ŽEŇ OBJEVŮ 2006 (XLI.) - DÍL F
PSÁNO PRO KOZMOS, BRATISLAVA

6.7. Částicová astrofyzika

V posledním desetiletí nabývá na zralosti nový obor na pomezí částicové fyziky a astronomie, který se anglicky nazývá Astroparticle Physics (částicová astrofyzika) a do něhož spadají jak výzkumy energetického (>100 GeV) záření gama, tak také studium energetického kosmického záření, kosmických neutrin, gravitačních vln, skryté látky a skryté energie. Příslušné přístroje se často pronikavě liší od klasických dalekohledů, radioteleskopů a aparatur na umělých družicích Země a zahrnují mj. rozměrné pozemní a podzemní či podvodní detektory včetně obřích urychlovačů částic jako je Tevatron nebo LHC.

Podle E. Rollindeho aj. sehrálo energetické kosmické záření vysílané hmotnými hvězdami populace III významnou úlohu při vzniku izotopu ⁶Li ve velmi raném vesmíru při z ≈ 11 (400 mil. let po velkém třesku). K. Nakamura aj. totiž upozornili, že v nejstarších objektech Galaxie je ⁶Li i ⁹Be zastoupeno velmi silně, za což nejspíš mohou výbuchy nejstarších supernov.

Při výzkumu vysoce energetického kosmického záření začíná hrát ústřední úlohu již téměř dokončená mezinárodní observatoř Pierra Augera (PAO) v argentinské pampě nejen pro dosud největší rozlohu 3 tis. km², na níž je rozmístěno v šestiúhelníkové mříži o straně 1,5 km celkem 1,6 tis. pozemních detektorů. Předností PAO je totiž kromě rekordní sběrné plochy také první hybridní detekce spršek sekundárního kosmického záření jak pozemními detektory, tak současně obřími světelnými komorami, které zaznamenávají fluorescenční záření spršek v troposféře.

Proto se začínají objevovat teoretické spekulace, co všechno by mohla tato observatoř postupně zjistit. Za potenciální zdroje extrémně energetického kosmického záření (energie >1 EeV) se považují zvláště blazary, což jsou kvasary, jejichž výtrysk směřuje k pozorovateli, ale k důkazu zatím chybí dostatečně velká statistika úkazů - přiměřené rozsáhlý pozorovací materiál bude k dispozici až někdy po r. 2010. Je však možné, že se observatoři PAO podaří najít i příznaky existence pověstných černých miniděr, jež se vypařují krátce po svém vzniku díky Hawkingovu záření. Na další možnost upozornili B. Chrenov a V. Stulov, když poukázali na výskyt drobných (mikrogramových) rychlých zrnek meziplanetárního prachu, které fluorescenčně září při průletu zemskou rychlostí počáteční rychlostí 30 km/s. Dalším zdrojem fluorescenčního záření v atmosféře mohou být též subrelativistické nanočástice o hmotnostech řádu 0,1 ng, jejichž záblesky by mohly trvat celou milisekundu. Není také vyloučeno, že by PAO mohla zaznamenat šikmo skloněné atmosférické spršky vyvolané průletem energetických (1 EeV) kosmologických neutrin, takže potenciál observatoře je větší, než se před její výstavbou dalo očekávat.

Jak uvádí J. White, neutrina jsou přitom opravdu všudypřítomná. Lidským tělem prolétá každou sekundu bilión neutrin, ale s ohledem na jejich nepatrný účinný průřez se v lidském těle za celý život zachytí nanejvýš 3 neutrina! V důmyslném experimentu s detekcí slunečních neutrin, který navrhl a řídil nositel Nobelovy ceny R. Davis v dole na zlato Homestake v Jižní Dakotě, se za 30 let provozu podařilo zachytit 2 tis. elektronových neutrin. K tomu, aby se konkrétní kosmické neutrino podařilo najisto zachytit, by muselo proletět olověnou deskou tlustou 300 pc - jenže tolik olova v Galaxii není.

Je tedy s podivem, že existují úspěšné laboratorní experimenty pro detekci neutrin, vznikajících v obřích urychlovačích částic. Jak uvedla N. Nosengová, v letech 1999-2004 uskutečnili Japonci úspěšná měření neutrin v experimentu K2K. Zdrojem neutrin byl synchrotronový urychlovač protonů s energií 12 GeV KEK v Cukubě a detektorem známá podzemní observatoř Kamiokande, vzdálená "vzdušnou čarou" 250 km od zdroje neutrin. Tato měření potvrdila oscilace mionových neutrin, neboť místo očekávaných 151 neutrin jich v Kamiokande zachytili jen 108. V r. 2006 potvrdil tyto výsledky na větším souboru mezinárodní kolektiv odborníků v experimentu MINOS, kde zdrojem mionových neutrin byl urychlovač protonů ve Fermilabu a vzdálený detektor se nacházel v podzemní laboratoři v Soudanu ve státě Minnesota ve vzdálenosti 725 km od zdroje. Kdyby mionová neutrina neoscilovala, měl detektor v Soudanu zachytit celkem 1065 neutrin, ale ve skutečnosti jich zaznamenal jen 848. Četnost oscilací je nepřímo úměrná energii neutrin, takže je nejvýraznější pro neutrina s energiemi pod 10 GeV. V témže roce započal i analogický experiment se zdrojem neutrin v laboratoři CERN ve Švýcarsku a obřím 1 800t detektorem OPERA pod pohořím Gran Sasso v Itálii, vzdáleným od zdroje 730 km. Současně se tam buduje ještě citlivější detektor ICARUS, jenž by mohl zaznamenat i tauonová neutrina, která vznikají při oscilacích mionových neutrin.

K. Abe aj. uveřejnili zprávu o sledování energetických (>1,6 GeV) mionů, která interagovala uvnitř nádoby detektoru Kamiokande v období od dubna 1996 do července 2001. Aby se tyto miony, vznikající při interakcích kosmických mionových neutrin s atomovými jádry uvnitř Země, dala odlišit od mionů z kosmického záření, byly zaznamenávány jen ty miony, které do nádoby přiletěly "zespodu", protože pro mateřská neutrina není celá zeměkoule žádnou překážkou, kdežto pro kosmické záření ano. V uvedeném období zaznamenali autoři celkem 1892 průletů mionů a 467 mionů v nádobě zaniklo. Jelikož mateřská neutrina letí přímočaře, lze odtud odvodit rozložení jejich zdrojů na jižní polokouli. Zatím se nenašel žádný diskrétní zdroj těchto neutrin, ani zvýšení toku neutrin v rovině Galaxie. Podobně M. Swanson aj. nenašli v témže pozorovacím materiálu žádné známky, že by vysoce energetická neutrina (>3 TeV) přicházela ze směrů od galaxií s aktivními jádry (AGN).

Jak uvedli T. Lasserre a P. Pajot, přímo v zemském plášti vzniká při každé kaskádě radioaktivního rozpadu ²³⁸U na ²⁰⁶Pb celkem 6 antineutrin, která by bylo možné v principu zaznamenat v podzemních detektorech a studovat tak strukturu zemského nitra, případně i objevovat hlubinná ložiska některých rud. B. Aharnmin aj. využili těžkovodního detektoru neutrin v Sudbury (SNO) k hledání neutrinového pozadí ze supernov. Za období od listopadu 1999 do května 2001 však nenašli ani jednou elektronové neutrino v pásmu energií 21 – 35 MeV, které by bylo možné tomuto pozadí přičíst.

Vyhlídky klasického nástroje částicové fyziky, tj. mocných urychlovačů částic, jímž dosud vévodí Tevatron v americkém Fermilabu, začínají být poněkud chmurné. Prvotřídní relativistický urychlovač těžkých iontů RHIC v americkém Brookhavenu ztratil po 7 letech úspěšného provozu finanční podporu a dožívá z 13milionového soukromého daru. Také Tevatron je na odpis, protože se plánuje jeho uzavření v r. 2010. Stavba evropského urychlovače LHC, jenž má dosáhnout o řád vyšších energií než Tevatron, se opožďuje jak z technických, tak finančních důvodů přinejmenším o dva roky a plánovaný lineární urychlovač ILC pro srážky elektronů s pozitrony při energiích až 500 GeV začíná být v nedohlednu.

6.8. Relativistická astrofyzika

Vědeckou katastrofou skončil projekt ověřování efektů obecné teorie relativity pomocí kosmické sondy Gravity Probe B, která pracovala na oběžné dráze kolem Země od dubna 2004 do konce září 2005. Projekt měl dlouhou historii - poprvé se o vyslání družice, která by měla ověřit jemné efekty obecné teorie relativity (geodetickou precesi a strhávání inerciální soustavy zemskou rotací), začalo uvažovat již v r. 1964. Hlavním hybatelem projektu se stal americký fyzik F. Everitt ze Stanfordovy university, ale s ohledem na neustále rostoucí náklady unikl projekt v přípravné fázi několikrát svému zrušení za cenu opakovaných odložení startu. I když nakonec NASA uvolnila potřebných 700 mil. dolarů a po technické stránce družice na oběžné dráze ve výšce 650 km pracovala bezchybně, výsledky se nedostavily.

Během měření na oběžné dráze totiž došlo k sedmi velkým slunečním rupcím, které mj. způsobily ztrátu orientace družice vůči pointační hvězdě IM Peg, ale to zdaleka nebyl jediný problém. Při provozu družice se totiž objevily nepatrné rušivé efekty, jejichž rušivý vliv vědci podcenili, tj. cyklické kolébání družice vinou nedokonalostí použitých gyroskopů a zpomalování rychlosti jejich rotace, jakož i výskyt slabých elektrických polí na palubě družice. Při požadované relativní přesnosti měření 10^-12 to vedlo k problematickým výsledkům a ani velké úsilí tyto efekty dodatečně propočítat a odstranit nikam nevedlo.

Neúspěch může nepříznivě ovlivnit i další ještě nákladnější projekt LISA, o němž NASA ve spolupráci s ESA uvažuje. V projektu, který má prokázat existenci gravitačních vln, předpověděných obecnou teorií relativity, by měly být někdy po r. 2015 vypuštěny na sluneční oběžné dráhy tři družice, jež by zaujaly polohy ve vrcholech rovnostranného trojúhelníku o délce strany 5 mil. km (!) a jejichž vzájemné polohy by se měřily s přesností na 20 pikometrů (!!!).

Mezi očekávané zdroje gravitačních vln, které byl měla LISA při své extrémně vysoké citlivosti zaznamenat, patří především těsné dvojhvězdy s kompaktními složkami (bílí trpaslíci, neutronové hvězdy a hvězdné černé díry). J. Bakerovi aj. a J. Centrellové aj. se v r. 2006 podařilo na špičkových superpočítačích uskutečnit rozsáhlé výpočty průběhu splynutí černých veleděr (SMBH), kdy podle výpočtů vzniká v závěrečné fázi splývání velmi silný signál gravitačního záření. Koncem r. 2006 oznámil R. Adhikari, že pozemní aparatura na detekci gravitačních vln LIGO na dvou stanicích v USA již dosáhla počátkem toho roku plánované citlivosti a průběžně měří. V r. 2008 by se měla na základě zkušeností citlivost aparatury ještě významně zvýšit, ale žádný kosmický signál aparatura prozatím nezachytila.

C. Rodriguezová aj. vypočetla, že při srážce dvou SMBH dojde k záblesku o svítivosti 10²³ L_☉ (!!), a že již při přiblížení dvou veleděr k sobě na vzdálenost pod 0,3 mpc soustava vyzařuje silné gravitační vlny, čímž se následné splynutí SMBH velmi urychlí. Jako příklad uvedli pozorování radiogalaxie 4C+37.11 (Per; 0402+379; z = 0,06; vzdálenost 230 Mpc), která má ve svém centru pár SMBH o úhrnné hmotnosti 150 MM_☉. Složky páru kolem sebe obíhají ve vzdálenosti 7 pc v oběžné periodě 150 tis. let. P. Berczik aj. ukázali, že při vzdálenosti složek páru SMBH 1 pc dojde k jejich splynutí za méně než 10 mld. let.

G. Fabbianová aj. se domnívají, že černé veledíry v jádrech galaxií získávají hmotu pádem intermediálních černých děr (IMBH) o hmotnostech řádu 1 kM_☉ do centra galaxií. Existenci IMBH poprvé odhalila družice Einstein v r. 1979 v galaxii M82 - projevují se totiž jako ultrasvítivé rentgenové zdroje (ULX) se zářivým výkonem až 10³⁴ W. Své velmi vysoké svítivosti dosahují tím, že právě slapově porcují a následně po soustech pohlcují hvězdu uvnitř jádra mateřské kulové hvězdokupy, kde je pravděpodobnost požírání hvězd dostatečně vysoká. M. Gürkan aj. dále ukázali, že v hustých jádrech mladých hvězdokup mohou dokonce vznikat těsné dvojhvězdy, jejichž složky rychle vyrostou na pár IMBH. Současná velmi citlivá rentgenová kamera na družici Chandra objevila již na 200 zdrojů ULX.

Naproti tomu K. Vierdayanti aj. tvrdí na základě měření zdrojů ULX pomocí rentgenové družice Newton, že navzdory zářivému výkonu až 10³⁴ W, který však u zmíněných zdrojů silně kolísá s časem, stačí k tomu hmotnosti zdrojů <60 M_☉, takže o skutečné IMBH fakticky nejde. V této souvislosti nabývá na významu zajímavý postřeh J. Wilmse, že všechny černé díry od těch hvězdných až po SMBH vykazují fyzikálně totožný mechanismus vyzařování (pochopitelně jde o vyzařování z bezprostředního okolí černé díry). Specificky I. Hardy aj. ukázali, že rentgenové záření z okolí obřích černých veleděr v aktivních jádrech galaxií (AGN) vzniká v důsledku téhož akrečního procesu jako v případě SMBH v jádře naší Galaxie.

S. Fujimoto aj. propočítali díky moderním metodám numerické relativity dvojrozměrné osově souměrné řešení průběhu gravitačního zhroucení rotující hvězdy o hmotnosti 40 M_☉. Zjistili, že v průběhu hroucení vznikají jak akreční disk v rovníkové rovině hroutící se hvězdy, tak také polární výtrysky ve směru magnetického dipólu o indukci až 1 MT. Akrece hmoty na disk je proměnná a vpravdě mohutná, tj. více než 0,01 M_☉ za sekundu (!). Vnitřní část akrečního disku proto vysílá dokonce silný proud neutrin o zářivém výkonu až 8.10⁴⁴ W, což je ale méně než při výbuchu supernovy. Jak ukázali J. Miller aj. při studiu mikrokvasaru J1655-40 (Sco, vzdálenost 3,2 kpc), je akrece z disku na hvězdnou černou díru ovládána magnetickou viskozitou uvnitř disku, kterou si lze představit jako magnetocentrifugální sílu. Podle měření družice Chandra během rentgenového výbuchu zdroje na počátku dubna 2005 má černá díra hmotnost 7,0 M_☉. Její viditelný průvodce - podobr sp. třídy F3 až F6 - dosahuje hmotnosti 2,3 M_☉ a obíhá kolem ní v periodě 2,6 d. Z okolí černé díry se vyzařuje výkon 10³⁰ W.

S. Gezari aj. pozorovali rentgenové vzplanutí v normální eliptické galaxii se z = 0,37 (vzdálenost 1,2 Gpc) a jeho následky po dobu dvou let jednak družicí GALEX v dalekém (FUV) i blízkém UV oboru spektra, ale též v optickém pásmu. Světelné křivky ve všech oborech se výborně shodovaly s výpočtem pro slapové roztrhání běžné hvězdy v gravitačním poli SMBH o hmotnosti 20 MM_☉. Z výpočtů dále vyplývá, že slapové trhání hvězd ustává při hmotnostech SMBH >110 MM_☉, protože pro tak velké SMBH jsou slapové síly vně Schwarzschildova poloměru paradoxně již příliš slabé. Schwarzschildův poloměr je totiž přímo úměrný hmotnosti SMBH, kdežto slapové síly klesají se 3. mocninou vzdálenosti od SMBH.

R. Dunn aj. zkoumali rozložení směrů rotačních os černých veleděr v galaxiích, které patří do kupy galaxií v Perseu. S překvapením zjistili, že tyto úhly nejsou stejné vůči těžišti kupy a konkrétně pro známou radiogalaxii NGC 1275 (3C 84) je rotační osa SMBH skloněna pod úhlem 120° k zornému paprsku a opisuje precesní kužel o vrcholovém úhlu 50° v periodě úctyhodných 33 mil. roků. Práce je kuriózní tím, že v seznamu literatury cituje renesančního umělce a vynálezce Leonarda da Vinciho, který v r. 1510 popsal trajektorie stoupajících vzduchových bublin v kapalině. Je to jedna z nejstarších citací v odborné astrofyzikální literatuře vůbec.

A. Šackij se zabýval otázkou, jak velký podíl na hmotě vesmíru by měly prvotní černé díry, které mohly vznikat v prvních okamžicích existence vesmíru. Ukázal, že do současnosti mohou přežívat prvotní černé díry s hmotnostmi v rozmezí 0,03 – 0,1 M_☉ a jejich souhrnná hmotnost uvnitř naší Galaxie by mohla být dokonce srovnatelná s odhadem podílu hmotnosti skryté látky v Galaxii. Hmotnost takto hmotných prvotních černých děr může v průběhu existence vesmíru dokonce růst při jejich průletu běžnými hvězdami, ale pravděpodobnost takového průletu je poměrně nízká.

Pozoruhodnou studii o vlastnostech červích děr uveřejnili N. Kardašev aj. Zjistili, že pro vnějšího pozorovatele vypadá vstup do červí díry jako obří magnetický monopól, který do sebe vtahuje běžnou látku a přinutí ji zhroutit se na černou díru. Hmotnosti červích děr se tak mohou pohybovat ve velmi širokých mezích od 2 kg do miliard M_☉. V souvislosti s domněnkou o chaotické inflaci, která vyžaduje souběžnou existenci nekonečného množství vesmírů, se autoři domnívají, že prvotní červí díry se v těchto vesmírech zachovávají i po kosmologické inflaci a slouží tak v principu jako vstupy do tunelů, jež tyto vesmíry propojují.

6.9. Experimentální a teoretická fyzika

J. Berquist aj. experimentovali s osamělými atomy rtuti osvětlovanými ultrafialovým laserem a zjistili, že tak lze měřit kmitočty s přesností šestkrát vyšší než u současných cesiových hodin. Rtuťové atomové hodiny tak mohou dosáhnout chyby pouhé 1 sekundy za 400 mil. roků a to je předurčuje k přesnější definici trvání atomové sekundy. G. Gabrielse aj. zpřesnili pomocí měření magnetického momentu elektronu hodnotu konstanty jemné struktury α = 1/137,0359997, což je zlepšení o celý řád proti dosavadním laboratorním měřením. N. Kanekar aj. zjišťovali, zda se s časem nemění hodnota α tím, že měřili vlnové délky čar hydroxylu a neutrálního vodíku v emisi a absorpci pro různě vzdálené astronomické zdroje. Určili tak relativní horní mez 7.10^-6 pro případnou změnu α za posledních 6,5 mld. let. K ještě ostřejší horní mezi 5.10^-7 za posledních 8 mld. roků dospěli H. Chand aj. na základě měření polohy čar Fe II ve spektru kvasaru HE 0515-44.

E. Reinhold aj. srovnali výsledky laboratorních měření poměru hmotností protonu a elektronu s přesnými měřeními vlnových délek pro molekulu vodíku spektrografem UVES VLT (ESO) ve vzdálených kvasarech QSO 0347-383 (z = 3,0) a 0405-443 (z = 2,6). Odtud odvodili, že tento poměr za posledních 11,5 mld. roků mohl klesnout o 0,002%, ale s ohledem na choulostivost takových měření se dá spíše konstatovat, že tento veledůležitý parametr v částicové fyzice se nijak nezměnil.

V r. 1977 navrhli R. Peccei a H. Quinnová existenci nové částice bez elektrického náboje, jež by obrazně řečeno měla bránit narušení parity (objevené u slabé jaderné interakce) v silných jaderných interakcích. Pro tuto částici navrhl F. Wilczek jméno axion (podle obchodního názvu pracího prášku, o němž reklama tvrdí, že dokáže vyčistit špinavé skvrny na prádle/teorii). Teorie praví, že axion by měl snadno vznikat ve vakuu a interagovat s elektromagnetickým polem, a že jeho hmotnost by se měla pohybovat v rozmezí od 1 μeV/c² do 10 meV/c². V r. 2006 uveřejnili E. Zavattini aj. výsledky laboratorních měření, při nichž vysílali fotony infračerveného laseru na vlnové délce 1,06 μm kolmo k magnetickému poli o indukci 5 T. Zjistili, že polarizační rovina laserového svazku se v magnetickém poli stáčela a odtud odvodili hmotnost axionu 1 meV/c². Tato měření však kvůli choulostivosti experimentu nebyla vědeckou obcí přijata jako hmatatelný důkaz existence axionu, ačkoliv astrofyzikům by se taková částice báječně hodila pro vysvětlení podstaty skryté látky ve vesmíru...

V teoretické fyzice, týkající se kýžené unitární teorie, spolu v posledních desetiletích soupeří zejména dvě koncepce, a to strunová teorie a kvantová teorie gravitace. Koncem roku 2005 se začal prosazovat nový přístup, iniciovaný pracemi J. Erlicha aj. a L. Da Rolda a A. Pomarola. Tito autoři vycházejí ze zjištění, že navzdory velkému úsilí posledních třiceti let nijak nepokročila kvantová chromodynamika (QCD) při analytickém řešení, v němž by pole silné interakce s barevnými náboji bylo popisováno analogicky jako je tomu u elektromagnetické interakce a elektrických nábojů, takže každé řešení se muselo řešit numericky na rychlých superpočítačích. Nový model vychází ze strunové teorie a předpokládá, že oscilace podél strun určuje hmotnost a spin částic. Otevřené struny pak dokáží dobře popisovat vlastnosti fotonů a gluonů, zatímco uzavřené struny vypadají jako gravitony.

Kromě lineárních strun, jež lze popisovat v devíti prostorových rozměrech, existují pak ve vesmíru ještě dvojrozměrné membrány a trojrozměrné brány. V bránové teorii se uzavřené struny gravitonů pohybují ve zmíněném devítirozměrném prostoru. Energie bran vyvolává zakřivení prostoročasu. Barevný náboj gluonů závisí na energii vyměňované mezi dvěma kvarky tak, že při velké energii je vazba mezi kvarky slabá, kdežto při malé energii je velmi silná - tím lze vysvětlit známé uvěznění kvarků v hadronech. Fyzikální vakuum je pak vyplněno páry kvark-antikvark.

Nový přístup dává slibné naděje na výpočet vlastností částic z prvních principů. Jak uvádějí J. Erlich aj, podařilo se jim tak s přesností na 10% spočítat hmotnosti, poločasy rozpadu a vazebné energie nejlehčích mezonů (pionů). Také L. Da Rold a A. Pomarola obdrželi přibližný souhlas pro 8 koeficientů svého modelu s experimentem, byť s přesností pouhých 30%.

Y. Aoki aj. se zabývali otázkou, zda fázový přechod v rozpínajícím se velmi raném vesmíru předvídaný QCD, při němž se volné kvarky a gluony sloučí na hadrony, je náhlý (kvarky a gluony se "uvaří" na hadrony naráz), anebo plynulý. Jejich výpočty hovoří ve prospěch plynulého přechodu při teplotě vyšší než 10 TK.

V konkurenční kvantové teorii gravitace přišli s novým konceptem A. Ashtekar aj., když ukázali, že smyčková teorie gravitace (LQG) se hodí i pro popis velkého třesku jako kvantové události. K tomu rozvinuli koncept kvantové kosmologie (LQC) k popisu singularity velkého třesku jako kvantového mostu mezi dvěma klasickými vesmíry, z nichž jeden se smršťuje a druhý se rozpíná. Pak lze velký třesk popsat jako "velký odraz", v němž se smršťující vesmír začíná znovu rozpínat a z tohoto konceptu lze předpovědět jeho budoucí vlastnosti. V takovém případě je vývoj vesmíru deterministický i v Planckově časové stupnici a lze tak pochopit, jak se ve velkém třesku/odrazu "vynořil" čas.

7. Život ve vesmíru

R. Mclean aj. zkoumali kanystr s mikroby, který se nacházel na palubě raketoplánu Columbia kvůli zamýšlenému experimentu o chování mikrobů v beztížném stavu a dopadl neporušen na zem po tragické havárii v únoru 2003. Tři kmeny mikrobů, vložené do kanystru kvůli experimentu, nepřežily katastrofický návrat, ale přesto se autorům podařilo v kanystru objevit živé bakterie nového kmene Microbispora sp., které se do kanystru dostaly zřejmě před startem a všechno přežily, včetně teploty až 175°C při hypersonickém průletu (až 9 700 km/h) kanystru atmosférou. Podobně dopadli nematodi - mikroskopičtí červi, kteří cestovali na palubě Columbie v rámci jiného experimentu v šesti kanystrech, z nichž pět bylo po pádu na zem nalezeno a ve všech byli živí červi, jak zjistila autorka experimentu C. Conleyová. Odtud vyplývá, že pokud se v pozemských horninách, vyvržených do kosmu únikovou rychlostí, nacházejí mikroorganismy, mohou přežít cestu nehostinným meziplanetárním prostorem a dopadnout živé na Mars nebo na některé měsíce Jupiteru či Saturnu. Obdobně mohou cestu na Zemi přežít mikroorganismy vyvržené z těchto těles, pokud tam nějaké jsou. Zevrubné zkoumání meteoritů ovšem nic takového zatím neprokázalo.

M. Turnbullové aj. se zdařilo získat pomocí světelného 1,8m teleskopu VATT kvalitní spektrum popelavého svitu Měsíce v pásmu 0,7 – 2,4 μm, což je fakticky spektrum povrchu a atmosféry Země. Podle očekávání našli ve spektru silné pásy vody od mračen a ledových krystalků v cirech a dále pásy molekul kyslíku, oxidu uhličitého a metanu. Podobně uspěli S. Hamdani aj. u dalekohledu NTT ESO, kteří pracovali v pásmu 0,32 – 1,02 μm a našli tak navíc i pásy ozónu i závislost vzhledu spektra Země na okamžitém podílu odrazu slunečního světla od oceánů a pevnin. Zejména intenzita infračerveného "vegetačního" okraje spektra roste díky výskytu lesů na pevninách, jako je Evropa a Afrika a klesá na třetinu, když je Země natočena ke Slunci oceánem. To dává jasný návod, co by se mělo hledat ve spektrech exoplanet, abychom jim pak věnovali pozornost jako potenciálně životodárným planetám; ovšem technické obtíže takových spektrálních měření jsou mimořádné. A. Buccino aj. uvádějí, že v okolí žhavých hvězd s velkým podílem ultrafialového záření v pásmu 200 – 300 nm je život vyloučen kvůli brzdění fotosyntézy a destrukci DNA, lipidů i bílkovin.

Život se sice dokáže přizpůsobovat změnám vnějších podmínek v dosti širokých mezích různých parametrů, ale na druhé straně reaguje na tyto změny buď rozvojem nebo vymíráním, jak ukázali J. van Dam aj. na výskytu hlodavců v centrálním Španělsku za posledních 24 mil. let. Proměřili totiž stáří 80 tis. zachovaných zoubků hlodavců a zjistili, že na rozvoj a zánik jejich populací mělo hlavní vliv dlouhodobé kolísání klimatu. K vymírání docházelo podle očekávání v době nástupu ledových dob v periodách, odpovídajících Milankovičovým cyklům 2,37 a 1,2 mil. let (kombinace kolísání výstřednosti dráhy Země v periodách 100 a 400 tis. let, sklonu dráhy k ekliptice v periodě 41 tis. roků a precese v periodě 21 tis. let). Typická astronomická perioda kolísání klimatu na Zemi pak činí 2,5 mil. roků a přesně tuto hodnotu v nástupu nových druhů hlodavců našli autoři studiem jejich zoubků.

Mezitím C. Scharf dospěl k názoru, že pro rozvoj života se mohou docela dobře hodit velké přirozené družice (měsíce) obřích exoplanet. Jsou-li totiž dost daleko od mateřské hvězdy, nejsou ohroženy jejím zářením nebo vrtochy a potřebné teplo mohou získat ze slapového působení obří exoplanety, jak to názorně vidíme pro družici Io u Jupiteru. Rozsah stabilních drah pro družice dosud objevených 74 exoplanet, vzdálených minimálně 0,6 AU od mateřské hvězdy, není sice velký, protože dosahuje nanejvýš 3 mil. km od příslušné exoplanety. Přesto se zdá, že až čtvrtina takto vzdálených exoplanet může mít měsíce o hmotnosti až 10% hmotnosti Země v obydlitelné (sublimační) teplotní zóně (170 – 273 K). Ostatně i na Zemi existují oblasti, kde je vliv Slunce zcela překryt geotermální energií v tzv. černých kuřácích na dnech oceánů. R. Haymonová aj. studovali koncem roku 2005 hydrotermální vývěry u Galapág, ale i ve středním Atlantiku na 5° severní šířky. Ve vývěrech naměřili teploty až 260° C a při podvodní explozi dokonce 400° C, přičemž spálili kameru, kterou sledovali bohatý život v chladnějším okolí kuřáků. Podle N. Reida aj. dosahuje současný rozsah teplot, při nichž různé mikroorganismy zůstávají na živu, rozmezí -2 – +121°C.

P. Horowitz sehnal 50 tis. dolarů na konstrukci 1,8m zrcadla pro sledování případných laserových signálů mimozemšťanů. Detektor s 1024 pixely v ohnisku dalekohledu bude schopen odhalit záblesky o trvání kratším než 1 ns a pasážníkový dalekohled se zorným polem 0,2° x 1,6° má prohlédnout celou oblohu dostupnou z Princetonu během 200 nocí. P. Backus chce pro naslouchání umělým rádiovým signálům z vesmíru využít prvních 42 dokončených eliptických parabol s rozměrem 7m x 6m budoucí anténní soustavy ATA na radioastronomické observatoři Hat Creek v Kalifornii. ATA by měla mít po dokončení celkem 350 parabol, jenže slibný projekt narazil koncem roku 2006 na vážné finanční problémy, když z úhrnné ceny asi 43 mil. dolarů je k dispozici jenom polovina částky a žádní další mecenáši nebo štědré grantové agentury se nehlásí.

M. Cirkovic a R. Bradbury dospěli k názoru, že inteligentní život v Galaxii je omezen na obydlitelnou zónu, která se nachází v hlavní rovině Galaxie vně její centrální oblasti, tj. přibližně v té vzdálenosti, v níž se nachází sluneční soustava. Nemůžeme se proto divit, že projekty SETI zahájené bezmála před půl stoletím zatím nepřinášejí žádný výsledek, protože tato zóna je prostorově tak malá, že pravděpodobnost současné existence technicky pokročilých civilizací je mnohem nižší, než se dosud soudilo. I. Morison v rozsáhlém přehledovém článku dokonce dospívá k závěru, že v Galaxii jsme v současnosti jediná technická civilizace.

Nejnovější pokroky kosmologie vedou C. Bennetta (šéfa projektu družice WMAP) k poměrně pesimistickému názoru na trvání života ve vesmíru. V raném vesmíru není evidentně život možný kvůli následkům kosmologické inflace, takže ke vzniku hvězd a tvorbě zásob chemických prvků potřebných pro život dochází až v průběhu první miliardy let po velkém třesku. Pak to ještě trvá několik miliard let, než vzniknou hvězdy slunečního typu obklopené terestrickými planetami, aby se na nich život mohl vyvinout do pokročilých forem. Mezitím však nastupuje efekt skryté energie, tj. zrychlujícího se tempa rozpínání vesmíru, které povede k "velkému chladu", kdy opět život ve vesmíru bude nemožný.

8. Přístrojová technika

8.1. Optická astronomie

Binokulární teleskop LBT na Mt. Grahamu v Arizoně získal první světlo prvního 8,4m zrcadla v říjnu 2005, když pořídil snímek spirální galaxie NGC 891 (And). Druhé zrcadlo LBT bylo v téže montáži instalováno koncem roku 2006. Spřažená dvojice tak má ekvivalentní průměr 11,8 m a jako interferometr základnu dlouhou 22,8 m. Náklady na LBT dosáhly 120 mil. dolarů.

S. Bradley Cenko aj. dokončili robotizaci známého 1,5m zrcadla na Mt. Palomaru s dosahem 23 mag v oboru R, které je nyní schopno samočinně přerušit rutinní pozorování a do 3 min zahájit sledování mimořádného úkazu kdekoliv na obloze. C. Guidorzi aj. získali první vědecké údaje s robotickým 2m Liverpoolským teleskopem ART na observatoři La Palma na Kanárských ostrovech. Teleskop dokázal za necelé 3 min po avízu z družice Swift sledovat ve více barvách světelnou křivku GRB 050502A. Na observatoři La Palma pracuje také 2,5m nordický teleskop NOT, provozovaný ve spolupráci skandinávských zemí a Islandu. Nová kamera LuckyCam dává fantastické rozlišení 0,08″ tím, že exponuje krátké snímky a z nich v počítači vybírá ty nejlepší, které pak složí na sebe.

Obří dalekohledy na sopce Mauna Kea na Havajských ostrovech byly krátce vyřazeny z provozu při dvou zemětřeseních, které postihly ostrov Havaj 15. října 2006 v odstupu 7 min. První otřes o síle R = 6,7 se odehrál v hloubce 38 km a druhý o síle 6,0 v hloubce 20 km. Největší dalekohled Keck I se posunul o 25 mm, ale také japonský Subaru a kanadsko-francouzský CFHT byly vychýleny z ustavené polohy. Dalekohled CFHT o průměru zrcadla 3,6 m byl nově vybaven velkoplošnou infračervenou digitální kamerou WIRcam pro pásmo 2,5 μm, která má ovšem o řád menší plochu zorného pole než proslulá optická kamera MegaCAM (320 Mpix) téhož dalekohledu se zorným polem 1 čtv. stupeň. Podle P. Wizinowiche aj. byla u Keckova dalekohledu uvedena do rutinního provozu laserová adaptivní optika, která nyní umožňuje vynikající optické rozlišení pro libovolný objekt na obloze do 19 mg. Počátkem února 2006 získali první světlo s laserovou adaptivní optikou také u 8,2m dalekohledu VLT Jepún (UT4) a koncem téhož roku také u dalekohledu Antu (UT1) na Cerro Paranal (ESO) v Chile.

Koncem června 2006 získala první světlo první jednotka přehlídkové soustavy dalekohledů PanSTARRS, budované mezinárodním konzorciem institucí z USA, Velké Británie, Německa a Tchaj-wanu ve výšce 3 tis. m n.m. pod vrcholem sopky Mt. Haleakala na ostrově Maui na Havajských ostrovech. Přehlídkový dalekohled má průměr zrcadla 1,8 m a v jeho ohnisku se nachází obří kamera CCD s kapacitou 1,4 Gpix (!). Postupně mají být v závislosti na přísunu financí vybudovány ještě další tři jednotky. Soustava umožní opakované přehlídky oblohy do 24 mag několikrát měsíčně a měla by mj. posloužit k objevu většiny planetek - křížičů s průměrem nad 1 km a alespoň části populace křížičů s průměrem nad 300 m. Hodí se však i pro sledování optických protějšků GRB a objevy supernov v cizích galaxiích.

Jeden z nejperspektivnějších projektů pozemní optické astronomie - obří přehlídkový teleskop LSST s průměrem zrcadla 8,4 m a digitální kamerou 3 Gpix - má navázat na úspěch přehlídky SDSS. Ve srovnání s ním má mít však nesrovnatelně větší dosah i výkon: za jedinou noc pozorování totiž získá na 20–30 TB údajů, což je více než rozsah celé přehlídky SDSS za pět let. Během necelého týdne získá LSST více dat, než získali optičtí astronomové od časů Galilea po palomarský fotografický atlas včetně! Objem dat z LSST se dokonce vyrovná objemu dat z budoucího urychlovače LHC v CERN v Ženevě. Podle šéfa projektu A. Tysona bude LSST pracovat v širokém spektrálním pásmu od UV do blízké infračervené oblasti a celou dostupnou oblohu pročeše za pouhé tři dny, načež se bude přehlídka rutinně opakovat s cílem objevit všechny změny, k nímž v mezidobí na obloze dojde.

K tomu cíli bude ovšem potřebí vyvinout velmi složité a rychlé algoritmy ve spolupráci se známou firmou Google. O umístění přístroje se rozhodovalo mezi Mexikem (San Pedro Martír) a několika stanicemi v Chile. V r. 2006 padlo definitivní rozhodnutí, že tento jedinečný nástroj budoucí optické astronomie bude postaven do r. 2012 na Cerro Pachón v Chile za 270 mil. dolarů včetně provozních nákladů na 10 let provozu. A. Tokovinin a T. Travouillon studovali vertikální profil turbulence atmosféry nad vrcholem Cerro Pachón (2738 m n.m.), kde už nyní funguje 8m teleskop Gemini South. Medián neklidu obrazu (seeing) zde činí 0,77″ a škálová výška sloupce atmosféry dosahuje za dobrého počasí 30 m, ale při horším počasí až 100 m. Zóna 6 – 500 m nad vrcholem přispívá 60% k celkovému neklidu obrazu.

G. Monnet a R. Gilmozzi oznámili změnu v koncepci evropského obřího teleskopu E-ELT. Původní návrh 100m teleskopu OWL z r. 1998 tak doznal po obsáhlé diskusi zásadní změny, když segmentové zrcadlo bude mít průměr jen 42 m. Výhodou nové koncepce je nižší závislost ceny teleskopu na průměru hlavního zrcadla. U klasických teleskopů rostla totiž cena s 2,6. mocninou průměru, kdežto nová koncepce snižuje tuto mocninu na 1,4. Zatím není jasné, kde bude E-ELT postaven. M. Sarazin aj. rozběhli projekt výběru vhodného místa na základě obsáhlých meteorologických údajů z potenciálně vhodných stanovišť za posledních 45 roků.

P. Corasaniti aj. testují na observatoři Cerro Tololo v Chile obří rtuťové zrcadlo ALPACA o průměru 8 m, které má zorné pole o průměru 3° a může pracovat v UV, optickém i blízkém infračerveném pásmu při driftových přehlídkách oblohy (zrcadlo míří do zenitu a zorným polem obloha driftuje). Mezní hvězdná velikost přístroje dosahuje až 25 mag a hodí se tak pro výzkum velmi hlubokého vesmíru při nízkých nákladech na financování celého zařízení. E. Borra, jenž se celý život věnuje vývoji tekutých astronomických zrcadel (rotujících mís s kapalnou rtutí), nyní přichází s novým nápadem využít místo rtuti feroelektrických kapalin, pokrytých reflexní vrstvou nanočástic. Povrch kapaliny by pak byl tvarován vespod umístěnými koncentrickými indukčními cívkami. Borra se domnívá, že tak by bylo možné sestrojit světelná (f/2) zrcadla o průměru 15 – 44 m podstatně levněji než plánovaná segmentovaná skleněná zrcadla obřích teleskopů.

V r. 2006 uplynulo půlstoletí od vynálezu Dobsonovy montáže pro amatérské zrcadlové teleskopy. Vynálezce John L. Dobson (*1915) si tehdy v Kalifornii postavil první prototyp ze snadno dostupných a levných materiálů při průměru zrcadla 0,3 m. Jelikož si tento nápad úmyslně nenechal patentovat, staly se "dobsony" neobyčejně oblíbené mezi pokročilejšími astronomy amatéry pro své nesporné přednosti při ustavení a skladnost např. při převozech v autě i díky dříve nemyslitelné láci, zejména pro větší zrcadla

8.2. Optické dalekohledy v kosmu

Legendární Hubbleův kosmický teleskop (HST) překročil v dubnu 2006 17. rok své kosmické existence. Podle R. Fosbury aj. HST zasáhl rozhodujícím způsobem do rozvoje astronomie na přelomu XX. a XXI. stol. Ročně se totiž publikuje na 600 prací, založených na pozorování HST, což je více než u rentgenového teleskopu Chandra (500 prací) a nejvýkonnějšího pozemního teleskopu VLT ESO (350 prací). Na tomto úspěchu se výrazně podílely dosavadní servisní mise, které jsou sice drahé, ale astronauti přitom sehráli naprosto nezastupitelnou úlohu vysoce kvalifikovaných opravářů. Po každém servisu se tak HST dostal velmi rychle do prvotřídní kondice. Celková účinnost HST se po celou dobu pohybuje kolem 50% času na oběžné dráze, což je velmi příznivé číslo. Nejvíce využívané přístroje jsou po řadě ACS, WFC IR, WFC UVIS, WFC2 a NICMOS. Další předností je volný přístup k datům HST po ochranné lhůtě obvykle 1 rok. Astronomové z celého světa mohou využívat data ze tří identických archivů v Baltimore, Garchingu a Victorii, B.C. v Kanadě.

HST však začal v r. 2005 jevit neklamné známky opotřebování. Odborníci NASA proto preventivně již v srpnu 2005 vypnuli třetí gyroskop, protože se tím potenciálně prodlouží životnost gyroskopické navigace asi o 9 měsíců. Koncem r. 2005 zhasl jeden ze tří čipů v kameře WFPC2 a v červnu 2006 měla citlivá kamera ACS elektronický výpadek, který se naštěstí podařilo po dvou týdnech odstranit. HST od té doby funguje jen jako zobrazovací dalekohled; spektrografy NICMOS a STIS jsou mimo provoz. Mezitím se začala plánovat pátá a poslední servisní výprava raketoplánu k HST, a to na rok 2008. Při ní se měly vyměnit akumulátory a všech 6 gyroskopů a instalovat nová kamera se spektrografem COS. Naopak bylo odvolán plán na připojení modulu pro řízený zánik HST po skončení jeho činnosti kolem r. 2013. Časopis Nature odhadl celkové náklady na konstrukci, vypuštění i provoz HST na 12 miliard dolarů.

Nyní je největším finančním bumbrlíčkem projekt JWST, protože původně odhadované náklady ve výši 1 mld. dolarů se ukázaly jako iluzorní a budou překročeny nejméně pětinásobně. Podle J. Gardnera aj. bude beryliové zrcadlo JWST o průměru 6,6 m chlazeno na 50 K a bude se skládat z 18 segmentů, jež se rozevřou a automaticky zjustují až na oběžné dráze. Na palubě JWST budou instalovány celkem čtyři přístroje, tj. kamera a multiobjektový spektrograf a dva zobrazovače s laditelnými filtry pro pásmo 0,6 – 29 μm. Doplněním původního projektu se stal návrh W. Cashe na instalaci samostatného stínítka o průměru ≈ 40 m tvarovaného jako okvětní lístky, jež by se vznášelo v kosmu ve vzdálenosti 20 tis. km od JWST s přesností umístění v prostoru na několik centimetrů! Zástin by umožnil zobrazit exoplanety u zhruba tisíce hvězd do vzdálenosti 10 pc od Slunce a jenom jeho cena a provoz se odhaduje na 1 mld. dolarů. Touto finanční černou dírou trpí ostatní důležité projekty. Především se opozdilo nasazení létající observatoře SOFIA až do r. 2010 a ohrožen začal být i projekt Dawn (let k planetkám hlavního pásu).

8.3. Rádiová astronomie

V chilské poušti Atacama pokračuje úspěšně stavba obří anténní soustavy pro mm a submm pásmo ALMA (ESO ve spolupráci s USA, Japonskem, Kanadou, Chile a Tchaj-wanem), jejíž cena se odhaduje na 650 mil. dolarů. Hmotnost každé 12m antény dosahuje 110 t. Jejich přemisťování podle potřeb konfigurace soustavy budou obstarávat dva transportéry o hmotnosti 150 t, vybavené motory o příkonu 500 kW, jež zdolají až 7% stoupání z výšky 3 tis. m do pracovní výšky 5 tis. m po cestě dlouhé 28 km. Zkušební měření v daleké infračervené a mikrovlnné oblasti spektra (pásmo 0,2 – 1,3 mm) na stanici Llano de Chajnantor ve výšce 5,1 tis m n.m. pomocí 12m paraboly APEX proběhla úspěšně. Tvar paraboly s přesností na 18 μm byl adjustován holograficky. ALMA s minimálně 50 parabolami má být dokončena v r. 2012.

Mexiko postavilo na Sierra Negra (4 850 m n.m.) za 110 mil. dolarů ve státě Puebla milimetrový radioteleskop LMT s průměrem paraboly 50 m. Kalifornští radioastronomové pro změnu stěhovali 9 exemplářů 6m parabol BIMA a 6 antén OVRO o průměru 10,4 m do výšky 2 400 m n.m. poblíž hranic s Nevadou. To usnadní rádiová pozorování vzdálených galaxií. Holanďané pod vedením H. Falckeho začali budovat softwarový radioteleskop LOFAR pro pásmo 30 – 240 MHz, jehož centrum bude v Groningenu. Soustava laciných nepohyblivých všesměrových antén bude pracovat na principu aperturní syntézy a směr pozorování bude ovládán elektronicky fázovým zpožďováním signálů z různých antén. Projekt počítá s postupným vybudováním 76 stanic, řízených superpočítačem IBM Blue Gene/L s výkonem 34 Tflops. Stanice budou pokrývat plochu o průměru alespoň 1 tis. km, takže některé antény budou umístěny v Německu, Velké Británii, Francii a Švédsku. Postupné zvyšování výkonů superpočítačů dovolí postupně rozšiřovat základní sestavu po celé Evropě.

8.4. Astronomické umělé družice a kosmické sondy

Japonská kosmická agentura JAXA vypustila v únoru 2006 na sluneční synchronní dráhu ve výšce 700 km přehlídkovou infračervenou družici AKARI, vyrobenou ve spolupráci s korejskými a evropskými odborníky za 110 mil. dolarů. AKARI má zopakovat přehlídku oblohy, vykonanou v r. 1983 průkopnickou družicí IRAS, proti níž má řadu předností: vyšší citlivost a rozlišovací schopnost díky většímu hlavnímu zrcadlu o průměru téměř 0,7 m, kvalitnějším čidlům a větší zásoba kapalného hélia, které vystačí na 1,5 roku provozu při teplotě čidel 6 K, jakož i širší spektrální pokrytí v pásmu 1,7 – 180 μm. Do konce r. 2006 družice stihla přehlídku v pásmech 60, 90 a 140 μm.

V polovině června 2006 odstartovala z Bajkonuru umělá družice PAMELA pro výzkum částic antihmoty v kosmickém záření. Společný projekt Ruska a Itálie s přispěním německé a švédské kosmické agentury má za cíl zkoumat po dobu tří let částice primárního kosmického záření slunečního, galaktického i extragalaktického původu pomocí obřího magnetu, který odchyluje elektricky nabité částice a antičástice kosmického záření, jež pak zachytí soustava detektorů půltunové družice. Koncem září vypustila agentura JAXA sluneční družici Solar B (Hinode) na dráhu ve výšce 600 km. Družice snímkuje Slunce pomocí 0,5m zrcadla v optickém oboru a souběžně získává sluneční spektrum v extrémním UV i rentgenovém oboru. Snímky Slunce mají mít lineární rozlišení 150 km. Na jejím vybavení se podílela také NASA a ESA.

Úspěšné astronomické družice INTEGRAL (záření gama) a Newton (rentgenové záření) mají z rozhodnutí vedení ESA prodlouženou životnost až do r. 2010. Na provozu družice INTEGRAL se podílejí také čeští astronomové pod vedením doc. R. Hudce. Jak uvedli A. Read aj., družice Newton je tak citlivá, že i během přejíždění z jednoho kosmického cíle na jiný má pořád až o řád vyšší citlivost než kterákoliv rentgenová družice. Proto se nyní i těchto "přejížděcích" údajů využívá pro postupné mapování rentgenové oblohy v pásmu energií 2 – 10 keV a 0,2 – 2 keV. Dosud tak byly získány údaje o 4 tis. zdrojů na 15% plochy oblohy, z nichž se více než polovinu podařilo identifikovat se známými objekty (AGN, rádiové galaxie, kupy galaxií, proměnné hvězdy, pozůstatky po supernovách, rentgenové proměnné a bílí trpaslíci). Řada z těchto zdrojů vykazuje velkou proměnnost rentgenového toku a autoři se domnívají, že jde většinou o projev slapového trhání hvězd v okolí černých veleděr. Podobně byla prodloužena mise proslulé družice Swift, která se zasloužila o podstatné zlepšení našich znalostí o zábleskových zdrojích záření gama (GRB) a věnuje se dále vyhledávání černých veleděr v jádrech galaxií do vzdálenosti 120 Mpc a objevování supernov.

Mezinárodní družice FUSE (USA, Kanada, Francie) sledující dalekou ultrafialovou oblast spektra (90 – 120 nm) byla vyřazena z provozu v prosinci 2004, kdy se zastavilo poslední ze čtyř reakčních kol nutných pro navigaci družice na astronomické objekty. Odborníci z Univerzity Johnse Hopkinse však vyvinuli novou metodu řízení družice, opírající se interakci uměle generovaných elektromagnetických polí na palubě družice s magnetickým polem Země, a tak zázračně vzkřísili družici, která začala opět naplno fungovat od ledna 2006.

Téměř 2t sluneční družice SOHO (ESA a NASA), usazená v Lagrangeově bodě L₂ soustavy Slunce-Země, oslavila počátkem prosince 2005 prvních 10 let neuvěřitelně úspěšné činnosti, když vynalézavostí techniků se dokázala vzpamatovat ze dvou velkých technických problémů v letech 1998 a 2003 a funguje nyní i bez navigačních gyroskopů. Na jejím vývoji a provozu se podílí 1 500 odborníků ze 20 států a její provoz je plánován minimálně do konce r. 2009. Kromě monitorování Slunce v mnoha spektrálních oborech se stala nejúspěšnější lovkyní komet v dějinách astronomie, když jich během prvních deseti let objevila v blízkosti Slunce již 1 070. Družice za tu dobu přenesla do řídícího centra 114 TB dat, veřejně přístupných na internetu, a posloužila tak mimo jiné pro obhájení 140 disertací Ph.D.

V prosinci 2005 ukončila provoz po šestiletém provozu družice IMAGE (NASA), první družice zkoumající komplexně zemskou magnetosféru. Počátkem září byla ke srážce s Měsícem navedena kosmická sonda SMART-1, jež využila k příletu na Měsíc iontového motoru, takže cesta ze Země na Měsíc jí zabrala 14 měsíců, ale byla neuvěřitelně levná - iontový motor spotřeboval na dráze dlouhé 84 mil. km pouhých 70 kg paliva! Sonda měla při dopadu ma Měsíc rychlost 2 km/s a záblesk při dopadu zaznamenal kanadský teleskop CFHT.

Počátkem listopadu 2006 skončil vědecký provoz mimořádně úspěšné kosmické sondy Mars Global Surveyor, která byla umělou oběžnicí Marsu po dobu bezmála desetiletí (4x déle než plánovaná životnost) a přenesla na Zemi celkem 240 tis. vynikajících snímků Marsova povrchu, vesměs dostupných na internetu. Její činnost ukončilo selhání palubních akumulátorů po sérii softwarových chyb a povelů v posledních měsících provozu. Japonská kosmická sonda Hayabusa se potýkala při obíhání planetky Itokawa s tak vážnými technickými problémy, že její návrat byl odsunut až na únor 2007.

Kosmická sonda Stardust (NASA), připravená americkými vědci ve spolupráci s Němci a Brity, se úspěšně vrátila se vzorky z okolí komety Wild 2, odebranými při svém průletu kolem jádra komety v lednu r. 2004. Obtížný přistávací manévr, kdy vstupovala do zemské atmosféry rychlostí 12,8 km/s v koridoru o vrcholovém úhlu 48 obl. minut, zvládla v noci místního času 15. ledna 2006 bezvadně, takže půlmetrákové pouzdro s mimořádně cenným nákladem měkce přistálo pomocí padáku podle plánu ve vojenském prostoru v Utahu a bylo pak dopraveno do laboratoře helikoptérou. První prohlídka ukázala, že se podařilo přivézt asi 1 mg kometárního materiálu, který se zachytil ve speciálním aerogelu. Na prohlížení vzorků, které byly rozděleny do 1,6 mil. políček, se mohou podílet i amatéři v rámci projektu sdíleného počítání ( stardustathome.ssl.berkeley.edu). O den později odstartovala kosmická sonda New Horizons o hmotnosti 465 kg a s cenovou visačkou 650 mil. dolarů, která směřuje k Plutu, kam má doletět v červenci r. 2015, když byla v únoru 2007 urychlena gravitačním prakem Jupiteru.

V březnu 2006 doletěla k Marsu kosmická sonda Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), pořízená NASA za 720 mil. dolarů. Metodou aerobrzdění se do listopadu téhož roku usadila na mírně eliptické sluneční synchronní oběžné dráze ve výškách 250 – 316 km. Jejím hlavním úkolem je přesně mapovat místa budoucích přistání kosmických sond a vozítek na Marsu a získat přesné meteorologické i topografické a geologické údaje o této pozoruhodné planetě. Později pak bude sloužit jako retranslační stanice pro přenos signálů z jiných sond na Marsu.

V téže době doletěla k Venuši evropská sonda Venus Express v ceně 220 mil. euro a usadila se u Venuše na eliptické oběžné dráze s pericentrem 400 km a apocentrem 350 tis. km v oběžné době 24 h. Začala mapovat atmosféru Venuše a měla by získávat údaje o atmosférickém proudění po dobu alespoň 16 měsíců. Kometární sonda ROSETTA proletěla v prosinci 2005 afelem své dráhy za Marsem, aby se v září 2006 protáhla v přísluní kolem Země a opět zamířila k Marsu. V březnu 2006 snímkovala planetku (2867) Steins, s níž se znovu setká v r. 2008. ROSETTA také křižovala chvost komety 45P/Honda-Mrkos-Pajdušáková v červenci 2006.

Fungující veteráni Voyager 1 a 2 se koncem roku 2005 nacházeli ve vzdálenosti 98 AU, resp. 78 AU od Slunce v ekliptikálních šířkách +34°. resp. -26°. Voyager 1 pak v půlce srpna 2006 úspěšně překonal magickou hranici 100 AU od Slunce a jeho signály jsou dosud dobře slyšitelné.

G. Hornecková aj. poskytli údaje o probíhajícím projektu HUMEX, v němž se posuzují zdravotní aspekty při letu astronautů na Měsíc a popřípadě i na Mars. Minimálním požadavkem pro takové výpravy je, aby riziko smrti člena posádky během kosmického letu nepřesáhlo 0,03 úmrtí za rok pobytu, což ovšem není nijak radostná vyhlídka. To mimochodem vyžaduje konstrukci radiačních úkrytů na Měsíci i na Marsu a nejspíš také v kabinách korábů, letících k Marsu. Dalším problémem je demineralizace kostí v beztíží při letu na Mars a zpět, které astronauty nepřijatelně ohrožuje, takže bez umělé gravitace se asi na palubě neobejdou. "Krátká" mise na Mars by trvala 500 dnů, a z toho na povrchu Marsu by astronauti strávili měsíc. Mnohem rizikovější "dlouhá" mise by trvala 1 tis. dnů, a z toho 525 dnů by byli astronauti na Marsu - to představuje značné psychologické riziko z pocitu odloučenosti od civilizace. Prostředky, které chce americká vláda vynaložit na pilotované lety na Měsíc a na Mars, by proto bylo podle názoru řady odborníků vhodnější přesunout na projekt obrany Země před kosmickými projektily o rozměrech 140 – 1 000 metrů.

8.5. Astrofyzika vysokých energií

V Utahu je v provozu rozsáhlá aparatura HiRes pro výzkum kosmického záření o extrémních energiích, která navazuje na úspěšný projekt Fly's Eye (Muší oko), v němž byla v r. 1991 zaznamenána částice kosmického záření se stále nepřekonanou energií 320 EeV. HiRes sleduje fluorescenční záření atmosférických spršek, které vznikají při drobení původní vysoce energetické částice primárního kosmického záření, pomocí soustav světelných teleskopů vybavených fotonásobiči s odezvou 100 ns jako detektorů spršek. Celkem 64 pevně zamířených teleskopů pokrývá oblohu ve všech azimutech ve výškách 3 – 31° nad obzorem a registruje tak za příznivých nocí spršky primárních částic s energiemi vyššími než 0,5 EeV až do vzdálenosti 40 km od teleskopů.

Aparatura umožnila získat průběh energetického spektra kosmického záření v pásmu 0,5 – 10 EeV, kdy tok záření plynule klesá s 3,2. mocninou energie, takže pro nejvyšší energie nad 3 EeV dává až o řád nižší hodnoty toku než japonská aparatura AGASA, která měří tyto rekordní energie pomocí pozemních scintilačních detektorů. Pozemní aparatury však mají větší problémy s kalibrací hodnot energie primárního kosmického záření. HiRes nezjistila žádné odchylky od izotropního rozložení směrů příletu částic po obloze ani změny v chemickém složení primárního kosmického záření; v celém rozsahu zkoumaných energií jde pravděpodobně o silně urychlené protony.

V Namibii na stanici Gambsberg v nadmořské výšce 1 800 m funguje velmi úspěšně aparatura HESS (High-Energy Stereoscopic System) pro detekci záření gama s energiemi 0,2 – 40 TeV, využívající záblesků Čerenkovova záření, které doprovází průlet těchto vysoce energetických fotonů zemskou atmosférou. Aparatura se skládá ze čtyř teleskopů, rozmístěných ve čtverci o straně 120 m. Souhrnná plocha 382 zrcadel každého teleskopu činí 107 m² (ekvivalentní průměr by byl 11 m) a v jeho 15m ohnisku se nachází 960 fotonásobičů s odezvou 5 ns, které zachycují světlo ze zorného pole o průměru 5°. Pointace teleskopů je přesná na 8″. Aparatura HESS byla vybudována a je nyní provozována v široké mezinárodní spolupráci, na níž se podílejí také čeští odborníci pod vedením prof. L. Roba (viz Kosmos 39/2008, č. 4, str. 13).

S. Le Bohec a J. Holder navrhují oživit velmi mocnou metodu intenzitní interferometrie, kterou v letech 1956 - 1974 vyvíjeli R. Hanbury Brown a R. Twiss v Austrálii. Proměřili tak úhlové průměry 32 hvězd jižní oblohy jasnějších než +2,5 mag a větších než 0,000 4″. Nyní jsou totiž k dispozici mnohem větší Čerenkovovy teleskopy pro záření gama (HESS, MAGIC, VERITAS, CANGAROO), které nemohou měřit v době kolem měsíčního úplňku. Právě tento čas by se totiž dal využít pro jejich adaptaci na intenzitní interferometry, protože mají daleko větší sběrnou plochu, než kterou měli původní průkopníci k dispozici.

8.6. Astronomické přehlídky, katalogy a astrometrie

J. Pecker a J. Narlikar zpřesnili na základě komplexního rozboru pozorovacích dat ze všech odvětví moderní astronomie odhad A. Eddingtona z r. 1926 o tom, jaká je hustota záření vesmíru v kosmickém prostoru za hranicí zemské atmosféry, když odečteme lokální vliv Slunce. Eddington se domníval, že k této hustotě přispívá souhrnné záření asi 2,5 mld. hvězd naší Galaxie a dále asi 20 tis. tehdy známých galaxií. Zjistil, že toto záření by ohřálo Zemi na teplotu 3,0 K, což je číslo nápadně podobné teplotě reliktního záření 2,7 K, objeveného v r. 1965... Podle nového výpočtu zmíněných autorů však vychází přece jen o něco "přijatelnější" teplota souhrnného záření vzdáleného vesmíru 4,2 K.

M. Skrutskie aj. referovali o mimořádně úspěšné přehlídce 2MASS, která proběhla za pomocí dvou identických 1,3m teleskopů na Mt. Hopkinsu v Arizoně a na Cerro Tololo v Chile mezi červnem 1997 a únorem 2001 v blízkém infračerveném oboru spektra v pásmech J, H a K (1,25; 165 a 2,16 μm) s mezními hvězdnými velikostmi po řadě 15,8; 15,1 a 14,3 mag. V přehlídce bylo pořízeno přes 4 mil. snímků celé oblohy, na nichž je zachyceno celkem 471 mil. bodových a 1,6 mil. plošných zdrojů, pro něž přehlídka dala jejich polohy s přesností na 0,1″ a jasnosti s chybou ±0,03 mag; tj. celkem přes 25 TB dat!

K. Adelmanová-Carthyová aj. uveřejnili IV. vydání přehlídky SDSS s uzávěrkou v červnu 2004, v nichž jsou pětibarevné údaje o jasnostech 180 mil. objektů na 6 670 čtv. stupních oblohy a spektra 673 tis. hvězd, galaxií a kvasarů na 4 783 čtv. stupních oblohy. I tento projekt spěje ke svému vytčenému cíli a jeho předností je také přímý přístup ke všem datům prostřednictvím internetu. J. Gunn aj. shrnuli technické parametry teleskopu SDSS, který je instalován na observatoři Apache Point v Novém Mexiku. Primární zrcadlo má průměr 2,5 m, sekundární 1,1 m a ohnisko Ritchey-Chrétien dosahuje světelnosti f/5 se dvěma korektory pro rozšíření zorného pole. Kromě 120 Mpix digitální kamery využívá k měření dvou vláknových spektrografů, a tak pokrývá široké pásmo vlnových délek 300 – 1 060 nm.

Podle H. Jonese aj. dokončili australští astronomové v lednu 2006 další rozsáhlou přehlídku 6dFGS pomocí 1,2m Schmidtovy komory v Siding Spring. Přehlídka obsahuje spektra 150 tis. galaxií na jižním nebi a pro 120 tis. z nich červené posuvy, což je důležité pro výzkum trojrozměrné velkorozměrové struktury vesmíru. Tatáž kamera se nyní využívá pro projekt RAVE - simultánní měření radiálních rychlostí, spektrálních tříd, metalicity a gravitačního zrychlení 150 hvězd v zorném poli přístroje na jediném spektrálním snímku. Polohy světlovodů do spektrografu se nastavují robotem, takže celá práce rychle pokračuje. Podle M. Steinmetze aj. se soustřeďují na hvězdy, která mají v oboru I jasnosti 9 – 12 mag a radiální rychlosti měří opakovaně s cílem odhalit spektroskopické dvojhvězdy. Přesnost měření činí ±3 km/s. Cílem projektu je získat homogenní údaje o milionu hvězd!

B. Paczynski upozornil na velké možnosti rychle opakovaných přehlídek jasnějších hvězd malými teleskopy s velkým zorným polem a digitální kamerou 4 Mpix a výkonným počítačem. Projekt ASAS, který byl Paczynskim inspirován, využívá na observatoři Las Campanas v Chile komory o průměru objektivu 70 mm (f/2,9) během čtvrthodinové expozice a může dosahovat 16 mag pro hvězdy jižněji od +28° deklinace; tj. během roku přes 70% celé oblohy. Za pět let provozu se tak podařilo objevit 50 tis. proměnných hvězd, z toho 11 tis. zákrytových dvojhvězd, mezi nimi asi 10 hvězd s transitujícími exoplanetami.

Ve veřejně přístupné archivní databázi ASAS na univerzitě v Princetonu jsou tak údaje o 17 mil. hvězd, přičemž statistika proměnných je víceméně úplná pro rozsah 8 – 12 mag v pásmu V. V poslední době však přidali ještě filtr I, který je pro objevování proměnných dokonce účinnější, takže archiv už má několik TB dat a ročně přidává asi 100 fotometrických měření pro každou hvězdu. Podobné koordinované celosvětové přehlídky by umožnily najít zabijácké planetky o průměru do 20 m již několik dnů před impaktem a přirozeně se hodí také pro objevy nov, optických protějšků GRB a proměnných hvězd všech druhů.

D. Pollacco aj. zkonstruovali širokoúhlou kameru SuperWASP se 4 Mpix, která dává ve spojení se světelným (f/1,8) teleobjektivem rozlišení 14″/pixel a zorné pole 482 čtv. stupňů. Na observatoři na ostrově La Palma instalovali 8 kamer, které přehlédnou celou oblohu během 40 min a dosahují fotometrické přesnosti lepší než 1% pro hvězdy do V = 11,5 mag. Soustava získá během průměrné noci asi 100 GB dat a za první půlrok provozu proměřila 6,7 mil. objektů, pro než archivovala 13 GB údajů. Podobný systém se nyní uvádí do chodu také na jižní polokouli na SAOO v Sutherlandu v JAR.

Překotný rozvoj monumentálních přehlídek oblohy v nejrůznějších oborech astronomie má svou technickou příčinu v rozvoji plošných digitálních detektorů s vysokou kvantovou účinností, v neuvěřitelném tempu zlepšování výpočetní techniky i softwaru pro dobývání dat z rozsáhlých databází. Není proto divu, že S. Kulkarni a A.Rau navrhli, aby se dosavadní kosmická kartografie postupně změnila v kosmickou kinematografii tak, jak to naznačuje zejména vizionář B. Paczynski. Robotické přístroje by tedy měly pročesávat celou oblohu co nejčastěji, a tím podstatně zlepšit naše znalosti o rychlých nebo velmi vzácných změnách ve vesmíru. Zatím spíše jen náhodně a vzácně se dozvídáme o dějích ve vesmíru trvajících jen několik sekund nebo minut, takže překonáním tohoto nedostatku může pozorovací astronomie získat nečekané nové poznatky.

9. Astronomie a společnost

9.1. Úmrtí

V roce 2006 zemřeli významní astronomové: James van Allen (*1914; radiační pásy - Crafoordova c., 1989); Raymond Davis (*1914; neutrina - Nobelova c., 2002); Wulff Heinz (*1930; vizuální dvojhvězdy); Miloslav Kopecký (*1928; sluneční činnost) a George Wetherill (*1925; planetologie).

9.2. Ceny, vyznamenání a výročí

Prestižní světová uznání obdrželi: John Barrow (Templetonova c.); John Broughton, Paulo Holvorcem a Charles Juels (c. E. Wilsona); Len Culhane, Nigel Weiss a Simon White (zlaté m. RAS); Reinhardt Genzel (Darwinova předn.; RAS); Kamil Hornoch (Amatérská c. ASP); Robert Kirshner (Russellova předn. AAS); Frank Low (m. Bruceové ASP); Andrew Lyne a kol. (Descartesova c.; Evropská komise); John Mather a George Smoot (Nobelova c. za fyziku); Bernard Mills (c. G. Rebera, Austrálie); Igor Novikov (Eddingtonova m.; RAS) a Govind Swarup (Herschelova m.; RAS).

U nás byli vyznamenáni: Zdeněk Ceplecha (Praemium Bohemiae; Nadace B. J. Horáčka), Oldřich Hlad (Littera Astronomica; ČAS); David Motl a Petr Svoboda (c. J. Šilhána; sekce proměnných hvězd a exoplanet ČAS); Zdeněk Sekanina (Nušlova c.; ČAS) a Ladislav Šmelcer (Kvízova c.; ČAS). Jubilejní 100. narozeniny oslavil nejstarší člen ČAS v celé historii Společnosti Prof. Ing. Emil Škrabal, DrSc. h.c. (*18.7.1906). V r. 1906 začala též astronomická pozorování na observatoři v Ondřejově, kterou vybudovali bratří Fričové ve spolupráci s prof. V. Šafaříkem a F. Nušlem. V témže roce 1906 se narodil v Brně jeden z nejvlivnějších českých astronomů XX. stol. František Link, jenž se zejména v prvních poválečných letech zásadně zasloužil o rozvoj ondřejovské observatoře a založení několika směrů astronomického výzkumu od vícestaničních fotografování bolidů přes sledování sluneční činnosti až po výzkumy vysoké atmosféry pomocí stratosférických balónů. Zabýval se však i souvislostmi mezi klimatem a sluneční činností a poukázal na efekt gravitační čočky v obecné teorii relativity ještě před A. Einsteinem. Doc. Link zemřel v exilu v Paříži v r. 1984.

9.3. Astronomické observatoře, instituce a společnosti

A. Agabi aj. a S. Kenyonová a J. Storey studovali kvalitu noční oblohy na astronomicky perspektivní antarktické stanici Dome C (75,6° j.š.; 3 250 m n.m.). Zjistili, že 87% turbulence se odehrává v přízemní vrstvě do výšky 36 m nad terénem. Ve větší výšce je atmosféra mimořádně stabilní, takže na věži ve výšce 8,5 m nad terénem byl průměrný neklid ovzduší (seeing) (1,3″ ±0,8″), kdežto na věži vysoké 30 m byl seeing (0,36″ ±0,19″) a medián dokonce neuvěřitelných 0,27″, protože po čtvrtinu noční doby byl seeing lepší než 0,15″ a rekord činil 0,07″! Další předností stanice je téměř 75% bezoblačných nocí, bezvětří (do 3m/s), skoro žádné sněžení a velmi nízký obsah vodní páry v ovzduší, což je skvělé (spolu s mrazem až -84° C) pro infračervenou astronomii. Jas pozadí v zenitu v pásmu V činí jen 22 mag na čtvereční obl. vteřinu, i když kolísá až o 1 mag během cyklu sluneční činnosti. Překvapivě tam nevadí polární záře, ale problém je v dlouhém období soumraku a svítání a také v malém pokrytí oblohy. Během polárních nocí lze sledovat jen 37% celé oblohy; naštěstí obě Magellanova mračna i centrum Galaxie viditelné jsou. Observatoř je dostupná buď speciálním letadlem, nebo lodí a pak pásovými vozidly po cestě dlouhé 1,2 tis. km po ledu.

V. Trimbleová prošla databázi 3,5 tis. astronomických prací, založených na pozorování význačnými astronomickými přístroji a publikovaných v r. 2001. Ve spolupráci s P. Zachem hledala, kolikrát byly citovány do r. 2004. Nejvíce citací získala rentgenová družice Chandra (6 092), za níž následoval HST (4 747) a obří anténní soustava VLA (3 000). V přepočtu citací na počet publikovaných prací dopadl nejlépe balón pro studium mikrovlnného záření MAXIMA (81 citací na práci), následovaný přehlídkovým teleskopem SDSS (40), družicí Chandra (35) a teleskopem AAT (28), Keck (21) a VLT (12). Jak uvedla V. Trimbleová, aparatury na družicích bývají zdrojem publikací i poté, co skončily aktivní provoz, protože jejich datové archivy jsou trvale veřejně přístupné. Suverénně nejúspěšnější jsou rentgenové družice Chandra a Newton.

Podle počtu citací článků, publikovaných v průběhu r. 2004 a založených na pozorováních prvotřídními astronomickými přístroji, vyšlo J. Madridovi a F. Machettovi do léta 2006 toto pořadí (počet citací je v závorce): 1. SDSS (1843); 2. ESO (1365); 3. HST (1124); 4. WMAP (1121); Keck (642); Kamiokande (372), 7. Chandra (365); 8. ACBAR - mikrovlnný bolometr na jižním pólu (207); 9. NOAO (202) a 10. Las Campanas (176).

Domácí událostí nejenom roku 2006 bylo přirozeně XXVI. valné shromáždění Mezinárodní astronomické unie (IAU), jež se uskutečnilo ve dnech 14.-25. srpna 2006 v Kongresovém centru v Praze. Bylo to již podruhé, co se kongres IAU konal v Praze, jež se tím vyšvihla mezi jediná tři města na světě, kde se kongresy IAU (založené r. 1919) konaly dvakrát. Poprvé se tak stalo v r. 1967 v předvečer Pražského jara a tehdy se v Praze snad poprvé setkaly špičky světové astronomie ze Západu se svými protějšky z tehdejšího sovětského bloku. Kongresu v r. 2006 se účastnilo na 2,5 tis. astronomů, ale také početné (cca 180!) novinářské agentury, protože nejvíce medializovanou záležitostí kongresu se stala demontáž Pluta ze seznamu planet sluneční soustavy.

Nezvykle bouřlivý průběh diskusí, které vedly k závěrečnému hlasování o zřízení nové kategorie objektů sluneční soustavy, nazvaných trpasličí planety, je podrobně zaznamenán v kongresových novinách Dissertatio cum Nuncio Sidereo III, jež jsou dosud přístupné na webu: astro.cas.cz/nuncius/. (První Dissertatio vydal r. 1610 v Praze Johannes Kepler a II. Dissertatio vycházelo v Praze v r. 1967 právě během XIII. kongresu IAU. Zdá se, že periodicita tohoto neperiodika má tendenci ke zkracování, podobně jako je tomu u oběžných period těsných dvojhvězd.) V těchto novinách je především velmi podrobně zachyceno, o čem se na kongresu jednalo v plenárních i souběžných zasedáních. Nesporně šlo o velký svátek české astronomie, která si tím mj. usnadnila vyjednávací pozici pro vstup do Evropské jižní observatoře, protože tehdejší generální ředitelka ESO C. Cesarsky byla na pražském kongresu zvolena jako první žena v historii prezidentkou IAU a o organizačním i odborném zajištění pražského kongresu se vyjadřovala v superlativech.

Mezitím ještě v r. 2006 bylo do ESO přijato Španělsko jako v pořadí již 12. evropská země. Španělská astronomie po pádu Francova režimu učinila obrovský skok kupředu a patří dnes do první desítky astronomicky nejproduktivnějších států na světě.

9.4. Letem (nejen) astronomickým světem

Keplerovo Dissertatio z r. 1610 bylo odezvou na spis Nuncius Sidereus, který vydal v témže roce Galileo Galilei nákladem 550 ks v Benátkách. Oba slavní astronomové si své spisy vyměňovali jízdními kurýry, uhánějícími po poštovní trase Praha-Benátky za jediný týden! Galilei měl k dispozici dalekohled dohotovený v 21. 8. 1609 v Padově, jímž poprvé pozoroval Měsíc krátce po novu 30. listopadu 1609. Soustavná astronomická pozorování popisovaná v Nunciovi započal v noci ze 6. na 7. ledna 1610.

V r. 1615 potvrdil kardinál Bellarmine Galileovi, že církev uzná heliocentrismus, když podá přímý důkaz, že je Země v pohybu. Galileo si byl vědom toho, že pokud Země obíhá kolem Slunce, měly by hvězdy během roku opisovat na obloze paralaktické elipsy, a zkoušel je najít již v r. 1617 u známé dvojhvězdy Mizara ve Velké medvědici. Protože o vzdálenostech hvězd od Země nebyla kloudná představa, předpokládal, že nejslabší očima viditelné hvězdy jsou vzdáleny jen něco přes 2 tis. AU a pro jasného Mizara předpokládal vzdálenost jen 300 AU, tj. velikost paralaxy 690″, což by se přirozeně dalo jeho dalekohledem snadno zjistit. Jelikož neuspěl, tento negativní výsledek nikdy nezveřejnil... Přestože Galileo mj. vypracoval teorii matematického kyvadla a formuloval Galileův princip relativity, nenapadlo ho zavěsit kyvadlo na kluzný závěs, čímž by dokázal stáčení roviny kyvadla a tudíž otáčení Země vůči hvězdám - tento pokus uskutečnil až francouzský fyzik L. Foucalt v r 1851, když nedlouho předtím (1839) byla paralaxa hvězd (vesměs menší než 1″) prokázána.

Podle T. Freetha aj. byl antický přístroj Antikythéra, vylovený na počátku XX. stol. z lodi, která se potopila u stejnojmenného ostrova ve Středozemním moři v r. 65 př. n.l., ve skutečnosti důmyslným mechanickým astronomickým počítačem, umožňujícím určit polohy Slunce a Měsíce na obloze i měsíční fáze. Přístroj však umožňoval stanovit i fáze Metónova cyklu a cyklu saros. Podle částečně dochovaného písemného návodu přímo na tělese antikythéry musel být tento analogový počítač zhotoven ve druhé polovině II. stol. př. n. l. pravděpodobně na ostrově Rhodos, kde v té době žil slavný antický astronom Hipparchos. Není proto vyloučeno, že právě on byl duchovním otcem tohoto nečekaně dokonalého přístroje.

Současná věda astronomii nevyjímaje má však dle vědeckého týdeníku Nature nesrovnatelně mocnější nástroje, tj. digitální počítače ve spojení s internetem, propojením samotných počítačů v sítích GRID s přenosovou rychlostí až 1 GB/s a miliony kvalifikovaných uživatelů, kteří je inteligentně využívají. Následkem toho však se množství archivovaných vědeckých dat zdvojnásobuje každým rokem, takže internet svou relativní pomalostí je čím dál tím větším brzdou dalšího vědeckého pokroku!

10. Závěr

Týdeník Nature uveřejnil pozoruhodný záznam telefonických dotazů své redakce, co konkrétně dělali rozliční vědci a technici v různých částech světa během 24 hodin kolem letního slunovratu 2006. Velká část dotazů se týkala přirozeně astronomie a kosmonautiky, kteréžto disciplíny vyžadují nepřetržitý provoz. Výběrem z těchto údajů uzavírám přehled o pokrocích astronomie v roce 2006:

V úplném závěru připojuji výrok tehdejšího britského premiéra Tonyho Blaira, jenž při svém projevu na Univerzitě v Oxfordu 3. 11. 2006 mj. řekl.: "Potřebujeme, aby naši současní vědci byli tak obdivovaní a populární jako naši sportovci, herci a podnikatelé." Zkouším si v duchu představit, že některý náš čelný politik zavítá do některé ctihodné domácí české vědecké instituce a prohlásí přitom něco podobného, ale nejspíš jde zatím o pošetilé sci-fi.

Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ XLI. (2006).
Späť na hlavnú stránku ŽEŇ OBJEVŮ.
Späť na hlavnú stránku Astronomického ústavu SAV.

---

Tvorca HTML: Richard Komžík

rkomzik@ta3.sk

Dátum poslednej zmeny: 14. januára 2009