načítání...
nákupní košík
Košík

je prázdný
a
b

Hledání druhé Země - Stuart Clark

  > > > > Hledání druhé Země  
-20%
sleva

Elektronická kniha: Hledání druhé Země
Autor:

Nové objevy o dvojčeti Země – i jinde ve vesmíru může existovat ­život! Roku 1995 dva švýcarští astronomové objevili planetu obíhající jinou hvězdu než naše ...
Titul je skladem - ke stažení ihned
Médium: e-kniha
Vaše cena s DPH:  180 Kč 144
+
-
4,8
bo za nákup

ukázka z knihy ukázka

Titul je dostupný ve formě:
elektronická forma tištěná forma

hodnoceni - 0%hodnoceni - 0%hodnoceni - 0%hodnoceni - 0%hodnoceni - 0%   celkové hodnocení
0 hodnocení + 0 recenzí

Specifikace
Nakladatelství: VYŠEHRAD
Dostupné formáty
ke stažení:
EPUB, MOBI, PDF
Upozornění: většina e-knih je zabezpečena proti tisku
Počet stran: 204
Úprava: tran
Vydání: Vydání první
Jazyk: česky
Médium: e-book
ADOBE DRM: bez
ISBN: 978-80-742-9907-0
Ukázka: » zobrazit ukázku
Popis

Nové objevy o dvojčeti Země – i jinde ve vesmíru může existovat ­život! Roku 1995 dva švýcarští astronomové objevili planetu obíhající jinou hvězdu než naše Slunce. Tento objev navždy proměnil naše chápání vesmíru, neboť dokazoval, že Země a další nebeská tělesa v naší sluneční soustavě nejsou ve vesmíru osamělá. Dnes, o více než dvacet let později, známe přes 800 takových planet, přičemž mnohé z nich se nepodobají ničemu z toho, co jsme znali. Některé jsou černější než uhlí, jiné se koupou v roztavené lávě, další jsou vystaveny poryvům neutuchajících větrných bouří, ještě jiné mají více než jedno slunce nebo jsou navždy pohrouženy do nesmírného oceánu. Vzdor tomu je tu ale i jistá podobnost. Některé z těchto mimozemských světů se nápadně podobají planetám naší sluneční soustavy. Astronomové dnes znají planety, jež vyhlížejí jako Jupiter, Neptun, Mars či Merkur a obíhají slunce podobné tomu našemu. Kniha  Hledání druhé Země  známého fyzika S. Clarka přibližuje čtenářům tuto dynamickou vědní oblast, aby jej provedla napříč kosmem plným mrazivých plání, zvolna rotujících glóbů a ohnivých vulkánů až k těm planetám, jež snad mohou – a možná i mohly – vytvořit podmínky pro vznik života. Nalezení dvojčete naší Země se dnes jeví doslova na dosah.

Předmětná hesla
Zařazeno v kategoriích
Stuart Clark - další tituly autora:
Neznámý vesmír v 10 kapitolách Neznámý vesmír v 10 kapitolách
Clark, Stuart
Cena: 223 Kč
 
Recenze a komentáře k titulu
Zatím žádné recenze.


Ukázka / obsah
Přepis ukázky











Stuart Clark
Hledání druhé Země





VYŠEHRAD
Stuart Clark
Hledání
druhé Země
Podivuhodná historie
pátrání po vzdálené planetě
podobné té naší





Stuart Clark
Hledání
druhé Země
Podivuhodná historie
pátrání po vzdálené planetě
podobné té naší
Obrázek na obálce:
Umělecké ztvárnění povrchu na exoplanetě
TRAPPIST-1f v souhvězdí Vodnáře
(Jet Propulsion Laboratory, California Institute
of Technology, http://www.spitzer.caltech.edu).





Z anglického originálu The Search for Earth’s Twin,
vydaného nakladatelstvím Quercus v Londýně
roku 2016, přeložil Jiří Langer
Doslov napsal Petr Škoda
Obálku a grafickou úpravu navrhl Vladimír Verner
Odpovědný redaktor Martin Žemla
E-knihu vydalo nakladatelství Vyšehrad, spol. s r. o.,
v Praze roku 2017 jako svou 1682. publikaci
Vydání v elektronickém formátu první
(podle prvního vydání v tištěné podobě)
Doporučená cena E-knihy 180 Kč

Nakladatelství Vyšehrad, spol. s r. o.,
Praha 3, Víta Nejedlého 15
e-mail: info@ivysehrad.cz
www.ivysehrad.cz
Stuart Clark
The Search for Earth’s Twin
First published by Quercus Editions Limited in 2016
Copyright © Stuart Clark 2016
Translation © Jiří Langer 2017
Epilogue © Petr Škoda 2017
ISBN 978-80-7429-930-8
Tištěnou knihu si můžete zakoupit na www.ivysehrad.cz





Obsah
1. Dokáže-li to příroda, dokážeš to také 9
2. Nemožné planety 26
3. Naleziště planet 42
4. Sny o pozorování z vesmíru 56
5. Divoké soupeření 72
6. Podivné nové světy 95
7. Rozděl, a buď opanován 111
8. Boj o titulní stránky 134
9. Pohroma 150
10. Konec začátku 167
Poděkování 179
Doslov 181
Poznámky 197
Slovníček zkratek 200
Rejstřík 202





Dokáže-li to příroda, dokážeš to také
|
9
Kapitola 1
Dokáže‑li to příroda,
d o k á ž e š  t o  t a k é
Psal se rok 1982 a astronom na prahu třicítky Geoffrey Marcy
procházel osobní krizí. Ironií bylo, že právě v té době se začaly
plnit jeho sny. Pracoval s těmi nejkvalifikovanějšími profesory
na nejprestižnějších observatořích v Americe, přesto ho ale trápil
pocit neschopnosti a nekompetence. Zjišťoval, že ve vědě
nepanuje jen duch spolupráce, nýbrž i boj na ostří nože a nebyl si jist,
zda na to má sílu. Jeho práce byla veřejně kritizována a on sám
se musel léčit kvůli svému duševnímu stavu.
Když dospíval, akademická dráha se mu zdála tou
nejpřirozenější cestou, po které se chtěl ubírat, a astronomie byla
disciplína, do které se zamiloval. Rané mládí v šedesátých létech
prožil na předměstí Los Angeles v San Fernando Valley. Matka i otec
byli vzdělaní a nebáli se hovořit o svých názorech. Maminka byla
antropoložka a nadšená podporovatelka hnutí za občanská práva
menšin. Tatínek, aeronautický inřenýr, byl plný nadšení pro
nejnovější technologie, ať už šlo o nadzvukové lety, či o raketoplány.
Ještě jako malému koupili rodiče Geoffreyovi z druhé ruky
malý dalekohled. V noci s ním hned vylezl na střechu verandy, aby
mohl pozorovat hvězdy. Ve škole mu nic nešlo tak jako přírodní
vědy, takže jeho životní cesta byla jasná. Vydal se na fyzikální
fakultu Kalifornské univerzity v Los Angeles (UCLA). Studium
mu připadalo náročné, ale přinášelo mu uspokojení, a tak jako
graduovaný student zamířil na univerzitu v Santa Cruz, kde se naučil
pozorování velkými teleskopy a pracoval zde na své doktorské
práci, jež se zabývala studiem magnetických polí hvězd
podobných Slunci. Jeho školitelem byl Steven Vogt, který se stejným





10
|
Kapitola 1
tématem zabýval v doktorské práci o deset let dříve. Ale neměl
úspěch, protože v té době ještě nebyla dostupná dostatečná
technika. Zaměřil se tedy na její zlepšování a po deseti letech se mu
zdálo, že to stojí za nový pokus.
Pod Vogtovým vedením se stal z Marcyho zručný
pozorovatel, kterému se skutečně podařilo měřit vzdálená magnetická
pole. Jeho práce mu vynesla zaměstnání financované Carnegieho
nadací na Mount Wilsonu a Las Campanas Observatories v
Pasadeně. Pak se mu ale přestalo dařit.
Jeho doktorskou disertaci, která se nejdříve jevila tak úspěšná,
podrobil kritice respektovaný astronom z Harvardu. To vzbudilo
v Marcym pocit méněcennosti. Začal ztrácet půdu pod nohama,
jeho sebedůvěra mizela. Všichni kolem něho mu připadali
chytřejší než on a zdálo se mu, že musí ve vědě skončit. Obával se,
že ho začnou pokládat za podvodníka, který se jen díky štěstěně
dopracoval tam, kde je. A tyto pochybnosti vedly ke zhoršování
jeho psychického stavu. Domníval se, že jeho kariéra je u konce.
Jednoho rána přemýšlel ve sprše o tom, jakou smysluplnou
cestou se v životě vydat. A najednou se mu rozbřesklo. Co kdyby
zkusil použít techniku, kterou se naučil, na zkoumání otázky,
na kterou astrofyzika téměř zapomněla: Kolik je v naší galaxii
takových planet, jako je Země?
Rozumová úvaha nás vede k tomu, že takové planety by
existovat měly. Zdá se skoro nepředstavitelné, že naše Slunce
se svými planetami by mělo být ojedinělé, jenže dokázat to je
něco zcela jiného. Vyžadovalo to speciální pozorovací techniku,
a pokud Marcy věděl, nikdo se tímto problémem nezabýval.
Když nic jiného, byla to značně zdiskreditovaná oblast výzkumu.
Od 19. století oznámila řada astronomů, že objevili cizí planety,
vždy se ale ukázalo, že jde o omyl.
Marcymu však plán vydat se za tímto cílem připadal jako
záchrana. Říkal si, že jeho kariéra je stejně v troskách, tak proč
se nevydat za něčím málo nadějným, ne-li beznadějným, co ho
ale lákalo?





Dokáže-li to příroda, dokážeš to také
|
11
Pozorovat planety je podstatně složitější než namířit teleskop
správným směrem a udělat fotografii. Jedna z technik, která vede
k cíli, je založena na takzvaném Dopplerově jevu.
Tento jev je dnes pevnou součástí školní fyziky, jednak pro
svou důležitost při našem pozorování světa, ale i proto, že se
dobře demonstruje pomocí zvuku. Vzpomeňme si, co slyšíme,
projíždí-li kolem nás na ulici sanitka. Když se k nám blíží, zvuk
sirény se zdá vyšší, než když nás sanitka míjí, a když se pak
vzdaluje, výška zvuku ještě klesne. Zdá se nám, jako by šlo
o spojitou změnu, ačkoliv výška tónu vysílaného sirénou je stále
stejná. Změna výšky zvuku, který slyšíme, je způsobena rychlostí
pohybu sirény ve směru k nám, respektive od nás.
Jev se jmenuje podle Christiana Andrease Dopplera, fyzika
19. století. V literatuře je často uváděn jako Johann Christian
Doppler, za což může chyba ve spisech vlivného německého
astronoma Julia Scheinera. Doppler se narodil 29. listopadu 1803
v rakouském Salcburku. Nikdy se netěšil dobrému zdraví, a to
byl pro jeho rodinu problém. Jeho otec byl skvělým kameníkem
a za normálních okolností by syn pokračoval v řemesle svého
otce. Christianova tělesná konstituce však vylučovala, aby se
věnoval namáhavé manuální práci, a tak se rodina rozhodla dopřát
mu vzdělání. Své úspory použila na to, aby chlapec mohl chodit
na střední školu v Linci a potom na Vídeňský technický institut,
kde se plně projevilo jeho matematické nadání.
V roce 1829 Doppler úspěšně vystudoval matematiku,
astronomii a mechaniku. Získal sice místo asistenta, hledal však nějaké
trvalé uplatnění v akademické sféře. To vůbec nebylo snadné.
Několik let pracoval jako účetní v bavlnářské továrně a marně
hledal zaměstnání, jež by ho uspokojovalo. Rozhodl se proto
emigrovat do Ameriky. Začal už rozprodávat svůj majetek, když se
mu naskytla možnost učit matematiku v Praze. Několik let mu
trvalo, než vystoupal po kariérním žebříku na místo profesora
geometrie a elementární matematiky na pražském Vysokém učení
technickém. A právě zde učinil v roce 1842 svůj převratný objev.





12
|
Kapitola 1
V té době bylo zkoumání povahy světla jedním z hlavních
témat fyziky. Vědělo se už, že má vlnovou povahu a jeho barva
je určena vlnovou délkou.
Doppler učinil geniální úvahu, že vyslání vlny nějakou dobu
trvá. Jestliže se její zdroj během tohoto procesu pohybuje, vlnová
délka je tím ovlivněna. Zda se roztáhne, anebo naopak stlačí,
záleží na tom, jestli se zdroj pohybuje směrem k pozorovateli,
nebo od něho. K podobné situaci dochází, jestliže se pohybuje
naopak pozorovatel, určitou dobu trvá, než kolem něho projde
celá vlnová délka.
V době, kdy se fyzikové tak zajímali o světlo, astronomy
fascinovaly dvojhvězdy. Vědělo se, že hvězdy povětšinou
vyzařují světlo, jež je převážně žluté, ale světlo řady dvojhvězd mělo
výrazně jinou barvu. Hvězda Albiero v souhvězdí Labutě se
v teleskopech jevila jako dvě hvězdy těsně vedle sebe, jenže
jedna byla žlutá, zatímco druhá modrá. Totéž platí o Almachu
v souhvězdí Andromedy. Pozorují se i jemnější rozdíly v barvách.
Objekt Epsilon Lyrae tvoří čtyři hvězdy, z nichž každá má jiný
odstín modré. Výrazně odlišnou barvu má i řada samostatných
hvězd. Betelgeuse v Orionu je červená, zatímco Rigel v tomtéž
souhvězdí je modrý.
Dopplera zaujala myšlenka, že tento rozdíl v barvách by mohl
být způsoben pohybem hvězd. Orbitální pohyb v dvojhvězdě by
mohl smrštit vlnové délky žlutého světla a udělat z něj modré.
Možná i odstíny jednotlivých hvězd mohou být důsledkem jejich
pohybu prostorem. Doppler odvodil vzorec pro změnu vlnové
délky v závislosti na rychlosti zdroje a tento výsledek
prezentoval v přednášce pořádané Českou královskou společností dne
25. května 1842. Současně vydal článek „Über das farbige Licht
der Doppelsterne und einiger anderer Gestirne des Himmels“
(O barevném světle dvojhvězd a dalších nebeských hvězd).
Změnu vlnové délky přirovnal k tomu, co pozorujeme z lodi
plující po zvlněné hladině. Míříme-li proti vlnám, setkáváme se
s hřebeny vln častěji, než když plujeme ve směru jejich šíření.





Dokáže-li to příroda, dokážeš to také
|
13
V prvním případě se zvýšená frekvence projeví jako zkrácení
vlnových délek, v druhém případě je výsledek opačný.
Doppler argumentoval, že má-li pravdu, astronomové získá -
vají prostředek k zjištění rychlosti pohybu hvězd. Objevila se
ovšem otázka, jak Dopplerovu teorii prokázat. Nemůžete si
zaletět ke hvězdám a zjistit, jak se pohybují. S aparaturou, která byla
k dispozici v té době, se rozhodující pokus nedal uskutečnit ani
v laboratoři, tedy aspoň ne se světlem. Naštěstí Dopplerova
formule byla zcela obecná, vztahovala se na všechny druhy vlnění,
tedy i na zvuk. Rozhodující pokus ale neprovedl sám Doppler,
nýbrž jeden holandský polyhistor se skupinou hudebníků.
Christophorus Henricus Diedericus Buys Ballot se narodil
v Kloetige v Holandsku. Diplom získal na univerzitě v Utrechtu,
kde zůstal po celý svůj profesionální život. Studoval geologii
a mineralogii, nejlépe je však znám svými pracemi v oblasti
chemie a meteorologie. V roce 1843 se obrátil na skupinu výborných
trumpetistů se skvělým sluchem a vzal je do města Maarssen, kde
byla stanice dráhy mezi Utrechtem a Amsterdamem. Dostal zde
k dispozici lokomotivu, a tak naložil několik hudebníků na
otevřený vagon a ostatní postavil podél trati. Lokomotiva měla
popojíždět tam a zpátky, hudebníci na vagonu měli troubit a ti podél
trati sledovat výšku tónu. Byl ale chladný prosinec a sněhová
bouře je brzy donutila vrátit se domů. Experiment se nakonec
uskutečnil s více hudebníky i posluchači u trati v červnu 1845.
Tentokrát je trápilo spíše vedro, ale v experimentu pokračovali.
Vlak jezdil sem a tam různou rychlostí. Někdy troubili ti na voze,
jindy si úlohy prohodili. Nakonec nebylo pochyb. Doppler měl
pravdu, vlny ovlivňoval vzájemný pohyb zdroje a posluchačů.
Tento objev provázela fanfára, a to doslova. Dnes se
Dopplerova jevu užívá k měření rychlosti pohybu v mnoha vědních
i technických oborech. Jsou na něm například založeny
detektory monitorující tlukot srdce pacientů. Tlak krve nenarozených
děti se měří pomocí odrazu ultrazvukových vln na krevních
buňkách. Pomocí Dopplerova jevu určuje policie radarem rychlost





14
|
Kapitola 1
jedoucího vozidla. V hudbě jej k modifikaci zvuku použil
vynálezce Donald Leslie, který v roce 1941 sestrojil rotující
reproduktor. Leslieho reproduktor je těsně svázán s Hammondovými
varhanami, jež se hojně využívaly v padesátých letech a také dodal
zvláštní zvuk kytaře George Harrisona ve známé písni Beatles
Lucy in the Sky with Diamonds.
Aby se ale tento jev dal užít k určení rychlosti pohybu hvězd,
jak Doppler doufal, bylo třeba zjistit původní vlnové délky jimi
vysílaného světla. I to se v 19. století podařilo.
Na počátku cesty k tomuto objevu stál anglický lékař William
Hyde Wollaston, jehož vědecká kariéra začala, když odešel do
důchodu a začal se věnovat chemii. Pocházel ze sedmnácti dětí.
Na univerzitě v Cambridgi vystudoval medicínu a pak
působil jako lékař, velmi těžce však prožíval utrpení pacientů, a tak
hledal nějakou únikovou cestu. Jeho spásou bylo, když získal
od jednoho ze svých bratrů značný finanční dar, což mu
umožnilo medicíny zanechat a veškerou svou energii věnovat své pravé
lásce – chemii.
Na počátku 19. století se přestěhoval do Londýna, kde založil
společnost obchodující s chemickými produkty. Stal se
významným členem Královské společnosti, vědecké instituce založené
v listopadu 1660 za účelem zkoumání přírody. Dne 24. června
1802 předstoupil před její členy, aby je informoval o svých
zajímavých objevech týkajících se lomu a šíření světla v různých
prostředích. Po vzoru demonstrací Isaaka Newtona před
Královskou společností z roku 1672 dal zatemnit místnost a sluneční
světlo nechal do sálu pronikat jen drobným otvorem. Zatímco
však u Newtona světlo dopadalo na skleněný hranol a odtud
na vzdálenou stěnu, Wollaston stál ve vzdálenosti tří až čtyř metrů
od otvoru a světlo pozoroval hranolem z flintového skla, tj. skla
s velkou disperzí, jejž přidržoval u oka.
Newton ve svém klasickém díle o barvách popsal, jak se kužel
bílého světla rozdělil v hranolu na sedm barev, jež se
vynořovaly jedna z druhé: červenou, oranžovou, žlutou, zelenou,
modrou, indigovou, fialovou. Tento vzor nazval latinským výrazem





Dokáže-li to příroda, dokážeš to také
|
15
spectrum , zjevení. Wollaston rozlišoval jen čtyři spektrální barvy:
červenou, žlutozelenou, modrou a fialovou. Ale zdůraznil ještě
něco dalšího: toto barevné pole rozdělují vertikální černé čáry.
1

Zarazilo ho to, a tak opakoval pokus se světlem svíčky, zde se
však černé čáry změnily v jasně barevné. V článku, ve kterém jev
popisoval, přiznává, že jej neumí vysvětlit. Vysvětlení v té době
neznal ani nikdo jiný, byla to záhada, které se o deset let později
věnoval německý fyzik Joseph von Fraunhofer.
Fraunhofer se narodil 6. března 1787, již v jedenácti letech však
osiřel. Stal se pomocníkem skláře v bavorském Straubingu, který
ho nutil k doslova otrocké práci. Jednoho dne došlo k neštěstí –
sklárna se zřítila. Fraunhofera vytáhli z trosek za účasti
bavorského kurfiřta Maxmiliána IV. Josefa, který ho vzal pod svou
ochranu. V roce 1806 se dostal do sklárny v Benediktbeuernském
opatství, dřívějším benetiktinském klášteře, asi 65 km od
Mnichova. Po sekularizaci Bavorska v roce 1803 si zde kladli za cíl
vyrábět nejlepší sklo na světě. V toxickém prostředí sklárny
Fraunhofer vymýšlel nové recepty na různé druhy skla. Jednou
z klíčových vlastností skla je schopnost disperze, která určuje, jak
široce se rozdělí barvy spektra. V roce 1814 Fraunhofer
sestrojil zařízení zvané spektroskop, které umělo tuto vlastnost měřit
na vzorcích skla.
Bylo to zařízení, ve kterém byl optický hranol s malým
teleskopem, jenž obraz zvětšoval a jímž se pozorovalo výsledné
spektrum. Celé se vešlo na desku stolu. S jeho pomocí
Fraunhofer znovu objevil Wollastonovy čáry ve slunečním světle. Své
spektroskopy dále zdokonaloval a s rostoucím zvětšením
odhaloval ve slunečním spektru víc a více tmavých čar. Nakonec jich
napočítal 574; dosud nesou na jeho počest jméno
Fraunhoferovy čáry. Dnes víme, že jsou podstatnou pomůckou pro měření
pohybu hvězd, a tím i klíčem k odhalování planet u jiných hvězd,
než je Slunce. Ve Fraunhoferově době však byly velkou záhadou.
Další krok v poznání podstaty Fraunhoferových čar byl
vykonán až v polovině století ve více jak 300 kilometrů vzdáleném
Heidelbergu. Tam pracovali vědci Robert Bunsen a Gustav Kirch hoff,





16
|
Kapitola 1
kteří hledali způsob, jak zajistit přípravu a čistotu různých
chemických vzorků. K tomuto účelu sloužil mezi chemiky velmi
rozšířený plamenový test. Prováděl se tak, že se do plamene sypalo
malé množství zkoumané látky a pozorovala se barva plamene.
Tak například kuchyňská sůl zabarvila plamen jasně žlutě díky
přítomnému sodíku, vápník způsoboval barvu cihlově červenou.
Test však nebyl zcela jednoznačný, protože řada prvků barví
plamen velmi podobně – například hliník a kobalt dělají stříbřitě
bílou barvu. Vznikala tedy otázka, jakou analýzou rozlišit prvky
barvící plamen stejně.
Bunsen a Kirchhoff vyšli z výzkumu, který probíhal v Anglii
rok po Fraunhoferově smrti. John Herschel a William Fox nechali
dopadat světlo z různých plamenových testů na optický hranol
a zjistili, že nedostávají spojitou barevnou duhu, nýbrž že každý
chemický prvek vysílá při spalování zcela specifický sled
barevných čar. Napsali: „Pohled na spektrum barev světla
rozloženého hranolem může ukázat, že jsou přítomny určité substance,
k jejichž zjištění by bylo jinak třeba pracné chemické analýzy.“
Například jak lithium, tak stroncium plálo červeným
plamenem, když však vzniklé světlo prošlo hranolem, dávalo na
stínidle rozdílné vzorce červených čar. A tyto vzorce byly stejně
specifické jako otisky prstů.
Fraunhofer označil některé výraznější temné čáry ve
spektru písmeny. Jedna z nich, čára D, ležela v oranžové části
spektra. Protože sodík hořel jasně oranžovým plamenem, objevily
se úvahy, že čára D je také nějak svázána se sodíkem, jenže
místo k emisi dochází k absorpci sodíkem produkovaného světla.
Obdobná příbuznost se jevila mezi jasně červeným světlem
draslíku a skupinou tmavých čar, soustředěných kolem Fraunhoferovy
čáry A. Jak ale vysvětlit, že některé čáry jsou jasné, zatímco jiné
tmavé? Průlom nastal v roce 1859, kdy Kirchhoff nechal
procházet hranolem světlo žhnoucího vápna. Vápenný vzorek zářil jasně
bíle (toto vápenné či Drummondovo světlo se užívalo k
osvětlování divadelního jeviště). Když světlo z něho prošlo optickým
hranolem, na stínidle na druhé straně laboratoře se objevilo spojité





Dokáže-li to příroda, dokážeš to také
|
17
spektrum barev. Při svém experimentu Kirchhoff umístil mezi
zdroj světla a optický hranol Bunsenův hořák, takže světlo před
příchodem k hranolu procházelo jeho plamenem. Spojité
spektrum se nezměnilo. Potom nasypal do plamene trochu sodíku. Jak
předpokládal, plamen změnil barvu na oranžovou, což byla
charakteristická barva pro sodík. Ale jako zjevení zapůsobilo to, co
se stalo na stínidle – hořící sodík v plameni způsobil, že ve
spektru na stínidle se objevila černá čára D. Ukazovalo to, že sodík
v plameni absorbuje z vápenného světla oranžové světlo, které
sodík normálně vyzařuje a rozptyluje je po laboratoři.
Temné čáry tedy svědčily o tom, že světlo bylo absorbováno
určitými prvky a barevné čáry naopak ukazovaly, že světlo určité
délky bylo vyzařováno. Neporušené duze barev začali fyzikové
říkat spojité spektrum. Byly-li přítomny černé absorpční čáry,
mluvili o absorpčním spektru, které ukazovalo, že světlo
procházelo nějakým oblakem absorbujících chemikálií. Souboru
barevných čar, které se objeví na stínidle při rozkladu světla hranolem
například při plamenovém testu, se začalo říkat emisní spektrum.
Potom Kirchhoff provedl obdobný experiment místo s
vápenným světlem se světlem slunečním. Na stínidle se samozřejmě
objevil známý obraz Fraunhoferových čar. Tentokrát vhodil do
plamene místo sodíku lithium, protože tento prvek na rozdíl od sodíku
neměl odpovídající Fraunhoferovu čáru. Když poprášil plamen
lithiem, přibyly na stínidle temné čáry v červené části spektra.
Kirchoff tak jedním rázem prokázal dvě věci: na Slunci se
vyskytuje sodík, protože ve slunečním spektru se objevuje
Fraunhoferova čára D, není tam však lithium, protože lithiová čára chybí.
Spektrální čáry, jak absorpční, tak emisní, jednoznačně
korespondovaly s chemickými prvky. Byly to opravdové chemické
otisky prstů a jejich existence znamenala, že studium světla
z nebeských objektů astronomům dovolovalo zkoumat jejich
složení, nejen mapovat jejich polohy. To byl veliký zlom v
astronomii.
Navíc spektrální čáry poskytly fyzikům a astronomům
možnost měřit vliv Dopplerova efektu na světlo z hvězd. Spektrální





18
|
Kapitola 1
čáry totiž představovaly referenční body, jež se vyskytovaly jen
na specifických vlnových délkách. Jestliže se hvězda pohybo -
vala směrem k Zemi nebo od ní, spektrální čáry byly posunuty
ze svých základních poloh.
Astronomové proto začali na své dalekohledy montovat
spektroskopy, nejdříve proto, aby zjistili chemické složení hvězd a
později, když se spektroskopická technika zpřesnila, aby na hvězdách
měřili Dopplerův jev. Prvním přirozeným cílem byly dvojhvězdy,
jak to už jako první navrhl Christian Doppler.
V páru kolem sebe obíhajících hvězd se jedna vždy
pohybuje směrem k Zemi, zatímco druhá od ní. To znamená, že díky
Dopplerovu efektu se světlo z jedné z nich posouvá do modra
(vlnová délka se smršťuje), zatímco světlo druhé se posouvá
do červena (vlnová délka se roztahuje). Astronomové skutečně
začali na dvojhvězdách pozorovat vliv Dopplerova jevu, efekt byl
však tak malý, že nestačil na globální změnu barvy dvojhvězd,
jak se domníval Doppler. Nicméně tato technika otevřela novou
cestu zkoumání hvězd a v první polovině dvacátého století
představovalo měření rychlosti pohybu hvězd vzhledem k Zemi jeden
z klíčových programů pro řadu observatoří po celém světě.
Uprostřed dvacátého století, právě v době, kdy na populární hudební
scénu vtrhly dopplerovsky inspirované Leslieho reproduktory,
se astronomové začali touto technikou zabývat méně, protože se
zdálo, že její možnosti se už vyčerpaly.
V Německu narozený astronom Otto Struve to však pokládal
za ztracenou příležitost a napsal dvoustránkový článek, ve
kterém nabízel novou důležitou metodiku založenou na Dopplerově
jevu jako nástroj pro objevování planet.
2
Na jeho článku je pozoruhodné, že zní jako naléhavá výzva.
Píše v něm: „Jednou z palčivých otázek astronomie je, jak často se
v naší galaxii vyskytují tělesa podobná planetám, jež patří k jiným
hvězdám, než je Slunce.“ Struve věřil, že mimozemský život
je značně rozšířený a k tomuto názoru dospěl na základě svých
pozorování rotace hvězd. K změření rotace hvězdy je třeba určit
její spektrum a zjistit jeho posun na základě Dopplerova jevu.





Dokáže-li to příroda, dokážeš to také
|
19
Na hvězdě nelze ani výkonnými teleskopy pozorovat její jednot -
livé části, na to je příliš daleko. Světlo z různých částí jejího
povrchu se slévá v jeden svazek, který dopadá na Zemi. Jak se hvězda
otáčí, jedna její část se pohybuje směrem k Zemi, zatímco druhá
se od ní vzdaluje. Světlo přicházející z přibližujících se zdrojů
se tedy bude smršťovat, zatímco světlo ze vzdalujících se zdrojů
se bude roztahovat. Výsledkem bude, že jednotlivé spektrální
čáry se rozšíří a budou pokrývat větší rozpětí vlnových délek,
než kdyby světlo vycházelo ze zdroje v klidu. Z tohoto rozšíření
počítal Struve rotační rychlosti pozorovaných hvězd.
Zjistil, že většina hvězd se otáčí pomalu, podobně jako naše
Slunce. Takové líné chování neodpovídá očekávání. Jsou-li
hvězdy kondenzovaným plynem z mnohem rozměrnějšího oblaku,
měly by rotovat extrémně rychle. To je důsledkem zachování
takzvaného momentu hybnosti.
V případě Slunce vysvětlují astronomové jeho pomalou rotaci
právě přítomností planet. Vskutku, přestože hmotnost Slunce
tvoří více než 90 procent hmotnosti celé sluneční soustavy, tento
poměr se zvrátí, když se jedná o její moment hybnosti. Právě
planety nesou většinu rotační energie a Struve došel k závěru, že
totéž musí platit i pro pomalu rotující hvězdy. Klíčovým testem
jeho hypotézy by tedy bylo nalezení jejich planet.
Planety jsou příliš malé a nejasné, než aby se ve Struveho době
mohly přímo pozorovat teleskopem. On však poukázal na to, že
jestliže planetu drží na dráze gravitace Slunce, planeta má naopak
na Slunce účinek opačného směru, i když mnohonásobně menší.
Aby se Jupiter udržel na své oběžné dráze, musí se pohybovat
rychlostí 13 000 metrů za sekundu, což určuje jeho oběžnou dobu
11,86 let. Naopak Jupiter nutí Slunce provádět piruetu, v níž jedna
otočka trvá také desítky let, jeho rychlost na ní je však pouhých
13 metrů za sekundu, což je zhruba rychlost špičkového běžce.
Z lidského hlediska je i to slušná rychlost, z hlediska kosmického
je to však rychlost směšně malá.
Struve ale poukázal na to, že reakce hvězd na gravitační účinek
planet bude mít za následek dopplerovský posuv světla hvězdy.





20
|
Kapitola 1
Při své piruetě se k nám bude hvězda někdy přibližovat, jindy
zase vzdalovat, a proto se budou spektrální čáry pohybovat tu
k jedné, tu k druhé straně spektra. Pohyb odpovídající reakci
Slunce na účinek Jupitera je příliš malý, než aby mohl být
detekován dopplerovskou aparaturou té doby. Nebylo ale vyloučeno,
že by planeta velikosti Jupitera nebo i větší neobíhala kolem
mateřské hvězdy po dráze značně menšího poloměru, a pak by
byl efekt podstatně větší.
Struve dokonce spočítal, že nic nebrání tomu, aby planeta
obíhala kolem mateřské hvězdy tak rychle a zběsile, že by její oběh
trval jediný den. Ve světle objevů, jež měly teprve přijít, se jeho
myšlenky jeví jako velmi jasnozřivé, v jeho době však nebudily
přílišný zájem. V padesátých letech byl hlavním zájmem stelární
astronomie způsob, jak hvězdy produkují vyzařovanou energii
proměnou jednoho chemického prvku v jiný, a nikdo se
nezabýval hledáním planet.
To se ale změnilo v době, kdy si Marcy říkal, že už nemá co
ztratit. Práce na Mount Wilsonu mu zaručovala přístup k jednomu
z historicky nejvýznamnějších dalekohledů na světě. Hookerův
teleskop se zrcadlem o průměru přibližně tří metrů byl postaven
v roce 1917 a na svých téměř sto let může být právem hrdý. Jeho
nýtovaná konstrukce budí téměř dojem stylu art deco. Nehledě
na estetickou stránku, tento přístroj sehrál v dějinách astronomie
zvláštní roli. Na něm v roce 1920 prokázal americký astronom
Edwin Hubble jednak to, že vzdálené mlhoviny jsou shrumáží
miliard hvězd, a později i to, že se vesmír jako celek rozpíná.
Mount Wilson je 1740 metrů vysoká hora v pohoří San
Gabriel. Před sto lety ji obklopovala pouze pustina a v noci tonula
v naprosté tmě. Dnes už tam dosahuje městská zástavba
Pasadeny a Los Angeles a světelný smog silně omezil možnosti
pozorování – zdejším teleskopem se dají spolehlivě pozorovat už jen
jasné hvězdy.
Ale Marcyho právě takové hvězdy zajímaly. Začal sledovat
pohyb jejich spektrálních čar, aby kalibroval, s jakou přesností





Dokáže-li to příroda, dokážeš to také
|
21
je schopen určit jejich pohyb z Dopplerova posunu. Na začátku
nebyly jeho výsledky příliš povzbudivé.
Přestože pracoval s tím nejpřesnějším spektroskopem na světě,
nebyl schopen určit Dopplerův posun přesněji, než odpovídalo
rychlosti asi 300 metrů za sekundu. To nestačilo. Jak jsme uvedli,
Slunce se pohybuje vlivem Jupitera rychlostí jen asi 13 metrů
za sekundu. Po dvou letech lopoty s teleskopem si Marcy
uvědomil, v čem je problém. Jeho přístroj byl v pořádku a byl
schopen dosáhnout i větší přesnosti. Základní potíž byla se zemskou
atmosférou. Když se podíváte na jasné noční nebe, zdá se vám, že
se hvězdy mihotají. Hvězdné světlo totiž prochází na cestě k nám
turbulentními vrstvami atmosféry. Pro prosté oko je to přitažlivé,
astronomy však tato skutečnost zlobí, protože v teleskopu se
mihotající se hvězda jeví, jako by poskakovala z místa na místo.
Marcy zjistil, že právě to je ten nejvíce omezující faktor při
spektroskopické detekci, protože rozmazává výsledné
spektrální čáry a zabraňuje tak přesnému určení jejich polohy. To
bylo nepříjemné zjištění, protože z něho plynulo, že vylepšení
spektroskopu nevede nutně k lepšímu pozorování. Potřebovali
bychom se zbavit zemské atmosféry a zabránit tak zdánlivému
mihotání hvězd.
Celkem vzato to vypadalo, že kritici mohou mít pravdu. Ale
někdo, kdo se už stejně pokládá za ztroskotance, to nemusí brát
jako pokyn, aby svého úsilí zanechal. Marcy také vzpomínal na
to, co mu kdysi řekl jeho někdejší profesor. Tehdy byl nešťastný,
že nedokáže spočítat tok tepla skrze mezihvězdný plyn, profesor
mu však nedovolil přijmout porážku.
Jeho slova zněla Marcymu stále v uších: „Když to dokáže
příroda, dokážeš to také.“ Jenže jak?
Marcyho pracovní pobyt na Mount Wilsonu se blížil ke konci
a on věděl, že věnovat se dále planetám bude vyžadovat z jeho
strany nějaké oběti. Většině představitelů instituce, jež ho
zaměstnávala, se takový projekt zdál příliš spekulativní. Požadovali, aby
výzkum přinášel publikovatelné výsledky a aby články vycházely





22
|
Kapitola 1
téměř každý měsíc. Hledání planet ale vyžaduje delší vývojové
období potřebné techniky a během ní toho k zveřejňování moc
není. Přijal tedy zaměstnání na univerzitě v San Francisku, kde
jeho hlavní povinností bylo učit a prostředí nebylo tak
konkurenční. Pod ochrannou střechou pedagogického působení zde
vyvinul program, který mohl pomoci navždy změnit náš pohled
na vesmír.
Na počátku postupoval jen pomalu, protože nemohl přijít
na způsob, jak se zbavit rušivého vlivu atmosféry. Pak ho potkaly
dvě důležité věci. První z nich byla přednáška astronoma Bruce
Campbella, který univerzitu navštívil. Campbell byl
spolupracovníkem astronoma Gordona Walkera na univerzitě v Britské
Kolumbii v Kanadě. Společně vyvinuli novou techniku, která
spočívala v tom, že před příchodem do spektroskopu světlo
procházelo průsvitnou nádobou s plynem. Jeho užíváni ale
vyžadovalo určitou odvahu. Byl to fluorovodík, což je velmi agresivní
látka. Při styku s vlhkostí, jež se přirozeně vyskytuje například
na lidské kůži, se mění v kyselinu fluorovodíkovou, která má
silně leptavé účinky.
Tuto nebezpečnou látku užívali proto, že se přirozeně
nevyskytovala na hvězdách. Proto k původnímu spektru přibyla
sekvence nových čar, které byly velmi ostré a určovaly přesné vlnové
délky. Campbell a Walker navíc používali při fotografování
spektra velmi krátké expoziční doby a udělali řadu snímků. Krátká
expozice zaručovala, že pozorovaná spektra byla „zamrzlá“ –
turbulentní atmosféra je nestačila rozmazat, a tak se příslušné
vlnové délky daly určit s neobyčejnou přesností. Kombinováním
výsledků jednotlivých krátkých expozic dokázali měřit polohy
hvězd s přesností pouhých 10 metrů za sekundu. To už vzbudilo
pozornost astronomů, protože přibližně takovou rychlostí se
pohybuje Slunce v důsledku gravitační síly Jupitera. To ale ještě
nebyl konečný úspěch, protože vědci uznávají výsledek
dovolující spolehlivý závěr jen tehdy, jedná-li se o „5-sigma objev“. Tím
sigma (σ) se míní poměr mezi intenzitou signálu a šumu.
Přesnost přístroje určuje právě velikost šumu. Tedy přesnost 10 metrů





Dokáže-li to příroda, dokážeš to také
|
23
za sekundu značí, že je to právě úroveň chyby, či šumu, jež pří -
stroj zatěžuje. Aby bylo možné mít absolutní jistotu, že
nedošlo k omylu působením náhodného šumu, signál musí být
pětkrát větší, než je úroveň šumu, v daném případě tedy 50 metrů
za sekundu. Hladina 2–3σ tedy znamená rozumnou jistotu, že
hledaný jev byl opravdu naměřen, k jeho plnému uznání je však
třeba dosáhnout 5σ. Pomocí Campbellova spektroskopu se tudíž
nedaly zjistit planety podobné Jupiteru – to by chtělo přesnost
2 metry za sekundu – ale astronomové už byli blízko. Tato
technika posunula detekci obřích planet na horizont možného.
Marcyho to ohromilo – to byl onen hledaný průlom. Snažil se
užít i svých vlastních pokusů a rozebíral metodu s jinými
astronomy. Zjistil, že sluneční fyzici užívají pro podobná měření
mnohem méně nebezpečný jód.
Druhou velikou událostí, jež ho potkala, bylo setkání s Paulem
Butlerem, který studoval na bakalářském stupni, a to jak fyziku,
tak chemii. Butlerovo nadšení a schopnosti přesně vyhovovaly
Marcyho představám. Spolu tedy začali konstruovat jódovou
buňku, kterou umísťovali před spektroskop, aby získali přesnou
referenční vlnovou délku. Jakmile ale měli svůj „hardware“,
nastal problém, jak ho otestovat. Každý rozumný astronom přece
věděl, že hledání planet leží za možnostmi i tak vylepšeného
spektroskopu, takže žádná instituce nebude ochotná poskytnout
pozorovací čas na teleskopu pro takový účel. Když tedy chtěli
ten čas získat, museli na to jít jinak.
Měli štěstí, že astronomie tehdy žila myšlenkou „temné
hmoty“. O této mysteriózní substanci se soudilo, že je
rozprostřena v prostoru, protože když astronomové měřili rychlosti
různých nebeských útvarů, vycházely jim vesměs příliš velké.
V souladu s teorií se pohybovaly jen planety sluneční soustavy.
Tak je tomu dodnes. Orbitální rychlosti hvězd v galaxiích
a rychlosti galaxií v kupách galaxií jsou větší, než odpovídá
přitažlivé síle viditelné hmoty. Nejpřirozenějším způsobem, jak to
vysvětlit, je přidat více hmoty a tím i gravitační síly, která pak nutí
hmotná tělesa k rychlejšímu pohybu. Protože ale tato dodatečná





24
|
Kapitola 1
hmota není vidět, lze očekávat, že nevyzařuje mnoho světla. Jsou
dvě možnosti, co lze o charakteru této temné hmoty předpokládat:
buď je vesmír kromě „běžné“ hmoty naplněn oceánem
exotických elementárních částic, nebo existuje řada extrémně málo
svítících objektů. To mohou být například malé hvězdy, ve kterých
neprobíhají termonukleární pochody, nebo tajemné černé díry.
Hvězdy, jež nevzplanuly, se nazývají hnědí trpaslíci. Tak jako
ostatní hvězdy vznikly kondenzací plynových mraků, jenže se jim
nepodařilo akumulovat tolik hmoty, aby se v jejich nitru zažehly
termonukleární reakce. Proto neprodukují energii a nemohou
tedy svítit. Hnědý trpaslík je jen velká koule plynu vznášející se
v prostoru, vlastně taková obří planeta. To astronomy fascinuje:
hnědí trpaslíci se začnou formovat jako hvězdy, skončí ale jako
planety. Jsou tedy na hranici mezi oběma typy nebeských těles.
Protože ale nevyzařují světlo, je neobyčejně obtížné je
pozorovat. Astronomové proto neměli představu, kolik hnědých
trpaslíků skutečně existuje. Jediným vodítkem bylo, že jsou to objekty
menší než normální hvězdy. Zdálo by se, že takových objektů
může být velký počet, přesto do osmdesátých let astronomové
neprokázali s jistotou ani jeden.
Hnědý trpaslík by mohl být 10–50krát větší než Jupiter. Kdyby
byl jednou z komponent dvojhvězdy, pak by nutil svou
partnerku k podstatně divočejšímu tanci než planeta. Rychlost takto
vyvolaného pohybu svítící hvězdy by mohla být mnoho metrů
za sekundu a Marcyho a Butlerovo nové zařízení by mělo šanci
pohyb rozpoznat.
A tak Marcy napsal žádost o pozorovací čas, ve které
uváděl, že chtějí pozorovat substelární objekty, což byl formálnější
název pro hnědé trpaslíky. Odpověď sice byla kladná, ale těžko
s ní mohli být spokojeni. Pozorovací čas jim byl přidělen, ale
na tu nejhorší představitelnou dobu: přibližně jednu noc za měsíc
na Lickově observatoři, která patří Kalifornské univerzitě, a to
ještě v době úplňku. Upřímně řečeno, to byl čas, kdy nikdo jiný
pozorovat nechtěl a Marcy měl podezření, že mu byl přidělen





Dokáže-li to příroda, dokážeš to také
|
25
jen proto, aby dalekohled nebyl nevyužitý. Byl to však přece jen
začátek.
Psal se rok 1987. Butler získal bakalářské tituly ve fyzice i
chemii a pracoval na magisterském titulu ve fyzice. Bylo ale jasné,
že univerzitu v San Francisku záhy opustí, protože se na ní nedal
získat doktorský titul z fyziky. Když začali sbírat pozorovací
údaje, Butler psal počítačový program pro jejich analýzu. Byl
to zdlouhavý proces a metoda pokus-omyl si nakonec vyžádala
mnohaleté úsilí. On i Marcy však byli perfekcionisté, a navíc se
jim zdálo, že není žádný důvod spěchat.
Skoro o století dříve si Otto Struve zachovával při svých
úvahách otevřenou mysl. Teď už ale bylo teoretikům jasné, že
planeta jako Jupiter musela vzniknout z mateřské hvězdy, kde byl
plyn dostatečně chladný, aby mohl kondenzovat. Tedy každá
planeta velikosti Jupitera by obíhala mateřskou hvězdu ve
vzdálenosti 3–5krát větší, než je poloměr dráhy Země kolem Slunce.
Oběh by tudíž gigantické planetě trval 10–15 let. Astronomové by
potřebovali k její detekci informaci za delší dobu, než trvá jeden
její oběh, a spektroskop stejně ještě nebyl pro objev takové
planety dostatečně citlivý. Marcy a Butler tedy neměli žádný důvod
ke spěchu. Trávili čas pozorováním a zdokonalováním své
analýzy, místo aby pátrali po signálech. A to byla chyba. Nevěděli
totiž, že za Atlantikem se s obdobnými údaji moří dvojice
švýcarských astronomů a že došla k překvapivému závěru.





26
|
Kapitola 2
Kapitola 2
Nemožné planety
Na začátku devadesátých let 20. století bylo Michelu Mayorovi
něco přes padesát. Se svým vousem, v brýlích s kovovou
obroučkou a lysým temenem vypadal tak, jak si představujeme
typického profesora, ukrytého za hromadou knih, když zrovna nezírá
do okuláru teleskopu. Tento obraz zkostnatělého akademika
narušoval jen jeho chlapecký úsměv.
Mayor se narodil v roce 1942 v Lausanne ve Švýcarsku a na
tamnější univerzitě získal v roce 1966 i diplom z fyziky. Pak se
přesunul na univerzitu v Ženevě. Po větší část osmdesátých let
pak hledal hnědé trpaslíky, nepovedené hvězdy, které tehdy
astronomy zajímaly. V roce 1989 byl členem týmu, který objevil, že
hvězda HD 114762* kmitá. Výpočet, který se snažil zpětně
zjistit, čím je toto kmitání způsobeno, ukázal, že je to hnědý trpaslík
o hmotnosti 11 až 145 Jupiterů, který hvězdu obíhá po eliptické
dráze s dobou oběhu 84 dny.
To popohnalo Mayorovu ambici vyvinout nový spektroskop,
který by dosáhl ještě větší přesnosti a umožnil objevit ještě menší
hnědé trpaslíky; přístroj by též dláždil cestu k planetám.
V pozdních osmdesátých a raných devadesátých letech
minulého století se astronomická technika rozvíjela velice rychle.
Pixely, obrazové prvky v elektronických kamerách typu CCD,
se stále zmenšovaly, což znamenalo, že se informace o vlnových
* HD znamená Henry Draper catalogue, hvězdný katalog publikovaný v letech
1916–1924 obsahující 225 300 hvězd s jejich spektrální klasifikací, číslo značí
pořadové číslo hvězdy v tomto katalogu. Podobné odkazy na katalogy najdeme i dále.
Pozn. překl.





Nemožné planety
|
27
délkách daly zaznamenat mnohem přesněji. Současně se velmi
zrychlovaly počítače, a tak se dal zpracovat rostoucí objem dat,
jež CCD kamery produkovaly.
V roce 1990 se stal Mayor školitelem doktoranda Didiera
Queloze a začal s ním pracovat na nové generaci přesných
spektrometrů. Jeho doktorand se narodil ve stejném roce, kdy Mayor
graduoval a byl to také fyzik a astronom. Existuje jen málo fotografií,
jež by ho zachycovaly bez úsměvu. I dnes, na prahu padesátky,
kdy je významným profesorem Cambridgeské univerzity, z něj
vyzařuje mladické nadšení. Když vypráví příběh svého
neobyčejného objevu, těžko vydrží klidně sedět.
Mayor a Queloz se tedy pustili do budování toho
nejmodernějšího spektrometru, který nazvali ELODIE. Od samého počátku
byl určen pro teleskop o průměru 1,93 metru na Observatoire de
Haute-Provence. V roce 1993 bylo zařízení připraveno na „první
světlo“, tedy okamžik, kdy na přístroj bude poprvé namířeno
světlo hvězd. ELODIE pracoval lépe, než se čekalo. Byl schopen
rozlišit rychlost 13 metrů za sekundu. Pro Queloze to znamenalo
zlomový okamžik: bylo možné detekovat planety. Planeta
velikosti Jupitera, která by obíhala cizí hvězdu ve vzdálenosti, v jaké
obíhá Jupiter kolem Slunce, byla sice stále mimo možnosti
pozorování. Ale Queloz – tak jako Otto Struve o desítky let dříve –
uvažoval o planetě velikosti Jupitera, obíhající kolem mateřské
hvězdy trochu blíže, případně o planetě o něco větší. Taková
planeta by už mohla být pozorovatelná, jmenovitě při opakovaných
pozorováních, protože pak se stejným přístrojem dalo dosáhnout
větší přesnosti.
Problém byl v tom, že program pozorování, který si Mayor
představoval, se měl týkat velkého množství hvězd, neměl se
věnovat dlouhodobému pozorování pouze několika z nich.
Spektrometr ELODIE by podezřelé hnědé trpaslíky objevil velmi
rychle. Tak se dalo za krátkou dobu prozkoumat mnoho hvězd.
Pátrání po planetách několika náhodně zvolených hvězd bylo
riskantním využitím přiděleného pozorovacího času. Úspěch nebyl
zaručen a Mayorovi se zdálo, že pro doktoranda je riziko příliš





28
|
Kapitola 2
veliké . Oba pozorovatelé věděli o projektu Marcyho a Butlera
i o práci Campbella a Walkera. To, že ani jeden z obou týmů
žádnou planetu neobjevil, jenom zvyšovalo Mayorovu obezřetnost.
Ale Queloz nemohl dostat myšlenku na planety z hlavy, a tak
zapřísahal svého školitele, aby mu dovolil riskovat. V roce 1994
dostal Mayor nabídku strávit svůj sabatikl na Havaji. Souhlasil
s tím, aby jeho mladý kolega po dobu jeho nepřítomnosti začal
s hledáním planet pomocí ELODIE. Až se Mayor vrátí do Ženevy,
společně vyhodnotí pokrok, kterého doktorand dosáhne a bude-li
to nutné, vrátí se Queloz zase k hnědým trpaslíkům, aby měl
na čem postavit svou doktorskou práci.
Když Queloz osaměl, pustil se s nezměrným nadšením a
energií do práce.
Nejen že v noci seděl u spektrometru a sbíral data, ale psal
také dlouhé počítačové programy, které přeměňovaly
elektronické záznamy z ELODIE v údaje o rychlostech pozorovaných
hvězd. Byla to namáhavá osamělá práce. Své cíle volil opatrně,
aby nelezl do zelí Marcymu a Butlerovi, kteří nedávno uveřejnili
seznam hvězd, na nichž provádějí svá měření. V září 1994 poprvé
zaměřil teleskop na hvězdu 51 Pegasi. Je to hvězda podobná
našemu Slunci, ležící ve vzdálenosti 51 světelných let. Je na
hranici viditelnosti prostým okem a poprvé byla zařazena do
katalogu Královské greenwichské observatoře v Londýně z roku
1712 Johnem Flamsteedem, prvním z Královských astronomů*.
Queloz se rozhodl zkoumat tuto hvězdu podrobněji, protože
v teleskopu se jevila jako velmi jasná, mohla tedy poskytnout
skvělé údaje a soudil, že na ní lze výborně otestovat vlastnosti
spektroskopu. Bohužel, po získání prvních údajů zjistil, že hvězda
je nestabilní. Její rychlost se během několika dní podstatně
změnila. Nejdříve se domníval, že má chyby ve svém výpočetním
*

Astronomer Royal, Královský astronom, byl od roku 1665 vysoký čestný titul.
Do roku 1972 byl Astronomer Royal též ředitelem greenwichské observatoře, dnes
se titul uděluje jen jako pocta vždy jednomu vynikajícímu astronomovi. Od roku
1995 je jím Martin Rees, jemuž byl též udělen titul Baron Rees of Ludlow. Pozn.
překl.





Nemožné planety
|
29
programu, a to ho naplnilo panikou – v sázce byl jeho doktorát.
Věděl, že Marcy a Butler pracovali na svém programu k analýze
měření několik let a on dal ten svůj dohromady během pouhého
jednoho roku.
Měl hlavu plnou pochybností a přemýšlel, kde se mohla
vloudit chyba. Jenže těch možností bylo mnoho, což bylo
deprimující. Přemýšlel tedy o způsobu, jak svůj problém otestovat jinak.
Přestane se nad výsledky trápit a podívá se na jiné hvězdy, aby
zjistil, zda i u nich se vyskytne podobný typ chování. Na konci
roku měl nasbíráno dostatek dat z různých hvězd, aby mohl
konstatovat, že výsledky, jež budily jeho nedůvěru, nejsou
důsledkem chyby v programu. Velké skoky v rychlosti totiž
předváděla pouze hvězda 51 Pegasi. Jednou, když sbíral na observatoři
další údaje, si uvědomil, že už prověřil všechny možné technické
chyby a signál musí být tedy reálný. To znamenalo, že 51 Pegasi
je postrkována neviditelným společníkem. Neuměl však přesně
určit jeho vlastnosti, protože dosud nevypracoval potřebný
software pro analýzu pohybu a hmotnosti tajemného společníka. Pak
vstoupilo do hry počasí.
Na dva dny se Queloz uchýlil do knihovny. Za úderů hromů
a při jakoby stroboskopickém osvětlení vyvolaném elektrickými
výboji za okny studoval příslušné postupy a nakonec napsal
počítačový program, jenž mu dovoloval charakteristiky tajemného
objektu zjistit.
Když ho aplikoval na své údaje, vyšlo mu, že rušivým
objektem je planeta přibližně hmotnosti Jupitera. Byl to úžasný
okamžik. Nikomu o svém objevu neřekl, protože měl pořád obavu,
že se mýlí. V lednu se zase vrátil na observatoř, aby shromáždil
další data. Z údajů, které nyní měl o tajemné oběžnici a její dráze,
předpověděl, co by měl v lednu vidět, pokud je získaná
interpretace údajů správná. Avšak naměřená data se od jeho
předpovědi bohužel lišila. Určení parametrů společníka hvězdy dosud
nebylo správné. Trvalo to až do března, než nashromáždil
dostatečně velký vzorek pozorovacích údajů a stanovil orbitu, která





30
|
Kapitola 2
už dovolovala správné předpovědi. Ale i pak to všechno
vypadalo trochu pochybně.
Doba oběhu nebyla v desítkách let – Quelozova planeta měla
mateřskou hvězdu obíhat za dobu pouhých 4,23 dne. To bylo
naprosto zvláštní, protože rychlost na orbitě je dána především
vzdáleností od hvězdy a představa, že oběh trvá tak krátkou
dobu, byla ohromující. Nejvnitřnější planeta sluneční soustavy
Merkur oběhne Slunce za 88 dní, takže se v porovnání s určenou
rychlostí oběžnice 51 Pegasi pěkně loudá – ať už je tou oběžnicí
cokoli. Zdálo se, že musí jít o nějakou chybu. Nicméně
Queloz teď pozoroval i řadu jiných hvězd a podobnou proměnlivost
nezjistil na žádné z nich. To posílilo jeho důvěru, že stanovený
signál je reálný.
Mayor byl stále ještě na Havaji, tak mu Queloz odfaxoval graf
pohybu spolu se stručnou zprávou: „Myslím, že jsem nalezl
planetu.“ Podobně nevzrušená byla i reakce: „Inu, proč ne?“ Mayor
dodal, že bude v Ženevě během měsíce a pak se na výsledky
podívají společně, aby měli naprostou jistotu.
Jakmile došli k přesvědčení, že se nejedná o softwarovou
chybu, snažili se vymyslet jiné interpretace výsledků. Přemýšleli,
zda signál nemůže pocházet od pulsací hvězdy, nebo od
chladnějších oblastí zvaných hvězdné skvrny. Znovu rozebírali signál
a hledali charakteristiky, jež by odpovídaly jiným interpretacím,
nic ale nebylo tak přiléhavé jako planetární řešení. Nakonec bylo
jejich přesvědčení o objevu planety tak silné, že začali psát článek
do světově nejprestižnějšího přírodovědeckého časopisu Nature.
Pak článek na měsíc odložili, aby mohli ještě jednou
zopakovat pozorování hvězdy. Oba souhlasili s tím, že pokud nezískají
přesně to, co čekají, článek zahodí. Ale výsledek skutečně přesně
seděl, a tak článek poslali do redakce.
V souladu se svou vydavatelskou politikou redakce časopisu
Nature poslala článek třem recenzentům. Ti jsou často vybíráni
z vědců, kteří jsou v článku citováni. Jejich anonymita je
garantována, jestliže se jí sami nevzdají. V případě článku o 51 Peg b
byly dva posudky opatrně kladné, jeden výsledky autorů otevřeně





Nemožné planety
|
31
zpochybňoval. Recenzent se domníval, že jsou v měřeních chyby
a nedoporučoval publikaci. Pravděpodobně nechtěl, aby se jeho
recenze dala chápat jako zákeřný útok, a proto se vzdal
anonymity. Byl to kanadský astronom Gordon Walker, jehož kolega
Bruce Campbell inspiroval Geoffreye Marcyho při konstrukci
jódové buňky. Mayor a Queloz si kritiku přečetli a dali jí částečně
za pravdu. Jejich údaje skutečně ponechávaly prostor pro
určitou chybu. Vrátili se tedy k dalekohledu a provedli další měření.
Přidání dodatečných údajů ale jen posílilo jejich interpretaci,
a když poslali Walkerovi novou verzi článku, odpověděl jim
do 48 hodin, že je spokojen, že vzali jeho připomínky v úvahu.
Tím byla překonána poslední překážka. Redakce Nature článek
přijala a Mayor a Queloz byli připraveni veřejně obhajovat svůj
objev. Oznámení objevu planety u cizí hvězdy byl totiž trochu
riskantní podnik. Předtím už bylo v tomto směru několik
falešných poplachů a většina astronomů byla k podobnému tvrzení
velmi podezřívavá. Nový zápis do knihy rekordů nebyl proto
tak docela snadný.
William Stephen Jacob byl šestým synem vikáře. V roce 1828
se stal kadetem Addiscombeské koleje Východoindické
společnosti a po dokončení svého vojenského vzdělání byl přidělen
do Bombaje. V roce 1845 měl hodnost kapitána bombajských
ženistů, jeho to však táhlo především k vědeckým otázkám.
V roce 1848 se stal ředitelem madráské observatoře a prokázal
neobyčejnou dovednost při pozorování nebeských těles. Zaujala
ho především hvězda 70 Ophiuchi (Hadonoš). O té zjistil v roce
1779 velký hannoverský astronom William Herschel, že je to
vlastně dvojice hvězd. V madráském vedru Jacob konal vlastní
pozorování a ručně spočítal, že jedna z hvězd oběhne druhou za 93
dny. Měření však vykazovala určité diskrepance oproti výpočtu.
To Jacoba vedlo k úvahám, zda v blízkosti 70 Ophiuchi nevypadá
gravitační zákon trochu jinak. Věděl, že je to radikální krok, a tak
navrhl jednodušší model, jenž měl diskrepance vysvětlit: poruchy
způsoboval svou gravitací neviditelný společník hvězd. Když
spočítal dráhu, po níž by se takové těleso mělo pohybovat, vyšla mu






       

internetové knihkupectví ABZ - online prodej knih


Knihy.ABZ.cz - knihkupectví online -  © 2004-2018 - ABZ ABZ knihy, a.s. TOPlist