brown podal zprávu o silném denním meteorickém roji Arietid, jenž byl pozorován vždy kolem 9. června v letech 2001–2003 kanadským radarem CMOR v Ontariu na frekvenci 29 MHz. Geocentrická rychlost meteoroidů činí 38 km/s a maximální přepočtená frekvence až 200 met/h! Zatím lze jen spekulovat o mateřském tělesu tohoto roje, protože radarová data vykazují některé nejasnosti.

D. Galligan a W. Baggaley zpracovali údaje o meteorech pozorovaných v letech 1995-99 pomocí novozélandského radaru AMOR. Mezní hvězdná velikost radaru odpovídá optickým meteorům 14 mag, tj. o hmotnosti jen 0,3 pg, resp. průměru meteoroidů 40μm. Celkem získali údaje o půl milionu radarových meteorů a rozdělení jejich drah ve vzdálenosti 1 AU od Slunce – v záznamech je patrný vliv planetek typu Apollo a Aten na strukturu prachové složky Sluneční soustavy.

P. Pecina a D. Pecinová zpracovali ondřejovská radarová měření Leonid v letech 2000–2002. Aktivita roje trvala v letech 2000 a 2001 přes 2 dny a frekvence rychle kolísala. Naproti tomu v r. 2002 bylo vidět jen hlavní a vedlejší maximum v intervalu několika málo hodin – zato v porovnání s předešlými lety byly v roji více zastoupeny slabší meteory. Standardně se opakuje maximum pro délku Slunce 236,11°. Nečekaně vysoká aktivita nastala 19. 11. 2001; zatím pro ni neexistuje kloudné vysvětlení.

P. Jenniskensovi aj. se zdařilo 12. 2. 2002 objevit šťastnou náhodou rozostřené optické a blízké infračervené spektrum meteorické stopy pomocí spektrografu FORS-1 u jednoho z největších dalekohledů světa – VLT v Chile. Stopa ve výšce 100 km nad zemí pocházela od bolidu -8 mag a v jejím spektru byly nalezeny čáry atomárního i molekulárního dusíku a kyslíku. Excitační teplota ve stopě přesahovala 4 300 K.

T. Kasuga aj. získali 23. 6. 2004 pomocí kamery HDTV spektrum Bootidy 5 mag v pásmu 360 ÷ 620 nm. Ve spektru jsou patrné emise Mg I, Fe I a Na I. Poměry těchto prvků se liší od jejich zastoupení na Slunci; excitační teplota dosáhla 3 900 K. Bootidy byly předtím aktivní jen v letech 1916, 1927 a 1998. Jejich mateřskou kometou je 7P/Pons-Winnecke, takže dráha roje je silně rušena Jupiterem. Rychlost střetu meteoroidů se Zemí je mimořádně nízká – jen 18 km/s. V r. 2004 překvapily Perseidy, které dle předpovědi E. Lyytinena a T. van Flanderna měly mít 15 h před hlavním maximem ostrý vrcholek na frekvenční křivce, díky meteoroidům uvolněným z mateřské komety Swift-Tuttle při jejím návratu ke Slunci v r. 1862. Předpověď se báječně vyplnila kolem 21 h UT dne 11. 8. (ekliptikální délka Slunce 139,4°), kdy se vyskytlo mnoho bolidů až -7 mag.

F. Selsis aj. zjišťovali, které meteorické roje by mohly být v činnosti v okolí ostatních planet Sluneční soustavy. U Merkuru by to mohl být roj komety 2P/Encke, kdežto u Venuše zejména roj komety 45P/Honda-Mrkos-Pajdušáková, která se k planetě přibližuje na pouhých 240 tis. km. Pro Mars připadá v úvahu hned pět známých komet a pro Jupiter opět kometa 45P a dále 4P/Faye. Nejnadějnější je v tomto směru zřejmě Mars, kde ve větších výškách nad planetou je atmosféra dokonce hustší než pozemská.

1. 3. Planetární soustava kdysi a dnes

O. Gingerich připomněl, že již Ptolemaios a Koperník se pokoušeli o odhad vzdálenosti Země od Slunce a vyšlo jim, že 1 AU se rovná 1 210 RZ, takže tuto vzdálenost podcenili 20krát. Kepler na základě Tychonova neúspěšného pokusu nalézt geocentrickou paralaxu Marsu však usoudil, že tato vzdálenost je alespoň 3krát větší, jenže z dalších úvah dospěl k ještě horší hodnotě pouhých 360 RZ. Proto též při výpočtu data přechodu Venuše přes Slunce soudil, že Venuše přitom zakryje téměř čtvrtinu slunečního disku!

A. Boss připomněl, že až do r. 1995 se při modelování vzniku obřích planet uvažovala pouze akrece zbytků ochlazeného plynného protoplanetárního disku na tuhá jádra o hmotnostech řádu 10 MZ. Odtud vyplýval poměrně pomalý vznik obřích planet po mnoha milionech let. Od té doby se však přišlo na to, že protoplanetární disky se mohou rychle ochladit konvekcí, a pak vznik planet proběhne mnohem rychleji (během tisíců let) díky gravitačním nestabilitám v ochlazeném disku, jak dokazují modelové výpočty. Podle O. Hubického aj. má Jupiter kamenné jádro o hmotnosti v intervalu 0 ÷ 10 MZ, kdežto Saturn v intervalu 6 ÷ 15 MZ. Obě planety však mají přinejmenším o půl řádu více kovů než Slunce. Uran a Neptun jsou z větší části kamenné planety, obklopené plynem o hmotnosti 2 ÷ 4 MZ.

W. Rice aj. využili hydrodynamické simulace k odhalení pravděpodobných následků rozpadu nestabilního protostelárního disku o hmotnosti 10 % hmotnosti mateřské hvězdy. Zjistili, že již za 12 tis. let se v okolí hvězdy objeví díky gravitačními hroucení zhustků v rozpadajícím se disku a následné akreci okolního plynu 83 substelárních (do hmotnosti 0,01 M☉) a protoplanetárních (s hmotností ≈ 0,001 M☉) objektů, z nichž však 74 během následujících 21 mil. let mateřskou hvězdu opustí a stanou se interstelárními nomády, z toho 19 planet o hmotnosti blízké Jupiteru. Dalších 7 objektů se rovněž odporoučí následkem blízkých setkání s okolními hvězdami a jeden se zřítí na mateřskou hvězdu. Zbude tedy jen jeden objekt trvale gravitačně vázaný k mateřské hvězdě. Galaxie by tedy měla být vyplněna spoustou osamělých hnědých trpaslíků a obřích planet, jež se však obtížně hledají.

Také S. Oxley a M. Woolfson ukázali pomocí hydrodynamických simulací, že v hustých hvězdokupách mohou snadno vznikat osamělé exoplanety rovnou, díky interakci již vzniklých prahvězd a okolních zhustků prachu a plynu. Takto vznikající planety obíhají zprvu po velmi protáhlých drahách s výstředností až 0,9 a o poloosách dlouhých až 2 000 AU; odtud je jen krůček k jejich osamostatnění. Modelové výpočty pro hvězdy slunečního typu naznačují, že asi 7 % těchto hvězd má mít exoplanety typu jupiter, což je v souladu s pozorováním. R. van Boekel aj. zkoumali vnitřní 2 AU u protoplanetárních disků tří Herbigových hvězd třídy Ae pomocí interferometru VLT se základnou 103 m, čímž docílili úhlového rozlišení 20 mas v infračerveném pásmu 7,5 ÷ 13,5 μm. Zjistili, že disky obsahují jak amorfní zrnka, tak i krystalky křemičitanů, což souhlasí se složením meteoritů a naznačuje, že právě takový materiál tvoří stavební kamínky při vzniku planet Sluneční soustavy.

C. Agnor a E. Asphaug ukázali, že v zárodečné Sluneční soustavě se 1km planetesimály sbalily během 100 ÷ 10 000 let a 1 000km zárodky během 100 tis. až 1 mil. roků. Pak se buď navzájem začnou srážet, anebo vytvoří vnitřní část Sluneční soustavy. Pokud dojde k čelní srážce dvou protoplanetárních embryí o hmotnosti 0,1 MZ nízkou rychlostí, embrya se spojí. Při tečné srážce se vytvoří těsný pár embryí, která posléze rovněž splynou. Jenže při vyšších rychlostech se tělesa od sebe odrazí a vypadnou ze Sluneční soustavy – právě polovina srážek končí splynutím a druhá polovina vymrštěním. S. Raymond aj. propočítali 44 modelů gravitačních nestabilit v horkém disku sluneční pramlhoviny a zjistili, že ke vzniku planetesimál dochází jak akrecí, tak gravitačními nestabilitami. Jakmile začnou planetesimály splývat, je vyhráno – v jednotlivých modelech dostali 1 ÷ 4 protoplanety terestrického typu, obíhající blíže než 2 AU k Praslunci. Problémem zůstává, odkud tyto původně suché protoplanety získají vodu.

L. Neslušan přišel s domněnkou, že z posloupnosti vzdáleností planet podle Titiusova-Bodeova pravidla by měla být vyňata Země, která podle jeho názoru vznikla v oblasti hlavního pásma planetek a do dnešní vzdálenosti se dostala planetární migrací. R. Gomes aj. zjistili, že migrace může také probíhat opačným směrem, jak dokázali na případu Neptunu, který podle jejich názoru vznikl ve vzdálenosti 22 AU od Slunce. V té době sahal plynný protoplanetární disk do vzdálenosti 30 AU od Slunce a Neptun podléhal neustálým výměnám energie a momentu hybnosti s okolními planetesimálami. Tím se posouval až k vnějšímu okraji disku, kde interakce ustaly, takže v této vzdálenosti zůstal dodnes. Titíž autoři zjistili, že příčinou migrace Neptunu i Uranu byl fakticky Saturn, jenž směřoval k rezonanci oběžných dob 2 : 1 s Jupiterem a přitom si vyměňoval energii s planetkami, které naváděl na oběžné dráhy směrem k Zemi – právě tím též destabilizoval původní dráhy Uranu a Neptunu. Neptun tak zase narušoval pohyby těles TNO, která po dobu asi 100 mil. let bombardovala Zemi a Měsíc – četnost velkých impaktů na Měsíci byla tehdy asi o tři řády vyšší než dnes. Tehdejší období těžkého bombardování před více než 3,8 mld. let však mohlo Zemi opatřit kýženou vodu.

G. Ogilvie a D. Lin hledají příčinu migrace obřích exoplanet do blízkosti mateřských hvězd ve výměně momentu hybnosti exoplanety se zárodečným akrečním diskem kolem mateřské hvězdy. Slapová disipace pak způsobí, že původně výstředné dráhy exoplanet se nutně změní na kruhové po dokončení migračního manévru. S tím souhlasí též I. Dobbs-Dixon aj., kteří ukázali, že všechny exoplanety s oběžnou dobou kratší než 6 d mají skutečně kruhové dráhy. Exoplanety s oběžnými dobami 7 ÷ 21 d právě prodělávají zmíněný přechod z excentrické dráhy na kruhovou díky slapům.

1. 4. Slunce

Slunce je úžasný a neobyčejně stabilní zdroj bezmála nehmotných neutrin: podle M. Weisskopfa jich uvolní každou sekundu neuvěřitelných 2.1039! Pro srovnání: týž počet atomů by obsahovala krychlová kostka tuhy o hraně 1 km. Jak známo, kvůli nepatrnému účinnému průřezu je technicky mimořádně obtížné zachytit sluneční neutrina na Zemi. Poprvé se to zdařilo americkému chemikovi R. Davisovi v proslulém experimentu v dole Homestake v Jižní Dakotě, jenž trval od r. 1967 do r. 1992. Jeden z nejdelších pokusů v dějinách astrofyziky byl založen na zachycování neutrin jádry atomů chlóru, jak to teoreticky propočítal italský fyzik B. Pontecorvo již v r. 1946. Davis během čtvrtstoletí uskutečnil 108 cyklů měření toku slunečních neutrin tak, že vždy po čtvrtroce změřil počet radioaktivních atomů 37Ar, které v podzemní nádrži s perchloretylenem vznikly díky Pontecorvově reakci. Celkem tak získal pouhých 2 200 radioaktivních atomů (třikrát méně, než se všeobecně čekalo), což mu v r. 2002 vyneslo Nobelovu cenu za fyziku.

Právě tehdy se ukázalo, že pozorovaný deficit lze objasnit díky oscilacím neutrin, které intuitivně předvídal týž Pontecorvo již v letech 1957–8 (v mezidobí musel Pontecorvo, podezřelý z atomové špionáže pro Sovětský svaz, uprchnout z kanadské atomové laboratoře Chalk River do SSSR, kde byl zvolen akademikem pod jménem Pontekorov). Jak známo, neutrina díky svému zanedbatelnému účinnému průřezu nás informují o okamžitém stavu slunečního nitra, zatímco elektromagnetické záření se z nitra Slunce na jeho povrch prodírá plných 10 mil. roků průměrnou rychlostí 10 mm/h.

Nevýhodou průkopnického Davisova experimentu byla malá časová rozlišovací schopnost. Nyní se podařilo tuto slabinu odstranit zásluhou měření z japonské podzemní aparatury Superkamiokande v letech 1996,5–2001,3. Pro každé zachycené neutrino totiž známe přesný čas i směr příletu. Jak zjistil T. Shirai, naměřené kolísání průměrných hodnot toku slunečních neutrin o 7 % během roku vyplývá z výstřednosti dráhy Země kolem Slunce. Přes tuto očekávanou variaci se však překládá překvapivé sinusové kolísání toku o 13 % v periodě 30 měsíců, které nikterak nesouvisí s kolísáním sluneční činnosti, takže jeho příčina není zatím známa.

Pro rychlejší poznání stavby a vývoje Slunce má velký význam nalézání tzv. slunečních analogů mezi jasnými hvězdami. To se nyní zdařilo C. Soubiranovi a A. Triaudovi, kteří porovnávali spektrum Slunce ve světle odraženém od Měsíce a od planetky Ceres s kvalitními spektry jasných hvězd, pořízenými pomocí spektrografu ELODIE u 1,9m reflektoru observatoře v Haute Provence. Našli tak celkem 10 dobrých slunečních analogů, jímž jednoznačně vévodí hvězda 18 Sco (HD 146233; 5,5 mag; 14 pc). Je však o 0,4 mld. let starší a následkem toho o 5 % svítivější než Slunce; má též o 90 K nižší efektivní teplotu. Porovnání chemického složení 15 slunečních analogů A. Galejevem aj. ukázalo, že k nalezení dobrých analogů nestačí pouhá vícebarevná fotometrie; musí se vzít v úvahu i poměrné zastoupení chemických prvků v jejich atmosférách. Právě toto kritérium potvrdilo výjimečné postavení hvězdy 18 Sco. Ze zmíněných 15 analogů má jen 6 totožné chemické složení jako Slunce, zatímco 4 analogy vykazují přebytek a 5 analogů deficit některých prvků v porovnání se Sluncem – mezi nimi jsou i 2 podobři.

M. Ogurtsov srovnal údaje o sluneční činnosti, získané jednak pomocí relativních (Wolfových) čísel za léta 1700–2000, jednak nepřímo za období 1090–1700, s údaji radiouhlíkové metody za období 8005 př. n. l. – 1895 n. l. Zjistil tak, že za celou tu dobu se intenzita a periodicita sluneční činnosti nezměnila. D. Hathaway a R. Wilson soudí, že za posledních 400 let se počty skvrn hodí jako indikátor sluneční činnosti, který je korelován jak s decimetrovým rádiovým šumem Slunce, tak s počtem a intenzitou rentgenových erupcí, s úrovní geomagnetické činnosti i s tokem galaktického kosmického záření. Dobrá data máme za posledních 27 cyklů sluneční činnosti, pro něž vychází průměrná perioda (10,9 ±1,2) roku. Amplituda slunečních cyklů kolísá v 90leté periodě. Při větší amplitudě cyklu má předešlý cyklus vysokou úroveň během minima a interval od minima do maxima je kratší. Pro 24. cyklus předpovídají maximální R = (145 ±30) v r. 2010, kdežto 25. cyklus by měl vrcholit až v r. 2023. K. Li a H. Wang předpokládají, že příští 24. cyklus sluneční činnosti započne v prosinci 2006 a dosáhne maxima v březnu 2011 s maximálním relativním číslem R ≈ 140 ÷ 190. Alternativně však prý může nový cyklus začít až v červnu 2008 a pak by dosáhl maxima v únoru 2013, přičemž maximální R ≈ 80 ÷ 137. Zdá se, že autoři se pojistili pro všechny možnosti: něco z tak nejisté předpovědi vyjde téměř určitě...

Jak uvedl L. Schmied, je však hlavní maximum sluneční činnosti dáno spíše četností než velikostí skvrn. Starší pozorování pouze větších skvrn znamenají, že cykly činnosti vypadají souměrněji, jelikož největší skvrny mají vlastní maximum posunuté asi o 2 roky po maximu hlavním. J. Vaquero upozornil na Galileovo pozorování z 19.–21. srpna 1612, kdy viděl na Slunci skvrnu pouhým okem. G. Chapman aj. varovali, že podle měření z družice SOHO byl uplývající 23. cyklus anomální, jelikož svítivost Slunce nebyla téměř vůbec závislá na sluneční činnosti, na rozdíl od předešlého 22. cyklu. Počet slunečních skvrn není tudíž obecně příliš dobrým indikátorem sluneční činnosti.

C. Selhorst aj. měřili pomocí radioheliografu na observatoři Nobejama v Japonsku na frekvenci 17 GHz kolísání rovníkového i polárního poloměru Slunce během let 1992–2003. Zjistili, že poloměr Slunce kolísá přímo úměrně počtu slunečních skvrn – polární o 1″ a rovníkový o 3″ během slunečního cyklu. Průměrná hodnota polárního poloměru činí 974,4″. Naproti tomu J. Kuhn aj. odvodili z Dopplerova interferometru MDI na družici SOHO v intervalu od února 1996 do ledna 2003 střední poloměr Slunce (959,6 ±0,5)″, čemuž odpovídá lineární střední poloměr Slunce (695 740 ±110) km. Přesnost úhlových měření dosáhla 0,007″ a žádná kolísání nad dvojnásobkem této hodnoty nenalezli.

Naproti tomu kolísá podle P. Foukala aj. sluneční konstanta o 0,08 % během jedenáctiletého cyklu sluneční činnosti. Slunce však nesvítí úplně izotropně, protože během jedné otočky kolísá sluneční konstanta až o 0,2 %. Během erupcí roste sluneční konstanta krátkodobě až o 0,015 %. Takto přesná měření lze přirozeně uskutečnit pouze z družic, tj. od r. 1978. Střední hodnota sluneční konstanty činí dle J. Passachoffa aj. 1 365,9 kW/m2.

R. Lin aj. zjistili, že při mimořádně energetické sluneční erupci z 23. 7. 2002, kdy bylo poprvé pozorováno i záření gama, se elektrony a ionty pohybovaly po obloucích magnetických siločar odděleně, ve vzájemné vzdálenosti tisíce km od sebe – připomíná to dvojité oblouky v logu restaurací McDonald´s, ale fyzikální příčina rozdvojení není jasná. K překvapení všech se však na Slunci odehrály mezi 28. říjnem a 4. listopadem 2003 v aktivní oblasti 10486 gigantické erupce o rekordní intenzitě až X 45, přestože Slunce bylo již 3,5 r po maximu posledního 23. cyklu sluneční činnosti. Nejsilnější erupce překonala svou intenzitou všechny, které byly kdy zaznamenány v rentgenové oblasti spektra. Erupce vyřadila z činnosti japonskou komunikační družici JAXA a aparaturu MARIE na americké sondě Mars Odyssey. Příslušný koronální výron hmoty dosáhla rekordní rychlosti 2 800 km/s, ale Zemi naštěstí jenom „olízl“.

T. Moran a J. Davila využili aparatury LASCO na družici SOHO k trojrozměrným polarimetrickým měřením struktury dvou koronálních výronů v době minima sluneční činnosti (říjen a listopad 1998) díky faktu, že Slunce včetně výronů rotuje. Počítačová tomografie tak umožnila zobrazit komplexní strukturu výronů, které měly odstředivé rychlosti až 250 km/s a jejichž smyčky se rozpínaly do koróny. Autoři odhadli hmotnost výronů na 100 Gt.

B. de Pontieu aj. studovali sluneční spikule, objevené jako „vlásky“ dlouhé tisíce km již r. 1877. Sluneční povrch pokrývá neustále koberec asi stovky tisíc spikulí, jejichž životnost bývá jen několik minut. Díky družici TRACE se podařilo zjistit, že tzv. módy p obřích akustických vln na povrchu Slunce mají periodu 5 min – tatáž perioda platí i pro vlny koronální. Oba jevy spolu souvisejí, tj. na povrchu Slunce vznikají magnetické trubice, které slouží jako vodicí kanály pro horký plyn spikulí, jenž se v trubicích pohybuje rychlostí 20 km/s.

2. Hvězdný vesmír

2. 1. Extrasolární planety

Narůstající časový interval od r. 1995, kdy se podařilo poprvé prokázat užitečnost metody hledání exoplanet pomocí periodických změn radiálních rychlostí mateřské hvězdy, postupně zlepšuje možnost objevů exoplanet s oběžnou dobou několika roků. To znamená, že se zvyšuje naděje na objev extrasolárních planetárních soustav podobných té naší. D. Naef nalezl pomocí spektrografu ELODIE na OHP ve Francii tři nové exoplanety u hvězd ze severní oblohy HD 74156 a 14 Her. První z nich má dvě exoplanety s minimálními hmotnostmi 1,9 a 6 MJ a oběžnými periodami 52 d a 5,5 r. Druhá exoplaneta obíhá po velmi výstředné dráze (e = 0,6) s velkou poloosou dráhy 0,64 AU. Hvězdu 14 Her doprovází exoplaneta o minimální hmotnosti 4,7 MJ a oběžné době 4,9 r s dráhovou výstředností 0,3.Také na jižní polokouli objevů utěšeně přibývá zejména díky přesnému (±1 m/s!) spektrografu CORALIE, instalovanému u Eulerova 1m teleskopu na La Silla. Podle M. Mayora aj. se tímto přístrojem podařilo za posledních pět let objevit či spoluobjevit celkem 38 exoplanet, mezi nimiž je např. 10 jupiterů s oběžnými periodami v rozmezí 0,3 ÷ 3,7 roků. I v tomto případě jde o tělesa s protáhlými drahami v rozmezí výstředností 0,2 ÷ 0,5. N. Santos aj. ohlásili objev exoplanety u hvězdy μ Ara (V = 5,1 mag; sp. G5 V) s oběžnou dobou 9,5 d a kruhovou dráhou o poloměru 0,09 AU. Její hmotnost 14 MZ je srovnatelná s Uranem. Prakticky současně objevila konkurenční skupina G. Marcyho a R. Butlera exoplanety u hvězd 55 Cnc a GJ 436 (Leo) s oběžnými dobami 2,8 a 2,6 d, jejichž hmotnosti činí po řadě 15 a 21 MZ.

N. Santos aj. zkoumali chemické složení 41 mateřských hvězd, kolem nichž obíhá celkem 98 exoplanet, a zjistili, že u hvězd se slunečním zastoupením těžších prvků (tzv. kovů) se vyskytují exoplanety pouze ve 3 % případů, kdežto u hvězd s dvojnásobným podílem kovů stoupá tento podíl na 25 %. A. Eggenberger aj. ukázali, že nejhmotnější exoplanety s krátkými oběžnými dobami (. To na jedné straně znamená, že v těchto případech migrovaly exoplanety z místa svého vzniku směrem k mateřské hvězdě, a na druhé straně je zřejmé, že existuje více mechanismů tvorby exoplanet (přímou kondenzací protoplanetárního plynu, akrecí planetesimál, atd.).

P. Kalas aj. objevili hvězdným koronografem ve filtru 0,65 μm u dalekohledu UHT o průměru 2,2 m rozsáhlý (50 ÷ 210 AU) prachový disk kolem proměnné hvězdy AU Mic (HD 197481; V ≈ 8,8 mag; sp M1 Ve; 0,5 M☉; Tef = 3,5 kK; 0,1 L☉), která je od nás vzdálena 10 pc. Prach v disku o hmotnosti 7.1022 kg má průměrnou teplotu 40 K a zcela chybí ve vzdálenosti do 17 AU od hvězdy, což může nasvědčovat tvorbě planet. Hvězda je součástí komplexu mladých hvězd o stáří 8 ÷ 20 mil. roků, které většinou patří k trpaslíkům třídy M. Tentýž disk zkoumali M. Liu aj. v pásmu mikrovln pomocí radiometru SCUBA radioteleskopu JCMT a potvrdili tak zmíněnou vnitřní mezeru i rozsah disku do vzdálenosti 200 AU. Mateřská hvězda je stará 12 mil. let.

A. Léger aj. ukázali, že kromě již známých typů planet (kamenných terestrických a obřích plynných) mohou existovat také tzv. oceánské planety, vyznačující se hmotnostmi 1 ÷ 8 MZ a zvýšeným zastoupením vody, resp. ledu. V porovnání s terestrickými planetami mají větší poloměry a jsou na povrchu pokryty oceánem kapalné vody o tloušťce řádově 100 km. Zatímco např. kamenná planeta o hmotnosti 6 MZ se skládá z 2 MZ kovů a 4 MZ křemíku o průměrné hustotě 7,7násobku hustoty vody, stejně hmotná oceánská planeta je tvořena 1 MZ kovů, 2 MZ křemíku a 3 MZ ledu a vody. Její průměrná hustota činí 4,3násobek hustoty vody. Oceánské planety vznikají ve vnějších oblastech protoplanetárního disku a pozvolna migrují směrem k mateřské hvězdě. Mohly by být rozpoznány budoucími kosmickými aparáty pro hledání exoplanet, jako je plánovaná družice Kepler nebo COROT.

Alternativní metoda objevování pomocí přechodů exoplanet přes disk mateřské hvězdy má ovšem velký potenciál, protože pokles jasnosti mateřské hvězdy zhruba o 0,02 mag je v dosahu i mnoha amatérských pozorovatelů proměnných hvězd. To se mj. zdařilo potvrdit i u nás na Hvězdárně M. Koperníka v Brně, kde O. Pejcha pomocí 0,4m reflektoru s digitální kamerou ST-7 pozoroval v noci 4./5. září 2004 přechod exoplanety přes disk hvězdy TrES-1 (12 mag; sp K0 V; 0,9 M☉; 0,8 R☉; vzdálenost 150 pc) v souhvězdí Lyry. Existence exoplanety byla odhalena R. Alonsem aj. na observatoři Tenerife v srpnu 2004 pomocí 0,1m přehlídkového dalekohledu, jenž opakovaně měří jasnosti 12 tis. nejjasnějších hvězd na obloze. Během Pejchova pozorování klesla jasnost mateřské hvězdy o 2,5 % a odtud se podařilo odvodit její parametry: hmotnost 0,75 MJ; velkou poloosu dráhy 0,04 AU (pouze 6 mil. km!) a oběžnou dobu 3 d.

A. Sozzetti aj. využili ke sledování mateřské hvězdy spektrografů u obřích dalekohledů Keck a HET a odvodili tak její metalicitu shodnou se sluneční a její přibližné stáří 2,5 mld. roků. Vzorem pro tato pozorování se stalo koneckonců pozorování přechodu Venuše přes sluneční kotouč z družic, jak se to poprvé podařilo v červnu 2004. Metoda v principu umožňuje objevovat exoplanety, popř. „exodružice exoplanet“, i ve velkých vzdálenostech od Země a poskytuje v zásadě více fyzikálních parametrů exoplanet než metoda radiálních rychlostí. Znamená to ovšem rozvinout ultrapřesnou fotometrii hvězd s přesností řádu ±1 promile. Prototypem této skupiny se stala exoplaneta HD 209458b ve vzdálenosti 50 pc od Slunce, objevená nejprve metodou radiálních rychlostí a posléze potvrzená díky přechodům exoplanety před hvězdou. Snad proto jde o první exoplanetu, jež dostala vlastní jméno Osiris. L. Ksanfomaliti se domnívá, že Osiris je převážně složen z vodíku a má silné magnetické pole. A. Vidal-Madjar aj. využili spektrografu STIS na HST k důkazu, že z atmosféry této horké exoplanety se odpařuje nejenom atomární vodík, ale též kyslík a uhlík. Podle A. Lecaveliera des Etangs aj. unikají plyny přetokem přes Rocheův lalok exoplanety díky hvězdným slapům. Navzdory této ztrátě je životnost těchto exoplanet, vzdálených jen 0,04 ÷ 0,10 AU od své mateřské hvězdy, srovnatelná se stářím Galaxie, protože samotný Osiris ztratí tímto způsobem za 5 mld. roků pouze 7 % své původní hmotnosti.

A. Udalski aj. prohlédli 6 vybraných polí v souhvězdích Lodního kýlu, Kentaura a Mouchy, zahrnujících opakovanou přesnou (±0,0015 mag) fotometrii 230 tis. hvězd pozorovaných v přehlídce OGLE 1,3m reflektorem na Las Campanas v r. 2003, k hledání kandidátů na přechody exoplanet. Našli tak 40 dobrých kandidátů, jejichž existence se nyní prověřuje doplňkovými měřeními. G. Chabrier aj. vyvinuli program umožňující předpovědět budoucí hodnoty poloměru, jasnosti a teploty exoplanety jako funkci její hmotnosti a vzdálenosti od mateřské hvězdy, protože dokázali zahrnout zmíněné odpařování atmosfér do vývojových modelů exoplanet. I. Baraffe aj. zjistili, že vypařování ovlivňuje především intenzita rentgenového a ultrafialového záření mateřské hvězdy. Jakmile se vnější vrstvy atmosféry exoplanety začnou vlivem silného ohřevu rozpínat, probíhá další odpařování překotně. Podle jejich výpočtů se překotně odpaří exoplaneta s hmotností 1,5 MJ, pokud je její vzdálenost od mateřské hvězdy menší než 0,046 AU, a podobně dopadne exoplaneta s hmotností 2,7 MJ ve vzdálenosti 0,023 AU od mateřské hvězdy.

Exoplanety se ovšem dají hledat také pomocí gravitačních mikročoček, kdy v mikrovteřinové úhlové blízkosti přechází přes vzdálenější hvězdu bližší hvězda, opatřená exoplanetou. Podle teorie relativity se v tom případě vzdálenější hvězda zjasní a za příhodné situace se na její světelné křivce může objevit krátký několikahodinový vrcholek („zub“), vyvolaný obdobným přechodem exoplanety. Podle F. Bouchyho aj. pak stačí metodou radiálních rychlostí určit parametry exoplanety.

Přehlídka mikročoček OGLE obsahuje podle autorů již 137 podezřelých případů a ve dvou případech se podařilo podezření potvrdit pomocí spektrografu FLAMES VLT. Jde o mikročočku OGLE-TR-113b, kde exoplaneta má hmotnost 1,35 MJ, poloměr 1,1 RJ a oběžnou dobu 1,4 d (!). Druhým případem byla též dle C. Moutoua aj. mikročočka OGLE-TR-132b se zjasněním v trvání pouhé 1,2 h s parametry exoplanety: 1,2 MJ; 1,1 RJ; 1,7 d; o střední hustotě rovné hustotě vody. Mateřská hvězda ve vzdálenosti 2,5 kpc o hmotnosti 1,35 M☉ a poloměru 1,4 R☉ má povrchovou teplotu 6,4 kK a její stáří nepřesahuje asi 1 mld. roků. Vzápětí M. Konacki aj. zjistili, že mikročočka OGLE-TR-56b je exoplanetou s dosud vůbec nejkratší oběžnou dobou 1,2 d. Spektrum mateřské hvězdy pořídili G. Torres aj. u dalekohledu Keck, a tak obdrželi parametry exoplanety: 1,45 MJ; 1,2 RJ; a = 3,4 mil. km; e = 0; hustota (1,0 ±0,3)násobek hustoty vody. Velmi krátké oběžné doby jsou naprostým překvapením a přirozeně znamenají, že jde o exoplanety silně rozpálené. D. Lin a P. Gu se domnívají, že tito horcí jupiteři se dostali do blízkosti mateřských hvězd migrací z větších vzdáleností, v nichž původně vznikli. Sílící slapy přitom původně protáhlé dráhy změní velmi rychle na kruhové a způsobí též slapový ohřev exoplanet, které se proto výrazně nafouknou.

Zatím je zejména díky přehlídkám gravitačních mikročoček známo už 6 exoplanet, jejichž přechody přes kotoučky mateřských hvězd se zdařilo pozorovat. Jasnosti mateřských hvězd se pohybují v rozmezí 7,6 ÷ 16,6 mag a spektrální třídy jsou v rozsahu F–K; poloosy drah exoplanet v rozmezí 0,023 ÷ 0,047 AU, jejich hmotnosti 0,5 ÷ 1,45 MJ, poloměry 1,0 ÷ 1,4 MJ a hustoty 0,35 ÷ 1,2 násobek hustoty vody. V dubnu 2004 se však podařilo objevit mikročočku, která je červeným trpaslíkem o hmotnosti 0,3 M☉, doprovázenou exoplanetou o hmotnosti 1,5 MJ v „rozumné“ vzdálenosti 2,5 AU.

C. Snodgrass aj. využili 321 mikročoček z přehlídky OGLE III k odhadu výskytu exoplanet u hvězd ve výduti Galaxie. Ukázali, že pouze 7 % těchto hvězd je obdařeno alespoň jednou exoplanetou a že přibližně pětinu těchto exoplanet představují chladní jupiteři. I. Dobbsová-Dixonová aj. zjistili, že všechny exoplanety s oběžnou dobou kratší než 6 dnů mají kruhové dráhy, což je výsledek působení slapových sil. Exoplanety s oběžnými dobami 7 ÷ 21 dnů představují přechodné typy, kde se vyskytují jak kruhové, tak výstředné dráhy; tj. slapové síly případně dosud nestihly ukončit svou práci.

S. Mohanty aj. sledovali 13 osamělých slabě žhnoucích červených objektů o teplotách kolem 2 500 K v oblastech aktivní tvorby hvězd v souhvězdích Býka a Štíra. Jejich hmotnosti odhadli na 9 ÷ 100 MJ, tj. na rozhraní obřích exoplanet a hnědých trpaslíků. Objekty jsou často obklopeny akrečními disky, což dokazuje, že vznikají týmž mechanismem jako hvězdy. Autoři pro ně navrhují nový termín planemy. Výskyt osamělých exoplanet, popř. hnědých trpaslíků je tedy zejména v těchto oblastech zcela běžný. Jak uvedli J. Ge aj., lze v nejbližších 15 letech očekávat podstatné zvýšení počtu známých exoplanet díky ambicióznímu programu 2,5m dalekohledu SDSS v Novém Mexiku. Autoři plánují monitorovat po dobu jedné dekády změny radiálních rychlostí pro 1 mil. hvězd spektrálních tříd F–M o nízké hmotnosti a očekávají, že tak odhalí existenci řádově 100 tis. exoplanet!

2. 2. Hnědí trpaslíci

M. Zapatero Osorio aj. pomocí adaptivní optiky u Keckova teleskopu pořídili spektroskopii binárního hnědého trpaslíka GJ 569 Bab v letech 1999–2001. Obdrželi odtud především spektrální klasifikaci a spolehlivé hmotnosti složek Ba (M8.5; 0,066 M☉) a Bb (M9; 0,052 M☉); dále pak oběžnou periodu 2,3 r; velkou poloosu dráhy 0,9 AU; výstřednost 0,3; sklon 34° a vzdálenost od nás 10 pc. Pár hnědých trpaslíků je průvodcem 5″ vzdálené trpasličí hvězdy sp. M2.5 V. M. McCaughrean aj využili kamery NAOS/CONICA VLT ve spojení s adaptivní optikou k zobrazení nejbližšího známého páru hnědých trpaslíků ε Ind Ba+Bb. Dvojice je od nás vzdálena jen 3,6 pc a úhlová vzdálenost složek činí 0,7″. Je to též první případ, kdy se podařilo zobrazit spektra obou složek, ačkoliv infračervená jasnost soustavy je pouze I = 17 mag a K = 11 mag. Spektrální třídy složek jsou po řadě T1 a T6 a minimální hmotnosti 47 a 28 MJ. Složky kolem sebe obíhají v periodě asi 15 let a vznikly před 1,3 mld. let. H. Bouy aj. používali po dobu 4 roků dalekohledů HST, VLT, Keck a Gemini k určení dynamické hmotnosti složek binárního hnědého trpaslíka 2MASSW J0746+2000 (Gem; sp. L0 + L1,5; oběžná doba 10,5 r) a dostali po řadě hodnoty 85 a 66 MJ. Stáří soustavy odhadli na 300 mil. roků. W. Brandner aj. pozorovali pomocí HST po dobu 5,5 roků dvojici hnědých trpaslíků DENIS-P J1228-15 (Crv), které vykazují společný vlastní pohyb a čáry Li ve spektru. Odtud odvodili přibližnou oběžnou dobu soustavy na 45 let při velké poloose oběžné dráhy 6,4 AU.

K. Briggs a J. Pye odhalili pomocí družice Newton konstantní rentgenové záření hnědého trpaslíka Roque 14 v Plejádách o zářivém výkonu 300 EW, což ovšem představuje jen tisícinu jeho bolometrické svítivosti. Autoři se domnívají, že zdrojem energetického záření je magnetická aktivita na povrchu hnědého trpaslíka, obdobná té, jež byla už dříve nalezena u trpasličích hvězd třídy M. Soudí tak též z toho, že u dalších čtyř zkoumaných hnědých trpaslíků měřitelnou rentgenovou emisi nenalezli, což přičítají slabšímu magnetickému poli.

Jak uvedla K. Loddersová, první hnědý trpaslík Gl 229B byl objeven teprve v říjnu r. 1995 – shodou okolností prakticky současně s první exoplanetou u hvězdy 51 Peg. Kvůli němu a následujícím objevům se jednak protáhla spektrální klasifikace třídy M až po M10, jednak bylo posléze zapotřebí zavést nové třídy L (rozmezí efektivních teplot 2 000 ÷ 1 200 K) a T (1 200 ÷ 800 K). Z toho důvodu se pro sledování hnědých trpaslíků ideálně hodí infračervené pásmo spektra. V atmosférách hnědých trpaslíků lze pozorovat čáry Li a pásy sloučenin CO, CH4, KCl, LiF, Li2S, Na2S atd. Hmotnosti hnědých trpaslíků se pohybují v úzkém rozmezí 13 ÷ 80 MJ; jde v podstatě o přechodný typ mezi klasickými hvězdami a obřími planetami typu Jupiteru.

2. 3. Prahvězdy

J. Tan a C. McKea se zabývali vznikem hvězd v raném vesmíru a zjistili, že tyto „nekovové“ prahvězdy musely mít minimální hmotnost alespoň 30 M☉, takže toto omezení obecně zdržovalo vznik hvězd. Jenže Y. Ščekinov a E. Vasilev vzápětí ukázali, že výskyt extrémně energetického kosmického záření v raném vesmíru zvyšuje rychlost, s níž se ochlazují zárodečná mračna molekulárního vodíku, a to umožňuje, aby už v raném vesmíru vznikaly také hvězdy s nízkou hmotností. I. Picardiová aj. nalezli dosud kovově nejchudší (zastoupení kovů činí jen miliontinu hmotnosti hvězdy) nízkohmotný objekt (< 1 M☉) He 0107-5240 (Phe), který by se podle původních představ nedokázal vůbec ochladit, a nemohl tedy vzniknout, takže se zdá, že Ščekinov a Vasilev mají nejspíš pravdu. J. Tumlinson aj. se dokonce domnívají, že i nekovové hvězdy mohou posléze vybuchnout jako hypernovy, takže první kovy ve vesmíru se dostávají do kosmického koloběhu již na konci kosmologického šerověku při z ≈ 20, tj. ve stáří pouhých 100 mil. let po vzniku I. generace hvězd. Toto obohacení obstarají snadno i hvězdy o počáteční hmotnosti pouze 10 M☉, takže původní předpoklad, že jsou k tomu potřebí extrémně masivní hvězdy o hmotnostech přes 140 M☉, je nejspíš nadbytečný.

Pozoruhodnou práci o pomalejším tempu klíčové termonukleární reakce cyklu CNO v nitru hmotných hvězd uveřejnili S. Degl´Innocenti aj. na základě experimentálního měření v podzemním urychlovači pod horou Gran Sasso v Itálii. Nejpomalejší reakce celého cyklu, při níž jádro 14N zachytí proton a změní se na jádro 15O, se totiž nedá změřit v běžných urychlovačích kvůli vysokému pozadí kosmického záření. Pod horou Gran Sasso je však kosmické záření dostatečně zeslabeno a tak měření v mezinárodním projektu LUNA ukázala, že reakce je ještě pomalejší, než se dosud odhadovalo, což posouvá stáří nejstarších hvězdokup s hmotnými hvězdami ještě o 700 mil. let do minulosti. To je v dobrém souladu s výsledky měření družice WMAP a tak se otevírají nové experimentální možnosti ověřit i zbývající úseky cyklu CNO, což by mj. pomohlo zmenšit nejistoty modelových výpočtů toku slunečních neutrin. A. Claret uveřejnil síťové modely hvězdného vývoje pro hvězdy s počátečními hmotnosti 0,8 ÷ 125 M☉ a sluneční metalicitou, poprvé se započítáním ztrát hmoty hvězdným větrem a vlivu slapů v těsných dvojhvězdách až do okamžiku, kdy v nitru hvězdy započne termonukleární spalování uhlíku.

R. Chini aj. nejprve připomněli, že podle stávajících představ o vzniku hvězd slunečního typu gravitačním zhroucením chuchvalce molekulového mračna a následnou akrecí materiálu z akrečního disku kolem zárodku hvězdy by tento mechanismus neměl fungovat pro vznik hvězd asi 10krát hmotnějších než Slunce, protože akreci zabrání příliš vysoký tlak záření, vycházející z tak hmotného zárodku. Uvedli však pozorování velmi mladé mlhoviny M17 (Omega). vzdálené od nás 2,2 kpc, vykonaná v mikrovlnném a infračerveném oboru spektra dalekohledy IRAM, NTT a zejména VLT ve spojení s adaptivní optikou, která prokázala, že v mlhovině se nalézá prahvězda o hmotnosti 20 M☉, obklopená akrečním diskem, z něhož stále ještě nabírá další hmotu, takže i hvězdy s hmotností do ≈ 40 M☉ mohou vznikat popsaným způsobem, přestože to současná teorie nedokáže vysvětlit. Titíž autoři též zkoumali plošný Kleinmannův-Wrightův infračervený objekt, objevený v r. 1973, jenž dosahuje v blízké infračervené oblasti pouze 21 ÷ 23 mag. Na snímcích VLT se dají rozlišit dvě hvězdy rané třídy B, vzdálené od sebe něco přes 2 600 AU. Jasnější složka je obklopena teplým prachem, kdežto slabší složka je ponořena do rentgenově zářícího molekulového mračna, obklopeného reflexní mlhovinou, která svítí v infračerveném pásmu. Odtud se dá vypočítat zářivý výkon hvězdy B0 na 5 kL☉, která je obklopena asi 10 M☉ mezihvězdného plynu a prachu. Špičkové úhlové rozlišení umožnilo odhalit v tomto směru malou hvězdokupu se 150 červenými hvězdami. Jde o dosud nejmladší pozorovanou fázi tzv. Herbigových hvězd typu Be. Podobně S. Hubrigová aj. studovali pomocí VLT kruhovou polarizaci Herbigových hvězd typu Ae před hlavní posloupnosti s hmotností 1,5 ÷ 3 M☉ a zjistili zde magnetické pole 40 mT, které souhlasí s předpokladem, že hvězdy tohoto typu přebírají prvotní magnetické pole akrecí okolního molekulového mračna.

J. Kastner aj. zkoumali v letech 2002–04 pomocí družice Chandra proměnnou hvězdu V1647 Ori v mlhovině M78, jež patrně osvětluje nedávno objevenou McNeilovu mlhovinu, a zjistili, že ve zmíněném intervalu se rentgenová jasnost hvězdy zvýšila 50krát a že toto vzplanutí časově odpovídá optickému zjasnění mlhoviny. Autoři odtud usuzují na nástup fáze rychlé akrece mezihvězdné látky na hvězdu, která je vnořena do tmavého mračna L1630.

2. 4. Osamělé hvězdy

Tak jako helioseizmologie přináší už řadu desetiletí jedinečné informace o slunečním nitru, její mladší sestra asteroseizmologie využívá oscilací na povrchu hvězd k ověřování modelů stavby hvězd. Podle J. Christensena-Dalsgaarda a H. Kjeldsena je však překvapující, že kanadská družice MOST neobjevila najisto očekávané oscilace u osmé nejjasnější hvězdy oblohy, jíž je Prokyon. Tyto oscilace však nalezli P. Eggenberger aj. pozemním spektrografem CORALIE u Eulerova 1,2m teleskopu na ESO na frekvencích 0,6 ÷ 1,6 mHz a s amplitudou alespoň pětkrát větší než šum. P. Kervella aj. využili interferometru VINCI/VLTI a asterometrie ke změření úhlového průměru Prokyonu A (F5 IV-V) a odvození jeho základních parametrů. Úhlový průměr 0,0054″ odpovídá lineárnímu poloměru 2,05 R☉ a odtud při chemickém složení (Y = 0,30; Z = 0,03) vychází efektivní teplota 6 530 K; hmotnost 1,4 M☉ a stáří 2,3 mld. roků. Odtud vyplývá, že Prokyon už brzy opustí hlavní posloupnost diagramu HR.

Týmž interferometrem změřili M. Wittkowski aj. úhlový průměr 0,008″ hvězdy ψ Phe (g M4) a odtud odvodili její parametry: 1,3 M☉; 86 R☉; 3 550 K a 1 kL☉. E. Di Folco aj. použili téhož interferometru s proměnlivou délkou základen 66 ÷ 140 m k určení úhlových průměrů pěti jasných hvězd, podobných Veze a vzdálených od nás 3 ÷ 19 pc. Výsledné úhlové průměry se pohybovaly v rozmezí 0,0008 ÷ 0,0022″ a odtud vyplývající poloměry hvězd činily 0,7 ÷ 1,8 R☉ s přesností na neuvěřitelná 2 %. R. Bohlin a R. Gilliland využili spektrografu STIS HST k novému určení pozorované jasnosti Vegy ve filtru V = 0,03 mag, což je základní kalibrační bod celé soustavy optických hvězdných velikostí. A. Reiners a F. Royer změřili pomocí spektrografu ELODIE na OHP z profilů 650 spektrálních čar velikost rotačního zploštění Altaira (sp. A7 IV-V; 5 pc) v Orlu. Vyšla jim tak minimální rotační rychlost hvězdy 227 km/s, čemuž odpovídá zploštění 14 %. Kritická rotační rychlost Altaira, při němž by se hvězda rozpadla, činí 430 km/s.

Podle J. Navarra aj. je nejjasnější hvězda severní oblohy Arktur (sp. K1.5 IIIp; vzdálenost 11 kpc) přivandrovalcem z cizí trpasličí galaxie. Patří totiž ke starým (10 mld. let) hvězdám II. populace (s nízkou metalicitou), vyznačuje se velkým vlastním pohybem 2,3″/r a vysokou prostorovou rychlostí 120 km/s. To znamená, že ještě před půl milionem let nebyla očima viditelná a stejně tak se ztratí pouhému zraku během příštího půl milionu roků. O. Eggen zjistil už před časem, že na obloze vidíme do vzdálenosti 300 pc od Slunce ještě téměř půl stovky hvězd s podobným vektorem prostorové rychlosti, takže jde dokonce o cizokrajný hvězdný houf, který však vinou příliš velkého rozptylu rychlostí netvoří vázanou hvězdokupu.

S. Eikenberry aj. ohlásili objev rekordně hmotné hvězdy LBV 1806-20 (Sgr; vzdálenost 14 kpc) s parametry: 150 M☉; 200 R☉ a 40 ML☉. V jejím okolí je řada dalších velmi hmotných hvězd a hvězd Wolfových-Rayetových, které se již zbavily svých vodíkových obálek. G. Jiang aj. navrhli určovat hmotnosti osamělých hvězd metodou gravitačních mikročoček. Využili k tomu měření mikročočky OGLE-2003-BLG-238, která se zjasnila 170krát na rekordních 10,3 mag v oboru I a celý úkaz trval 38 dnů. Odtud vyšla hmotnost čočkující hvězdy v rozmezí 0,4 ÷ 1,5 M☉, ale při soustředěném úsilí by se příště asi podařilo tak velkou nejistotu výrazně snížit.

Dosud nejlepším analogem Slunce je podle C. Soubirana a A. Triauda hvězda 18 Sco (HD 146233 = HR 6060), vzdálená od nás 14 pc. Její vizuální absolutní hvězdná velikost 4,77 mag a efektivní teplota 5,8 kK jsou velmi blízké slunečním parametrům; je však o něco starší (6 mld. let). T. Henry a N. Reid aj. vyhledali pomocí velkých přehlídek oblohy 2MASS a SuperCOSMOS téměř všechny hvězdy v blízkém okolí Slunce. Zjistili tak, že do vzdálenosti 10 pc od Slunce jsou nejčastěji zastoupeni chladní červení trpaslíci (tj. např. Proxima Centauri), kterých je v tomto objemu 238; za nimi následují hnědí trpaslíci, kterých je 10. Autoři odtud usuzují, že 40 % hmotnosti hvězd v Galaxii tvoří právě červení trpaslíci s průměrnou hmotností 0,2 MO. Z každých 6 hvězd v Galaxii je tedy obvykle 5 červených trpaslíků! Jak uvádí K. Bracherová, po komplexu α Centauri je nejbližší hvězdou ke Slunci Barnardova šipka (1,8 pc) s rekordním vlastním pohybem 10″/r o hmotnosti 0,2 M☉, poloměru 0,17 R☉ a svítivosti 0,4 mL☉. Dalším v pořadí je červený trpaslík Wolf 359 (Leo; 2,4 pc) s hmotností asi 0,1 M☉, poloměrem 0,04 R☉ a svítivostí 0,02 mL☉.

C. Cowley aj. našli ve spektrech chemicky pekuliárních hvězd HD 965 a HD 101065 (hvězda Przybylského; 8 mag; sp. B5p; Cen) spektrální čáry neutrálního i ionizovaného promethia, což je pro hvězdné atmosféry na pováženou, když připomenu, že všechny izotopy promethia jsou radioaktivní a nejdéle žijící z nich mají poločas rozpadu pouhých 18 roků. To prakticky znamená, že Pm se v atmosférách těchto hvězd tvoří nějakým záhadným procesem téměř plynule a neustále. Autoři podezírají z jeho vznikání mocné erupce, které jsou pro hvězdy této třídy typické. Chemicky pekuliární hvězdy mají dle J. Braithwaitea a H. Spruita často velmi silné (až 3 T) magnetické pole, které podle počítačových modelů je fosilního původu a podobně jako u bílých trpaslíků či magnetarů slábne velmi pomalu; jeví též snahu o změnu z chaotického pole na uspořádané, tj. ponejvíce dipólové.

2. 5. Těsné dvojhvězdy

G. Anglada aj. popsali na základě pozorování obří aparaturou VLA na vlnové délce 7 mm strukturu těsné dvojhvězdy SVS 13 v blízkém (220 pc) komplexu prahvězd NGC 1333 v Perseovi. Na milimetrových vlnách je patrný akreční disk kolem jedné složky dvojhvězdy při rozteči složek minimálně 65 AU. Naproti tomu dvojhvězda L1551 v komplexu IRS 5 v Býku má samostatné akreční disky kolem každé složky, jež jsou navzájem vzdáleny minimálně 45 AU, ale jsou navíc obklopeny společnou zploštělou plynoprachovou obálkou. Autoři odtud usuzují, že i v těsných dvojhvězdách mohou vznikat exoplanety, které buď obíhají v blízkosti jedné složky, anebo naopak jsou tak daleko, že obíhají kolem obou složek. S. Pravdo aj. zjistili pomocí NICMOS HST, že hvězda GJ 164 (sp. dM; vzdálenost 12 pc) má trpasličího průvodce (sp. dM7), jenž kolem ní obíhá v periodě 2 let ve vzdálenosti 1 AU. Primární složka má hmotnost 0,17 M☉, zatímco sekundár jen 0,095 M☉ – takové soustavy se daří objevovat jen zcela vzácně.

G. Rauw aj. určili z pozorování spektrografem EMMI NTT (ESO) Wolfovy-Rayetovy těsné ( a sin i = 26 R☉) dvojhvězdy WR 20a (sp WN6 + O3If; oběžná doba 3,7 d) přesné hmotnosti složek 71 a 69 M☉. Autoři uvedli, že to jsou zatím vůbec nejvyšší spolehlivé hmotnosti hvězd. Nicméně A. Bonanos aj. zjistili vzápětí z přehlídky OGLE, že WR 20a je rovněž zákrytovou dvojhvězdou s poklesem jasnosti v minimech o 0,4 mag, což umožnilo určit sklon dráhy 74° a odtud vyšly vyšší hmotnosti 83 a 82 M☉ – o nich pak lze snad opravdu tvrdit, že jde o nejvyšší spolehlivě určené hmotnosti hvězd. Jak poznamenali L. Wyrzykowski aj., program OGLE II pro Malé Magellanovo mračno, uskutečněný v letech 1997–2000, přinesl údaje o více než 1 300 zákrytových dvojhvězdách na ploše 2,4 čtv. stupně; z toho bylo 455 nově objevených soustav.

P. Eggenberger aj. využili asteroseizmologie soustavy α Cen AB ke zpřesnění hlavních fyzikálních parametrů obou složek, vzdálených od nás 1,33 pc. Soustava je stará 6,5 mld. roků a její metalicita je přesto vyšší než u Slunce: Y = 0,275 a Z = 0,043. Další parametry jsou známy s vysokou přesností: 1,10 a 0,93 M☉; 1,22 a 0,86 R☉; 1,5 a 0,5 L☉; 5,8 a 5,3 kK; jasnosti V = 0,0 a +1,3 mag. P. Harmancovi aj. se zdařilo rozlišit spektra složek spektroskopické dvojhvězdy κ Sco (sp. B1.5 III; V = 2,4 mag; orb. per. 196 d; e = 0,5; vzdálenost 140 pc) a určit tak jejich efektivní teploty 24,5 a 23,4 kK jakož i hmotnosti 11,3 a 9,2 M☉. R. Williamon aj. určili přesné fyzikální parametry zákrytové dvojhvězdy typu Algol AY Cam a C. Lacy aj. rovněž z fotometrie odvodili parametry soustavy V885 Cyg (typu β Lyr) a MU Cas. Autoři se shodli, že u nekomplikovaných soustav lze dnes určovat tyto parametry s chybou menší než 2 %, což má velký význam pro kalibraci modelů hvězdného vývoje.

P. Eggleton aj. odhalili pozoruhodnou detektivní historii dvou hvězd, které vznikly ve Velké mlhovině v Orionu před několika málo mil. roků ve dvou dvojhvězdách a před 2,5 mil. let si při těsném sblížení vyměnily své partnery a unikly z mlhoviny opačným směrem v podobě hvězd AE Aur a μ Col. Autoři ukázali, že po nich v mlhovině zbyla dvojice velmi hmotných hvězd různých hmotností a stáří, obíhajících kolem sebe po výstředné dráze a známých jako ι Ori. Naproti tomu AE Aur, která byla původně složkou dvojhvězdy s ι Ori A, a μ Col, původně svázaná s ι Ori B, prchají z místa těsného sblížení opačným směrem rychlostmi 100 km/s. Podle C. Tana též infračervený Becklinův-Neugebauerův objekt, který se nyní od mlhoviny v Orionu vzdaluje rychlostí 40 km/s, se nacházel před pouhými 4 tis. roky v blízkosti nejjasnější složky Trapezu (θ Ori C), což je rovněž těsná dvojhvězda, tvořená velmi hmotnými složkami na výstředné dráze.

K. Belczynski a R. Taam zjistili na základě pozorování rentgenových družic RXTE a Chandra, že se v Galaxii nalézá nová populace ultrakompaktních dvojhvězd s oběžnými dobami 20 ÷ 80 min, které se vyznačují vydatnou akrecí hmoty na neutronovou hvězdu či hvězdnou černou díru. O. Fors aj. zavedli rutinní pozorování zákrytů hvězd Měsícem v optickém a infračerveném pásmu u 1,5m reflektoru na observatoři Calar Alto ve Španělsku. Zatím se jim zdařilo změřit úhlové průměry pozdních obrů 30 Psc a V349 Gem 0,007″ a 0,005″ a objevit tři nové interferometrické dvojhvězdy s úhlovou roztečí složek až 0,000 6″. Z pozorování 40 zákrytů vychází pravděpodobnost dvojhvězdnosti polních hvězd na 0,1. R. Olling dospěl na základě statistického zjištění, že četnost podvojnosti hvězd klesá jak se vzdáleností zkoumaného objektu od nás, tak s jeho klesající jasností, k závěru, že jde o výběrové efekty, způsobené omezenými možnostmi současné pozorovací techniky. Prakticky všechny jasné a blízké hvězdy jsou vícenásobné, a když k tomu připočteme průvodce v podobě hnědých trpaslíků a planet, dospěl autor k radikálnímu tvrzení, že všechny hvězdy jsou členy vícenásobných soustav, což má i dobrou teoretickou příčinu, totiž potřebu odnést při vzniku hvězdy gravitačním hroucením přebytek momentu hybnosti.

2. 6. Proměnné hvězdy

2. 6. 1. Novy a kataklyzmické proměnné

První jasnou novu r. 2004 objevili H. Nišimura, W. Liller a Y. Nakamura v polovině března 2004 v poloze 1819-2835. V maximu dosáhla 8 mag a dostala označení V5114 Sgr. V červenci 2004 přešlo její spektrum do koronální fáze. O měsíc později objevil A. Takao pomalou novu V2574 Oph v poloze 1739-2328, která dosáhla v maximu 10 mag. Počátkem července pak vzplanula další pomalá nova V1186 Sco v poloze 1713-3057, která dosáhla v maximu 10,5 mag, a A. Takao objevil počátkem srpna v témže souhvězdí v poloze 1729-3146 velmi rychlou novu V1187 Sco, která dosáhla v maximu dokonce 7,5 mag, ale koncem září už klesla na 15,5 mag a počátkem října vstoupila do koronální fáze. W. Liller objevil koncem října ve Velkém Magellanově mračnu nové vzplanutí rekurentní novy YY Dor, která poprvé vybuchla v r. 1937 v poloze 0556-6855 a nyní dosáhla v maximu až 11 mag. Poslední jasnou novu r. 2004 objevili A. Tago a Y. Sakurai koncem listopadu 2004 v souhvězdí Lodní zádě v poloze 0742-2706. Dostala označení V574 Pup a dosáhla maxima 7,5 mag. Kromě toho objevil Y. Nakamura v polovině června 2004 kataklyzmickou proměnnou IN Her v poloze 1839+2604, která tehdy dosáhla 12 mag, avšak za 2 týdny zeslábla na 16 mag. V archivu Harvardovy observatoře byly pak objeveny předešlé výbuchy v letech 1932, 1934, 1939 a 1941 s maximy 10,5 ÷ 14 mag. Jde tedy zřejmě o trpasličí novu s akrečním diskem kolem bílého trpaslíka a průvodcem, obíhajícím kolem něho v periodě 1,4 h.

Zejména zásluhou K. Hornocha vzrostl zájem o sledování nov v galaxii M31, v níž se paradoxně ročně objeví více nov než v naší vlastní Galaxii, o Magellanových mračnech ani nemluvě. Statistiky totiž říkají, že ročně se v M31 nalezne kolem 30 nov, z nichž nejjasnější dosahují 17 mag (modul vzdálenosti M31 je 24,5 mag, takže tomu odpovídá absolutní hvězdná velikost těchto nov až -7,5 mag). Podle L. Nelsona aj. by v disku naší Galaxie mělo ročně vzplanout rovněž asi 30 nov, ale z nich se podaří objevit sotva třetinu vinou absorpce světla v hlavní rovině Galaxie. Hmotnost vybuchujících bílých trpaslíků vychází v průměru na 0,9 MO. Podle S. Williamse a A. Shaftera se podařilo za 8 pozorovacích sezón v letech 1995–2002 nalézt v galaxii M33 v Trojúhelníku celkem 6 nov, z čehož vychází četnost pouze 2,5 novy/r. M. Shara aj. objevili na sérii 30 snímků HST z jara 2001 klasickou novu 23 ÷ 24 mag v kulové hvězdokupě v obří eliptické galaxii M87 v Panně ve vzdálenosti 16 Mpc od Slunce. Je to historicky teprve druhá nova objevená v kulové hvězdokupě (první byla nova T Sco, objevená r. 1860 v kulové hvězdokupě M80 v naší Galaxii). Autoři odhadují, že v této obří galaxii vzplane ročně asi 300 nov.

M. Bode aj. připomněli, že u novy Persei 1901 (= GK Per) byl v r. 1916 poprvé pozorován nečekaný fenomén – tzv. světelná ozvěna, která vzniká ozářením okolního mezihvězdného materiálu světlem mohutného výbuchu. Správné vysvětlení jevu nalezl až v r. 1939 francouzský astronom P. Couderc. Ukázal, že odtud lze odvodit vzdálenost novy geometrickou cestou, ale výpočet komplikuje asymetrie v rozložení mezihvězdného materiálu vůči zornému paprsku – poprvé tak astronomové dostali nadsvětelné rychlosti rozpínání, které až mnohem později byly zjištěny u řady kvasarů. Světelnou ozvěnu kolem GK Per se nyní podařilo zobrazit na snímku 2,5m dalekohledu INT; v současné době dosáhla úhlového průměru 1′.

B. Schaeffer dohledal v archivu snímků Harvardovy observatoře výbuch rekurentní novy U Sco v březnu 1917. Odtud tedy plyne, že perioda rekurence se pohybuje v rozmezí 8 ÷ 12 roků, přičemž některé výbuchy nelze ze Země pozorovat pro úhlovou blízkost novy ke Slunci. Autor proto předvídá další výbuch novy na období let 2007–2011. Týž autor prokázal nepřímo, že také rekurentní nova RS Oph měla počátkem r. 1907 vzplanutí právě v době, kdy byla shodou okolností skryta za Sluncem.

K. Long aj. sledovali pomocí HST proces chlazení trpasličí novy WZ Sge (orb. per. 82 min; vzdálenost 43 pc) po posledním obřím vzplanutí v červenci 2001 (předtím nova výrazně vzplanula v r. 1978). Šlo už o čtvrtý pozorovaný obří výbuch, který trval 24 dnů a podobal se svým průběhem třem předcházejícím. Příčinou výbuchu je hoření vodíku vlivem zvýšení tempa akrece z akrečního disku na povrch bílého trpaslíka o hmotnosti 0,9 M☉. Toto tempo dosahuje v maximu bezmála 10-9 M☉/r a vedlo k vyzáření bezmála 1033 J zářivé energie při teplotě až 28 kK. Do počátku r. 2003 se však povrch bílého trpaslíka ochladil na 16 kK.

K. Beuermannovi aj. se podařilo husarský kousek, když pomocí pointeru FGS HST změřili trigonometrickou vzdálenost (520 ±50) pc kataklyzmické proměnné V1223 Sgr, která je intermediálním polarem 4U1849-31 s oběžnou dobou 3,4 h a rotační periodou bílého trpaslíka 12,4 min. Zatímco bílý trpaslík má hmotnost 0,9 M☉, jeho průvodce vyplňující Rocheovu mez jen 0,4 M☉. V. Archipovová a N. Ikonnikovová revidovaly parametry symbiotické novy V1329 Cyg, která se nápadně zjasnila o 2 mag v r. 1964. Zjistily, že příčinou tehdejšího zjasnění byl výbuch nestacionárního horkého podtrpaslíka o hmotnosti 0,75 M☉ s absolutní hvězdnou velikostí -0,1 mag, který od té doby až dosud opět zeslábl o 0,4 mag. Trpaslík obíhá kolem červeného obra sp. M5.5 III o hmotnosti 2,2 M☉. Předchozí parametry byly odvozeny z chybného předpokladu, že emisní čáry v symbiotické soustavě odrážejí oběžný pohyb, z čehož vycházela příliš velká hmotnost hlavní složky symbiotické dvojhvězdy.

K témuž typu proměnných náleží také proslulá dvojhvězda AG Peg, která je ve stavu výbuchu už plných 150 let, takže je suverénně nejpomalejší novou v historii. M. Eriksson aj. popsali na základě archivních spekter AG Peg z družice IUE z let 1978–1995 změny vzhledu dvojitých emisních čar C IV a N V a ukázali, že se tam překládají hvězdné větry červeného obra o rychlosti 60 km/s a bílého trpaslíka o rychlosti 700 km/s přes únik látky z dvojhvězdy rychlostí 150 km/s.

D. Galloway a J. Sokoloski objevili pomocí archivu družice Chandra u symbiotické dvojhvězdy CH Cyg bipolární rentgenový výtrysk z bílého trpaslíka, jenž je napájen materiálem hvězdného větru z červeného obra. Poloha výtrysků souhlasí s již dříve objevenými rádiovými výtrysky, objevenými pomocí antény VLA, a optickými výtrysky, zobrazenými HST. Příčinou horkých výtrysků jsou rázové vlny vznikající při nadzvukových srážkách hvězdného větru s materiálem bílého trpaslíka v okolí jeho magnetických pólů.

Další velmi proslulou symbiotickou dvojhvězdu EG And (červený obr M3 III a bílý trpaslík; oběžná doba 483 d; vzdálenost 0,7 kpc) zkoumali K. Kolb aj. pomocí ultrafialových spekter z družic IUE a FUSE. Dostali tak hmotnost červeného obra 1,5 M☉, poloměr 75 R☉, svítivost 950 L☉ a efektivní teplotu 3,7 kK, kdežto bílý trpaslík má parametry: 0,4 M☉; 0,04 R☉; 46 L☉ a 75 kK. Obr ročně ztrácí hvězdným větrem až 10-7 M☉ a bílý trpaslík není obklopen žádným akrečním diskem – sám je zdrojem horké složky spektra dvojhvězdy.

2. 6. 2. Fyzické proměnné

Ačkoliv od náhlého výbuchu podivné proměnné hvězdy V838 Mon počátkem r. 2002 uplynul už delší čas, hvězda je neustále ve středu zájmu astrofyziků pro své obtížně vysvětlitelné chování. R. Tylenda soudí, že je od nás možná až 8 kpc daleko, ale právě velká nejistota v určení její vzdálenosti ztěžuje fyzikální interpretaci pozorování. Autor se domnívá, že hvězda ozařuje mezihvězdné mračno, vůči němuž se náhodně pohybuje, čili že ozařovaný materiál nebyl z hvězdy vyvržen při předešlé aktivitě. S. Desidera aj. však zjistili v daném směru slabou 2,5% polarizaci interstelárního prostředí, zatímco materiál světelné ozvěny jeví komplexní polarizaci až do 45 %. Během jediného roku po výbuchu se spektrum hvězdy změnilo z třídy F na G, K a M III, přičemž koncem roku už bylo pozdnější než M10, což je těžko fyzikálně vysvětlitelné.

Na snímku HST z počátku února 2004 se hvězda podle J. van Loona aj. jeví jako veleobr třídy L. Tito autoři nalezli v prachových a plynných slupkách kolem hvězdy doklady o minimálně dvou dřívějších explozích v intervalu posledních 5 mil. roků. Autoři považují za pravděpodobné, že jde o vícenásobnou hvězdu, která kromě vybuchnuvší hvězdy o hmotnosti 1 M☉ obsahuje ještě hmotného trpaslíka třídy B3 V, jenž je patrný na snímku z družice IRAS. Protože podle jejich názoru je hvězda od nás vzdálena minimálně 5,5 kpc, dosáhla v maximu výbuchu svítivosti nad 100 kL☉ a úhrnné vyzářené energie alespoň 1038 J. Šlo tedy patrně o závěrečný tepelný impulz hvězdy na asymptotické větvi obrů v diagramu H R; jinými slovy stali jsme se svědky zrodu planetární mlhoviny.

Také T. Kipper aj. poukázali na nejistou vzdálenost hvězdy se spodní mezí jen 3 kpc, takže absolutní hvězdná velikost ve výbuchu mohla dosáhnout až 9,6 mag (o řád více než u klasických nov), a zároveň na podivné spektrum, v němž je patrný přebytek Li, Ba a La. Výbuch sám nebyl důsledkem překotné termonukleární reakce, protože nebyl doprovázen výronem rentgenového záření a rovněž tak nešlo o pozdní heliový záblesk ve slupce hvězdy, jak se dosud většina autorů domnívá. Když se počátkem října 2004 hvězda znovu vynořila na noční obloze, její infračervená jasnost byla stále velmi vysoká (J = 7,5; K = 5,5 mag) a ve spektru byly vidět absorpční pásy CO a AlO.

Další podobnou záhadu představuje objekt Sakurai (V4334 Sgr), jenž náhle vzplanul již r. 1996 a od té doby slábne a chladne. Podle A. Evanse aj. se objekt od r. 2001 nápadně zjasňuje v submilimetrovém spektrálním oboru a současně pokračuje chladnutí prachové slupky kolem hvězdy, která ročně ztrácí 3.10-5 M☉. Prach však tvoří jen 1/75 hmotnosti plynných slupek, jež rovněž nejspíš vytvářejí planetární mlhovinu. Podle M. Lechnera a S. Kimeswengera je chování objektu Sakurai velmi podobné už staršímu příběhu proměnné V605 Aql, která vzplanula r. 1919 a byla zpočátku považována za novu, ale dnes už víme, že šlo o závěrečný heliový záblesk červeného obra na asymptotické větvi, jenž je od nás vzdálen 3,1 kpc. Pomocí dalekohledu NTT ESO se podařilo v r. 2002 objevit kolem objektu rozpínající se planetární mlhovinu A 58 o průměru 0,3 pc, která vznikla asi před 8 tis. lety. „Mateřský“ bílý trpaslík o hmotnosti 0,6 M☉ má svítivost 325 L☉ a povrchovou teplotu 120 kK.

N. Smith a J. Morse zjišťovali chemické složení další pozoruhodné proměnné, opravdové superstar η Car, která – jak známo – prodělala obrovský výbuch v polovině 19. stol. a od té doby je obklopena produkty výbuchu v podobě mlhoviny Homunculus. Zmínění autoři studovali chemické složení kondenzací vně mlhoviny, které zřejmě pocházejí ze starších výbuchů během posledních tisíců let, a zjistili, že nejblíže ke hvězdě je v kondenzacích hodně dusíku a téměř žádný kyslík, zatímco směrem od hvězdy klesá zastoupení N a naopak stoupá výskyt O. Autoři odtud usuzují, že ve hvězdě probíhá termonukleární cyklus CNO a „popel“ (N) z této reakce se teprve nedávno dostal na povrch a je vyvrhován do prostoru rychlostí přes 3 200 km/s. P. Whitelocková aj. získali z infračervené fotometrie hvězdy v letech 2000–2004 další dobré důkazy o tom, že také η Car je dvojhvězda s oběžnou dobou 5,5 roku, ve shodě s názorem řady jiných autorů. R. Naye připomněl, že při výbuchu kolem r. 1850 dosáhla hvězda 1 mag a vyvrhla celkem 5 M☉ hmoty, kdežto nyní činí tato ztráta hmoty pouze 0,001 M☉/r. Sekundární složka soustavy má protáhlou dráhu, takže v periastru silně interaguje s primární velmi hmotnou hvězdou, což bylo dobře patrné zvláště v rentgenovém oboru spektra. Hvězda patří k nejsvítivějším známým hvězdným objektům s maximální jasností řádu 10 MLO.

Další záhadný hvězdný objekt byl objeven počátkem května 2000 v galaxii NGC 3432 (LMi; vzdálenost 10,5 Mpc). Nejprve byl označen jako supernova 2000ch (V = 17,4 mag), ale brzo se na archivních snímcích z let 1997–2000 ukázalo, že po celou tu dobu se jeho červená jasnost pohybovala kolem 19,5 mag. Spektroskopie prokázala rozpínání plynných obálek rychlostí jen 1 550 km/s a absolutní hvězdná velikost ve výbuchu -12,7 mag byla blízká témuž parametru již zmíněné η Car při výbuchu v 19. stol. (-14 mag). R. Wagner aj proto usoudili, že pozorujeme analogii velmi hmotné a extrémně svítivé hvězdy/dvojhvězdy typu LBV (svítivé modré proměnné hvězdy). Aby snad těch záhad ve hvězdné astronomii nebylo málo, tak se – jak známo – jasná hvězda δ Sco zjasnila v polovině června 2000 z obvyklých 2,3 mag na 1,7 mag a na této úrovni se stále držela i po celý rok 2004, čímž zřetelně pozměnila vzhled souhvězdí Štíra. Příčina tak výrazného a dlouhotrvajícího zjasnění není známa.

P. Kervella aj. dokázali pomocí interferometru VINCI/VLTI změřit úhlové průměry 7 cefeid v naší Galaxii v rozmezí 0,001 ÷ 0,003″ s relativní přesností neuvěřitelných 5 % a odtud odvodit nepřímo jejich vzdálenosti v rozmezí 250 ÷ 603 pc; chyba těchto měření je však větší než 30 %. Titíž autoři odtud odvodili přesnější kalibraci vztahů perioda-poloměr a perioda-svítivost, potřebných pro určování vzdáleností galaxií, a uvádějí, že metoda má dobrý potenciál do budoucnosti, protože v dosahu VLTI je asi 30 cefeid. S. Engle aj. shrnuli historické údaje o nejbližší cefeidě, kterou je známá Polárka s periodou téměř přesně 4 d. Ještě před sto lety kolísala v této periodě její jasnost o plných 15 %, kdežto do r. 1995 se amplituda světelných změn snížila na 2 %. Od té doby však opět pomalu roste. Současně se zmíněná perioda světelné křivky prodlužuje tempem 8 s/r. V porovnání s dobou kolem počátku křesťanského letopočtu se však průměrná jasnost Polárky zvýšila o plnou 1 mag; během minulého století se zvýšila o 0,17 mag. V r. 2004 bylo obnoveno monitorování jasnosti Polárky družicí WIRE, jejíž fotometr pracuje s přesností ±0,1 milimag. Podle měření z družice HIPPARCOS je Polárka od nás vzdálena 130 pc a na rozdíl od většiny ostatních cefeid pulzuje v 1. harmonické složce základní pulzní periody, protože se nalézá teprve ve vývojové fázi přechodu od horké modré hvězdy hlavní posloupnosti do stadia červeného veleobra, zatímco většina ostatních cefeid se už z tohoto stadia vrací zpět.

N. Vogt aj. se zabývali otázkou, zda některé hvězdy považované za fotometrické standardy nejsou ve skutečnosti proměnné s velmi dlouhou periodou. Zkusili náhodně vybrat 216 polních hvězd v archivu snímků hvězdárny v Sonnebergu za léta 1961–95 v oblasti souhvězdí Vozky, Býka a Orionu v rozmezí jasností B 7,8 ÷ 12,2 mag, přičemž přesnost fotometrie dosahovala ±0,1 mag. Zjistili, že z tohoto souboru má 17 hvězd světelné změny nad 0,1 mag během 2,75 ÷ 22 roků; asi polovina z nich může mít ještě delší periody proměnnosti. Odhadli též, že v archivu ze Sonnebergu je dosud na 45 tis. neobjevených proměnných, což může po odhalení jejich fotometrických parametrů významně ovlivnit naše představy o stavbě nitra a vývoji hvězd. E. Waagen aj. referovali o převedení obsáhlé databáze proměnných hvězd AAVSO do digitální podoby díky grantu NASA. V letech 1911–2001 shromáždilo na 6 tis. astronomů-amatérů celkem 9,5 mil. pozorování jasnosti proměnných hvězd a tyto údaje jsou nyní volně přístupné na řadě webových stránek, což je doslova astronomický poklad.

2. 7. Planetární mlhoviny a bílí trpaslíci

C. O´Dell (astronom, který byl prvním šéfem projektu obřího kosmického teleskopu NASA v letech 1972–82) aj. odvodili ze záběrů nejbližší (210 pc) planetární mlhoviny Hlemýžď (Helix, NGC 7293, Aqr), pořízených HST a 4m teleskopem CTIO rozměry soustředných prstencových struktur kolem centrální hvězdy. Vnitřní poloměr vnitřního prstenu činí 0,5 pc a jeho šířka 0,25 pc. Vnější prsten má střední poloměr 1,8 pc. Vznikly při epizodách překotné ztráty hmoty centrální hvězdy před 6,6 a 12,1 tis. roky. R. Corradi aj. využili snímků osmi planetárních mlhovin, pořízených HST, k rozpoznání mnoha dalších soustředných prstenců kolem centrálních hvězd, jejichž původ je dosud velkou záhadou. Nejspíš však dokazují epizodické ztráty hmoty mateřské hvězdy – červeného obra na konci asymptotické větve v diagramu H R dříve, než se zhroutí na bílého trpaslíka. Tak např. u planetární mlhoviny NGC 6543 v Draku, zvané „Kočičí oko“, zjistili, že její vnitřní plynné obálky se počaly rozpínat již před 1 300 lety. U planetární mlhoviny IC 4677 má vnitřek „oka“ průměr 0,2 pc, zatímco soustředné vnější obálky až 3,4 pc. Odtud vychází interval mezi epizodami překotných ztrát hmoty 1 500 let.

J. Birrielová ukázala, že pouze 1/10 planetárních mlhovin je kulově souměrných; všechny ostatní tedy pravděpodobně vznikají v součinnosti s druhou složkou těsné dvojhvězdy – dalších 11 % mlhovin vykazuje alespoň osovou (bipolární) souměrnost, ale většina je amorfních, protože se tam vyskytují i akreční disky a výtrysky z jedné či obou složek. O. de Marcová aj. dokonce tvrdí, že osamělá hvězda nedokáže planetární mlhovinu vůbec vytvořit, tj. že existence průvodce bílého trpaslíka je nutnou podmínkou pro vznik planetární mlhoviny. Autoři totiž sledovali polohy 11 centrálních hvězd planetárních mlhovin a v 10 případech zjistili, že centrální hvězda obíhá kolem společného těžiště s (neviditelným) průvodcem, s nímž tvoří těsnou (jednočarovou) spektroskopickou dvojhvězdu s oběžnou dobou od několika hodin až po několik měsíců. Velkým problémem při fyzikální interpretaci planetárních mlhovin je dle J. Phillipse problematické určování jejich vzdáleností – nejistoty pro danou mlhovinu dosahují poměru až 1 : 2,7 !

T. Marsh aj. zkoumali binární bílé trpaslíky V407 Vul (oběžná doba 9,5 min), ES Cet (10,3 min) a RX J0806.3+1527 (5,3 min!). Z obecné teorie relativity vyplývá, že soustavy ztrácejí oběžnou energii vinou vyzařování gravitačních vln, což nakonec povede ke splynutí složek v intervalech řádu 100 mil. roků. Pro soustavu V407 Vul naměřili T. Strohmayer aj. po desetiletém sledování zrychlování oběžné periody řádu 10-17 Hz/s. Pokud je součet hmotností obou složek vyšší než Chandrasekharova mez, teorie předvídá, že při splynutí soustava vybuchne jako supernova třídy Ia, a tím se zcela zničí. Pokud však součet hmotností složek nedosahuje Chandrasekharovy meze, vzniknou dle autorů polodotykové soustavy třídy AM CVn. Podle současných odhadů je v Galaxii v současnosti asi 200 mil. binárních bílých trpaslíků.

V. Makarov zjistil z vlnovky vlastního pohybu nejbližšího (4,4 pc) bílého trpaslíka van Maanen 2, že degenerovaná hvězda o hmotnosti 0,8 M☉ má průvodce v podobě hnědého trpaslíka s hmotností O, obíhajícího kolem společného těžiště v periodě 1,6 roku a ve střední vzdálenosti 18 mil. km. R. Scholz aj. však objevili pomocí přehlídek 2MASS a DENIS chladného bílého trpaslíka J1549-3544 (Lup), který je navíc osamělý a patrně ještě bližší (≈ 4 pc) než van Maanen 2. P. Dobbie aj. našli v otevřené hvězdokupě Praesepe v Raku další dva bílé trpaslíky o hmotnostech 0,9 M☉. Odhadli jejich stáří na 280, resp. 500 mil. roků a usoudili, že předchůdci obou trpaslíků byly hvězdy hlavní posloupnosti s hmotnostmi O. C. Brinkworth aj. usoudili z periodických změn jasnosti magnetického (B = 1,3 T) bílého trpaslíka GD 356, že se na povrchu trpaslíka nachází skvrna, která sdílí rotaci bílého trpaslíka v periodě 115 min. V současné době je známo už 120 magnetických (indukce 1 T – 100 kT) bílých trpaslíků, u nichž se dá dobře měřit rotační perioda na témže principu – nejkratší je pouze 12 min.

A. Mukadam aj. shrnuli měření krátkoperiodických oscilací jasnosti bílého trpaslíka ZZ Ceti (14 mag; 0,5 M☉) za posledních 31 roků a zjistili, že jeden z módů oscilací s periodou 213 s se za uvedenou dobu zpomalil v relativní míře jen o 2,5.10-8 při amplitudě změn 1 %. Oscilující bílí trpaslíci se tak mohou stát dlouhodobými frekvenčními normály s přesností stokrát lepší, než je krátkodobá stálost křemenných oscilátorů.

Soustavným měřením oscilací (asteroseizmologií) lze, jak známo, zkoumat i nitro hmotnějších bílých trpaslíků, což se podařilo T. Metcalfeovi aj. pro bílého trpaslíka BT Cen (BPM 37093) o hmotnosti 1,1 M☉, jenž vykazuje oscilace s frekvencemi 1,5 ÷ 2,0 mHz (periody 11 ÷ 8 min). Trpaslík, který má dosud vodíkovou atmosféru, se skládá z tuhého (krystalického) jádra a tekutého pláště, jehož vrstvy dosud pulzují. Měření tak prokázala, že krystalické jádro, jehož mříž je tvořena atomy C a O, představuje 90 % celkové hmotnosti bílého trpaslíka, ve shodě s předpovědí, kterou již v r. 1960 vyslovili A. Abrikosov, D. Kirzhnitz a E. Salpeter: jádra dostatečně hmotných bílých trpaslíků jsou patrně největší a současně pekelně žhavé diamanty ve vesmíru při teplotách až 8 kK.

E. Gatesová aj. nalezli v katalogu SDSS dosud nejchladnějšího (starého bílého trpaslíka. J. Madej aj. využili téhož katalogu ke studiu rozložení fyzikálních parametrů 1 175 bílých trpaslíků s efektivními teplotami > 12 kK. Zjistili tak, že rozložení hmotností bílých trpaslíků nezávisí na chemickém složení (zastoupení O a C) a že střední hmotnost bílých trpaslíků v souboru činí 0,56 M☉. Rozložení hmotností je nesouměrné – prudce klesá směrem k nižším hmotnostem, zatímco pokles četnosti k vyšším hmotnostem až po Chandraskharovu mez je povlovný. M. Nalezyty a J. Madej uveřejnili pak katalog 112 bílých trpaslíků s hmotností > 0,8 M☉. Čtyři nejhmotnější (> 1,3 M☉) bílí trpaslíci jsou vesměs magnetičtí, ale nemagnetičtí bílí trpaslíci vytvářejí na křivce rozložení hmotností podružné maximum pro hmotnost 1,04 M☉. Osamělí bílí trpaslíci mají hlavní maximum četnosti hmotností pro hodnotu 0,60 M☉, což je v mezích přesnosti měření prakticky totožné s již citovanou hodnotou pro všechny bílé trpaslíky.

3. Neutronové hvězdy a hvězdné černé díry

3. 1. Supernovy a jejich pozůstatky

P. Ruizová-Lapuenteová shrnula historické údaje o Tychonově supernově v Kasiopeji z r. 1572. Poslední doložené negativní pozorování pochází z 2. listopadu 1572; první zprávy o jejím vzplanutí jsou však už ze 6. listopadu, ale sám Tycho Brahe ji poprvé spatřil až 11. listopadu, kdy její jasnost odhadl na -3 mag a 17. listopadu na -4 mag. Největšího jasu dosáhla kolem 21. listopadu. Počátkem ledna 1573 byla stále ještě -1 mag. Její barevný index B-V se dá odhadnout na +0,8 mag, ale počátkem ledna krátce stoupnul až na +1,5 mag, aby se však opět brzo vrátil k původní hodnotě. Všechno tedy nasvědčuje tomu, že šlo o supernovu třídy Ia, která vzplanula ve vzdálenosti 2,8 kpc od nás, asi 70 pc od hlavní roviny Galaxie a dosáhla v maximu vizuální absolutní hvězdné velikosti -19,2 mag. Tatáž autorka jako vedoucí kolektivu objevila na snímcích HST a WHT hvězdu sp. třídy G1 V, která se pohybuje třikrát rychleji, než je běžné pro hvězdy v tomto směru a vzdálenosti od nás. Odtud usoudili, že by mohlo jít o průvodce bílého trpaslíka, který vzplanul jako supernova, a tím uvolnil gravitační vazbu s hvězdou, jež se v té chvíli „utrhla z gravitačního řetězu“ a brázdí nyní kosmický prostor relativní rychlostí 108 km/s.

V říjnu 2004 jsme si připomněli 400. výročí vzplanutí poslední očima viditelné supernovy v naší Galaxii – jde o známou Keplerovu supernovu v Hadonoši, kterou fakticky objevil Keplerův pražský kolega, císařský meteoroscopus Jan Brunovský ve večerních hodinách 10. října a následující ráno o tom zpravil Jana Keplera, jak o tom píše ve své knize o Keplerovi český historik astronomie Z. Horský. Pro nepříznivé počasí však musel Kepler čekat až do 16. října, kdy supernovu s Brunovským a svým tehdejším pomocníkem Schulerem pozorovali všichni společně.

Marně pátrám v paměti, kdy byla na našem území sledována nějaká supernova spektroskopicky, ale téměř to vypadá, že až mezi 3. srpnem a 1. zářím 2004, kdy D. Korčáková aj. sledovali na observatoři v Ondřejově spektrálně supernovu 2004dj, kterou objevil K. Itagi 31. července 2004 v galaxii NGC 2403 (Cam) ve vzdálenosti 3,3 Mpc jako objekt 11,2 mag. Jde tedy patrně o nejvzdálenější objekt ve vesmíru, jehož spektrum pořídil ondřejovský 2m reflektor v době, kdy supernova zeslábla na 11,8 mag. Ve spektru supernovy patrně třídy II byly nalezeny Balmerovy čáry vodíku s profily P Cyg, které dávají rychlost rozpínání plynných obalů 6 700 km/s. Souběžně odhalila anténní soustava VLA rádiové záření supernovy v pásmu 8,5 GHz a počátkem září objevily aparatury MERLIN a GMRT její záření také v pásmu 5 GHz a dokonce 1,4 GHz. V polovině srpna zaznamenala družice Chandra rentgenové záření supernovy s výkonem 1,5.1031 W a teplotě 70 MK a snímek HST ukázal, že supernova vybuchla v kompaktní hvězdokupě Sandage 96. Jasnost supernovy poklesla do poloviny října na 13 mag.

Když v březnu 1993 vzplanula nejjasnější supernova severní polokoule od r. 1954 ve známé blízké (3,7 Mpc) galaxii M81 (UMa) s označením 1993J, zdálo se, že jde o další potvrzení předpokladu o tom, že jako supernovy typu II vybuchují červení veleobři. Následný spektrální vývoj supernovy, pozorovaný zejména obřím Keckovým teleskopem, jakož i HST, však přinesl řadu záhad. Ve spektru se totiž těsně po výbuchu vyskytovaly čáry vodíku, což je typické pro supernovy typu II, tj. pro hmotné hvězdy hroutící se vlastní gravitací (kolapsary). Vodíkové čáry však záhy zmizely a místo nich se objevily silné čáry helia, což je naopak typické pro supernovy třídy Ib.

Tato zvláštnost se dá podle J. Maunda aj. nejlépe vysvětlit tím, že ve skutečnosti šlo o supernovu v těsné dvojhvězdě třídy IIb, která započala s téměř rovnými hmotnostmi složek 15 a 14 M☉ v oběžné periodě 6 roků a mezi nimiž došlo k intenzivnímu přenosu vodíku ve chvíli, kdy se hmotnější složka rozepnula na Rocheovu mez a vodík začal rychlým tempem až 0,02 M☉/r odtékat na méně hmotnou složku. Následkem toho nakonec primární složka ztratila kontakt s Rocheovou mezí a zmenšila se na heliovou hvězdu o hmotnosti 5,4 M☉, zatímco sekundár nabobtnal na 22 M☉ a oběžná perioda se prodloužila na 25 let. Když vlivem pokračujících termonukleárních reakcí zbylo v původní primární složce už jen 0,3 M☉ helia, jádro hvězdy se zhroutilo gravitací a vybuchlo jako supernova třídy II. Výbuch zasáhl také na vodík bohatou sekundární složku sp. třídy B2 Ia a tím se dají beze zbytku vysvětlit pozorované anomálie. Zatím není jasné, zda dvojhvězda jako taková výbuch přežila, anebo zda původní sekundár pozůstatek po supernově neopouští po tečně rychlostí asi 6 km/s.

Výsledky Maundovy studie podpořila také práce E. Ramirezové-Ruizové a A. Serenelliho, kteří se domnívají, že kolapsar skončil spíše jako neutronová hvězda než černá díra, ale odpovídající pulzar se nepodařilo nalézt, protože neutronová hvězda měla buď příliš slabé (rádiové záření supernovy v pásmech 243 ÷ 1 420 MHz aparaturami GMRT a VLA až v intervalu 7,5 ÷ 10 let po vlastní explozi. Vysvětlují to tím, že teprve po tak dlouhé době se ve zmíněných pásmech plynné obaly dostatečně opticky ztenčily a staly se pro rádiové vlny průhledné.

G. Bisnovatyj-Kogan a A. Tutukov nalezli zajímavý mechanismus výbuchu supernov tříd Ib a Ic spočívající v tom, že po výbuchu supernovy v těsné dvojhvězdě bude mít čerstvě vzniklá neutronová hvězda vysokou rotační rychlost, pokud původní dvojhvězda měla oběžnou dobu kratší než cca 12 h. Při dostatečně silném magnetickém poli neutronové hvězdy řádu až 1 GT lze pak rozpínající se obálce kolem zhroucené hvězdy předat během jediné hodiny až 1044 J energie, což vede k zesílenému magneticko-rotačnímu výbuchu supernovy Ib nebo Ic. Neutronová hvězda se tím přirozeně zpomalí na rotační periody delší než 10 ms. G. Gilmore se domnívá, že předchůdci supernov Ib i Ic jsou velmi hmotné hvězdy nad 30 M☉.

D. Pooley ukázal, že díky rentgenovým družicím Chandra a Newton vzrostl počet supernov třídy Ic, jejichž prototypem se stala supernova 1998bw a které patrně souvisejí s dlouhými zábleskovými zdroji záření gama, na půl tuctu. K. Krisciunas aj. využili nových měření jasností supernov třídy Ia v blízkém infračerveném oboru spektra ke zlepšení znalosti jejích absolutních hvězdných velikostí v tomto oboru a ukázali, že střední absolutní hvězdná velikost v pásmech JHK činí (-18,5 ±0,2), což potvrzuje jejich význam jako tzv. standardních kosmologických svíček. B. Barris a J. Tonry tvrdí, že i tehdy, když červený posuv neznáme, lze určit vzdálenost supernov Ia od nás, a to na základě průběhu světelné křivky po maximu, protože i zde je ukryta informace o zářivém výkonu supernovy v době maxima. Empirický vztah si vyzkoušeli na blízkých 60 supernovách, jejichž z přirozeně znali – obě metody daly statisticky tytéž výsledky pro vzdálenost supernov, a tudíž i mateřských galaxií od nás. E. Baron aj. ukázali na příkladu supernovy 1999em, která patří ke vzácné třídě IIp, že supernovy této třídy se v budoucnu mohou používat pro kalibraci kosmologických vzdáleností mateřských galaxií, protože jsou v principu pozorovatelné až do z ≈ 6!

Podle B. Barrise aj. překročil do konce r. 2003 počet pozorovaných supernov třídy Ia s kosmologickým posuvem z > 0,7 patnáctku a díky novým pozorovacím programům s mezní hvězdnou velikostí ≈ 26 mag jich dále utěšeně přibývá. T. Dahlen aj. uvedli, že kamera ACS HST dokáže zaznamenat supernovy třídy Ia až do z ≈ 1,6 a třídy II do z ≈ 0,7. V rámci programu GOODS tak objevili už 25 SN Ia a 17 SN II. V minulosti vesmíru byly výbuchy supernov četnější; pro SN Ia jich bylo 4krát více než dnes pro z ≈ 1,0, ale v ještě vzdálenější minulosti vesmíru jejich četnost opět klesá. L. Strolger aj. našli celkem 42 supernov Ia v polích HDF-N a –S, CDF a GOODS na úhrnné ploše 300 čtv. obl. minut do mezní magnitudy I = 26. Průměrný odstup mezi vznikem předchůdce o hmotnosti 3 ÷ 8 M☉ a výbuchem bílého trpaslíka v podobě SN Ia činí 2 ÷ 4 mld. roků, na rozdíl od SN II, které vybuchují nejpozději 100 mil. let po svém vzniku.

Kuriozitou je ovšem falešný objev supernovy 2003lr v galaxii UGC 2904 v poloze 0357+1630 v Býku, ohlášený 12. ledna 2004, který byl vyvrácen až 15. února 2004. K omylu došlo opravdu neuvěřitelnou shodou okolností, když do téže pozice vůči galaxii se ve dnech 28. prosince 2003, 10. ledna 2004 a 13. února 2004 postupně dostaly tři různé planetky č. 42805, 42671 a 23017! Omyl prozradilo až spektrum objektu z února, které místo čar typických pro supernovy ukázalo spektrum sluneční...

Přechodnou fázi mezi vlastním výbuchem a vznikem pozůstatku pro supernově prodělává unikátní supernova XX. století – slavná 1987A ve Velkém Magellanově mračnu, která byla v té době vidět na jižní polokouli očima. Její plynulé sledování všemi prostředky soudobé astronomie přináší proto neustále nenahraditelné poznatky. P. Bouchet aj. využili pozorování ve středním infračerveném pásmu v létě r. 2003 k určení hmotnosti prachu v rozpínajícím se prstenu na 8.10-5 M☉. Tento prsten byl vyvržen asi 20 tis. roků před výbuchem supernovy a je postupně předháněn cáry z vlastní exploze. Při ekvivalentní teplotě 180 K vydává prach ve vnitřní části prstenu zářivý výkon bezmála 1029 W a všechny novější prachové cáry ještě dvakrát více.

Jak uvedli S. Park aj., od října 1999 je SN 1987A sledována spektrografem ACIS družice Chandra. Za 30 měsíců monitorování se zvedlo rentgenové záření pozůstatku supernovy v pásmu 0,5 ÷ 2 keV na trojnásobek a na této hladině od té doby setrvává. Teplota rázové vlny dosahuje 24 MK a rentgenový prsten se rozšiřuje stálou rychlostí 4,2 tis. km/s. Přímé snímky poukazují na přibývající jasné rentgenové skvrny zejména na severozápadě a jihozápadě od centra výbuchu. Autoři očekávají, že rentgenový tok vzroste postupně řádově tisíckrát (!), takže vskutku jsme svědky zrodu pozůstatku supernovy v přímém přenosu, byť je tento přenos zpožděn o 160 tis. roků. S kuriózním objasněním příčiny výbuchu SN 1987A přišel J. Middleditch – údajně nemuselo jít o zhroucení hmotné hvězdy, ale o splynutí dvou bílých trpaslíků ve dvojhvězdě, což by prý umožnilo objasnit i obří energie zábleskových zdrojů záření gama bez potřeby zavádět hypernovy. Podle J. Nicholse a J. Slavina je rychlost rozpínání rázové vlny v pozůstatku SNR Vela (vzdálenost 250 pc; průměr 7,3°!) podstatně nižší než u SN 1987A – pouhých 165 km/s; zřejmě se od exploze před minimálně 12 tis. lety již podstatně zbrzdila.

Družice Chandra pořídila souhrnnou expozicí 11,5 d (!) dosud nejkvalitnější rentgenový snímek pozůstatku po supernově Cas A, která vybuchla ve vzdálenosti asi 3,4 kpc někdy v rozmezí let 1660–1680 (nebyla totiž nikým zaznamenána, ačkoliv v rádiovém oboru je dodnes nejjasnějším neslunečním objektem na nebi). Jak uvedli U. Hwang aj., rentgenový pozůstatek má průměr 3 pc a uprostřed něho je patrná tichá neutronová hvězda. Poprvé se podařilo určit odděleně chemické složení jednotlivých zhustků v mlhovině, rozpínající se rychlostí 10 tis. km/s. Na rentgenovém snímku jsou dále patrné bipolární výtrysky v čáře Si. Neutronová hvězda se vzdaluje rychlostí 330 km/s od centra mlhoviny kolmo na směr bipolárních výtrysků. O. Krause aj. zjistili pomocí kosmického infračerveného teleskopu SST v pásmu 160 μm, že ve směru ke Cas A se nachází obří molekulové mračno OH, které bezpečně zastínilo optický výbuch supernovy, protože na zorném paprsku se nachází asi 14 M☉ mraženého prachu o teplotě 14 K a 1 700 M☉ chladného plynu.

M. Bietenholz aj. objevili kompaktní rádiový zdroj uprostřed rádiového pozůstatku po jedné z nejjasnějších rádiových supernov 1986J v galaxii NGC 891 (vzdálenost 10 Mpc), která se vzhledem i metalicitou velmi podobá naší Galaxii. Brzy po objevu se však ukázalo, že supernova musela vybuchnout už počátkem r. 1983 a patří ke třídě II, jenže z neznámého důvodu si jí tehdy nikdo nevšiml. Od r. 1986 je ovšem nepřetržitě sledována aparaturou VLA i VLBA. V letech 1996–98 se vzhled rádiového spektra změnil v tom smyslu, že k soustředným plynným obálkám, rozpínajícím se rychlostmi do 1 700 km/s, se na frekvenci 5 GHz přidala horká skvrna, poněkud odsunutá k východu od centra obálek. Na vyšších frekvencích je skvrna vidět čím dál lépe, zatímco na 15,4 GHz už nejsou patrné obálky. Autoři se domnívají, že rádiová skvrna o průměru O. Rádiový tok horké skvrny 3,7 mJy v červnu 2003 představuje totiž 200krát vyšší výkon, než kolik vykazuje proslulý rádiový pulzar v Krabí mlhovině, jenž je ovšem více než 40krát starší.

C. Fryer a M. Warren uveřejnili první trojrozměrný model průběhu výbuchu rotující hmotné hvězdy jako supernovy třídy II. Zjistili tak, že výbuchem se uvolní až 1046 J energie, což zřejmě postačí pro vysvětlení energie dlouhých zábleskových zdrojů záření gama. G. Brown a C. Lee modelovali vývoj velmi hmotné dvojhvězdy s přenosem hmoty mezi složkami typu C, tj. s případem, kdy se kolem dvojhvězdy vytvoří společná plynná obálka. Je-li jedna složka dvojhvězdy tak hmotná, že vzniklé železné jádro hvězdy se může při výbuchu supernovy zhroutit na černou díru, pak k tomu určitě dojde, pokud hvězda asi 1 000 roků před kolapsem bude mít poloměr asi 1 000 R☉. Autoři se domnívají, že varianty jejich modelu dokáží objasnit existenci většiny těsných dvojhvězd, kde jednou kompaktní složkou je hvězdná černá díra.

A. Fedorovová aj. posuzovali případ, kdy v polodotykové těsné dvojhvězdě získává bílý trpaslík přenosem hmoty tolik vodíku, až jeho hmotnost dosáhne Chandrasekharovy meze (≈1,4 M☉). A. Oliveira a J. Steiner uvedli příklad bílého trpaslíka o hmotnosti 0,9 M☉ ve dvojhvězdě WX Cen s oběžnou periodou 0,4 d, vzdálené od nás bezpečných 2,8 kpc. Podle silných emisí H I, He II, C IV, N V a O V autoři usuzují na tak rychlé tempo akrece, že bílý trpaslík vybuchne jako supernova Ia už za 5 mil. let! Podobným problémem se zabývali také Z. Han a P. Podsiadlowski, kteří tvrdí, že bílému trpaslíkovi stačí minimální hmotnost 0,67 MO, aby se přenosem hmoty od druhé složky dvojhvězdy nakonec dotáhl na Chandrasekharovu mez. D. Kasen aj. upozornili, že při vlastním výbuchu supernovy sekundární složka dvojhvězdy „zaclání“ ve vrcholovém úhlu až 40° a to znamená, že v rozšiřujících se produktech výbuchu zeje „díra“. Něco takového bylo vidět u supernovy 1991T a možná i v některých dalších pozorovaných případech.

Problém všech těchto vtipných scénářů spočívá v tom, že v Galaxii je o řád méně vhodných dvojhvězd, než kolik supernov Ia ve skutečnosti vybuchuje (1 SN Ia/500 let). G. Blanc aj. totiž odvodili na základě statistiky četnosti supernov pro z ≈ 0,1 za léta 1999–2000, že v galaxii o svítivosti 10 GL☉ připadá za tisíciletí v průměru 1,25 výbuchu supernov Ia. Proto přichází jako za zavolanou návrh J. Wilsona a G. Mathewse, že stačí, aby osamělý bílý trpaslík typu CO procházel v malé vzdálenosti od hvězdné černé díry o hmotnosti 10 ÷ 20 M☉, což se může stát v husté kulové hvězdokupě, ale hodí se i černá veledíra v centru Galaxie. V tom případě začne na bílém trpaslíku probíhat tzv. pyknonukleární reakce (přeměna prvků při relativně nízké teplotě, ale vysoké hustotě plynu), která skončí překotnou termonukleární reakcí, a tudíž explozí supernovy Ia.

3. 2. Rádiové pulzary

A. Lyne aj. objevili v průběhu roku 2003 unikátní binární pulzar PSR J0737-3039AB (Pup) s impulzní periodou složky A 23 ms a počátkem r. 2004 prokázali, že i složka B je rádiovým pulzarem s podstatně delší impulzní periodou 2,8 s. První pravý dvojitý pulzar je od nás vzdálen pouze 600 pc, a jelikož sklon oběžné roviny složek činí 87°, můžeme pozorovat přechody pulzarů přes sebe; přechody trvají asi půl minuty při oběžné době 2,4 h. Podle měření z radioteleskopu GMRT prochází pulzar A při svém přechodu přes pulzar B jeho magnetosférou. M. McLaughlin aj. poukázali na základě pozorování radioteleskopem GBT na efekty odrazu vyzařovacích kuželů obou složek v rotující magnetosféře protější složky, které dobře odpovídají geometrii soustavy.

Jak zjistila M. Burgayová aj., jsou oběžné dráhy pulzarů kolem společného těžiště mírně výstředné (e = 0,09) a velké poloosy jejich drah dosahují 900 tis. km. Obě neutronové hvězdy mají podobné hmotnosti 1,34 a 1,25 M☉, ale různé stáří 210 a 50 mil. roků. Je tedy překvapující, že soustava přežila celkem zdárně oba výbuchy supernov, které stály u zrodu dvojitého pulzaru. Rotační osy obou neutronových hvězd A i B vykazují precesi s periodami 75, resp. 71 roků, což znamená, že nejpozději za 10 let přestane být vyzařovací kužel pulzaru A ze Země pozorovatelný. To je také důvod, proč dvojitý pulzar nebyl objeven dříve – oba vyzařovací kužely zkrátka nemířily k Zemi. Podle D. Lorimera, F. Jeneta a S. Ransoma je vyzařovací kužel pulzaru A dutý a při přechodech B před A se pozoruje zvýšení intenzity impulzů od pulzaru B až o 2 řády ve všech frekvenčních pásmech. J. Granot a P. Mészáros zjistili pomocí družice Chandra, že silný hvězdný vítr ze složky A vyvolává interakcí s mezihvězdným prostředím rentgenové záření o výkonu 200 ZW.

Podle S. Ransoma aj. se soustava vůči okolnímu prostředí pohybuje značnou prostorovou rychlostí 140 km/s, což časem umožní zpřesnit i vzdálenost soustavy od nás. Měření dále potvrdila předpokládané silné relativistické efekty, tj. spirálovité zmenšování velké poloosy dráhy vlivem vyzařování gravitačních vln tempem 2,6 m/r, které povede ke splynutí složek za cca 85 mil. roků, dále pak rekordně velké stáčení periastra rychlostí 16,9°/r, gravitační červený posuv a Shapirovo zpoždění signálů. Jak uvedl ve svém shrnutí E. van den Heuvel, z dvojitého pulzaru se tak rázem stala vůbec nejlepší relativistická laboratoř ve vesmíru, nehledě na skvělou možnost studia vzniku i fyzikálních vlastností pulzarů. B. Willems a V. Kalogera upozornili, že složka A dvojitého pulzaru má nejkratší rotační periodu a celá soustava nejkompaktnější dráhu s nejmenší výstředností mezi známými binárními pulzary. B. Joshi aj. připomněli, že jde teprve o šestý binární pulzar, jehož obě složky jsou neutronovými hvězdami, a pochopitelně první případ, kdy obě neutronové hvězdy jsou pozorovatelné se Země jako rádiové pulzary. Zcela nepochybně o této jedinečné soustavě v příštích letech často uslyšíme.

D. Champion aj. nalezli v Arecibu další binární pulzar PSR J1829+2456 (Her) s impulzní periodou 41 ms a oběžnou dobou složek 1,2 d. Složky o hmotnosti 1,4 M☉ (pulzar) a 1,3 M☉ (průvodce) kolem sebe obíhají po mírné výstředné (e = 0,14) dráze s minimální poloosou 2,4 mil. km. Relativistické stáčení periastra tempem 0,3°/r bude jistě snadno měřitelné, stejně jako další relativistické efekty, tj. dilatace času a gravitační červený posuv, protože i průvodce je téměř určitě neutronovou hvězdou.

N. Wang aj. shrnuli 13 let sledování změn 48ms impulzní periody jedinečného binárního pulzaru PSR B1259-63 (Mus), jenž obíhá kolem průvodce – velmi hmotné hvězdy sp. B3e po vysoce excentrické dráze (e = 0,87) v oběžné době 3,4 r. Rotační perioda pulzaru starého 330 tis. let se zpomaluje tempem 2.10-15 a disperzní míra signálů se mění během průchodů pulzaru periastrem, jež jsou pravidelně pozorovány od r. 1990. V týdnu před posledním průchodem periastrem v březnu 2004 se podařilo detektorem CANGAROO pozorovat intenzivní záření gama s energiemi nad 200 GeV, které vzniká interakcí hvězdného větru složky B3e a magnetosféry pulzaru. S. Shaw aj. pozorovali pomocí družice INTEGRAL rentgenové záření soustavy v pásmu pod 200 GeV a odtud odvodili, že disk kolem rovníku hvězdy B3e svírá s oběžnou rovinou pulzaru téměř pravý úhel, takže pulzar kolem periastra prochází diskem dvakrát a vydává přitom ve tvrdém rentgenovém pásmu zářivý výkon bezmála 1027 W. Z těchto pozorování se rovněž podařilo odvodit i tempo ztráty hmoty hvězdy B3e na 10-6 M☉/r. Průvodce pulzaru má hmotnost 10 M☉ a poloměr 6 R☉ a rotuje obvodovou rovníkovou rychlostí 280 km/s, což je 70 % rychlosti kritické, při níž by se hvězda roztrhla odstředivou silou.

A. Levine aj. zjistili, že binární pulzar X1908+075 (Aql) s oběžnou dobou 4,4 d má délku velké poloosy dráhy 21 mil. km a velmi hmotného průvodce s hmotností kolem 20 M☉ a poloměrem až 22 R☉. Průvodce je zřejmě Wolfovou-Rayetovou hvězdou, která ročně ztrácí až 4.10-6 M☉ a vybuchne jako supernova nejpozději za 100 tis. roků. Tak se soustava změní v pozoruhodnou kombinaci neutronové hvězdy s hvězdnou černou dírou.

D. Lorimerovi aj. se podařil u radioteleskopu v Arecibu pozoruhodný objev nedalekého (1,2 kpc) velmi starého (2,8 mld. roků) pulzaru PSR J0609+2130 (Ori), jenž má krátkou impulzní periodu 56 ms a relativně slabé magnetické pole 400 kT, jak vyplývá z nepatrného brzdění rotace neutronového hvězdy tempem 0,3 as/s. Autoři odtud usuzují, že pulzar byl původně složkou rentgenové dvojhvězdy, která se rozpadla při výbuchu druhé složky soustavy rovněž jako supernovy. Tato složka však ještě před výbuchem stihla roztočit pozorovaný pulzar na poměrně vysoké obrátky.

Týmž drastickým vývojem prošel údajně také pulzar J2235+1506 (Peg). Podobně W. Vlemmings aj. zjistili, že pulzary B2020+28 (impulzní perioda 0,34 s) a B2021+51 (0,53 s) pocházejí z téže superbubliny v souhvězdí Labutě. Předchůdci obou pulzarů měli podobné hmotnosti a byli členy téže dvojhvězdy, která vznikla před necelými 3 mil. let. Dvojhvězda sice přežila výbuch první supernovy, ale při výbuchu druhé složky o 150 tis. let později, tj. před 1,9 mil. lety, se rozpadla ve vzdálenosti 1,9 kpc od Slunce. Pulzary se od sebe vzdalují rychlostí 200 km/s a dnes jsou vzdáleny 2,7, resp. 2,0 kpc od Slunce.

G. Hobbs aj. uveřejnili IV. část katalogu nové přehlídky pulzarů pomocí radioteleskopu v Parkesu. Katalog obsahuje zpřesněné údaje pro 281 známých pulzarů a dále objevy 180 nových pulzarů. Mezi nimi je nový binární pulzar PSR J1420-5625 (Cen) s impulzní periodou 34 ms a oběžnou dobou 40 d, dále milisekundový pulzar PSR J1843-1113 (Sct) se třetí nejkratší periodou 1,8 ms a naopak zase dva pulzary s rotační periodou přes 6 s (PSR J1736-2843 a J1847-0130). F. Camilo aj. objevili poblíž pozůstatku supernovy G309.8-2.6 druhý nejbližší (2,5 kpc) velmi mladý (7,3 tis. let) pulzar J1357-6429 s rotační periodou 0,17 s.

O. Löhmer aj. využili velkých radioteleskopů v Effelsbergu a v Jodrell Banku k soustavným deset let trvajícím měřením vlastností binárního pulzaru PSR J2145-0750 (Aqr) s rotační periodou 16 ms a oběžnou dobou 6,8 dne. Pulzar je od nás vzdálen pouze 500 pc a jeho průvodcem je bílý trpaslík o hmotnosti 0,85 M☉ a teplotě 5 750 K, což odpovídá jeho stáří 3,6 mld. roků. To je v uspokojivé shodě s charakteristickým stářím samotného pulzaru 10,4 mld. roků, takže jde o jeden z nejstarších známých pulzarů v Galaxii. Autoři odhadují původní rotační periodu pulzaru na 13 ms. A. Kuzmin aj. odhalili tzv. obří impulzy u pulzaru B0031-07 (Cet), k nimž dochází po zhruba 300 impulzech standardní intenzity. Obří impulzy mají 50krát vyšší intenzitu a v jejich 20× zúženém profilu se vyzáří 120krát vyšší rádiový tok než v běžném impulzu. Je to teprve šestý případ mezi zhruba 1 500 známými rádiovými pulzary a druhý případ, kdy příslušná neutronová hvězda má slabé magnetické pole. Rekord drží známý pulzar v Krabí mlhovině, kde obří impulzy vykazují až 70 000násobek (!) intenzity běžného impulzu. Podle J. Cordese aj. dosahuje jejich jasová teplota v pásmu frekvencí 0,4 ÷ 8,8 GHz neuvěřitelných minimálně 1032 K! V. Soglasnov aj. však zjistili pomocí měření radioteleskopy VLBI na frekvenci 1,65 GHz, že i tento rekord je překonán prototypem milisekundových pulzarů PSR B1937+21 s impulzní periodou 1,56 ms, kde jasová teplota obřích impulzů dosahuje naprosto šílené hodnoty nad 5.1039 K a během jediné obrátky neutronové hvězdy dochází až ke 25 obřím impulzům. Příčina těchto dramatických úkazů není známa.

F. Michel upozornil na další závažný problém teorie záření pulzarů, protože podrobné rentgenové snímky pulzaru v Krabí mlhovině, pořízené družicí Chandra, jsou v rozporu s tvrzením, že plazma je urychlováno ve směru siločar podél polárních čepiček a hvězdný vítr není odnášen odstředivou silou. Goldreichův a Julianův model vyzařování v rotujícím kuželu rovněž neplatí, takže teoretici budou muset začít modelovat znovu. Pulzary patří zkrátka stále k nejpozoruhodnějším tématům soudobé astrofyziky, jak prokázala série přehledových článků ve speciální příloze amerického vědeckého týdeníku Science 304 (2004), č. 5670. Mezi jejich autory patří především spoluobjevitelka pulzarů J. Bellová-Burnellová, dále R. Irion, J. Lattimer a M. Prakash, R. Manchester a I. Stairsová. Jde o tak obsáhlý a přehledný materiál, že by sám vystačil na samostatnou Žeň objevů – zájemcům mohou jen doporučit prokousat se celým originálem.

3. 3. Rentgenové dvojhvězdy a proměnné

A. Villarreal a T. Strohmayer využili pozorování rentgenového mihotání a vzplanutí v dvojhvězdách s neutronovou hvězdou k odvození středního průměru neutronových hvězd v naší Galaxii. Výsledná hodnota (23 ±5) km svědčí pro konvenční stavovou rovnici neutronové hvězdy; jinými slovy neutronové hvězdy nejsou tvořeny podivnými kvarky, jak o tom někdy uvažují teoretičtí fyzikové. Přesto však není tento výsledek naprosto přesvědčivý, protože pro vyloučení všech odchylných modelů by bylo potřebí znát průměr neutronové hvězdy s přesností na ±1 km. Horní mez hmotnosti neutronové hvězdy zjištěná z pozorování se blíží 1,75 M☉; je tedy o něco nižší než teoretická mez 2,0 M☉.

Prototyp hvězdných černých děr v rentgenové dvojhvězdě Cyg X-1 má podle M. Abubokorova aj. hmotnost kolem 11 M☉ (s chybou 25 %) na kruhové oběžné dráze s periodou 5,6 d. E. Harlaftis a J. Greiner využili spektrografu VLT k určení parametrů průvodce černé díry – mikrokvasaru GRS 1915+105 (Aql). Průvodce spektrální třídy K a hmotnosti 0,8 M☉ vyplňuje svůj Rocheův lalok a rotuje synchronně s oběžnou dobou 33,5 d kolem černé díry o hmotnosti 14 M☉. Objekt se nachází v galaktické rovině (gal. šířka -0,2°) a podle C. Chapuise a S. Corbela je od nás vzdálen asi 9 kpc (s chybou 30 %). C. Done aj. ukázali, že jeho značná svítivost je dána velkým rozměrem akrečního disku kolem černé díry řádu 10 mil. km a hmotnosti 1025 kg. S. Kato aj. zjistili, že nejvyšší frekvence kvaziperiodických oscilací mají u tří mikrokvasarů týž poměr 3/2 a že v tomto konkrétním případě rotuje černá díra velmi pomalu. A. Čerepaščuk aj. využili 6m reflektoru SAO ke zlepšení údajů o rentgenové dvojhvězdě V404 Cygni (= GS 2023+338). Určili hmotnost černé díry 10,6 M☉ (s chybou 20 %) a zjistili, že kolem ní obíhá v periodě 6,5 d rychlostí 210 km/s průvodce sp. K0 IV o hmotnosti 0,6 M☉, jenž vyplňuje Rocheův lalok.

Také známá rentgenová dvojhvězda SS 433 je podle T. Hillwiga aj. rovněž mikrokvasarem, neboť během zákrytu jasného akrečního disku, jehož precesní perioda dosahuje 162 d, se podařilo získat spektrum průvodce pomocí 4m Mayallova teleskopu. Jde o veleobra třídy A5 s hmotností 11 M☉, kolem něhož obíhá v periodě 13 d černá díra s hmotností pouhých 3 M☉. H. Marshall aj. zjistili pomocí družice Chandra, že výtrysky vyvěrající z černé díry mají teploty 10 ÷ 100 MK a jejich vrcholový úhel během roku kolísá v rozmezí od 1,2° do 2,7°. K. Blundellová a M. Bowler zobrazili výtrysky pomocí antény VLA a zjistili, že se jejich intenzita, směr i rychlost mění u obou výtrysků současně, přičemž během desítek dnů rychlost kolísá až o 12 tis. km/s! Odvodili též přesnější vzdálenost objektu od nás: 5,5 kpc.

Dle D. Gelina a T. Harrisona má také černá díra v rentgenové dvojhvězdě GRO 0422+32 (= V518 Per) nízkou hmotnost jen 4 M☉, což ovšem znamená, že je velmi hustá a v jejím okolí dosahují slapové síly vysokých hodnot kvůli nepatrnému poloměru díry 12 km. Průvodcem černé díry je trpasličí hvězda M1, obíhající v periodě 5 h. T. Shahbaz aj. ukázali, že v rentgenové dvojhvězdě 2S 0921-630 (Car) v halu naší Galaxie má kompaktní složka hmotnost 2,0 ÷ 4,3 M☉, tj. někde na rozhraní mezi velmi hmotnou neutronovou hvězdou a velmi lehkou černou dírou. Sekundární složkou je obří hvězda K0, obíhající kolem kompaktní složky v periodě 9 d.

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

Jak uvádí P. Jakobsson aj, za 10 let se zdařilo změřit červené posuvy jen pro 39 GRB. Průměrné z činilo 1,33 a medián 1,02. Za první 4 roky provozu našla družice HETE-2 celkem 400 GRB, ale jen pro 80 z nich se povedlo odvodit přesnou polohu, takže jen 14 GRB z tohoto souboru má změřený červený posuv z. Podle M. Matsuoky činilo průměrné zpoždění mezi objevem GRB a sdělením o přibližné poloze 30 ÷ 90 minut; vzácněji méně než 15 min. Nejvýznamnějším úlovkem HETE-2 se stal jasný objekt GRB 030329, kdy byl optický protějšek objeven už 2 minuty po lokalizaci, takže díky výjimečně přesné poloze ho bylo možné sledovat v širokém oboru elektromagnetického spektra.

R. Willingale aj. vysvětlili odchylky v hladkém poklesu jasnosti optického dosvitu tohoto blízkého (z = 0,17; 600 Mpc) GRB jako projev výbuchu supernovy 2003dh třídy Ic, která podle Y. Uraty aj. vybuchla 7,6 d po záblesku gama. N. Kuno aj. pozorovali na frekvencích 23,5 ÷ 90 GHz rádiový dosvit, který svým průběhem potvrdil, že jde o synchrotronové záření doprovázející rázovou vlnu rozpínající se ohnivé koule. Jasnost dosvitu prudce poklesla, když ohnivá koule vychladla, ale pozorování probíhala téměř až do konce května 2003. G. Taylor aj. odhadli rozměr rádiového dosvitu na centimetrových vlnách ve 25. d po výbuchu na 0,2 pc a v 83. d na 0,5 pc, což odpovídá fiktivní rychlosti rozpínání tempem 3c. A. Finkelštejn aj. měřili kruhovou polarizaci rádiového dosvitu na vlnových délkách 35 a 60 mm pomocí obřího radioteleskopu RATAN 600. Odtud jim vyšla indukce magnetického pole GRB na 10 mT a celková energie vzplanutí 1044 J. S. Vaughan aj. našli v pozorováních družicí Newton koncentrické prsteny, jež odpovídají prachovému halu ve vzdálenostech 880 a 1 390 pc od GRB.

Družice INTEGRAL objevila mimořádně slabý GRB 031203 v trvání 20 s, ale s energií jen 7.1040 J, tj. o plné 4 řády nižší, než je u GRB běžné. A. Soderberg aj. i S. Woosley se domnívají, že jde jen o pověstnou špičku ledovce a ve skutečnosti existuje početná populace takových objektů v našem blízkém kosmologickém okolí. D. Watson aj. popsali slabý rentgenový dosvit tohoto záblesku v poloze 0802-3951 (Vel) na základě pozorování družice Newton. Jelikož mateřská galaxie GRB 3 měla červený posuv z = 0,1 (vzdálenost 500 Mpc), vyplynul odtud rentgenový zářivý výkon jen 1036 W a celková energie pouze 3.1042 J. K. Prochaska aj. zjistili, že galaxie GRB 3 s nízkou metalicitou prodělává silnou tvorbu nových hvězd tempem 11 M☉/r. B. Thomsen aj. našli nárůst jasnosti optického dosvitu od 10. dne po GRB, jenž pak zůstal viditelný až do 33. dne. Podle těchto autorů došlo zřejmě k výbuchu hypernovy 2003lw, která geneticky souvisela se vzplanutím GRB a dosáhla dle D. Malesaniho aj. maxima (MV = 19,75 mag) 20 d po vzplanutí GRB. Mimochodem, o možné souvislosti supernov a GRB uvažoval jako první S. Colgate již v r. 1968.

L. Nicastro aj. upozornili na nejdelší GRB 020410, kdy záření gama trvalo téměř 27 min, což je neuvěřitelný rekord. Odpovídající rentgenový dosvit byl vůbec nejjasnější. Odtud a ze zlomů světelných křivek v celém pásmu elektromagnetického spektra lze odhadnout z ≈ 0,9 ÷ 1,5. R. Rutledge a D. Fox nepotvrdili údajnou 80% polarizaci GRB 021206, dříve ohlášenou družicí RHESSI. Malá citlivost družice totiž neumožňuje polarizační měření. Dalším neřešeným problém jsou tzv. sirotčí dosvity, kdy GRB vysílaný v úzkém svazku mine Zemi, kdežto optický dosvit, který je v podstatě izotropní, Zemi zasáhnout může, ale zatím nemáme dobré prostředky ho odhalit bez zprostředkování širokoúhlými detektory záření gama. I nejlepší robotické optické dalekohledy mají totiž zorné pole je několik málo stupňů. Není totiž vyloučeno, že GRB mohou být opticky sledovány až pro z ≈ 20, pokud ovšem v tak raném vesmíru je něco takového vůbec možné.

A. MacFadyen uvedl, že dvě třetiny „dlouhých“ GRB má trvání přes 35 s, maximum energie kolem 100 keV a za předpokladu izotropního vyzařování tutéž energii 1045 J. Všeobecně se dle M. Andersena i H. Spruita soudí, že jde o průvodní jev překotného hroucení velmi hmotné (> 25 M☉) hvězdy na černou díru, přičemž největší část energie se vyzáří v úzkém svazku o vrcholovém úhlu 1,7°. Jelikož se tyto hvězdy vyvíjejí kosmologicky bleskově, je výskyt dlouhých GRB výborným indikátorem těch galaxií, v nichž právě probíhá překotná tvorba hvězd. V průměrné galaxii vybuchne GRB jednou za 10 tis. roků, ale podle J. Lina aj. s věkem galaxie četnosti těchto jevů ubývá. Jen velmi málo dlouhých GRB má z z ≈ 9. GRB tak fakticky ohlašují konec šerověku raného vesmíru, a jelikož jsou v prostoru rozloženy izotropně, hodí se podle R. Vavreka aj. i k testování kosmologických modelů, poněvadž jsou vidět mnohem dále do hlubin vesmíru než supernovy Ia.

Podle S. Rosswoga mají „krátké“ GRB trvání nanejvýš 2 s, jejich spektrum je tvrdší, protože jde zřejmě o splynutí dvou kompaktních složek těsné dvojhvězdy s magnetickým polem až 30 TT, tj. uvolněná energie dosahuje hodnoty až 1046 J. Jednotlivé mechanismy splývání propočítali A. Tutukov a A. Čerepaščuk. Téměř vždy jsou ve hře hmotné Wolfovy-Rayetovy hvězdy s krátkou životností a případně též jedna hvězdná černá díra. K podobným výsledkům dospěli při modelování splývání neutronových hvězd a černých děr také T. Bulik a K. Belczynski.

S. Klose aj. zkoumali v blízkém infračerveném pásmu mlhovinu N 49 v bezprostředním okolí magnetaru SGR 0522-66 ve Velkém Magellanově mračnu. Mlhovina obsahuje do prachu zahalenou malou hvězdokupu mladých hvězd. Něco podobného bylo objeveno také u magnetarů, které patří do naší Galaxie. Zdá se, že magnetary vznikly v těchto hvězdných kolébkách jako mimořádně hmotné hvězdy, ale pak byly odtud velkou rychlostí vymrštěny, nejspíš při výbuchu supernovy. Mlhovina sama je zřetelně pozůstatkem supernovy, která vzplanula asi před 5 tis. lety. A. Ibrahim aj. objevili zcela náhodně magnetar XTE J1810-197, který sice dosud nevybuchnul jako ty ostatní, ale jinak jeví všechny charakteristiky magnetarů. Má rotační periodu 5,5 s a optický protějšek R = 21,5 mag. Jeho stáří se odhaduje na 7 600 let a vzdálenost na 5 kpc. Odtud lze usoudit, že mnohé další neutronové hvězdy mohou být ve skutečnosti „spící“ magnetary. Těsně před koncem r. 2004 dne 27. prosince došlo ke gigantické explozi magnetaru SGR 1806-20 ve Střelci. Vědecká sdělení o tomto úkazu čtvrtstoletí byla pochopitelně uveřejněna až v průběhu r. 2005, takže podrobnější popis úkazu se objeví v příštím přehledu.

S. Shaw aj. uveřejnili katalog trvalých zdrojů gama v pásmu energií 20 keV až 1 MeV, které během let 1991–2000 pořídila aparatura BATSE na družici Compton. Katalog svou kvalitou podstatně převyšuje údaje z družice HEAO-1 z let 1978–79. Teprve nejnovější data z družice INTEGRAL umožnila objasnit povahu difuzního pozadí záření gama, jak ho zaznamenaly předešlé družice. Ukázalo se, že jde o souhrnné záření vzdálených diskrétních (bodových) zdrojů.

4. Mezihvězdná látka

Americký amatér J. McNeil objevil pomocí 75mm refraktoru 23. ledna 2004 v molekulovém mračnu Lynds 1630 v Orionu v poloze 0546-0007 novou reflexní mlhovinu, kterou u nás od 11. února snímkoval K. Hornoch. Podle Hornochových snímků měla mlhovina úhlové rozměry 65″ × 80″ a integrální jasnost R = 13 mag, jež však vzrůstala tempem 0,2 mag/d. Podle následných měření z 8m dalekohledu Gemini se zjasnila v oboru J o 3,6 mag proti stavu z října 1998. Počátkem března 2004 dosáhla její jasnost J = 10,8 mag a její tvar připomínal kometu se dvěma výběžky. Archivní snímky doložily existenci mlhoviny už v polovině 60. let minulého století, jenže pak zeslábla a teprve nyní se začala opět zjasňovat. Na jižním okraji mlhoviny se totiž vynořila hvězda, která ji zřejmě ozařuje. V mlhovině se objevily emise čáry H α a Ca II, svědčící o rozpínání rychlostí 460 km/s. Měření pomocí teleskopů IRTF a Keck v blízkém infračerveném pásmu v březnu 2004 odhalila výbuch velmi mladé hvězdy typu T Tau, ukryté uvnitř molekulového mračna. Tuto prahvězdu dále zkoumali W. Vacca aj. a odhadli, že k jejímu výbuchu muselo dojít už koncem r. 2003. Z prahvězdy uniká hmota tempem 4.10-8 M☉/r.

R. Chini aj. zkoumali pomocí infračervené kamery VLT a milimetrového radioteleskopu IRAM známou velmi mladou mlhovinu M17 (Omega, Sgr), vzdálenou od nás 2,2 kpc. Ukázali, že tam z akrečních disků vznikají i velmi hmotné hvězdy s hmotnostmi nad 10 M☉, navzdory destruktivnímu vlivu tlaku záření. C. Lada aj. studovali za pomocí submilimetrového radioteleskopu ESO rozložení molekuly C18O v nejtmavší globuli proslulého molekulového mračna „Uhelný pytel“ (Cru), vzdáleného od nás 150 pc. Mračno má průměr 15 pc a hmotnost 3 500 M☉. Zcela určitě v něm v současné době vznikají hvězdy.

Jak uvedl C. Lada, existenci temných mlhovin si jako první uvědomil W. Herschel, jenž o tom referoval na schůzi britské Královské společnosti v r. 1785, ale dál se jimi nezabýval, na rozdíl od své sestry Karoliny, která za pomocí J. Herschela sestavila jejich první katalog. Další pokrok přišel až počátkem XX. stol., kdy E. Barnard a M. Wolf prokázali, že to jsou skutečná temná mračna ve vesmíru. Teprve nedávno si astronomové uvědomili, že tato mračna jsou skutečnými hvězdnými kolébkami. J. Hester aj. usuzují, že Slunce muselo vzniknout z molekulového mračna podobného těm, které se nacházejí na rozhraní souhvězdí Býka a Vozky. Bezprostředním podnětem k jeho vzniku však byl výbuch blízké supernovy, jenž svou rázovou vlnou shrnul materiál v oblasti H II a další vývoj pokračoval podobně jako v mračnech v Orionu nebo v Orlí mlhovině.

D. Knauth aj. využili ultrafialové družice FUSE ke studiu výskytu mezihvězdného molekulárního dusíku ve směru ke hvězdě v souhvězdí Kentaura, vzdálené od nás 700 pc. Výsledky neodpovídají ani jednomu z modelů rozložení této molekuly. J. Hollis aj. našli ve známém molekulovém mračně Sgr B2 pomocí obřího radioteleskopu GBT nové mezihvězdné aldehydy: propenal (CH2CHCHO) a propanal (CH3CH2CHO) v pásmu frekvencí 18 ÷ 26 GHz. Již dříve byl objeven propynal (HC2CHO). Titíž autoři našli také glykolaldehyd na frekvencích 13,5 ÷ 22,1 GHz (GBT) a 71 ÷ 103 GHz (12m NRAO), což je zatím jediný mezihvězdný cukr. Aldehydy vznikají přibíráním vodíku na mezihvězdná zrnka prachu.

C. Olano se pokusil rozřešit přetrvávající problém výskytu vysokorychlostních mračen (angl. High-Velocity Clouds = HVC) neutrálního, ionizovaného i molekulárního vodíku, souvisejícího hlavně s okolností, že dodnes neumíme určit, jak jsou od nás tato mračna daleko. Autor se domnívá, že za jejich existenci vděčíme oběma Magellanovým mračnům, která ze sebe před 570 mil. lety vyvrhla magnetické bubliny napůl ionizovaného vodíku. Tyto bubliny obklopují naší Galaxii až do vzdálenosti 150 kpc, prolétají často v podobě HVC halem Galaxie, takže pak končí v galaktickém disku tempem 0,6 M☉/r. A. Benoit aj. využili submilimetrového radiometru Archeops při balonovém výstupu v Arktidě v únoru 2002 k prvnímu měření stupně polarizace difuzního galaktického prachu. Polarizace se pohybuje od 4 do 20 % a svědčí o tom, že orientace zrnek je koplanární k hlavní rovině Galaxie, za což zřejmě může poměrně koherentní galaktické magnetické pole. M. Claussen zdůraznil, že průběh magnetického pole v mezihvězdném prostoru se dá dobře určit pomocí polarizace interstelárních maserů OH nebo SiO, popřípadě též H2O a methanolu.

5. Galaxie

5.1. Hvězdokupy

Problém vzdálenosti Plejád je podle B. Paczyńského stále hlubší, protože z měření astrometrické družice HIPPARCOS vyplynula vzdálenost jen (118 ±4) pc, kdežto všechny ostatní metody dávají souhlasně větší hodnotu kolem (132 ±4) pc. Nejnovější určení vzdálenosti interferometrické dvojhvězdy Atlas (orb. per. 291 d; e = 0,25) v Plejádách X. Panem aj. dalo vzdálenost (135 ±2) pc a prakticky týž výsledek (132 ±4) pc dostali N. Zwahlen aj. Podobně dopadlo též měření vzdálenosti první dvojčárové zákrytové dvojhvězdy HD 23642 (orb. per 2,5 d; e = 0) U. Munarim aj.: (132 ±2) pc. To závažně zpochybňuje správnost vzdálenosti Plejád, určenou jako průměr z měření paralax 54 hvězd pomocí této jinak zcela jedinečné družice. Paczyński se domnívá, že příčinou chyby byla příliš excentrická dráha družice, která se nedostala na původně plánovanou kruhovou dráhu. Jak připomínají E. Moreaux aj., Plejády obsahují na 1 000 hvězd o úhrnné hmotnosti 740 M☉ a středním poloměru 3,7 pc; jsou staré asi 100 mil. roků.

K. Williams aj. hledali bílé trpaslíky v otevřené hvězdokupě Praesepe (Cnc) a našli jich pouze pět, což je překvapivě málo. Nicméně P. Dobbie aj. tam koncem roku objevili další dva bílé trpaslíky o hmotnostech 0,9 M☉ a stáří 280 a 500 mil. roků. Z toho lze usoudit, že jejich předchůdci měli hmotnosti větší než 2,5 M☉. M. Salaris aj. zjistili, že stáří 71 otevřených hvězdokup v Galaxii nezávisí na vzdálenosti od centra Galaxie. Nejstarší otevřená hvězdokupa NGC 6791 (Lyr) vznikla už před 10 mld. let.

M. Hilker aj. studovali pomocí VLT nejhmotnější kulovou hvězdokupu v Galaxii ω Centauri. Hvězdokupa je rotačně zploštělá a jako jedna z mála obíhá kolem centra Galaxie retrográdně. Hvězdy v ní jeví nápadný rozptyl metalicity, což znamená, že proces tvorby hvězd probíhal po dobu asi 3 mld. let. M. Ideta a J. Makino úspěšně simulovali vznik této hvězdokupy za předpokladu, že jejím předchůdcem byla trpasličí galaxie, oškubaná slapy naší Galaxie o 90 % původní hmotnosti během několika prvních průletů trpasličí galaxie pericentrem ve vzdálenosti asi 500 pc od středu Galaxie. Pak se už hmotnost kulové hvězdokupy příliš neměnila a v současné době stále ještě dosahuje rekordní hodnoty 5 mil. M☉. G. De Marchi aj. odvodili na základě snímků z HST s mezní hvězdnou velikostí I = 27 stáří kulové hvězdokupy M4 (Sco) v rozmezí 9 ÷ 12,7 mld. roků. Ke zpřesnění hodnoty by bylo potřebí měřit hvězdy ještě o 4 mag slabší, a to ani HST nedokáže. T. Brown aj. využili kamery ACS HST k určení stáří kulové hvězdokupy SKHB 312 v galaxii M31 na pouhých 9 mld. let. Halo naší Galaxie má totiž stáří 11 ÷ 13,5 mld. let.

Podle M. Daviese aj. nachází HST v každé kulové hvězdokupě naší Galaxie 40 ÷ 400 modrých loudalů (blue stragglers), tj. hvězd, které se opozdily ve svém vývoji proti běžným hvězdám hvězdokupy, a to buď splynutím těsné dvojhvězdy, anebo srážkou hvězd v hustém jádře hvězdokupy. U dostatečně staré hvězdokupy však jejich počet na hmotnosti kulové hvězdokupy nezávisí. M. West aj. ukázali, že kulové hvězdokupy se dobře hodí k rekonstrukci vývoje galaxií; daří se tak odhalit srážky galaxií a následný kanibalismus, jakož i epizody překotné tvorby hvězd.

5. 2. Naše Galaxie

F. Aharonian aj. zpřesnili pomocí teleskopu HESS pro vysokoenergetické paprsky gama polohu zdroje zmíněného záření uprostřed Galaxie. Zpřesněná poloha souhlasí s přesností ±1′ s polohou rádiového zdroje Sgr A*, tedy s polohou černé veledíry v Galaxii. Tok záření gama z tohoto zdroje je v pásmu 1 TeV časově stálý. Jak uvedli M. Cassé aj., díky dobrému úhlovému rozlišení družice INTEGRAL jsme získali nový pohled na fyzikální pochody v jádře Galaxie. Anihilační čára s energií 511 keV poukazuje na to, že se v jádře Galaxie nachází poměrně hodně antihmoty v podobě pozitronů. Autoři soudí, že dostatečnou zásobárnou pozitronů mohou být hypernovy, pokud vybuchují aspoň jednou za 5 tis. roků. Dále se uprostřed Galaxie pozoruje jaderná čára 1,8 MeV z radioaktivního rozpadu 26Al na 26Mg s poločasem rozpadu 730 tis. roků, což znamená, že v centrální oblasti Galaxie musí poměrně často vybuchovat běžné supernovy, které zabezpečují stálý přísun radioaktivního hliníku. G. Bélanger aj. využili téže družice k detekci tvrdého rentgenového záření ze zdroje IGR 1745.6-2901 v bezprostředním okolí černé veledíry v jádře Galaxie. Rentgenový výkon zdroje dosahuje hodnoty 3.1028 W. M. Revnivtsev aj. nalezli v blízkosti zmíněného zdroje nový zdroj IGR 1742-2822 v obřím molekulovém mračnu Sgr B2, který slouží jako zrcadlo pro přepracování rentgenového záření z předešlého zdroje, přičemž časový posuv pro přepracování činí asi 350 let. Podle zmíněných autorů byla tehdy rentgenová emise z centra Galaxie o 6 řádů (!) vyšší než nyní po dobu zhruba 10 let. Něco obdobného lze očekávat i v budoucnosti.

B. Aschenbach aj. odvodili z pozorování pomocí družic Newton a Chandra výkonová spektra během dvou rentgenových vzplanutí v okolí centrální černé veledíry naší Galaxie v říjnu 2000. Odtud vyplývá, že minimální hmotnost veledíry činí 2,7 MM☉ a že veledíra rotuje téměř na hranici svých možností, jelikož její moment hybnosti dosahuje 99,4 % maximálního možného momentu. K. Iwasawa aj. využili družice Newton k objevu četných rentgenových vzplanutí zhruba po 6 h, které vysvětlují existencí horké skvrny, jež obíhá v akrečním disku kolem černé veledíry rychlostí 0,2c ve vzdálenosti 1 AU od ní. Podle E. Quaterta dodává hvězdný vítr od hmotných hvězd do centrálního parseku Galaxie 10-3 M☉/r; z toho několik procent stéká ročně do černé veledíry. Právě tento plyn, zachycovaný černou veledírou, je zdrojem rentgenového záření v okolí veledíry. A. Ghezová aj. pozorovali okolí černé veledíry Keckovým teleskopem s adaptivní optikou v blízkém infračerveném pásmu 3,8 μm ve vzdálenosti jen 0,02″ od polohy veledíry, tj. pouhých 80 Schwarzschildových poloměrů (5 AU). Jasnost zdroje kolísala během 4 nocí o 1,6 mag díky proměnné injekci ultrarelativistických elektronů do akrečního disku kolem veledíry.

M. Reid a A. Brunthaler využili anténní soustavy VLBA k soustavnému měření vlastního pohybu rádiového zdroje Sgr A* vůči extragalaktickým bodovým radiovým zdrojům po dobu 8 let. Dostali tak jeho vlastní pohyb 6,4 milivteřiny/r v pozičním úhlu 209° v rovině Galaxie. Tento pohyb je fakticky zrcadlovým odrazem oběžného pohybu Slunce kolem centra Galaxie. Hmotnost objektu Sgr A* vychází na 4 MM☉ a je téměř jisté, že jde o černou veledíru. G. Bower aj. sledovali pomocí VLBA rádiový zdroj Sgr A* v centru Galaxie na frekvenci 43 GHz s úhlovým rozlišením na zlomky úhlových milivteřin. Tím se zdařilo prokázat, že vlastní zdroj – což je zřejmě rotující silně magnetický akreční disk kolem černé veledíry nad Schwarzschildovým poloměrem RS = 0,08 AU – má rozměry nanejvýš 24 RS. Podobně A. Miyazaki aj. sledovali tento rádiový zdroj pomocí milimetrové soustavy NBA na 100 a 140 GHz a z rychlostí variací rádiového toku odvodili maximální rozměr zdroje pod 12 AU, čili pod 150 RS. Definitivní důkaz o existenci černé veledíry tudíž vyžaduje mapování s vysokým úhlovým rozlišením na frekvenci 300 GHz, tj. na vlnové délce 1 mm, což se zajisté v dohledné době dosáhne. Jak uvádějí S. Roy a A. Pramesh Rao, zdroj Sgr A* byl též pozorován radioteleskopem GMRT na frekvencích 1 010 ÷ 580 MHz – to je zatím nejnižší frekvence, na níž je centrum Galaxie aktivní.

T. Alexander a M. Livio se pokusili vysvětlit, kde se v blízkosti černé veledíry berou mladé hvězdy ve stabilních oběžných drahách s vysokou výstředností. Nejméně 10 mladých hmotných hvězd obíhá ve vzdálenosti pod 0,04 pc od černé veledíry v jádře Galaxie a celkem 40 hvězd ve vzdálenosti do 0,1 pc. Autoři ukázali, že pokud tyto hvězdy vznikly v mnohem větších vzdálenostech od černé veledíry, mohly se po svém vzniku dostat do blízkosti běžných hvězdných černých děr, které ve velkém počtu obklopují černou veledíru. V takovém případě může dojít k výměně energie v problému tří těles, takže hvězdná černá díra je vymrštěna vysokou rychlostí z oblasti jádra Galaxie, zatímco mladá hmotná hvězda se usadí na stabilní dráze těsně u černé veledíry.

F. Lebrun aj. rozlišili pomocí družice INTEGRAL mnoho bodových zdrojů měkkého záření gama napříč Galaxií. Tím se podařilo vysvětlit, odkud se bere difuzní záření gama, odhalené již dříve družicemi s nižším úhlovým rozlišením. G. Weidenspointner aj. využívají od října 2002 družice INTEGRAL k soustavnému mapování intenzity anihilační čáry 511 keV v celé Galaxii a koncem r. 2004 uveřejnili první mapu rozložení pozitronů v naší hvězdné soustavě. Téměř všechny pozitrony anihilují v centrální galaktické výduti a zbytek svítí v tenkém galaktickém disku. To znamená, že pozitrony pocházejí převážně z výbuchů supernov Ia, při nichž se rozpadá radioaktivní izotop 56Ni za vzniku pozitronů, které pak anihilují v průměru během nejbližšího milionu let po výbuchu dané supernovy. Jelikož družice INTEGRAL stále pracuje, lze říci, že jsme na prahu rozvoje pozitronové astrofyziky.

T. Henry aj. zlepšili díky přehlídce RECONS naše vědomosti o hvězdách ve slunečním okolí do 10 pc. Zásluhou údajů z přehlídek 2MASS a SDSS se počet známých hvězdných soustav v této oblasti zvýšil za poslední desetiletí z 200 na 246, tj. celkem na 344 hvězd. Žádná z nich však nepatří do spektrálních tříd O či B; pouze 4 hvězdy mají spektrum A a 6 hvězd spektrum F. Hvězd třídy G je však 21, třídy K dokonce 45 a suverénně převažují červení trpaslíci třídy M, kterých je 236. Odtud vyplývá, že červených trpaslíků je ve vesmíru 2,5krát více než všech ostatních hvězd dohromady. V naší Galaxii představují 40 % celkové hmoty hvězd. Naproti tomu se v téže oblasti nachází 9 hnědých trpaslíků spektrálních tříd L a T.

N. McClureová-Griffithsová aj. objevili pomocí radioteleskopu ATCA a 64m paraboly v Parkesu páté spirální rameno Galaxie za opticky viditelným okrajem Mléčné dráhy ve vzdálenostech 18 ÷ 25 kpc od centra soustavy, které navazuje na vnitřní rameno v souhvězdí Pravítka. Tvar nového ramene výrazně ovlivňují slapy od Magellanových mračen. Mezi vnitřním a vnějším ramenem Mléčné dráhy se pak nalézají ramena Cru-Sct, Car-Sgr a Ori-Per. Slunce se nachází na vnitřním okraji ramena v Orionu.

Jak známo, jedním z velkých objevů Galilea Galileiho byl důkaz z r. 1610, že Mléčná dráha je tvořena slitím světla mnoha vzdálených, očima nerozlišitelných hvězd. Nyní se zjistilo, že domněnku o hvězdné povaze Mléčné dráhy vyslovil anglický básník Thomas Watson již r. 1582.

5. 3. Místní soustava galaxií

R. Ibata aj. objevili pomocí přehlídek SDSS a 2MASS novou trpasličí galaxii v souhvězdí Velkého psa (l = 244°; b = -8°), vzdálenou 13 kpc od centra Galaxie a 8 kpc od Slunce. Nová galaxie se prozradila přebytkem obřích hvězd třídy M a její celková hmotnost ≈ 1 GM☉ činí asi 1 % hmotnosti Galaxie. Podle M. Bellazziniho aj. je převážná část hvězd této trpasličí galaxie stará 4 ÷ 10 mld. roků, ale vyskytují se tam i hvězdy mladší než 1 mld. let. Existence této galaxie prokazuje, že i hvězdy galaktického disku mohou vzniknou splýváním trpasličích galaxií. Obecně podle S. Phillippse platí, že trpasličích galaxií v posledních letech přibývá zásluhou zlepšených přístrojových možností nejrychleji.

J. Harris a D. Zaritsky zjistili, že také v Malém Magellanově mračnu se vyskytují hvězdy rozličného stáří. Zhruba polovina hvězd je tam starších než 8,4 mld. roků a po delší pauze se hvězdy začaly tvořit znovu v intervalu 2,4 ÷ 0,4 mld. let před současností. Podobně K. Bekki aj. nalezli ve Velkém Magellanově mračnu kulové hvězdokupy o stáří buď zhruba 13, nebo 3 mld. let. V mezidobí hvězdokupy v této galaxii prakticky nevznikaly. Autoři to přičítají vlivu slapů od Malého Magellanova mračna, které se vlivem vzájemného pohybu obou mračen hodně měnily. Hvězdokupy prostě vznikají tehdy, když slapy mezi galaxiemi výrazně vzrostou. Jelikož se Malé Magellanovo mračno zrodilo ve vzdálenosti jen 100 kpc od naší Galaxie, prvotní tvorba hvězdokup v něm byla vyvolána právě slapy Galaxie, zatímco Velké Magellanovo mračno se utvořilo ve vzdálenosti 150 kpc. Poněvadž slapy klesají s 3. mocninou vzdálenosti, tak tam Galaxie tvorbu hvězdokup neurychlila. M. Dall´Ora aj. určili vzdálenost Velkého Magellanova mračna pomocí vztahu perioda-svítivost pro 30 proměnných typu RR Lyr a dostali tak hodnotu 50,2 kpc s chybou pouze 1 %. K téměř shodné hodnotě 50,1 kpc dospěli M. Bellazini aj., když určili polohu špičky asymptotické větve červených obrů v téže soustavě.

Díky přehlídce SDSS se podařilo D. Zuckerovi aj. nalézt již devátou trpasličí sféroidální galaxii o průměru O ve vzdálenosti 45 kpc od centra obří spirální galaxie M31 v Andromedě. Trpasličí soustava obsahuje jen 1 mil. hvězd a je od nás vzdálena 805 kpc. S. Galleti změřil vzdálenost galaxie M33 v Trojúhelníku z polohy špičky asymptotické větve červených obrů na (847 ±60) kpc. Zatímco v galaxii M31 se ročně objevuje na 30 nov, které v maximu dosahují až 17 mag (z čehož vychází vzdálenost galaxie 794 kpc), podle S. Williamse a A. Shaftera se v galaxii M33 našlo v letech 1995–2002 jen 6 nov, z čehož po přepočtu vychází tempo jen asi 2,5 novy ročně.

5. 4. Cizí galaxie

M. Rejkuba využila mirid a špičky asymptotické větve červených obrů ke zpřesnění vzdálenosti nejbližší obří eliptické galaxie NGC 5128 (Cen A). Za předpokladu, že Velké Magellanovo mračno je vzdáleno 50,1 kpc, jí vyšla vzdálenost (3,8 ±0,35) Mpc. D. Evans aj. objevili v aktivním jádře této galaxie rentgenové jaderné čáry Fe, Si a S. S. Portegies Zwart aj. studovali mladou hvězdokupu MGG 11, vzdálenou asi 200 pc od centra galaxie M82 (vzdálené od nás 3,8 Mpc), o níž je známo, že tam právě probíhá překotná tvorba hvězd. Ukázali, že v jádře hvězdokupy o hmotnosti 350 kM☉, stáří 10 mil. let a poloměru 1,2 pc se nalézá černá díra o hmotnosti přes 350 M☉, která získává hmotu díky dynamickému tření, jež způsobuje pády hvězd do centra hvězdokupy, kde je černá díra pohltí. P. Padovani aj. srovnali technikou virtuální observatoře záběry z HST, VLT a Chandra a našli tak 30 nových velmi vzdálených černých veleděr. A. Jordán aj. hledali kulové hvězdokupy v obří galaxii M87 (Vir) pomocí kamery ACS HST a družice Chandra. ACS našla celkem 1 688 kulových hvězdokup a Chandra 174 rentgenových bodových zdrojů, což jsou z větší části rentgenové dvojhvězdy s nízkou hmotností druhé složky (LMXB). Ve shodě s předpovědí se ukázalo, že čím vyšší je metalicita kulové hvězdokupy, tím je pravděpodobnější, že se v hvězdokupě nalezne LMXB, jejíž minimální rentgenový zářivý výkon bývá alespoň 1032 W.

Družice GALEX oslavila v dubnu 2004 první rok své činnosti dokončením přehlídky blízkých galaxií v ultrafialovém oboru spektra. Družice už objevila desítky milionů ultrafialových zdrojů, především galaxie, kvasary a bílé trpaslíky; zatím funguje bez problémů. T. Nagao aj. našli v zorném poli dalekohledu Subaru galaxii v poloze 1324+2729 (Com) se z = 6,33. Galaxie se prozradila mimořádně intenzivní čarou Ly α, což je příznak překotné tvorby hvězd ve velmi mladém vesmíru. J. Kurk aj. nalezli pomocí FORS VLT v poloze 0402-3735 (Hor) rekordně vzdálenou galaxii se z = 6,518, ve stáří před 12,8 mld. let. Z jejího spektra vyplývá, že v té době byla reionizace mezihvězdného vodíku dokončena a mezihvězdný prostor již „znečistily“ tzv. kovy. Vzápětí však J. Rhoads aj. objevili galaxii se z = 6,535 v poloze 1424+3534 (Boo) a R. Romani aj. ohlásili objev nejhmotnější černé veledíry v galaxii Q0906+6930 (UMa), vzdálené od nás 3,9 Gpc. Její hmotnost totiž odhadli na 10 GM☉. R. Brouwers aj. využili barevných snímků NICMOS HST ke zjištění, že v pásmu červených posuvů z = 7 ÷ 8 lze pozorovat dostatečné množství reálných objektů, které v raném vesmíru přispěly k jeho reionizaci, ale na druhé straně z pozorování R. Yana a R. Windhorsta pomocí ACS HST vyplývá, že v intervalu z = 6 ÷ 7 silně klesá počet vznikajících galaxií v porovnání s pozdějším stavem vesmíru.

HST ukončil v březnu 2004 souhrnnou 11,6denní expozici tzv. ultrahlubokého pole (HUDF: 033239-274729 – For), která překonala dosud rekordní hluboké snímky z let 1995 (HDF-N: 123649+621258 - UMa) a 1998 (HDF-S: 223256-603303 – Tuc). Tato pole byla posléze sledována i rentgenově v rámci projektu GOODS: 1237+6214 a 0332-2748. Původní snímky HDF vznikly integrací po dobu 300 h; HUDF to stihl za 275 h, ale zabírá větší zorné pole (3 čtv. obl. minuty) a dosáhl díky lepší kameře ACS mezní hvězdné velikosti až 30 mag. Proto je na snímku úhrnem 10 tis. galaxií, ale jen 4 hvězdy naší Galaxie, a navíc jsou jejich obrazy ostřejší zejména v blízké infračervené oblasti. Podle A. Bunkera aj. odtud vyplývá, že při z ≈ 6 vznikalo ve vesmíru za jednotku času šestkrát méně hvězd než při z ≈ 3. To zhruba souhlasí s výsledkem K. Trana aj., kteří prozkoumali 80 galaxií pomocí spektrografu FORS2 VLT a nenašli ani jedinou galaxii s čarou Ly α se z ≈ 6,5, takže to odpovídá snížení četnosti galaxií alespoň na polovinu mezi z = 3 a 6,5.

Podle S. Malhotrové aj. a H. Yana aj. jsou na snímku HUDF zachyceny objekty ve stáří 700 mil. roků po velkém třesku, ale přesto kamera ACS nevidí některé objekty, které jsou zobrazeny pomocí infračervené kamery a spektrografu NICMOS HST, popř. IRAC SST až do pásma 8 μm, což je dáno velkými kosmologickými červenými posuvy ve spektrech dávných galaxií. Tak se ovšem vynořil nový problém, protože K. Glazebrook aj. a A. Cimatti aj. našli v projektu GOODS velmi staré obří galaxie tak brzy po velkém třesku, že to nelze dost dobře vysvětlit hierarchickým růstem obřích galaxií z drobných trpasličích galaxií, jak se všeobecně soudí.

Na druhé straně J. Kneib aj. nalezli pomocí kosmického dalekohledu SST poblíž kupy galaxií A2218 jasnou galaxii o stáří pouhých 750 mil. let po velkém třesku, jejíž jasnost je evidentně zesílena mezilehlou kupou přibližně o 3,5 mag, přičemž geometrický rozměr vzdálené galaxie činí pouhou 1/200 průměru naší Galaxie. Pozorování vzdálených galaxií v infračerveném pásmu pomocí SST přináší i změny v nazírání na morfologii galaxií, jelikož tzv. čočkové galaxie obsahují prachová spirální ramena, takže rozhodně nepatří ke galaxiím eliptickým, jak se dosud myslelo.

R. Pelló aj. ohlásili objev galaxie s červeným posuvem z = 10, která měla být zobrazena v čáře Ly α, kosmologicky posunuté k vlnové délce 1,34 μm ve spektrografu ISAAC VLT, a tudíž zesílena alespoň o 4 mag mezilehlou gravitační čočkou se z = 0,25 – kupou galaxií A1835 (Vir). M. Bremer aj. však na základě kontrolního snímku z dalekohledu Gemini-N tvrdili, že nejde o čáru Ly-α, nýbrž o zakázanou čáru [O III], čemuž odpovídá mnohem bližší trpasličí galaxie se z VLT a zjistili, že šlo o softwarový artefakt, takže zmíněná galaxie ve skutečnosti vůbec neexistuje! C. Vale aj. nicméně poukázali na možnost, že slabý kolektivní vliv gravitačních čoček na tvar velmi vzdálených galaxií – tzv. kosmický střih (angl. cosmic shear) – patří k důležitým nástrojům pro zjišťování velkorozměrové struktury vesmíru. Velikost kosmického střihu totiž souvisí s množstvím hmoty mezi vzdálenou galaxií a pozorovatelem podél zorného paprsku.

J. Gott aj. odhalili pomocí přehlídky SDSS obří Sloanovu velkou stěnu mezi souhvězdími Hydry a Panny. Stěna je dlouhá 430 Mpc, tj. je dvakrát delší a třikrát vzdálenější od nás než první Velká stěna, objevená v r. 1989. Jde tedy o největší dosud známou strukturu ve vesmíru. Z téže přehlídky odvodili D. Tucker aj., že jen každá desetitisící galaxie je osamělá; naprostá většina se vyskytuje ve shlucích díky vzájemné gravitaci. Vybrali si vzorek 20 milionů galaxií a jen necelých 3 000 z nich nemá žádnou partnerku do vzdálenosti 600 kpc kolem sebe. T. Heckman aj. prozkoumali v přehlídce SDSS celkem 23 tis. galaxií s aktivními jádry (AGN) a dále 123 tis. běžných galaxií s cílem určit, kolik hmoty získávají v současné době černé veledíry v jádrech galaxií akrecí. Nejvíce přibývají na váze černé veledíry s hmotnostmi do 100 MM☉, které se nacházejí v galaxiích o celkových hmotnostech 10 ÷ 300 GM☉. Jejich hmotnost je přímo úměrná hmotnosti příslušné galaktické výdutě, což zřetelně ukazuje na společný vývoj. Na australské observatoři AAO započala přehlídka 6dF, navazující na již dokončenou přehlídku 2dF. Od ledna 2002 do poloviny r. 2003 se v jejím rámci podařilo změřit červené posuvy téměř 50 tis. galaxií v pásmu deklinací mezi 23° až -42°. Jak uvedli D. Heath Jones aj., do poloviny r. 2005 bude přehlídka dokončena – cílem je změřit červené posuvy pro 150 tis. galaxií a jejich relativní rychlosti pro 15 tis. galaxií. C. Ferrariová ukázala, že při splývání galaxií může tvorba hvězd zesílit, ale také zeslábnout, což lze ověřit mnohočetnou spektroskopií, jak autorka ukázala na příkladu kupy galaxií A3921 (z = 0,94), která obsahuje na 10 tis. galaxií a četné substruktury.

5. 5. Kvasary a aktivní jádra galaxií

H. Arp a manželé M. a G. Burbidgeovi se stále nevzdávají svého názoru, že aspoň část červeného posuvu kvasarů nesouvisí s jejich vzdáleností. Nejnověji nalezli pár kvasar-galaxie, označený jako 3C 343.1. Oba objekty jsou od sebe úhlově vzdáleny jen 0,25″, a přitom mají zcela rozdílné červené posuvy; kvasar z = 0,75, kdežto galaxie z = 0,34. Autoři tvrdí, že na rádiových mapách spojuje oba objekty rádiový „most“, takže spolu ve skutečnosti bezprostředně souvisejí. Podobně M. Bell tvrdí, že valná část červených posuvů kvasarů vzniká jejich vymrštěním z aktivních jader galaxií, a jsou tudíž mnohem blíž, než vyplývá z kosmologického výkladu jejich červených posuvů. S tím ovšem naprostá většina astronomů nesouhlasí a tvrdí, že jde o náhodné koincidence. D. Farrah pořídil pomocí družice Newton rentgenové spektrum druhého nejvzdálenějšího (z = 6,3) kvasaru SDSS J1030+0524 (Sex) a zjistil, že se nijak neliší od kvasarů blízkých. To znamená, že kvasary s černými veleděrami uvnitř existovaly již méně než 1 mld. let po velkém třesku.

R. Romani aj. nalezli rádiově hlučný blazar Q0906+6930 (UMa) s rekordním z = 5,5, jehož mimořádný zářivý výkon svědčí o tom, že v jeho nitru se skrývá černá veledíra s rekordní hmotností přes 10 GM☉. R. McLure a M. Jarvis zjistili ze statistiky více než 6 tis. kvasarů přehlídky SDSS, že rádiově tiché kvasary mají průměrnou hmotnost černé veledíry v nitru 500 MM☉, kdežto rádiově hlučné 800 MM☉. V. Semenov vysvětluje zmíněnou rádiovou hlučnost jako vytažení rotační energie černé veledíry magnetickým polem, smotaným do obří cívky. M. Livio ukázal, že výtrysky z aktivních jader galaxií, kvasarů atd. jsou zřejmě urychlovány i usměrňovány do úzkých svazků hydromagneticky a to platí i pro výtrysky z přechodných rentgenových zdrojů a vzplanutí gama, protože jejich rychlost se vždy rovná únikové rychlosti pro daný centrální objekt.

T. Turner aj. objevili pomocí rentgenové družice Newton úzké emise v červeném křídle jaderné čáry železa K α u několika Seyfertových galaxií (např. NGC 3516 a Mrk 766). Tyto emise navíc „putují“ s proměnnou energií v časovém intervalu několika hodin. Autoři jejich chování vysvětlují jako brzdění zhustků plynu, vyvržených z okolí černé veledíry v jádře galaxií bezmála rychlostí světla, protože zřejmě jde o výrazný gravitační červený posuv zmíněných emisí. P. Padovani aj., jakož i M. Urry aj. dospěli na základě pozorování v projektu GOODS k tomu, že četnost černých veleděr ve vesmíru je nejméně pětkrát vyšší, než se dosud myslelo. V řadě případů jsou totiž překryty prachem a plynem ve velmi hmotných galaxiích, ale ani to nebrání teleskopu SST, aby jejich přítomnost relativně snadno neodhalil.

Z. Haiman ukázal, že když se střetnou dvě galaxie, tak jejich centrální černé veledíry by měly poměrně brzy splynout, ale tento proces může být zpomalen vyzařováním gravitačních vln, které mohou dát černým veledírám zpětný impulz a rychlosti přes 100 km/s. Proto patrně existuje horní hranice pro hmotnost černých veleděr řádu 1 GM☉.

J. Hutchings aj. využili adaptivní optiky u dalekohledu Gemini k zobrazení prototypu kvasarů 3C 273 v blízkém infračerveném oboru s rozlišením 0,06″ a dále kamery ACS HST ve filtru J. Ukázali, že kvasar se nachází v jádře eliptické sféroidální galaxie, jejíž jádro je 13 mag. Proslulý výtrysk z jádra kvasaru má délku až 15″ a je viditelný od ultrafialového po rádiový obor spektra. Podle P. Grandiové a C. Palumba září kvasar také rentgenově a lze tam rozlišit slabší tepelnou složku vycházející z akrečního disku černé veledíry a až 7krát intenzivnější netepelnou složku ve výtrysku. T. An aj. proměřovali pomocí VLBA a evropského interferometru VLBI morfologii zakřiveného výtrysku kvasaru PKS 1502+106 (Ser) na frekvencích 5 ÷ 43 GHz po dobu 8 let. Zjistili, že výtrysk má alespoň čtyři složky, vykazující rekordní fiktivní nadsvětelné rychlosti (10 + 22 + 28 + 37)násobku rychlosti světla! Jde zřejmě o vysoce relativistické výtrysky usměrněné do neobyčejné úzkých svazků, mířících téměř přímo k pozorovateli.

5. 6. Gravitační čočky

N. Inada a M. Oguri využili přehlídky SDSS k prozkoumání 29,5 tis. kvasarů. Mezi nimi našli též kvasar J1004+4112 (LMi), vzdálený od nás 3,0 Gpc (z = 1,7), jenž je zobrazen mezilehlou kupou galaxií ve vzdálenosti 2,0 Gpc (z = 0,7) jako pětilístek s roztečí až 15″ mezi jednotlivými obrazy. Vzápětí se však podařilo A. Marblovi aj. objevit kvasar 2QZ J1435+0008 (Vir; z = 2,4; 3,4 Gpc), kde tato rozteč dosahuje dokonce 33″, což znamená, že gravitační čočkou musí být velmi hmotná kupa galaxií.

J. Winn aj. nalezli pomocí antény VLA 3. obraz kvasaru J1632-0033 (Oph) se z = 3,4, jenž je zobrazen gravitační čočkou – mezilehlou galaxií se z = 1,0. Odtud vyplývá, že hmotnost černé veledíry v galaxii nedosahuje 200 MM☉. R. Schild aj. objevili synchronní fluktuace jasnosti obou obrazů první rozpoznané gravitační čočky – kvasaru Q0957+561 (UMa). Domnívají se, že by mohlo jít o první důkaz existence kosmologických strun, jejichž existenci předpověděli A. Vilenkin a E. Shellard v r. 1994. J. Blakeslee aj. využili snímků HUDF k odhalení obřího svítícího oblouku 23,7 mag se z = 2,4, jenž je zobrazen mezilehlou eliptickou galaxií J0332-2756 (19 mag; For) se z = 0,6. Oblouk má úhlový obvod plných 120° a je vzdálen 1,6″ od centra zmíněné galaxie. Autoři připomínají, že vyhledávání gravitačních čoček zaznamenalo v posledním desetiletí významný pokrok díky novým přístrojům i vyhledávacím algoritmům. N. Dalal aj. odvodili ze statistiky obřích svítících oblouků, že pro rozsah červených posuvů z = 0,2 ÷ 0,6 je jejich výskyt ve výborné shodě s předpokladem o množství chladné skryté látky ve vesmíru. Pro větší červené posuvy však přebytek oblouků svědčí nejspíš o tom, že ve velmi raném vesmíru existovaly koncentrované velmi hmotné kupy galaxií, obsahující i příslušně větší množství skryté látky.

G. Soucailová aj. soudí, že kupy galaxií v roli gravitačních čoček se hodí na výběr kosmologických modelů vesmírné geometrie. Mnohonásobné gravitační čočkování pomocí známé kupy galaxií A2218 (z = 0,18; hmotnost 500 TM☉) tak podle těchto autorů umožnilo na úrovni 4násobku střední chyby vyloučit jednoduchý Einsteinův-de Sitterův model vesmíru. Popravdě je ovšem toto vyloučení slabé – fyzikální zkušenosti vyžadují minimálně 5násobek střední chyby pro potvrzení určitého efektu, a to ještě zbývá častý astronomický problém – systematické chyby způsobené neočekávanými výběrovými efekty.

5. 7. Gravitační mikročočky

A. Cassan aj. zkoumali atmosféru hvězdy OGLE-2002-BUL-069 spektrografem UVES VLT v maximu zesílení její jasnosti gravitační mikročočkou. Spoluprací s řadou fotometrických dalekohledů, které průběžně sledovaly zjasňování hvězdy, se totiž zdařilo správně předpovědět čas maxima na 9. červenec 2002, kdy se hvězda zjasnila díky mikročočkování o 3 mag. Z těchto měření se pak podařilo určit spektrální třídu čočkované hvězdy G5 III, efektivní teplotu 5 050 K; hmotnost 1,1 M☉, poloměr 10 R☉ a barevný index V-I = +2,1. Navíc se podařilo spočítat i průběh okrajového ztemnění jednak v čarách, jednak ve spojitém spektru, jež se liší od teoretických modelů pro obry v galaktické výduti. Další obdobný případ OGLE-2003-BLG-262 pozorovali J. Yoo aj., když mezilehlá hvězda o hmotnosti pod 0,5 M☉ přecházela po 12,5 d příčnou rychlostí 27 km/s v těsné blízkosti obří hvězdy spektrální třídy K a zvyšovala tak její jasnost. Mezinárodní spolupráce při sledování takových případů zvyšuje pravděpodobnost, že se podobné úkazy budou moci sledovat docela často, zejména díky projektu OGLE-III.

M. Jaroszynski aj. našli v databázi OGLE-III za léta 2002–03 již 15 kandidátů zobrazení dvojhvězd jedinou gravitační mikročočkou. V jednom případě je poměr hmotností obou složek 0,005, takže tou méně hmotnou složkou může být dokonce extrasolární planeta. Z téhož pozorovacího materiálu 389 případů za r. 2002 našli C. Snodgrass aj. týž objekt a ještě jeden další jako potenciální exoplanety, což je dle autorů překvapivě málo a svědčí to o pouze 7% výskytu exoplanet u hvězd ve výduti Galaxie.

Další exoplanetu OGLE-2003-BLG-235, resp. MOA-2003-BLG-53, našli v létě 2003 I. Bond aj. v poloze 1805-29 (Sgr) pomocí dalekohledů v Chile a na Novém Zélandě. Zesílená hvězda v galaktické výduti byla sp. třídy G V a čočkující hvězda je trpaslík třídy M5 s hmotností 0,4 M☉, vzdálený od nás maximálně 5 kpc. Celá epizoda zjasnění trvala 2,5 měsíce, avšak ve druhé polovině července 2003 se na vzestupné větvi vyskytly těsně po sobě dva nápadné „zuby“ díky exoplanetě o hmotnosti 1,5 MJ, obíhající ve vzdálenosti 3 AU kolem trpasličí hvězdy. Zmínění autoři připomněli, že od r. 1993 se podařilo zaznamenat všemi pozorovacími programy již na 2000 gravitačních mikročoček, z toho 50 je binárních.

F. Abe aj. využili téže kombinace přístrojů k odhalení unikátní gravitační mikročočky OGLE-2003-BLG-219, resp. MOA-2003-BLG-219 v poloze 1806-29 (Sgr) v polovině června 2003. Jasnost čočkované hvězdy rychle vzrůstala z 21 mag až na 14,3 mag v pásmu I, což je nový rekord (zjasnění až 500×!) Navzdory velké jasnosti se na světelné křivce nevyskytly žádné zuby, prozrazující exoplanety kolem gravitační mikročočky o hmotnosti asi 0,4 M☉. Kolem mikročočky tedy neobíhá exoplaneta o hmotnosti 1,3 MZ v intervalu vzdáleností 2,3 ÷ 3,6 AU, popř. exoplaneta o hmotnosti Uranu v pásmu 0,9 ÷ 8,7 AU. Jelikož mikročočka se nachází v husté oblasti Mléčné dráhy, lze v budoucnu očekávat ještě výraznější zjasnění u některé mikročočky až na úroveň tisícinásobku klidové jasnosti.

J. de Jong aj. uveřejnili první výsledky přehlídky MEGA ve spirální galaxii M31 v Andromedě za léta 1999–2001. Zatím našli 14 kandidátů na mikročočky. Studium této galaxie je velmi perspektivní, protože zabírá na obloze menší oblast než Magellanova mračna a tak není divu, že v současnosti probíhají ještě dvě další přehlídky: POINT-AGAPE a WeCAPP.

6. Kosmologie a fyzika

6. 1. Obecné úvahy o stavbě i vývoji vesmíru

J. Birrielová shrnula současné vědomosti o období mezi 400 tis. roky a 200 mil. lety po velkém třesku. Když se reliktní záření na počátku této epochy oddělilo od látky, jeho průměrná hustota energie klesla natolik, že již nedokázalo ionizovat zářící látku vesmíru a vesmír se ponořil do šera. Ve vesmíru tehdy nebyla ani magnetická pole, ani dostatečně hmotné gravitačně vázané struktury. Proto je období šerověku poslední neprobádanou epizodou ve vývoji vesmíru, pomineme-li naše kardinální neznalosti o vesmíru mladším než 1 zeptosekundu...

Podle V. Bromma a A. Loeba byl však tehdejší čistý vodíkový a heliový plyn mnohem teplejší než dnešní, „zašpiněný“ kovy a ochlazovaný molekulami a zrníčky prachu. Tlak teplého plynu je větší než chladného, takže gravitačně vázané struktury musely mít vyšší hmotnost než dnes, aby se udržely pohromadě a vznikly z nich hvězdy. To je důvod, proč prvotní hvězdy musely mít podstatně vyšší hmotnosti než dnešní. Nicméně probíhající či právě ukončené obří přehlídky oblohy přinesly nové otázky o průběhu vývoje vesmíru:

1. Jak a kdy přesně začala vlna vzniku I. generace hvězd v raném vesmíru a proč opět skončila?
2. Proč některé galaxie v raném vesmíru vykazují překotné tempo tvorby hvězd, a v jiných bylo toto tempo nízké anebo hvězdy nevznikaly vůbec?
3. Co způsobilo rychlý pokles tvorby hvězd ve vesmíru přibližně před 7 mld. let?

Bohužel zatím téměř úplně chybějí data o vývoji vesmíru v intervalu 2,5 ÷ 4,5 mld. let po velkém třesku, ačkoliv kombinace údajů z HST, Chandra a SST v programu GOODS atd. přinášejí mnoho zajímavých nových údajů. M. Fukugita a J. Peebles jsou však optimisty, protože tyto přístroje a velké přehlídky oblohy umožňují postupně odhalit potřebné údaje o všech asi 40 možných způsobech přeměn energie ve vesmíru, což je v historii kosmologie premiéra.

J. Wyithe a A. Loeb ukázali na základě spekter nejvzdálenějších kvasarů se z ≈ 6,4, že ještě celou miliardu let po velkém třesku byla část intergalaktického vodíku neutrální, i když kolem samotných kvasarů se rozkládají rozsáhlé bubliny H II o poloměrech bezmála 5 Mpc. Příčinou tohoto zpoždění je dle S. Djorgovského okolnost, že první generace velmi hmotných hvězd, které vznikly 200 ÷ 500 mil. roků po velkém třesku, rychle vybuchovala jako supernovy, které zabrzdily na nějaký čas tvorbu dalšího pokolení hvězd. Podle T. Fanga a R. Cena nebyl tento přechod k novému pokolení hvězd stejnoměrný, protože pro různě hmotné hvězdy je potřebí k jejich vzniku rozličné zastoupení „kovů“ (prvků od uhlíku po uran). Teprve druhá generace hvězd však mohla dokončit plnou reionizaci interstelárního a intergalaktického vodíku, počínaje z ≈ 15 (300 mil. let po velkém třesku) a konče z = 6 (1 mld. let po velkém třesku). První kvasary vznikaly díky dostatečně urostlým (100 MM☉) černým veleděrám pro z ≈ 10 (500 mil. let po velkém třesku). Tato představa podle N. Gnedina dobře souhlasí s výsledky přehlídek SDSS a WMAP.

Podle A. Heavense aj. se nejvíce hvězd tvořilo před 8 mld. let a čím větší byla hmotnost dané galaxie, tím dříve v ní začaly vznikat hvězdy. V současnosti pokleslo tempo tvorby hvězd ve vesmíru na desetinu maximální hodnoty. A. Yoshida aj. tvrdí, že hvězdy I. generace (populace III) se tvořily v malých chladných halech prvotních galaxií o hmotnostech do 10 MM☉ pro z ≈ 20 (200 mil. let po velkém třesku). Jelikož hmotnosti těchto hvězd dosahovaly až 260 M☉, během několika málo milionů let vybuchly jako supernovy. Protože až polovina hmotnosti těchto hvězd se v průběhu vývoje přeměnila na „kovy“, došlo při rozmetání supernov k rychlému obohacení vesmíru o těžší prvky. Prvotní hvězdy v rozsahu hmotností 25 ÷ 140 M☉ však skončí jako černé díry, takže z chemického koloběhu vesmíru vypadnou, zatímco hvězdy s hmotností 8 ÷ 25 M☉ se zhroutí na neutronové hvězdy a předají tedy zpět do vesmíru převážnou část své hmotnosti. Jak upozornili F. Daigne aj., díky vzniku hvězd libovolné hmotnosti pokračuje reionizace vesmíru plynule, zatímco chemický koloběh je neúplný. Přesto však velmi hmotné hvězdy v chladných halech prvotních galaxií stihly rychle vyrobit uhlík, kyslík a železo, a tím důrazně popostrčily i chemický vývoj vesmíru.

Podle P. Schueckera umožnily velké přehlídky oblohy v optickém a rentgenovém pásmu značně zlepšit naše znalosti o rozložení kup galaxií, které mají v průměru 1 PM☉ hmotnosti, rozměry kolem 2 Mpc a jsou obklopeny halem horkého plynu o teplotě 100 MK. Dosud bylo prozkoumáno asi 5 tis. kup v optickém a 450 kup v rentgenovém oboru spektra ve vzdálenostech 1 ÷ 1 000 Mpc. Z měření vyplývá, že tzv. kosmologická konstanta Λ = -1 a nemění se s časem. Největším problémem, který už více než třicet let trápí největší teoretiky od S. Hawkinga až po E. Wittena, je však příkrý nesouhlas mezi předpověděnou hustotou energie vakua (3.1095 kg/m3) a pozorovanou (10-27 kg/m3) – jde o vůbec největší rozpor mezi teorií a pozorováním ve všech přírodních vědách! Autor se domnívá, že k řešení tohoto rozporu přispějí až příští velké astronomické projekty – sdílené počítání metodou GRID a vybudování celosvětové Virtuální observatoře.

S. Capozziello aj. upozornili na skutečnost, že plných 40 % objemu vesmíru tvoří tzv. proluky (angl. voids) mezi galaktickými hnízdy, vyznačující se velmi nízkou hustotou viditelné látky vesmíru. První proluka ve směru k souhvězdí Pastýře byla objevena již r. 1981 a má typický rozměr 60 Mpc. Autoři soudí, že proluky vznikly již ve velmi raném vesmíru jako následek tvorby kosmologických černých ultraděr o hmotnostech řádu 10 PM☉ (!). Pak by např. tzv. Velký poutač (angl. Great Attractor) mohl být důkazem existence těchto ultraděr, protože z pozorování vyplývá, že má hmotnost téhož řádu. Podle A. Heithausena je převážná část viditelné látky vesmíru uložena v hustých chomáčcích (angl. clumpuscule) molekulárního vodíku o průměrném rozměru pouze 100 AU, což zjistil nepřímo měřením rozložení CO pomocí mikrovlnného teleskopu IRAM. Pozoroval totiž tyto chomáčky ve vzdálenosti asi 100 pc od Slunce a ukázal, že jejich průměrná hmotnost dosahuje asi 10 % hmotnosti Jupiteru. Vysoká četnost vodíkových chomáčků v celém vesmíru je velmi pravděpodobná. S ohledem na jejich velmi nízkou teplotu, a tudíž obtížnou detekci skrývají před astronomy daleko největší část viditelné látky vesmíru.

V předchozím přehledu jsem referoval o studii J.-P. Lumineta aj., kteří dokazovali pomocí měření družice WMAP, že vesmír má topologii dvanáctistěnu ve čtyřrozměrném nadprostoru a je údajně prostorově konečný. Práci nyní kritizovali B. Roukema aj., kteří z téhož pozorovacího materiálu žádnou takto výstřední topologii nenašli. Podobně N. Cornish aj. z pozorování téže družice odvodili, že prostor našeho vesmíru je jednoduchý – a nepřipouští zobrazení blízkých galaxií z „opačné“ strany. Totéž ostatně tvrdí i G. Rocha aj., kteří zpracovali údaje z radiometru DMR předešlé družice COBE.

Teoretičtí fyzikové však i nadále rozvíjejí bizarní kosmologie, zejména tzv. teorii multiversa, připouštějící existenci velkého počtu rozličných vesmírů s poměrně podobnými, či dokonce zcela zrcadlovými protějšky našeho vesmíru. Pozorování WMAP i dalších aparatur (BOOMERanG, DASI aj.) potvrzují totiž plochost geometrie našeho vesmíru, a tudíž i jeho prostorovou nekonečnost. Protože však existuje jen konečný počet kombinací hmoty a energie, lze vesmír považovat za nekonečný soubor tzv. holografických koulí s průměrem řádu 100 mld. světelných let. Uvnitř každé koule existuje tzv. holografická vazba a v multiversu se musí vyskytovat její přesné duplikáty, jenže ta nejbližší identická holografická koule je od té naší vzdálena 1010100 km! Jak patrno, teoretičtí fyzikové mají o budoucnost vystaráno. Dobře to vystihl ve své Russellově přednášce proslulý britský astrofyzik M. Rees, když jako hlavní problémy soudobé kosmologie zařadil otázku vzniku hvězd v průběhu šerověku vesmíru, problém skryté hmoty a vztah kosmologie a fundamentální (teoretické) fyziky. Přednášku ukončil provokativní myšlenkou, že zkoumaný vesmír je jen zlomkem veškeré fyzikální reality!

6. 2. Problém skryté hmoty

Nejstarší známou součástí skryté hmoty (angl. dark mass) vesmíru je skrytá látka (angl. dark matter). H. Hoekstra aj. využili CFHT k pozorování tvarů 1,5 mil. galaxií a odtud odvodili hmotnost rozsáhlých hal skryté látky kolem viditelných galaxií. Ukázali, že tato skrytá hala sahají až do vzdálenosti pětinásobku rozměru viditelné složky galaxií a jsou lehce zploštělá. K. Zioutas aj. se zabývali otázkou, co vlastně tvoří skrytou látku vesmíru. Nejpravděpodobnější možnosti jsou buď tzv. WIMPy (slabě interagující částice), anebo supersymetrické axiony, které oboje mohly hojně vznikat zvláště v raném vesmíru. K WIMPům patří např. hypotetická neutralina. Dokonce je možné, že souběžně existuje ještě více složek skryté látky, zejména v případě, má-li vesmír více rozměrů než tři prostorové a jeden časový. Potřebné experimenty jsou však těsně nad hranicí současné přístrojové techniky. Pokrok lze čekat po uvedení urychlovače LHC v CERN do provozu.

Jak známo, problém skryté energie (angl. dark energy) ve vesmíru se vynořil v r. 1998, když A. Riess aj. a S. Perlmutter aj. objevili zrychlující se rozpínání vesmíru v posledních 7 mld. let díky pozorování velmi vzdálených supernov třídy Ia, které jsou slabší než by měly být, pro z ≈ 0,5 (-5 mld. let). Posléze A. Riess aj. zjistili, že pozorování 16 vzdálených supernov (až do z = 1,6; vzdálenost 2,9 Gpc) pomocí HST nasvědčuje tomu, že stavová rovnice pro skrytou energii není závislá na čase. To jinými slovy znamená, že během nejbližších 30 mld. let nedojde ke kosmologické katastrofě v podobě velkého roztrhu nebo velkého křachu. Mnozí astronomové však těmto výsledkům dlouho nedůvěřovali, protože vzdálenosti supernov se určují nepřímo fotometricky, a tak mohou být ovlivněny výběrovými efekty.

Měření fluktuací reliktního záření pomocí družice WMAP, zveřejněná v r. 2003, však zrychlené rozpínání vesmíru nezávisle potvrdila a nyní S. Allen aj. využili přehlídky 26 galaxií pomocí rentgenové družice Chandra k dalšímu nezávislému ověření. Vyšli ze skutečnosti, že každá kupa galaxií má stejné zastoupení horkého plynu zářícího v rentgenovém pásmu, nezávisle na svém stáří. Z rentgenového spektra lze množství horkého plynu v dané kupě určit a z optického spektra známe kosmologický červený posuv, a jelikož z množství plynu lze odvodit i jeho zářivý výkon v rentgenovém pásmu, dostaneme vzdálenosti kup zcela nezávisle na obou předtím zmíněných metodách. Výsledek je přitom shodný: nejpozději před 6 mld. let se rychlost rozpínání vesmíru počala zvyšovat a toto zvyšování stále pokračuje. Jak ukázali S. Boughn a R. Crittenden, lze totéž odvodit také z velkorozměrové struktury vesmíru pomocí rozložení rentgenového záření pozadí a rozložení radioagalaxií. Skrytá energie totiž brzdí tempo gravitačního hroucení látky do kup galaxií.

Podle L. Krausse je skrytá energie kvantově mechanickou energií prázdného prostoru a její stavovou rovnici určuje parametr w, který v případě nezávislosti hustoty skryté energie na čase má mít hodnotu -1, což dle M. Kunze aj. uspokojivě souhlasí s pozorováním. Viditelná látka vesmíru má w = 0 a elektromagnetické (reliktní) záření w = -1/3.

6. 3. Základní kosmologické parametry

G. Altavilla aj. využili cefeid ke kalibraci vzdáleností supernov Ia v přehlídce pomocí dalekohledů v La Silla a v Asiagu. Díky takto zlepšeným údajům dostali H0 = (71 ±7) km/s/Mpc, což je velmi blízké hodnotě H0 = (72 ±7), kterou dostali K. Krisciunas aj. z infračervených jasností 16 supernov. B. Barris a J. Tonry ukázal na vzorku 60 blízkých supernov, že zářivý výkon supernov Ia lze spolehlivě odvodit také z určení tempa poklesu na světelných křivkách po maximu, tedy bez znalosti červeného posuvu. Výsledný Hubbleův diagram pak má stejný rozptyl jako klasický diagram, odvozený ze znalosti červeného posuvu. Odtud se dá odvodit, že tyto metody určování vzdáleností supernov nemají velké systematické chyby. Metoda supernov tak pokrývá interval vzdáleností až do 2,9 Gpc (z = 1,6).

Novou možnost určovat kosmologické parametry navrhli G. Ghirlanda aj., kteří využívají vysokého zářivého výkonu zábleskových zdrojů záření gama (GRB), které lze pozorovat až pro z ≈ 10 (vzdálenost 4 Gpc) I když GRB vysílají většinu záření v úzkých svazcích, takže se na rozdíl od supernov nehodí za tzv. standardní svíčky, lze přesto za jistých předpokladů zářivý výkon dobře odhadnout. Z 15 GRB s dobrými daty tak dostali zastoupení skryté látky (37 ±10) % a skryté energie (71 ±5) % celkové hmoty vesmíru.

P. Fosalba a I. Szapudi překalibrovali data o fluktuacích reliktního záření z prvního roku činnosti družice WMAP a dostali tak H0 = (67 ±5) km/s/Mpc a čas reionizace (konce šerověku) vesmíru 100 ÷ 400 mil. let po velkém třesku. M. Tegmark aj. odvodili z přehlídky SDSS pro 205 tis. galaxií základní kosmologické parametry – stáří vesmíru: (13,5 ±0,2) G roků; H0 = (70 ±3) km/s/Mpc; úhrnná hmotnost vesmíru: (1,01 ±0,02) kritické hmotnosti; baryonová složka: (4,8 ±0,4) %; skrytá látka (25 ±4) %; skrytá energie (70 ±4) %; hmotnost elektronového neutrina: c2.

6. 4. Reliktní záření

M. Abroe aj. porovnali mapy anizotropických fluktuací reliktního záření, pořízené jednak družicí WMAP, jednak radiometrem MAXIMA, vypouštěným balonem do výšek přes 38 km, a zjistili, že v překrývajících se oblastech obě mapy dobře souhlasí, a tudíž neobsahují systematické chyby. B. Crill aj. popsali mimořádně citlivý mikrovlnný radiometr pro měření reliktního záření BOOMERanG, vynášený do stratosféry speciálním balonem LDB, startujícím z antarktické základny McMurdo. Radiometr dociluje vysoké citlivosti chlazením na 0,3 K a může měřit nepřetržitě až po dobu 10 dnů ve frekvenčním rozsahu 90 ÷ 410 GHz. Také jeho úhlová rozlišovací schopnost 10′ neměla donedávna konkurenci.

Kromě měření amplitudy fluktuací má pro kosmologii ještě větší význam náročnější měření polarizace reliktního záření. Polarizační signál má dva potenciální zdroje, tj. poruchy hustoty hmoty v raném vesmíru a poruchy z výskytu gravitačních čoček a gravitačních vln. Polarimetrie tak podává nezkreslený obraz stavu vesmíru v době, kdy se reliktní záření oddělilo od látky, tj. v necelých 400 tis. letech po velkém třesku. P. Farese aj. instalovali v r. 2003 na observatoři Pine Bluff ve státě Wisconsin polarimetr COMPASS, který umožňuje měřit polarizaci reliktního záření na úhlové stupnici 20′ ve frekvenčním rozsahu 26 ÷ 36 GHz. Citlivost aparatury však zatím není dostatečná ke kvantitativním měřením. Úspěšnější aparaturu CBI s dosud nejlepším úhlovým rozlišením 5′ uvedl do chodu mezinárodní tým radioastronomů v chilské poušti Atacama ve výši 5 000 m. Měření dle A. Readheada potvrdila, že ve velmi raném vesmíru vskutku proběhla kosmologická inflace (prudké rozfouknutí vesmíru), takže jeho dnešní geometrie je zcela plochá. Tím je též potvrzen standardní kosmologický model s dominujícími složkami skrytou energií a skrytou látkou a adiabatická povaha prvotních hustotních fluktuací. O významu reliktního záření pro kosmologii svědčí též shrnutí Z. Mikuláška: hustota energie fotonů reliktního záření v dnešním vesmíru převyšuje 25krát hustotu energie hvězdných fotonů. V krychlovém metru kosmického prostoru bychom napočítali 411 mil. reliktních fotonů, 13 tis. hvězdných fotonů a jen 0,22 nukleonů.

6. 5. Kosmické záření

Na počátku XX. stol. se již vědělo o existenci ionizujícího záření v přízemní zemské atmosféře, ale jako zdroj se uvažovala radioaktivita hornin, takže se hovořilo o „zemském záření“. Obrat přinesly až práce rakouského fyzika V. Hesse, který zjistil, že ono záření nemizí ani v noci, ani při téměř úplném zatmění Slunce. V klíčovém balonovém letu v srpnu 1912 do výšky 5,3 km zjistil, že ionizace vzduchu s nadmořskou výškou stoupá – a tím prokázal, že jde ve skutečnosti o záření kosmické. Další významný pokrok představoval objev pozitronů v kosmickém záření C. Andersonem v r. 1932. Oba průkopníci pak obdrželi v r. 1936 Nobelovu cenu za fyziku. V r. 1938 odhalil P. Auger existenci sekundárních spršek kosmického záření, což umožnilo sledovat jinak nedostupné primární částice kosmického záření o velmi vysokých energiích.

V padesátých letech XX. stol. se podařilo poprvé pozorovat Čerenkovovo záření, doprovázející vývoj spršky sekundárního kosmického záření v atmosféře Země. 10m Whippleův teleskop na Mt. Hopkins v Arizoně byl první, který dokázal zobrazit zdroje energetických paprsků gama – jako první extrasluneční zdroj identifikoval v r. 1989 Krabí mlhovinu. Tok energetických paprsků gama z takových zdrojů je ovšem nepatrný – pouze 100 fotonů za sekundu na čtv. metr. Dalšími velkými detektory pro zobrazení záření gama se v průběhu přelomu století staly přístroje HEGRA na Kanárských ostrovech, VERITAS na Mt. Hopkinsu v Arizoně, CANGAROO II v Austrálii, HESS v Gambsbergu (Namibie) a MAGIC na La Palmě. V pásmu energií TeV známe ovšem dosud jen několik desítek diskrétních zdrojů na obloze. Jak ukázal D. Petry, také naše Země je zdrojem vysoce energetických paprsků gama, které vznikají díky interakci elektricky nabitých částic kosmického záření s její atmosférou. Podle Z. Mikuláška je hustota energie kosmického záření srovnatelná s hustotou energie záření hvězd.

Pro vyšší energie (> 100 PeV) elektricky nabitých částic (od protonů po jádra železa) se budovaly aparatury založené na detekci spršek sekundárního kosmického záření pomocí scintilačních detektorů (AGASA v Japonsku) a fluorescenčního záření spršek v atmosféře (Muší oko a HiRES v Utahu). Před dokončením je obří hybridní aparatura Pierre Auger v Argentině, kde se k detekci spršek souběžně využívá fluorescence spršek v atmosféře i jejich detekce v pozemních nádržích naplněných vodou a rozmístěných na ploše 3 000 km2 na náhorní rovině v pampě.

A. Uryson podobně jako M. a Y. Hondovi se domnívají, že zdroji extrémně vysokých energií kosmického záření až 1 ZeV (tzv. „zevatrony“) mohou být jádra Seyfertových galaxií a aktivní galaktická jádra (AGN), protože v usměrněných výtryscích z nich se pozorují extrémně silná magnetická pole 0,005 ÷ 0,1 T. V takovém případě lze totiž na čele rázových vln v relativistických výtryscích urychlit protony na energie až 40 EeV a těžší jádra včetně jader železa až na zmíněný 1 ZeV. Podobně J. Bednarz uvažuje ultrarelativistické rázové vlny s Lorentzovým faktorem v rozmezí 3 ÷ 40 jako zdroj kosmického záření extrémních energií, takže potenciální zdroje mohou být jednak zábleskové zdroje záření gama, jednak blazary.

S. Le Bohec aj. pozorovali obří galaxii M87 (blazar) v kupě galaxií v Panně pomocí 10m Whippleova teleskopu v letech 2000–2003 s cílem objevit paprsky gama o energiích 400 GeV, ale bezvýsledně, protože příslušné výtrysky nesměřují k Zemi. F. Aharonian aj. využili právě dokončeného dalekohledu HESS k identifikaci pozůstatku po supernově RX J1713-39 (Sco) jako zdroje záření gama v pásmu 0,1 ÷ 10 TeV. Morfologie zdroje je prakticky totožná s jeho vzhledem v rentgenovém oboru spektra. Podobně H. Katagiri aj. objevili záření gama o energiích 0,5 ÷ 1 TeV z pozůstatku supernovy J0852-46 (Vel), které v pásmu 1 TeV dosahuje 12 % toku záření z Krabí mlhoviny. Podle autorů tak lze dobře vysvětlit existenci „kolena“ (≈ 1 PeV) v energetickém spektru kosmického záření. V tomto pásmu (0,3 ÷ 1 PeV) měřili T. Antoni aj. spektrum primárních protonů kosmického záření pomocí velkého hadronového kalorimetru KASCADE poblíž mořské hladiny.

S. Ogio aj. ukázali, že pro energie nad 300 TeV se mění chemické složení kosmického záření, tj. kolem „kolena“ výrazně klesá zastoupení protonů na úkor jader těžších prvků. W. Bednarek a M. Bartosik tvrdí, že galaktické kosmické záření v pásmu energií mezi „kolenem“ (PeV) až „kotníkem“ (EeV) „vyrábějí“ pulzary. C. Dermer aj. se však domnívají, že kosmické záření s energiemi 100 TeV – 100 EeV pochází především ze zábleskových zdrojů záření gama (GRB). Přesný průběh urychlování protonů na extrémní energie v GRB počítali D. Gialis a G. Pelletier. Příčinou je Fermiho urychlování ve vnitřních rázových vlnách. Extrémně energetické kosmické záření pak odnáší významnou část uvolněné magnetické energie zdroje GRB.

6. 6. Jaderná a částicová fyzika

Na mezinárodní konferenci o nejenergetičtějších částicích kosmického záření v Leedsu v létě 2004 se podle D. Newtona jednalo především o přetrvávajícím rozporu mezi výsledky japonského experimentu AGASA v Akenu a amerického HiRes v Utahu. Japonský experiment na ploše 100 km2 využívá sítě pozemních detektorů, zatímco americký měří fluorescenci spršek sekundárního kosmického záření v zemské atmosféře. Japonský tak dává v pásmu energií nad 10 EeV asi o čtvrtinu vyšší četnost částic a směry jejich příletů jeví tendenci ke shlukování v úhlových roztečích do 2,5°, což se však nepozoruje v americké statistice. Proto také není jasné, zda jsou energie částic shora omezeny degradací při srážkách s fotony reliktního záření (tzv. limit GZK). Nikdo dosud nenašel uspokojivý fyzikální mechanismus, který by vysvětlil energie částic vyšší než 1 PeV, ačkoliv zcela určitě k nám přicházejí urychlené protony s energiemi řádu 100 EeV. Proto se tolik očekává od rozbíhajícího se experimentu na observatoři Pierra Augera v Argentině, kde se souběžně používá obou hlavních metod detekce kosmického záření, a tak je v principu možné obě metody navzájem kalibrovat. Stále totiž platí dávný výrok E. Rutherforda, že problém původu kosmického záření rozřeší více usilovné práce a méně řečí.

Pokud jde o atomová jádra, tak nejhmotnějším stabilním jádrem ve vesmíru je vizmut 126Bi83, neboť 126 je tzv. magické číslo pro počet nukleonů v jádře. Relativně dlouhožijící by měla být jádra se 114 protony, resp. 184 nukleony, což se skutečně ověřilo experimenty ve Spojeném ústavu jaderných výzkumů v Dubně a v Livermorově laboratoři, při nichž vznikla jádra prvků s protonovými čísly 114 a 116. Nyní byl uměle připraven i prvek s protonovým číslem 115, jenž se rozpadá na prvek 113 s poločasem rozpadu téměř 1 sekunda.

V r. 1952 nalezl P. Merrill ve spektrech červených obrů na asymptotické větvi AGB radioaktivní 99Tc43 s poločasem rozpadu 200 kr, což nutně znamená, že se tam technecium během života hvězdy neustále tvoří. Po r. 1980 se daří nalézat v některých meteoritech „hvězdná“ zrnka karbidu křemíku (SiC), starší než Sluneční soustava. V nich nyní M. Savina aj. objevili rozpadový produkt technecia v podobě izotopu 99Ru44 a jeho množství odpovídá předpokladu, že zrnka vznikla z hvězdného větru AGB.

P. Renston shrnul současný stav hledání Higgsova bosonu, předpovězeného skotským fyzikem P. Higgsem v r. 1964, který obrazně řečeno má být příčinou toho, že většina částic s výjimkou fotonů má klidovou hmotnost větší než nula. Z měření na urychlovači LEP vyplynulo, že hmotnost Higgsova bosonu (se spinem 0) by měla být zhruba 115 GeV/c2; odhad G. Wegleina z Fermilabu klade jeho hmotnost do rozmezí 117 ÷ 251 GeV/c2. Pravděpodobnost objevu Higgsova bosonu výrazně klesá s růstem hmotnosti kvarku top, která podle měření pomocí urychlovače Tevatron ve Fermilabu z r. 2004 činí (178 ±4) GeV/c2; o 2 % více, než se dosud udávalo. Naděje, že by mohl být tímtéž urychlovačem objeven i sám Higgsův boson, se tím rozplynuly, a tak se nyní zraky teoretických i částicových fyziků a ovšem též astrofyziků upírají k budovanému urychlovači LHC v CERN, který by měl být v chodu v r. 2008.

Podobně neúspěšné je hledání magnetických monopólů, teoreticky předpovězených P. Dirakem již v r. 1931, které sice údajně pozoroval B. Cabrera v supravodivé smyčce v r. 1982, ale dosud se nikomu nepodařilo toto pozorování nezávisle potvrdit. Také pozorování nové struktury - pentakvarku o hmotnosti asi 1,5násobku protonu – se ukázalo být chimérou, založenou na příliš malé statistice, což je častá bolest výzkumů na hranici technických možností daného přístroje.

Již tradičně je mnoho pozornosti věnováno na první pohled nicotným částicím – neutrinům. Jsou totiž v principu schopna poskytnout astrofyzikální údaje, které neumíme získat jinými prostředky. Tak např. je jistě pozoruhodné, že bychom měli v principu být schopni zaznamenat reliktní neutrina, vzniklá oddělením neutrin od ostatní látky vesmíru již v průběhu prvních 10 s po velkém třesku. Velmi pravděpodobně jde přitom o nejpočetnější částice ve vesmíru vůbec! Jejich dnešní průměrná teplota je ovšem extrémně nízká – pouze 1,9 K, a to zatím znemožňuje jejich detekci. Kromě slunečních neutrin se zatím úspěšně zdařilo identifikovat jen jeden další diskrétní zdroj neutrin – supernovu 1987A, kdy během 13 s po gravitačním zhroucení mateřské hvězdy zaznamenaly podzemní detektory v Japonsku a USA celkem 19 neutrin z tohoto jedinečného zdroje.

Jak uvádí S. Barwick, neutrina vznikají také při srážkách vysokonergetického kosmického záření s fotony reliktního záření. Tato neutrina se hledají od r. 1997 pomocí antarktické aparatury AMANDA, dále v balonovém experimentu ANITA a výhledově také na observatoři Pierra Augera. P. Mészáros aj. připomněli, že účinný průřez neutrin stoupá s jejich energií, takže dobré vyhlídky jsou např. na zachycení vysokoenergetických (≈ 1 TeV) neutrin vzniklých v zábleskových zdrojích záření gama. AMANDA do r. 2003 již zaznamenala téměř 3 400 neutrin, která přicházela ze všech měřených směrů stejnoměrně, ale žádné z nich nesouviselo s některým doloženým zábleskem gama.

Od r. 1998 získávají japonští fyzici u detektoru Superkamiokande údaje o oscilacích mionových neutrin, přicházejících do detektoru ze zemské atmosféry, na neviditelná tauonová neutrina. Nyní se jim dle H. Sobela aj. podařilo objevit opačný proces, kdy se v detektoru vynořilo díky oscilaci mionové neutrino z tauonového. Jak se dalo očekávat, pravděpodobnost oscilace závisí na poměru mezi uraženou vzdáleností a energií daného neutrina. E. Aliu aj. využili v letech 2003–04 urychlovače KEK v Cukubě k produkci mionových neutrin o průměrné energii 1,3 GeV, která jsou nasměrována nejprve do 300 m vzdáleného detektoru s 1 kt vody a dále do 250 km vzdáleného Superkamiokande s 50 kt vody. Během 20 měsíců provozu zaznamenali v Superkamiokande 107 mionových neutrin z daného směru, kdežto při nulových oscilacích jich mělo být 151, takže po cestě se 29 % neutrin změnilo na tauonová.

Japonci ve spolupráci s Američany a Číňany též uveřejnili první výsledky experimentu KamLAND, v němž se hledají oscilace mezi elektronovými a mionovými neutriny v kapalném scintilátoru o hmotnosti 1 kt, umístěném v dole poblíž města Tojama na ostrově Honšu. Během prvních 9 měsíců měření elektronových antineutrin, vznikajících při provozu 51 japonských a 18 jihokorejských reaktorů v jaderných elektrárnách, zaznamenali 258 antineutrin s energiemi > 3,4 MeV, zatímco v případě nulových oscilací jich mělo být 365. Odtud vyplývá, že čtverec rozdílu mezi hmotností elektronových a mionových neutrin činí pouze 8.10-5 eV2.

K naprosto neuvěřitelnému závěru došli souběžně D. Kaplan aj. a R. Fardon aj., totiž že neutrina mohou generovat skrytou energii vesmíru, což by mělo závažné důsledky v kosmologii i částicové fyzice. Ovlivnilo by to průběh neutrinových oscilací a současně vyvolalo změnu klidové hmotnosti neutrin během času! Vyžaduje to přirozeně porušení zákona zachování leptonového čísla, ale s tím by se patrně fyzikové rezignovaně smířili...

6. 7. Relativistická astrofyzika

S. Fray aj. ověřovali laboratorně slabý princip ekvivalence, tj. že dráha padajícího tělesa nezávisí na jeho složení. Použili k tomu izotopů rubidia 85 a 87 a ověřili tak slabý princip s přesností 10-7. Pozorování pohybu geodetických družic LAGEOS I a II a GRACE umožnilo I. Ciufolinimu a E. Pavlisovi ověřit dva jemné efekty obecné teorie relativity – stáčení os rotace gyroskopů poblíž osy rotace Země ve směru zemské rotace a poblíž roviny zemského rovníku proti směru rotace Země. Přesnost ovšem není závratná – souhlas teorie s pozorováním se daří ověřit s chybou ±10 %, ačkoliv poloha družice LAGEOS II je díky zhruba 100 milionům laserových měření známa s přesností na centimetry. Zásluhou družice GRACE se však zdařilo přesnost měření zvýšit na ±5 %. Lepší výsledky dává měření relativistického stáčení uzlové přímky Měsíce pomocí laserových odrazů od retroreflektorů na Měsíci – zde je chyba měření jen 0,7 % a výsledek je rovněž v souladu s teorií.

D. Gelino a T. Harrison pozorovali optickou složku rentgenové dvojhvězdy GRO J0422+32, což je proměnný trpaslík V518 Per sp. třídy dM1, jenž obíhá kolem rentgenového zdroje v periodě 5 h. Odtud se podařilo spočítat, že rentgenový zdroj má 4 M☉ a poloměr 12 km, takže jde o výjimečně lehkou hvězdnou černou díru. To znamená, že průměrná hustota černé díry je relativně vysoká a slapové síly v jejím okolí mimořádně silné. Naproti tomu nejhmotnější známá černá veledíra o hmotnosti 3 GM☉ se nachází v jádře obří galaxie M87 v kupě v Panně. Její Schwarzschildův poloměr činí 40 AU, průměrná hustota uvnitř poloměru je srovnatelná s hustotou vzduchu v pozemských podmínkách a slapové síly v jejím okolí jsou zanedbatelné. S. Komossaová aj. však získala díky družicím ROSAT, Chandra a Newton i teleskopu VLT důkazy o slapovém roztrhání hvězdy černou veledírou v jádře galaxie RX J1242-1119A (Vir), vzdálené od nás 275 Mpc.

Podle N. McCradyho není dosud bezpečně prokázána existence intermediálních černých děr o hmotnostech 100 ÷ 1 000 M☉, ačkoliv se dá tušit, že takové objekty by měly existovat v hustých jádrech kulových hvězdokup, popř. v okolí černých veleděr v jádrech galaxií. S. Portegies Zwart aj. modelovali srážky velmi hmotných hvězd na superpočítači GRAPE6 a zjistili, že tak mohou vznikat intermediální černé díry o hmotnosti až 3 kM☉, které pak z hvězdokup migrují do centra mateřské galaxie, kde nakonec vytvoří černou veledíru. M. Miller ukázal, že v mladých kompaktních hvězdokupách může vzniknout až tisíc intermediálních černých děr, které během pouhých 100 mil. roků sestoupí do jádra mateřské galaxie a tam rychle splynou na černou veledíru, což musí doprovázet silný záblesk gravitačního záření. Mimochodem, vyhlídky na zachycení gravitačních záblesků zvýšil dle V. Kalogera aj. také objev binárního pulzaru PSR 0737-3039 – ten nepřímo naznačil, že ke splynutí dvou neutronových hvězd měřitelnému aparaturou LIGO může docházet v průměru každého 1,5 roku.

R. Fiorito a L. Titarchuk usuzují z pozorování rentgenového zdroje X-1 v galaxii M82 (UMa) pomocí družic Newton a RXTE, že rentgenové spektrum objektu a jeho kvaziperiodické oscilace o frekvenci 55 mHz jsou důkazem, že jde o intermediální černou díru o hmotnosti řádu 1 kM☉. X. Li považuje ultrasvítivé rentgenové zdroje (XLS) v cizích galaxiích o zářivém výkonu řádu 1032 W za intermediální černé díry, které před našima očima stále přibírají hmotu slapovým zachycováním hvězd v hustých jádrech hvězdokup. Tento výkon totiž odpovídá Eddingtonově svítivosti pro hvězdy s hmotností 10 M☉.

Z. Haiman zjistil, že v raném vesmíru mohly hmotnosti černých veleděr růst velmi rychle až do řádu 1 GM☉, kdy se však možnost dalšího růstu vyčerpá odnosem dopadající látky zpětnou rázovou vlnou – je to obdoba Eddingtonovy meze pro hmotnost běžných hvězd. K témuž závěru dospěli nezávisle také M. Boylan-Kolchin aj., kteří vypočítali, že látka ve zpětném rázu se vzdaluje od černé veledíry rychlostmi až stovek km/s. F. De Paolis aj. ukázali, že černé díry vykazují efekt gravitační retročočky, objevený D. Holzem a J. Wheelerem, i tehdy, když rotují pomaleji, než jak odpovídá Kerrově hvězdné černé díře. Lze tak v principu dokonce určit rychlost rotace konkrétní černé díry.

Známý provokatér S. Hawking popřel ve své přednášce na 17. relativistické konferenci v Dublinu dávnou vlastní tezi, že pádem informace do černé díry dojde k její nenávratné ztrátě. Dříve se totiž domníval, že takto zapouzdřená informace se může vynořit jen v nějakém jiném vesmíru, a dokonce se v r. 1997 vsadil společně se svým kolegou K. Thornem proti J. Preskillovi, který se domnívá, že kvantová mechanika takovou ztrátu informace nedovoluje. Zatím ale nikdo neví, který Hawking má pravdu a kdo tu sázku tedy vlastně vyhrál. V každém případě moderní trend neustálého zhušťování zápisu informace na materiální média má svou teoretickou mez: jakmile ji překročíme, informace se sama od sebe zhroutí do černé díry a tak o ni (alespoň dočasně?) přijdeme...

6. 8. Experimentální a teoretická fyzika

M. Van Camp aj. uvedli, že se patrně změní základní etalon hmotnosti, dosud realizovaný válcem o průměru a výšce 39 mm ze slitiny platiny a iridia, jenž je uchováván v Sèvres ve Francii v Mezinárodním úřadu pro míry a váhy a k němuž bylo postupně zhotoveno 80 národních kopií (Česko má kopii č. 67). Hmotnost etalonu se jednak mění s časem, jednak přesnost určování jeho hmotnosti není valná. Proto se uvažuje o možnosti definovat jednotku hmotnosti obdobně jako jednotku času a délky pomocí základních fyzikálních konstant, o nichž věříme, že jsou časově i prostorově neproměnné. V úvahu připadají dle J. Flowerse zejména Planckova konstanta, Avogadrovo číslo (počet atomů uhlíku ve 12 g látky) a Rydbergova konstanta, popř. rychlost světla ve vakuu – tyto konstanty jsou známy s přesností na 8–9 platných cifer, kdežto nejlepší klasické metody založené na etalonech dosahují stěží přesnosti 10-7, ačkoliv náklady na zhotovení a uchovávání etalonů dosahují částek řádu milionu dolarů! Rozhodnutí o změně definice kilogramu však není bezprostředně v dohledu.

S předešlým problémem také souvisí nedostatečná přesnost při ověřování platnosti gravitačního zákona pro velmi malé vzdálenosti (pod 0,1 mm) zkušebních tělísek. S. Bässler aj. na univerzitě v Mohuči však nyní dokázali měřit průběh této závislosti i pro vzdálenosti řádu nanometrů. Použili k tomu chladných neutronů, padajících v gravitačním poli Země a odskakujících po dopadu na podložku. Protože energie neutronů podléhá kvantové mechanice, stačí najít energii, při které už neutron od podložky právě neodskočí. Autoři pokusu tak ověřili platnost gravitačního zákona i pro tak nepatrné rozměry, což mimochodem zpochybňuje předpovědi strunové teorie, podle níž bychom měli pozorovat odchylky od 2. mocniny v gravitačním zákoně již při vzdálenostech pod 100 μm.

V současné době nejpřesnější fyzikální měření umožňují lasery s mimořádně krátkými impulzy. Donedávna rekordní femtosekundové lasery musely díky pokusům rakouských fyziků z vídeňské univerzity ustoupit ještě mžikovějším o délce impulzu 100 attosekundy. Pro srovnání připomeňme, že elektron oběhne proton v jádře vodíkového atomu za 150 as. Podle R. Wynandse lze zkonstruovat náramkové atomové hodinky s přesností 10-11 (chyba 1 sekundy za 3 tis. roků – výhodné jako dědictví po prapradědečkovi pro prapravnuky), které se budou prodávat za 100 euro. Pro porovnání připomeňme, že nejlepší kyvadlové hodiny dokázaly udržet čas s přesností 10 ms/d; křemenné dosahují přesnosti 100 μs/d; systém GPS 10 ns/d a ceziové 1 ps/d.

R. Quast aj. využili kvalitních spekter kvasaru HE 0515-4414 (Pic; z = 1,15) na VLT ESO k hledání případné závislosti konstanty jemné struktury α na čase. Nenašli žádnou roční změnu v relativní míře 1.10-15 za posledních 8 mld. roků. Podobně H. Chand aj. studovali kvasary s červenými posuvy z v rozmezí 0,4 ÷ 2,3 a dostali tak horní mez pro roční změnu konstanty α nižší než 2.10-16 v intervalu posledních více než 10 mld. let. Nezávislým testem je měření množství štěpných produktů v přírodním reaktoru Oklo v Gabunu, jenž byl aktivní před 1,8 mld. let. Odtud vychází podle J. Darlinga aj. roční změna konstanty α menší než 1.10-17. Autoři však také měřili jemnou strukturu rádiových čar OH ve spektru kvasaru PKS 1413+135 (Boo; z = 0,25) a obdrželi roční změnu maximálně 2.10-15 za poslední 3 mld. let. Konečně M. Fischer aj. změřili tuto konstantu laboratorně ve spektru vodíku a dostali hodnotu roční změny pod 10 15, resp. z měření magnetického momentu atomů Cs a Rb jen 5.10-16. Podle J. Bahcalla tak všechny tyto výsledky posílily názor, že konstanta α se během věku vesmíru nemění.

E. Witten shrnul vývoj teoretické a experimentální fyziky mikrosvěta od objevu radioaktivity v r. 1896, čímž se poprvé prozradila existence slabé jaderné interakce. To nakonec vedlo k významnému teoretickému výsledku o významu spontánního narušení souměrnosti, jenž se stalo hybnou silou fyzikálního vývoje vesmíru. Tak jako se Maxwellovi podařilo sjednotit pomocí svých proslulých rovnic elektřinu a magnetismus, přičemž rovnice mají tu vlastnost, že umožňují souměrné transformace jak globálně, tak lokálně, dokázali C. Yang a R. Mills nalézt rovnice s obdobnými vlastnostmi (tzv. kalibrační rovnice) pro silnou a slabou jadernou interakci. Na rozdíl od rovnic pro elektromagnetické pole však Yangovy-Millsovy rovnice umožňují spontánní narušení souměrnosti při fázových přechodech. Witten to přirovnává k situaci kapaliny, v níž není žádný směr přednostní – panuje zde naprostá souměrnost. Když však kapalinu ochladíme natolik, že zmrzne, vznikají krystaly pevné látky s význačnými osami souměrnosti – totální souměrnost je tak porušena.

Těsně po velkém třesku byla hmota vesmíru vysoce souměrná, jelikož průměrná teplota hmoty byla tak vysoká, že mezi elektromagnetismem a jadernými silami platila naprostá souměrnost. Ta se však rychle porušila při rozpínání, a tudíž ochlazování vesmíru dvěma fázovými přechody – při prvním se oddělila silná a při druhém slabá jaderná síla vinou (či zásluhou?) spontánního narušení souměrnosti. Při druhém fázovém přechodu získaly výměnné částice (intermediální bosony, zprostředkující slabou jadernou interakci) W± a Z0 svou klidovou hmotnost téměř o dva řády vyšší, než je hmotnost protonu, čímž se odlišily od nehmotných fotonů, které zprostředkovávají elektromagnetickou interakci. Witten předpovídá, že energie, při níž dochází ke spontánnímu narušení souměrnosti elektroslabé interakce, bude dosažena v budoucím urychlovači LHC, a to povede k odhalení tzv. Higgsova bosonu, jenž je odpovědný za velikost klidové hmotnosti intermediálních bosonů.

Odtud pak povede cesta k ověření ještě fundamentálnější myšlenky supersymetrie (SUSY), která je sice velmi nadějná teoreticky, ale teprve budoucí experimenty ukáží, nakolik je ověřitelná prakticky a zda tudy vede cesta ke kvantové teorii gravitace, na níž si zatím všichni teoretici marně lámou zuby. Witten si myslí, že vodítkem při řešení těchto problémů se stane antropický princip a že se nakonec ukáže, že hmotnost Higgsova bosonu v různých doménách vesmíru může být odlišná – a v té „naší doméně“ je právě taková, aby v ní byl možný život.

Na přelomu srpna a září 2004 se uskutečnilo v Aspenu ve státě Colorado čtyřtýdenní setkání 50 předních fyziků, kteří se věnují strunové teorii, včetně takových es, jako jsou Edward Witten, John Schwarz nebo Michael Green. Právě na podobném setkání v Aspenu v r. 1984 se strunová teorie ostatně zrodila. Název nového setkání „Struny a skutečný svět“ naznačil hlavní soudobý problém strunové teorie: je to báječná a nesmírně obtížná matematická konstrukce, ale nikdo neví, zda se podle ní reálný svět opravdu řídí, protože zatím neexistuje žádný experiment, který by tuto koncepci buď potvrdil, nebo vyvrátil. Ke kritikům strunové teorie patří též L. M. Krauss, jenž považuje za fundamentální otázky soudobé fyziky podstatu skryté energie, vztah kvantové mechaniky k Hawkingovu procesu vypařování černých děr a konečně, zda existují přídavné rozměry vesmíru kromě času a tří prostorových dimenzí.

Fundamentálním problémům fyziky a filozofie bylo věnováno také VIII. sympozium „The Seven Pines“ v květnu 2004 v městě Stillwater v Minnesotě za účasti předních světových fyziků, filozofů a historiků vědy. Ústředním tématem sympozia byly otázky „Proč existuje klasické chování v kvantovém světě?“, resp. „Proč je fyzika tak divná a denní realita nikoliv?“ a „Co to znamená, že měříme?“. Jak známo, princip superpozice stavů v kvantové mechanice dává najednou možnost různých hodnot kvantových veličin dané částice, ale jakmile začneme s měřením, vlnová funkce se zhroutí a dostáváme jediný výsledek měření. Různí odborníci řeší tuto otázku různě, např. předpokladem o souběžné existenci mnoha vesmírů nebo zavedením tzv. skrytých proměnných. Jiní autoři si myslí, že kvantová mechanika je jen důsledkem teorie informace, která mj. tvrdí, že informaci napříč vesmírem nelze přenést okamžitě a že neexistuje žádná dokonalá kopie dané informace. C. Fuchs to vyjádřil slovy „Vlnová funkce je informací pozorovatele o objektivním světě“. Naproti tomu J. Hartle se nakonec otázal: „Je-li vlnová funkce vesmíru charakteristikou něčí informace, tak kdo to je ten Něco?“ Účastníci sympozia věnovali hodně pozornosti také nejnovějším experimentům s kvantovým provázáním (entanglement) párů částic na velkou vzdálenost a s kvantovou teleportací (H. Kimble a S. van Enk; M. Riebe aj.; M. Barrett aj.) a soudí, že se tak fakticky pokoušíme nalézt meze, kdy rostoucí rozměr těles zabrání, aby se dostala do kvantové superpozice stavů. Účastníci se shodli na tom, že výsledek těchto pokusů bude ovšem znamenat ještě ztřeštěnější fyziku...

7. Život ve vesmíru

W. Napier připomněl, že přenos zárodků života na Zemi pomocí meteoritů navrhl lord Kelvin už v r. 1894, ale dnes je zřejmé, že tento mechanismus nefunguje v interstelárním prostoru. Trochu lepší vyhlídky má takový přenos mikroorganismů uvnitř Sluneční soustavy. Za poslední 4 mld. let dopadlo podle autora na Zemi asi 40 mil. kamenů z Marsu, přičemž vnitřky objektů o průměru nad 0,2 m se nikdy neohřály nad 100 °C. V současné době dopadá na Zemi ročně asi 15 meteoritů z Marsu, ale nejspíš nic živého nepřinesly, mj. proto, že případné mikroorganismy na povrchu Marsu či v jádrech komet ničí kosmické záření – během několika milionů let se sníží počet přežívajících mikroorganismů na miliontinu původní hodnoty. Optimističtější výpočty uveřejnili M. Wallis a N. Wickramasinghe, kteří tvrdí, že právě interstelární komety mohou ochránit přepravované zárodky života před likvidací kosmickým či ultrafialovým zářením a dokáží je dodávat až v tunových objemech do obřích molekulových oblaků, v nichž právě vzniká nové pokolení hvězd.

G. Gonzales zavedl nový pojem – obydlitelná galaktická zóna (OGZ), která je definovaná jako oblast dostatečně vzdálená od centra Galaxie, aby nebezpečí setkání mateřské hvězdy obydlené planety s cizí hvězdou nebo dokonce blízkou supernovou bylo zanedbatelné, ale přitom ještě tak blízká centru, aby mateřská hvězda měla dostatečné zastoupení tzv. kovů, což je patrně nutná podmínka k tomu, aby planeta zemského typu u dané hvězdy vůbec vznikla. Podle C. Leneweavera aj. vznikla OGZ v naší Galaxii zhruba před 8 mld. let ve vzdálenosti 7,5 kpc od centra a zvolna se rozšiřuje souběžně s tím, jak Galaxie stárne. V současné době patří do OGZ asi desetina hvězd naší Galaxie, z nichž 3/4 jsou starší než Slunce.

R. Kerr shrnul výsledky úsilí o aktivní nalezení cizích civilizací (SETI) od prvního pokusu OZMA v r. 1960 až po známý projekt SETI@Home u radioteleskopu v Arecibu, který byl ukončen v březnu 2004. Projekt využíval souběžných měření v 70 mil. frekvenčních kanálech, takže byl o plných 14 řádů efektivnější než původní OZMA. Přesto však dosud nebyl zaznamenán ani jeden nadějný případ umělého signálu z vesmíru. Možná i z toho důvodu se řada autorů začala pokoušet o hledání umělých optických signálů z kosmu. Jak uvádí A. Howard aj., současné technické možnosti umožňují naší civilizaci vysílat laserové impulzy o trvání nanosekund, které jsou v příslušném monochromatickém pásmu až o 4 řády intenzivnější než odpovídající optické záření Slunce. To naopak znamená, že by pro nás nebylo technicky obtížné zaznamenat laserové signály mimozemšťanů, pokud by ovšem směřovaly v úzkém svazku k Zemi. Autoři sestavili katalog 13 tis. hvězd podobných Slunci a během posledních pěti let uskutečnili 16 tis. měření souběžně na observatořích Agassiz a Princeton (reflektory mají průměr 1,5 a 0,9 m), když fotometry dosahují časového rozlišení 100 ns. Každý cíl sledují po dobu 48 s a během 150 nocí prohlédnout příslušné hvězdy po celé viditelné části oblohy. Jak jistě tušíte, ani oni nic nenašli.

Nepočítáme-li tedy s pokusy hledat umělé laserové signály v optickém oboru spektra, tak lze za největší naději pro budoucnost považovat úsilí o vybudování anténní soustavy ATA v Hat Creek v Kalifornii. Zatím jsou tam v provozu 3 parabolické antény s průměrem mísy 6 m, ale jejich počet se v první etapě výstavby zvýší na 32 a výhledově až na 350. Díky výkonnějším počítačům se mohutnost rádiových přehlídek zdvojnásobuje každého 1,5 roku, takže pokud je v naší Galaxii alespoň několik desítek tisíc technických civilizací, měli bychom mít úspěch v detekci jejich signálů už během několika desítek roků...

C. Rose a G. Wright však tvrdí, že podobně jako ztroskotanci na pustých ostrovech i mimozemšťané nás mohou nejlaciněji zpravit o své existenci pomocí kosmické obdoby lahvové pošty. Když předpokládáme, že veškeré naše encyklopedické informace mají rozsah řádu 1 EB, pak k jejich efektivnímu zápisu úplně stačí 1 g obvodů v pevné fázi, pokud na každý bit věnujeme plných 1 000 atomů niklu, což je velmi slušná redundance. Takový drobet lze obalit olovem a poslat v 10 t kosmickém korábu s radiomajákem rychlostí 300 km/s nazdařbůh do Galaxie. Informace na takto chráněném čipu zůstane čitelná alespoň do vzdálenosti 10 tis. světelných roků od Země. Tento způsob vysílání informace se nejlépe hodí pro rozsáhlá data, posílaná na mimořádně velkou vzdálenost. Čím více je dat a čím dál se mají dostat, tím je energeticky výhodnější v porovnání s vysíláním pomocí elektromagnetických vln. To nám předvedla již sonda Voyager 1, která nese na měděné desce asi 1 Gb informací, takže její start do vesmíru vyžadoval energii 60 kJ/bit. V porovnání s radarem na Arecibu je tedy tento způsob energeticky výhodnější pro vzdálenost nad 17 tis. světelných let (5 kpc). Pokud by však sonda nesla pouhé 3 disky DVD, tak už je doprava informace energeticky levnější pro vzdálenost nad 1 700 sv. let (500 pc). Kdybychom však dokázali zhustit informace do podoby nukleové kyseliny DNA, tak je takový přenos levnější už pro vnější hranici Sluneční soustavy...

J. Hein upozornil na spřízněnost lidské populace jednoduchým výpočtem. Jestliže jednotlivé generace za sebou následují v průměru po čtvrt století, tak každý člověk v populaci 5 mld. jedinců má s kterýmkoliv jiným žijícím člověkem společného předka nejpozději před 800 roky. Uvažujeme-li všechny lidi z období před 1 600 lety, dají se naši tehdejší předchůdci rozdělit na dvě třídy: buď jsme jejich přímými potomky (20 % tehdejší populace), anebo jejich potomci už vymřeli (80 % tehdejší populace). To je přirozeně příliš zjednodušující model, protože mísení v lidské populaci není zcela náhodné; mezi geograficky vzdálenými předky bylo mísení velkou vzácností. Přesto se dá říci, že s každým současným člověkem máme alespoň jednoho společného předka nejpozději před 2 300 lety (76 generací) a všechny společné předky před 5 000 roky (169 generací), čili všichni máme nakonec tytéž příbuzné; stačí se jen pořádně ohlédnout dozadu.

Ostatně podle nejnovějších výzkumů pochází celá současná lidská populace z Afriky, kde vznikla asi před 150 tis. lety. Před 50 tis. lety začali naši předkové odtamtud migrovat všemi směry a v západní Asii i v celé Evropě nejpozději před 35 tis. lety vytlačili neandertálce, patrně též v souvislosti s globálním ochlazením. Je jistě pozoruhodné, že všichni tvorové rodu Homo vynikají mj. tím, že vydrží běžet celé hodiny s poměrně malým výdajem energie, čímž se významně odlišují od savců včetně primátů. Savci jsou sice často podstatně rychlejší na malé vzdálenosti, ale ochabnou už po pouhé čtvrthodině. Možná bychom tedy mohli testovat inteligenci mimozemšťanů dotazem, jak dlouho vydrží běžet v jednom zátahu...

8. Astronomické přístroje

8. 1. Optická astronomie

Od časů průkopnických pozorování Galilea Galileiho uběhla už bezmála čtyři století, v jejichž průběhu vzrostl dle R. Racineho průměr primární optiky ze 16 mm na 9,8 m, tedy více než 600krát, ale souhrnná plocha astronomické optiky na celém světě dokonce 375 000krát. Ke zdvojnásobení průměru optiky dochází téměř stabilně vždy po půl století. Pouze v letech 1609–1700 se průměr optiky zdvojnásoboval již po čtvrtstoletí a v letech 1980–2000 dokonce za pouhých 20 roků. Nové generace dalekohledů nastupují obvykle v epizodách po 35 letech – v současné době jsou hlavními novinkami rotačně odlévaná primární zrcadla, segmentovaná zrcadla, spřažené dalekohledy (optické interferometry), adaptivní optika a robotické dalekohledy. Díky tomu bude možné během nejbližšího čtvrtstoletí postavit dalekohledy s průměrem zrcadel kolem 25 m a do konce století přesáhnou ekvivalentní průměry dalekohledů téměř určitě 100 m.

Jak uvádí J. Bailey, americká sonda k Marsu Orbiter 2009 bude mít na palubě 5W laser pro komunikaci se Zemí a ten se dá využít jako vynikající pointační hvězda 2 ÷ 6 mag pro adaptivní optiku pozemních dalekohledů, které pak na Marsu rozliší podrobnosti o průměru pouhých několika kilometrů.

E. Borra aj. dokonce uvažují o resuscitaci rotujících kapalných zrcadel tím, že by rotující viskózní kapalina byla povlečena reflektivním koloidálním filmem, což by umožnilo naklápět takové zrcadlo o desítky stupňů. Pokud by byla kapalina feromagnetická, dal by se tvar jejího povrchu snadno upravovat magnetickým polem. Taková zrcadla by byla mimořádně laciná a ve spojení s adaptivní optikou neobyčejně výkonná.

Pro přehlídkové účely se vyvíjejí soustavy až pěti širokoúhlých kamer s průměry objektivů 200 mm, světelností f/1,8 a zorným polem bezmála 8° × 8°, vybavené čipy CCD o hraně 2 048 pixelů. K zobrazení 50 tis. hvězd do 13 mag stačí jednosekundová expozice, takže se dá počítat s 50 mil. měření každou noc. Tím by se velmi zrychlilo hledání malých planetek, nových proměnných hvězd včetně supernov v cizích galaxiích, optických protějšků GRB i objevy exoplanet metodou fotometrických tranzitů před mateřskou hvězdou. Není ovšem jednoduché takový příval dat zaznamenat, nacházet v nich nejzajímavější úkazy co nejrychleji a následně vše archivovat.

V r. 2004 uplynulo pět roků od zahájení provozu prvního osmimetru VLT v Chile. Klíčoví lidé, kteří se zasloužili o konstrukci a stavbu nejvýkonnějších pozemských dalekohledů, byli především dva generální ředitelé ESO, Holanďan L. Woltjer a Američan italského původu R. Giaconni. Vedoucím projektu s mimořádnými zásluhami o dodržení specifikace i termínů uvádění dalekohledů do chodu pak další Ital M. Tarenghi. Prvním šéfem Observatoře Cerro Paranal se pak stal třetí Ital R. Gilmozzi. Giaconni a Gillmozzi využili svých zkušeností s provozem HST a mají tak velkou zásluhu na tom, že VLT dává v několika směrech lepší výsledky než HST, protože vítězí svou podstatně větší sběrnou plochou zrcadel.

Jak uvedl A. Renzini, za prvních pět let bylo na základě pozorování VLT publikováno již 600 vědeckých prací a do chodu se uvádějí přídavná zařízení II. generace, např. spektrograf VIMOS, jenž umožňuje naráz pořídit 800 spekter; NACO – fotografická komora s adaptivní optikou, která umožnila zobrazit eliptické dráhy hvězd v okolí černé veledíry v jádře Galaxie, nebo FORS-1 – první fotometrický polarimetr. V r. 2004 byly dále uvedeny do chodu spektrometr VISIR pro střední infračervené pásmo, adaptivní optika SINFONI pro spektrograf a zobrazovač v blízkém infračerveném pásmu a další adaptivní optika MACAO pro zobrazovač v optickém oboru spektra, jenž tak dosáhne úhlového rozlišení 0,07″. V létě r. 2004 se Finsko stalo 11. členskou zemí ESO.

Také japonský teleskop Subaru s průměrem zrcadla 8,3 m, hmotností 23 t a tloušťce jen 0,2 m na Mauna Kea na Havajských ostrovech je již podle M. Iye aj. vybaven systémy adaptivní optiky IRCS a CIAO pro pozorování v optické a blízké infračervené oblasti spektra, což umožňuje v zorném poli o průměru 20″ dosáhnout úhlového rozlišení 0,065″. Subaru má vybudována tři ohniska (primární f/1,8; Ritchey-Chrétien f/12,2 a Nasmyth f/12,6). Patrně nejvýkonnějším přístrojem u Subaru je kamera Suprime-Cam, složená z mozaiky 10 čipů CCD (4 × 2 kpix), která podle N. Kashikawy aj. dokáže zobrazovat objekty až B = 28,4 mag, popř. I = 27,4 mag atd. v pásmu 365 ÷ 900 nm v zorném poli o průměru 6′ s rozlišením 0,1″/pix. Této kameře však konkuruje MegaCam u dalekohledu CFHT s průměrem zrcadla jen 3,6 m, ale zato s mozaikou 36 čipů CCD o celkové kapacitě 340 Mpix. Kamera s adaptivní optikou ostře zobrazuje pole o ploše téměř 1° čtvereční!

J. Lawrence aj. upozornili na mimořádně příznivé astroklima na antarktické stanici Dome C v nadmořské výšce 3 250 m na 75° j. š. Kvalita zobrazení (seeing) je tam po čtvrtinu možné pozorovací doby lepší než 0,15″ a medián činí pouze 0,27″. To jsou zcela nevídané hodnoty i v porovnání s nejznámějšími observatořemi na Mauna Kea (0,50″), La Palma (0,76″) či Cerro Paranal (0,80″). Kromě toho je díky chladnému a mimořádně suchému vzduchu na stanici nejlepší průzračnost, až o dva řády lepší než na havajských sopkách nebo v Chile v poušti Atacama. Jelikož na stanici nebývá příliš silný vítr ani nadměrný výskyt polárních září, je to velmi perspektivní místo zejména pro obří optické interferometry. Jak ukázal A. Tokovinin, stačí vyřešit adaptaci vlnové fronty pro přízemních několik set metrů, kde vzniká největší část rozmytí bodových obrazů hvězd ve všech používaných vlnových délkách.

D. Smith aj. popsali současný stav vyhledávacích robotických teleskopů ROTSE-III, instalovaných na pěti stanicích (Texas, Mt. Haleakala, Siding Spring, Tubitak v Turecku a Namibie). Na každé stanici pracuje baterie 4 širokoúhlých zrcadlových komor na společné montáži. Zrcadla mají průměr 0,45 m (f/1,9) a zorné pole o průměru 1,85°. Aktivují se do 10 s po vyhlášení poplachu a během 60 s expozice dosahují 19 ÷ 20 mag. Užívají se především pro rychlé vyhledávání optických protějšků či dosvitů GRB. Na Mauna Haleakala byl také instalován sériový robotický „liverpoolský“ teleskop s průměrem zrcadla 2 m z daru mecenáše Martina „Dill“ Faulkese ve výši 18 mil. dolarů, který mohou dálkově ovládat britští školáci, pokud jejich škola přispěje 340 dolary za půl hodiny pozorovacího času. Hlavní pozorovací náplň tvoří hledání planetek, supernov a optických protějšků záblesků gama. Podle I. Steelea byl další liverpoolský dvoumetr instalován na observatoři na ostrově La Palma, který od října 2004 pracuje ve zcela autonomním režimu.

8. 2. Optické dalekohledy v kosmu

Počátkem r. 2004 se rozběhl naplno vědecký program poslední ze čtyř velkých observatoří NASA – Spitzerova kosmického teleskopu (SST). První zveřejněné snímky zobrazily galaxii M81 (UMa) v pásmu 3,6 ÷ 8,0 μm, prachový disk kolem hvězdy Fomalhaut (PsA) a anonymní galaxii, vzdálenou od nás 1 Gpc. Jelikož SST pracuje též ve střední a daleké infračervené oblasti, stal se mimořádně vhodným nástrojem pro výzkum nejvzdálenějších hlubin vesmíru, ale i pro studium vnitřku prachových mračen v naší Galaxii i v objektech Místní soustavy, zejména ve spojení se zbývajícími velkými observatořemi – HST a Chandra.

Počátkem roku též začala NASA s úvahami, jak dál naložit s HST, který je po havárii Columbie nedosažitelný pro údržbu či dokonce další vylepšení. Zatímco tehdejší generální ředitel NASA S. O´Keefe jakoukoliv novou misi k HST zavrhl jako příliš nebezpečnou, mnoho Američanů včetně prominentních astronomů a také senátorka B. Mikulski vyvinuli značné úsilí, aby toto rozhodnutí zvrátili. Paní senátorka docílila toho, že pro posouzení, zda a jak zachránit další provoz HST, byla jmenována komise, vedená admirálem H. Gehmanem, jenž předtím předsedal vyšetřovací komisi pro zkoumání příčin havárie Columbie.

Někteří odborníci dokonce navrhovali robotickou misi k HST na jaře 2007, která by byla údajně levnější a ovšem bezpečnější než let posádky v raketoplánu, jenže s robotickými opravami tak složitého zařízení na oběžné dráze nejsou téměř žádné zkušenosti a čas na vyzkoušení této techniky prostě chybí. Přesto Americká akademie věd sestavila komisi pro posouzení robotické opravy HST pod vedením L. Lanzerottiho, která měla vydat svůj verdikt do konce r. 2004. Komise zjistila, že robotická oprava by přišla přinejmenším na 1 mld. dolarů a vyhlídky na její úspěch jsou stěží 50 %, takže koncem roku 2004 tato možnost padla, ale komise podpořila pilotovanou misi raketoplánu nejenom kvůli údržbě, ale i kvůli dalšímu vylepšení HST. V závěru roku S. O´Keefe nakonec rezignoval na svou funkci v NASA, kterou vykonával jen 3 roky. Odborníci mu kromě postoje k údržbě HST vyčítali hlavně odklon od základního poslání NASA podporovat prvotřídní vědu a také nevhodnou personální politiku, když do vedoucích funkcí dosazoval armádní důstojníky bez zkušeností s kosmickým výzkumem.

Mezitím naštěstí pracoval HST bez přerušení a hned počátkem roku 2004 dokončil pozorování ultrahlubokého pole (HUDF). Jeho celoroční provoz přišel americké poplatníky na 160 mil. dolarů; odstranění z oběžné dráhy by stálo asi 500 mil. dolarů. G. Meylan spočítal, že v posledních letech je každoročně publikováno v prestižních vědeckých časopisech na 500 prací založených na pozorovacím materiálu z HST. V průměru je každá taková práce citována 45krát. Celkem již HST posloužil pro sepsání více než 4 100 vědeckých prací. Nejvíce citovanou prací vůbec je pozorování Hubbleova hlubokého pole (HDF). Pokud jde o produktivitu jednotlivých koncových zařízení HST, suverénně vede širokoúhlá kamera WFPC, následovaná s velkými odstupem spektrografy STIS, GHRS a NICMOS. Spektrograf STIS však bohužel po 7 letech úspěšného provozu selhal v srpnu 2004 a bez zásahu člověka se nedá opravit.

8. 3. Rádiová astronomie

P. Ho aj. popsali novou anténní soustavu pro submilimetrovou astronomii SAO-ASIAA, kterou postavili Američané ve spolupráci s Číňany v sedle na Mauna Kea v nadmořské výšce 4 080 m. Soustavu tvoří 8 radioteleskopů o průměrech parabol 6 m a přesnosti povrchu na 12 μm, které pracují v pásmu 180 ÷ 900 GHz. Oproti dosavadním submilimetrovým aparaturám má 30krát lepší úhlové rozlišení. R. Ricci aj. uveřejnili první výsledky rádiové přehlídky oblohy pomocí australské kompaktní sestavy radioteleskopů ATCA. Tvoří ji šest parabol s průměrem 22 m na observatoři v Narrabri a pracuje v několika mikrovlnných pásmech s frekvencemi nad 5 GHz, kde až dosud žádné přehlídky neexistovaly, protože kvůli malým zorným polím mikrovlnných radioteleskopů by trvaly příliš dlouho. Na frekvenci 18 GHz (vlnová délka 16 mm) zatím prohlédli přes 1 200° čtverečních ve 12° pruhu mezi deklinacemi -59° a -71°. Objevili tak přes 220 rádiových zdrojů většinou v hlavní rovině Galaxie, z nichž se asi polovinu podařilo ztotožnit opticky především s hvězdami a kvasary. Téměř čtvrtina zdrojů odpovídá známým radiogalaxiím, ale zbylou čtvrtinu se nepodařilo identifikovat vůbec.

S pozoruhodným projektem LOFAR za více než 50 mil. euro přišli holandští radioastronomové. V severovýchodní části Nizozemí chtějí postupně instalovat 15 tisíc antén pro nízkofrekvenční radioastronomii v pásmu 10 ÷ 250 MHz (1,2 ÷ 30 m). V současné době je v centrálních 320 hektarech projektu rozmístěno 40 antén a dalších 20 antén pokrývá oblast o poloměru 10 km. Ve vnější části observatoře až do vzdálenosti 175 km od centra se zatím nachází dalších 30 antén, ale rozměry observatoře se mohou v budoucnu zvětšovat i do zahraničí. Díky důmyslnému softwaru lze antény sfázovat do určitého směru, anebo mohou pracovat jako všesměrové. Jak uvedli D. Salter aj., má být úhlové rozlišení (1″) i citlivost soustavy LOFAR možná až tisíckrát vyšší v porovnání s dosavadními systémy. Aparatura má být v úplném provozu od r. 2007. Pokroky v elektronickém přenosu velkých objemů dat umožnily též podstatně zjednodušit funkci rádiových interferometrů na dlouhých základnách eVLBI. Od r. 2004 jsou takto propojeny antény v portorickém Arecibu, britské Cambridgi, holandském Westerborku a polské Toruni.

8. 4. Astronomické umělé družice

20. dubna 2004 byla po mnoha odkladech vypuštěna družice Gravity Probe B o hmotnosti přes 3 t, jejíž koncepce byla navržena již r. 1959 a jejíž cenová visačka je vpravdě astronomická – 700 mil. dolarů. Jejím úkolem je ověřit dva efekty obecné teorie relativity (Lenseovo-Thirringovo strhávání souřadnicové soustavy o 0,04″/r a de Sitterovu geodetickou precesi – 6,6″/r) s přesností o řád lepší, než to dokázaly předešlé experimenty. Jádrem přístroje je přesně vybroušená kulička z taveného křemíku zvící pingpongového míčku a potažená niobem. Její poloměr se v žádném směru neodchyluje od ideální koule o více než 8 nm. Kulička rotuje rychlostí 10 tis. obrátek/min ve vakuu v dutině uvnitř družice chlazené na teplotu pouhých 1,8 K. Z toho důvodu je na palubě 24 hektolitrů (!) kapalného helia. Družice byla vynesena na kruhovou polární dráhu o poloměru 640 km, na níž by měla měřit alespoň 18 měsíců. Poloha družice bude díky soustavě družic GPS známa s přesností na pouhých 10 mm. Družice je pointována na hvězdu IM Peg a přesnost úhlových měření pomocí speciálních magnetometrů dosahuje 0,1 obl. milivteřin.

Koncem listopadu 2004 odstartovala družice Swift, jejímž hlavním úkolem je rychlá lokalizace zábleskových zdrojů záření gama s cílem umožnit tak jejich následné rentgenové a optické sledování. Podle N. Gehrelse aj. a E. Fenimoreho aj. se družice v ceně 250 mil. dolarů o hmotnosti 1,5 t pohybuje po kruhové dráze ve výšce 600 km. Je vybavena velmi citlivým detektorem měkkého záření gama GBT (15 ÷ 150 keV), který díky kódované masce dokáže během 15 s určit polohu GRB s přesností na 4′. To pak umožní natočit daným směrem rentgenový teleskop XRT pro pásmo 0,2 ÷ 10 keV se zorným polem 23′, jenž hbitě během 1 min určí polohu rentgenového protějšku s přesností na 5″. To zase stačí dalekohledu UVOT pro pásmo 170 ÷ 650 nm se zorným polem 17′, aby během 2 min. našel optický protějšek a určil jeho polohu na 0,3″; tyto údaje se ihned přenášejí na Zemi a posílají internetem na cca 40 robotických teleskopů, které jsou připraveny k pozorování během několika desítek sekund a mohou tak poskytovat vodítko pro spektrografy velkých teleskopů s cílem určit červený posuv ve spektrech optických protějšků nebo dosvitů. Očekávaná životnost družice Swift se odhaduje na 8 roků a ročně je schopna najít polohy zhruba pro 100 GRB. Pro srovnání uveďme, že předešlá družice HETE-2 dokázala za 4 roky provozu spatřit přes 400 GRB, ale dobré polohy získává (podstatně pomaleji) jen pro 25 GRB ročně.

V dubnu 2004 ukončila ultrafialová družice GALEX první rok měření na oběžné dráze. Za tu dobu stihla vykonat přehlídku blízkých galaxií v ultrafialovém pásmu a zaznamenat desítky milionů zdrojů včetně galaxií, kvasarů a bílých trpaslíků. V červnu 2004 oslavila družice FUSE pro daleký ultrafialový obor spektra páté výročí činnosti na oběžné dráze. Za tu dobu získala na 29 tis. spekter 2 tis. astronomických objektů. Patrně nejvýznamnějším objevem této družice bylo odhalení existence hala horkého plynu kolem naší Galaxie a dále určení relativního zastoupení deuteria v Galaxii 23.10-6. Bohužel budoucnost ultrafialové astronomie je chmurná; po r. 2008 nebude na oběžné dráze ani jeden fungující přístroj, pokud se nepodaří umístit na HST spektrograf COS.

Koncem července 2004 skončila svou činnost submilimetrová družice SWAS, která byla vypuštěna v prosinci 1998 a pracovala jako spektrometr pasivně chlazený na 175 K v pásmu 487 ÷ 557 GHz. Podle V. Tollse aj. odhalila během své životnosti na 200 astronomických objektů a přispěla tak k prohloubení našich znalostí o chemii interstelárního prostředí, neboť sledovala čáry a pásy O, C, H2O a CO.

8. 5. Kosmické sondy

V lednu 2004 na Marsu úspěšně přistála americká vozítka Spirit a Opportunity, která od té doby doslova chrlí pozoruhodné záběry na Zemi, neboť jejich plánovaná životnost čtvrt roku byla už mnohonásobně překročena. Panoramatické snímky Marsu na internetu měly dokonce po několik týdnů větší návštěvnost než pornografické stránky. V březnu 2004 odstartovala evropská kometární sonda Rosetta, která pomocí trojnásobného využití gravitačního praku u Země v letech 2005, 2007 a 2009 a v r. 2007 také u Marsu dospěje v srpnu r. 2014 ke svému cíli – periodické kometě 67P Čurjumov-Gerasimenko. Tam se usadí na oběžné dráze kolem jádra komety a vyšle na jádro přistávací modul Philae.

Počátkem července 2004 dospěla k Saturnu po sedmiletém letu velká kosmická sonda Cassini o hmotnosti 5,6 t v ceně 3,3 mld. dolarů – společný projekt NASA, ESA a italské kosmické agentury. Na své palubě nesla také evropský sestupný modul Huygens, jenž počátkem r. 2005 měkce přistál na Saturnově družici Titanu. Plánovaná životnost Cassini na oběžné dráze u Saturnu jsou 4 roky, tj. 74 oběhů kolem planety.

Na začátku srpna 2004 odstartovala pomocí rakety Delta americká kosmická sonda MESSENGER v hodnotě bezmála 430 mil. dolarů, která směruje k Merkuru pomocí tří prakových manévrů (u Země v srpnu 2005; u Venuše v říjnu 2006 a v červnu 2007). Kolem Merkuru bude prolétat v lednu a říjnu 2008 a v září 2009, aby se konečně v březnu 2011 u něho usadila na oběžné dráze. Americká sonda Genesis v hodnotě 264 mil. dolarů sbírala po 29 měsíců až do dubna 2004 vzorky (celkem 0,4 mg) slunečního větru v Lagrangeově bodě L1. Počátkem září 2004 vstoupila schránka o hmotnosti 205 kg rychlostí 10,7 km/s do zemské atmosféry a měla být nad Utahem zachycena vrtulníkem. Při průletu zemskou atmosférou se jí však vinou obráceně namontovaných spínačů neotevřel padák, takže kolem kaskadérů ve vrtulnících, kteří ji měli zachytit ve vzduchu, prosvištěla vysokou rychlostí a zaryla se do země rychlostí 85 m/s. V polovině listopadu 2004 se usadila u Měsíce evropská sonda SMART-1, která využila pro třináctiměsíční let k Měsíci iontový motor. Týž motor lze využít i pro lety automatických sond k Marsu nebo k Merkuru.

Známý americký odborník J. van Allen rozvířil znovu debatu o tom, mají-li se podporovat pilotované kosmické lety. Tvrdí, že přínos těchto letů pro vědu i praktické aplikace není dostatečný, že pro výzkum kosmu jsou daleko nejvhodnější bezpilotní prostředky, jak ukazuje výčet jejich ohromujících výsledků v posledních cca 40 letech. Jeho názory podpořili také D. Kennedy a B. Hanson, kteří žádají, aby vědci v tomto směru jasně vyslovili svůj názor na přednosti robotických projektů v kosmonautice. Naproti tomu astronaut a geolog H. Schmitt tvrdí, že nic nenahradí lidský mozek, který má kapacitu jako programovatelný superpočítač a spíše než robot tak objeví nečekané jevy.

V NASA počítají na základě kosmické iniciativy presidenta G. Bushe s pilotovanými lety na Měsíc a na Mars, což dle střízlivého odhadu bude znamenat do r. 2020 vydání asi 127 mld. dolarů jen pro let na Měsíc. Přitom roční rozpočet NASA se pohybuje kolem 15,5 ÷ 16,5 mld. dolarů, takže zmíněná koncentrace na pilotované lety silně podvazuje finance i kapacity pro rozvoj bezpilotní kosmonautiky, na kterou naopak sází – zatím stále úspěšněji – především evropská agentura ESA. Jako na zavolanou tak přichází studie B. Laubschera a B. Edwardse o možnostech kosmického výtahu, který by dokázal vytáhnout družice na oběžnou dráhu a případně stáhnout nefunkční družice k opravám na Zemi, což by velmi podstatně zlevnilo náklady na starty a přistávání družic.

8. 6. Netradiční přístrojové metody

V prosinci 2003 byla v Namibii na vysočině Khomas dokončena stavba soustavy 4 teleskopů HESS pro sledování fotonů záření gama s energiemi 100 GeV až 10 TeV pomocí spršek Čerenkovova záření vznikajících při jejich interakci se zemskou atmosférou. Každý teleskop tvořený skládanými zrcadly o výsledném průměru 13 m má sběrnou plochu 107 m2 a zorné pole o průměru 5°. V jeho ohnisku se nalézá 960 fotonásobičů. Teleskopy jsou umístěny ve vrcholech čtverce o straně 120 m a mohou zaměřit polohy zdrojů záření gama s přesností několika obl. minut.Smithsonova astrofyzikální observatoř přesouvá kvůli protestům tamějších Indiánů z Mt. Hopkinse na Kitt Peak v Arizoně čtveřici dalekohledů VERITAS o průměru složených zrcadel 12 m, která budou sloužit k detekci Čerenkovova záření vznikajícího v zemské atmosféře při průletu fotonů záření gama o energiích 50 GeV – 50 TeV. Aparatura v hodnotě přes 13 mil. dolarů bude mít podstatně lepší parametry než všechna dosavadní zařízení pracující v této exotické oblasti energetického spektra fotonů.

8. 7. Astronomické přehlídky, katalogy a astrometrie

M. Kilic aj. studovali vlastní pohyby hvězd porovnáním snímků HDF HST a snímků projektu GOODS po 7 letech. Zjistili, že dva slabé modré objekty mají vlastní pohyb až 0,015″/r, takže jde o bílé trpaslíky v galaktickém disku ve vzdálenostech zhruba 0,5 kpc od nás. Naproti tomu ostatní slabé modré objekty objevené HST vlastní pohyb nevykazují, takže jde o aktivní jádra galaxií ve vzdáleném vesmíru, a nikoliv o bílé trpaslíky v halu Galaxie, jak se domnívali původní objevitelé.

B. Mobasher a N. Scoville popsali přehlídku COSMOS, uskutečňovanou pomocí kamery ACS HST ve filtru 814 nm na ploše 2° čtverečních s mezní hvězdnou velikostí 26,5 mag. Přehlídka má za cíl zobrazit 2 mil. objektů s červenými posuvy z v rozmezí 0,5 ÷ 3,0 a takto najít vývojové efekty v morfologii galaxií. H. Jones aj. a W. Saunders aj. uvedli první výsledky australské přehlídky 6dF, která zabírá osmkrát větší plochu (přes 17 tis. čtv. stupňů), než již hotová přehlídka 2dF a dvakrát větší plochu než přehlídka SDSS. V rámci přehlídky budou do r. 2005 změřeny červené posuvy 150 tis. galaxií a pro 10 % z nich budou stanoveny i jejich hmotnosti.

Jak uvádějí P. Padovani aj., pozorování v rámci první čtvrtiny přehlídky SDSS zabírají celou tisícovku disků DVD. Pouhé zkopírování tohoto množství dat zabere při rychlosti 1 MB/s plné dva měsíce. Velmi brzo budou astronomické údaje přibývat tempem 1 TB/noc, a tak vzniká složitý problém, jak s těmi daty zacházet, aby se vůbec dala zpracovat v rozumném čase. V americkém Ústavu pro kosmický teleskop probíhá digitalizace proslulého fotografického Palomarského atlasu II. Celkem se jedná o snímky bezmála 900 polí o průměru 6,5° na sever od -30° deklinace ve filtrech centrovaných na 480, 650 a 850 nm. Mezní hvězdná velikost snímků se pohybuje mezi 20 ÷ 21 mag a celkový rozsah souboru dat dosáhne 3 TB. C. Barbieri aj. zahájili v r. 2002 digitalizaci astronomických snímků pořízených na vatikánské a italských observatořích. Jde o jedinečný soubor 66 tis. fotografií a 27 tis. spekter z let 1894–1998.

Za poslední dvě tisíciletí vzrostla úhlová přesnost astronomických měření z 10′ v Ptolemaiově katalogu na 0,001″ v katalogu HIPPARCOS. B. Schaefer usoudil na základě souřadnic ve starobylém Farneseově atlasu, že Ptolemaiův katalog vznikl v poslední čtvrtině 2. stol. př. n. l. Katalog vzdáleností hvězd měřených družicí HIPPARCOS ovšem přišel na 300 mil. dolarů, a o takové částce se jistě Ptolemaiovi ani nesnilo.

9. Astronomie a společnost

9. 1. Úmrtí a výročí

V roce 2004 zemřeli významní světoví astronomové: V. Bronšten (*1918; meteory, Astr. věstnik), T. Gold (*1920; stacionární vesmír; pulzary), J. Matteiová (*1943; AAVSO), J. Oke (*1928; Palomar, hvězdy a galaxie, spektrografy), V. Moroz (*1931; planety, kosmonautika), W. Strohmeier (*1913; proměnné hvězdy, Bamberg), J. Westphal (*1930; kamery CCD) a F. Whipple (*1906; komety).

Naše řady opustili: F. Kozelský (*1913; přístroje, čestný člen ČAS), L. Valach (*1933; SÚH, Kozmos) a J. Zajíc (*1910; hvězdárna Vlašim).

9. 2. Ceny a vyznamenání

Významná uznání ve světě získali tito badatelé: J. Adouze (UNESCO: Kalinga), T. Berners-Lee (Millenium Technology; www), S. Brin & L. Page (Marconi; Google) G. Ellis (Templeton), R. Giacconi (Astronomische Gesselschaft: Schwarzschildova medaile), A. Guth & A. Linde (Gruber), M. Longair (členství v Roy. Soc.), A. McDonald (Herzberg), J. Ostriker (Zlatá medaile RAS), M. Rees (Russell, Faraday) a A. Rükl (Astronomische Gesselschaft: B. Bürgel) a dále u nás Z. Ceplecha (Nušlova cena ČAS), L. Kohoutek (Česká hlava, Patria), P. Pravec (prémie O. Wichterle), A. Rükl (Littera Astronomica a čestný člen ČAS) a Jana Tichá (Kvízova cena ČAS).

Již počtrnácté se na Harvardově univerzitě udělovaly koncem září 2004 čím dál tím populárnější ceny Ignáce Nobela (www.improb.com/ig/) za „výzkumy, kterým se nejprve posmíváme, ale pak se nad nimi můžeme i zamyslet“. Cenu za fyziku obdržel autor práce o dynamice tance hula-hop (co musíte dělat, aby vám obruč kolem pasu nespadla na zem), kdežto cenu za biologii získala práce o úloze nadýmání při komunikaci sleďů. Cenu za medicínu obdrželi dva autoři, kteří studovali vliv country music na sebevražednost, a cenu za mír obdržel vynálezce karaoke. Cenu za literaturu dostal spisovatel, který dokázal vyjádřit podstatu dědičnosti pouhými sedmi slovy: „Dědičnost znamená: neobviňujte sebe, ale své rodiče.“

9. 3. Astronomické konference, časopisy, instituce a společnosti

Česká astronomická společnost (ČAS) uspořádala na přelomu března a dubna 2004 v Litomyšli mezinárodní konferenci o dvojhvězdách k nedožitým 90. narozeninám prof. Zdeňka Kopala. Odborné části se účastnila řada významných světových odborníků ve výzkumu dvojhvězd včetně několika Kopalových žáků. O díle prof. Kopala proběhl též souhrnný seminář pro širší veřejnost a v závěru týdne byla na místě Kopalova rodného domu odhalena plastika M. Karla a F. Diaze „Těsná dvojhvězda“. Při té příležitosti proběhl v Litomyšli též 16. sjezd ČAS, na němž byla novou předsedkyní ČAS zvolena RNDr. Eva Marková, ředitelka Hvězdárny v Úpici. V září 2004 se konala v Praze první společná konference ČAS a německé Astronomische Gesselschaft pod názvem „Od kosmologických struktur k Mléčné dráze“ za účasti asi 200 odborníků z 10 států.

Neuvěřitelným rozhodnutím bratislavského magistrátu byl v březnu 2004 zrušen bez náhrady Astronomický úsek PKO, zřízený v r. 1958, který téměř po půlstoletí suploval díky svým nadšeným zaměstnancům a spolupracovníkům v Bratislavě dodnes neexistující lidovou hvězdárnu a planetárium. Bratislava se tak stala nezáviděníhodnou raritou mezi evropskými hlavními městy.

V Evropě jsme na podzim 2004 slavili půlstoletí Evropského centra pro výzkum částic, známého pod francouzskou zkratkou CERN. Laboratoř CERN založilo 12 evropských států na základě mezivládní dohody. Dodnes se tento počet rozšířil na 20, včetně Česka a Slovenska. CERN se stal významným modelem pro plodnou mezinárodní spolupráci a v nejbližší budoucnosti se díky novému urychlovači LHC stane nejvýznamnějším světovým pracovištěm pro studium částicové struktury hmoty s velmi úzkou návazností na astrofyzikální problémy, zejména pokud jde o první minuty po velkém třesku.

V Batavii ve státě Illinois bylo při známé laboratoři Fermilab zřízeno nové Centrum pro částicovou astrofyziku, jehož prvním ředitelem se stal E. Kolb. Centrum se mj. věnuje projektům SDSS a Pierre Auger Observatory. Smithsonovo centrum pro astrofyziku na Harvardově univerzitě má po dvacetiletém působení I. Shapira nového šéfa, jímž se stal C. Alcock. Roční rozpočet tohoto prestižního ústavu činí 110 mil. dolarů ročně, což jsou přibližně 3/5 rozpočtu celé Akademie věd ČR...

G. Eichhorn připomněl, že r. 1992 začala NASA ve spolupráci se Smithsonovou observatoří shromažďovat bibliografické údaje o vědeckých astronomických publikacích v systému Astrophysics Data System. Její čím dál rozsáhlejší databáze je veřejně přístupná na adrese: ads.harvard.edu . V r. 2004 bylo v databázi 30 mil. bibliografických položek, z toho 340 tis. s celým textem a ve více než 2 mil. případů lze stáhnout alespoň abstrakt. Databázi navštíví každý měsíc na 100 tis. uživatelů z celého světa. Známý americký časopis The Astronomical Journal má od počátku r. 2005 nového šéfredaktora Johna Gallaghera III, jenž vystřídal Paula Hodgeho. Cirkuláře Mezinárodní astronomické unie (IAUC) přestaly být volně dostupné na internetu, protože příjmy za předplatné klesly za posledních pět let o čtvrtinu. Místo toho se zavádí zaheslovaný internetový vstup pro ty instituce, které si předplácejí tištěnou verzi cirkulářů.

Americký vědecký týdeník Science uveřejnil seznam deseti nejprestižnějších univerzit na světě v tomto pořadí: Harvardova u., Stanfordova u., Caltech, Kalifornská u. v Berkeley, Cambridgeská u. (UK), MIT, Princeton u., Yale u., Oxford (UK) a Kolumbijská u. V seznamu špičkových 50 univerzit na světě je 35 z USA a 10 z Evropy. Naprosto neuvěřitelné tempo rozvoje vědeckého výzkumu však nasadila Čína, když počet původních publikací zvýšila za posledních 22 roků dvacetkrát. Také země Latinské Ameriky se začínají ve vědě prosazovat, když za posledních 13 roků stoupla jejich souhrnná vědecká produkce třikrát, a to zejména v Mexiku, Brazílii, Argentině a Chile. Naproti tomu země býv. východního bloku v Evropě v této soutěži ztrácejí – od r. 1989 se zde vědecká produkce snížila o pětinu!

9. 4. Letem (nejen) astronomickým světem

R. Bishop a D. Lane zkoumali schopnosti lidského oka při tzv. skotoskopickém vidění, typickém pro astronomická pozorování. Čtyři pozorovatelé ve věku 38 až 62 roků pozorovali při periferním vidění pomocí 0,6m reflektoru v ideálních podmínkách na vrcholu sopky Mauna Kea jednak slabé hvězdy, jednak spirální mlhoviny a siluetu temné skvrny v jasné emisní mlhovině. Ukázalo se, že lidské oko má, byť omezenou, integrační schopnost zejména pro bodové svítící zdroje, protože dokáže integrovat fotony po dobu 0,9 s. Pro temnou siluetu činí integrační čas 0,6 s a pro plošný zdroj 0,3 s. V těchto krátkých integračních časech lidské oko předčí i moderní matice CCD!

D. Anderson upozornil na fantastické možnosti sdíleného počítání prostřednictvím osobních počítačů v soukromých rukou. Průkopníkem v tomto směru se stal astronomický projekt SETI@Home, kdy více než milion osobních počítačů hledalo pomocí softwaru, vytvořeného na Univerzitě v Berkeley, příznaky umělých signálů v obsáhlých datech z radioteleskopu v Arecibu. Jelikož na světě bude kolem r. 2015 v provozu asi miliarda osobních počítačů, skýtá to velkolepé možnosti pro zvýšení výpočetního výkonu na úroveň 100 Tflop (dosud nejvýkonnější superpočítače dosahují výkonu 35 Tflop, ale za jejich použití se platí velké peníze). Lze tak například hledat obrovská prvočísla nebo nové kombinace pro léky či simulovat vývoj počasí atd.

R. Pallavicini a S. Randich sestavili seznam dosud nerozřešených hlavních otázek hvězdné astronomie:

  1. Zastoupení lehkých prvků ve vesmíru
  2. Nalezení hvězd populace III
  3. Zastoupení hvězdných populací v Galaxii/li>
  4. Spektra hvězd v Místní soustavě galaxií
  5. Zastoupení Li a Be a jejich mísení uvnitř hvězd
  6. Spektra hvězd nejmenších hmotností a hnědých trpaslíků
  7. Hvězdné oscilace; asteroseizmologie
  8. Magnetická aktivita hvězd a Dopplerovo zobrazování jejich povrchu.

10. Závěr

Ostřílení astronomové jsou přirozeně zvyklí na to, že navzdory neuvěřitelným úspěchům přírodních věd obecně a astronomie zvlášť vydávají mnozí jinak zcela ctihodní spoluobčané nemalé částky za konzultace s astrology o svém (ale i cizím) osudu. Přesto však by mne nikdy nenapadlo, že 5 % dospělých Američanů věří podle současných průzkumů tomu, že Spojené státy nikdy nevyslaly své astronauty na Měsíc, tj. že celý projekt Apollo byl kolosální podvod, nafilmovaný v Holywoodu. Podle sociologů je to však údajně normální v každé lidské pospolitosti. Vymyslete si jakoukoliv pitomost, vhodně ji mediálně nafoukněte – a 5 % populace vám uvěří a bude se do krve hádat s ostatními, že máte pravdu.

V závěru bych proto rád ocitoval rady pro vědecké pracovníky, které ve vánočním čísle v r. 2004 uveřejnil prestižní britský vědecký týdeník Nature:

  1. Nezapomeň chodit studovat do knihoven. Google to nenahradí.
  2. Komunikuj s novináři, přednášej pro veřejnost, ale bez prezentací v Power Pointu.
  3. Bojuj proti pověrám a předsudkům laické veřejnosti.
  4. Posílej do Nature práce, které mohou zajímat i odborníky z jiných specializací. Čti pořádně korektury.
  5. Nedělej ze svých doktorandů otroky na sběr a zpracování dat. Dávej přednost jejich kariéře před svou vlastní./li>

A úplně nakonec ještě výstižný citát spisovatele a dramatika Henrika Ibsena (1828–1906), který se jistě hodí i na fakta obsažená v právě končících astronomických žních: „Normální pravdy žijí zpravidla sedmnáct, osmnáct, maximálně dvacet let; jenom zřídka déle.“