F.Koukolík Šimpanz a vesmír. Předmluva

Transkript

1 F.Koukolík Šimpanz a vesmír Předmluva Setkáváte se s třetí částí volného vyprávění o největším, nejmenším a nejsložitějším světě, o vědě a vědcích. Říká se, že ve více hlavách může být víc rozumu. Tentokrát jsme se tedy do tématu pustili dva, lékař a astronom. Dramata spatřená v mikroskopu a dalekohledu. Naším záměrem je, stejně jako v částech předešlých, knížka pokud možno pohodová, která se vejde do kapsy. Knížka s kapitolami pokud možno zajímavými. Přáli bychom si, aby dokázaly udržet pozornost čtenářů unavených na konci dne. I těch, kteří už mají školu dlouho za sebou, nebo prošli vzděláním, jemuž se říká humanitní. A také upoutat pozornost mladých. Výběr kapitol ani životopisů jednotlivých vědců není náhodný. Snažili jsme se zachytit události a životy, které se nám ve vývoji současné vědy a jejího vztahu ke společnosti zdají v poslední době významné. Přirozeně v rámci omezení daného jak naším základním záměrem, tak rozsahem knížky, i odhadovanou mírou zátěže, kterou na čtenáře klade. Opět -- knížku není nutné číst celou. Čtěte, co vás baví. K ostatnímu se třeba vrátíte jindy, nebo si to přečte, komu knížku půjčíte k prolistování. Snažili jsme se udržet rovnováhu mezi esejovou, vyprávěcí a věcnou stránkou kapitol. Takže jsme plně nevyhověli našim vědeckým přátelům, kteří říkali, že bychom si "ty řeči mohli nechat" a měli se víc věnovat metodám, faktům a souvislostem. A také oborům, které tam každý z nich postrádal. A nevyhověli jsme plně ani našim přátelům literárním, jimž v naší práci chyběla větší míra osobního esejistického přístupu. Snad nám to všichni odpustí. Praha MUDr F. Koukolík DrSc RNDr P. Koubský CSc

2 Slovo úvodem Pokusil jsem se vybrat ze současné astronomie osm témat, kterým jsou věnovány následující kapitoly. V té první -- o Kuiperově pásu -- jsem chtěl ukázat, jak důležitá je pro rozvoj astronomie dokonalá technika v rukou pilných a talentovaných lidí. Kapitola o gravitačních čočkách souvisí s povídáním o chystané rozsáhlé přehlídce nebe a do jisté míry i s výsledky družice Hipparcos. Ukazuje rysy nového přístupu v astronomii -- rychlou a efektivní práci s obrovským množstvím dat. Výsledky měření družice Hipparcos už jsou na Zemi, pozorovatelé gravitačních mikročoček sbírají data a tým "nebeské" přehlídky se připravuje na první pozorování. Rodí se nový způsob poznávání vesmíru, mnohem závislejší na spolehlivosti automatického vyhodnocování výsledků. I v případě dalekohledu HET začne člověk působit jinde, než jsme byli doposud zvyklí. Bude muset napsat složité programy, které sestaví pro dalekohled optimální pozorovací program, ale při vlastním pozorování se stane spíše nadbytečným. Bude-li program dobrý, dalekohled si poradí sám. Poněkud rozporuplný je příběh o radioastronomii. Mobilní spojení je jistě v řadě případů tak důležité, že musí mít přednost před poznáváním dalekého vesmíru. Ovšem představa, že kvůli tomu, že si někdo mobilem domlouvá rande, nebude astronom moci sledovat zajímavý jev daleko ve vesmíru, mě trochu leká. A závěr patří projektu Cassini existujícímu téměř dvacet let, který však skutečně začne až v roce Je to typický velký kosmický projekt, jehož trvání je téměř srovnatelné s délkou aktivního lidského života. Lidé s takovým projektem svázaní ale potřebují mít štěstí na své straně. Nejdřív musí projekt sondy zvítězit v soutěži o peníze, pak je třeba, aby sonda přežila start a doletěla v pořádku k cíli -- a člověk by v té době měl být stále v plné síle. V budoucnu se jistě objeví projekty, které budou delší než lidský život. Jedním z takových by mohl být let na některou mimosluneční planetu, o jejíž existenci si můžete také přečíst v následujících kapitolách. Praha, říjen 1997 Pavel Koubský

3 Kapitola1.začátek. Planetky na hranici sluneční soustavy V kapitole Zasáhne? Nezasáhne? v knížce Mravenec a vesmír byla zmínka o Kuiperově pásu, ve kterém v té době bylo známo asi třicet objektů. Studium planetek na okraji sluneční soustavy se rychle rozvíjí. O tom, co je v pásu nového, ale i o jeho historii se dočtete v této kapitole. Jistě si ještě vzpomínáte na kometu Hale-Bopp, která se stala ozdobou loňského jarního nebe. Byla velmi jasná, a proto mohla upoutat širokou veřejnost. Komety podobné Hale-Boppově se objevují jednou za několik let. Naděje, že Hale-Boppovu kometu ještě spatříme, je nulová. Má oběžnou dobu let. Patří tedy ke kometám dlouhoperiodickým, tedy kometám, jimž jeden oběh kolem Slunce trvá déle než 200 let. Druhou skupinou komet jsou krátkoperiodické komety s dobou oběhu kratší než 200 let. K těm patří i slavná Halleyova kometa, která však při posledním návratu ke Slunci laiky spíše zklamala. A to je ještě Halleyova kometa světlou výjimkou ve své skupině, protože většina krátkoperiodických komet je velmi málo jasná, takže je viditelná jen v dalekohledu. To velmi dobře souhlasí s představou, že krátkoperiodické komety jsou vlastně staré dlouhoperiodické komety, které se zachytily ve vnitřní sluneční soustavě. Častými průlety v blízkosti Slunce se rychle "opotřebují". Je to Slunce, které svým zářením vyprovokuje vznik ohonu a kómy komety, hlavních atributů mohutnosti komety. Hmota z těchto částí komety však unikne do volného prostoru, a kometa proto po každém návratu ke Slunci něco ztratí. Kde se berou komety? Holandský astronom Jan H. Oort v roce 1950 navrhl, že komety přicházejí z oblaku, který leží ve vzdálenosti AJ $Fviz Příloha od Slunce. Oort si představoval, že působením blízkých hvězd se z tohoto oblaku uvolní kometa, která pak zamíří do vnitřních oblastí sluneční soustavy. Oortova hypotéza celkem dobře souhlasila s tvarem a orientací drah tak zvaných

4 dlouhoperiodických komet. Astronomové zjistili, že tyto komety přicházejí do sluneční soustavy z nejrůznějších směrů, tak jak by se dalo očekávat, kdyby komety byly "uloženy" ve sférickém oblaku, který obepíná vnitřní část sluneční soustavy. Potíže univerzálního modelu Mnoho astronomů se domnívalo, že i krátkoperiodické komety, jejichž dráhy mají mnohem menší rozsah sklonů, pocházejí také z Oortova mračna. Považovali je za původně také dlouhoperiodické komety, jejichž dráhy změnilo výrazně působení gravitačního pole planet. Když ovšem se někteří astronomové pokoušeli matematicky simulovat, jak z dlouhoperiodických komet vznikají krátkoperiodické, došli k rozporům. Problémem byl sklon drah. Dlouhoperiodické komety se pohybují po drahách s nejrůznějšími sklony k rovině ekliptiky, ve které leží dráhy všech planet s výjimkou Pluta. Dráhy krátkoperiodických komet mají sice větší sklony než planety, ale v zásadě menší, než jsou sklony drah dlouhoperiodických komet. Nové hypotézy První, kdo vyslovil myšlenku, že krátkoperiodické komety mají jiný původ než dlouhoperiodické, byl Ir Kenneth Essex Edgeworth, který astronomii pěstoval jako svou soukromou zálibu. V roce 1949 publikoval v britském časopise Monthly Notices of the Royal Astronomical Society svou představu o vzniku sluneční soustavy a na závěr napsal: "Bylo by nerozumné se domnívat, že původní rotující disk tvořený rozptýleným materiálem má ostrou hranici za dráhou Neptunu. Není nerozumné se domnívat, že v této oblasti je nyní velké množství poměrně malých shluků hmoty. Tuto oblast můžeme považovat za obrovský rezervoár komet. Čas od času se některý z oněh shluků vychýlí ze své polohy a zamíří do vnitřních částí sluneční soustavy a je pozorovatelný jako kometa." Nezávisle na Edgeworthovi uvažoval o tělesech za dráhou Neptunu v roce 1951 americký astronom holandského původu Gerard P. Kuiper. V první verzi své hypotézy si představoval, že ve vzdálenosti 35 až 50 AJ od Slunce jsou tělesa, která pocházejí z okraje původní sluneční mlhoviny. Kuiper se domníval, že gravitačním působením Pluta se komety z tohoto pásu dostávají do

5 vnitřních částí sluneční soustavy. Edgeworthův-Kuiperův pás Edgeworthově a Kuiperově hypotéze dlouho nikdo nevěnoval velkou pozornost. Až začátkem sedmdesátých let začal Paul C. Joss z Massachusetts Institute of Technology zkoumat, zda gravitační pole Jupiteru může transformovat dráhu dlouhoperiodické komety na krátkoperiodickou a dospěl k závěru, že pravděpodobnost takového procesu je nepatrná. Inspirován touto prací provedl v roce 1980 španělský astronom Julia A. Fernández řadu počítačových simulací a zjistil, že skutečně zdrojem krátkoperiodických komet mohou být tělesa z pásu za dráhou Neptunu, který navrhovali Edgeworth a Kuiper. Ve Fernándezově práci pokračovali v roce 1988 Martin J. Duncan, Thomas Quinn a Scott D. Tremaine. Dospěli k závěru, že krátkoperiodické komety musí pocházet z oblasti za dráhou Neptunu. V jejich práci se také poprvé objevil název Kuiperův pás. Patrně zcela neúmyslně zapomněli na vlastně prvního autora myšlenky, že za dráhou Neptunu je rozsáhlý pás drobných těles. Název Kuiperův se rychle vžil a jen málokdo dnes mluví o Edgeworthově-Kuiperově pásu. Duncan a jeho spolupracovníci při výpočtech zvětšili hmoty vnějších planet čtyřicetkrát, aby urychlili počítání. To poněkud zmenšilo věrohodnost jejich závěrů. Nicméně jedno z doporučení na konci jejich práce bylo zahájit systematické pátrání po tělesech v Kuiperově pásu. Chiron -- planetka či kometa Experimentální data o Kuiperově pásu začali astronomové získávat už dřív. Při hledání vzdálených těles ve sluneční soustavě nalezl v roce 1977 Charles Kowal na desce pořízené Schmidtovou komorou na Mt. Palomaru objekt, který považoval za planetku. Dostala provizorní označení 1977 UB. Když se podařilo určit její dráhu, bylo zřejmé, že se jedná o velmi zvláštní těleso: nová planetka, která dostala jméno Chiron, oběhne kolem Slunce mezi dráhami Uranu a Saturnu (jehož dráhu dokonce kříží) jednou za 51 let. Připomeňme, že v řecké mytologii byl Cheiron kentaur, syn Krona (Saturna) a vnuk Úrana. Do té doby objevené planetky se většinou pohybovaly mezi dráhou Jupiteru a Marsu. Po čase se zjistilo, že z povrchu Chironu se

6 uvolňují různé látky, vytvářející něco, čemu se u komet říká koma. Odhady rozměrů Chironu ( km) však jasně svědčily o tom, že se jedná o těleso podstatně větší než jsou kometární jádra. Ty mají průměr většinou jen několik kilometrů. Duncan a spolupracovníci ve své práci o původu krátkoperiodických komet proto považovali Chiron za jakousi prakometu, která unikla z Kuiperova pásu. Další podporu pro existenci Kuiperova pásu nalezla družice IRAS, která v roce 1983 sledovala záření oblohy v infračervené oblasti. Její pozorování vedla k celé řadě zcela převratných objevů. Jedním z nich je objev protoplanetárních disků u dvou desítek hvězd. Pozorování protoplanetárních disků kolem vznikajících hvězd a hvězd hlavní posloupnosti ukázala, že struktury podobné Kuiperovu pásu skutečně mohou existovat. První objev v Kuiperově pásu Objevu prvních těles v pásu jsme se dočkali až začátkem 90. let. První našli 30.srpna 1992 Jane X. Luuová a David C. Jewitt. Pozorovali dalekohledem o průměru 2,2 metru na vysokohorské observatoři Mauna Kea na Havajských ostrovech. Jako kteroukoli noc v předchozích pěti letech pořizovali vždy sekvence čtyř patnáctimutových expozic. Snímky zachycené kamerou CCD P1 si prohlíželi v rychlém sledu na monitoru počítače, protože očekávali, že hledané těleso v Kuiperově pásu se projeví vlastním pohybem mezi hvězdami. A oné srpnové noci se konečně dočkali. Na třetím snímku bylo patrné, že jedna "hvězda" se proti poloze na prvních dvou posunula. První měření potvrdila, že se jedná o těleso ve vzdálenosti čtyř desítek astronomických jednotek. Podle okamžiku objevu dostalo nepoetické označení 1992 QB1. Jane X. Luuová Luuová má zajímavý osud. Pochází z Vietnamu, do Ameriky se dostala jako uprchlík. Astronomii objevila při letním pobytu v kalifornské Laboratoři tryskového pohonu JPL, ve které vznikla většina amerických kosmických sond. S Jewittem začala spolupracovat v roce Jane věnuje pozorování vzdálených asteroidů asi 20 nocí ročně. Celá třetina nalezených těles se ztrácí. Na otázku, zda uvažuje o tom, že by některou planetku pojmenovala, odpovídá:"procedury Mezinárodní astronomické unie mi

7 připadají tak složité, že si to raději odpustím". Od roku 1994 vyučuje na Harvardské universitě. Technika a píle Objev byl výsledkem velké píle, ale také pokroku techniky. Předchůdci Luuové a Jewitta měli k dispozici jen fotografické desky. Nejúspěšnější byl Ch. Kowal, kterému se při rozsáhlé přehlídce v letech 1977 až 1984 podařilo najít pouze Chiron. Fotografická emulze nemohla zaznamenat hvězdy slabší než dvacáté hvězdné velikosti. $F viz Příloha. Planetka 1992 QB1 oběhne kolem Slunce jednou za 290 let. Její velikost se odhaduje na 250 kilometrů. Protože Jewitt a Luuová se zaměřili jen na malou část nebe, odhadli, že podobných těles musí být nejméně několik tisíc. A skutečně: v roce 1993 přibylo dalších 5 těles, v následujícím roce už 12, v roce Stejný přírůstek zaznamenali astronomové v roce V září roku 1997 přesáhl počet známých objektů za Neptunem padesátku. Zde se projevuje vliv techniky. Když začátkem 19. století byla nalezena Ceres, první těleso v "klasickém" pásu planetek, následovala tři další tělesa až během během následujících šesti let. A pátá planetka byla objevena až po 38 letech. I tehdy hrála roli technika. Nejprve oku ozbrojeném dalekohledem pomohly hvězdné mapy a později fotografická deska. V případě těles v Kuiperově pásu už fotografická deska nestačila, musely přijít prvky CCD, počítače a observatoře s velmi dobrými pozorovacími podmínkami. Po planetkách v Kuiperově pásu pátrá nyní šest observatoří na celém světě. Nejslabší objevené byly až 24. magnitudy. Při této citlivosti lze v Kuiperově pásu nalézt tělesa s průměrem menším než 100 kilometrů. Zatím nejvíc vzdálených planetek nalezl dalekohled o průměru 2,2 metru na Mauna Kea, kde pozorují Jewitt a Luuová. Ti se omezili jen na oblasti kolem ekliptiky, takže tělesa, která by se pohybovala po drahách s vyšším sklonem, zatím unikají. Na rozdíl od fotografických pozorování neexistuje dosud žádná systematická celooblohová přehlídka, která by používala

8 kamer CCD. Jewitt a Luuová odhadují, že by se jim mohlo do konce století podařit objevit až stovku nových těles v Kuiperově pásu. Určité zrychlení v práci očekávají od nové kamery, která využívá spojení 8 čipů 2048 x 4096 pixelů. Tělesa objevená v Kuiperově pásu mají kruhové nebo jen málo výstředné dráhy a jejich roviny mají malý sklon k rovině ekliptiky, což se velmi dobře shoduje s pozorovanými vlastnostmi drah krátkoperiodických komet. Jejich průměry se pohybují od 100 do 400 kilometrů. Jewitt a Luuová, kteří objevili téměř tři čtvrtiny všech planetek za Neptunem, se domnívají, že v Kuiperově pásu obíhá nejméně objektů s průměrem větším než 100 kilometrů. Pozorovat detaily na povrchu těchto těles je zatím zcela nemožné. O tom, jak vypadá povrch, můžeme něco říci na základě měření jasnosti v několika barevných filtrech. Světlo asteroidů je v zásadě odražené sluneční světlo poněkud ovlivněné vlastností jejich povrchu. Některé asteroidy z Kuiperova pásu jsou červenější než sluneční světlo. To může být způsobeno tím, že na jejich povrchu jsou tmavé látky s velkým obsahem uhlíku. Bez znalosti většího počtu těles v pásu nelze dělat žádné podložené odhady o jejich vlastnostech včetně realistického odhadu jejich počtu. Mohla by pomoci Sloanova přehlídka $F podrobněji viz kapitola Nebe v počítači, při které by se mělo detekovat několik set těles v Kuiperově pásu. Snímky ze Sloanovy přehlídky se ale budou jen málo opakovat, takže z ní mohou hlavně přijít upozornění pro sledování "podezřelého" tělesa, jehož poloha se změnila. To ovšem bude vyžadovat rychlou redukci dat a dobrou komunikaci s observatořemi, které se na tělesa v Kuiperově pásu specializují. Vzorek z Hubblova kosmického dalekohledu O tom, že za dráhou Neptunu jsou i menší tělesa, svědčí i výsledky z Hubblova kosmického dalekohledu. Během 30 hodin pozorování získala Anita Cochranová z McDonaldovy observatoře v Texasu 34 snímků planetární kamerou WFPC2 kosmického dalekohledu, na kterých jsou zaznamenány hvězdy až do 28,5 magnitudy. Tým Cochranové snímal stále stejnou oblast oblohy

9 velikosti zhruba jedné padesátiny měsíčního kotouče. Po složitých redukcích snímků došli k závěru, že na této malé části oblohy zachytili 29 těles z Kuiperova pásu. Jejich průměry mohou být kolem 10 kilometrů, což by odpovídalo skutečným kometárním jádrům. Podobná tělesa nemohl žádný pozemský dalekohled zachytit. Z výsledku tohoto vzorkového pozorování lze usoudit, že v Kuiperově pásu je možná až 200 milionů těles velikosti kometárních jader. Plutinové a Kentauři Počítačové simulace pokračují i po objevech prvních těles v Kuiperově pásu. Výpočty ukazují, že dráhy v něm jsou velmi stabilní, takže v tomto rezervoáru krátkoperiodických komet mohou být tělesa od samého počátku sluneční soustavy, celých 4,5 miliardy let. Zvlášť stabilní jsou dráhy těles, pro která Jewitt a Luuová zavedli označení Plutinové. Jsou to tělesa, která se pohybují po dráhách velmi podobných Plutu. Poměr oběžných dob Neptunu a Pluta je 3:2, na tři oběhy Neptunu kolem Slunce připadnou dva oběhy Pluta. Takovým dráhám se říká rezonanční. Tělesa, která mají stejné dynamické vlastnosti jako Pluto, jsou Plutinové -- malí Plutové. Obíhají také v rezonanci 3:2 s Neptunem. Rezonance patrně tělesa chrání před gravitačním vlivem Neptunu. Kromě Plutinů se pohybují na kraji sluneční soustavy i tělesa, která kříží dráhy velkých planet. Těm se říká Kentauři. S jedním jsme se už seznámili, je to Kentaur Chiron. Kentaurů známe zatím šest. Mají pododné dráhy jako Chiron. Podle vlastností Chironu a z tvaru jejich drah lze usoudit, že Kentauři mohou být krátkoperiodické komety na samém počátku své kariéry. Barvy Kentaurů a ostatních těles z Kuiperova pásu vykazují stejný rozsah. To lze chápat jako další důkaz, že Kentauři pocházejí z Kuiperova pásu. V tom případě z něho musejí unikat dost často, aby nahradily zaniklá tělesa. Jejich životnost je totiž řádově sta tisíce, maximálně miliony let. Objekt 1996TL66 V říjnu 1996 byla objevena další planetka za dráhou Neptunu. V té době již na dvoumetrovém dalekohledu observatoře Mauna Kea pracovala kamera vybavená CCD čipem 8192 x 8192 pixelů. Planetka

10 dostala označení 1996TL66. Další pozorování v prosinci 1996 prokázala, že se jedná o nový typ objektu ve vnější sluneční soustavě. Má totiž dráhu zcela odlišnou od jiných těles v Kuiperově pásu. Zatímco většina těles v pásu se udržuje ve vzdálenostech 35 až 50 AJ od Slunce, objekt 1996 TL66 se vzdaluje až na 134 AJ, tedy téměř třikrát dál než Pluto. Doba jeho oběhu kolem Slunce může být až 800 let. Je to první známé těleso mezi Kuiperovým pásem (30 až 50 AJ) a Oortovým pásem (104 AJ). Pozoruhodný je i odhadovaný průměr planetky ~ 500 kilometrů, což je asi čtvrtina průměru Pluta. Průměr těles v Kuiperově pásu se nedá přímo měřit -- lze ho jen odhadnout ze známé jasnosti, vzdálenosti a předpokládané odrazivosti. Když se zpráva o objevu ledové koule 1996 TL66 dostala na veřejnost, uvažovali někteří novináři, zda se vlastně nejedná o desátou planetu. Spoluobjevitelka tělesa 1996 TL66 Jane Luuová však oponovala tím, že podobných těles může být několik tisíc. Další pás planetek? Spíše než mezi planety přísluší planetka 1996 TL66 do jiné skupiny transneptunských objektů. Zatímco Kuiperův pás se jeví jako učesaný disk, ve kterém se planetky či kometární jádra pohybují po téměř kruhových dráhách s malým sklonem, existuje patrně ještě další pás planetek, který je mnohem méně uspořádaný. A v něm se pohybuje objekt 1996 TL66. Dráhy těles v tomto pásu jsou velmi protáhlé a mají velký sklon k rovině ekliptiky. Astronomové se domnívají, že se jedná o první případ další třídy objektů ve sluneční soustavě. Hovoří se o rozházeném nebo rozptýleném Kuiperově pásu, který může obsahovat až několikrát více hmoty než klasický Kuiperův pás. Pluto -- ohrožená planeta V učebnicích astronomie se stále uvádí, že okolo Slunce obíhá devět planet. S devíti planetami proto operují i moderní astrologové, kteří si na počítačích sestavují "vědecké" horoskopy. Pozorování Pluta v posledních dvaceti letech a objevy těles v Kuiperově pásu však jasně ukazují, že regulérních planet je pouze osm. Stejný nárok jako Pluto na statut deváté planety by si mohly činit desítky, stovky, a možná tisíce těles na okraji sluneční soustavy.

11 Clyde Tombaugh -- hledání planety X Clyde Tombaugh začal svou kariéru jako astronom amatér. Bylo mu 22 let, když přijel na Lowellovu observatoř v Arizoně, založenou v roce Její zakladatel Percival Lowell měl jasný cíl -- hledat inteligentní život ve vesmíru. To se samozřejmě nikdy nepodařilo, ale v roce 1929, v době Tombaughova příchodu se Lowellova observatoř už zapsala do historie astronomie významným prvenstvím: v letech shromáždil V.M. Slipher pozorování, která vedla k objevu rozpínání vesmíru. Tombaughovým úkolem bylo hledat devátou planetu sluneční soustavy, planetu X, která údajně působila velké odchylky v pohybu Uranu a Neptunu. Tombaugh začal pilně fotografovat novým třiceticentimetrovým dalekohledem. Fotografie oblohy pořizoval za bezměsíčních nocí, kdy byla obloha nejtmavší. Za měsíčních nocí snímky prohlížel. Nebyl to lehký úkol. Na každém snímku bylo 50 až 900 tisíc hvězd a samozřejmě stopy asteroidů. Za deset měsíců dospěl k cíli. Když 18.února 1930 porovnával snímky pořízené v souhvězdí Blíženců, zjistil, že poloha jednoho bodu, který byl zaznamenán na obou deskách, se změnila o 3,5 milimetru. V týdnech, které následovaly, pokračoval spolu s dalšími astronomy Lowellovy observatoře ve sledování nově objeveného tělesa. V polovině března 1930 už nebylo pochyb: byla to planeta X. Tombaugh se stal rázem slavným. Za odměnu mohl studovat astronomii na Universitě v Kansasu. Na pozorování však nezanevřel. Podařilo se mu objevit několik asteroidů, jednu kometu, jednu novu, jednu kulovou a pět otevřených hvězdokup. Snažil se také najít další tělesa za Neptunem. Od roku 1929 do roku 1943 vyfotografoval celou severní oblohu viditelnou z Arizony, ale bezúspěšně. Hlavním důvodem byl technický nedostatek přehlídky. Tombaugh nemohl zachytit hvězdy slabší než 17,5 magnitudy. Pluto -- největší těleso v Kuiperově pásu Objev Pluta tak zůstal největším Tombaughovým objevem. A bezesporu nejzajímavějším. Naše znalosti o Plutu se za dlouhého života jeho objevitele (Clyde William Tomabaugh zemřel loni ve věku devadesáti let) velmi změnily. V roce 1978 se podařilo najít

12 měsíc Pluta, který se jmenuje Charon, a tím bezpečně určit hmotu deváté planety. Vyšla překvapivě nízká -- kolem desetiny hmoty Měsíce. Tím definitivně padl názor, že objev Pluta byl stejný triumf nebeské mechaniky jako nalezení Neptuna v roce Pluto nemohl měřitelným způsobem ovlivnit dráhu Neptunu a Uranu, i když ho Tombaugh nalezl blízko místa vypočteného Lowellem. Pluto je dokonce méně hmotný než Neptunův největší měsíc Triton. Naopak řada vlastností Pluta, Charonu a Tritona naznačuje jejich příbuznost s tělesy v Kuiperově pásu. Pluto se tedy teď jeví spíše jako největší objekt v Kuiperově pásu než jako devátá planeta sluneční soustavy.p2 Poznámky Poznámka 1 CCD -- charged-coupled device, nábojově vázané struktury. Jeden z několika typů polovodičových detektorů světla. Jedná se o polovodičový obvod na křemíkovém substrátu, který tvoří soustava obrazových prvků -- pixelů (px) uspořádaných do řádků a sloupců. Při dopadu světla se v křemíkové krystalické mřížce vytvoří náboj, který se dá vyčítat po řádcích a sloupcích detektoru. CCD matice mají řadu výhod proti fotografické emulzi. Jsou citlivější, lineární a stabilní v čase. Lineární v tomto případě znamená, že náboj, který se vytvoří při osvětlení chipu je přímo úměrný množství dopadlého světla. To platí v širokém rozsahu expozic. Fotografická emulze je nelineární detektor světla. Určitou nevýhodou proti fotografické desce jsou jejich malé rozměry. Za velký chip se stále považuje matrice 2048 x 2048 px, která je menší než 5 x 5 cm. Poznámka 2 Jak je to s existencí planety X? Především není zcela zřejmé, zda jsou dráhy Uranu a Neptunu vůbec nějakým způsobem rušeny. Při analýze drah se musí používat také měření stará sto i více let a ta mohou být ovlivněna systematickými chybami. Sondy Pioneer 10 a 11, které bylo možné sledovat až do velkých vzdáleností od Slunce, nebyly žádnou planetou X ovlivněny. Rovněž družice IRAS, která sledovala nebe v infračerveném záření, žádné podezřelé těleso nenalezla. Víme také, že při hledání těles v Kuiperově pásu se zatím nalezly jen planetky o průměru

13 maximálně 500 kilometrů. Mezi astronomy se však najde několik skalních zastánců myšlenky, že planeta X existuje, a ti tvrdí, že všechny dosavadní přehlídky jsou neúplné. Jejich odpůrci tvrdí, že pozorované odchylky jsou spíše systematické chyby měření. Je totiž nutné používat i měření starší než sto let. Užitá literatura Astrophys. J. 328, 1988, s.l69 Nature 362, 1993, s.730 Astrophys. J. 455, 1995, s.324 Annu. Rev. Astron. Astrophys. 33, 1995, s.327 Scientific American 274, 1996(May), s.32 Nature 387, 1997, s.573 Koukolík F.: Mravenec a vesmír, Vyšehrad, Praha kapitola Zasáhne? Nezasáhne? Kapitola1.konec Kapitola2.začátek MACHO, EROS, OGLE, DUO Tato čtyři slova nehledejte v poznámkách. Jsou to zkratky, které se budou velmi často objevovat v následujících odstavcích. Řeč bude o temné hmotě v naší Galaxii i v okolním vesmíru a o tom, jak se dá gravitační pole využít k jejímu pozorování. Počítání hvězd O tom, jak vypadá naše Galaxie, se vážně zajímají astronomové už od dob Williama Herschela ( ), který je spíše známý jako objevitel planety Uran. Herschel počítal hvězdy viditelné v dalekohledu na 3400 místech na obloze. Toto prosté sčítání hvězd na severní obloze potom rozšířil jeho syn John i na jižní oblohu. Ze součtů hvězd a za předpokladu, že hvězdy jsou rovnoměrně rozloženy a jsou všechny stejně svítivé, dospěl Herschel k závěru, že žijeme ve středu soustavy, která má průměr 14 tisíc světelných let $F viz Příloha. V zásadě se však nemýlil v tom, že naše soustava má tvar čočky.

14 O sto let později mohl holandský astronom Jacob C. Kapteyn už kombinovat součty hvězd, jejich radiální rychlostip1 a vlastní pohybyp1 a dospěl už k celkem realistickému obrazu Galaxie: zjistil, že poloměr Galaxie je asi 8 kpc $F viz Příloha a že tato soustava obsahuje asi 100 miliard hvězd. Temná hmota Brzy se však začalo ukazovat, že část hmoty Galaxie asi nevidíme. Nejmarkantnější důkaz o existenci tmavé hmoty dává tak zvaná křivka rotační rychlosti Galaxie. Ve vzdálenosti Slunce obíhají hvězdy kolem galaktického středu rychlostí asi 220 km.s-1, zatímco na okraji Galaxie mají oběžnou rychlost kolem 300 km.s-1. Kdyby v Galaxii byla jen hmota, kterou vidíme, tedy hvězdy a plynná a prachová mračna, musela by křivka rotační rychlosti, tedy závislost oběžné rychlosti na vzdálenosti od středu Galaxie, vypadat jinak. Hvězdy blízko centra by obíhaly rychleji než na okraji. Tak, jako ve sluneční soustavě, kde Merkur obíhá mnohem rychleji než Pluto. Podobně jako naše Galaxie rotují i mnohé jiné galaxie. Pozorovaný průběh rotační rychlosti se dá vysvětlit tak, že v galaxiích je značné množství neviditelné hmoty především v tak zvaném halu, rozsáhlé kulové oblasti obklopující diskovou plochou složku. Tato hmota se musí od té, kterou pozorujeme, výrazně lišit. Nemohou to být normální hvězdy nebo plyn. MACHO V zásadě může být tmavá hmota ukrytá v částicích nebo v objektech, které velmi málo září, a proto jsou na velkou vzdálenost neviditelné - hnědí trpaslíci, bílí trpaslíci, neutronové hvězdy nebo černé díry. Americký astronom Kim Griest navrhl pro tyto objekty název MACHO, což je zkratka z anglických slov Massive Compact Halo Objects. Gravitační čočky a mikročočky Od poloviny šedesátých let navrhovala řada astronomů využít k pátrání po neviditelné hmotě v Galaxii efektu gravitační čočky. Fyzikální princip gravitační čočky je založen na ohybu světla v gravitačním poli. Einstein z pricipu ekvivalence gravitační a

15 inerciální síly odvodil, že se elektromagnetická vlna musí v gravitačním poli ohýbat. Gravitační ohyb světla byl poprvé experimentálně ověřen při pozorování úplného zatmění Slunce v roce Podle teorie relativity odchýlí gravitační pole Slunce paprsek hvězdy, která se promítá těsně u slunečního kotouče o necelé dvě obloukové vteřiny. Při experimentálním ověřování se porovnávají polohy hvězd zachycené v okolí zatmělého Slunce s fotografii téže části oblohy pořízené v jiném ročním období, kdy jsou tyto hvězdy vidět na nočním nebi. Už při prvních měřeních byla shoda experimentu a teorie velmi dobrá. Celkem snadno lze ukázat, že gravitační pole kolem hmotného tělesa se vůči procházejícím světelným paprskům může chovat jako prostředí s proměnným indexem lomu. Můžeme si je představit jako kouli s indexem lomu rostoucím směrem k jejímu středu. V tomto prostředí se bude měnit nejen směr paprsků, ale díky fokusaci také jejich intenzita. Stejným způsobem se chová skleněná spojka. Abychom mohli zaznamenat efekt gravitační čočky, musí procházet světelný paprsek od vzdálené hvězdy nebo galaxie, dříve než doletí k pozorovateli, v blízkosti hmotného tělesa. Pokud všechny tyto tři body budou na jedné přímce, uvidí pozorovatel místo vzdálené hvězdy svítící prstýnek. Jeho průměr bude záviset na hmotnosti gravitujícího tělesa na vzájemném postavení jednotlivých součástí čočky. Bude-li těleso, působící efekt gravitační čočky mimo spojnici hvězda -- pozorovatel, změní se prstýnek ve zdvojený obraz. V obou případech však dojde k celkovému zjasnění pozorovaného objektu. Pokud je svítící prstýnek tak malý, že jej nelze dalekohledem rozeznat, mluvíme o gravitační mikročočce. První gravitační obrazy Za první zmínku o gravitačních čočkách se považuje Einsteinův článek otištěný koncem roku 1936 v časopise Science. Dále se pak často uvádí, že tento článek otiskl Einstein na žádost českého inženýra R.W. Mandla. Jak zjistil Dr. Petr Hadrava, který se zabývá mnoha obory astrononie včetně její historie, je geneze myšlenky gravitační čočky trochu složitější. Mandla označil za českého inženýra V.K. Zworykin, jeden z průkopníků barevné televize a elektronového mikroskopu.

16 Zworykin žil od roku 1919 v Americe a byl v kontaktu s Franzem Zwickym, který napsal článek o gravitačních čočkách do časopisu Physical Review v roce Zwicky si uvědomil, že v roli gravitační čočky by mohly vystupovat vzdálené galaxie. Jako další, časově však jako první muž se v historii gravitační čočky objevuje František Link, který o gravitačních čočkách napsal v březnu 1936 do časopisu Comptes rendus. Práce byla publikována francouzsky, a to je asi hlavní důvod, proč zapadla. Od roku 1942 působil Link na hvězdárně v Ondřejově a v letech byl jejím ředitelem. Trvalo ale více než čtyřicet let, než se podařilo efekt gravitační čočky pozorovat. Koncem března 1979 se pokoušeli tři astronomové, D. Walsh, R.F. Carswell a R.J. Weymann, ztotožnit rádiový zdroj se slabou hvězdičkou v souhvězdí Velké medvědice. Šlo o to ověřit, zda zjištěný rádiový zdroj je skutečně kvasar. Celkem rutinní program, při kterém se pořizují spektra hvězd v blízkosti polohy rádiového zdroje. Úloha, kterou oné březnové noci řešila trojice astronomů na americké národní observatoři Kitt Peak, byla poněkud složitější. Na místě, kde radioteleskopy v britském Jodrell Banku a americkém Green Banku nalezly rádiový zdroj, nebyla hvězda jedna, ale dvě, vzdálené od sebe 6 obloukových vteřin. Pořídili spektra obou hvězd a zjistili, že jsou téměř identická. To nasvědčovalo tomu, že pozorují dva obrazy jednoho a téhož objektu. Jako nejpravděpodobnější důvod pro rozdvojení obrazu kvasaru navrhli působení gravitační čočky. Tak začala éra gravitačních čoček. Astronomie získala další metodu zkoumání vesmíru. Hledejte MACHO ve Velkém Magellanově mračnu V roce 1986 publikoval polský astrofyzik Bogdan Paczynski, působící už řadu let ve Spojených státech, článek, ve kterém propracoval metodiku zjišťování neviditelné hmoty v naší Galaxii metodou gravitačních mikročoček. Pokud totiž skutečně je Galaxie obklopena objekty typu MACHO, musí čas od času docházet k tomu, že se některé z těchto těles promítne do blízkosti nějaké vzdálené hvězdy. Paczynski doproručil intenzivně pozorovat co nejvíce hvězd ve Velkém Magellanově mračnu, což je nám nejbližší galaxie. Objekty MACHO by mohly na čas zjasňovat hvězdy

17 v Magellanově mračnu. Paczynski spočítal tvary světelných křivek pro různé hmotnosti objektů MACHO za předpokladu, že halo je ve vzdálenosti 10 kpc a že jejich tangenciální pohyb (kolmo na směr zorného paprsku) vůči hvězdám v Magellanově mračnu je 200 km.s-1. Zjistil, že pokud by MACHO byla černá díra s hmotností desetkrát větší než má Slunce, pak by bylo možné pozorovat zjasnění příslušné hvězdy v pozadí po dobu 8 měsíců. Bílý trpaslík v roli MACHO by hvězdu zjasnil jen po dobu dvou měsíců a těleso velikosti Země po dobu 3 hodin. Na první pohled dosti optimistická čísla. Jedna z milionu I kdyby bylo neviditelné hmoty 10 krát víc než svítící hmoty a všechna byla soustředěna v objektech MACHO, pak v každém okamžiku bude pouze jedna hvězda z milionu pod vlivem gravitační mikročočky. Najít MACHO znamená monitorovat každou noc miliony hvězd. A to ještě není úplná záruka úspěchu. Mezi hvězdami je spousta hvězd, které mají proměnnou jasnost. Mohou to být pulzující hvězdy jako cefeidy, zákrytové dvojhvězdy a mnoho dalších fyzikálně proměnných hvězd. Ty všechny je třeba od efektu gravitačních mikročoček oddělit. Naštěstí se dají určit pravidla, jak vypadá zjasnění způsobené gravitační mikročočkou. O prvním jsme se již zmínili, to je doba trvání. Další výraznou vlastností je, že gravitační čočka "zjasňuje" světlo hvězdy nezávisle na barvě. Jestliže MACHO zjasní hvězdu v pozadí v červené barvě desetkrát, musí se pozorovat i desetinásobné zjasnění ve žluté barvě. To je dost důležitá vlastnost: skutečně proměnné hvězdy mění většinou i barvu. Další vlastností gravitační mikročočky je skutečnost, že určitý jev (stejný objekt MACHO, stejná hvězda v pozadí) se těžko kdy bude opakovat. To je vlastnost, která může vyloučit pravidelně se měnící hvězdy, na druhou stranu znemožňuje ověřit nalezené zjasnění opakovaným pozorováním, což je jinak velmi často používaná metoda. První výsledky Sledováním gravitačních mikročoček se od začátku devadesátých let začaly zabývat čtyři skupiny astronomů. MACHO - spolupráce Američanů, Britů a Australanů, OGLE - tvořená převážně polskými astronomy, EROS - francouzská skupina a &DUO.

18 První výsledek oznámila skupina MACHO v říjnu 1993 v časopise Nature. Astronomové pozorovali na australské observatoři Mount Stromlo. Dalekohled starý 130 let Pracovali s dalekohledem, jehož historie je v moderní astronomii zcela ojedinělá. Jeho prapředek byl od roku 1868 na observatoři v australském Melbourne. Měl kovové zrcadlo o průměru 1,20 metru $F Nyní se používají v dalekohledech zrcadla skleněn<160 s napařenou hliníkovou vrstvou>. Po mnoho let to byl největší plně pohyblivý dalekohled na světě. Téměř půl století používali astronomové tento dalekohled ke studiu jižního nebe. Nové období v historii stařičkého dalekohledu nastalo v roce 1953 po přestěhování na observatoř Mt. Stromlo u Canberry. Dalekohled dostal nové skleněné zrcadlo o průměru 1,27 metru a nový tubus. Ruční ovládání nahradily elektromotory a změnila se řada mechanických součástí dalekohledu. Když dalekohled nyní pracuje v programu MACHO, je k němu připojena CCD kamera, která zobrazuje současně ve dvou barvách, červené a modré, oblast nebe o trochu větší než je velikost měsíčního kotouče. Každý obraz obsahuje téměř 17 milionů prvků. Hvězdáři ze skupiny MACHO sledovali po dobu jednoho roku čtyři oblasti blízko středu Velkého Magellanova mračna. Za tu dobu dokázali změřit 250 krát jasnost 1,8 milionu hvězd. Výsledkem jejich úsílí bylo zjištění, že po dobu 34 dní se jasnost jedné z hvězd v oblasti měnila způsobem, který by mohl odpovídat působení gravitační mikročočky. Záznam jasnosti hvězdy v čase, světelná křivka, byl symetrický a shodný v obou barvách. Pokud tuto změnu jasnosti způsobil objekt MACHO v halu naší Galaxie, pak jeho hmotnost nejpravděpodobněji odpovídala desetině hmotnosti Slunce. Shodou okolností vyšla v témže čísle Nature také práce druhé skupiny -- EROS, která detekovala dokonce dvě gravitační mikročočky na základě fotografického sledování hvězd ve Velkém Magellanově mračnu na Evropské jižní observatoři na La Silla v Chile. Na jednu fotografickou desku pořízenou Schmidtovou

19 komorou se zaznamenalo kolem osmi milionů hvězd. Za tři roky pořídili přes 300 expozic. Výsledkem analýzy jejich pozorování jsou dvě světelné křivky, tvarem odpovídající té, kterou získala skupina MACHO. Třetí pionýrský výsledek publikovala v roce 1993 skupina OGLE. Během pozorovací kampaně na observatoři Las Campanas v Chile měřili v průběhu 75 nocí jasnost hvězd. Výsledkem je jedna světelná křivka, která také odpovídá účinkům gravitační čočky. Protože pozorovali jen v jedné barvě, nebylo možné ověřit, zda je zjištěná světelná křivka nezávislá na vlnové délce. Skupina OGLE studuje hvězdy v galaktické výduti, jejichž světlo by mělo být také ovlivněno gravitačním polem hvězd v disku Galaxie. Od začátku roku 1997 má polská skupina OGLE na observatoři Las Campanas k dispozici vlastní dalekohled o průměru 1,3 metru specializovaný na hledání gravitačních mikročoček. Pochybnosti První výsledky pozorování gravitačních mikročoček vypadaly velmi slibně. Zdálo se, že temnou hmotu v Galaxii mohou opravdu tvořit velmi málo svítivé hvězdy. Postupně, jak přibývalo nových pozorování, se situace stávala méně přehlednou. Po pěti letech pozorování gravitačních mikročoček není sporu o tom, že alespoň v několika případech se podařilo zjistit zjasnění hvězdy způsobené gravitačním polem neviditelného objektu. Tato pozorování vypovídají spíše o struktuře ve středních částech naší Galaxie. Hledání gravitačních čoček na pozadí Velkého Magellanova mračna, které by mělo poskytnout informace o galaktickém halu, bylo zatím mnohem méně úspěšné. Počet případů pozorovaného gravitačního zjasnění je v tomto směru třicetkrát nižší než ve směru k výduti Galaxie. Přehlídka je zatím velmi nedokonalá z hlediska škály hmotností objektů, které mohou působit efekt gravitační čočky. Nejsnáze lze zachytit zjasnění, které trvá desítky dnů. Taková zjasnění mohou způsobit v halu Galaxie málo hmotná tělesa jako hnědí nebo bílí trpaslíci. Gravitační čočkou nelze zatím "vidět" planety, které zjasňují jen na hodiny, ani mohutné černé díry způsobující zjasnění v trvání roků až desetiletí.

20 Příslib do budoucna Pozorování gravitačních mikročoček se stane v budoucnu běžnou pozorovací metodou v astrofyzice. V několika příštích letech se patrně podaří shromáždit tolik pozorování, že bude možné rozhodnout o skutečných polohách gravitačních čoček směrem ke galaktické výduti. Dalším přínosem by mohlo být pozorování z kosmického prostoru. Kombinace pozorování ze Země a z družice obíhající ve vzdálenosti jedné AJ by pomohlo při určování vzdáleností gravitačních čoček. Takové pozorování by také mohlo potvrdit, že pozorované zjasnění je skutečně gravitačního původu. Na dvou vzdálených místech by se průběh zjasnění způsobeného gravitační čočkou měl poněkud lišit. Tak by se snadno dalo odlišit působení gravitační mikročočky od "normální" proměnné hvězdy. Užitečný vedlejší produkt Nicméně už dosavadní výsledky pátrání po gravitačních čočkách znamenají obrovský přínos pro studium proměnných hvězd. Protože pravděpododnost zachycení gravitační čočky je velmi malá, musejí astronomové neustále sledovat jasnosti milionů hvězd. A tyto jasnosti pak porovnávat v čase. Takže nestačí jen změřit jasnost hvězdy, je nutné znát její polohu, aby se dala najít na dalším snímku. Astronomové museli napsat mnoho programů, které tento proces zčásti nebo úplně automatizují. V ideálním případě se počítačovým zpracováním série snímků získá seznam proměnných hvězd, eventuálně i jejich světelné křivky. Pochopitelně mezi miliony hvězd, jež je nutné tímto způsobem změřit, se najdou tisíce proměnných hvězd, které nemají s gravitačními čočkami nic společného. A tak se archivy astronomů zabývajících se gravitačními čočkami stávají rohem hojnosti pro jiné. Proměnné hvězdy nejsou většinou zajímavé jen tím, že nějakým způsobem mění svou jasnost, ale řada z nich má "praktické" použití. Cefeidy P2 jsou vhodné pro určování vzdáleností. Měření jasností zákrytových dvojhvězd jsou, pokud k nim existují i spektra, jediným zdrojem informací o hmotách hvězd. Skupina OGLE publikovala katalog 1656 pulsujících a zákrytových soustav, včetně souřadnic a vyhledávacích mapek. MACHO má ve svém archivu na proměnných hvězd. DUO odhalili proměnných hvězd.