Pristrojovou udalosti roku se nepochybne stalo dokonceni nejvetsiho pozemniho teleskopu na svete o ekvivalentnim prumeru primarniho zrcadla 10 m. Dalekohled byl na pocest hlavniho mecenase nazvan Keckovym teleskopem I a znamena v mnoha ohledech prulom do dosavadni techniky vystavby obrich zarizeni pro opticky a infracerveny obor spektra. Pomineme-li ne zcela uspesny sovetsky sestimetr z r. 1976 byl totiz nejvetsi dosavadni teleskop na Mt. Palomaru koncipovan G. Halem jiz ve tricatych letech naseho stoleti. Hale puvodne uvazoval o prumeru primarniho zrcadla 7, 5 m, ale technicky posudek jim vybraneho tymu ( byli v nem namorni kapitan, arkticky badatel a ridic nakladnich aut ! ) prokazal, ze tehdejsi technika nemohla prekrocit prumer zrcadla 5 m. Nebyt druhe svetove valky byl palomarsky teleskop dokoncen pred r. 1942, cili ke zdvojnasobeni prumeru jeho zrcadla potrebovali astronomove cele pulstoleti.
Jak znamo, Keckuv teleskop stoji na vrcholu sopky Mauna Kea na Havajskych ostrovech ve vysi 4200 m n.m. v kopuli vysoke pouhych 33 m - to je dano velkou svetelnosti primarniho ohniska teleskopu. Cely projekt v hodnote 94 milionu dolaru se uskutecnil za pouhych pet let a jeste pred jeho dokoncenim bylo v listopadu 1990 ziskano tzv. " prvni svetlo ", pri nemz se potvrdily opticke kvality pristroje. Primarni zrcadlo se totiz sklada z nevelkych ( 1,8 m ) asferickych segmentu sestiuhelnikoveho tvaru. Centralni segment je vynechan, cimz vznika otvor pro dlouha ohniska. Posledni 36. segment byl instalovan 14. dubna 1992
Plochy segmentu jsou vylesteny s presnosti na padesatinu vlnove delky, takze 80% zareni bodoveho zdroje se zobrazi jako kotoucek o prumeru 0,25" . Teleskop je vybaven systemem aktivni optiky, umoznujici licovani segmentu s presnosti na 4 nm . Sekundarni zrcadlo Keckova teleskopu ma prumer 1,45 m a jeho konecny hyperbolicky tvar byl upraven obrabenim iontovym svazkem. Podobnym postupem budou postupne opracovany vsechny segmenty primarniho zrcadla. Keckuv teleskop bude nejprve vybaven infracervenymi kamerami a pozdeji tez spektrografy a dalsi pomocnou aparaturou.
Mezitim jiz Keckova nadace uvolnila fondy pro vystavbu Keckova teleskopu II ve vzdalenosti 80 m od prvniho stroje. Prvni segment pro nove primarni zrcadlo byl ve sklarnach Schott dokoncen v srpnu 1992 a v soucasne dobe jsou jiz k dispozici dve tretiny z celkoveho poctu segmentu, takze termin dokonceni teleskopu v r. 1996 je realny. Vznikne pak unikatni interferometr se sbernou plochou odpovidajici 14 m reflektoru.
V temze roce ma byt vylepsen dosavadni vicezrcadlovy teleskop MMT na Mt. Hopkinsu v Arizone, jenz se dosud sklada ze 6 zrcadel o prumeru 1,8 m na spolecne montazi, vyuzivajici rovnez systemu aktivni optiky. Tato zrcadla budou demontovana a nahrazena monolitickym tenkym zrcadlem o prumeru 6,5 m, ktere v dubnu 1992 odlil v rotujici peci R. Angel se svou skupinou. Pri svetelnosti primarniho ohniska f/1,25 se tak zvetsi zorne pole teleskopu z dosavadnich 3Ý na cely 1O a sberna plocha teleskopu se zdvojnasobi. Arizonsti astronomove tak ziskaji za pouhych 43 milionu dolaru jeden z nejvykonnejsich obrich teleskopu konce 20. stoleti.
O rok pozdeji ma byt dokoncen projekt Gemini - vystavba dvou identickych 8 m teleskopu na severni a jizni polokouli konzorciem americkych universit. Za 176 milionu dolaru bude postaven " severni " teleskop na Mauna Kea a " jizni " na Cerro Pachon v Chile ve vysi 2750 m n.m. Na observatori Las Campanas v Chile ma byt v te dobe dokoncen 6,5 m teleskop Magellan a na Mt. Grahamu v Arizone dva 8 m teleskopy, pracujici sprazene, tedy jako teleskop s prumerem zrcadla 11,3 m. Projekt Columbus ma bohuzel zpozdeni, dane jednak problemy s financovanim a jednak sporem s militantnimi arizonskymi ekology, kteri se obavali o dusevni rovnovahu vzacnych cervenych veverek na uboci hory. Astronomove se proto zcasti preskolili na pozorovatele veverek a nejnovejsi zprava jiste potesi kazdeho ekologa: behem dosavadni vystavby se populace veverek na Mt. Grahamu zdvojnasobila ! Krome toho se na Mt. Grahamu stavi 1,8 m teleskop Vatikanske observatore VATT s rekordni svetelnosti f/1 .
Do klubu majitelu obrich teleskopu vsak hodlaji vstoupit i dalsi zeme. Jiz v r. 1995 ma byt na observatori Roque de los Muchachos na ostrove La Palma uveden do chodu italsky 3,5 m teleskop Galileo - fakticky dvojce znameho teleskopu NTT, ktery vybudovala Evropska jizni observator ( ESO ) na La Silla v Chile. Japonci uvolnili 304 miliony dolaru na vybudovani 8,2 m teleskopu Subaru na Mauna Kea a Nemci tam hodlaji postavit slozeny 12 m teleskop DGT - vrchol sopky Mauna Kea se tak stane nejzasklenejsim vulkanem na svete.
Vcelku je tedy ve stavbe ci alespon ve stadiu schvalenych projektu 13 teleskopu s prumerem zrcadla nad 6,5 m a po jejich dokonceni vzroste sberna plocha zrcadlovych teleskopu na Zemi o plnych 675 m2 ( dnesni souhrnna plocha vsech zrcadlovych teleskopu na Zemi dosahuje 300 m2 ). Vubec nejvetsim zarizenim ve vystavbe je teleskop VLT ESO na Mt. Paranalu v Chile. Jde o jeden z nejnakladnejsich a technicky nejslozitejsich projektu v dejinach prirodnich ved, kompliovanejsi nez treba slavny urychlovac LEP v CERN v Zeneve, nebo nez projekt miniaturniho raketoplanu Hermes organisace ESA. V soucasne dobe jsou jiz dohotoveny dva 8,2 m disky o tloustce pouhych 177 mm a prvni z ctverice teleskopu ma byt v provozu v r. 1997. Pro zvyseni interferometricke ucinnosti bude VLT doplnen nejmene dvema 2m teleskopy, jez se budou moci posouvat na zakladne dlouhe 200 m ( jakasi obdoba obri radiove anteny VLA ) .
Dnes patrne nejvykonnejsi pozemni dalekohled 3,5 m NTT na La Silla v Chile se jiz bezne ovlada dalkove z Garchingu v Nemecku a pokusne i z jinych evropskych instituci. Prenos hlasu, obrazu i dat se deje pronajatou linkou rychlosti 64 kb/s - zpozdeni na trase cini 0,6 sekundy. M. Albrecht a E. Raimond se zabyvali ucinnosti teleskopu v letech 1988-90 a zjistili, ze v lete dosahuje az 60%, v zime asi 30% . Vinou spatneho pocasi se ztraci v celorocnim prumeru asi 25% casu, nastavovanim teleskopu a cekanim na zaznam dat dalsich 20% . Technicke prostoje predstavuji asi 5% casu. Jedno pozorovani trva v prumeru 4 - 6 minut. To jsou opravdu vynikajici parametry, dokonce i v porovnani s kosmickymi zarizenimi typu Hubblova kosmickeho teleskopu.
R. West shrnul soucasny stav detekcni techniky pro opticky obor. Fotografie se v astronomii uplatnila zahy po svem vzniku a dodnes se daji promerovat fotograficke desky, porizene v posledni dekade 19. stoleti. Fotografie nabyla dale na vyznamnu po vynalezu sirokouhle Schmidtovy komory v r. 1930, kdy se zacalo pouzivat rozmernych fotografickych desek, schopnych prohnuti podle tvaru ohniskove "roviny" . Kolem r. 1970 vyvrcholil technologicky vyvoj jemnozrnnych emulsi Kodak IIIa, jez umoznily pri 4% kvantove ucinnosti zobrazit na prehlidkovych snimcich objekty az 23 mag.
V r. 1979 se v astronomii poprve pouzilo polovodicovych matic typu CCD ( nabojove vazane prvky ), ktere se rychle prosadily svou vysokou kvantovou ucinnosti ( az 80 % ), dynamikou ( tri az ctyri rady proti dvema radum fotograficke emulse ) a linearitou a tez vyssi presnosti fotometrie ( 0,02 mag proti 0,07 mag fotograficke fotometrie ). CCD vsak maji take radu nectnosti, predevsim jsou dosti drahe a krome toho neni uspokojive vyresena dlouhodoba archivace zazamenanych udaju, jichz je navic opravdu hodne ( radove TB ). Pro prehlidkove snimky se dosud nedaji pouzit pro nedostatecne geometricke rozmery cipu. Nejvetsi zhotovene cipy CCD totiz dosahuji rozmeru 50 x 50 mm, kdezto Schmidtovy komory vyzaduji rozmery detektoru 350 x 350 mm. Za uplynule stoleti bylo zejmena na Harvardove observatori v USA a v Sonnebergu v Nemecku shromazdeno na 650 000 sirokouhlych snimku, ktere lze levne skladovat a ktere zustanou citelne patrne i po dalsich staletich. Archiv v Sonnebergu je stale zivy, do kvetna r. 1992 se v nem nachazelo jiz 240 tisic desek a kazdym rokem pribyva dalsich 4500 snimku.
O mozne reseni problemu nedostatecnych rozmeru cipu CCD se pokusili M. Sekiguchi aj. pro Schmidtovu komoru o prumeru 1,05 m observatore Kiso. Z 16 cipu CCD o rozmerech 1 x 1 cm ( 1000 x 1018 pixelu ) sestavili mozaiku 2 x 8 cipu, tedy 2000 x 8144 pixelu tak, ze vyvody cipu byly umisteny jen po jedne strane cipu. Obecne lze takto sestavit mozaiky 2 x N cipu, pricemz lze docilit, aby mezery mezi cipy byly mensi nez 1 pixel ( 12 mikrometru ). Jejich mozaika se ovsem cte plnych 5,3 minuty a tak se zaznamena 32 MB udaju. Prostoje, vyvolane ctenim velkych cipu, zacinaji hrat neprijemnou roli.
Zatim si tedy fotograficke emulse uchovavaji vyznam prave pro prehlidkove snimky a take u astrografu, kde jde o mimoradne presne polohy hvezd a jinych kosmickych objektu. Jinak vsak sledujeme opravdu nezadrzitelny rozmach matic polovodicovych detektoru, ktere rychle pronikaji i do infracerveneho pasma. V lonskem roce byly u velkych teleskopu uspesne vyzkouseny matice pro blizky infracerveny obor 1 - 2,5 mikrometru, obsahujici az 256 x 256 pixelu. U 3 m infracerveneho teleskopu IRTF byla instalovano kamera pro stredni infracervenou oblast 5 - 18 um s poctem 58 x 62 pixelu. Tim se postupne stira rozdil mezi zobrazovanim v opticke a infracervene oblasti spektra.
Vyzkum v blizke infracervene oblasti se stane podstatnou casti prace Hubblova kosmickeho teleskopu ( HST ) pote, co bude patrne v prosinci 1993 uskutecnena takrikajic generalni oprava celeho zarizeni pri 61. letu raketoplanu. Pri oprave maji byt predevsim vymeneny slunecni panely a nejmene tri nyni nefungujici gyroskopy. Dosavadni planetarni kamera bude nahrazena kamerou nove generace WFPC II, v niz je rovnez zabudovana korekcni optika. Panel rychleho fotometru HSP bude zamenen za aparaturu COSTAR, obsahujici korekcni zrcadlovou optiku pro zbyvajici pristroje HST. Zrcadelka COSTAR maji prumer jen nekolik desitek milimetru a jejich povrch je vylesten s presnosti na 1 nanometr ! Toto zarizeni, jez ma odstranit problemy vyplyvajici ze sfericke aberace primarniho zrcadla, prislo NASA na 30 milionu dolaru.
Nicmene i dosud nedokonaly HST jiz produkuje velke mnozstvi prvotridnich astronomickych udaju uctyhodnym tempem. Archiv HST, jenz je pristupny prostrednictvim pocitacovych siti vetsine astronomu na svete, obsahoval koncem r. 1992 400 GB udaju na 200 optickych discich. Kazdy mesic nyni pribyva v prumeru dalsich 20 optickych disku. Do 48 hodin po pozorovani je k dispozici 98% dat a externi pozorovatele je obdrzi na pasce nejpozdeji do tydne. Celkova ucinnost HST se zvedla na 36% a pozorovaci ucinnost na 10% . Nejvetsi zajem pozorovatelu se soustreduje na vyuziti spektrografu FOS a sirokouhle kamery WF/PC I, nejmensi zajem je o fotometr HSP. Pro astrometrii se s uspechem vyuziva cidel jemne pointace FGS, ktere umoznuji urcit polohy hvezd do 17 mag s presnosti na 0,003" .
Navzdory zminene sfericke aberaci neni rozlisovaci schopnost samotneho HST temer vubec snizena a blizi se teoretickym 0,07". To umoznilo napr. zobrazit nektere tesne gravitacni cocky nebo prstynek kolem zbytku supernovy 1987A ci take tesnou dvojici Pluto-Charon. Naproti tomu citlivost HST je opravdu vyrazne snizena o plne dva rady, takze astronomove ocekavaji prosincovou misi raketoplanu opravdu s napetim. Kdyby se vse zdarilo podle planu, stal by se HST na konci XX. stoleti naprosto jedinecnym zarizenim pro studium vesmiru. Na nedavnem kolokviu o dosavadnich vysledcich cinnosti HST poznamenal R.W. Smith, ze " toto je takovy typ astronomie, ktery by zarucene ani sam Edwin Hubble nepoznal " .
Ponekud ve stinu HST probiha mimoradne uspesne mereni astrometricke druzice Hipparcos, zapocate po mnoha technickych obtizich v listopadu 1989. Jelikoz se druzice nedostala na puvodne planovanou geosynchronni drahu, probiha sber dat o neco pomaleji a misto puvodniho planu na 2,5 roku mereni bylo ke splneni programu zapotrebi 3,5 let. Behem prodlouzene doby doslo jen k nevyznamne degradaci propustnosti optiky zhruba o 10% a k jedine vazne zavade s funkci setrvacniku v srpnu 1992, kterou se podarilo koncem rijna tehoz roku odstranit. Zatim , zda se, nic nebrani tomu, aby Hipparcos sbiral udaje az do poloviny r. 1994, coz povede ke zvyseni presnosti paralax i vlastnich pohybu jakoz i ke zlepseni dvoubarevne fotometrie stovek tisic hvezd. Hipparcos totiz dodava udaje na Zemi uctyhodnym tempem 130 MB/den, takze brzy budou v archivu druzice 2 TB udaju. Zpracovani tohoto nesmirneho objemu dat probiha pomerne rychle a tak lze ocekavat, ze uplny katalog dat z Hipparca bude zverejnen jiz v r. 1997.
V soucasne dobe jsou znamy paralaxy 109 000 hvezd s presnosti lepsi nez 0,003" ( konecnym cilem je presnost lepsi nez 0,002" ) a polohy vice nez milionu hvezd s presnosti lepsi nez 0,1" ( konecny cil je 0,03" ). Pro 400 000 hvezd jsou jiz znama jasnosti v systemu BV s chybou do 0,05 mag. Pokud nedojde k nejake vazne zavade, podari se v programu Hipparcos prekrocit planovane cile jak co do kvality tak i mnozstvi zkoumanych objektu, coz v kazdem pripade povede k revolucnimu zvratu v astrometrii, lec i astrofyzice a kosmologii.
Na tomto miste se slusi vzpomenout kosmickeho veterana druzice IUE, vypustene r. 1978 a od te doby vytrvale ziskavajici ultrafialove spektra kosmickych objektu. Financovani provozu druzice je zajisteno do r. 1994 a druzice zatim stale vytecne pracuje pres jiste potize se setrvacniky. ( Z puvodnich sesti pracuji jiz jen dva ! ) Tato nevelka a vlastne pomerne lacina druzice poskytla az dosud podklady pro vice nez 2 500 puvodnich vedeckych praci v recenzovanych casopisech, cimz se zcela urcite zapsala do Guinessovy knihy: pokud je pisateli znamo, neexistuje v prirodnich vedach zadna aparatura ( vcetne obrich urychlovacu v casticove fyzice ) se srovnatelnym uzitnym vykonem. Vzorne vedeneho archivu druzice IUE, jenz v soucasne dobe obsahuje zaznamy temer 85 000 ultrafialovych spekter, budou astronomove vyuzivat jiste mnoho desitek let.
Oborem, jenz podobne jako opticka astronomie se da provozovat jak ze Zeme tak z kosmu, se postupne stava radioastronomie. Mezi pozemnimi zarizenimi stale vevodi nepohyblivy 300 m radioteleskop v Arecibu, jehoz prijimaci cast ma byt jiz potreti modernizovana, coz zvysi jeji citlivost trikrat. Take radiolokator bude upraven na vykon desetkrat vyssi. V nejblizsich letech probehne prvni modernizace obri aparatury VLA v Novem Mexiku a v Green Banku nahradou za zhrouceny radioteleskop bude v r. 1995 uveden do chodu nakladem 75 milionu dolaru plne pohyblivy 100 m radioteleskop, umoznujici mereni i pod hranici vlnove delky 10 mm. Na Kavkaze celkem uspesne funguje znamy valcovy radioteleskop RATAN-600 se sbernou plochou 3500 m2 a rozlisenim 5" v pasmu centimetrovych a decimetrovych vln. Patrne nejvykonnejsim pozemnim zarizenim je holandsky radioteleskop ve Westerborku, dosahujici prumerne ucinnosti 56% .
Ve Spojenych statech se prave uvadi do provozu interferometricky system VLBA, skladajici se z 10 anten o prumeru 25 m podel 49. rovnobezky, jenz umozni rozliseni az 0,0001" . Na Mt. Grahamu se dokoncuje 10m submilimetrovy radioteleskop s prumerem parabolicke anteny 10 m schopny prace na vlnovych delkach nad 0,3 mm. Na Mauna Kea ma byt do r. 1996 dokoncena soustava sesti 6 m anten pro submilimetrovou oblast, umoznujici rozliseni 0,1". Vyhledove se uvazuje o "milimetrove" analogii anteny VLA, ktera by sestavala ze 40 presnych 8 m parabol. Dalsi milimetrovy interferometr IRAM byl jiz uveden do chodu ve Vysokych Alpach ve Francii na Plateau de Bure ve vysi 2560 m n.m. Sestava ze tri parabol o prumeru 15 m, ktere se pohybuji po kolejnicich tvaru T s delkami 160 a 288 m . Aparatura je schopna pracovat v pasmu 80 - 115 GHz.
Indove ohlasili vystavbu antenni soustavy pro decimetrove a metrove vlny GMRT na observatori asi 80 km od Pune v zapadni Indii. Do konce r. 1994 ma byt nakladem 20 milionu dolaru zbudovana soustava 3O parabol o prumeru 45 m, pricemz 12 parabol bude rozmisteno ve ctverci o hrane 1 km a zbylych 18 na pudorysu obriho Y o delce 14 km. Na vlnove delce 21 cm bude system dvakrat citlivejsi nez dosavadni VLA v Novem Mexiku.
Nejuspesnejsi kosmickou radiovou aparaturou se prirozene stala druzice COBE, ktera by mela pracovat az do konce r. 1994. Mezitim ESA ohlasila plany na vypusteni "submilimetrove" druzice FIRST, pracujici v pasmu 300 GHz az 3 THz ( 100 um - 1 mm ).
Druhou v serii velkych kosmickych observatori NASA je, jak znamo - nejtezsi astronomicka druzice Compton ( puvodne zvana GRO ). Byla vypustena v dubnu 1991 a jeji planovana zivotnost cini dva roky. S ohledem na selhani palubnich magnetofonu se nyni data predavaji na komunikacni druzice TDRSS primo, cimz se vykon druzice snizuje asi o petinu. Nasledkem toho byla prehlidka oblohy v oboru zareni gama ukoncena az v prosinci 1992 a na doplnkove programy zbyva jen nekolik mesicu.
Podobnou funkci jako Compton ma v oboru mekkeho rentgenoveho zareni druzicROSAT, vypustena v cervnu 1990 a pracujici na prehlidce cele oblohy v pasmu energii 0,1 - 2,4 keV. Citlivost druzice je o rad lepsi nez u predeslych druzic Einstein a Exosat, ktere na obloze rozlisily necelych 1000 diskretnich zdroju rentgenoveho zareni. ROSAT jiz zobrazila na 60 000 zdroju, prevazne hvezd, kup galaxii a kvasaru. Mezi 20 000 hvezdami jsou pocetne silne zastoupeni bili trpaslici ve dvojhvezdach a pozustatky supernov. Na 5 000 zdroju odpovida kupam galaxii s cervenym posuvem az z = 0,3, coz umozni zlepsit nase predstavy o prostorovem rozlozeni galaxii. Nejmene 20 000 zdroju odpovida kvasarum s cervenym posuvem az z = 3,8. Pro velka z vsak prostorova hustota rentgenove aktivnich kvasaru zretelne klesa.
Na palube Rosatu se nachazi rovnez aparatura pro detekci extremniho ultrafialoveho zareni v rozsahu vlnovych delek od 6 do 20 nm. Zatim tak ROSAT umoznila zaznam asi 1000 zdroju zareni EUV - jde prevazne o hvezdy se zretelnymi koronami, kataklyzmicke promenne a bile trpasliky.
Oborem EUV se specialne zabyva nova druzice EUVE, vypustena 7. cervna 1992 na obeznou drahu ve vysi 550 km. Je vybavena ctyrmi teleskopy s prumery zrcadel 0,4 m, ktere pracuji v pasmu 7 az 76 nm s uhlovym rozlisenim 6Ý . Prvni pulrok prace druzice byl venovan prehlidce cele oblohy, pri niz se podarilo zaznamenat zareni EUV pro 17 hvezd pozdnich typu, 18 hvezd spektralni tridy B a 10 bilych trpasliku. Nekolik desitek objektu se dosud nezdarilo opticky identifikovat. Po dokonceni celkove prehlidky EUV oblohy se pocita s vyuzitim druzice EUVE pro sledovani vybranych objektu po dobu nekolika let.
Financni obtize nanestesti oddaluji ci dokonce zpochybnuji puvodni program NASA na dokonceni programu velkych observatori pred koncem desetileti. Financovani obri rentgenove druzice AXAF je natolik omezeno, ze se nyni uvazuje bud o rozdeleni programu na dve mensi druzice, anebo dokonce o zruseni projektu. Podobne je vazne ohrozena moznost realizace obri infracervene druzice SIRTF. J. Kwok a P. Eisenhardt proto navrhli vyslat tuto druzici na tzv. driftujici slunecni drahu, ktera vyzaduje mene energie nez vysoka obezna draha kolem Zeme. Naproti tomu ESA pocita s vypustenim infracervene druzice ISO koncem r. 1995. Kryogenni dalekohled na palube druzice bude mit prumer 0,6 m a bude pracovat v pasmu od 3 do 200 um se zobrazovaci kamerou pro blizkou a stredni infracervenou oblast, dale s fotopolarimetrem a konecne se spektrometrem nejmene po dobu 18 mesicu.
V lonskem roce v rijnu zanikla vytrvala umela druzice Venuse Pioneer Venus Orbiter, pracujici od prosince r. 1978, ktera ziskala 400 Mb udaju o planete, o slunecnim vetru, ale tez o zableskovych zdrojich zareni gama. Zato se podarilo znovu navazat spojeni s kosmickou sondou Sakigake, vypustenou v lednu 1985 k Halleyove komete. Pocatkem ledna 1992 se tato japonska sonda priblizila na pouhych 89 000 km k Zemi a byla navedena na drahu, ktera se podoba draze Zeme, takze nyni trvale meri vlastnosti zemske magnetosfery a slunecniho vetru.
Dalsi japonska sonda Hiten byla v polovine unora 1992 navedena na eliptickou drahu kolem Mesice s obeznou periodou 4,7 dne, perilunim 9600 a apolunim 49 000 km . Jde o prvni soustavny kosmicky vyzkum Mesice po 17 letech.
Kosmicka sonda Ulysses dospela 8. unora 1992 k Jupiteru a planovanym gravitacnim manevrem se dostala na polarni drahu, ktera ji vynese do vysokych heliografickych sirek v lete r. 1994 ( kolem jizniho polu Slunce) a v lete r. 1995 ( kolem polu severniho) ve vzdalenosti asi 2 AU od Slunce. Od tohoto jedinecneho experimentu si astronomove slibuji komplexni pohled na slunecni cinnost, vlastnosti korony a slunecniho vetru. Vsech 9 pristroju na sonde funguje dobre a v okoli Jupiteru se podarilo ziskat cene udaje zejmena o magnetosfere planety.
K Jupiteru nyni smeruje i kosmicka sonda Galileo, jez startovala ze Zeme v rijnu 1989 a v unoru 1990 proletela pouhych 16000 km od Venuse, pricemz testovala sve zarizeni, zejmena kameru. V prosinci 1990 a 1992 proletela v blizkosti Zeme s cilem dale zvysit svou rychlost vuci tezisti slunecni soustavy. Pri poslednim pruletu byly na sondu vyslany ze Zeme laserove signaly, ktere kamera na sonde zachytila jeste ze vzdalenosti 6 milionu km. Priblizeni k Zemi vyuzili technici k rychlemu prenosu vetsiny snimku planetky Gaspra, porizenych pri pruletu sondy 29. rijna 1991. Jak znamo, na sonde se nepodarilo otevrit hlavni parabolickou antenu, takze ke komunikaci se uziva mensi anteny s podstatne nizsi rychlosti prenosu. Zatimco hlavni antena by u Jupiteru umoznila prenaset data rychlosti 134 kb/s, pomocna antena bude schopna rychlosti tisickrat nizsi. Ruznymi triky a zejmena pak kompresi udaju se podari tyto nevyhodne pomery asi desetkrat zlepsit, ale stejne to znamena, ze ukoly narocne mise se podari splnit nanejvys na 70% . Nejvice bude postizen projekt snimkovani Jupiteru, kde misto planovanych 50 tisic snimku se zrejme podari prenest nanejvys 4 000 zaberu.
Koncem zari startovala sonda Mars Observer, jez doleti k cervene planete koncem srpna 1993 a mela by pracovat na obezne draze kolem Marsu temer dva roky. Kuriozne ani Marsu nebyla venovana temer zadna pozornost od ery Vikingu, kdyz sovetska sonda Fobos 2 splnila sve poslani jen zcasti.
Z dalsich uvazovanych kosmickych vyprav se nyni dostava do popredi pruletova sonda k Plutu, ktera by mohla mit hmotnost az 800 kg, startovala by v r. 2001 a vyuzila by ke zkraceni letu mocne gravitace Jupiteru v r. 2006, takze kolem Pluta a Charonu by proletela v lete r. 2015 - tesne predtim, nez rozsahla plynna atmosfera Pluta na radu desetileti zmrzne. Obdobne se uvazuje o orbitalni sonde k Neptunu, ktera by startovala v r. 2002, nabrala rychlost u Jupiteru v r. 2007 a k Neptunu dorazila na jare 2021.
Prvni konkretni plan pro umisteni velkeho teleskopu na Mesici zverejnil J. McGraw. Podle neho by bylo mozne soudobou technikou vybudovat na Mesici pruchodni 2 m teleskop zcela bez pohyblivych casti, jenz by pracoval v sirokem pasmu od ultrafialoveho do blizkeho infracerveneho oboru spektra po dobu temer 20 let s uhlovym rozlisenim 0,1" .
Pro analyzu sirokouhlych snimku oblohy navrhli
S. Odewahn aj. programy, zalozene na vyuziti neuronovych siti,
ktere umoznuji na snimcich z Palomarskeho fotografickeho
atlasu oblohy bezpecnou klasifikaci hvezd a galaxii az do
18,5 mag. K tomu poznamenava americky astronom L. Smarr, ze
" je poslanim astronomie, aby se stala prvni vylucne digitalni
vedou".