:: 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

 

424. vydání (9.5.2002 )

Foto R. Novak V minulém úvodníku jsem prozradil historku o našem boji za trochu toho tepla při dvacetistupňovém mrazu jedné prosincové noci. Vařič, pro který jsme tehdy sháněli tak důležitou elektrickou energii, nám přitom v průběhu noci připravil ještě jedno zajímavé překvapení.

Venku byla tak veliká zima, že jsme se na oblohu dívali zhruba dvacet, třicet minut a pak se na stejně dlouhou dobu, ne-li ještě déle, ohřívali nad horkou, avšak zoufale nevýkonnou spirálou. Abychom si nenarušili tak křehkou adaptaci na tmu, museli jsme si v naší unimobuňce tehdy svítit sytě červenou žárovkou, původně určenou pro fotografické komory.

Po několika hodinách pozorování jsme si přitom všimli zajímavého jevu. Spirála elektrického vařiče se rozpálila a začala sama svítit -- zářila však krásně modrobíle, podobně jako večer září okna paneláků vyšperkovaných televizními obrazovkami.

Dodnes si tento barevný kontrast nedokážu uspokojivě vysvětlit. Jak se mohla nanejvýš karmínově zabarvená, horká spirála proměnit v záplavě červeného osvětlení ve světle modrou plotýnku? Nevím. Ale i tak jsem moc rád, že svítila především v infračerveném oboru spektra a že udržela jak moje ruce, tak i zbytek mého těla naživu.

Jiří Dušek

 

 

 

Žeň objevů 2000 -- díl šestý

Gravitační čočky a mikročočky, Kosmologie a fyzika, Stavba a vývoj vesmíru, Problém skryté hmoty, Základní kosmologické parametry, Reliktní záření, Kosmické záření, Částicová a relativistická astrofyzika, Život ve vesmíru, Život ve vesmíru, Astronomické přístroje, Optická astronomie, Optické dalekohledy v kosmu, Radiová astronomie, Astronomické umělé družice, Kosmické sondy, Astronomie a společnost, Úmrtí a výročí, Ceny a ankety, Observatoře a astronomické instituce, Letem astronomickým světem, Závěr.

 5.6. Gravitační čočky a mikročočky
J. Lehár aj. zkoumali 10 gravitačních čoček pomocí HST. V 7 případech patří čočky ke galaxiím raného typu, ve 2 případech k pozdnímu typu a v jednom případě nebyla k zobrazovanému kvasaru žádná čočka nalezena. Celkem je již známo 60 gravitačních čoček, přičemž rekordně vzdálený zobrazovaný kvasar BRI 0952-0115 má červený posuv z = 4,5. K. Umetsu a T. Futamase studovali pomocí HST suprakupu galaxií CL 1604+4304 s dvěma koncentracemi o červených posuvech z = 0,90 a 0,92, úhlově vzdálenými 17 úhlových minut, což představuje minimální lineární vzdálenost koncentrací od sebe 9 Mpc. Dynamické centrum suprakupy o hmotnosti 1.1015 Mo se polohově shoduje s první koncentrací. Snímky z HST však odhalily, že tato koncentrace je sama o sobě podvojná, ale druhé zhuštění nemá optický protějšek. Hmotnost "temného" shluku pak může dosahovat až 2.1014 Mo.

Pozoruhodnou novou gravitační čočku HS 0818+1227 našli H. Hagen a D. Reimers. Složky kvasaru (19 a 20 mag) mají vzájemnou úhlovou vzdálenost 2,1 úhlové vteřiny a vykazují červený posuv z = 3,1. Mezilehlá čočkovací galaxie je 20,6 mag, takže její absolutní hvězdná velikost dosahuje -21,5 mag. Ještě vyšší z = 3,9 má dle E. Egamiho aj. jasný kvasar 15 mag APM 08279+5255, což by v přepočtu znamenalo jeho zcela rekordní svítivost 5.1015 Lo, jenže jeho obraz je o dva řády zesílen efektem gravitační čočky. Mezilehlá velmi hmotná galaxie má rovněž vysoký posuv z = cca. 3, takže bolometrická svítivost kvasaru se pak sníží na přijatelných 5.1013 Lo. E. Agol aj. zkoumali ve střední infračervené oblasti (9 -- 12 µm) kvasar QSO 2237+0305 pomocí Keckova teleskopu. Jde o souměrný Einsteinův kříž, známý též jako Huchrova čočka, s posuvem z = 1,7, zatímco vlastní gravitační čočka je blízko k nám s posuvem z = 0,04. Na světelné křivce je patrné mikročočkování, vyvolávané přechodem jednotlivých hvězd mezilehlé galaxie před kvasarem. Odtud plyne, že minimální rozměry optického obrazu kvasaru přesahují bilión kilometrů.

A. Udalski aj. shrnuli dosavadní výsledky projektu OGLE, v němž se hledaly gravitační mikročočky ve výduti naší Galaxie v letech 1997-99. Celkem se podařilo získat 4 miliardy fotometrických měření pro více než 20 milionů hvězd v zorném poli 11 čtverečních stupňů. Četnost úkazů gravitačních mikročoček zřetelně závisí na galaktických souřadnicích a tak se dosud podařilo pozorovat 214 úkazů; z toho ve 20 případech šlo o binární mikročočky, u nichž ve 14 případech byly zaznamenány průchody kaustiky stanovišti pozorovatelů na Zemi. Podobně C. Alcock aj. uvedli, že program MACHO dokázal za 5,7 roku uskutečnit 256 miliard měření 12 milionů hvězd ve Velkém Magellanově mračnu. Výsledkem byl objev cca 15 mikročoček, což je pětkrát více, než očekávali. Odvodili odtud i hmotnost naší Galaxie do poloměru 50 kpc na 90 miliard Mo.

C. Afonso aj. zveřejnili výsledky obsáhlé spolupráce pěti přehlídkových programů při studiu binární mikročočky MACHO98-SMS-1, kdy se podařilo díky dobré koordinaci pozorování zachytit spolehlivě průchod kaustiky při relativním vlastním pohybu zdroje a mikročočky 1,4 km/s. Ukázali, že i samotná binární mikročočka se nalézá v Malém Magellanově mračnu, a za ní zobrazovaná hvězda spektrální třídy A, pro níž se tak podařilo změřit v několika barvách i průběhu okrajového ztemnění. Podobně M. Albrow aj. studovali v rozsáhlé mezinárodní spolupráci průběh změn jasnosti binární gravitační mikročočky MACHO 97-BLG-41 od června do září 1997. Interval mezi průchodem kaustikami činil 35 dnů a během tohoto údobí se složky mikročočky vůči sobě pootočily o 6 stupňů a jejich vzdálenost zmenšila o 0,07 Einsteinova poloměru. Odtud vyplynula oběžná době binární mikročočky 1,5 roku a její vzdálenost od nás 5,5 kpc. Poměr hmotností složek činí 0,3 a jejich spektrum odpovídá třídě dM. Tím více je mrzuté, že dosavadní velmi úspěšný program MACHO v roce 1999 skončil.

D. Bennett aj uvažovali o možnosti, že efektem gravitační mikročočky by se mohly prozradit osamělé hvězdné černé díry např. v programu typu MACHO. Ačkoliv všechny přehlídky dohromady odhalily už přes 400 mikročoček, jen ve dvou případech šlo patrně o zmíněné osamělé černé díry, které se prozradily mimořádně dlouhým trváním úkazů, tj. 500 (r. 1998) a 800 (r.1996) dnů. Dlouhé trvání úkazů umožňuje určit z pohybu Země za tu dobu přibližnou vzdálenost objektů. Autoři soudí, že příslušné černé díry měly hmotnosti kolem 6 Mo a jsou od nás několik kpc daleko. Odtud mimo jiné plyne, že gravitační zhroucení osamělé dostatečně hmotné hvězdy na černou díru může proběhnout spontánně. Ukazuje, se, že asi tisícinu hmotnosti naší Galaxie představují neutronové hvězdy a jen několik tisícin hmotnosti disku Galaxie černé díry.

Vedlejším produktem přehlídek MACHO a OGLE ve Velkém Magellanově mračnu se stalo objevování zákrytových proměnných hvězd, které je velmi cenné pro kalibraci vzdálenosti této klíčové galaxie. K podrobnému studiu světelné křivky pak stačí dalekohledy s průměrem zrcadel od 1 metru výše, zatímco na spektroskopii je nutný alespoň čtyřmetrový reflektor. Ve zmíněných přehlídkách bylo již odhaleno na 2500 zákrytových dvojhvězd, což zní velmi příznivě, když uvážíme, že v celé naší Galaxii známe dosud jen kolem 3000 zákrytových dvojhvězd.

 

6. Kosmologie a fyzika
6.1. Stavba a vývoj vesmíru. Problém skryté hmoty
Jelikož stále sílí mínění, podepřené pozorováním velmi vzdálených supernov, že v posledních několika miliardách let se vesmír rozpíná zrychleně, vypadá to, že se nakonec vesmír rozplyne v nicotu. Nikoliv, soudí J. Barrow -- pokud je vesmír vyplněn z větší částí tajemnou látkou, zvanou kvintesence, pak je zrychlené rozpínání pouhou epizodou, která skončí převahou normální látky, a tím i obnovením brzděného rozpínání vesmíru v daleké budoucnosti. Nejnověji vyslovili podporu pro současné zrychlené rozpínání vesmíru G. Aldering aj., kteří si všimli, že nástup zjasnění supernov Ia se neliší pro blízké a vzdálené případy, což posiluje mínění, že jde o standardní svíčky, tj. o tytéž maximální zářivé výkony vybuchujících supernov. Podobně A. Riess aj. uvádějí, že vzdálené supernovy třídy Ia se jeví asi o 30 % slabší, než by odpovídalo modelu otevřeného rozpínajícího se vesmíru, a to lze po započtení známých výběrových efektů nejlépe vysvětlit jako zrychlující se rozpínání vesmíru od druhé poloviny jeho dosavadního trvání.

Podobně se začíná zpochybňovat myšlenka počáteční singularity vesmíru, obrazně nazývané velký třesk. Jak uvádí R. Fakir, již v pracích R. Penroseho z roku 1965 a S. Hawkinga a G. Ellise o prostoročasových singularitách se autorům podařilo najít taková řešení, kde se epochy rozpínání a smršťování vesmíru střídají, aniž by singularity nastaly. K podobnému závěru dospěl loni také E. Rebhan, který hovoří v této souvislosti o "měkkém třesku" na počátku dnešního vesmíru.

Pomocí přehlídky galaxií 2dF na teleskopu AAT se podařilo odhalit vláknitou strukturu vesmíru v kouli o poloměru 600 Mpc, tj. pro posuvy z < 0,25. V trojrozměrném zobrazení jsou patrné kupy a nadkupy galaxií stejně jako proluky mezi nimi a tzv. velké stěny dlouhé až 150 Mpc. Ze zpomalení rozpínání vesmíru v okolí velkých hnízd galaxií se dá určit i množství skryté hmoty, jež pak vychází na zhruba 40 % kritické hustoty vesmíru. Do toho se ovšem nezapočítává tzv. skrytá energie v podobě energie vakua neboli kosmologické konstanty LAMBDA. Se započtením skryté energie pak vychází celková hustota hmoty vesmíru blízké hustotě kritické, což odpovídá trvale expandujícímu vesmíru.

M. West a J. Blakeslee zjistili, že obří kupa galaxií v souhvězdí Panny obsahuje úzce směrovaný "ukazovák" o délce 6 Mpc, vycházející z galaxie NGC 4660 a končící v galaxii M 84, což značí, že směřuje přímo na místní soustavu galaxií, k níž patří Mléčná dráha. Samotná kupa v Panně, jejíž těžiště se nachází asi 20 Mpc od nás, je pouhým přívěskem velkého řetězu kup galaxií, sahající až ke kupě Abell 1367 ve Lvu, vzdálené od nás 100 Mpc. Použili totiž nové metody pro určování vzdálenosti galaxií, založené na fluktuacích jasnosti obrazu dané galaxie na snímku CCD. Ukazuje se, že tyto fluktuace jsou nejvýraznější pro blízké galaxie, zatímco pro vzdálenější se smývají. Metoda je nezávislá na samotné hodnotě z, která je vždy ovlivněna vlastními pekuliárními pohyby jednotlivých galaxií vůči celkovému Hubblovu toku rozpínání vesmíru, a lze ji použít až do vzdálenosti 150 Mpc.

J. Tonry aj. určili hmotnost tzv. Velkého poutače na 9 PMo a metodou fluktuací i vzdálenost jeho těžiště od nás na 40 Mpc. Poutač leží ve směru k souhvězdí Kentaura a jeho těžiště má polohu 1136-46. Rozložení zářící hmoty v něm se shoduje s rozložením hmoty skryté. Y. Mellier aj. se pokusili zmapovat rozložení skryté hmoty v zorném poli o výměře 2 čtverečních stupňů na základě zobrazení plných 200 tisíc galaxií dalekohledem CFHT. K mapování rozložení skryté hmoty využili efektu gravitační čočky a zjistili, že skrytá hmota se vyskytuje podél intergalaktických vláken, tedy i mimo vlastní galaxie. Podobného postupu použili D. Wittman aj., kteří prohlédli na 145 tisíc galaxií ve třech různých směrech na obloze, a odtud usoudili, že skryté hmoty je málo na uzavření vesmíru, čili že vesmír je otevřený, resp. plochý, pokud je kosmologická konstanta kladná. Standardní kosmologický model se studenou skrytou hmotou je určitě špatně. Nicméně M. Roos a S. Harunor Rashid odhadli na základě mikrovlnných měření, že vesmír obsahuje (0,97 ± 0,05) kritické hustoty hmoty, což svědčí, že je velmi přibližně euklidovsky plochý. Zářící hmota však představuje pouhé 1 % a baryonní hmota jen 5 % kritické hustoty vesmíru.

T. Tripp aj. odvodili na základě pozorování vzdáleného kvasaru pomocí STIS HST, že před kvasarem -- leč mimo mezilehlé galaxie -- se nachází pětkrát ionizovaný kyslík, který indikuje přítomnost obrovských horkých (= cca. 1 MK) vodíkových mračen, jež mohou obsahovat až polovinu viditelné hmoty vesmíru. Horký vodík je totiž plně ionizován, takže je spektrálně neviditelný, a není dost jasný ani v rentgenovém oboru spektra. Tam, kde se protínají vlákna chladného vodíku, vznikají galaxie, neboť chladnější vodík se srážkami zahřívá. Hvězdy vznikají snadněji právě tam, kde je vodík studený, ale během svého aktivního života ho pak vyvrhují zpět -- mimo jiné i do intergalaktického prostoru.

 

6.2. Základní kosmologické parametry
Tím nejvíce diskutovaným kosmologickým parametrem je proslulá Hubblova konstanta Ho (v dalším ji budu uvádět v obvyklých jednotkách km/s/Mpc). Jelikož již skončil klíčový projekt HST určování vzdálenosti galaxií pomocí cefeid, využívá většina badatelů tohoto výsledku jako odrazového můstku pro další zpřesnění pomocí rozličných indikátorů vzdáleností. S. Jha aj. využili supernovy 1998bu třídy Ia v galaxii M96 (NGC 3368) ve skupině Leo k určení vzdálenosti galaxie a tím i ke kalibraci vzdáleností ve vesmíru. Za jistých předpokladů o mezihvězdné absorpci a o maximálním výkonu supernov Ia pak dostali Ho = (64 ± 7). S. Sakai aj. využili vztahu Tullyho-Fischera pro 23 kup galaxií s posuvem z < 0,03 k výpočtu Ho = (71 ± 8). R. Tully a M. Pierce odvodili podobnou cestou Ho = (77 ± 8). L. Ferrareseová aj. kalibrovali vzdálenosti pomocí červených obrů a planetárních mlhovin pro 18 spirálních galaxií se z < 0,005 a tak našli Ho = (69 ± 7), kdežto B. Gibson aj. použili supernov Ia a cefeid pro 7 galaxií a tak dostali Ho = (68 ± 6). Celkem 35 supernov třídy Ia posloužilo B. Parodimu aj. k určení Ho = (58,5 ± 6,3). D. Kelson aj. se zaměřili na kupy galaxií v Panně, Chemické peci a Lvu, což dalo hodnotu Ho = (78 ± 10). J. Mould aj. shrnuli všechny možné postupy pro galaxie do vzdálenosti 25 Mpc a za předpokladu, že Velké Magellanovo mračno je vzdáleno 50 kpc, jim pak vyšlo Ho = (68 ± 6), což je vskutku dobrá hodnota a realistická střední chyba.

K zcela nezávislému určování hodnoty Hubblovy konstanty se stále častěji daří využívat světelných křivek kvasarů, vícenásobně zobrazených gravitačními čočkami. L. Williamsová a P. Saha tak obdrželi střední hodnotu Ho = (61 ± 15). K podobnému výsledku dospěli též H. Witt aj., kteří však tvrdí, že jen 6 známých čoček se hodí k dobrému určení Ho, pro níž udávají střední hodnotu (65 ± 15), přičemž zpoždění mezi obrazy složek se pohybuje od 12 do 47 dnů. L. Koopmans aj. dostali pro radiovou gravitační čočku B1600+434 rozmezí Ho od 57 do 74. I. Burud aj. určili časové zpoždění pro obě složky kvasaru na 51 dnů, což při červených posuvech pro kvasar resp. gravitační čočku z = 1,6 resp. 0,4 dává Ho = 52. Konečně A. Cohen aj. dostali pro radiové světelné křivky kvasaru 0218+357 zpoždění 10 dnů, odkud pak plyne Ho = 71. Zatím jen orientační hodnoty Ho se daří stanovit pomocí efektu Sjunjajeva-Zeldoviče v mikrovlnném záření uvnitř kup galaxií. Podle P. Mauskopfa činí takto určená hodnota Ho = (59 ± 33).

B. Parodi aj. zjistili pomocí supernov Ia, že zastoupení látkové složky vesmíru Omega_m dosahuje 30 % kritické hustoty, takže kosmologická konstanta LAMBDA představuje zbylých 70 %. M. Célérerová však namítá, že to platí jen v případě, že je vesmír vcelku homogenní. Pokud homogenní není, může být LAMBDA libovolné a nelze je takto stanovit. P. Höflich aj. dokonce na základě změn metalicity supernov třídy Ia v I. a II. populaci tvrdí, že Omegam = 0,2 a LAMBDA = 0, takže vesmír je velmi silně otevřený. Podle L. Wanga aj. je kosmologická konstanta mezním případě kvintesence, kterou definují jako složku hustoty energie vesmíru se záporným tlakem Omegae. Pro plochý vesmír platí, že Omegam + Omegae = 1. Z dnešních pozorování prý plyne, že 0,2 <= Omegam <= 0,5. Ze spektra fluktuací reliktního záření na balónu Boomerang odvodili P. Mauskopf aj., že vesmír je vskutku přesně plochý. Obdobný výsledek získali balónem Maxima-1 A. Balbi aj., kteří tím současně popřeli výskyt studené skryté hmoty ve vesmíru, místo níž musí nastoupit dosti velké kosmologická konstanta LAMBDA. To však nesouhlasí s nulovým výsledkem pokusu J. Eppleyeho a R. Partridgeho, kteří marně hledali na frekvenci 1,4 GHz kosmologické "duchy", a to by znamenalo, že LAMBDA je blízká nule.

 

6.3. Reliktní záření
Nejnovější hodnota střední teploty reliktního záření byla určena z experimentu FIRAS na družici COBE: T = (2,728 ± 0,002) K. Kromě toho R. Srianand aj. sledovali spektrum C I u kvasaru PKS 1235+0815 (z = 2,6) z doby, kdy vesmíru bylo 2,5 miliardy roků. Podle teorie mělo tehdy reliktní záření teplotu 9,1 K a měření dávají rozmezí (6 -- 14) K, což je slušná shoda v mezích chyb. P. de Bernardis aj. uveřejnili výsledky měření fluktuací reliktního záření z balónu Boomerang, jenž po dobu 10,5 d měřil nepřetržitě nad Antarktidou ve výši 38 km, když přitom uletěl po přibližně kruhové dráze 8000 km. Přesnost měření teploty reliktního záření dosáhla setin procenta a úhlové rozlišení 0,16° (proti 7° u COBE). Nalezené fluktuace potvrzují podle M. Whitea aj. svými typickými úhlovými rozměry (1°) i amplitudou (69 µK) standardní kosmologický model a inflaci ve velmi raném vesmíru. Z měření se podařilo odvodit velikost akustických oscilací fotonově-baryonové tekutiny při posledním rozptylu asi 300 tisíc let po velkém třesku. Odtud se potvrzuje, že těsně po velkém třesku byl vesmír extrémně horký a hustý, a že struktury ve vesmíru vyrůstaly z gravitačních nestabilit. K obdobným výsledků dospěla dle A. Balbiho aj. také analýza měření z balónu Maxima-1, jenž startoval v srpnu 1998 a proměřil plochu 124 čtverečních stupňů oblohy na třech frekvencích od 150 do 410 GHz.

 

6.4. Kosmické záření
E. Berezhko a H. Völk vypracovali kinetickou teorii původu kosmického záření a energetického záření v pozůstatcích supernov, které se rozpínají do bublin hvězdného větru. Ukázali, že tak dokáží vysvětlit existenci záření s energií až 100 TeV. F. Arqueros aj. dokázali pomocí aparatury HEGRA na Kanárských ostrovech proměřit energetické spektrum a chemické složení kosmického záření v oblasti "kolena" kolem 4 PeV, a měření jejich sahají až k 10 PeV. Touže aparaturou sledovali F. Aharonian aj. zdroje záření gama v pásmu TeV, a to jednak Krabí mlhovinu a jednak blazar Mrk 501. M. Amenomori aj. studovali pomocí aparatury v Tibetu závislost polohy stínu Slunce v kosmickém záření během slunečního cyklu. Zatímco v minimu r. 1996-7 se stín Slunce nacházel ve směru slunečního disku, v maximu je tento stín vůči geometrické poloze Slunce posunut.

Pokud jde o extrémně energetické kosmické záření nad 1 EeV, tak od r. 1997 se počet takových úkazů zdvojnásobil zásluhou americké aparatury HiRes v Utahu. (V Utahu byla již v říjnu 1991 zařízením zvaným Muší oko zaznamenána dosud rekordní energie částice primárního kosmického záření 320 EeV.) Dosud je známo 13 úkazů s energií nad 60 EeV a pouhých 7 s energií nad 100 EeV, ale pro žádný z nich neexistuje ani kloudné teoretické vysvětlení; jde o jednu z hlavních záhad soudobé astrofyziky. Supernovy v naší Galaxii totiž "končí" u energií 1 PeV, a částice s energií nad 60 EeV musí z dobrých teoretických příčin vznikat blíže než 50 Mpc od nás. Do této vzdálenosti však neznáme žádné vhodné zdroje -- kvasary, blazary a aktivní jádra galaxií jsou vesměs dál než 100 Mpc.

Jistým vysvobozením z patové situace by mohl být návrh P. Blasiho aj. na produkci částic o energii přes 100 EeV ve zmagnetovaném relativistickém hvězdném větru kolem neutronových hvězd. Při rotační periodě pod 10 ms a indukci magnetického pole na povrchu až 10 GT lze tak údajně urychlit jádra atomů železa. S podobným námětem přišli též E. de Gouveia dal Pinová a A. Lazarian. Původ velmi energetických částic nacházejí v silně magnetických milisekundových pulsarech, kde se energie uvolňuje magnetickou rekonexí, podobně jako energie slunečních erupcí. Jelikož však magnetická pole pulsarů jsou extrémně silná, lze tak docílit potřebných rekordních energií. Příspěvek pulsarů naší Galaxie však na to nestačí; musí jít o "spolupráci" všech milisekundových pulsarů v galaxiích do kritického okruhu 50 Mpc.

Podle P. Biermanna se vskutku zdá, že toto extrémní energetické záření může přicházet z obří eliptické galaxie M87 v kupě v souhvězdí Panny, vzdálené od nás asi 20 Mpc. Tomu docela dobře odpovídá domněnka E. Noldta a M. Loewensteina, že extrémní kosmické záření vzniká ve vyhaslých kvasarech, které zbyly v blízkých obřích eliptických galaxiích, jako je právě M87 a asi půltuctu dalších. Někteří další autoři naznačují, že intergalaktické magnetické pole je až o dva řády silnější, než se dosud soudilo, a to by mohlo napomoci potřebnému urychlení částic na velmi dlouhých drahách. Konečně G. Pelletier a E. Kersalé a nezávisle též E. Waxman a J. Bahcall uvažují o urychlení částic kosmického záření při explozích zábleskových zdrojů záření gama -- nevýhodou tohoto mechanismu je příliš velká vzdálenost zdrojů od Země, takže tak daleko velmi energetické částice skoro určitě nedoletí vlivem srážek s fotony reliktního záření.

Je zřejmé, že tento obor trpí velkým nedostatkem kvalitních pozorovacích údajů, ale to by se mělo během nejbližších let změnit. Jak uvádí M. Boratav, v Argentině se již rozběhla výstavba observatoře Pierra Augera, která bude zaznamenávat spršky od extrémně energetických částic detektory, rozesetými na ploše 3000 km2 a souběžně světelnými fluorescenčními reflektory. Jestliže za posledních 40 let máme údaje pouze o 15 úkazech s energiemi nad 100 EeV, samotný Auger, který bude uveden do chodu roku 2006, získá během 5 let provozu nejméně 300 takových úkazů, a to už dá lepší představu o povaze zdrojů extrémního kosmického záření.

 

6.5. Částicová a relativistická astrofyzika
Zatím bez kladného výsledku probíhá hledání hypotetických slabě interagujících částic WIMP v podzemním detektoru v italském pohoří Gran Sasso. Po 4 letech provozu se sice ukazuje kolísání "šumu" v 9 krystalech jodidu sodného s maximem vždy v červnu běžného roku, ale germaniové detektory chlazené na 0,1 K žádnou takovou závislost nezaznamenaly. Zato prvním úspěchem skončilo hledání neutrin tau v urychlovači Fermilab. Podle G. Kanea aj. k tomu využili elektronový svazek, bombardující wolframový terčík v experimentu DONUT s energií protonů 800 GeV. Výtěžnost pokusu je pranepatrná -- z bilionu neutrin tau se podařilo zaznamenat vždy jen jedno a celkem tak nyní mají 4 případy. V urychlovači SPS CERN se podařilo v únoru 2000 bombardováním olověného terčíku ionty olova urychlenými na 3,5 TeV vytvořit kvarkovou-gluonovou plazmu o teplotě 800 MK na dobu 10^-23 s. Vzápětí se tato plazma rozpadla na protony a neutrony, podobně jako v pověstných prvních třech minutách po velkém třesku.

Obří urychlovač LEP v CERN byl od září 2000 po dobu několika měsíců doslova napínán na skřipec, když dosáhl rekordní energie 207 GeV s cílem odhalit předpovězený Higgsův boson, důležitý pro teorii velkého sjednocení (GUT). Výsledky experimentů naznačily, že pravděpodobná hmotnost Higgsova bosonu bude asi 115 GeV, ale statistika nebyla dostatečná -- pouze 5 kandidátů nestačí na spolehlivý důkaz a po dramatickém rozhodování byl nakonec experiment počátkem listopadu ukončen, aby v tunelu LEP mohly začít práce na jeho přestavbě na mnohem výkonnější urychlovač LHC, jenž by měl začít fungovat brzy po roce 2005.

M. Froeschlé aj. zpracovali měření z družice HIPPARCOS, ověřující platnost závěru obecné teorie relativity (OTR) o ohybu světla hvězd v gravitačním poli Slunce. Vysoká přesnost astrometrických měření (0,003 úhlové vteřiny pro hvězdy 8 -- 9 mag) umožnila odhalit odchylky polohy hvězd ještě v úhlové vzdálenosti 133° od Slunce! Souhrnným zpracováním odchylek pro 87 tisíc hvězd v úhlové vzdálenosti od 47° od Slunce pak dostali koeficient souhlasu s OTR gamma = (0,997 ± 0,003), ve výtečné shodě s výsledky radiových interferometrických měření, která jsou mnohokrát přesnější než pozemní optická pozorování, a jež dávají ideální souhlas gamma = (1,000 ± 0,001).

V teorii dolování energie z rotujících černých děr dosud platil jako nejúčinnější Thorneův mechanismus prostého pádu jakékoliv látky do černé díry, čímž lze uvolnit až 31 % klidové energie látky. Nyní tento postup zdokonalili L. Li a B. Paczynski, kteří vymysleli něco jako "dvoutaktní motor" u černé díry. V prvním taktu padá hmota z akrečního disku do černé díry jako u Thornea. Pak se však akrece přeruší a vnější magnetické pole černé díry roztočí akreční disk a vytáhne z černé díry energii díky vazbě mezi černou dírou a diskem. Při tomto postupu se dá získat až 66 % klidové energie dopadlé látky.

Pro astronomii má dále značný význam nové laboratorní měření gravitační konstanty G pomocí torzních vah, jež uskutečnili J. Gundlach aj. Hodnota této základní konstanty je tak nyní poprvé známa se slušnou přesností 1,3.10-5 a činí G = 6,67423.10-11 m3/(kg s-2). J. Ellis aj. hledali astronomické důkazy pro případnou závislost rychlosti světla na stáří vesmíru nebo frekvenci záření. Využili k tomu jak zábleskových zdrojů záření gama tak aktivních jader galaxií i pulsarů, ale žádné známky takové závislosti nenalezli. Zato L. Wang aj. docílili v laboratoři zvýšení grupové rychlosti světla o 7 % proti hodnotě c na vzdálenost několika set mm. Tímto laboratorním trikem ovšem není narušena kauzalita, jak se mnozí laici domnívají. Je to nicméně krásný dárek ke stému výročí vzniku kvantové fyziky.

Jak uvádí A. Zeilinger, známý matematik a fyzik P. von Jolly radil v roce 1874 M. Planckovi, aby nešel studovat fyziku, že na tak nudný obor je jeho talentu škoda. Planck ho naštěstí neposlechl a 14. prosince 1900 zveřejnil na přednášce v Berlíně svou kvantovou domněnku o povaze světla, čímž odstartoval fyzikální revoluci, která nemá v dějinách vědy obdoby. Planck "objevil" také Alberta Einsteina, kterého roku 1913 doporučil za člena prestižní Pruské akademie věd, ale sám se pořádně sekl, když o něco později Einsteinovi vyčítal domněnku o fotonech v souvislosti s fotoefektem (právě za tuto práci dostal Einstein v roce 1921 Nobelovu cenu -- fakticky tedy za příspěvek k rozvoji kvantové fyziky). Kvantová fyzika dosáhla zralosti v pracích celé plejády fyziků od poloviny 20. do poloviny 30. let XX. stol., ale i nyní prokazuje znovu překvapivou životnost, jak je patrné z pokusů s urychlením resp. zpomalením světla a se zapletenými stavy fotonů. Přitom to nejlepší -- integrace kvantové fyziky a obecné relativity -- nás podle G. Amelina-Camelia ještě čeká.

 

7. Život ve vesmíru
Úspěšný program sdíleného počítání v projektu SETI@home kalifornské univerzity v Berkeley, započatý v květnu 1999, se setkal s neuvěřitelně příznivým ohlasem u majitelů 2,4 milionu osobních počítačů na světě. Podstatou projektu je zasílání balíčků se záznamem zhruba 100 s radiového šumu na frekvenci 1,4 GHz z obřího radioteleskopu v Arecibu a jejich zpracování na osobních počítačích jednotným programem (Fourierovou analýzou) v době, kdy počítače nemají co na práci, případně na pozadí jiné práce. Cílem je najít případné znaky umělých inteligentních signálů v radiovém šumu. Během prvního roku provozu odpracovaly osobní počítače z celého světa 166 tisíc roků času centrálních procesorů a prakticky zvládly předtím nahromaděný pozorovací materiál. Asi 1,4 milionu PC zpracovalo alespoň jeden balíček a asi 0,5 milionu spolupracovníků je aktivních trvale, takže úhrnem bylo zpracováno již 63 milionů balíčků.

Proto pracovníci projektu jednak rozesílali duplikáty již zpracovaných balíčku a jednak připravili 2. a posléze i 3. verzi redukčního programu, která je mnohem důkladnější -- zabírá všem na běžném PC až 80 hodin práce CPU. Je zřejmé, že obdobným způsobem lze poměrně lacino a rychle řešit i jiné náročné výpočetní úkoly, -- a to nejenom v astronomii -- pokud se majitelům PC nabídne dostatečně přitažlivá motivace. Na přelomu století bylo totiž k internetu připojeno na 300 milionů PC, jejichž kapacitu majitelé využívají nanejvýš z 20 %; zbytek času PC "předou naprázdno". S velkou reservou lze proto říci, že v dosahu sdíleného počítání na internetu je zhruba 300 projektů o velikosti srovnatelné s programem SETI@home.

Velmi zajímavou úvahu o souvislosti mezi hledáním života ve vesmíru a hodnotami kosmologických parametrů zveřejnili L. Krauss a G. Starkman. Pokud je totiž kosmologická konstanta LAMBDA > 0, je naše možnost zkoumat velkorozměrovou strukturu vesmíru omezena, neboť větší část struktury zmizí během doby za obzorem událostí. Ačkoliv je v tom případě vesmír prostorově nekonečný, život konkrétní civilizace je vždy časově omezen, takže z toho důvodu získá taková civilizace jenom omezenou konečnou informaci. Život v takovém vesmíru totiž nemůže být věčný, jelikož se nutně setká s energetickou krizí, danou snížením průměrné teploty pod určitou kritickou mez vinou neustálého rozpínání vesmíru.

Problém je ještě horší, pokud jde o znalosti o vesmíru. Jelikož žádný konečný systém, založený na principech kvantové mechaniky, nemůže s konečnou spotřebou energie vykonat nekonečný počet výpočtů, znalosti civilizace o vesmíru nutně klesají s časem. Bude totiž dokonce potřebí mazat informace z paměti počítačů, abychom tam mohli uložit nové! "Životaschopné" období vesmíru autoři odhadují na biliony roků, neboť na konci údobí bude mít kupa galaxií, vzdálená nyní pouhých 10 Mpc, červený posuv z řádu 1053 (!), takže dnešní fotony gama z ní vyvěrající dosáhnou vlnových délek větších než jsou dnes pozorovatelné rozměry vesmíru. Jedinou škvírku naděje poskytují dnes tak populární úvahy o vzniku dceřiných vesmírů, kam by se snad daly propasírovat přebytečné informace, ale to je ovšem divoká spekulace bez jakéhokoliv důkazu.

C. Mileikowsky aj. ukázali, že jak v rané epoše sluneční soustavy tak i dnes je možný přenos mikroorganismů mezi Zemí a Marsem, a to oběma směry. Dopravním prostředkem jsou úlomky hornin, vymrštěné z povrchu planety minimálně únikovou rychlostí při dopadu meteoritu pod velmi šikmými úhly. Je tudíž dobře možné, že na Marsu přežívají nebo koexistují pozemské mikroorganismy. G. Laughlin a F. Adams propočítali drastický případ, kdy by gravitačními poruchami při průchodu cizí hvězdy u Slunce byla Země vychýlena z dnešní téměř kruhové dráhy. Ukázali, že Země by pak spadla na Slunce, případně ji cizí hvězda odvezla sebou, anebo by se dostala na hyperbolickou dráhu do mrazivých hlubin kosmického prostoru. Autoři soudí, že v tomto případě by sice povrch Země zmrzl na kost, ale pod povrchem by se život ještě dlouho udržel díky radioaktivitě hornin zemského pláště. Takto rozbitých planetárních soustav musí být ve vesmíru velmi mnoho.

K tomu poznamenávají T. Colonna, D. Thomasová aj, že dosud málo víme o nejdůležitější formě života, jíž jsou baktérie. Ty navíc -- jak se zdá -- přežijí téměř cokoliv. Ostatně ve východním Transvaalu (JAR) byly předloni objeveny mikrofosílie, svědčící o životě na pevninách již před 2,7 miliardami let; tj. už tehdy musel být v zemské atmosféře přítomen ozón. Předtím byly stopy života na pevninách doloženy ze stáří jen 1,2 miliardy let. V oceánech však byl určitě život na Zemi již před 3,8 miliardy let. První hominidé v Africe jsou doloženi z doby před 6 miliony let. Podle S. Hedgese se moderní člověk objevil zhruba před 200 tisíci let v subsaharské Africe, odkud začal před 100 tisíci lety pronikat nejprve směrem do Asie (tam dospěl před 67 tisíci lety) a Austrálie (před 60 tisíci lety). Následovala Evropa (-40 tisíc roků), Severní Amerika (-20 tisíc let) a nakonec Jižní Amerika (-13 tisíc let). Pověstní neandrtálci se oddělili od našeho druhu H. sapiens již před 465 tisíci lety a po nějakou dobu s našimi přímými předky koexistovali. Všechna tato data se podařilo získat pomocí nové disciplíny, zvané populační genomika.

S. Franck aj. propočítali rozsah ekosfér pro terestrické planety sluneční soustavy. Zatímco ekosféra je oblast vhodná pro život v dané chvíli, koridor života je dlouhodobým průnikem časově se posouvajících ekosfér. Z tohoto hlediska se optimální koridor života ve sluneční soustavě ve sluneční soustavě nachází na povrchu pomyslné koule s poloměrem 1,08 AU. V této vzdálenosti od Slunce totiž vydrží podmínky pro život nejdéle. Zatímco ještě před půl miliardou roků by byla Země ve vzdálenosti Marsu obydlitelná, Venuše se v ekosféře nenacházela nikdy.

 

8. Astronomické přístroje
8.1. Optická astronomie
Počátkem roku 2000 začal pracovat dalekohled UT3 (Melipal) soustavy VLT ESO na Mt. Paranalu v Chile a koncem roku 2000 byl uveden do zkušebního chodu poslední ze čtveřice osmimetrů (UT4 = Jepún). Tím se přesně na konci XX. stol. po 13 letech od zahájení projektu VLT stala observatoř na Mt. Paranalu jedničkou na světě, pokud jde o sběrnou plochu astronomického dalekohledu -- úhrnná plocha 211 m2 odpovídá totiž zrcadlu o průměru 16,4 m. Prakticky současně uvedli Japonci na Mauna Kea do zkušebního provozu největší monolitické zrcadlo světa o průměru 8,4 m dalekohledu Subaru. Dalekohled už při těchto zkouškách vykazoval rekordní kvalitu obrazu (seeing) 0,2 úhlové vteřiny v infračerveném pásmu a 0,3 úhlové vteřiny v optickém oboru.

V Arizoně na Mt. Hopkins se podařilo dokončit přestavbu vícezrcadlového 4,5 m MMT na monolitický 6,5 m, jehož zrcadlo bylo odlito v rotační sklářské peci a je odlehčeno voštinou na zadní straně skleněného disku. Tím se jednak více než o řád zvýšila sběrná plocha přístroje, ale současně se 15krát zvětšilo zorné pole, takže přístroj má nyní 200krát vyšší účinnost. Díky vláknové optice může naráz pořídit spektra stovky objektů a díky adaptivní optice dosahuje úhlového rozlišení 0,04 úhlové vteřiny (lepšího než HST!) -- a to vše za pakatel 20 milionů dolarů. D. McCarthy aj. připojili k novému MMT širokoúhlou kameru PISCES pro blízkou infračervenou oblasti s rekordním počtem pixelů 1024x1024 a zorným polem 3,2 úhlové minuty, jež dosahuje mezné 19 mag v oboru K.

Dalším teleskopem téhož rozměru se stal v září 2000 dalekohled Magellan I, pojmenovaný po Walteru Baadeovi, na observatoři Las Campanas v Chile, který je jižním protějškem arizonského MMT a bude na témže místě záhy doplněn o své dvojče -- Magellan II. Do astronomické ligy vstoupila v září 2000 také Indie, když na základně Hanle (Mt. Saraswati) v Himaláji v nadmořské výšce 4500 m uvedla do zkušebního provozu dvoumetrový dalekohled. Jde vlastně o nejvýše položený velký dalekohled na světě. P. Wiyinowich aj. zahájili zkušební provoz adaptivní optiky u desetimetru Keck II a docílili v blízké infračervené oblasti rekordního rozlišení 0,022 úhlové vteřiny.

Jakkoliv lze přelom století charakterizovat jako nástup optických obrů třídy 8 -- 16 m, M. Castelaz soudí, že zanedlouho nastane jejich soumrak. Odhaduje, že největší obr XXI. stol. bude mít efektivní průměru zrcadla kolem 40 m, bude stát přes miliardu dolarů a bude s ním pracovat necelá půlstovka hvězdářů. Ostatní se zaměří na výstavbu jednoúčelových robotů či rozsáhlých soustav menších dalekohledů, tak jako to vidíme v soudobé radioastronomii. Z hlediska účinnosti astronomického dalekohledu jsou totiž přístroje všech rozměrů užitečné, neboť jejich výkon je úměrný sběrné ploše zrcadel. Velké přístroje se proto zaměří na jednorázová řešení konkrétních problémů, kdežto malé dalekohledy jsou nezastupitelné pro dlouhodobé sledování a přehlídky.

Dobrým příkladem budoucího trendu je 0,9m zrcadlo Spacewatch na Kitt Peaku v Arizoně, jež od roku 1984 soustavně hledá planetky-křížiče. Do roku 2000 přístroj pořídil přes 300 tisíc snímků, na nichž bylo objeveno na 200 křížičů a k tomu jako nadplán 14 komet. Nyní tam byl za 5 milionů dolarů instalován nový dalekohled s průměrem zrcadla 1,8 metru, který dosahuje mezné hvězdné velikost 22,7 mag a v září 2000 objevil svůj první křížič. Podobně robotický 0,75m reflektor Katzman na Lickově observatoři v Kalifornii se ovládá samočinně včetně zpracování měření. Jeho současným programem je hledání supernov v 5 tisících sledovaných galaxií a každou noc objeví na tucet podezřelých případů. V průměru pak nalézá každý týden jednu supernovu. Jak připomíná B. Paczynski, například do mezné 12 mag zbývá ještě objevit kolem 90 % proměnných hvězd a ke zlepšení této statistiky plně stačí přístroje s průměrem optiky kolem 0,1m, pokud jsou vybaveny citlivými digitálními detektory, používají inteligentní software a budou opakovaně snímkovat celou oblohu.

Velká Británie ustavila počátkem roku 2000 komisi pro pozorovací program hledání nebezpečných planetek-křížičů. K tomu cíli chce využívat na severní polokouli dalekohled JKT na Kanárských ostrovech a na jižní polokouli postavit specializovaný 3m reflektor. Hodlá též podpořit centrum pro studium planetek MPC Mezinárodní astronomické unie, které se zabývá katalogizací planetek a archivací pozorování.

E. Høg aj. vydali katalog Tycho-2, obsahující údaje o přesných polohách, vlastních pohybech a dvoubarevné fotometrii pro 2,5 milionu nejjasnějších hvězd oblohy. Katalog, založený na 300 milionech pozorování, je 2,5krát rozsáhlejší a přesnější než katalog Tycho-1, odvozený z pozorování družice HIPPARCOS, jelikož je kombinuje s dlouholetými pozemními pozorováními. Ta jsou sice méně přesná než družicová, ale mají výhodu v až dvacetpětkrát delším časovém intervalu měření. Proto jsou polohy hvězd do 9 mag známy s chybou 0,0015 úhlové vteřiny a vlastní pohyby s chybou 0,0025 úhlové vteřiny. Katalog je z 99 % úplný pro hvězdy do 11 mag. Na čtvereční stupeň oblohy tak připadá alespoň 25 hvězd s dobře změřenými parametry. Fotometrie má chybu 0,1 mag, ale pro hvězdy jasnější než 9 mag jenom 0,013 mag. Katalog též obsahuje 7500 dvojhvězd, jejichž úhlová separace přesahuje 0,8 úhlové vteřiny.

T. Jarrett aj. shrnuli výsledky infračervené přehlídky oblohy v pásmech JHK, vykonané dvěma identickými 1,3m dalekohledy na severní (Mt. Hopkins) a jižní (CTIO) polokouli, a nazvané 2MASS. Přehlídka s úhlovým rozlišením 2 úhlové vteřiny je úplná do K = 13,5 mag (3 mJy) na celé obloze, s výjimkou tzv. opomíjeného pásma, v němž dosahuje 12,1 mag (10 mJy), a kde našla mnoho galaxií dosud skrytých Mléčnou drahou. Obsahuje úhrnem přes 1 milion galaxií a přes 162 milionů hvězd; celkem tedy 4 TB údajů. Tři velké přehlídky jsou nyní k mání na internetu ve Středisku hvězdných dat ve Štrasburku: SIMBAD obsahuje údaje o 1,5 milionu hvězd, 450 tisíc galaxiích atd.; VIZIER umožňuje nahlížet do katalogů HIPPARCOS, Tycho, HST GSC a poskytuje efemeridy Měsíce a planet atd. Konečně ALADIN je fakticky obrazový atlas oblohy, usnadňující identifikace při pozorování.

 

8.2. Optické dalekohledy v kosmu
Hubblův kosmický teleskop (HST) oslavil v dubnu 2000 deset let provozu na oběžné dráze, a navzdory vážným počátečním technickým problémům určitě splnil očekávání, jež do něho světová astronomická obec vkládala. Především se podařilo zpřesnit hodnotu Hubblovy konstanty, jež je nyní známa s chybou asi 10 %, potvrdit existenci supermasivních černých děr v jádrech galaxií, získat jedinečné podrobnosti o výbuchu supernovy 1987A ve Velkém Magellanově mračnu a o dopadu úlomků komety Shoemaker-Levy 9 na Jupiter. Poprvé v historii se podařilo zobrazit povrchu Pluta a rozlišit jemné podrobnosti v gravitačních čočkách. Pro kosmologii pak měly zásadní význam snímky hlubokých polí na severu i na jihu, obsahující tisíce velmi mladých galaxií, vzdálených často přes 10 miliard světelných let.

HST vykonal za první dekádu své existence přes 270 tisíc pozorování, na jejichž základě bylo zveřejněno už 2650 vědeckých prací a do archivu uloženy 3,5 TB dat. (Pro porovnání, nedávno rozluštěný lidský genom představuje archiv 0,01 TB!) Americká pošta vydala k tomuto výročí sérii 5 známek, na nichž jsou reprodukovány nejproslulejší snímky, pořízené HST. Při příležitosti výročí bylo ve známém Smithsonianově muzeu letectví a kosmonautiky vystaveno záložní zrcadlo pro HST, vyrobené firmou Eastman Kodak, které je paradoxně opticky prvotřídní, tj. nevykazuje žádnou sférickou aberaci.

Plánovaná oprava a údržba HST koncem roku 1999 proběhla naprosto úspěšně a už koncem ledna 2000 byly zveřejněny krásné snímky planetárních mlhovin, galaxií a gravitačních čoček, nasvědčující tomu, že HST je ve skvělé technické kondici. Jediným zádrhelem zůstala nefunkčnost spektrografu NICMOS pro blízkou infračervenou oblast kvůli selhání chladicí soustavy. Činnost přístroje byla přerušena počátkem ledna 1999 a s jejím obnovením se počítá až po údržbě HST v březnu 2002. V létě 2002 by pak měla odstartovat čtvrtá a poslední "velká observatoř" NASA -- infračervený teleskop SIRTF s průměrem zrcadla 0,85 m.

Pozornost projektantů NASA, ESA a kanadské kosmické agentury se nyní soustřeďuje na kosmický teleskop příští generace NGST, jehož průměr segmentovaného zrcadla je z technických a úsporných důvodů bohužel zredukován na 6,5 m. Na financování přístroje se bude podílet ESA 15 % a Kanada 5 %. Přístroj bude pracovat v Lagrangeově bodě L2 v červené a infračervené oblasti spektra, takže musí být pasivně chlazen stínítkem na -240°C , a bude používán jak pro přímé zobrazování tak pro spektroskopii až 100 objektů naráz v širokém spektrálním pásmu od 0,6" do 28" µm.

C. Copi a G Starkman přišli s doplňkovým návrhem na sestrojení řiditelného kosmického stínítka BOSS, jež by mělo tvar čtverce o hraně 70 m, hmotnost kolem 200 kg a bylo by samostatně naváděno pomocí iontových motorů. Stínítko by umožnilo zakrývat v ohnisku NGST centrální oblast o průměru 0,14", když by se nalézalo ve vzdálenosti řádu 100 tisíc km od NGST v přímém směru ke zkoumanému objektu. Přesnost navádění 15 m v prostoru ovšem představuje nemalý technický problém. Autoři odhadují, že takto by bylo možné pomocí NGST snímkovat planety o parametrech Venuše či Země u hvězd do vzdálenosti 3 pc od Slunce a jupitery či saturny do 10 pc od Slunce během cca hodinové expozice. Stínítko by se dalo použít i v kombinaci s obřími pozemními dalekohledy.

 

8.3. Radiová astronomie
Jak uvádějí T. Wilson aj, na Mt. Grahamu v Arizoně v nadmořské výšce 3185 m byl uveden do chodu desetimetrový radioteleskop H. Hertze (HHT) pro submilimetrový obor 0,35 -- 1,3 mm. Jeho parabolický povrch je přesný na 12µm, což dává rozlišovací schopnost 13". Souběžně s tím však přichází špatná zpráva, že kvůli úsporám má být uzavřen mikrovlnný 12m radioteleskop na Kitt Peaku, který fungoval již od roku 1967 a byl inovován v roce 1984.

Evropané vybudovali v posledních dvaceti letech úctyhodnou síť 18 radioteleskopů, které pracují sdruženě. K největším patří 100 m v Effelsbergu v Německu, 94 m ve Westerborku v Holandsku a proslulý Lovellův 76 m v Anglii. V březnu 2000 se podařilo obnovit činnost 8m japonského kosmického radioteleskopu HALCA (HARUKA), jenž slouží jako nejvzdálenější prvek radiointerferometru na základně dlouhé přes 30 tisíc kilometrů na protáhlé oběžné dráze kolem Země v pásmech 1,6 a 5,0 GHz.

V dubnu 2000 byl uveden do zkušebního provozu obří radioteleskop GBR v Green Banku, jenž stál 75 milionů dolarů a má nahradit 92 m radioteleskop na témže místě, který se samovolně zhroutil v listopadu 1988. Nový radioteleskop má oválný tvar anténní mísy o rozměrech 100 x 110 m a hmotnosti 7 tisíc tun, skládající se z 2 tisíc hliníkových panelů, seřízených s přesností na 0,25 mm; dosahuje výšky 148 m nad terénem. Používá totiž tzv. Gregoryho ohniska, jež má ty výhodu, že přijímač v ohnisku nestíní aperturu antény. Jde tedy o největší plně pohyblivý radioteleskop na světě a tento rekord nebude už patrně nikdy překonán.

Snad přímo symbolicky prakticky zároveň byla totiž v severní Kalifornii u městečka Hat Creek zahájena výstavba jednohektarového teleskopu (1hT), skládajícího se z tisíce shodných malých antén o průměru parabol 3,6 m, pracujících synchronně. Obří přístroj za 26 milionů dolarů má být dokončen v roce 2005 a bude mimo jiné využíván v programu SETI neboť umožní sledování desítek radiových zdrojů na milionech frekvencí současně. Pokud se osvědčí, bude týmž způsobem vybudován obří radioteleskop o ploše jednoho čtverečního kilometru!

Nicméně vůbec nejdražším a nejmocnějším přístrojem v milimetrovém pásmu se zřejmě do konce desetiletí stane mezinárodní soustava radioteleskopů ALMA (španělsky "duše") pro pásmo 0,33 ± 10 mm (frekvence 30 -- 900 GHz), jenž bude pod vedením ESO vybudován v poušti Atacama v Chile na planině Llano de Chajnantor v nadmořské výšce 5000 m za pakatel 400 milionů dolarů. ESO ve spolupráci s NSF USA dodá 64 identických radioteleskopů s průměrem parabol 12 m a Japonci možná dalších 32 přístrojů, což umožní úhlové rozlišení až 0,01" na základně dlouhé 12 km. Přístroj bude uváděn do chodu postupně mezi lety 2005 až 2009.

 

8.4. Astronomické umělé družice
Druhá z velkých observatoří NASA družice Compton (GRO) v ceně 600 milionů dolarů, vypuštěná v dubnu 1991, jež se mimořádně zasloužila o studium vesmíru v pásmu nejvyšších energií elektromagnetického záření, tj. v oboru záření gama, byla rozhodnutím NASA zničena řízeným sestupem z oběžné dráhy již v červnu 2000. Stalo se tak z obavy, že tato mimořádně hmotná 17 tun družice by mohla být časem neovladatelná, jelikož jí postupně selhávaly navigační gyroskopy. Přitom minimální realistický odhad její životnosti byl alespoň dva roky, a žádná adekvátní náhrada nebyla k dispozici. Nakonec se ale v říjnu 2000 podařilo raketou z letadla dopravit na eliptickou oběžnou dráhu 592 x 642 km lehkou družici HETE-2, která snad umožní v nejbližších letech zaznamenat přibližné polohy alespoň několika zábleskových zdrojů záření gama.

Obří evropská družice XMM pro rentgenový obor byla po úspěšném navedení na dráhu přejmenována v únoru 2000 na Newton a stala se důstojným protějškem velké americké družice Chandra, nad níž vyniká citlivostí, za cenu nižší rozlišovací schopnosti. Chandra však poněkud ztrácí na výkonu vinou degradace aparatury při opakovaných průletech družice van Allenovy pásy. Japonská družice ASCA pro rentgenové pásmo, vypuštěná v únoru 1993, selhala po velké sluneční erupci v červenci 2000, když se v perigeu dostala do mnohem hustší zemské atmosféry, než je norma, a tak s ní řídící středisko ztratilo kontrolu. Družice ovšem bohatě překročila plánovanou životnost 5 let. Japoncům se ostatně lepí smůla na paty, když se v únoru 2000 nepodařilo dostat na dráhu výkonnou rentgenovou družici ASTRO-E, která měla na palubě mj. velmi citlivé rentgenové spektrometry nové generace.

V prosinci 2000 ukončila předčasně kvůli úspornému programu NASA osmiletý provoz družice pro extrémní ultrafialový obor EUVE, jež byla mnohem úspěšnější, než čekali i největší optimisté. Objevila totiž v tomto těžko přístupném pásmu na 1000 diskrétních zdrojů -- hlavně horké koróny raných hvězd, ale i jiné objekty, z nichž některé se nalézají vně Galaxie. Ukázalo se, že nemalá část interstelárního prostoru je ionizována, což zvyšuje jeho průhlednost v oblasti EUV.

V roce 2000 byl uvolněn pro všeobecné využití revidovaný archiv pozorování slavné ultrafialové družice IUE, která fungovala znamenitě v letech 1978-1996. Celkem je v archivu uloženo 110 tisíc spekter 11,6 tisíc objektů a archivní středisko zaznamenává asi 100 vstupů do archivu za den. Podle D. Masse a E. Fitzpatricka se totiž touto revizí podařilo snížit kalibrační chyby nízkodisperzních ultrafialových spekter pětkrát na pouhá 3 %. Současně NASA uvedla do chodu speciální internet pro komunikaci mezi družicemi. V červnu 2000 se pak na geosynchronní dráhu dostala nejnovější komunikační družice pro spojení mezi družicemi TDRS-H.

V březnu 2000 startovala družice IMAGE, jež umožňuje poprvé získat trojrozměrné snímky zemské magnetosféry a sledovat okamžitý vývoj magnetických bouří. Měla by fungovat alespoň dva roky na polární dráze s odzemím 45 tisíc kilometrů a přízemím 1 tisíc km. Zemi (atmosféru, hydrosféru i litosféru) rovněž zkoumá mezinárodní observatoř Terra (=EOS), která úspěšně odstartovala v prosinci 1999 a od dubna 2000 snímkuje pravidelně zemský povrch, jak si lze ověřit na internetu. Pro dálkový průzkum Země je velkým pokrokem úspěšná funkce družice Landsat 7, jež získává globální mapy Země každých 16 dnů už od poloviny roku 1999. V červenci 2000 se podařilo uvést na dráhy 17 x 121 tisíc kilometrů pomocí nosných raket Sojuzů skupinu čtyř družic systému Cluster pro výzkum zemského magnetického pole a jeho interakce se slunečním větrem. První pokus v roce 1996 skončil vinou selhání nosné rakety Ariane neúspěchem.

 

8.5. Kosmické sondy
T. Young aj. vydali zprávu komise, jež vyšetřovala zkázu kosmické sondy Mars Polar Lander při přistávacím manévru na Marsu. Pravděpodobnou příčinou selhání byl falešný signál po vysunutí přistávacích vzpěr modulu, interpretovaný počítačem jako samotné přistání, což způsobilo předčasné vypnutí brzdicích motorků a tím následně tvrdý dopad sondy na povrch planety. Japonská kosmická sonda Nozomi ukončila první oběh na heliocentrické dráze s přísluním u Země v květnu 2000. Po dalších dvou přiblíženích k Zemi v srpnu 2001 a prosinci 2002 se metodou gravitačního praku konečně dostane na dráhu k Marsu, kam doletí koncem roku 2003.

Nejvzdálenějšími funkčními kosmickými sondami byly v polovině r. 2000 stále Pioneer 10 v souhvězdí Býka ve vzdálenosti 75 AU od Slunce, Voyager 1 v souhvězdí Hadonoše ve vzdálenosti 76 AU a Voyager 2 v souhvězdí Dalekohledu ve vzdálenosti 61 AU. Přitom Voyager 1 se nachází už plných 44 AU severně od roviny ekliptiky a zpoždění signálů z jeho vysílače přesahuje 10,25 h. Nejstarší funkční sondou je Pioneer 6, vypuštěný ze Země roku 1965, jenž od té doby již 40krát oběhl Slunce a dosud vysílá údaje o slunečním větru.

 

9. Astronomie a společnost
9.1. Úmrtí a výročí
V loňském roce zemřel známý brněnský astronom Mgr. Jindřich Šilhán (*1944), který vynikl jako organizátor amatérských pozorování proměnných hvězd, RNDr. Regina Podstanická (*1928; výzkum meziplanetární hmoty) a RNDr. Vladimír Bouška (*1933; vltavíny); dále pak čestný člen České astronomické společnosti nadšený astronom-amatér Josef Kodýtek (*1910) a další astronom-amatér Ing. Václav Hübner (*1922).

V zahraničí v r. 2000 zemřeli mimo jiné: astronom-amatér Georg Alcock (*1912; objevitel nov a komet), někdejší skotský královský astronom Hermann Brück (*1905; hvězdná astrofyzika, spektroskopie a měřicí automaty), Paolo Farinella (*1953; planetky), Herbert Friedman (*1916; kosmická astronomie), Jean Heidmann (*1923; radioastronomie, SETI), James Hey (*1909; radioastronomie), Robert Hjellming (*1938; radioastronomie), Hendrik van de Hulst (*1918; radioastronomie), William Kaula (*1926; geodynamika), John O'Keefe (*1916; astronomická geologie), Philip Keenan (*1908; hvězdná spektroskopie), Frank Kerr (1918; radioastronomie), Ivan M. Kopylov (*1928; hvězdná astronomie a astrofyzika, bývalý ředitel SAO), Kaj Strand (*1907; astrometrie, bývalý ředitel americké Námořní observatoře), Joseph Weber (*1919; gravitační vlny) a Gerald Whithrow (*1912; kosmologie, chronometrie, historie).

V roce 2000 uplynulo 100 let od narození amerického astronoma-amatéra Leslie Peltiera (+1980), který si na svůj první dalekohled vydělal sběrem borůvek. Uskutečnil přes 130 tisíc pozorování proměnných hvězd a objevil 12 komet a 6 nov; byl také popularizátorem astronomie. Po jeho smrti zničili jeho hvězdárnu vandalové... Novozélanďan Albert Jones se stal 25. listopadu 2000 nejstarším objevitelem komety v historii (C/2000 W1), neboť mu už bylo 80 let. Je také držitelem dalšího rekordu, neboť svou první kometu objevil o 54 let dříve.

V roce 2000 uplynulo 120 let od první astronomické fotografie mlhoviny, kterou pořídil 30. září 1880 americký astronom-amatér povoláním univ. prof. medicíny Henry Draper (1837-1882), když se mu podařilo zachytit na nepříliš citlivou emulzi mlhovinu v Orionu. Draper se také zasloužil o vznik proslulého katalogu spektrální klasifikace hvězd, který nese jeho jméno stejně jako prestižní medaile za astrofyziku, jež se uděluje jen jednou za čtyři roky.

Zároveň oslavil šedesátku jeden z nejbrilantnějších relativistů poslední třetiny XX. stol. americký fyzik Kip Thorne. Zasáhl do mnoha odvětví relativistické astrofyziky a vychoval neuvěřitelný počet 40 doktorandů, z nichž řada má už nyní za sebou úctyhodné dílo v teoretické fyzice. Zajímavý detail z životopisu amerického astronoma C. Sagana publikoval L. Reiffel. Počátkem 50. let XX. století uvažovaly USA o demonstrativním výbuchu atomové pumy na Měsíci. Na doporučení G. Kuipera dostal mladý C. Sagan (1934-1996) v roce 1958 tajnou zakázku na odhad viditelnosti takového výbuchu ze Země, kterou splnil v lednu 1959 -- a hned v březnu téhož roku to prozradil v žádosti o postdoktorandské stipendium... Studie byla zničena až v říjnu 1987.

V roce 2000 jsme si též připomněli půlstoletí od publikací Whipplova modelu kometárních jader jako špinavých ledových koulí a Oortovy práce o vnějším kometárním oblaku na periférii sluneční soustavy, 150 let od prvního snímku hvězdy (Vegy) W. Bondem a 200 let od objevu infračerveného záření W. Herschelem. Konečně 14. prosince 2000 uplynulo sto let od berlínské přednášky Maxe Plancka (1858-1947), v níž oznámil vyřešení problému záření černého tělesa pomocí kvantové domněnky. Sluší se připomenout, že Planckovi před maturitou rozmlouval studium fyziky německý matematik a fyzik P. von Jolly, neboť v tak ukončené disciplíně je prý Planckova talentu škoda...

V. Trimblová nám připomněla největší astronomické omyly XX. století: sluneční soustava se nalézá v centru Mléčné dráhy; červený posuv ve spektru galaxií je důsledkem únavy světla při letu kosmickým prostorem; hvězdy nemohou vysílat radiové záření; krátery na Měsíci jsou vulkanického původu; vesmír je v ustáleném stavu a nevyvíjí se v čase.

 

9.2. Ceny a ankety
Nová prestižní Cena Petera Grubera za kosmologii byla udělena poprvé a předána v listopadu 2000 ve Vatikánu ex aequo J. Peeblesovi a A. Sandagemu. Neméně prestižní Wolfovu cenu za fyziku obdrželi rovněž ex aequo R. Davis a M. Košiba za detekci slunečních neutrin v detektorech Homestake a Kamiokande. Známý fyzik F. Dyson získal Cenu Johna Templetona za pokrok v náboženství, dotovanou 950 tisíci dolary. G. Wetherill obdržel medaili Americké akademie věd (NAS) za výzkum meteoritů a přidružené výzkumy sluneční soustavy. Barringerovu medaili Meteoritické společnosti dostal R. Baldwin, jenž již v roce 1942 vyslovil předpoklad, že krátery na Měsíci vznikly dopady meteoritů, a že týž původ mají i impaktní krátery na Zemi. Členem NAS byl zvolen známý americký astronomický optik J. R. Angel. Medaili C. Bruceové Pacifické astronomické společnosti dostal ruský astronom R. A. Sjunjajev za výzkumy v relativistické astrofyzice. Cena téže společnosti pro amatéry byla udělena Kanaďanovi P. Boltwoodovi za hluboké snímky kamerou CCD ve spojení s 0,4m reflektorem.

Zlatou medaili Britské astronomické společnosti obdržel L. Lucy za výzkum dotykových dvojhvězdy, hvězdného větru a další teoretické práce a B. Paczynski za studie gravitačních čoček i zábleskových zdrojů záření gama. Členem britské Královské společnosti byl zvolen A. A. Watson za výzkum kosmického záření o extrémně vysoké energii a relativistický astrofyzik D. Lynden-Bell obdržel od britské královny titul C.B.E. Britská královna a starosta Londýna přijali při příležitosti jubilejního roku 2000 "osobnosti století", mezi nimiž byli též dva astronomové, Sir B. Lovell a P. Moore. Posledně jmenovaný dostal od Královské astronomické společnosti Cenu tisíciletí u příležitosti 50 let své popularizační činnosti. Švýcar M. Mayor dostal Balzanovu cenu (280 tis. dolarů) za objev první exoplanety. Janssenovu cenu Francouzské astronomické společnosti za rok 1998 obdržel M. Mayor a za rok 2000 německý astronom R. Genzel. Cenu Edgara Wilsona pro amatérské objevitele komet za r. 1999-2000 získali D. Lynn, K. Korlevič, G. Hug a G. Bell.

U nás udělila Česká astronomická společnost prestižní Nušlovu cenu za celoživotní přínos v astronomii Prof. Mirkovi Plavcovi z Kalifornské univerzity v Los Angeles, jenž se sice na počátku své vědecké dráhy zabýval hlavně meteorickými roji a pak výstavbou 2m dalekohledu v Ondřejově, ale největší význam mají jeho zásadní studie o přenosu hmoty v těsných dvojhvězdách. Další Kvízovu cenu ČAS obdržela za pozorování a objevy planetek Lenka Šarounová z Astronomického ústavu AV ČR v Ondřejově.

Konec století přiměl Britský fyzikální ústav k vypsání ankety o největšího fyzika tisíciletí. Ankety se účastnilo 100 předních světových fyziků a zde je výsledek: 1. Einstein, 2. Newton, 3. Maxwell, 4. Bohr, 5. Heisenberg, 6. Galilei, 7. Feynman, 8. Dirac, 9. Schrödinger, 10.-12. Boltzmann, Faraday, Rutherford. Na dalších místech už s mnohem nižším počtem hlasů se umístili také někteří astronomové a astrofyzici: Bethe, Koperník, Hubble, Kepler, Doppler, Eddington, Payneová-Gaposhkinová a Rees. Z nich jsou naživu Bethe a Rees; další žijící fyzikální legendy jsou pak Hooft, Townes, Weinberg, Hawking a Wheeler. A jaké jsou největší nevyřešené problémy před fyziky XXI. stol: kvantová teorie gravitace, teorie vysokoteplotní supravodivosti, fyzikální popis vědomí a konečně "jak získat definitivu?". (Zatímco na počátku XX. stol. bylo na celém světě jen asi 1500 fyziků, nyní je jich na 150 tisíc. V USA se ročně udělí 150 doktorátů z astronomie.)

U nás uspořádala redakce Instantních astronomických novin anketu o nejvýznamnějších osobnostech čs. astronomie XX. stol., v níž hlasovalo 36 žijících čs. astronomů, kteří tak sestavili toto pořadí: 1. Zdeněk Kopal (1914-1993; dvojhvězdy, Měsíc, numerická matematika), 2. Antonín Bečvář (1900-1965; hvězdné atlasy, klimatologie, komety a meteory, Slunce, vybudoval hvězdárnu na Skalnatém Plese), 3.-5. Zdeněk Ceplecha (*1929; malá tělesa sluneční soustavy, Příbramský meteorit, bolidová síť), Luboš Perek (*1919; stelární statistika a dynamika Galaxie, kosmická tříšť, kosmické právo, vybudování 2m v Ondřejově) a Miroslav Plavec (1925 -- viz poznámka u Nušlovy ceny 2000).

 

9.3. Observatoře a astronomické instituce
Americká astronomická společnost AAS sdružující profesionály měla na počátku XX. stol. pouhých 113 členů, v polovině XX. stol. však jejich počet vzrostl na 650 a koncem století na 6500. Extrapolací lze odhadnout, že na konci XXI. stol. bude mít na 300 tisíc(!) členů. AAS pořádá každoročně mj. dvě plenární schůze, jichž se účastní na tisíc astronomů, a kde se v posledních desetiletích doslova rojí novináři, aby mohli svým abonentům okamžitě sdělit nejnovější astronomické hity.

Americká asociace pozorovatelů proměnných hvězd AAVSO registruje v současné době 600 aktivních pozorovatelů, kteří poskytnou do centrálního archivu kolem 400 tisíc pozorování ročně. Význam těchto pozorování roste zejména tehdy, když amatéři na volbě pozorovacího programu spolupracují s profesionály. Belgická observatoř Uccle se stala světovým centrem pro rastrování a digitální archivní zpracování starých fotografických snímků oblohy, jež představují jedinečné vědecké dědictví a to by se tak mohlo stát celosvětově a natrvalo přístupným pro další výzkumné práce. Novým ředitelem prestižního Ústavu Maxe Plancka pro astrofyziku v Garchingu se stal s platností od roku 2001 G. Hasinger.

Antarktická observatoř AMANDA zaznamenala podle F. Halzena počátkem roku 2000 první mimosluneční neutrina o vysokých energiích. Podle M. Nakahaty je nyní na světě v provozu již 13 podzemních aparatur pro detekci slunečních resp. mimoslunečních neutrin a další dvě se budují. Pro informace o neutrinech mají největší význam srážky neutrin s nukleony v objemovém detektoru (kapalná voda, led), při nichž vznikají miony a elektrony, od nichž vycházejí svazky Čerenkovova záření s vrcholovým úhlem 42°. Právě na tomto principu pracuje AMANDA. První technický úspěch zaznamenala rovněž observatoř pro výzkum gravitačních vln LIGO v Hanfordu ve státě Washington v USA. když v listopadu 2000 poprvé proletěl tam a zpět laserový impuls celým 2 km ramenem interferometru. To dává dobré vyhlídky, že s vlastním vědeckým měřením se započne už v průběhu roku 2002.

Nekonečný příběh souboje astronomů s tzv. ekology na Mt. Grahamu v Arizoně přinesl pozoruhodné údaje o stavu populace červených veverek, údajně ohrožených budováním astronomických kopulí (pro veverky tak nezvyklého vzhledu) na vrcholu této jedinečné astronomické lokality. Arizonská univerzita totiž věnovala za posledních 10 let plné 2,5 miliony dolarů na studium životních podmínek veverek na Mt. Grahamu. Ukázalo se, že během posledního desetiletí vzrostl jejich počet z 33 kusů na trojnásobek. Nejvíce -- 225 veverek -- bylo napočítáno v r. 1995 a je evidentní, že jejich počet závisí na množství dostupné potravy -- nikoliv teleskopů. "Ekologové" na to reagovali po svém: požádali, aby byl výzkumný tým zoologů vyměněn za jiný!

S jiným typicky americkým problémem se nedávno setkali astronomové z Perkinsonovy observatoře Wesleyanské univerzity v Ohiu, když na své internetové stránce odsoudili praxi soukromé firmy International Star Registry, která se už delší dobu zabývá prodejem jmen hvězd zájemcům, tj. klient složí poplatek a navrhne si jméno (po svých zemřelých či žijících příbuzných, psech, kočkách atd. dle libosti) a firma mu sdělí, kterou hvězdu (řekněme 11 mag) podle jeho přání pojmenovala. Jen v roce 1998 tak přiznala zisk 4 miliony dolarů. Ubozí plátci pak přicházejí na hvězdárnu s prosbou, aby jim ukázali na obloze hvězdu "Macíček" a diví se, že hvězdáři neví, která to je. Těžko se pak vysvětluje, že výhradní právo pro jména nebeských těles má ve skutečnosti IAU, která žádnou komerci nepřipouští. Nuže, právě za tato sdělení na internetu byla observatoř onou firmou žalována, a na radu rektora univerzity musela zmíněná sdělení smazat. Univerzita si totiž na rozdíl od bohaté firmy nemůže dovolit vleklý soudní spor s nejistým výsledkem, takže firma ISR si vesele mastí kapsu dál...

Spojené státy také patří k posledním 40 zemím světa, které dosud nepřistoupily na mezinárodní metrický systém ISO, pocházející už z roku 1898, navzdory několika kosmonautickým průšvihům, které jim kvůli tomu v posledních desetiletích vznikly. Pro 150 zemí světa je metrický systém už dávno samozřejmostí a jeho výhody jsou naprosto průkazné. Tím více člověka udiví, že i v mezinárodním letectví prosadily USA své příšerné jednotky pro výšku letadla nad terénem (stopy) a jeho rychlost (v uzlech).

 

9.4. Letem astronomickým světem
V srpnu roku 2000 se v britském Manchesteru uskutečnilo 24. valné shromáždění Mezinárodní astronomické unie za účasti 1700 astronomů z 87 zemí -- potřetí v Anglii po 2. kongresu v Cambridži v roce 1925 a 14. kongresu v Brightonu v roce 1970. Na kongresu se jako vždy projednávaly jak odborné tak organizační otázky světové astronomie. K nejvýznamnějším výsledkům lze jistě zařadit dramatický nárůst znalostí o planetkách, rychlý pokrok v rozpoznávání extrasolárních planet a hnědých trpaslíků, dále helioseismologii a komplexní výzkum Slunce pomocí družic a kosmických sond, studium fluktuací v reliktním záření díky citlivým radiometrům na stratosférických balónech a zejména pak úspěch gigantických přehlídek oblohy jako jsou SDSS, 2dF a mnoho dalších.

Na kongresu byla též oznámena změna ve vedení důležitého Centrálního úřadu pro astronomické telegramy, když legendární B. Marsden, jenž se stal jeho ředitelem v roce 1968, odstoupil po bezmála 35 letech činnosti, ale nadále zůstává prezidentem 6. komise IAU. Novým ředitelem Úřadu se stal D. W. Green. Po odstupujícím presidentu IAU americkém astronomovi R. Kraftovi se stal novým prezidentem IAU na následující tříleté funkční období italský astrofyzik F. Pacini a generálním sekretářem Švéd H. Rickman. Po příštím 25. kongresu v létě roce 2003 v Sydney bude prezidentem IAU Australan R. Ekers.

Pro českou astronomii přinesl kongres v Manchesteru významný diplomatický úspěch, když výkonný výbor IAU rozhodl, že přespříští 26. kongres IAU v roce 2006 se uskuteční po 39 l

Jiří Grygar
 

Jen se tak tiše adaptivně koukat ...

Docela jistě už vás někdy někdo chlácholil slovy: "Nic si z toho nedělej, jsou věci mezi nebem a zemí, se kterými prostě nehneš!" Pro astronomy je jednou z "těch věcí mezi nebem a zemí" atmosféra. V posledních letech se však ukazuje, že nebude třeba vždy opouštět zemský povrch, abychom se jejího špatného vlivu na pozorování zbavili. Technický zázrak, který to dokáže, si říká "adaptivní optika".

 Rozlišovací schopnost dalekohledu závisí na jeho průměru. Teoretické rozlišení dalekohledu o průměru 13 centimetrů činí zhruba jednu úhlovou vteřinu, pro 130cm teleskop pak 0,1 úhlové vteřiny atd. Takže pro každé z "Keckových dvojčat" o průměru deset metrů by plynula úžasná hodnota 0,013 úhlové vteřiny. Jenže skutečnost je jiná. Turbulence atmosféry vede k praktické maximální hodnotě úhlového rozlišení na úrovni 0,5 úhlové vteřiny.

Jistě již mnoho staletí vrtala technikům hlavou otázka, jak se vlivu turbulence atmosféry zbavit. Myšlenka adaptivní optiky v podobě, jak ji známe dnes, se zrodila v USA již v 50. letech 20. století (H. Babcock, Hale Observatory, California). Realizace tohoto principu však byla zcela mimo technické možnosti doby. Až na sklonku osmdesátých let dvacátého století byl prototyp adaptivní optiky instalován na dalekohled o průměru 3,6 metrů na Evropské jižní observatoři v Chile. Paralelně existovala celá řada tajných vojenských projektů adaptivní optiky. Po roce 1991 však Spojené státy uvolnily některé technologie pro civilní sektor a nastal tak i rychlý rozvoj jejich použití v astronomii.

Princip adaptivní optiky je podobný kódování a dekódování televizního signálu. Systém musí být schopen zjistit všechna zkreslení vlnoplochy v každém okamžiku, a poté vložit zkreslení "opačná" do cesty světlu jdoucímu k ohnisku. Oba úkoly jsou snazší v blízké infračervené oblasti (teoretická rozlišovací schopnost dalekohledu je totiž úměrná vlnové délce přijímaného záření). Takový zásah provede speciální korekční zrcadlo, což je tenké skleněné zrcadlo deformovatelné stovkami piezoelektrických krystalů.

Je několik možností, jak se dá popsaný princip adaptivní optiky realizovat:

1. Metoda fixace vlnoplochy
Tato metoda je použitelná jen pro jasné hvězdy (u Keckova dalekohledu jen pro objekty do 13 mag). Dělič světla odvede část na detektor vlnoplochy. Tím je matice tenkých čoček, každá vybavená vlastním detektorem. Zatímco ideální vlnoplocha se zobrazí v každém detektoru přesně ve středu, deformovaná nikoliv. Odchylka od středu se tedy stává mírou deformace a lze z ní vypočítat údaje pro korekční člen. Pro slabší objekty je metoda použitelná, je-li v okolí několika úhlových vteřin nějaká dostatečně jasná hvězda. Ta poslouží ke stanovení deformace vlnoplochy a stejně je pak opraven i obraz slabého objektu.

2. Metoda umělé hvězdy
Pokud není v okolí objektu žádná jasná hvězda, je nutné použít tzv. "umělou hvězdu". Ta se vytváří silným laserovým svazkem (o vlnové délce 589 nm, tj. sodík) tak, že je nabuzen sodík v atmosféře ve výšce asi 90 kilometrů. Tím je vytvořena umělá hvězda žluto -- oranžové barvy. Protože se adaptivní optiky užívá v blízké infračervené oblasti, nedochází k rušení laserovým svazkem, ten je ve viditelné oblasti. Stavba takového laseru (výkon 20 W) je však nákladná a obtížná. Navíc takový laser ohrožuje piloty letadel a vojenské satelity. Umělá hvězda sice umožní získat informace o deformaci vlnoplochy, ale nikoliv o změně polohy objektu ("přeskakování ze strany na stranu"). K tomu je nutné použít skutečnou hvězdu. Naštěstí už nemusí být tak jasná, jako to požadujeme u metody fixace vlnoplochy.

3. Systémy měřící zakřivení vlnoplochy
Je to vlastně jiná varianta první metody. Hodnocení tvaru vlnoplochy je provedeno pouze jedním "senzorem křivosti vlnoplochy". Je snímán neostrý obraz hvězdy ve stejné vzdálenosti před a za ohniskem. V případě ideální vlnoplochy jsou oba obrazy shodné. V praxi jsou však oba obrazy rozdílné, jejich porovnáním lze rekonstruovat skutečný tvar vlnoplochy. Protože nedochází k dělení svazku, může být referenční hvězda slabší než v případě metody fixace vlnoplochy, limitní hodnota je prozatím 16 magnitud.

Metoda atmosférické tomografie
Při konstrukci obřích dalekohledů s průměrem složeného zrcadla nad 20 metrů už nebude klasická adaptivní optika fungovat, astronomové budou muset použít technologie MCAO (Multi-Conjugate Adaptive Optics), které se v současné době teprve vyvíjejí. Asi nejlépe je přirovnat takový postup k lékařské tomografii, s tím rozdílem, že MCAO bude schopna sestavit trojrozměrný obraz aktuálního stavu atmosféry, nikoliv lidského těla. Takový systém bude vybaven několika senzory tvaru vlnoplochy a také několika "laserovými hvězdami". Správná funkce MCAO klade extrémní nároky na výpočetní techniku.

 Patrně "nejmocnější" nástroj pozemské pozorovací astronomie, čtveřice dalekohledů VLT (Paranal, Chile), byla na podzim vybavena prvním systémem adaptivní optiky ( zařízení bylo instalováno na čtvrtou jednotku nazývanou Yepun). Systém je označován zkratkou NAOS (Nasmyth AO System) a CONIKA (COudé Near-Infrared CAmera), neboli NACO. Byl poprvé úspěšně vyzkoušen 25. listopadu 2001. Vývoj je výsledkem dlouhodobé tradice používání adaptivní optiky na observatořích ESO (průkopníkem byl systém ADONIS na 3,6 m dalekohledu na La Silla). Rozlišovací schopnost dalekohledu je systémem NACO vylepšena až 15krát, tedy na hranici teoretické hodnoty, která pro 8 m dalekohled činí asi 0,06 úhlové vteřiny (v infračerveném oboru K).

Vědecké cíle týmu NACO lze rozdělit do skupiny galaktické a extragalaktické astronomie. Mezi prioritní otázky první skupiny patří výzkum výtrysků a disků kolem mladých hvězd, hledání málo hmotných průvodců blízkých hvězd, zkoumání struktury centra Galaxie a také obálek červených obrů. Stěžejním zájmem druhé oblasti pozorování se pak stanou kvasary, černé díry v centech galaxií a měření vzdáleností extragalaktických objektů.

Tomáš Gráf
Zdroj: S&T 10/2001 a The Messenger No. 107
 

VALMEZ je i ve vesmíru

V naší sluneční soustavě, v prostoru mezi drahami planet Mars a Jupiter, se nachází hlavní pás planetek. V současné době jsou známy přesné dráhy u 39 462 planetek. Jednou z nich je i planetka s katalogovým číslem 27 088, která od 26. dubna 2002 nese jméno VALMEZ.

 Planetku objevil 22. října 1998 Mgr. Petr Pravec, pracovník oddělení meziplanetární hmoty Astronomického ústavu Akademie věd České republiky v Ondřejově. Po objevu obdržela předběžné označení 1998 UC15. Objevitel využil svého práva a pro planetku navrhl pojmenování "Valmez". V oficiálním zdůvodnění, které bylo schváleno Mezinárodní astronomickou unií, se praví: "Valmez je hovorové označení pro moravské město Valašské Meziříčí, které je vstupní branou do Valašska; první zmínka o něm je z roku 1297. V roce 1929 zde byla založena malá soukromá hvězdárna, jež se stala předchůdkyní významné lidové hvězdárny, založené zde v roce 1955, která je proslulá rovněž pro svou architektonickou krásu."

Planetka o průměru několika km obíhá kolem Slunce po eliptické dráze se sklonem k ekliptice 6,8 stupňů. Planetka se může nejvíce přiblížit ke Slunci na vzdálenost 331 723 000 kilometrů, nejvíce se vzdaluje od Slunce na 409 448 000 kilometrů. V květnu 2002 se planetka nachází v souhvězdí Ryb, ve vzdálenosti přibližně 377 miliónů km od Země. Počátkem června přechází do souhvězdí Velryby. Vzhledem k malému průměru a velké vzdálenosti od Země je planetka pozorovatelná pouze velkými dalekohledy.

Jedná se již o druhou planetku se vztahem ke Hvězdárně Valašské Meziříčí. První planetka s katalogovým číslem 11 126 Doleček nese jméno zakladatele a prvního ředitele hvězdárny -- Josefa Dolečka. Aktuální polohu planetky 27088 VALMEZ ve sluneční soustavě a další podrobnosti naleznete na této adrese.

František Martinek
Zdroj: Hvězdárna Valašské Meziříčí
 

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