Dátum:
01. novembra 1998
Autor: Jiří Grygar
Veličiny v jednotkách Slunce jsou značeny M_o, L_o, R_o. Exponenty 10 jsou označeny ^, např. 3.10^-4; spodní indexy značkou _; izotopy jsou rovněž značeny ^, např. 4^He nebo 26^Al, čili číslo je v exponentu před chemickou značkou.
V květnu loňského roku zveřejnili B. Nodland a J. Ralston v prestižním fyzikálním časopise (Phys. Rev. Lett.) zcela šokující zjištění o anizotropii šíření elektromagnetického záření v kosmologických vzdálenostech. Zjistili, že Faradayova rotace polarizační roviny pro vzdálené rádiové zdroje naznačuje existenci rotační osy vesmíru ve směru od souhvězdí Orla k souhvězdí Sextantu. Pokud by se tato měření potvrdila a pokud by se nenašlo jiné vysvětlení, patrně by to znamenalo zásadní revizi názorů na kosmologické modely vesmíru, ale zkušenost velí, abychom byli zatím zdrženliví. J. Ejnasto aj. zase odhalili nečekanou periodicitu v prostorovém rozložení nadkup galaxií v délkovém intervalu po 120 Mpc. Podobně H. El-Ad a T. Piran konstatovali, že samotné proluky mezi kupami galaxií vytvářejí rovněž "strukturu" již od úrovně 60 Mpc.
Také zjištění H. Fergusona aj., že v kupě galaxií v souhvězdí Panny se řádově bilión hvězd nachází v intergalaktickém prostoru, představuje nemalé překvapení. Podle všeho však zde tyto hvězdy nevznikly, ale byly do volného prostoru dopraveny po těsných přiblíženích uvnitř mateřských galaxií.
J. Kovalevsky aj. využili přesných měření poloh hvězd družicí HIPPARCOS k vzájemnému navázání souřadnicových soustav na extragalaktické pozadí. Výsledkem je vynikající souhlas poloh souřadnicových soustav s přesností +/-0,0006arcsec a vzájemné rotace soustav souřadnic s přesností +/-0,00025arcsec/rok. Problémem skryté hmoty uvnitř galaxií se zabývali A. Burkert a J. Silk, kteří získali velmi podrobnou rotační křivku pro trpasličí spirální galaxii DD 154 a ukázali, že k interpretaci křivky nestačí obvyklý předpoklad o hierarchické struktuře studené skryté hmoty v galaktickém disku. Usoudili proto, že skrytá hmota je ve zmíněné galaxii obsažena uvnitř baryonního sféroidu o výsledné hmotnosti řádově vyšší než je hmotnost galaktického disku a porovnatelné s hmotností skryté hmoty v galaktickém halu. Obdobným způsobem lze totiž vysvětlit také četnost gravitačních mikročoček v halu naší Galaxie.
Jako každoročně i loni byl vysoký počet prací věnován odvození hodnoty Hubblovy konstanty H_o (v jednotkách km/s/Mpc) pro rozpínání vesmíru. Využívá se k tomu především cefeid v cizích galaxiích, dále vztahu Tullyho-Fischera pro rádiové galaxie, efektu Sjunjajeva a Zeldoviče pro absorpci reliktního záření, jasných proměnných hvězd, supernov třídy Ia a extragalaktických gravitačních čoček. Napočítal jsem celkem 30 rozličných prací, v nichž byla hodnota H_o explicitně stanovena a odtud mi vyšla nevážená střední hodnota H_o = 64, ovšem s rozpětím od 30 do 92! Tato nejistota se přirozeně odráží i v nejistém odhadu stáří vesmíru od 10 do 18 miliard let. Podle S. Okamury jsou všechna určení kosmologických parametrů postižena malými rozměry té části vesmíru, kde máme přesná měření: pro supernovy Ia je mez dohlednosti pouze 400 Mpc, a to jsou vlastně vůbec nejsvítivější bodové objekty ve vesmíru, které známe. V. Trimblová konstatovala, že od Hubblova objevu lineárního vztahu mezi červeným posuvem a vzdáleností galaxií poklesla hodnota H_o bezmála o řád prostě proto, že se podařilo postupně odhalit rozličné systematické chyby a výběrové efekty. Mezi ně patří zejména velmi zlomyslný Malquistův efekt, jenž vzniká tím, že u bližších kup galaxií pozorujeme všechny členy soustavy, kdežto u vzdálených kup jenom nejjasnější členy. Proto soustavně podceňujeme vzdálenosti velmi vzdálených kup a tím soustavně přeceňujeme hodnotu H_o.
M. Feast a R. Catchpole ukázali, že zářivé výkony cefeid byly zhruba o 10% podceňovány, takže vzdálenosti galaxií, odvozované z cefeid, je potřebí soustavně zvýšit rovněž o 10%. Tím se úměrně sníží hodnota H_o, takže dle H. McGeeové je vesmír starý nejméně 12 miliard let. N. Reid využil družice HIPPARCOS k určení stáří kulových hvězdokup na 11 -- 13 miliard let. Také jejich vzdálenosti byly totiž podceněny až o 15%, a to znamená, že hvězdy v kulových hvězdokupách mají vyšší zářivé výkony, tj. i kratší životnost, než se soudilo. Tím se velmi podstatně zmírnil přetrvávající rozpor mezi příliš velkým stářím kulových hvězdokup v Galaxii a nedostatečným stářím vesmíru. Zato však J. Cowan aj. našli v halu Galaxie hvězdu CS 22982-052, v jejímž spektru zcela chybí "kovy", takže jde zřejmě o H/He hvězdu I. generace. Autoři ukázali, že hvězda je stará nejméně 15 miliard let, což by znamenalo minimální stáří vesmíru 17 miliard let, ale pro tak vysoké stáří vesmíru neexistuje nezávislý doklad. Souhrnně vzato, ani po nástupu HST do služby nenastal zásadní zvrat v odhadu stáří vesmíru. Většina autorů se sice dokáže shodnout na stáří vesmíru okrouhle 14 miliard let, ale problémy kalibrace i soustavných chyb měření zatím znemožňují přikládat této hodnotě významnou váhu. Dalšími kosmologickými parametry, tj. zejména hustotou Omega a kosmologickou konstantou LAMBDA, se zabývali M. Im aj. Na základě relativního zastoupení gravitačních čoček odvodili, že Omega < 1 a LAMBDA = (0,6 +/- 0,2). Podobně E. Turner aj. odhadli hodnotu Omega v intervalu 0,1 -- 1,0 a LAMBDA < 0,6. Rovněž L. Krauss se na základě pozorování mladé vzdálené galaxie přiklání k hodnotě kosmologické konstanty LAMBDA > 0. Naproti tomu J. Perlmutter aj. usoudili z měření vzdáleností sedmi supernov s velkým červeným posuvem, že LAMBDA = 0, zatímco Omega = (+0,9 +/- 0,6). Pro otevřený vesmír s hodnotou Omega = (0,3 +/- 0,1) svědčí dle X. Fana aj. též průměrná amplituda fluktuací hmoty, odvozená z fluktuací reliktního záření.
J. Ge aj. studovali jemnou strukturu čar C I s klidovými vlnovými délkám 156 a 166 nm u kvazistelárního zdroje QSO 0013-004 s červeným posuvem z = 1,97 a ukázali, že odtud odvozená tehdejší teplota reliktního záření činila (7,9 +/- 1,0) K,v dobré shodě s teoretickou předpovědí 8,1 K, vyplývající ze standardního kosmologického modelu rozpínání vesmíru. K. Roth aj. využili pro tatáž měření obřího spektrografu HIRES u Keckova teleskopu a dostali tehdejší teplotu reliktního záření 8,105 K, v dokonalé shodě s teorií.
Proslulá družice COBE umožnila měření jemných fluktuací reliktního záření dvěma odlišnými přístroji i pozorovacími technikami, FIRAS a DMR. D. Fixsen aj. porovnali střední amplitudu takto odvozených fluktuací při úhlovém rozlišení 7deg a obdrželi amplitudu 48 microK pro FIRAS a 35 microK pro DMR, což prokazuje, že jde o reálná měření. M. Hauser aj. využili aparatury DIRBE na téže družici k měření záření pozadí v daleké infračervené oblasti spektra (140 a 240 microm). Po zdlouhavém avšak velmi pečlivém odečtení záření všech známých infračervených zdrojů záření odhalili existenci spojitého pozadí, které interpretují jako záření kosmického prachu, ohřátého kolektivním působením záření všech hvězd.
7.2. Kosmické záření, jádra a částice
Dosavadní vývoj názorů na povahu kosmického záření shrnul P. Biermann. Studium záření je omezeno nepatrnou četností energetických částic. Zatímco při energiích 1 GeV lze zachytit detektorem o ploše 1 cm^2 asi 10 částic kosmického záření za sekundu, u energie 100 EeV klesá tento počet na jednu částici na ploše 1 km^2 za století! W. Baade a F. Zwicky usoudili již r. 1934, že vhodnými urychlovači částic kosmického záření mohou být zejména supernovy a E. Fermi ukázal r. 1949, že v silném magnetickém poli po obou stranách rozpínající se rázové vlny pozůstatku supernovy se urychlují nabité částice až na energie řádu 1 PeV. To je vcelku velmi dobře potvrzováno soudobými měřeními energetických toků tvrdého záření gama blízkých pozůstatků supernov, například u Krabí mlhoviny až do energií 10 TeV (směr příchodu nabitých částic kosmického záření většinou vlivem působení interstelárního magnetického pole nesouhlasí se směrem, odkud byly částice vyslány).
Na druhé straně zejména částice urychlené na energie vyšší než 1 EeV přicházejí z extragalaktického prostoru a jejich původ je zatím naprostou záhadou. Při těchto energiích jsou totiž i fotony reliktního záření překážkou, na nichž se takové částice rozbíjejí, takže rekordně energetické částice nemohou samostatně přežít více než 30 milionů let, tj. nemohou vznikat dále než 10 Mpc od Slunce. V tomto okolí Galaxie se však nenachází nic dostatečně speciálního, abychom mohli výskyt tak energetických částic kloudně vysvětlit (nejvýkonnější pozemské urychlovače dokáží urychlit částice na mizerný 1 TeV, tj. na pouhou stomiliontinu energie rekordních částic kosmického záření !). Navíc M. Hajašida aj. oznámili předloni, že ve třech případech pozorovali extrémně energetické částice kosmického záření v párech, což pokusy o určení povahy zdrojů takto energetického záření dále komplikuje.
Kosmické záření posloužilo, jak známo, C. Andersonovi k objevu první antičástice - pozitronu v r. 1932. Teprve v r. 1979 byly v kosmickém záření poprvé pozorovány antiprotony. M. Boezio aj. nyní hledali antiprotony v kosmickém záření při výstupu balónu CAPRICE v srpnu 1994 v kanadské Manitobě. Během 18 h zaznamenali 9 antiprotonů s energiemi 0,6 -- 3,2 GeV, jež však vesměs vznikly jako sekundární částice při interakci primárního kosmického záření v zemské atmosféře.
Fyzikální teorie praví, že při setkání částice s antičásticí dochází k jejich anihilaci, tedy přeměně na fotony či piony. Obráceně však je možné docílit materializace páru částice-antičástice střetáváním energetických fotonů, což se loni poprvé podařilo ověřit experimentálně v urychlovači SLAC na Stanfordově univerzitě v Kalifornii. Elektrony urychlené na 47 GeV byly ozářeny silným svazkem laseru, takže některé laserové fotony získaly rozptylem na elektronech tolik energie, že se změnily ve fotony záření gama, interagující s okolními fotony laserového svazku tak, že jejich materializací vznikaly páry pozitron-elektron. Tento "rozptyl světla na světle" má velký význam právě v astronomii, kde se fotony kosmického záření rozptylují na nízkoenergetických fotonech reliktního záření. Jednou z největších záhad kosmologie je pozorovaná převaha hmoty nad antihmotou, která skoro určitě souvisí s porušováním zákona o zachování baryonového čísla ve velmi raném vesmíru. T. Bevan aj. se pokusili tuto situaci simulovat pomocí vírů v supratekutém lehkém héliu-3 a ukázali, že víry získávají moment při fázovém přechodu obdobně jako částice v raném vesmíru získávaly nenulovou hmotnost při fázových přechodech z falešného vakua. Supratekuté hélium se vůbec stává pozoruhodným nástrojem moderní astrofyziky. K. Schwab aj. loni využili supratekutého hélia-4 k absolutnímu měření rychlosti zemské rotace s přesností na 0,5% - je to kvantová analogie proslulého Foucaultova pokusu z r. 1851, v němž dokázal zemskou rotaci na základě stáčení roviny kyvu volně zavěšeného kyvadla v kopuli pařížského Pantheonu.
V symetrických teoriích částic hrají významnou úlohu hypotetické částice, zvané axiony. W. Keil aj. si uvědomili, že proslulé pozorování neutrin při výbuchu supernovy 1987A ve Velkém Magellanově mračnu stanovilo též ostrou horní mez pro hmotnost axionů, které jsou určitě lehčí než 0,006 eV. Zatímco axiony dosud nebyly experimentálně prokázány, na urychlovači v Brookhavenu v USA byl loni poprvé pozorován tzv. exotický mezon, tvořený párem kvark-antikvark, jenž je spojen gluonovou strunou. Objev posílil důvěru ve standardní částicový model. Aby to však nebylo se standardním modelem zase příliš růžové, ohlásil velký tým fyziků, pracující na urychlovači HERA v německé laboratoři DESY v Hamburku v únoru loňského roku pravděpodobný objev subkvarků hned dvěma nezávislými experimenty. Když k tomu připočteme pozorování R. de Picciotta aj. třetinového elektrického náboje u kvazičástic pomocí zlomkového Hallova jevu, je patrno, že v částicové fyzice se schyluje k pěkné bouřce. Experimentální fyzikové zkrátka více než důstojně oslavili 100. výročí objevu první elementární částice - elektronu - J. Thomsonem r. 1897.
V blízké budoucnosti lze očekávat značný pokrok v detekci neutrin při výbuchu supernov, jelikož ve Spojených státech se plánuje výstavba podzemní observatoře SBNO v solném dole v hloubce 650 m. Rozměry detektoru postačí k registraci všech supernov II. třídy do vzdálenosti 4 Mpc, takže v průměru jednou za rok bude zaznamenán několikasekundový signál, jenž navíc umožní rozlišit elektronová, mionová a tauonová neutrina. Experiment se plánuje na dobu několika desetiletí. Ve třech světových laboratořích (Minnesota, Los Alamos a japonské Kamiokande) se podařilo získat údaje, svědčící o přeměně neutrin mezi sebou, tedy o tzv. neutrinových oscilacích. To ve svém důsledku znamená, že klidová hmotnost neutrin je přece jen o něco málo větší než nula.
Hitem roku se staly možnosti kvantové teleportace, jež je moderní odpovědí fyziků na proslulý paradox Einsteina-Podolského-Rosena z r. 1935 (EPR). Paradox byl teoreticky vyřešen r. 1964 J. Bellem v podobě slavných tzv. Bellových nerovností, ale teprve nyní pokročila experimentální fyzika natolik, že lze celý problém ověřovat pokusně. Podle T. Sudberyho je sice teleportace (dálkový přenos informace vysoce nadsvětelnou rychlostí) možná, ale jelikož plná informace se skládá z kvantové a klasické složky, obdržíme celkovou informaci až tehdy, když se rychlostí světla přenese klasická složka informace, takže relativita (a ovšem zejména kauzalita) je zachráněna.
M. Valtonenovi a H. Lehtovi se podařilo ověřit teorii relativity na příkladu kvasaru OJ 287, který je tak jasný, že bylo možné rekonstruovat jeho světelnou křivku na archivních fotografiích již od r. 1893. Ukázalo se, že křivka vykazuje zjasnění v pravidelných intervalech 12 let, což je zřejmě oběžná doba méně hmotné černé díry kolem supermasivní černé díry - vlastního kvasaru. Zjasnění souvisejí se slapovým posílením přenosu hmoty z akrečního disku kolem primární supermasivní černé díry, jenž je periodicky narušován sekundární černou dírou, pohybující se kolem primární černé díry po výstředné eliptické dráze. Jelikož gravitační pole v tomto případě převyšuje o čtyři řády gravitační pole v proslulém binárním pulsaru PSR 1913+16, jde zatím o nejsilnější test správnosti teorie relativity.
Jedním z důsledků teorie relativity je efekt, teoreticky odhalený již r. 1918 rakouskými fyziky J. Lensem a H. Thirringem - jde o strhávání souřadnicové soustavy v silném gravitačním poli rychle rotujícího tělesa. Tento efekt byl nyní odhalen pomocí rentgenové družice RXTE u dvojhvězdy, sestávající z černé díry a průvodce - víceméně normální hvězdy. Černá díra je obklopena rychle rotujícím akrečním diskem, do něhož přetéká hmota z průvodce. Přitom vzniká rentgenové záření periodicky proměnné intenzity, přičemž poruchy v pozorované délce periody lze báječně objasnit právě Lensovým-Thirringovým efektem. C. Bailyn si povšiml podivuhodné skutečnosti, že naprostá většina dosud rozpoznaných černých děr ve dvojhvězdách má hmotnost vyšší než 7 M_o, ač teoreticky by stačily hmotnosti vyšší než pouhé 3 M_o. V. Lipunov se zabýval budoucí detekcí gravitačních vln novou generací detektorů s relativní citlivostí řádu 10^-21 na frekvenci 100 Hz. Ukázal, že takové aparatury mohou za rok zaznamenat v průměru jeden případ splynutí dvojice neutronových hvězd, ale zato nejméně 10 a snad až 700 případů splynutí dvojice, skládající se z neutronové hvězdy a černé díry. Autor proto dovozuje, že už první zjištění záblesku gravitačního záření bude zároveň přímým potvrzením existence hvězdných černých děr ve vesmíru. Y. Wang aj. ukázali, že v silném gravitačním poli se již vzniklé gravitační vlny dále zesilují, což by mělo usnadnit detekci astrofyzikálních zdrojů gravitačního záření.
Věčně zelené téma života ve vesmíru získává přece jen nové podněty, zejména po spolehlivém důkazu existence extrasolárních planet u hvězd slunečního typu a vodního ledu na Merkuru, Měsíci a některých družicích Jupiteru. Kromě toho je jisté, že v dávné minulosti tekla na povrchu Marsu přívalová voda, a že zde byly v činnosti mohutné vulkány. Nicméně předloni tak široce popularizovaný objev údajných mikrofosílií v meteoritech z Marsu je nyní neméně široce kritizován jako naprosto falešný. Naproti tomu byla na dně pozemských oceánů prokázána nová forma života, která se zcela obejde bez kyslíku a ke svému metabolizmu využívá oxidu uhličitého, vodíku a dokonce síry. Velkým překvapením je též loňský objev M. Engela a S. Macka, že aminokyseliny v známém meteoritu Murchison stáčejí rovinu polarizovaného světla doleva, podobně jako aminokyseliny v živých organismech na Zemi. Znamená to, že proces výběru levotočivých aminokyselin proběhl již předtím, než život na Zemi vznikl. D. Williams aj. proto nyní vážně uvažují o tom, že se život může vyskytovat právě na přirozených družicích velkých planet, které se sice zřejmě dosti často vyskytují uvnitř ekosfér cizích sluncí, ale jelikož nemají pevný či kapalný povrch, nejsou vhodné pro život. Naproti tomu jejich družice mohou mít jak pevný tak kapalný povrch a jsou-li dost hmotné, tak i dostatečně silné magnetické pole. Autoři soudí, že pokud je hmotnost takových družic vyšší než asi 12% hmotnosti Země, je naděje na obydlenost slušná. Ze stávajících exoplanet se tak jeví jako nejnadějnější objekty v okolí hvězd 16 Cygni B a 47 UMa.
D. Williams a J. Kating se dále zabývali otázkou, zda je možný život na planetě, jejíž sklon rotační osy k oběžné rovině výrazně kolísá. (Nebýt stabilizujícího vlivu Měsíce kolísal by sklon zemské rotační osy k ekliptice od 0deg do 85deg!). Došli k závěru, že i když by podmínky na takové planetě nebyly zdaleka ideální, zejména v případě, že by se v oblasti pólů vyskytovaly rozsáhlé pevniny, přece jen by se život udržet mohl, zvláště kdyby v atmosféře byl přiměřeně zastoupen CO_2. Tito autoři zároveň ukázali, že vnější hranice ekosféry pro planetu typu Země je v naší sluneční soustavě v této době vzdálena 1,46 AU od Slunce. Je zajímavé, jak se vyvíjely názory vědců na obydlenost cizích světů. Mezi zastánce myšlenky mnohosti světů obydlených patřil nejen filosof Giordano Bruno, ale i Johannes Kepler, Isaac Newton, William Herschel, lord Kelvin a Hermann von Helmholtz. Naproti tomu jeden ze zakladatelů evoluční teorie Alfred Russell Wallace prohlásil r. 1903, že život na Zemi je jedinečný. Je to fascinující tempo, když uvážíme, že vývoj života na Zemi probíhal zpočátku neobyčejně pomalu, neboť v první 1,5 miliardě let osídlovaly Zemi pouze řasy a mitochondrie. Teprve před 2,5 miliardami let nastoupily baktérie a před 540 miliony lety praryby. Jehličnaté stromy a hmyz se objevily v devonu před 410 miliony lety, dinosauři v triasu před 205 miliony let a ptáci v juře před 135 miliony lety. Tehdy se již také vyskytovaly kvetoucí rostliny a savci. Podle nejnovějších údajů se druh Homo sapiens vyvinul z Homo erectus asi před 600 tisíci lety a poddruh Homo sapiens sapiens asi před 150 tisíci lety.
I. Crawford loni usoudil, že budoucí fyzikální objevy nepochybně usnadní mezihvězdné lety, takže lidstvo je schopno osídlit Galaxii během nejbližších 50 milionů let. Crawford se též podílel na polemice s T. Lazim a J. Cordesem o pravděpodobném výskytu cizích civilizací v naší Galaxii. Zatímco Crawford soudí z dosud negativních výsledků projektů SETI, že takové civilizace buď neexistují anebo jsou zcela vzácné, zmínění autoři připomínají, že případné signály cizích civilizací podléhají velmi značné rádiové scintilaci, takže intenzita přijímaných signálů na Zemi značně kolísá již během několika minut či hodin, což neobyčejně znesnadňuje jejich spolehlivé zachycení.
Hnutí SETI přichází z pozoruhodnou iniciativou zapojit do této práce dobrovolníky - majitele osobních počítačů po celém světě. Ukázalo se totiž, že souhrnná výpočetní kapacita těchto zdánlivě trpasličích strojů je monumentální a že naprostou většinu svého běhu tyto počítače zahálejí - nejfrekventovanějším programem pro ně jsou rozličné šetřiče obrazovky! Právě tohoto času by šlo využít pro rutinní rozbor rádiového šumu, registrovaného obřími radioteleskopy při aktivitách typu SETI. V rámci projektu SERENDIP je vyvíjen vhodný software, jenž by zájemci obdrželi spolu s příslušným úsekem obsáhlého pozorovacího materiálu pro automatické vyhledávání "podezřelých" signálů. Autoři projektu odhadují, že pokud se do spolupráce přihlásí zhruba 50 tisíc dobrovolníků, bylo by možné celý materiál zpracovat během pouhých 2 let.
9.1. Pozemní optické a infračervené dalekohledy
Koncem r. 1996 prošlo první světlo obřím specializovaným teleskopem Hobby-Ebberly (HET), když do společné nepohyblivé objímky bylo umístěno 7 z celkového počtu 91 segmentových zrcadel. HET byl uveden do plného chodu na podzim loňského roku. Dalekohled s pohyblivým ohniskem (analogie rádioteleskopu v Arecibu) má úhrnný průměr zrcadel 11 m, ale s ohledem na nepohyblivost primárního zrcadla je ekvivalentní zrcadlu o průměru "jen" 9,2 m, což je vyváženo nízkou cenou HET 13,5 milionů dolarů. Z ohniska HET vycházejí optická vlákna do spektrografu, umožňující současné pořizování velkého počtu spekter galaxií a podobných objektů.
Počátkem loňského roku byla na Stewardově observatoři v Arizoně odlito v rotační sklářské peci zatím největší monolitní zrcadlo o průměru 8,4 m a plánované světelnosti f/1,1. Sklovina byla nejprve ohřáta až na 1180degC, kdy se stala medově viskózní, a pec se pak otáčela tempem 6,8 obrátky za minutu. Po 12 týdnech chlazení bylo zrcadlo zhruba parabolického tvaru hotovo a během loňského léta proběhlo jeho spékání při počáteční teplotě 500deg C, po němž následovalo rovnou leštění povrchu (rotační výroba odstraňuje pracné a pomalé broušení). Stejným postupem bude odlito ještě jedno zrcadlo, a celý pár pak vytvoří dvojče LBT, instalované na Mt. Grahamu jako dalekohled o efektivním průměru 11,8 m, jenž bude po krátkou dobu před dokončením evropského VLT fakticky největším dalekohledem světa. Přístroj bude zároveň skvělým optickým interferometrem s rozlišením, odpovídajícím zrcadlu o průměru 22,8 m.
C. Jenkins se zabýval zcela praktickou otázkou, jak mohou malé přístroje v budoucnu konkurovat čím dál větším a dokonalejším skleněným obrům a navrhl poměrně levné a výkonné řešení v podobě velmi rychlé automatické pointace. Jak se totiž ukazuje, největší část neklidu obrazu bodových zdrojů vyvolává poskakování obrazu kolem střední polohy. Pokud docílíme, aby optika dalekohledu sledovala toto tancování v reálném čase, máme vyhráno. To lze vskutku zařídit přídavnou relativně levnou automatikou, která nejvíce zvýší výkon malých dalekohledů v blízké infračervené oblasti kolem 1,6 microm. Naneštěstí v tomto pásmu již nejsou běžné matice CCD vůbec citlivé - jejich citlivost začíná teprve u 1,1 microm a dosahuje maxima u 650 nm, zatímco na krátkovlnném okraji končí u 400 nm.
Dalekohled NTT ESO v Chile je stále častěji ovládán na dálku z Garchingu v Německu. Pomocné coudé ohnisko CAT se tak obsluhuje již v 50% pozorovací doby a hlavní ohnisko ve 20% pozorovacího času. Tento podíl se neustále zvyšuje a přirozeně velmi ulehčuje práci zaměstnaným astronomům, kteří ušetří nejen čas za zdlouhavé přelety mezi Evropou a jižní Amerikou, ale i peníze ESO. Koncem roku pak dorazilo na observatoř Cerro Paranal první 8,2 m zrcadlo budoucího hlavního přístroje ESO a největšího dalekohledu světa VLT.
Na kanadsko-francouzském 3,6 m reflektoru na Havajských ostrovech (CFHT) funguje již 6 let systém adaptivní optiky, jenž umožnil v blízké infračervené oblasti (2,2 microm) zlepšit kvalitu obrazu z 0,57arcsec na 0,19arcsec. Od loňského roku se používá v ohnisku CFHT mozaika 8 obdélníkových matic CCD s rozměry 2048x4096 pixelů, čímž lze využít celého zorného pole přístroje o ploše 1 čtverečního stupně (64 Mpixelů). Smithsoniánská astrofyzikální observatoř rozběhla loni na podzim ambiciózní projekt přehlídky oblohy v blízkém infračerveném pásmu 2MASS pomocí dvojice 1,3 m reflektorů na Mt. Hopkinsu v Arizoně a na Cerro Tololo v Chile. Během 3,5 roku chtějí zobrazit milion galaxií a 300 milionů hvězd, planetek, komet a hnědých trpaslíků kamerami typu NICMOS. Přehlídka má dosáhnout 25000krát vyšší citlivosti než průkopnická mapa z Caltechu před 30 lety.
P. Hickson shrnul dosavadní zkušenosti a další vyhlídky práce s kapalnými rtuťovými zrcadly, jež při průměru 3 m a hmotnosti rtuti pouhých 600 kg jsou nesrovnatelně levnější než klasická skleněná nebo keramická zrcadla. Při 10 obrátkách za minutu dostáváme ohniskovou vzdálenost 5 m, tj. světelnost f/1,7. Praktické pokusy na Univerzitě Britské Kolumbie ve Vancouveru prokázaly, že takové zrcadlo dosáhne 21 mag v oboru R za 2 minuty expozice. Takto specializovaný dalekohled se dobře hodí k hromadnému určování červených posuvů vzdálených galaxií a kvasarů. NASA hodlá téhož typu rtuťového teleskopu využívat na observatoři v Cloudcraftu v Novém Mexiku ke sledování kosmického smetí na oběžné dráze kolem Země. Autor uvádí, že 10 m kapalné zrcadlo by se takto dalo pořídit asi za 2 miliony dolarů. E. Borra aj. však navrhují využít místo toxické rtuti slitin gallia s nízkým bodem tání, jež má navíc asi o 15% vyšší odrazivost a 2,3krát nižší hustotu než rtuť. Gallium je ovšem neobyčejně drahé, jak o tom svědčí trápení ruských fyziků, kterým chce vláda sužovaná dluhy prodat 50 tun gallia v neutrinovém detektoru SAGE.
Astrometrická družice HIPPARCOS s relativně titěrným zrcadlem o průměru 0,3 m sice již dávno ukončila svůj jedinečný pozorovací program, který přinesl celkem 1 TB údajů, ale teprve loni v létě byly její obsáhlé výsledky zpřístupněny široké odborné astronomické veřejnosti v podobě 17 svazků speciálního katalogu, přičemž vlastní měření obsahuje 6 disků CD-ROM. Vedoucí zcela mimořádně zdařilého projektu M. Perryman aj. nyní zveřejnil údaje o kvalitách katalogů HIPPARCOS. Pro hvězdy jasnější než 9 mag je medián středních chyb v polohách, paralaxách a vlastních pohybech pouze 0,0008arcsec, osy souřadné soustavy jsou přesné na 0,0006arcsec a vlastní pohyby souhlasí s přesností +/-0,00025arcsec/rok. Katalog obsahuje údaje pro 118 218 hvězd, takže na čtvereční stupeň oblohy připadají v průměru 3 hvězdy. Celkem 17 917 hvězd je fakticky vícenásobných, ale jen 13 211 HIPPARCOS vskutku rozlišil a jen pro 235 nových vizuálních dvojhvězd se podařilo odvodit dráhové elementy; dohromady jde o 24 588 jednotlivých složek. Podle F. van Leeuwena aj. obsahuje katalog také pro každou hvězdu tři fotometrické údaje o jasnostech v integrálním pásmu 380 -- 900 nm (maximum 440 nm) a dvou filtrech: 380 -- 500 nm (B, max 430 nm) a 460 -- 680 nm (V, max 505 nm). Zprávu o méně přesném, leč desetkrát rozsáhlejším katalogu TYCHO podali E. H g aj. Pro hvězdy jasnější než 9 mag činí medián střední chyby 0,007arcsec a pro hvězdy slabší než tato mez, leč jasnější než 10,5 mag dosahuje 0,025arcsec. Katalog obsahuje 1 058 332 hvězd, tj. v průměru 25 hvězd na čtvereční stupeň oblohy. Celkem 2384 hvězd má změřené vzdálenosti větší než 80 pc, ale největší počet paralax odpovídá vzdálenosti kolem 70 pc; v několika případech se zdařilo dosti dobře změřit vzdálenosti až 160 pc.
Pohyb Slunce vůči místnímu těžišti je nyní ve všech třech pravoúhlých souřadnicích znám s přesností lepší než 1 km/s; prostorová rychlost pohybu Slunce vůči místnímu těžišti činí 14,1 km/s. Vzdálenost otevřené hvězdokupy Plejády je (116 +/- 3) pc na základě měření paralax 54 příslušníků hvězdokupy. Plejády však úhrnem obsahují na 600 hvězd jasnějších než 17 mag. Revidovaná absolutní hvězdná velikost proměnných hvězd typu RR Lyr se rovná (+0,72 -- 0,04) mag, což neobyčejně zpřesnilo údaje o vzdálenostech kulových hvězdokup. Podobně se podařilo zpřesnit údaje pro cefeidy a miridy, což zase vedlo k revizi vzdálenosti Velkého Magellanova mračna. Naneštěstí rozptyl hodnot vzdálenosti této klíčové galaxie, odvozené z rozličných typů proměnných hvězd, je dosud znepokojivě velký: od 45,9 kpc pro proměnné typu RR Lyr, až po 52,5 kpc pro miridy. Jak uvádí J. Fernley, rozpory se též promítají do určování stáří kulových hvězdokup, které podle různých indikátorů pak vychází v nepříjemně širokém rozmezí od 12 do 17 miliard let.
Jak už to tedy v astronomii bývá pravidlem, zřetelně se jeví potřeba ještě dokonalejší astrometrické přehlídky oblohy a astronomové hýří patrně oprávněným optimismem: do desíti let má v kosmu fungovat astrometrická družice nové generace, která umožní změřit paralaxy miliardy (!) hvězd s přesností na obloukové mikrovteřiny (!!).
Za velký úspěch evropské kosmické astronomie lze rovněž označit bezchybnou činnost evropské infračervené družice ISO, vypuštěné v listopadu 1995. Družice s primárním zrcadlem o průměru 0,6 m zahájila vědecký provoz v únoru 1996 v pásmu 2,5 -- 240 microm a fungovala až do 8. dubna 1998; podstatně déle, než se předpokládalo. Přenesla na Zemi celkem 1 TB údajů, jejichž hrubé zpracování zabere asi 3,5 roku. Při výzkumu sluneční soustavy pomohla zvláště její schopnost měřit základní molekulární pásy v oboru 2,5 -- 12 microm na povrchu planet a jejich družic, dále v kometách i na zrníčkách meziplanetárního prachu. Jak uvádí M. Harwit, těžiště její práce se však týkalo těles mimo sluneční soustavu, zejména polopravidelných proměnných hvězd, hvězdných zárodků typu Herbigových-Harových objektů, detekce CO, CO_2 a CH_4 v mezihvězdných mračnech, megamaserů a prachu v intergalaktickém prostoru. Z fyzikálního hlediska je zvlášť cenné, že družice zaznamenala úplné rotační spektrum molekuly vodíku.
Výkonnost Hubblova kosmického teleskopu (HST) v průběhu let dramaticky roste, jak dokládá porovnání s plánovanou účinností 35%. Tato hodnota byla překročena již v průběhu r. 1992 a dosáhla 47% r. 1995 a plných 55% r. 1996. Dne 22. června 1996 pořídil HST již 100 000. snímek oblohy, čili bezmála 1400 snímků měsíčně. Při 82. startu raketoplánu v únoru 1997 se uskutečnila druhá údržba HST posádkou rakoteplánu Discovery. Posádka musela během příletu k HST uskutečnit úhybný manévr kvůli nebezpečí srážky s úlomkem nosného stupně rakety Pegasus, vypuštěné r. 1994. Během mise byly demontovány oba spektrografy (GHRS a FOS), nahrazené přístroji nové generace STIS a NICMOS, pracující navíc i v blízkém infračerveném spektrálním pásmu. Rovněž byl vyměněn jeden z pointerů FGS a instalován palubní záznamník s paměťovými obvody v pevné fázi, jenž má o řád větší kapacitu než dosavadní palubní magnetofon. Opraveny či vyměněny byly též některé technické instalace na palubě HST.
Následné testy ukázaly, že pointer FGS, záznamník v pevné fázi a zobrazovací spektrograf STIS pro pásmo 115 -- 1000 nm pracují bezvadně, zatímco aparatura NICMOS má problémy s chlazením tuhým dusíkem, jež zkracují životnost přístroje z plánovaných 5 let na 1,6 roku a znemožňují zaostření jedné z kamer. Zbývající dvě kamery jsou však v pořádku, takže se nyní až do prosince 1998 využívají přednostně zhruba v polovině pozorovacího času. V průběhu letu byla zvýšena dráha HST o 3,3 km, takže HST obíhal posléze po mírně eliptické dráze v rozmezí 599 -- 620 km nad Zemí. V srpnu 1997 skončil poslední projekt astronomů-amatérů, kteří od dubna 1992 dostávali na základě konkursů asi 0,25% pozorovacího času HST.
Hubblův kosmický teleskop má být podle plánu znovu navštíven v prosinci r. 1999, kdy na jeho palubě bude instalována nová zobrazovací kamera ACA a vyměněny sluneční panely. Současně bude znovu zvýšena dráha HST s ohledem na nastávající sluneční maximum. Poslední návštěva HST se pak uskuteční koncem r. 2002, kdy bude místo již nepotřebné korekční optiky COSTAR instalován nový spektrograf pro ultrafialový obor COS a HST pak bude pracovat bez údržby tak dlouho, jak to jen půjde.
Mezitím se již rýsuje podoba nástupce HST, jenž je označován jako kosmický teleskop další generace (NGST). Počítá se pro něj se složeným ultratenkým zrcadlem o průměru až 8 m, které bude umístěno v Lagrangeově bodě L_2, tj. asi 1,5 milionu km od Země na straně odvrácené od Slunce. NGST by měl být optimalizován pro blízkou infračervenou oblast spektra, jež je zvláště cenná při studiu velmi vzdáleného vesmíru a jeho cena by neměla překročit 700 milionů dolarů, z čehož by 200 miliony dolary přispěla evropská agentura ESA, jež by sestrojila univerzální kameru pro všechna spektrální pásma. Šéfem projektu NGST se stal J. Mather z Goddardova střediska pro kosmické lety a odbornou záštitu projektu převzal dosavadní Ústav pro kosmický teleskop v Baltimoru. S vypuštěním NGST raketou Atlas se předběžně počítá pro rok 2007.
Loni v únoru byla na oběžnou dráhu vynesena japonská družice s radioteleskopem HALCA o průměru 8 m, jehož úkolem je rozšířit základnu pro radiointerferometrii VLBI na vzdálenosti vyšší než je průměr zeměkoule. Radioteleskop se pohybuje v periodě 6 h po protáhlé dráze s přízemím 1000 km a odzemím 21 000 km. Společně s ním se pro účely VLBI využívá celkem 40 radioteleskopů z 15 zemí a získaná data se zpracovávají v superpočítači v Socorro v Novém Mexiku, sídle antény VLA. Lze tak dosáhnout až třikrát lepšího úhlového rozlišení v rádiovém oboru, než při použití výhradně pozemních radioteleskopů.
V říjnu 1997 byl znovu spuštěn obří nepohyblivý radioteleskop v Arecibu o průměru kulové antény 305 m, jenž byl v průběhu posledních pěti let opět zmodernizován nákladem 26 milionů dolarů. Po celém obvodu antény byl vybudován 16 m vysoký "plot", stínící přístroj od tepelného záření Země a místního rádiového šumu. Zcela byl rekonstruován radarový systém, což umožní zachycení ozvěn od ionosféry i blízkých planetek, neboť výkon radaru se zvýšil dvacetkrát. Rozsah použitelných vlnových délek se zvětšil pětkrát (od 430 MHz do 5 GHz) a šířka přijímaného pásma dokonce dvacetkrát. V Pune v Indii byl pod vedením G. Swarupa dokončen obří složený radioteleskop pro metrové vlny GMRT nákladem 17 milionů dolarů. Radioteleskop pracuje ve frekvenčním pásmu 38 -- 1427 MHz.
Také aperturní syntéza radioteleskopů ještě zdaleka nedosáhla hranice technických možností, jak svědčí společný projekt Holandska, Kanady, USA, Austrálie. Indie a Číny na vybudování anténní soustavy o ploše jednoho čtverečního kilometru do r. 2001 v ceně 150 milionů dolarů.
9.3. Astronomie vysokých energií
Nejtěžší astronomické družici Compton, pracující v měkkém a středním pásmu záření gama, bylo loni v květnu věnováno již 4. samostatné sympozium, jež se tentokrát konalo ve Williamsburgu v USA. Nové výsledky se týkají zejména jádra naší Galaxie a obecně aktivních jader galaxií. V centru naší Galaxie byla odhalena fontána, kde ze střetu částic hmoty a antihmoty vyvěrají anihilační paprsky gama. V oboru gama bylo rozlišeno nejméně 50 aktivních jader galaxií, jejichž energetickým motorem jsou supermasivní černé díry s hmotností vyšší než 10^8 M_o. Také hvězdné černé díry v naší Galaxii občas zablýsknou v pásmu fotonů gama. V energetickém pásmu 10 MeV - 10 GeV se uvnitř Galaxie srážejí částice kosmického záření s atomovými jádry i fotony a tím vzniká difúzní emise fotonů gama, pokrývající celou Galaxii, jak vyplývá z měření aparaturou EGRET. Aparatury COMPTEL a OSSE rozlišily v několika případech jadernou spektrální čáru radioaktivního 26^Al s energií 1,8 MeV a poločasem rozpadu 10^6 let.
T. Reichhardt referoval o úsilí NASA zlevnit budoucí výzkum v oblasti astronomie vysokých energií nahrazením družic vysokotlakými stratosférickými balóny, které by dokázaly vynést 2 t přístrojů do výšky 40 km a setrvat tam po dobu až čtvrt roku. Start jednoho balónu totiž přijde na pouhý milion dolarů v porovnání s nejlevnější raketou Pegasus, jejíž vypuštění stojí plných 18 milionů dolarů, nehledě na ještě daleko dražší starty raketoplánů. Balóny budou ovšem unášeny pasátovými větry, takže z politických důvodů se bude létat pouze na jižní polokouli, kde se může celý let uskutečnit snadno v mezinárodních vodách, mimo státní hranice. Již v r. 2000 má startovat 6 balonů s aparaturami pro astronomii záření gama, dále pro měření reliktního záření a také pro obor infračervený.
S kosmickou sondou Pioneer 10, jež byla ze Země vypuštěna v březnu 1972, se od dubna 1997 udržuje již jen omezené spojení, neboť na její palubě už pracují pouze dva přístroje (Geigerův-Müllerův čítač a ultrafialový fotometr) a vysílač s výkonem 8 W dává na Zemi příkon pouze 0,3.10^-21 W. Sonda byla loni vzdálena od Země již více než 10 miliard km, takže signál z ní letí k nám již téměř 10 hodin. Od Slunce se nyní vzdaluje rychlostí 12,5 km/s směrem k hvězdě Ross 248 v souhvězdí Býka, kterou mine za 30 tisíc let ve vzdálenosti 3 světelné roky. Zato obě kosmické sondy Voyager jsou teprve sotva v polovině své aktivní životnosti, ačkoliv letí meziplanetárním prostorem už plná dvě desetiletí (ze Země startovaly v srpnu a září 1977). Voyager 1 je nyní od Slunce vzdálen 70 AU a ročně se od Slunce vzdálí zhruba o 3,5 AU (rychlostí 17,4 km/s) směrem na sever od ekliptiky. Očekává se, že někdy kolem r. 2003 proletí rázovou vlnou slunečního větru, kde rychlost jeho rozpínání klesá z nadzvukové na podzvukovou. Je totiž pravděpodobné, že v době slunečního maxima se rázová vlna i heliopauza poněkud přiblíží ke Slunci.
Voyager 2 byl loni asi 8 miliard km od Slunce a vzdaluje se od něj rychlostí bezmála 16 km/s ve směru na jih od ekliptiky. I když výkon radioizotopových generátorů elektřiny na palubě sond klesl z původních 470 W na dnešních 332 W, stále to pohodlně stačí k dobré práci většiny přístrojů a ke kvalitnímu rádiovému spojení se Zemí. V korekčních motorech pak zbývá ještě kolem 34 kg paliva na potřebné manévry. Na počátku r. 1998 předehnal Voyager 1 sondu Pioneer 10, takže od té doby je nejvzdálenějším objektem, vyrobeným člověkem.
V polovině října 1997 odstartovala ze Země poslední velká planetární sonda Cassini v ceně 3,3 miliardy dolarů, jež bude urychlena gravitačním prakem Venuše v dubnu 1998 a červnu 1999, Země v srpnu 1999 a Jupiteru v prosinci 2000 tak, aby se usadila na oběžné dráze u Saturnu 1. července 2004 a modul Huygens mohl sestoupit k Titanu v listopadu následujícího roku. Měření v okolí Saturnu by měly pokračovat až do července 2008.
Loni 4. října si celý odborný svět připomněl 40. výročí startu sovětského Sputniku 1 - koule o hmotnosti 90 kg, vybavené rádiovým vysílačem, čímž svět vstoupil do epochy kosmonautiky. Podle D. Spencera bylo za 40 let kosmické éry vysláno na oběžné dráhy v okolí Země více než 23 000 objektů, z toho je v současné době na dráze 8 000 těles.
Loni vybrala americká NASA prvních pět projektů v relativně laciném (cena jednotlivých projektů nepřesáhne 250 milionů dolarů) programu Discovery. Půjde o odběr vzorků z Marsových družic Phobosu a Deimosu, dále o zkoumání okolí tří kometárních jader (Encke r. 2003, Schwassmann-Wachmann 3 r. 2006 a d'Arrest r. 2008), odběr vzorků slunečního větru a umělé družice Merkuru a Venuše. Kromě toho bude NASA spolupracovat s japonskou kosmickou agenturou ISAS na vypuštění sondy k planetce (4660) Nereus, vyzbrojené malým 1 kg vozítkem, jež odebere vzorky z povrchu planetky a ty se v lednu 2006 vrátí na Zemi. Větší vozítko o hmotnosti 17 kg má být počátkem příštího desetiletí vysláno také na Mars, odkud mají být přivezeny vzorky již r. 2005. NASA také testovala v poušti Atacama v Chile velké vozítko NOMAD o hmotnosti 800 kg, které putovalo rychlostí 1,6 km/h autonomně po dobu 45 dnů náhorní rovinou ve výšce 2100 m n.m., přičemž urazilo 215 km bez nejmenší nehody. V dalších letech bude NOMAD využit k automatickému hledání meteoritů v Antarktidě. NASA také plánuje vypuštění velké infračervené družice SIRTF se zrcadlem o průměru 0,85 m v r.2002, čímž bude uzavřen program velkých astronomických observatoří (HST, Compton a AXAF).
V loňském roce se uzavřela životní pouť mnoha významných domácích i zahraničních astronomů. Kromě těch, jimž je připsána Žeň objevů 1997, bych chtěl ještě připomenout Igora Zacharova, jenž se věnoval zejména výzkumu vysoké atmosféry Země, brněnského rodáka Igora Jurkeviche (1928-1996; zákrytové dvojhvězdy) a dále košického rodáka Jenö Barnothyho (1904-1996), který zejména studoval kosmické záření a přispěl k teorii gravitačních čoček. Naše vzpomínka dále patří Robertu H. Dickeovi (*1916; astronomické testy teorie relativity, první radiometr pro měření reliktního záření), Robertu Hermanovi (*1914; předpověď existence reliktního záření), Johnu Irwinovi (*1909; zákrytové dvojhvězdy, cefeidy, fotoelektrická fotometrie), Jerome Kristianovi (*1934; kvasary), Robertu Leightonovi (*1919; Slunce, infračervená astronomie), Edwardu Purcellovi (*1912; objev rádiové čáry H I, Nobelova cena za fyziku r. 1952), Lymanu Spitzerovi (*1914; hvězdokupy, interstelární prostředí, laboratorní plazma, laboratorní důkaz termonukleární reakce, HST), Martinovi Schwarzschildovi (*1912; vývoj hvězd, balón Stratoscope), Jürgenu Raheovi (*1939; meziplanetární hmota, kosmický výzkum planet), Leonidovi Rosinovi (*1915; novy a supernovy), Eugenovi Shoemakerovi (*1928; impaktní krátery, křižující planetky, trénink astronautů v programu Apollo), Davidu Schrammovi (*1945; nukleogeneze ve velmi raném vesmíru, skrytá hmota, teorie velkého třesku), Rogeru Taylerovi (*1929; nukleární astrofyzika), Clydovi Tombaughovi (*1906; objev Pluta, přehlídka 90 milionů hvězd), Richardu Touseyovi (*1908; raketová astronomie) a Fletcheru Watsonovi (*1912; impakty na Zemi, meteory).
Do této rubriky však také patří úmyslně založený požár, jenž vloni v únoru vážně poškodil slavnou Pulkovskou observatoř poblíž Petrohradu. Observatoř nejvíce utrpěla během stalinských čistek r. 1937, kdy řada tamějších vynikajících astronomů byla odvlečena do gulagů, kde většina z nich zmizela beze stopy. Pak přišlo obléhání Leningradu Němci v průběhu druhé světové války, při němž byly budovy hvězdárny zničeny dělostřelbou, ale vybavení observatoře se díky nesmírné obětavosti personálu podařilo zachránit a po válce hvězdárnu dle původních plánů znovu postavit. Loňský požár je zřejmě dílem petrohradské mafie, která touží po výnosném pozemku v blízkosti petrohradského letiště. Požár zničil na 1000 svazků knih velké historické ceny, dalších 4000 svazků vážně poškodil a ohrozil unikátní přístroje. Stejně tak řadu nejen britských astronomů zarmoutilo rozhodnutí britského komitétu PPARC o převedení slavné Královské greenwichské observatoře do Edinburku, když k jejímu předešlému nákladnému stěhování na univerzitu do Sussexu došlo právě před devíti lety. Proti tomuto způsobu "šetření" protestoval i britský královský astronom Sir M. Rees. Zrušení hrozí i slavné Griffithově lidové hvězdárně v Kalifornii, jíž ještě loni navštívilo 60 tisíc návštěvníků, kteří se přišli pokochat pohledem na kometu Hale-Bopp.
Mimořádně prestižní Crafoordovu cenu Švédské královské akademie obdrželi Sir Fred Hoyle a Edwin Salpeter zejména za příspěvky k objasnění vzniku těžších prvků termonukleárními reakcemi ve hvězdách. Neméně významnou Wolfovou cenu za fyziku získal John Wheeler za své významné práce v jaderné fyzice, kvantové teorii gravitace i studium gravitačního hroucení černých děr. Zlaté medaile britské Královské astronomické společnosti byly uděleny Veře Rubinové za výzkum galaxií a skryté hmoty ve vesmíru a Donaldu Osterbrockovi za rozvoj astrofyziky.
Prestižní medaili Bruceové Pacifické astronomické společnosti dostal Eugene Parker za rozvoj magnetohydrodynamiky a vypracování teorie slunečního větru. Russellovu cenu Americké astronomické společnosti obdržel Alistair Cameron za teorii vzniku sluneční soustavy a cenu Tinsleyové téže Společnosti převzal Alexander Wolszczan za objev planet u rádiových pulsarů. Konečně D. Brownlee převzal Leonardovu medaili Meteoritické společnosti za výzkum meziplanetárního prachu ve vysoké atmosféře Země. Známý britský popularizátor astronomie a kosmonautiky Patrick Moore oslavil v dubnu loňského roku 40. výročí svého pravidelného televizního měsíčníku "The Sky at Night" v britské BBC.
10.3. Letem astronomickým světem
K 1. červenci 1997 byla do času UTC vložena další přestupná sekunda, takže od tohoto data platí: UTC - TAI = -31 s. V srpnu 1997 se v japonském Kjótu uskutečnilo 23. valné shromáždění IAU za účasti 2000 astronomů a za osobní přítomnosti japonského císaře. Slavnostní přednášky přednesli R. Williams o projektu Hubblova hlubokého snímku (HDF), B. Warner o kataklyzmických proměnných hvězdách a I. Novikov o černých dírách ve vesmíru. Novým prezidentem IAU byl zvolen aamerický astronom Robert Kraft a generálním sekretářem dánský astronom Johannes Andersen. Unie má nyní 8600 členů v 61 zemích a příště se sejde na kongresech v Manchesteru r. 2000 a v Sydney r. 2003. Počínaje r. 1998 zadala IAU další vydávání svých prestižních publikací Pacifické astronomické společnosti, neboť nebyla spokojena s činností dosavadního vydavatele - Kluwerova nakladatelství.
H. Abt studoval obsáhlý soubor původních vědeckých astronomických prací a ukázal, že citační poločas rozpadu činí pro ně v průměru 29 let, přičemž je kratší pro teoretické práce (22 let) a delší pro astronomická pozorování (35 let), což znovu dokazuje, že astronomie je především pozorovací věda. Současně s tím se znovu posiluje význam astronomů-amatérů pro vědecký pokrok. Přispěly k tomu polovodičové kamery CCD ve spojení s osobními počítači a rovněž rozšíření internetu.
R. Girard a E. Davenst zjišťovali, kolik citací obsahovaly vědecké práce v mezinárodním časopise Astronomy and Astrophysics v letech 1975-1995 a ukázali, že počet citací v průměrné práci vzrostl za tu dobu o 60%, přičemž pozorovací statě mají o polovinu více citací než teoretické. Citace se uvádějí v 62% případů na podporu výsledku vlastní práce a v 60% se nacházejí v hlavním textu článků. E. Schulman aj. podrobili statistickému zkoumání 76 tisíc prací, uveřejněných v 7 hlavních světových astronomických časopisech v letech 1975-1996 a zjistili, že během té doby poklesl 3x počet prací osamělých autorů ("sám nejsi nic"), zatímco po r. 1990 neobyčejně vzrostl počet prací, podepsaných více než 50 spoluautory. O tom, že astronomie se stává složitou kolektivní spoluprací, to svědčí opravdu výmluvně. Ani naši astronomové nezaspali a zásluhou agilní skupiny pracovníků Hvězdárna a planetária M. Kopernika v Brně (zejména J. Duška a R. Nováka) začaly vycházet ve světové premiéře elektronické Instantní astronomické noviny jako půltýdeník. Od října 1997 vždy v pondělí a čtvrtek večer si můžete přečíst na internetu nejnovější astronomické zprávy, komentáře, články, recenze aj. na adrese: http://www.sci.muni.cz/~ibt. Starší čísla IAN jsou rovněž dostupná v podobě CD-ROM. Astronomové - pozorovatelé si 22. října 1997 připomněli 75. výročí vydání prvního Cirkuláře Mezinárodní astronomické unie (IAU), jež až do r. 1964 vycházely péčí hvězdárny v Kodani. Od r. 1965 se o jejich vydávání stará zvláštní úřad při Smithsoniánské astrofyzikální observatoři v americké Cambridži. V průběhu třičtvrtě století vyšlo celkem 6759 cirkulářů, přičemž tempo vydávání v posledním čtvrtstoletí nesmírně vzrostlo - dnes vychází nový cirkulář prakticky obden. Na počest tohoto nenahraditelného zdroje bleskových a ověřených astronomických informací pojmenovala J. Tichá kleťskou planetku č. 7608 jménem Telegramia. Na Kleti bylo do konce r. 1996 objeveno 280 potvrzených planetek, z nichž 141 již dostalo svá jména. Observatoř ESO dokončila digitální přehlídku celé oblohy, kterou lze nyní vyhledat na WWW adrese: http://archive.eso.org/dss/dss. Virtuální observatoř, poskytující obraz kterékoliv části oblohy ve všech oborech elektromagnetického spektra. najdete na WWW adrese: http://skyview.gsfc.nasa.gov/skyview.html. Proslulé Palomarské fotografické atlasy oblohy (POSS I a II), doplněné na jižní polokouli o snímky britské Schmidtovy komory (SERC), jsou nyní dostupné na WWW adrese: http://archive.stsci.edu/dss. Podle sdělení R. Sinnota se na základě měření družice HIPPARCOS připravuje moderní astronomický atlas hvězd do 11 mag s měřítkem 100arcsec/mm a skládající se z 1548 listů. V atlase jsou vyznačeny rozlišené dvojhvězdy a rozpoznané proměnné hvězdy a výborně se hodí pro astronomy amatéry, kteří mají přístroje s průměrem optiky do 0,2 m.
K. Krisciunas studoval jas noční oblohy na sopce Mauna Kea během posledního cyklu sluneční aktivity v letech 1985-1996. Jas pozadí kolísal od 21,3 do 21,9 mag na čtvereční obloukovou vteřinu, zatímco barevný index B-V zůstal neproměnný s hodnotou 0,93. Úhrnné světlo noční oblohy odpovídá 1160 hvězdám 1 mag, takže lze pozorovat, jak ruka pozorovatele vrhá stín na světlou podložku. K záření noční oblohy zde přispívá především zvířetníkové světlo, dále pak nerozlišené hvězdy Mléčné dráhy, nerozlišené galaxie a vlastní záření vysoké atmosféry včetně polárních září. Ani tato jedinečná astronomická lokalita neunikla pozornosti výstředních amerických "ekologů", soustředěných v prestižním klubu Sierra. Těm se totiž zdá, že na vrcholu sopky je již příliš mnoho kopulí, které údajně ohrožují vzácné druhy horského hmyzu!
Ve skutečnosti je ohrožena pozorovací astronomie. Jak uvedl D. Crawford, jen za naprosto zbytečné osvětlování noční oblohy se v samotných Spojených státech vydá za elektřinu plná miliarda dolarů. Crawford, jenž je předsedou Mezinárodní asociace pro temné nebe (IDA), doporučuje, aby astronomové všude uplatňovali právo na temnou oblohu, neboť kromě jiného je to naštěstí i ekonomicky výhodné. Jestliže ještě předloni se astronomům podařilo zabránit bláznivému nápadu s vysíláním ostatků nebožtíků na oběžnou dráhu kolem Země, firma Celestis pomocí právnických kliček nakonec přece jen vyhrála a 21. dubna 1997 vyslala na oběžnou dráhu kolem Země umělou družici s ostatky 24 nebožtíků, přičemž v každé miniurně bylo jen 7 g popela, za nějž pozůstalí zaplatili pouhých 4800 dolarů. Lesklá družice však zůstane na oběžné dráze nejméně 1,5 roku a to nevěstí pro budoucnost nic dobrého.
Aby pak astronomického soužení nebylo málo, začíná být radioastronomie vážně ohrožována rozmachem mobilních telefonů. Jejich vyzařování je tak silné, že jediný mobilní telefon, vysílající z povrchu Měsíce, by byl pro pozemské radioteleskopy třetím nejsilnějším rádiovým zdrojem z vesmíru! Pro celosvětové pokrytí se navíc začíná masově využívat speciálních telekomunikačních družic na nízkých drahách, které sice teoreticky vysílají v pásmu, které není vyhrazeno mezinárodními dohodami pro radioastronomii, ale prakticky se ukázalo, že vysílače nejsou dostatečně úzkopásmové a vysílají silný signál i na parazitních frekvencích, spadajících právě do chráněného pásma pro molekulu hydroxylu (1670 MHz). Zvláště nebezpečné se staly družice typu Iridium, s jejichž provozovatelem se radioastronomové dohodli, že družice nebudou vysílat v době, kdy je u největšího radioteleskopu v Arecibu noc, ale to je přirozeně jen zcela nouzové řešení. Navíc, jelikož družice Iridium využívají ploché lesklé antény o ploše 1,6 m^2, slouží bezděčně jako sluneční "prasátka", vrhající na zem několikasekundové záblesky až -8 mag.
Astronomové to opravdu nemají snadné, ale ani lidstvo jako celek nemá do budoucna ty nejlepší vyhlídky. V r. 1993 odvodil americký astrofyzik J. R. Gott III podivuhodnou statistickou formuli, vycházející z Kopernikova principu obvyklosti. V Gottově formuli je rozpětí pravděpodobného budoucího trvání nějakého jevu odvozováno ze znalosti, jak dlouho již daný jev pozorujeme. Označíme li dosavadní trvání jevu T, pak pro budoucí trvání téhož jevu B platí s pravděpodobností 95% nerovnosti: T/39 < B < 39T. Jestliže zmíněné Gottovy nerovnosti použijeme k odhadu budoucího trvání lidstva B_L na základě znalosti jeho dosavadního stáří T_L = 150 000 let, čeká dvakrát moudré lidstvo konečná budoucnost v rozmezí od 3850 do 5 850 000 milionů let. Jak patrno, naštěstí i v tom nejméně příznivém případě má laskavý čtenář daleko největší počet Žní objevů dosud před sebou.
(KONEC)
Last update: November 04, 1998