130 let v dějinách Vesmíru

V r. 1838 změřil německý astronom Friedrich Bessell jako první na světě vzdálenost hvězdy 61 Cygni, když určil její trigonometrickou paralaxu, obnášející 0,3". Tak zjistil, že tato hvězda je od nás vzdálena něco přes 3 parseky (11 světelných let), což byl tehdy vrcholný výkon astronomické techniky: Bessel měřil polohu hvězdy v dalekohledu pomocí vláknového mikrometru očima, neboť ještě neexistovala astronomická fotografie. O dva roky později Bessell definoval poslání svého oboru tak, že „úkolem astronomie je nalézt zákony pohybu každého nebeského tělesa a z nich odvodit jeho polohu pro každý příští okamžik“. Už o šest let později se tento program dramaticky naplnil, když John Adams a Urbain Le Verrier z odchylek dráhy Uranu předpověděli existenci a polohu osmé planety sluneční soustavy, a vzápětí ji Johann Galle nalezl. Objev Neptunu se stal skutečným triumfem nebeské mechaniky. V euforii nad podobnými úspěchy exaktních věd si začali mnozí renomovaní badatelé myslet, že fyzika a astronomie jsou již téměř u cíle. Svědčí o tom nejen výroky uvedené v záhlaví, ale také příběh Maxe Plancka, jemuž r. 1874 Philipp von Jolly rozmlouval studium fyziky s odůvodněním, že prý je jeho talentu na tak banální a téměř hotový obor škoda.

V té době u nás začal vycházet přírodovědecký časopis Vesmír. Když se dnes nad jeho stránkami ohlédneme nazpátek, nelze než užasnout, jak se všichni tehdejší koryfejové vědy mýlili. Vezměme si například astronomii. Počátkem sedmdesátých let 19. století se téměř výhradně soustřeďovala na měření poloh nebeských těles a výpočet jejich drah, zlaté století jejího rozvoje bylo ještě v nedohlednu, i když zárodky příštích objevů se už klubaly ze skořápek. Začala se rozvíjet spektroskopie (R. Bunsen a G. Kirchhoff 1859) a fotografie (1879). Dmitrij Mendělejev r. 1871 publikoval definitivní verzi své periodické tabulky chemických prvků a v osmdesátých letech (asi 1886) Heinrich Hertz generoval elektromagnetické vlny a objevil fotoelektrický jev. Postupně se prosazovala Maxwellova teorie elektromagnetického pole, rozvíjela se termodynamika a teorie záření černého tělesa, která r. 1900 vyústila v Planckův zákon, jenž fakticky předznamenal vznik kvantové mechaniky. Negativní výsledek Michelsonova-Morleyho pokusu (1877) podnítil vznik speciální teorie relativity (1905). Jen o deset let později pak přišla obecná relativita – monumentální dílo Alberta Einsteina. Po Thomsonově objevu elektronu (1897) se začala rozvíjet atomová, jaderná a částicová fyzika, jež vedla k největší vědecké revoluci 20. století – úžasné stavbě kvantové mechaniky. Odtud odevšad astronomie čerpala podněty pro svůj rozvoj, a sama svými výsledky zpětně ovlivnila rozmach téměř všech oborů přírodních věd – od fyziky a chemie po biologii, geologii a geofyziku – zasáhla však také historii a filozofii. Lze to sledovat i na těch několika málo příkladech, které jsem pro čtenáře Vesmíru vybral.

Nejbližší kosmické těleso bylo po dlouhou dobu jediné, na němž mohli astronomové čím dál tím lepšími dalekohledy zaznamenávat zřetelné podrobnosti: krátery, tmavší hladké planiny (měsíční moře), pohoří i hluboké brázdy. Dynamika pohybu Měsíce se stala životním dílem Simona Newcomba; drobné nepravidelnosti pohybu našeho jediného kosmického souputníka byly dobře vystiženy rozsáhlými matematickými rozvoji a už koncem 19. století se dařilo je předvídat. O kráterech se myslelo, že jsou sopečného původu (viz též ukázku ve Vesmíru 80, 238, 2001/4). Nicméně již r. 1873 usoudil anglický astronom R. Proctor, že krátery vznikly dopadem meteoritů, což nezávisle tvrdil i americký geolog G. Gilbert (1892). Teprve týž názor R. Baldwina z r. 1949 však vzali astronomové vážně a spor byl rozhodnut až po prozkoumání vzorků měsíčních hornin v programu Apollo počátkem 70. let 20. století, kdy se jednoznačně ukázalo, že povrch Měsíce byl vícekrát přetvořen následkem prudkých nárazů kosmických projektilů. Odtud pak vedl už jen pověstný krůček k tomu, aby si nejprve astronomové, a posléze i geologové uvědomili, že obdobnému kosmickému bombardování byla po celou dobu své existence vystavena také Země, kde se ovšem stopy po kráterech rychle zahlazují (viz přehled ve Vesmíru 79, 269, 2000/5). V r. 1978 přišel L. Křivský s prvním scénářem následků dopadu obřího meteoritu (planetky) do oceánu a o rok později se proslavil americký fyzik L. Alvarez se svými spolupracovníky geology a geochemiky domněnkou, že anomální výskyt iridia v geologických vrstvách z přelomu druhohor a třetihor před 65 miliony lety je důsledek dopadu planetky o průměru 10 km a že přímé následky dopadu způsobily masové vymírání živočichů i rostlin. V r. 1991 podali geologové zkoumající vzorky z ropných vrtů v oblasti Mexického zálivu přesvědčivé důkazy o tom, že kolem městečka Chicxulub na Yucatanu existuje ponořený impaktní kráter o průměru téměř 200 km, jehož původní hloubka činila asi 10 km (viz Vesmír 80, 216, 2001/4). Nepochybně ho způsobila ona Alvarezova planetka, neboť k rozdrcení hornin ve vrtech došlo právě před 65 miliony let. Již od r. 1975 se publikovaly počítačové simulace prokazující, že samotný Měsíc vznikl tečnou srážkou anonymní planety (Praměsíce) o hmotnosti Marsu se Zemí zhruba 50 milionů let potom, co se začala Země akumulovat z prachových zrníček sluneční pramlhoviny. Nárazem se roztavil zemský plášť i Praměsíc, kolem Země se vytvořil oblak žhavých plynů, jež jednak rychle kondenzovaly na kapky a tuhá zrnka, jednak se soustředily kolem rovníku v prstenci, z nějž potom vznikl akumulací Měsíc. Od té doby se Měsíc od Země v důsledku slapů vzdaluje, v současné době rychlostí 37 mm/rok. V posledním čtvrtstoletí lze tuto nepatrnou hodnotu měřit s přesností až ± 1 mm. Umožňují to koutové odražeče, které na Měsíc umístily posádky Apoll a automaty Lunochod, ovšem nemenší část zásluhy připadá na impulzní lasery a přesné atomové hodiny, měřící zpoždění laserových ozvěn od retroreflektorů.

První planetku – Ceres – nalezl G. Piazzi již v první noci 19. stol. Z empirického Titiova-Bodeova pravidla o rozložení drah planet ve sluneční soustavě totiž vyplývalo, že by někde uprostřed velké mezery mezi drahou Marsu a Jupiteru mělo být neznámé těleso. Ceres astronomy nepříjemně překvapila svou malou jasností – i za nejpříznivějších podmínek je vidět pouze dalekohledy jako hvězdička 7 mag, což značí, že na řádnou planetu má příliš malé rozměry (je 3,5krát menší než Měsíc). Brzy po objevu Cerery však astronomové našli přibližně v téže vzdálenosti od Slunce další malá tělesa, pro něž se ujal název planetky (zprvu se jim podle Herschelova návrhu říkalo asteroidy, protože v dalekohledu vypadaly podobně jako hvězdy). Koncem 19. století bylo v takzvaném hlavním pásu známo již na 300 těles a mnozí odborníci soudili, že se tam kdysi následkem nespecifikované katastrofy rozpadla velká planeta. To se však nepotvrdilo, neboť objevených planetek ve 20. století, a zejména v jeho závěru, úděsně přibylo. Na počátku letošního roku je v katalogu už více než 20 000 planetek se spolehlivě určenými drahami, jejich úhrnná hmotnost však představuje pouze 0,4 % hmotnosti Měsíce. Z toho vyplývá opačný názor na jejich původ: v prostoru mezi Marsem a Jupiterem se ze zárodečných planetezimál nikdy nedostavěla standardní planeta – zabránily tomu gravitační poruchy obřího Jupiteru. V průběhu uplynulého století se však navíc podařilo najít planetky, které se buď silně přibližují k dráze Země, nebo ji dokonce křižují (viz Vesmír 77, 306, 1998/6). Tato tělesa budí zhruba od konce 70. let čím dál větší pozornost, neboť jsou pro Zemi potenciálně nebezpečná (viz Vesmír 72, 125, 1993/3; Vesmír 73, 329, 1994/6). Pokud totiž mají průměr větší než asi 1 km, mohou při nárazu na Zemi rychlostí 15–20 km/s vyvolat pohromu globálního rozsahu. Zatím známe několik set takových těles, jejichž dráhy jsou propočítány na tisíciletí dopředu, a víme již, že v tomto období Zemi neohrozí. Odhaduje se však, že úhrnný počet takových rizikových projektilů dosahuje bezmála tisícovky. Hlavní nebezpečí tedy představují ty, které dosud nebyly zaznamenány. Také meteority, jež nacházíme na Zemi, sem přicházejí následkem dopadů miniaturních úlomků planetek do zemské atmosféry, jak poprvé prokázal Z. Ceplecha r. 1959 při pádu příbramských meteoritů. V 80. letech se poprvé podařilo mezi meteority identifikovat úlomky, které přiletěly z Měsíce, a dokonce i z Marsu. Jsou to zatím jediné vzorky marsovských hornin, které jsme získali takřka zdarma (o marsovských horninách viz Vesmír 79, 695, 2000/12). Další, zatím nepříliš početná skupina planetek se nachází na protáhlých drahách mezi Saturnem a Uranem; souhrnně je nazýváme Kentaury. Od r. 1992 pak zásluhou vytrvalého úsilí D. Jewitta a J. Luuové víme též o transneptunských objektech ve vzdálenostech 30–50 AU od Slunce, jejichž rozměry se odhadují na mnoho set kilometrů. Mezi ně zřejmě geneticky patří i jediná „planeta“ objevená ve 20. století – Pluto. Od r. 1978 totiž víme, že Pluto je miniaturní dvojplaneta (druhá složka dostala jméno Charon), a vzájemné zákryty obou těles v druhé polovině 80. let nám poskytly rozhodující údaje o rozměrech a hmotnostech obou těles: dohromady mají jen 20 % hmotnosti našeho Měsíce. O existenci transneptunských těles byli již v polovině století přesvědčeni K. Edgeworth a G. Kuiper (1951), po nichž se nyní tento skutečný hlavní pás planetek nazývá. V posledním desetiletí 20. stol. se podařilo díky kosmickým sondám Galileo a NEAR-Shoemaker několik planetek pozorovat zblízka: jsou to tělesa Gaspra (1991), Ida (1993), Mathilde (1997) a Eros (1999–2001). Ve všech případech je zjevné, že povrch těles byl mnohokrát přetvořen kosmickým bombardováním; srážky hrají ve vývoji menších těles sluneční soustavy klíčovou úlohu.

Výpočet drah komet patřil koncem minulého století k nejtvrdším oříškům nebeské mechaniky. Ukázalo se totiž, že na jejich pohyb mají vliv negravitační síly. Souvisejí s tím, že z povrchu jader komet se v blízkosti Slunce odpařuje plyn a uniká prach. Protože navíc jádra komet rotují a odpařovat se mohou jen na straně přivrácené ke Slunci, vzniká raketový efekt, který je těžko předvídatelný: buď kometu na její standardní dráze urychluje, nebo ji naopak zpomaluje. V r. 1866 si italský astronom G. Schiaparelli všiml, že dráha známého srpnového meteorického roje Perseid má tytéž parametry jako dráha komety Swift-Tuttle, která byla objevena o čtyři roky dříve. Ještě téhož roku J. Adams odhalil podobnou souvislost mezi čerstvě objevenou kometou Tempel-Tuttle a listopadovým meteorickým rojem Leonid. Postupně se tak podařilo najít mateřské komety pro většinu hlavních meteorických rojů, což odpovídá představě, že materiál roztroušený kometou během mnoha následujících návratů ke Slunci vyplní celou její eliptickou dráhu. Pokud se dráha komety a dráha Země přibližně protínají, pozorujeme pak buď každoročně, anebo alespoň kolem vlastního návratu periodické komety meteorický roj, či dokonce mnohem nápadnější meteorický déšť. V tomto směru vynikla právě zmíněná mateřská kometa Leonid s oběžnou dobou 33,2 roku, jejíž návraty byly zjevnou příčinou nádherných meteorických dešťů již před objevem komety Tempel-Tuttle v letech 1799 a 1833. Poslední datum se považuje za skutečný zrod astronomie meteorických rojů. Snad vůbec nejmohutnější meteorický déšť v historii spatřili r. 1966 pozorovatelé v Severní Americe, když hodinová četnost meteorů, které jeden člověk zpozoroval prostým okem, dosáhla odhadem až 144 tisíc! Deště Leonid byly velmi podrobně studovány (ze země i z letadel) v letech 1998–2000, ale historické záznamy o nich pocházejí již z počátku 10. stol. n. l. Kosmické sondy pak dovolily studovat zblízka komety Giacobini-Zinner (1985), Halley (1986) a Grigg-Skjellerup (1992). Zvláště komplexní výzkum Halleyovy komety při jejím posledním návratu (viz Vesmír 65, 495, 504 a 629, 1986) přinesl klíčové poznatky o stavbě jádra, jež ve shodě s modelem F. Whippla (1950) představuje „špinavou sněhovou kouli“. V témže roce (1950) uveřejnil Holanďan J. Oort stěžejní práci o původu komet, když dokázal, že komety k nám přicházejí z kulového oblaku, obklopujícího celou sluneční soustavu až do vzdálenosti 2 světelných roků. Tato kosmická mraznička obsahuje fakticky nezměněný zárodečný stavební materiál sluneční soustavy v podobě desítek bilionů kometárních jader. Díky této téměř nevyčerpatelné zásobárně můžeme dosud vidět komety ze Země, neboť ty, které se opakovaně dostávají do blízkosti Slunce, zanikají nejpozději po stovkách tisíc let. Zcela unikátní kometu objevili r. 1993 C. a G. Shoemakerovi a D. Levy při pravidelných přehlídkách na Mt. Palomaru v Kalifornii (viz Vesmír 75, 316, 1996/6). Ukázalo se totiž, že jde o řetízek malých kometárních jader, která na rozdíl od běžných komet neobíhala kolem Slunce, nýbrž po spirálové eliptické dráze kolem Jupiteru. Další výpočty ukázaly, že rok před objevem se původní větší kometární jádro natolik přiblížilo k Jupiteru, že bylo slapově roztrháno na dva tucty úlomků, a navíc že se všechny pozorované úlomky v červenci 1994 postupně srazí s Jupiterem rychlostí 60 km/s (viz Vesmír 74, 655, 1995/11). Celý úkaz, který byl komplexně sledován ze Země, z Hubblova kosmického teleskopu i sondou Galileo, poskytl naprosto jedinečné údaje o vstupu tělesa do atmosféry planety vysoce hypersonickou rychlostí. Tato událost přesvědčila i největší pochybovače, že nebezpečí srážek kosmických projektilů se Zemí je reálné a vážné – mimo jiné se tak podařilo fyzikálně přesně objasnit úkazy, jež nastaly při výbuchu proslulého tunguzského meteoritu nad sibiřskou tajgou 30. června 1908.

Od chvíle, kdy Bessell změřil vzdálenost 61 Cygni, nebylo už nejmenších pochyb o tom, že Slunce je téže fyzikální podstaty jako vzdálené hvězdy. Známe-li totiž vzdálenost objektů, lze z měřených veličin odvodit fyzikální údaje o zářivém výkonu, ale nakonec i o geometrických rozměrech a hmotnostech hvězd. K tomu nejvíce přispěl objev spektroskopických dvojhvězd A. Mauryovou a C. Pickeringem r. 1890, u nichž lze díky Dopplerovu principu (ten se ještě r. 1896 na českých středních školách neučil) rozlišit spektrální čáry obou složek dvojhvězdy, obíhajících kolem společného těžiště v periodách od několika dnů do několika málo let. Počátkem 20. století pak H. Russell a H. Shapley vypracovali první nomografické postupy, jak lze parametry těsných zákrytových dvojhvězd určovat z relativně snadného měření jejich úhrnné jasnosti (světelné křivky). Tyto metody dovedl do numerické dokonalosti ve 40. letech 20. stol. náš krajan Z. Kopal. To vše dohromady znamenalo velký pokrok v přesném určování fyzikálních parametrů hvězd, zejména tehdy, když se daná soustava jeví současně jako spektroskopická i zákrytová dvojhvězda. Tak se astronomům podařilo obejít zásadní nesnáz, že až dosud nelze ani těmi nejlepšími přístroji na Zemi či v kosmu rozlišit kotoučky standardních hvězd, neřku-li nějaké podrobnosti na jejich povrchu. Jakmile byly k dispozici základní parametry hvězd, uvědomili si astrofyzici, že stojí před kardinální záhadou. Zářivé výkony hvězd, což jsou vlastně obrovské a dobré důkazy, shromážděné hlavně geology a jadernými fyziky, nasvědčovaly tomu, že hvězdy takto dokážou zářit miliardy let. Kde se tedy bere ona obrovská zásoba energie a jak se ji hvězdám daří tak plynule uvolňovat? K řešení těchto otázek přímo vybídla jak kvantová mechanika, tak slavná Einsteinova rovnice E = mc², která sděluje, že celková energie utajená v hmotě představuje neuvěřitelný mnohonásobek energií uvolňovaných libovolnými chemickými reakcemi. K průlomu rozhodující měrou přispěl v druhé polovině 20. let 20. stol. britský astrofyzik A. Eddington. Ten sestavil první realistické modely stavby hvězd hlavní posloupnosti a intuitivně vytušil, že v nitru hvězd probíhají jaderné přeměny, které jsou doprovázeny přiměřeným stabilním uvolňováním zářivé energie. Dvacetiletý indický student S. Chandrasekhar, jenž za Eddingtonem přijel v r. 1930 z Madrasu, šel však ještě dále, když zjistil, že v bílých trpaslících dochází ke kvantověmechanické elektronové degeneraci plynu. Bezvadně tak popsal i stavbu těchto extrémně hustých hvězd, které představují závěr vývoje hvězd o hmotnosti řádově srovnatelné se Sluncem. Konečně H. Bethe a C. von Weizsäcker rozlouskli v letech 1938–1939 klíčovou otázku, když nalezli zdroj přeměn energie ve hvězdách hlavní posloupnosti v podobě slučování jader vodíku na helium. Na ně pak navázali r. 1952 E. Salpeter a r. 1957 E. a G. Burbidgeovi, F. Hoyle a W. Fowler epochálními pracemi, v nichž popsali, jak ve hvězdách, jež opouštějí hlavní posloupnost, vznikají další těžší jádra prvků Mendělejevovy soustavy až po železo a jak je zbytek periodické soustavy doslova doplněn během mohutných výbuchů velmi hmotných hvězd v podobě supernov. Tak se podařilo ukázat, odkud se vlastně ve vesmíru berou prvky těžší než vodík a helium, které jako jediné vznikají bezprostředně po velkém třesku. Ihned po objevu neutronu r. 1932 přišli L. Landau, J. Oppenheimer a další s ještě drastičtější teorií neutronově degenerovaného plynu v neutronových hvězdách, nesrovnatelně hustších, než jsou bílí trpaslíci. Málokdo tušil, že něco tak podivného jednou astronomové vskutku ve vesmíru objeví, ale stalo se tak zásluhou britských radioastronomů J. Bellové a A. Hewishe, když r. 1968 ohlásili objev rádiových pulzarů, záhy (1974) odměněný Nobelovou cenou. Ztotožnění pulzarů s neutronovými hvězdami se stalo patrně vůbec nejvýznamnějším výsledkem nové hvězdné astrofyziky 20. století, neboť pomohlo těsně sblížit pozorovací astronomii s částicovou a teoretickou fyzikou. Umožnilo také objasnit povahu tak podivných objektů, jako jsou rentgenové dvojhvězdy, pulzary, novy a blýskače, i odhalit první hvězdné černé díry, nalezené díky specializovaným astronomickým družicím počínaje r. 1970. Není vyloučeno, že tudy vede cesta i k pochopení jedné z největších záhad hvězdné astrofyziky poslední čtvrtiny 20. stol. – zábleskových zdrojů záření gama (viz Vesmír 78, 187, 1999/4 a Vesmír 78, 265, 1999/5). Ty nalezli R. Klebesadel aj. při zpracování údajů z vojenských družic Vela r. 1973 a až donedávna se v jejich fyzikálním objasnění navzdory velkému úsilí pozorovatelů i teoretiků valně nepokročilo, neboť stejně jako u hvězd před r. 1838 chyběl i zde až do r. 1997 jakýkoli (alespoň řádový) odhad, jak jsou příslušné zdroje daleko od Země. Teprve tehdy došlo díky nápaditému využití italsko-holandské družice BeppoSAX ke klíčovému průlomu, když se zásluhou celosvětové spolupráce astronomů vybavených rozličnou pozorovací technikou podařilo najít odpovídající rentgenové, optické a rádiové protějšky zábleskových zdrojů (viz Vesmír 75, 387, 1996/7; Vesmír 78, 187, 1999/4 a Vesmír 78, 265, 1999/5). Odtud už šlo odvodit, že jde o úkazy v kosmologických vzdálenostech miliard světelných roků, a tudíž i o naprosto úžasné vyzářené energie řádu až 10⁴⁷ J (zářivý výkon jediného záblesku dosahuje hodnoty trilionů Sluncí). Patrně není náhodou, že tytéž klidové energie mají dle Einsteinova vztahu právě neutronové hvězdy; jinými slovy, při záblescích gama patrně dochází k náhlému zničení jedné (nebo i dvou) neutronových hvězd! Astronomové tak objevili vůbec nejmohutnější a nejrychlejší energetické přeměny ve vesmíru a je s podivem, že na to přišli teprve na konci století, které se podle mínění jejich ctihodných předchůdců mělo soustředit už jen na zpřesňování hodnot fyzikálních konstant.