Dátum:
03. novembra 1997
Autor: Jiří Grygar
M_o je hmotnost Slunce, R_o je poloměr Slunce, L_o je svítivost Slunce. Exponenty 10 jsou označeny ^ . Spodní indexy značkou _ . ^56 Ni je radioizotop Ni s počtem nukleonů 56, ^4_2 He je jádro hélia (částice alfa) atp.
O závažnosti, jíž se kosmologické otázky těší mezi odborníky, svědčí téma loňské velké debaty, kterou uspořádala v historickém Bairdově sále Národního přírodovědeckého muzea ve Washingtonu, D.C. Americká astronomická společnost. Debata byla tentokrát věnována stupnici vzdáleností ve vesmíru a jejími protagonisty byl holandsko-kanadský astronom Sidney van den Bergh a jeho švýcarský oponent Gustav Tammann. Diskusi, jíž přihlíželo 400 posluchačů, řídil John Bahcall a historické poznámky přednesli význační američtí astronomové O. Gingerich a V. Trimblová.
Podobně jako při historické Velké debatě v r. 1920, kdy šlo o povahu spirálních mlhovin, se diskuse soustředila na určování vzdáleností cefeid, nov a supernov, jež jsou stále těmi nejspolehlivějšími indikátory vzdáleností v hlubinách vesmíru, neboť jde o mimořádně svítivé objekty. Rovněž tak jako r. 1920 ani loni se v debatě nedospělo ke konečnému závěru, tj. i nadále astronomy trápí velký rozptyl v hodnotě Hubblovy konstanty H_o, obvykle vyjadřované v podivuhodných "jednotkách" km.s^-1.Mpc^-1.
Zatímco G. Tammann hájil hodnotu H_o = cca 55, odvozenou poprvé A. Sandagem již před více než 20 lety, S. van den Bergh se přikláněl k podstatně vyšší H_o = cca 80, která vyplývá najmě z měření HST. Jak známo, určení H_o podstatně závisí na znalosti vzdáleností galaxií se známým červeným posuvem a zde je právě kámen úrazu. Vzdálenosti blízkých galaxií jsou sice známy poměrně dobře, ale jejich červené posuvy jsou malé, takže v těchto případech velmi ruší náhodné (pekuliární) pohyby galaxií, překládající se přes kosmologické rozpínání vesmíru. U vzdálenějších galaxií kosmologický červený posuv výrazně převažuje nad pekuliárními rychlostmi galaxií, ale zato jejich vzdálenosti jsou určovány nepřesně a hlavně mohou být soustavně nesprávné. Proto je tak těžké zjistit současnou hodnotu H_o, oproštěnou od systematických chyb. Jelikož převrácená hodnota Hubblovy konstanty (mající rozměr času) udává stáří vesmíru od velkého třesku, jakékoliv systematické chyby poškodí i stanovení tohoto klíčového parametru. Proto dosud existuje zřetelný nesoulad mezi určením stáří vesmíru z hodnoty H_o (9-13 miliard let) a stářím rozličných objektů ve vesmíru, zejména pak kulových hvězdokup (13-17 miliard let).
Na tomto nesouladu se ani loni toho příliš mnoho nezměnilo. Obě zcela vyhraněné skupiny odborníků dokonce i z těchže podkladů, tj. zejména z pozorování HST, vyvozují tvrdošíjně stále tytéž navzájem rozporné hodnoty H_o. Většinou se určení H_o opírá o stanovení vzdálenosti bohaté kupy galaxií v souhvězdí Panny, pro níž vychází vzdálenost kolem 17 Mpc (W. Freedmanová aj.). Kupa je však velmi rozměrná - ve směru zorného paprsku má hloubku až 10 Mpc a nelze apriori stanovit, kde vůči těžišti kupy se nachází daná galaxie, v níž pozorujeme cefeidy. Také relativně nízká hodnota radiální rychlosti kupy 1180 km/s znamená, že náhodná prostorová rychlost kupy řádu stovek km/s prakticky znemožňuje spolehlivé odvození H_o.
Proto se řada autorů pokouší odvodit nezávisle přesnou vzdálenost kompaktní kupy galaxií v souhvězdí Vlasů Bereniky, jež vychází v širokém rozmezí od 94 do 104 Mpc. V této vzdálenosti však nevidí cefeidy ani HST, takže jako nezávislé indikátory vzdálenosti se pak hodí již jen supernovy. Fotometrické určování jejich vzdáleností naráží na četné problémy, tj. zejména na individuální rozptyl zářivých výkonů supernov v maximu jasnosti a na otázku velikosti mezihvězdné extinkce.
Někteří autoři pod chmurným dojmem přetrvávajících nejistot v určení stáří vesmíru proto navrhují např. ustoupit od nevysloveného požadavku, že vesmír je popisován Einsteinovým-de Sitterovým modelem, v němž je střední hustota hmoty přesně rovna hustotě kritické (tj. konstanta Omega = 1). Pokud je totiž Omega < 1, zvýší se stáří vesmíru, aniž by se měnila hodnota H_o. Pokud by bylo Omega = cca 0, byl by vesmír o plných 50% starší než v případě vesmíru Einsteinova-de Sitterova, ale to by znamenalo vzdát se koncepce skryté hmoty vesmíru, jež o o dva řády převyšuje hmotu zářivou. Jiní autoři si proto pomáhají předpokladem, že také tzv. kosmologická konstanta Lambda se liší od nuly. Pak vstupuje do Einsteinových rovnic pro expandující vesmír v podstatě libovolný parametr, jehož velikost lze "nastavit" tak, jak potřebujeme. O tom, že tento postup nebezpečně připomíná zavádění stále dalších epicyklů v Ptolemaiově geocentrickém modelu planetární soustavy, není asi třeba nikoho zvlášť přesvědčovat. Patrně nejdále v tomto směru vykročil C. Kochanek, jenž pouze požaduje, aby kosmologický model zůstal "plochý", tj. aby součet Lambda + Omega = 1. Z pozorování vyplývá, že Omega >= 0,15 a Lambda <= 0,66, čímž by se fakticky zabily dvě mouchy jednou ranou, tj. prodloužilo by se stáří vesmíru, aniž by se musela násilím stlačovat pozorovaná hodnota H_o.
Modelováním vývoje struktur v nejranějším vesmíru se nyní úspěšně začali zabývat fyzikové v laboratořích nízkých teplot v Helsinkách a v Grenoblu. Jak již dříve ukázali teoretici, dynamika fázových přechodů ve velmi raném vesmíru je prakticky totožná s fázovými přechody v supratekutých kapalinách. K pokusům to prokázat se používá lehkého hélia (tralphia), jež se ochlazením uvede do supratekutého stavu a takto vzniklá suprakapalina se ozařuje neutrony. V experimentech C. Bäurleho aj. a V. Ruuty aj. byly v suprakapalině pozorovány kvantové víry zcela obdobně jako když ve velmi raném vesmíru vznikaly supravodivé kosmologické struny a další topologické defekty. Američtí astronomové z kalifornské univerzity v Santa Barbara vytvořili zatím nejlepší animaci raného vývoje vesmíru "od kvarků ke galaxiím" pomocí superpočítače SGI Power Challenge Národního počítačového centra NCSA. Čtvrthodinová animace zahrnuje 2 miliony "částic" a jejich vývoj v průběhu prvních 2 miliard let po velkém třesku. Animace nádherně ukazuje vznik galaxií z vláken o vyšší hustotě, jejich kondenzaci i vzájemné srážky. Teoretici se soustřeďují na objasnění vzniku fluktuací hustoty látky ve velmi raném vesmíru na základě teorie fázových přechodů a nezachování baryonového čísla v elektroslabé interakci, jak to poprvé navrhl již r. 1967 A. Sacharov. Podle G. Boernera je totiž právě shlukování galaxií hlavním problémem standardního kosmologického modelu. Dnes už jsou docela slušné představy o rozměrech zárodečných fluktuací díky definitivním výsledků družice COBE, pracující na přehlídce reliktního záření po celé obloze na frekvencích 31, 53 a 90 GHz (pásma od 3,3 do 9,5 mm), avšak s tím zcela nesouhlasí pozorované rozdělení tisíce nejjasnějších galaxií v kupách Vir, Com, UMa, Hya, Pup, For-Eri, Pav, Ind, Cap, Peg, Per-Psc a zejména v tzv. Velkém poutači.
COBE má ovšem podle P. Scotta aj. výhodu v tom, že podává přehled o fluktuacích na dráze 500 Mpc, což je více než kam dokáží dohlédnout optické přehlídky galaxií. Novější měření mají dokonce lepší rozlišovací schopnost než měla COBE, takže už byly zjištěny fluktuace na úhlové stupnici 0,5deg. To dle zmíněných autorů znamená, že Omega <= 1. C. Lineweaver aj. určili ze 4 let měření družice COBE směr a velikost dipólové anizotropie, odpovídající pohybu Slunce vůči vztažné soustavě spjaté s reliktním zářením. Slunce tedy směřuje k úběžníku o galaktických souřadnicích l = 263,3deg a b = +48,0deg a teplota reliktního záření je v daném směru zvýšena o 3,36 mK. Absolutní teplotu reliktního záření odvodili dle balonových měření na frekvenci 10,7 GHz z prosince 1995 S. Staggs aj. na 2,73 K, v dokonalé shodě s dřívějšími měřeními radiometru FIRAS na palubě COBE. J. Ge aj. studovali absorpční čáry neutrálního uhlíku ve spektru kvasaru QSO 0013-004 v souhvězdí Ryb, jehož červený posuv z = 1,97. Čáry jsou totiž vzbuzeny reliktním zářením v dávno minulé epoše, jež bylo v porovnání s dnešním teplejší úměrně výrazu (1 + z), takže z teorie vyplývá teplota 8,1 K, což v mezích chyb výborně souhlasí s naměřenou hodnotou 7,9 K.
Velkorozměrová struktura vesmíru, jak ji odhaluje družice COBE, je podle B. Haische aj. výsledkem působení elektromagnetického pole, jež povstává díky kvantově-mechanické povaze vakua. Problémem chování zředěného plynu v tomto elektromagnetickém poli se poprvé již v r. 1910 zabývali A. Einstein a L. Hopf, ale o zásadní průlom se postaral až r. 1927 W. Heisenberg objevem, že ve vakuové krabici ochlazené na 0 K je stále ještě přítomno tzv. nulové elektromagnetické pole, vyvolané přítomností virtuálních fotonů. Pokud se v tomto poli nachází částice v klidu, nic se neděje, ale jakmile se její pohyb zrychluje či brzdí, mění se energetické spektrum vakua a částice začíná vykazovat jev, který nazýváme setrvačnost (odpor vůči zrychlení).
Fyzikální vlastnosti kvantového vakua mají pak dalekosáhlé kosmologické důsledky, neboť tak lze kromě setrvačnosti těles a velkorozměrové struktury vesmírné látky objasnit i vznik kosmického záření rekordních energií a samotné kvantování. Gravitace je pak rovněž elektromagnetické povahy a totéž dle Einsteinova principu ekvivalence platí i pro setrvačnost těles. Je-li to pravda, rýsuje se alespoň teoretická možnost sestrojení antigravitačního zařízení, jež by zrušilo setrvačnost těles. Haischova práce působí značně výstředně, ale patrně ji budeme muset brát vážně, neboť logicky vyplývá ze zásadních koncepcí fyziky XX. století, na nichž se v minulosti podíleli osobnosti jako M. Planck, A. Einstein, W. Nernst i W. Heisenberg a nověji H. Bethe, H. Casimir, A. Sacharov a P. Davies. Věřím, že v dohledné budoucnosti přinese některý náš populárně-vědecký časopis zasvěcenější pohled na tento vzrušující problém.
Podle H. DiNelly aj., kteří zkoumali rozložení červených posuvů pro 36 tisíc galaxií, se ve shodě se zmíněnou teorií galaxie kupí v podobě stěn, buněk a řetízků o typických rozměrech řádu 100 Mpc a jejich fraktálová dimenze je rovna 2 - jsou to tedy v podstatě "placaté" struktury. V této oblasti lze očekávat další rychlý pokrok, spojený s nástupem mnohovláknových spektrografů, jež umožní zaráz pořídit spektra stovek galaxií. Tak lze očekávat, že již na počátku příštího století budeme mít k dispozici údaje o řádově milionu červených posuvů galaxií do vzdálenosti až 1,2 Gpc, což značně zlepší znalost velkorozměrové struktury vesmíru a patrně pomůže lépe ověřit stávající teoretické představy. Poněkud bizarně působí sdělení B. Guthrieho a W. Napiera, že červené posuvy 97 galaxií v místní nadkupě pro posuv z <= 0,009 (v <= 2600 km/s) jeví periodicitu 37,6 km/s. S "kvantováním" červených posuvů galaxií přišel jako první W. Tifft již r. 1976 při optickém studiu kupy ve Vlasech Bereniky, když dostal dvojnásobnou periodicitu 72,5 km/s. Nové údaje jsou založeny na radiových měřeních červených posuvů, které jsou nutně přesnější než měření optická. Guthrieova a Napierova měření byla nezávisle potvrzena také 92 m radioteleskopem v Green Banku dokonce pro 117 spirálních galaxií.
Jak patrno, viditelná hmota galaxií působí teoretikům dostatek starostí, ale představuje jen pověstnou špičku ledovce v porovnání se skrytou hmotou vesmíru. R. Sanders odhalil prostřednictvím družice EUVE velmi rozsáhlý oblak plynu o teplotě 0,8--2 MK v kupě galaxií Coma, vzdálené od nás 100 Mpc. Jeho hmotnost odhadl S. Bowyer na plných 10 TM_o, což by prakticky vyřešilo otázku původu skryté hmoty v kupách galaxií. V téže kupě totiž již před třiceti lety byl v rentgenovém pásmu odhalen horký vodík o teplotě 93 MK, jehož hmotnost převyšuje viditelnou látku v kupě. Podobně S. Bowyer aj. odhalili loni "chladný" plyn o teplotě 0,5 MK v kupě galaxií v Panně, kde již dříve objevený "horký" plyn má teplotu 20 MK. Y. Ikebe aj. studovali rozložení skryté hmoty v kupě galaxií v souhvězdí Chemické pece nepřímo pomocí rentgenových měření družice ASCA a ukázali, že buď je skrytá hmota rozložena hierarchicky podobně jako zářivá hmota kupy, anebo existují dvě rozdílné složky skryté hmoty. M. Hawkins soudí na základě studia světelných křivek kvasarů, že všechny kvasary jeví příznaky opakovaného gravitačního mikročočkování tělesy o hmotnosti Jupiteru. Pak by dle jeho názoru šlo o prvotní černé díry, jež ve svém úhrnu představují téměř veškerou skrytou hmotu vesmíru na úrovni kritické hustoty (Omega = cca 1).
Nicméně mnoho fyziků by dalo přednost skryté hmotě v podobě dosud neobjevených typů elementárních částic. V Los Alamos je hledají kuriózním způsobem, když neutriny ozařují minerální olej. K nejnadějnějším kandidátům na částice skryté hmoty totiž patří tzv. axiony (jméno vzniklo podle komerčního názvu roztoku na bělení prádla), takže fyzikové se vlastně pokoušejí onen olej vybělit.
7.3. Kosmické záření, jádra a částice
Družice CRRES, vypuštěná v červenci 1990 na protáhlou eliptickou dráhu s oběžnou dobou téměř 10 h, umožnila během ročního měření M. DuVernoisovi aj. stanovit izotopové zastoupení jader v kosmickém záření galaktického původu. Zastoupení jader C, N, O, F, Mg a Si se podobá poměrům ve sluneční soustavě, avšak neon jeví zřetelný přebytek. M. Hof aj. zjišťovali zastoupení antiprotonů v kosmickém záření v pásmu energií 3,7 -- 19 GeV na základě 10 h balonových měření ve výšce 36 km nad zemí. Poměr antiprotonů k protonům činí 1,2.10^-4, ale to nijak nesouvisí s poměrným zastoupením antilátky a látky ve vesmíru, jelikož antiprotony vznikají sekundárně teprve nyní při šíření částic kosmického záření Galaxií. J. Escudé a E. Waxman tvrdí, že našli příznaky vzniku částic kosmického záření o rekordních energiích nad 10 EeV při pozorování zábleskových zdrojů záření gama. E. Waxman a P. Coppi tak usuzují též z toho, že v několika případech byly zaznamenány vysoce energetické fotony záření gama v pásmu GeV - TeV se zpožděním až hodiny po vlastním vzplanutí mnohem měkčího zdroje záření gama.
Důležitým dokladem správnosti teorie velkého třesku je, jak známo zastoupení deutéria, jelikož tento těžký nuklid vodíku vzniká společně s jádry lehkého a obyčejného helia a nuklidem ^7 Li v prvních minutách od velkého třesku. Od té doby se jeho zastoupení ve vesmíru pouze snižuje vinou termonukleárních reakcí v nitru hvězd. Pokud se tedy zdaří určit počáteční zastoupení deutéria, je to zároveň dobré měřítko zastoupení baryonů ve vesmíru. Z dnes dostupných měření plyne, že baryonní hustota vesmíru činí nanejvýš 5--15% tzv. kritické hustoty a je určitě menší než 4,5.10^-28 kg/m^3. Podle D. Schramma a M. Turnera činí současný poměr nuklidů vodíku D/H = cca 1,6.10^-5, zatímco dříve byl tento poměr přirozeně vyšší. Vskutku D. Tytler aj. určili ze spektra kvasaru 1937-1009, jehož červený posuv z = 3,57, poměr D/H = 2,3.10^-5 a současně o dva řády nižší zastoupení tzv. kovů (tj. souhrnu všech prvků s protonovým číslem větším než 2) oproti jejich výskytu ve Slunci. Tím se dobře potvrzuje vývojová teorie nukleogeneze vesmíru.
Kosmologové též se zájmem sledují nejnovější pokroky ve fyzice vysokých energií, kde se loni při experimentu na americkém Tevatronu ve Fermilabu při bombardování terčíku zlata jádry hélia objevily první náznaky vnitřní struktury kvarků na úrovni 0,1 promile průměru protonu. Jak uvedl F. Wilczek, soustavné odchylky chování vysoce energetických výtrysků v experimentech Fermilabu od předpovědí kvantové chromodynamiky začínají ohrožovat dosavadní koncepci teorie silné interakce a mohou mít ještě závažnější důsledky pro budoucí fyziku. Vyšších energií však dosáhne až evropský urychlovač LHC v laboratoři CERN poblíž Ženevy někdy kolem r. 2005, což by mělo mimo jiné umožnit jednak lépe studovat strukturu kvarků a jednak případně objevit nové typy elementárních částic. Dosavadní ženevský urychlovač LEP byl loni vylepšen na energii 161 GeV, ale jeho spuštěni v červnu 1996 se o týden opozdili vinou kuriozní "závady": v urychlovací trubici kdosi "zapomněl" dvě prázdné láhve od piva Heineken. Zlí jazykové tvrdí, že je to jen další důkaz platnosti reklamního sloganu, že "Pivo Heineken najdeš všude".
V CERNu se mezitím podařilo W. Oelertovi aj. připravit v antiprotonovém prstenci LEAR několik neutrálních atomů antivodíku, což vzbudilo velkou publicitu, ačkoliv první částice antilátky byly objeveny už před půl stoletím; celý atom je však přece jen celý atom. V Darmstadtu se zase podařilo objevit několik jader dosud nejtěžšího chemického prvku s protonovým číslem 112 a atomovou hmotností 277, jehož poločas rozpadu činí "plných" 240 microsec.
Mezi nejvíce sporné a dosud zcela hypotetické částice patří nepochybně tachyony, jež si vymyslel G. Feinberg r. 1967. Tyto částice - jak ostatně vyplývá z jejich názvu - by měly být v dané souřadnicové soustavě rychlejší než fotony. takže jejich klidová hmotnost musí být vyjádřena imaginárním číslem, ačkoliv jejich energie i moment hybnosti jsou reálné a stoupají, když se tachyon brzdí. Již v r. 1968 se jejich existenci marně pokoušeli prokázat T. Alväger a M. Kreisler hledáním Čerenkovova záření, jež by doprovázelo pohyb nadsvětelných tachyonů ve vakuu. Posléze je stejně bezúspěšně hledali G. Feinberg aj. v bublinové komoře a r. 1974 R. Clay a P. Crouch v sprškách kosmického záření. Nyní poukázal I. Crawford na omezení, týkající se možného pohybu tachyonů proti směru plynutí času (zprávu o vyslání tachyonu bychom pak mohli obdržet dříve, než náš protějšek onen tachyon vyslal! - něco jako ve filmu "Zítra vstanu a opařím se čajem"). Tato bizarní možnost je totiž vyhrazena jen tachyonům o určité dané rychlosti vyšší než c a autor soudí, že v tom případě může existovat fyzikální zákon, který takovou podivnost prostě zakazuje.
R. Narayan a M. Bartelmann shrnuli výsledky pozorování gravitačních čoček, jejichž existence vyplynula ze závěru o ohybu světla v gravitačním poli těžkých hmot. Podobný efekt byl však předpovězen již r. 1804 J. Soldnerem v rámci Newtonovy teorie gravitace a A. Einstein r. 1911 fakticky zopakoval jeho výpočet. Teprve r. 1915 si však uvědomil, že relativistický ohyb je přesně dvakrát větší než ohyb v Newtonově teorii, a právě tento efekt odhalila při úplném zatmění Slunce v r. 1919 britská expedice, vedená A. Eddingtonem.
Einstein se k problému znovu vrátil r. 1936 na podnět českého inženýra R. Mandla a objevil tak teoreticky vlastní efekt gravitační čočky, kdy dochází jak k deformaci obrazu vzdáleného objektu tak k zesílení jeho jasnosti vlivem mezilehlého gravitátoru. Einstein tehdy ukázal, že v ideálním případě dvou hmotných svítících bodů se vzdálenější objekt jeví jako stejnoměrně zářící prsten kolem gravitátoru. Poznamenal ovšem, že pravděpodobnost tak ideálního seřazení je nepatrná, a tak pozorovací důkaz je téměř vyloučen.
Nicméně již o rok později F. Zwicky připomenul, že to, co je málo pravděpodobné pro bodové hvězdy je mnohem pravděpodobnější pro rozměrnější obrazy galaxií. Správně předpověděl vznik vícenásobných obrazů v případě ne zcela dokonalého seřazení a dále zesilování jasnosti obrazu stejně jako možnost určovat odtud hmotnost gravitátoru. Předvídal, že asi 1% galaxií bude zobrazeno efektem gravitační čočky. V r. 1964 pak S. Refsdal přišel na elegantní způsob, jak lze pozorováním proměnnosti záření v gravitační čočce určit nezávisle Hubblovu konstantu a tudíž i stáří vesmíru. Teprve r. 1979 však D. Walsh aj. odhalili první gravitační čočku, jež zobrazuje kvasar 0967+561 jako dvojitý a r. 1988 J. Hewitt aj. odhalili v rádiovém oboru téměř ideální Einsteinův prsten MG 1131+0456. Prakticky současně a nezávisle nalezli G. Soucailová aj. a C. Lynds a V. Petrosian tzv. obří svítící oblouky, o nichž se brzy dokázalo, že jde rovněž o projev gravitační čočky. V r. 1986 přišel B. Paczynski s nápadem, že lze odhalit efekt gravitačních mikročoček, kde úhlový ohyb dosahuje jen miliontin obloukové vteřiny, ale kde vlivem náhodných pohybů relativně nepatrných objektů se výrazně zjasní vzdálenější hvězda. Ač to vypadalo nerealisticky, pokrok pozorovací a zejména výpočetní techniky umožnil zahájit počátkem 90. let projekty EROS, MACHO a OGLE, jež dosud vedly k nalezení několika desítek efektů gravitačních mikročoček. Sledování gravitačně deformovaných obrazů hvězd, galaxií i kvasarů prostě zásadním způsobem přispívá k poznání dvojrozměrné stavby vesmíru, zejména pak i zastoupení skryté hmoty a nejnověji také k určení kosmologických parametrů jako je Hubblova konstanta, kosmologická konstanta Lambda a střední hustota kosmické látky.
T. von Hippel využil dalšího důsledku obecné teorie relativity, totiž gravitačního červeného posuvu, k určování hmotnosti bílých trpaslíků i hvězd hlavní posloupnosti v otevřených hvězdokupách Hyády a Praesepe. Protože radiální rychlost hvězdokupy je dobře známa a vůči této střední rychlosti mají jednotlivé hvězdy zcela nepatrný rozptyl (menší než 0,5 km/s), lze z přebytku rychlosti, vyvolaném gravitací, vypočítat hmotnost hvězdy, pokud máme dobrou představu o jejím poloměru. Pro rané hvězdy hlavní posloupnosti má gravitační přebytek rychlosti hodnotu kolem 1,3 km/s (u Slunce ovšem jen 0,6 km/s),kdežto pro bílé trpaslíky až 30 km/s. Odtud odvodil I. Reid na základě měření 53 radiálních rychlostí bílých trpaslíků, že hmotnost bílých trpaslíků ve hvězdokupách je až o 50% vyšší než u bílých trpaslíků obecného pozadí a dosahuje 0,9 M_o . Podobně B. Leibundgut aj. upozornili na skutečnost, že průběh změn jasnosti velmi vzdálených supernov typu Ia je povlovnější, než u obdobných supernov bližších. To lze objasnit relativistickou dilatací času, úměrnou veličině (1+ z) a vskutku to tak platí pro supernovu 1995K, která se nachází v galaxii se z = 0,48. Pozorování lze považovat za nezávislý důkaz kosmologického rozpínání vesmíru, jelikož ani domněnka o stárnutí fotonů s časem ani o jejich energetické "únavě" podobný efekt nezná.
Naproti tomu stále přetrvává a ještě sílí problém ověření dalšího důsledku obecné teorie relativity, tj. stáčení přímky apsid (nejprve objevené u Merkuru) v těsných zákrytových dvojhvězdách. Podle J. Maleye aj. je pozorované stáčení soustavně nižší, než předvídá teorie relativity. K ověření efektu se přirozeně hodí jen dvojhvězdy, která nemají příliš mnoho postranních efektů, ale dvě z nich - DI Her a AS Cam - se prostě chovají nepřístojně, jak jsem uvedl v minulé Žni. Loni k nim přibyla třetí, V541 Cygni, skládající se ze dvou složek hlavní posloupnosti spektrální třídy B9, jež obíhají kolem společného těžiště v periodě 15,3 dne na dráze s velkou výstředností (e = 0,47). Odtud z teorie vyplývá stáčení přímky apsid o úhel 0,82deg/100 let, zatímco pozorování dávají jen (0,51 +/- 0,15)deg/100 let. Žádné kloudné vysvětlení této systematické nedostatečnosti v tuto chvíli neexistuje.
Není to tak dávno, co si L. Smolin vymyslel výběrový princip pro vesmír, zcela podobný Darwinově principu přírodního výběru při vzniku a udržování druhů. Podle J. Maynarda a E. Szathmáryho to značí, že vesmír, který je obydlitelný, má evoluční náskok při vznikání další generace vesmírů, které jsou s větší pravděpodobností opět obydlitelné. Tak se silně zvyšuje pravděpodobnost, že náhodně vybraný vesmír je obydlitelný, popřípadě i obydlený. Naproti tomu J. Byl varuje, že Smolinovým výběrovým principem nelze vysvětlit ani výběr ani jemné vyladění fyzikálních konstant v našem (antropickém) vesmíru a ani fakt, že vesmír je člověku velmi dobře pochopitelný. Zavádí proto tzv. teistický princip, podle něhož lze tuto souhru okolností nejlépe vysvětlit existencí Tvůrce. S tím souhlasí také J. Polkinghorne, jenž považuje Tvůrce za "ladiče" fundamentálních přírodních konstant, a připomíná dávný výrok A. Einsteina: "Bůh je sice rafinovaný, ale není zlomyslný".
Událostí roku se v tomto oboru zajisté stalo 161. kolokvium Mezinárodní astronomické unie (IAU), jež se konalo v červenci loňského roku na ostrově Capri pod názvem: Astronomické a biochemické otázky původu života a jeho hledání ve vesmíru. Od prvního mezinárodního setkání CETI v Bjurakanu totiž uplynulo právě čtvrt století. Kolokvia se účastnilo na 250 specialistů rozličných vědních oborů a jednali především o organických látkách, jež byly objeveny v planetárních atmosférách, komách komet i v mezihvězdném prostoru. Dnes už známe více než 100 molekul, jež se nacházejí zejména v chladných mezihvězdných mračnech, takže samotný vznik organických molekul je ve vesmíru zřetelně zcela standardní záležitostí. Na kolokviu se dále hovořilo o úloze impaktů kosmických projektilů na planety při likvidaci nebo naopak podnícení vzniku života na planetách. Pokud jde o Mars a tvrzení, že tam kdysi byl život, zůstala většina účastníků diskusí skeptická k názorům skupiny D. McKaye, že před 3,5 miliardami let byly na Marsu živé mikroorganismy. Nicméně klimatická historie Marsu jistě stojí za další zkoumání, přestože podle modelových výpočtů se Mars vždy nacházel za vnější hranou sluneční ekosféry. Ekosféra je dle D. Blacka podmíněna možným výskytem tekuté vody na planetě, takže její vnitřní hranici představuje přehřátí překotným skleníkovým efektem a vnější hranice je dána zmrznutím veškeré tekuté vody v led. Podle jeho výpočtu činí rozmezí ekosféry 0,2 -- 0,4 AU pro mateřskou hvězdu o hmotnosti 0,5 M_o; 0,82 -- 1,40 AU pro hvězdu o hmotnosti 1,0 M_o a 1,70 -- 2,80 AU pro hvězdu o hmotnosti 1,5 M_o . Hmotnější hvězdy mají sice širší rozmezí ekosfér, ale jejich životnost je natolik krátká, že se na jejich planetách pravděpodobně nestačí život rozvinout. V ekosféře se totiž musí navíc nacházet planeta s hmotností srovnatelnou s hmotností Země, a to není nijak zvlášť pravděpodobné. Jak uvádí G. Wetherill, v naší sluneční soustavě zabránily nejhmotnější planety Jupiter a Saturn tvorbě většího počtu planet terestrického typu. Podle jeho výpočtu se terestrické planety koncentrují ve vzdálenosti kolem 1 AU od mateřské hvězdy bez ohledu na hmotnost mateřské hvězdy. Naproti tomu obydlitelnost planety je na hmotnosti hvězdy silně závislá. V průměru asi 10% planetárních soustav s hvězdami v rozmezí hmotnosti 0,5 -- 1,0 M_o má v ekosféře obydlitelnou planetu. Zvláštní pozornost věnovali účastníci kolokvia prvním statistikám o extrasolárních planetách, i když dosavadní nálezy jsou silně ovlivněny výběrovými efekty. Zatím totiž nelze objevit planety s hmotností srovnatelnou se Zemí ba ani Uranem a stejně tak neumíme najít planety, jejichž oběžné doby kolem mateřské hvězdy přesahují 10 let. Dosud objevené exoplanety mají hmotnosti vyšší než 0,5 hmotnosti Jupiteru a nejméně čtyři jsou velmi horké, jelikož obíhají ve střední vzdálenosti menší než 0,1 AU.
Projekty naslouchání signálům cizích civilizací, obecně zahrnované pod zkratku SETI, pokračovaly navzdory zrušení finanční podpory projektu NASA americkým Kongresem. Australský radioteleskop v Parkesu začal v rámci projektu PHOENIX sledovat pod vedení S. Shostaka signály od 200 hvězd slunečního typu do vzdálenosti 48 pc v pásmu 1 -- 3 GHz na 28 milionech kanálech současně. V r. 1995 si také vyzkoušeli ještě náročnější hledání umělých signálů ve velmi vzdálené hvězdné soustavě Malého Magellanova mračna. V pásmu 1,2 -- 1,75 GHz studovali rádiový šum pro více než 10 milionů hvězd, vzdálených od nás 210 000 světelných let. Podle očekávání se však nic nenašlo, neboť anténa magellanských mimozemšťanů by musela pracovat s výkonem alespoň 0,5 TW, aby ji radioteleskop v Parkesu dokázal vylovit z šumu. P. Horowitz řídí již 5 let projekt META na frekvencích 1,4 a 2,8 GHz a shromáždil již 10^13 měření, přičemž pouhých 11 měření zůstává nevysvětleno. J. Cordes aj. upozornili na rádiovou scintilaci interstelárního plynu, jež může rychle měnit podmínky pro příjem úzce směrovaných umělých signálů. Jak uvedl C. Chyba, nejmocnějším pozemským radarem v Arecibu se špičkovým výkonem 30 TW lze vysílat signály, jež by "Arecibo II" zaznamenalo ještě ve vzdálenosti 150 světelných let od Země.
Není vyloučeno, že i v této oblasti sehrají nezastupitelnou roli radioamatéři, kteří vládnou citlivými přijímači a poměrně velkými anténami. Podle návrhu H. Schucha (vynálezce televizních přijímačů pro individuální příjem televizních programů z umělých družic) se mělo počínaje dubnem 1996 postupně spojit na 5000 radioamatérů po celém světě a rozdělit si oblohu na sektory, v nichž budou naslouchat kosmickému šumu v pásmu 1,42 -- 1,66 GHz. V rámci projektu ARGUS pak sami pomocí jednotného softwaru zpracují vlastní data na běžném osobním počítači. Takové počítače jsou sice pomalé, ale jejich provoz je fakticky zadarmo a jejich úhrnná výpočetní kapacita není nakonec vůbec zanedbatelná. Prastará otázka, zda jsme ve ve vesmíru sami, nemá tedy zatím věrohodnou odpověď. Většina badatelů však soudí z různých nepřímých známek, že asi sami nejsme - při nedávném hlasování odborníků na zmíněném kolokviu byl poměr hlasů 4:1 ve prospěch názoru, že máme ve vesmíru sourozence.
Pokud jde o život na Zemi, S. Mojzsisovi aj. se loni podařilo opět posunout hranici výskytu jednobuněčného života na dobu před 3,85 miliardami let (dosavadní rekordní stáří mikrofosílií činilo jen 3,46 miliardy let). Příslušné mikrofosílie nalezli v horninách z ostrova Akilia v západním Grónsku pomocí nové mimořádně citlivé iontové mikrosondy. To znamená, že život se na Zemi uchytil ještě dříve, než skončila epocha tzv. těžkého bombardování Měsíce i Země rozměrnými a hmotnými kosmickými projektily. A. Léger aj. proto navrhli připravit projekt DARWIN - hledání stop primitivního života také na exoplanetách v infračerveném spektrálním oboru 6 -- 17 microm, kde jsou viditelné pásy CO_2, H_2O, O_3, CH_4 a NH_3.
Mezitím C. Bult aj. prokázali, že kromě bakterií a říše hub, rostlin a živočichů (Eucarya) existuje na Zemi ještě třetí živá říše - Archaea. Vyskytuje se v několikakilometrových hloubkách v oceánu poblíže hydrotermálních výronů při teplotě 94degC a tlaku nad 20 MPa. S. Gould připomněl poněkud překvapivou skutečnost, že nejhmotnější říši představují baktérie, zatímco Eucarya následují za nimi s velkým odstupem až na druhém místě. Podle A. Dambricourtové-Malasséové předcházely vzniku člověka skupiny Prosimiens (poloopice) před 45 miliony lety a Simiens (opice) v intervalu 45 -- 2O milionu let. Pak se objevila skupina Pongide (gorila, šimpanz a orangutan), načež před 7 miliony let následoval Australopithecus. Před 2,5 miliony let nastoupil na scénu Homo habilis, dále H. erectus, H. ergaster a H. neandertalis. Druh Homo sapiens je doložen již před 100 000 lety. S. Kapica jr. uvádí, že v současné době přirůstá lidská populace úměrně druhé mocnině stávajícího počtu, takže r. 2000 bude na Zemi 6,3 miliardy lidí a kolem r. 2025 cca 8,5 miliard lidí. Podle Kapicy se však velikost lidské populace posléze stabilizuje na hodnotě kolem 14 miliard lidí.
9.1. Optické a infračervené dalekohledy
Pět let po dokončení největšího teleskopu na světě - 10 m Keckova dalekohledu na vrcholu sopky Mauna Kea na Havajských ostrovech, byl v květnu 1996 slavnostně uveden do chodu jeho protějšek - stejně velký Keck II ve vzdálenosti pouhých 85 m od Kecku I. Úmyslem projektantů je totiž posléze využít oba přístroje jako optický interferometr s rekordní rozlišovací schopností. Při simultánním sledování jednoho objektu bude pak mít spřažený dalekohled týž výkon jako zrcadlo o průměru 14 m. Keckova nadace poskytla na tato zařízení již 150 milionů dolarů a dalších 44 milionů přihodila NASA, která si tak prostřednictvím kalifornské laboratoře JPL zakoupila přednostní právo na pozorovací čas s cílem hledat planety u cizích hvězd. Keck II zahájil vědecký provoz v říjnu 1996 a postupně dostane velmi výkonné spektrografy a systém adaptivní optiky.
V únoru 1996 byl již naplno spuštěn projekt souvislého sledování slunečních oscilací GONG, jehož se účastní pět shodně vybavených observatoří po celém obvodu Země. Cílem je na základě dlouhé souvislé pozorovací řady zpřesnit údaje o nitru Slunce metodou helioseismologie. V prosinci loňského roku ohlásili "první světlo" konstruktéři netradičního obřího zrcadla o průměru 11 m McDonaldovy observatoře v Texasu. Zrcadlo se totiž skládá z 91 hexagonálních segmentů a poněkud připomíná obří radioteleskop v Arecibu tím, že primární zrcadlo je nastaveno pevně (šikmo k zenitu) a pohybuje se ohniskem tak, že lze pozorovat objekty mezi -10deg a +72deg deklinace. Tento Hobbyův-Eberlyho teleskop (HET) bude pomocí vláknové optiky napájet nízkodisperzní spektrograf, čímž umožní naráz pořídit spektra stovek galaxií a tak masově určovat jejich červené posuvy a vzdálenosti. Tak by měl za pět let vzrůst počet přesně změřených červených posuvů galaxií na 1 milion oproti dosavadním asi 50 tisícům (nastavení vláken pro danou expozici bude na základě snímků širokoúhlých komor obstarávat robot).
Dalším netradičním loni dokončeným přístrojem se stal společný dalekohled Vatikánské observatoře a Arizonské univerzity VATT na vrcholu Mt. Grahamu (3230 m n.m.). Jak uvedli S. West aj., tenké eliptické voštinové primární zrcadlo o průměru 1,8 m bylo zhotoveno rotačním odléváním z borosilikátového skla a má hmotnost pouhých 560 kg; rovněž konkávní sekundární zrcadlo o průměru 0,4 m má eliptický tvar a nízkou hmotnost pouhých 31 kg. Primární zrcadlo má samo o sobě výtečnou světelnost 1:1 a při použití sekundárního zrcadla v Gregoryho uspořádání dosahuje světelnost dalekohledu dokonce hodnoty 1:0,9! Proto je také altazimutální montáž dalekohledu kompaktní a velmi lehká - její hmotnost činí jen 12 t a vše se vejde do kopule o průměru 7 m. VATT zobrazí zorné pole o průměru 15arcmin na matici CCD (2048x2048 pixelů) a tak se plánuje jeho využití při hledání gravitačních mikročoček v galaxii M 31 a studiu hvězd slunečního typu v otevřených hvězdokupách.
Loni také došlo k jakémusi znovuzrození kdysi největšího dalekohledu světa, 2,5 m Hookerova teleskopu na Mt. Wilsonu. Po několika letech přezimování se podařilo získat něco přes milion dolarů pro renovaci dalekohledu a zejména pro zabudování systému adaptivní optiky, kdy na fluktuace zemské atmosféry reaguje s frekvencí 300 Hz miniaturní sekundární zrcadlo o průměru 120 mm. Navzdory blízkosti přesvětlené megalopole Los Angeles se tak podařilo docílit fantastického rozlišení 0,068arcsec - tedy jen nepatrně horšího, než dosahuje HST, mající shodou okolností přibližně stejný průměr zrcadla, ale za cenu o tři řády vyšší.
Naproti tomu byla NASA vloni poslána na předčasný odpočinek Kuiperova létající observatoř (KAO), která pracovala na palubě vojenského transportního letadla ve výškách asi 12 km nad zemí již od r. 1974. Úkolem KAO bylo pozorovat objekty ve střední infračervené oblasti spektra a to se jí také s velkým úspěchem dařilo. Nyní ji NASA obětovala na účet budoucnosti, neboť potřebuje kapitál na zakoupení mohutnější stroje B-747, do něhož bude zabudována observatoř SOFIA, jež by měla létat ve výškách kolem 14 km od r. 2001 a vydržet plných 20 let. Cena observatoře se zrcadlem o průměru 2,5 m dosáhne bezmála půl miliardy dolarů. NASA také počítá s provozem HST i po skončení jeho nominální životnosti v r. 2005, ovšem již bez údržby či obnovování jeho přístrojů. Loni 22. června uskutečnil HST již 100 000. pozorování, o čtyři roky dříve, než se očekávalo. Za šest let provozu to znamená téměř 1400 pozorování měsíčně. Od listopadu 1995 obíhá kolem Země po protáhlé eliptické dráze (perigeum 1036 km; apogeum 70 500 km; oběžná doba 1 hvězdný den) evropská infračervená družice ISO, jejímž úkolem je získávat údaje s rozlišením asi 3arcsec v infračerveném pásmu 2,5 -- 240 microm pomocí fotometrů, spektrometrů a polarimetrů, připojených k primárnímu zrcadlu o průměru 0,6 m. Vědecký program ISO započal v únoru 1996 a celková životnost družice (do vyčerpání zásoby 2300 l kapalného hélia k chlazení aparatury na teplotu 6 K) se odhaduje na 2 roky.
Mimořádně zdařilým evropským kosmickým projektem se stala astrometrická družice HIPPARCOS, která pracovala na protáhlé oběžné dráze kolem Země mezi listopadem 1989 a březnem 1993 a přenesla na Zemi 1 Tbitů údajů o polohách, vlastních pohybech, paralaxách a jasnostech hvězd. Pro katalog HIPPARCOS se podařilo získat mimořádně přesné údaje pro více než 118 tisíc hvězd do 12,4 mag, tj. v průměru 3 hvězdy na čtvereční stupeň oblohy. Měření jasnosti byla přesná na 1,5 milimagnitudu a tak se podařilo odhalit na 2700 proměnných hvězd a dále přes 12 tisíc vizuálních dvojhvězd. V rozsáhlejším - byť o něco méně přesném - programu TYCHO získala družice údaje pro více než milion hvězd do 11,5 mag, tj. 25 hvězd na čtvereční stupeň oblohy. Přesnost poloh činila 0,025arcsec a měření jasnosti ve filtrech B a V asi 0,07 mag. V průběhu roku 1997 byly oba katalogy uvolněny pro všeobecné využití; data jsou dostupná na kompaktních discích společně se speciálním čtecím softwarem. Od zpracování veškerého bohatství jedinečných údajů lze očekávat významný pokrok jak v klasické astronomii tak i v astrofyzice.
Američané mezitím pokračovali v tradici sestavování vize rozvoje astronomie pro nejbližší dekádu. Loni ustavený osmnáctičlenný výbor expertů vedl známý astronom A. Dressler. Výsledkem práce výboru je doporučení instalovat v kosmickém prostoru dále od Země zrcadlo pro infračervený obor o průměru alespoň 4 m, raději však 8 m (to asi bude zrcadlo skládací - jinak se do nosné rakety nevejde). Nové technologie by umožnily ztenčit zrcadlo na tloušťku řádu milimetrů a zkušenost kosmonautiky by měla umožnit dopravit přístroj do Lagrangeova bodu L_1 (kde tč. pracuje sluneční sonda SOHO). Výbor také doporučuje sestavit optický interferometr s jedním prvkem někde na dráze u Jupiteru, tj. ve vzdálenosti 5 AU. Takový přístroj by mimo jiné umožnil získat trigonometrickou paralaxu pro kteroukoliv dostatečně jasnou hvězd kdekoliv v Galaxii.
Optická a infračervená interferometrie je vůbec velkým příslibem pro budoucnost. Jak uvedl A. Labeyrie, lze uvažovat o rozměrných soustavách poměrně malých (1,5 m) pohyblivých teleskopů, pokrývajících území několika čtverečních kilometrů. Sériová výroba identických dalekohledů by projekt fakticky zlevnila a jejich vybavení adaptivní optikou by umožnilo dosáhnout rozlišení až stotisícin úhlové vteřiny, zřetelně levněji než zařízeními, vyslanými do kosmu. Optická astronomie tak zřejmě nastoupí tutéž cestu, kterou jako z nouze ctnost absolvovala radioastronomie již před čtvrt stoletím.
Ostatně první velmi úspěšný pokus má již optická astronomie za sebou. J. Baldwin aj. a P. Warner aj. zveřejnili výsledky prvních pozorování interferometrem COAST, jenž sestává ze tří horizontálních dalekohledů o průměru zrcadel 0,4 m, napájených 0,5 m siderostaty a navzájem vzdálených 6 m. V blízké infračervené oblasti (830 nm) docílili úhlového rozlišení 0,05arcsec, takže plánovaným oddálením prvků interferometru až na 100 m se zřejmě podaří dosáhnout nevídaného rozlišení řádu 0,001arcsec.
A. Baranne aj. popsali vylepšení spektrografu CORAVEL, jenž umožňuje měřit radiální rychlosti hvězd pozdního typu s dříve neslýchanou přesností řádu 10 m/s. Spektrograf pořídí naráz spektrum hvězdy v pásmu 391 -- 681 nm pomocí kombinace hranolu a mřížky. Jde o ešeletový spektrograf, pracující s 90. až 156. řádem . U hvězd do 9 mag lze během půlhodiny získat radiální rychlost s chybou 15 m/s a ještě u hvězdy 16 mag dosahuje chyba pouze 1 km/s. Zařízení pod názvem ELODIE již báječně funguje u 1,9 m teleskopu observatoře Haute Provence v jižní Francii a nyní se připravuje podobně výkonná CORALIE pro 1,2 m teleskop ESO v Chile. To jistě povede mimo jiné k odhalení dalších exoplanet u hvězd slunečního typu, jak se to poprvé již předloni podařilo Švýcarům M. Mayorovi a D. Quelozovi. V závěru tohoto odstavce bych se chtěl zmínit o pozoruhodné studii J. Joosta, jenž se zabýval fyziologií lidského vidění při slabých úrovních světla, což je pro astronomii typické. Dynamický rozsah lidského zraku 1:10^7 je fakticky obdivuhodný a přesahuje možnosti naprosté většiny umělých fyzikálních detektorů včetně CCD. Počitek světla však není přísně logaritmický, jak se traduje. Podobně není přesně pravda, že lidské oko nemá integrační schopnost, kterou má např. fotografická emulze.
Oko dokáže integrovat světlo, přijaté v intervalu o něco větším než 1 sekunda, přičemž nárůst integrační schopnosti je největší v době 0,6 s po počátku podnětu. Pro vzbuzení podnětu musí do zorničky dopadnout 34 -- 58 fotonů, ale tyčinku dokáže aktivovat i jediný foton. Průměrná kvantová účinnost tyčinek činí 0,5, což je mnohem více než u fotografické emulze i řady elektronických katod. V oku máme asi 130 milionů tyčinek, ale jen 7 milionu čípků. Úhlový rozměr slepé skvrny představuje asi 5deg. Tyčinky jsou citlivé pouze na záření o vlnové délce kolem 510 nm, kdežto čípky poskytují barevné informace v rozsahu od 400 do bezmála 700 nm.
Adaptace oka na tmu probíhá nejrychleji v prvních pěti minutách, ale výrazně stoupá v celé první půlhodině pobytu ve tmě. Během hodiny je zisk citlivosti oka plných 5 řádů. Měřitelný zisk citlivosti však probíhá po celou noc. Naproti tomu pobyt na intenzívním Slunci zhoršuje noční vidění i s odstupem 24 h po vystavení Slunci, takže svědomitý pozorovatel by měl v takovém případě nosit důsledně sluneční či ještě lépe červené brýle, anebo i přes den pobývat v šeru. Citlivost lidského oka přirozeně klesá s věkem. Nejslabší hvězdy vidíme na základě pravděpodobnostní fluktuace, takže tzv. mezná hvězdná velikost je do jisté míry konvence. Je překvapující, jak málo lidí něco tuší o noční adaptaci oka a naprosto zbytečně se nechává oslnit zábleskem zapalovače nebo zápalky, popřípadě netlumeným světlem kapesní svítilny. Zvlášť dobře jsem si to uvědomil, když jsem loni i letos ukazoval svým bližním komety Hjakutake nebo Hale-Bopp, kde zážitek z pozorování komety podstatně závisel na dobré adaptaci oka.
Největším plně pohyblivým radioteleskopem zůstává již bezmála po čtvrt století německý 100 m radioteleskop v Effelsbergu. U tohoto obřího přístroje o hmotnosti konstrukce 3200 t byla poprvé použita metoda homologické deformace mechanické struktury, vynalezená S. von Hoernerem. To znamená, že konstruktér se nebrání deformaci povrchu radioteleskopu při provozu, jenž se však prohýbá tak, že se změnou tvaru se mění i vzdálenost ohniska, tj. přístroj je stále zaostřen. Nyní však Effelsbergu vyrostl srovnatelný konkurent v Green Banku, kde Američané uvádějí do zkušebního provozu plně pohyblivý 100 m radioteleskop GBT v ceně 75 milionů dolarů, náhradou za 92-m radioteleskop, zhroucený vinou únavy materiálu koncem r. 1988. Jelikož tvar nového radioteleskopu bude průběžně kontrolován laserem, bude moci obsáhnout frekvenční pásmo 25 MHz až 50 GHz. Také obří složená anténa VLA v Socorro (Nové Mexico, USA) byla loni vylepšena tak, že nyní pokrývá frekvenční pásmo 250 MHz až 50 GHz. V nejbližší budoucnosti čeká další rekonstrukce i obří 300 m radioteleskop v Arecibu na ostrově Portoriko s cílem jednak zvýšit maximální použitelnou frekvenci na 100 GHz a jednak zvýšit jeho citlivost - to vše za pouhých 25 milionů dolarů.
Pokrok v radioastronomii je dle P. Wilkinsona vskutku nevídaný. Od r. 1940 vzrostla citlivost radioteleskopů miliardkrát na současných 7 microJy (1 Jy = 10^-26 W m^-2 Hz^-1) a úhlové rozlišení se zlepšilo milionkrát na dnešních 50 mikrovteřin. Časové rozlišení stouplo z 1 s na 10 ps, tj. o 11 řádů a selektivita až na 250 milionů kanálů (v projektech SETI). Radioastronomie dnes pokrývá frekvenční rozsah od 10 MHz do 350 GHz a podílí se z jedné čtvrtiny na všech astronomických pozorováních v nejrůznějších spektrálních oknech. Pro srovnání připomeňme, že průkopnická měření K. Janského počátkem třicátých let se uskutečnila na jediné frekvenci 20,5 MHz a se svazkem širokým 36deg. Nicméně impozantní rozmach radioastronomie je ohrožen civilizační rušením snad ještě více než optická astronomie přesvětlením noční oblohy. Největší nebezpečí hrozí od prudkého nárůstu počtu mobilních telefonů, které ohrožují zejména pásmo, v němž radioastronomové sledují mezihvězdné molekuly hydroxylu (1610 -- 1626 MHz). Dalším viníkem jsou pak navigační družice typu GLONASS, které z povahy věci jsou vždy nad obzorem kteréhokoliv radioteleskopu na světě.
9.3. Astronomie vysokých energií
Přístroje pro tento obor astronomie se nutně musejí umisťovat za hranice zemské atmosféry, tedy dnes již téměř výhradně na umělé družice. Vloni byla 30. září doslova násilně ukončena činnost veleúspěšné družice IUE, která pracovala na geosynchronní oběžné dráze u Země od 26. ledna 1978 a která tedy více než šestkrát překročila plánovanou životnost. I když technické parametry družice se postupně horšily, na vědecké kvalitě získávaných údajů to nic neubralo; naopak stále dokonalejší počítačové zpracování a kalibrace umožnila zlepšit zejména poměr signálu k šumu pro spektroskopické údaje. Jak uvedli J. Nichols a J. Linsky, definitivní katalog více než 100 tisíc ultrafialových spekter bude proti původním datům mít až o polovinu nižší šum pro nízké disperse a pro vysoké disperse klesne o plné dva řády. Katalog bude uvolněn pro veřejné použití koncem r. 1997.
V posledním roce činnosti byla družice IUE sledována již jen evropskou stanicí VILSPA poblíž Madridu po dobu 8 h denně a od března 1996 byla naváděna na cíl již jen posledním zbylým fungujícím setrvačníkem. Koncepci ultrafialové družice se zrcadlem o průměru 0,45 m navrhl v 60. letech Sir R. Wilson z Velké Británie, jež se projektu účastnila prostřednictvím agentury PPARC ve spolupráci s ESA a NASA. Během životnosti družice ji přímo využilo na 2000 astronomů a na základě pozorovacích údajů bylo již publikováno přes 3500 původních vědeckých prací a 500 doktorských disertací. Družice se tak stala nejen nejproduktivnějším astronomickým ale i přírodovědeckým zařízením vůbec. Přitom zkušenost ukazuje, že další cenné práce vzniknou využíváním jedinečného archivu pozorování i mnoho let po ukončení aktivní činnosti IUE.
Koncem prosince 1995 se dostala na oběžnou dráhu rentgenová družice XTE, posléze pojmenována na počest americko-italského průkopníka astronomie vysokých energií B. Rossiho. Obíhá ve výši 580 km a pokrývá pásmo tvrdého rentgenového záření o energiích 2 -- 200 keV. Největším přínosem pro studium zábleskových zdrojů záření gama se pak stalo vypuštění italsko-holandské družice BeppoSAX dne 19. května 1996. Jak se záhy ukázalo, prozíravá koncepce této družice se spolupracujícími širokoúhlými a úzkoúhlými kamerami pro rentgenový i gama obor způsobila brzy rozhodující průlom v řešení záhady vzdálenosti a povahy zábleskových zdrojů záření gama. Tyto objevy však chronologicky patří až do letošního roku, takže podrobněji se o nich rozepíši až příště.
Na oběžné dráze dále úspěšně pracují družice EUVE, ROSAT, GRANAT, ASCA a Compton, pokrývající oblast od extrémně tvrdého ultrafialového záření až po středně tvrdý obor záření gama. Velmi tvrdé záření gama v pásmu energií 1 -- 100 TeV začnou sledovat pomocí Čerenkovových detektorů bývalé sluneční elektrárny Thémis ve východních Pyrenejích a Solar Two v Barstow v Kalifornii. Někdejší sluneční zrcadla se totiž bez úprav hodí pro sledování záblesků Čerenkovova záření na noční obloze, které vznikají průletem energetických fotonů odporujícím prostředím zemské atmosféry.
Pro výzkum slunečních neutrin, jež stále představují horký brambor soudobé částicové fyziky i astrofyziky začala sloužit vylepšená verze japonského podzemního detektoru SuperKamiokande, umístěná v hloubce 1 km pod zemí v dole na olovo a zinek. Od dubna 1996 je detektorem čistá voda v krychlové nádrži o hraně 40 m, jejíž stěny jsou pokryty více než 11 tisíci citlivými fotonásobiči. Ty sledují Čerenkovovo záření, vznikající ve vodě při průletu rozpadových produktů slunečních neutrin resp. antineutrin. Nová aparatura je o řád citlivější než původní Kamiokande.
Speciální postavení mezi kosmickými aparáty náleží sluneční družici-sondě SOHO, vypuštěné ze Země raketou Atlas 2. prosince 1995, jež pak po dobu více než čtvrt roku mířila ke svému nynějšímu stanovišti v Lagrangeově bodě L_1 ve vzdálenosti 1,5 milionů km od Země směrem ke Slunci. SOHO nese přístroje pro měření oscilací slunečního povrchu pro účely helioseismologie, dále koronografy a chromosférický dalekohled jakož i detektory slunečního větru. Počítá se, že SOHO bude sledovat Slunce nepřetržitě po dobu dvou let a vskutku již první výsledky ukazují, že jde o zásadní převrat v možnostech studia mnoha projevů sluneční činnosti. Kromě toho se SOHO proslavuje téměř spojitým objevováním komet v těsné blízkosti Slunce, z nichž valná část patří k proslulé Kreutzově skupině komet, jež se drolí a postupně srážejí se Sluncem. Další sluneční sonda Ulysses se loni vzdalovala od Slunce rychlostí 15,5 km/s a afelu dosáhne v dubnu 1998. Pak se bude ke Slunci vracet, aby opět proletěla nad slunečními póly v listopadu 2000 a v říjnu 2001, tj. v době očekávaného příštího maxima sluneční činnosti.
Do hlubin sluneční soustavy neustále pronikají již vysloužilé sondy Pioneer 10 a 11, přičemž druhá z nich proletí za 4 miliony let setrvačnosti kolem hvězdy lambda Aql, ale i dosud aktivní Voyagery, jejichž palubní plutoniové generátory stále dodávají 340 W k napájení aparatur. V polovině r. 1996 byl Voyager 1 již 9,5 miliardy km a Voyager 2 necelých 7,5 miliard km od Země. Na palubě každé sondy dosud pracuje 6 přístrojů, jež předávají na Zemi data tempem 160 bit/s.
V únoru 1996 byla vypuštěna sonda NEAR, směřující k planetce (433) Eros, kam doletí v lednu 1999, když po cestě koncem června 1997 úspěšně snímkovala zblízka velkou planetku (253) Mathilde. V listopadu a prosinci 1996 se otevřelo startovní okno pro sondy k Marsu. Zatímco ruská sonda Mars 96 ztroskotala ihned po startu vinou nedostatečné funkce 4. stupně nosné rakety Proton, americké sondy Mars Global Surveyor a Mars Pathfinder odstartovaly úspěšně pomocí spolehlivých raket Delta II. Čtenáři Kozmosu dobře vědí, že sondy vcelku bez problémů doletěly v druhé polovině roku 1997 k Marsu, kde plánované poslání již zčásti splnily, jak o tom budu psát v příštím souhrnu.
Pro budoucí rozvoj kosmonautiky může mít klíčový význam celoroční zkouška funkce iontového motoru, jež započala 30. dubna 1996 po třicetiletém (!) laboratorním vývoji. Pokud bude zkouška úspěšná, měl by být iontový motor namontován do sondy Deep Space 1, která má v r. 1998 odstartovat ke kometě West-Kohoutek-Ikemura a planetce McAuliffe. Iontový motor je fakticky svérázný druh raketového elektromotoru, jenž získává elektrickou energii od slunečních panelů. Užívá ji k vytvoření elektrického oblouku, v němž se ionizují atomy xenonu a jsou pak urychlovány elektrickým polem na výtokovou rychlost 31 km/s. I když tah iontového motoru je v porovnání s chemickým raketovým motorem směšně nepatrný, jeho předností je trvalý provoz po řadu let. Přitom sondě Deep Space 1 bude na pohon po dobu jednoho roku stačit pouhých 50 kg xenonu a elektřina od Slunce bude zadarmo.
Podobně výjimečnou roli při rozvoji kosmonautiky sehraje již v blízké budoucnosti nová koncepce řídícího softwaru, kterou vyvinuli odborníci NASA pro automatické (bezpilotní) sondy pod názvem DS 1. První verze programu se ještě psala ručně, ale další zdokonalení bude vymýšlet počítač sám, skoro jako proslulý "Hal 9000" v Clarkově Kosmické odyssei 2001. Změna spočívá hlavně v tom, že místo přesných instrukcí a povelů dostane počítač zadány cílové úkoly a sám si najde cestu k jejich optimálnímu a spolehlivému řešení. To znamená, že kosmické mise bude řídit sotva tucet lidí namísto dosavadních stovek. NASA odhaduje, že se tím kosmické lety automatů zlevní proti dosavadnímu stavu o plných 60% a program kosmického průzkumu sluneční soustavy se urychlí o dobrých deset let. Namísto jednotlivých několikatunových sond v ceně řádu miliardy dolarů pak bude možné za mnohem menších nákladů vyslat operativně stovky relativně levných velmi chytrých sond ke splnění mnoha konkrétních cílů nezávisle a současně.
Kromě našich astronomů, kteří loni zemřeli a jež připomínám v dedikaci článku, se uzavřela životní dráha mnoha význačných astronomů v cizině. V Bjurakanu zemřela jedna z nejvýznačnějších astronomických osobností století, arménský astronom V. A. Ambarcumjan (nar. 1908) ve věku bezmála 88 let. Akademik Ambarcumjan započal svou vědeckou dráhu jako fyzik, ale brzy se začal věnovat astronomii, kde pronikavě zasáhl do rozvoje mnoha oborů, od fyziky plynných mlhovin a hvězdných atmosfér až po výzkum nestacionárních hvězd a galaxií i kosmogonii a kosmologii. Jemu např. patří objev hvězdných asociací v r. 1947. Kromě toho byl významným organizátorem astronomického života v někdejším Sovětském svazu a zejména pak v rodné Arménii; byl však také prezidentem Mezinárodní astronomické unie (1961-64) a Mezinárodního výboru vědeckých unií ICSU (1968-72). Je pochován na observatoři v Bjurakanu, kterou r. 1946 založil. Koncem prosince 1996 pak přišla smutná zpráva o úmrtí snad nejpopulárnějšího amerického astronoma C. Sagana (nar. 1934), jenž po interdisciplinárním studiu biologie, chemie a fyziky začal pracovat v oboru, který se posléze konstituoval jako planetologie. Kromě rozsáhlé původní práce při výzkumu těles sluneční soustavy se Sagan věnoval také organizaci vědeckého života a zejména pak popularizaci astronomie a přírodovědecké metody všeobecně. Jsou známa jeho veřejná vystoupení na podporu kosmonautiky jak v americkém Kongresu tak na přednáškách pro školní mládež i v televizních programech, mezi nimiž vynikl třináctidílný Kozmos, promítaný v televizích více než 60 zemí celého světa. Sagan je rovněž autorem populárně-vědeckých knih, ale i úvah a esejů, kde se dotýká mnoha důležitých otázek filosofických.
Vloni dále zemřeli L. Jacchia (meteory, vysoká atmosféra Země), I. Jurkevich (zákrytové dvojhvězdy), R.N. Thomas (teorie hvězdných atmosfér), V.S. Troickij (radioastronomie, SETI) a T.L. Page (galaxie).
Vloni v březnu udělila ČAS poprvé Cenu Zdeňka Kvíze na paměť českého astronoma, jenž zemřel v emigraci v Austrálii v den 25. výročí sovětské invaze do Československa. Cena se uděluje jednou za dva roky za zásluhy v oborech, v nichž dr. Kvíz aktivně pracoval (výzkum meziplanetární hmoty a proměnných hvězd, popularizace astronomie). Prvním nositelem ceny se stal K. Hornoch (nar. 1972) z Lelekovic u Brna, který se začal o astronomii zajímat ve svých 12 letech a postupně začal pozorovat meteory, komety a proměnné hvězdy. Jeho pozorování často nacházíme v cirkulářích IAU; nedávno se mu podařilo objevit novou proměnnou hvězdu ES UMa při sledování supernovy v galaxii M 51.
Na mezinárodní scéně dostal W. Cassidy Barringerovu medaili Meteoritické společnosti za své práce o impaktních kráterech a podíl na nalézání meteoritů v Antarktidě; dále pak D. Brownlee obdržel Leonardovu medaili za objev částic interplanetárního prachu ve vysoké atmosféře Země. Zlatou medaili britské Královské astronomické společnosti získala V. Rubinová za výzkum galaxií a objevitel Pluta C. Tombaugh dostal Herschelovu medaili téže Společnosti. Prestižní medaili Bruceové udělila Pacifická astronomická společnost A. Whitfordovi v uznání jeho celoživotních výzkumů v oboru fotoelektrické fotometrie (prof. Whitford vedl r. 1962 první panel o rozvoji americké astronomie v následující dekádě). Vloni se dožil osmdesátky akademik V. L. Ginzburg, heroická postava ruské fyziky i astrofyziky, autor 400 původních prací a vedoucí semináře teoretické fyziky, který měl již 1500 pokračování. V neuvěřitelné tvůrčí svěžesti se pak loni dožil devadesátky prof. H. Bethe, přední americký fyzik německého původu, jenž se v astrofyzice proslavil svým podílem na vypracování teorie termonukleárních reakcí ve hvězdách. Bethe byl jednou z vůdčích osobností amerického projektu Manhattan, ale v posledním desetiletí se opět vrátil k astrofyzice zásluhou exploze supernovy 1987A a podstatně tak prohloubil naše znalosti o průběhu gravitačního kolapsu a exploze velmi hmotných hvězd (supernov II. typu).
10.3. Časopisy a citační analýza
V r. 1996 ukončila britská Královská astronomická společnost vydávání referativního čtvrtletníku Quarterly Journal of the R.A.S., jenž vycházel od r. 1960. Některé rubriky přenesla do společného časopisu Astronomy and Geophysics, což však už není ono. Zato známé vědecké nakladatelství Elsevier započalo se souběžným papírovým a elektronickým vydáváním vědeckého časopisu New Astronomy. Ostatní renomované astronomické vědecké časopisy zatím mívají na stránkách WWW nanejvýš seznamy publikovaných prací z papírové verze, maximálně abstrakty. Pokud se odhodlaly k elektronické verzi celých článků, tak jen na krátké zaváděcí období, načež je potřebné tuto službu předplatit za částky, dostupné jen pro movitější instituce.
Vedoucí redaktor časopisu The Astrophysical Journal (ApJ) H. Abt studoval citační křivky pro 165 prací, publikovaných v ApJ r. 1954, za léta 1955-94. Ukázal, že obecně mají práce nejvíce citací 5. rok po vydání, vynikající práce dokonce až 7. rok po vydání, načež počet citací klesá exponenciálně s časem. V letech 1990-94 bylo stále ještě citováno 57% zmíněných prací z r. 1954, takže z toho je patrná značná kontinuita astronomického výzkumu. Citační "poločas rozpadu" teoretických prací činí průměrně 22 roků, kdežto u pozorovacích prací 35 let. Nejvíce citací získali známí koryfejové jako W. Baade, R. Minkowski, E. Fermi, F. Hoyle, L. Spitzer, C. Chapman, H. Abt, H. Urey a A. Joy. Podíl astronomických oborů na publikacích se však od r. 1954 dramaticky změnil. V r. 1954 bylo 28% prací věnováno průzkumu sluneční soustavy, kdežto nyní jen 7%. Také studium hvězd procentuálně pokleslo z 50% na dnešních 33%, zatímco výzkum mezihvězdného prostředí si zachoval ustálené zastoupení kolem 17%. Nejvíce vzrostl podíl extragalaktického výzkumu z 6% v r. 1954 na současných 42%. Podle počtu citací z let 1993-95 je nejúspěšnějším astronomickým pracovištěm na světě Goddard Space Flight Center v Greenbeltu, MD. s 2521 citacemi. Následují Harvardovo-Smithsoniánské astrofyzikální centrum v Cambridži, MA a na třetím místě Ústav pro kosmický teleskop v Baltimore, MD. Z hlediska produktivity však vedou britské královské observatoře, kde na každou práci mají v průměru 25 citací, následovány Univerzitou v Princetonu, NJ. Z přístrojů získaly nejvíce citací kosmické aparáty na družicích COBE a Compton.
Podle D. Leveringtona, jenž zkoumal citace v ApJ a Monthly Notices na práce z let 1958-1994, mají 2/3 citací velké dalekohledy s průměrem zrcadla nad 2,5 m. V tomto srovnání byl nejefektivnějším přístrojem ve sledovaném období Haleův 5 m reflektor na Mt. Palomaru, následován 3,9 m Anglo-australským teleskopem v Siding Spring. Nadvláda pozemních přístrojů však evidentně končí, neboť od r. 1994 mají více citací kosmické observatoře Einstein, IUE, Compton, ROSAT a HST.
Ústav pro vědecké informace (ISI) ve Filadelfii, jenž sleduje celou vědeckou produkci, zveřejnil statistiku, podle níž nejvíce vědeckých prací bylo publikováno v letech 1992-93. Od té doby počet vědeckých prací klesá. V období let 1982-1993 přibylo citací francouzským badatelům o plných 14%, což je důsledek zvýšení podílu hrubého domácího produktu, vynaloženého na vědu za vlády prezidenta Mitteranda z 2,0 % na 2,4%. Zemím Evropské unie vcelku přibylo citací o 7%, takže celosvětově nyní představují podíl 31,4%, navzdory tomu, že podíly SRN a Velké Británie klesly o 4 resp. 7%. Podíl bývalého Sovětského svazu klesl téměř o polovinu, z 8,4 na 4,8%, kdežto Čína se zmohla z 0,3% na 1,2% ve světovém zastoupení v citacích.
10.4. Rub a líc technického pokroku
Pokrok techniky ovlivňuje rozvoj všech přírodních věd a astronomie speciálně. Nejlépe je to vidět na rostoucím výkonu superpočítačů. V národní laboratoři Sandia v USA byl instalován superpočítač s pamětí RAM 573 GB a diskem o kapacitě 2,25 TB, jenž dokáže uskutečnit bilion aritmetických operací za sekundu (1 Tflop). Tento drobeček v ceně 55 milionů dolarů má ovšem hmotnost 44 tun a klimatizace má dalších 300 t, neboť jeho příkon dosahuje 850 kW. Je sestaven ze 7264 paralelně zapojených procesorů Pentium Pro, pracujících na frekvenci 200 MHz. Firma IBM však již vyvíjí pro potřebu vojenských výzkumných laboratoří superpočítač v ceně 94 milionů dolarů, který bude ještě 3x rychlejší a jehož paměť RAM bude mít nevídanou kapacitu 2,5 TB, což je asi polovina kapacity současně sítě Internet. Vojenští odborníci odhadli, že těsně po r. 2000 vzroste výkon superpočítačů na 10 Tflop a o r. 2005 se přiblíží 30 Tflop. Taková monstra se hodí nejen pro simulaci výbuchů jaderných zbraní, ale také pro modelování změn zemského klimatu, dálkový průzkum Země z družic a ovšem i pro výpočty vývoje hvězd a galaxií. Proto je vývoj superpočítačů výrazně dotován NASA. Paradoxně slabinou výpočetní techniky se stává software pro paralelní procesory - programátoři nedokáží držet krok s dramatickým zlepšením hardware. Přitom celá tato počítačová revoluce fakticky začala právě před čtvrt stoletím 4bitových mikroprocesorem Intel 4004, jenž dokázal pracovat tempem 60 kflop (slušné soudobé PC umí 10 Mflop) a obsahoval 2300 tranzistorů (Pentium Pro, zavedené r. 1995, jich má přes 5 milionů).
Zatímco počítačoví čarodějové se snaží astronomii pomoci, jiní koumesové chtějí na pokroku techniky bezostyšně vydělat právě na úkor astronomie. Loni vzbudila velké rozhořčení floridská firma CELESTIS, která přišla s nápadem vytvořit kosmické pohřebiště pro movité zájemce tak, že popel nebožtíků by byl patentovaným procesem stlačen tak, aby se vešel do miniaturního pouzdra o velikosti dámské rtěnky. Tisíc takových pouzdérek by bylo vloženo do lesklé kovové rakve, vypuštěné na nízkou oběžnou dráhu kolem Země tak, aby truchlící pozůstalí mohli za pakatel 5000 dolarů pozorovat na vlastní oči ostatky svého příbuzného, jak stoupají na nebesa. (Posléze by ovšem došlo k sekundární kremaci ostatků při velmi vysoké teplotě zánikem pohřební družice v zemské atmosféře).
Podnikaví majitelé firmy odhadovali, že ročně vypustí až 18 pohřebních družic, a že jim celý projekt zajistí každoroční příjem ve výši 90 milionů dolarů (to je cena Keckova 10-m dalekohledu). Zdálo se, že při americkém smyslu pro svobodné podnikání neexistuje žádná možnost, jak této evidentní ptákovině zabránit, ale nakonec astronomům posloužily svérázné zákony ve státě Florida, které mimo jiné předpisují, že ke každému hřbitovu musí být nejprve zbudována veřejná cesta! To firma CELESTIS zatím zajistit nemůže, takže v tuto chvíli mají astronomové oblohu bez křižujících lesklých pohřebních družic zabezpečenu. Teď jen trnu, aby pracovníci firmy CELESTIS nečetli právě končící Žeň objevů 1996, neboť - pokud je mi známo - v žádné z našich republik tak prozíravý zákon o hřbitovech nemáme.
Last update: November 03, 1997