Žeň objevů – rok 1966

Byly doby, kdy se dalo hovořit o jedné či dvou významných astronomických událostech do roka; dnes však nestačíme jaksepatří vychutnat jednu novinku a  už jsou zde další, neméně vzrušující. Je to tedy vlastně troufalost hodnotit bez časového odstupu astronomické výsledky roku, který právě končí. Byť i  povrchní a neúplné informace o tom, co rok dal, nám však mohou ukázat, kam směřuje nápor soudobé astrofyziky, a možná i připravit půdu pro zasvěcenější rozbory, napsané odborníky, kteří mají k jednotlivým objevům nejblíže.

Mimochodem, i odborný astronomický tisk se proměňuje pod přívalem pozorovatelských i teoretických prací. Tak například vedoucí americký astronomický časopis „Astrophysical Journal“ začal od ledna t. r. vycházet poprvé během své sedmdesátileté existence jako měsíčník, když předtím stačil šestitýdenní interval a před r. 1963 dokonce dvouměsíční. Od příštího roku bude vydáván mezinárodní časopis „Solar Physics“ (Sluneční fyzika), na jehož vydávání se podstatně podílejí čs. specialisté. A astronom se tak dostává do paradoxní situace, v níž už je delší dobu mnoho jeho kolegů – fyziků i chemiků: buď bude s vypětím všech sil sledovat nejnovější literaturu svého oboru a nezbude mu čas na vlastní výzkum, anebo se věnuje jenom vlastní vědecké práci s rizikem, že jeho výzkum nebude mít potřebnou úroveň a že případně objeví věci popsané již předtím někým jiným. Týž problém se koneckonců týká i astronoma-amatéra, jenž by chtěl svůj omezený volný čas věnovat jak aktivní astronomické činnosti, tak i  sebevzdělání – i jeho situace je v tomto směru mnohem těžší než postavení jeho předchůdců před patnácti či padesáti lety.

Abych nadbytečně nezvyšoval hrozby „informační exploze“ v časopise, který rozsahem zrovna neoplývá, chci se pokusit shrnout v jediném článku několik zcela různorodých objevů, jež mi však připadají typické pro dnešní astronomii. Stěží mohu začít něčím jiným než kvasary, které se zdají být víc než pouhou módní novinkou jedné sezony. Jejich výzkum je přímo školním příkladem problematiky současné astronomie. Hypotéza stíhá hypotézu, ale všichni žíznivě čekají především na pozorovací údaje. Data o kvasarech se ovšem nezískávají snadno. Potřebujeme k tomu obří dalekohledy pracující na samé hranici technických možností. Velkých přístrojů je nedostatek a  pozorovací čas se odměřuje bezmála po minutách. Proto nás nesmí zarazit, že tolik slibnému optickému pozorování kvasarů se na celém světě věnuje sotva deset lidí! Jejich práce je však základem pro intenzivní myšlenkové úsilí snad už stovky teoretiků, kteří se snaží vytěžit z pozorování kolikrát i  víc, než je vůbec možné.

Snímky známého kvasaru 3C 273 z Hubblova kosmického teleskopu. Snímky jasně dokazují, že kvasary jsou velmi aktivní jádra galaxií. Snímek vpravo byl pořízen tak, že centrální jasná část tělesa byla zacloněna clonkou, aby se více prokreslily detaily celé galaxie. Poděkování: WFPC2: NASA and J. Bahcall (IAS), A. Martel (JHU), H. Ford (JHU), M. Clampin (STScI), G. Hartig (STScI), G. Illingworth (UCO/Lick Observatory), the ACS Science Team and ESA.

Počátek uplynulého roku byl ve znamení vážných pochyb o kosmologických vzdálenostech kvasarů (Hoyle, manželé Burbidgeovi, Terrell). Tito autoři popírají, že by červený posuv kvasarů byl mírou jejich vzdálenosti, a tvrdí, že kvasary jsou lokálně metagalaktické objekty ve vzdálenostech do 30 Mpc. Tím by se značně zredukovala překvapivě vysoká svítivost kvasarů, která je vázána na údaj o vzdálenosti. Při kosmologickém výkladu červeného posuvu kvasarů vycházejí, jak známo, vzdálenosti kvasarů až kolem 10 Gpc a  zářivé výkony stokrát převyšující svítivost obřích galaxií. Zastánci lokální hypotézy vysvětlují červený posuv kvasarů tak, že jde objekty vyvržené subrelativistickými rychlostmi z jader blízkých galaxií, a Terrell šel dokonce tak daleko, že považuje kvasary za produkty exploze v jádře naší vlastní Galaxie.

V průběhu roku byla však lokální hypotéza o kvasarech několikrát kritizována a její současné vyhlídky jsou nepříznivé. Podle Faulknera, Gunna a Petersona vyplývá z lokální hypotézy, že bychom měli pozorovat aspoň desetkrát více kvasarů s modrým posuvem čar než kvasarů s posuvem červeným. Dosud však nebyl pozorován ani jediný modrý posuv, zatímco červených posuvů je známo již kolem padesáti. Rovněž se nepotvrdila domněnka H. Arpa, že kvasary prostorově souvisejí s pekuliárními galaxiemi. A. Sandage z Mt. Palomaru navíc prokázal, že kvasary nejsou členy galaktických kup. Fotografoval totiž 5metrovým Haleovým dalekohledem okolí kvasarů 3C 273 a 3C 48 na citlivé vývojové emulze firmy Kodak. Snímky ukazují rekordně slabé hvězdy až 25 mag (!), avšak žádnou stopu po kupě galaxií kolem kvasarů. Při těchto expozicích však již kvasary pozbývají svého kvazistelárního vzhledu, podle něhož byly pojmenovány. Na Sandageových snímcích jsou to malé mlhavé útvary s jasným jádrem, jejichž celkový lineární rozměr může dosahovat rozměrů normální galaxie. Je třeba si ovšem uvědomit, že dosavadní rádiová i optická pozorování se týkají právě jen vlastního jasného jádra o relativně malých rozměrech. Z rádiových měření nyní plyne, že úhlový rozměr jader nepřevyšuje ani setiny obloukové vteřiny.

Změny jasnosti jader patří k největším otazníkům kolem kvasarů. Kvasar 3C 273 se v posledních letech „uklidnil“ a má prakticky konstantní jasnost, podobně jako 3C 48. Naproti tomu se dlouhodobě zvyšuje, byť i s výkyvy, jasnost kvasarů 3C 196, 345 a 2, zatímco jasnost jiných kvasarů poklesla. Mohutný výbuch se udál v kvasaru 3C 446. Za necelé dva roky se zjasnil o 3,2 mag, takže v červenci 1966 byl 15,3 mag a stal se opticky druhým nejjasnějším kvasarem na obloze. Tato pozorování nás přesvědčují, že hvězdná velikost kvasarů není vhodným parametrem pro závislost mezi zdánlivou jasností a červeným posuvem, a naše naděje (ovšem za předpokladu, že platí kosmologická hypotéza o vzdálenostech kvasarů), že kvasary pomohou při rozlišení modelů vesmíru, se nepotvrdily. Zato se kvasary ukazují být vhodnými objekty pro absolutní měření vlastních pohybů, příp. paralax. Jsou tak daleko, že jejich vlastní pohyb či paralaxa jsou neměřitelné, a jejich hvězdný vzhled je přímo předurčuje, aby se proto staly ideální vztažnou soustavou pro astrometrická měření.

Jestliže se o samotný objev kvasarů před 3 lety přičinili rádioví a optičtí astronomové, pak na nejpřekvapivějším objevu letošního roku – extarech – má hlavní podíl raketová rentgenová astronomie. Extar je termín vzniklý z anglického pojmenování „X-star“, doslova tedy „hvězda X“, čili hvězdný útvar vysílající rentgenové záření. O rentgenové astronomii Říše hvězd několikrát psala (Neutronové hvězdy objeveny?, č. 10/1964, str. 185, Raketový výzkum supernov, č. 2/1965, str. 25), a tak jen o tom nejnovějším. V březnu r. 1966 bylo pomocí aparatury instalované na raketě Aerobee zjištěno, že zdroj rentgenového záření v souhvězdí Štíra (nejjasnější rentgenový zdroj na obloze) má obzvlášť malé, patrně bodové rozměry. Také jeho poloha byla zpřesněna, a tak se ukázalo, že v dané oblasti oblohy není žádný podezřelý plošný optický útvar. Lze tedy zdroj ztotožnit nanejvýš s některou slabou hvězdou. Tato předpověď se vzápětí skvěle potvrdila, když další výstup rakety Aerobee určil pozici rentgenového zdroje s přesností na zlomek obl. vteřiny. Identifikace s optickým objektem se zdařila současně japonským astronomům a A. Sandageovi; v optickém oboru se zdroj jeví jako modrá hvězda 12,6 mag, jejíž vzdálenost činí 100 ×1 000 pc. Spektrum objektu připomíná spektrum novy, avšak plynná obálka kolem se na rozdíl od nov nerozpíná. Poloměr „hvězdy“ je řádu 100 milionů kilometrů. Přirozeně nejde o normální hvězdu, neboť ta by nevysílala tolik rentgenového záření. Zároveň je však skoro vyloučeno, že by mohlo jít o neutronovou hvězdu, jak o tom svědčí odhad rozměrů i nové teoretické výpočty, jež ukazují, že neutronová hvězda se během několika měsíců ochladí tak, že se fakticky nedá spatřit.

Proto usoudil dr. Manley (autor termínu extar), že existuje jakýsi mezistupeň ve vývoji prahvězdy před tím, než se prahvězda smrští na hvězdu hlavní posloupnosti. Magnetické pole smršťující se prahvězdy se totiž velmi zesiluje a jeho energie se musí nějak vyzářit, neboť „hotové“ hvězdy mají velmi slabé magnetické pole. V době rychlého intenzivního vyzařování „zamrzlé“ magnetické energie pozorujeme podle Manleyho extar, což je v  současné době jediné vysvětlení pro existenci zdroje ve Štíru a snad i  dalších, dosud neidentifikovaných rentgenových zdrojů. Extar by měl celkem zakrátko jevit pokles rentgenového toku – a skutečně bylo zjištěno, že jeden z rentgenových zdrojů v Labuti snížil za tři roky čtyřikrát svou jasnost, což umožnilo objevit v jeho blízkosti slabší rentgenový zdroj, který je pekuliární rádiovou galaxií Cygnus A. Je ovšem pravděpodobné, že první úvahy o povaze extarů jsou střílením naslepo, ale samo tvrzení o  existenci dalšího typu nebeských těles má své oprávnění a vyhlídky na rychlý rozvoj rentgenové astronomie jsou víc než příznivé.

Kombinovaný obrázek rádiového zdroje Cygnus A - na velkém snímku v mikrovlnném záření. Jedná se o galaxii, z jejíhož jádra unikají rychlé částice v podobě dvou výtrysků, které díky interakci s mezihvězdnou látkou intenzivně září na rádiových vlnách. Na velkém snímku je možno srovnat rozměry galaxie viditelné ve viditelném oboru a oblastí emitující rádiové záření. Na menším snímku je vzhled galaxie ve viditelném oboru. Poděkování: Poděkování: Mikrovlnný snímek (NRAO/VLA). Optický snímek galaxie Cygnus A (Hubble Space Telescope/NASA/ESA).

Ani kvasary, ani extary však nemohou zastínit další základní objevy letošního roku. V Říši hvězd jste už četli (č. 4/1966, str. 69) o infračervených hvězdách, a tak jen stručně o tom, že některé z „mokrých“ hvězd jsou vlastně dlouhoperiodické proměnné typu Mira Ceti, zachycené poblíž minima. Perioda nejchladnějších mirid činí vesměs víc než 1,5 roku. Díky infrahvězdám se současná spektrální klasifikace prodloužila až k typu M10. Zdroj v Labuti (který je v optickém oboru tak slabý, že ho není vidět ani v  3metrovém dalekohledu Lickovy hvězdárny, zatímco v daleké infračervené oblasti kolem 2 μm je +0,4 mag), je však zcela odlišný. Podle Reddishe se při gravitační kontrakci původní hvězdy nespotřeboval všechen materiál mezihvězdného mračna. V době, kdy se prahvězda rozehřála na žhavou hvězdu třídy OB, se tento přebytečný materiál vypařil a následná plynná obálka se zkondenzovala při postupném pozdějším ochlazování OB hvězdy. Dnes je hvězda červeným veleobrem ve shodě se standardní teorií hvězdného vývoje, avšak oblak tuhých částeček, který ji obklopuje, je příčinou dalšího zčervenání, jež značí, že maximum zářivé energie útvaru se posunulo do infračerveného úseku spektra.

Přejdeme-li nyní na chvíli k ještě dlouhovlnnějšímu záření rádiovému, tak v tomto oboru byl letošní rok ve znamení objevů řady dalších spektrálních čar. V našem časopise jste se dočetli o rafinovaném chování rádiových čar molekuly hydroxylu (ŘH 9/1966, str. 167) a od té doby bylo harvardskými radioastronomy objeveno několik čar atomárního vodíku, vznikajícího přeskoky elektronů mezi nejvyššími elektronovými hladinami neutrálního vodíku. Frekvence čar jsou 1424,7; 1620,7; 1651,5 a 1715,7 MHz, což odpovídá vybraným přechodům mezi 167. až 156. hladinou. Ještě závažnější je první objev rádiových čar helia na frekvencích 1621,3; 1652,2 a  1716,4 MHz, neboť tím se otevřela principiálně nová možnost studovat rozložení a relativní zastoupení helia v mezihvězdném prostoru a získat tak především pozorovací údaje pro ověření hypotéz o vývoji hvězd a hvězdných soustav.

Není to však jen oblast velkých rozměrů, mohutných zářivých výkonů a  extrémních oborů spektra, jež je odpovědná za letošní příval astronomických novinek. Cenné výsledky počíná přinášet i mnohaleté systematické hledání absolutně slabých hvězd, vedené americkým astronomem holandského původu W. J. Luytenem. Jeho spolupracovnice J. H. Andersonová zjistila, že objekt LP 31-60 Luytenova katalogu je vzdálen méně než 10 pc. Při zdánlivé hvězdné velikosti 15,3 mag to je ve skutečnosti těleso menší a hustší než běžní bílí trpaslíci a jeho hmota je z větší části v tzv. degenerovaném stavu. Jiný zajímavý případ popsal dr. Zwicky. Dvojhvězda LP 101-16 se skládá z bílé horké složky 15,8 mag, jež má skutečný průměr menší než Měsíc! Druhá složka je červená 15,3 mag a leží rovněž hluboko pod hlavní posloupností. Zwicky soudí, že jde o přechodné typy mezi bílým trpaslíkem a  zcela degenerovanou hvězdou, a zavádí pro ně nové označení pygmy star. Do češtiny se dá nejsnáz přeložit jako pidihvězda, pravý to opak k nadhvězdám. Podle Zwickyho je průměrná hustota pidihvězd o tři řády vyšší než u běžných bílých trpaslíků, tj. asi tisíc tun na krychlový centimetr. Poloměr pidihvězd se pohybuje kolem 100 km při absolutní vizuální hvězdné velikosti přes +16 mag. Zwicky aplikuje své úvahy na zmíněnou dvojhvězdu, což je vzhledem k neúplnosti pozorovacích údajů značná odvaha, avšak v  zásadě má zřejmě pravdu. Existence degenerovaných hvězd se už dlouho teoreticky předpokládá a je nejspíš jen otázkou času, aby se existence pidihvězd přesvědčivě potvrdila. Pro jejich malou absolutní jasnost je můžeme nalézt přirozeně jen v bezprostředním okolí Slunce, avšak jejich skutečná četnost v Galaxii může být překvapivě vysoká, takže neviditelné pidihvězdy se mohou případně významnou měrou podílet na celkové hmotě Galaxie. Průměrná hmotnost pidihvězdy se podle předpokladu totiž valně neliší od hmotnosti Slunce, takže název se vztahuje jedině k malým rozměrům a malé svítivosti těles.

Kromě objevů založených v podstatě na využití moderní pozorovací techniky je třeba zmínit se i o pokroku, za který vděčíme jiným výkonným pomocníkům dnešních astrofyziků – totiž rychlým samočinným počítačům. Díky počítačům bylo možné pustit se v minulém roce důkladně do studia vývoje těsných dvojhvězd a za necelý rok přinesla tato práce více podnětů než dřívější mnohaleté studie s dnes již archaickou výpočetní technikou. Předchozí teorie vývoje dvojhvězd nedovedly, jak známo, úspěšně překonat zdánlivý paradox: zatímco vývoj izolované hvězdy probíhá tím rychleji, čím větší je hmotnost hvězdy, u dvojhvězd je tomu právě naopak: méně hmotná sekundární složka (podobr) je vyvinutá více než těžší složka, která proti očekávání dosud pokojně spočívá na hlavní posloupnosti nebo těsně nad ní. Jak se ukázalo na srpnovém kolokviu o vývoji dvojhvězd v belgickém Uccle, byl tento paradox v zásadě vyřešen, a to nezávisle hned na třech místech: v Göttingenu (Kippenhahn, Weigert), v Ondřejově (Plavec) a ve Varšavě (Paczyński). Ukázalo se, že v podstatě měla pravdu hypotéza „pes požírá psa“, jak ji kvalitativně formulovali před více než deseti lety Crawford a  Hoyle.

Umělecká představa těsné dvojhvězdy v podobě rentgenového pulsaru známého jako zdroj IGR J0029+5934. Poděkování: NASA/Dana Berry.

Dnešní podobr byl původně hlavní a hmotnější složkou systému. Vyvíjel se rychleji, tj. jako první opustil hlavní posloupnost a začal se rozpínat. Díky Rocheově mezi však začal po čase předávat hmotu méně hmotné druhé složce. Výpočty ukazují, že přetékáním přes Rocheovu mez lze vyměnit až 80 % hmoty původní hlavní složky, čímž se přirozeně poměr hmot naprosto obrátí. Časová škála je taková, že prakticky všechny systémy zastihneme v těch fázích, které pozorujeme: buď k expanzi dosud nedošlo a vidíme tzv. oddělený (detached) systém, nebo již expanze a přelévání hmoty v podstatě skončily a máme polodotykový systém (semidetached): nadsvítivý podobr vyplňuje nebo téměř vyplňuje Rocheovu mez (je to bývalá primární, nyní sekundární složka), zatímco současná primární (dříve sekundární) složka je na hlavní posloupnosti či nepatrně nad ní. Zatím nebyla řešena otázka existence kontaktních systémů typu W UMa, kde jsou poměry příliš složité. Avšak vysvětlení existence oddělených a  polodotykových systémů je takovým úspěchem, že to nepochybně ovlivní další výzkum hvězdného vývoje vcelku.

Člověku je skoro líto, že nemůže v jednom článku probrat i další překvapení a novinky letošního astronomického roku a že mu navíc řada důležitých prací nepochybně unikla. Leč takový je stav a vyhlídky pro pisatele „Žně objevů 1967“ jsou chmurné: bez velké jasnozřivosti lze předvídat, že nových podstatných výsledků ještě přibude jako svědectví současného tempa, rozsahu a kvality astronomického výzkumu.