NeozbrojenΘ lidskΘ oko dosßhne za tmy pr∙m∞ru z°φtelnice a₧ 8 mm a jeho ·hlovß rozliÜovacφ schopnost pro dva stejn∞ jasnΘ objekty dosahuje a₧ 1'. Vynikß skv∞lou kvantovou ·Φinnostφ (~ 0,5) a neuv∞°iteln²m dynamick²m rozsahem 1:10^7, ovÜem jen v ·zkΘm spektrßlnφm pßsmu s pom∞rem meznφch vlnov²ch dΘlek pouze 1 : 1,8 pro mΘn∞ citlivΘ Φφpky a monochromaticky (cca na 510 nm) pro podstatn∞ citliv∞jÜφ tyΦinky.
Cφlem prvnφch optick²ch astronomick²ch p°φstroj∙ tedy bylo zejmΘna rozÜφ°enφ sb∞rnΘ plochy optiky v porovnßnφ se zornicφ a tomu odpovφdajφcφ zv²Üenφ ·hlovΘ rozliÜovacφ schopnosti, nebo¥ lidskΘ oko bylo jeÜt∞ dlouho jedin²m detektorem zß°enφ.
Prvnφ Galile∙v dalekohled zhotoven² r. 1609 m∞l hlavnφ ΦoΦku o pr∙m∞ru 16 mm (f/60 !) a zv∞tÜoval a₧ dvacetkrßt. M∞l ovÜem omezenΘ zornΘ pole na 9'; pohybem oka ve v²stupnφ pupile se vÜak dal p°ehlΘdnout cel² ·hlov² stupe≥. Ironiφ osudu nem∞l tento prototyp ₧ßdnou sfΘrickou aberaci a dokonce ani barevnou vadu. O rok pozd∞ji si postavil Galileo docela solidnφ p°φstroj s pr∙m∞rem ΦoΦky 58 mm (f/29), ale zaclon∞n² na pr∙m∞r 38 mm (f/45) se zv∞tÜenφm 33x a zorn²m polem 8'. Zde se vÜak ji₧ uplatnila malß sfΘrickß i barevnß vada, ale meznß hv∞zdnß velikost p°φstroje dosßhla p°esto 8 mag; zisk jasnosti Φinil a₧ 23 : 1 a ·hlovΘ rozliÜenφ stouplo a₧ Üestkrßt, tj. na 10". V∞deckß zkuÜenost °φkß, ₧e k zßsadnφm objev∙m dochßzφ poka₧dΘ, kdy₧ se v²konnost n∞jakΘho za°φzenφ zlepÜφ v urΦitΘm sm∞ru alespo≥ o °ßd, co₧ - jak patrno - Galileovy dalekohledy bezpeΦn∞ spl≥ovaly dokonce ve dvou parametrech. Nenφ divu, ₧e se velkΘ objevy dostavily v rozmezφ let 1609-1611 velmi rychle, jak je z historie astronomie dob°e znßmo.
Replikou nejv∞tÜφho Galileova dalekohledu je vskutku mo₧nΘ snadno sledovat Galileovy dru₧ice Jupiteru a fßze VenuÜe menÜφ ne₧ 0,75. NemΘn∞ snadnΘ je sledovßnφ krßter∙ a poho°φ na M∞sφci, rozliÜenφ hv∞zd v MlΘΦnΘ drßze a pozorovßnφ sluneΦnφch skvrn. Dlu₧no ovÜem °φci, ₧e Galileova mapa M∞sφce z prosince 1609 nenφ nikterak p°esnß; nikoliv vÜak vinou vad dalekohledu, n²br₧ mßlo znßmΘ okolnosti, ₧e Galileo byl spφÜe podpr∙m∞rn² kreslφ°. Prakticky urΦit∞ pozoroval Slunce v projekci na stφnφtko, tak₧e nenφ pravda, ₧e si p°i pozorovßnφ sluneΦnφ rotace zniΦil oΦi. Oslepnutφ ve stß°φ s jeho sledovßnφm Slunce tedy nijak nesouvisφ.
2. T∞₧kopßdn² rozjezd HST, ale nadpr∙m∞rn² v²kon v p∙li trati
Projekt kosmickΘho teleskopu, jen₧ by p°edevÜφm odstranil problΘmy astronom∙ s neklidem zemskΘho ovzduÜφ, visel ve vzduchu velmi dlouho - dokonce ji₧ p°ed praktick²m zaΦßtkem kosmonautiky v r. 1957. KonkrΘtnφ podoby projekt nabyl na zßklad∞ doporuΦenφ americkΘ tzv. Whitfordovy komise v r. 1970. NicmΘn∞ realizace kosmickΘho dalekohledu, jen₧ optick² v²kon by byl opravdu alespo≥ o °ßd lepÜφ, ne₧ v²teΦnΘ pozemnφ ob°φ teleskopy kalibru palomarskΘho p∞timetru, se ukßzala mimo°ßdn∞ tvrd²m o°φÜkem. Plßnovanß cena za°φzenφ byla podstatn∞ p°ekroΦena, kdy₧ se ukßzalo, jak obtφ₧nΘ je p°esnΘ navßd∞nφ p°φstroje na nφzkΘ ob∞₧nΘ drßze kolem Zem∞. Nφzkß drßha byla diktovßna kapacitou raketoplßnu a po₧adavkem pr∙b∞₧nΘ ·dr₧by teleskopu v pr∙b∞hu patnßcti let. To vÜak p°inßÜφ nemalß omezenφ, jeliko₧ dalekohled nem∙₧e pracovat v rozsßhl²ch okolφch jasn²ch t∞les - Slunce, M∞sφce a Zem∞, co₧ vy₧aduje velmi d∙myslnΘ a t∞₧kopßdnΘ manΘvrovßnφ p°i nastavovßnφ teleskopu na cφl a superp°esnou pointaci na 0,007" b∞hem dlouh²ch expozic. Plßnovßnφ pozorovßnφ je slo₧itΘ takΘ proto, ₧e na takto nφzkΘ drßze nelze p°esn∞ spoΦφtat budoucφ polohu HST v∙Φi Zemi. Chyba v oΦekßvanΘ poloze Φinφ pln²ch 30 km na dva dny dop°edu a dokonce ji₧ 4000 km na 44 dn∙ dop°edu.
P∙vodnφ termφn vypuÜt∞nφ v r. 1983 se tak podstatn∞ oddßlil, co₧ dßle zkomplikovala tragickß havßrie raketoplßnu Challenger r. 1986. Jak znßmo, Hubbl∙v kosmick² teleskop (HST) se dostal na ob∞₧nou drßhu a₧ koncem dubna 1990 a po dvou m∞sφcφch testovßnφ se ukßzalo, ₧e tvar primßrnφho zrcadla je vadn² (2,4 m zrcadlo je p°φliÜ m∞lkΘ, tak₧e dalekohled vykazuje nezvlßdnuteln∞ velkou sfΘrickou aberaci), a dßle ₧e se dalekohled rozkmitßvß vinou tepeln∞ p°φliÜ namßhan²ch ·chyt∙ sluneΦnφch panel∙ p°i p°echodu z dennφ oblohy na noΦnφ a naopak. Ob∞ tyto zßvady t∞₧ce poznamenaly plßnovan² program prvnφch rok∙ prßce HST na ob∞₧nΘ drßze, nebo¥ obrazy kosmick²ch objekt∙ se neda°ilo dostateΦn∞ zaost°it a delÜφ expozice byly problematickΘ. JedinΘ p°φstroje, kterΘ tφm p°φliÜ netrp∞ly, byly oba spektrografy (GHRS i FOS), jen₧e h∙° dopadl rychl² fotometr HSP a nejv∞tÜφ potφ₧e byly s ob∞ma kamerami (WFPC i FOC), kterΘ prost∞ nemohly sledovat ty slabΘ objekty, kv∙li nim₧ byl HST p°edevÜφm konstruovßn, nebo¥ citlivost teleskopu byla o plnΘ dva °ßdy horÜφ, ne₧ po₧adovala specifikace. SfΘrickß aberace primßrnφho zrcadla naÜt∞stφ p°φliÜ nezhorÜila v²teΦnou rozliÜovacφ schopnost dalekohledu, danou pouze velikostφ (pr∙m∞rem) zrcadla a dosahujφcφ bezmßla teoretickΘ difrakΦnφ meze. Polohy hv∞zd a₧ do 17 mag pomocφ pointer∙ FGS dosßhly p°esnosti 0,003".
Desetitisφcφ expozice kamerou WFPC se uskuteΦnila ji₧ koncem listopadu 1992 a celkov² pozorovacφ archiv HST dosßhl kapacity 400 GB (na 200 optick²ch discφch). Celkovß ·Φinnost HST se zvedla na po₧adovan²ch 36% a p°φmß pozorovacφ ·Φinnost pro v∞deckΘ ·Φely na 10%. V tΘ₧e dob∞ vÜak misi zaΦalo ohro₧ovat selhßvßnφ pointaΦnφch gyroskop∙ - z p∙vodnφch Üesti fungovala u₧ jen polovina a dalÜφ selhßnφ by znamenala p°eruÜenφ prßce s p°φstrojem.
Ke cti NASA je t°eba s odstupem Φasu konstatovat, ₧e p°φsluÜnφ odbornφci velmi rychle nalezli p°φΦinu vÜech obtφ₧φ a tak umo₧nili zvolit optimßlnφ postupy pro jejich odstran∞nφ. Z r∙zn²ch variant byla vybrßna jako nejlepÜφ °eÜenφ korekΦnφ optickß aparatura COSTAR v cen∞ 30 milion∙ dolar∙ a tepelnß izolace ·chyt∙ panel∙ p°i prvnφm ·dr₧b∞ teleskopu koncem r. 1993. Logick²m krokem byla i v²m∞na vÜech gyroskop∙. Ob∞tφ tohoto °eÜenφ se vÜak stal jinak velmi kvalitnφ rychl² fotometr HSP, na jeho₧ mφsto byl COSTAR jako blok zasunut. V mezidobφ se nastalΘ problΘmy °eÜily ·pravami poΦφtaΦov²ch program∙ pro °φzenφ HST (potlaΦenφ kmit∙ sluneΦnφ panel∙) a program∙ pro redukci snφmk∙ (poΦφtaΦovΘ zaost°enφ v²sledn²ch snφmk∙ ze znalosti funkce optickΘ neostrosti v d∙sledku nesprßvnΘho tvaru primßrnφho zrcadla). P°esto₧e si ob∞ opravy vy₧ßdaly nemalΘ nßklady, bohat∞ se vyplatily: p°i testech poΦßtkem r. 1994 se ukßzalo, ₧e HST mß nynφ lepÜφ technickΘ parametry, ne₧ p°edpoklßdala p∙vodnφ specifikace. Jeho meznß hv∞zdnß velikost vzrostla o 2 mag na 29 mag (zisk proti Galileovu dalekohledu o vφce ne₧ 8 °ßd∙!) a rozliÜovacφ schopnost vzrostla na 0,043" (zisk proti Galileovi pouh²ch 2,5 °ßd∙) na vlnovΘ dΘlce 486 nm (p°ed opravou 0,066"). Do kotouΦku o polom∞ru 0,1" se p°ed opravou soust°e∩ovalo jen 15% sv∞tla z bodovΘho zdroje, kde₧to po oprav∞ tΘm∞° neuv∞°iteln²ch 85% (p∙vodnφ specifikace ₧ßdala 70%). ZmenÜila se vÜak velikost u₧iteΦnΘho zornΘho pole kamery FOC z 11? na 7,3? a ztrßty sv∞tla na korekΦnφ optice p°edstavujφ pln²ch 20% dopadajφcφho zß°enφ. Chris Burrows popsal tuto klφΦovou opravu parafrßzφ slavnΘho Armstrongova v²roku: "Je to malß zm∞na pro zrcadlo, ale velk² skok pro astronomii".
HST si vÜak jeÜt∞ v r. 1994 pro₧il novou slabou chvilku skoro v nejmΘn∞ vhodn² okam₧ik, kdy₧ 5. Φervence zamrzl v klidovΘ poloze vinou poruchy pam∞ti palubnφho poΦφtaΦe. Kdy₧ technici poruchu identifikovali a vadn² ·sek pam∞ti odpojili, signalizovala telemetrie v²padek gyroskop∙, ale naÜt∞stφ se brzy ukßzalo, ₧e jde o chybu obslu₧nΘho softwaru, zatφmco gyroskopy se vrtφ bez problΘm∙. Tak mohl b²t HST 9. Φervence 1994 op∞t spuÜt∞n - prßv∞ vΦas, aby mohl sledovat oΦekßvanΘ dopady ·lomk∙ komety Shoemaker-Levy 9 na Jupiter!
Koncem Φervna 1996 po°φdil HST ji₧ 100 000. snφmek oblohy (o Φty°i roky d°φve, ne₧ se p∙vodn∞ plßnovalo) a v ·noru 1997 se uskuteΦnila druhß ·dr₧ba HST, p°i nφ₧ byly spektrografy GHRS a FOS nahrazeny mnohem kombinacφ kamer a spektrograf∙ i pro blφzkΘ infraΦervenΘ pßsmo STIS a NICMOS. Bohu₧el, teplΘ spojenφ v aparatu°e NICMOS zp∙sobilo p°edΦasnΘ vyΦerpßnφ zßsoby tuhΘho dusφku ji₧ poΦßtkem ledna 1999, namφsto plßnovanΘho poΦßtku r. 2002. Koncem r. 1998 obsahoval archiv HST na 150 tisφc snφmk∙ oblohy.
To u₧ byl vÜak na obzoru dalÜφ problΘm, spoΦφvajφcφ op∞t v nespolehliv²ch setrvaΦnφcφch. NASA proto p°elo₧ila prvnφ Φßst dalÜφ plßnovanΘ ·dr₧by z r. 2000 na °φjen 1999, jen₧e termφn se kv∙li technick²m problΘm∙m s raketoplßnem nepoda°ilo dodr₧et a mezitφm selhal Φtvrt² setrvaΦnφk, tak₧e od poloviny listopadu byl HST poprvΘ b∞hem svΘ historie dlouhodob∞ zazimovßn a₧ do konce vßnoΦnφ opravy, je₧ se naÜt∞stφ v poslednφm mo₧nΘm termφnu p°ed p°echodem letopoΦt∙ bßjeΦn∞ vyda°ila. LednovΘ testy v r. 2000 p°esv∞dΦiv∞ ukßzaly, ₧e HST je tΦ. v podstatn∞ lepÜφm technickΘm stavu, ne₧ byl v dob∞ vypuÜt∞nφ, na Φem₧ mß koncepce ·dr₧by z paluby raketoplßn∙ rozhodujφcφ podφl. V dubnu 2000 vydala americkß poÜta sΘrii p∞ti znßmek se snφmky galaxie NGC 1316 a Φty° divukrßsn²ch mlhovin, po°φzen²ch opraven²m HST v prvot°φdφnφ kvalit∞.
P°i rekapitulaci desetiletΘho provozu HST statistika pravφ, ₧e bylo pozorovßno p°es 13600 objekt∙ a uskuteΦn∞no celkem 271 tisφc pozorovßnφ; ve v∞deckΘm archivu je 3,5 TB ·daj∙, z nich₧ naprostß v∞tÜina je bezplatn∞ p°φstupnß sv∞tovΘ v∞deckΘ ve°ejnosti (po uplynutφ roΦnφ ochrannΘ lh∙ty, kdy na data mß obvykle prßvo jen °eÜitel projektu). Externφ u₧ivatelΘ vyu₧φvajφ denn∞ pomocφ internetu minimßln∞ 20 GB dat. Na zßklad∞ pozorovßnφ z HST bylo za 10 let uve°ejn∞no v recenzovan²ch Φasopisech celkem 2650 v∞deck²ch pracφ.
P°φÜtφ ·dr₧ba je plßnovßna na Φerven 2001, kdy dostane novou kameru ACA, a poslednφ na r. 2003, kdy u₧ nebude pot°ebn² korekΦnφ systΘm COSTAR, jen₧ nahradφ nov² ultrafialov² spektrograf COS . NASA p°edb∞₧n∞ poΦφtß s provozem HST i po konci jeho nominßlnφ ₧ivotnosti v r. 2005, ale nikoliv s dalÜφ ·dr₧bou Φi obm∞nou p°φstroj∙. Nenφ vylouΦeno, ₧e na svΘ konci ₧ivotnosti bude HST snesen v raketoplßnu zp∞t na Zemi jako potencißlnφ muzeßlnφ exponßt. Nejpozd∞ji r. 2009 by m∞l toti₧ odstartovat daleko v²konn∞jÜφ kosmick² dalekohled p°φÜtφ generace (NGST) se segmentovan²m zrcadlem o pr∙m∞ru 8 m, umφst∞n² v Lagrangeov∞ bod∞ L_2 ve vzdßlenosti cca 1,5 milionu km na stran∞ odvrßcenΘ od Slunce. Za °φdφcφ pracoviÜt∞ NGST byl vcelku pochopiteln∞ vybrßn stßvajφcφ ┌stav pro kosmick² teleskop, v jeho₧ vedenφ se postupn∞ st°φdali R. Giaconni, R. Williams a S. Beckwith.
3. KlφΦovΘ projekty
Koncepce v∞deckΘho vyu₧itφ HST vychßzφ z hierarchickΘ struktury plßnovan²ch v∞deck²ch projekt∙. Do nejvyÜÜφ t°φdy pat°φ tzv. klφΦovΘ projekty, je₧ nelze uskuteΦnit v∙bec ₧ßdnou jinou dostupnou technikou,a p°itom majφ zßva₧n² v²znam pro rozvoj d∙le₧it²ch partiφ astronomie a astrofyziky. KlφΦovΘ projekty byly proto °eÜeny p°ednostn∞, jakmile to technick² stav HST po r. 1993 dovoloval. Dßle nßsledovaly projekty, vybφranΘ na zßklad∞ cyklickΘho konkursnφho °φzenφ specißlnφ porotou; k tomu pak aktußlnφ projekty, schvalovanΘ p°φmo °editelem ┌stavu pro kosmick² teleskop v Baltimore a koneΦn∞ byl menÜφ zlomek (0,5%) vyhrazen projekt∙m astronom∙-amatΘr∙. PoΦφtßme-li kvalitu projekt∙ dle pom∞ru p°ijat²ch a podan²ch, tak se na Üpici dr₧φ Holan∩anΘ se 44% ·sp∞Ünostφ, nßsledovßnφ britsk²mi astronomy se 40%, Francouzi s 38% a Kana∩any s 37%. S odstupem pak nßsledujφ ameriΦtφ astronomovΘ (29%) a ItalovΘ (16%). Pokud je mi znßmo, jen dva naÜi krajanΘ zatφm dostali pozorovacφ Φas na HST, a to dr. Ivan Huben² z Goddard Space Flight Center (vysokodispersnφ spektroskopie hv∞zd) a prof. Miroslav Plavec (t∞snΘ dvojhv∞zdy).
3.1. Hubblova konstanta H_o
Naprosto nejklφΦov∞jÜφm ·kolem HST m∞lo b²t zp°esn∞nφ hodnoty Hubblovy konstanty rozpφnßnφ vesmφru H_o (v jednotkßch km/s/Mpc), jejφ₧ p°evrßcenß hodnota dßvß hornφ mez stß°φ vesmφru ve standardnφm kosmologickΘm modelu velkΘho t°esku. Prakticky to znamenalo urΦovat vzdßlenosti galaxiφ v kup∞ v Pann∞ pomocφ cefeid, je₧ jedin∞ HST dokß₧e v tΘto vzdßlenosti (kolem 20 Mpc) rozpoznat. Projekt se mohl rozb∞hnout a₧ po instalaci korekΦnφ optiky primßrnφho zrcadla, tj. od jara 1994. VelkΘ t²my autor∙ zφskaly pot°ebnΘ ·daje pro desφtky cefeid v ka₧dΘ z vybran²ch galaxiφ, ale v²sledek celΘho sna₧enφ nenφ ·pln∞ uspokojiv². V²slednΘ hodnoty H_o jsou stßle zatφ₧eny °adou vnit°nφch i vn∞jÜφch chyb a nejistota v urΦenφ H_o Φinφ stßle kolem 15%, nepoΦφtßme-li s rizikem soustavn²ch chyb, kterΘ v∙bec nejsou vylouΦeny. Tak nap°. probφhß rozsßhlß debata, zda lze p°φmo srovnßvat cefeidy v r∙zn²ch galaxiφch s r∙znou metalicitou. Za druhΘ je dosud zcela nejistß vzdßlenost VelkΘho Magellanova mraΦna, kde spolu soupe°φ "krßtkß" a "dlouhß" stupnice, podle toho, kterΘ typy hv∞zd bereme za zßklad pro urΦenφ vzdßlenosti tΘto zcela nejbli₧Üφ cizφ galaxie.
S nep°φliÜ velkou jistotou lze °φci, ₧e v²slednß hodnota H_o bude nakonec blφzkß Φφslu 65, co₧ dßvß hornφ hranici stß°φ vesmφru kolem 14 miliard let.
3.2. Hubblova hlubokß pole (HDF)
S tφmto projektem se p°ed startem v∙bec nepoΦφtalo . S nßpadem p°iÜel a₧ druh² °editel ┌stavu pro kosmick² teleskop Robert Williams, jen₧ mu zasv∞til znaΦnou Φßst vyhrazenΘho "°editelskΘho" pozorovacφho Φasu. AstronomovΘ nejprve vybrali vhodnou oblast na obloze, kde podle dosavadnφch v∞domostφ nevadφ extinkce sv∞tla v MlΘΦnΘ drßze a kde v zornΘm poli Üiroko·hlΘ kamery HST nebyly ₧ßdnΘ objekty jasn∞jÜφ ne₧ 20 mag. Takto vybranΘ pole v souhv∞zdφ VelkΘ medv∞dice (sou°adnice centra pole Φinφ: ? = 12^h36^m49^s; ? = +62░12?58") o ploÜnΘ v²m∞°e 4 ΦtvereΦnφch minut bylo koncem prosince 1995 snφmkovßno po dobu 100 h ve Φty°ech filtrech (UBVI) s meznφmi hv∞zdn²mi velikostmi po °ad∞ 27; 29,5; 29,5 a 28,5 mag. R. Williams tΘ₧ rozhodl, ₧e snφmky budou ihned po zßkladnφm p°edzpracovßnφ uvoln∞ny pro ve°ejnou pot°ebu, co₧ neobyΦejn∞ zpopularizovalo cel² projekt, kter² se stal doslova zlat²m dolem pro odbornφky a zdrojem obdivu ÜirokΘ laickΘ ve°ejnosti. Na slo₧enΘm barevnΘm snφmku lze rozpoznat na 3000 galaxiφ, kde₧to jenom n∞kolik desφtek hv∞zd naÜφ Galaxie. Je zcela nepochybnΘ, ₧e nejslabÜφ objekty na zßb∞ru HDF-N pat°φ k nejvzdßlen∞jÜφm objekt∙m v pozorovanΘm vesmφru, tedy i k nejstarÜφm ·tvar∙m z doby, kdy vesmφr m∞l pouh²ch 10% dneÜnφho stß°φ.
Slabost vzdßlen²ch objekt∙ neumo₧≥uje po°φdit jejich kvalitnφ spektra, i kdy₧ se o to v poslednφ dob∞ pokouÜejφ pomocφ velk²ch spektrograf∙ astronomovΘ, pracujφcφ s 10-m Keckov²m dalekohledem. NicmΘn∞ Φty°barevnß fotometrie dokß₧e do jistΘ mφry nahradit spektroskopii a tak lze odhadnout, ₧e nejvφce zobrazen²ch galaxiφ v poli HDF-N mß ΦervenΘ posuvy ?z? v rozmezφ hodnot 1 ? 2 a nejvzdßlen∞jÜφ objekty majφ ?z? > 6. ┌sp∞ch projektu, jemu₧ byla poslΘze v∞novßna samostatnß v∞deckß sympozia, p°im∞l Williamse k opakovßnφ projektu takΘ na ji₧nφ polokouli v souhv∞zdφ Tukana (sou°adnice centra pole: ? = 22^h 32^m 56^s, ? = -60░ 33? 02"). Pole HDF-S bylo snφmkovßno koncem °φjna 1998 po dobu 125 h souhrnnΘ expozice, a to nejenom Üiroko·hlou kamerou WFPC2 obdobn∞ jako pole severnφ, ale tΘ₧ nov²mi aparaturami STIS a NICMOS. STIS dßle snφmala okolφ ·hlov∞ blφzkΘho kvasaru J2233-606, jen₧ poslou₧il fakticky jako bodov² reflektor, oza°ujφcφ scΘnu HDF-S zezadu. V²sledky byly op∞t uvoln∞ny pro vÜeobecnou pot°ebu ji₧ m∞sφc po vlastnφ expozici a tu se ukßzalo, ₧e novΘ p°φstroje umo₧≥ujφ zachytit objekty jeÜt∞ dvakrßt slabÜφ ne₧ kamera WFPC2. Proto bylo pole HDF-N sledovßno dodateΦn∞ kamerou NICMOS a vskutku se ukßzalo, ₧e na snφmku navφc nejmΘn∞ 100 slab²ch a p°evß₧n∞ infraΦerven∞ zß°φcφch galaxiφ.
Pokud by se poda°ilo systΘmem HDF prohlΘdnout celou oblohu, co₧ by ovÜem zabralo 900 tisφc let pozorovacφho Φasu, bylo by tak mo₧nΘ ·hrnem zaznamenat na 125 miliard galaxiφ!
3.3. Supermasivnφ ΦernΘ dφry
Vynikajφcφ rozliÜovacφ schopnost HST umo₧nila studovat podrobn∞ oblasti jader bli₧Üφch galaxiφ. P°edevÜφm v galaxii M31 v Andromed∞, ale pak zejmΘna v ob°φ eliptickΘ galaxii M87 v kup∞ v Pann∞ se tak poda°ilo odhalit jasnß bodovß jßdra, jejich₧ hmotnosti se pohybujφ v rozmezφ od 1.10^6 do 3.10^9 M_o. M∞°enφm pohyb∙ hv∞zd v okolφ t∞chto jasn²ch jader lze p°i znßmΘ vzdßlenosti galaxie od nßs urΦit i postupnou ob∞₧nou rychlost hv∞zdy, tj. z Keplerova zßkona i hmotnost a rozm∞ry jßdra. Dnes lze tudφ₧ s velkou pravd∞podobnostφ tvrdit, ₧e rozm∞r jader odpovφdajφ dob°e Schwarzschildov²m polom∞r∙m p°φsluÜn∞ masivnφch Φern²ch d∞r. Zdß se, ₧e tΘm∞° vÜechny klasickΘ spirßlnφ galaxie majφ ve svΘm nitru supermasivnφ ΦernΘ dφry, ·m∞rnΘ hmotnosti celΘ galaxie. To naznaΦuje, ₧e vznik supermasivnφch Φern²ch d∞r souvisφ se samotn²m zp∙sobem, jak vznikajφ galaxie.
3.4. Vznik a v²vojovß stßdia hv∞zd
HST byl neobyΦejn∞ ·sp∞Ün² p°i hledßnφ hv∞zdn²ch kolΘbek v nejr∙zn∞jÜφch plynoprachov²ch mlhovinßch. V ob°φ mlhovin∞ v Orionu M42 naÜel i protoplanetßrnφ prachovΘ disky kolem velmi mlad²ch hv∞zd, tzv. proplydy. Mo₧nß nejnßdhern∞jÜφm snφmkem HST se staly barevnΘ kompozice Orlφ mlhoviny M16 v souhv∞zdφ Hada, je₧ zobrazujφ tmavΘ pilφ°e chladnΘho plynu a prachu, ohraniΦenΘ sv∞tl²mi lemy a "prsty", na jejich ÜpiΦkßch evidentn∞ vznikajφ hv∞zdy p°φmo p°ed naÜima oΦima. HST pomocφ aparatury NICMOS rovn∞₧ kvalitn∞ zobrazil Pistolovou mlhovinu ve St°elci v infraΦervenΘm pßsmu, vzdßlenou od nßs tΘm∞° 8 kpc a zastφn∞nou hust²mi mezihv∞zdn²mi mraΦny. Mate°skß hv∞zda, oza°ujφcφ mlhovinu, pat°φ k nejsvφtiv∞jÜφm hv∞zdßm, kterΘ znßme (? 4.10^6 L_o).
Kdy₧ v ·noru 1992 vzplanula jasnß nova v Labuti (V1974 Cyg), poskytlo to ji₧ v kv∞tnu 1993 p°φle₧itost poprvΘ zobrazit rozpφnajφcφ se obaly kolem vybuchnuvÜφho bφlΘho trpaslφka a odtud mj. urΦit vzdßlenost novy trigonometrickou cestou (cca 1,8 kpc), co₧ dßvß mo₧nost kalibrovat i vzdßlenosti nov, urΦenΘ b∞₧n²mi nep°φm²mi metodami.
Podobn∞ se poda°ilo rozliÜit podrobnosti rozpφnajφcφch se obßlek a prstenc∙ kolem poz∙statku supernovy 1987A ve VelkΘm Magellanov∞ mraΦnu, je₧ vzplanula jeÜt∞ p°ed startem HST. V poslednφch dvou letech HST nalΘzß zjasn∞nφ v rovnφkovΘm prstenci, je₧ jsou zp∙sobena interakcφ rßzovΘ vlny z v²buchu supernovy s mnohem pomaleji postupujφcφ plynnou obßlkou ΦervenΘho veleobra, kter² supernovu v²vojov∞ p°edchßzel. Rychl² fotometr HSP vÜak nenaÜel ₧ßdnΘ p°φznaky v²skytu optickΘho pulsaru ve zbytku supernovy, co₧ budφ dohady, ₧e neutronovß hv∞zda dlouho nevydr₧ela a zhroutila se poslΘze spontßnn∞ na Φernou dφru.
HST se zda°ilo velmi kvalitn∞ zobrazit osam∞lou neutronovou hv∞zdu 25 mag v poz∙statku po supernov∞ Geminga v Blφ₧encφch a urΦit tak i jejφ vlastnφ pohyb. Naprosto rozhodujφcφ ·lohu pak sehrßl HST p°i hledßnφ optick²ch dosvit∙ po zßbleskov²ch zdrojφch zß°enφ gama. Jeho v²teΦnß citlivost umo₧nila studovat n∞kterΘ dosvity tak dlouho, a₧ se na pozadφ vyno°ila mate°skß galaxie. Tak se nezßvisle potvrdilo, ₧e v∞tÜina t∞chto zdroj∙ le₧φ v kosmologick²ch vzdßlenostech, co₧ lze pova₧ovat minimßln∞ za objev desetiletφ.
Stejn∞ tak se zda°ilo zobrazit povrchu veleobr∙ typu Betelgeuze Φi blφzk²ch mirid (R Aqr, R Leo, W Hya) - jde vesm∞s o v∙bec prvnφ zobrazenφ povrch∙ hv∞zd, vzdßlen∞jÜφch ne₧ Slunce. Tyto hv∞zdy z°ejm∞ v∙bec nejsou kulov∞ soum∞rnΘ a na jejich povrchu se vyskytujφ horkΘ i chladnΘ skvrny velk²ch rozm∞r∙. Snad v∙bec nejp∙sobiv∞jÜφ zßb∞ry HST se t²kajφ planetßrnφch mlhovin s Φasto a₧ neuv∞°itelnou strukturou a morfologiφ. ZvlßÜ¥ snφmky PrstencovΘ mlhoviny v Ly°e (M57), Hlem²₧d∞ (Helix) ve Vodnß°i a Eskymßka (NGC 2392) pat°φ k opravdov²m hv∞zdn²m zß₧itk∙m, co₧ ovÜem znamenß i velk² pokrok v chßpßnφ jednotliv²ch v²vojov²ch etap hv∞zd na hlavnφ posloupnosti.
3.5. Dopad komety na Jupiter
Kdy₧ byla v r. 1993 objevena podivnß kometa Shoemaker-Levy 9, brzy se dφky HST ukßzalo, ₧e se sklßdß z vφce ne₧ 22 odd∞len²ch jadΘrek s vlastnφmi komami a chvosty. Z v²poΦt∙ pak jednak vyplynulo, ₧e se kometa stala gravitaΦnφm zajatcem Jupiteru u₧ n∞kdy poΦßtkem XX. stol., a dßle ₧e prod∞lala t∞snΘ p°iblφ₧enφ k planet∞ v r. 1992, kdy byla prßv∞ roztrhßna slapy na jednotlivΘ ·lomky, je₧ se tφm probudily k novΘmu ₧ivotu. Nßsledn∞ se ukßzalo, ₧e osud ·lomk∙ je zpeΦet∞n, jeliko₧ se v pr∙b∞hu Φervence 1994 postupn∞ srazφ s Jupiterem. Pozorovßnφ HST ukßzalo jednak slapovΘ prota₧enφ ·lomk∙ t∞sn∞ p°ed dopadem na planetu a jednak tmavΘ ovßlnΘ skvrny na mφst∞ dopadu. V n∞kolika p°φpadech se poda°ilo zjistit i kometßrnφ h°iby, vystupujφcφ do v²Üky n∞kolika tisφc km nad atmosfΘru po v²buchu tzv. ohnivΘ koule v samotnΘ atmosfΘ°e. Materißl z h°ib∙ se pak po balistick²ch drahßch vracel zp∞t do atmosfΘry planety a tak se poda°ilo objasnit cel² slo₧it² d∞j pr∙b∞hu unikßtnφ kosmickΘ srß₧ky. Ani tento pozorovacφ projekt nebyl p°irozen∞ p°edvφdßn. Ukazuje se, ₧e Üt∞stφ stßlo na naÜφ stran∞; srß₧ky komet s Jupiterem se odehrßvajφ v pr∙m∞ru jednou za tisφc let.
3.6. Povrchy planet
AΦkoliv se m∙₧e zdßt, ₧e jde o vyta₧enφ kan≤nu na vrabce, pozorovßnφ planet Mars, Jupiter, Saturn, Uran, Neptun a Pluto p°ineslo jedineΦnΘ zßb∞ry, nevφdanΘ od Φas∙ kosmick²ch sond (n∞kdy se proto HST p°ezdφvß "Voyager 3") a v p°φpad∞ Pluta naprosto prvnφ ·sp∞ÜnΘ zobrazenφ povrchu Pluta. Velk² v²znam m∞lo snφmkovßnφ Saturnu v r. 1995 b∞hem krßtk²ch chvil efektivnφho "zmizenφ" prsten∙, kdy se poda°ilo jednak urΦit rozm∞ry stavebnφch kamen∙ prsten∙ na desφtky metr∙ a jednak souhrnnou tlouÜ¥ku prsten∙ na 1 km.
4. Archiv HST
Archiv HST je velmi peΦliv∞ koncipovßn jako dlouhodob² zdroj mimo°ßdn∞ kvalitnφch dat pro nejr∙zn∞jÜφ astronomickΘ studie. Existence ochrannΘ lh∙ty sice dßvß v²hodu nositel∙m schvßlen²ch a realizovan²ch pozorovacφch projekt∙, ale zkuÜenost ukazuje, ₧e druhotnΘ vyu₧itφ dat je Φasto stejn∞ cennΘ pro pokrok astronomie prßv∞ dφky snadnosti, s nφ₧ se m∙₧e i velmi vzdßlen² ·Φastnφk orientovat v po°φzen²ch zßb∞rech objektu, kter² ho z jakΘhokoliv d∙vodu zajφmß. Prßv∞ ·sp∞ch ve vyu₧φvßnφ archivu HST vede nynφ mezinßrodnφ astronomickΘ spoleΦenstvφ ke koncepci Virtußlnφ astronomickΘ observato°e, kterß by byla jedineΦn²m a univerzßlnφm skladiÜt∞m vÜemo₧n²ch ·daj∙ z pozemnφch i kosmick²ch aparßt∙ a umo₧nila by tak vÜem kvalifikovan²m lidem neobyΦejn∞ d∙myslnΘ studie i tehdy, kdy₧ by auto°i nem∞li p°φm² p°φstup k ₧ßdnΘmu konkrΘtnφmu p°φstroji. Dost mo₧nß to bude nejv∞tÜφ zm∞na ve zp∙sobu p∞stovßnφ astronomie v p°φÜtφm stoletφ.
5. Odkaz HST
HST navzdory vÜem pr∙tah∙m p°ed startem, kolosßlnφm nßklad∙m kolem 5 miliard dolar∙ (p°φstroj je dra₧Üφ, ne₧ vÜechny pozemnφ dalekohledy od toho prvnφho Galileova a₧ po 16-m VLT v Chile) a pomalΘmu nßb∞hu na pln² v²kon se nepochybn∞ stal p°ed∞lem ve zp∙sobu, jak se ve XX. stoletφ astronomie rozvφjela. Jak poznamenal pracovnφk ┌stavu pro kosmick² teleskop R. W. Smith, jde o "takov² typ astronomie, kter² by zaruΦen∞ ani sßm Edwin Hubble nepoznal".
***
Indexy naho°e znaΦφm ^, nap°. 10^3; index dole znaΦφm _, nap°. M_o je hmotnost Slunce.
41. Ostravsk² astronomick² vφkend 24. zß°φ 2000
***
Pozn.: Ka₧dΘmu zßjemci s p°φstupem na internet lze nanejv²Ü doporuΦit pokochat se snφmky, po°φzen²mi jako tzv. Hubbl∙v odkaz, na URL adrese: http://heritage.stsci.edu/
Poznßmka:
Na strßnkach Svet fyziky je tento Φlßnok publikovan² s lßskav²m s·hlasom autora.
