9. Život na Zemi a ve vesmíru 10 10. Astronomické přístroje 11 11. Astronomie a společnost 19 .KP
7. Kosmologie .KP 7.1. Skrytá hmota Zdá se, že ústředním problémem kosmologie zůstane i nadále již letitá otázka, z čeho se vlastně skládá skrytá hmota a jaké je její rozložení ve vesmíru. E. Kerrins a B. Carr se pokoušeli nalézt projevy skryté hmoty v infračervené oblasti spektra, kde by měli zářit zejména hnědí trpaslíci. Jelikož vůbec neuspěli, stanovili alespoň horní meze pro zastoupení skryté a zářící hmoty ve vztahu ke kritické hustotě, pro níž je ? = 1. Zjistili, že zářící hmota vesmíru dává pouze 0,3% kritické hustoty, zatímco skrytá hmota v disku Galaxie představuje pouhou 0,1% kritické hustoty. V halech galaxií se pak nachází 1 ÷ 10% kritické hustoty a v kupách galaxií 10 ÷ 30% kritické hustoty. Většina skryté hmoty (bezmála 100% kritické hustoty) tedy tvoří spojité intergalaktické pozadí, i když pro vysvětlení pozorovaných vlastností galaktických hal a kup galaxií je přítomnost skryté hmoty v těchto oblastech naprosto nevyhnutelná. Autoři si slibují zlepšení našich vědomostí o "infračervené" skryté hmotě od plánovaných družic ISO a SIRTF. J. Bahcall aj. a F. Paresce aj. využili HST ke snímkování náhodně vybraných polí, v nichž hledali co nejslabší hvězdy. Přestože v porovnání s pozemními přístroji se dostali až o 5 mag hlouběji, nalezli překvapivě málo červených trpaslíků. Odvodili tak, že nanejvýš 6% hmoty hala Galaxie a 15% hmoty galaktického disku tvoří červení trpaslíci. Na snímku kulové hvězdokupy NGC 6397 bylo tak málo červených trpaslíků, že skrze hvězdokupu prosvítají vzdálené galaxie! Autoři proto usuzují, že funkce hmoty hvězd v Galaxii dosahuje maxima pro hvězdy s hmotností 0,2 MO a směrem k nižším hmotnostem se pak už téměř žádné hvězdné objekty nevyskytují. Odtud vyplývá, že baryonní složka skryté hmoty představuje nanejvýš 5% kritické hustoty ?. To je též v souladu s měřeními R. Carswella aj. a A. Songailové aj. kteří zkoumali okolí kvasaru 0014+813 (z = 3,4) velkými pozemními spektrografy a odvodili odtud poměr zastoupení deuteria k vodíku na 2,5.10-4. Z toho ihned plyne, že baryonní hustota vesmíru je prakticky totožná s pozorovanou zářivou hustotou vesmíru, tj. převážnou část hmoty vesmíru tvoří nebaryonní hmota. K témuž závěru dospěl na základě rentgenových měření obsahu horkého plynu v kupách galaxií rovněž M. Hattori. J. Holtman aj. se zabývali otázkou, jak se na této nebaryonní skryté hmotě podílí horká a chladná složka. (Těmito termíny se myslí rychlost pohybu částic skryté hmoty: horké částice se pohybují relativistickými rychlostmi, kdežto chladné částice jsou podstatně pomalejší.) Za předpokladu, že mionová a tauonová neutrina mají stejnou klidovou hmotnost 2,4 eV, vychází pak podíl horké složky na pouhých 5% kritické hustoty. Jinými slovy převážnou část skryté hmoty tvoří chladné nebaryonní částice s klidovou hmotností blízkou nule. P. Wesson se domnívá, že vhodným kandidátem nebaryonní skryté hmoty by mohly být solitony v Kaluzově-Kleinově teorii v podobě "koulí čistého záření". Kaluzova-Kleinova teorie vznikla ve 20. letech našeho století jako pětirozměrné rozšíření obecné teorie relativity a v posledním desetiletí se k ní fyzikové vracejí jako k možné cestě při vytváření jednotné teorie pole. .KP 7.2. Velkorozměrová struktura vesmíru Jestliže ve vesmíru převažuje chladná skrytá hmota, pak by měly v raném vesmíru vznikat struktury "zdola nahoru", tj. nejprve jednotlivé galaxie, a teprve pak velké kupy a nadkupy galaxií. Výpočty G. Bryana a M. Norma na superpočítačích však v tom případě vedou k příkrému nesouhlasu s pozorováním. V modelu prostě vzniká příliš mnoho kup galaxií a naopak pozorovaná velkorozměrová vláknová struktura vesmíru se vyvíjí příliš pomalu . Když se zvolí obrácený scénář "shora dolů", odpovídající převaze horké skryté hmoty, nestačí vymezený čas historie vesmíru na vznik běžných galaxií. Autoři se proto odhodlali k vytvoření smíšeného modelu s horkou i chladnou složkou skryté hmoty, což znamenalo opravdu vytížit superpočítač, jemuž tento úkol trval plných 16 tisíc hodin (!), tj. 22 měsíců nepřetržitého výpočtu. Podařilo se jim tak výborně reprodukovat mapu rozložení horkého intergalaktického plynu, vytvořenou na základě měření rentgenové družice ROSAT, avšak poměr horkého plynu a skryté hmoty vyšel opět nesprávně. Přes tyto zásadní obtíže lze s uznáním zaznamenat pokrok při výzkum rozložení zářící hmoty v rozsáhlých oblastech vesmíru. G. Paturel aj. pořídili mapu rozložení 24 000 galaxií do vzdálenosti 200 Mpc od nás. Objevili tak "velkou slupku" elipsoidálního tvaru s centrem uvnitř místní nadkupy galaxií. Prokázali také reálnost již dříve objevené "velké stěny", obsahující hmotu řádu 1016 MO. M. Einasto aj. rozšířili výzkum struktury vesmíru na základě rozložení bohatých (Abellových) kup galaxií také pro jižní oblohu. Pro červený posuv z ? 0,1 nalezli tak na celé obloze již 4072 bohatých kup galaxií. .KP 7.3. Reliktní záření Velmi dobré údaje o velkorozměrové struktuře raného vesmíru může v principu poskytnou měření fluktuací reliktního záření, což byl ostatně hlavní úkol mimořádně úspěšné umělé družice COBE. A. Banday aj. a C. Bennett zpracovali výsledky měření diferenciálních radiometrů na palubě družice za dva roky činnosti na frekvencích 53 a 90 GHz. Při úhlovém rozlišení kolem 10° obdrželi dipólové fluktuace ?T = ± (30 ÷ 44) µK - tj. 1,5.10-5 v relativní míře - a kvadrupólové fluktuace ?T = ± 17 µK. Bemmett též určil velikost a směr dipólové anizotropie, odrážející pohyb Země vůči pozadí reliktního záření, tj. ?T = (3,36 ± 0,02) mK ve směru galaktických souřadnic l = 264° a b = 48°. K těmto družicovým měřením anizotropie nyní postupně přibývají pozemní měření s vyšším úhlovým rozlišením řádu 1°. Podle výsledků P. de Bernardise aj., E. Chenga aj., M. Dragovana aj. a M. Devlina aj. vycházejí fluktuace na úrovni (1 ÷ 4).10-5, v zásadě tedy podobně jako u družice COBE. Tím více překvapuje názor A. Mészárose, že zmíněné fluktuace vytvořily relativně blízké (pro červené posuvy z ? 2) intergalaktické struktury (nadkupy a proluky), a nikterak tedy neodrážejí rozdělení hmoty ve velmi raném vesmíru, kdy byl červený posuv z ? 1000. Naproti tomu D. Coulson aj. se domnívají, že právě měření fluktuací na úhlové stupnici kolem 1° skýtá principiální možnost rozhodnout mezi inflační kosmologií a kosmologií defektů (textur) pro velmi velmi raný vesmír (tím se myslí zlomek první sekundy po velkém třesku s červeným posuvem rostoucím nade všechny meze). Podobně J. Mather aj. soudí, že se jim z rozboru měření reliktního záření aparaturou FIRAS na družici COBE podařilo fakticky odvodit stav vesmíru v čase 1 rok po velkém třesku, kdy červený posuv z = 3.106. V pásmu vlnových délek 0,5 ÷ 5 mm dostali vynikající souhlas s Planckovou křivkou pro teplotu T = (2,73 ± 0,01) K s maximálními odchylkami pod 0,03%. K podobné hodnotě T = (2,71 ± 0,02) K dospěli na základě měření z COBE také D. Fixsen aj., kteří též určili amplitudu dipólové anizotropie (3,34 ± 0,02) mK. Její směr v galaktických souřadnicích l =169°, b = -8° však zřetelně nesouhlasí s již zmíněným výsledkem C. Bennetta. .KP 7.4. Kosmické záření, nukleogeneze Pokrok při studiu kosmického záření (fakticky vysoce energetických protonů a jader těžších prvků jakož i fotonů záření gama) je pomalý. Zčásti za to mohou omezené prostředky detekce, ale zejména mezihvězdná magnetická pole, která mění směr příletu částic kosmického záření do detektorů, takže jakákoliv identifikace zdrojů elektricky nabitých atomových jader není možná. M. Amenomori aj. používají soustavy detektorů na náhorní plošině v Tibetu k detekci spršek kosmických fotonů v pásmu energií od 100 MeV do 10 TeV, avšak s problematickým výsledkem. Úspěšnější byla aparatura EGRET na družici COMPTON, jež v letech 1990-1992 zaznamenala fotony s energií řádu TeV pro 15 aktivních jader galaxií. Nejvyšší energie částic kosmického záření lze zjistit prostřednictvím spršek sekundárního kosmického záření, jak je registruje soustava Čerenkovových detektorů "Muší oko" na náhorní plošině v Utahu. Podle P. Sokolského a E. Loha neprojevuje se v pásmu velmi vysokých energií žádná převaha částic ve směru z hlavní roviny Mléčné dráhy. S rostoucí energií částic ubývá jader atomů železa a přibývá volných protonů. U energií nad 1 EeV se pozoruje nápadný pokles počtu částic. Nicméně 15. října 1991 zaznamenala aparatura rekordní energii primární částice 300 EeV, tj. 48 J. Největším problémem v detektovaných sprškách je deficit mionových neutrin. Podle způsobu rozpadu primárních protonů a nukleonů kosmického záření bychom totiž očekávali dvakrát vyšší počet mionových neutrin v porovnání s elektronovými neutriny, ale ve skutečnosti podle měření z posledních šesti let jsou počty obou typů neutrin v detektorech shodné. Nejvýznamnější výsledek poskytl známý detektor Kamiokande, kde jsou k dispozici údaje pro neutrina s energiemi od 1 do 10 GeV. S menší jistotou je týž deficit mionových neutrin zjišťován v dalších třech detektorech v USA i v Evropě. Tento znepokojující výsledek může souviset se známým deficitem slunečních neutrin a mohl by mít společné řešení, tj. nenulovou hmotnost neutrin a tudíž možnost oscilací neutrin mezi různými módy. .KP 7.5. Modely vesmíru Ve standardním kosmologickém modelu vystupuje několik veličin, které bychom rádi co nejpřesněji určili z pozorování. Je to zejména současná hodnota konstanty rozpínání vesmíru (Hubblova konstanta) HO ( v jednotkách km s-1 Mpc-1), jejíž převrácená hodnota tO = 1/HO dává Hubblovo stáří vesmíru. Dalším podstatným parametrem je střední hustota vesmíru, vyjádřená jako bezrozměrné číslo vůči kritické hustotě ?O = 1 (pro kritickou hustotu vychází decelerační parametr qO = ?). Volným parametrem je pak kosmologická konstanta *Lambda*, o níž se dosud mlčky předpokládalo, že je přesně rovna nule. Podíváme-li se zpět do krátké historie moderní kosmologie, zjistíme, že v r. 1936 určil sám E. Hubble parametry HO = 530 a ? = 14. Z dnešního pohledu jsou obě tyto hodnoty zcela špatně. Z různých důvodů bychom "potřebovali" HO ? 50 a ? ? 1. Při zmíněné hodnotě HO vychází totiž Hubblovo stáří vesmíru na 19 miliard let, v souladu s nezávisle určovaným stářím kulových hvězdokup i červených galaxií. Loni totiž našly E. Huová a S. Ridgwayová dvě extrémně červené galaxie poblíž vzdáleného kvasaru PC 1643+4631A v souhvězdí Herkula, jejichž stáří je okrouhle právě 19 miliard let. Podle S. van den Bergha lze odhadnout stáří vesmíru (a tedy zpětně i HO) z antropického principu. Kdyby byl vesmír mladší než 1 miliarda let, nebyly by v něm dosud galaxie, hvězdy, planety ani uhlík. Kdyby byl naopak starší než 100 miliard let, vyčerpaly by všechny galaxie zásoby interstelárního plynu a trpasličí hvězdy dolní části hlavní posloupnosti by již spotřebovaly termonukleární palivo a změnily by se na bílé trpaslíky. Tím jsou tedy dány i meze pro řád hodnoty HO od 10 do 1000. S. van den Bergh se domnívá, že v posledních dvou letech zřetelně převažuje trend k vyšší hodnotě HO kolem 75, čemuž odpovídá Hubblovo stáří 13 miliard let. Přesně vzato odpovídá Hubblovo stáří takovému vesmíru, v němž je ? = 0. Pro kladná ? dostáváme přiměřeně menší stáří vesmíru, takže např. pro ? = 1 musíme příslušné Hubblovo stáří vynásobit 2/3, abychom dostali reálné (Fridmanovo) stáří. Problémy s Hubblovou konstantou souvisejí, jak známo, s nejistotami v kalibraci stupnice kosmologických vzdáleností. Jelikož trigonometrická metoda selhává už ve vzdálenostech 50 pc od Země, opírají se určení větších vzdáleností o znalost vzdálenosti pohybové hvězdokupy Hyády a pak o vztah perioda-svítivost pro cefeidy. Nezávisle lze určovat vzdálenosti supernov z jejich maximální jasnosti, neboť se všeobecně soudí, že zejména supernovy typu Ia dosahují z fyzikálních důvodů téhož maximálního zářivého výkonu. V novější době pak k tomu přibyla metoda Tullyho-Fischerova, založená na vztahu mezi rychlostí rotace galaxií a jejím zářivým výkonem. Přímé experimentální určení hustotního parametru ? je nesnadné. Podle A. Dekela a M. Reese lze z měření rychlostí galaxií v prolukách mezi kupami odvodit spodní mez 0,3. Na druhé straně P. Coles a G. Ellis soudí, že ? je rozhodně podstatně menší než 1, tj. že skryté hmoty je ve vesmíru méně, než si myslí většina odborníků (viz shrnutí v odst. 7.1.). Pokud jde o zmíněné supernovy, řada autorů vyslovuje pochybnosti o standardnosti zářivého výkonu v maximu. A. Sandage aj. např. odvodili vzdálenost galaxie NGC 5253 na základě supernov 1895B a 1972E a vyšlo jim 4,1 Mpc a odtud vyplývá HO = (55 ± 8). Podobně B. Schaefer obdržel pro supernovu 1937C a galaxii IC 4182 hodnotu HO v rozmezí od 50 do 68. Naproti tomu B. Schmidt aj. odvodili metodou expandující fotosféry supernovy 1992am v anonymní galaxii v souhvězdí Velryby vzdálenost 180 Mpc a HO = 80 a pro dalších pět supernov ve vzdálenostech od 14 do 55 Mpc nalezli HO = (73 ± 7). K obdobnému výsledku HO = (86 ± 7) dospěl M. Pierce porovnáním vzdáleností supernov a výsledků metody Tullyho-Fischera. Systematickými chybami při určení vzdálenosti galaxie metodou Tullyho-Fischerovou se však vzápětí zabýval A. Sandage a dostal po jejich odstranění pro soubor 64 galaxií HO = (48 ± 5). Naproti tomu N. Lu a E. Salpeter obdrželi z pohybů galaxií vůči kupě v souhvězdí Panny HO = (84 ± 5). Není divu, že mnoho astronomů spoléhá na nalezení cefeid v kupě galaxií v Panně, aby se kvalita indikátorů vzdáleností galaxií přece jen zlepšila. Podle R. Kennicutta se musí změřit jasnosti a periody cefeid alespoň ve 20 galaxiích s kosmologickým červeným posuvem až z = 0,007 ( úprk rychlostí až 2000 km s-1), abychom mohli lépe kalibrovat všechny sekundární indikátory vzdáleností. V tomto směru se podařil husarský kousek M. Piercemu aj., kteří našli tři cefeidy v galaxii NGC 4571 v kupě v Panně pomocí 3,6 m dalekohledu CFHT, vybaveného systémem adaptivní optiky. Odvodili odtud vzdálenost galaxie (14,9 ± 1,2) Mpc a HO = (87 ± 7). Tento výsledek vzápětí podpořila W. Freedmanová aj. na základě měření 20 cefeid v galaxii M100 rovněž v kupě v Panně pomocí širokoúhlé kamery HST. Tito autoři dostali vzdálenost galaxie (17 ± 2) Mpc, tj. HO = (80 ± 17). Tak dospíváme k příliš nízkému Fridmanovu stáří kolem 8 miliard let, v evidentním rozporu se známým stářím kulových hvězdokup a některých dalších objektů v Galaxii. Přitom tatáž skupina našla 30 cefeid v bližší galaxii M81, pro níž odvodila vzdálenost (3,6 ± 0,3) Mpc, v dobré shodě s určeními jinými metodami.Dále pak D. Kelson aj. změřili vzdálenost 29 cefeid v galaxii M101 ve Velké medvědici na (7,5 ± 0,7) Mpc. C. Hogan si však povšiml, že rozcházení stupnic vzdáleností (nad 10%) se začíná projevovat náhle právě v této vzdálenosti a mělo by se odrazit buď ve velké revizi standardní kosmologické teorie, nebo v zavedení kladné hodnoty kosmologické konstanty *Lambda*. Zatím není jasné, co tyto rozporné výsledky vlastně znamenají. J. Mould aj. soudí, že nejistota v určení vzdáleností kupy v Panně pomocí cefeid stále ještě neklesla pod 20%, a že si musíme zvyknout na to, že úkolem současných měření není ani tak určení HO, nýbrž zlepšit údaje o spolehlivých indikátorech vzdáleností. Kupa v Panně je příliš blízko, než aby se daly spolehlivě vyloučit pekuliární složky radiální rychlosti zkoumaných galaxií (výstředná poloha galaxií vůči těžišti kupy, nepřesně známý pohyb Galaxie vůči témuž těžišti, vliv okolních seskupení hmoty typu Velkého poutače nebo Velké stěny, nepřesně určený vektor pohybu vůči pozadí reliktního záření). Proto musíme být trpělivý a počkat nejméně do doby, než W. Freedmanová aj. změří vzdálenosti cefeid v dalších dvou galaxiích v Panně a prvních dvou galaxií v kupě v souhvězdí Chemické peci. Přirozeně ideální by bylo najít cefeidy v kupě v souhvězdí Vlasu Bereničina, kde střední kosmologická radiální rychlost 7150 km s-1 je bezmála stokrát větší než střední chyba výsledku. Kupa v Panně má totiž kosmologickou radiální rychlost pouze 1300 km s-1, což zvyšuje riziko systematických chyb. Není příliš divu, že nesnází standardního modelu při konfrontaci s novými pozorováními využívají kosmologičtí kacíři, především pak úhlavní protivník teorie velkého třesku F. Hoyle. Hoyle oprášil domněnku ustáleného stavu vesmíru, na jejímž vzniku se koncem čtyřicátých let tohoto století rozhodující měrou podílel a tvrdí, že lze vyvrátit námitky proti ní vznášené. Zejména prý je schopen vysvětlit pozorované počty radiových zdrojů a existenci mikrovlnného záření pozadí i jeho dipólovou anizotropii. Na rozdíl od standardní teorie nemá Hoyle potíže se souladem mezi vysokou hodnotou Hubblovy konstanty HO a vysokým stářím kulových hvězdokup. Hoyle původní domněnku změnil v tom smyslu, že k tvorbě hmoty z ničeho nedochází rovnoměrně v celém prostoru, ale naopak přednostně tam, kde již husté kosmologické chuchvalce hmoty jsou (podle principu, že čert snáší vždy na větší hromádku). Zvlášť vhodným místem k tvorbě hmoty jsou dle Hoyla aktivní jádra galaxií, kde vskutku pozorujeme energetické exploze. Nezávislým kritikem standardní teorie se stal bezděčně také P. Wesson, jenž se pokusil popsat vesmír plochou pětirozměrnou geometrií a zjistil, že pak se stává velký třesk pouhou geometrickou iluzí, závislou na výběru souřadnicové soustavy. Konečně A. Cappi si povšimnul faktu, že zásady standardní teorie jsou obsaženy v proslulé stati Euréka, kterou v r. 1848 napsal Edgar Allan Poe. Zejména tam nalezneme správné úvahy o rozpínání vesmíru a výkladu tzv. Olbersova paradoxu, ba dokonce i formulaci antropického principu! .KP 7.6. Velmi velmi raný vesmír Poněkud komický název (ale což nemají biologové poddruh homo sapiens sapiens?) se týká opravdu nejranějšího vývoje vesmíru bezprostředně po velkém třesku, charakterizovaného Planckovými fundamentálními konstantami pro hmotnost (2,2.10-8 kg), délku (1,6.10-35 m) a čas (5,4.10-44 s). A. Dudarewicz a A. Wolfendale se zabývali pozorovanou asymetrií v zastoupení částic hmoty a antihmoty ve vesmíru. Ukázali, že tato asymetrie se týká přinejmenším úrovně kup galaxií a znamená, že vesmír se nachází v tomto asymetrickém vychýlení již od času 10-20 sekundy po velkém třesku. Nicméně pokud je životnost protonu kratší než životnost vesmíru, má tato asymetrie dočasný charakter a vesmír se opět vrátí k symetrii v zastoupení hmoty a antihmoty v čase 1034 s (3.1026 let). V mezidobí se totiž naprostá většina protonů rozpadne na pozitrony, jichž bude tolik, kolik je dnes ve vesmíru elektronů. Už v sedmdesátých letech tohoto století si J. Zeldovič aj. uvědomili, že vývoj velmi velmi raného vesmíru probíhal v posloupnosti fázových přechodů, při nichž se mimo jiné vytvářely energetické defekty jako relikty energeticky vyšších fází. W. Zurek již r. 1985 ukázal, že podobné fázové přechody lze v principu sledovat v supratekutém héliu při teplotách kolem 2 K. Nyní P. Hendry aj. uvedli, že takové defekty vzniknou při zředění supratekutého hélia pod kritickou hustotu, kdy se vytvářejí četné víry, formálně obdobné kosmologickým strunám v čase 10-34 s po velkém třesku. Vzniká tak nečekaná možnost ověřování standardního kosmologického modelu extrémně žhavého počátečního vesmíru v tichých laboratořích fyziků extrémně nízkých teplot. .KP 8. Částicová a teoretická fyzika .KP 8.1. Fyzika částic Po dlouhých letech stagnace se částicovým fyzikům konečně podařil objev takříkajíc prvního řádu. Početný výzkumný tým (440 fyziků z pěti zemí) v americké laboratoři FERMILAB v Chicagu oznámil, že na urychlovači TEVATRON pozorovali příznaky rozpadu dlouho hledaného šestého kvarku (top). (Předešlý kvark bottom byl objeven v téže laboratoři již v r. 1977.) Data z obřího srážkovače TEVATRON, jenž je vyladěn na rekordní energii srážek protonů s antiprotony plných 1,8 TeV, byla shromažďována plných 10 měsíců od srpna 1992 a zpracována nezávisle třemi výzkumnými týmy. Do poloviny r. 1994 získali z analýzy jednoho bilionu srážek pouhých 15 případů rozpadu kvarku top, jež probíhají opravdu bleskurychle během 10-25 sekundy. Odtud vychází ekvivalentní klidová hmotnost tohoto kvarku na 174 GeV/c2 (přibližně hmotnost jádra atomu zlata). V připojené tabulce uvádím klidové hmotnosti všech šesti kvarků a pro porovnání též všech elektronů a intermediálních bosonů v jednotkách MeV/c2: Klidové hmotnosti vybraných částic ??????????????????????????????????????????? ? Název částice ? Klidová hmotnost ? ??????????????????????????????????????????? ? elektron
? 0,511 ? ? mion
? 105,7 ? ? tauon
? 1 784 ? ? boson W ( ± ) ? 80 400 ? ? boson Zo
? 91 200 ? ? kvarky: up (u) ? 5 ? ? down (d) ? 8 ? ? charm (c) ? 1 270 ? ? strange (s) ? 175 ? ? bottom (b) ? 4 250 ? ? top (t) ? 174 000 ? ??????????????????????????????????????????? Tabulka tedy poprvé obsahuje úplné údaje o klidových hmotnostech všech hlavních stavebních kamenů hmoty, jak je zná současná fyzika, tj. o třech elektricky nabitých leptonech (elektron, mion, tauon) a všech třech rodinách kvarků (u,d; c,s; b,t). Klidová hmotnost všech tří neutrin (elektronové, mionové, tauonové) je nejspíše velmi blízká nule. Z intermediálních částic, zprostředkujících interakce, je vynechán graviton (gravitační interakce) a foton (elektromagnetická interakce), jež mají klidové hmotnosti rovny nule. Nenulovou hmotnost mají částice, zprostředkující silnou jadernou interakci (gluony) a v tabulce uvedené intermediální bosony (W ± ,Zo), zprostředkující tzv. elektroslabou interakci. Podle dnešních fyzikálních názorů rozhoduje o hmotnostech částic tzv. Higgsův boson, který je dosud hypotetickou a zřejmě velmi těžkou částicí s klidovou hmotností někde mezi 60 GeV a 1 TeV. Není naděje, že by Higgsův boson objevili na Tevatronu, který nyní pracuje na hranici svých urychlovacích možností. K objevu Higgsova bosonu může dojít nejdříve kolem r. 2010, až bude v provozu největší srážkovač světa LHC v laboratoři CERN v Ženevě (projektovaná energie srážek 14 TeV). Objev Higgsova bosonu by byl jakýmsi symbolickým dovršením vývoje částicové fyziky, která začala r. 1897, kdy Sir Joseph John Thomson prokázal existenci elektronu. Jednou z nejzáhadnějších částic stále zůstává neutrino, postulované r. 1930 W. Paulim z čirého zoufalství (v deníku ze 4. 12. toho roku si Pauli zapsal: "Dnes jsem učinil cosi, co by teoretik neměl ve svém životě nikdy udělat. Pokusil jsem se nevysvětlitelné objasnit nepozorovatelným.") - ještě v r. 1939 se sám velký A. Eddington domníval, že neutrina jsou pouhou chimérou. Teprve v r. 1956 prokázali existenci neutrina Američané C. Cowan a F. Reines, ale spory o klidovou hmotnost neutrin přetrvávají dodnes. Podle G. Frasera můžeme dosud stanovit pouze velmi liberální horní meze klidových hmotností jednotlivých typů neutrin, tj. elektronové neutrino je lehčí než 20 eV/c2 a mionové neutrino lehčí než 0,16 MeV/c2. Skutečné hodnoty hmotností budou ovšem téměř určitě mnohem nižší a stále není vyloučeno, že se rovnají nule pro všechny tři typy neutrin. Kosmologické zastoupení všech typů neutrin je patrně stejné, takže krychlový metr prostoru obsahuje v průměru po 110 milionech neutrin každého typu. R. Miller aj. hledali neutrina, přicházející z galaktických supernov, pomocí detektoru IMB v Ohiu v pásmu energií od 20 do 60 MeV. Za 863 dnů měření v intervalu od května 1986 do března 1991 nenašli žádný signál, takže v této chvíli je známa horní mez četnosti vzplanutí supernov II. typu v Galaxii - 0,7 supernovy za rok. (Aparatura IMB se proslavila v únoru 1987, kdy zachytila několik neutrin od supernovy 1987A ve Velkém Magellanově mračnu.) O zajímavém experimentu s detekcí mionových neutrin se nyní uvažuje v laboratoři CERN. Silným zdrojem těchto neutrin je totiž tamější urychlovač SPS a neměl by být zvláštní problém namířit takto vzniklý svazek neutrin na podzemní detektor v italském Gran Sassu, vzdálený od Ženevy asi 700 km. Tak by se zjistilo, zda během této cesty dochází k případným oscilacím neutrin, čímž by se nepřímo prokázala jejich nenulová klidová hmotnost. Něco podobného plánují též Japonci, kteří chtějí "posvítit" neutriny z urychlovače KEK na detektory v dole Kamiokande na vzdálenost 250 km. .KP 8.2. Obecná teorie relativity Vloni uplynulo právě tři čtvrtě století od historického úplného zatmění Slunce z 29. května 1919, během něhož britské výpravy do Sobralu v severní Brazílii a na Princův ostrov v Guinejském zálivu změřily ohyb světla hvězd v blízkosti slunečního kotouče v souladu s předpovědí teorie relativity (1,75" pro bodový zdroj na okraji disku). Výsledek měření byl vědecké veřejnosti oznámen na dramatické schůzi britské Královské astronomické společnosti dne 6. prosince 1919 a od té chvíle získala obecná teorie relativity (OTR) světovou proslulost. V současné době umožňuje podle A. Andersona aj. sledování binárního pulsaru PSR 1913+16 v souhvězdí Orla ověřovat platnost OTR celkem 12 nezávislými testy - ve všech OTR obstává skvěle. Na druhé straně zjistil loni G. Hegerfeldt, že signalizování mezi atomy může probíhat rychlostí vyšší než je rychlost světla, ale ani v tomto bizarním případě se neporušuje kauzalita. Zmíněný autor totiž našel koncepční chybu v starší práci E. Fermiho, v níž se zabýval nemožnosti sestrojení "stroje času". S podobnou myšlenkou pro makroskopické objekty přišel prakticky současně M. Alcubierre, jenž ukázal, jak by se dalo cestovat v prostoru libovolně rychle a bezpečně - pozorovatel by se totiž během takového letu nacházel v beztížném stavu a žádné zrychlení by nepociťoval. Jeho práce navazuje na teorii H. Casimira z r. 1948 o negravitačním odpuzování hmoty a její experimentální důkaz M. Sparnaayem r. 1958 (polarizace vakua). Jediným technickým problémem Alcubierrova nápadu zůstává nedostupnost exotické hmoty se zápornou energií, potřebné pro takové kosmické eskapády. Z OTR vyplývá, jak známo, existence gravitačně zhroucených objektů - černých děr. O takto zhroucených objektech uvažovali v rámci Newtonovy gravitační teorie jako první J. Michell r. 1783 a P. Laplace r. 1795. Po formulování OTR se o statickou teorii černých děr pokusil již r. 1916 K. Schwarzschild, ale realistickou teorii rotujících černých děr vypracoval R. Kerr až v r. 1963. O rok později zjistili E. Salpeter a J. Zeldovič, že v gravitační potenciálové jámě černé díry bude padající hmota silně vyzařovat, což se pak dramaticky potvrdilo zejména v případě některých rentgenových dvojhvězd a v poslední době též v okolí supermasivních černých děr v jádrech některých galaxií. J. Grindlay loni ukázal, že většina kvasarů skončí v budoucnu jako supermasivní černé díry (pokud jimi nejsou už nyní), jelikož v každém případě se z malého objemu vyzařuje velká energie, což nutně musí vést ke gravitačnímu zhroucení objektu. Tím více překvapuje, že pokud se v jádře Galaxie nalézá supermasivní černá díra, že je tak "tichá". Podle G. Browna aj. se může neutronová hvězda s hmotností kolem 1,5 MO zhroutit spontánně na černou díru, jelikož nukleonová kapalina (z níž je vytvořena reálná neutronová hvězda) je stlačitelnější než čistě neutronová kapalina. Brown společně s H. Bethem se proto domnívají, že neutronová hvězda po výbuchu supernovy 1987A ve Velkém Magellanově mračnu existovala jen po dobu 12 sekund a pak se zhroutila na černou díru - proto nejsme schopni objevit pulsar v pozůstatku supernovy. Když S. Hawking předpověděl v r. 1974 efekt vypařování prvotních málo hmotných černých děr, ukázal, že závěrečná exploze by měla vrcholit pro fotony s energií 250 MeV, vyzářené v mikrosekundovém záblesku s úhrnnou energií řádu 1027 J. O detekci takových záblesků se pokusili C. Fichtel aj. na základě měření aparatury EGRET na družici COMPTON. Jelikož nenašli ani jeden signál, odvodili odtud horní mez zániku prvotních černých děr na 1 případ v krychlovém parseku za 20 let. Dalším dosud přímo nepotvrzeným důsledkem OTR je existence gravitačního záření, které by se mělo podle M. Yverta uvolňovat zejména při splynutí těsné dvojhvězdy, při asymetrickém výbuchu supernovy a při oběhu binárních pulsarů. Experimentálně jde snad vůbec o nejobtížnější fyzikálně měření s ohledem na mimořádnou slabost gravitační interakce. (Z téhož důvodu patří dodnes gravitační konstanta G k nejhůře určeným základním fyzikálním konstantám s relativní chybou řádu 10-4.) Největší naděje se v současné době vkládají do interferometrického systému LIGO (Laser Interferometer Gravitation Observatory), který budují společně Kalifornský a Massachussettský technologický ústav (Caltech a MIT) v Hanfordu ve státě Washington a v Livingston Parish v Louisianě. Ramena interferometru budou dlouhá 4 km a laserový paprsek proběhne vzduchoprázdnými trubicemi několiktisíckrát. Náklady na zbudování aparatury LIGO dosáhnou asi 300 milionů dolarů, z čehož plných 90% stojí vakuová aparatura (pro tlak 10 nPa v ramenech interferometru). První pokusy by měl začít v r. 1997 a roční provoz bude vyžadovat výdaje ve výši 70 milionů dolarů. Očekává se, že LIGO dosáhne relativní citlivosti 10-18, tedy stokrát vyšší než fungující prototyp s rameny dlouhými 40 m a umožní tak zachytit gravitační impulsy od tří supernov (ve vzdálenostech do 15 Mpc od Země) za rok. Přístroj bude mít nejvyšší citlivost pro gravitační vlny s frekvencí od 100 Hz do 1 kHz. Jistě je nesnadné činit předpovědi, ale troufám si tvrdit, že pokud se podaří gravitační vlny z vesmíru opravdu prokázat, tak autory měření nemůže minout Nobelova cena.
Konec 8. kapitoly .KP
9. Život na Zemi a ve vesmíru Zásluhou nových paleontologických výzkumů v Etiopii víme, že nejstarší hominidé, reprezentovaní druhem Australopithecus ramidus žili v Africe již před 4,5 milionem let. Srovnávací biologové ukazují, že střední životnost druhu je jen řádu milionů let, a možná i pouhých desítek tisíc let, takže Homo sapiens může mít opravdu již na kahánku. Proto možná již nejsou tak předčasné úvahy L. Scheffera o vyhlídkách strojové inteligence ve vesmíru. Lze-li totiž považovat myslící bytost za běžící program, není už ani pro nás problémem přerušit řešení na stávajícím počítači, poslat dílčí výsledek jinam a tam výpočet dokončit. Takový přenos je totiž energeticky docela levný. Kdybychom chtěli přenášet celou lidskou bytost ve velmi jednoduchém "obalu" o výsledné hmotnosti pouhých 100 kg, pak jen urychlení tohoto nákladu na rychlost 0,7c by vyžadovalo energii 1019 J. Jestliže však přenášíme jen "informační obsah" člověka, tj. stavy neuronů v mozku a synapsí mezi nimi, což autor odhaduje na 3.1014 bitů, stačí na přenesení této informace rádiem pouhých 12 nJ, tj. ušetříme plných 27 řádů. Přenos informačního obsahu člověka na vzdálenost 100 světelných let by při stávajících cenách elektrické energie vyžadoval pakatel - 4500 dolarů. Přenos informací lze ještě zlevnit, když budeme vysílat na cíl, který bude v zákrytu za Sluncem, neboť pak lze signál v místě příjmu zesílit efektem gravitační čočky - Slunce. Podle Sheffera je proto překvapující, že jsme touto formou nebyli kolonizováni vyspělejší kosmickou civilizací. Domnívá se, že by v každém případě měla být snadno kolonizovatelná celá Galaxie. Jestliže se tak nestalo, jsou patrně civilizace ve vesmíru mimořádně vzácné. To je tedy soudobá verze proslulého Fermiho paradoxu. Sheffer soudí, že pokud civilizace existují, vyměňují si informace ve velmi úzkých svazcích, takže jejich odposlech je prakticky nemožný. Není vyloučeno, že Shefferovu úvahu studovali členové amerického Kongresu, kteří v loňském roce zastavili již započatou podporu NASA na program hledání cizích civilizací prostřednictvím příjmu radiových signálů. Na tento program bylo na základě předchozího schválení Kongresu vynaloženo již 58 milionů dolarů, zrušení programu si vyžaduje další milion dolarů, a na daný rok NASA žádala 12,3 milionů dolarů. Někdy se zdá, že se američtí poslanci shlédli v hospodářském systému úplně jiné krajiny. Proto jsou nyní programy SETI odkázány na mecenáše. V poslední době se uskutečnila přehlídka 24 hvězd slunečního typu u radioteleskopu v Arecibu na ostrově Portoriko a soustavná přehlídka 2646 čtverečních stupňů oblohy u radioteleskopu v Goldstone v Kalifornii (úhrnem 1200 hodin pozorování). P. Horowitz dokončil pětiletou přehlídku META pomocí 26 m radioteleskopu citlivým přijímačem s více než 8 miliony kanály na frekvencích 1,4 a 2,8 GHz. Během té doby zaznamenal celkem 37 "podezřelých" signálů, jimž se nyní hodlá podrobněji věnovat. Obdobnou přehlídku nyní chystá pro 30 m radioteleskop v Argentině. Mezitím dokončuje sestrojení přijímače s 240 miliony kanály. V Arecibu probíhá od dubna 1992 projekt SERENDIP (souběžné naslouchání při jiných odborných pozorováních oblohy) na frekvenci 430 MHz, jemuž bylo věnováno již 4800 hodin. Kopii přijímače se 4,2 miliony kanálů dostane radioteleskop ohijské státní univerzity a mezi tím se v Arecibu vyvíjí přijímač se 160 miliony kanály. K udržení programu jsou zapotřebí částky kolem 10 milionů dolarů a radioastronomové mají vskutku naspěch. Rostoucí úroveň civilizačního radiového šumu totiž znemožní tyto přehlídky nejpozději během 10 let. .KP 10. Astronomické přístroje Ani konstruktéři obřích optických dalekohledů nemají lehký život - vinou právníků a ekologů. Chilští právníci totiž rozeběhli velmi nepříjemný spor o vlastnická práva k vrcholu hory Paranal v severním Chile, kde se již delší dobu buduje příští největší dalekohled světa - VLT - o úhrnném průměru sběrné plochy 16 m. Jedna zámožná chilská rodina pojednou zjistila, že pozemek, darovaný observatoři ESO chilskou vládou, je ve skutečnosti jejím soukromým vlastnictvím, a tak zahájila právní kroky, které přinejmenším zdrží a prodraží výstavbu tohoto jedinečného přístroje, jehož cena činí 330 milionů dolarů. Navzdory právním kličkám se však výstavba VLT nezastavila a koncem prosince 1994 byly do přístavu Antofagasty dopraveny z Evropy kovové konstrukce pro teleskop. V téže době výrazně pokročilo broušení prvního 8,4 m zrcadla pro VLT a druhé zrcadlo bylo ze skláren v Mainzu dopraveno k broušení do Francie. Ještě zákeřněji si počínají arizonští "ekologové", kteří se neustále soudí s konzorciem amerických univerzit, budujících nové přístroje na vrcholu hory Graham. Namítali totiž, že výstavba dalekohledů ohrožuje tamější vzácnou populaci rezavých veverek, navzdory tomu, že jde o zcela běžné veverky, které ve výši přes 3000 m n. m. vůbec nežijí. Kromě toho se na úbočích hory těží již delší dobu dřevo, takže po silnicích, které k tomu cíli byly už dávno vybudovány, jezdí nákladní vozy s kládami. Tento ruch prý veverkám nevadí, neboť jsou na něj - dle "ekologů" - zvyklé. Zato prý by mohla utrpět duševní rovnováha veverek, které by pohlížely na nezvyklé půlkulaté kopule astronomické observatoře... K tomu už snad není co dodat; snad jen to, že na blízké observatoři Kitt Peak se rezavé veverky za posledních 20 let úspěšně rozmnožily a duševní újmu při pohledu na více než tucet kopulí evidentně neutrpěly. Předloni však byl na Mt. Grahamu uveden po 15 letech výstavby do chodu nejsvětelnější (f/1,0 !) dalekohled VATT (vatikánsko-arizonský teleskop) s průměrem primárního zrcadla 1,8 m a povrchovou přesností 17 nm. V červenci 1994 bylo u něj vybudováno Gregoryho ohnisko (f/9) a od září téhož roku je přístroj v rutinním provozu. Běžně dosahuje zobrazení lepšího než 1" pro bodové zdroje. Hlavním přístrojem na Mt. Grahamu má být dvojitý teleskop se zrcadly o průměru 8,4 m, tedy s úhrnnou sběrnou plochou jako 11,8 m zrcadlo, původně zvaný Columbus. Nyní dostal nové označení LBT (Large Binocular Telescope). Jedno zrcadlo je již dokončeno, a nyní se brousí druhé. Nebýt obstrukcí "ekologů" mohli mít již v Arizoně největší dalekohled na světě. Mezitím úspěšně pokračují práce na monolitických 6,5 m zrcadlech, zhotovených v rotačních pecích. Zrcadlo pro budoucí dalekohled MMT na Mt. Hopkins v Arizoně bylo odlito v dubnu 1992 a v r. 1996 bude připraveno pro instalaci na observatoři. V únoru 1994 byl odlit další 6,5 m borosilikátový disk pro dalekohled Magellan v Chile, jenž má být hotov v r. 1997. Třetí 6,5 m zrcadlo dostanou patrně Mexičané pro observatoř San Pedro Martír. Odlito je již i 8,3 m zrcadlo pro japonský dalekohledu Subaru, který má být dokončen na Mauna Kea r. 2000. Světová jednička, 10 m Keckův teleskop na Mauna Kea, se již zapojila do vědecké práce. Poslední segmentové zrcadlo bylo instalováno v dubnu 1992 a v r. 1994 byl uveden do chodu jedinečný obří spektrograf HIRES o hmotnosti 8 tun, vybavený maticí CCD o hraně 2048 pixelů. Spektrograf s obsluhou rozmlouvá umělým hlasem a identifikuje vlastní závady. První vědecké výsledky, získané infračervenou kamerou NIRC, pracující v pásmu od 1 do 5 µm, byly zveřejněny již 1. ledna 1994. Kamera je vybavena maticí InSb o hraně 256 pixelů a umožnila sledovat infračervené objekty do 22 mag. Mimo jiné posloužila ke studiu nejvzdálenějšího kvasaru (z = 4,9), nejvzdálenější radiogalaxie (z = 3,8) a nejsvítivější infračervené galaxie (z = 2,3). Spektrograf HIRES dokáže měřit radiální rychlosti pozdních hvězd s přesností na 1 m s-1 ! Koncem r. 1993 byla již dokončena hrubá stavba kopule pro II. Keckův teleskop, takže velmi pravděpodobně již koncem r. 1996 budou oba obří přístroje v chodu jako jedinečný interferometr. Jejich úhrnná sběrná plocha bude stejná jako u 14 m reflektoru, čímž se posílí jejich postavení na špici světové tabulky nejméně do r. 2002, kdy nejdříve jim začne konkurovat VLT v Chile. O Keckův teleskop se nyní intenzívně zajímá NASA, která vkladem bezmála 7 milionů dolarů si vlastně zakoupila podíl na pozorovacím čase. NASA vynaloží na dokončení Keckových teleskopů celkem 40 milionů dolarů, neboť chce přidělených 16% pozorovacího času využít k hledání planet mimo sluneční soustavu. Keckův inteferometr totiž dokáže u blízkých hvězd odhalit přítomnost planet o parametrech jako Uran a přímo zobrazit planety podobné Jupiteru. Mezi dalšími projekty dobře pokračuje GEMINI (dvojice 8 m reflektorů pro severní a jižní polokouli) a uvažuje se o společném přístroji Německa a Jižní Afriky o průměru zrcadla 4 m v Gambsbergu v Namíbii ve výši 2350 m n.m. Zde se totiž v budoucnosti uvažuje i o výstavbě obřího 12 m reflektoru, a ESO koketuje s myšlenkou přemístit tam VLT v případě, že by právnické spory zdržovaly i nadále výstavbu na Cerro Paranal. Netradiční reflektor Hobby-Ebérly o průměru 11 m budují od března 1994 na Mt. Fowlkes v Texasu. Reflektor bude totiž sestávat z 91 metrových segmentů a bude pevně nastaven do výšky 55° nad obzor. Pouze na počátku expozice bude přístroj zamířen na sledovanou hvězdu, zatímco pohyb během expozice vyrovná posuv optického světlovodu, jenž bude dodávat světlo objektu do pevného spektrografu. Společný projekt pěti amerických a německých univerzit má dát první zkušební výsledky již r. 1997. Vláknovým spektrografem byl též vybaven Herschelův teleskop (WHT) o průměru primárního zrcadla 4,2 m na Kanárských ostrovech. Z primárního ohniska f/2,8 vede až 150 světlovodů do Nasmythova ohniska na vzdálenost plných 26 m. Jelikož nevignettované zorné pole WHT činí plných 40?, lze tak spektrálně zobrazovat i plošné objekty. V pásmu vlnových délek 544 ÷ 644 nm dosahuje propustnost světlovodů přes 80%. Světlovody mají dle F. Watsona velký význam také pro moderní využití širokoúhlých Schmidtových komor jako vícevláknových spektrografů. Na světě je dnes celkem osm komor s aperturou nad 1 m - největší (1,34 m) se nachází v Tautenburgu poblíž Jeny. Pomocí vláken lze totiž oddělit spektrograf od pohyblivých částí komory a tím se zvýší stabilita měření. A. Ardeberg aj. již uvažují o 25 m reflektoru se sférickými segmenty o úhrnné sběrné ploše 470 m2 a světelností f/0,8! Reflektor by měl vykreslit pole 40" s rozlišením 0,2" a jeho cena by neměla přesáhnout 110 milionů dolarů. Poněkud nostalgicky působí zpráva, že po devítileté přestávce byl v r. 1994 znovu uveden do chodu proslulý Hookerův 2,5 m reflektor na Mt. Wilsonu, jenž má být mimo jiné vybaven adaptivní optikou. Podle K. Davidsona byla adaptivní optika vyvinuta americkou armádou v průběhu osmdesátých let, avšak astronomové sami tuto metodu nezávisle vynalezli na počátku devadesátých let, načež Pentagon souhlasil s uvolněním tajných poznatků. Praotcem adaptivní optiky byl ostatně známý astronom H. Babcock, který již r. 1953 chtěl pokrýt zrcadlo olejovým filmem, jehož tloušťku by ovládal dostatečně rychle elektrostaticky, a tím přizpůsoboval tvar povrchu změnám v atmosféře. V r. 1981 vymyslel J. Feinleib umělou hvězdu, vznikající odrazem světla laseru na molekulách dusíku a kyslíku ve výšce asi 10 km nad Zemí, jako kalibrační zdroj pro adaptivní optiku. Posléze se však ukázalo, že výhodnější jsou umělé hvězdy, vznikající excitací atomů sodíku ve výškách 100 km nad Zemí. Příslušný sodíkový laser pro 3 m reflektor na Lickově observatoři o výkonu 20 W se již konstruuje, ale na Mt. Wilsonu budou mít lacinější excimerový laser, dovolující úpravy tvaru zrcadla s frekvencí 300 Hz. Podle E. Ribaka a F. Rigauta lze však využít místo umělých hvězd také planetek, které jsou dostatečně jasné a pohybují se téměř po celé obloze. V době, kdy by se přiblížily k zajímavým objektům na malou úhlovou vzdálenost, by šlo zvýšit výkon adaptivní optiky až na 25 mag ve vizuální a 21 mag v infračervené oblasti spektra. Naopak lze zase systémem adaptivní optiky zobrazovat povrch planetek, jež se přiblíží k dostatečně jasné referenční hvězdě. Další nostalgickou zprávou se stalo sdělení S. Ringwooda, že si postavil přesnou repliku proslulého dalekohledu Galilea Galileiho. Podle Galileových záznamů zvětšoval jeho první přístroj z r. 1609 pouze třikrát, ale v lednu 1610 již měl solidní přístroj zvětšující 33krát, z něhož se dochovala polovina čočky. Tato čočka měla průměr 58 mm a ohnisko 1700 mm, byla však cloněna na průměr 38 mm. Ringwood zkoušel zvětšení 20krát, ale nebyl schopen zopakovat Galileovy objevy, takže je prakticky jisté, že Galileo využíval zvětšení 33krát a velmi omezeného zorného pole 8?. Ringwood zjistil, že replika měla zcela malou chromatickou i sférickou vadu, a že se jí daly snadno pozorovat hvězdy do 8 mag. Galileo musel být proto překvapen značným počtem hvězd, které nebyly patrné očima. Replika umožňuje snadné pozorování Galileových družic Jupiteru, což je objev z ledna 1610. Naproti tomu neumožňuje pozorování oblačných pásů Jupiteru a přirozeně ani prstenců Saturnu. Fáze Venuše lze rozlišit od fáze 0,75, což Galileo dokázal těsně po horní konjunkci v říjnu 1610. Sluneční skvrny Galileo objevil v červnu 1611 a je skoro jisté, že přitom používal projekce, takže není pravda, že by pozorování Slunce vyvolala jeho oslepnutí ve stáří. Mapa Měsíce, kterou Galileo pořídil v prosinci 1609, je zcela nepřesná - za to asi nemohly nedokonalosti dalekohledu, nýbrž fakt, že učenec nebyl žádný kreslíř. V každém případě objevy, učiněné Galileem v letech 1609-11 tímto primitivním přístrojem, způsobily takovou revoluci ve vědě, jakou stěží dosáhnou obří přístroje, uvedené do chodu na přelomu tohoto a příštího tisíciletí... Do třetice další kapka nostalgie. Sám I. Newton experimentoval s rotujícími rtuťovými zrcadly, která si při horizontální poloze mísy samočinně vytvářejí povrch ve tvaru rotačního paraboloidu. Technické nesnáze a známá jedovatost rtuťových výparů však tuto techniku nadlouho odsunula, až před deseti lety kanadský astronom E. Borra vyřešil problém vibrací při rotaci mísy se rtutí zavedením vzduchových ložisek. Podařilo se mu sestrojit zrcadlo o průměru 2,5 m a aby zabránil trhání 2 mm vrstvy rtuti vytvořil na dně mísy vrypy. Pak stačí udržet rotační rychlost kolem 10 obrátek za minutu s relativní přesností 10-5 - a levný zenitteleskop je na světě. Téhož principu využili P. Hickson aj. k sestrojení zenitteleskopu s průměrem rtuťového zrcadla 2,7 m na univerzitní observatoři ve Vancouveru, B.C. Jako detektoru využívají matice CCD s hranou 2048 pixelů. Při integračním času 2 min. mohou tak prohlížet v zenitu pruh o šířce 20?, kde obrazy bodových zdrojů jsou menší než 2". To by mělo stačit ke klasifikaci galaxií a měření červených posuvů zhruba pro desítky tisíc galaxií a tisíce kvasarů do R = 21 mag. Americká NASA nyní vybudovala za pouhých 500 tisíc dolarů 3 m rotující rtuťové zrcadlo pro studium částeček kosmického smetí. Za noc jsou schopni prohlédnout pás na obloze o ploše 21 čtverečních stupňů a očekávají, že budou moci registrovat všechny objekty o průměru nad 20 mm na nízké oběžné dráze a nad 100 mm na geosynchronní dráze. Podle W. Shutera a L. Whiteheada by bylo možné nahradit rtuť amalgámem železa a rtuti a tím tvarovat povrch řízeným magnetickým polem. Tak by bylo možné přeměnit rotující paraboloid na kulový vrchlík, tak jako je tomu u obřího radioteleskopu v Arecibu. Pro zrcadlo o průměru 2,65 m a světelnosti f/1,9 by se dalo zorné pole rozšířit až na 100 čtverečních stupňů! R. Ragazzoni a E. Marchetti zase uvažují o tenkém elektricky vodivém povrchu tlumeném glycerinem proti vibracím, jenž by bylo možné proměnným magnetickým polem cívek na dně rotující nádoby rychle deformovat podle principů adaptivní optiky. Oprášený Newtonův nápad, vylepšený moderními technickými kouzly, by tak nakonec mohl znamenat relativně levnou výrobu obřích dalekohledů s výtečným optickým výkonem. O tom, že se fantazii meze nekladou, pak svědčí Siglerův objev apochromatických kapalných čoček, které jsou rovněž podstatně levnější než jejich skleněné protějšky. Ze Země prakticky nedostupná oblast blízkého a středního infračerveného záření byla až dosud vyhrazena Kuiperově létající observatoři (KAO). Zrcadlo o průměru 0,9 m bylo tlumeno vzduchovými polštáři, aby se odstranil vliv vibrací letounu C-141 a turbulence ve výši 12,5 km, kde mohla observatoř nepřetržitě pracovat po dobu 7 h. Za rok se uskutečnilo v průměru 70 letů, avšak od r. 1996 bude observatoř KAO zakonzervována, aby NASA ušetřila 12 milionů dolarů ročně a mohla je věnovat na přípravu výkonnější observatoře SOFIA, vybavené zrcadlem o průměru 2,5 m na palubě obřího letadla B-747. Infračervená aparatura nové observatoře bude o řád citlivější a její rozlišovací schopnost třikrát lepší než u KAO. Když vše dopadne finančně dobře, mohla by SOFIA uskutečňovat 160 letů ročně počínaje r. 2000. Na pásmo infračervené pak plynule navazují přístroje pro mikrovlnnou astronomii. Nejnovějším přírůstkem je Hertzův submilimetrový teleskop o průměru paraboly 10 m pro pásmo od 0,3 mm do 1 mm, jenž byl uveden do chodu na již proslulém Mt. Grahamu v Arizoně. Prakticky současně byl dokončen ambiciózní americký projekt kontinentálního interferometru pro pásmo milimetrových až decimetrových vln VLBA (Very Large Baseline Array). Během 7 let bylo nákladem 85 milionů dolarů postaveno 10 radioteleskopů s průměrem paraboly 25 m napříč celými Spojenými státy, od ostrovů Panenských po Havajské. Radioteleskopy pracují synchronně jako jedinečný interferometr, takže jsou schopné docílit rozlišení 0,024" na vlnové délce 0,9 m (330 MHz)a dokonce 0,0002" na vlnové délce 7 mm (43 GHz). O synchronizaci záznamů na 504-stopé magnetické pásce se starají vodíkové masery, pracující s relativní přesností 10-13. Data se přenášejí do korelátoru v Socorru v Novém Mexiku, kde je řídící centrum známé obří antény VLA. Podle D. Finleye dokončí v r. 1997 aparatura VLA radiovou přehlídku 82% oblohy na sever od -40° deklinace v pásmu 1,4 GHz, jež byla zahájena v září 1993. Na vzdálenost 160 km od observatoře platí zákaz používání mobilních buňkových telefonů, jejichž komunikace s družicemi v pásmech 1,6 a 2,5 GHz ruší citlivá zařízení radioastronomů. Mezitím byly zveřejněny holandské a švédské studie, jak by měly vypadat obří radioteleskopy budoucnosti. Náklady na ně se vyšplhají až někam ke 300 milionům dolarů. Uvažuje se buď o sestavě 40 radioteleskopů s parabolami o průměru 15 m, anebo o 90 radioteleskopech o průměru 10 m, jež by mohly pracovat v milimetrovém pásmu od 0,8 mm do 3 mm patrně na náhorní plošině v chilských Andách. Konfigurace by sestávala z hustého shluku radioteleskopů v kruhu o průměru 400 m, dále z řidšího pokrytí elipsy s osami 30x50 km, a konečně z několika přístrojů ve vzdálenosti až 150 km od centra. Tímto uspořádáním by se docílilo současně vysoké citlivosti (sběrná plocha až 75krát vyšší než u VLA) i skvělé rozlišovací schopnosti. O slovo se přihlásil i legendární spoluzakladatel radioastronomie G. Reber, jenž uvažuje o měřeních kosmického radiového záření v pásmu hektometrových vln (kolem 1 MHz). Je to neuvěřitelné, ale v době minima sluneční činnosti je zemská ionosféra zčásti propustná pro hektometrové vlny ve dvou souměrně položených oblastech, a to na jih od Tasmánie, a dále v oblasti zálivu prince Ruperta v kanadské Britské Kolumbii. Tak lze alespoň občas studovat radiové záření kosmického pozadí až do vzdálenosti 330 Mpc, neboť právě ze směru od galaktických pólů přichází nejvíce hektometrového záření, zatímco centrum Mléčné dráhy nezáří vůbec, v příkrém rozdílu od pásma dekametrových vln. Mezi přístroji kosmické astronomie zaujal letos výsadní postavení zcela suverénně Hubblův kosmický teleskop (HST), jenž se stal po opravě v prosinci 1993 doslova vlajkovou lodí světové astronomie. Tohoto triumfu se bohužel nedožil autor optického korekčního systému COSTAR Murk Botema, jehož řešení se osvědčilo více než stoprocentně. Jestliže totiž původní specifikace žádala, aby do kotoučku o poloměru 0,1" se soustředilo 70% světla bodového zdroje, a od COSTARu se čekalo soustředění 60% (oproti 15% před opravou), výsledek ohromil i optimisty: 85%!, tedy prakticky ideální stav. Tak se zlepšila mezná hvězdná velikost HST o 1,6 mag na 29 mag (při expozici 18 h) a rozlišovací schopnost na 0,O43" v pásmu 486 nm (před opravou 0,066"). Za to bylo třeba zaplatit cenu ve zmenšení zorného pole kamery FOC z 11? na 7,3? a ztráty světla při odrazech na pomocné optice ve výši 20% dopadajícího záření. Chris Burrows z Ústavu pro kosmický teleskop to na tiskové konferenci 13. ledna 1994 charakterizoval parafrází slavné Armstrongovy věty: "Je to malá změna pro zrcadlo, ale velký skok pro astronomii" - a má pravdu. Kamkoliv se nyní HST zamíří tam koná udivující práci, ať jde o objekty ve sluneční soustavě, v Mléčné dráze nebo na hranicích pozorovatelného vesmíru. Není to přirozeně ani zdaleka levná záležitost. Podle C. Chaissona stál HST do startu v r. 1990 plných 2,4 miliardy dolarů a roční provoz přijde na čtvrt miliardy dolarů. Dosud tedy včetně zmíněné údržbářské výpravy raketoplánu Endeavour (STS-61) se na HST vynaložilo kolem 4 miliard dolarů. Od ledna 1994 šlape tedy HST jako hodinky, i když na něj také přišla slabá chvíle téměř v nejméně vhodném čase - 5. července 1994 totiž "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 dopady úlomků komety na Jupiter! Výsledkům prvních vědeckých pozorování po opravě bylo věnováno celé číslo časopis The Astrophysical Journal Letters v říjnu 1994 - naše čtenáře jistě potěší, že mezi spoluautory sdělení najdou také jméno našeho krajana, významného teoretického astrofyzika dr. Ivana Hubeného. V současné době je již rozhodnuto o dalších servisních letech v r. 1997, 1999 a 2002. Při prvním z nich bude instalován infračervený spektrometr NICMOS a zobrazovací spektrograf STIS, každý v ceně 70 milionů dolarů. Pro r. 1999 se počítá s pokročilou kamerou HACE za 30 milionů dolarů. V současné době již většina astronomů na světě využívá archivu HST, kde jsou volně přístupna pozorování po dvanáctiměsíční ochranné lhůtě (v prvním roce mohou údajů využívat pouze autoři pozorovacích programů). Do poloviny r. 1994 obsahoval archiv HST pozorovací údaje pro 6000 objektů v rozsahu přes 1 TB. Ochranné lhůtě jsou také dosud podrobena pozorování z astrometrické družice HIPPARCOS, jež získala přesné polohy (0,002") a paralaxy celkem pro 120 000 hvězd do 12 mag, a přibližné (0,1") polohy pro další milion hvězd. Pro cca 1000 hvězd jsou známy vlastní pohyby s chybou 0,0007" za rok a pro 100 000 hvězd s chybou O,OO4" za rok. Družice Hipparcos také odhalila 5000 nových "vizuálních" dvojhvězd a na 15 000 nových proměnných hvězd. Nemenším úspěchem je čím dál neuvěřitelnější výdrž ultrafialové družice IUE, vypuštěné počátkem r. 1978, kterou využilo k pozorování na 2000 astronomů, kteří do konce r. 1994 získali přes 70 000 ultrafialových spekter pro více než 10 000 objektů. Od r. 1982 bylo možné pracovat s družicí na dálku, tj. astronom nemusel během pozorování jezdit do řídících středisek v USA nebo ve Španělsku. Počítačová síť Internet nyní umožňuje řídit družici celkem z 22 stanovišť v USA a Kanadě, což jistě přispívá k vysoké účinnosti družice 55% a k pružné reakci na nepředvídané jevy na obloze. Tak např. pozorování novy V1974 Cyg nebo supernovy 1993J se uskutečnila již 15 h po oznámení objevu. S výjimkou čáry Lyman-? však družice IUE nemůže studovat čáry Lymanovy série vodíku, takže toto pásmo je vyhrazeno spektrometrům na kosmických sondách Voyager (pásmo 90 ÷ 120 nm), jež naštěstí dosud dobře fungují. Voyagery tak zaznamenaly Lymanovy emise již zmíněné novy Cygni 1992. Pro extrémní ultrafialový obor (EUV resp. XUV) se využívá družice EUVE, vypuštěné v červnu 1992. Družice dokončila hrubou přehlídku oblohy v pásmu 5,8 ÷ 74 nm a podrobnou přehlídku v pásmu 6,7 ÷ 36,4 nm. Dosud je potvrzeno 356 diskrétních zdrojů EUV, z toho 124 zdrojů září v oblasti nad 20 nm. Opticky se podařilo identifikovat již 341 zdrojů. Mezi přechodnými EUV zdroji zaujímá výsadní postavení objekt RE J1255+266, objevený náhodně M. Dahlemem a H. Kreysingem pomocí rentgenové družice ROSAT. Dne 25. června 1994 byl vůbec nejjasnějším EUV zdrojem na obloze, tj. proti přehlídce se zjasnil alespoň 3000krát. Družice ROSAT je od listopadu 1993 poněkud ochromena poruchou gyroskopu, ale přesto splnila svůj hlavní úkol sestavit katalog bodových rentgenových zdrojů, jenž obsahuje 45 600 objektů (katalog HEASARC je dostupný v pavučině WWW). Novým přírůstkem v rodině rentgenových družic se stal japonský satelit ASCA, vypuštěný v únoru 1993 a zabývající se spektroskopií v pásmu energií do 12 keV. Pro výzkum sluneční korony a erupcí hraje nyní nezastupitelnou úlohu další japonská družice JÓKÓ, jež získala na půl milionu snímků Slunce v pásmu měkkého rentgenového záření (0,4 ÷ 6 nm) s rozlišením 2000 km, a dále zaznamenala vývoj 250 erupcí v pásmu velmi tvrdého rentgenového záření (do 100keV) s rozlišením 5000 km. Souběžně se mimoslunečními zdroji tvrdého rentgenového a měkkého záření gama zabývala obří observatoř COMPTON, kterou se po řadě dílčích manévrů koncem roku 1993 konečně podařilo zvednout do potřebné výšky 450 km a tím zaručit její životnost nejméně do konce r. 1996. Družice již nepracuje naplno, jelikož selhal palubní magnetofon, čímž se asi 1/3 naměřených dat nenávratně ztrácí. Družice dokončila přehlídku oblohy v pásmu 100 MeV a aparatura BATSE zaznamenala tisící zábleskový zdroj záření gama dne 27. května 1994. BATSE sledovala po dobu 112 dnů na 70 zdrojů zábleskového záření gama v pásmu 15 keV ÷ 1,8 MeV během zákrytu zdrojů Zemí, avšak ani v jednom případě nenalezla signál nad úrovní šumu, tj. asi tisíciny jasnosti zdroje v maximu vzplanutí. Tvrdé záření gama lze podle T. Weekese registrovat i na zemském povrchu, a to od energií fotonů 0,25 TeV. Přístroje sice nemohou zaznamenat energetický primární foton, ale spršky, které vznikají interakcí primárního fotonu se zemskou atmosférou. O tom, že takových zdrojů asi není málo, svědčí velký počet objektů, zjištěných aparaturou EGRET v pásmu nad 30 GeV z družice COMPTON. Nejvyšší energie až 10 TeV poskytuje Krabí mlhovina - mladý pozůstatek supernovy - a dále pulsar PSR 1706-044 (ten však v TeV vykazuje konstantní tok bez impulsní složky). Třetím nejtvrdším zdrojem záření gama je nejbližší aktivní jádro galaxie Markarjan 421. Pozemní detektory kosmického záření gama většinou využívají Čerenkovova záření - optických záblesků v zemské atmosféře nebo ve vodních nádržích. Nedávno tak byla upravena někdejší pokusná sluneční elektrárna v Pyrenejích poblíž Targasonne v nadmořské výšce 1650 m. Zařízení nazvané THEMISTOCLE se skládá z 18 čítačů Čerenkovova záření a zaznamená fotony s energií alespoň 3 TeV. Podstatně výkonnější aparaturu MILAGRO budují nyní Američané nad Los Alamos. Ve vodním bazénu o rozměrech 60x80x8 m bude instalováno 570 fotonásobičů na měření Čerenkovových záblesků. Očekává se, že aparatura zaznamená asi 1500 záblesků za sekundu a pořídí postupně přehlídku dostupné části oblohy pro energie 1 TeV. Přístroj by měl být spuštěn v r. 1998. Pro energie nad 10 TeV se pak užívá scintilačních detektorů, pokrývajících velkou plochu v dostatečné nadmořské výšce. Má-li primární foton energii 100 TeV,, vzniká jejich interakcí až 100 000 sekundárních částic, které zčásti zaznamenají detektory. Takové přístroje pracují v Utahu (CASA), Los Alamos (CYGNUS) a na Kanárských ostrovech (HEGRAS) a mohou zaznamenat fotony s energií až 1 PeV. Pro ještě vyšší energie se používá fluorescenčních detektorů, jež dokáží odhalit i primární částice s energií kolem 100 PeV. S. a R. Goldsteinovi se zabývali radarovou detekcí částic kosmického smetí na frekvenci 8,5 GHz (vlnová délka 35 mm). Během 3 hodin měření odhalili 39 částeček smetí ve výškách 510 až 1550 km nad Zemí. Ekvivalentní rozměry částeček smetí se pohybovaly mezi 2 a 11 mm. Podle obou autorů se při měření ze Země silně uplatňují výběrové efekty, takže optimální měření by poskytl radar na oběžné dráze ve výši 1060 km nad Zemí. P. Stanton aj. uskutečnili v Sandia National Laboratory v Novém Mexiku experimenty, při nichž kovový disk o průměru 6 mm narážel na překážku rychlostí 15,8 km s-1 - tak lze realisticky simulovat efekty srážek s částicemi kosmického smetí. Disk je přitom urychlován vícestupňovým hypersonickým dělem. C.Sagan a J. Ostro pozvedli překvapivě svůj hlas proti rozvíjení techniky aktivní obrany Země před srážkou s planetkou. Obávají se totiž jejího zneužití, tj. že by nějaký zločinec mohl k Zemi navést planetku, která by nás za normálních okolností minula. Zdá se, že toto varování je téměř nadbytečné, neboť lidstvo bere předešlé úvahy zcela apaticky a není schopné se rozhoupat ani k podstatně jednodušší akci, jíž by bylo soustavné hledání nebezpečných křížičů zemské dráhy. A tak jediným zpestřením na jarní obloze r. 1994 se stalo parádní UFO 940503, pozorované řadou pozorovatelů zejména ve střední Evropě nad severním obzorem v souhvězdí Persea mezi 21.45 h a 23.00 h letního středoevropského času. Úkaz vypadal jako vějířovitý chvost "komety", jímž prosvítaly hvězdy. V době největšího lesku dosáhl asi 2 mag a vykazoval zřetelný úhlový pohyb. Z triangulace vycházela jeho výška asi na 6000 km nad Zemí. Po několika týdnech mlčení se ukázalo, že příčinou krásného úkazu byl oblak plynu, vypuštěný z nádrže nosné rakety americké vojenské družice SIGINT, určené pro monitorování vojenských radarů a raketové telemetrie, která těsně předtím přecházela na polární geosynchronní dráhu. Oblak ve slunečním světle světélkoval, což bylo na zešeřelé večerní obloze nad Evropou výborně patrné. .KP 11. Astronomie a společnost Česká astronomie utrpěla zejména předčasnými úmrtími mladých astronomů stelárního oddělení Astronomického ústavu Akademie věd ČR Jiřího Horna a Karla Juzy. Zemřel však také nejvýznamnější slovenský astronom XX. století L?ubor Kresák, někdejší místopředseda IAU a světový odborník ve výzkumu komet a planetek. V Brně pak zemřel Bedřich Onderlička, významný vysokoškolský pedagog a specialista ve výzkumu hvězd spektrální třídy A. Ze zahraničních odborníků zemřeli J. Bolton (Austrálie, průkopník radioastronomie a zakladatel observatoří Owens Valley a Parkes), K. G. Henize (USA, výzkum planetárních mlhovin, astronaut), R. Lüstová (Německo, astrofyzika), J. B. Pollack (USA, kosmický výzkum planet), B. B. Rossi (USA-Itálie, zakladatel kosmického rentgenového výzkumu), O. C. Wilson (USA, spektroskopie hvězd a Slunce), W. Luyten (USA-Holandsko, nestor světové astronomie, autor více než 500 vědeckých prací ze všech oborů studia hvězd i sluneční soustavy), D. Allen (Austrálie, infračervená astronomie), W.W. Morgan (USA, průkopník spektrální klasifikace MKK, jenž pracoval na Yerkesově observatoři plných 68 let) a M. P. Candy (Velká Británie, výpočty elementů komet a planetek). Ve Velké Británii se stal s platností od r. 1995 Královským astronomem Sir Martin J. Rees z Cambridže a v Římě byla udělena prestižní Balzanova cena Siru Fredu Hoylemu a prof. Martinovi Schwarzschildovi za jejich přínos k teorii vývoje hvězd a tvorby uhlíku při termonukleárních reakcích ve hvězdách. Francouzská astronomická společnost udělila neméně prestižní Janssenovu cenu francouzskému badateli A. Dolffusovi za jeho přínos k výzkumu planet. Americká astronomická společnost udělila své ceny V. Rubinové (Russellova cena za výzkumy v extragalaktické astronomii), J. Bahcallovi (cena D. Heinemanna za průkopnické práce v soudobé astrofyzice) a R. Davisovi (cena B. Tinsleyové za detekci neutrin ze Slunce). Předloni oslavila čtvrt století existence observatoř na Kleti v jižních Čechách. Pod vedením svého prvního ředitele A. Mrkose se zapojila do výzkumu planetek a komet a v posledních letech se její činnost výrazně zkvalitnila modernizací přístrojového vybavení i zvýšením úrovně zpracování dat. Observatoř udržuje archiv, obsahující již přes 10 000 snímků planetek a zásluhou soustavné práce mladého výzkumného kolektivu se podařilo zařadit do katalogu planetek 176 kleťských objevů, čímž se observatoř dostala na vynikající 7. místo na světě. (Pro zajímavost, v letech 1991-93 bylo světovou centrálou definitivně označeno po řadě 333, 396 a 383 planetek.) Observatoř má nyní rychlé elektronické spojení se světovou centrálou pro astronomické telegramy v USA, takže často slouží i k ověřování nových objevů komet či planetek - za několik desítek minut po skončení expozice na Kleti mají tak v USA změřené polohy objektu! V květnu 1995 jsme si připomněli 70. výročí úmrtí opavského rodáka astronoma Johanna Palisy (1848-1925), jenž se na přelomu 19. a 20. stol. proslavil jako mimořádně úspěšný lovec planetek (sledoval je vizuálně refraktorem) - na jeho počest se planetka 914 nazývá Palisana. V srpnu 1994 byla před Štefánikovou hvězdárnou v Praze na Petříně odhalena socha gen. Milana Rastislava Štefánika (1880 - 1919). V r. 1995 uplynulo sto let od založení prestižního astronomického vědeckého časopisu The Astrophysical Journal, který vydává Univerzita v Chicagu. Časopis založil patrně nejvlivnější americký astronom XX. století George Ellery Hale, jenž se kromě jiného zasloužil o vybudování prvních horských observatoří pro výzkum Slunce i hvězd, dále o vytvoření Americké astronomické společnosti, Mezinárodní astronomické unie i slavného Caltechu v Pasadeně. O vysokou profesionální úroveň časopisu se patrně nejvíce zasloužil proslulý americký astrofyzik indického původu S. Chandrasekhar, jenž byl v letech 1952 - 1971 jeho výkonným redaktorem. V r. 1992 uveřejnil časopis celkem 1844 vědeckých prací, tedy bezmála 10% všech astronomických publikací toho roku. V r. 1993 přijala jeho redakce do tisku během března rekordní počet 231 prací za měsíc; denní rekord 44 prací však náleží datu 12. dubna 1993. (Nejdelší interval mezi zasláním práce a jejím otištěním po připomínkách recenzentů však činí úctyhodných 11 let !) Koncem r. 1994 slavil neméně prestižní britský vědecký týdeník Nature dokonce 125ti-leté výročí založení pořádáním mezinárodního sympozia "Naše místo v přírodě", na němž hovořili přední světové experti. Přednášku o kosmologii proslovil J. Silk, o výzkumu sluneční soustavy C. Sagan a o stavbě hmoty S. Weinberg. V Praze se v červenci 1994 konala 57. výroční schůze světové meteoritické společnosti za účasti významných světových badatelů (a za minimálního zájmu našich sdělovacích prostředků), na níž navazovala jedinečná výstava v Národním museu (rovněž s minimální publicitou). Mezinárodní astronomická unie (IAU) konala svůj řádný XXII. kongres v srpnu 1994 v holandském Haagu. Kongresu se účastnilo přes 2100 astronomů bezmála ze 60 zemí světa, poprvé podle nového programového schématu. Na kongresu byla IAU nově rozčleněna do 11 divizí, avšak dosavadní vědecké komise zůstaly zachovány (sdružují se dle příbuznosti témat do právě zřízených divizí). V nové řídící struktuře IAU má Česká republika jediného zástupce dr. J. Vondráka, jenž byl zvolen presidentem 19. komise IAU (rotace Země). Česká republika byla na kongresu formálně "znovupřijata" do IAU - s ohledem na předešlý rozpad federace. IAU nyní tvoří představitelé 57 zemí ( další 4 státy působí jako přidružené) a má ve svých 40 vědeckých komisích úhrnem 7839 členů. (Úhrnný počet profesionálních astronomů na světě se odhaduje na 10 000.) Novým presidentem IAU se stal holandský astronom L. Woltjer (působící nyní ve Francii) a vědeckým sekretářem je německý astronom I. Appenzeller. Příští XXIII. kongres IAU se uskuteční v srpnu 1997 v japonském Kjótu. Údajně první vědeckou astronomickou konferenci pořádali r. 650 n.l. s dalšími indiánskými kmeny středoameričtí Mayové. Šlo o dohodu ohledně počátku společného kalendáře a součástí konference byla i první vývěska (poster), vyrytá do stěny pyramidy Xochicalco, Morelos v Mexiku. Podle této dohody začali Mayové počítat dny od 13. srpna 3113 př. n.l. S. de Meis a J. Meeus se zabývali otázkou, jak často se opakují pětinásobné úhlová seskupení planet na obloze, přičemž za hranici brali kruh o průměru 25°. Propočítali všechny konstelace v intervalu 3101 př. n. l. - 2735 n. l. a zjistili, že nejužší konstelace (4,3°) nastala v souhvězdí Pegasa dne 5. března 1953 př. n. l. - již v r. 1993 ukázali K. Pang a J. Bangert, že k tomu datu se vztahuje počátek čínského kalendáře, neboť v téže oblasti se tehdy nacházelo i Slunce a Měsíc, a to nemohlo ujít pozornosti čínských astronomů. Ačkoliv se pětinásobná seskupení planet mohou jevit jako vzácná, ve skutečnosti se opakují obvykle již po desítkách let, v nejhorším případě jednou za dvěstě let. Nejbližší taková konstelace nastane 17. května 2000, když ovšem bude mít příslušná kružnice průměr 19,5°. Na další kalendářovou kuriozitu upozornil P. Macdonald. Vlivem přechodu z juliánského kalendáře na gregoriánský, jenž se uskutečnil v 16. století n.l., nemají křesťanská tisíciletí stejnou délku, pokud ji počítáme ve dnech. Jelikož první tisíciletí bylo celé juliánské (autorem juliánské reformy byl alexandrijský astronom Sosigenes, jenž ji navrhl již r. 45 př. n. l. - prosadila se však až r. 8 n. l.), jeho délka ve dnech činí 365 250 dnů. Naproti tomu právě končící 2. tisíciletí bude už natrvalo nejkratší, neboť k 31. 12. 2000 bude mít jen 365 237 dnů. Příští tisíciletí bude již plně gregoriánské, tj. o délce 365 242 dnů, čtvrté tisíciletí bude o den delší, tj. 365 243 dnů, atd. Prvních milion dnů křesťanské éry bude dovršeno 26. listopadu 2738. Milovníci astronomických čísel zajisté uvítají zavedení nových předpon pro násobky a díly základní veličiny, jak to podává tabulka: ?????????????????????????????????????????????????????????? ? Mocnina Zkratka Název ? Mocnina Zkratka Název ? ?????????????????????????????????????????????????????????? ? 1015 P peta ? 10-15 f femto ? ? 1018 E exa ? 10-18 a atto ? ? 1021 Z zetta ? 10-21 z zepto ? ? 1024 Y yotta ? 10-24 y yocto ? ?????????????????????????????????????????????????????????? Novinkou je také přesná definice absolutní nuly termodynamické stupnice, která se bude natrvalo rovnat -273,15 °C. Italští teoretičtí fyzikové pod vedením N. Cabibba ohlásili vytvoření nejvýkonnějšího superpočítače na světě APE, jenž dosahuje 100 gigaflopů za sekundu. Superpočítač byl původně vyvinut pro zvládnutí rozsáhlých výpočtů v kvantové chromodynamice, ale ukázal se i komerčně úspěšným. Fyziky založená firma Quadrics dodala zatím již 20 relativně levných superpočítačů na trh. Jejich výkon je srovnatelný s dosavadním výpočetním výkonem všech evropských a japonských počítačů a přesahuje o 4 řády výkon špičkové pracovní stanice. Počítačová síť Internet se šíří stále zrychleným tempem (Česká republika se k ní připojila 13. února 1992) a zahrnuje už více než sto zemí světa. Astronomové si ji pochvalují zejména při rychlé výměně informací o aktuálních pozorováních, např. po objevu supernovy. Internetovými mocnostmi se staly přirozeně Spojené státy, dále pak Velká Británie, Francie, Německo, Japonsko, Kanada, Austrálie a Itálie. Zásluhou Evropské laboratoře pro výzkum částic (CERN) se od r. 1994 explozívně rozvíjí služba WWW (Celosvětová pavučina), která dále násobí možnosti využití Internetu. (V této Pavučině naleznete rovněž Žně objevů za léta 1992 a 1993, pod URL http://www.astro.cz/astro/RH/) Člověku by se mohla zatočit hlava z úspěchu informační exploze, a tak je asi právě na místě studená sprcha v podobě kritických poznámek známého amerického teoretického astrofyzika Kipa S. Thorneho, jenž zrekapituloval chyby, jichž se v průběhu století dopustili přední koryfejové vědeckého výzkumu v astronomii a fyzice. Započal je sám Albert Einstein, který nevěřil, že teorie relativity připouští existenci černých děr. Jasnozřivý průkopník teorie relativity Sir Arthur Eddington pro změnu nikdy nepřipustil, že relativistická degenerace určuje maximální hmotnost bílých trpaslíků, jak na to přišel S. Chandrasekhar (a za což posléze obdržel Nobelovu cenu). Podobně J. Oppenheimer nevěřil F. Zwickymu, když přišel s koncepcí neutronových hvězd jako projevu neutronové degenerace hmoty, a pro změnu J. Wheeler nevěřil J. Oppenheimerovi, že může nastat nevratné gravitační zhroucení velmi hmotných hvězd. Cestu k přijetí koncepce neutronových hvězd nakonec prorazil akademik L. Landau, jenž zoufale potřeboval světové uznání, jelikož mu hrozila za Stalinových čistek v SSSR smrt. Podobná hrozba smrti vlastní ženy (obviněné, že chtěla zabít Stalina !) podnítila akademika L. Ginzburga k bádání o původu kosmického záření. Také akademik Zeldovič pracoval pod drsným tlakem na vývoji atomových zbraní, a na jeho vojenských výzkumech vydělala teorie gravitačního zhroucení hvězd. Nicméně Zeldovič sám nevěřil na Hawkingovu teorii vypařování černých děr, a Hawking zase nevěřil J. Beckensteinovi, jenž přišel s koncepcí entropie černých děr. Když R. Penrose se S. Hawkingem přišli s myšlenkou počáteční singularity pro vesmír, odmítl tuto koncepci pro změnu I. Chalatnikov. Sám K. Thorne také chyboval, když nevěřil Wheelerovi, že látka se může změnit v záření, Zeldovičovi, že rotující černá díra může zářit a Braginskému, že lze dosáhnout kvantových mezí při detekcí gravitačních vln. V tomto kolotoči chyb je s podivem, jak navzdory nim teoretická fyzika nezadržitelně kráčí kupředu. Thorne to přičítá zejména třem osobnostem, a to J. Wheelerovi jako inspirujícímu vizionáři, J. Zeldovičovi jako tvrdě pracujícími vědeckému šéfovi a D. Sciamovi, jenž se jako katalyzátor obětuje, aby se pokrok odehrál rychle. Pro ty z čtenářů, kdo mají ještě větší část vědecké dráhy před sebou, snad poslouží desatero kanadské astronomky J. Irwinové, kterým letošní přehled pokroků astronomie uzavírám: 1. Musíš mít dobré nápady (B. Lindblad) 2. Musíš se trochu vyznat v matematice (J. Oort) 3. Musíš získat dobrá data (H. Plaskett) 4. Musíš mít dobré styky (J. Pearce) 5. Musíš se trochu vyznat ve fyzice (A. Eddington) 6. Nesmíš zanedbat malé, leč reálné, odchylky (K.
Jansky) 7. Musíš publikovat v The Astrophysical Journal
(G.Reber) 8. Musíš umět vytěžit to nejlepší ze špatné situace
(H.C. van de Hulst) 9. Těš se z uznání, pokud nějaké přijde (W.W. Morgan) 10. Nechť tvé výsledky převýší tvé očekávání, neboť co jiného je asi nebe ? (R. Browning)
- o - O - o - Letošní v pořadí XXIX. přehled o pokroku astronomie je v Říši hvězd současně i poslední. V průběhu bezmála tří desetiletí se z nevelkého přehledového článku stala housenka, jejíž rozsah v posledních letech dosáhl více než 170 str. normalizovaného textu. Při četných dalších povinnostech pisatele se tak dokončení rukopisu neúnosně oddalovalo. To působilo značné nepříjemnosti redakci a tak se letos poprvé stalo, že se publikace Žně za rok 1994 protáhla až do prvního pololetí r. 1996. Je zřejmé, že tuto nešťastnou situaci je potřebí radikálně rozřešit a tak na závěr vlastního "cyklu" přeji svým mladším následovníkům šťastnou ruku i výdrž; nezadržitelný rozvoj astronomie, jehož jsme nepřetržitými svědky, za to totiž opravdu stojí.
Jiří Grygar
(Konec)