:: ÚVOD
   :: IBT
   :: IAN 1-50
   :: IAN 50-226
   :: IAN 227-500
   :: RÁDIO
   :: PŘEKVAPENÍ
   :: BÍLÝ TRPASLÍK
   :: ASTRONOMICKÝ FESTIVAL
   :: BRNĚNSKÝ FOTOVÍKEND
   :: SOFTWARE

Mozilla Firebird - WWW BROWSER

Macromedia Flash - Vektorová grafika

Adobe Acrobat Reader - Prohlížee PDF souboru

 

317. vydání (19.2.2001 )

SOHO (ESA/NASA) Už jsem vám říkal, jak jsem objevil novou kometu? Ne? To bylo tak… Minulý týden v pondělí jsem se ráno opět dovrávoral do práce a zaměřil se na mé nejoblíbenější panoráma -- patnáctipalcový monitor obstarožního počítače. Tedy nejoblíbenější… No, v posledních letech určitě nejčastější objekt, který se objevuje v mém osobním zorném poli. Jako pokaždé jsem projel standardní webovské adresy, ze kterých čerpám aktuální informace z astronomie a kosmonautiky. Jelikož to explorerovské liště beru zprava doleva, pokaždé se nejdříve dívám na stránky kosmického počasí, tedy především dění na povrchu a v těsném okolí našeho Slunce. No a právě tady jsem se dozvěděl o dalším z řady výtrysků koronární hmoty, jenž mířil zhruba směrem k Zemi a sliboval jak poruchy umělých družic, tak i barevná představení polárních září.
Proto jsem si také na monitor vytáhl animaci celé události. Postupně se rozvíjející uzlíky horké plazmy, které se rychle vzdalují od Slunce, mne stále ještě nepřestaly fascinovat. Když jsem tak celou událost sledoval, všiml jsem si u levého okraje "hvězdičky", která se pohybovala výrazně rychleji než všechny ostatní. Videozáznam jsem si několikrát přehrál a došel k názoru, že to rozhodně nemůže být náhoda! Žádné náhodně kumulované chyby či šálení mého vetchého zraku. Ale skutečnost. Černé na bílém, tedy bílé na modrém -- jak jsme u snímku z koronografů SOHO zvyklí -- pohyboval se zde neznámý objekt! (Ostatně, zkuste si ho na přiložené animaci sami nalézt.)
Už jsem chtěl nervózně klepat do klávesnice e-mail adresovaný na kleťskou observatoř s prosbou o ověření mého objevu, když v tom na dveře naší kanceláře zaklepal Zdeněk Pokorný: "Jdeme na oběd, ne?" Tak, a teď si vyberte. Potenciální objev neznámého tělesa nebo plný žaludek? Babo raď.
No, ještě než jsem si vybral ten oběd, přizval jsem Zdeňka Pokorného k monitoru a konzultoval s ním svůj "objev". "A není náhodou teď nějak v konjunkci se Sluncem Merkur?" Řekl po chvíli. Ano, byl. Ano, ta hvězdička, která se tak tajemně pohybovala oblohou a která mi notně zvýšila adrenalin v krvi byl Merkur... Doufám.
Na podobný "objev" jsem narazil už několikrát. I když to zatím nikdy nevyšlo, vždy těch pár okamžiků mrazivého vzrušení stálo za to. A navíc, ten oběd docela ušel.

Jiří Dušek

 

 

 

Poprava stanice se odkládá

Ačkoliv průzkumy veřejného mínění v Rusku dokládají, že většina Rusů by si přála orbitální komplex Mir ještě v provozu zachovat, a ačkoliv komunističtí poslanci v Dumě halasně protestují a na tento týden chystají speciální schůzování, poprava Miru je prakticky již neodvratná.

 Poprvé se sice o ní oficiálně uvažovalo již v květnu 1998 a poté ještě několikrát -- a vždy byla její existence znovu prodloužena, avšak nyní už návrat na pracovní dráhu ve výšce kolem 380 kilometrů nepřipadá v úvahu.

Ovšem odborníci si vyhrazují právo na výběr vhodného dne D tak, aby celá akce proběhla co nejlépe. A proto se nyní uvažuje o intervalu mezi 14. a 18. březnem místo původního 6., později 8. března. Důvodem jsou prognózy stavu zemské atmosféry, především hustoty jejích vysokých vrstev. A parametry atmosféry závisí především sluneční aktivitě, která by podle všeho měla dosáhnout maxima právě teď, v únoru a v březnu.

Střední výška dráhy nad povrchem Země se nyní snižuje stále rychleji a rychleji. Ještě koncem ledna to bylo asi 500-600 metrů/den, počátkem února již 900 m/d. 15. února se stanice nacházela ve výšce 280 kilometrů a denně klesala o 1100 metrů.

Šestého až osmého března by tak mohla dosáhnout hranice 240 kilometrů, pod níž se již nachází "riziková oblast". V té době bude nutno definitivně stanovit harmonogram závěrečné fáze likvidace komplexu. Rusové odhadují její úspěšnost (tj. že nedojde k žádným materiálním ani lidským ztrátám) na 97-98 procent.

Podle ředitele letu V. Solovjova je komplex v dobrém technickém stavu a kontrola systémů řízení, centrálního palubního počítače i možností správné orientace v prostoru nezjistila žádné anomálie. Uvnitř hermetizovaných modulů je udržována normální atmosférický tlak a teplota +23 stupňů Celsia. Kdykoliv může být vydán pokyn ke startu záchranné posádky "opravářů", avšak v současnosti k tomu není sebemenší důvod.

Zatím se předpokládá, že tři dny před koncem Miru se uskuteční zážehy hlavního motoru lodi Progress, kterými se komplex zbrzdí asi o 28 m/s, což povede k výraznému snížení výšky. V den D se motor Progressu zapojí naposledy, během 13 minut sníží rychlost ještě o 17 m/s a stanice se začne nořit do nejhustších vrstev atmosféry. Nad Ruskem její vysílač zřejmě oněmí, poté proletí nad Asií, Austrálií a Novým Zélandem. Ve výšce kolem 80 kilometrů se nejprve odtrhnou panely slunečních baterií a pak se hořící komplex rozpadne na stovky větších či menších částí.

Cílové místo dopadu je 45 stupňů jižní šířky a 140 stupňů západní délky v Tichém oceánu, ale kovové trosky zasypou rychlostí několika set kilometrů za hodinu pruh široký asi 200 kilometrů a dlouhý 5500 kilometrů. Ze stanice o hmotnosti, uváděné řídicím střediskem na 137 tun, dopadne do vln oceánu podle posledních odhadů nejméně 12 tun ohořelých zbytků (podle předchozích až 30 tun), některé o metrových rozměrech a hmotnosti kolem tři čtvrtě tuny.

Poznamenejme, že při zániku Skylabu bylo v Austrálii nalezeno asi 300 kusů, z nichž dva největší měly hmotnost celkem 1750 kilogramů. Podle ředitele ruské kosmické agentury Rosaviakosmos Jurije Koptěva je však nebezpečí, že některý ze zbytků stanice Mir dopadne na pevninu "zanedbatelně malé".

Od 23. února má fungovat "horká linka" mezi odborníky z Ruska, Spojených států (USAF) a ESA, pro výměnu dat, informací a zejména výsledků celosvětové pozorovací kampaně, sloužící k operativnímu stanovení skutečných parametrů dráhy.

Jak oznámila rozhlasová stanice "Echo Moskvy", v den D odstartuje letecký speciál s pasažéry, kteří zaplatí kolem 6500 dolarů za to, aby ze vzdálenosti asi 300 kilometrů jižně od předpokládaného místa dopadu mohli v iluminátoru pozorovat poslední minuty zániku stanice. Expedici organizuje soukromá společnost Mir Reentry Co. z iniciativy ředitele Spacehab Inc. Ricka Citrona. Na palubě letounu budou mj. S. Avdějev, Vl. Titov, J. Kondakovová, S. Zaljetin, jeden z konstruktérů stanice L. Gorškov a žurnalista J. Karaš, který se na přelomu 80. a 90. let připravoval k letu do vesmíru.

Od nás budeme moci pozorovat Mir od 24. února vždy večer -- nejlépe mezi 27. únorem a 7. březnem. 8. března se ještě jednou mihne nad jihozápadem, ale další tři dny už budou průlety velmi nízko.

A protože konce března se Mir zcela určitě nedožije, bude to opravdu naposledy. Volně s Byronem: "Je čas se loučit. A jestli to má být navždy, tak je nutno navždy se rozloučit."

Stanice Mir se již dávno zapsala do historie skvělými poznatky, jejichž získání umožnila. Věřme, že posledním užitečným ponaučením se stane její pohřeb. Vždyť za necelé čtvrt století nás čekají podobné starosti se stanicí ISS.

Marcel Grün
 

V ohnisku: Sluneční skvrny

Jedinečná astronomie! Za hrstkou profesionálních hvězdářů stojí snad nekonečná armáda dobrovolných pozorovatelů denní i noční oblohy, kteří bez nároku na odměnu vypomáhají při studiu podivuhodných zákoutí kypícího vesmíru. Ano, malé hvězdárny, amatérské organizace, nadace i špičkové vědecké ústavy dnes nabízí celou paletu odborných programů zaměřených na studium výjimečných kosmických jevů. Ovšem ... po kterém z nich sáhnout? Který zaručí, že hodiny strávené u dalekohledu nepřijdou vniveč? A vlastně, o jaká pozorování mají zájem samotní profesionálové? Po smysluplnosti současných pozorovacích programů nabízených amatérům pátrá právě tento seriál.

 Pro pozorovatele má naše denní hvězda řadu bezesporných výhod. Za jasného počasí se dobře hledá. Je natolik blízko, že na jejím povrchu můžeme sledovat i relativně malé detaily. Díky zásadnímu vlivu na kosmické počasí, jež ovlivňuje chod drahých umělých družic, je v současnosti "v kurzu" a snadno se na její studium shánějí peníze. Navíc vystupuje jako jakýsi "etalon", vůči kterému se porovnávají všechny ostatní stálice.

Na oblíbenosti Slunce pak určitě přidává také skutečnost, že i astronomové patří mezi obyčejné smrtelníky. Studuje se ve dne, v noci zbývá čas na rodinu, manželku či manžela... Možná právě proto sluneční povrch tak intenzivně sledují i pracovníci řady našich "lidových" hvězdáren (bez urážky).

Nemá smysl diskutovat o tom, zda si Slunce doopravdy zaslouží tak velkou pozornost. Když už ne kvůli ničemu jinému tak proto, že bychom bez něj určitě tady nebyli. Právem je ústřední postavou mnoha náboženství, právem mu národy celého světa věnovaly zlatem ozdobené chrámy, právem ho dnes nepřetržitě pozorujeme nejen z řady pozemských observatoří, ale i z automatických sond na oběžné dráze kolem Země i samotného Slunce.

Důkladný výzkum denní hvězdy nám leccos naznačuje o životě i podstatě vzdálenějších stálic, navíc nás může poučit při napodobování termonukleárních procesů -- v budoucnosti možná jednoho z klíčových zdrojů elektrické energie. Bouřlivé procesy na povrchu Slunce kromě toho značným způsobem ovlivňují stav přístrojů i odvážných astronautů pobývajících na umělých družicích (či v budoucnu na cestě k Měsíci či Marsu) a ve výjimečných případech i dění pod ochranným příkrovem zemské atmosféry. V poslední době se dokonce hovoří o možných změnách tzv. sluneční konstanty, které by vedly k drastickým změnám v energetické rovnováze naší planety.

Je to k nevíře, ale přes veškerý pokrok techniky je stále jedním z důležitých způsobů vyšetřování Slunce pozorování ve viditelném, tzv. bílém světle. Až do poloviny devatenáctého století to byl dokonce způsob jediný.

V tomto pásmu jsou nejviditelnějším projevem aktivity dodnes ne zcela pochopené sluneční skvrny: Galileo Galilei, Christopher Scheiner či páni Fabriciové jako první systematicky zakreslovali sluneční skvrny a odvodili tak rychlost rotace Slunce. Proměny těchto tmavých útvarů donutily astronomy přemýšlet o tom, co to vlastně Slunce je. Amatérský astronom Heinrich Samuel Schwabe v první polovině 19. století zjistil, že jejich počet kolísá zhruba v desetileté periodě (tzv. slunečním cyklu). Jiný amatér, Christopher Carrington díky analýze řady kreseb ukázal, že se během každého cyklu podle jistého pravidla mění jejich typická poloha a zkonstruoval tak známý motýlkový diagram.

Zrod i zánik slunečních skvrn v jedenáctiletém cyklu, stejně jako jejich mnohotvárnost a struktura se dodnes studují v bílém světle. Často prostřednictvím fotografických či CCD záběrů z velkých vakuových observatoří, tu a tam i pomocí obyčejným kreseb tužkou, vedenou zručnějším hvězdářem, který si obraz Slunce promítne na ploché stínítko.

 "FOTOSFEREX vznikl z iniciativy RNDr. Ladislava Křivského, CSc. koncem sedmdesátých let," popisuje známý český projekt zaměřený na jednoduché sledování Slunce doktor František Zloch ze slunečního oddělení Astronomického ústavu Akademie věd ČR. "Doktor Křivský začal vydávat týdenní předpovědi sluneční aktivity. Protože v té době byl akutní nedostatek aktuálních pozorováni sluneční fotosféry, přišel s nápadem použít jako jeden z podkladů pro předpovědi zákresy stavu sluneční fotosféry z hvězdáren a pozorovatelen v tehdejším Československu. Mechanismus fungování vystihoval název této pozorovatelské služby: FOTOSFER ... fotosféra, EX ... zasílání expresní poštou. Šlo tedy o zasíláni buď originálu nebo kopie zákresu sluneční fotosféry do Ondřejova expresní poštou. Kresby byly používány jako podklad pro sestavování týdenních předpovědí sluneční aktivity."

Ano, celý projekt byl postaven na tom, že pracovníci českých a slovenských hvězdáren, stejně jako řada osamocených amatérů pravidelně pomocí běžných dalekohledů kreslili skvrnitou podobu Slunce. Jenom v osmdesátých letech považovalo tuhle iniciativu za "hlavní" odborný program celá řada hvězdáren (souvislost pracovní doby a viditelnosti Slunce náhodná asi nebude).

Pozorovatelé kresby buď ihned nebo až na požádání zasílali do Ondřejova, kde se na základě této dlouhé a pokud možno nepřerušené řady (samozřejmě i s ohledem na další měření) tamní pracovníci pokoušeli předpovídat sluneční aktivitu v nejbližším období (a v případě chybných předpovědí i opravovat používané modely). Jejich prognózy se využívaly na řadě možných i nemožných míst.

Počítačová síť tehdy nebyla, nanejvýš tak archaický dálnopis či fax na některé z privilegovaných pošt, takže šlo bezesporu o zajímavý počin. Jenže dnes? Na Internetu je už skoro všechno, včetně aktuálních záběrů z řady pozemních i kosmických observatoří.

"Dobrovolná pozorovatelská služba Fotosferex doznala postupem času mnoha změn," potvrdil nám doktor Zloch. "Od roku 1990, kdy odešel dr. Křivský do důchodu, převzala vydávání předpovědí aktivity pozorovatelská patrolní skupina v ondřejovském slunečním oddělení. Vlastní ondřejovská pozorování, možnost operativního získávání informaci o sluneční aktivitě pomocí Internetu a kontakty s pozorovateli observatoří u nás i ve světě -- to všechno způsobilo, že se Fotosferex v dnešní době přežil. Na pracovním semináři v roce 1998 bylo dohodnuto, že se zasílání denních pozorování ruší, pozorovatelé jsou srozuměni s tím, že zašlou svá zákresy pouze na požádání."

 Amatérské pozorování povrchu Slunce bychom ale v žádném případě zatracovat neměli. "Vyhodnocené zákresy celého fotosférického disku jsou podkladem pro výpočet definitivních hodnot relativního čísla slunečních skvrn," hodnotí současný přínos dobrovolných pozorovatelů František Zloch. "Zákresy detailů velkých skupin skvrn mohou být doplňujícím materiálem pro sestaveni přehledů vývoje těchto skupin."

"Zákres sluneční fotosféry je i v dnešní době jedním z nejrychlejších způsobů, jak získat přehled o aktuálních polohách a vývojových typech skupin slunečních skvrn. Je nedostižný v zachyceni drobných detailů ve skupinách skvrn. Proto má cenu se touto prací zabývat, solidní a systematická pozorování nacházejí své použití."

Stejně jako v řadě jiných oborů nejsem odborník, ale mám pocit, že jsem zatím na práci, která by obsahovala detailní kresby slunečních skvrn (z pera amatérů i profesionálů) nenarazil. Možná je to nedůvěra profesionálů ke kvalitám toho či onoho kreslíře, možná je to pohodlnost -- fotografie se získává mnohem snáz než desítky minut až několik hodin trvající pečlivá skica u okuláru dalekohledu. Ostatně dnešní CCD technika i fotografie s vysokým rozlišením dokáží pravé divy a mnohdy objektivně zachytí jevy, na které je lidské oko přece jen "krátké".

Možná si ale řeknete: Na druhou stranu jsou zajímavá alespoň pozorování bez dalekohledu -- z historických důvodů. Lidé si přece už dávno všimli, že jinak dokonalou pleť Slunce tu a tam hyzdí drobná skvrnka. Při snaze získat z těchto sporadických záznamů dochovaných v různých kronikách alespoň hrubé informace o sluneční aktivitě, jsou důležitým podkladem právě dnešní pozorování bez dalekohledu. Naznačují totiž, jak často a jak velké bývají skvrny vidět. Tedy když si oslnivý jas denní hvězdy zeslabíme vhodně tlustou vrstvou mraků či zaprášenou atmosférou večer při západu nebo ráno při východu.

Tento pokus -- domnívám se -- ale naráží na jeden faktický problém: na rozdíl od náhodných pozorovatelů dávné minulosti víme, co máme vidět, a navíc to hledáme systematicky. Proto se mi zdají pokusy o navázání starých záznamů na ty soudobé značně diskutabilní. Sběrem a vyhodnocením těchto dat se kromě toho stejně nikdo příliš nezabývá.

Při pohledu kritickým okem lze tudíž říci, že systematické pozorování slunečního povrchu (nikoli jedna či dvě kresby tu a tam dle nálady pozorovatele) svůj význam má. Za prvé didaktický. Jako názorná pomůcka při veřejném pozorování Slunce na běžných hvězdárnách či pro začínající hvězdáře, kteří si mohou sami pro sebe odvodit řadu bezesporu zajímavých vlastností naší mateřské hvězdy. Za druhé: Definitivní hodnoty relativních čísel slunečních skvrn (tedy počet skvrn plus desetinásobek počtu skupin) se stále neurčují z umělých družic, nýbrž z vizuálních pozorování, z nakreslených sluníček.

Lidské oko je prostě v mnoha ohledech stále ještě nepřekonané -- hlavně ve schopnosti vybírat jen ty nejlepší obrazy. A pokud už se do vesmíru nějaká observatoř dostala, pak se většinou nezatěžuje sledováním Slunce ve viditelném světle, ale vybírá si nejrůznější úzce vymezená pásma elektromagnetického spektra, zejména ta, jež jsou ze Země nepozorovatelná.

Pokud se tedy rozhodnete soustavně pozorovat Slunce dalekohledem, nejspíš přispějete jen docela malinkým dílem do záplavy odhadů, ze kterých vychází průměrné relativní číslo pro ten který den v životě denní hvězdy. Odborná amatérská pozorování viditelného povrchu běžně dostupnými dalekohledy totiž dnes neznamenají nic jiného než počítání slunečních skvrn. Jednoduše nakreslit Slunce, udělat jednoduchou statistiku, výsledek poslat do některého z odborných center a stát se anonymní součástí balíku podobných záznamů, na jehož konci je definitivní hodnota relativního čísla pro konkrétní den. Někomu to stačit bude, jinému ne.

resumé:
Systematické pozorování povrchu Slunce bez speciálních pomůcek, tedy projekcí na stínítko za okulárem dalekohledu (event. s filtrem přímý pohled), není z odborného hlediska nic jiného než počítání skvrn, které se stane anonymní součástí průměrného relativního čísla. Tu a tam může detailní kresba větší skupiny také výjimečně doplnit i nějaký vědecký článek. Sledování skvrn (ať už s dalekohledem nebo bez něj) je tak především zajímavých cvičením pro začínající pozorovatele.

PS: Tento seriál nemá v žádném případě někoho urazit či odradit od koukání na nebe. Naopak, považuji tuto zábavu za nesmírně zajímavou a poučnou. Také netvrdím, že mám patent na rozum, a rád si nechám zveřejněné představy vyvrátit. Pokud máte na článek jiný názor, můžete ho prezentovat prostřednictvím "diskuse čtenářů IAN".

Jiří Dušek
Zdroj: Autor děkuji dr. F. Zlochovi a M. Švandovi za pomoc při přípravě tohoto dílu seriálu "V ohnisku".
 

Moje milé obrázky: Mravenec

Na stránce IAN mi poslední dobou chybí několik věcí. Takže jsem se to rozhodl postupně napravit.

 Když jsme s Jiřím připravovali Hvězdářskou antiročenku (tentokrát s podtitulem Astronomie na přelomu tisíciletí), dostali jsme se do mírného sporu. Zatímco Jiří se snažil vybírat články tak, aby byly nadčasové či spíš obecné, já jsem si uvědomil, že nejsem schopný číst dál a dál pořád ty stejně důležité závěry a že si prostě tu a tam potřebuji připomenout, jak je ta astronomie krásná -- krom jiného ovšem. Tak se mi nakonec podařilo prosadit také nějaké nenadčasové povídání o některých pěkných snímcích Vesmíru.

Aby bylo příští rok z čeho vybírat, rozhodl jsem se tu a tam přispět (místo jiných, mnohem méně užitečných či příjemných aktivit, které jsem teď musel vyvíjet) krátkým popisem nějakého pěkného obrázku, který mě zaujme. A jako poslední větu v úvodu volím omluvu Amatérské prohlídce oblohy a Tomáši Rezkovi, že jsem si vypůjčil ze zpravodaje APO -- Bílého trpaslíka víceméně bez dovolení jejich nadpis "Moje milé obrázky". Budiž mi Země lehká...

Mravenec je planetární mlhovina. Mimo jiné samozřejmě... Tento druh objektů trpí podobným neduhem, jako třeba chudák Pluto. I ten je neprávem označován za planetu a protože jsou astronomové velmi konzervativní, asi už nikdo nikdy nenadělá nic ani s Plutem, ani s mlhovinami, o kterých se říká, že patří mezi nejkrásnější.

Na hvězdárnách se tradují pověsti o tom, že za svůj název vděčí planetární mlhoviny tomu, že v dalekohledech připomínají kotoučky planet. Nevím sice, co je na tom pravdy, ale pokud jsem měl tu čest, každá planetární mlhovina byla na můj vkus buď příliš bodová (a podobala se tak hvězdám) nebo zase mlhavá. Každopádně jsou to útvary, které pozorujeme v místech, kde umírá hvězda.

Nebo už umřela, ale i to je dosti vágní pojem. Umřela znamená, že skončila svůj život. Život? No dobrá -- existenci. Budeme-li tedy chtít hovořit, co nejméně tajuplně, měli bychom říct, že se jedná o stadium, do kterého se dostanou hvězdy na sklonku existence. Vnitřní procesy, probíhající jako důsledek jejich vývoje, nakonec donutí hvězdu zbavit se svých povrchových vrstev a obnažit tak cudně ukrývané jádro.

Stejně jako v případě Mravence. Tím je například bílý trpaslík -- malá a horká hvězda, kterou čeká jen postupné chladnutí. (Díváte se na Červeného trpaslíka?). Myslím samozřejmě Mravence na obloze. Proč se jmenuje právě takto, ale nevím. Moje fantazie si do tvarů mlhoviny doplnila úplně něco jiného...

Astronomové jsou každopádně uneseni. Díky planetárním mlhovinám se mohou dívat na různé scénáře vývoje různých hvězd. Tím základním hybatelem veškerých zákonů popisujících hvězdy je hmotnost, kterou dostanou při svém vzniku do vínku. Chceme-li tedy například studovat budoucnost našeho Slunce, můžeme buď počkat několik miliard let, během kterých to bude celkem nuda, nebo se podívat po okolí našeho domova do míst, kde hvězdy Slunci podobné už svoji existenci končí. A pak se možná nebudeme stačit divit...

Co badatele zkoumající podobně krásné obrázky planetárních mlhovin překvapuje, je nápadné i v tomto případě. Mlhovina, kterou podle očekávání utvořila sféricky symetrická (lapidárně řečeno kulatá) hvězda, vůbec sféricky symetrická není.

Nabízí se otázky, jak je to možné. Odpovědi nejsou jednoduché a vyžadují další pozorování. Jedním z možných vysvětlení je kupříkladu podvojnost stálice. Pokud budou v jádru planetární mlhoviny obíhat kolem společného těžiště hvězdy dvě, bude se plyn odnášený od jedné z hvězd chovat jinak, než kdyby zde byla jen složka dvojhvězdy. A pokud se nám nepodaří objevit druhou hvězdu v soustavě, není vše ztraceno. Můžeme se totiž dovolávat přítomnosti magnetického pole, které by mohlo částice opouštějící atmosféru hvězdy usměrňovat a později, když se dá do pohybu celá atmosféra, může i ta "kopírovat" siločáry tohoto pole. Kdo ví...

Ještě jedna věc mě na podobných snímcích fascinuje. Jsou jí barvy, které můžeme jedině díky gigantickým teleskopům a různým filtrům ve vesmíru obdivovat. Vzhledem k tomu, že atmosféry hvězd pozdních spektrálních typů bývají právě v důsledku hvězdného vývoje často znečištěny různými produkty jaderné syntézy, můžeme se tu a tam pokochat zajímavým zabarvením některých částí mlhovin. Použijeme-li vhodný filtr, zvýrazňující jinak jen těžko postřehnutelné zabarvení. Mlhovina se nachází asi devět set parseků od Země směrem, kde leží souhvězdí Pravítka.

Astronomické obrázky jsou podobně krásné, jako například fotografie brouků, nebo různých koutů naší planety. A protože cestování po Zemi si doufáme ještě užiji, cestování po Vesmíru zatím budu provozovat jen díky myší, klávesnici a internetu. A pokud chcete, můžete se zase někdy příště vydat do dalekých zákoutí se mnou.

Rudolf Novák
Zdroj: NASA, ESA and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)
 

Báječné měsíční atlasy online

Pokud zrovna nemáte v kapse přebytečných 400 dolarů a přesto si chcete prohlédnout jedny z nejlepších fotografických atlasů Měsíce, stačí, když se k nim proklikáte. Neváhejte, stojí to za to!

 Sledovat některá měsíční zákoutí opravdu ve velkých detailech není vůbec snadné. Je k tomu zapotřebí velký dalekohled, klidný obraz a v neposlední řadě i vhodné sluneční osvětlení dané oblasti a patřičná dávka štěstí. Co když ale potřebujeme srovnávat vybrané útvary za různého osvětlení najednou? Dokud nebudeme umět na dálku hýbat Měsícem či Sluncem, tak se nám to asi nepodaří, takže si musíme pomoci kvalitním snímkem nebo kresbou.

Jejich pořízení však vyžaduje hodně trpělivosti a probdělých hodin u dalekohledu. Naštěstí ještě existuje jedna možnost, jak přírodní zákony obejít -- měsíční fotografické atlasy. Na trhu jich však není v současné době příliš mnoho a pokud ano, musíte kvůli nim sáhnout hodně hluboko do kapsy.

Pro opravdové fajnšmekry existuje i několik obsáhlých fotografických atlasů staršího data, které vyšly ve velmi omezených nákladech. Bohužel, běžný smrtelník se k nim dostane jen velmi sporadicky. Jedním z takových pokladů je i "Lunar Orbiter Photographic Atlas of the Moon". Jak už napovídá samotný název, podkladem pro toto dílo se staly snímky sond programu Lunar Orbiter, který se rozběhl počátkem šedesátých let a měl za úkol detailně zmapovat přivrácenou i odvrácenou stranu našeho souseda.

Mezi hlavní poslaní programu patřil pochopitelně i výběr vhodných míst pro přistání kosmonautů mise Apollo. David Bowker a Kenrick Hughes z NASA Langley Research Center vybrali nejlepší snímky posledních dvou Orbiterů (IV. a V.) a sestavili z nich 675 listový atlas, mapující přivrácenou i odvrácenou stranu. V roce 1971 bylo toto velmi rozsáhlé dílo publikováno Americkou vládní tiskovou kanceláří jako speciální publikace NASA č. 206. Atlas se tak mohl dostat k poměrně širokému okruhu zájemců za nepříliš vysokou cenu.

Měsíční a planetární institut dlouhou dobu vlastnil jeho přebytečné kopie, které byly postupně rozebírány během vědeckých konferencí o Měsíci. Mezi studenty od té doby kolují jeho mnohonásobné kopie. Dnes je už téměř nemožné tento atlas získat a pokud ano, pak se jeho cena pohubuje kolem 400 USD!

Zájemci o studium měsíčního povrchu se však letos dočkali nečekaného překvapení: "Lunar Orbiter Photographic Atlas of the Moon" se téměř v celém svém rozsahu objevil na Internetu! V jeho online verzi nechybí ani vyhledávání podle útvarů, selenografických souřadnic nebo dokonce podle identifikačního čísla snímku. Dá se říct, že digitální verze tohoto díla je dokonce přehlednější a užitečnější než jeho nákladná papírová verze!

Zásluhou Měsíčního a planetárního institutu se elektronické podoby dočkal i další fantastický "Consolidated Lunar Atlas". Podkladem pro toto dílo se naopak staly snímky z pozemských observatoří. První část obsahuje ty nejlepší záběry z Catalina Observatory (Arizonské univerzita), pořízené pomocí 61palcového dalekohledu. Druhá část zobrazuje nádherné detaily měsíčního úplňku astrometrickým dalekohledem podobných parametrů z U.S. Naval observatory ve Flaggstaffu.

 Autory atlasu jsou Gerard Kuiper, Ewen Whitaker, Robert Strom, John Fountain a Stephen Larson a pod hlavičkou Lunar and Planetary Laboratory a University of Arizona Press vyšel roku 1967. Možná vám některé z fotografií budou připomínat skvělé reprodukce Antonína Rükla z jeho Atlasu Měsíce (Aventinum 1991), protože právě ony se staly pokladem pro mnohé z nich.

I když od poloviny šedesátých let, kdy atlas vznikal, už povrch Měsíce mapovalo mnoho misí (od Orbiterů, přes Apollo až po sondu Clementine z roku 1994), představuje dnes Consolidated Lunar Atlas (dále jen CLA) velmi cenný vědecký materiál. Ukazuje totiž přivrácenou stranu za různých světlených podmínek od svítání po západ Slunce. Zatímco sondy Lunar Orbiter snímaly měsíční povrch v oblastech blízko hranice světla stínu, obrázky z Clementine (digitální atlas z této sondy najdete zde) ukazují Měsíc za strmého osvětlení. V obou případech se jedná o velmi odlišné světelné podmínky, které nám dohromady podávají téměř úplný pohled na jednotlivé měsíční útvary.

Příkladem může být snímek z Lunar Orbiteru IV. (133-H2), který zachycuje zajímavé zákoutí západně od kráteru Copernicus. V CLA je tato oblast přistižena za odlišných světelných podmínek na listu č. D20. Vynikají na něm tři velké lunární dómy (5 mm na originální fotografii, 12 km na skutečném Měsíci). Na snímku z Lunar Orbiteru jsou dva dómy dobře zřetelné, ale třetí je takřka neviditelný. Zdá se nepochopitelné, že tento velký dóm není na snímku z Lunar Orbiteru vidět, ale za všechno může šikmé osvětlení na snímku D20, které je pro rozlišení podobných plochých útvarů nezbytné.

Potrapte tedy své linky a dopřejete si fantastických pohledů na povrch našeho nejbližšího vesmírného tělesa -- byť jen digitální.

Pavel Gabzdyl
Zdroj: Podle materiálů Lunar and Planetary Institute
 

Žeň objevů 1999 -- díl pátý

Galaxie, hvězdokupy, naše Galaxie, Místní soustava galaxií, cizí galaxie, kvasary a aktivní jádra galaxií, gravitační čočky, gravitační mikročočky, kosmologie a fyzika, stavba a vývoj vesmíru, základní kosmologické parametry a problém skryté hmoty, reliktní a kosmické záření, částicová fyzika, relativistická astrofyzika, život ve vesmíru, astronomické přístroje, optická astronomie, optické dalekohledy v kosmu, radiová astronomie, astronomické umělé družice, kosmické sondy, astronomie a společnost, úmrtí, ceny, observatoře a astronomické instituce, letem astronomickým světem.

 5. Galaxie
5.1. Hvězdokupy

Základem pro navazující kosmický žebřík vzdáleností je co nejpřesnější určení vzdálenosti otevřené hvězdokupy Hyády. V. Narayan a A. Gould se nyní pokusili určit paralaxu Hyád za předpokladu, že všichni členové této hvězdokupy mají tutéž prostorovou rychlost. Pak lze využít vlastních pohybů hvězd ve hvězdokupě k odvození paralaxy celé soustavy. Oba autoři zjistili, že metoda dává velmi dobré výsledky právě pro Hyády, ale podstatně horší pro vzdálenější otevřenou hvězdokupu Plejády, což je dáno nesplněním předpokladu o téže prostorové rychlosti.

Y. Lee aj. se zabývali nejbohatší kulovou hvězdokupou naší Galaxie, jíž je soustava omega Centauri o hmotnosti bezmála 4 milióny Mo. Autoři se domnívají, že soustava byla kdysi samostatnou trpasličí galaxií, jež byla naší Galaxii pohlcena. Naše Galaxie podobně jako galaxie M 31 jsou totiž hlavními kanibaly celé Místní soustavy galaxií. G. Piottovi aj. se zdařilo rozlišit pomocí HST jádra kulových hvězdokup NGC 6362 a 6934. Nalezli zde velké množství tzv. modrých loudalů (termín zavedl A. Sandage již roku 1953 pro hvězdy, které jsou navzdory vysoké hmotnosti zřetelně opožděné ve svém vývoji proti méně hmotným hvězdám v dané hvězdokupě) a podle barevných diagramů pro více než 4 resp. 8 tisíc hvězd odvodili stáří hvězdokup v rozmezí 13 -- 16 miliard let. Revize vzdáleností, založená na měření paralax z družice HIPPARCOS, však naznačuje, že uvedené rozmezí stáří bude třeba zmenšit asi o 2 miliardy roků. Podobně R. Rood aj. určovali pomocí snímků z HST stáří kulové hvězdokupy M3, pro níž dostali 12 -- 14 miliard let. Právě v této hvězdokupě Sandage modré loudaly objevil. Podle F. Ferrara aj. obsahuje kulová hvězdokupa M 80 přes 300 modrých loudalů, rovněž nalezených pomocí HST. B. Gibson aj. odhadli z barevných diagramů stáří kulové hvězdokupy 47 Tuc přinejmenším na 14 miliard let.

HST též snímkoval mladé velekupy ve vzdálenosti pouhých 30 pc od centra Galaxie, zvané Arches a Kvintuplet. Jak ukázali D. Figer aj., činí stáří kupy Arches pouze 2 miliony let a její hmotnost více než 104 Mo, s vysokým podílem velmi hmotných hvězd (> 20 Mo). Kupa obsahuje plných 10 % velmi hmotných hvězd z celé Galaxie. Kvintuplet pak má hmotnost 6300 Mo a je asi dvakrát starší než Arches, ale i tak jde o nejhmotnější mladé hvězdokupy v Galaxii. Relativně mladé kulové hvězdokupy o stáří do 160 milionů let odhalili Q. Zhang a S. Fall na snímcích z HST v interagující dvojici galaxií NGC 4038/9 (Tykadla) v souhvězdí Havrana, vzdálené od nás necelých 20 Mpc. U. Fritze-von Alvensleben uvádí, že v soustavě se nachází asi 700 takto mladých kulových hvězdokup, jejichž funkce hmoty se však neliší od starých kulových hvězdokup v témže systému. Přitom mladé hvězdokupy jsou určitě důsledkem vzájemného setkání obou členů tohoto podivuhodného páru.

5.2. Naše Galaxie
M. Jaroszynski ukázal, že přesná měření poloh hvězd, obíhajících kolem supermasivní černé díry v jádře Galaxie, umožňují v principu změřit relativistické stáčení periastra pro hvězdy, které se nalézají méně než 1000 AU od černé díry, jejíž Schwarzchildův poloměr činí 0,025 AU neboli 3,75 milionů km, tj. úhlově asi 3 mikrovteřiny, přičemž ve vzdálenosti galaktického jádra odpovídá 1" lineárnímu rozměru 0,04 pc. Pomocí Keckova interferometru byla již vskutku nalezena hvězda, vzdálená pouze 0,1" od centra, tj. 825 AU. R. Coker a F. Melia odvodili z rozboru vlastních pohybů hvězd v okolí objektu Sgr A* resp. husté hvězdokupy IRS 16, že uvnitř poloměru nanejvýš 0,5 pc se nachází objekt o hmotnosti 2,5.106 Mo, který nabírá hmotu z okolí tempem 1019 kg/s.

Jeho velká hmotnost se též projevuje mimořádně malým vlastním pohybem Sgr A*, jenž nedosahuje ani 20 km/s. Vlastní pohyb zdroje Sgr A* z přesné šestnáctileté radiointerferometrie na frekvenci 4,9 GHz ukázal dle D. Backera a R. Srameka, že zatímco složka pohybu v galaktické šířce dosahuje jen -0,6 mas/r, pohyb v galaktické délce je právě o řád větší, neboť jde fakticky o sekulární paralaxu jádra Galaxie, vznikající oběžným pohybem Země kolem centra soustavy. Tito autoři též určili horní mez pro rozměr kompaktního objektu na pouhých 0,05 pc. Ještě ostřejší horní mez 0,015 pc odvodili E. Quataert aj. Prakticky k témuž závěru dospěli M. Reid aj., kteří měřili po dobu dvou let vlastní pohyb objektu pomocí radiointerferometru VLBA. Ze sekulární paralaxy (5,9 +/- 0,4) mas/r vychází při vzdálenosti centra Galaxie rychlost oběžného pohybu Slunce 220 km/s. Jelikož objekt v jádře vydává méně než 1 promile Eddingtonovy svítivosti, svědčí to opět o existenci supermasivní černé díry v samotném centru Galaxie. I. Nikiforov revidoval vzdálenost centra Galaxie na 8,3 kpc z měření rychlosti rotace plochého subsystému. H. Latvakoski aj. uveřejnili infračervená měření okolí Sgr A* pomocí létající observatoře KAO v pásmech nad 30 microm s úhlovým rozlišením 8,5" a objevili tak minispirálu teplého prachu, obklopující masivní objekt vně trojrozměrného prstence (toru) prachu o vnitřním poloměru 1,6 pc a tloušťce i šířce 0,4 pc.

A. Cole aj. se pokusili realisticky odhadnout hmotnost Galaxie z pohybů hvězd o velmi vysoké rychlosti 420 -- 470 km/s, vztažené k centru Galaxie. Ukázali, že v oblasti o průměru asi 25 kpc se nachází minimálně 2,5.1011 Mo hmoty, a v průměru asi 50 kpc minimálně 3,6.1011 Mo; z toho polovina se nalézá v temném halu Galaxie a 85 % této hmoty je skryto. Vůbec nejrychlejší hvězda v Galaxii W7547 se pohybuje rychlostí 509 km/s, což nasvědčuje tomu, že celková hmotnost naší Galaxie přesahuje půl biliónů Mo. Jde vskutku o spodní meze, jak nasvědčuje studie R. Méndeze aj., založená na rozboru vlastních pohybů 30 tisíc hvězd. Podle těchto autorů se ve vzdálenosti do 50 kpc od centra Galaxie nalézá hmota až 4 biliónů Mo. Podle M. Wilkinsona a N. Evanse se jenom v halu Galaxie nachází asi 2 bilióny Mo, ale tato hodnota je velmi nejistá.

Velkou záhadu představují dle H. van Woerdena aj. a L. Blitze aj. vysokorychlostní plynná mračna v halu Galaxie, objevená poprvé na radiových vlnách před 35 lety. Vektory jejich rychlostí totiž vůbec nesouhlasí se smyslem rotace Galaxie a jejich vzdálenosti od nás jsou velmi nejisté - v rozmezí od 2,5 do 20 kpc. Proto jsou též nejisté jejich hmotnosti v rozmezí od 1 do 30 miliónů Mo a nic nevíme o jejich vzniku a úloze v obří soustavě Mléčné dráhy. G. Carraro aj. odhadli z barevných diagramů pro šest velmi starých otevřených hvězdokup stáří galaktického disku na méně než 10 miliard let, což je zřetelně méně než stáří galaktického hala (12 miliard let). Podle B. Wakkera aj. proudí z hala do disku neustále plyn o velmi nízké metalicitě o řád nižší než sluneční. Tím se neustále rozřeďuje vyšší metalicita hvězd I. populace v disku.

5.3. Místní soustava galaxií
K Místní soustavě řadíme dnes podle S. van den Bergha již 35 galaxií, většinou doslova trpasličích, které se nalézají do 1 Mpc od barycentra soustavy, jež se nachází na spojnici Galaxie a galaxie M 31 ve vzdálenosti 600 kpc od nás. Místní soustava má totiž dvě jádra -- naši Galaxii a galaxii M31 -- vzdálená od sebe 760 kpc. Polovina členů Místní soustavy se nachází v poloměru 0,45 Mpc od barycentra a polovina hmotnosti Místní soustavy dokonce jen v poloměru 0,35 Mpc od barycentra. Slunce se vůči barycentru pohybuje rychlostí 306 km/s. Úhrnná hmotnost soustavy se odhaduje na 2,3 biliónů Mo při poměru hmotnost/svítivost = cca. 44; tj. absolutní hvězdná velikost Místní soustavy dosahuje -22 mag.

V posledních letech vzrůstá zájem odborníků zejména o podrobné studium nejbližších očima viditelných soustav, tj. Velkého a Malého Magellanova mračna (VMM a MMM). Masový výzkum proměnných hvězd pomocí aparatur pro hledání gravitačních mikročoček přináší pozoruhodné výsledky. Ve VMM tak bylo nalezeno na 1800 cefeid, což dle C. Alcocka aj. svědčí o epizodě překotné tvorby hvězd před 115 milióny lety. První epizoda překotné tvorby hvězd se tam však odehrála již před 3 miliardami let. Předmětem sporu však zůstávají vzdálenosti obou Mračen, neboť rozličné metody dávají nesouhlasné výsledky. Podle cefeid je VMM vzdáleno právě 50 kpc (modul 18,48 mag), kdežto MMM 61 kpc (modul 18,94 mag). Jak však uvádějí M. Romaniello aj., z měření vzdálenosti supernovy 1987A vychází vzdálenost VMM 51 kpc; ze souboru polních červených hvězd 52 kpc a ze svítivostí červených obrů dokonce 55 kpc, což se pak v témže poměru týká i vzdálenosti MMM. B. Paczynski však připomíná, že vzdálenost VMM z proměnných typu RR Lyr dává nepříjemně odchylnou hodnotu pouze 44 kpc, takže nejnižší příčky kosmického žebříku vzdáleností jsou stále velmi viklavé.

M. Gómez-Flechoso aj. studovali vůbec nejbližší sousední galaxii - trpasličí soustavu ve Střelci v galaktické šířce -14o, vzdálenou od nás pouze 16 kpc a o poloměru 0,55 kpc. Její svítivost přesahuje 107 Lo a hmotnost 109 Mo. Vinou silné mezihvězdné absorpce byla tato miniaturní galaxie objevena až roku 1994 v infračerveném spektrálním pásmu. Podle autorů však neobsahuje žádnou skrytou hmotu. C. Grillmair studovali na snímcích HST rádiovou galaxii Fornax A (NGC 1316), jenž se vyznačuje prachovými pásy i relativistickými plazmovými výtrysky a téměř určitě před časem pohltila trpasličí galaxie. Jak uvádějí J. Kormendy a R. Bender, galaxie M31 má dvojité svítivé jádro, objevené T. Lauerem aj. již roku 1993, jehož složky jsou od sebe vzdáleny 1,7 pc. Autoři se domnívají, že v centru galaxie se nachází supermasívní černá díra o hmotnosti 30 miliónů Mo, kolem níž obíhá výstředný hmotný disk v oběžné periodě 50 tisíc roků.

5.4. Cizí galaxie
Jak zjistil S. van den Bergh, již ve vzdálenosti 1,4 Mpc od Slunce a 1,7 Mpc od barycentra Místní soustavy se nalézá podobná soustava galaxií, promítající se do souhvězdí Vývěvy a Sextantu. Má poloměr 1,2 Mpc a pohybuje se vůči Místní soustavě rychlostí 114 km/s, takže k ní není gravitačně vázána. W. Burton aj. odvodili při přehlídce rychlostí mračen neutrálního vodíku v naší Galaxii také rychlost vzdalování blízké, leč donedávna skryté, spirální galaxie Cep 1 na 282 km/s. Odtud vyplývá, že tato soustava s velmi nízkou plošnou jasností, nalézající se poblíž jasné spirály NGC 6946, je od nás vzdálena 6 Mpc. Vůbec nejlepší vzdálenost cizí galaxie určili J. Herrnstein aj. pro galaxii NGC 4258, neboť z čar vodního maseru bylo možné určit oběžný pohyb plynu v disku kolem aktivního jádra soustavy, a ten porovnat s měřením vlastních pohybů chuchvalců plynu radiointerferometrií VLBA v letech 1994-97. Tak dospíváme ke geometricky přímo určené vzdálenosti d = (7,2 +/- 0,3) Mpc, což je metoda, která zatím nemá ve světě galaxií obdobu. Jak však uvádí B. Paczynski, vzdálenost téže galaxie pomocí metody cefeid dává hodnotu d = (8,1 +/- 0,4) Mpc, a to poukazuje na systematické přeceňování skutečných vzdáleností pro vzdálenější galaxie, kde se obrazy cefeid nutně slévají s obrazy okolních hvězd. Podle E. Maoze aj. se tak soustavně podceňuje hodnota Hubblovy konstanty asi o 12 %, což by vedlo k obdobnému snížení stáří vesmíru na bezmála nepřijatelné hodnoty.

Pomocí cefeid, rozlišených HST, se podařilo určit moduly vzdáleností pro řadu spirál, vzdálených přes 12 Mpc. Mezi nejvzdálenější z nich patří dle N. Silbermana aj. galaxie NGC 1365 v kupě Fornax, v níž se podařilo najít přes 50 cefeid s periodami od 14 do 60 dnů. Odtud pak vyšla vzdálenost 18,3 Mpc a kosmologický červený posuv z = 0,0055 (1650 km/s). To se výborně shoduje s určením vzdálenosti obří spirální galaxie s příčkou NGC 1365 v téže kupě galaxií, jež podle P. Lindblada činí d = 18,6 Mpc. Podle B. Madora aj. se kupa Fornax hodí pro určování hodnoty Hubblovy konstanty Ho lépe, než kupa v souhvězdí Panny, jelikož její struktura je jednodušší. Z předešlých měření vychází Ho = (72 +/- 12) km/s/Mpc, což dává stáří vesmíru v rozmezí 7,5 -- 15 miliard let. Mezitím J. Newman aj. určili ze 43 cefeid, pozorovaných HST, dosud vůbec největší relativně spolehlivou vzdálenost pro galaxii NGC 4603 v Kentauru d = (33,3 +/-1,6) Mpc.

A. Mazumdar a D. Narasimha stanovili vzdálenost galaxie M100 v kupě v Panně na základě pozorování 72 cefeid pomocí HST a obdrželi d = (20,3 +/- 3,9) Mpc, což odpovídá Ho = (56 +/- 12) km/s/Mpc při rychlosti vzdalování galaxie 1140 km/s. J. Biretta aj. zkoumali známý výtrysk z obří radiové galaxie M87 v kupě v Panně na základě snímků FOC HST, pořízených v letech 1994-98. Studovali tak pohyb 10 uzlíků ve výtrysku, pro něž dostali evidentně nadsvětelné rychlosti až 6c, což ostatně předvídal I. Šklovskij již roku 1964. Uvedená hodnoty lze snadno vysvětlit relativistickými (podsvětelnými) rychlostmi uzlíků pod úhlem 19o k zornému paprsku. Týž výtrysk pozorovali W. Junor aj. v rádiovém pásmu na 43 GHz. Dostali tak vrcholový úhel počátku výtrysku 60o a tvrdí, že pochází z akrečního disku ve vzdálenosti 100násobku Schwarzschildova poloměru kolem centrální supermasivní černé díry o rekordní hmotnosti řádu miliardnásobku Mo.

Pro galaxii NGC 3516 (UMa) se díky družici ASCA podařilo nalézt velké červené posuvy jaderných čar železa, dosahující hodnot až 2900 km/s, což lze nejlépe objasnit jako oběžný pohyb dostatečně kompaktních objektů v těsné blízkosti centrální černé díry, do níž tělesa po spirále padají. Jde o další důkaz, že v centru galaxií se vskutku nacházejí supermasívní černé díry. E. Colber a R. Mushotzky využili rentgenových měření družic ROSAT a ASCA k pravděpodobnému odhalení černých děr o středních hmotnostech řádu stovek až desítek tisíc Mo pro 39 blízkých galaxií včetně známé aktivní galaxie M82, vzdálené od nás jen 3,9 Mpc. Ve všech případech je totiž překvapila vysoká rentgenová svítivost jádra příslušné galaxie. Původ těchto objektů není úplně jasný, ale snad jde o projevy postupného slévání černých děr jako pozůstatků velmi hmotných hvězd. V této galaxii totiž během posledních 10 miliónů hvězd vzniklo mnoho miliónů hvězdných černých děr i neutronových hvězd, takže pravděpodobnost jejich splynutí se tím zvyšuje. Jak uvádějí J. Gallagher a L. Smith, vznikla zde řada hvězdných nadkup o typickém stáří pouze 60 miliónů let, kdy tam proběhla poslední epizoda překotné tvorby hvězd.

R. Peletier aj. uveřejnili výsledky komplexního studia výdutí 200 galaxií do vzdálenosti 30 Mpc ze snímků, pořízených HST. Odtud usuzují, že výdutě vznikly zároveň v raném vesmíru zhroucením zárodečných vodíkových mračen nebo splynutím kulových hvězdokup. Pouze malé výduti a galaxie s příčkou jsou pozdějšího data. S. Collinová a J. Zahn zjišťovali, jakým způsobem mohou vznikat hvězdy v okolí supermasivních černých děr z nestabilních akrečních disků a ukázali, že bez ohledu na chemické složení disku zde nastanou příznivé podmínky pro vznik velmi hmotných hvězd, jež vedou k brzkým explozím supernov a tím k silnému vytékání plynu z akrečního disku. Supermasivní černé díry jsou tak velmi aktivní při vzniku nových pokolení hvězd v dané galaxii.

V roce 1977 našli R. Tully a J. Fisher důležitý vztah mezi svítivostí diskových galaxií a rotační rychlostí plynu a hvězd v těchto soustavách. To může právě souviset s hmotností supermasivních černých děr v jádře těchto galaxií, neboť se ukazuje, že existuje přímá úměrnost mezi hmotností černé díry a hmotností centrální galaktické výduti. Vztah též poukazuje na souvislost mezi vnitřkem galaxie, kde převažují hvězdy, a vnějškem, kde oběžnou rychlost určuje zejména skrytá hmota galaxie. Pro sférické galaxie dokonce platí podle K. McLeoda aj. jednoduché pravidlo, že hmotnost supermasivní černé díry v jejím centru představuje 0,6 % hmotnosti celé galaxie. A. Fabian se domnívá, že 10 -- 50 % vysoce energetického záření vesmíru vzniká díky procesům v okolí supermasivních černých děr v jádrech galaxií. Rentgenová družice Chandra získala v říjnu 1999 vynikající záběry kupy galaxií kolem zdroje Hya A, vzdálené od nás 260 Mpc. Z centra kupy vyvěrá hadovitá struktura plynu o teplotě 35 MK, jež je patrně odezvou na vtékání chladného plynu do akrečního disku kolem centrální supermasivní černé díry, která je obklopena intenzívními magnetickými poli.

Pomocí snímků z HST byly pozorovány mnohonásobné srážky galaxií, jež vedou jednak k překotné tvorbě hvězd, ale také k nesmírně vysoké svítivosti galaxií v infračerveném oboru spektra (galaxie typu ULIG) -- takové soustavy vyzařují v daleké infračervené oblasti nejméně stokrát vyšším výkonem než naše Galaxie. Dosud bylo objeveno na 120 galaxií ULIG do vzdálenosti 1 Gpc. A. Vikhlinin aj. našli pomocí rentgenové družice ROSAT při prohlídce 160 čtverečních stupňů oblohy celkem 4 nadsvítivé eliptické galaxie s poměrem M/L = cca. 350, což nasvědčuje existenci nové třídy koncentrace hmoty ve vesmíru. L. Cowie aj. studovali závislost ultrafialové svítivosti galaxií na červeném posuvu (Butcherův-Oemlerův efekt, objevený r. 1984) a tvrdí, že tato hodnota je úměrná červenému posuvu (a tedy stáří galaxie) bez nějakých nápadných skoků. To však popírá dosud přijímaný názor, že by maximum tvorby hvězd ve vesmíru bylo už dávno za námi; právě naopak: nejvíce hvězd se rodí právě nyní! To také znamená, že stále vznikají nové galaxie, i když ty nejmladší patří spíše ke kosmické drobotině. J. Kormendy aj. uvádějí, že slabé trpasličí galaxie velmi zřetelně převažují nad jasnými, přičemž v trpasličích galaxií tvoří hvězdy jen 1 % látky takové galaxie. Pak se ovšem musíme smířit s tím, že nejslabší galaxie dosud vůbec nedokážeme pozorovat -- a přitom právě ony obsahují největší podíl skryté hmoty.

Jako obvykle v posledních letech, velké pozornosti pozorovatelů se těší plošky Hubblových hlubokých polí (HDF), snímkované původně v prosinci r. 1995 na severním a v říjnu roku 1998 na jižním nebi. Jižní pole bylo centrováno na souřadnice alpha = 22h 32m 56s; delta = -60o 33' 03" a záběry byly pro vědeckou veřejnost uvolněny již koncem listopadu 1998. Podle A. Cooraye aj. jsou mezné hvězdné velikosti standardních snímků v optickém pásmu po řadě 28,0 (294 nm); 29,2 (452 nm); 29,9 (594 nm) a 29,5 mag (792 nm). R. Thompson aj. popsali, jak část severního pole znovu snímkovali pomocí nové citlivé infračervené aparatury NICMOS v pásmu 1,1 micrometrů počátkem roku 1998, kdy dosáhli mezné hvězdné velikosti 28,8. Na infračerveném snímku identifikovali 342 objektů, ale z toho jen 235 má odpovídající protějšky na optickém záběru z roku 1995, což značí, že nový snímek pronikl ještě hlouběji do minulosti vesmíru.

Podobně H. Chen aj. využili koncem roku 1997 nového přístroje STIS k pořízení spekter v centrální oblasti HDF-N. Našli tak zatím rekordně vzdálenou galaxii 123627+621753 s červeným posuvem z = 6,68, spočítaným ovšem za předpokladu, že jediná emise ve spektru odpovídá vodíkové čáře Lyman-alpha, posunuté až do infračervené části spektra! Expozice spektra zabrala plných 13,5 h vzácného času HST. A. Fernández-Soto aj. sestavili katalog červených posuvů pro 1683 galaxií severního pole na základě přesné fotometrie do I = 28,0 a porovnali takto určené posuvy se spektrálními měřeními pro vzorek asi 100 galaxií. Ukázali, že souhlas obou postupů je překvapivě dobrý; fotometrická měření jsou přirozeně mnohem snazší a rychlejší než spektroskopie. H. Ferguson porovnal záběry severního a jižního pole a ukázal, že jde vskutku o typické vzorky oblohy. Pokud by aparatura STIS, instalovaná na HST počátkem roku 1997, vykonala obdobnou přehlídku celé oblohy, našla by tak na 125 miliard galaxií!

Z první přibližné statistiky pro jižní pole vyplývá dle D. Clementse aj., že nejméně 15 galaxií má z = cca. 3 a dále 16 galaxií z = cca. 5; 4 galaxie z = cca. 6 a 1 galaxie z = cca.8! Poblíž jižního pole se, jak známo, nachází kvasar J2233-606 (B = 17,5 mag) s emisním z = 2,24, jenž se velmi dobře hodí k průzkum mezilehlého intergalaktického prostoru v daném směru díky výskytu mnoha absorpcí s nižšími hodnotami červeného posuvu. P. Petitjean a R. Srianand tak objevili absorpce, příslušející Ne VIII v rozmezí posuvů 2,20 -- 2,22. Podle L. Tresse aj. všechny mezilehlé galaxie do úhlové vzdálenosti 1arcmin od obrazu kvasaru se mohou projevit v absorpcích. Mezi nimi je jasná spirální galaxie, úhlově vzdálená od kvasaru jen 5", která má z = 0,57. Šťastnou shodou okolností se v úhlové vzdálenosti 44" od zmíněného kvasaru nalézá další slabší kvasar I = 20,8 se z = 1,34.

5.5. Kvasary a aktivní jádra galaxií
E. Hu aj. objevili díky spektrům z Keckova dalekohledu galaxii SSA22-HCMI se z = 5,74, jejíž svítivost je tudíž extrémní, a to díky překotné tvorbě hvězd tempem 40 Mo/rok. W. van Breugel aj. zjistili tímtéž přístrojem, že aktivní radiogalaxie TN J0924-2201 (K = 21,3) vykazuje ve své třídě rekordní z = 5,19. Podobně blazar GB 1428+4217 se z = 4,72 je tč. nejvzdálenější rentgenově zářící objekt ve vesmíru. Obecně platí, že aktivní jádra galaxií obsahují supermasivní černé díry, pokud tam pozorujeme kompaktní rádiové zdroje, zcela v souladu s předpovědí D. Lyndena-Bella a M. Reese z roku 1971. Jak uvádějí A. Marconi aj., nejbližší (d = 3,5 Mpc) aktivní obří eliptická galaxie Cen A (NGC 5120) ukrývá ve svém nitru supermasivní černou díru o hmotnosti 1 miliardy Mo, z níž vybíhá jednosměrný výtrysk. Objekt patřil mezi první cíle rentgenové družice Chandra, která odhalila více výtrysků z černé díry a skupinu horkých skvrn v okolí jádra soustavy.

Podle F. Aharoniana aj. odhalila aparatura EGRET na družici Compton již 65 aktivních jader galaxií s energiemi fotonů až 10 GeV. S. Djorgovski nalezl při digitálním zpracování snímků z Palomarského fotografického atlasu kvasar PSS 1537+1227 v souhvězdí Hada se zcela prapodivným spektrem. Digitalizace mu umožnila objevit už 70 předtím neznámých kvasarů. O dalším podivném kvasaru referovali X. Fan aj. Objekt J1533-0038 se z = 4,6 nemá v optickém spektru žádnou čáru, takže červený posuv určili z posunutých poloh tzv. Lymanova lesa absorpcí a Lymanovy hrany na 512 nm. Odtud vychází ultrafialové absolutní hvězdná velikost -26,6 mag, což nasvědčuje tomu, že jde buď o blazar, anebo o kvasar s neusměrněným zářením. Pomocí družice Chandra se podařilo pořídit rentgenový snímek kvasaru PKS 0637-752 v Jednorožci. Kvasar je plošným zdrojem, obklopeným mateřskou galaxií a doprovázený jednosměrným výtryskem, sahajícím až do vzdálenosti 60 kpc od centra kvasaru -- jde o první výtrysk viditelný v rentgenovém pásmu. Jeho zářivý výkon dosahuje hodnoty 4.1039 W; převyšuje tak zářivý výkon naší Galaxie o plné dva řády.

M. Türler aj. uveřejnili výsledky soustavné multispektrální (přes 16 řádů frekvencí!) radiometrie prvního identifikovaného kvasaru 3C-273 v Panně za posledních 30 let. Tento suverénně nejjasnější kvasar (V = 12,9) se nachází v galaktické šířce +64o a vykazuje z = 0,158, což odpovídá vzdálenosti 680 Mpc a tudíž bolometrickému zářivému výkonu 1,4.1040 W. Nalézá se uprostřed eliptické galaxie s V = 16,4; tj. zářivým výkonem 6.1038 W. Vzápětí však upozornili C. Simpson aj., že rádiově tichý kvasar PDS 456 s jasností V = 14,0 a z = 0,18 se nachází v oblasti výrazné extinkce kolem 1,5 mag, takže je fakticky svítivější než prototyp 3C-273.

H. Pietilä aj. podobně soustavně sledují blazar OJ 287 (z = 0,31), který je znám z archivních snímků za celé XX. stol. a jenž je soustavně sledován přesnou fotometrií na 2,6 m teleskopu NOT od roku 1993. Odtud vyplývá, že světelná křivka blazaru je kvaziperiodická v intervalu 9 -- 12 let, a že v této periodě dochází k výrazným několikaměsíčním poklesům v optickém i rádiovém oboru, pravděpodobně vyvolaným zákrytem hlavního zdroje obíhající supermasívní černou dírou. Vskutku došlo k předpovězenému prudkém poklesu jasnosti v prosinci 1997, jenž trval až do poloviny února 1998, kdy po krátkém zhoupnutí jasnosti se původní svítivost zdroje obnovila.

V TeV pásmu gama byl dle F. Aharoniana aj. blazar Markarjan 501 v roce1997 vůbec nejjasnějším objektem na obloze, navzdory své úctyhodné vzdálenosti 160 Mpc (z = 0,034). Autoři sledují tento objekt pomocí aparatury HEGRA na Kanárských ostrovech již od roku 1995. Čerenkovovy detektory dosahují úhlového rozlišení 0,1deg v pásmu 0,5 -- 24 TeV a dokáží i stanovit energii dopadajících částic, byť jen s 20 % nejistotou. Blazar jeví výrazné krátkodobé i dlouhodobé variace jasnosti ve zmíněném pásmu gama, podobně jako další extragalaktické objekty Markarjan 421, 1ES 2344+514 a PKS 2155-304. Další podrobnosti o chování blazaru Mrk 501 připojili J. Quinn aj., kteří zdroj sledovali soustavně od jeho identifikace v pásmu tvrdých fotonů gama v březnu 1995 pomocí 10 m Whipplova detektoru. Zpočátku dosahoval blazar asi 10 % intenzity toku Kraba, ale od roku 1996 začal jeho tok kolísat a zvedl se v průměru na dvojnásobek původní hodnoty. V roce 1997 se jeho průměrná intenzita dále zvýšila až na 1,4 Kraba, přičemž začala kolísat i na hodinové časové stupnici.

Podle L. Maraschiho aj. je objekt Mrk 421 (z = 0,031) nejjasnějším blazarem v rentgenovém a ultrafialovém pásmu spektra, zatímco opticky dosahuje 13 mag. V dubnu 1998 zaznamenali současné vzplanutí zdroje jak v rentgenovém tak v TeV pásmu, přičemž zhruba hodinové variace jasnosti v obou pásmech si navzájem dobře odpovídaly, což značí, že fotony takto rozdílných energií pocházejí z téže geometrické oblasti a jsou vyvolány synchrotronovým zářením relativistických elektronů. K. McLeod aj. snímkovali 16 blízkých rádiově tichých kvasarů pomocí HST NICMOS a zjistili ve všech případech, že se nalézají v ultrasvítivých infračervených galaxiích typu ULIG, jejichž bolometrická svítivost přesahuje 1012 Lo. Pak by byly kvasary krátkými epizodami ve vývoji ULIG. S tím také souhlasí Y. Taniguchi aj., kteří tvrdí, že galaxie ULIG jsou výsledkem splývání velkých galaxií, v jejichž centru přitom vznikají supermasivní černé díry o hmotnostech nad 10 milionů Mo, které mohou případně ještě o řád ztloustnout. Podobně D. Sanders aj. považují galaxie ULIG za počáteční "zaprášenou" fázi vývoje kvasarů.

A. Conti aj. hledali kvasary v poli HDF, přičemž našli 41 kompaktních objektů, z nichž polovina jsou kvasary jasnější než V = 27 a z < 3,5. Odtud plyne, že na čtvereční stupeň oblohy připadá v průměru něco přes 16 tisíc takto definovaných kvasarů a na celé obloze jich pak je asi 670 miliónů. Kvasarů v raném vesmíru začíná přibývat pro z < 5 a nejvíce se jich zrodilo při z > 3. Od z < 2 začal zřetelný pokles jejich četnosti zrodu.

5.6. Gravitační čočky
Celkový počet katalogizovaných kvasarů překročil hranici 10000, avšak pouze 40 z nich tvoří páry s úhlovou vzdáleností menší než 10arcsec. Jak připomněli D. Mortlock aj., je-li separace obrazů větší než 3", nejde zpravidla o gravitační čočky, nýbrž o dva nezávislé objekty, které se většinou pouze náhodně promítají přibližně do téhož směru: pravé binární kvasary jsou však velmi vzácné - tvoří jen jedno promile populace kvasarů na obloze. Právě takový velevzácný případ nalezli M. Brotherton aj. v případě dvojice jasnějšího, leč rádiově tichého a slabšího leč rádiově hlučného kvasaru J1643+3156 se separací složek 2,3arcsec a červeným posuvem 0,586. Jelikož nejde o gravitační čočku, lze tento pár považovat za vůbec nejbližší binární kvasar. Podle C. Penga aj. se dosud podařilo identifikovat něco přes 40 gravitačních čoček a pokud je separace obrazů kvasarů menší než 3", tak se vždy podařilo najít příslušné mezilehlé čočkující galaxie. Pro větší separace zastoupení identifikovaných čoček rychle klesá, takže jde spíše o reálné páry, i když nelze úplně vyloučit možnost, že gravitační čočku tvoří chuchvalec skryté hmoty.

Neortodoxní názor na úhlově blízké kvasary však zastává E. Burbidgeová, jež uvádí případ Seyfertovy galaxie NGC 1068, vzdálené od nás 19 Mpc (z = 0,004). V jejím bezprostředním okolí se nalézají tři kvasary s velkým z v rozmezí od 0,26 do 0,66 a do úhlové vzdálenosti 50' dokonce 11 jasnějších kvasarů se z v rozmezí od 0,26 do 2,11. Autorka si myslí, že všechny tyto objekty byly z uvedené Seyfertovy galaxie vymrštěny, což je ovšem naprosto nepravděpodobné; spíše jde vskutku o náhodnou fluktuaci. Prototypem kvasaru, zobrazeného gravitační čočkou, zůstává první objevený případ z roku 1979 QSO 0957+561 (z = 1,41) ve Velké medvědici. Variace jasností složek jsou fázově posunuty, což v principu umožňuje, jak poprvé ukázal S. Refsdal již roku 1964, odvodit přímo hodnotu Hubblovy konstanty Ho. Právě o to se nyní pokusili D. Haarsma aj. srovnáním rádiových změn toku složek v letech 1979-1997 na vlnových délkách 40 a 60 mm pomocí anténní soustavy VLA. Obdrželi tak fázové zpoždění (416 +/- 3) dne, a odtud i Ho v intervalu 41 -- 67 km/s/Mpc. Velký rozptyl způsobuje nejistota o rozložení hmoty v gravitační čočce -- mezilehlé galaxii (z = 0,36). Téměř totožné fázové zpoždění 417 d dostali pro tento kvasar R. Barkana aj., zatímco M. Serra-Ricart aj. naměřili zpoždění (425 +/-4) d. Naproti tomu J. Tonrymu a M. Franxovi vyšla Ho = (72 +/- 7) km/s/Mpc. K.-H. Chae se domnívá, že zmíněný prototyp se prostě příliš nehodí pro taková měření, neboť čočku představuje jednak velmi hmotná eliptická galaxie, ale též celá kupa galaxií kolem, takže jednoznačné určení průběhu gravitačního potenciálu není vůbec možné.

C. Lidman aj. obdobně studovali Einsteinův rádiový prsten PKS 1830-211 se z = 2,51, zobrazený mezilehlou spirální galaxií se z = 0,89 o hmotnosti kolem 1011 Mo. Z fázového zpoždění 26 dnů vyvodili Ho v rozmezí 65 -- 76 km/s/Mpc. Pro Einsteinův rádiový prsten doprovázený párem optických obrazů kvasaru B0218+357 stanovili A. Biggs aj. fázové zpoždění 10,5 d, což dává Ho v rozmezí 50 -- 82 km/s/Mpc. K.-H. Chae určil z měření fázového zpoždění pro kvasar PG 1115+080 hodnotu Ho = (53 +/- 16) km/s/Mpc.

Neobvyklý případ kvasaru Q2237+0305 se z = 1,61, pozorovaného opticky, rentgenově i jako Einsteinův rádiový kříž, popsali J. Wambsganss aj. Příslušná gravitační čočka má totiž velmi malé z = 0,04. R. Ibata aj. se zabývali ultrasvítivým kvasarem APM 08279+5255 (R = 15,2) se z = 3,87 a zachyceným družicí IRAS. Z infračervených měření vyplynula rekordní svítivost kvasaru 5.1015 Lo. Autoři však zjistili, že kvasar je čočkován, takže jeho skutečný zářivý výkon je bezmála 50krát nižší. H. Nguyen aj. snímkovali pomocí FOC HST proslulou ultrasvítivou infračervenou galaxii FSC 10214+4724, objevenou družicí IRAS roku 1983 jako vůbec nejsvítivější galaxii ve vesmíru. Detailní záběr z HST však prokázal, že před galaxií se z = 2,3 se nachází mezilehlá gravitační čočka se z = 0,9, takže svítivost infračervené galaxie byla přeceněna. Po odečtení efektu gravitační čočky však její svítivost činí stále ještě úžasných 2.1013 Lo.

Soustavnému vyhledávání gravitačních čoček na snímcích širokoúhlé kamery HST se věnovali K. Ratnatunga aj., neboť tak lze najít čočky, které pro malou úhlovou vzdálenost složek nelze při pozemních měřeních rozpoznat. Ve 400 náhodně vybraných polích prohlédli na 150 tisíc galaxií a našli tak 10 kandidátů na předtím neznámé gravitační čočky. Typická hodnota z pro mezilehlé galaxie se pohybuje kolem 0,6; největší červený posuv pro kvasar dosáhl hodnoty z = 3,4. Podobně D. Marlow aj. prohlédli v rámci projektu CLASS přes 12 tisíc rádiových galaxií pomocí anténní soustavy VLA a přitom rovněž našli velmi těsné složky kvasarů, zobrazené gravitačními čočkami. Unikátem je kvasar B1555+375, jehož Einsteinův rádiový kříž má složky vzdálené od sebe méně než 0,42".

5.7. Gravitační mikročočky
Program hledání gravitačních mikročoček, založených na efektu zjasnění vzdálené hvězdy, pokud se ocitne v úhlové vzdálenosti pouhých mikrovteřin od mezilehlé čočky, přinesl v uplynulých sedmi letech nesmírně cenné výsledky. Ve výduti Galaxie tak bylo pozorováno přes 200 zjasnění hvězd díky mikročočkám a k tomu přibyl dalších asi 15 úkazů v Magellanových mračnech. K. Sahu se věnoval velmi atraktivnímu případu podvojných mikročoček, kdy je vzdálená hvězda postupně zesílena dvěma složkami těsné dvojhvězdy, anebo -- což je snad ještě zajímavější -- hvězdou, kolem níž obíhá extrasolární planeta. Při fotometrickém sledování úkazu se na světelné křivce vzdálené hvězdy objeví kromě základního zjasnění ještě přídavná špička, daná průchodem příslušné kaustiky směrem k pozorovateli. Podle autorova výpočtu trvá takový úkaz za předpokladu, že příčný pohyb hvězd činí 200 km/s, asi půl hodiny v případě, že se čočka nalézá v Galaxii 15 kpc od nás, a plných 10 h, pokud se nachází v Malém Magellanově mračnu.

Odtud jasně vyplývá, že pro úspěch měření je naprosto nutná celosvětová spolupráce mnoha hvězdáren, zejména tehdy, chceme-li tak objevit extrasolární planety, jejichž ovlivnění špičky světelné křivky trvá podle okolností od 1,5 do 5 h, přičemž fotometrie musí mít přesnost lepší než 5 %. To vše se zdařilo v uplynulých čtyřech pozorovacích sezónách zorganizovat pro více než dva tucty nadějných případů, a vskutku se tak podařilo nalézt jak dvojhvězdy tak i extrasolární planety (projekt PLANET); unikátnost metody spočívá jednak v okolnosti nalézat exoplanety extrémně daleko ve vesmíru, a jednak v její citlivosti -- v zásadě tak lze objevovat i exoplanety o hmotnosti podobné Zemi. Největším úspěchem programu bylo souvislé sledování světelné křivky úkazu MACHO98-SMC-1, kde průchod kaustiky, pozorovaný 18. června na La Silla (ESO), Las Campanas (CTIO), v Sutherlandu (JAR), Perthu a Siding Springs (Austrálie) a Hobartu (Tasmánie), trval celých 8,5 h. Podle M. Albrowa aj. se průchod kaustikou odehrál právě 10 dnů po zpozorování daného jevu, potvrdil existenci dvojhvězdy se vzájemnou vzdáleností složek asi 3 AU a její příslušnost do Malého Magellanova mračna.

Soustavnému výzkumu mikročoček v Malém Magellanově mračnu se od roku 1996 věnovali C. Afonso aj. v rámci projektu EROS-2, když zde sledovali soustavně jasnosti 5,3 milionů hvězd v poli o výměře 10 čtverečních stupňů. Zatím objevili jenom jedinou mikročočku EROS-SMC-97/1, ale budoucnost projektu je slibná, neboť by pomohl interpretovat i pozorování, týkající se hala Galaxie a zejména Velkého Magellanova mračna. Podle S. Maoa se v roce 1999 podařilo v projektu OGLE pozorovat mikročočku, vykazující v průběhu fotometrických měřením nápadný paralaktický efekt, jenž umožnil odvodit příčnou rychlost samotné čočky 145 km/s. Odtud lze v principu studovat strukturu Galaxie, funkci hmotnosti pro hvězdy a extrasolární planetární soustavy. Jak OGLE tak i EROS se od roku 1999 věnují právě výzkumu spirálních ramen Galaxie, což jistě přinese další cenné poznatky.

6. Kosmologie a fyzika
6.1. Stavba a vývoj vesmíru
Na památku tragicky zesnulého amerického kosmologa D. Schramma (1945-1997) uspořádali američtí astronomové v říjnu 1998 další Velkou debatu, věnovanou obecně všem aspektům kosmologie. Účastnil se ji na 400 profesionálů a hlavní vystoupení byla skutečně pozoruhodná. O. Gingerich připomněl klíčové okamžiky historie kosmologie. Např. ještě sám Kopernik netušil, že hvězdy jsou vzdálená tělesa obdobná Slunci -- tuto domněnku poprvé vyslovil až R. Descartes roku 1644 a rozumné odhady vzdálenosti hvězd uveřejnili na základě fotometrických měření J. Gregory, C. Huygens a I. Newton.

Další vývoj názorů na strukturu vesmíru pozdržel paradoxně objev plynných mlhovin s emisními čarami, neboť si je astronomové směšovali s "nepravými" mlhovinami (galaxiemi). Předvídavý W. Herschel však razil pro budoucí galaxie termín "ostrovní vesmíry" již koncem 18. stol. H. Curtis (protagonista Velké debaty z roku 1920) objevil sice počátkem XX. stol. novy v mlhovině v Andromedě, jenže všechny zmátla "nova" S And z roku 1885, o níž tehdy nikdo netušil, že jde fakticky o nesrovnatelně svítivější supernovu. Novým zdržením v pochopení povahy spirálních mlhovin byla chybná van Maaneova měření údajné rychlé rotace spirál. Konečně pak nesprávná identifikace údajných jasných hvězd v blízkých spirálách vedla k výraznému podcenění vzdáleností galaxií a tudíž nesmyslně vysoké hodnotě Hubblovy konstanty Ho, jež zpětně oddálila přijetí myšlenky velkého třesku. Teprve roku 1958 zjistil A. Sandage, že údajné hvězdy jsou fakticky kompaktní svítivé oblasti ionizovaného vodíku v cizích galaxiích. Tento objev přispěl nejvíce k revizi stupnice vzdáleností, neboť již roku 1959 obdržel takto A. Sandage Ho = cca. 75 km/s/Mpc -- velmi blízkou současné nejlepší hodnotě Ho = (65 +/- 5) km/s/Mpc.

J. Silk vyzdvihl okolnost, že moderní kosmologie předpověděla jak rozpínání vesmíru tak existenci reliktního záření. Vynikající je též souhlas předpovědi zastoupení hélia 24,6 % a údajů z pozorování, jež dávají (24 +/- 1) %. Pro stáří vesmíru dnes vychází hodnota (15 +/- 2) miliard let a pro stáří prvního pokolení hvězd (12 +/- 2) miliardy let. Podle M. Turnera připadá z celkové hmoty vesmíru pouhých 5 % na baryony a jen 0,5 % na hvězdy. Nebaryonní složka hmoty vesmíru představuje asi 35 % hmoty vesmíru a nalézá se převážné v intergalaktickém prostoru. Sem patří mj. i reliktní neutrina.

Jelikož tato nebaryonní složka je pružná, musí se ve shodě s pozorováním vzdálených supernov rozpínání vesmíru nyní zrychlovat. Podle S. Perlmuttera vychází z pozorování 42 vzdálených supernov, že pravděpodobné stáří vesmíru nepřesahuje (14,9 +/- 1,2) miliard let. To dále znamená, že plných 60 % hmoty vesmíru je skryto v podobě Einsteinovy kosmologické konstanty LAMBDA, neboli energie falešného vakua, neboť stále převažuje mínění, že hustota hmoty vesmíru je přesně rovna hustotě kritické.

V této souvislosti dovolte malou odbočku. V červenci 1999 učinil americký fyzik F. Wilczek na první pohled nevinnou poznámku, že v urychlovači v Brookhavenu se podařilo napodobit podmínky, panující ve velmi raném vesmíru, kdy probíhaly fázové přechody právě zmíněného falešného vakua. Z toho vznikly obavy, zda podobný smrtelně nebezpečný fázový přechod nemohou dnes vyvolat relativisticky urychlené ionty v urychlovači. To je však naštěstí zcela vyloučeno, neboť nesrovnatelně vyšší energie nesou běžně částice primárního kosmického záření, a jak dosvědčuje naše vlastní existence, nikdy nic tak omračujícího nezpůsobily. P. Peebles připomněl, že hustota energie falešného vakua s rozpínáním vesmíru klesá, tj. klesá i konstanta LAMBDA. Vzdálené supernovy však naznačují, že zhruba v 60 % současného stáří vesmíru se tempo rozpínání vesmíru začalo zrychlovat a jen tak mimochodem, teprve v 75 % dnešního stáří vesmíru vznikla sluneční soustava. V současnosti se vesmír rozpíná již dvojnásobkem únikové rychlosti, ale v budoucnu se toto zrychlující tempo rozpínání zastaví a vesmír se bude nakonec rozpínat konstantní rychlostí. Příčinou tohoto podivuhodného chování vesmíru je dle Peeblese tajemná látka, zvaná kvintesence ("prapodstata"), jejíž gravitační hmotnost je záporná! Pokud je toto vysvětlení správné, pak je vesmír mnohem starší, než si dnes myslíme. Podle V. Trimblové je tlak Pv rozpínajícím vesmíru úměrný hustotě ró: P = w.ró, kde w = -1 (záporné znaménko značí, že vesmír se rozpíná) platí právě pro "obyčejnou" kosmologickou konstantu LAMBDA. Pokud je -1 < w < 0, pak je ve vesmíru přítomna kvintesence, což také odpovídá pozorováním, jež dávají w = cca. -0,7.

V. Burdjuža aj. rozvinuli původní myšlenku L. Griščuka a Zeldoviče z roku 1982, že vesmír vznikl doslova z ničeho. Ukázali, že v takovém případě neproběhla kosmologická inflace ve velmi raném vesmíru, a že pozorované reliktní záření poskytuje informaci o stavu vesmíru v čase, odpovídajícímu kosmologickému červenému posuvu z = 1200. K tomu připojuje F. Tipler poznámku, až od z = cca. 3 je Hubblovo rozpínání vesmíru plynulé, tj. lokální fluktuace se vyhlazují teprve v těchto obřích rozměrech. Ideálními indikátory rozpínání vesmíru se tak stávají kompaktní kupy galaxií, jež se projevují jako gravitační čočky.

Zlepšení našich vědomostí o struktuře vesmíru se nyní očekává od velkých přehlídek, jež začaly jednak v Novém Mexiku (SDSS) a jednak v Austrálii (2dF). Podle X. Fana aj. se přehlídka SDSS soustřeďuje na získání hrubých spekter 150 tisíc kvasarů a 1 miliónů galaxií na ploše 10 tisíc čtverečních stupňů v oblasti kolem severního pólu Galaxie, jež dosáhne do 23 mag a měla by být hotova koncem roku 2004. Australská přehlídka má dle S. Folkese aj. pomocí mnohovláknového spektrografu získat podrobná spektra více než 150 tisíc galaxií s červeným posuvem z < 0,2 do 19,45 mag na ploše 2,5 tisíce čtverečních stupňů. K. Taylor a I. Lewis tvrdí, že v dosavadních optických přehlídkách se přednostně vyskytují velké galaxie, obsahující nejméně miliardy hvězd, kdežto miniaturní galaxie s desítkami tisíc až desítkami miliónů hvězd mohou zcela chybět, takže od nové přehlídky lze očekávat i objevy celých nových tříd galaxií.

6.2. Základní kosmologické parametry a problém skryté hmoty
Podle W. Freedmanové je výsledkem tzv. klíčového projektu HST, při němž byly během 8 let ve spolupráci 27 badatelů změřeny vzdálenosti 18 galaxií pomocí téměř 800 cefeid, hodnota Ho = (70 +/- 7) v obvyklých jednotkách. Navázání cefeid a supernov pak umožňuje protáhnout tuto kalibraci vzdáleností až do 300 Mpc. Ačkoliv z téhož pozorovacího materiálu obdržel A. Sandage Ho = (58 +/- 6), není již pochyb o tom, že vesmír je otevřený a patrně starší než 12 miliard let. R. Giovanelli shrnul současná určení Ho tak, že pro spirální galaxie vychází 71, zatímco pro eliptické galaxie hodnota 69 a pro supernovy 68. Druhá sada hodnot Ho, získaná z těchže pokladů odchylnou metodikou, však dává po řadě 55, 60 a 77!

Sjunjajevův-Zeldovičův efekt pro reliktní záření nasvědčuje Ho v intervalu 57 +/- 71, zatímco z fázového zpoždění pro gravitační čočky dostáváme v průměru Ho = (61 +/- 12). To je ve shodě s konzervativní hodnotou, hájenou A. Sandagem a G. Tammannem Ho = cca. 60. Sandage argumentuje tím, že určování vzdáleností galaxií pomocí cefeid skrývá čertovo kopýtko v podobě výběrových efektů, které naneštěstí rostou se vzdáleností. S přihlédnutím k těmto efektům pro 27 galaxií mu pak vyšlo Ho =(54 +/- 7).

T. Ekholm aj. využili neortodoxní metody, založené na Tullyho-Fischerově vztahu mezi rychlostí rotace a svítivosti galaxií, a dospěli tak k Ho = 52. C. Bernstein a P. Fischer měřili Ho z fázového zpoždění pro gravitační čočku Q0957+561 a vyšlo jim (72 +/- 22). C. Fassnacht aj. zkombinovali optická a rádiová měření jasností tří složek kvasaru B1608+656 (z = 1,39), zobrazených gravitační čočkou se z = 0,63 a dostali odtud Ho = (59 +/- 8). Zcela nezávislou metodu určování vzdáleností galaxií srovnáváním velikosti fluktuací plošné jasnosti obrazu dané galaxie použili J. Blakeslee aj. a obdrželi tak Ho = (74 +/- 4).

Jak patrno, většina určení Ho dává sice docela malé střední chyby až kolem 5 %, ale vzájemný nesouhlas citovaných hodnot převyšuje velikost formálních chyb tak zřetelně, že kýženého cíle znát absolutní hodnotu Hubblovy konstanty (a tudíž i stáří vesmíru) s přesností do 10 % nebude ještě nějakou chvíli dosaženo. Podle mého soudu dojde k podstatnému pokroku až někdy po roku 2010, kdy budou k dispozici trigonometrické paralaxy hvězd s mikrovteřinovou přesností.

Problém skryté hmoty vesmíru má svou dlouhou prehistorii, začínající zjištěním F. Zwickyho v roce 1933, že gravitačně vázaná kupa ve Vlasu Bereničině má nezvykle velkou disperzi rychlostí 1019 km/s pro členy kupy, tj. že její gravitační hmotnost je mnohem vyšší, než vyplývá ze součtu hmot pozorovaných členů kupy (viriálová věta). Od té doby se podobný efekt pozoruje prakticky u každé kupy galaxií a k tomu přibyly další argumenty, tj. neklesající křivky rotace galaxií na jejich perifériích a konečně nápadný nesoulad mezi pozorovanou a vypočtenou hmotností gravitačních čoček -- někdy se dokonce zdá, že příslušnou gravitační deformaci obrazu vzdálené galaxie či kvasaru působí pouze chuchvalec skryté hmoty. Množství a samozřejmě i povaha skryté hmoty vesmíru se tak staly rovněž klíčovými kosmologickými parametry, neboť je zřejmé, že skrytá hmota nad hmotou zářivou převažuje přibližně o dva řády -- jde tedy o hlavní složku vesmíru vůbec.

J. Alam aj. soudí, že baryonní složku chladné skryté hmoty by mohly tvořit velmi trvanlivé tzv. kvarkové nuggety, vznikající při fázovém přechodu z kvarků na baryony v prvních mikrosekundách po velkém třesku. B. Nath upozornil, že velmi mnoho skryté hmoty může obsahovat intergalaktické prostředí, jež je sice o 26 řádů řidší než atmosféra na Zemi, když obsahuje jedinou částici v objemu 10 m3 (sněhovou vločku v objemu zeměkoule!). J. Wells aj. tvrdí, že povahu skryté hmoty mohou odhalit pozorování 2 GeV antiprotonů v kosmickém záření, ale k tomu zatím nejsou vhodné přístroje. Téhož názoru jsou i L. Bergström aj., kteří ukázali, že antiprotony by mohly vznikat anihilací supersymetrických částic v galaktickém halu. D. Holz navrhl, aby se k určení rozložení skryté hmoty využily jednak supernovy a jednak gravitační čočky.

R. Ibata aj. přišli s relativně prozaickým vysvětlením pro skrytou hmotu v halu naší Galaxie. Všimli si totiž, že na proslulých opakovaných snímcích HDF-N se vyskytlo alespoň pět nápadně modrých bodových objektů, jež se během dvou let mezi snímky zřetelně posunuly o více než 23 obloukových milivteřin. Autoři soudí, že by to mohli být staří bílí trpaslíci o hmotnostech kolem 0,5 Mo. Pak by se právě takto dala vysvětlit celá skrytá hmota hala naší Galaxie, potažmo i dalších spirálních galaxií. S tím souhlasí B. Hansen, jenž konstatuje, že pak by skrytá hmota Galaxie nebyla fakticky tak docela temná, ale prostě jen velmi slabě zářící. Do této skupiny řadí především tzv. béžové trpaslíky o hmotnostech 0,1 -- 0,3 Mo, jež jsou fakticky rychle chladnoucími bílými trpaslíky, jelikož na ně v přiměřeném tempu dopadá vodíkový plyn.

6.3. Reliktní a kosmické záření
Když proslulá družice COBE změřila pomocí aparatur FIR/SMM překvapivě vysokou úroveň infračerveného pozadí vesmíru, ukázalo se, že v tomto pásmu je obsaženo více energie, než kolik produkují všechny hvězdy v pozorovaném vesmíru v oboru optickém. Podle M. Harwita pochází toto infračervené záření z relativně malé vzdálenosti pro z < 2, ba dokonce možná jen z < 1 a k jeho úrovni přispívají nejvíce slabé vzdálené galaxie, opticky nepozorovatelné. Tomu též odpovídají výsledky přehlídky vzdálených zdrojů z družice ISO, při níž byly zkoumány čtyři plošky ve vysokých galaktických šířkách na vlnové délce 12 mikrometrů. D. Clements aj. tak objevili 50 diskrétních zdrojů, z toho jen 13 hvězd naší Galaxie, ale zato 37 vzdálených galaxií.

Pokud jde o mikrovlnné záření kosmického pozadí, nejvíce pozornosti se nyní věnuje využití Sjunjajevova-Zeldovičova efektu (rozptyl reliktních fotonů na horkém plynu) v kupách galaxií. E. Komatsu aj. odhalili poprvé existenci efektu také v submilimetrovém pásmu na frekvenci 350 GHz pro rentgenově nejsvítivější kupu galaxií RX J1347-1145 se z = 0,45. Čím dál větší zájem astrofyziků budí zlepšující se možnosti detekce kosmického záření vysokých a velmi vysokých energií. Podle G. Mediny-Tanco patří k největším záhadám vzácný -- leč nepochybný -- výskyt částic s energiemi vyššími než 50 EeV, neboť díky existenci fotonů reliktního záření a infračerveného pozadí by takové energetické částice měly být rozbity nejpozději na dráze 30 Mpc. Do této vzdálenosti od Země se však nenalézá žádný teoreticky vhodný zdroj tak energetických částic a naopak, vhodné zdroje leží daleko za touto hranicí (tzv. Greisenova-Zacepinova-Kuzminova mez -- GZK).

D. Bird aj. studovali rozložení extrémně energetického kosmického záření pomocí aparatury Muší oko v Utahu. Ukázali, že v pásmu do 3 EeV se kosmické záření lehce koncentruje ke galaktické rovině, kdežto nad touto hranicí je jeho rozložení pravděpodobně izotropní. E. Gorčakov a I. Charčenko upozornili, že galaktickou anizotropii energetického kosmického záření může vyvolat výskyt magnetických polí v koróně Galaxie. Na určitější závěry však budeme muset počkat ještě alespoň pět let, kdy už bude v rutinním provozu první část jižní observatoře Pierre Auger v Malargüe v Argentině, kterou za 50 milionů dolarů buduje konzorcium 19 států včetně České republiky.

Zatím však teoretikům rozhodně nechybí fantazie, když navrhují nejrůznější často bizarní mechanismy urychlování částic kosmického záření v bližším okolí naší -- z hlediska extrémních energií -- naštěstí tak fádní Galaxie. Horkými favority na produkci extrémně energetického kosmického záření se zdají být zábleskové zdroje záření gama. A. Dar a R. Plaga soudí, že dávnými galaktickými zdroji tohoto typu lze objasnit průběh energetického spektra kosmického záření v rozsahu od TeV až po desítky EeV, zejména výskyt dvou ohybů na plynulé klesající křivce intenzity kosmického záření s rostoucí energií částic -- tzv. kolena pro energie 3 PeV a kotníku pro 3 EeV. Podle M. Wiedenbecka aj. se podařilo družici ACE, vypuštěné v srpnu 1997, prokázat, že zdrojem energetického kosmického záření jsou zcela určitě pozůstatky po výbuchu supernov, jak už před půl stoletím předvídal E. Fermi. Zato usilovné hledání částic antihmoty v kosmickém záření přináší dle P. Chardonneta aj. zatím pouze horní mez 10-6 pro zastoupení jader antihélia vůči jádrům hélia.

6.4. Částicová fyzika
Ve spolupráci Lawrencovy laboratoře v Berkeley a Spojeného ústavu jaderných výzkumů v Dubně získali J. Oganessian aj. ostřelováním plutoniového terčíku jádry vápníku nový chemický prvek č. 114 s atomovou hmotností 298 a předvídanou mimořádně dlouhou životností 30 s. Ostřelováním olověného terčíku jádry kryptonu navíc dostali rychle se rozpadající prvky č. 118 a 116. J. Gnědin aj. hledali pomocí kavkazského šestimetru hypotetické symetrické částice axiony v kupách galaxií a v magnetických hvězdách třídy Ap, ale zatím bezúspěšně. Pro hypotetický poločas rozpadu protonu byla z experimentů v podzemních detektorech zvýšena spodní mez na 1,6.1033 roků. V Antarktidě byla uvedena do chodu aparatura AMANDA pro detekci vysoce energetických neutrin z vesmíru prostřednictvím Čerenkovových detektorů v šachtách o průměru půl metru a hloubce 2 km, hloubených v ledu horkou vodou. Detektorem se tak stane blok ledu o objemu 1 km3.

Evropská laboratoř CERN ve spolupráci s podzemní observatoří Gran Sasso v Itálii připravují za 45 milionů dolarů pokus s vysíláním usměrněného svazku mionových neutrin, jež by se na přímé dráze 730 km mezi urychlovačem a detektorem mohla oscilacemi částečně změnit na tauonová.

6.5. Relativistická astrofyzika
B. Heckel aj. testovali platnost principu ekvivalence na torsních vahách a potvrdili jej s přesností 0,1 %. P. Kaaret využil aparatury EGRET na družici Compton k ověřování, zda ve shodě s teorií kvantové gravitace závisí rychlost světla na energii fotonů. U některých pulsarů lze totiž sledovat jejich impulsy až do energie 2 GeV, ale výsledky pozorování o žádné také závislosti nesvědčí. Nízkofrekvenční oscilace, pozorované v rentgenovém pásmu u mnoha kompaktních objektů, mohou být důsledkem Lenseovy-Thirringovy precese nesouosého akrečního disku, obklopujícího rychle rotující neutronovou hvězdu (pulsar) nebo dokonce i černou díru. Podle N. Wexe a S. Kopeikina by se toto relativistické strhávání souřadnicové soustavy nejsnáze pozorovalo u binárních pulsarů, jejichž jednou složkou je černá díra. J. Krolik spočítal, že pokud se kolem černé díry vyskytuje silné magnetické pole, pak je jeho energie soustředěna těsně pod poslední (nejužší) stabilní oběžnou drahou kolem černé díry, a je srovnatelná s klidovou energií akrečního toku.

T. Udem aj. ověřovali při úplném zatmění Slunce údajný vliv zatmění na chod atomových hodin, jenž prý při částečných zatměních Slunce v letech 1987 a 1992 vykazoval soustavné odchylky v rozmezí 0,5 -- 65 mikrosekundy. Navíc při zatměních v letech 1954 a 1959 měly být pozorovány odchylky ve stáčení roviny Foucaltova kyvadla. Nová měření se dvěma cesiovými normály, jedním rubidiovým oscilátorem a vodíkovým maserem probíhala ve sklepení laboratoře ve Wesslinu v Německu vzájemným porovnáváním chodu každé 4 s od 3. do 23. srpna 1999. Odchylky za 6 dnů kolem zatmění nepřesáhly 20 ns, a nepotvrdily tak žádný takový vliv.

7. Život ve vesmíru
Tým C. McKaye, známý svým kontroverzním tvrzením o mikrofosíliích z Marsu v meteoritu ALHA 84001, opět rozčeřil hladinu debat o možnostech života na Zemi, když našel živé mikroby ve vzorcích 1 milión let starého antarktického ledu, odebraných z hloubky 3,6 km pod stanicí Vostok. Není totiž příliš jasné, odkud tato stvoření čerpají energii nutnou pro svou existenci. E. Pierazzo a C. Chyba studovali možnost přežití aminokyselin při průletu kometárního jádra o průměru 1 km zemskou atmosférou a následném impaktu. Zjistili, že některé aminokyseliny -- zejména pak kyselina aspartamová a glutamová -- takový tepelný šok přežijí a na Zemi se tak dostaly z vesmíru v hojnějším množství, než kolik jich vzniklo přímo na Zemi. Konečně C. Cockell uvažoval o případné možnosti existence života na Venuši. Ukázal, že problémem pro primitivní formy života není ani tlak 9,5 MPa na povrchu planety ani 97 % zastoupení CO2 v atmosféře, ale klíčovými problémy je teplota přes 460 oC a naprostá nepřítomnost tekuté vody. Teprve ve výšce 50 km nad povrchem klesá teplota na přijatelných 40 oC a tlak činí jen 0,15 MPa, ale na překážku je tam vysoká koncentrace kyseliny sírové, takže Venuše opravdu nijak životodárně nevypadá.

M. Livio uveřejnil úvahu o vzácnosti výskytu mimozemšťanů, ve vesmíru, jež podle jeho názoru souvisí s tím, že vesmíru trvá asi 5,5 miliardy let, než v něm hvězdy vyprodukují termonukleárními reakcemi dostatečné množství uhlíku a dopraví ho do zárodečných mezihvězdných mračen, aby byl nástup života technicky možný. Pozemská zkušenost pak ukazuje, že to zabere nejméně další 4 miliardy let, než se počáteční jednobuněčný život zmůže na mnohobuněčné inteligentní bytosti; jinými slovy, první mimozemšťané se ve vesmíru mohli objevit nejdříve až 10 miliard let po velkém třesku.

S. Taylor si však myslí, že lidstvo je v pozorovaném vesmíru osamělé, jelikož sice na jedné straně tento vesmír obsahuje řádově 1022 hvězd, ale na druhé straně má Země až neuvěřitelné štěstí, např. je doprovázena vhodně velkým a vzdáleným Měsícem, před dopady komet a planetek ji ochraňuje Jupiter; žádné velké planety nemají excentrické dráhy; za poslední 4 miliardy let v blízkosti Země nevybuchla žádná supernova a zejména nedošlo k žádném vzplanutí gama atd. K tomu mírně cynicky poznamenávají R. Kurzweil a H. Moravec, že během nejbližšího půlstoletí počnou na Zemi roboti splývat s člověkem, takže klasický Homo sapiens sapiens pomalu končí. Ostatně podle nejnovějších statistik máme už my lidé na Zemi maximum populačního růstu za sebou koncem šedesátých let XX. stol. kdy byl relativní populační přírůstek něco přes 2 % ročně, ale počátkem devadesátých let klesl již pod 1,5 % za rok. V té době bylo ovšem dosaženo maxima absolutního přírůstku 85 miliónů osob za rok, což však u roku 1995 kleslo na 80 miliónů za rok. Odhad počtu lidí na Zemi pro dobu, kdy začneme splývat s roboty, činí asi 9 miliard osob.

Universita v Berkeley rozběhla 13. května 1999 pod vedením D. Andersona ambiciózní program celosvětové spolupráce majitelů osobních počítačů při Fourierově analýze rádiového šumu, zachyceného v projektu SERENDIP -- naslouchání umělým signálům z vesmíru na frekvenci 1,42 GHz pomocí 305 m radioteleskopu v Arecibu. Návrh programu SETI@home byl poprvé předložen na mezinárodním sympoziu o SETI v červenci 1996 na Capri a představuje zatím nejúspěšnější program sdílení výpočtů na světě. Původní data z Areciba (35 GB/den !) jsou automaticky rozdělována na 107 s dlouhé balíčky po 250 kB, jež si zájemci mohou stáhnout z internetu stejně jako jednotný program zpracování pro platformy Windows, MacIntosh nebo OS. Výpočty mohou u dostatečně výkonných počítačů probíhat na pozadí; vždy však zcela bezbolestně v době, kdy je i méně výkonný osobní počítač přepnut do režimu šetřiče obrazovky. Jakmile je balíček zpracován, což zabere v průměru 20--35 h času CPU, příslušný osobní počítač jej při nejbližším připojení na internet samočinně odešle zpět do Berkeley a stáhne si další balíček. Za prvního čtvrt roku získal projekt 1 milión spolupracovníků v 224 zemích světa, což odpovídá kapacitě virtuálního superpočítače s výkonem 6 Tflops.

Programy hledání cizích civilizací typu SETI se dosud soustřeďovaly na naslouchání v pásmu rádiových vln, avšak v loňském roce začaly pokusy s hledáním kódovaných světelných záblesků od hvězd slunečního typu pomocí citlivých fotometrů, a to jednak v Berkeley a jednak na Harvardově univerzitě. J. Cordes připomíná, že v každém případě je přenos umělých signálů degradován přibližně úměrně době průletu mezihvězdným prostředím, což by se dalo využít k odvození vzdálenosti zdroje umělého signálu od nás.

8. Astronomické přístroje
8.1. Optická astronomie
Koncem ledna 1999 dostal první světlo japonský 8,2 m reflektor Subaru na Mauna Kea a v dubnu 2000 byl uveden do trvalého provozu pod vedením ředitele K. Kodairy. V březnu dostal dalekohled MMT na Mt. Hopkinsu v Arizoně nové monolitní 6,5 m zrcadlo, odlité v rotační sklářské peci roku 1992. Prakticky současně uvedli Italové do chodu 3,5 m teleskop TNG na Roque de los Muchachos na Kanárských ostrovech. V červnu byl vyzkoušen mezinárodní 8,1 m dalekohled Gemini-N na Mauna Kea. Je vybaven adaptivní optikou, dovolující v infračerveném pásmu rozlišení 0,08". Do trvalého provozu byl uveden v létě 2000: Jeho jižní dvojče bude instalováno roku 2001 na Cerro Pachon v Chile.

Zcela podle plánu byla do chodu uváděna jednotlivá 8,2 m zrcadla ESO VLT na Mt. Paranalu v Chile. Zrcadla jsou pojmenována v jazyku Mapuče Antú, Kjújen, Melípal a Jepún (Slunce, Měsíc, Jižní kříž a Večernice); slavnostní inaugurace největšího dalekohledu na světě se odehrála za účasti celebrit 5. března 1999. Podle R. Giacconiho aj. dosahuje Antú úhlového rozlišení 0,04arcsec a mezných hvězdných velikostí 26,3 mag v pásmu U; 27,8 mag v B a 25,2 mag v oboru I. Koncem roku bylo zveřejněno prvních 15 původních vědeckých prací, založených na pozorování teleskopu Antú, sepsaných převážně německými a italskými astronomy. Od září 1999 je novou ředitelkou ESO francouzská astronomka C. Cesarská. Mezitím R. Gilmozzi aj. z ESO uveřejnili první náčrt příštího největšího dalekohledu světa OWL (OverWhelmingly Large Telescope) o průměru primárního zrcadla 100 m (!), tvořeného 2000 šestiúhelníkovými segmenty o úhrnné hmotnosti 20 000 t v ceně 1,2 miliardy dolarů. Šlo by fakticky o svérázný zenitteleskop o výšce 137 m, kde by bylo umístěno sekundární zrcadlo ze 100 segmentů o průměru 25 m. Superdalekohled by byl přirozeně vybaven systémem adaptivní optiky a měl by mít úhlové rozlišení 40x lepší než HST a zobrazoval by objekty až 38 mag. Bude ho řídit superpočítač o 300krát vyšším výkonu než jsou dnešní nejlepší počítače světa a měl by být v provozu již kolem r. 2020. Proto jako na zavolanou přichází zpráva, že společnost IBM hodlá do pěti let vyvinout superpočítač Blue Gene s výkonem 1 Pflops (dosavadní špička je 2 TFlops), sestávající z miliónu Gflops procesorů s přístupovým časem 10 ns. Takový superpočítač bude např. schopen současných objem dat na internetu (100 TB) přenést za necelou sekundu. Prodejní cena se ovšem odhaduje na 100 milionů dolarů a příkon na 1 MW!

M. Cherry uvedl podrobnosti o jihoafrickém 9,2 m SALT, bude v provozu r. 2004 za necelých 17 milionů dolarů. Jde o společný projekt JAR, Polska, USA a SRN, jenž představuje zdokonalenou kopii úspěšného texaského teleskopu HET. Na Mt. Wilsonu v Kalifornii uvedli v listopadu 1999 do chodu interferometr CHARA, sestávající zatím ze dvou spřažených metrových dalekohledů na proměnné základně. Podle H. McAlistera se již podařilo získat interferenční proužky pro tři jasné hvězdy a tak je dobrá naděje, že interferometr dosáhne plánovaného rozlišení 0,004".

R. Garstang uveřejnil nové údaje o mezných hvězdných velikostech (mhv) a užitečném maximálním zvětšení při pozorování zrcadlovými dalekohledy, jak udává tabulka:

Průměr optiky (mm) mhv (mag) zvětšení
150
13,4
180x
400
15,4
470x
1000
17,0
1200x

O úžasném pokroku detekční techniky svědčí úspěch kanadského astronoma-amatéra P. Boltwooda z Ottawy, jenž ke svému 0,4 m Newtonovu reflektoru f/4,8 připojil kameru s maticí CCD 576x384 pixelů a složenou 20 h expozicí při hledání optického protějšku GRB v souhvězdí Hada dosáhl mezné hvězdné velikosti R = 24,1, což ještě před 20 lety nedokázal v uvedeném pásmu ani palomarský pětimetr! Na Palomaru nyní probíhá digitální přehlídka oblohy DPOSS s meznou hvězdnou velikostí B = 22 mag, jejímž cílem je zobrazit přes 50 miliónů galaxií a více než 2 miliardy hvězd. Podle S. Djorgovského se přitom již podařilo odhalit 60 kvasarů se z > 4. U 3,6 m CFHT byla instalována mozaika 12 matic CCD o celkové ploše 12x8 kilopixelů, jež umožňuje naráz zobrazit zorné pole 0,7ox0,5o, tj. 200 MB z jediného snímku. Během jediné noci tak přibude v paměti počítače 10 GB a za rok provozu plný 1 TB. Přitom ve vývoji je už mozaika 18x18 kilopixelů... Podobně se modernizuje slavná 1,2 m Schmidtova komora na Mt. Palomaru, která dostala matici CCD s hranou 4 kilopixely pro zobrazení pole o výměře 1,1 čtverečního stupně, avšak během 2 let bude vybavena mozaikou více než 100 (!) matic CCD.

8.2. Optické dalekohledy v kosmu
Problémy s gyroskopy uspíšily další údržbu HST, jež byla původně plánována již na říjen 1999. Odklad mise způsobil, že 13. listopadu

Jiří Grygar
 

Erotické obrázky

Obrazová galerie zajímavých portrétů planetky Eros nepotřebuje žádný komentář.

Zdroj: JHU APL/NASA
 

© INSTANTNÍ ASTRONOMICKÉ NOVINY
...veškeré požívání a reprodukce se souhlasem
redakce...