Vatikánská astronomie míří do XXI. století

Psáno roku 1999

(Tento článek je rozvinutím a doplněním rozsáhlejšího článku z roku 1992.)

Když nicejský koncil stanovil r. 325 n.l. pravidla pro určování data velikonoc, musel se nutně zabývat astronomickou stránkou problému. To se pak znovu opakovalo za pontifikátu papeže Řehoře XIII. o více než 12 století později, když se zjevně ukázala nedokonalost juliánského kalendáře, způsobující stále ranější nástup ročních období vůči pevným kalendářním datům. Papež se tehdy obrátil na astronoma P. Christopha Clavia, S.J., aby připravil podklady pro vhodnou kalendářní reformu. Na jeho radu dal ve Vatikánu vybudovat r. 1576 Věž větrů, vysokou 73 m, sloužící především k přesnému změření odchylky v určení okamžiku jarní resp. podzimní rovnodennosti podle starého kalendáře. Tato měření pak posloužila Claviovi k návrhu kalendářní reformy, kterou papež Řehoř XIII. vyhlásil bulou Inter gravissimas 24. února 1582.

Reforma spočívala ve dvou krocích. Především papež nařídil, aby po čtvrtku 4. října následoval pátek s datem 15. října 1582. Tím se datum jarní rovnodennosti vrátilo na 21. březen, jak stanovil nicejský koncil. Za druhé bylo napříště upraveno pravidlo juliánského kalendáře o přestupných rocích tak, že platí pro sekulární roky (jejichž letopočet končí dvojčíslím 00) pouze tehdy, je-li tento letopočet dělitelný 400. Proto například roky 1700, 1800 a 1900 nebyly přestupné, kdežto rok 2000 přestupný bude. Tento gregoriánský kalendář, zprvu zavedený jen v katolické části Evropy, se postupně rozšířil a stal se prakticky univerzálním.



Galileův proces

Když italský matematik a fyzik Galileo Galilei (1564-1642) začal koncem r. 1609 s astronomickými pozorováními dalekohledem, vzbudily jeho překvapující objevy velkou pozornost. Při své návštěvě Říma r. 1611 byl na papežském dvoře (za pontifikátu Pavla V.) velmi obdivně přijat a proto se osmělil energičtěji prosazovat Kopernikův heliocentrický model sluneční soustavy. Narazil však na odpor tehdejšího předního teologa kardinála Roberta Bellarmina (1542-1621), jenž se obával rozporu mezi Kopernikovým modelem a učením Písma (o údajné nehybnosti Země). V soukromé rozmluvě v únoru 1616 přikázal kardinál Galileimu, aby nadále veřejně nezastával či nehájil Kopernikovu domněnku, ač ji může i nadále považovat za matematickou hypotézu. Bellarmin se totiž ve shodě s tehdy všeobecně panujícím názorem domníval, že matematické domněnky nemají nic společného s fyzikální realitou. V březnu téhož roku vyšel papežský dekret, odsuzující Kopernikovu myšlenku jako falešnou a chybnou. Kopernikova kniha O obězích nebeských těles se ocitla na indexu zakázaných knih.

Galilei se však v klidu vrátil do Florencie a pokračoval ve svých přírodovědeckých studiích. Když byl r. 1623 jeho dlouholetý přítel a ochránce Maffeo Barberini (1568-1644) zvolen papežem (přijal jméno Urban VIII.), vydal se Galilei následujícího roku znovu do Říma v úsilí zvrátit papežský dekret z r. 1616. To se mu sice nepodařilo, ale získal od nového papeže dovolení psát o obou světových soustavách (Ptolemaiově i Kopernikově) neutrálně, jako o dvou matematických domněnkách. Galileo to vskutku učinil ve svém proslulém Dialogu, publikovaném r. 1632. Z textu však bylo zřejmé, kterému systému dává sám přednost, a to zavdalo záminku k nechvalně proslulému procesu na jaře 1633. Dne 21. června téhož roku byl Galileo odsouzen, ale ještě téhož roku se mohl vrátit do svého domova v Arcetri u Florencie, kde pak žil v domácím vězení a dále se věnoval vědeckému bádání prakticky až do své smrti 8. ledna 1642.

Papež Urban VIII. věnoval mezitím mimo jiné velkou energii výstavbě a obraně papežského státu a zasloužil se též o výstavbu honosného letního sídla papežů v Castel Gandolfo. Galileiho by zajisté potěšilo, že právě tam se začala psát slavná kapitola rozvoje vatikánské astronomie na sklonu 19. století.

V r. 1976 byla za papeže Pavla VI. (1897-1978) reorganizována Pontifikální akademie věd, která má v současné době 80 členů z celého světa. Jejím nynějším prezidentem je významný italský částicový fyzik Nicola Cabibbo. Z této instituce patrně vyšel rozhodující podnět k revizi Galileiho procesu.

Z iniciativy papeže Jana Pavla II. byla v létě 1981 ustavena komise pro posouzení Galileiho případu, jež připravila odborné podklady pro oficiální rehabilitaci Galileiho z úst Jana Pavla II. dne 31. října 1992, 350 let po Galileiho smrti.



Prehistorie vatikánské astronomické observatoře

Příležitostná astronomická, geodetická i meteorologická měření se na vatikánské Věži větrů konala až do konce 18. stol., kdy však byl jezuitský řád zrušen. Další soustavná pozorování na nové astronomické věži započala ve Vatikáně zvláště zásluhou papežů Pia VII. a Lva XII. až počátkem 19. stol., zejména po obnově jezuitského řádu r. 1814. Jezuité dostali opět na starost Římskou kolej, založenou rovněž papežem Řehořem XIII., která měla v astronomickém světě dobrý zvuk - například kolem r. 1610 zde P. Christoph Scheiner, S.J. nezávisle na Galileiovi objevil dalekohledem sluneční skvrny a soustavně je pak mnoho let pozoroval. Největšího rozkvětu dosáhla tato kolej-observatoř pod vedením dalšího jezuity P. Pietra Angela Secchiho (1818-1878), jenž se proslavil zejména průkopnickými pracemi ve hvězdné spektroskopii, když v šedesátých letech minulého století položil základy k dosud užívané klasifikaci hvězdných spekter. Obsazení Říma italskými vojáky r. 1870 však přivodilo postupný zánik Římské koleje.



Specola Vaticana

O renesanci vatikánské astronomie se však ještě před koncem minulého století postaral papež Lev XIII. na základě iniciativy tehdejšího ředitele meteorologické observatoře v Moncalieri barnabity P. Francesca Denzy. Osobním dekretem (motum proprio) Lva XIII. ze 14. března 1891 byla zřízena Vatikánská observatoř (Specola Vaticana), jež se od samotného počátku své existence zapojila aktivně do rozsáhlé mezinárodní astronomické spolupráce, trvající prakticky celé XX. století - projektu Přehlídky oblohy (Carte du Ciel). K tomu cíli byla observatoř vybavena dvojitým astrografem s objektivy o průměru 0,33 a 0,20 m - stejného typu jako dalších 17 světových hvězdáren. Observatoře si rozdělily plochu oblohy (cca 42 tisíc čtverečních stupňů) na dílčí úseky zhruba po 2400 čtverečních stupních. Na Vatikánskou observatoř připadl pás deklinací od +55 do +64 . Pro účely mapování bylo potřebí pořídit na hvězdárně celkem 540 kvalitních fotografických snímků s expozicemi po 40 minutách a k tomu 1040 dalších fotografií s kratšími expozicemi pro sestavení hvězdného katalogu. Každý snímek se musel opakovat trojmo, aby se vyloučily chyby a defekty ve fotografických emulzích.

Neodborník si stěží umí učinit správnou představu o rozsáhlosti a náročnosti projektu, který vyžadoval nejenom pečlivou práci s astrografy, ale také úmorné ruční proměřování snímků pod mikroskopem, což zvládly v letech 1910-1921 tři řádové sestry z Istituto di Maria Bambina v Římě. Ty totiž musely nezávisle dvakrát proměřit údaje pro více než 480 tisíc hvězd a všechno ručně propočítat (tehdy nebyly ještě ani elektromechanické kalkulačky). Vatikánská část projektu Carte du Ciel byla zveřejněna v 10 objemných svazcích mezi lety 1921-1928 a observatoř se tak ocitla na 5. místě mezi astronomickými institucemi, zúčastněnými na tomto gigantickém projektu, jenž byl zcela dokončen teprve r. 1964! Ve dvacátých letech řídil práci observatoře P. Johann Georg Hagen, S.J., který se sám proslavil publikací Atlasu proměnných hvězd a zejména prvního Atlasu temných mračen v Mléčné dráze.



Observatoř Castel Gandolfo

Počátkem třicátých let však rozvoj Říma jako moderního velkoměsta způsobil přesvětlení a znečištění oblohy nad observatoří v takové míře, že nezbylo než pro vlastní pozorování najít nové příhodnější stanoviště. Na návrh papeže Pia XI. bylo vybráno již zmíněné papežské letní sídlo Castel Gandolfo, necelých 40 km jihozápadně od Říma. Nová hvězdárna byla slavnostně otevřena v září r. 1935 a vybavena třemi dalekohledy od firmy Carl Zeiss z Jeny, umožňujícími jak vizuální tak i fotografické a spektroskopické sledování objektů v Mléčné dráze. Největším přístrojem hvězdárny v Castel Gandolfo se stal 0,6 m zrcadlový dalekohled.

Úspěšně se rozvíjející práce nové hvězdárny byla narušena válečnými událostmi v letech 1943-44 a tak se její činnost znovu rozběhla až po skončení druhé světové války, zejména s příchodem nového ředitele P. Daniela O°Connella, S.J., který se soustředil zvláště na pozorování zákrytových dvojhvězd. Otec O°Connell se stal dokonce dvakrát po sobě prezidentem příslušné vědecké komise Mezinárodní astronomické unie (IAU) a v r. 1967 byl jedním z vatikánských delegátů na XIII. valném shromáždění IAU v Praze. V r. 1957 získala observatoř širokoúhlou Schmidtovu komoru se zrcadlem o průměru 1 m a zorným polem 5 x5 , vybavenou navíc objektivními hranoly pro účely hvězdné spektroskopie.

Významnou součástí observatoře se stalo i muzeum s unikátní sbírkou meteoritů. Meteority totiž dělíme to tří hlavních skupin, na meteority kamenné (těch je zdaleka nejvíce), mnohem vzácnější železo-niklové (též siderity) a konečně na křehké a porézní uhlíkaté chondrity - ty jsou daleko nejvzácnější, neboť většinou nepřežijí hypersonický průlet zemskou atmosférou.

Právě na tento vzácný typ se soustředila ve Vatikánu hlavní pozornost a tamější sbírka dnes obsahuje 450 uhlíkatých chondritů - jde o zdaleka největší takovou kolekci na světě. Sbírku nyní spravuje bratr Guy Consolmagno, jenž vystudoval ve Spojených státech na prestižních univerzitách (MIT a Harvard v Bostonu) a teprve ve věku 35 let se rozhodl vstoupit do jezuitského řádu. Zabývá se sběrem meteoritů zejména v Antarktidě, která se v posledních dvaceti letech stala doslova zaslíbenou zemí pro hledání meteoritů (každý "kámen" ve věčném ledu je nutně z kosmu) - naprostá většina meteoritů ve velkých sbírkách na světě pochází dnes právě z Antarktidy.



Nová observatoř v Arizoně

V sedmdesátých letech však rostoucí světelné znečištění začalo brzdit i provoz v Castel Gandolfo, takže další ředitel P. Patrick Treanor, S.J. začal uvažovat o přestěhování hvězdárny na vhodnější pozorovací stanoviště někde v Itálii. Když se však jeho nástupcem r. 1978 stal rodilý Američan P. Dr. George V. Coyne, S.J., navázala Vatikánská hvězdárna úzké kontakty se Stewardovou observatoří Univerzity v Arizoně v Tucsonu ve Spojených státech, a tak se zrodila myšlenka vybudovat novou hvězdárnu v ideálním astronomickém prostředí v některém arizonském pohoří. Zásluhou sbírek amerických katolíků byla v polovině osmdesátých let založena Nadace Vatikánské observatoře, jejím úkolem bylo postavit moderní zařízení na vrcholu Grahamovy hory asi 160 km severovýchodně od Tucsonu ve výšce 3230 m n. m. uprostřed indiánské rezervace kmene Apačů.

Vrchol hory byl vybrán po pečlivém průzkumu pozorovacích podmínek a kromě nového vatikánského dalekohledu zde bude postaven i jeden z největších dalekohledů světa LBT (z angl. Large Binocular Telescope), jenž bude na společné montáži nést dvě 8,4 m zrcadla, takže jeho astronomický výkon bude lepší než u jednoho 11,8 m zrcadlového dalekohledu, a to z toho důvodu, že dvě oddělená zrcadla lze využít také jako hvězdný interferometr o základně dlouhé 22,8 m. (Dosud největší astronomické zrcadlo - Keckův dalekohled na havajské sopce Mauna Kea - má průměr zrcadla 10 m.)

Právě budování tohoto obřího stroje však narazilo na odpor arizonských "ekologů", kteří se začali obávat o zachování údajně vzácného poddruhu obyčejných rezavých veverek na úbočí kopce. Těm prý sice nevadí průmyslová těžba dřeva, provozovaná na hoře (po dohodě s Indiány) již desítky let, ale podle mínění potrhlých ekologů by prý mohla utrpět duševní rovnováha veverek při pohledu na nezvyklé tvary astronomických kopulí! Tuto absurdní žalobu, možnou patrně jen ve Spojených státech, vskutku řadu let projednávaly obvyklým rozvláčným tempem čím dál tím vyšší odvolací soudy a konečně rozhodnutí o výstavbě padlo až v r. 1998, když se arizonská univerzita odvolala k federálnímu soudu.



Stavba dalekohledu VATT

Výstavba nového vatikánského dalekohledu v Arizoně však probíhala navzdory těmto nečekaným komplikacím hladce. Hlavní zrcadlo dalekohledu VATT (Vatican Advanced Technology Telescope - Vatikánský teleskop na základě pokročilé techniky) má zcela neobvyklé parametry - je totiž nejsvětelnějším astronomickým zrcadlem v dějinách při světelnosti 1:1 (fotografové vědí, o čem píšu). K jeho zhotovení použil arizonský astronomický optik Roger Angel svého nového vynálezu - rotačního odlévání skleněných astronomických zrcadel.

Podle Angelova receptu se sklovina v podobě malých zlomků naskládala do sklářské pece, kde se zvyšováním teploty změnila během několika dnů v medově viskózní kapalinu, když dosáhla teploty 1180° C. V tu chvíli se začala celá pec otáčet tempem skoro 7 obrátek za minutu, takže podle známého Newtonova pokusu s kbelíkem vody, zavěšeným na zkroucené šňůře (tzv. Newtonovo vědro), se hladina "kapaliny" působením odstředivé síly vytvarovala jako paraboloid - to je přesně ten tvar, který mají astronomická zrcadla v ideálním případě dosáhnout. Po několika týdnech rotování při zvolna klesající teplotě (jde o velmi choulostivou operace, aby v borosilikátovém skleněném disku nenastala nežádoucí pnutí) tak vznikl skleněný polotovar, který po definitivním ochlazení mohl být rovnou vyleštěn s neuvěřitelnou přesností 17 nm (necelé 2 stotisíciny milimetru!). Odpadlo tak dlouhotrvající broušení klasického rovinného skleněného disku a ještě se ušetřila drahá sklovina. Vatikánské zrcadlo navzdory průměru 1,8 m má přitom neuvěřitelně nízkou hmotnost pouhých 560 kg. Primární zrcadlo bylo připraveno k namontování do dalekohledu již r. 1991.

Další novinkou bylo použití dutého (konkávního) sekundárního zrcadla, umístěného nad primárním zrcadlem, ale až za primárním ohniskem, podle návrhu skotského matematika a astronoma Jamese Gregoryho (1638-1675) z r. 1663. První zrcadlové dalekohledy užívaly uspořádání Isaaca Newtona z r. 1668, kdy svazek paprsků, odražený od parabolického primárního zrcadla, byl odkloněn mimo tubus sekundárním rovinným zrcátkem, skloněným pod úhlem 45° .

Toto uspořádání má však přes svou jednoduchost mnohé nevýhody, takže dnešní velké zrcadlové dalekohledy využívají vypuklá (konvexní) sekundární zrcadla umístěná v tubusu dalekohledu ještě před ohniskem paprsků z primárního zrcadla. Od povrchu sekundárního zrcadla se pak odráží sbíhající se svazek paprsků do otvoru uprostřed primárního zrcadla, takže výsledné (prodloužené) ohnisko dalekohledu se nalézá těsně za zadní stěnou primárního zrcadla, což neobyčejně usnadňuje montáž přídavných zařízení (kamer nebo spektrografů) dalekohledu. Toto uspořádání vymyslel r. 1672 francouzský katolický kněz Laurent Cassegrain (1629-1693) a používají ho téměř všechny současné zrcadlové dalekohledy, neboť výrazně zkracuje délku tubusu dalekohledu a tím i rozměry kopule. Cassegrainův systém se však uplatnil také v radioastronomii.

Gregoryho systém má však, jak se nyní ukázalo, proti Cassegrainovu uspořádání jisté přednosti právě tehdy, když je primární zrcadlo velmi světelné, tj. když jsou délka primárního ohniska a průměr primárního zrcadla srovnatelné. Překoná se tím nejjednodušeji hlavní omezení Cassegrainova systému, totiž velmi malé zorné pole a ještě se získá na světelnosti. VATT s Gregoryho sekundárním zrcadlem má proto výslednou světelnost dokonce 1:0,9, což je nejlepší hodnota na světě. Této výhody se užívá jednak pro zkrácení expozičních časů a jednak pro zobrazování plošných objektů (galaxií a mlhovin) s nízkou plošnou jasností. Přitom i ono sekundární zrcadlo o průměru 0,4 m vyniká nízkou hmotností pouhých 31 kg.

Jestliže se ušetří na hmotnosti zrcadel, neobyčejně to odlehčuje i mechanickou montáž dalekohledu, a to zase znamená mnohem nižší cenu celého zařízení. Následkem toho má mechanická montáž dalekohledu hmotnost pouhých 12 t (např. ondřejovský dvoumetr, budovaný ještě klasickou technikou firmy Carl Zeiss, má zrcadlo o hmotnosti 2,4 t a montáž má plných 85 t!) a kopule dalekohledu průměru pouhých 7 m (kopule v Ondřejově má průměr 16 m). K zlevnění přístroje přispěla také jednoduchá tzv. altazimutální montáž, kdy jsou otočné osy dalekohledu instalovány vodorovně a svisle bez ohledu na zeměpisnou šířku stanoviště. Donedávna se totiž velké stroje zásadně umisťovaly na paralaktické montáži, kde jedna osa směřovala šikmo k nebeskému pólu (na severní polokouli přibližně k Polárce).

Výhodou paralaktické montáže bylo mnohem jednodušší mechanické navádění dalekohledu za hvězdami, které se během expozice kolem pólu otáčejí. Dnes však tato výhoda s příchodem výkonných a spolehlivých řídících počítačů ztratila na významu. Počítače dokáží spolehlivě zajistit plynulý pohyb dalekohledu nestejnou a proměnlivou rychlostí v obou astronomických souřadnicích. Jak patrno, nese VATT svůj název díky použité nové technice zcela právem. Veškeré náklady na stavbu VATT dosáhly proto na dnešní poměry nízké ceny 4 milionů dolarů.



Vědecký program VATT

Dalekohled byl dokončen v r. 1993 a uveden do zkušebního provozu následujícího roku. Od r. 1995 zde probíhá rutinní vědecký výzkum. Jak je dnes u velkých dalekohledů obvyklé, klasické fotografování na skleněné desky nebo filmy bylo zcela vytlačeno digitálním zobrazováním pozorovaných objektů či úseků oblohy pomocí polovodičových matic CCD (tzv. nábojově vázané prvky). Matice VATT má hranu o délce 2048 pixelů (obrazových elementů; vlastně miniaturních fotočlánků) a dokáže tak zobrazit velmi slabé objekty v zorném poli o průměru 15° (tj. asi polovina průměru Měsíce v úplňku) s rozlišením lepším než 1".

Provoz dalekohledu zajišťuje štáb pouhých sedmi vědců a techniků, většinou jezuitů z Vatikánu. Ředitel P. Dr. George V. Coyne, S.J. zkoumá pomocí nového dalekohledu výměnu hmoty v kataklyzmických dvojhvězdách jako jsou novy a symbiotické dvojhvězdy. Richard Boyle studuje změny chemického složení hvězd v průběhu vývoje Galaxie, Martin McCarthy atmosféry chladných uhlíkových hvězd a Christopher Corbally hvězdy, které mají nápadně nízké zastoupení prvků těžších než vodík a hélium (takové hvězdy představují prvotní látku, z níž se tvořil dnešní vesmír). Konečně William Stoeger se věnuje gravitačním efektům v okolí hvězdných černých děr.

Dalekohled však využívají i hostující astronomové z Arizonské státní univerzity v Tucsonu, když jedinou podmínkou přidělení pozorovacího času je pouze odborná kvalita projektu, nikoliv snad příslušnost ke katolické církvi. Mezi první velké projekty VATT patří soustavné snímkování 500 nejbližších galaxií kvůli zdokonalení Hubblovy klasifikace, dále pak hledání gravitačních mikročoček ve spirální galaxii M 31 (velké mlhovině v Andromedě) a studium hvězd podobných Slunci v otevřených hvězdokupách v Galaxii. V loňském roce hosté z Arizonské univerzity studovali světelnou křivku planetky č. 3800 - Karayusuf a zjistili, že se ze všech známých planetek otáčí kolem své osy nejrychleji v periodě pouhých 2,2 h.

Jestliže historie vztahů mezi astronomy a teology prošla dlouhou cestou od symbiózy přes ostražitou nedůvěru a otevřené konflikty zpět k harmonické spolupráci, pak to lze stěží demonstrovat lépe než na staletých osudech vatikánské astronomie. O současné situaci jistě zcela výstižně vypovídá plaketa, umístěná na zdi observatoře při jejím dokončení r. 1993: Nova turris ad astra investiganda facta est aptiore loco et serenissimo novo magno speculo praedita ad extrema minimaq lucis vestigia excipienda regnante Ioanne Pavlo II anno XV. Qui caelum interius diu noctuo scrutaris utere felix in Deo. (Tato nová věž pro studium hvězd byla zbudována na tomto mírumilovném a pro tyto účely vhodném místě a byla vybavena novým velkým zrcadlem pro zachycení i nejslabších stop světla od vzdálených objektů během 15. roku pontifikátu Jana Pavla II. Nechť každý, kdo zde bude dnem i nocí bádat v nejvzdálenějších končinách vesmíru, ji využije v radosti a s pomocí Boží.)