Mezi astronomickymi pristroji zretelne dominoval Hubbluv kosmicky teleskop (HST), jenz navzdory sfericke aberaci primarniho zrcadla patril v mnoha smerech k daleko nejvykonnejsimu pristroji na svete. Jeho vyuziti stouplo na 33%, z toho prima expozicni ucinnost na 20% casu na obezne draze. V polovine listopadu 1992 byla jiz porizena 10 000. expozice sirokouhlou kamerou WFPC 1, z cehoz ovsem plna polovina padla na rozlicne kalibrace. Archiv HST obsahoval na konci r. 1992 temer 1 TB udaju na 550 optickych discich.
V r. 1993 se horecne pripravoval prvni servisni mise k HST, jejiz nutnost podtrhlo tez selhani jiz tretiho gyroskopu v listopadu 1992 - pripadna porucha ctvrteho gyroskopu by znamenala preruseni astronomickych mereni. Jak znamo, oprava behem, prosincoveho letu raketoplanu Endeavour byla naprosto uspesna - krome rozlicnych technickych operaci se zejmena zdarilo vymenit sirokouhlou kameru za typ WFPC 2 s podstatne lepsimi parametry, a instalovat korekcni optiku pro zbyvajici vedecke pristroje COSTAR - za cenu obetovani velmi rychleho fotometru HSP. Oprava kulove vady primarniho zrcadla prisla na 86 milionu dolaru a cela mise stala americke danove poplatniky ctvrt miliardy dolaru. K uleve celnych funkcionaru NASA a samozrejme k velke radosti vsech profesionalnich astronomu se oprava povedla "vice nez na 100%", takze od pocatku r. 1994 pracuje HST zcela bezchybne, na mezi presnosti difrakcni optiky. Zejmena se zvysila asi dvakrat uhlova rozlisovaci schopnost a mezna hvezdna velikost pristroje vzrostla o 2 mag.
Do konce r. 1992 klesla vyska drahy HST nad Zemi z puvodnich 611 km na 590 km, ale o zvyseni drahy se uvazuje az pri prespristim servisnim letu v dubnu 1999, kdezto nejblizsi planovany servis v breznu 1997 bude venovan vymene zastaralych pristroju a bezne udrzbe. Take v r. 2002 bude asi nutne zvysit drahu HST s ohledem na budouci maximum slunecni cinnosti, a konecne v dubnu 2005 se uvazuje o navratu celeho HST na Zemi. Jak znamo, NASA zatim vubec neuvazuje o sestrojeni kosmickeho teleskopu II. generace, takze rada astronomu jiz vyslovila znepokojeni nad moznosti, ze po r. 2005 nebude na obezne draze ( ci na Mesici!) zadny velky opticky pristroj.
Uspesna funkce HST je dobrou prilezitosti k rekapitulaci rozvoje opticke astronomie od casu Galileova dalekohledu, ktery mel prumer cocky 16 mm, ohnisko 960 mm a zvetseni 20x. Ironii osudu nemel ani nejmensi sferickou aberaci a dokonce ani barevnou vadu. Efektivni zorne pole bylo ovsem jen 9Ý , ale kdyz pozorovatel pohyboval okem ve vystupni pupile, mohl tak prehlednout az 1O.
Ve 20. stoleti zacala era velkych zrcadlovych dalekohledu v r. 1908 zbudovanim 1,5 m reflektoru na Mt. Wilsonu v Kalifornii. Na teze observatori byla zasluhou G. Haleho vybudovana slunecni vez a v r. 1917 obri 2,5 m (Hookeruv) teleskop, ktery byl fakticky az do r. 1952 nejvetsi na svete. Dalekohled byl v provozu az do r. 1985, kdy byl pro nedostatek financi zakonzervovan.
V r. 1991 byl jmenovan reditelem observatore na Mt. Wilsonu znamy americky astronom R. Jastrow, ktery se nyni pokousi o znovuvzkriseni slavy tohoto "rodinneho stribra" americke astronomie. Navzdory vysokemu jasu pozadi z megalopole Los Angeles (s vyjimkou kratkych chvil po velkych zemetresenich, kdy je oblast bez proudu) je totiz na Mt. Wilsonu vytecna kvalita obrazu (seeing), casto lepsi nez 1" ! Obnova 2,5 m reflektoru prijde na pouhy pul milion dolaru a podle Jastrowa by se mel vyuzivat jednak k interferometrickym merenim a jednak by mel byt vybaven systemem adaptivni optiky. Odhaduje, ze difrakcni mez renovovaneho teleskopu dosahne ve spektralnim pasmu 500 nm hodnoty 0,06". Na teze observatori byl instalovan opticky interferometr Mark III o promenne zakladne od 3 do 31 m, jenz dosahuje rozliseni az 0,002".
Prakticky soucasne s 2,5 m reflektorem na Mt. Wilsonu zbudovali Kanadane 1,8 m reflektor ve Victorii na Vancouverove ostrove, ktery je od te doby nepretrzite v provozu a prubezne se modernizuje. Od oslav 75. vyroci uvedeni do chodu v cervnu 1993 nese jmeno vyznacneho kanadskeho astronoma J.S. Plasketta.
Z iniciativy G. Haleho byl ve tricatych letech rozbehnut projekt 5,1 m teleskopu na Mt. Palomaru, jenz byl temer dokoncen jiz r. 1939, ale II. svetova valka odlozila uvedeni do chodu az na cerven 1952, i kdyz tzv. prvni svetlo bylo k videni jiz v lednu 1948. (Teleskop byl k ucteni Haleovy pamatky nazvan jeho jmenem). Podle D. Hamiltona aj. dostane Cassegrainovo ohnisko Haleova teleskopu mnohoobjektovy spektrograf, vybaveny 176 svetlovody. Robot nastavi jedno vlakno na pozici objektu v ohnisku za 5 s, spektra vsech 176 objektu v zornem poli 20Ý se soucasne zaznamenavaji na matici CCD 2048x2048 pixelu. Tak lze za 2 h expozice naraz ziskat spektra galaxii s cervenym posuvem az z = 0,5.
Podle J. Frieda aj. byl obdobny mnohoobjektovy spektrograf instalovan u 3,5 m reflektoru na observatori Calar Alto ve Spanelsku. System umoznuje soucasne snimani spekter 35 objektu, pricemz robotu trva nastaveni objektu 40 minut a expozice na polovodicovou matici pak zabere 1 h, cili za necele 2 h mame tri tucty spekter prvotridni kvality.
C. Butler referoval o iniciative pracovni skupiny IAU pro koordinovana pozorovani, nazvane MUSICOS. Cilem iniciativy je koordinovat vysokodispersni spektroskopicka pozorovani na celem svete tak, aby se posleze vytvoril dokonaly prehled o spektroskopickem sledovani kazdeho astronomickeho objektu, podobne jako v projektu WET (Whole Earth Telescope) se jiz dari koordinovat fotometricka pozorovani.
Soucasny pokrok technologie ve vyrobe obrich teleskopu i pridavnych zarizeni je opravdu az zazracny, ale stejne zazracne mi pripada, ze o vetsine techto inovaci uvazoval jiz ve 30. letech tohoto stoleti vynikajici americky optik W. Ritchey, ktery chtel vybudovat lehka sklenena zrcadla s nepatrnou tepelnou roztaznosti a s bunkovou strukturou o prumeru 8 m, uvazoval i o aktivni optice a revolucnich typech montaze - zkratka vyrazne predbehl dobu.
Celkova sberna plocha teleskopu roste rychleji nez pocet obyvatel na Zemi, jak plyne z male tabulky:
ÚÄÄÄÄÄÄÂÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÂÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄ¿ ³ Rok ³Sberna plocha (m2)³ Pocet obyvatel Zeme (mld.) ³ ÃÄÄÄÄÄÄÅÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÅÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄ´ ³ 1950 ³ 5O ³ 2,6 ³ ³ 1980 ³ 150 ³ 4,4 ³ ³ 1992 ³ 270 ³ 5,5 ³ ÀÄÄÄÄÄÄÁÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÁÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÄÙ"Nanestesti" pocet astronomu roste dvakrat rychleji nez plocha velkych teleskopu, a v USA roste rozsah vedeckych publikaci dokonce trikrat rychleji. Podle I. Bowena je vsak ekonomicky i vedecky vyhodnejsi budovat vetsi pocet teleskopu tridy 5 m, nez jedno obri zarizeni. Napr. ctyri petimetry dokazi ve fotometrii a snimkovani totez jako jeden desetimetr a ve spektroskopii jsou dokonce dvakrat rychlejsi. Jejich zbudovani je pritom podstatne levnejsi a rychlejsi.
Vskutku se v posledni dobe prosazuji vicezrcadlove systemy, jejichz prukopnikem byl 4,4 m na Mt. Hopkinsu v Arizone, dokonceny r. 1978. Sklada se ze sesti zrcadel o prumeru 1,8 m na spolecne montazi v budove zcela netradicniho tvaru, ktera se otaci vcelku. Tim se usetrilo 75% nakladu v porovnani s klasickym teleskopem teze mohutnosti. Podle M. Lloyda-Harta aj. se systemu da uzit jako optickeho interferometru se zakladnou 6,9 m a v infracervenem oboru na 2,2 um umoznuje system adaptivni optiky rekordni uhlove rozliseni 0,075". Provoz pristroje prinesl prekvapujici zjisteni, ze kvalita obrazu jednotlivych zrcadel se behem doby vyrazne lisila, coz prakticky znamena, ze za neklid obrazu muze vnejsi atmosfera jen asi zpoloviny - druhou polovinu neklidu obstarava bezprostredni okoli zrcadla. To vedlo k podrobnemu studiu pricin neklidu a k navrhu technologie vyroby tenkych zrcadel, jejichz tvar se behem pozorovani neustale doladuje (aktivni optika).
Spojeni obou pristupu lze spatrit v uspesnem provozu nedavno dokonceneho nejvetsiho teleskopu sveta - Keckova 10 m teleskopu na Mauna Kea. Jak znamo, sberna plocha pristroje se sklada z 36 sestibokych asferickych segmentu o prumeru 1,8 m, jez jsou behem pozorovani doladovany systemem aktivni optiky. Vedecky provoz Keckova teleskopu byl zapocat v breznu 1993, kdy byla do chodu uvedena infracervena kamera pro pasmo 1-5 um. Kvalita obrazu se pohybuje v prumeru kolem temer neuveritelnych 0,55", a vyjimecne dosahuje az 0,25". V soucasne dobe se pod vedenim hlavniho konstruktera J. Nelsona dokoncuji dalsi pridavna zarizeni, a to eseletovy spektrograf vysokeho rozliseni, nizkorozlisujici spektrograf pro opticky obor a kamera pro stredni infracervene pasmo.
V budoucnu se i u tohoto pristroje pocita s vyuzitim systemu adaptivni optiky (tj. upravy tvaru optiky v zavislosti na okamzitem stavu atmosfery). V r. 1995 vyroste ve vzdalenosti 95 m od Keckova teleskopu jeho presna kopie, a oba pristroje pak budou pracovat sprazene jako obri opticky interferometr. Jelikoz v mezidobi vyvinuli optici metodu presneho iontoveho obrabeni povrchu zrcadel, probiha v soucasne dobe vymenna operace, kdy iontove opracovane segmenty pro teleskop Keck II jsou vkladany do pristroje Keck I, a vyjmute segmenty budou rovnez iontove opracovany a pak umisteny do pristroje Keck II. Keckova nadace vlozila do projektu celkem 145 milionu dolaru, zatimco provoz obou obru hradi kalifornska univerzita.
Podle R. Bungeho budou do konce desetileti uvedeny do chodu dalsi velke teleskopy: japonsky SUBARU o prumeru 8,2 m, GEMINI (identicke 8 m reflektory pro Mauna Kea do r. 1998 a Cerro Pachon v Chile do r. 1999), arizonske dvojce 8 m zrcadel Columbus, 6,5 m Magellan, inovovany 6,5 m MMT a konecne obr mezi obry - 4x8 m VLT na Cerro Paranal v Chile.
Projekt VLT (Very Large Telescope) v cene 275 milionu dolaru zacal r. 1988 zadanim zakazky na ctyri 8,2 m zerodurova zrcadla nemecke firme Schott. V cervnu 1993 bylo prvni zrcadlo od Schottu predano francouzske firme REOSC k vybrouseni, ktere zabere plne dva roky. Toto zrcadlo bude v Chile instalovano r. 1997 a podle financni situace observatore ESO pak budou dokoncovana dalsi hlavni zrcadla s uhrnnou sbernou plochou jako jeden 15 m reflektor. Krome toho rozhodla vedecka rada VLT o porizeni tri pohyblivych 1,8 m zrcadel, ktera z VLT ucini nejvetsi opticky interferometr na svete.
Podle A. Moorwooda se pocita s vyuzitim VLT zejmena v infracervenem oboru nad 2 um, kde bude k dispozici i system adaptivni optiky v ohnisku coude (krome toho bude mit VLT Cassegrainovo a Nasmythovo ohnisko). V tomto pasmu bude mozne jak prime zobrazeni obri matici 1024x1024 pixelu tak infracervena spektroskopie s vysokym rozlisenim. Kvantova ucinnost chlazenych infracervenych detektoru se jiz blizi nejlepsim optickym maticim CCD a roste i pocet pixelu v matici. V soucasne dobe se vyvijeji prvni matice Ga:Si pro stredni pasmo 10 - 20 um s rozmerem 64 x 64 pixelu.
D. Durand aj. poukazali na zcela netradicni vyuziti stavajicich teleskopu tim, ze se postupne vytvari uplny archiv vsech (tedy i kalibracnich) mereni, ktery je po urcite ochranne lhute pristupny po elektronickych sitich vsem kvalifikovanym astronomum na svete. Od zari 1992 jsou tak archivovana veskera pozorovani francouzsko-kanadskeho 3,9 m teleskopu na Mauna Kea. Data ve standardnim formatu jsou do archivu vkladana jiz 6 h po ukonceni expozice, ale externi zajemce obdrzi jen katalogovou informaci, jelikoz prvni dva roky jsou data pristupna vylucne autorum pozorovaciho programu.
Ponekud futurologicky zneji zpravy o kanadskych pokusech s rotujicimi kapalnymi rtutovymi zrcadly. P. Hickson aj. experimentuji se zrcadlem o prumeru 2,7 m, svetelnosti f/1,9 a tloustce rtutove kapaliny pouze 2 mm, takze ke zhotoveni zrcadla staci pouhych 10 litru rtuti. Tvrdi, ze pristroj se hodi jako zenitteleskop k prehlidkam v pruhu o sirce temer 0,5O. Ve spojeni s velkou matici CCD by bylo mozne dosahnout mezne hvezdne velikosti 21 mag a za noc tak ziskat asi 2 GB udaju. Celkem by bylo v dosahu tohoto levneho zrcadla ( cena pod 200 000 dolaru) na 2 000 kvasaru a 100 000 galaxii. Borra aj. na zaklade pokusu s 2,5 m kapalnym zrcadlem o svetelnosti f/1,2 , pri nichz dosahli presnosti plochy na 1/20 vlnove delky (!) soudi, ze by nebylo problemem zhotovit o neco mene svetelne kapalne zrcadlo s prumerem 4 m.
J. Rozelot aj. se v usili o zhotoveni rozmernych zrcadel aktivni optiky vraceji az k technologii W. Herschela, ktery r. 1778 experimentoval s kovovymi zrcadly ze slitiny 71% medi a 29% cinu. V projektu LAMA uzivaji slitiny hliniku a niklu a prokazali, ze presnost opracovani povrchu dosahuje 7 nm. Kovove zrcadlo je o 50% levnejsi nez stejne velky kotouc optickeho skla, vykazuje lepsi teplotni stabilitu a jeho teplota se vyrovna s okolim behem nekolika minut. Autori zatim zhotovili kovove zrcadlo o prumeru 1,8 m, ktere by dle jejich nazoru bylo zvlast vhodne pro kosmicke aplikace, jelikoz vytecne odolava vibracim.
V radioastronomii se podarilo aktivovat interferometricky mikrovlnny system VLBI, tvoreny tremi presnymi radioteleskopy typu IRAM. Podle T. Kirchbauma aj.je po uvedeni 30 m radioteleskopu na Pico Veleta do provozu system schopen uhloveho rozliseni lepsiho nez 0,0001" na frekvenci 43 GHz, coz napr. u kvasaru s cervenym posuvem z = 1 znamena linearni rozliseni 0,4 pc. Ve Spojenych statech se zritil dalsi radioteleskop; tentokrat to byla 26 m parabola v Hat Creek v Kalifornii, vyrobena r. 1962 a nedavno modernizovana. Konstrukce anteny o hmotnosti 200 t se zhroutila 21. ledna 1993 pri silnem vetru za zimni bourky; nastesti se i tato udalost obesla bez zraneni.
Podle L. Magnaniho se u velkeho 305 m radioteleskopu v Arecibu instaluje Gregoryho napajec pro pasmo 5 GHz, takze v blizke budoucnosti bude toto neustale zdokonalovane zarizeni schopne sledovat radiove zareni v intervalu frekvenci od stovek megahertzu az po 10 GHz. V Indii se pod vedenim G. Swarupa dokoncuje obri system GMRT pro metrove vlny. Sklada se ze 30 parabol o prumeru 45 m, a dosahne rozlisovaci schopnosti jako souvisla antena o prumeru 25 km. Pristoj za pouhych 15 milionu dolaru ("u nas totiz nikdy nesnezi", poznamenava Swarup) bude pracovat v intervalu frekvenci od 30 do 1 500 MHz. Jeho prvnim ukolem bude hledat vzdalena intergalakticka mracna neutralniho vodiku, v nichz je znama 211 mm vodikova cara posunuta do oblasti metrovych vln. Swarup ocekava, ze tak bude mozne resit otazku, jak vypadal vesmir pred vznikem prvnich galaxii.
Pro studium zareni gama o extemne vysoke energii se zacala pouzivat vyrazena "slunecni pec" v Perpignanu v Pyrenejich v nadmorske vysce 1 650 m. Pomoci 18 zrcadel ze slunecni pece se totiz nyni registruji zablesky Cerenkovova zareni, vznikajici pri sprskach kosmickeho zareni gama v pasmu energii od 3 do 20 TeV.
Jinak je ovsem registrace zareni gama nyni temer vylucnou domenou mimoradne uspesne obri druzice COMPTON, vypustene 5. dubna 1991 na nizkou obeznou drahu ve vysi asi 450 km, ktera do zari 1992 ukoncila zakladni prehlidku oblohy a od te doby se venuje podrobneji mnoha zajimavym objektum, jak jsem o tom jiz psal v predeslych castech prehledu. Jistym problemem se stalo selhani palubniho magnetofonu, takze data lze ziskavat jedine v realnem case prenosem pres druzice systemu TDRSS - to umoznuje vyuzit asi 65% merenych udaju. Na dalsi problem narazili technici v polovine r. 1993, kdy vlivem odporu atmosfery klesla druzice do vyse 350 km nad Zemi a mela byt manevrem motoru druzice znovu vyzdvizena do puvodni vyse. Prvni manevr musel byt prerusen a druhy v rijnu se povedl jen zcasti. Teprve koncem roku bylo zazehnano nebezpeci, ze druzice klesne prilis nizko a bude ztracena. Mezitim rozhodla evropska kosmicka agentura ESA, ze uskutecni projekt INTEGRAL, kdy v r. 2001 vypusti ve spolupraci s NASA ruskou raketou Proton aparaturu pro pozorovani zareni gama s citlivosti asi 50krat lepsi nez ma COMPTON.
Japonska agentura ISAS vypustila 20. unora 1993 rentgenovou druzici ASCA na kruhovou drahu ve vysi 600 km. S. Zhang aj. vyvinuli metodu zobrazovani tvrdych (nad 5 keV) zdroju rentgenoveho zareni pomoci zakrytu zdroju Zemi. Jde o jistou analogii metody aperturni syntezy v radioastronomii nebo pocitacove tomografie. Kdyz se totiz druzice na nizke draze pohybuje kolem Zeme, slouzi kotouc Zeme jako stinitko, ktere postupne zakryva ruzne casti oblohy. Pri nasledujicich obletech se zdroj zobrazuje opakovane tak dlouho, az je k dispozici uplna mapa. Behem jednoho obletu druzice se tak muze zobrazit kterykoliv zdroj na 70% oblohy.
Prehlidka druzice EUVE v pasmu od 5 do 36 nm odhalila stovky diskretnich zdroju extremniho ultrafialoveho zareni, mezi jinymi i kvasar QSO 0239-591 v souhvezdi Hodin ve vzdalenosti 3 Gpc a 10 aktivni jader galaxii (AGN), ale predevsim horke bile trpasliky. Druzice tez sledovala difuzni EUV pozadi a poprve tak odhalila vyskyt He II v mezihvezdnem prostoru, cimz se ukazalo, ze plna ctvrtina mezihvezdneho helia je ionizovana.
V cervnu 1993 skoncila cinnost astrometricke druzice HIPPARCOS, ktera prekrocila planovanou zivotnost o pul roku a splnila jedinecnym zpusobem planovany cil ziskat obri katalog poloh, vlastnich pohybu, paralax a jasnosti hvezd v Galaxii. Ukazuje se, ze presnost paralax dosahne 0,001" a prostorove rychlosti nekterych hvezd budou znamy s presnosti na stovky m/s. Druzice take odhalila tisice novych dvojhvezd a ziskala udaje o promennosti stovek tisic hvezd. Ocekava se, ze uplny katalog - nejvetsi v dejinach astronomie - bude zverejnen v r. 1996.
Z kosmickych sond se ocitla nejblize k Zemi sonda GALILEO, ktera 8. prosince 1992 proletela ve vysi 304 km nad jizni casti Atlantiku, aby tak zvysila svou heliocentrickou rychlost o dalsich 3,7 km/s na celkovych 39 km/s. Predtim proletela asi 110 000 km od Mesice a poridila na 3 000 snimku oblasti severniho polu Mesice, ktera nebyla dostatecne pokryta predeslymi mapovacimi projekty. Poridila take snimky And v Jizni Americe s rozlisenim 100 m. Priblizeni k Zemi vyuzili technici z JPL k urychlenemu prenosu snimku, ktere sonda ziskala pri pruletu kolem planetky Gaspra. Ukazalo se tak, ze planetka ma vyznamne zastoupeni kovu a je slabe magneticka. Po cely prosinec a jeste v polovine ledna 1993 se technici pokouseli kratkymi impulsy raketovych motorku na druzici uvolnit zcasti rozevrenou hlavni antenu pro telemetrii, lec bezuspesne. To znaci, ze veskera dalsi telemetrie pomoci zalozni anteny bude asi o dva rady pomalejsi. Prilet k Jupiteru dne 7. prosince 1995 privede sondu na vzdalenost pouheho 1 000 km k Jupiterove druzici Io, coz by melo dat jedinecny pohled na tento vulkanicky minisvet.
Nestastny osud potkal americkou sondu Mars Observer, ktera startovala k Marsu koncem zari 1992 a po 11 mesicich letu se bez problemu dostala az do blizkosti rude planety, kde vsak tesne pred prechodem na parkovaci drahu doslo k nahle ztrate spojeni se sondou a pres hekticke usili techniku se uz sonda znovu neprihlasila. Tento velmi drahy projekt v cene bezmala jedne miliardy dolaru nejspise doplatil na improvizaci s odpalenim ventilu tlakovych nadrzi. Puvodni plan pocital s jejich uvolnenim jiz u Zeme, ale na posledni chvili byl zmenen a ventily byly odpaleny az tesne u Marsu. Odpaleni ventilu zrejme vyvolalo tlakovou vlnu a elektricky impuls, ktery poskodil palubni elektroniku natolik, ze sonda musela byt odepsana.
Spekulace o tajemnych kosmickych silach, jez zhatily misi, ktere se v teto souvislosti objevily, jsou prirozene zcela posetile - vzdyt na Marsu byly jiz od r. 1976 mimoradne uspesne americke Vikingy, sestavajici jednak ze dvou obeznych modulu, ktere pracovaly az do r. 1980 resp. 1978, a jednak ze dvou pristavacich modulu, jez byly funkcni az do r. 1982 resp. 1980. Diky nim je zmapovano s vytecnym rozlisenim 97% povrchu Marsu, a pristavaci moduly poridily dalsich 4 500 snimku sveho blizkeho okoli. Navzdory neuspechu sondy Mars Observer se pocita s vyzkumem Marsu jak ruskou tak americkou stranou v letech 1995-1997.
V porovnani se zminenymi technickymi problemy tim vice vynika temer neuveritelna vydrz americke kosmicke sondy Pioneer 10, ktera byla v polovine lonskeho roku 8,8 miliardy km od Zeme, a z jejichz 11 pristroju stale jeste 5 pracuje. Diky tomu vime, ze sonda dosud neni na hranici heliopauzy, jejiz hranice se nyni klade do vzdalenosti nejmene 90 AU od Slunce.
Po "odpocinku" na parkovaci draze se znovu vydala na dalekou cestu japonska sonda Sakigake, vypustena ze Zeme jiz v r. 1985, ktera v r. 1986 zkoumala Halleyovu kometu. Pomoci gravitacnich manevru v blizkosti Zeme, ktere se uskutecnily v cervnu 1993, byla navedena na drahu k periodicke komete Honda-Mrkos-Pajdusakova, s niz se setka v unoru 1996. Mezitim rozhodla agentura ESA o uskutecneni projektu ROSETTA, kdy r. 2003 bude vypustena kosmicka sonda ke komete Schwassman-Wachmann 3, s niz se setka r. 2008 a potom se stane jeji obeznici az do pruletu perihelem v r. 2011. Pocita se tez s vypustenim pristavaciho modulu, ale bez odberu vzorku materialu z jadra komety.
ESA tez planuje infracervenou druzici EDISON pro pasmo 3 -100 um se zrcadlem o prumeru 1,7 m, ktera by mela navazat na druzici ISO, k jejimuz vypusteni dojde na podzim r. 1995. Infracervena mereni mohou prispet ke studiu vlastnosti hvezdneho prachu, jenz vnika dovnitr slunecni soustavy na retrogradnich hyperbolickych drahach rychlosti 30 km/s, jak podle E. Grna aj. nedavno zjistila kosmicka sonda ULYSSES.
Japonska sonda HITEN ukoncila cinnost rizenym dopadem na Mesic, ale Japonci jiz planuji sondu LUNAR A, ktera by mela startovat v r. 1996 a nesla by na sve palube i tri penetratory mesicniho regolitu. Japonci tez vazne uvazuji o sondam k Marsu a Venusi. NASA planuje projekt NEAR, kdy v lednu 1998 odstartuje sonda k planetce 4660 Nereus, k niz doleti r. 2000 a u niz se usadi na parkovaci draze. V breznu 1993 vsak NASA zrusila kancelar pro pilotovane lety na Mesic a k Marsu, cimz fakticky rozhodla o tom, ze se takove lety v prvni tretine pristiho stoleti neuskutecni.
NASA je v posledni dobe silne kritizovana mnoha americkymi vedci za neefektivnost a plytvani prostredky. Poukazuje se na vazne technicke zavady HST, na omezeni vykonu sondy Galileo, ztratu sondy Mars Observer a vyhazovani miliard dolaru na stalou orbitalni stanici. Zejmena se pak ukazalo, ze vypusteni 1 kg uzitecneho nakladu raketoplanem prijde mnohonasobne draz, nez vypusteni raketou - navic bez rizika pro lidskou posadku. NASA na to v posledni dobe reagovala spustenim "stredne levnych" projektu v cene kolem 150 milionu dolaru, ktere by se daly uskutecnit do tri let od zadani. K tomu je treba poznamenat, ze temer ve vsech zemich se na vedecky vyzkum kosmu vydava jen maly zlomek penez, urcenych pro kosmonautiku - vetsinou jde asi o jednu osminu. Ceska republika, ktera v soucasnosti vydava na kosmonautiku 250krat (!!!) mene nez sousedni Rakousko, je v tomto smeru relativne i absolutne zcela na chvostu - vzdyt vinou maleho zajmu vladnich cinitelu nemame dodnes ani vlastni kosmickou agenturu, a temer se jiz prohospodaril nadejny zacatek kosmickych vyzkumu v mnoha akademickych i resortnich ustavech a prumyslovych podnicich, na ktery jsme mohli navazat.
Na konferenci v Darmstadtu se loni seslo 250 odborniku ze 17 zemi, aby se zabyvali ocenenim rizika kosmickeho smeti pro dalsi rozvoj kosmonautiky. Dospeli k nazoru, ze i kdyz nebezpecnych ulomku (o prumeru nad 10 mm) je asi 25 000, neni prakticke je primo likvidovat, ale je v nasich silach branit vhodnymi technickymi opatrenimi dalsimu prirustku kosmickeho smeti, zejmena ve vyskach od 300 do 500 km.
Dulezita data poskytla podle L. Murra a W. Kinarda specializovana druzice LDEF, ktera obihala Zemi ve vysce od 476 do 333 km v letech 1984-1990 a po 34 000 obezich se v raketoplanu vratila na Zem k podrobnemu studiu ucinku kosmickeho prostredi na material druzice. LDEF mela tvar valce o rozmerech 4,4 m x 9,2 m a na jejim exponovanem povrchu byla nalezena plna miliarda impaktnich krateru s prumerem nad 0,01 um. Ukazalo se, ze kosmicke smeti se v prostoru vyskytuje ve shlucich, a ze prumerna rychlost narazu je prekvapive vysoka: asi 16,5 km/s. Podle S. Loveho a D. Brownleeho lze z impaktu na druzici LDEF tez urcit rocni prirustek meteoriticke hmoty na Zemi, jenz cini okrouhle 40 000 tun.
Mezitim vsak M. Beech a P. Brown upozornili na obcasne riziko poskozeni ci zniceni druzic zasahem castice meteorickeho deste. K teto uvaze je inspirovala rostouci cinnost meteorickeho roje Perseid, kde se dokonce takovy dest ci spise "prehanka" na lonsky rok predpovidal. Pri rychlosti Perseid 60 km/s a hmotnosti meteoroidu 2,5 mg ( coz odpovida meteoru 2,5 mag) je kineticka energie pri srazce s druzici kolem 4,5 kJ, coz vytvori na kovovem povrchu impaktni krater o prumeru asi 50 mm a muze druzici poskodit i znicit. V ere kosmonautiky zatim doslo k jednomu skutecne intenzivnimu meteorickemu desti Leonid dne 17. listopadu 1966, kdy po dobu 40 minut stoupla frekvence ocima pozorovatelnych meteoru na 40 kusu za sekundu! Tehdy k zadne havarii druzice nedoslo, ale potencialnich tercu bylo malo a mely pomerne maly ucinny prurez. Nyni je aktivnich druzic nesrovnatelne vice a jejich prurezy jsou mnohem vetsi - z tohoto hlediska hrozi nejvetsi riziko obrim druzicim typu HST nebo COMPTON, ci rovnez budouci orbitalni stanici. Podle vypoctu autoru vzroste pri meteorickem desti riziko poskozeni velke druzice az na 0,1%. Nejblizsi dest Leonid se ocekava v listopadu 1999.
V zaveru kapitoly o pristrojove technice bych se chtel zminit o projektech na detekci kosmickych neutrin. Japonci buduji dokonalejsi verzi uspesneho hlubinneho detektoru slunecnich neutrin v podzemni dutine v dole na zinek a olovo, ktery bude tvoren nadrzi 50 000 tun ciste vody, v niz budou pozorovany zablesky Cerenkovova zareni siti 11 200 velkoplosnych fotonasobicu. Aparatura KAMIOKANDE II v cene 95 milionu dolaru bude dokoncena v r. 1996 a mela by registrovat denne 30 slunecnich neutrin, zatimco soucasna aparatura zachyti jedno slunecni neutrino za 3 dny. V USA zkouseji T. Miller aj. pilotni projekt AMANDA, jehoz podstatou je registrace vysoce energetickych slunecnich neutrin fotonasobici, spoustenymi na svislych retezcich do hloubky nekolika set metru pod hladinu oceanu. Zablesky Cerenkovova zareni by mely odpovidat neutrinum s energiemi nad 1 TeV.
Rovnez S. Barwick aj. chteji zachytit Cerenkovovo
zareni od vysoce energetickych neutrin, ale tentokrat v
polarnim ledovci. Krome toho by snad bylo mozne v ledu
zaznamenat i vysokofrekvencni radiove zareni, vyvolane
elektromagnetickou kaskadou sekundarnich castic po rozpadu
neutrina v ledu. K registraci je zapotrebi plochy asi 1 km2
ledovce a energie neutrin by se mohly pohybovat od 1 TeV az
po 1 EeV. Astrofyzikove tak nevahaji zapojit do detekce castic
cim dal rozsahlejsi oblasti zemskeho povrchu ci podzemi.