Neozbrojené lidské oko dosáhne za tmy průměru zřítelnice až 8 mm
a jeho úhlová rozlišovací schopnost pro dva stejně jasné objekty
dosahuje až 1'. Vyniká skvělou kvantovou účinností (~ 0,5)
a neuvěřitelným dynamickým rozsahem 1:10^7, ovšem jen v úzkém
spektrálním pásmu s poměrem mezních vlnových délek pouze 1 : 1,8
pro méně citlivé čípky a monochromaticky (cca na 510 nm) pro
podstatně citlivější tyčinky. Cílem prvních optických
astronomických přístrojů tedy bylo zejména rozšíření sběrné
plochy optiky v porovnání se zornicí a tomu odpovídající zvýšení
úhlové rozlišovací schopnosti, neboť lidské oko bylo ještě dlouho
jediným detektorem záření.
První Galileův dalekohled zhotovený r. 1609 měl hlavní čočku
o průměru 16 mm (f/60 !) a zvětšoval až dvacetkrát. Měl ovšem
omezené zorné pole na 9'; pohybem oka ve výstupní pupile se však
dal přehlédnout celý úhlový stupeň. Ironií osudu neměl tento
prototyp žádnou sférickou aberaci a dokonce ani barevnou vadu.
O rok později si postavil Galileo docela solidní přístroj
s průměrem čočky 58 mm (f/29), ale zacloněný na průměr 38 mm
(f/45) se zvětšením 33x a zorným polem 8'. Zde se však již
uplatnila malá sférická i barevná vada, ale mezná hvězdná
velikost přístroje dosáhla přesto 8 mag; zisk jasnosti činil až
23 : 1 a úhlové rozlišení stouplo až šestkrát, tj. na 10".
Vědecká zkušenost říká, že k zásadním objevům dochází pokaždé,
když se výkonnost nějakého zařízení zlepší v určitém směru
alespoň o řád, což - jak patrno - Galileovy dalekohledy bezpečně
splňovaly dokonce ve dvou parametrech. Není divu, že se velké
objevy dostavily v rozmezí let 1609-1611 velmi rychle, jak je
z historie astronomie dobře známo.
Replikou největšího Galileova dalekohledu je vskutku možné
snadno sledovat Galileovy družice Jupiteru a fáze Venuše menší
než 0,75. Neméně snadné je sledování kráterů a pohoří na Měsíci,
rozlišení hvězd v Mléčné dráze a pozorování slunečních skvrn.
Dlužno ovšem říci, že Galileova mapa Měsíce z prosince 1609 není
nikterak přesná; nikoliv však vinou vad dalekohledu, nýbrž málo
známé okolnosti, že Galileo byl spíše podprůměrný kreslíř.
Prakticky určitě pozoroval Slunce v projekci na stínítko, takže
není pravda, že si při pozorování sluneční rotace zničil oči.
Oslepnutí ve stáří s jeho sledováním Slunce tedy nijak nesouvisí.
Projekt kosmického teleskopu, jenž by především odstranil
problémy astronomů s neklidem zemského ovzduší, visel ve vzduchu
velmi dlouho - dokonce již před praktickým začátkem kosmonautiky
v r. 1957. Konkrétní podoby projekt nabyl na základě doporučení
americké tzv. Whitfordovy komise v r. 1970. Nicméně realizace
kosmického dalekohledu, jenž optický výkon by byl opravdu alespoň
o řád lepší, než výtečné pozemní obří teleskopy kalibru
palomarského pětimetru, se ukázala mimořádně tvrdým oříškem.
Plánovaná cena zařízení byla podstatně překročena, když se
ukázalo, jak obtížné je přesné navádění přístroje na nízké oběžné
dráze kolem Země. Nízká dráha byla diktována kapacitou
raketoplánu a požadavkem průběžné údržby teleskopu v průběhu
patnácti let. To však přináší nemalá omezení, jelikož dalekohled
nemůže pracovat v rozsáhlých okolích jasných těles - Slunce,
Měsíce a Země, což vyžaduje velmi důmyslné a těžkopádné
manévrování při nastavování teleskopu na cíl a superpřesnou
pointaci na 0,007" během dlouhých expozic. Plánování pozorování
je složité také proto, že na takto nízké dráze nelze přesně
spočítat budoucí polohu HST vůči Zemi. Chyba v očekávané poloze
činí plných 30 km na dva dny dopředu a dokonce již 4000 km na 44
dnů dopředu.
Původní termín vypuštění v r. 1983 se tak podstatně oddálil, což
dále zkomplikovala tragická havárie raketoplánu Challenger r.
1986. Jak známo, Hubblův kosmický teleskop (HST) se dostal na
oběžnou dráhu až koncem dubna 1990 a po dvou měsících testování
se ukázalo, že tvar primárního zrcadla je vadný (2,4 m zrcadlo je
příliš mělké, takže dalekohled vykazuje nezvládnutelně velkou
sférickou aberaci), a dále že se dalekohled rozkmitává vinou
tepelně příliš namáhaných úchytů slunečních panelů při přechodu
z denní oblohy na noční a naopak.
Obě tyto závady těžce poznamenaly plánovaný program prvních roků
práce HST na oběžné dráze, neboť obrazy kosmických objektů se
nedařilo dostatečně zaostřit a delší expozice byly problematické.
Jediné přístroje, které tím příliš netrpěly, byly oba
spektrografy (GHRS i FOS), jenže hůř dopadl rychlý fotometr HSP
a největší potíže byly s oběma kamerami (WFPC i FOC), které
prostě nemohly sledovat ty slabé objekty, kvůli nimž byl HST
především konstruován, neboť citlivost teleskopu byla o plné dva
řády horší, než požadovala specifikace. Sférická aberace
primárního zrcadla naštěstí příliš nezhoršila výtečnou
rozlišovací schopnost dalekohledu, danou pouze velikostí
(průměrem) zrcadla a dosahující bezmála teoretické difrakční
meze. Polohy hvězd až do 17 mag pomocí pointerů FGS dosáhly
přesnosti 0,003".
Desetitisící expozice kamerou WFPC se uskutečnila již koncem
listopadu 1992 a celkový pozorovací archiv HST dosáhl kapacity
400 GB (na 200 optických discích). Celková účinnost HST se zvedla
na požadovaných 36% a přímá pozorovací účinnost pro vědecké účely
na 10%. V téže době však misi začalo ohrožovat selhávání
pointačních gyroskopů - z původních šesti fungovala už jen
polovina a další selhání by znamenala přerušení práce
s přístrojem.
Ke cti NASA je třeba s odstupem času konstatovat, že příslušní
odborníci velmi rychle nalezli příčinu všech obtíží a tak
umožnili zvolit optimální postupy pro jejich odstranění.
Z různých variant byla vybrána jako nejlepší řešení korekční
optická aparatura COSTAR v ceně 30 milionů dolarů a tepelná
izolace úchytů panelů při prvním údržbě teleskopu koncem r.
1993. Logickým krokem byla i výměna všech gyroskopů. Obětí tohoto
řešení se však stal jinak velmi kvalitní rychlý fotometr HSP, na
jehož místo byl COSTAR jako blok zasunut. V mezidobí se nastalé
problémy řešily úpravami počítačových programů pro řízení HST
(potlačení kmitů sluneční panelů) a programů pro redukci snímků
(počítačové zaostření výsledných snímků ze znalosti funkce
optické neostrosti v důsledku nesprávného tvaru primárního
zrcadla). Přestože si obě opravy vyžádaly nemalé náklady, bohatě
se vyplatily: při testech počátkem r. 1994 se ukázalo, že HST má
nyní lepší technické parametry, než předpokládala původní
specifikace. Jeho mezná hvězdná velikost vzrostla o 2 mag na
29 mag (zisk proti Galileovu dalekohledu o více než 8 řádů!)
a rozlišovací schopnost vzrostla na 0,043" (zisk proti Galileovi
pouhých 2,5 řádů) na vlnové délce 486 nm (před opravou 0,066").
Do kotoučku o poloměru 0,1" se před opravou soustřeďovalo jen
15% světla z bodového zdroje, kdežto po opravě téměř
neuvěřitelných 85% (původní specifikace žádala 70%). Zmenšila se
však velikost užitečného zorného pole kamery FOC z 11? na 7,3?
a ztráty světla na korekční optice představují plných 20%
dopadajícího záření. Chris Burrows popsal tuto klíčovou opravu
parafrází slavného Armstrongova výroku: "Je to malá změna pro
zrcadlo, ale velký skok pro astronomii".
HST si však ještě v r. 1994 prožil novou slabou chvilku skoro
v nejméně vhodný okamžik, když 5. července zamrzl v klidové
poloze vinou poruchy paměti palubního počítače. Když technici
poruchu identifikovali a vadný úsek paměti odpojili,
signalizovala telemetrie výpadek gyroskopů, ale naštěstí se brzy
ukázalo, že jde o chybu obslužného softwaru, zatímco gyroskopy se
vrtí bez problémů. Tak mohl být HST 9. července 1994 opět spuštěn
- právě včas, aby mohl sledovat očekávané dopady úlomků komety
Shoemaker-Levy 9 na Jupiter!
Koncem června 1996 pořídil HST již 100 000. snímek oblohy
(o čtyři roky dříve, než se původně plánovalo) a v únoru 1997 se
uskutečnila druhá údržba HST, při níž byly spektrografy GHRS
a FOS nahrazeny mnohem kombinací kamer a spektrografů i pro
blízké infračervené pásmo STIS a NICMOS. Bohužel, teplé spojení
v aparatuře NICMOS způsobilo předčasné vyčerpání zásoby tuhého
dusíku již počátkem ledna 1999, namísto plánovaného počátku r.
2002. Koncem r. 1998 obsahoval archiv HST na 150 tisíc snímků
oblohy.
To už byl však na obzoru další problém, spočívající opět
v nespolehlivých setrvačnících. NASA proto přeložila první část
další plánované údržby z r. 2000 na říjen 1999, jenže termín se
kvůli technickým problémům s raketoplánem nepodařilo dodržet
a mezitím selhal čtvrtý setrvačník, takže od poloviny listopadu
byl HST poprvé během své historie dlouhodobě zazimován až do
konce vánoční opravy, jež se naštěstí v posledním možném termínu
před přechodem letopočtů báječně vydařila. Lednové testy v r.
2000 přesvědčivě ukázaly, že HST je tč. v podstatně lepším
technickém stavu, než byl v době vypuštění, na čemž má koncepce
údržby z paluby raketoplánů rozhodující podíl. V dubnu 2000
vydala americká pošta sérii pěti známek se snímky galaxie
NGC 1316 a čtyř divukrásných mlhovin, pořízených opraveným HST
v prvotřídíní kvalitě.
Při rekapitulaci desetiletého provozu HST statistika praví, že
bylo pozorováno přes 13600 objektů a uskutečněno celkem 271 tisíc
pozorování; ve vědeckém archivu je 3,5 TB údajů, z nichž naprostá
většina je bezplatně přístupná světové vědecké veřejnosti (po
uplynutí roční ochranné lhůty, kdy na data má obvykle právo jen
řešitel projektu). Externí uživatelé využívají denně pomocí
internetu minimálně 20 GB dat. Na základě pozorování z HST bylo
za 10 let uveřejněno v recenzovaných časopisech celkem 2650
vědeckých prací.
Příští údržba je plánována na červen 2001, kdy dostane novou
kameru ACA, a poslední na r. 2003, kdy už nebude potřebný
korekční systém COSTAR, jenž nahradí nový ultrafialový
spektrograf COS . NASA předběžně počítá s provozem HST i po konci
jeho nominální životnosti v r. 2005, ale nikoliv s další údržbou
či obměnou přístrojů. Není vyloučeno, že na své konci životnosti
bude HST snesen v raketoplánu zpět na Zemi jako potenciální
muzeální exponát. Nejpozději r. 2009 by měl totiž odstartovat
daleko výkonnější kosmický dalekohled příští generace (NGST) se
segmentovaným zrcadlem o průměru 8 m, umístěný v Lagrangeově bodě
L_2 ve vzdálenosti cca 1,5 milionu km na straně odvrácené od
Slunce. Za řídící pracoviště NGST byl vcelku pochopitelně vybrán
stávající Ústav pro kosmický teleskop, v jehož vedení se postupně
střídali R. Giaconni, R. Williams a S. Beckwith.
Koncepce vědeckého využití HST vychází z hierarchické struktury plánovaných vědeckých projektů. Do nejvyšší třídy patří tzv. klíčové projekty, jež nelze uskutečnit vůbec žádnou jinou dostupnou technikou,a přitom mají závažný význam pro rozvoj důležitých partií astronomie a astrofyziky. Klíčové projekty byly proto řešeny přednostně, jakmile to technický stav HST po r. 1993 dovoloval. Dále následovaly projekty, vybírané na základě cyklického konkursního řízení speciální porotou; k tomu pak aktuální projekty, schvalované přímo ředitelem Ústavu pro kosmický teleskop v Baltimore a konečně byl menší zlomek (0,5%) vyhrazen projektům astronomů-amatérů. Počítáme-li kvalitu projektů dle poměru přijatých a podaných, tak se na špici drží Holanďané se 44% úspěšností, následování britskými astronomy se 40%, Francouzi s 38% a Kanaďany s 37%. S odstupem pak následují američtí astronomové (29%) a Italové (16%). Pokud je mi známo, jen dva naši krajané zatím dostali pozorovací čas na HST, a to dr. Ivan Hubený z Goddard Space Flight Center (vysokodispersní spektroskopie hvězd) a prof. Miroslav Plavec (těsné dvojhvězdy).
Naprosto nejklíčovějším úkolem HST mělo být zpřesnění hodnoty
Hubblovy konstanty rozpínání vesmíru H_o (v jednotkách
km/s/Mpc), jejíž převrácená hodnota dává horní mez stáří vesmíru
ve standardním kosmologickém modelu velkého třesku. Prakticky to
znamenalo určovat vzdálenosti galaxií v kupě v Panně pomocí
cefeid, jež jedině HST dokáže v této vzdálenosti (kolem 20 Mpc)
rozpoznat. Projekt se mohl rozběhnout až po instalaci korekční
optiky primárního zrcadla, tj. od jara 1994. Velké týmy autorů
získaly potřebné údaje pro desítky cefeid v každé z vybraných
galaxií, ale výsledek celého snažení není úplně uspokojivý.
Výsledné hodnoty H_o jsou stále zatíženy řadou vnitřních
i vnějších chyb a nejistota v určení H_o činí stále kolem 15%,
nepočítáme-li s rizikem soustavných chyb, které vůbec nejsou
vyloučeny. Tak např. probíhá rozsáhlá debata, zda lze přímo
srovnávat cefeidy v různých galaxiích s různou metalicitou. Za
druhé je dosud zcela nejistá vzdálenost Velkého Magellanova
mračna, kde spolu soupeří "krátká" a "dlouhá" stupnice, podle
toho, které typy hvězd bereme za základ pro určení vzdálenosti
této zcela nejbližší cizí galaxie.
S nepříliš velkou jistotou lze říci, že výsledná hodnota H_o bude
nakonec blízká číslu 65, což dává horní hranici stáří vesmíru
kolem 14 miliard let.
S tímto projektem se před startem vůbec nepočítalo . S nápadem
přišel až druhý ředitel Ústavu pro kosmický teleskop Robert
Williams, jenž mu zasvětil značnou část vyhrazeného
"ředitelského" pozorovacího času. Astronomové nejprve vybrali
vhodnou oblast na obloze, kde podle dosavadních vědomostí nevadí
extinkce světla v Mléčné dráze a kde v zorném poli širokoúhlé
kamery HST nebyly žádné objekty jasnější než 20 mag. Takto
vybrané pole v souhvězdí Velké medvědice (souřadnice centra pole
činí: ? = 12^h36^m49^s; ? = +62°12?58") o plošné výměře 4
čtverečních minut bylo koncem prosince 1995 snímkováno po dobu
100 h ve čtyřech filtrech (UBVI) s mezními hvězdnými velikostmi
po řadě 27; 29,5; 29,5 a 28,5 mag. R. Williams též rozhodl, že
snímky budou ihned po základním předzpracování uvolněny pro
veřejnou potřebu, což neobyčejně zpopularizovalo celý projekt,
který se stal doslova zlatým dolem pro odborníky a zdrojem obdivu
široké laické veřejnosti. Na složeném barevném snímku lze
rozpoznat na 3000 galaxií, kdežto jenom několik desítek hvězd
naší Galaxie. Je zcela nepochybné, že nejslabší objekty na záběru
HDF-N patří k nejvzdálenějším objektům v pozorovaném vesmíru,
tedy i k nejstarším útvarům z doby, kdy vesmír měl pouhých 10%
dnešního stáří.
Slabost vzdálených objektů neumožňuje pořídit jejich kvalitní
spektra, i když se o to v poslední době pokoušejí pomocí velkých
spektrografů astronomové, pracující s 10-m Keckovým dalekohledem.
Nicméně čtyřbarevná fotometrie dokáže do jisté míry nahradit
spektroskopii a tak lze odhadnout, že nejvíce zobrazených galaxií
v poli HDF-N má červené posuvy ?z? v rozmezí hodnot 1 ? 2
a nejvzdálenější objekty mají ?z? > 6.
Úspěch projektu, jemuž byla posléze věnována samostatná vědecká
sympozia, přiměl Williamse k opakování projektu také na jižní
polokouli v souhvězdí Tukana (souřadnice centra pole:
? = 22^h 32^m 56^s, ? = -60° 33? 02"). Pole HDF-S bylo snímkováno
koncem října 1998 po dobu 125 h souhrnné expozice, a to nejenom
širokoúhlou kamerou WFPC2 obdobně jako pole severní, ale též
novými aparaturami STIS a NICMOS. STIS dále snímala okolí úhlově
blízkého kvasaru J2233-606, jenž posloužil fakticky jako bodový
reflektor, ozařující scénu HDF-S zezadu. Výsledky byly opět
uvolněny pro všeobecnou potřebu již měsíc po vlastní expozici
a tu se ukázalo, že nové přístroje umožňují zachytit objekty
ještě dvakrát slabší než kamera WFPC2. Proto bylo pole HDF-N
sledováno dodatečně kamerou NICMOS a vskutku se ukázalo, že na
snímku navíc nejméně 100 slabých a převážně infračerveně zářících
galaxií.
Pokud by se podařilo systémem HDF prohlédnout celou oblohu, což
by ovšem zabralo 900 tisíc let pozorovacího času, bylo by tak
možné úhrnem zaznamenat na 125 miliard galaxií!
Vynikající rozlišovací schopnost HST umožnila studovat podrobně oblasti jader bližších galaxií. Především v galaxii M31 v Andromedě, ale pak zejména v obří eliptické galaxii M87 v kupě v Panně se tak podařilo odhalit jasná bodová jádra, jejichž hmotnosti se pohybují v rozmezí od 1.10^6 do 3.10^9 M_o. Měřením pohybů hvězd v okolí těchto jasných jader lze při známé vzdálenosti galaxie od nás určit i postupnou oběžnou rychlost hvězdy, tj. z Keplerova zákona i hmotnost a rozměry jádra. Dnes lze tudíž s velkou pravděpodobností tvrdit, že rozměr jader odpovídají dobře Schwarzschildovým poloměrům příslušně masivních černých děr. Zdá se, že téměř všechny klasické spirální galaxie mají ve svém nitru supermasivní černé díry, úměrné hmotnosti celé galaxie. To naznačuje, že vznik supermasivních černých děr souvisí se samotným způsobem, jak vznikají galaxie.
HST byl neobyčejně úspěšný při hledání hvězdných kolébek
v nejrůznějších plynoprachových mlhovinách. V obří mlhovině
v Orionu M42 našel i protoplanetární prachové disky kolem velmi
mladých hvězd, tzv. proplydy. Možná nejnádhernějším snímkem HST
se staly barevné kompozice Orlí mlhoviny M16 v souhvězdí Hada,
jež zobrazují tmavé pilíře chladného plynu a prachu, ohraničené
světlými lemy a "prsty", na jejich špičkách evidentně vznikají
hvězdy přímo před našima očima. HST pomocí aparatury NICMOS
rovněž kvalitně zobrazil Pistolovou mlhovinu ve Střelci
v infračerveném pásmu, vzdálenou od nás téměř 8 kpc a zastíněnou
hustými mezihvězdnými mračny. Mateřská hvězda, ozařující
mlhovinu, patří k nejsvítivějším hvězdám, které známe
(? 4.10^6 L_o).
Když v únoru 1992 vzplanula jasná nova v Labuti (V1974 Cyg),
poskytlo to již v květnu 1993 příležitost poprvé zobrazit
rozpínající se obaly kolem vybuchnuvšího bílého trpaslíka a odtud
mj. určit vzdálenost novy trigonometrickou cestou (cca 1,8 kpc),
což dává možnost kalibrovat i vzdálenosti nov, určené běžnými
nepřímými metodami.
Podobně se podařilo rozlišit podrobnosti rozpínajících se obálek
a prstenců kolem pozůstatku supernovy 1987A ve Velkém Magellanově
mračnu, jež vzplanula ještě před startem HST. V posledních dvou
letech HST nalézá zjasnění v rovníkovém prstenci, jež jsou
způsobena interakcí rázové vlny z výbuchu supernovy s mnohem
pomaleji postupující plynnou obálkou červeného veleobra, který
supernovu vývojově předcházel. Rychlý fotometr HSP však nenašel
žádné příznaky výskytu optického pulsaru ve zbytku supernovy, což
budí dohady, že neutronová hvězda dlouho nevydržela a zhroutila
se posléze spontánně na černou díru.
HST se zdařilo velmi kvalitně zobrazit osamělou neutronovou
hvězdu 25 mag v pozůstatku po supernově Geminga v Blížencích
a určit tak i její vlastní pohyb. Naprosto rozhodující úlohu pak
sehrál HST při hledání optických dosvitů po zábleskových zdrojích
záření gama. Jeho výtečná citlivost umožnila studovat některé
dosvity tak dlouho, až se na pozadí vynořila mateřská galaxie.
Tak se nezávisle potvrdilo, že většina těchto zdrojů leží
v kosmologických vzdálenostech, což lze považovat minimálně za
objev desetiletí.
Stejně tak se zdařilo zobrazit povrchu veleobrů typu Betelgeuze
či blízkých mirid (R Aqr, R Leo, W Hya) - jde vesměs o vůbec
první zobrazení povrchů hvězd, vzdálenějších než Slunce. Tyto
hvězdy zřejmě vůbec nejsou kulově souměrné a na jejich povrchu se
vyskytují horké i chladné skvrny velkých rozměrů.
Snad vůbec nejpůsobivější záběry HST se týkají planetárních
mlhovin s často až neuvěřitelnou strukturou a morfologií. Zvlášť
snímky Prstencové mlhoviny v Lyře (M57), Hlemýždě (Helix) ve
Vodnáři a Eskymáka (NGC 2392) patří k opravdovým hvězdným
zážitkům, což ovšem znamená i velký pokrok v chápání jednotlivých
vývojových etap hvězd na hlavní posloupnosti.
Když byla v r. 1993 objevena podivná kometa Shoemaker-Levy 9, brzy se díky HST ukázalo, že se skládá z více než 22 oddělených jadérek s vlastními komami a chvosty. Z výpočtů pak jednak vyplynulo, že se kometa stala gravitačním zajatcem Jupiteru už někdy počátkem XX. stol., a dále že prodělala těsné přiblížení k planetě v r. 1992, kdy byla právě roztrhána slapy na jednotlivé úlomky, jež se tím probudily k novému životu. Následně se ukázalo, že osud úlomků je zpečetěn, jelikož se v průběhu července 1994 postupně srazí s Jupiterem. Pozorování HST ukázalo jednak slapové protažení úlomků těsně před dopadem na planetu a jednak tmavé oválné skvrny na místě dopadu. V několika případech se podařilo zjistit i kometární hřiby, vystupující do výšky několika tisíc km nad atmosféru po výbuchu tzv. ohnivé koule v samotné atmosféře. Materiál z hřibů se pak po balistických drahách vracel zpět do atmosféry planety a tak se podařilo objasnit celý složitý děj průběhu unikátní kosmické srážky. Ani tento pozorovací projekt nebyl přirozeně předvídán. Ukazuje se, že štěstí stálo na naší straně; srážky komet s Jupiterem se odehrávají v průměru jednou za tisíc let.
Ačkoliv se může zdát, že jde o vytažení kanónu na vrabce, pozorování planet Mars, Jupiter, Saturn, Uran, Neptun a Pluto přineslo jedinečné záběry, nevídané od časů kosmických sond (někdy se proto HST přezdívá "Voyager 3") a v případě Pluta naprosto první úspěšné zobrazení povrchu Pluta. Velký význam mělo snímkování Saturnu v r. 1995 během krátkých chvil efektivního "zmizení" prstenů, kdy se podařilo jednak určit rozměry stavebních kamenů prstenů na desítky metrů a jednak souhrnnou tloušťku prstenů na 1 km.
Archiv HST je velmi pečlivě koncipován jako dlouhodobý zdroj mimořádně kvalitních dat pro nejrůznější astronomické studie. Existence ochranné lhůty sice dává výhodu nositelům schválených a realizovaných pozorovacích projektů, ale zkušenost ukazuje, že druhotné využití dat je často stejně cenné pro pokrok astronomie právě díky snadnosti, s níž se může i velmi vzdálený účastník orientovat v pořízených záběrech objektu, který ho z jakéhokoliv důvodu zajímá. Právě úspěch ve využívání archivu HST vede nyní mezinárodní astronomické společenství ke koncepci Virtuální astronomické observatoře, která by byla jedinečným a univerzálním skladištěm všemožných údajů z pozemních i kosmických aparátů a umožnila by tak všem kvalifikovaným lidem neobyčejně důmyslné studie i tehdy, když by autoři neměli přímý přístup k žádnému konkrétnímu přístroji. Dost možná to bude největší změna ve způsobu pěstování astronomie v příštím století.
HST navzdory všem průtahům před startem, kolosálním nákladům kolem 5 miliard dolarů (přístroj je dražší, než všechny pozemní dalekohledy od toho prvního Galileova až po 16-m VLT v Chile) a pomalému náběhu na plný výkon se nepochybně stal předělem ve způsobu, jak se ve XX. století astronomie rozvíjela. Jak poznamenal pracovník Ústavu pro kosmický teleskop R. W. Smith, jde o "takový typ astronomie, který by zaručeně ani sám Edwin Hubble nepoznal".
Obsah
1. Galileo Galilei I 1
2. Těžkopádný rozjezd HST, ale nadprůměrný výkon v půli trati 1
3. Klíčové projekty 4
3.1. Hubblova konstanta H_o 4
3.2. Hubblova hluboká pole (HDF) 4
3.3. Supermasivní černé díry 5
3.4. Vznik a vývojová stádia hvězd 5
3.5. Dopad komety na Jupiter 6
3.6. Povrchy planet 7
4. Archiv HST 7
5. Odkaz HST 7