Vatikánská astronomie míří do XXI. století
Jiří Grygar
Když nicejský koncil stanovil r. 325 n.l. pravidla pro
určování data velikonoc, musel se nutně zabývat
astronomickou stránkou problému. To se pak znovu opakovalo
za pontifikátu papeže Řehoře XIII. o více než 12 století
později, když se zjevně ukázala nedokonalost juliánského
kalendáře, způsobující stále ranější nástup ročních období
vůči pevným kalendářním datům. Papež se tehdy obrátil na
astronoma P. Christopha Clavia, S.J., aby připravil podklady
pro vhodnou kalendářní reformu. Na jeho radu dal ve Vatikánu
vybudovat r. 1576 Věž větrů, vysokou 73 m, sloužící
především k přesnému změření odchylky v určení okamžiku
jarní resp. podzimní rovnodennosti podle starého kalendáře.
Tato měření pak posloužila Claviovi k návrhu kalendářní
reformy, kterou papež Řehoř XIII. vyhlásil bulou Inter
gravissimas 24. února 1582.
Reforma spočívala ve dvou krocích. Především papež
nařídil, aby po čtvrtku 4. října následoval pátek s datem
15. října 1582. Tím se datum jarní rovnodennosti vrátilo na
21. březen, jak stanovil nicejský koncil. Za druhé bylo
napříště upraveno pravidlo juliánského kalendáře
o přestupných rocích tak, že platí pro sekulární roky
(jejichž letopočet končí dvojčíslím 00) pouze tehdy, je-li
tento letopočet dělitelný 400. Proto například roky 1700,
1800 a 1900 nebyly přestupné, kdežto rok 2000 přestupný
bude. Tento gregoriánský kalendář, zprvu zavedený jen
v katolické části Evropy, se postupně rozšířil a stal se
prakticky univerzálním.
Galileův proces
Když italský matematik a fyzik Galileo Galilei
(1564-1642) začal koncem r. 1609 s astronomickými
pozorováními dalekohledem, vzbudily jeho překvapující objevy
velkou pozornost. Při své návštěvě Říma r. 1611 byl na
papežském dvoře (za pontifikátu Pavla V.) velmi obdivně
přijat a proto se osmělil energičtěji prosazovat Kopernikův
heliocentrický model sluneční soustavy. Narazil však na
odpor tehdejšího předního teologa kardinála Roberta
Bellarmina (1542-1621), jenž se obával rozporu mezi
Kopernikovým modelem a učením Písma (o údajné nehybnosti
Země). V soukromé rozmluvě v únoru 1616 přikázal kardinál
Galileimu, aby nadále veřejně nezastával či nehájil
Kopernikovu domněnku, ač ji může i nadále považovat za
matematickou hypotézu. Bellarmin se totiž ve shodě s tehdy
všeobecně panujícím názorem domníval, že matematické
domněnky nemají nic společného s fyzikální realitou.
V březnu téhož roku vyšel papežský dekret, odsuzující
Kopernikovu myšlenku jako falešnou a chybnou. Kopernikova
kniha O obězích nebeských těles se ocitla na indexu
zakázaných knih.
Galilei se však v klidu vrátil do Florencie
a pokračoval ve svých přírodovědeckých studiích. Když byl r.
1623 jeho dlouholetý přítel a ochránce Maffeo Barberini
(1568-1644) zvolen papežem (přijal jméno Urban VIII.), vydal
se Galilei následujícího roku znovu do Říma v úsilí zvrátit
papežský dekret z r. 1616. To se mu sice nepodařilo, ale
získal od nového papeže dovolení psát o obou světových
soustavách (Ptolemaiově i Kopernikově) neutrálně, jako
o dvou matematických domněnkách. Galileo to vskutku učinil
ve svém proslulém Dialogu, publikovaném r. 1632. Z textu
však bylo zřejmé, kterému systému dává sám přednost, a to
zavdalo záminku k nechvalně proslulému procesu na jaře
1633. Dne 21. června téhož roku byl Galileo odsouzen, ale
ještě téhož roku se mohl vrátit do svého domova v Arcetri
u Florencie, kde pak žil v domácím vězení a dále se věnoval
vědeckému bádání prakticky až do své smrti 8. ledna 1642.
Papež Urban VIII. věnoval mezitím mimo jiné velkou
energii výstavbě a obraně papežského státu a zasloužil se
též o výstavbu honosného letního sídla papežů v Castel
Gandolfo. Galileiho by zajisté potěšilo, že právě tam se
začala psát slavná kapitola rozvoje vatikánské astronomie na
sklonu 19. století.
V r. 1976 byla za papeže Pavla VI. (1897-1978)
reorganizována Pontifikální akademie věd, která má
v současné době 80 členů z celého světa. Jejím nynějším
prezidentem je významný italský částicový fyzik Nicola
Cabibbo. Z této instituce patrně vyšel rozhodující podnět
k revizi Galileiho procesu.
Z iniciativy papeže Jana Pavla II. byla v létě 1981
ustavena komise pro posouzení Galileiho případu, jež
připravila odborné podklady pro oficiální rehabilitaci
Galileiho z úst Jana Pavla II. dne 31. října 1992, 350 let
po Galileiho smrti.
Prehistorie vatikánské astronomické observatoře
Příležitostná astronomická, geodetická i meteorologická
měření se na vatikánské Věži větrů konala až do konce 18.
stol., kdy však byl jezuitský řád zrušen. Další soustavná
pozorování na nové astronomické věži započala ve Vatikáně
zvláště zásluhou papežů Pia VII. a Lva XII. až počátkem 19.
stol., zejména po obnově jezuitského řádu r. 1814. Jezuité
dostali opět na starost Římskou kolej, založenou rovněž
papežem Řehořem XIII., která měla v astronomickém světě
dobrý zvuk - například kolem r. 1610 zde P. Christoph
Scheiner, S.J. nezávisle na Galileiovi objevil dalekohledem
sluneční skvrny a soustavně je pak mnoho let pozoroval.
Největšího rozkvětu dosáhla tato kolej-observatoř pod
vedením dalšího jezuity P. Pietra Angela Secchiho
(1818-1878), jenž se proslavil zejména průkopnickými pracemi
ve hvězdné spektroskopii, když v šedesátých letech minulého
století položil základy k dosud užívané klasifikaci
hvězdných spekter. Obsazení Říma italskými vojáky r. 1870
však přivodilo postupný zánik Římské koleje.
Specola Vaticana
O renesanci vatikánské astronomie se však ještě před
koncem minulého století postaral papež Lev XIII. na základě
iniciativy tehdejšího ředitele meteorologické observatoře
v Moncalieri barnabity P. Francesca Denzy. Osobním dekretem
(motum proprio) Lva XIII. ze 14. března 1891 byla zřízena
Vatikánská observatoř (Specola Vaticana), jež se od
samotného počátku své existence zapojila aktivně do rozsáhlé
mezinárodní astronomické spolupráce, trvající prakticky celé
XX. století - projektu Přehlídky oblohy (Carte du Ciel).
K tomu cíli byla observatoř vybavena dvojitým astrografem
s objektivy o průměru 0,33 a 0,20 m - stejného typu jako
dalších 17 světových hvězdáren. Observatoře si rozdělily
plochu oblohy (cca 42 tisíc čtverečních stupňů) na dílčí
úseky zhruba po 2400 čtverečních stupních. Na Vatikánskou
observatoř připadl pás deklinací od +55° do +64°. Pro účely
mapování bylo potřebí pořídit na hvězdárně celkem 540
kvalitních fotografických snímků s expozicemi po 40 minutách
a k tomu 1040 dalších fotografií s kratšími expozicemi pro
sestavení hvězdného katalogu. Každý snímek se musel opakovat
trojmo, aby se vyloučily chyby a defekty ve fotografických
emulzích.
Neodborník si stěží umí učinit správnou představu
o rozsáhlosti a náročnosti projektu, který vyžadoval nejenom
pečlivou práci s astrografy, ale také úmorné ruční
proměřování snímků pod mikroskopem, což zvládly v letech
1910-1921 tři řádové sestry z Istituto di Maria Bambina
v Římě. Ty totiž musely nezávisle dvakrát proměřit údaje pro
více než 480 tisíc hvězd a všechno ručně propočítat (tehdy
nebyly ještě ani elektromechanické kalkulačky). Vatikánská
část projektu Carte du Ciel byla zveřejněna v 10 objemných
svazcích mezi lety 1921-1928 a observatoř se tak ocitla na
5. místě mezi astronomickými institucemi, zúčastněnými na
tomto gigantickém projektu, jenž byl zcela dokončen teprve
r. 1964! Ve dvacátých letech řídil práci observatoře P.
Johann Georg Hagen, S.J., který se sám proslavil publikací
Atlasu proměnných hvězd a zejména prvního Atlasu temných
mračen v Mléčné dráze.
Observatoř Castel Gandolfo
Počátkem třicátých let však rozvoj Říma jako moderního
velkoměsta způsobil přesvětlení a znečištění oblohy nad
observatoří v takové míře, že nezbylo než pro vlastní
pozorování najít nové příhodnější stanoviště. Na návrh
papeže Pia XI. bylo vybráno již zmíněné papežské letní sídlo
Castel Gandolfo, necelých 40 km jihozápadně od Říma. Nová
hvězdárna byla slavnostně otevřena v září r. 1935 a vybavena
třemi dalekohledy od firmy Carl Zeiss z Jeny, umožňujícími
jak vizuální tak i fotografické a spektroskopické sledování
objektů v Mléčné dráze. Největším přístrojem hvězdárny
v Castel Gandolfo se stal 0,6 m zrcadlový dalekohled.
Úspěšně se rozvíjející práce nové hvězdárny byla
narušena válečnými událostmi v letech 1943-44 a tak se její
činnost znovu rozběhla až po skončení druhé světové války,
zejména s příchodem nového ředitele P. Daniela O?Connella,
S.J., který se soustředil zvláště na pozorování zákrytových
dvojhvězd. Otec O?Connell se stal dokonce dvakrát po sobě
prezidentem příslušné vědecké komise Mezinárodní
astronomické unie (IAU) a v r. 1967 byl jedním
z vatikánských delegátů na XIII. valném shromáždění IAU
v Praze. V r. 1957 získala observatoř širokoúhlou Schmidtovu
komoru se zrcadlem o průměru 1 m a zorným polem 5°x5°,
vybavenou navíc objektivními hranoly pro účely hvězdné
spektroskopie.
Významnou součástí observatoře se stalo i muzeum
s unikátní sbírkou meteoritů. Meteority totiž dělíme to tří
hlavních skupin, na meteority kamenné (těch je zdaleka
nejvíce), mnohem vzácnější železo-niklové (též siderity)
a konečně na křehké a porézní uhlíkaté chondrity - ty jsou
daleko nejvzácnější, neboť většinou nepřežijí hypersonický
průlet zemskou atmosférou.
Právě na tento vzácný typ se soustředila ve Vatikánu
hlavní pozornost a tamější sbírka dnes obsahuje 450
uhlíkatých chondritů - jde o zdaleka největší takovou
kolekci na světě. Sbírku nyní spravuje bratr Guy
Consolmagno, jenž vystudoval ve Spojených státech na
prestižních univerzitách (MIT a Harvard v Bostonu) a teprve
ve věku 35 let se rozhodl vstoupit do jezuitského řádu.
Zabývá se sběrem meteoritů zejména v Antarktidě, která se
v posledních dvaceti letech stala doslova zaslíbenou zemí
pro hledání meteoritů (každý "kámen" ve věčném ledu je nutně
z kosmu) - naprostá většina meteoritů ve velkých sbírkách na
světě pochází dnes právě z Antarktidy.
Nová observatoř v Arizoně
V sedmdesátých letech však rostoucí světelné znečištění
začalo brzdit i provoz v Castel Gandolfo, takže další
ředitel P. Patrick Treanor, S.J. začal uvažovat
o přestěhování hvězdárny na vhodnější pozorovací stanoviště
někde v Itálii. Když se však jeho nástupcem r. 1978 stal
rodilý Američan P. George V. Coyne, S.J., navázala
Vatikánská hvězdárna úzké kontakty se Stewardovou
observatoří Univerzity v Arizoně v Tucsonu ve Spojených
státech, a tak se zrodila myšlenka vybudovat novou hvězdárnu
v ideálním astronomickém prostředí v některém arizonském
pohoří. Zásluhou sbírek amerických katolíků byla v polovině
osmdesátých let založena Nadace Vatikánské observatoře,
jejím úkolem bylo postavit moderní zařízení na vrcholu
Grahamovy hory asi 160 km severovýchodně od Tucsonu ve výšce
3230 m n. m. uprostřed indiánské rezervace kmene Apačů.
Vrchol hory byl vybrán po pečlivém průzkumu
pozorovacích podmínek a kromě nového vatikánského
dalekohledu zde bude postaven i jeden z největších
dalekohledů světa LBT (z angl. Large Binocular Telescope),
jenž bude na společné montáži nést dvě 8,4 m zrcadla, takže
jeho astronomický výkon bude lepší než u jednoho 11,8 m
zrcadlového dalekohledu, a to z toho důvodu, že dvě oddělená
zrcadla lze využít také jako hvězdný interferometr
o základně dlouhé 22,8 m. (Dosud největší astronomické
zrcadlo - Keckův dalekohled na havajské sopce Mauna Kea - má
průměr zrcadla 10 m.)
Právě budování tohoto obřího stroje však narazilo na
odpor hysterických arizonských "ekologů", kteří se začali
obávat o zachování údajně vzácného poddruhu obyčejných
rezavých veverek na úbočí kopce. Těm prý sice nevadí
průmyslová těžba dřeva, provozovaná na hoře (po dohodě
s Indiány) již desítky let, ale podle mínění potrhlých
ekologů by prý mohla utrpět duševní rovnováha veverek při
pohledu na nezvyklé tvary astronomických kopulí! Tuto
absurdní žalobu, možnou patrně jen ve Spojených státech,
vskutku řadu let projednávaly obvyklým rozvláčným tempem čím
dál tím vyšší odvolací soudy a konečně rozhodnutí o výstavbě
padlo až v r. 1998, když se arizonská univerzita odvolala
k federálnímu soudu.
Stavba dalekohledu VATT
Výstavba nového vatikánského dalekohledu v Arizoně však
probíhala navzdory těmto nečekaným komplikacím hladce.
Hlavní zrcadlo dalekohledu VATT (Vatican Advanced Technology
Telescope - Vatikánský teleskop na základě pokročilé
techniky) má zcela neobvyklé parametry - je totiž
nejsvětelnějším astronomickým zrcadlem v dějinách při
světelnosti 1:1 (fotografové vědí, o čem píšu). K jeho
zhotovení použil arizonský astronomický optik Roger Angel
svého nového vynálezu - rotačního odlévání skleněných
astronomických zrcadel.
Podle Angelova receptu se sklovina v podobě malých
zlomků naskládala do sklářské pece, kde se zvyšováním
teploty změnila během několika dnů v medově viskózní
kapalinu, když dosáhla teploty 1180°C. V tu chvíli se začala
celá pec otáčet tempem skoro 7 obrátek za minutu, takže
podle známého Newtonova pokusu s kbelíkem vody, zavěšeným na
zkroucené šňůře (tzv. Newtonovo vědro), se hladina
"kapaliny" působením odstředivé síly vytvarovala jako
paraboloid - to je přesně ten tvar, který mají astronomická
zrcadla v ideálním případě dosáhnout. Po několika týdnech
rotování při zvolna klesající teplotě (jde o velmi
choulostivou operace, aby v borosilikátovém skleněném disku
nenastala nežádoucí pnutí) tak vznikl skleněný polotovar,
který po definitivním ochlazení mohl být rovnou vyleštěn
s neuvěřitelnou přesností 17 nm (necelé 2 stotisíciny
milimetru!). Odpadlo tak dlouhotrvající broušení klasického
rovinného skleněného disku a ještě se ušetřila drahá
sklovina. Vatikánské zrcadlo navzdory průměru 1,8 m má
přitom neuvěřitelně nízkou hmotnost pouhých 560 kg. Primární
zrcadlo bylo připraveno k namontování do dalekohledu již r.
1991.
Další novinkou bylo použití dutého (konkávního)
sekundárního zrcadla, umístěného nad primárním zrcadlem, ale
až za primárním ohniskem, podle návrhu skotského matematika
a astronoma Jamese Gregoryho (1638-1675) z r. 1663. První
zrcadlové dalekohledy užívaly uspořádání Isaaca Newtona z r.
1668, kdy svazek paprsků, odražený od parabolického
primárního zrcadla, byl odkloněn mimo tubus sekundárním
rovinným zrcátkem, skloněným pod úhlem 45°.
Toto uspořádání má však přes svou jednoduchost mnohé
nevýhody, takže dnešní velké zrcadlové dalekohledy využívají
vypuklá (konvexní) sekundární zrcadla umístěná v tubusu
dalekohledu ještě před ohniskem paprsků z primárního
zrcadla. Od povrchu sekundárního zrcadla se pak odráží
sbíhající se svazek paprsků do otvoru uprostřed primárního
zrcadla, takže výsledné (prodloužené) ohnisko dalekohledu se
nalézá těsně za zadní stěnou primárního zrcadla, což
neobyčejně usnadňuje montáž přídavných zařízení (kamer nebo
spektrografů) dalekohledu. Toto uspořádání vymyslel r. 1672
francouzský katolický kněz Laurent Cassegrain (1629-1693)
a používají ho téměř všechny současné zrcadlové dalekohledy,
neboť výrazně zkracuje délku tubusu dalekohledu a tím
i rozměry kopule. Cassegrainův systém se však uplatnil také
v radioastronomii.
Gregoryho systém má však, jak se nyní ukázalo, proti
Cassegrainovu uspořádání jisté přednosti právě tehdy, když
je primární zrcadlo velmi světelné, tj. když jsou délka
primárního ohniska a průměr primárního zrcadla srovnatelné.
Překoná se tím nejjednodušeji hlavní omezení Cassegrainova
systému, totiž velmi malé zorné pole a ještě se získá na
světelnosti. VATT s Gregoryho sekundárním zrcadlem má proto
výslednou světelnost dokonce 1:0,9, což je nejlepší hodnota
na světě. Této výhody se užívá jednak pro zkrácení
expozičních časů a jednak pro zobrazování plošných objektů
(galaxií a mlhovin) s nízkou plošnou jasností. Přitom i ono
sekundární zrcadlo o průměru 0,4 m vyniká nízkou hmotností
pouhých 31 kg.
Jestliže se ušetří na hmotnosti zrcadel, neobyčejně to
odlehčuje i mechanickou montáž dalekohledu, a to zase
znamená mnohem nižší cenu celého zařízení. Následkem toho má
mechanická montáž dalekohledu hmotnost pouhých 12 t (např.
ondřejovský dvoumetr, budovaný ještě klasickou technikou
firmy Carl Zeiss, má zrcadlo o hmotnosti 2,4 t a montáž má
plných 85 t!) a kopule dalekohledu průměru pouhých 7 m
(kopule v Ondřejově má průměr 16 m). K zlevnění přístroje
přispěla také jednoduchá tzv. altazimutální montáž, kdy jsou
otočné osy dalekohledu instalovány vodorovně a svisle bez
ohledu na zeměpisnou šířku stanoviště. Donedávna se totiž
velké stroje zásadně umisťovaly na paralaktické montáži, kde
jedna osa směřovala šikmo k nebeskému pólu (na severní
polokouli přibližně k Polárce).
Výhodou paralaktické montáže bylo mnohem jednodušší
mechanické navádění dalekohledu za hvězdami, které se během
expozice kolem pólu otáčejí. Dnes však tato výhoda
s příchodem výkonných a spolehlivých řídících počítačů
ztratila na významu. Počítače dokáží spolehlivě zajistit
plynulý pohyb dalekohledu nestejnou a proměnlivou rychlostí
v obou astronomických souřadnicích. Jak patrno, nese VATT
svůj název díky použité nové technice zcela právem. Veškeré
náklady na stavbu VATT dosáhly proto na dnešní poměry nízké
ceny 4 milionů dolarů.
Vědecký program VATT
Dalekohled byl dokončen v r. 1993 a uveden do
zkušebního provozu následujícího roku. Od r. 1995 zde
probíhá rutinní vědecký výzkum. Jak je dnes u velkých
dalekohledů obvyklé, klasické fotografování na skleněné
desky nebo filmy bylo zcela vytlačeno digitálním
zobrazováním pozorovaných objektů či úseků oblohy pomocí
polovodičových matic CCD (tzv. nábojově vázané prvky).
Matice VATT má hranu o délce 2048 pixelů (obrazových
elementů; vlastně miniaturních fotočlánků) a dokáže tak
zobrazit velmi slabé objekty v zorném poli o průměru 15?
(tj. asi polovina průměru Měsíce v úplňku) s rozlišením
lepším než 1".
Provoz dalekohledu zajišťuje štáb pouhých sedmi vědců
a techniků, většinou jezuitů z Vatikánu. Ředitel Dr. George
Coyne zkoumá pomocí nového dalekohledu výměnu hmoty
v kataklyzmických dvojhvězdách jako jsou novy a symbiotické
dvojhvězdy. Richard Boyle studuje změny chemického složení
hvězd v průběhu vývoje Galaxie, Martin McCarthy atmosféry
chladných uhlíkových hvězd a Christopher Corbally hvězdy,
které mají nápadně nízké zastoupení prvků těžších než vodík
a hélium (takové hvězdy představují prvotní látku, z níž se
tvořil dnešní vesmír). Konečně William Stoeger se věnuje
gravitačním efektům v okolí hvězdných černých děr.
Dalekohled však využívají i hostující astronomové
z Arizonské státní univerzity v Tucsonu, když jedinou
podmínkou přidělení pozorovacího času je pouze odborná
kvalita projektu, nikoliv snad příslušnost ke katolické
církvi. Mezi první velké projekty VATT patří soustavné
snímkování 500 nejbližších galaxií kvůli zdokonalení
Hubblovy klasifikace, dále pak hledání gravitačních
mikročoček ve spirální galaxii M 31 (velké mlhovině
v Andromedě) a studium hvězd podobných Slunci v otevřených
hvězdokupách v Galaxii. V loňském roce hosté z Arizonské
univerzity studovali světelnou křivku planetky č. 3800
- Karayusuf a zjistili, že se ze všech známých planetek
otáčí kolem své osy nejrychleji v periodě pouhých 2,2 h.
o - O - o
Jestliže historie vztahů mezi astronomy a teology
prošla dlouhou cestou od symbiózy přes ostražitou nedůvěru
a otevřené konflikty zpět k harmonické spolupráci, pak to
lze stěží demonstrovat lépe než na staletých osudech
vatikánské astronomie. O současné situaci jistě zcela
výstižně vypovídá plaketa, umístěná na zdi observatoře při
jejím dokončení r. 1993:
Nova turris ad astra investiganda facta est aptiore
loco et serenissimo novo magno speculo praedita ad extrema
minimaq lucis vestigia excipienda regnante Ioanne Pavlo II
anno XV. Qui caelum interius diu noctuo scrutaris utere
felix in Deo.
(Tato nová věž pro studium hvězd byla zbudována na
tomto mírumilovném a pro tyto účely vhodném místě a byla
vybavena novým velkým zrcadlem pro zachycení i nejslabších
stop světla od vzdálených objektů během 15. roku pontifikátu
Jana Pavla II. Nechť každý, kdo zde bude dnem i nocí bádat
v nejvzdálenějších končinách vesmíru, ji využije v radosti
a s pomocí Boží.)
Hlavní použitá literatura:
J. Grygar: Astronomické podklady pro gregoriánský
kalendář a datování některých biblických událostí
Universum č. 6 (květen 1992), 23.
J. Grygar: Astronomie ve Vatikánu
Universum č. 8 (prosinec 1992), str. 1.
---: Konec případu Galileo Galilei
Universum č. 9 (duben 1993), str. 1.
T. Ortega: High priests of astronomy
Astronomy (Dec 1998), p. 56.