Dvě století infračervené astronomie

Infračervená astronomie je vzrušující,
neboť vesmír je plný vlažné energie.
E. Margaret Burbidgeová (1973)

1. Praotec William Herschel

V r. 1800 uskutečnil britský astronom Sir William Herschel (1738-1822) znamenitý pokus, když rozložil sluneční světlo hranolem a do jednotlivých barevných pásem vložil sadu rtuťových teploměrů. Teploměry vykazovaly po ustálení různé teploty, které stoupaly k červenému konci spektra. Herschela geniálně napadlo zkusit proto změřit teplotu i za tmavočerveným okrajem slunečního spektra a s úžasem zjistil, že právě tam ukazuje teploměr nejvyšší hodnoty. Poprvé tak prokázal, že existuje sluneční záření za hranou červené barvy, které dostalo název infračervené. Dříve než se budeme věnovat důsledkům tohoto epochálního objevu, který leží poněkud ve stínu předešlých Herschelových ryze astronomických úspěchů, všimněme si krátce osobnosti Williama Herschela, neboť je málo známo, že jeho předkové pocházejí z Moravy. Sám jsem se to dozvěděl nepřímo díky svému účinkování v televizním seriálu Slovenské televize Okna vesmíru dokořán v r. 1988. Tehdy jsme do vysílání připravili již 23. pokračování, pojednávající o dvojhvězdách, jež jsem na přání scénáristy dr. Vladimíra Železného zahájil praotcem Williamem Herschelem, neboť to byl právě on, kdo se zasloužil o rozpoznání prvních vizuálních dvojhvězd. Brzy po vysílání mi napsala divačka z Ostravy, že podle předválečné ročenky Církve bratrské pochází rod Herschelů z obce Heršpice poblíž Slavkova u Brna, což mi na první pohled připadalo naprosto nepravděpodobné, jelikož jsem věděl, že sám William Herschel se narodil v německém Hannoveru. Shodou okolností však do vlasti přijel po převratu prof. Zdeněk Kopal, sám světový odborník na těsné dvojhvězdy, a když jsem se mu o té zprávě zmínil, prohlásil, že to je určitě pravda a po návratu do Velké Británie mi poslal kopii obsáhlé studie o Williamu Herschelovi, jež vyšla v Transakcích Královské astronomické společnosti tuším v r. 1912 - tam se o moravském původu rodu Herschelů hovoří explicitně. Další zdroj je domácí - autorka Paulina Šafaříková v Knihovně přátel oblohy (Praha, 1900) napsala mj.: "Rodina Herschelova žila na začátku 17. století na Moravě... Pronásledování jinověrců donutilo ji však, by opustila vlast. Rodina Herschelova uchýlila se do blízského Saska. Vilémův děd Abraham byl zahradníkem v Drážďanech. Jeho nejmladší syn Issak přesídlil r. 1731 do Hannoveru, kde se mu r. 1738 narodil syn Vilém." Když tedy shrnu dostupné informace ze všech zmíněných pramenů, vychází odtud, že v obci Heršpice žila rodina Jelínků a jako protestanté byli vskutku persekvováni, což řešili nejprve odchodem do luteránského Saska. Tam se z Jelínků stali Hirschlové a později po přesídlení do Hannoveru Herschelové. Budoucí slavný hvězdář Wilhelm Friedrich uprchl v 17 letech do Anglie, aby se tak vyhnul vojenské službě - technicky vzato se stal zběhem. Po příchodu do Anglie využil svého velkého hudebního nadání a živil se jako varhaník a hudební skladatel; nakonec to dotáhl na královského kapelníka! Jeho hlavním zájmem však byla astronomie. Vypráví se, že při koncertech, jež dirigoval, využíval dlouhých potlesků a přestávek k tomu, aby na střeše koncertní síně pozoroval hvězdy. Herschelovou věrnou pomocnicí se v r. 1772 stala sestra Karolina, která ho dokonce i krmila rukama, když brousil zrcadla pro své stále dokonalejší dalekohledy, aby totiž jídlem neztrácel drahocenný čas. Herschel jí věnoval menší dalekohled, aby mohla pozorovat oblohu v době, kdy sám bude zaneprázdněn, a to byl vynikající dárek: Karolina jím objevila svou první kometu v r. 1786 a celkem za pouhých 11 let nalezla 8 komet. Herschel sám se - jak známo - proslavil v r. 1781, když při prohlídce oblohy nalezl 13. března v souhvězdí Blíženců neznámé těleso, které sice zpočátku mylně považoval za kometu, ale o němž se brzy zjistilo, že jde o novou planetu. Herschel ji takticky nazval Georgium Sidus, tj. Hvězda (krále) Jiřího a tento tah se mu vyplatil. Král Jiří III. mu stanovil zvláštní apanáž, takže od té doby se Herschel mohl věnovat astronomii naplno a pilně dále studoval oblohu. Zasloužil se o první přibližnou představu o struktuře Mléčné dráhy a především rozpoznal a sestavil první katalog vizuálních dvojhvězd. Teprve po své padesátce se William Herschel oženil a v r. 1792 se mu narodil syn John, který pak kráčel v otcových šlépějích a stal se neméně proslulým astronomem, když zejména rozšířil otcovy katalogy o pozorování objektů na jižním nebi při svém pobytu v Jižní Africe. Byl též průkopníkem fotografie; jemu vděčíme i za termíny pozitiv a negativ. Rod Herschelů proslavil i Johnův syn William James Herschel, který se narodil r. 1838 a jako jedenadvacetiletý mladík za pobytu v Bengálsku objevil daktyloskopii - využití otisků prstů k identifikaci osob. (Mezitím se r. 1850 narodil v Hodoníně Tomáš Masaryk, jenž právě v Heršpicích přestoupil ještě jako vysokoškolák na evangelickou víru, což připomíná nápis v místním kostele.)

2. Fyzikální podstata infračerveného záření

Zatímco černá tělesa se vyskytují v pohádkách a vědeckých pracích,
reálný svět nic takového neobsahuje.
David A. Allen: Infrared - the new astronomy, Shaldon (1975).

Maxwellova teorie elektromagnetického záření uveřejněná bezmála tři čtvrtě století po Herschelově objevu umožnila fyzikům pochopit, že mezi opticky viditelným světlem a Herschelovým infračerveným zářením existuje těsná souvislost; oba typy záření se liší pouze vlnovými délkami a ovšem i fyzikálními účinky - právě proto Herschel uspěl s obyčejným teploměrem. Přesně o sto let po Herschelovi formuloval Max Planck (1858-1947) svůj slavný vzorec pro rozložení záření černého tělesa, jehož jediným proměnným parametrem byla právě teplota zářícího objektu. Průběh Planckových křivek ukázal, že množství vysílaného záření závisí dokonce na 4. mocnině absolutní teploty, a že spektrální rozložení záření se přesouvá k delším vlnovým délkám pro chladnější objekty. Jestliže povrch Slunce vyzařuje při teplotě 5700 K maximum energie ve žlutozelené optické části spektra pro vlnové délky slabě nad 500 nm, tak člověk o teplotě 310 K září nejvíce v pásmu slabě nad 9 mikrometrů - tedy právě v infračerveném spektrálním oboru. Z astronomického hlediska je tedy infračervené záření mimořádně výhodné pro studium objektů, jejichž teploty nedosahují 4000 K, což jsou jednak všechny červené hvězdy, dále pak hnědí trpaslíci, planety, planetky, komety a chladná složka meziplanetárního prachu a plynu, podobně jako obří molekulová mračna a další objekty v mezihvězdném a meziplanetárním prostoru.

3. Rozvoj infračervené astronomie

Žádný infračervený astronom není hoden svého jména, dokud nevykonal, co je třeba při uvolnění ledové zátky v hrdle Dewarovy nádoby dříve, než tato exploduje.
David A. Allen: Infrared - the new astronomy, Shaldon (1975).

Běžné optické dalekohledy se v principu docela dobře hodí pro infračervená měření, zvláště pokud se neskládají z čoček, nýbrž ze zrcadel. Nároky na kvalitu optických ploch jsou s ohledem na delší vlnovou délku infračerveného záření menší, než když pozorujeme ve viditelném světle. Jelikož však lidské oko není v infračerveném pásmu citlivé a běžné fotografické emulze byly citlivé zejména v modrém spektrálním pásmu, nezbylo astronomům na počátku XX. století než experimentovat s tepelnými čidly, tj. zejména jednoduchými termočlánky, jež dokázaly díky ohřevu infračervenými paprsky měnit své elektrické vlastnosti. Taková zařízení nebyla přirozeně nijak zvlášť citlivá, takže první praktické výsledky získali E. Pettit a S. Nicholson až ve 20. letech XX. stol. v ohnisku 2,5m reflektoru na Mt. Wilsonu, když dokázali termočlánkem měřit teploty planetárních povrchů a infračervené záření hvězd až do 7 mag. Teprve v polovině století byly vyvinuty speciální fotografické emulze citlivé až do vlnové délky 1,2 mikrometrů, ale to hlavní měla astronomie před sebou. V r. 1961 zavedl americký astronom F. Low do praxe germaniový bolometr dopovaný galiem a chlazený na teplotu kapalného hélia (4 K), čímž astronomie získala širokopásmový (1-100 mikrometrů) detektor s dostatečnou citlivostí. Od té doby bylo jasné, že pro kvalitní infračervená pozorování je třeba detektor chladit speciální kryogenní technikou, minimálně na teplotu kapalného dusíku (79 K), ale ještě lépe na teploty blízké absolutní nule - jedině tak lze potlačit nepříjemný tepelný šum atmosféry, vlastního dalekohledu a ovšem i samotného pozorovatele. Další generaci detektorů vyvíjeli mezitím za vysokého utajení vojáci, když se ukázaly přednosti infračervených konvertorů pro noční vidění resp. detektorů tepelného záření motorových vozidel a zejména vojenských raket. Infračervené přístroje snadno odhalí dobře zamaskovaný tank i několik hodin po vypnutí motoru a neunikne jim žádná raketa, neboť tepelné záření výkonného raketového motoru nelze žádným způsobem zakrýt. S určitým zpožděním se však uvolňovalo utajení, a tak se detektory začaly využívat i v civilním životě - astronomové zde vždy hráli prim. Tepelné detektory typu termočlánků a bolometrů mají při provozu mnoho nevýhod, takže astronomové s chutí sáhli po daleko výhodnějších kvantových detektorech, které k detekci využívají vnitřního fotoelektrického jevu. To znamená, že čidla pohlcují jednotlivé fotony infračerveného záření, čímž se mění elektronová resp. děrová vodivost detektoru. Vzniklý elektrický proud lze dostatečně zesílit a je úměrný intenzitě dopadajícího infračerveného záření. Kvantové detektory I. generace nebyly příliš citlivé - tvořily je katody PbS resp. InSb. Výhodnější byly germaniové detektory II. generace s rozličnými příměsemi, ale suverénně první místo nedávno obsadily trojné sloučeniny HgCdTe III. generace, z nichž se v poslední době daří sestavovat i obdélníkové nebo čtvercové matice (obdobné čipům CCD pro optické pásmo).

4. Propustnost zemské atmosféry

Z praktického pozorovacího hlediska se celý široký obor infračerveného záření s vlnovými délkami od 0,75 mikrometrů do 1 mm rozděluje na několik základních pásem:

Jakmile se počal spektrální rozsah infračervených detektorů protahovat nad 1,6 mikrometrů, astronomové začali mít problémy s vyzařováním a propustností zemské atmosféry v infračerveném oboru. Zatímco pozorování pod zmíněnou hranicí je relativně snadnější než v optickém oboru a k měření lze využít i denních hodin před západem či po východu Slunce (palomarský pětimetr tak zvýšil své využití bezmála o polovinu původního pozorovacího času), nad touto hranicí existují jen užší či širší "okna" a od středního pásma velmi vadí vlastní tepelné záření samotné atmosféry. Propustnost atmosféry pro infračervené záření výrazně kolísá podle okamžitého množství vodní páry v troposféře, a tak v našich zeměpisných šířkách lze infračervenou astronomii úspěšně provozovat pouze na Skalnatém plese či Lomnickém štítu, jelikož minimální požadovaná nadmořská výška činí 1660 m n. m. Ještě horší je to v nižších zeměpisných šířkách kolem 30 stupňů, kde se spodní hranice posouvá až na 2700 m n. m. Z tohoto hlediska lze pozemní infračervené observatoře stavět vlastně výhradně na sopce Mauna Kea na Havajských ostrovech ve výši 4200 m n. m., popřípadě v Arizoně (Mt. Graham; 3185 m n. m.). Velmi dobré vyhlídky pro rozvoj infračervené astronomie však nabízí Antarktida - terén má velkou nadmořskou výšku, vzduch je mimořádně suchý, o chlazení detektorů se skoro nemusíte starat a za dlouhé polární noci lze konat nepřetržitá pozorování. Nejnověji se seriózně uvažuje o vybudování dálkově řízené submilimetrové observatoře v poušti Atacama v Chile ve výši 5000 m n.m. do konce příštího desetiletí. Je však zřejmé, že pro opravdové otevření infračerveného okna do vesmíru je zapotřebí dostat aparatury ještě podstatně výše. To se nejlépe zdařilo ve Spojených státech, kde pro tyto účely upravili r. 1974 vojenský transportní letoun na Kuiperovu létající observatoř (KAO), vybavili ho infračerveným dalekohledem s 0,9m zrcadlem a provozovali v letové výši přes 12 km až do r. 1995. To jim umožnilo sledovat i celé střední infračervené pásmo dokonce bezmála do 40 mikrometrů. NASA nyní chystá do provozu létající observatoř SOFIA se zrcadlem o průměru 2,5 m na palubě upraveného obřího dopravního letadla B-747, která má začít fungovat od r. 2001 v letové výšce 14,5 km a měla by pracovat po dobu 20 let (jde ovšem o investici ve výši půl miliardy dolarů!).

5. Umělé družice pro infračervenou astronomii

Teoreticky by samozřejmě bylo možné využít pro infračervená pozorování v dalekém infračerveném a submilimetrovém pásmu stratosférické balóny a sondážní rakety, ale praktické obtíže s tím spojené byly jen zčásti překonány. Nicméně díky sondážním raketám se v 70. letech XX. stol. podařilo přehlédnout celou oblohu v spektrálních pásmech od 4 do 27 mikrometrů. Relativně nejlepším - leč i daleko nejdražším - řešením otázky, jak otevřít celé infračervené okno vesmíru dokořán, se proto staly umělé družice. Paradoxně však ani na oběžné dráze kolem Země není dost chladno, takže i tyto přístroje (detektory určitě; optiku dle možností) je třeba chladit kapalným či tuhým dusíkem anebo heliem. Dusíkové chlazení se použilo pro infračervenou kameru a spektrograf NICMOS na palubě Hubblova teleskopu, ale pro tepelný zkrat byla užitečná provozní doba zařízení omezena na 1,5 roku místo plánovaných 5 let. Zcela zdárně se problém podařilo vyřešit skupině odborníků z Velké Británie, USA a Holandska, když r. 1983 odstartovala unikátní družice IRAS s 0,6m zrcadlem a detektory chlazenými kapalným héliem. Do odpaření hélia po dobu 10 měsíců družice uskutečnila opakovanou přehlídku 95 % oblohy ve spektrálních oborech od 8,5 do 120 mikrometrů a nalezla tak na čtvrt milionů bodových zdrojů infračerveného záření. Ještě větším úspěchem skončil projekt Evropské kosmické agentury ISO se stejně velkým zrcadlem. Družice byla vypuštěna koncem r. 1995 a nesla aparaturu pro pásma od 2,5 do 240 mikrometrů. Vynikající héliový kryostat umožnil bezchybnou práci družice až do dubna r. 1998, takže na Zemi bylo přeneseno celkem 1 TB údajů, které jsou nyní k dispozici v internetovém archivu. NASA připravuje 0,85m zrcadlo pro družici SIRTF, jež by měla odstartovat r. 2002. Půjde o poslední ze série tzv. velkých observatoří, z nichž tři už ve vesmíru pracují (HST od r. 1990, Compton od r. 1991 do května 2000; Chandra od léta 1999).

6. Přínos infračervené astronomie

Z fyzikálního hlediska je zřejmé, že infračervená měření mají nezastupitelnou cenu pro studium chladných hvězd, hnědých trpaslíků, planet včetně extrasolárních, planetek a komet. Delší vlnová délka v porovnání s viditelným světlem umožňuje získávat kvalitní údaje pro oblasti zaprášené či zakryté molekulovými mračny v mezihvězdném prostoru. K tomu pak přistupují téměř nekonečné možnosti infračervené spektroskopie. V infračerveném a submilimetrovém pásmu lze totiž pozorovat nejenom čárová spektra chemických prvků, ale zejména pásy chemických sloučenin, často zcela exotických. Dnes jsou k mání astronomická měření pásů, jež zatím neumíme přiřadit žádným známým sloučeninám; to nepochybně souvisí s nenapodobitelnými fyzikálně-chemickými podmínkami, které v mezihvězdném prostoru panují. Infračervená astronomie značně zlepšila naše údaje o tělesech sluneční soustavy. Zasloužila se například o správný výklad mechanismu dopadu úlomků komety Shoemaker-Levy 9 na Jupiter, neboť ohnivé koule byly nejlépe pozorovatelné právě v infračerveném oboru spektra. Odhalila překvapivě planetku Phaeton jako mateřské těleso vydatného meteorického roje Geminid. Pokud jde o hvězdný vesmír, patrně největším překvapením byl objev prachových disků v okolí hvězd hlavní posloupnosti (Vega, beta Pic), jež jsou patrně zárodečným materiálem pro vznik planet. Pomocí infračervené družice IRAS byl nalezen tzv. infračervený cirus v Galaxii, připomínající svou keříčkovitou strukturou vysoká oblaka ledových krystalků v zemské atmosféře - jeho původ je ovšem zatím nejasný. Družice ISO nalezla jedinečné důkazy o chemickém složení cárů po výbuchu supernovy - ve shodě s teorií nukleogeneze v nitru velmi hmotných hvězd. Infračervená měření poskytla také jinak nedostupné údaje o velké koncentraci hmoty v samotném jádře Galaxie ve zdroji Sgr A*. Infračervená astronomie však má paradoxně jedinečné postavení i při výzkumu nejvzdálenějších objektů ve vesmíru, neboť díky kosmologickému červenému posuvu se do této oblasti přesouvají nejsilnější emisní čáry vodíku ve spektrech nejvzdálenějších kvasarů a aktivních jader galaxií. Z téhož důvodu se u největších světových dalekohledů za pomocí systému adaptivní optiky přednostně rozvíjí detekční technika v blízké infračervené oblasti. Infračervené měření z paluby družice COBE pak odhalila spojité zářivé pozadí interstelárního a intergalaktického prachu, ohřívaného kolektivním světlem všech dosud vzniklých hvězd. Překvapivě se ukázalo, že to představuje daleko větší energetickou zásobu, než souhrnné viditelné záření hvězd a galaxií! Herschelovi následovníci zkrátka nezahálejí a dost možná, že příští století bude přednostně ve znamení rozvoje infračervených pozorování neustále chladnoucího vesmíru.