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.

Žeň objevů – rok 1967 - Deset astronomických událostí roku

Senior amerických astronomů prof. Harlow Shapley měl po mnoho let chvályhodný zvyk uveřejňovat deset nejvýznamnějších astronomických událostí roku, něco jako „Top Ten“ gramofonových společností. Zdá se, že nyní se pokusil o vzkříšení této tradice dr. Owen Gingerich, mladý harvardský astronom, který je proslulý šíří svých zájmů: od výpočtu modelů hvězdných atmosfér přes historii astronomie až k řízení centra Mezinárodní astronomické unie pro astronomické telegramy. Svůj první pokus o vystižení vrcholných astronomických událostí roku přednesl na podzimním zasedání Americké společnosti pozorovatelů proměnných hvězd v Massachusetts. Dr. Gingerich je uvedl v tomto pořadí:

1. Výzkum atmosféry planety Venuše sovětskou meziplanetární stanicí Veněra 4.
2. Výsledky amerických měsíčních sond Lunar Orbiter 2 až 5.
3. Objev tří nových a znovunalezení deseti periodických komet.
4. Objev Januse, desátého měsíce Saturnu, A. Dollfusem.
5. Měření princetonských fyziků dokazující zploštění Slunce.
6. Objev D. Kleinmanna a F. Lowa z Arizony dokazující existenci infračerveného útvaru o teplotě pouhých 70 K ve velké mlhovině v Orionu.
7. Zjištění malých rozměrů zdrojů rádiové emise radikálu OH. Rozměry nepřevyšují průměr naší sluneční soustavy.
8. Záporný výsledek pokusů zachytit ultrafialové pásy molekulárního vodíku v Galaxii pomocí spektrografů na raketách.
9. Objev dalších zdrojů rentgenového záření a optická identifikace několika těchto zdrojů.
10. Objev absorpčních čar ve spektrech vzdálených kvasarů. Pozoruhodné je, že absorpční čáry mají vesměs týž červený posuv, z = 1,95, nezávisle na červeném posuvu odvozeném z emisí.

Každý takový výběr je přirozeně subjektivní a dr. Gingerich byl navíc handicapován tím, že své rozhodnutí vydal před koncem roku. Snad mi proto čtenáři Říše hvězd odpustí neskromnost, s níž se pokusím Gingerichovu stupnici doplnit:

11. Vzplanutí Novy Delphini, jež se svým charakterem liší od všech dříve pozorovaných výbuchů nov.
12. Změření úhlového průměru 15 jasných hvězd intenzitním interferometrem Hanburyho Browna na observatoři v Narrabri v Austrálii.
13. Realizace rádiových interferometrů s lokálním oscilátorem v Británii, USA, Kanadě a Austrálii, jež umožnila snížit horní mez úhlových průměrů některých kvasarů pod 0,005″ při interferometrické základně rovné dvacetimilionovému násobku použité vlnové délky.

Jsem si plně vědom, že jsem zklamal čtenáře, když jsem takto vůbec nedodržel počet, který sliboval nadpis článku, a že jsem zklamal i své kolegy, kteří jako „jiní to jinak uvidí“ a nepochybně by i seznam dvaceti událostí chtěli doplnit o další. To je riziko, které bylo třeba podstoupit, chceme-li ještě dnes udržet kontakt s tolika různorodými poznatky, jež astronomie přináší. Spěch, v němž žijeme, nedovoluje zmínit se o jednotlivých událostech podrobněji, ale navrhuji aspoň částečné řešení. Napište do redakce, který z uvedených objevů vás zaujal natolik, že byste o něm chtěli vědět bližší podrobnosti. Vaše „hlasování“ by pak bylo pro redakci vodítkem v přípravě článků pro nejbližší čísla Říše hvězd.

Žeň objevů – rok 1968

Uplynulý rok přinesl též astronomům mnohá, převážně však příjemná překvapení v podobě četných objevů i teoretických studií, týkajících se klasických i zcela moderních disciplín královské vědy.

V jediném článku je nelze ani vypočítat, a navíc každý z nás má přirozený sklon vybírat si ze záplavy poznatků ty, jež jsou jaksi jeho srdci nejbližší, a takto subjektivně je zabarven i můj přehled. Profesionální zájem pak způsobuje, že zde z větší části zcela opomíjím výsledky klasické astronomie i výzkum Sluneční soustavy – především pak Slunce – kde prostě nejsem doma. Proto jen na okraj bych se chtěl zmínit o dvou událostech této sféry, jejichž důsledky se projeví i v ostatních oborech astronomie.

První se týká určení délky astronomické jednotky (AU). Radarová měření znamenala podstatné zvýšení přesnosti jejího určování, ale současně systematické odchylky od výsledků klasických metod, odchylky daleko převyšující udávané střední chyby. Šlo zejména o délku astronomické jednotky odvozené v r. 1950 Rabem z pozorování planetky Eros AU = (149 527 000 ±7 000) km, jež se zřetelně lišila od průměru radarových měření AU = (149 598 200 ±200) km. Rabe s Francisovou a nezávisle Schubert a Zech zopakovali nyní na počítačích výpočty týkající se Erose a dospěli k hodnotě AU = 149 600 000 km – jen o setinu promile odlišné od nejnovějších hodnot. Další zpřesnění délky astronomické jednotky už nezávisí na astronomech, ale na experimentálních fyzicích – je totiž třeba zlepšit přesnost určení rychlosti světla ve vakuu.

Též jiná základní veličina, totiž velikost sluneční konstanty, byla v loňském roce podrobena kritickému testu. Přístroje na povrchu Země nemohou nikdy změřit přímo veškeré sluneční záření, neboť část je pohlcena v atmosféře Země. Odtud plyne potřeba extrapolace pro nepřístupné obory spektra, a to snižuje správnost výsledků. Proto má zásadní význam měření z paluby pokusného raketového letounu X-15, uskutečněné nad Nevadskou pouští ve výšce 82 km nad Zemí pomocí radiometru, tvořeného baterií termočlánků. Měření trvalo pouhých 81 sekund a odtud odvodili Laue a Drummond sluneční konstantu 1,952 cal/cm²/min neboli 1 331 W/m². Je to hodnota o 2,5 % nižší, než kolik vycházelo extrapolací z pozemských měření. Jak se ukázalo, rozdíl je způsoben především neuspokojivou extrapolací v dalekém ultrafialovém oboru.

Pro hvězdnou astronomii má obdobný fundamentální význam měření úhlových průměrů 15 nejjasnějších hvězd jižní oblohy pomocí tzv. intenzitního interferometru Hanburyho Browna v Narrabri v Austrálii. Tato měření spolu s paralaxou hvězd umožní určit skutečné lineární rozměry hvězd a ze svítivosti též efektivní teplotu, a to nezávisle na absolutní velikosti úhlových rozměrů. Poprvé tak máme k dispozici údaje o raných izolovaných hvězdách na hlavní posloupnosti. Na příkladu Siria, jehož efektivní teplota byla oklikou zjištěna již dříve, však autoři dokázali, že nepřímé metody neobsahují žádné systematické chyby, a tak astrofyzikům aspoň jedna starost ubyla.

Jinou starost, totiž s měřením nesmírných spoust hvězd na astronomických fotografiích, vyřešili patrně v Edinburghu. Tamější astronomové uvedli do chodu přístroj nazvaný Galaxie, sloužící ke zcela automatickému vyhledání hvězdy na snímku, měření její polohy i jasnosti a vyděrování všech údajů na štítek. Přístroj dokáže, a to je skutečně pozoruhodný pokrok, změřit za hodinu údaje o tisícovce hvězd. Teď už jde jen o to, aby se astronomové naučili rychleji číst výsledné tabulky.

Pokud jde o samotné hvězdy, diskutoval kanadský astronom A. Batten často probíranou otázku, jaká je maximální povolená hmotnost stabilních hvězd. Z teorie totiž plyne, že hvězdy těžší než 65 M_O se musí rozpadnout vlivem tlaku záření. Batten, jenž je autorem nejnovějšího katalogu spektroskopických dvojhvězd, obsahujícího 737 hvězdných párů, probral všechny případy, kdy je hmotnost složek spolehlivě určena. Jen ve 32 případech našel složky s hmotností > 10 M_O a jen zcela výjimečně dosahují hvězdy třicetinásobku M_O. Podle Battena je nejtěžším známým systémem zákrytová dvojhvězda V382 Cygni, tvořená ranými složkami spektrální třídy O7 s hmotnostmi 37 a 33 M_O.

Dvojhvězdy vůbec se stávají osou hvězdného výzkumu. V Göttingenu, ve Varšavě i v Ondřejově pokračovaly výpočty posloupnosti modelů těsných dvojhvězd s výměnou hmoty mezi složkami. Kippenhahn, Kohl a Weigert tímto postupem poprvé „stvořili“ bílého trpaslíka jako důsledek drastické výměny hmoty mezi složkami těsné dvojhvězdy. Paczyńskému a nezávisle Rosemu se zase zdařilo „vyrobit“ planetární mlhoviny. V pozdních fázích hvězdného vývoje hoří helium ve slupce, dochází však k pulzačním nestabilitám, jež spolu s teplotní nestabilitou vedou k vyvržení plynných obálek v podobě planetární mlhoviny. Rose, Giannone a Weigert rovněž soudí, že obdobný proces ve dvojhvězdách, kdy se jedna složka blíží stadiu bílého trpaslíka a přijímá od druhé složky materiál bohatý na vodík, vede k explozím nov. Domnívají se, že když se na povrchu bílého pratrpaslíka nashromáždí více vodíkového plynu, dojde ke vzplanutí vodíku, doprovázenému opět pulzační nestabilitou – pozorujeme výbuch novy. Rose tak vcelku velmi přijatelně vysvětluje i rekurenci – opakování výbuchů nových hvězd.

Nepřímou podporou nových domněnek je především Kohoutkův objev proměnnosti centrálních hvězd planetárních mlhovin a podvojnosti centrální hvězdy planetární mlhoviny NGC 1514. V loňském roce jej potvrdili pracovníci Harvardovy hvězdárny, kteří zjistili, že v jádře NGC 1514 je dvojhvězda, tvořená hvězdou hlavní posloupnosti typu A0 a velmi žhavou hvězdou o teplotě 60 kK, odpovědnou za svícení planetární mlhoviny. Žhavá hvězda je přitom ve viditelném oboru téměř o magnitudu slabší, takže její průměr musí být aspoň čtrnáctkrát menší než u hvězdy A0. Dvojhvězda v jádře umožňuje zároveň „zvážit“ samotnou planetární mlhovinu a výsledek je překvapením. NGC 1514 má totiž hmotnost 0,02 M_O, o řád méně, než se dosud soudilo.

Vývojové modely těsných dvojhvězd se pokoušejí proklestit cestu k řešení povahy nejsložitějších systémů tohoto typu, dotykových soustav W UMa. Refsdal a Weigert studovali systém o celkové hmotnosti 2,5 M_O, kde je za sto milionů let primární složka až o 6 mag nadsvítivá při roční ztrátě 1,5.10^-9 M_O. Také sekundární složka se stane nadsvítivým podobrem, a tak vzniká dotyková soustava. Prověrka výpočtů pozorování je ovšem obzvlášť nesnadná. Koch totiž zjistil, že světelné křivky soustav W UMa vypadají zcela jinak, použije-li se při fotometru místo běžných širokopásmových filtrů systému UBV úzkopásmových interferenčních filtrů. Tím se stává jednoznačné určení elementů soustavy prakticky nemožným a lze stěží odhadnout, jak a kdy se podaří tento paradox dotykových soustav vyřešit.

Když už jsme u paradoxů, připomeňme ještě jednu drobnost. Hvězda HD 125823 není ani zákrytovou, ani spektroskopickou dvojhvězdou. Loni se však ukázalo, že její spektrum se zcela pravidelně mění od spektrální třídy B2 ke třídě B8 v intervalu 9 dní. Člověku se maně vtírá na mysl Kraftova poznámka o zlomyslných pidimužících ve vesmíru, kteří zacházejí s hvězdami tak, aby co nejvíce trápili astronomy.

Pidimužíci se naopak chovali velmi přívětivě k pozorovatelům nov a zejména k anglickému amatérovi G. E. D. Alcockovi, jenž za tři čtvrtě roku po objevu dnes již proslulé Novy Delphini nalezl opodál další jasnou Novu Vulpeculae. Dva dny po objevu, 17. dubna, dosáhla nova maxima jasnosti 4,35 mag. Brzy však počala slábnout, takže jde nepochybně o rychlou novu (ŘH 7/1968, str. 139). V noci z 20. na 21. srpna, kdy byla Nova naposledy v Ondřejově spektroskopicky zachycena, byla hvězda již 10 mag a spektrum odpovídalo závěrečnému, nebulárnímu stadiu vývoje nov.

Nova Delphini 1967 byla ještě po celý loňský rok dostatečně jasná, a tak se patrně stane jednou z nejlépe sledovaných nových hvězd. Od prosince 1967 až do května 1968 byly v jejím spektru pozorovány především tři absorpční systémy s rychlostmi rozpínání 270, 410 a 1 060 km/s. Vzhled absorpcí se rychle měnil, zvláště v dubnu a v květnu, kdy souběžné oscilace jasnosti nasvědčovaly, že nova dospěla do přechodného stadia. V květnu se ve spektru objevila první zakázaná čára kyslíku, v červnu zanikly absorpční pásy a v červenci zesílily zejména zakázané čáry [O III] i [Ne III]; nasvědčují tomu, že i Nova Delphini dospěla do nebulárního stadia. V říjnu 1968 byla Nova 7,5 mag a jevila široké 3 ÷ 5 nm emise složité struktury. Z intenzity čar [O III] jsem odvodil elektronovou teplotu obalu 9 200 K. Pokud jde o rekurentní novu RS Oph, jež, jak známo, vzplanula proti všem předpokladům v říjnu 1967 již počtvrté, pokračoval v r. 1968 mimořádně hluboký pokles jasnosti a nova je nyní slabší než 13 mag. Konečně v říjnu 1968 objevil Kohoutek Novu Vulpeculae 1968 (2) na snímku Schmidtovou komorou a objektivním hranolem hvězdárny v Hamburku. V době objevu byla Nova 13 mag – teprve dodatečná prohlídka archivů ukázala, že Nova dosáhla maxima někdy v polovině července, kdy byla asi 9 mag. Nova je již rovněž v nebulárním stadiu.

Čtyři novy za patnáct měsíců je patrně rekordní žeň pozorovatelů hvězd na Zemi. Pozorování nad Zemí jsou prozatím pochopitelně méně četná, ale každé z nich přináší „nebezpečí“ nových objevů. Dokázali to američtí kosmonauti Gordon a Conrad, kteří při letu kabiny Gemini 11 vyfotografovali v ultrafialovém oboru rozsáhlou strukturu o průměru 400 světelných let kolem tzv. Barnardovy mlhoviny v Orionu. Snad jde o zárodečnou kondenzaci, z níž v budoucnu vzniknou hvězdy? je ovšem předčasné vyvozovat odtud nějaké kategorické závěry.

Jiný proslulý objekt, Krabí mlhovina, byl pracovníky Rice University v Texasu identifikován jako zdroj záření gama o energii 580 keV. Záření je synchrotronové povahy, podobně jako většina záření Krabí mlhoviny. Pokud bude v budoucnu někdo toužit dokázat, že z vesmíru přichází nějaké zcela exotické záření, lze mu právě Krabí mlhovinu co nejvřeleji doporučit. Už dnes totiž víme, že její zářivý sortiment zahrnuje vše od dlouhých rádiových vln až po pronikavé záření gama, a to patrně díky synchrotronovému mechanismu, jenž tam dosahuje vskutku světových, neřkuli galaktických parametrů.

Zatímco studium záření gama z vesmíru je doslova v plenkách, poněkud méně energetické rentgenové záření se sleduje při četných raketových výstupech i při letech umělých družic. Zatím se podařilo zjistit o něco více než třicet diskrétních zdrojů rentgenového záření. O zdroji Cyg X-2 se nyní tvrdí, že jde o dvojhvězdu s oběžnou rychlostí 250 km/s. Jiné zdroje prozrazují nápadnou proměnnost rentgenového toku a krátkou životnost, což značně ztěžuje spolehlivou optickou identifikaci. Vedle toho bylo objeveno spojité měkké rentgenové záření extragalaktického původu. Na jak nejisté půdě se pohybujeme, o tom svědčí Edwardsův model zdroje Cen X-2, z něhož vyplývá, že by to měl být pozůstatek vzplanutí novy, jež měla v dubnu 1967 dosáhnout 4 mag. Zdá se být neuvěřitelné, že by tak jasná nova byla unikla pozornosti pozorovatelů a nebyla zachycena aspoň fotograficky.

V Říši hvězd jsme již několikrát psali o infračervených objektech (např. ŘH 4/1966, str. 69), zářících zejména na vlnách 1 ÷ 10 μm. Loňská měření pracovníků M.I.T. z Cambridge (USA) znovu upozornila na neobvyklost těchto útvarů, a to proto, že vysílají také intenzivní rádiové záření příslušející molekule hydroxylu OH (viz ŘH 9/1966, str. 167). Podobně jako v ostatních případech je emise OH netepelného původu – u infračerveného objektu NML Cyg na frekvenci 1612 MHz je to vůbec nejsilnější zjištěná emise OH? odpovídající jasová teplota činí 5 miliard K (!). Teoretická souvislost infračervené emise a emise OH je zatím nejasná.

Radioastronomie je nyní vůbec hlavním dodavatelem prvotřídních objevů. Zmiňme se nejprve o zdánlivé drobnosti, jakou se zdá být interpretace tzv. Oortových oblaků mezihvězdného vodíku. Prof. Oort se spolupracovníky je objevil před několika lety radioteleskopem v Dwingeloo a vyložil je jako mezihvězdná mračna padající volným pádem do jádra Galaxie. Kerr loni ukázal, že tato koncepce je teoreticky nepřijatelná. Tvrdí, že Oortova mračna, jichž je známo na 65 v galaktických šířkách mezi 20° a 80°, odrážejí svým pohybem oběžný pohyb Slunce kolem středu Galaxie a sama se pohybují v eliptických drahách jako průvodci naší Galaxie. Jejich celková hmotnost činí 200 MM_O a téměř se rovná obsahu plynu v Magellanových mračnech.

Pokroky ve studiu kvazistelárních rádiových zdrojů se snažíme zaznamenávat průběžně? proto jen stručné shrnutí. Sandage a Oke zjistili rychlou optickou proměnnost radiogalaxií 3C 371 a 3C 390.3. Poněvadž v obou případech nikdo nepochybuje, že jde o kosmologicky vzdálené galaxie, a poněvadž charakter optických variací se zcela podobá variacím kvasarů, vyplývá odtud, že oba typy objektů jsou si poněkud podobné, jak co se týká vzdáleností ve vesmíru, tak i fyzikální povahou: Sandage hovoří přímo o genetické souvislosti. Naproti tomu Matthews objevil mezi dvěma uzlíky kvasaru 3C 287 (červený posuv z = 1,055) svítící most, jenž nebyl patrný na snímcích starých 15 let. Odtud vyplynulo, že kvasar by měl být dokonce v naší Galaxii, vzdálený méně než sto tisíc světelných let. „Naštěstí“ další prohlídky archivních snímků dokázaly, že „most“ je jen fotografický efekt kombinovaný s nestejnou kvalitou obrazu. Rádiový interferometr s lokálním oscilátorem na základně dlouhé 6 500 km (Onsala ve Švédsku – Green Bank v záp. Virginii) dokázal, že úhlový průměr kvasaru 3C 273 je menší než 0,0006”, což naopak dále podporuje kosmologickou domněnku.

S originální domněnkou však přišli Huang a Edwards, kteří tvrdí, že atomy v kvasarech postrádají jeden či dva kvarky, čímž vzniká „kvarkový červený posuv“ čar, o nějž je třeba zmenšit pozorovaný červený posuv. Uvádějí jako příklad kvasar 3C 191 s posuvem z = 1,95. Odečteme-li kvarkový posuv, dostaneme „přijatelný“ kosmologický posuv z = 0,31. Ještě bizarnější mi připadá nápad Porterův, jenž sestrojil model kvasaru s úzkým vyzařovacím kuželem. Parter tvrdí, že počet kvasarů dosahuje 10¹⁷ (!) – tedy sto tisíc bilionů kusů, jež však vesměs vyzařují energii pouze v kuželu o vrcholovém úhlu 0,1”. Pozorujeme tedy jen nepatrný zlomek kvasarů, jejichž kužele náhodou zasahují Zemi. Jeden kvasar má pak zářivý výkon pouhých 10²⁶ W a celkovou zásobu energie 10³⁵ J, o 19 řádů méně, než vyžaduje běžný kosmologický model.

Doufám však, že se spolu se čtenáři shoduji v mínění, že Porterova domněnka není „dostatečně šílená“, a tak původní kosmologická hypotéza zůstává už šestý rok nejjednodušším vysvětlením. M. Schmidt dokázal, že kvasarů přibývá s rostoucí vzdáleností neboli s rostoucím posuvem z. To se zdá být přesvědčivým důkazem vývojového efektu, kdy v počátcích rozpínání vesmíru vznikaly kvasary mnohem častěji než dnes. V našem okolí se nyní vyskytuje průměrně jeden kvasar v krychli o hraně 100 Mpc. Schmidt rovněž objevil absorpční čáry ve spektru kvasaru 4C 25.5, jejichž červený posuv z_a = 2,3683 je větší než emisní posuv z_e = 2,358. To znamená, že absorpční mračna padají na kvasar rychlostí zhruba 900 km/s. Zatím jde o unikátní pozorování. Jiným pozoruhodným objektem je kvasar PKS 0237-23, kde bylo nalezeno 49 absorpčních čar, příslušejících pěti různým systémům s posuvy 1,36? 1,51? 1,66? 1,67 a 2,20. Emisní posuv činí z_e = 2,223. Relativní rychlosti mračen a jádra kvasarů pak dosahují přes polovinu rychlosti světla? není proto vyloučeno, že jde o projekci podstatně bližších mezigalaktických mračen na vzdálený kvasar.

Stručně lze pouze říci, že zájem o kvasary dosud nepřekročil svůj kulminační bod, i když r. 1968 jim přinesl tvrdou konkurenci v podobě pulzarů – pulzujících rádiových zdrojů. Nedávno (ŘH 11/1968, str. 201) jsem shrnul některé okolnosti objevu těchto objektů. Od té doby se počet známých pulzarů zvýšil na třináct a jejich vcelku náhodné rozdělení vůči galaktické rovině se stále potvrzuje. Pulzy na delších vlnách jsou zpožděny oproti pulzům na kratších vlnách až o několik sekund. Obecně platí, že rádiový tok roste souběžně s vlnovou délkou, zatímco proměnnost amplitudy pulzů nejeví žádnou zákonitost. Přesnost v určení konstantní délky periody dosahuje už nanosekund a není vyloučeno, že se ještě zvýší. Čím kratší je perioda, tím kratší je v průměru i trvání pulzů. Pulzar PKS 1749-28 má pulzy dlouhé pouhých 5 milisekund a periodu 0,5625533 s a pulzar NP 0532+22 v blízkosti Krabí mlhoviny má periodu pouhých 0,03309114 s!

Měření pulzaru CP 0328+55 v Jodrell Banku znamená podstatnou revizi odhadu vzdálenosti pulzarů. Na vlně 211 mm byly totiž v pulzech nalezeny absorpce způsobené mezihvězdným vodíkem v Perseově spirálním ramenu, jehož vzdálenost od Slunce činí 4,2 kpc. Pulzar musí být nutně dále – možná až 6 kpc – dosti vzdálen od galaktického disku. Odtud plyne překvapivě vysoká spodní mez pro energii uvolňovanou v pulzech: 2.10²⁴ J, resp. pro zářivý výkon: 3.10²⁶ W (to je téměř celý zářivý výkon Slunce). Známe-li spodní mez vzdálenosti, lze naopak spočítat střední elektronovou hustotu v mezihvězdném prostoru. Vychází pak pouze 0,006 el/cm³ oproti dosud užívané hodnotě 0,1 el/cm³.

Teoretikové i nadále tápou, pokud po nich žádáme přijatelné modely pro pulzary. Kraftovi zlomyslní pidimužíci jakoby byli opět ve svém živlu, a tak výrok prof. F. Grahama Smitha ze závěru newyorské konference o pulzarech: „Tak se nám zelení pidimužíci proměnili v bílé trpaslíky“ lze považovat nejspíš za předčasný optimismus.

Ostatně pokrok astronomie spočívá právě v co nejdůslednějším mýcení zelených pidimužíků. Zda a kolik jich zlikvidujeme v r. 1969, si netroufám předvídat; na druhé straně se však netřeba obávat, že by nám vbrzku vyhynuli. Naopak téměř každý z objevů současnosti dělá dojem, že na nás byl nastražen obzvláště zlomyslným pidimužíkem.

Žeň objevů – rok 1969

Uplynulý rok má zajištěno předem zcela výjimečné postavení jak v budoucích učebnicích dějepisu, tak i v historii astronomie, a to zásluhou úspěšného letu Apolla 11 na Měsíc. Úspěch, znásobený ještě výkonem posádky následující kosmické lodi Apollo 12, je přirozeně předělem ve zkoumání Měsíce, přes všechny kritiky, které se nyní kolem celého programu Apollo vyrojily a jež lze shrnout do tradiční formulace: Nač lety na Měsíc, když chleba nebude levnější? Pomineme-li zcela zásadní význam letu, jenž lze bezpochyby srovnat s Kolumbovým objevem Nového světa, mohou se astronomové skutečně těšit z nových objevů vzešlých z prvých, byť i jen krátkých a prostorově omezených pobytů kvalifikovaných kosmonautů na Měsíci.

Analýza vzorků měsíčních hornin a rozbor záznamů seizmometrů přísluší přirozeně mineralogům, geologům a geofyzikům, kteří smějí oficiálně zveřejnit své nálezy v době, kdy tento článek bude již na cestě do redakce, ale některá zjištění se stejně nepodařilo utajit. Rozbor vzorku z Moře klidu ukázal, že měsíční horniny obsahují více titanu, zirkonu, yttria a chromu než horniny pozemské, zato mají méně sodíku, draslíku a rubidia. Jinak prý připomínají lávu a obecně vyvřeliny; výskyt skleněných úlomků a kuliček svědčí o impaktním původu kráterů a souvislost s pozemskými tektity se přímo nabízí: Tektity by podle toho byly rovněž produkty impaktů meteoritů na zemský povrch – hypotéza, že přiletěly přímo z Měsíce, se zdá být vyvrácena. Radioaktivní datování určilo stáří měsíčních vzorků na 2 až 4 miliardy let; vyplývá odtud, že Měsíc existuje samostatně zhruba stejně dlouho jako naše Země. Přitom se patrně ani od Země neodtrhl, ani jí nebyl zachycen. Vznikl zkrátka opodál a současně se Zemí, aby se stal tichým svědkem bouřlivých proměn zemského povrchu.

Seizmometry instalované na Měsíci potvrzují, že Měsíc je vskutku tektonicky méně aktivní než Země. První přístroj pracoval sice jen 5 týdnů, ale za tu dobu stačil potvrdit, že Měsíc nemá žhavé jádro a patrně ani výraznou stratifikaci nitra. Druhý seizmometr zaznamenal dlouhé doznívání otřesů po dopadu modulu Intrepid. Odtud lze s jistými výhradami usoudit, že Měsíc je křehký, krystalický útvar, jenž se dá „rozezvučet“ jako obří zvon. To je ovšem zcela laická představa a na určitější závěr si zřejmě nějakou dobu počkáme.

Geissův experiment s hliníkovou fólií vystavenou slunečnímu větru měl za cíl nalézt v detektoru jádra helia a jiných netečných plynů, jimiž Slunce neustále bombarduje měsíční povrch, zatímco L. Alvarez hledá v týchž vzorcích kýžené magnetické monopóly. Pro astronomii má zcela bezprostřední význam experiment s měsíčním retroreflektorem, určeným k mimořádně přesným měřením vzdálenosti Měsíce od Země pomocí laserových pulzů. Retroreflektor je tvořen 100 křemennými krychlemi ve tvaru voštiny, jejíž celková reflexní plocha je 0,18 m². Pulzy vyslané ze Země, o délce pouhé stomiliontiny sekundy („tlusté“ pouhé 3 metry), se po odrazu od krychlí vracejí přesně do místa vyslání. Přes obrovský zářivý výkon pulzních laserů se nakonec do dalekohledu vrátí jen několik jednotlivých fotonů, takže není divu, že první úspěšné měření se zdařilo na 3m reflektoru Lickovy hvězdárny až 1. srpna 1969. Energie vyzářená v pulzu činila 7 ÷ 8 J v červeném světle (694,3 nm). Světelný svazek měl při dopadu na Měsíc průměr přes 3 km a vzdálenost Měsíce tak byla změřena s přesností ±15 m.

Výsledek je v dobré shodě s teorií pohybu Měsíce, i když zprvu byli astronomové řádně vystrašeni kvůli systematickým odchylkám v čase návratu ozvěn. Brzy však pochopili, že chyba je v použitých souřadnicích, neboť třímetrový reflektor je asi 500 m od místa, pro něž jsou udány souřadnice Lickovy hvězdárny v ročenkách. Na druhé straně právě tento rozbor potvrdil, že zaznamenané odrazy jsou reálné, neboť po opravě souřadnic zmizely i systematické odchylky. O několik týdnů později získali echa též pracovníci nového 2,7m reflektoru v Texasu. Že nejde o snadný pokus, ukazuje prozatímní výsledek, že totiž asi jen třetina vyslaných pulzů dá měřitelné ozvěny. Další potíží je nedostatečná přesnost v určení základní konstanty, totiž rychlosti světla ve vakuu. Díky tomu nelze zatím plně využít výsledků měření, i když možných aplikací je řada: zpřesnění dráhy Měsíce a librační teorie, ověření Bransovy-Dickovy hypotézy o proměnné gravitační konstantě aj.

Ještě před přistáním Apolla 11 byla zjištěna existence anomálií v gravitačním poli Měsíce, jež jsou způsobeny tzv. mascony (z angl. mass concentration), oblastmi s vyšší hustotou měsíční hmoty. Zprvu se soudilo, že mascony jsou obří meteority ponořené pod měsíčními moři, ale nyní se spíše zdá, že samotná měsíční moře mají vyšší hustotu než okolní oblasti. Mascony pochopitelně velmi komplikují manévrování družic i kosmických lodí v bezprostřední blízkosti Měsíce, jakož i jejich vlastní měkké přistání. Pro nebeské mechaniky je to však vynikající příležitost, jak si vyhrát s rovnicemi pro rušený pohyb hmotného bodu v proměnném gravitačním poli.

Lety Apolla pochopitelně zastiňují další loňské úspěchy kosmonautiky, jež mají bezprostřední význam pro „čistou“ astronomii. Připomeňme zejména údaje získané sondami Mariner 6 a 7, které proletěly v těsné blízkosti Marsu a pořídily mimo jiné výtečné fotografie povrchu rudé planety. Uveřejněné fotografie jsou ještě zlepšeny „čištěním“ signálu na počítači, ale i ty nevyčištěné ukázaly zřetelně množství kráterů, jakož i tzv. chaotické a beztvaré terény. Marinery též vcelku potvrdily názor, že polární čepičky jsou tvořeny sněhem oxidu uhličitého, při teplotě čepiček asi 150 K. Nebyly nalezeny žádné náznaky tzv. modrého závoje v atmosféře Marsu; zato byla dokázána existence aerosolové vrstvy ve výši 15 ÷ 40 km nad povrchem planety. Kanály, jak se zdá, vzaly definitivně za své.

Zvláštní zmínky si zaslouží neobyčejně spolehlivá práce přístrojů na orbitální astronomické stanici OAO-2, jež byla vypuštěna koncem r. 1968 a od té doby shromáždila množství unikátních měření o ultrafialovém spektru hvězd a galaxií. Stanice je vybavena 11 dalekohledy, má přes čtvrt milionu součástek a zaměstnává trvale na Zemi 600 odborníků v nepřetržitém třísměnném provozu. Přesnost nastavení dalekohledu na 1′ a přesnost pointace na 1″ umožňuje prakticky sledovat nebeské objekty stejně pohodlně jako pozemskými dalekohledy. Stanice denně proměří kolem 700 hvězd a během jediného měsíce nashromáždí dvacetkrát více informací o nepřístupném ultrafialovém záření nebeských těles, než kolik se podařilo získat během patnácti raketových letů. Přístroje na družici a pozorovací programy byly navrženy jednak Smithsonian Astrophysical Observatory v Cambridgi (USA), jednak pracovníky Wisconsin University Observatory. Z prvních výsledků měření uveďme značný ultrafialový přebytek záření raných hvězd O a B, jež se liší až o dva řády od teoretických modelů, a z toho vyplývající daleko rychlejší úbytek hmoty raných hvězd dosahující až 1 M_O za sto tisíc let. Dále byla prokázána existence vodíkové koróny Země v čáře Ly-α. Konečně pak byl nalezen obdobný ultrafialový přebytek v jádře galaxií. Týká se to mj. i známé spirály v Andromedě a nepřímo odtud vyplývá, že tato galaxie by měla být vizuálně daleko jasnější, než ve skutečnosti je. Z toho lze usoudit, že podceňujeme vzdálenost galaxií, navzdory všem opravám učiněným v minulých letech. To znamená, že poznaný vesmír je několikrát větší, než se soudilo. Hubbleova konstanta, a tím i tzv. stáří vesmíru je určeno chybně – a kosmologové mohou začít znovu počítat.

Kosmonautika vůbec nutí astronomii neustále revidovat poznatky získané staršími metodami. Tak například studium mikrometeoritů na družicích podstatně snížilo odhad o celkovém denním přírůstku hmoty Země, a to na pouhých 8 000 tun. Podobně je třeba revidovat astronomické údaje o atmosféře Venuše a další překvapení se dají téměř zákonitě očekávat. Jedním z nich je např. objev rádiových záblesků v zemské magnetosféře, a to pomocí družice Explorer 38, sledující téměř čtvrt kilometru dlouhými anténami nízkofrekvenční rádiové záření nad ionosférou. Záblesky svým charakterem nápadně připomínají obdobné rádiové záblesky pozorované na Jupiteru, pro něž se dosud nenašlo uspokojivé vysvětlení.

To ovšem neznamená, že pozemská astronomie si loni ve sluneční soustavě „ani neškrtla“. Tak byly např. publikovány některé práce týkající se předloňského přiblížení planetky Icarus k Zemi v červnu 1968. Nejpodrobnější radarová měření uveřejnili pracovníci Jet Propulsion Laboratory. Podle toho je Icarus vcelku kulovité těleso o průměru 1 030 m, jež se otočí kolem své osy jednou za 2 a 1/4 hodiny.

Pokud jde o velké planety, zdá se, že Jupiter si přivlastnil titul záhadné planety, o nějž kosmonautika připravila Mars. H. E. Solberg z New Mexico University totiž zjistil, že proslulá Velká rudá skvrna pravidelně osciluje v jovigrafické délce, a to asi o 0,8° s periodou 90 dní. Na druhé straně se podařilo snad již definitivně rozřešit dlouholetý spor kolem objevu Pluta v r. 1930. Výpočty na Námořní observatoři USA prokázaly na základě znalostí velkého úseku dráhy Neptunu a nejnovějších poznatků o poloměru Pluta, že původní Lowellovy výpočty předpokládaly příliš vysokou hmotnost neznámé planety (6,7 M_Z), jež je v rozporu jak s dnešní znalostí poruch dráhy Neptunu, tak i s představou o možné hustotě Pluta. Objev Pluta byl tedy výsledkem intenzivního pátrání, a nikoli důsledkem znalosti přibližné polohy. Z nových výpočtů vyplývá, že Pluto není větší než Mars a jeho hmotnost je jen 18 % M_Z, takže průměrná hustota má pak přijatelnou hodnotu 8 000 kg/m;3;. Průměr Neptunu pak činí (50 450 ±60) km.

Neptun a Uran zase posloužily k nepřímému určení kolísání jasnosti Slunce. Přímá měření jsou neproveditelná, protože přístroje nemohou bez systematických chyb překlenout obrovský nepoměr jasnosti Slunce a hvězd, a tak se k tomu účelu právě hodí vzdálené planety, které pouze odrážejí sluneční světlo, mají poměrně malé úhlové rozměry a nejeví fáze. Měření jasnosti Uranu a Neptunu se konají nepřetržitě již od r. 1950 na Lowellově observatoři v Arizoně. Astronomové vídeňské hvězdárny Albrecht, Maitzen a Rakos zpracovali sérii měření z let 1950–66 a zjistili, že sluneční jasnost kolísá nejen v jedenáctiletém cyklu, ale kromě toho též s periodou kolem 30 dní, jež zjevně souvisí se sluneční rotací. Slunce je tudíž vlastně proměnná hvězda, která se charakterem světelné křivky neliší od magnetických hvězd; rozdíl je ovšem v amplitudě světelných změn, které pro Slunce nepřekračují 0,003 mag. Slunce má minimální jasnost v maximu sluneční činnosti, jak se dalo vcelku očekávat, vzhledem k nižší teplotě slunečních skvrn.

Polští astronomové Jerzykiewicz a Opolski zpracovali týž materiál zase z jiného hlediska. Všimli si totiž systematických odchylek v jasnostech srovnávacích hvězd v závislosti na elongaci hvězdy od Slunce. Zjistili, že hvězdy v ekliptice jsou asi o 0,01 mag slabší, když se nacházejí poblíž antisolárního bodu. To lze vysvětlit zastíněním prachovým chvostem Země, jehož existence byla již dříve nepřímo dokazována. Netřeba zdůrazňovat, že popsaná měření jsou nejdelikátnějším fotometrickým dokumentem, který se kdy získal, a přesnost měření je vskutku ohromující. Když už se zmiňujeme o tom, že za Zemí se práší, stojí za povšimnutí, že v loňském roce znovu vzplanula diskuse o existenci kvazistabilních prachových mračen v libračních centrech soustavy Země – Měsíc. Polský astronom K. Kordylewski uveřejnil před několika lety výsledky svých mnohaletých vizuálních pozorování dokazujících, že taková mračna vskutku existují. Od té doby je však přes veškeré úsilí nikdo nezachytil ani fotograficky, ani citlivými fotometry. Potíž je ovšem v nepatrné plošné jasnosti hypotetických mračen, ale loni k tomu přibyla teoretická námitka dokazující nestabilitu těchto útvarů, i kdyby se v nějaké příhodné konstelaci byly vytvořily.

Tento přehled tradičně opomíjel spíše sluneční soustavu a zvláště některé obory (Slunce, meziplanetární hmota), jejichž popis náleží povolanějším. I tentokrát je obdobně neúplný, a proto bude snad lepší místo neméně tradičních omluv přejít k výsledkům disciplín, jež jsou pisateli bližší, tedy ke vzdálenějším objektům.

Především mohou být spokojeni pozorovatelé proměnných hvězd. Loni byl uveřejněn úplný seznam přírůstků za rok 1968: přibylo 1 648 nových proměnných. Celkově má nejvíce proměnných hvězd souhvězdí Střelce (2 414), Labutě (1 251) a Orla (1 180). Nejnápadnějším proměnným – novám – dosud suverénně kraluje nova HR Delphini 1967, jež už konečně dospěla do nebulárního stadia a zeslábla poměrně pozvolna asi na 8,5 mag. Připomínám zájemcům, že její vizuální či fotografické sledování je stále velmi cenné, neboť díky pomalému vývoji to bude patrně jedna z nejlépe studovaných nov v posledním čtvrtstoletí. Obě novy Vulpeculae č. 1 a 2 z roku 1968 již značně zeslábly a rekurentní nova RS Oph je nyní dokonce slabší, než byla před výbuchem (13,3 mag oproti 11 ÷ 12 mag před výbuchem v říjnu 1967).

Z dalších proměnných hvězd si zaslouží pozornosti mimořádné maximum Miry Ceti, jež měla v srpnu 1969 jasnost 2,4 mag, což je nejjasnější maximum od r. 1906 (2,0 mag). Dnes už proslulá cefeida RU Cam, která přestala před třemi lety pulzovat, se opět probudila z letargie. V září 1968 pulzovala s původní periodou a amplitudou 0,1 mag; v dubnu 1969 však amplituda klesla na pouhých 0,02 mag a koncem roku zase vystoupila až na 0,4 mag. Jinou podivuhodnou proměnnou je BL Lac; byla objevena již r. 1920 a ztotožněna v r. 1968 s rádiovým zdrojem VRO 42.22.01. Zdroj má proměnnou rádiovou intenzitu, a to až o 50 % během řádově stovky dní. Opticky jeví kolísání až o 0,3 mag za den a spektrum je spojité, bez čar; optické záření je z 10 % lineárně polarizováno. Obdobný jev nebyl zatím pozorován a vysvětlení chybí; snad je BL Lac dokonce nejbližším kvasarem! Jiný pozoruhodný objekt, předběžně označený HBV 475, objevil v srpnu 1969 L. Kohoutek z Hamburku. Jde o hvězdu s výraznými emisemi, jejíž spektrum připomíná jak velmi pomalou novu, tak i planetární mlhovinu, a kontinuum odpovídá Wolfově-Rayetově jádru. Objekt se za posledních 40 let zjasnil asi o 4 mag a jeho spektrum dříve odpovídalo spektrální třídě M, takže není vyloučeno, že jsme svědky zrodu nové planetární mlhoviny.

Van den Kamp neúnavně pořizuje přesné poziční snímky proslulé Barnardovy hvězdy a z analýzy 3 156 desek z období 1938–68 nyní odvodil, že hvězda má dva neviditelné průvodce, patrně planety, o hmotnosti 0,001 a 0,0007 M_O. Planety obíhají po kruhových drahách o poloměru 4,7 a 2,8 AU s periodami 26 a 16 let. To je jakési zdokonalení dřívější hypotézy, v níž autor vysvětloval sinusoidální pohyb Barnardovy hvězdy existencí jediného průvodce o velmi výstředné dráze.

V. J. Bartolot a P. Thaddeus použili zajímavé metody k objevu spektrální čáry kationu C13H+ na vlně 423,208 nm ve spektru hvězdy ζ Oph. Na počítači složili registrační záznamy 25 spektrogramů hvězdy, a tím asi pětkrát zvýšili citlivost spektrografu k rozpoznání slabých spektrálních čar. Čára sama vznikla v mezihvězdném prostoru a je dalším dokladem chemické rozmanitosti mezihvězdné látky.

Ostatní objevy ve hvězdném světě spadají převážně na vrub pozorování v extrémních oblastech spektra. Balony, vypuštěné v australském Parkesu, odhalily první diskrétní zdroj záření gama ve vesmíru o souřadnicích α = (19^h12^m ±12^m), δ = (-35° ±2°). Nejistota v poloze ovšem zabraňuje případné optické identifikaci objektu. Mnohem početnější jsou pozorování zdrojů rentgenového záření. Zdroj Cen X-2, jehož intenzita rostla po dobu skoro 1 a 1/2 roku, opět slábne. Byl však pravděpodobně ztotožněn s proměnnou hvězdou WX Cen, jež se vyznačuje neobvyklými barevnými indexy a emisemi v optickém spektru. Její jasnost kolísá v rozmezí 13 ÷ 14 mag.

Raketa, vypuštěná v říjnu 1968 s aparaturou vyrobenou v Lawrence Radiation Laboratory, odhalila silný zdroj rentgenového záření o průměru asi 12°, jenž byl ztotožněn s Velkým Magellanovým mračnem. Zářivý výkon zdroje je 4.10³¹ W. První známý zdroj rentgenového záření ve vesmíru, Sco X-1, rovněž slábne, a to poměrně rychle; extrapolace dosavadních měření znamená stonásobný pokles jasu během 19 let. Zdá se tedy, že zdroje rentgenového záření jsou vcelku efemérní úkazy, jak dokazuje též loňský objev zdroje na rozhraní souhvězdí Kentaura a Zajíce. K objevu bezděčně posloužily velké umělé družice Vela 5, určené k detekci případných jaderných výbuchů vně zemské atmosféry. Pár těchto satelitů obíhá ve vzdálenosti 18 zemských poloměrů s oběžnou dobou 112 hodin a s odstupem 180° po kruhové dráze. Družice byly vypuštěny v květnu 1969 a nový zdroj rentgenového záření poprvé zaznamenaly mezi 6. a 9. červencem se souřadnicemi α = 14^h56^m , δ = -32°15′. Zdroj se rychle zjasňoval a v maximu byl více než dvakrát jasnější než zdroj ve Štíru. O to rychleji pak opět slábl (s poločasem řádu týdne). Nebýt nutnosti kontroly smlouvy o zákazu jaderných zkoušek ve vesmíru, sotva bychom o takovém případu věděli, poněvadž kvůli astronomům by nikdo tak drahé a jednoúčelové družice nevypustil.

Na opačném konci spektra přibývá zejména infračervených pozorování. Většina infračervených hvězd je podle nejnovějších úvah přece jen dlouhoperiodickými proměnnými, spíše než zárodky nových hvězd (prahvězdami). Zato však bylo objeveno infračervené záření o vlnové délce 2,8 ÷ 14 μm kolem pekuliárních proměnných R Aqr a R CrB. Emise zjevně pochází z rozsáhlých mračen, jež obklopují vlastní hvězdy. W. Hoffmann a C. Frederick zkoumali jádro Galaxie na vlnové délce 100 μm (0,1 mm) a zjistili, že v jádře Galaxie je plošný infračervený zdroj o průměru 6,5°, jasové teplotě 18 K a zářivém výkonu 2,7.10³⁵ W.

Mezi radioastronomy sílí přesvědčení, že kationové (OH⁺) čáry jsou způsobeny stimulovanou emisí záření, obdobně jako v laboratorních maserech. Podle Mezgera a Robinsona jsou kondenzace OH prahvězdami, jež se vesměs nacházejí poblíž mladých O hvězd. Skupina radioastronomů v Berkeley nalezla mikrovlnné pásy mezihvězdné vodní páry na vlně 13,5 mm, a to v souhvězdí Střelce a Orionu a v objektu W 49. Tatáž skupina oznámila rovněž objev rádiových čar čpavku, zatímco na národní radioastronomické observatoři v Green Bank identifikovali rádiovou čáru příslušející formaldehydu (HCHO). Je přímo neuvěřitelné, jaké sloučeniny se vyskytují v mezihvězdném prostoru a jak citlivé jsou dnešní radioteleskopy, když dokáží registrovat tak nepatrné zastoupení prvků a sloučenin v hlubinách Mléčné dráhy.

Také výzkumy Galaxie jako celku zřetelně pokročily. Infračervená pozorování vlastního galaktického jadérka v rozsahu vlnových délek 5 ÷ 15 μm potvrdila přítomnost infračerveného objektu o lineárním průměru 1 pc a o svítivosti několika milionů Sluncí, což je zhruba o řád více než svítivost všech hvězd v této oblasti. Charakter záření je však netepelný. Dicke dostal překvapivě nízký odhad stáří Galaxie z produktu uranu, a to 7,6 miliard let. Dále byla odhalena pravděpodobná příčina ohnutí okrajů galaktické roviny, objeveného před několika málo lety. Podrobné výpočty pro různé alternativy (slapy Magellanových mračen, proudění mezigalaktického plynu, oscilace kolmé ke galaktické rovině, excentrická dráha Magellanových mračen) nasvědčují tomu, že ohnutí je důsledkem relativní blízkosti Magellanových mračen ke Galaxii v době asi před půl miliardou let. Mračna se tudíž pohybují vůči Galaxii po velmi výstředné dráze; Velké Mračno má hmotnost větší než 20 GM_O a v době, kdy „poškodilo“ naši galaktickou rovinu, bylo vzdáleno jen 20 kpc.

Výpočetní technika se vůbec zdokonaluje tak podstatně, že umožňuje numericky sledovat dynamiku vývoje galaxií. Pro svou rozsáhlost byly tyto práce donedávna technicky neproveditelné, neboť podstatou úkolu je simultánní řešení pohybových rovnic pro desítky tisíc hmotných bodů v časovém údobí několika miliard let. Loni však byla technická bariéra prolomena a hned napoprvé se těchto numerických přeborů zúčastnilo několik počítačů: CDC 6600, IBM 360/91 a 360/95. R. W. Hockney počítal modely vývoje galaxie s 2 000 až 100 000 hvězdami a snímal dílčí rozložení hvězd po jednotlivých výpočetních intervalech z obrazovky na filmový pás. Dostal tak sugestivní 16 mm krátký film o vývoji válcové galaxie a galaxie s příčkou, z něhož je patrno, jak se postupně vytvoří spirální struktura, jež však nejpozději po 5 otáčkách opět zanikne. Soustava tak nabude vzhledu eliptické galaxie. F. Hohl zkoumal dvojrozměrný rotační útvar se 100 000 hvězdami. Vyvinula se krásná spirála, poté kruhová obálka kolem hustého jádra, později pak soustředné prstence hvězd a nakonec opět jiné spirály.

Quirk, Prendergast a Miller uvažovali 115 000 plynných mračen rovnoměrně rozložených v plochém dvojrozměrném disku; zanedbali podobně jako ostatní autoři působení magnetických sil a „udělili“ mračnům poměrně malé náhodně směrované počáteční rychlosti. Mračna se zprvu nepružně srážela, čímž ztrácela postupně pohybovou energii. Když se mračna zkondenzovala do hvězd, vzrostla podstatně střední volná dráha v soustavě, srážky ustaly a hvězdy se kolem hustšího hvězdného jádra seskupily do dvou výběžků. Z výběžků pak vyrostla spirální ramena, jež se počala zavíjet (!) a rozplizávat. V té době již bylo 90 % hmoty galaxie soustředěno ve hvězdách. Nové spirály vznikly jako hustotní vlny v rozložení hvězd, takže rychlosti pohybu ramen a individuálních hvězd v nich se pronikavě lišily. Při konstantní gravitaci se ramena počala nakonec zavíjet. Vyfotografované ukázky z filmu připomínají tak nápadně snímky galaxií, že metoda je v hrubých rysech nepochybně správná. Plyne odtud relativní krátkodobost dnes pozorovaných spirálních ramen galaxií, jakož i zanedbatelný vliv magnetických sil na stavbu a vývoj galaxií jako celku, což obojí je ve shodě s novějšími pozorováními.

A. Sandage revidoval všechna novější určení Hubbleovy konstanty rozpínání vesmíru a dospěl k nejpravděpodobnější hodnotě H0 = (75,3 ±15 až 19) km/s/Mpc. Inverzní hodnota pak udává stáří vesmíru, jež vychází na (13 ±3) miliard let. Sandage však nevylučuje přítomnost systematických chyb, jež mohou snížit konstantu až na 50 km/s/Mpc. Pro stáří vesmíru bychom pak dostali 20 miliard let. Jak jsme se již zmínili, měření z paluby OAO-2 naznačují, že i poslední hodnota silně podceňuje skutečné stáří, a tím i dnešní rozměry viditelné části vesmíru.

Práce J. C. Brandta a R. G. Roosena o proslulé galaxii M87 v souhvězdí Panny ukázala, že je to nejtěžší známá hmotná soustava ve vesmíru. Z věty o viriálu odvodili její hmotnost na 2,7 GM_O. Poměr hmotnost/svítivost je rovněž vysoký (asi 85). Galaxie byla v roce 1949 ztotožněna s intenzivním rádiovým zdrojem Virgo A a od r. 1966 je známa též jako první identifikovaný extragalaktický zdroj rentgenového záření. Centrální výtrysk, objevený na fotografiích již r. 1918, je nejnápadnějším příkladem kosmologické aktivity jader galaxií. Galaxie M87 je nejjasnějším členem galaktického hnízda v souhvězdí Panny a je vzdálena 16 Mpc.

Během loňského roku byly znovu posíleny domněnky o souvislosti galaxií s kvazistelárními rádiovými zdroji. Kinman objevil u několika zcela nepochybných galaxií velké a rychlé kolísání jasnosti, obdobné světelným fluktuacím kvasarů. Takové jevy jsou zvláště četné u tzv. Seyfertových galaxií, N-galaxií a kompaktních galaxií, jež se vzhledem i charakterem spektra kvasarům nejvíce přibližují. Vůbec se zdá, že přechod mezi jednotlivými skupinami objektů je spíše uměle udržován pro pohodlí klasifikace, a je otázka, zda velmi vzdálená pekuliární galaxie by nevypadala zcela stejně jako kvasar, i když se ovšem zjevně liší svítivostí.

Astronomové na Mt. Palomaru dokonce prokázali, že nejbližší známý kvasar B 234 s červeným posuvem z = 0,06 je členem kupy galaxií, jež má stejný červený posuv. Odpůrci kosmologické hypotézy o povaze kvasaru ihned přispěchali s protinávrhem, že B 234 tedy není kvasar, ale galaxie. Avšak i pro několik dalších kvasarů s malým z se ukazuje souvislost s kupami galaxií, takže se snad brzo dočkáme dne, kdy budou kvasary definitivně posazeny do nejvzdálenějších hlubin prostoru. Optické fluktuace jejich jasnosti vedou k dodatečným identifikacím rádiových zdrojů, pro něž se původně nenašel žádný optický protějšek, poněvadž na starších snímcích byl kvasar zřejmě pod mezní magnitudou přístroje. Naproti tomu se řada kvasarů blízko mezní magnitudy dočasně ztrácí, jelikož mezitím zeslábly. Přehlídka na observatoři v Yale, trvající již skoro tři roky, prokázala, že 20 % kvasarů mělo výbuchy s amplitudou větší než 0,7 mag. Kvasar 3C 345 se během několika dní zjasnil dokonce o 2 mag.

Během celého roku probíhal spor, zda je výskyt červených posuvů kvasarů náhodný či jeví nějakou zákonitost. Burbidgeovi dokonce tvrdili, že nejčastěji se vyskytují červené posuvy z, jež jsou celistvými násobky čísla 0,061. Další statistické rozbory to však vyvrátily. Naproti tomu je vskutku nápadně vysoká četnost červených posuvů z = 1,95, ale ani tady nevíme, zda nejde o výběrový efekt. Rovněž se zdálo, jakoby kvasary s daným červeným posuvem měly tendenci shlukovat se v jisté části oblohy. Ani to však není statisticky významné. Přitom červený posuv je již znám nejméně pro 155 kvasarů a současný rekord patří kvasaru 5C 2.56, jehož z = 2,38. Sandage a Luyten na základě přehlídek slabých modrých objektů ve vybraných polích odhadují celkový počet kvazistelárních objektů jasnějších než 22 mag na deset milionů. Burbidgeová zjistila, že ve spektru kvasaru PHL 5200 se k dosavadnímu z = 1,95 přidal nedávno nový systém čar se z = 1,891.

Člověk má současně dojem, že teoretici zápas o vyložení podstaty kvasarů dočasně vzdali. Pokud se objevují nějaké nové hypotézy, jsou značně kusé a musí se mít na pozoru před konfrontací s pozorováním. Někteří kladou kvasary na počátek vývoje galaxií, jako například Lynden-Bell, podle něhož jsou jádra galaxií zhroucenými kvasary, a jiní zase soudí, že kvasar je konečným produktem vývoje hvězdných soustav. Peebles tvrdí, že kvasary jsou prostě mrtvými galaxiemi, a odhadl hmotnost jednoho z nich na 100 GM_O. Morrison se snaží dokonce fyzikálně spříznit dva velké objevy posledních let – kvasary a pulzary – a domnívá se, že v obou případech jde o rychle rotující zkondenzované hmoty a doprovodná magnetická pole a že rozdíly jsou dány měřítkem. Zhroucení galaxie by tedy dalo vznik kvasaru, zatímco exploze supernovy zrodí pulzar.

Kvasary jsou zjevně nejvýznamnějším objevem astronomie šedesátých let, a tak si na konci desetiletí připomeňme aspoň rozhodující pozorovací fakta. R. 1960 byl rádiový zdroj 3C 48 ztotožněn s objektem hvězdného vzhledu, ale se záhadným spektrem; r. 1963 přinesl optickou identifikaci zdroje 3C 273 a výklad spektra M. Schmidtem, čímž byly odkryty velké červené posuvy ve spektrech kvazistelárních zdrojů. V téže době byly zjištěny značné krátkodobé fluktuace optické i rádiové svítivosti svědčící o malých rozměrech zdrojů. R. 1965 byly nalezeny červené posuvy z ~ 2 a první rádiově tiché kvasary – kvazistelární objekty (QSO). O rok později byly ve spektrech několika kvasarů objeveny první absorpční čáry, obvykle s červeným posuvem nepatrně menším než červený posuv emisních čar. Koncem r. 1968 byly rozpoznány mnohočetné absorpční červené posuvy ve spektru téhož kvasaru a z interkontinentálních radiointerferometrických měření vyplynuly neuvěřitelně malé úhlové rozměry kvasarů.

V témže roce se však zájem odborné i laické veřejnosti rychle přenesl na jinou radioastronomickou senzaci, pulzary. Vývoj v tomto oboru je snad ještě překotnější než v počátcích výzkumu kvasarů. Vždyť je to právě rok, co byl opticky ztotožněn první a dosud jediný pulzar se slabou hvězdou v jádře Krabí mlhoviny (Cocke, Disney a Taylor). Arizonští astronomové tehdy zjistili, že hvězda opticky pulzuje ve stejném rytmu jako rádiové signály a že tzv. interpulz je téměř tak silný jako hlavní pulz. Tzv. Minkowského hvězda v jádře Krabí mlhoviny byla od té doby zkoumána nejrůznějšími prostředky. Díky vhodným rotujícím sektorům se podařilo i fotograficky dokázat, že její jasnost se mění téměř o dva řády v krátké době tří setin sekundy. V březnu 1969 zjistily aparatury na raketě Aerobee, že hvězda pulzuje i v oboru rentgenových paprsků, a analýza starších měření rentgenového záření z r. 1967 potvrdila existenci pulzů, které tehdy měly kratší periodu.

Po prvních dokladech o fantastické pravidelnosti period pulzarů se objevily náznaky, že periody se zvolna prodlužují, vcelku tak, jak to předvídala hypotéza T. Golda o rotujících neutronových hvězdách. Prodlužování činí ovšem jen desítky či stovky nanosekund ročně a jeho měření vyžaduje nesmírně pečlivé redukce všech zdánlivých kolísání periody. Porovnání optických a rádiových měření na Lickově hvězdárně a na Stanfordově univerzitě prokázalo, že lineární vzdálenost mezi zdroji optické a rádiové emise je určitě menší než 1 800 km, a tak vše podporuje domněnku, že pulzary jsou vskutku totožné s neutronovými hvězdami. Na podzim 1969 umožnilo další zjemnění měření periody pulzaru v Krabí mlhovině odhalit existenci sinusového kolísání periody, jež autoři objevu vykládají jako možnou přítomnost planety o hmotnosti Země, obíhající jednou za tři měsíce ve vzdálenosti 0,4 AU od pulzaru. Také další krátkoperiodický pulzar, PSR 0833-45 v souhvězdí Plachet, souvisí zřejmě s pozůstatkem supernovy, ale jeho přímá optická identifikace se nezdařila, buď proto, že v tomto směru je silná mezihvězdná absorpce, anebo jsou pulzní optické kužely užší či jinak skloněny než rádiové a neprotínají zemskou dráhu. Tento pulzar se proslavil zatím jedinečným případem náhlého zkrácení periody v březnu 1969 o 134 ns. Od té doby však jeho perioda opět plynule rostla zhruba stejným tempem jako dříve. Nejpravděpodobnějším vysvětlením je buď náhlá ejekce hmoty z pulzaru, anebo „pulzarotřesení“, při němž dochází k fázovému přechodu (rekrystalizaci) nitra neutronové hvězdy. Výpočty ukazují, že smrštění neutronové hvězdy o 10 mm postačí vysvětlit skok v periodě. Dnešní metody dovolují odhalit velejemné změny, neboť relativní přesnost v určení periody dosahuje přesnosti řádu 10^-11, jinými slovy během jedné hodiny lze určit periodu pulzů s chybou ±100 pikosekund.

Poslední objevy pulzarů náleží observatoři v Jodrell Bank, kde právě opravují velký parabolický dalekohled, takže 76m mísa míří neustále k zenitu. Tím se daří odhalit pulzary, které pulzují jen občas a při standardních přehlídkách by patrně unikly pozornosti. Koncem roku bylo známo již 43 pulzarů s periodami 0,03 ÷ 3,75 s. Jeví zřetelnou koncentraci ke galaktické rovině a k polokouli přivrácené k jádru, takže jsou pravděpodobně příslušníky diskové populace. Pokud všechny pulzary vznikly výbuchem supernov, znamená to, že jejich průměrná životní doba je deset milionů let a skutečný počet asi sto tisíc v celé Galaxii. Jejich absolutní svítivost je bezpochyby nižší než u bílých trpaslíků, ale stále se nezdařilo vysvětlit, jak to, že je vůbec – ať už rádiově či v jednom případě i opticky – pozorujeme, poněvadž pokud jsou skutečně neutronovými hvězdami, měly by podle teorie stavby neutronových hvězd přestat svítit během zlomku sekundy. Pokud jde o jejich vzdálenosti, určené převážně z disperze signálů, pohybují se mezi desítkami až několika málo tisíci parseky.

Teoretické důsledky objevů pulzarů mohou vskutku zasáhnout velmi daleko. Tak například nepochybná přítomnost silných magnetických polí řádu až 1 GT v suprahusté látce by měla působit feromagnetické efekty. Pulzary se tak stávají zajímavým objektem pro fyziky pevné fáze. Magnetické pole tak může dokázat zadržet uvnitř Galaxie primární kosmické záření o vysokých energiích. Nechybí samozřejmě ani kuriózní názory, jako např. domněnka F. J. Dysona, že zdrojem signálů jsou výbuchy jakýchsi hvězdných sopek na rotujícím povrchu pulzaru. Neobyčejná přesnost měření periody naznačuje možnost nepřímo zjišťovat krátkodobé změny rychlosti zemské rotace, jakož i dále zpřesnit meze pro nezávislost rychlosti šíření světla ve vakuu na vlnové délce. Tato mez, určená ze simultánního příchodu optických a rádiových vzplanutí eruptivních hvězd, vyjádřená poměrem p = (c/δc) x (λ₂/λ₁), činí pro eruptivní hvězdy 2.10¹² , avšak z pozorování pulzaru v Krabí mlhovině dokonce p = 3.10¹⁷, přičemž dlouhodobá měření umožní snad další zvýšení hodnoty p až o 3 řády (pro absolutní nezávislost rychlosti c na λ by p mělo teoreticky nabýt, jak vyplývá z definice, nekonečně velké hodnoty). Každé takové měření má přirozeně značný význam pro další prověřování postulátů teorie relativity.

Jiný pulzar, CP 0950, se stal rovněž obětí této testovací mánie. Radioastronomové zkoumali, zda se změní frekvence signálu při úhlovém přiblížení pulzaru ke Slunci. Žádný frekvenční posuv však nebyl prokázán, avšak měření není příliš jednoznačné. Naproti tomu byly zjištěny frekvenční posuvy ozvěn od umělé družice GEOS-1 na 6 pozemních stanicích vybavených Dopplerovými radary typu TRANET. R. E. Jenkins, který měření zpracovával, prohlašuje, že posuvy se na 99 % shodují s předpovědí teorie relativity o dilataci času a gravitačním červeným posuvem. Stáčení perigea družice se bohužel k ověření teorie relativity nehodí, neboť zde navíc přistupuje rušivý vliv tlaku záření, jakož i složitý tvar zemského gravitačního pole.

Podobně i posuv perihelu Merkuru se dnes nepovažuje za jednoznačný důkaz, neboť stáčení lze vysvětlit v klasické mechanice nepatrným zploštěním Slunce. Pozitivním důkazem platnosti postulátů teorie relativity zůstávají pokusy se změnou frekvence záření v závislosti na intenzitě gravitačního pole, měřené pomocí Mossbauerova efektu, a ohyb světla v gravitačním poli. Naneštěstí obdobnou předpověď dávají i soudobé konkurenční teorie (Brans-Dicke) a chyby měření nedovolují rozhodnout, co je tedy lepší. Shapiro navrhuje hledat relativistické odchylky v radarových ozvěnách od Merkuru a Venuše při dolní a horní konjunkci planet se Sluncem. Další možností je umístit na umělé družici gyroskop a měřit relativistickou precesi.

Z teorie relativity vyplývá též existence gravitačních vln v případě, jestliže se mění rozložení hmoty v prostoru. Takovými změnami jsou např. výbuch supernovy, gravitační kolaps nadhvězdy, oběžný pohyb složek neutronové dvojhvězdy a snad též pulzary. Americký fyzik J. Weber z Marylandu oznámil loni výsledek svých více než desetiletých pokusů s detekcí gravitačních vln. Umístil své detektory v podobě hliníkových válců o průměru 1 m a délce 1,5 m na stanovištích odlehlých asi 1 000 km. Každý válec je opatřen piezoelektrickými krystaly, jež snímají i nejnepatrnější oscilace. Pro odlišení od seizmických a elektromagnetických poruch jsou výstupy z krystalů propojeny a registrační zařízení pracuje jen tehdy, když k oscilacím dojde současně aspoň u dvou různých válců. Během 81 dnů souvislého měření získal Weber 17 koincidencí u 2 detektorů, 5 u 3 detektorů a 3 u 4 detektorů. Frekvence oscilací byla 1,66 kHz.

Na první pohled se zdá, že tak vysoký počet koincidencí nemůže být náhodný, avšak přesto si fyzikální veřejnost zachovává k výsledkům pokusů pochopitelnou zdrženlivost. Weberovo zařízení nemá přirozeně žádnou směrovou rozlišovací schopnost, takže i kdyby skutečně registrovalo gravitační vlny, nikdo nedovede říci, odkud přicházejí. Šklovskij nedávno vypočítal, že při explozi supernovy vznikají gravitační vlny o frekvenci pouhých 30 Hz; ovšem výbuch supernovy má krátké trvání, a pokud něco takového Weber skutečně registroval, znamenalo by to, že jeho aparatura registruje gravitační vlny i ze vzdálených galaxií (frekvence výbuchů supernov v jedné galaxii je řádově století). To se zdá být značně nepravděpodobné.

Někdy mi připadá, že každý nový experiment ověřující fundamentální axiomy fyziky se nakonec obrací proti nám a usvědčuje nás z nedostatečné znalosti základních přírodních zákonů. Neboť obdobné potíže vznikají s ověřením už proslulé hypotézy A. Zweiga a M. Gell-Manna (čerstvého nositele Nobelovy ceny za fyziku), kteří před 6 lety přišli s myšlenkou existence „superelementárních“ částic – kvarků. Celkem 6 kvarků má být základními stavebními kameny pro tvorbu elementárních částic. Kvarky však mají mít třetinový, resp. dvoutřetinový základní elektrický náboj a velkou hmotnost, a přes veškeré úsilí nebyly dosud pozorovány. Naproti tomu kvarková domněnka umožnila předpovědět existenci elementárních částic, jež byly později vskutku nalezeny. Kvarky se hledají zejména tam, kde dochází k význačné produkci energie. Avšak ani pulzary nevydaly jediný kvark, a tak zbývá poslední možnost: nalézt je v primárním kosmickém záření. C. B. A. McCusker se spolupracovníky na univerzitě v Sydney užívali mlžné komory ve spojení se scintilačními počítači, které zapojovaly komoru jen v okamžiku kosmických spršek. Z rozboru 60 000 fotografií během roční činnosti aparatury byly nalezeny 4 podezřelé stopy, jež mohou vskutku odpovídat kvarkům s nábojem 2/3 elektronu. Energie ve sprškách byla přitom řádu 3,5 EeV.

Už loni jsem se zde zmiňoval o Davisově experimentu s detekcí jiných obtížných částic, totiž slunečních neutrin. Během roku byly uveřejněny další podrobnosti. Detektorem byl perchloretylen, jenž se dal snadno objednat, neboť je to běžný čisticí prostředek v chemických čistírnách. Cisterna s 390 m³ perchloretylenu byla umístěna v solném dole v Jižní Dakotě v hloubce 1 600 m pod zemí. Neutrina nebyla zjištěna, což znamená, že méně než 9 % sluneční energie vzniká uhlíkodusíkovým řetězem. Davis slibuje dále zvýšit prahovou citlivost své neutrinové čistírny a teoretici ho současně napomínají, že jestliže ani po čtyřnásobném zvýšení prahové citlivosti neobjeví neutrina, budou muset zahodit vůbec všechny dosavadní modely produkce energie ve Slunci. Octli bychom se totiž opět v proslulé inženýrské bajce o chroustovi: podle měření toku neutrin by Slunce nemělo vůbec svítit. Slunce to však naštěstí neví, a proto svítí.

Exkurzi do příbuzných oborů fyziky zakončuji zprávou ze Stanfordu, kde zkonstruovali laser, jehož monochromatické světlo lze přelaďovat v širokých mezích. Rubínový laser totiž nejprve ozařuje krystal LiNbO₃ a náklonem krystalu se mění barva odraženého světla. V podstatě se zde využívá Ramanova jevu. To se může velmi rychle uplatnit v astronomické spektroskopii, jak dokázal první pokus s heterodynní detekcí hvězdného světla, provedený v holandsko-československé spolupráci loni na jaře u ondřejovského dvoumetrového dalekohledu. Směšováním hvězdného a laserového světla dostaneme zázněje s rozlišovací schopností 1/10 000 nm. Přeladěním laseru by bylo možné registrovat větší úseky hvězdného spektra, vybrané podle astrofyzikálních potřeb, a nikoliv jen bezprostřední okolí laserové čáry.

Nové přístroje a měřicí metody jsou ostatně rozhodující pro další objevovací žně. Zdá se, že význam klasických optických dalekohledů nijak neklesne, jak o tom svědčí několik nových přístrojů uvedených do provozu v loňském roce. Především jde o 2,7m reflektor McDonaldovy observatoře v Texasu, dokončený v prosinci 1968, jenž je určen převážně ke studiu planet; je t. č. třetím největším dalekohledem světa. Na jaře 1969 byla slavnostně otevřena Evropská jižní observatoř v Chile (ESO) a už se hovoří o další jižní observatoři v této oblasti (CARSO). Polsko uzavřelo smlouvu na dodávku dvoumetrového dalekohledu od firmy Zeiss. Dalekohled, budovaný pod vedením známého polského astrofyzika W. Zonna, má být během několika let postaven v Belsku, asi 50 km od Varšavy.

Ještě impozantnější projekt ohlásila Saudská Arábie, která chce ve spolupráci s britskými firmami vybudovat pětimetrový dalekohled v Rijádu. Sovětský šestimetrový dalekohled, na němž konstrukční práce velmi pokročily, zatím čeká na odlití nového zrcadla. Výhodou klasického pozemního výzkumu zůstává jeho cenová láce, jak o tom svědčí porovnání ročních nákladů na provoz texaského dalekohledu s raketovými lety. Celoroční provoz dalekohledu si vyžádá stejný náklad jako let sondážní rakety pracující po dobu pěti minut.

Sluneční astronomie získala i unikátní vakuový dalekohled na observatoři v Sunspot (New Mexico), v nadmořské výšce 2 800 m. Jde o věžový dalekohled s věží 39 m vysokou a s tubusem 99 m dlouhým, jenž z větší části zasahuje pod zem. Tubus je nahoře uzavřen křemenným sklem; uvnitř je vyčerpán vzduch, aby se tak zabránilo deformaci obrazu. Plášť věže je dvojitý a mezi stěnami pláště proudí chladící voda. Primární zrcadlo dalekohledu má průměr 1,6 m a rozlišovací schopnost přístroje je asi 0,2″. V projektu jsou obří přístroje pro infračervenou astronomii, která má slibné perspektivy. Nejdále jsou Angličané, kteří chtějí v brzké době dokončit třímetrový dalekohled pro dalekou infračervenou oblast. Američané zatím diskutují o technických aspektech stavby infračerveného dalekohledu o efektivním průměru primárního zrcadla přes 25 metrů (!). Je ovšem třeba si uvědomit, že nároky na optickou kvalitu povrchu zrcadel v infračerveném oboru jsou podstatně nižší než ve viditelné části spektra.

Nakonec dvě drobnosti, jež s astronomickými objevy souvisí poměrně volněji. Loni byla uveřejněna dlouho očekávaná zpráva Condonovy komise o podstatě neidentifikovaných létajících předmětů ( UFO) neboli populárních létajících talířů. Výzkum, který stál americké poplatníky půl milionu dolarů, má jednoznačný závěr: Nejsou žádné důvody k domněnce, že by létající talíře byly řízeny či vysílány obyvateli jiných planet. Jevy popisované jako létající talíře lze vysvětlit zcela přirozeně buď jako atmosférické úkazy, nebo jako činnost zařízení sestrojených člověkem (výškové balony, rakety). Většina zpráv o létajících talířích je ovšem produktem nedorozumění, vyplývajícího z neznalosti astronomických a meteorologických úkazů, a v mnoha případech pochopitelně i záměrnou snahou o lacinou publicitu. Byznys s létajícími talíři však nabyl zejména v USA už takových forem, že, jak se zdá, ani tato kvalifikovaná zpráva nikterak neovlivnila prosperitu časopisů zabývajících se „seriózně“ objekty UFO.

Mnohem více potěšující je sdělení, že čs. patent V. Tolmana, umožňující synchronizaci časových normálů prostřednictvím televizních signálů, má vyhlídky na využití v zabezpečovací službě mezinárodních letišť. Stále hustší letecký provoz si totiž vynutil zavedení automatického systému, jenž má zabránit srážkám dopravních letadel zejména v okolí velkých letišť, a ke správné funkci aparatury je nutné přesně synchronizovat hodiny v celé světové letecké síti. Tak se čs. časová měření stávají přímo čítankovým příkladem zdánlivě neužitečného výzkumu, jenž nabyl nečekaného významu pro technickou praxi.

I z tohoto telegrafického souhrnu lze snad vyčíst, jak překotně se vyvíjely naše poznatky o vesmíru v roce právě uplynulém. V každodenním shonu zbývá bohužel málo času, abychom se nad nimi hlouběji zamysleli, nehledě k tomu, že letošní rok, kulminující pro astronomy XIV. kongresem Mezinárodní astronomické unie v Brightonu (je to neuvěřitelné; pražský kongres už patří zcela historii), slibuje další zvýšení beztak už vražedného tempa vědeckého pokroku, a to přirozeně nejen v astronomii.

Žeň objevů – rok 1970

Loňský rok byl hned v počátku astronomicky předznamenán pádem meteoritu poblíž Lost City ve státě Oklahoma v USA. Stalo se tak 4. ledna (UT), a poněvadž průlet meteoritu ovzduším byl zachycen jednou stanicí americké prérijní sítě celooblohových komor, vzrostla tím naděje, že meteorit bude záhy objeven. Vskutku již za šest dní po dopadu byl meteorit o hmotnosti téměř 10 kg nalezen asi 800 m od vypočteného místa a dopraven do laboratoře k všestrannému zkoumání. Rychlost nálezu je vskutku důležitý faktor, neboť jde o to, změřit zastoupení radioaktivních izotopů s krátkým poločasem rozpadu. Tím se stal meteorit z Lost City druhým případem v historii astronomie, kdy byla fotograficky zachycena jeho dráha, což se předtím zdařilo, jak je všeobecně známo, pouze v Československu při pádu příbramských meteoritů v r. 1959.

Loni byly rovněž publikovány údaje o činnosti meteorického roje Leonid v r. 1969. Maximum činnosti roje nastalo 17. listopadu v 9 h UT a frekvence vizuálních meteorů dosáhla zhruba 250 met./h. Maximum však trvalo pouhých 15 minut, a nedá se tudíž porovnat s mohutným návratem v r. 1966.

Dalším zcela unikátním zjevem na loňské obloze byla kometa Bennett 1969i, která prošla přísluním koncem března a byla po řadu dní mimořádným skvostem na ranní obloze. Kometa byla sledována též v daleké ultrafialové oblasti z paluby družice OGO-5. Z měření v okolí čáry Ly-α vyplynulo, že kometa byla obklopena rozsáhlým vodíkovým obalem o průměru až 12 milionů km. Byl to tudíž největší pohybující se útvar uvnitř sluneční soustavy. Podobný vodíkový obal menších rozměrů (3,4 milionu km) byl již předtím zpozorován u komety Tago-Sato-Kosaka 1969g, a to aparaturou na družici OAO-2. Druhou nejvýznamnější kometární emisí v ultrafialovém spektru je pás hydroxylu kolem 309 nm. (Viz ŘH 4/1971, str. 65).

Souvislostí komet s planetkami se zabýval Z. Sekanina, jenž ukázal rozborem drah šesti komet, že při jednom oběhu ztrácí kometa 0,1 ÷ 1 % své hmoty. Sekanina soudí, že nakonec těleso ztratí svůj kometární charakter a stane se planetkou. Podle toho by např. asteroidy skupiny Apollo byly mrtvými kometami.

Několik zajímavých údajů se týká pozorování planet. Byla zjištěna průměrná teplota Merkuru v rozmezí 350 ÷ 385 K a také Saturnu 168 K. Pro Venuši byla radarově zpřesněna délka rotace, jež je bezpečně retrográdní, a to v trvání (242,982 ±0,04) dnů. Vzhledem k udané přesnosti výsledku lze prohlásit, že Venuše nerotuje v tzv. synodické rezonanci se Zemí, neboť přesně rezonanční perioda by měla činit 243,16 dnů. Konečně pak byla zlepšena znalost průměru planety Neptunu, jenž činí podle pracovníků Námořní observatoře USA D = (49 200 ±2 600) km.

V loňském roce se sice lidé na Měsíci neprocházeli, ale příval informací o tomto nejbližším nebeském tělese neustal, ba spíše vzrostl díky postupnému zpracovávání bohatého materiálu z předloňských expedicí. Jakýmsi vnějším vyvrcholením těchto snah byla dohoda o pojmenování kráterů na odvrácené straně Měsíce. Komise vedená prof. Menzelem vybrala 513 jmen z asi 1 200 návrhů. Ty pak členové komise rozdělili do pěti tříd podle stupně významnosti tak, aby významnější osobnosti obdržely přiměřeně větší krátery. Mezi lidmi, kteří se tak octli natrvalo na Měsíci, je i několik žijících osob – tato čestná výjimka byla přiznána několika americkým a sovětským kosmonautům, kteří se zvlášť zasloužili o jednotlivé etapy pronikání do kosmického prostoru. Československo je na odvrácené straně Měsíce zastoupeno pěti přírodovědci, od Jana Marka Marci až po Antonína Bečváře.

Srovnáním různých pozorování byla určena průměrná tloušťka měsíčního regolitu na 5 ÷ 20 metrů. Při pobytu posádky Apolla 12 na Měsíci bylo zjištěno slabé, avšak stálé měsíční magnetické pole (36 ±5) nT. Stáří měsíčních hornin je dnes známo už pro větší množství vzorků. Nejvyšší stáří 4,6 miliardy let se výborně shoduje s jinými údaji o stáří sluneční soustavy, ale též se stářím Slunce odvozeným z vývojových modelů. Měsíční prach a brekcie mají průměrné stáří 4,4 miliardy let; vyvřelá láva kolem 3,3 ÷ 3,7 miliardy let. Pro Moře klidu vychází stáří 3,8 miliardy let, zatímco Oceán bouří je mladší skoro o miliardu let.

Mimořádný zájem vzbudily výsledky seizmických experimentů s dlouhým dozníváním otřesů po bombardování Měsíce nepotřebnými díly kosmických lodí. Muhamedžanov vyslovil domněnku, že doznívání je důsledkem spršek padajících částic, kdy např. měsíční modul při dopadu vyrazí úlomky měsíčních hornin, jež se po balistických drahách vracejí k povrchu Měsíce, vyrazí další horniny atd. I když kvalitativně je tato úvaha správná, laboratorní pokusy s kuličkami, které byly nadzvukovou rychlostí 1,7 km/s vstřelovány do písku, ukázaly, že pozorovaný seizmický signál se takto nedá vysvětlit. Je však možné, že dopady kosmických těles způsobí sesuvy půdy na Měsíci. Z rozboru záznamů měsíčních seizmometrů též vyplývá, že slapové působení Země se na Měsíci projevuje sérií otřesů v době, kdy Měsíc je poblíž perigea.

Netoliko úspěchy živ je měsíční výzkum, a tak na krátký čas byla aktiva, získaná při zkoumání Měsíce, zastíněna havárií kosmické lodi Apollo 13, k níž navíc došlo 13. dubna. Méně už je známo, že i hlavní dalekohled, určený k příjmu laserových signálů odražených od měsíčního retroreflektoru, vzal v uplynulém roce bezmála za své. Jde o nedávno postavený 2,7m reflektor na hvězdárně v Texasu, jenž byl ohrožen pistolnickým výkonem jednoho z nočních asistentů (viz ŘH 51, 78; 4/1970). Sedm kulí v primárním zrcadle jakoby signalizovalo, že nejenom únosy velvyslanců a letadel, ale i ničení unikátních vědeckých přístrojů se pomalu stává součástí repertoáru moderních násilníků. Texaský dalekohled naštěstí může sloužit i nadále původnímu cíli a při měření laserových ozvěn od Měsíce zde bylo dosaženo časové přesnosti ±15 ns. Také laserový odražeč francouzské výroby umístěný na sovětském Lunochodu 1 se již ohlásil odrazem laserových paprsků. Tento odražeč má větší rozměry krychlí, takže se na Zemi vrací více energie než z amerického retroreflektoru. Větší krychle jsou však během měsíčního dne silněji tepelně deformovány, takže výhody větších rozměrů lze využít jen během měsíční noci, kdy je velmi nesnadné retroreflektor přesně zaměřit.

Celá řada autorů se zabývala vztahy v soustavě Země – Měsíc. Domněnka, že Měsíc se odtrhl od Země, je patrně vyvrácena. Na rozdíl od Země se povrchový vzhled Měsíce za celou dobu jeho existence příliš neměnil. Znovu se však uvažuje o tom, že Měsíc byl Zemí zachycen až po svém vzniku. Zvlášť zajímavé jsou názory prof. Öpika, jenž tvrdí, že po zachycení Měsíce Zemí se oběžná doba zkrátila až na necelých 7 hodin (perigeum ve vzdálenosti 3 zemských poloměrů) a poté se zase prodlužovala až na dnešních 27,3 dne. Zemská rotace prý byla původně velmi rychlá – pouhé 2,6 hodiny – a postupně se zpomalila na dnešní hodnotu 23,9 hodiny. Öpik též vyvrací vcelku všeobecně přijímanou interpretaci známého Kozyrevova pozorování tzv. výronu plynů v kráteru Alphonsus. Podle Öpika nešlo vůbec o erupci plynů z kráteru sopky, nýbrž o fluorescenci měsíčního povrchu způsobenou slunečním větrem. Důkazem, že nemohlo jít o výron plynu, je stacionárnost celého jevu po dobu nejméně půl hodiny.

Kosmická astronomie má ovšem dnes už mnohem širší záběr, než je samotné zkoumání Měsíce. A tak se hromadí nové údaje pro extrémní obory spektra, ačkoliv i v optickém oboru přinášejí družice zajímavé údaje. Sonda Mariner 7 vyfotografovala např. Marsův měsíc Phobos, a tak se ukázalo, že Phobos má oválný tvar o rozměrech 22 x 18 km. Albedo povrchu činí pouhých 6,5 %, aspoň dvakrát méně než u velkých planet. Sluneční družice OSO-B byla zase použita k přehledu o hromech a blescích na Zemi. Díky globálnímu pohledu družice na blesky ve vodíkové čáře H-α teď poprvé víme, že bouřek nad pevninou bývá více než nad mořem a že nejvíce bouřek je nad ostrovy severně od Austrálie. Bouřka je obvykle tvořena 1–2 aktivními centry, jež vydávají v průměru 3 záblesky za minutu. Průměrná bouřka trvá zhruba hodinu. Družice zaznamenala, že během noci se vyskytne na Zemi asi 3 200 bouřek.

Poněvadž umělých družic Země přibývá, přibývá i výsledků jimi získaných. Další rozvoj kosmické astronomie však mohou potkat obdobné problémy, jaké dnes sužují motoristy v městských centrech – totiž dopravní zácpy na kosmických trasách. Největší svízele hrozí stacionárním družicím, které je třeba umístit do vzdálenosti 42 165 km od středu Země s poměrně malými tolerancemi ve sklonu i velké poloose. Družice se zkrátka musí vejít do mezikoulí o tloušťce 106 km. Při dnešním stavu spojovací techniky lze mít na dráze nejvýše 500 stacionárních družic. A tak byla publikována jakási nezávazná dopravní pravidla pro uvádění stacionárních družic na dráhu, resp. pro vyřazování nepotřebných těles ze synchronního pásu. Snad jsou tedy zácpy na kosmických křižovatkách předem zažehnány.

Kosmická astronomie se úspěšně prosazuje i ve stelární astronomii. Pracovníkům z univerzity ve Wisconsinu se zdařilo díky přístrojům, které instalovali na družici OAO-2, poprvé změřit světelné křivky dvou zákrytových dvojhvězd v daleké ultrafialové oblasti. Byly to systémy U Oph a VV Ori a měření byla vykonána v 11 (!) barvách v pásmech 135 ÷ 430 nm. Uvážíme-li, že dosud se světelné křivky zákrytových hvězd získávají obvykle jen v jedné až třech barvách ve vizuálním oboru spektra, je význam wisconsinských pozorování zřejmý. Z pozorování zákrytových dvojhvězd ve viditelném oboru uveďme aspoň Battenovo zjištění vodíkových emisí v systému U Cep. Emise byly zjištěny ve fázi 0,988, zatímco během totality opět zmizely. Je to další důkaz existence plynných proudů v soustavách typu Algol.

Z typicky emisních objektů byl podrobně studován pekuliární útvar V1016 Cyg, v jehož spektru identifikovali Fitzgerald a Houková na 130 čar. Během posledních 5 let vzrůstala teplota atmosféry hvězdy, zatímco hustota obalu klesala. Zdánlivá vizuální velikost se měnila v rozmezí 10,7 ÷ 11,7 mag. Autoři soudí, že objekt není ani novou, ani symbiotickou hvězdou. Infračervené spektrum mělo v r. 1947 charakter spektra pozdního typu M, avšak v novější době se zcela změnilo. Snad tedy jde vskutku o tvorbu nové husté planetární mlhoviny s expanzní rychlostí kolem 50 km/s. V tomto směru se hvězda podobá Kohoutkovu objektu HBV 475, pro nějž zjistil Shao přibližný průběh světelné křivky v posledních 80 letech. Objekt byl proměnný se střední jasností 15 mag; měl však několik hlubokých minim pod 18 mag. Na přelomu let 1965–66 se zjasnil až na 11,5 mag a od té doby nepatrně zeslábl asi na 12 mag. Amplituda světelných změn přes 6,5 mag je největší, jaká byla dosud u podobných pekuliárních objektů pozorována.

V loňském roce bylo pojmenováno celkem 2 216 nových proměnných hvězd, mezi nimi též některé novy z poslední doby. Alcockova Nova Vulpeculae 1968 se nazývá LV Vul a Kohoutkova Nova Vulpeculae 1968 č. 2 je LU Vul. Z loňských objevů Nova Serpentis dostala označení FH Ser a Nova Scuti je V368 Sct. Nova FH Serpentis byla před výbuchem identifikována jako hvězda 16 mag; v maximu měla zhruba 4 mag a asi za dva měsíce po výbuchu začala rychle slábnout. Bylo u ní, podobně jako u novy HR Delphini, zjištěno slabé rádiové záření a byla též pozorována z paluby družice OAO-2.

Výzkum Mléčné dráhy přinesl nové pohledy na problém rychle se pohybujících vodíkových mračen, objevených nedávno 25m radioteleskopem v Dwingeloo. Zdá se, že výskyt mračen je projevem poměrně nedávné exploze v jádře Galaxie, poněkud připomínající výbuchy v jádrech Seyfertových galaxií. Jádro Galaxie se též v daleké infračervené barvě jádrům Seyfertových galaxií podobá. Podle hrubých odhadů nastal výbuch řádově před 10 miliony let a uvolněná energie je řádu 10⁵⁰ J. Zcela opačný názor zastává prof. J. H. Oort, jenž přisuzuje rychlým oblakům vodíku intergalaktický původ, takže podle něho padají mračna volným pádem ke středu Galaxie.

Nezávisle na pozorováních, jež, jak vidíme, lze také vykládat přímo protichůdně, se dále rozvíjí metoda výpočtů vývoje spirálních galaxií na rychlých počítačích s velkou pamětí. Prendergast, Miller a Quirk počítali vývoj oblaku mezihvězdného plynu o počátečním průměru 100 000 sv. l. Počítač dokáže během pouhých deseti minut zachytit vývoj oblaku za dvě miliardy let a mezivýsledky se objevují v grafické formě na obrazovce. Snímáním záběrů z obrazovky lze tak vytvořit zcela dramatický film o vývoji galaxie. Praktické výpočty ukazují, že původní plynný oblak se hroutí a kondenzuje ve hvězdy. Tehdy se začnou objevovat první náznaky spirálních ramen. Jádro soustavy se otáčí jedenkrát za milion let, zatímco vnější části za 250 milionů let. Z filmu je názorně patrné, že spirální ramena jsou vlastně hustotními vlnami ve hvězdném poli. To znamená, že ve spirálách jsou postupně stále jiné hvězdy, přesně tak, jak to předpokládá moderní Linova hypotéza. S pozorováním vzdálených galaxií souvisí i nejnovější určení Hubbleovy konstanty kanadským astronomem S. van den Berghem. Autor odvodil hodnotu H₀ = (95 +15, -12) km/s/Mpc.

Značná pozornost byla vloni věnována infračerveným pozorováním galaxií. Prof. F. J. Low uveřejnil zásadní studii, v níž si všímá galaxií s mohutným infračerveným výkonem až 2.10³⁹ W (500krát více než zářivý výkon naší Galaxie). Poněvadž galaxie trvají nejméně 10⁸ let, je celková vyzářená energie řádu 10⁵⁵ ÷ 10⁵⁶ J, a to odpovídá vyzáření hmoty 3.10⁷ Sluncí z jádra. Jelikož jádra galaxií nemají více hmoty než 10⁸ Sluncí, značí to, že fotony infračerveného záření by doslova odnesly celé jádro galaxie.

Jádro galaxie, tvrdí proto prof. Low, se musí neustále obnovovat, a to buď přítokem hmoty zvnějšku, anebo tvořením hmoty. Poněvadž pozorujeme vesměs ejekce hmoty, přiklání se Low k hypotéze o singularitách v jádrech galaxií, v nichž se údajně hmota tvoří. Low soudí, že jádro galaxie se skládá z izolovaných buněk v silném magnetickém poli řádu 0,01 T. Buňky, zářící zvlášť intenzivně v infračerveném světle, nazývá „irtrony“ a jejich aktivitou chce vysvětlit pozorované úkazy v jádrech galaxií. Tak např. známá exploze v galaxii M82 je prý řetězovou reakcí výbuchů irtronů. Různé galaxie mají ovšem různý počet irtronů, takže např. naše Galaxie má mít kolem 800 irtronů, z nichž každý září asi jako 10⁵ Sluncí, a zásoba zářivé energie v irtronu činí 4.10³⁴ J. Low soudí, že v každém irtronu probíhá spojitě tvoření hmoty a antihmoty. Hmota z irtronů pak proudí do spirálních ramen galaxie. Vážným problémem Lowovy hypotézy je zjevný návrat k teorii stacionárního vesmíru. Teorie se totiž v posledních letech dostává do čím dál zřejmějších rozporů s pozorováním.

Vrátíme-li se od infračervených spekulací zpět k pozorování, stojí za zmínku fotometrie infračerveného objektu IRC+10216, jenž je vizuálně slabší než 18 mag, avšak jeho infračervené jasnosti jsou postupně: na vlně 1,65 μm +2,9 mag, na 3,5 μm -3,4 mag, na 10,1 μm -7,4 mag a na 19,5 μm -9,1 mag. Teplota objektu je pouhých 650 K a soudí se, že zde pozorujeme mimořádně chladnou dlouhoperiodickou proměnnou hvězdu, vzdálenou přes 100 pc a obklopenou prachovou obálkou.

Pozorování jsou obecně potenciálním nebezpečím pro každou teorii. Zvlášť hrozivě se vyvíjí situace kolem experimentu se zachycováním slunečních neutrin. Jak známo, Davisův experiment nedal kladný výsledek, ačkoliv nejnovější revize slunečních modelů, provedená Bahcallem a Ulrichem, ukazuje, že tok neutrin ze Slunce by měl být dvojnásobkem prahové citlivosti Davisova neutrinového monitoru. Jedna z reakcí, při níž se tvoří bór B⁸, je dosud kvantitativně nejistá, a to může vést k přecenění neutrinového toku. Jestliže však toto vysvětlení neobstojí, ocitáme se v nebezpečí, že celá teorie hvězdných niter má zásadní vadu, anebo – a to by bylo vůbec nejhorší – bylo by třeba pozměnit teorii slabých interakcí v jaderné fyzice.

Zdá se, že i v uplynulém roce si výsadní postavení „objevitele“ udržela radioastronomie. Významným příspěvkem k pochopení stavby Galaxie je zejména objev dalších rádiových čar příslušejících mezihvězdným molekulám. Skupina z americké Národní radioastronomické observatoře a z Bellových telefonních laboratoří objevila v dubnu 1970 čáru mezihvězdného oxidu uhelnatého, a to na vlně 2,6 mm. V červnu objevil B. E. Turner z téže observatoře mezihvězdný kyanacetylen HC₃N (HC≡CC≡N) a navíc byla zjištěna neidentifikovaná čára o frekvenci 89,19 GHz hned v pěti rádiových zdrojích na obloze.

Seriál objevů vyvrcholil v říjnu 1970 nalezením čáry na frekvenci 1 638,805 MHz, která přísluší kyselině mravenčí HCOOH. A tak pisatel usilovně doluje, podobně jako mnozí z radioastronomů, zbytky svých zasutých gymnaziálních vědomostí z chemie, neboť molekuly, jež byly nalezeny v mezihvězdném prostoru, jsou čím dál složitější. Namátkou uveďme kyanvodík, kyanacetylen a formaldehyd a nakonec jako zvláštní lahůdku i pro vzdělané chemiky sloučeninu s názvem bipyridylmagneziumtetrabezoporpfyrin, která má kouzelný sumární vzorec C₄₆H₃₀MgN₆. Podle F. M. Johnsona má uvedená molekula velkou termodynamickou stabilitu, jíž lze vysvětlit výskyt tak komplikované molekuly v mezihvězdném prostoru. Identifikace se opírá o měření poloh 16 rádiových čar, které odpovídají laboratorním hodnotám čar této molekuly, a dále o šest absorpčních čar v infračerveném spektru. Pro molekulu v kosmickém prostředí byla odvozena teplota 77 K.

Výskyt organických i anorganických molekul v mezihvězdném prostoru je jedním z nejméně čekaných výsledků moderní radioastronomie. Nejenže tak máme možnost zjišťovat výskyt prvků a izotopů v různých částech Galaxie, ale zároveň vyvstávají problémy skladby a disociace sloučenin, mechanismu excitace záření v mezihvězdném prostoru a nejrůznějších anomálií v přítomnosti či nepřítomnosti určitých čar či molekul v rádiovém spektru. C. Sagan a B. N. Khare uvádějí, že mezihvězdný prostor je vyplněn ultrafialovým a kosmickým zářením, a jelikož záření působí na molekuly čpavku, vody, formaldehydu, kyanvodíku a methanu, lze očekávat syntézu složitějších organických molekul: aldehydů, uhlovodíků a polycyklických aromatických uhlovodíků (angl. PAH).

Také studium kvasarů přineslo několik pozoruhodných novinek. Proměnná hvězda BL Lac, jež se tu a tam považuje za nejbližší kvasar, je též nejrychleji proměnným rádiovým zdrojem na obloze. Pro nedávno objevené absorpční čáry ve spektrech kvasarů, jež mají často silně odlišný (menší) červený posuv od emisního červeného posuvu pro týž objekt, se zdařilo dokázat, že téměř bez výjimky příslušejí absorpce samotnému kvasaru, a nikoliv intergalaktickému prostředí. Zároveň byla prolomena bariéra maximálních červených posuvů pro kvasar, když pro objekt 4C 05.34 v souhvězdí Malého psa byl zjištěn emisní posuv z_e = 2,877, zatímco hlavní absorpční červený posuv téhož kvasaru činí z_a = 2,475. Spektrum identifikovali R. Lynds a D. Wills na Kitt Peaku. Objekt je kupodivu opticky dosti jasný – zhruba 18 mag – a absorpce mají šířku 0,2 nm.

Teorie (resp. výklad povahy) kvasarů bohužel ani po těchto objevech nijak výrazně nepokročily, i když kosmologická hypotéza o vzdálenostech kvasarů znovu nabyla vrchu. Poněkud úspěšnější se zdají být pokusy o výklad povahy pulzarů. Na kongresu Mezinárodní astronomické unie v Brightonu usoudili shodně dr. A. Hewish a prof. L. Ginzburg, že nejlepším možným vysvětlením pulzarů jsou rychle rotující neutronové hvězdy obklopené silným magnetickým polem. Ginzburg dále uvedl, že jasová teplota pulzarů je řádu až 20²³ K. Polarizace pulzů je způsobena rotujícím magnetickým polem. Pokud jde o příčinu samotných pulzů, soudí Ginzburg, že jde o magnetické dipólové záření. Tím lze také vysvětlit častý výskyt tzv. subpulzů v pulzarech.

Dosud je známo něco přes 50 pulzarů s periodami 0,033 ÷ 3,75 s. U 13 pulzarů perioda pulzů zvolna roste, takže jejich stáří lze odhadnout na 10⁴ až 10⁸ let. Nejvíce pozornosti na sebe soustřeďuje pulzar v Krabí mlhovině NP 0532. Sinusové kolísání periody, o němž byla zmínka v loňském přehledu, vyvrcholilo náhlým zkrácením periody o 77 pikosekund v září 1969. Po pěti dnech se perioda opět počala sekulárně prodlužovat. Tím ovšem zanikla hypotéza o planetě obíhající kolem pulzaru. Asi šest týdnů po skoku v periodě se v Krabí mlhovině počaly objevovat optické změny, zachycené na fotografiích. Jasné výběžky v mlhovině se v okolí pulzaru zjasnily a zvětšily. Mezi 50. a 67. dnem po urychlení se v mlhovině vytvořil jasný uzlík. Je zjevné, že porucha se šíří rychlostí světla, takže jde nepochybně o výron a interakci relativistických částic uvnitř mlhoviny.

R. Smoluchowski počítal pravděpodobné periody otřesů kůry pulzarů v Krabí mlhovině i v souhvězdí Plachet. Vyšel mu interval otřesů 5,5 ÷ 550 let pro NP 0532 a 10² ÷ 10⁴ let pro PSR 0833-45. Jelikož v údobí dvou let byly již v obou případech pozorovány skoky v periodě, zdá se být Smoluchowského vysvětlení málo pravděpodobné. Pulzar v Krabí mlhovině vysílá zhruba jedenkrát za 5 minut intenzivní pulz, až 1 600krát silnější než běžné pulzy, což je další záhada, podobně jako zcela rozdílná polarizace jednotlivých složek pulzu a opačný poměr intenzit částí pulzu v rádiovém a rentgenovém oboru.

Po výčtu astronomických objevů se sluší též vzpomenout nové přístrojové techniky, jež astronomům usnadňují zpracování výsledků. Shodou okolností vznikly v minulém roce ve Velké Británii dva pomocné přístroje pro hvězdnou astronomii, jež mohou zvrátit dosavadní nepříznivý poměr mezi získaným pozorovacím materiálem a zpracovanými výsledky. První z přístrojů, nazvaný akronymem GALAXY, vznikl na observatoři v Edinburghu. Přístroj měří automaticky souřadnice a jasnosti velkého počtu hvězd na deskách ze Schmidtových komor či astrografů. Přesnost určení polohy na desce je na ±0,5 μm a rychlost měření je až 10 000 hvězd za hodinu. Zařízení ovšem stojí kolem čtvrt milionu dolarů. Dalším pozoruhodným přístrojem je Griffinův fotoelektrický fotometr pro měření radiálních rychlostí hvězd, neboť v něm pozorování i zpracování měření probíhají prakticky současně. Griffin soudí, že aparatura zvyšuje účinnost měření radiálních rychlostí o tři řády, při střední chybě ±0,6 km/s.

Z plánů na stavbu obřích teleskopů uveďme italský projekt 3,45m reflektoru, jenž má být už v r. 1974 postaven v jižní Itálii nebo na Sicílii. Zato pětimetrový dalekohled v Saudské Arábii se zřejmě stavět nezačne. Náš dvoumetrový dalekohled se sice už dnes řadí spíše mezi střední přístroje, ale zato již produkuje hodnotná spektra. Do konce roku 1970 jím bylo pořízeno přes 700 převážně vysokodisperzních spekter, jež se postupně zpracovávají.

K astronomickým objevům připojme ještě zmínku o pracích, které jsou na rozhraní fyziky a astronomie. Celkem čtyři kalifornské radioteleskopy se zapojily do měření relativních posuvů rádiových poloh zdroje 3C 279 vůči 3C 273 v době, kdy v blízkosti zdrojů procházelo Slunce. Podle obecné teorie relativity vychází pro zdroj na okraji slunečního disku odchylka polohy o 1,75″. Z kalifornských rádiových měření vyplynuly hodnoty (1,77 ±0,20)″, resp. (1,82 +0,24, -0,17)″ ve výborné shodě s předpovědí. Pro zajímavost uveďme, že konkurenční Bransova-Dickova hypotéza předvídá posuv 1,65″.

Další významnou událostí je pokračování Weberových pokusů s detekcí gravitačních vln. Za 214 dní chodu přístrojů získal Weber 118 koincidencí, ač z počtu pravděpodobnosti (kdyby šlo o náhodnou shodu) by jich mělo být jen 18. Navíc Weber uzpůsobil detekci tak, že aparatura má jistý směrový účinek, takže se zdá, jakoby gravitační vlny přicházely ve směru od jádra Galaxie, což nezní uším teoretiků špatně, neboť suprahustá látka v jádře Galaxie je nejvýš pravděpodobná, a tím i možnost buzení gravitačních vln.

Naproti tomu se skupina britských radioastronomů marně snažila nalézt rádiové záření, jež by doprovázelo Weberovy koincidence. Použili k tomu pěti dipólových antén rozmístěných po celé Británii. Negativní výsledek poněkud oslabuje dosavadní interpretaci Weberova pokusu, neboť gravitační záření by mělo být doprovázeno též rádiovými pulzy. Námitka však není zdrcující: zajisté lze vytvořit model vzniku gravitačních vln, při němž je doprovodné rádiové záření absorbováno, anebo dokonce je gravitační záření na rádiovém zcela nezávislé. V souvislosti s Weberovými pokusy razí P. Kafka název „gravary“ pro hypotetické objekty vysílající gravitační vlny a mateřština se nám tak obohacuje o další nelibozvučné termíny. Ostatně ani to ještě není všem loňským novotvarům konec. Prof. J. Šklovskij ve své nedávné hypotéze o zdrojích aktivity hvězdných soustav předpokládá existenci hmotných útvarů, jež sám nazval „magnetoidy“; jimi vysvětluje celou škálu jevů od aktivity jádra Galaxie až po štěpení obřích radiogalaxií typu NGC 5128 nebo Cygnus A.

Nakonec je třeba připomenout, že loňský rok byl též rokem XIV. valného shromáždění Mezinárodní astronomické unie, jež se konalo v srpnu 1970 v Brightonu v Anglii (viz ŘH 52, 1; 1/1971). Oproti pražskému kongresu účast na sjezdu mírně poklesla na 2 300 účastníků. Kromě pulzarů a Měsíce byla jedna z hlavních přednášek věnována spirální struktuře Galaxie. Hlavní diskuse se týkaly původu Země a planet, výskytu helia ve vesmíru, atomových údajů pro ultrafialovou a rentgenovou astronomii, fotoelektrických pozorování zákrytů hvězd Měsícem a kosmického záření. Kongresu byla též předložena mapa Marsu v měřítku 1 : 25 milionům. Unie má nyní 38 komisí, z nichž nejmladší jsou komise pro kosmologii a astrofyziku vysokých energií.

Prof. Hannes Alfvén, jenž se dožil 62 let, se stal dalším astronomem – nositelem Nobelovy ceny za fyziku, a to převážně za své práce z magnetohydrodynamiky. U nás po devítileté přestávce putovala opět jedna ze státních cen na astronomická pracoviště: dr. Z. Ceplecha a doc. Ľ. Kresák ji obdrželi za výzkum meziplanetární hmoty. A pro úplnost ještě jednu společenskou událost. Po osmnáctiletém působení ve funkci vedoucího redaktora časopisu „The Astrophysical Journal“ oznámil prof. S. Chandrasekhar, že se této funkce vzdá, neboť je mu šedesát a dělat jeden časopis osmnáct let je prý víc než dost. Tím končí pozoruhodná etapa historie nejprestižnějšího astronomického časopisu, jenž si pod Chandrasekharovým vedením upevnil svou vedoucí pozici a utvořil až přehnaně legendární aureolu výjimečnosti: uveřejnit článek v Ap. J. je ctižádostí bezmála každého astronoma. Chandrasekharův odchod povede zřejmě k reorganizaci a integraci amerických astronomických časopisů, takže v tomto smyslu se Američané patrně chtějí poučit z úspěchu integrovaného evropského časopisu „Astronomy and Astrophysics“ .

V závěru už jen několik osobních dojmů. Rok 1970 neměl tak výrazný vrchol vědeckých objevů jako rok předešlý, avšak základní trend vývoje je zřejmý. Objevy se stále více přesouvají do extrémních oborů spektra a astronomové se ocitají v obtížné situaci, neboť musejí zvládat problémy, pro něž nebyli vůbec vyškoleni. Nicméně výsledky, jichž se novými metodami a novými přístroji dosahuje, slibují, že náš budoucí pohled na vesmír, vzniklý syntézou klasických i zcela exotických postupů, bude o řád úplnější než dosud.

Žeň objevů - rok 1971

Ačkoliv se nejzajímavější objevy loňského roku týkají objektů daleko za hranicemi sluneční soustavy, přece jen bych chtěl připomenout několik významných zjištění z našeho bezprostředního kosmického okolí. První poznámka je věnována Zemi, totiž pozorovaným kolísáním v rychlosti zemské rotace. Od r. 1955, kdy byly do časové služby zapojeny atomové hodiny, se již shromáždil dostatečný pozorovací materiál, aby bylo možno rozpoznat hlavní příčiny variací. Zatím byl rozlišen trojí druh takových kolísání: změny sezonní, nepravidelné a dlouhodobé. Změny prvního a druhého druhu jsou způsobeny proměnným momentem hybnosti zemské atmosféry – víme zejména z družicových pozorování, že zemská atmosféra ve velkých výškách „dýchá“. Variace třetího druhu souvisí se změnami struktury Země po zemětřeseních. Naproti tomu se nepotvrdila starší Danjonova pozorování, že dochází ke skokům v rychlosti zemské rotace po velkých slunečních erupcích.

Z nových údajů o Měsíci vynechávám záměrně ty, jež patří spíše do přehledu o pokrocích kosmonautiky anebo do geologických a geofyzikálních pojednání. A tak mi zbývá pouze připomenout, že v loňském roce úspěšně pokračovalo získávání laserových odrazů od měsíčních retroreflektorů, a to jak na amerických observatořích, mezi nimiž si udržuje prvenství texaský 2,7m reflektor s mnoha sty změřenými odrazy, tak i na evropských hvězdárnách na Krymu a Pic du Midi. Seizmometr zanechaný posádkou Apolla 12 v oblasti Fra Mauro posloužil k prvním statistikám o četnosti měsíčních zemětřesení. Aspoň část z nich je působena dopady meteoritů, a odtud vyplývá, že 1kg meteorit zasáhne oblast o poloměru 200 km jedenkrát za měsíc. Stáří vzorků měsíčních hornin z této oblasti je menší, než se čekalo, a to 3,85 až 3,95 miliardy let. Zatím tedy ani na Zemi, ani na Měsíci či v meteoritech nebyly nalezeny horniny starší než 4,6 miliardy let, což se všeobecně považuje za stáří sluneční soustavy.

Loni byla znovu revidována hodnota sluneční konstanty, neboť jsou nyní k dispozici měření z různých výšek nad zemským povrchem, a extrapolace na okraj zemské atmosféry je tudíž spolehlivější než dříve. Nová hodnota 1,35 kW/m² je asi o 3 % nižší než dosud přijímaná veličina. Další revize se týká hmotnosti planety Pluta, jež podle posledních výpočtů činí (0,11 ±0,02) M_z. Při poloměru 3 200 km pak vychází velmi přijatelná střední hustota planety 4 900 kg/m³. Určení hmotnosti planety Pluta je mimo jiné důležité i pro zdánlivě tak vzdálenou záležitost, jako je kolísání period pulzarů. Dřívější nejistota ve znalosti hmotnosti Pluta totiž omezovala přesnost redukcí zdánlivých period pulzarů na periody skutečné. Konečně poslední revize se týká zrychlení pohybu Marsovy družice Phobosu. Původní Sharplessova studie z r. 1945 posloužila, jak známo, Šklovskému k formulaci jeho bizarní hypotézy o dutých družicích Marsu. Nová měření však dokazují, že urychlování Phobosu je mnohem menší, než jak je odvodil Sharpless.

Sám Mars se zasloužil o řádný rozruch, když nejprve pozorovatelé na Zemi a pak i americká sonda Mariner 9 zjistili celoplanetární prachovou bouři, jaká nemá na Marsu obdoby od velké opozice v roce 1956. První pozorování loňské bouře pochází od C. F. Capena z 23. září 1971, kdy zjistil svítící oblak na povrchu planety. Rozměry oblaku se denně zvětšovaly a 30. září zmizela v jeho záři i jižní polární čepička. Bouře pokračovala v říjnu a listopadu 1971 a v době sepisování přehledu nebylo ještě známo, jak to ovlivní činnost americké a sovětských sond.

Přejdeme-li od bouří ve sluneční soustavě k bouřlivým procesům ve světě hvězd, nemůžeme přirozeně opomenout výzkum nov. Pozornost se i nadále soustřeďuje na neobyčejnou novu HR Delphini, jež vybuchla v r. 1967. Podle M. Friedjunga a I. Malakpura byly úzké emisní čáry ve spektru novy vytvářeny v obálce o poloměru 3.10⁸ km, a tedy vlastně v atmosféře sekundární složky, předpokládáme-li, že všechny novy jsou vskutku dvojhvězdami. Nova HR Del má částečně polarizované světlo. Podle Zellnera a Morrisona je stupeň polarizace časově proměnný aspoň o 1,2 % a příčinou je patrně železný nebo grafitový prach v atmosféře hvězdy. Celková hmotnost prachové obálky se odhaduje asi na 10^-9 M_O. Nova byla též sledována rádiově na vlnové délce 9,5 mm a její rádiový tok je stálý. Naproti tomu nova FH Serpentis z r. 1970 byla rádiově zachycena na vlnách 3,5 a 9,5 mm a její rádiový tok s časem roste. Obě novy vydávají též intenzivní infračervené záření, jež, jak se zdá, je zcela obecným rysem, neboť infračervený tok byl zjištěn též u Novy Aquilae 1970, RS Oph a U Ori. Ze spektrálního rozdělení energie novy FH Serpentis určil Kodaira teplotu v maximu na 5 700 K a poměrně velmi nízkou hodnotu tíhového zrychlení na povrchu, log g = 1,2 (hvězdy hlavní posloupnosti mají log g ~ 4).

Péčí Sovětské akademie věd byla vloni dokončena publikace 3. vydání Generálního katalogu proměnných hvězd. Katalog obsahuje poslední údaje o všech typech proměnných hvězd včetně pulzarů a přehledu o opticky proměnných jádrech galaxií a kvasarů (viz ŘH 11/1971, str. 220). Mezi proměnnými hvězdami budí stále velkou pozornost chování cefeidy RU Cam, jež se stále nemůže rozhodnout, zda se má vrátit k původnímu režimu pulzací, anebo všeho nechat. Zatímco v roce 1970 amplituda její světelné křivky utěšeně vzrůstala, v loňském roce byla její jasnost konstantní. K tomu se přidala další proměnná, která zanechala proměnnosti. Jde o zákrytovou dvojhvězdu CV Serpentis (ŘH 1/71, str. 21), jež se patrně přestala zakrývat; tj. obálka Wolfovy-Rayetovy složky dvojhvězdy se „odfoukla“, anebo se natolik zvětšila, že obklopuje obě hvězdy. Spektroskopické variace vodíkových čar byly zjištěny u hvězdy s obálkou ι Tauri. Takové změny se daly očekávat; udivuje však jejich rychlý charakter, neboť J. Bahng zjistil variace již během desetiminutového časového období.

Velké množství prací je stále věnováno těsným dvojhvězdám. Pokračují jednak detailní výpočty přetékání hmoty mezi složkami dvojhvězd, jednak se hledají systémy, jež by odpovídaly dosud uskutečněným výpočtům. M. Plavec se pokusil identifikovat systémy, v nichž v současnosti probíhá rychlá výměna hmoty, tj. jedna složka právě expanduje přes kritickou Rocheovu mez. Při hmotnosti 5 M_O trvá rychlá fáze 500 000 let, ale při hmotnosti 9 M_O již jen 50 000 let a výměna hmoty pokračuje tempem 10^-5 ÷ 10^-4 M_O/r. Plavec našel několik kandidátů rychlé výměny hmoty, a to U Cep, RZ Sct, β Lyr, V367 Cyg, W Ser, AX Mon, 17 Lep a o And. Sekundární složka β Lyrae by snad mohla být i kolapsarem, jak se domnívá E. Devinney. Podobné spekulace byly vysloveny o soustavě ε Aurigae (ŘH 8/1971, str. 154). Zatímco Cameron a Stothers snesli nepřímé důkazy o tom, že sekundární složka této obří soustavy s extrémně dlouhou periodou je zhroucené těleso, Kopal se domnívá, že jde o soustavu mladší než milion roků, kde ze sekundární složky, jež je dosud jakousi předhvězdnou kondenzací, se právě nyní vytváří planetární systém. Oba názory kritizovali kanadští astronomové Demarque a Morriss, kteří soudí, že hmotu ztrácí primární složka a že část vyvrženého materiálu vytváří plochý disk kolem sekundární složky.

Při studiu dvojhvězd se čím dál tím více uplatňují moderní interferometrické metody. Proslulý intenzitní interferometr v Narrabri v Austrálii byl v letech 1967 a 1970 užit ke studiu spektroskopické dvojhvězdy Spiky. O velkých možnostech metody pro jasné dvojhvězdy svědčí celá řada údajů, jež tak byly získány. Vzdálenost Spiky činí (84 ±4) pc, hmotnost primární složky je 10,9 M_O a sekundární složky 6,8 M_O. Poloměr primární složky je 8,1 R_O a tíhové zrychlení log g₁ = 3,7. Takto lze stanovit i efektivní teplotu T₁ = 22 400 K a absolutní velikost M₁ = -3,5 mag. Obdobné hodnoty mají velký význam pro absolutní kalibraci hvězdných škál teploty, hmotnosti a vzdálenosti.

Podvojnost β Scorpii C se podařilo odhalit během zákrytu této soustavy v noci z 13. na 14. května 1971 Jupiterovouou družicí Io (viz ŘH 9/1971, str. 178). Nejjasnější hvězda souhvězdí Štíra, Antares, byla zase detekována jako rádiový zdroj na vlně 111 mm. Podrobnější analýza dokázala, že rádiové záření vysílá sekundární složka Antares B, jenž je ranou hvězdou hlavní posloupnosti spektrální třídy B3 V. Rádiová emise je proměnná a její původ je poměrně nejasný – snad jde o důsledek přetékání hmoty mezi oběma složkami dvojhvězdy. Vůbec nejranější hvězdy byly nalezeny N. R. Walbornem v okolí hvězdy η Carinae a klasifikovány typem O 3 (dosud nejranější klasifikované hvězdy byly třídy O 4,5).

Za mimořádně důležitý lze označit objev kruhové polarizace světla u bílých trpaslíků. Odtud totiž plyne, že ve shodě s teoretickými předpověďmi mají bílí trpaslíci velmi silná magnetická pole řádu 10³ T – tak mocná pole nebyla u jiných magnetických hvězd ani zdaleka zaznamenána. Velikost polarizace, a tudíž intenzita magnetického pole, se mění s periodou kolem jednoho dne, což je očekávaná rotační perioda bílých trpaslíků. Greenstein, Gunn a Kristian z Haleových observatoří rozebírali problém, proč jen někteří bílí trpaslíci jeví kruhovou polarizaci, a soudí, že je to závislé na konvekci z nitra hvězdy. Dva z magnetických bílých trpaslíků nemají totiž vůbec žádné čáry ve spektru, a byli tedy patrně červenými obry, u nichž konvekce vynesla z jádra na povrch jak těžší prvky, tak i intenzivní magnetické pole. Příliv těžkých prvků snížil zastoupení vodíku v povrchových vrstvách natolik, že Balmerovy čáry zmizely a ostatní čáry jsou rozmyty rotací, Starkovým a Zeemanovým efektem, takže vidíme jen spojité spektrum.

Z teoretických úvah připomeňme aspoň novou revizi horní hranice pro hmotnosti stabilních hvězd. Ačkoliv se jen vzácně vyskytují hvězdy s hmotností 50 ÷ 60 M_O, teoreticky lze připustit existenci hvězd s hmotností až 130 M_O. Hvězdy o tak vysoké hmotnosti jsou sice pulzačně nestabilní, ale pulzace přece jen nedokáží hvězdu rozmetat.

Spor o realitu hvězdných prstenců, jejichž objev byl oznámen Isserstedtem a Schmidt-Kalerem v r. 1967 na pražském kongresu IAU, pokračoval v uplynulém roce s neztenčenou silou. Zatímco Isserstedt našel statistickou koincidenci mezi výskytem prstenců a spirálních ramen Galaxie, Crampton a Byl měřili radiální rychlosti členů prstenců v Orionu a Orlu a nenalezli žádné korelace opravňující k tvrzení o fyzické souvislosti. Na Lickově hvězdárně byly uveřejněny první výsledky ambiciózního programu měření vlastních pohybů hvězd vztažených ke galaxiím. Takto určené vlastní pohyby jsou totiž nejlépe oproštěny ode všech systematických chyb, jež vznikají při navazování vlastních pohybů na polní hvězdy. Program byl započat W. H. Wrightem a v první etapě od r. 1947 do r. 1954 bylo získáno 1 246 desek 0,50m astrografem observatoře; 8 % přehlídky bylo zopakováno v posledních letech, a tak byly získány absolutní vlastní pohyby pro 8 790 hvězd. Chyba v souřadnicích činí jen 0,16″ za století a chyba vlastních pohybů 0,7″ za století. Z rozboru vlastních pohybů byl určen apex Slunce, jenž závisí na magnitudě referenčních hvězd a pohybuje se od 272° do 292° v rektascenzi a od +44° do +54° v deklinaci.

Z nových výsledků, jež se týkají mezihvězdné hmoty, je pozoruhodné zjištění Bertauxe a Blamonta o existenci mezihvězdného větru. Objevili jej při měření intenzity vodíkové čáry Ly-α v období od září 1969 do dubna 1970. Maximum intenzity čáry se za tu dobu posunulo podél ekliptiky o 50°, a to lze vyložit tak, že Slunce prolétává vodíkovým oblakem. Pokud jde o mezihvězdný prach, soudí Wickramasinghe, že jeho fotometrické a spektrální vlastnosti v rozmezí 1,6 ÷ 20 μm lze dobře vysvětlit předpokladem, že jsou to spíše křemičitá než grafitová zrnka.

Experimentálně nejcennější údaje o mezihvězdné hmotě však přinesla radioastronomická měření v pásmu centimetrových vln. Byly totiž objeveny čáry dalších molekul v mezihvězdném prostoru (ŘH 7/71, str. 138; 8/71, str. 153 a 9/71, str. 161). Pokud jsou mé poznámky úplné, jde o tyto sloučeniny: acetonitril CH₃CN, karbonylsulfid COS, monosulfid uhlíku CS, methylacetylen CH₃C₂H (CH₃C≡CH), kyselina isokyanatá HNCO, isokyanvodík HNC, izotopy oxidu uhelnatého ¹²C¹⁶O, ¹³C¹⁶O, ¹²C¹⁸O, methanol CH₃OH, formamid HCONH₂, oxid křemíku SiO, thioformaldehyd (CH₂=S) a paraformaldehyd (CH₂O) _n. Převážná většina molekul byla objevena zejména ve zdrojích Sgr A a B2 v jádře Galaxie.

Kromě toho byl kation OH poprvé dokázán mimo naši Galaxii, na vlně 180 mm v soustavách NGC 253 v souhvězdí Sochaře a v mlhovině M82 ve Velké Medvědici. Je to první interstelární molekula prokázaná v extragalaktickém prostoru.

Objev organických molekul v mezihvězdném prostředí podnítil úvahy o možných cestách vzniku života ve vesmíru. Pracovníci kolumbijské univerzity se pokusili syntetizovat z látek, jejichž přítomnost je ve vesmíru dokázána, složitější aminokyseliny. To se jim ve dvou případech zdařilo. Vystavili totiž působení ultrafialového záření čpavek, metylalkohol a kyselinu mravenčí a ve druhém pokusu nahradili kyselinu formaldehydem. Zdá se tedy, že analogická syntéza aminokyselin může probíhat v mezihvězdných mračnech, kde je ultrafialového záření více než dost, a to přirozeně zvyšuje pravděpodobnost vzniku života na různých místech Galaxie. Na okraj poznamenávám, že se dnes soudí, že na Zemi vznikl život před 2 ÷ 3 miliardami let, když atmosféra Země byla tvořena metanem a čpavkem s příměsí vodní páry.

Velké množství radioastronomických výzkumů se týkalo pulzujících rádiových zdrojů. Z prodlužování periody lze odhadnout průměrnou životní dobu pulzarů na 300 milionů let. Z intenzit pulzů vychází jasová teplota až 10³¹ K. U pulzaru PSR 1237+35 bylo zjištěno, že tvar pulzu se vždy náhle změní okrouhle po 250 pulzech. Podle francouzských měření vodíkové absorpce na vlně 211 mm je pulzar JP 1933 vzdálen nejméně 6 kpc; leží tudíž patrně ve spirálním rameni ve Střelci. To je překvapivě vysoká vzdálenost.

Unikátní pulzar v Krabí mlhovině připoutává ovšem zdaleka nejvíce pozornosti; je totiž stále jediným opticky bezpečně identifikovaným pulzujícím zdrojem. Optické pulzy v letech 1969–1970 zkoumali Duthie a Murdin. Při výpočtu skutečné periody brali v úvahu jak opravy na barycentrum, kde právě zmíněná nejistota v hmotnosti Pluta či příp. transplutonských planet vnáší do měření nepřesnosti, tak i opravu na lineární akceleraci Slunce. Tuto hodnotu odvodila Szafranieczová r. 1966 z pozorování změn period souboru zákrytových dvojhvězd. Odtud plyne, že Slunce má urychlení (20 ±6) km/den² směrem k souhvězdí Vodnáře. Duthie a Murdin po vyloučení všech rušivých vlivů nenašli v optickém oboru žádná kolísání period pulzaru, jež by se podobala změnám pozorovaným v oboru rádiovém.

Nejenom perioda, ale i disperze rádiových signálů z pulzaru v Krabí mlhovině roste s časem. Disperze náhle vzrostla při skoku v periodě v září 1969, jak dokázali na observatoři v Arecibu. Další skok v periodě byl zjištěn E. Lohsenem na observatoři v Hamburku 25./26. října 1971. Relativní změna periody, určená tentokrát z optických měření, byla +1,2.10^-9, zhruba dvakrát menší než v září 1969. Co snad udivuje nejvíce, je naprosto táž perioda pulzů v celém intervalu frekvencí, tedy v poměru 1 : 10¹³. Podařilo se též vyvrátit domněnku, že pulzary NP 0527 a NP 0532 jsou pozůstatkem jediné těsné dvojhvězdy, která se při explozi supernovy rozletěla tzv. Blaauwovým mechanismem. Díky balonovým měřením byly konečně objeveny i pulzy v oboru paprsků gama, avšak při energiích nad 50 MeV již pulzar nezáří. Konečně Trimbleová a Woltjer určili nově hmotnost Krabí mlhoviny na 1 M_O a vzdálenost 2 kpc.

Zajímavý, byť i negativní, výsledek dalo systematické hledání optických pulzarů, které provedli harvardští astronomové Horowitz, Papaliolios a Carleton. Zkoušeli speciální technikou nalézt optické pulzary tam, kde jsou rádiové pulzary, a dále v planetárních mlhovinách, zbytcích nov, u bílých trpaslíků, zdrojů rentgenového záření (extarů) a supernov. O jejich studii jsem již referoval (ŘH 11/1971, str. 221).

Z teoretických úvah stručně uveďme myšlenku, že vysoká jasová teplota pulzarů je důkazem vzbuzené emise, tedy obdobného procesu, jaký známe z laboratorních maserů. Záření pulzaru vzniká jako brzdné záření magnetického dipólu. Důležitým výsledkem je, že výroba energie v pulzaru NP 0532 dostačuje k buzení záření celé mlhoviny. Skoky v periodě se popisují jako nepatrná (10 mm) smrštění pevné kůry neutronové hvězdy. Pulzary mohou být podle Ostrikera velmi vydatným zdrojem tvrdého kosmického záření s energiemi až 10¹⁵ MeV.

Největší pokrok byl vloni zcela nepochybně zaznamenán v rentgenové astronomii. Je to především zásluhou úspěšné funkce umělé družice Explorer 42, zvané též Uhuru (ŘH 10/71, str. 179). Jejím nejdůležitějším objevem je pozorování pulzů ve zdroji Cyg X-1. První pozorování vedla k periodě 67 ms a tato hodnota byla později zpřesněna na 73 ms za měsíce prosinec 1970 až březen 1971. Další odchylné periody našli pracovníci Goddardovy laboratoře, a to 290 ms a 1,1 s. Později však nebyly potvrzeny žádné pulzy s periodami v rozmezí 0,01 ÷ 1,0 s. Naproti tomu pracovníci Mullardovy laboratoře našli dodatečně v listopadu 1970 periodu 115,24 ms, takže je vskutku možno si vybrat. Zdá se, jako by se periodicita a amplituda pulzů s časem výrazně měnila a případně i dočasně zanikala. Více period by též mohlo svědčit o rotaci doprovázené nutací. Rychlé variace vysoce energetického rentgenového záření potvrdil též balonový výstup provedený indickými astrofyziky.

Holandský radioteleskop ve Westerborku dokázal rádiovou, nepulzující emisi zdroje, a to vedlo též ke zpřesnění souřadnic. Rozdíl rádiové a rentgenové polohy činí +13^s v rektascenzi a 0,3′ v deklinaci. Předpokládáme-li, že objekt je vzdálen 1 kpc, je jeho zářivost v oboru 0,5 ÷ 100 keV kolem 3.10²⁹ W. Zprvu se zdálo, že zdroj lze ztotožnit s poměrně jasnou hvězdou 9 mag spektrální třídy B0 Ib, označenou HD 226868. Hvězda je však vzdálena 2 kpc a nejeví žádné spektrální anomálie, takže identifikace je nejvýš nepravděpodobná. Podle astronomů z Haleových observatoří je o něco nadějnějším kandidátem červená hvězda asi 15 mag, o níž však není známo nic bližšího.

Také zdroj Cen X-3 jeví pulzy v toku rentgenového záření s periodou skoro 5 s. Amplituda pulzů byla měřena družicí Uhuru a činí 70 % toku. Intenzita zdroje se během hodiny mění až o řád a perioda kolísá o 0,02 ÷ 0,04 %. Obdobně objekt Lup X-1 jeví pulzy. Původ rentgenových pulzarů je patrně odlišný od rádiových pulzujících zdrojů. Rentgenové pulzary totiž nejspíše oscilují. Gribbin se domnívá, že jsou to pulzující bílí trpaslíci.

Další zdroj rentgenového záření byl objeven v souhvězdí Jižního Kříže, opět s pozoruhodnou proměnností záření. Tento objev je štěstím v neštěstí, neboť měřicí aparatura při sestupu padákem havarovala v Tasmanově moři a až po devíti měsících byla neporušená vyplavena a náhodou nalezena na jedné novozélandské pláži. Proto dnes víme, že zdroj Crux GX 301-2 se během letu balonu zjasnil třikrát za 45 minut. Byl už sice objeven v r. 1967, ale nenalezen v březnu 1969, což se nyní vysvětlilo proměnností záření. Velmi silný zdroj byl objeven družicí Solrad 10 v souhvězdí Pastýře. Intenzita zdroje se blíží svítivosti zdroje ve Štíru.

Ke zdrojům s proměnnou složkou rentgenového záření patří ostatně i sám objekt Sco X-l. Optické fluktuace mají periodu 170 s a jsou doprovázeny týmiž variacemi v oboru rentgenového záření. Navíc jeví zdroj nepravidelné změny a krátkodobé oscilace v intervalu 0,1÷ l s. Berkeleyská skupina dokázala, že objekt Circinus X-1, jehož 10 % toku je vysíláno pulzně s periodou (685 ±30) ms, má teplotu 11 MK. Zdroj leží v galaktické rovině a byl objeven během letu sondážní rakety – pozorován byl po dobu pouhých 8,2 s. Skupina v Berkeley též studovala zajímavý zdroj rentgenového záření GX 340+0 v jádře Galaxie v pásmu 1 ÷ 10 keV. Nejlépe jej lze vystihnout modelem koule o průměru 16 km, se zářivým výkonem 3.10³⁰ W a teplotou 15 MK. To prakticky znamená, že jde o neutronovou hvězdu, jejíž vysokou teplotu by měla udržovat akrece mezihvězdné hmoty proudící vysokou rychlostí směrem ke hvězdě.

Rentgenová astronomie dosáhla za deset let své existence i za hranice naší Galaxie. Pracovníci Námořní výzkumné laboratoře USA objevili při raketovém letu zdroj v Perseovi, jenž je předběžně ztotožněn s galaxií NGC 1275. Tato galaxie je rovněž rádiovým zdrojem (Per A) – je totiž jednou ze Seyfertových galaxií, u nichž lze vysoce energetické záření nejspíše očekávat. Vyzářený zářivý výkon v rentgenovém oboru činí 4.10³⁸ W. Další Seyfertova galaxie NGC 4151 je rovněž rentgenovým zdrojem v rozsahu energií 2,4 ÷ 6,9 keV. Družice Uhuru objevila zdroj rentgenového záření v kupě galaxií v souhvězdí Vlasů Bereniky. Tok záření je 2,6.10³⁷ W v rentgenovém oboru, průměr zdroje je 45′, hmotnost 30 TM_O a teplota 73 MK. Pracovníci Lawrence Radiation Laboratory oznámili, že v září 1970 objevili při raketovém výstupu rentgenové záření z obou Magellanových mračen. Centrum rentgenové emise nesouhlasí s maximální optickou jasností mračen. Mlhovina kolem hvězdy 30 Doradus je možná diskrétním zdrojem rentgenového záření.

Dříve objevené rentgenové záření z galaxie M87 (Virgo A) je proměnné. Podrobnější rozbor ukazuje kolísání toku v letech 1965–69. Známý výběžek, dlouhý více než 1,5 kpc a jevící silnou optickou polarizaci, obsahuje jasné uzlíky o průměru pod 1″. Rádiové jádro zdroje má průměr kolem 2,5 světelného měsíce. Šklovskij soudí, že uzlíky ve výběžku jsou jeho hypotetické magnetoidy s hmotností 10⁴ M_O. Zdrojem záření je údajně Comptonův rozptyl. V červnu 1969 byl zdroj Vir X-l sledován raketou, kterou vypustil berkeleyský tým; vyšla teplota zdroje na 10 ÷ 30 MK.

Obecně vzato se zdá, že galaktické diskrétní zdroje souvisí jednak s novami (jako Sco X-1), jednak se zbytky supernov (Cyg X-1, Krabí mlhovina). Zbytky supernov vysílají buď tvrdé (1 ÷ 100 keV) rentgenové paprsky – to jsou mladé pozůstatky jako Krabí mlhovina –, anebo měkčí (0,2 ÷ 1 keV) rentgenové záření, jako starší zdroj Cygnus X-1. Také zářivý mechanismus je různý. U mladých zbytků je to patrně synchrotronové záření, u starších ohřívání plynu rázovými vlnami. Prvních sedm extragalaktických zdrojů je pak nepřímým důkazem toho, že difuzní záření pozadí je nejspíše rovněž extragalaktického původu. Celkem je dnes na obloze známo na 65 diskrétních zdrojů rentgenového záření.

Zdokonalování experimentální techniky umožnilo též částečně pokročit v rozlišování zdrojů záření gama. Jak snad ani nemůže být jinak, nejsilnějším zdrojem záření gama je opět Krabí mlhovina. Záření gama pulzaru NP 0532 bylo zjištěno v pásmu 0,25 ÷ 2,3 MeV a dále v pásmu energií nad 50 MeV. Toto druhé pozorování, vykonané v lednu 1971 při letu balonem, který vypustili pracovníci univerzity v Southamptonu, je vůbec nejvyšší pozorovanou energií přicházející z diskrétního zdroje v kosmu. Balon ve výšce 37 km pracoval skoro tři hodiny. Zajímavé je, že v pásmu pod 1 MeV je sekundární pulz 2,3krát intenzivnější než primární pulz. Jinak však perioda a vzhled pulzů zůstávají v podstatě stejné jako v optickém a rádiovém oboru.

Sovětští fyzikové uveřejnili výsledky měření na družicích Kosmos 251 a 264, kde registrovali paprsky gama z rádiového zdroje 3C 120. Tento zdroj byl v r. 1969 identifikován jako vůbec první diskrétní zdroj gama. Tok paprsků gama činí 2.10⁴⁰ W a souhlasí dobře s předpovědí Šklovského; zdrojem záření gama je podle něho inverzní Comptonův jev. Během pozorování na družicích bylo zjištěno současně rádiové vzplanutí objektu.

Konečně pracovníci ohijské university ve spolupráci se svými australskými kolegy v Melbournu objevili při balonových letech v r. 1969 zdroj Lib γ-1, jenž byl ztotožněn s rádiovým zdrojem PKS 1514-24, příp. s optickým objektem AP Lib. Kolísání jasnosti ve vizuálním oboru činilo 14,5 ÷ 16,4 mag v posledních 35 letech a za 5 hodin monitorování se objekt zjasnil o 0,7 mag. Je to zřejmě eliptická nebo N-galaxie. Gama záření nejeví krátkodobé fluktuace, ale změnilo se za devět měsíců mezi dvěma balonovými lety. Celkem zatím známe čtyři gama-zdroje nad 50 MeV, z nichž dva jsou totožné se zdroji rentgenového záření.

Je zjevné, že výzkumy různých útvarů v Galaxii, a to jak v extrémních oborech spektra, tak zpětně i v optickém úseku, přinesly neobyčejně bohatý materiál. Nemenších úspěchů však bylo dosaženo i při studiu galaxií a kvasarů. Snad největší rozruch vzbudilo hned na počátku roku sdělení skupiny amerických astronomů o objevu dvou nových členů místní soustavy galaxií, ležících prakticky v galaktické rovině. Jsou to dnes již proslulé galaxie Maffei 1 a 2 (viz ŘH 4/71, str. 75 a 6/71, str. 105), objevené v infračerveném záření. Původně byly klasifikovány jako galaxie typu E4 (Maffei 1) a Sb nebo Sc (Maffei 2). Na červených fotografiích Maffei 1 však byl nalezen absorpční pruh prachu, takže správná klasifikace je spíše S0 či Sa. Eliptické galaxie totiž nemají prach. Radioteleskop ve Westerborku zjistil, že na vlnové délce 211 mm Maffei 1 nezáří, což opět svědčí proti eliptické povaze galaxie. Naproti tomu tam byly nalezeny tři diskrétní rádiové zdroje, jež jsou podle Oorta pozůstatky supernov.

Maffei 2 je podle rádiových měření rozložení pole rychlostí 211mm vodíkové čáry spíše typem Sb nebo Sa. Vzdálenost Maffei 2 je kolem 3 Mpc; Maffei 1 je o něco blíže. Dalšího člena místní soustavy galaxií objevil na Mt. Palomaru kanadský astronom van den Bergh. Jde o trpasličí galaxii poblíž M31 o průměru 0,5 kpc a absolutní velikosti -11 mag.

Halton Arp z Haleových observatoří pokračoval ve svém úsilí dokázat, že červené posuvy galaxií a kvasarů nejsou jednoznačnou mírou jejich vzdálenosti. Vskutku se mu zdařilo nalézt galaxii NGC 7603 s červeným posuvem 8 800 km/s, jež má fyzicky spojenou složku s červeným posuvem 16 900 km/s. Manželé Burbidgeovi zase objevili, že galaxie 3C 390.3 má dva různé posuvy, z₁ = 0,056 pro Balmerovy a zakázané čáry a z₂ = 0,042 pro emisní vrcholky Balmerových čar. Je to kompaktní galaxie typu N a větší z₁ pochází zjevně z jádra soustavy, zatímco menší z₂ odpovídá hmotě vyvržené z jádra rychlostí 4 100 km/s ve směru zorného paprsku.

Nově byla stanovena vzdálenost Malého Magellanova mračna na 46 kpc; jeho lineární průměr je pak 14 kpc. S. van den Bergh studoval na infračervených snímcích Haleovým dalekohledem galaxii M82. Našel tam kolem desítky jasných uzlíků, jež považuje za superhvězdokupy stokrát svítivější než kulové hvězdokupy v naší Galaxii. Vznikly údajně při známé explozi v jádře M82 před 1,5 milionem let.

Quirk pokračoval v numerických experimentech s vývojem spirální struktury galaxií. Hustotní vlny jsou podle něho vytvářeny spíše plynem než hvězdami. Spirály s příčkou vedou postupně ke vzniku spirály se dvěma rameny. Peebles se zabýval podílem skryté hmoty v Galaxii. Odhaduje, že 30 % hmoty Galaxie je již ve stadiu černých děr, jichž je celkem asi miliarda. To by bylo příznivé pro vysvětlení nesouhlasu mezi tzv. luminozitní a viriálovou hmotností galaxií.

Vztahem mezi červenými posuvy kvasarů a kup galaxií se zabýval Bahcall se spolupracovníky. Zjistili, že pro červené posuvy z > 0,2 není mezi oběma typy žádná korelace. Pro z z = 0,131, příp. z = 0,323 výborně souhlasí s posuvy pro jasné členy kup. Gunn tak mohl odvodit horní hranici pro hmotnost kvasaru Ton 256, jež je menší než bilion Sluncí.

Naproti tomu H. Arp zjistil, že Markarjanova galaxie Mrk 205 má desetkrát větší červený posuv než ostatní členové této kupy galaxií. To by svědčilo o nekosmologické povaze červeného posuvu. O fyzické souvislosti obou útvarů svědčí filament, jenž tento kvasar spojuje s blízkou galaxií NGC 4319. D. W. Weedman proto podrobil systematické prohlídce celý palomarský atlas a našel devět podobných koincidencí kvasarů s kupami galaxií. Výsledky měření červených posuvů jsou nyní očekávány s napětím.

Rekordní červený posuv z = 2,877 pro kvasar 4C 05.34 vzbudil mnoho zájmu o tento objekt. Spektra z Haleova dalekohledu zobrazují průběh energie od klidové vlnové délky 83 nm. Teplota povrchu je menší než 20 kK. Lynds na Kitt Peaku našel celkem pět absorpčních systémů, s posuvy z v rozmezí 2,8754 ÷ 2,4739, tj. s relativní rychlostí expanze až 50 000 km/s. Velký počet absorpčních čar (64) byl nalezen u kvasaru PHL 957 s druhým největším posuvem z = 2,72.

Pokračovalo též studium optické proměnnosti kvasarů. Biraud z Green Banku zjistil, že kvasar PKS 1514-24 = AP Lib s rychlým charakterem optických fluktuací se podobá dříve objevenému rychle proměnnému objektu BL Lac. Fluktuace jasnosti s periodami hodin, měsíců i let byly zjištěny pro jasný kvasar BZ 1215+30, a to v rozsahu 13,7 ÷ 15,8 mag. Kvasar 3C 454.3 se mění během jedné hodiny o 0,3 mag. Tyto rychlé variace jsou jedním z největších problémů, poněvadž tak ohromné změny zářivého výkonu se dají obtížně vysvětlit. Statistika praví, že z dnes známých kvasarů asi 12 % jeví velmi bouřlivou optickou aktivitu, 50 % průměrnou aktivitu, 12 % se mění pomalu a dlouhodobě a 26 % je konstantních.

Horní a dolní meze hmotností kvasarů jsou zatím od sebe vzdáleny o šest řádů, tj. někde mezi 10⁷ ÷ 10¹³ M_O. I takto neurčité omezení je však zajímavým vodítkem pro pochopení povahy kvasarů, neboť v týchž mezích leží hmotnosti galaxií. Důležité je, že meze byly odvozeny nezávisle na hypotéze o vzdálenosti kvasarů.

Burbidgeová a Lyndsová připravily přehled o absorpčních spektrech kvasarů. Dokázaly tak, že absorpce vznikají v expandujících obálkách kvasarů. První absorpce byly objeveny r. 1966 u kvasaru 3C 191, kde rychlost expanze obálky činí 600 km/s. Nejvíce obálek – sedm – bylo zjištěno u kvasaru PKS 0237-23. Poslední obálka se rozpíná rychlostí 90 000 km/s! U kvasaru PHL 938 bylo naměřeno rozpínání rychlostí dokonce 150 000 km/s! Tak obrovské rychlosti dále komplikují problémy energetické bilance kvasarů.

Zajímavý výběrový efekt, týkající se četnosti různě velkých červených posuvů, objevil R. C. Roeder. Již mnoho let se vedou diskuse o tom, proč jsou určité červené posuvy četnější než jiné. Zejména častý výskyt posuvu z = 1,95 vzbuzoval podezření, že snad jde o gravitační efekt. Roeder ukázal na rozsáhlé statistice, že celý jev je výběrovým efektem, neboť snadnost změření červeného posuvu závisí na množství čar, jež jsou k dispozici. To je i při fyzikální stejnorodosti kvasarů nutně funkcí červeného posuvu, neboť čáry se postupně přesouvají do vizuální oblasti a pak z ní zase mizí. Minimum četnosti kvasarů u z = 1,25 je dáno prostě tím, že intenzivní čára Mg II se posune příliš daleko do červené oblasti. Kolem z = 1,95 se dobře měří intenzivní čára Ly-α, a tím lze zvýšení četnosti vysvětlit. Roeder kontroloval celkem 162 červených posuvů a zjistil, že počet čar k identifikaci kolísá mezi sedmi čarami pro posuvy 0,2 ÷ 0,3 a pouze dvěma čarami pro posuvy 1,3 ÷ 1,4. Při určování červených posuvů se celkem užívá 42 emisních čar.

Studium 79 kvasarů na vlně 111 mm odhalilo, že při rozlišovací schopnosti přístroje 3″ bylo 36 kvasarů úhlově rozlišeno, 10 bylo na hranici rozlišení a 33 zůstalo nerozlišeno. Konečně M. Schmidt užil metod stelární statistiky ke zjištění, že za předpokladu platnosti kosmologické hypotézy vznikalo nejvíce kvasarů před 8,5 miliardami let (viz ŘH 8/71, str. 145).

Několika pozoruhodných výsledků bylo dosaženo při poznávání celkové stavby vesmíru. T. W. Noonan určil střední hustotu hmoty ve vesmíru v rozmezí 2 ÷ 5.10^-28 kg/m³. P. Noerdlinger využil výsledků měření rentgenového záření z kup galaxií k revizi škály vzdáleností, a tím i k novému určení Hubbleovy konstanty. Podle něj by měla Hubbleova konstanta činit pouze H₀ = 38 km/s/Mpc, což je jen polovina dosud přijímané hodnoty. Stáří expandujícího vesmíru by se tak zvětšilo na 26 miliard let.

Některé úvahy se týkají množství antihmoty ve vesmíru. Z nepřítomnosti neutrinového toku v původním Davisově experimentu vyplývá, že Seyfertovy galaxie neobsahují antihmotu. Dalším důkazem malého zastoupení antihmoty je výsledek měření počtu těžkých antičástic Čerenkovovými detektory při výstupu balonů. Pokus provedený pracovníky Imperial College udal horní mez pro poměrné zastoupení těžkých antijader s atomovým číslem větším než 6, a to na 7,5 %. Jde o částice kosmického záření s energiemi 5 ÷ 9 GeV. Poměr antiprotonů a protonů byl zjištěn již v r. 1968 a horní mez je 3.10^-4. Pro jádra s atomovým číslem 2 až 6 bylo už dříve (1961) stanoveno, že antijader je nanejvýš 0,6 %.

Tzv. reliktní záření, jehož původ se spojuje s výbuchem vesmíru (velkým třeskem), se ocitlo poněkud v úzkých. Na vlně 3,3 mm dostáváme teplotu 2,7 K, avšak v rozmezí 0,4 ÷ 1,3 mm byla z infračervených měření odvozena nečekaně vysoká hodnota 8,3 K. Kdyby záření nemělo tepelný charakter, tj. kdyby odvozená teplota byla funkcí vlnové délky, byla by tím hypotéza o reliktním záření pohřbena. Pozorování 0,65m infračerveným teleskopem na observatoři Mauna Kea na Havajských ostrovech ukazuje, že by tepelný charakter záření šlo snad zachránit možnou přítomností infračervené čáry oxidu dusného o vlnové délce 0,8 mm. Izotropie reliktního záření umožňuje v principu stanovit pohyb Země vůči místní soustavě galaxií. Podle měření Dickeovým radiometrem vychází hodnota 400 km/s směrem k souhvězdí Panny, zatímco Henry obdržel hodnotu 200 km/s směrem ±2^h v rektascenzi a ±20° v deklinaci.

Stejně jako v minulých letech neustávají pokusy o prověrku teorie relativity astronomickými metodami. Jak známo, někteří autoři obhajují alternativní gravitační teorii Bransovu-Dickeovu, a tak rozhodování mezi nimi zvyšuje atraktivnost provedených měření. Z radarových odrazů od planet Merkur a Venuše v decimetrovém pásmu, jež byly získány na observatoři v Arecibu, vyplývá λ = (l,01 ±0,2); tedy výborný souhlas s Einsteinovou teorií (v níž se λ rovná přesně jedné; Bransova-Dickeova teorie předpovídá λ = 0,93). Gravitační odchylka mikrovln v blízkosti slunečního disku podle měření R. Sramka na centimetrových vlnách v Green Banku dala naopak λ = (0,90 ±0,05). V téže době však pro týž zdroj 3C 279 zjistili v Cambridgi λ = (1,07 ±0,17), v Owens Valley (1,01 ±0,11), v Goldstone 1,04 (0,11 ±0,15) a v Cambridgi (1,14 ±0,30). Odtud je patrné, že výsledky svou přesností nestačí rozhodnout mezi alternativními teoriemi. Také pozorování planetky Icarus z posledního přiblížení k Zemi v r. 1968 dává málo přesnou hodnotu λ = (0,95 ±0,08). Shapiro soudí, že i po všech korekcích se chyba nezmenší více než na ±0,05, a tak vlastně dodnes nemáme žádnou uspokojivou astronomickou metodu pro prověrku gravitačních teorií.

Jiný pokus uskutečnili J. Hafele a R. Keating, kteří tryskovými letadly převáželi atomové hodiny kolem světa. Chtějí tak ověřovat známý důsledek speciální teorie relativity – dilataci času. Bohužel je však očekávaná velikost časové dilatace při poměrně pomalém pohybu tryskového letadla překryta jinými efekty, a tak relativní přesnost nutná ke zdaru pokusu (10^-13) je právě na hranici soudobé techniky. Zploštění Slunce, naměřené r. 1967 a uváděné jako argument ve prospěch Bransovy-Dickeovy hypotézy, může být vysvětleno jednoduše tím, že na pólu je o něco nižší teplota než na rovníku. Rozdíl 30 K by opticky obraz Slunce dostatečně deformoval, aniž by to nějak souviselo s kvadrupólovým momentem, který Slunci přisuzuje Dicke.

Zvláštní pozornost vzbudilo sdělení skupiny výzkumníků z Cambridge (USA) a jiných pracovišť o neočekávaném chování kvasaru 3C 279 během interferometrických měření na velmi dlouhé základně 3 900 km (Goldstone-Haystack). Pozorování z října 1970 až února 1971 na vlně 38 mm se dají vyložit tak, že dvojitý kvasar se rozpíná a příčná složka rychlosti, projevující se zvětšením úhlové vzdálenosti složek, činí – za předpokladu kosmologického modelu – desetinásobek rychlosti světla! Červený posuv kvasaru je totiž z = 0,538.

Uvedení autoři předložili po pětiměsíční analýze více než tisíce kilometrů magnetických pásků s registracemi rádiového šumu několik vysvětlení tohoto jevu. Buď se dvojsložkový model pro kvasar nehodí, nebo byla naměřena fázová, a nikoliv grupová rychlost, či se v kvasaru měřily jiné zdroje v říjnu a jiné v únoru. Konečně pak může být kvasar lokálním, a ne kosmologickým objektem, anebo je Hubbleova konstanta o řád vyšší, než se uvádělo. Tato možnost je ovšem velmi nepravděpodobná, stejně jako domněnka, že se složky kvasarů skládají z hypotetických tachyonů a pohybují se vskutku nadsvětelnou rychlostí. Nicméně ani v minulém roce nevybočilo pozorování kvasarů z tradice, že každý nový objev ohrožuje všechny teorie.

K novým aplikacím teorie relativity patří i studium neutronových hvězd a gravitačního kolapsu. Vedle pojmu černých děr a kolapsarů (ŘH 6/1971, str. 108) se objevil i termín „bílé díry“ . Jde o doplněk černé díry v jiném vesmíru. Bílá díra tedy produkuje, a to patrně jako antihmotu, tu hmotu, která se z našeho vesmíru ztratila v podobě černé díry. Naopak v našem vesmíru mohou existovat bílé díry jako doplněk černých děr z jiných vesmírů. Zatím je to ovšem jen spekulace, založená spíše na estetických než fyzikálních základech. Cameron dokonce soudí, že 90 % hmoty vesmíru je již zkondenzováno do černých děr. Jedině tak lze prý vysvětlit skrytou hmotu v galaxiích. Kdyby to totiž byl plyn, pak by se projevil buď v rentgenovém záření, nebo v rádiovém oboru, kdežto černé díry bezpečně nezáří nikde.

Pokud jde o neutronové hvězdy, nové poznatky o jejich pravděpodobné struktuře jsem shrnul ve Vesmíru (11/1971, str. 323). Pouze jako doplněk uvádím revidované meze hmotnosti stabilních neutronových hvězd, jež jsou 0,02 ÷ 1,74 M_O při centrálních hustotách 2,2.10¹⁷ ÷ 3,3.10¹⁸ kg/m³. Y. Leung a C. Wang naproti tomu tvrdí, že neutronové hvězdy nemohou mít hmotnost vyšší než 0,5 M_O, což je ovšem v příkrém rozporu se vším, co dosud o neutronových hvězdách a pulzarech víme.

Trvalý zájem vzbuzují též Weberovy pokusy s detekcí gravitačních vln. Je to experimentálně choulostivá záležitost, neboť podle Webera na jeden graviton připadá 10⁴³ fotonů, takže jeho aparatura musí mít relativní citlivost 10 ¹⁶, aby se vůbec dalo něco změřit. Weber uvádí pravděpodobnost náhodné koincidence vibrací válců 0,2 a pravděpodobnost, že gravitační vlny přicházejí z galaktického centra, pak činí 0,67. Potvrzuje se tím též tenzorový charakter gravitačního pole, což svědčí pro Einsteinovu teorii.

Weber odhaduje, že při každé koincidenci se mění 0,2 hmoty Slunce na gravitační energii, to je více než tisíc hmotností Slunce v jádře Galaxie za rok! To ovšem znamená, že uvolněná energie ve formě gravitačního záření je o čtyři řády vyšší než energie v optickém a rádiovém oboru dohromady. Pak by ovšem zkoumání gravitačních vln bylo naprosto rozhodující pro správné pochopení fyzikálních procesů ve vesmíru.

Zajímavým doplňkem Weberových měření je analýza švédského fyzika A. Andersona z Uppsaly, který analyzoval přesné dráhy sond Mariner 6 a 7, jež jsou díky Dopplerovým radarům známy s relativní přesností 10^-12. Gravitační vlny mohou dráhu sondy ovlivnit natolik, že se to měřitelně projeví. Dne 15. března 1969 našel Anderson v době odpovídající koincidenci ve Weberových válcích pro Marinera 7 změnu rychlosti o 3 mm/s. Předpokládal, že gravitační záření se šíří rychlostí c. M. J. Rees považuje extrémně dlouhé gravitační vlny za příčinu vzniku hmotných fluktuací ve vesmíru a chce tak vysvětlit vznik galaxií i galaktických kup. Tyto vlny by měly mít délku 1 ÷ 10 Mpc (jeden kmit za třicet milionů let!).

Jako zvláštní příspěvek k budoucím astronomickým experimentům s významem pro teoretickou fyziku uveďme ještě novou gravitační teorii Y. Fujiho z Tokia. Důsledkem nové hypotézy by měla být přídavná gravitační síla s dosahem 10 m ÷ 1 km, případně s dosahem pod 10 mm. Ve Fujiho teorii by např. hmotnost Země měla být o třetinu větší, než je její hmotnost v Newtonově teorii, a to by se přirozeně muselo astronomicky projevit. Druhou možnou prověrku Fujiho hypotézy skýtají neutronové hvězdy s malými lineárními rozměry a intenzivním gravitačním polem.

Jak jsem už naznačil, R. Davis dosáhl konečně pozitivního výsledku při svých experimentech s detekcí slunečních neutrin. V cisterně, jež obsahovala 378 m³ perchloretylenu a jež byla umístěna ve zlatém dole Homestake v Jižní Dakotě v hloubce 1 480 m pod zemí, se mu zdařilo registrovat atomy radioaktivního izotopu argonu, vznikající interakcí neutrin s atomy chloru. Je to téměř neuvěřitelná experimentální jemnost, neboť z lázně obsahující kvintilion atomů izoloval těch pravých 25. To znamená, že v přístroji se zachytí jedno neutrino za dva dny, což je šestkrát méně, než se očekávalo, jestliže zdrojem sluneční energie je protonově-protonový cyklus, a 21krát méně, než kdyby ve Slunci probíhal cyklus C-N-O. Davisův experiment lze uvést do souladu s teorií, jestliže v modelech Slunce snížíme centrální teplotu z 15 MK na 14 MK. Produkce neutrin závisí totiž na 28. mocnině teploty, a tak se i malá chyba v odhadu centrální teploty projevuje takto význačně. Výsledek tedy jasně svědčí pro proton-protonový cyklus. Napodobit tento cyklus v urychlovači na Zemi je technicky neproveditelné – trvalo by to celý rok, než bychom na soudobém urychlovači pozorovali jedinou interakci.

Astronomie tak v mnoha směrech prospívá fyzice a tato okolnost je dnes oboustranně uznávána. Svědčí o tom i takový na první pohled formální fakt, že v posledních letech dostali Nobelovy ceny za fyziku, příp. chemii, hned tři astrofyzikové, profesoři Bethe, Alfvén a Herzberg. Záběr astronomie se však rozšiřuje. Zmínil jsem se už např. o významu objevu mezihvězdných molekul pro pochopení vzniku života na Zemi. Astronomie však může prospět i dnes tak důležitým snahám o ochranu životního prostředí. Prof. P. Hodge ze Seattlu upozornil, že údaje o atmosférické extinkci, získávané na hvězdárnách průběžně při fotometrii hvězd, se mohou stát v podstatě jedinečným dokladem postupujícího znečišťování ovzduší. V rámci projektu Astra (ŘH 11/1971, str. 222) to názorně dokázal na extinkci měřené v průběhu posledních padesáti let na Mt. Wilsonu. Podobné údaje se nyní v rámci projektu shromažďují také z ostatních světových observatoří.

Tento přehled obvykle uzavírám doplňkem o nových přístrojích. Naštěstí o optických teleskopech referovala Říše hvězd (č. 9/1971, str. 180), a tak je můj úkol usnadněn. Chtěl bych připomenout impozantní výkon družice OAO-2, jež do konce roku 1970 vykonala již deset tisíc oběhů kolem Země. Pro experiment Smithsonianovy observatoře bylo získáno 8 700 obrazů v ultrafialovém světle, tedy asi 10 % plochy oblohy, a pro wisconsinský pokus bylo pozorováno asi 25 000 hvězd.

Také statistika pro náš dvoumetrový dalekohled v Ondřejově se vyvíjela příznivěji než v předešlých letech. Pracovníci stelárního oddělení Astronomického ústavu ČSAV užívali dalekohledu především ke spektroskopii hvězd s obálkami a ke studiu zákrytových dvojhvězd. V září 1971 jsme oslavili pořízení 1000. spektrogramu od počátku činnosti dalekohledu. Kromě toho používali přístroje domácí i zahraniční (Belgie, Holandsko, NSR a Rumunsko) hosté. V belgickém experimentu se k dalekohledu připojuje šestikanálový fotometr pro studium emisních čar ve spektru planetárních mlhovin a příbuzných objektů. Holandský experiment byl pokračováním pokusů s heterodynní detekcí hvězdného světla, jež započaly v r. 1968. Pokud jde o nové radioastronomické přístroje, sotva byl dokončen 100metrový parabolický radioteleskop v Effelsbergu (NSR), ohlásili Britové stavbu 115metrového plně pohyblivého radioteleskopu ve Walesu a dále 5kilometrového interferometru v Cambridgi.

A tak zaznamenal loňský rok hned několik vrcholů. Osobně považuji za nejvíce vzrušující objevy v rentgenovém oboru spektra, ale neméně povzbuzující je přínos klasické optické astronomie, jež si – díky novým technikám v extrémních oborech spektra – má vskutku z čeho vybírat. Přehled je v mnoha směrech kusý a nedokonalý, ačkoliv má úloha byla letos usnadněna tím, že o řadě důležitých objevů již náš časopis přinesl zprávy, ba i rozsáhlejší články. Proto ten nezvykle vysoký počet odkazů, za což se čtenáři omlouvám. Nepovažoval jsem však za vhodné opakovat svými slovy to, co bylo zcela nedávno v Říši hvězd vysvětleno podrobněji.

Rozvoj astronomie je v posledních letech charakterizován především rozšířením oboru frekvencí či vlnových délek, v němž můžeme přijímat záření nebeských těles. Snad to lze přirovnat k věrnosti zobrazení při přechodu od černobílé k barevné fotografii. Avšak loňský rok, díky Davisově experimentu, znamená rozšíření našich pohledů na vesmír též v dalším rozměru – neutrina se zásadně liší od fotonů. Přidáme-li k tomu gravitační vlny, znamená to, že jsme dnes schopni registrovat tři druhy silových polí, a samozřejmě není vyloučeno, že se v budoucnosti dočkáme ještě dalších – tedy vícerozměrného pohledu na svět. Skloubení poznatků z takto definované vícerozměrné astronomie bude proto brzo na pořadu dne a na tento nesnadný úkol bychom měli připravovat jak sebe, tak i své kolegy fyziky, neboť se zdá, že s dosavadním způsobem astrofyzikálního nazírání na vesmír už dlouho nevystačíme.

Žeň objevů – rok 1972

Už několikrát jsem při sestavování přehledu o pokrocích astronomie připomínal, jak neúplný je tento výčet. Tentokrát mi přispěchala na pomoc statistika, která praví, že do šesti let je každý objev učiněn nezávisle znovu. Platí-li to i pro literární rešerše, pak se mohou čtenáři utěšovat, že to, co chybí v letošním přehledu pro nepozornost autorovu, si přečtou nejpozději počátkem r. 1979. Táž statistika hodnotí význam vědeckých prací podle počtu odkazů v odborné literatuře. Odtud vyplývá, že vědecký pracovník může být spokojen, jestliže se jeho práce cituje v desítkách dalších článků. Jen několikrát za život se vynikajícím odborníkům stane, že některé jejich dílo je citováno více než stokrát. A tak získávají vědečtí šéfové pohodlné kvantitativní měřítko pro hodnocení výkonu svých podřízených.

Chci vám však nabídnout alternativní kritérium: význačná práce je taková, o níž se psalo v některé „Žni“. Je to samozřejmě podmínka pouze postačující; o mnoha důležitých pracích se zde nehovoří, buď proto, že si pisatel jejich význam dosud neuvědomil, anebo je prostě vůbec nečetl. Konečně pak je skupina prací povýtce teoretických, jež jsou vynechány úmyslně – snad se jednou objeví z jiného pera „Žeň teorií“.

Přehled výsledků docílených při studiu naší sluneční soustavy započneme přímo na Zemi. Byla určena hmotnost zemské atmosféry 5,157.10¹⁵ t a zjištěno přemisťování značných vzdušných hmot mezi severní a jižní polokoulí během roku. U nás na severu je v zimě o 4.10¹² t vzduchu více než v létě.

Jiným pozemským problémem je proslulý Tunguzský meteorit. Loni byly uveřejněny výsledky speciálního sovětského zasedání, na němž byla mimo jiné odhadnuta energie výbuchu na 10¹⁷ J, což je řádově 30 megatun TNT, tedy výbuch energeticky vydatnější než exploze velké vodíkové pumy. V půdě v okolí dopadu byly nalezeny křemičité kuličky, jež jsou zřejmým pozůstatkem výbuchu. Nebyl zjištěn izotop ³⁹Ar, jenž by svědčil o jaderné povaze výbuchu či dokonce o anihilaci meteoritu.

Podrobněji byl zkoumán též nedávný pád „fotografického“ meteoritu Lost City. Skupina pracovníků pod vedením McCroskyho našla čtyři úlomky o celkové váze 17 kg. Souhlas mezi hmotností odvozenou dynamicky a z fotometrie je výtečný, zato hustota byla podceněna 5–8krát. Jiný bolid, zachycený Prérijní sítí komor (č. 40503), byl ještě stokrát jasnější než Lost City, ale přesto se zcela vypařil. Je to další důkaz existence dvou druhů meteoritů: porézních a kompaktních.

Pokud jde o našeho nejbližšího souseda – Měsíc, těžiště výzkumů se přesunulo do oblasti jiných vědních disciplín, mimo čistou astronomii. Díky letům Apolla 11, 12 a 14 byla zpřesněna hodnota poloměru Měsíce z gravitačního působení na kosmické lodě na 1 735,77 km. To je ve výborné shodě s údajem z telemetrie (1 735,95 km). Zato poloměr Měsíce z pozemských pozorování se přece jen poněkud liší, neboť činí 1 738,43 km. U měsíčních měr ještě na okamžik posečkejme, neboť laserová měření vzdálenosti Měsíce se konečně dějí s přesností, jež byla očekávána, tj. ±300 mm. Nejlepší výsledky dává retroreflektor umístěný posádkou Apolla 15. Přesnost délkových měření na McDonaldově observatoři (2,7m dalekohled) občas dosahuje až ±70 mm. Ročně se nyní získává několik set délkových měření a hodnota pozorovacího materiálu s časem stále poroste. Současně se totiž značně zlepšila přesnost v laboratorním měření rychlosti světla, a to na hodnotu c = (299 792,462 ±0,018) km.

Důležitým výsledkem je zjištění magnetického pole Měsíce, jež má intenzitu až 350 nT. Z teorií, jež se pokoušejí vysvětlit, proč vůbec má Měsíc magnetické pole, uveďme stručně teorii dynamovou (předpokládá se tekuté jádro Měsíce, obdobně jako u Země), dále hypotézu o původně silném magnetickém poli Slunce, jež ovlivnilo magnetismus Měsíce, a konečně domněnku, že při přiblížení Měsíce k Zemi na vzdálenost 3–4 zemských poloměrů se Měsíc prostě zmagnetizoval.

Modely nitra Měsíce jsou založeny na měřeních seizmických jevů pomocí seizmometrů instalovaných posádkami Apolla 11, 12, 14 a 15. Předností metody je, že zde studujeme Měsíc vcelku, kdežto vzorky hornin jsou nutně omezeny lokálně a mohou být ovlivněny náhodným výběrem. O citlivosti seizmometrů svědčí, že některé jsou schopny registrovat již posuvy o 0,1 nm. Dopady vyhořelých raketových stupňů působí vesměs pověstné seizmické doznívání po dobu několika hodin. Zemětřesení jsou zjevně působena jednak slapovým pnutím, zvláště v období mezi 4 dny před průchodem perigeem a 3 dny po něm, jednak impakty – dopady meteoritů. Ohniska prvého typu zemětřesení (tzv. kategorie A) leží v hloubce až 800 km a mají průměr 10 ÷ 20 km. Ve srovnání se Zemí, kde se ročně uvolní při zemětřeseních energie přes 10¹⁷ J, je Měsíc ovšem velmi klidné těleso, neboť energetická bilance seizmických jevů nepřekročí 10⁴ ÷ 10⁵ J.

Pokud nás zajímá planetární výzkum, pak nejvíce pozornosti v uplynulém roce bylo věnováno výzkumu Marsu. Díky Marinerům 6 a 7 byl zpřesněn rovníkový poloměr Marsu na (3 393,8 ±1,7) km a polární poloměr na 3 379,5 km. Střední hustota planety činí (3 939 ±7) kg/m³. Pomocí Marineru 9 byla objevena jakási boule podél rovníku Marsu, jakož i gravitační anomálie – mascony – obdobné těm, které již známe na Měsíci. Nad jižním pólem planety byla nalezena vodní pára a teploty se tam pohybují mezi 200 K v noci a 240 K odpoledne. Polární čepičky mají tloušťku jen několik centimetrů.

Důležitým objevem je mohutný vulkanismus spojený s výskytem obřích sopek. Mars má zjevně i to, čemu na Zemi říkáme počasí. Ovzduší obsahuje vodní páru i ledové krystalky a oxid uhličitý. Ozon se vyskytuje jen občas kolem pólů. Teplota atmosféry se směrem od povrchu až do výše 40 km prakticky nemění a činí 350 K. Projevy eroze na povrchu Marsu jsou povětšinou dobře patrné – vzpomeňme ostatně na mohutnou prachovou bouři, která ustala až koncem r. 1971. Vítr na Marsu dosahuje rychlosti až 275 km/h.

Mariner 9 zmapoval převážnou část povrchu Marsu s přesností v určení polohy detailů ±5 km. Pozoruhodným rysem je existence táhlého (až 4 000 km dlouhého) údolí o šířce až 120 km a hloubce až 6 km. Dnes je tedy zřejmé, že Mars je neobyčejně aktivní planetou; rozhodně se liší od Měsíce mnohem více, než se zprvu zdálo. Také radarový výzkum Marsu přinesl nové poznatky. Především se podařilo sestrojit radarovou mapu povrchu s úhlovým rozlišením 1,3° x 0,8° (měřeno v areografických souřadnicích). Jelikož na Marsu není vztažná (mořská) hladina, jde ovšem jen o relativní topografii. Rozdíly ve výškách dosahují 12 ÷ 15 km a přesnost výškových měření činí ±75 m.

Zvýšené pozornosti se dostalo i miniaturním Marsovým přirozeným družicím Phobosu a Deimosu. A. T. Sinclair z Greenwichské observatoře tvrdí, že pozorování pohybu družic nejsou tak přesná, aby se z nich dalo odvodit dnes již legendární sekulární zrychlování pohybu. Analyzoval 3 107 pozorování z let 1877–1969 a dokázal, že zrychlení zmizí, vynecháme-li pozorování z opozic r. 1877, 1879 a 1881. Vše tedy svědčí spíše pro systematické pozorovací chyby v určování času v oné době. Sinclair navíc ukázal, že i údajné zrychlování V. družice Jupiteru je fiktivní. Obě přirozené družice Marsu mají nepravidelný tvar a jsou posety krátery. Patří k nejtmavším tělesům sluneční soustavy. Poloměr Deimosu je (5 ±1) km a jeho albedo jen (0,07 ±0,02).

V současnosti počíná vzrůstat zájem o studium Jupiteru, který je vlastně tou pravou záhadnou planetou. Hlavní loňskou událostí bylo zajisté vypuštění sondy Pioneer 10 dne 2. března 1972. Sonda, jež vytvořila nový rychlostní rekord pro umělé kosmické těleso, míří k Jupiteru a prochází nyní pásem planetek. Prvním překvapením je právě nerostoucí počet nanometeoritů při průletu asteroidálním pásem – snad jde o efekt tlaku záření, jenž drobné částice vymetl. Kromě přístrojů ke zkoumání planety a meziplanetárního prostoru nese sonda i pozlacenou plaketu – poselství pozemšťanů cizím civilizacím.

Obří megawattový radar na observatoři Arecibo (Portoriko) zaznamenal loni dokonce odrazy od hlavních Jupiterových družic, což je samozřejmě zcela fantastický technický výkon. Z analýzy zákrytu hvězdy β Scorpii C měsícem Io v květnu 1971 byl určen průměr družice (3 659 ±5) km a střední hustota (2 820 ±230) kg/m³. Io nemá vlastní atmosféru.

Pokrok měřicí techniky přinesl i celkové zpřesnění znalostí hmotností M_P a hustot planet ρ sluneční soustavy. V tabulce shrnuji převrácené hodnoty hmotností 1/M_P (ve slunečních jednotkách), jakož i střední hustoty:

Podle poslední revize je však hmotnost Pluta vyšší než tabelovaná a činí 0,18 hmotnosti Země, tj. 1/M_P = 1 800 000. Pak je ovšem Pluto planetou s nejvyšší střední hustotou kolem 7 000 kg/m³. V našem přehledu nezaslouženě vynecháváme Slunce, a tak aspoň jeden výsledek týkající se barevných indexů. Podle měření S. K. Crofta aj. (Brigham Young University) je B – V = (+0,631 ±0,003) a U – B = (+0,14 ±0,007). Obtíží podobných měření je vysoký jas naší nejbližší hvězdy. Výhodou ovšem zůstává, že Slunce nepatří k proměnným hvězdám, neboť s nimi jsou stálé nesnáze.

Chtěl bych zde připomenout podivuhodné chování cefeidy RU Cam, která před několika lety přestala pulzovat (ŘH 10/1966, str. 189). Od té doby se už nikdy zcela nevzpamatovala. I když si zachovává původní periodu, amplitudy světelných změn jsou malé a často zcela nulové. V letech 1970–72 se několikrát zdálo, že se hvězda opět vzchopí (maximální amplitudy se objevily v lednu a prosinci 1971), ale největší změny jasnosti dosáhly jen 0,2 mag. Podle názoru sovětských astronomů (GAIŠ) zde probíhá konvektivní přenos hmoty v nitru červeného obra, hvězda opouští oblast nestability v diagramu H-R a putuje rychle doleva, takže období klidu se budou čím dál více prodlužovat. Je-li tomu tak, pak máme vskutku nesmírné štěstí, že jsme v tomto vývojovém stadiu hvězdu přistihli.

Jinak snad nejzajímavější loňské údaje o proměnných se týkají rádiových pozorování zákrytových dvojhvězd β Lyr a β Per. Interferometr NRAO v Green Bank odhalil silnou rádiovou emisi v lednu a únoru 1972 na vlnách 30, 70 a 111 mm. Vzplanutí se opakovala vždy po několika málo dnech. C. T. Bolton na observatoři Davida Dunlapa v Kanadě potvrdil, že rádiová vzplanutí se projeví změnami emisních profilů v optickém spektru. Čáry mají vzhled typu P Cygni. Povaha rádiové emise byla zkoumána jak v USA, tak i v Kanadě. Emise β Per se měnila v poměru intenzit 1 : 5 již během hodiny.

Teploty na povrchu složek musí v tu dobu přesahovat 40 kK, což je nečekaně vysoká hodnota. Jde tudíž o tepelné záření s celkovým výkonem až 2.10²⁸ W a mělo by být doprovázeno též výronem rentgenového záření, jež však zatím nebylo zaznamenáno. Zdá se, že rádiová emise se dá očekávat u těsných dvojhvězd, jež jako primární složku mají horkou modrou hvězdu třídy B a u nichž probíhá výměna hmoty.

Zajímavým aspektem výměny hmoty se zabýval J. Faulkner. Ukázal totiž na význam gravitačního záření pro vývoj těsných dvojhvězd, což má za následek, že např. soustava s původní dobou oběhu 10 h má po několika miliardách let periodu řádu 10² min. Příkladem může být systém WZ Sge. Jiným ještě extrémnějším případem je nedávno objevená zákrytová dvojhvězda HZ 29 (AM CVn) s periodou jenom 17,5 min, při vzdálenosti složek pouhých 10⁵ km. Hmotnost sekundární složky je zde pouze 0,041 M_O. Vzhledem k hmotnostem i rozměrům jde nepochybně o bílé trpaslíky.

Zkoumání bílých trpaslíků pokračovalo i jinými směry. Pro bílého trpaslíka Grw+70°8247 bylo z hodnoty kruhové polarizace světla naměřeno magnetické pole 500 T. Pracovníci Haleových observatoří získali přesnější údaje o Siriovu průvodci: T_ef = (32 ±1) kK, poloměr (0,0078 ±0,0002) R_O (tj. 5 400 km), hmotnost (1,20 ±0,25) M_O a hustota 3.10⁹ kg/m³. Předpokládaný relativistický červený posuv [(83 ± 3) km/s] je v dobré shodě s naměřeným (89 ±16) km/s.

Velký zájem vzbudilo sdělení M. F. Allera a C. R. Cowleye, že ve spektru hvězdy HR 465 byly nalezeny čáry radioaktivního promethia. Podobně D. N. Davisová objevila Pm I a Pm II ve spektru miridy V Cnc. Jelikož poločasy rozpadu izotopů Pm činí od 36 s do 18 let, znamená to nutně, že v atmosférách hvězd je prvek neustále doplňován mechanismem, o němž nic nevíme. Naproti tomu holandští astronomové soudí, že identifikace prvku je založena na náhodných koincidencích poloh čar, a že tudíž čas k vytváření exotických teorií syntézy radioaktivních prvků dosud nenastal.

Jinou záhadou je výskyt široké ultrafialové absorpce na 172 nm ve spektrech raných veleobrů. Spektra z družice OAO-2 ukazují, že absorpce se vytváří zřejmě v rozsáhlé atmosféře veleobrů. Původ je neznámý. Družice též umožnila pořídit ultrafialové světelné křivky (192, 246 a 333 nm) zákrytové dvojhvězdy CW Cep, což je systém raných hvězd typu B 1,5 V, obíhajících v periodě 2,7 dne.

V infračerveném oboru byl studován objekt IRC+10216 v souhvězdí Lva, jenž je v pásmu 5 μm nejjasnějším bodovým zdrojem na obloze. Teplota tělesa je přímo pokojová, totiž 375 K (102 °C). Nejsvítivější hvězdou vůbec je HR 5171 ve vzdálenosti 3 600 pc, spektrální třídy G8 Ia. Při průměru 10 AU (kdyby se veleobr nacházel na místě Slunce, obíhal by Jupiter v jeho chromosféře) a teplotě 5 kK je jeho absolutní hvězdná bolometrická velikost -9,75 mag (630 kL_O!).

Když už jsme u extrémů, uveďme též nejméně průhledné objekty v Galaxii. Infračervené hvězdy v Orionu jsou ve viditelném světle zeslabeny o 80 mag díky mračnům v mlhovině v Orionu. Oblak formaldehydu v téže mlhovině má dokonce vizuální absorpci 200 mag (z 10⁸⁰ fotonů by oblakem prošel jediný). Tušíme, že právě v těchto oblastech se rodí hvězdy, i když přímý důkaz ještě chybí. Zatím musíme věřit výpočtům, z nichž nejnovější uskutečnil R. B. Larson. Počítal vývoj prahvězd o hmotnostech 0,25 ÷ 10 M_O. Rané fáze vývoje připomínají Bokovy globule. Infračervené zdroje v Orionu jsou prahvězdy s různými počátečními hmotnostmi. Také objekty T Tau dobře zapadají do vývojového schématu. Autor dále soudí, že útvary jako FU Cyg nebo V1057 Cyg představují prahvězdy, kde je obálka „odfukována“ tlakem záření a hvězdným větrem. Vše tudíž nasvědčuje tomu, že naše spíše intuitivní představy o počátcích hvězdného vývoje jsou v základních obrysech správné.

Studium dvou jasných nov, novy HR Del (1967) a FH Ser (1970), přináší další cenné poznatky. Čtyři roky po výbuchu HR Del je již zjevné, že expandující obálka je směrována jen do vymezeného prostorového úhlu v soustavě těsné dvojhvězdy. Nova FH Serpentis uposlechla v červnu 1970 předpokládaného nutkání k dočasnému zvýšení jasnosti a následovala tak věrně světelnou křivku svého prototypu, jímž je nova XX Tau. Unikátní spektra z období prvního poklesu, získaná ve Victorii, popsali Hutchings aj. Nova ještě dva roky po vzplanutí vyvrhovala hmotu do expandující obálky.

Ještě mohutnější proces – totiž výbuch supernovy – je patrně příčinou existence obří Gumovy mlhoviny na jižní obloze. Mlhovinu popsal r. 1952 australský astronom C. S. Gum, jenž ji fotografoval speciálními filtry, aby potlačil světlo hvězdného pozadí. (Gum zahynul při lyžování v Alpách r. 1960). Rozměry mlhoviny 60° x 30° jsou zajisté úctyhodné. Mlhovina je tvořena ionizovaným vodíkem. Ionizace zčásti obstarávají rané hvězdy ζ Pup a γ² Vel o povrchové teplotě 30 ÷ 40 kK. Součástí mlhoviny je rovněž útvar Vela X. Vzdálenost středu mlhoviny od Slunce je 460 pc a poloměr 360 pc. Je to tudíž největší mlhovina v Galaxii vůbec. Celková ionizační energie je 5.10⁴⁴ J, což se rovná energii vyzářené Sluncem asi za sto milionů let. Proto se nyní považuje za jediné přijatelné vysvětlení, že pozorujeme pozůstatek po explozi supernovy před 11–30 tisíci lety. Ionizace zmíněnými žhavými hvězdami tudíž jen podporuje svícení mlhoviny, jež se pozvolna vrací do neutrálního stadia. Mlhovina se tak stává jedinečným objektem pro poznání interakce horkého plazmatu s mezihvězdným plynem a pro celkové zlepšení znalostí o výbuchu supernovy.

V mezihvězdném prostoru pokračovalo hledání dalších molekul na rádiových vlnách, ale výtěžek je daleko skromnější než v předchozích letech. Na Kitt Peaku objevili mezihvězdný sirovodík H₂S na frekvenci 168,7 GHz (1,8 mm) jako emisní čáru. Dále ohlásili Australané objev methaniminu CH₂=NH ve vlnách 56,67 a 56,66 mm (5,29 GHz). Objev methanolu je zatím sporný.

Také studium pulzarů přineslo méně překvapení než v předešlých letech. Celkový počet objevených pulzarů ovšem utěšeně roste a překročil již 80. Periody nově objevených pulzarů jsou vesměs v dříve vymezeném intervalu 0,03 ÷ 3,75 s; asi polovina z nich má periody 0,5 ÷ 1,0 s. Přesnost měření period je mezi 0,02 ÷ 2 ns.

Pro pulzar v Krabí mlhovině bylo zjištěno druhé náhlé zkrácení periody E. Lohsenem z optických (fotoelektrických) měření 0,6m refraktorem Hamburské hvězdárny. Skok nastal 26. října 1971; měl však jen poloviční velikost proti skoku ze září 1969. Pulzy v optickém oboru na rozdíl od rádiové emise mají velmi stálou amplitudu, jak zjistili P. Horowitz a N. P. Carleton. Výkon vyzářený v optickém pulzu je o 22 řádů vyšší než v rádiovém oboru, ale zase stokrát menší než výkon v rentgenovém záření (10²⁶ kW). Díky Faradayově rotaci polarizační roviny a díky disperzi pulzů lze nepřímo odvodit vektor intenzity magnetického pole v různých částech Galaxie. Ukazuje se, že pole je uspořádáno podél místního spirálního ramene a má intenzitu 0,35 nT. Prostorová rychlost pulzarů (kolem 400 km/s) je dostačující k tomu, aby některé z nich jednou opustily Galaxii.

Z infračervených pozorování uveďme ještě přehlídku oblohy na vlně 100 μm v okolí galaktické roviny, kterou provedli W. F. Hoffmann aj. Ze 72 zdrojů bylo 60 identifikováno s rádiovými zdroji, difuzními i temnými mlhovinami a infračervenými hvězdami.

Nesporně nejúspěšnějším odvětvím r. 1972 byla rentgenová astronomie, a to zvláště díky družici UHURU. Počet známých zdrojů rentgenového záření se přiblížil 150; z toho asi desetina jsou extragalaktické zdroje. Nejzajímavější jsou pozorování pulzujících zdrojů rentgenového záření typu Cyg X-1 a Cen X-3. Pro zdroj Cyg X-1 byla nakonec přece jen potvrzena původní identifikace s hvězdou HDE 226868. Požadované spektrální anomálie (proměnné emisní profily čar typu P Cygni) objevil C. T. Bolton na observatoři Davida Dunlapa, jenž navíc dokázal, že jde o spektroskopickou dvojhvězdu, v níž dochází k přenosu hmoty od veleobra třídy B0 Ib k neviditelné sekundární složce. Optické zákryty o amplitudě 0,1 mag a periodě 5,607 dne nalezl V. M. Ljutyj. Zákryty jsou pozorovatelné též v oboru rentgenových paprsků. Jelikož hmotnost sekundární složky činí nejméně 3 M_O, jde dosti pravděpodobně o kolapsar.

Též objekt Cen X-3 prožil pohnutou identifikační historii. Proměnná hvězda LR Cen jeví sice shodu v poloze, ale zato mírně odlišnou periodu optických zákrytů. A tak jsme svědky výměny názorů mezi optimisty, kteří rozdíl v periodě (0,0085 d) vysvětlují gravitačním červeným posuvem, a pesimisty, kteří bezmála všechny identifikace rentgenových zdrojů považují za náhodné koincidence. Je-li však LR Cen vskutku totožná s uvedeným rentgenovým zdrojem, pak její primární složka spektrální třídy B 8,5 III vyplňuje Rocheovu mez, má poloměr 12 R_O a hmotnost 14 ÷ 17 M_O. Vedlejší složka je zdrojem rentgenového záření o hmotnosti kolem 1 M_O a může být neutronovou hvězdou.

Další rentgenovou dvojhvězdou je Her X-1, identifikovaná jako zákrytová proměnná HZ Her. Perioda zákrytů je 1,70017 d a perioda rentgenových pulzů 1,238 s. Konečně byly předběžně ztotožněny objekty z katalogu UHURU (2U), a to 2U 0900-40 v souhvězdí Plachet se spektroskopickou dvojhvězdou o periodě 6,9 d a spektru primární složky B 0,5 Ib s emisními profily čar typu P Cyg, a dále zdroj 2U 0352+30 s nepravidelnou proměnnou X Per (tuto hvězdu studujeme též u nás v Ondřejově). Zatím ovšem při interpretaci pouze tápeme; nicméně je nápadné, jak tvrdošíjně se zde nabízí model složený z obra či veleobra spektrální třídy B a z méně hmotné neviditelné sekundární složky, na niž teče plyn, jelikož primární složka vyplňuje Rocheovu mez.

Rentgenová pozorování tak oživila zájem o vývoj těsných dvojhvězd a před astrofyziky se otevřelo podnětné experimentální území, kde jde spíš o to, vysvětlit kloudně nadbytek protichůdných údajů, než – jak bývá jinde v astrofyzice pravidlem – domýšlet si prostě tam, kde konkrétní údaje chybí.

Stejně nečekaný byl zářijový objev rádiového vzplanutí zdroje rentgenového záření Cyg X-3. První zprávy přišly z kanadské observatoře v Algonquin Park, kde je 46m anténa pracující na vlně 28 mm. Při výbuchu 2. září 1972 se intenzita rádiového zdroje zvýšila asi 45krát. Na vlně 111 mm (Green Bank) vzrostl rádiový tok o polovinu. Jeho jasová teplota byla 10 GK. Rentgenové záření zdroje se však ve stejném období vůbec nezměnilo. Významnost jevu podtrhuje i taková vnější okolnost, že časopis Nature mu věnoval celé jedno číslo (celkem 21 prací) z 23. října m. r. Patrně zde došlo k výbuchu, při němž byla vyvržena oblaka relativistických elektronů rychlostí 0,3 ÷ 0,1 c. Průměr objektu je 1–2 světelné dny a vzdálenost 4 ÷ 11 kpc. Optická identifikace se nezdařila (objekt je slabší než 17 mag), zatímco infračerveně je mezi 11–13 mag. Rádiový výbuch se znovu opakoval v druhé polovině září 1972.

V oboru astronomie gama se pozorování stále točí kolem Krabí mlhoviny. Pulzy s energií přes 10¹² eV byly zjištěny J. E. Grindlayem a později potvrzeny i jinde. Interpulz je 3,5krát intenzivnější než hlavní pulz. Podle G. G. Fazia aj. došlo asi 60 dní po skoku periody v říjnu 1971 ke zvýšení intenzity záření gama a zvýšená hladina se udržela rovněž 60 dní.

Tím se dostáváme na nejvyšší příčky energetického žebříčku, kde se nalézá kosmické záření. V loňském roce byl ustaven nový rekord, když při spršce nad Tokiem bylo registrováno 2.10¹² částic o celkové energii 4 ZeV (dosud rekordní energie byla řádu 100 EeV). Primární zdroje kosmického záření jsou stále nejasné – abychom o nich aspoň něco věděli, dostalo se jim názvu protary.

S pozorováním kosmického záření úzce souvisí hledání antihmoty. Experimenty vesměs udávají pouze horní meze, takže např. antiprotonů je méně než 1 ‰ pro energie do 800 MeV a méně než 5 % pro energie nad 1 Tev. Antihelia je méně než 1,4 % a těžkých antijader méně než 7,5 %. Pokud jde o zastoupení hmoty a antihmoty, zdá se, že vesmír je přesvědčivě asymetrický.

Rovněž hon na jiné chimérické částice – neutrina – počíná nabývat na dramatičnosti. Nejnovější měření toku slunečních neutrin ve známém Davisově experimentu prohloubila nesouhlas mezi teoretickou předpovědí a pozorováním. Slunečních neutrin je aspoň desetkrát méně, než předvídají i ty nejdůmyslnější sluneční modely. V Davisově podzemní cisterně se zachytí neutrino v průměru za pět dní. Možné vysvětlení spočívá buď v tom, že podceňujeme opacitu slunečního materiálu, anebo přeceňujeme zastoupení prvků C, N, O v nitru Slunce. Radikálním, byť značně neortodoxním řešením by byl předpoklad, že neutrina mají kladnou klidovou hmotnost. Pak by se pohybovala podsvětelnou rychlostí a byla by časově nestálá, tj. rozpadala by se dříve, než dospějí ze Slunce k Zemi. Nesouhlas teorie s pozorováním je už tak nápadný, že se dá obrazně hovořit o „neutrinovém skandálu“.

Vraťme se nyní po antihmotově-neutrinovém intermezzu k solidními astronomickým objektům. Na sjezdu Americké astronomické společnosti v Portoriku byl předložen revidovaný model Mléčné dráhy, v němž je Slunce vzdáleno 10 kpc od centra a oběžná rychlost Slunce je 250 km/s. Hustota látky v okolí Slunce činí 0,15 M_O/pc³ a celková hmotnost Galaxie je 1,5.10¹¹ M_O. Průměrná intenzita magnetického pole Galaxie je 35 nT, v dobré shodě s tím, co vyplývá z měření pulzarů. Oortova mračna ve vysokých galaktických šířkách, jež „padají“ k centru, působí roční vzrůst hmotnosti jádra Galaxie o 2 M_O.

Přejdeme-li nyní k místní soustavě galaxií, nelze vynechat objekty Maffei 1 a 2, ačkoliv skoro určitě k místní soustavě nepatří. Jejich poměrná blízkost 3 ÷ 4 Mpc se zdá být podle nových údajů prokázána. Maffei 2 je spirální galaxie typu Sb o průměru pouhých 680 pc, jež se od nás vzdaluje rychlostí 28 km/s. Studium nejbližší rádiové galaxie Cen A (NGC 5128) přineslo objev horké skvrny v jádře soustavy, jež je patrná v infračerveném oboru (770 ÷ 850 nm), ale i v daleké infračervené oblasti, jakož i na rádiových vlnách v centimetrovém pásmu. Galaxie je vzdálena 5 Mpc a její jádro má hmotnost 1,5.10⁹ M_O a zářivý výkon 2,4.10³⁴ W.

Proslulá rádiová galaxie 3C 120, jež je jednak pravděpodobným zdrojem záření gama, jednak jeví relativní expanzi nadsvětelnou rychlostí, patří i k opticky proměnným zdrojům. Podle sdělení P. D. Ushera došlo k nápadnému zjasnění galaxie v polovině r. 1967. Pomocí radioteleskopu ve Westerborku (Holandsko) byly objeveny intergalaktické brázdy, tj. opakované výtrysky plazmatu, jež jsou vyvrženy z mateřské galaxie a pohybují se mezigalaktickým prostorem rychlostmi přes 10³ km/s. Radioteleskop je tak citlivý, že zachycuje rádiové záření všech galaxií jasnějších než 10 mag. Podrobné rádiové mapy galaxií M51 (CVn) a NGC 4268 podporují Linovu teorii o hustotních vlnách jako příčině spirální struktury. Počátkem ramen jsou dva výběžky z jádra, jež vytlačují mezihvězdný plyn z rotujícího disku galaxie a zvyšují tak jeho hustotu ve spirálách. Nové údaje o hmotnostech a vzdálenostech několika blízkých soustav obsahuje tabulka:

Pro obří galaxie nejsou nakonec vyloučeny hmotnosti ani řádu 10¹⁴ M_O .

Pozoruhodný rozbor gravitačních vlivů vzájemně blízkých galaxií uveřejnil A. E. Wright. Mnohé galaxie v interakci jsou pospojovány svítícími mosty, uzlíky a vlákny, jejichž tvar se podle všeobecného mínění nedal vysvětlit gravitací. Délka vláken totiž nezřídka dosahovala až 10⁵ pc. Wright však dokázal, že naše intuitivní představa o slapovém působení vychází z modelu dvou vzdálených bodových hmot. To pro galaxie zjevně neplatí, neboť jejich hmota je rozestřena ve velkém objemu, a slapové síly pak nabývají zcela jiného charakteru. Podle Wrighta lze slapy mezi galaxiemi vysvětlit všechny uvedené jevy. Mosty či vlákna však mají poměrně krátkou životní dobu řádu 2 miliard let. Dnešní deformace galaxií jsou tudíž výsledkem slapových sil, jež působily v minulosti, např. při těsném přiblížení členů soustav. Izolované galaxie se vyvíjejí pomaleji. J. Oke nenašel žádný vývoj v galaxiích ani v intervalech 3 ÷ 6 miliard let.

Velmi nečekaný obrat nastal v posuzování zdánlivě tak nezvratného faktu, jako je kosmologický výklad červeného posuvu galaxií. Dosud se mělo za to, že červené posuvy jsou – až na rozptylové rychlosti – mírou vzdáleností podle proslulého Hubbleova vztahu. Ačkoliv nedopplerovské výklady jevu (souhrnně označované jako „stárnutí“ světla) jsou čím dál tím hůře obhajitelné, zbývají některé nejasnosti, chceme-li posuv vykládat pouze jako vzdalování galaxií. Eliptické galaxie mají v dané kupě vždy menší červený posuv (rozdíl je 100 ÷ 10 000 km/s) než spirální galaxie a dále dceřinné galaxie mají systematicky vyšší červené posuvy (o 6 000 ÷ 20 000 km/s) než mateřské soustavy. Pokud se nezdaří vysvětlit tyto přebytky jako gravitační červený posuv, stojíme před naprostou záhadou.

Dříve než se od galaxií dostaneme ke kvasarům (a problémy červeného posuvu jsou vskutku podobné u obou typů objektů), chci ještě připomenout tvrzení P. A. Strittmattera aj., že existuje další třída extragalaktických objektů – tzv. kompaktní netepelné zdroje. Jsou charakterizovány rychlými změnami intenzity v rádiovém, infračerveném i optickém oboru a anomálním rozložením zářivosti s maximem v infračervené oblasti. Optické spektrum kompaktních objektů nemá žádné význačné rysy a polarizace optického i rádiového záření se silně a výrazně mění. Typickými představiteli jsou AP Lib a BL Lac, zatím většinou označované jako kvasary.

Nový katalog J. B. de Veye aj. obsahuje 202 kvasarů, objevených do poloviny r. 1971. V listopadu 1972 bylo již známo 222 kvasarů a 166 kvazistelárních objektů (tichých kvasarů). Při té příležitosti se znovu potvrdilo, že kvasary nesouvisí s jasnými galaxiemi, jak bychom měli očekávat, kdyby platila lokální hypotéza. Naopak, rozložení červených posuvů, zdánlivých jasností i četností je rovnoměrné, jak ukázal D. Wills.

Zastáncem superlokální domněnky je stále J. Terrell, jenž tvrdí, že kvasary byly vyvrženy z jádra naší Galaxie před 10⁶ lety a jejich průměrná vzdálenost nyní činí kolem 10⁵ světelných let. Tím odstraňuje Terrel potíže s energetickou bilancí, neboť svítivost kvasarů by pak byla jen 10⁴ ÷ 10⁵ L_O. Terrel tvrdí, že kvasary z jiných galaxií (tedy zejména kvasary s modrým posuvem) nemůžeme pozorovat, poněvadž jsou příliš slabé. Pouze v některých případech je prý zjišťujeme nepřímo, a to jako rádiové galaxie. Terrell si to představuje tak, že zatímco se mateřská galaxie gravitačně hroutí, vyvrhuje celá hejna kvasarů, jež se sumárně projeví jako rádiová oblaka. Jakkoliv jsou rozličné varianty lokální hypotézy neustále ohrožovány pozorováním, Terrell se nyní svým pozměňovacím návrhem pokouší vysvětlit zejména existenci kvasarů s absorpčními systémy čar. Jejich hmotnosti se totiž odhadují až na 5 TM_O, a to bez ohledu na skutečnou vzdálenost.

N. Sanitt se pokusil vzkřísit hypotézu o kvasarech – gravitačních čočkách. Dospěl však nakonec sám k závěru, že kvasarů je aspoň desettisíckrát více, než abychom je mohli vysvětlit efektem gravitačních čoček. Výběrové efekty při pozorování kvasarů zkoumal D. Lynden-Bell. Počítání kvasarů ukazuje na zřejmý vývojový efekt. Poločas rozpadu kvasarů je 0,085 stáří vesmíru, tj. kolem 2 miliard let. Skutečný počet kvasarů dosahuje 3.10⁸, což je dosti srovnatelné s počtem obyčejných galaxií, takže vývojová posloupnost se zdá být pravděpodobná. Lynden-Bell upozorňuje na tzv. minikvasary, což jsou prý pohasínající galaxie.

S originálním nápadem přišel loni M. Rowan-Robinson. Přirovnává diskusi o povaze kvasarů k situaci, která vznikla při hledání povahy spirálních mlhovin počátkem dvacátých let. Tehdy se nakonec ukázalo, že pod pojmem mlhovina se skrývaly dva fyzikálně naprosto odlišné typy objektů. Podobně i kvasary by mohly mít dvojí původ: vzdálené kosmologické kvasary svítivější než galaxie a lokální kvasary, kde převažuje gravitační červený posuv. Rozhraním mezi oběma typy by měl být průměr 15 kpc. Větší rozměry značí, že jde o kosmologický kvasar, jenž souvisí s obří radiogalaxií, zatímco menší kvasary jsou ve vzdálenostech 10 ÷ 100 Mpc a geneticky souvisí s jádry Seyfertových galaxií. Je to zajisté zajímavý názor, ale k jeho zhodnocení budeme potřebovat časový odstup.

Nejzajímavější práce o kvasarech se týkají červených posuvů. Objekt PHL 957 s emisním červeným posuvem z_e = (2,69 ±0,01) má ve spektru 64 absorpcí 320 ÷ 680 nm. Je tedy vzdálen asi 9 miliard světelných let, a je tudíž i nejsvítivějším objektem ve vesmíru (absolutní hvězdná velikost –25,4 mag). Absorpční systémy jeví rozmanité červené posuvy od 2,66 až po 1,82. Minimálně jde o šest různých absorpčních systémů a aspoň některé bezprostředně souvisí s kvasarem.

Tzv. Roederův výběrový efekt ve výskytu červených posuvů určité velikosti nezávisle potvrdili polští astronomové I. Semeniuková a A. Kruszewski. Roeder sám ukázal i na selektivní vliv přítomnosti telurických čar a čar rtuti, neonu apod. ve spektrech kvasarů.

Nejvíce rozpaků vzbuzují pozorování těsných párů galaxie-kvasar, kde každý z objektů má odlišný červený posuv. Takových párů je již známo tolik, že to nelze svést na náhodné projekce. Kvasar 3C 455 leží poblíž galaxie NGC 7413, avšak červené posuvy činí po řadě 0,543 a 0,0332. Kvasar Mrk 205 a galaxie NGC 4319 jsou podle Arpa dokonce propojeny svítícím mostem, a přitom z_Mrk205 = 0,070, zatímco z_NGC = 0,006. R. Lynds a J. Milikan však tvrdí, že most je pouhou superpozicí obrazů obou objektů. A. N. Stockton zjistil dokonce dvojici kvasarů Ton 155 a 156, jež jsou navzájem vzdáleny pouhých 35″, a přitom z₁₅₆ = 0,549 a z₁₅₅ = 1,703. Pravděpodobnost tak těsné náhodné koincidence je řádu 0,006, čili pravděpodobně aspoň část červeného posuvu zde není kosmologické povahy.

Tento argument podpořili statisticky G. Burbidge aj., kteří zjistili, že poblíž jasných galaxií je červený posuv kvasarů nepřímo úměrný úhlové vzdálenosti od mateřské galaxie. Statistika se ovšem opírá o pozorování pouhých pěti kvasarů. Naproti tomu kvasar 3C 321-1 má červený posuv z = 0,264, zatímco blízká Zwickyho kupa ve vzdálenosti 6,5′ má téměř shodný červený posuv z = 0,270. Podobně Barnothyovi ukázali, že na vybrané ploše 17° x 17°, kde je 18 kvasarů a 12 pekuliárních galaxií, je sedm zřetězení, což je plně vysvětlitelné náhodnou projekcí. Jako obvykle lze tedy pro každý výklad kvasarů nalézt podporu v pozorování.

Rozborem znalostí o kosmickém rádiovém záření pozadí se zabývali A. Penzias aj. Historicky vzato, mohlo být záření objeveno zkoumáním pásu molekuly CN v optickém spektru. Z dnešních přesných měření vyplývá teplota (2,4 ±0,5) K. Rádiová pozorování udávají teplotu (2,25 +0,6; -0,7) K na vlně 2,64 mm a dále (2,61 ±0,25) K na vlně 3,3 mm. Anomální teplota 8 K v oblasti 0,4 ÷ 1,3 mm prý není reálná. Davies nedávno dokázal, že záření 3K může existovat též v uzavřeném oscilujícím vesmíru.

Nový model stacionárního vesmíru vypracoval C. Dodson. Celková hmotnost je 10²³ M_O a objem 10⁷⁹ m³ při střední hustotě 1,2.10^-25 kg/m³. Tvoření látky zde probíhá rychlostí 2,8.10^-43 kg/m3s. Teorie expandujícího vesmíru získává nicméně stále více přívrženců, neboť poslední revize dále vhodně snížila hodnotu Hubbleovy konstanty na 47 ÷ 53 km/s/Mpc, či snad dokonce podle G. Abella na pouhých 30 km/s/Mpc. Tím jsou galaxie ve vzdálenostech nad 10 Mpc fakticky o řád vzdálenější, než jak se původně domníval Hubble. Stáří vesmíru od okamžiku velkého třesku se pohybuje mezi 20 ÷ 30 miliardami let. Obrazně řečeno, získali jsme tak čas potřebný k tomu, aby se do takto rozšířeného vesmíru vešel vývoj hvězd, galaxií i kosmologických kvasarů, a ještě zbývá slušná rezerva na nepředvídané jevy. Poprvé v historii astronomie začínají časové škály do sebe hierarchicky zapadat.

M. J. Gellerová a P. J. E. Peebles zkoumali hypotézy o stárnutí světla v modelu expandujícího vesmíru. Ukázali, že hypotézy vesměs vedou k rozporům s pozorováním, zejména proto, že jejich důsledkem by mělo být odchylné rozložení plošné jasnosti galaxií a jiná závislost úhlového průměru galaxií na vzdálenosti, než jak pozorujeme. Navíc by zmíněná návaznost Hubbleovy konstanty na stáří vesmíru byla pouhou shodou okolností, což je málo pravděpodobné.

Sporným problémem zůstává stále interpretace Weberových pokusů s detekcí gravitačních vln. Jelikož Weber v průměru registruje 1 ÷ 2 koincidence denně a jelikož sám tvrdí, že vlny přicházejí z galaktického centra, lze odhadnout zářivý výkon na 10⁴⁴ W, tedy přeměnu 2.10⁴ M_O/r v jádře Galaxie. To je příliš mnoho, a tak se hledají možná vysvětlení buď v tom, že gravitační záření je usměrněno do roviny Galaxie, takže my z něj dostáváme nezřízeně velký podíl, anebo že vůbec nejde o gravitační vlny. Kdyby hmota fotonu byla kladná (viz úvahy o kladné hmotě neutrin), pak je tu též možnost, že Weber registruje podélné elektromagnetické kmity, a energetická bilance jádra Galaxie je zachráněna.

Gravitační vlny by měly být vyzařovány jednak těsnými dvojhvězdami (Faulkner), jednak při gravitačním kolapsu. Jsou-li Weberovy koincidence přece jen gravitačními vlnami, máme tak v principu prostředek ke zkoumání struktury samotných černých děr či kolapsarů. Spor kolem jejich existence ve vesmíru se utěšeně rozvíjí. Astronomové se rozdělili na dva tábory, pokud jde o kolapsary v soustavách jako ε Aur či β Lyr, a debata je tak zajímavá, že by si zasloužila samostatný článek. Pisatel patří ke konzervativnímu křídlu, a tak vám chce naznačit, že v těchto soustavách žádné kolapsary nejsou. Naproti tomu doporučuji vidět kolapsary v sekundárních složkách zmíněných rentgenových dvojhvězd. Jak ukázali C. Leibovitz a D. Hube, je v principu možné nalézt černé díry pomocí efektu gravitační čočky, ale zjev je příliš vzácný. Zato se už objevují spekulace o energetickém přínosu černých děr, jenž může až padesátkrát převýšit zisk z termonukleárních reakcí. V časopise Nature se už vyskytl pojem „černoděrové bomby“ , což by byla rotující černá díra obklopená kulovým zrcadlem, jež by po mnohonásobných odrazech vhodně putujících částic explodovalo a uvolnilo tak energii extrahovanou z ergosféry černé díry.

Ve srovnání s těmito různými mechanismy se zdají být ostatní důsledky teorie relativity prozaicky nicotné. O jisté vzrušení se ovšem vytrvale přičiňují interferometrická měření příčných expanzí kvasarů. Kvasar 3C 279, jenž dává při dvojsložkové interpretaci rychlosti rozpínání řádu 10 c, lze podle W. A. Denta považovat spíše za třísložkový, kde ústřední těleso má proměnnou rádiovou jasnost. Tím se vyhneme nadsvětelným rychlostem. Seyfertova galaxie 3C 120 má podle měření z r. 1971 expanzní rychlost 2c (červený posuv z = 0,033), takže jev není omezen výhradně na kvasary, jak se zprvu zdálo. Fyzikové však zůstávají až bohorovně klidní: ono se to nějak vystříbří. Soudím, že je to vcelku rozumný přístup, neboť Einsteinova teorie je všeobecně až příliš dobře podložena.

Nezávislost rychlosti šíření světla na vlnové délce je nyní díky pulzarům ověřena s přesností 10^-20. Rovněž tak byl až překvapivě úspěšný experiment Hafela a Keatinga s převozem ceziových hodin v tryskových letadlech. Pokusy proběhly v první polovině října 1971, kdy se převážely čtvery hodiny kolem světa a po skončení každého letu byl jejich stav porovnán s hodinami americké Námořní observatoře. Let východním směrem zabral 41 h letového času a podle předpovědi se převážené hodiny měly zpozdit o (40 ±23) ns. Naměřené zpoždění bylo (59 ±10) ns. Po 49 h letu západním směrem se měly hodiny urychlit o (275 ±21) ns. Skutečné urychlení dosáhlo (273 ±7) ns. Tím, jak autoři poznamenávají, se dramaticky prokázalo, že v pohybující se soustavě jdou hodiny vskutku pomaleji. Budoucí astronauti se tudíž už mohou bez obav těšit na prodloužené mládí ve fotonové raketě. Tento základní test teorie relativity byl na dnešní poměry neuvěřitelně laciný – stál pouhých 8 000 dolarů, z čehož 7 600 dolarů pohltily letenky.

Cenové úvahy nás přivádějí tam, kde se astronomie nejvíce potýká s financemi – ke stavbě velkých přístrojů. Pokud jde o náklady, nejdražší je bezpochyby kosmická astronomie. Počátkem osmdesátých let bude patrně vypuštěn na orbitální dráhu 3m reflektor ( LST), od něhož se očekává dosah do 29 mag, což znamená objekty stokrát slabší (či desetkrát vzdálenější), než které zachytíme ze Země. Životnost přístroje má být prodloužena periodickou údržbou stanice pomocí kyvadlových kosmických lodí – raketoplánů. Zatím největším dalekohledem na oběžné dráze je 0,8m reflektor na družici Copernicus (OAO-C), jenž pracuje převážně v ultrafialovém oboru 93 ÷ 300 nm.

Z optických projektů na Zemi pokročila stavba 6m dalekohledu na Kavkaze, kde se už v podstatě čeká jen na dodávku optiky. I když plány výstavby nejsou známy, lze se domnívat, že dalekohled bude v provozu během 3–5 let. SRN započala s výstavbou observatoře v jižním Španělsku, kde hlavními přístroji jsou 1,23m reflektor a 1,20m Schmidtova komora. V r. 1975 zde má stát 2,2m reflektor. Observatoř je ve výši 2 168 m n. m., což je podle výzkumů M. F. Walkera optimální výška pro astronomickou observatoř. V. C. Reddish je šéfem významného britsko-australského projektu výstavby 1,8/1,2m Schmidtovy komory na observatoři Siding Spring. Tímto přístrojem má být provedeno snímkování jižní oblohy v měřítku Palomarského atlasu. V Arizoně má být zase vybudován první vícezrcadlový systém na observatoři na Mt. Hopkins ve výšce 2 600 m n. m. Systém se bude skládat ze šesti zrcadel o průměru 1,8 m, což dá efektivní průměr 4,5 metru. Optici se zde jakoby poučili z výhod systému aperturní syntézy, kterého se běžně užívá v radioastronomii.

Stále však ještě zbývají rezervy i ve využití stávajících optických dalekohledů, jak dokazuje výkon 1,2m reflektoru na observatoři ve Victorii. Po posledních úpravách jím lze pořídit spektrum hvězdy 7,4 mag s disperzí 0,24 nm/mm během 140 min při výšce štěrbiny 0,8 mm. Také náš dvoumetrový dalekohled jde výkonnostně nahoru. Loni zde bylo získáno spektrum emisního objektu 13,7 mag s disperzí 1,7 nm/mm za 160 min. Za pět let provozu dalekohledu bylo pořízeno přes 1 400 spekter v 360 nocích.

Z pomocných přístrojů optické astronomie je mimořádně úspěšný Griffinův fotoelektrický spektrometr pro určování radiálních rychlostí. Je rychlý a velmi přesný, a tak byl zkonstruován další prototyp pro 5m Haleův dalekohled. Na zakázce se pracovalo v Anglii ve značné časové tísni, aby mohly být využity cenné noci přidělené u 5m dalekohledu. Když pak Griffin vezl přístroj obřím jumbem do Kalifornie, vznikl na palubě velkoletadla poplach, že mezi zavazadly je časovaná bomba. Letadlo se otočilo zpět a přistálo ve skotském Prestwicku. Cestující si vyzkoušeli výstup z letadla pomocí nafukovacích skluzavek a spektrometr byl ponechán osudu. Naštěstí v letadle žádná bomba nebyla, spektrometr se dostal včas na Mt. Palomar, a tak dnes už víme, že kulová hvězdokupa M13 rotuje kolem svého středu. Radiální rychlosti hvězd 11 mag zjistí přístroj za 4 min s přesností ±0,5 km/s a pro 12 mag se za 5 min docílí přesnosti ±1 km/s.

Jinou nečekanou pomůckou v optickém oboru je skvrnková interferometrie (ŘH 8/1972, str. 147), jíž lze měřit úhlové průměry i okrajové ztemnění hvězd jasnějších než 9 mag a s průměrem přes 0,016″. Také rádiová astronomie usiluje o stále vyšší rozlišovací schopnost, a to především metodou interkontinentální interferometrie (VLBI). Nejdelší základna 10 536 km mezi Owens Valley (Kalifornie) a Parkesem (Austrálie) dává při vlnové délce 60 mm rozlišení 0,0004″. Sovětsko-americký pokus mezi radioteleskopy v Simeiz (Krym) a Green Bank (Záp. Virginie) umožnil rozlišit jemnou strukturu (až 0,000 001″!) u dvanácti rádiových zdrojů – radiogalaxií i kvasarů.

Druhou cestou je zlepšení povrchu velkých antén natolik, aby se pozorování mohla konat na vyšších frekvencích. Do r. 1974 má být upraven povrch 300m mísy v Arecibu položením 37 000 hliníkových panelů tak, aby přesnost plochy byla zaručena na ±3,2 mm (dosud ±15 mm). Anténa radioteleskopu přibere bezmála o 50 tun a observatoř zaplatí za úpravu skoro 4 miliony dolarů. Zlepšení má umožnit pozorování na vlnách 40 ÷ 100 mm a vysílání megawattového radaru má být 2 000krát účinnější než dosud. Nový povrch již dostal 92m teleskop v Green Bank, kde byla nákladem 650 tisíc dolarů účinnost antény na vlnové délce 211 mm zvýšena o 80 % a pozorování na 60 mm dosáhlo účinnosti 0,4.

Nejzávažnějším radioastronomickým projektem je bezpochyby schválená výstavba velmi velké anténní soustavy (VLA) tvaru písmene Y v poušti v Novém Mexiku poblíž Socorro. Místo bylo vybráno ze 34 navrhovaných možností tak, aby bylo blízko rovníku a přitom dostatečně rovné. Během nejbližších deseti let zde má být nákladem 65 milionů dolarů vybudována soustava antén, jež bude pracovat na vlnách až do 40 mm. Jelikož celková délka ramen přístroje dosáhne 35 km, půjde o nejrozměrnější vědecké zařízení v historii. Částečný provoz lze prý očekávat již r. 1976.

Jakkoliv jde o velké částky, blednou i tyto náklady před výdaji, jež bychom mohli už nyní vložit do projektu ještě velkolepějšího – do hledání cizích civilizací, či naopak do vysílání znělky o naší civilizaci. Vyplývá to z jednání konference CETI, konané v září 1971 v Bjurakanu, na níž byla přijata společná rezoluce o hledání civilizací pozemského typu i o hledání supercivilizací. Účastníci konference se v zásadě shodli, že problém je řešitelný soudobou technologií, ale že je zatím neúměrně drahý (příznačné je, že radioastronomické velmoci jako Holandsko či Austrálie konferenci ignorovaly), dražší než kosmonautika, fyzika vysokých energií či jaderný výzkum. Na konferenci i v průběhu roku se vynořilo tolik nových myšlenek o této populární problematice, že by si to opět zasluhovalo samostatný článek.

Celkový optimismus převládající ve vědeckém společenství v posledních letech je zajisté podepřen důkazy o přítomnosti aminokyselin mimozemského původu v meteoritech, výskytem organických molekul v mezihvězdném prostoru a vůbec celkovou atraktivností Oparinovy-Haldaneovy hypotézy o vzniku života. Zdá se, že poměrně přirozeně vzniká život podobný našemu bezmála kdekoliv ve vesmíru – je ovšem otázkou, zda se všude rozvíjí do tak složitých forem jako na Zemi.

Na závěr rovněž již tradiční společenská rubrika. Zlatou medaili britské Královské astronomické společnosti obdržel za celoživotní dílo F. Zwicky z Haleových observatoří, který je znám svými morfologickými studiemi galaxií a dále hledáním supernov a kompaktních objektů („pidihvězdy“). Eddingtonova medaile byla udělena belgickému teoretikovi P. Ledouxovi z Liège (stavba hvězd). O Lomonosovovu medaili sovětské Akademie věd se loni rozdělili hned dva význační astrofyzikové, H. Alfvén (Stockholm – La Jolla) a V. A. Ambarcumjan (Bjurakan). Na Lickově observatoři mají konečně ředitele v osobě D. E. Osterbrocka a první ženou, která povede proslulou Královskou greenwichskou observatoř, se stává E. M. Burbidgeová.

Na závěr se omlouvám čtenářům, které tento veletok informací udolal; pisatel na tom není o mnoho lépe. Informační exploze už zkrátka zasáhla i astronomii, a tak je sporné, zda je ještě rozumné bránit se obdobnými přehledy, anebo prostě rezignovat a uždibnout tu a tam nějakou tu hrozinku. Obávám se však, že zvolíme-li hrozinkové řešení, budeme trpět pocitem, že nám něco obzvláště zajímavého uniklo, a tak asi nezbývá, než se do roka a do dne pokusit o další sklizeň.

Žeň objevů - rok 1973

1. Sluneční soustava

Objevem loňského roku se zcela bezkonkurenčně stala kometa 1973f, kterou nalezl Luboš Kohoutek na snímku Schmidtovou komorou Hamburské observatoře dne 7. března 1973. Dodatečně ji pak rozpoznal i na předešlých snímcích, takže výpočet dráhy vzápětí ukázal, že jde o kometu objevenou velmi daleko od Slunce (bezmála 5 AU), jejíž perihel však leží ve vzdálenosti pouze 0,14 AU od Slunce. Odtud se dalo usoudit, že kometa by mohla být koncem roku mimořádně jasná. Jak známo, první odhady hovořily dokonce o jasnosti srovnatelné s Měsícem v úplňku.

Tato okolnost a dostatečný časový předstih před průchodem perihelem v úhrnu znamenaly vítanou příležitost pro světově koordinovanou akci ke sledování Kohoutkovy komety. Zvlášť šťastnou shodou okolností byl na konec roku totiž plánován i let třetí posádky Skylabu, což znamenalo unikátní možnost současných pozemních i kosmických měření. Čtenáři Říše hvězd byli o jednotlivých fázích pozorování i výzkumných programů průběžně informováni (Říše hvězd č. 9/1973, str. 167 a č. 12/1973, str. 225 a 228), a kromě toho byla celému úkazu věnována až nezvyklá publicita ve sdělovacích prostředcích.

Ještě v květnu až srpnu se zdálo, že kometa bude vskutku mimořádným tělesem – mluvilo se o „kometě století“. Avšak když se po srpnové konjunkci se Sluncem podařilo kometu spatřit koncem září na ranním nebi, byla její jasnost jen 10 ÷ 11 mag a vzrůstala daleko pomaleji, než jak vyplývalo z původních předpovědí. Říjnové odhady maximální jasnosti se proto pohybovaly už jen v rozmezí -2 ÷ +3 mag a – jak se v prosinci díky pozorováním ze Skylabu ukázalo – byly to odhady docela realistické. Teprve v posledních dnech listopadu počala být kometa na hranici viditelnosti očima těsně před úsvitem nad jihovýchodním obzorem a její chvost dosáhl délky sotva 4°. Ve spektru komety byly zjištěny Swanovy pásy uhlíku a dále sodík v emisi. Na Národní radioastronomické observatoři USA v Green Bank bylo detekováno rádiové záření komety v milimetrovém pásmu. Ukázalo se, že jde o záření metylkyanidu CH₃CN na vlně 2,7 mm. Ve Francii byly pomocí radioteleskopu v Nancay zjištěny pásy hydroxylu OH na vlně 180 mm. Tak byla vlastně poprvé uskutečněna radioastronomická pozorování komety.

Kolem průchodu perihelem (28. prosince) byla kometa příliš přezářena Sluncem, a tak ji viděli jen kosmonauti na palubě Skylabu, kteří jí v těch dnech věnovali větší část svého pozorovacího programu. Výsledky jejich experimentů bude ovšem možné zhodnotit až po zpracování získaného materiálu.

V prvních lednových dnech r. 1974 zájem o kometu přesáhl relativně úzký okruh astronomů profesionálů i amatérů, neboť se stále čekalo, a to přes veškerou zdrženlivost odborného tisku, že na večerní obloze bude zářit velkolepé těleso. A tak přišlo rozčarování, neboť kometa byla ještě asi o 3 mag slabší, než se odhadovalo, patrně proto, že vyčerpala své zásoby plynu natolik, že prostě už nebylo z čeho brát. Navíc u nás pozorování počasí nepřálo; s výjimkou horských stanic (Kleť, Skalnaté Pleso) bylo na celém území republiky převážně zataženo, a tak je patrně jen nemnoho těch, kdo se budou moci pochlubit tím, že Kohoutkovu kometu viděli prostým okem. Sedm astronomů z Astronomických ústavů ČSAV, Univerzity Karlovy a ČVUT se dne 8. ledna 1974 k večeru zúčastnilo speciálního letu tryskového letadla TU-134A ve výši 8 900 m, odkud bylo možné kometu pohodlně pozorovat po dobu asi 50 minut. Kometa měla toho dne jasnost asi 3,5 mag a chvost dlouhý 4°, ve tvaru poměrně úzkého kužele, s jasnějšími povrchovými přímkami, odpovídajícími zřejmě plazmovému a prachovému chvostu.

Ačkoliv tedy byla kometa notným zklamáním pro širší veřejnost, pro astronomy se stala bezmála historickým mezníkem. Nikdy předtím nebyla pozorování jedné komety tak dobře a dlouho připravována a světově koordinována a nikdy předtím se ke studiu takového tělesa nepoužilo tolika rozmanitých přístrojů a metod. Proto lze právem očekávat s napětím výsledky jednotlivých pozorovacích akcí, které mohou podstatně přispět k chápání mnoha aspektů pozoruhodných těles, jimiž komety zaslouženě jsou.

Chování komet, zvlášť pokud jde o průběh jasnosti, je totiž stěží předvídatelné. Dokázala to jinak dobře známá periodická kometa Tuttle-Giacobini-Kresák (1973b) , která v době průchodu perihelem koncem května náhle zvýšila svou jasnost ze 13 mag na 6 mag, pak opět zeslábla na 14 mag, avšak 6. července znovu vzplanula na 5 mag, aby vzápětí opět poklesla na obvyklou jasnost (viz ŘH 10/1973, str. 187). Zásluhou M. Antala ze Skalnatého Plesa se na těchto pozorováních podílel poprvé též ondřejovský dvoumetrový dalekohled, který se dále zapsal do kometární historie 28. srpna, kdy jím M. Antal vyfotografoval periodickou kometu Schwassmann-Wachmann 2 poprvé před letošním zářijovým průchodem perihelem (kometa byla v době znovunalezení 19 mag).

Poznamenejme ještě, že je až podivuhodné, jak se mění postoj široké veřejnosti ke kometám během údobí astronomicky zcela nepatrných. Dosud mezi námi žijí mnozí pamětníci posledního návratu Halleyovy komety r. 1910, kdy ohlášený úkaz vyvolal značnou paniku díky úvahám o otrávení zemského ovzduší kometárními plyny či dokonce o nebezpečí přímé srážky – a skutečně byli lidé, kteří v předtuše nastávajících hrůz raději spáchali sebevraždu. Naše osvícená doba sice podobné výstřelky vylučuje předem, ale na druhé straně člověku přece jen vyrazí dech, když si přečte ve váženém britském vědeckém týdeníku Nature, že „dva londýnští byznysmeni přišli s báječným nápadem zaregistrovat jméno „Kohoutkova kometa“ pro obchodní účely. Firma „Comet Kohoutek Ltd“ nyní jedná s řadou celonárodních inzerentů v Británii, kteří hodlají využít komety k propagaci rozmanitého zboží, jako jsou třeba hračky nebo ohňostroje“.

Nicméně ani ty nejpodivnější nápady nelze s pousmáním zavrhnout. Proslulý H. C. Urey, laureát Nobelovy ceny za chemii, rozvinul v minulém roce úvahy o srážkách komet se Zemí v další hypotézu, jež by vysvětlila náhlé změny fauny a flóry na Zemi v minulých geologických údobích. Urey se domnívá, že Země se čas od času sráží s kometami podstatně rozměrnějšími a hmotnějšími, než byl Tunguzský meteorit, a že tyto srážky lze doložit výskytem tektitů. Jelikož prý existuje časový souhlas výskytu tektitů a změn geologických epoch, plyne odtud, že na život na Zemi měly komety vliv ještě daleko větší, než se kdy odvážili tvrdit i ti nejzarytější astrologové. Urey tím mimo jiné hodlá vysvětlit i proslulý náhlý zánik ještěrů v třetihorách a chmurně poznamenává, že příští srážka s kometou může být pro lidstvo fatální. Nárazem by totiž bylo zničeno velké množství atomových reaktorů a následná radioaktivita by vyhubila vše živé. Experimentální ověření hypotézy je ovšem sotva kdy pravděpodobné, neboť – jak Urey sarkasticky poznamenává – „jakákoliv praktická demonstrace procesu vzniku tektitů nárazem komety by přišla tak draho, že by se to nedalo zdůvodnit vědeckým přínosem experimentu“ .

U pošetilých domněnek ještě chvíli zůstaňme. Před časem se zabýval známý švédský astrofyzik H. Alfvén souvislostmi komet a meteorických rojů a snažil se ukázat, že proti obecnému mínění nemusí být meteorické roje následkem rozpadání komet, ale naopak příčinou jejich vzniku! Zdá se, že tato prapodivná hypotéza není zcela bez vyhlídek na aspoň částečný úspěch. Jednak P. C. Joss upozornil na to, že krátkoperiodických komet je mnohem více, než jak vyplývá ze známé Oortovy teorie o zásobárně komet na periferii sluneční soustavy, a jednak D. A. Mendis ukázal, že je principiálně možný mechanismus vedoucí k soustředění (konvergenci) drah meteorických částic uvnitř rojů. Mendis uvádí, že některé meteorické roje jsou patrně starší než komety, které s nimi obvykle spojujeme. Tak např. Leonidy jsou mnohem starší než kometa Tempel-Tuttle, poprvé pozorovaná r. 1866, a Perseidy – stáří nejméně 1 200 let – mají svou kometu (Swift-Tuttle) teprve od r. 1862. Mendis dokonce tvrdí, že planetky typu Apollo jsou bývalé komety, které ztratily zásoby plynu. Nelze tudíž vyloučit, že podobně jako jsou už dnes zřetelně rozlišeny dva typy meteoroidů (tuhé a porézní), budeme mít i dva typy komet: meteorické a „mražené“ (z Oortova oblaku).

Obsáhlý úvod o kometách by však neměl nikterak zastínit podstatný pokrok ve studiu celé sluneční soustavy, dosažený v uplynulém roce. Na tom mají stále větší zásluhu kosmické sondy, a tak je na místě zmínit se aspoň o těch nejúspěšnějších. Koncem r. 1972 (27. října) byla vzhledem k vyčerpání zásob dusíku pro orientaci sondy ukončena činnost Marineru 9. Sonda bude ještě asi 50–100 let obíhat kolem Marsu, než zanikne v jeho atmosféře. Byla to zatím nejúspěšnější planetární sonda, jež za 339 dní aktivní činnosti na dráze (700 obletů) kolem Marsu vyslala 10 Gb informací, zejména pak 7 000 snímků povrchu Marsu. Při přijímání signálů ze sondy Mariner 4 bylo dosaženo nového rekordu v citlivosti, když byly registrovány signály s výkonem 5 zW.

Ve svém letu k Jupiteru úspěšně pokračovala sonda Pioneer 10, jež 15. února bez úhony vyletěla z pásma malých planetek a 4. prosince ráno dospěla k Jupiteru a vysílala údaje o fyzikálních podmínkách v jeho okolí i na povrchu planety, jakož i unikátní fotografie Jupiteru. Sonda, jak známo, posléze opustí sluneční soustavu se zbytkovou rychlostí 11,5 km/s a zhruba za 80 000 let dospěje do vzdálenosti 1 pc. Pozlacená plaketa s proslulým „dopisem cizím civilizacím“ by měla být čitelná po dobu asi deseti milionů roků, během nichž sonda urazí vzdálenost 10 pc. Mezitím 5. dubna 1973 byla vypuštěna další sonda, označená Pioneer 11, jejíž poslání bude zpřesněno na základě výsledků získaných předchozím Pioneerem.

Základní údaje o povrchu Venuše byly získány při měkkém přistání sovětské sondy Veněra 7. Sonda vysílala údaje ještě 23 minut po přistání, a tak se ukazuje, že teplota směrem k povrchu stále stoupá a na povrchu činí (475 ±20) oC a tlak (9 ±1,5) MPa. Další údaje o planetě byly získány planetárními radary v Haystacku a v Goldstone. Některé hory dosahují výše až 5 km nad okolím a na území o průměru 1 500 km bylo nalezeno celkem 12 velmi mělkých kráterů, z nichž největší má průměr 160 km.

Naše Země zůstává rovněž objektem astronomického výzkumu, především v souvislosti s měřením rychlosti zemské rotace. Rozborem chodu atomových hodin se bezpečně prokázal náhlý skok v délce dne i v rychlosti sekulárního zpomalování rotace Země, jenž nastal dne 8. srpna 1972. Úkaz je v přímé souvislosti se sluneční činností v srpnu 1972, nejmohutnější v celé historii sledování sluneční aktivity. Již při mohutné erupci r. 1959 tvrdil Danjon, že se rychlost zemské rotace skokem změnila, ale jeho výsledky nebyly jednoznačně přijaty. Nyní se zdá být korelace nepochybná.

Souběžně s tím pokračovaly výzkumy Měsíce. Zpřesněná hmotnost Měsíce je 1/81,3007 hmotnosti Země a je ve velmi dobré shodě se standardní hodnotou 1/81,30. Počátkem března 1973 se konala již tradiční, v pořadí čtvrtá měsíční konference v Houstonu. Z nových výsledků stručně připomeňme, že veškerý materiál v měsíčních vzorcích je přetavený; žádný původní materiál se zatím nenašel. Stáří hornin je maximálně 3,85 ÷ 4,05 miliardy let. O něco starší je měsíční půda, a to 4,2 miliardy let. Z rozboru zemětřesení plyne, že Měsíc má žhavé nitro, jež tlumí seizmické vlny. Hypocentra zemětřesení se nacházejí ve značných hloubkách, 700 ÷ 1 000 km, a jsou buzena zemskými i slunečními slapy. Tok meteoritů dopadajících na Měsíc je asi desetkrát až tisíckrát nižší, než se dříve soudilo. Naopak však na Měsíc dopadají i částice s hmotností 10^-18 kg, jež vytvářejí mikroskopické krátery. To však znamená, že předvídané „vymetení“ menších meteorických částic působením Poyintingova-Robertsonova efektu se neuplatňuje.

Dále byly shrnuty dosavadní výsledky dnes již početných experimentů s laserovým měřením vzdálenosti Měsíce. Celkem bylo na Měsíci postupně umístěno pět odražečů, a to posádkami Apolla 11, 14 a 15 a automatickými sondami Luna 17 a 21. Odrazy od posledního reflektoru byly získávány jen během prvních dvou měsíčních nocí po přistání modulu. Ostatní odražeče jsou dosud účinné a měřením se věnují observatoře v USA, Francii, SSSR a Japonsku. Největší zkušenosti s měřeními má McDonaldova observatoř v Texasu, kde se k tomu užívá 2,7m reflektoru, zhruba po dobu 60 pozorovacích hodin měsíčně. Každá série měření trvá 5 až 20 minut, během nichž je vysláno 50 až 300 impulzů. V r. 1970 bylo uskutečněno 7 sérií, v r. 1971 pak 138 sérií a v r. 1972 již 386 sérií. Chyby v určení vzdáleností činily do listopadu 1971 0,3 ÷ 0,45 m a po zdokonalení aparatury a metodiky měření se snížily na ±0,15 m. Další stanice se uvádějí do provozu v Austrálii a v Jižní Africe, takže po několika letech se dá očekávat fantastická přesnost ±30 mm.

O výzkum Marsu se nejvíce zasloužila již zmíněná sonda Mariner 9. Kromě důkazů o sopečné činnosti a erozivním působení větru byly získány cenné údaje o relativní topografii planety. Obří sopka Olympus Mons ční do výše 25 km a jeden hřeben v pohoří Tharsis dokonce 26 km nad terénem. Povrch Marsu je zbrázděn až 300 km širokými údolími o délce až 4 800 km. Na Marsu nepochybně kdysi tekla voda v řekách, jejich vyschlá koryta byla nyní vyfotografována. Polární čepičky jsou tvořeny převážně ledem H₂O. Vítr na Marsu dosahuje rychlostí 30 ÷ 60 m/s a poblíž přísluní vede absorbované sluneční záření ke vzniku mohutných prachových bouří. Některé sopky na Marsu jsou staré až 3 miliardy let, ale většina jen 100 ÷ 300 milionů let.

Mezitím se ovšem pozornost astronomů upírá stále častěji na největší planetu sluneční soustavy – Jupiter. Jupiter vydává třikrát více záření, než ho od Slunce dostává, takže se vskutku zdá, že je to spíše nevydařená hvězda než klasická planeta. Nadbytečné záření lze vysvětlit trojím způsobem. Buď jde o latentní teplo z období tvoření planety, anebo o gravitační kontrakci. Smršťování tělesa (či aspoň jeho obalu) o pouhý 1 mm za rok by stačilo ke krytí zářivého přebytku. Konečně pak Salpeter soudí, že jde o přeměnu kinetické energie kapek helia, jež padají do nitra Jupiteru. V souvislosti s tím se nově uvažuje o stavu látky v nitru planety. Soudí se, že zhruba v 8/10 poloměru přechází vodík v kovovou fázi o střední hustotě 640 kg/m³. Centrální teplota planety by se pak pohybovala v rozmezí 1 ÷ 30 kK. Nitro by se skládalo asi z 80 % vodíku a z 20 % helia.

Hypotéza o kovovém vodíku je přitažlivá pro technologické aplikace, takže se již konají pokusy připravit kovový vodík laboratorně, k čemuž je potřebí extrémně vysokých tlaků. Kovový vodík by totiž byl vhodným palivem v termonukleárních reaktorech a navíc by se patrně uplatnil i v elektrotechnice, neboť se očekává, že by byl supravodivý i při pokojové teplotě.

Koncem r. 1972 a v lednu 1973 uskutečnili pracovníci Jet Propulsion Laboratory pomocí 64m radioteleskopu v Mojavské poušti pozoruhodný radarový experiment se získáním odrazů od planety Saturn. Radar o impulzním výkonu 400 kW pracoval na vlně 125 mm a cesta signálů tam i zpět trvala dvě a čtvrt hodiny. Během 6 pozorovacích nocí bylo získáno 12 odrazů, nikoliv však od samotné planety, ale od prstenců. Z charakteru ozvěn vyplývá, že prstence nejsou plynné, prachové či ledové, nýbrž že jsou tvořeny většími kameny či balvany o průměru aspoň 1 m a vzdálené 90 ÷ 140 tisíc kilometrů od povrchu planety.

V souvislosti s tím byly zveřejněny plány na vyslání sondy typu Mariner v r. 1977. Sonda má být vypuštěna mezi 19. srpnem a 17. zářím 1977 a k Jupiteru se přiblíží na jaře 1979 na vzdálenost 405 000 km a k Saturnu na jaře 1981 na vzdálenost 270 000 km.

Loni byla publikována nová hodnota průměru Uranu, a to (51 800 ±600) km při zploštění (0,01 ±0,01). Pokud jde o Pluta, ukázalo se, že jeho polární osa je skloněna podobně jako u Uranu do roviny ekliptiky. Pokračovala též diskuse o Bradyově hypotéze, postulující existenci desáté, transplutonské planety o hmotnosti srovnatelné s hmotností Jupiteru a poloměru dráhy kolem 60 AU. P. Goldreich a W. Ward ukázali, že značný sklon (12°) a velká hmota by ovlivnily pohyby ostatních těles sluneční soustavy, což však nepozorujeme. Další argumenty proti hypotéze shromáždili P. Seidelmann aj.: touto planetou by byly značně rušeny dráhy vnějších planet počínaje Jupiterem, a kromě toho na snímcích příslušných úseků oblohy není žádné planetární těleso jasnější než 16,5 mag. A tak se zdá být zřejmé, že dráhu Halleyovy komety nepozměňuje X. planeta, ale negravitační síly, stejně tak jako je to již prokázáno u celé řady jiných komet. Místo desáté (velké) planety však utěšeně přibývalo malých planetek. V lednu 1973 jich bylo registrováno celkem už 1 813.

Obsáhlý přehled o současných názorech na vznik sluneční soustavy podal A. G. W. Cameron. Vychází z předpokladu, že naše soustava vznikla z primitivní sluneční mlhoviny. Při poklesu teploty zde postupně kondenzovaly kovy, oxidy kovů, siřičitany a křemičitany. Z nich vznikaly vnitřní planety a také meteority. Náhlou změnu charakteru planet sluneční soustavy za pásem asteroidů by snad bylo možné vysvětlit tím, že v této vzdálenosti ustávalo promíchávání materiálu mezi jádrem a obvodem mlhoviny (konvekce). Vnitřní planety mají málo družic anebo vůbec žádné proto, že tato druhotná tělesa se zřítila na mateřské planety. Družice vzdálenějších vnějších planet vznikly ze zploštělých rotujících plynných disků. Výjimkou jsou družice s velkou excentricitou, pohybující se případně retrográdně, jež byly zachyceny gravitačně později. Podle tohoto schématu by však měla být existence prstenců něčím zcela obvyklým, a je tudíž spíše s podivem, že je pozorujeme jen u Saturnu. Cameron soudí, že Jupiter může mít čistě kamenný prstenec, neboť teplota ve vzdálenosti Jupiteru od Slunce je ještě příliš vysoká na to, aby se tam trvale udržely částice obalené ledem. Nejpodivnější prý je však právě to, že Uran nemá žádný prstenec.

Z toho všeho plyne, že výzkum sluneční soustavy dostává díky novým technikám (kosmické sondy, citlivé planetární radary) početné nové impulzy, což postupně připravuje zásadní zvrat v nazírání na vznik a strukturu systému, jenž nás bezprostředně obklopuje.

2. Hvězdný vesmír

Rovněž při studiu hvězd a mezihvězdné hmoty se stále větší měrou uplatňuje moderní pozorovací technika. Dne 14. února 1973 ukončila aktivní činnost dosud nejúspěšnější astronomická družice OAO-2. Během více než čtyřletého provozu získala velké množství fotometrických i spektrálních měření v ultrafialovém oboru spektra. Experiment Smithsonian Astrophysical Observatory skončil již 7. ledna 1972 a obsáhl celkem 8 500 měření, zatímco wisconsinský projekt přinesl přes 14 000 měření. Komplexní zpracování materiálu bude úkolem příštího desetiletí a budou se na něm podílet jak pracovníci zmíněných institucí, tak i všichni ostatní světoví specialisté. Zatím lze těžko odhadnout, co všechno se podaří z tohoto unikátního materiálu zjistit. Jak ukázal J. L. Hutchinson, pět klasických cefeid ( δ Cep, β Dor, RT Aur, Y Oph, α UMi) má v ultrafialovém oboru dvakrát větší amplitudu světelných změn než ve viditelném světle (0,34 mag oproti 0,15 mag). V jiné dílčí studii porovnával I. R. Doherty rozložení energie ve spektru pozdních hvězd v intervalu 191 ÷ 1 000 nm s modely atmosfér – souhlas je velmi dobrý. Naproti tomu infračervená měření Vegy ukazují, že tok záření je o 3,5 % vyšší než modelový pro vlnovou délku 555 nm, o 1,2 % vyšší pro 680 nm a o 3,3 % vyšší pro 809 nm, zatímco na vlně 1 040 nm je záření o 2,5 % méně, než předpovídal model. R. F. Jameson aj. zaznamenali infračervené záření zákrytové dvojhvězdy Algol v pásmu 5 μm.

Objev rádiového záření zákrytových dvojhvězd v r. 1972 podnítil systematické hledání rádiové emise u dalších hvězdných párů i u izolovaných objektů. Algol byl rádiově detekován na frekvenci 5 GHz v období od června 1972 do února 1973 na Mullardově observatoři a další zákrytová dvojhvězda AR Lacertae byla v únoru 1973 rádiově pozorována na frekvencích 2,7 a 8,1 GHz radioteleskopy americké NRAO. Kanaďané pomocí 46m radioteleskopu v Algonquin Park objevili na vlně 28 mm rádiové záření dlouhoperiodických proměnných R Aqr, R Aql a pekuliárního objektu V1016 Cygni. Také pekuliární emisní objekt HBV 475 ( V1329 Cyg) byl zkoumán rádiově 100m radioteleskopem v Effelsbergu. Z rozboru 600 archivních desek oděské observatoře zjistili V. P. Archipovová a O. E. Mendel, že objekt zvyšoval povlovně svou jasnost z 15,4 mag na 14,2 mag v letech 1957–1963. V r. 1964 jeho jasnost prudce stoupla až na 11,9 mag a od té doby hvězda pozvolna slábne, takže v říjnu 1972 byla opět 13 mag. Objekt se do jisté míry podobá V1016 Cygni, jenž vybuchl r. 1965. Předtím byl klasifikován jako pozdní hvězda M. Po výbuchu jeví úzké emise, takže expanze probíhá poměrně pomalu. Zdroj vydává též infračervené záření, jež patrně vzniká v expandujících obalech o teplotách 1 000 K, resp. 300 K.

Jelikož také známá emisní proměnná P Cygni je zdrojem rádiového záření, ukazuje se zcela nápadná souvislost výskytu rádiového záření a nestacionárních proměnných hvězd. Úsilí o objevování nových proměnných hvězd ostatně neustává – loni jich bylo označeno 653 – bezmála dvě proměnné denně.

V nejklasičtější vizuální oblasti identifikovali C. R. Cowley aj. čáry uranu ve spektru hvězdy HR 465. U raných hvězd třídy A, jako jsou Vega, Sirius a Deneb, byly pomocí slunečního věžového dalekohledu na Kitt Peak objeveny v jádrech absorpčních čar vápníkové emise H a K, což lze považovat za průkaz existence chromosfér u raných hvězd.

Dne 26. ledna 1973 byla spektroskopicky zjištěna nová obálka vytvářející se kolem známé hvězdy Pleione (28 Tau) v Plejádách. Lze tedy očekávat opět zajímavou epizodu ve vývoji rozsáhlé atmosféry hvězdy. Poloměr obří zákrytové dvojhvězdy VV Cephei byl zpřesněn na 2 400 R_O, což je 1,7.10⁹ km (kdyby se tento veleobr nalézal na místě Slunce, obíhal by i Saturn pod povrchem hvězdy!). Podle A. P. Cowleyové a R. E. Stenzela je symbiotická hvězda AG Pegasi dvojhvězdou s periodou 830 dní a výstřednou dráhou (e = 0,25). Chladná primární složka spektrální třídy M má hmotnost kolem 6 M_O a žhavá sekundární složka má hmotnost 1,0 ÷ 1,5 M_O. Systém je tudíž v pokročilé fázi hvězdného vývoje.

Naopak hvězda V1057 Cygni s hmotností 8 Sluncí je podobně jako hvězda FU Orionis (ŘH 6/1973, str. 117) ve vývojové fázi před vstupem na hlavní posloupnost.

Studium polarizace světla dvojhvězd vedlo ke zjištění proměnné polarizace pro spektroskopické dvojhvězdy. To je patrně způsobeno cirkumstelárními oblaky kolem zkoumaných soustav. Naproti tomu nebyly zjištěny změny polarizace u zákrytových dvojhvězd Algol a AO Cas. E. J. Devinney poukázal na pozoruhodnou mezeru v rozložení hmot v soustavách těsných dvojhvězd. Mezi zákrytovými dvojhvězdami s dobře určenými hmotnostmi složek se prakticky nevyskytují hmotnosti 3,5 M_O. Autor soudí, že neběží o nějaký výběrový efekt, ale že jev má reálnou kosmogonickou příčinu.

Mnoho pozornosti bylo jako obvykle věnováno hvězdným explozím a s tím souvisejícím závěrečným stadiím vývoje hvězd. B. Warner tvrdí, že novy vznikají z rychle rotujících bílých trpaslíků, a vysvětluje tím, proč jsou ejekce hmoty při výbuchu zřetelně sféricky nesymetrické. Pro poloměry bílých trpaslíků udává meze 8 300 ÷ 13 000 km a hmotnosti 0,21÷ 0,65 M_O. Jiná teorie bílých trpaslíků dává poloměry kolem 9 000 km a hmotnost jen 0,5 M_O při efektivních teplotách 6 ÷ 50 kK. To se v souhrnu dosti podstatně liší od dříve odhadovaných hmotností bílých trpaslíků přes 1 M_O i od poloměrů menších než 4 000 km.

V. Trimbleová a J. L. Greenstein pokračovali ve studiu gravitačního červeného posuvu ve spektrech bílých trpaslíků. Od r. 1966 získali spektra celkem 74 bílých trpaslíků a v 51 případech byly změřeny polohy spektrálních čar s postačující přesností. Nadbytečný červený posuv činí +53 km/s. Pro šest bílých trpaslíků ve hvězdokupách vychází prakticky totéž, tj. +54 km/s. Červený posuv se uplatní i při projekci prostorové rychlosti bílého trpaslíka do souřadnicových složek. Odtud lze mimo jiné odvodit, že bílí trpaslíci patří do diskové populace Galaxie. Empiricky zjištěné střední hodnoty poloměru 6 100 km a hmotnosti 0,65 ÷ 0,87 M_O se přece jen liší od výše citovaných teoretických předpovědí. Průměrné magnetické pole na povrchu bílého trpaslíka se odhaduje řádově na 100 T. O bílých trpaslících se zvláště intenzivním magnetickým polem se soudí, že to jsou pozůstatky planetárních mlhovin.

Souvislostí jader planetárních mlhovin a bílých trpaslíků se zabývali de Angelis aj. I když hmotnosti centrálních hvězd v planetárních mlhovinách nejsou dobře známy, odhaduje se, že původně se pohybovaly mezi 0,7 ÷ 2 M_O a že nynější hodnoty jsou 0,5 ÷ 1,2 M_O – zbytek byl ztracen během úniku hmoty. Autoři soudí, že centrální hvězdy leží na úhlopříčce diagramu H-R a že jsou to vlastně žhaví bílí trpaslíci, jejichž jádra postupně kapalní! V jádrech je chemicky čistý uhlík anebo i těžší prvky. K vytváření planetární mlhoviny dochází v době, kdy je hvězda na vodorovné větvi diagramu H-R, přičemž úloha neutrin je menší, než se dříve soudilo.

B. P. Flannery a G. H. Herbig odhadli vzdálenost planetární mlhoviny kolem FG Sge na 2,5 kpc a její stáří na 6 000 let. Mlhovina expanduje rychlostí (34 ±1) km/s. Herbig dále oznámil, že Herbigův-Harův objekt č. 1 poblíž mlhoviny NGC 1999 se v posledních letech zjasňuje. V letech 1959–60 zde byla vyfotografována dvě velmi slabá jádra, jež se později (1962–68) zjasňovala, a tento vzrůst jasnosti pokračoval i v letech 1968–73, kdy již nová jádra přesáhla jasnost původně označeného objektu č. 1, jenž je t. č. asi 16 mag. Přitom se měnilo i spektrum. Dnes tedy na místě původního objektu pozorujeme 3–4 ohraničená jádra a kolem mlhovinnou strukturu. Mění se i objekt HH 2, kde se vytvořila nová kondenzace, jež na snímcích z r. 1953 vůbec neexistovala. Nyní je nejjasnější částí celého útvaru, a naproti tomu jedna z původních kondenzací zcela zmizela. Astronomicky vzato jde o překvapivě rychlé změny a jejich průběh je čím dál tím méně pochopitelný.

S. van den Bergh uveřejnil přehled supernov, jež vzplanuly v Galaxii během posledního tisíciletí. V tabulce uvádíme maximální jasnost m_max, odhadnutou vzdálenost a příslušnost k typu.

Úhrnem je v Galaxii známo 24 optických pozůstatků supernov. Jelikož se Krabí mlhovina rozpíná přibližně toutéž rychlostí (1 400 km/s) jako Keplerova supernova, není vyloučeno, že i ona byla supernovou typu I.

Výpočty modelů pro velmi hmotné hvězdy 100 ÷ 500 M_O zjistili Appenzeller a Fricke, že při závěrečné explozi se hvězdy zcela rozpadnou, takže po nich nemůžeme pozorovat žádný optický zbytek. Nově byla určena minimální hmotnost neutronových hvězd, a to 0,087 ÷ 0,093 M_O.

Hlavní objevy ve hvězdném vesmíru se ovšem loni soustředily na rentgenové zdroje ztotožněné s těsnými dvojhvězdami. Největší zájem budí chování objektu Her X-1, katalogové číslo 2U 1705+34, jenž byl identifikován se zákrytovou dvojhvězdou HZ Her. Optickou proměnnost hvězdy zjistil již r. 1941 C. Hoffmeister, ale až objev rentgenového záření a optických i rentgenových pulzací způsobil, že nyní jdse o jeden z nejsledovanějších útvarů na obloze. Primární složka je raná hvězda třídy B. Jeví značný ultrafialový exces zejména v maximu jasnosti, ale nevyskytují se tam emisní čáry. Světelná křivka má periodu 1,70017 dne, perioda optických i rentgenových pulzů činí 1,2378 s. Kromě toho jsou občas pozorována optická vzplanutí s trváním kratším než hodina a amplitudou 0,2 ÷ 0,3 mag. Podle snímků z archivů se perioda zákrytů nezměnila v období let 1890–1972, ale čas od času zatmění vymizela na dobu 8 dní až 7 let (!). Rentgenové záření je „vypnuto“ vždy zhruba na 25 dní z další, a to 35denní periody; 35denní perioda sama kolísá v rozsahu ±1  2 dny. Je-li rentgenové záření vypnuto, objeví se optické fluktuace s amplitudou (0,28 ±0,06) mag a periodou rovnou polovině oběžné periody. Ve dnech 6.–8. dubna 1973 zmizela a pak se zase objevila Dopplerova (orbitální) variace v délce periody optických pulzů. V oboru záření gama (kolem 100 keV) nebyly žádné pulzy detekovány.

Nalézt dobrý model pro takto podivný objekt není přirozeně snadné. P. A. Strittmatter aj. soudí, že primární složka B je osvětlována proudem rentgenového záření z degenerované sekundární složky – neutronové hvězdy. Neutronová hvězda rotuje a její osa vykonává ještě precesní pohyb (s periodou 35 dní). Na povrchu neutronové hvězdy se nalézá horká skvrna vysílající rentgenové záření. V důsledku precese záření vysílané v kuželovém svazku střídavě zasahuje a zase nezasahuje primární složku. Mezi oběma složkami probíhá přenos hmoty. Tím se kolem sekundární složky vytváří plochý disk, jenž působí na průběh světelných změn a sám také září. Podle J. I. Katze ovlivňuje přítomnost prachových částic disku mimo oběžnou rovinu spolu s precesí zmíněnou 35denní periodu. Kvůli ozařování rentgenovými paprsky jsou obě polokoule primární složky nestejně teplé. Hmotnost hlavní složky je 1,5 ÷ 2,4 M_O, zatímco sekundární má 0,7 ÷ 1,5 M_O. Vzdálenost soustavy se odhaduje na 5 kpc. Alternativně se uvažuje o tom, že by sekundární složka mohla být pulzujícím bílým trpaslíkem, a to zvláště po zjištění, že pulzní perioda (1,24 s) klesla během r. 1972 o 9 μs. Nebyla však zjištěna žádná cirkulární polarizace světla systému.

Nejlépe studovaným rentgenovým zdrojem však i nadále zůstává rentgenová dvojhvězda Cygnus X-1 (HDE 226868). Z rozboru spektra vyplývají podle C. T. Boltona tyto parametry: oběžná perioda 5,5995 dne, amplituda radiální rychlosti 68 km/s, výstřednost dráhy 0,09, poloosa a sin i = 7,5 R_O, funkce hmotnosti f(m) = 0,182, spektrum primární složky O9,7 Iab, hmotnost 30 M_O, poloměr 23 R_O, hmotnost sekundární složky snad až 14 M_O. Systém je vzdálen minimálně 2,2 kpc a patří snad k asociaci Cygnus OB 3. Jelikož se vodíkové emise během periody nemění, není zcela jisté, zda jde vskutku o zákryty. V červnu 1973 sekundární minima vymizela a zbyla jen minima primární. Soustava je pozoruhodná hlavně dosti vysokou pravděpodobností toho, že sekundární složka je vskutku kolapsar (černá díra).

Pokud jde o jiný dobře studovaný zdroj – Centaurus X-3 (2U 1119-60) – stále není jednoznačná jeho optická identifikace. W. Liller nalezl 43″ jihovýchodně od rentgenového zdroje proměnnou hvězdu 14,9 mag s periodou 2,08712 dne a amplitudou 0,2 mag. Optická minima však nastávají o 0,6 dne dříve než rentgenová. Během r. 1973 kolísala rentgenová perioda v rozmezí 2,087199 ÷ 2,087138 dne, což lze nejsnáze vysvětlit ztrátou hmoty 3.10^-4 M_O ročně. Primární složka má hmotnost přes 15 M_O a přetéká přes Rocheovu mez, přičemž hmotnost sekundární složky je kolem 0,5 M_O, takže jde patrně o bílého trpaslíka.

Také zdroj Vela X-1 (2U 0900-40), ztotožněný s proměnnou HD 77581, je zákrytovou dvojhvězdou, s periodou (8,90 ±0,04) dne. Primární složka je třídy B0 Ib a má fantasticky vysokou hmotnost 45 M_O. Systém je značně deformován slapy a plynnými proudy. Křivka radiálních rychlostí má amplitudu 56 km/s, ale perioda je neurčitá, mezi 7 až 9 dny. Ve spektru se nalézá opět emise v čáře H-α. Hmotnost sekundární složky se odhaduje na 2,5 ÷ 3 M_O, takže i zde jde patrně o kolapsar.

Konečně pak zdroj 2U 1700-37, ztotožněný s hvězdou HD 153919, je spektroskopickou dvojhvězdou s periodou 3,41 dne a amplitudou (23 ±5) km/s; amplituda světelných změn je 0,07 mag. Podle J. C. Kempa se v čáře H-β projevuje výrazný Zeemanův jev, což odpovídá proměnnému magnetickému poli s periodou 3 dny a změnami v rozmezí -0,8 ÷ +1,1 T.

Dalšími identifikovanými zdroji jsou Cygnus X-2, ztotožněný s pekuliární modrou hvězdou, jež září i na rádiových vlnách, a Centaurus X-4, jenž je zákrytovou dvojhvězdou s velice dlouhou periodou 564,8 dne.

Holandský astronom E. P. J. van den Heuvel patří dnes k vedoucím teoretikům, kteří se snaží na základě dosavadních pozorování vysvětlit povahu dvojhvězdných zdrojů rentgenového záření. Ukazuje především, že u pěti dobře zkoumaných rentgenových dvojhvězd mají primární složky hmotnost přes 15 M_O. Proto primární složka jako první opustí hlavní posloupnost, předá až 70 % původní hmoty sekundární složce a sama se stane heliovou hvězdou. Sekundární složka, obohacená takto vodíkem, se stane žhavou hvězdou OB. Hvězda, v jejímž jádře hoří helium a jež je nyní méně hmotná než její obohacená sousedka, se projevuje jako Wolfova-Rayetova hvězda, ale vyvíjí se stále ještě rychleji než složka OB. Pokud jí zbyly aspoň 4 M_O, dojde za 1,7 milionu let po výměně hmoty k explozi hvězdy WR v podobě supernovy typu II. Pozůstatkem exploze je neutronová hvězda nebo kolapsar. Sekundární složka (OB) není explozí narušena, neboť je dostatečně hmotná. Za 4 ÷ 6 milionů let po explozi supernovy opouští i složka OB hlavní posloupnost, vyplní Rocheovu mez a začne vracet hmotu zhroucené primární složce, což je zdroj rentgenového záření. Autor poznamenává, že pro tuto hypotézu mluví i okolnost, že periody dvojhvězd WR i rentgenových dvojhvězd jsou prakticky stejné.

Mechanismus vzniku rentgenového záření vysvětluje J. Arons. Primární složka ztrácí rozhodně více než 10^-8 M_O ročně. Tento materiál proudí na zhroucenou složku, čímž zde vzniká nestabilita a emise rentgenového záření. Tvrdé rentgenové záření dopadá na primární složku, jejíž přivrácenou polokouli zahřívá a ionizuje. Na uvolnění 1 kg hmoty primární složky postačí energie 10¹¹ J, takže jakmile jednou tento mechanismus počne fungovat, udržuje se zcela samočinně a s velkými energetickými rezervami.

E. P. J. van den Heuvel a J. P. Ostriker však poněkud ochlazují všeobecné nadšení pro existenci kolapsarů v rentgenových dvojhvězdách. Ukazují na nepřesnosti v odhadu hmotností primárních složek (až o faktor 3), což pak přirozeně ovlivní i hodnoty hmotnosti sekundární složky. Podobně Bahcall aj. rovnou dokazují, že zmíněný zdroj Cygnus X-1 je tvořen normálními hvězdami, jejichž magnetická pole jsou propojena a vázána oběžným pohybem složek. Ve slabých bodech magnetického pole pak dochází k disipaci energie jako u slunečních erupcí. Rentgenové záření by potom vznikalo v určitých místech magnetosféry dvojhvězdy a nesouviselo by nikterak se zhroucenými objekty. Kolapsary bychom pak museli hledat někde úplně jinde.

Ani tím však není problém rentgenových zdrojů vyčerpán. Po velkém rádiovém vzplanutí rentgenového zdroje Cygnus X-3 v září 1972 se objevila celá řada interpretačních studií. Objekt je vzdálen (10 ±1,5) kpc a má úhlový rozměr přes 0,01″. Během výbuchu dosahovaly expanzní pohyby rychlosti 60 000 km/s, což nejspíše připomíná poměry v kvasarech. Výbuchem bylo údajně ovlivněno šíření dlouhých vln v zemské atmosféře. V infračerveném oboru bylo zjištěno záření zdroje na vlně 1,6 a 2,2 μm. Z toho vyplývá, že zdroj je absolutně jasnější než -3,6 mag! Sama exploze v září 1972 byla rozčleněna do čtyř fází. První výbuch nastal 4. září a další 21., 24. a 26. září. Zdroj synchrotronového záření adiabaticky expandoval a pak došlo k interakci dvou rázových vln. O povaze zdroje existují různé domněnky, jež musí především vysvětlit změny rentgenového toku s periodou 4,8 h. Může jít o precesní periodu rychle rotující neutronové hvězdy, anebo opět o dvojhvězdu, kde primární složka má spektrum B a hmotnost 15 ÷ 20 Sluncí při poloměru 5 ÷ 6 R_O. Pak je sekundární složka kolapsarem o hmotnosti přes 50 M_O! Jelikož však nejsou pozorovány dopplerovské změny periody, není ani toto vysvětlení nikterak uspokojivé, takže prý by mohlo jít též o pulzující proměnnou hvězdu typu β Cephei.

Konečně je třeba zmínit se o pozorování známé Smyčkové mlhoviny v Labuti (Cygnus Loop), odkud k nám rovněž přichází rentgenové záření. Jelikož objekt je vzdálen 770 pc, známe i rentgenovou zářivost, jež činí 8.10²⁷ W při teplotě horké skvrny 2 MK. Soudí se, že zdrojem je pozůstatek po výbuchu supernovy.

Počet extragalaktických rentgenových zdrojů je dosud velmi omezený, ale i zde jsou již známa četná překvapení. Zdroj SMC X-1 v Malém Magellanovu mračnu je dvojitý a má periodu 3,8927 dne. Může snad jít rovněž o kolapsar. Tok rentgenového záření z jader galaxií vykazuje ohromný rozptyl. Bohaté kupy galaxií jsou slabými zdroji rentgenového záření, ale tzv. Abellovy kupy (opticky velmi slabé) jsou mohutnými zdroji rentgenového záření. Také podvojné rádiové zdroje vysílají mohutné rentgenové záření. Rentgenový výkon naší Galaxie činí 10³⁰ W, ale třeba kvasar 3C 273 vysílá 3.10³⁸ W! Mnoho neidentifikovaných rentgenových zdrojů ve vysokých galaktických šířkách může být úplně novým typem objektů.

J. G. Ables aj. z Parkesu soudí, že rentgenový zdroj 2U 1641-45 je totožný s rádiovým pulzarem PSR 1641-45, jenž je mimořádně svítivý a má periodu 0,454963 s. Byl by to druhý takto ztotožněný pulzar po Krabí mlhovině. Podle V. Trimbleové je revidovaná hodnota vzdálenosti Krabí mlhoviny (1 930 ±110) pc (6 300 sv. let) a svítivost pak činí 10⁵ L_O.

Nové pulzary byly zjištěny radioteleskopem v Effelsbergu na vlně 111 a 28 mm, dále v Parkesu a v Jodrell Bank. Celkový počet známých pulzarů tím překročil stovku. L. Mertz si povšiml, že rozložení period pulzarů je přerušeno právě kolem 1,0 s, což prý není výběrový efekt, ale odraz nějaké fyzikální skutečnosti. Tak např. kdyby oproti všeobecnému mínění nebyly pulzary rotujícími neutronovými hvězdami, ale oscilujícími plazmovými útvary, lze mezeru v periodách vyložit jako rozhraní mezi hvězdami s hořením uhlíku v jádře (periody impulzů 0,1 ÷ 0,9 s) a hvězdami, kde dosud v jádře hoří vodík (periody 1,1 ÷ 3,7 s).

Také L. Parker rozvíjí myšlenku o existenci oblaku plazmy kolem hvězdy obklopené silným elektrickým polem. Při poloměru oblaku řádově 450 000 km může docházet ke koherentním oscilacím plazmatu tvořeného páry pozitron-elektron, a to by byly vlastně pulzary. Parker poznamenává, že jeho model vysvětluje jak prodlužování period pulzarů, tak i energetickou bilanci (zářivý výkon je řádu 10³² W).

Oproti předešlým letům poklesl zřetelně počet nově objevených sloučenin v mezihvězdném prostoru. V infračerveném oboru u 4,05 μm byl nalezen pás oxidu křemíku SiO. C. A. Gottlieb a J. A. Ball nalezli oxid sirnatý SO pomocí 11m radioteleskopu na Kitt Peak, a to na frekvenci 99,3 GHz. V Parkesu zjistili hydroxyl OH v galaxii NGC 4945. Dříve neidentifikovaná rádiová čára na frekvenci 89,190 GHz, označovaná jako X-ogen, přísluší údajně iontu HCO⁺.

Podrobný přehled o stavu výzkumu mezihvězdných molekul podal při své krátké zastávce v Praze nositel Nobelovy ceny prof. C. Townes. Molekuly byly nejprve objevovány opticky, a to hlavně počátkem čtyřicátých let (dvouatomové molekuly CH, CH⁺ a CN). Zlom nastal roku 1963, kdy byl rádiově zjištěn kation OH. Od r. 1968 pak k tomu počaly přibývat víceatomové molekuly, takže celkový počet identifikovaných molekul vzrostl na 25. Některé sloučeniny v mezihvězdném mračnu mají hmotnost až rovnou hmotnosti Slunce, přičemž většina molekul se musí neustále obnovovat, neboť se samovolně rozpadají účinkem srážek a ultrafialového záření. Průměrné životní doby se totiž pohybují od 0,01 do 100 let. Mechanismus záření je převážně stimulovaná emise (maserový mechanismus), a to i u molekul, kde se nám to v pozemských poměrech nedaří – jako právě u oxidu křemíku. Mračna tvořená molekulami jsou často chladnější než proslulé záření 3 K, takže jde patrně o kosmické chladničky – aby v nich bylo tak zima, topíme v nich zářením 3 K.

Na závěr této části přehledu je třeba poopravit údaje o Gumově mlhovině, jež byly uvedeny v loňském shrnutí. Podle revize, vykonané K. P. Beuermannem, má ionizovaná oblast mlhoviny úhlový poloměr jen 18° a je ohraničena obálkou neutrálního plynu o elektronové teplotě pod 8 500 K. Z toho vyplývá, že ionizovaný oblak lze plně vysvětlit jako normální Strömgrenovu sféru, vytvořenou společně hvězdami ζ Pup a γ² Vel. Nelze tudíž udržet předloňskou domněnku, že šlo o fosilní útvar po výbuchu supernovy. Člověku to přece jen přijde trošku líto, že se musíme spokojit s tak prozaickým výkladem.

3. Metagalaxie, přístroje a hvězdáři

V závěrečné části našeho přehledu se budeme zabývat jednak nejvzdálenějšími oblastmi vesmíru, jednak novými obory astronomie, jež se dosud považují za mírně exotické. S ohledem na tradici pak přehled uzavřeme poznámkami o nových přístrojích i metodách měření, jakož i o hvězdářích, kteří to všechno vybádali. Čtenář jistě pochopí, že kvůli udržení rozsahu článku v jakžtakž přijatelných dimezích budou přechody mezi jednotlivými tématy poměrně nespojité – chci se tak vyhnout tomu, aby se ze shrnutí nestal plynulý seriál, probíhající celým ročníkem časopisu.

Zdržíme se nejprve na okamžik u naší vlastní Galaxie, jejíž revidované stáří činí 11 ÷ 12 miliard let s chybou -2 a +7 miliard let. V centru naší soustavy byly zjištěny rádiové pulzy s frekvencí 858 MHz. Studium jádra Galaxie v infračerveném oboru probíhalo v Lunární a planetární laboratoři (asi tam mají dost velkorysého šéfa, když v laboratoři tohoto jména lze studovat objekt vzdálený 10 kpc) v Arizoně. Na vlnách 3,5; 5,0; 10,5 a 21 μm bylo s rozlišením 5,5″ (tj. 0,3 pc) nalezeno nejméně pět diskrétních složek a tři složky záření pozadí. Povaha záření je tepelná.

Další potvrzení správnosti Linovy teorie hustotních vln, jíž se dnes vysvětluje existence spirální struktury Galaxie, podal R. Wielen. Zkoumal na počítači minulé dráhy 19 cefeid v období posledních 100 milionů let, což je pravděpodobně stáří uvedených cefeid. Ukazuje se, že v době svého zrodu se cefeidy nalézaly ve spirálních ramenech v souhvězdích Střelce a Persea a případně též v našem lokálním rameni.

Při studiu cizích galaxií slavila opět triumfy právě radioastronomie. V Jodrell Bank byla poprvé registrována sama radiogalaxie Cygnus A. Předtím byly totiž vždy pozorovány pouze dva rádiové zdroje daleko mimo optický obraz galaxie, jež jsou vlastně oblaky vyvržených relativistických elektronů. Sama radiogalaxie září tisíckrát méně než obě oblaka. Rádiově byl rovněž detekován výbuch ve známé aktivní galaxii NGC 1275. Ke vzplanutí došlo 4. dubna 1973, přičemž rádiový tok vzrostl bezmála o polovinu. Ještě mohutnější výbuch byl pozorován v proslulé Seyfertově radiogalaxii 3C 120 pomocí interferometru na základně Goldstone-Haystack. Někdy mezi 6. červnem a 29. srpnem 1973 vzrostl rádiový tok na vlně 38 mm třikrát. Kdybychom chtěli explozi vyložit jako rozpínání sféricky symetrického zdroje, pak by rychlost rozpínání činila dvojnásobek až šestinásobek rychlosti světla! Jelikož však radiogalaxie vykazuje v posledních dvou letech zřetelné zvětšování průměru, soudí se spíše, že tam došlo k řadě výbuchů vzájemně vzdálených několik světelných let anebo že zdroj poruch se pohybuje bezmála světelnou rychlostí. Tento model, jenž není v rozporu s postulátem o nepřekročitelnosti rychlosti světla, navrhl M. J. Rees.

S. van den Bergh se zabýval obřími eliptickými galaxiemi. Na rozdíl od dosavadních představ o tom, že v těchto soustavách se již hvězdy netvoří, nalezl v NGC 1275 (Perseus A) s NGC 5128 (Centaurus A) mladé hvězdy třídy A. J. Kristian se domnívá, že jádry obřích galaxií jsou vlastně kvasary. Podle arizonských měření je infračervené záření galaxií i kvasarů netepelné povahy.

Společným problémem při studiu galaxií i kvasarů se stávají červené posuvy. Hlasy, jež naznačují, že červený posuv těchto objektů nemusí být zcela kosmologického původu, stále sílí. Astronomové v Meudonu studovali dva členy známého Stephanova kvintetu, a to NGC 7319 a 7320. Vzdálenosti obou galaxií, určené nezávisle na červeném posuvu, jsou po řadě 22 (+15, - 9) Mpc a 12 (+9, -5) Mpc, což dává průměrnou vzdálenost 17 Mpc. Červený posuv první galaxie však činí 6 590 km/s, zatímco u druhé jen 755 km/s. Galaxie NGC 7319 má tudíž nadbytečně velký červený posuv, ale přitom nejeví žádné strukturální či spektrální anomálie.

Rozložení červených posuvů pro spirální galaxie typu Sc v intervalu 14 ÷ 15 mag není rovněž izotropní. Červený posuv se pohybuje v rozmezí 4 000 ÷ 7 500 km/s, avšak na jedné třetině oblohy má 28 galaxií průměrnou radiální rychlost (4 966 ±122) km/s, zatímco 22 galaxií v další třetině oblohy má rychlost (6 431 ±160) km/s. Každé z myslitelných vysvětlení této anomálie vede k dalekosáhlým důsledkům. Tak například může existovat výrazná intergalaktická selektivní absorpce o hodnotě 0,5 ÷ 1 mag anebo se naše Galaxie pohybuje vůči obecnému poli galaxií rychlostí řádově 10³ km/s, což je však v příkrém rozporu s velmi dobrou izotropií záření černého tělesa. Možné je ovšem, že galaxie samy se shlukují v prostoru s charakteristickým rozměrem 100 Mpc anebo že je hodnota Hubbleovy konstanty ovlivněna gravitačními poruchami. Konečně může jít o následky nehomogenit z doby velkého třesku či dokonce je expanze vesmíru nelineární. Nic není vyloučeno, ale ani dokázáno, neboť navzdory veškeré snaze je pozorovací materiál dosud velmi kusý. Vždyť Hubbleův vztah, který se opírá o měření červených posuvů kup galaxií, je určen pomocí pouhých 138 bodů!

Loni byl dvakrát překonán rekord v hodnotě největšího červeného posuvu. Zasloužily se o to přirozeně kvasary. Na Stewardově observatoři v Arizoně nalezli pro kvasar OH 471 posuv z = 3,40. Kromě emisního posuvu byly zjištěny celé systémy absorpčních čar s červenými posuvy kolem 3,34. Objekt je 18 mag. O něco později oznámili na Lickově hvězdárně, že červený posuv kvasaru OO 172 činí z = 3,53. Při tak velkém posuvu už neplatí jedno ze základních kritérií pro optickou identifikaci, neboť objekty nemají modrou, nýbrž bílou barvu. Pokud lze celý červený posuv interpretovat dopplerovsky, bylo tak již dosaženo více než 90 % rychlosti světla a kosmologická vzdálenost přesahuje 12 miliard světelných let.

Dalším skvělým úspěchem je zjištění absorpční čáry neutrálního vodíku v rádiovém spektru kvasaru 3C 286. Kvasar má opticky změřený emisní červený posuv z = 0,85, zatímco rádiová čára na vlně 211 mm jeví posuv z = 0,69. Vysvětlení je přirozeně dvojí: buď může jít o expandující vodík kolem vlastního kvasaru, anebo o náhodnou projekci bližší galaxie do téhož směru. Zatím se zdá, že druhé vysvětlení je správnější. Pak by ovšem byla skvěle potvrzována kosmologická hypotéza o povaze kvasarů. Tomu nasvědčuje i pozorování A. Stocktona, jenž poblíž kvasaru 4C 37.43 s červeným posuvem z = 0,3736 nalezl galaxii 20 mag s prakticky totožným červeným posuvem z = 0,3736. Je to již šestý pár kvasar-galaxie s totožnými červenými posuvy.

Naproti tomu Wampler, Hazard a Stockton nalezli pár kvasarů 4C 11.50, jež dosahují opticky 17 mag a 19 mag a jsou navzájem vzdáleny pouhých 5″. První z kvasarů má 11 emisních čar a druhý 3 čáry a jejich červené posuvy, změřené na Lickově hvězdárně, činí z₁₇ = 0,4359 a z₁₉ = 1,901. Při udané úhlové vzdálenosti je pouze 1 % naděje, že by šlo o náhodnou projekci dvou různě vzdálených kvasarů. Navíc pro uvedené červené posuvy platí skoro přesně vztah 2(1 + z₁₇) = 1 + z₁₉, což celou záhadu dále zvětšuje.

G. R. Burbidge v obsáhlém přehledu hodnotí rozmanité aspekty problému červeného posuvu a ukazuje, že krize v tomto oboru trvá již celé desetiletí. Kterékoliv z předložených vysvětlení se ocitá v rozporu s některými údaji pozorování. Není divu, že se proto objevila radikálně odlišná koncepce, jejímiž autory jsou M. B. Bell a D. N. Fort. Ti tvrdí, že kvasary jsou dále, než odpovídá lokální hypotéze, ale blíže, než odpovídá kosmologické vzdálenosti. Postupovali tak, že zavedli nezvyklý předpoklad, že v prvním přiblížení je svítivost kvasarů stejná. Ze zdánlivé velikosti a Hubbleova vztahu pro galaxie tak určili vzdálenost kvasarů, jíž odpovídá červený posuv z_c. Pak se červený posuv kvasaru z_q dá rozložit na dvě složky podle vztahu (1 + z_q) = (1 + z_c).(1 + z_x), kde z_x je červený posuv neznámého původu. Autoři ukázali, že z_c se pak pohybuje v rozmezí 0 ÷ 0,3, takže kvasary jsou vesměs blíže než nejvzdálenější radiogalaxie. Posuv z_x je jakoby kvantován, což by nám mělo pomoci při odhalování neznámého fyzikálního jevu, jenž tento posuv způsobuje. Neznámý červený posuv z_x nabývá přitom hodnot 0 ÷ 2,8, což předem vylučuje možnost, že by mohlo jít o gravitační (Einsteinův) červený posuv. Pro absolutní velikost kvasarů pak platí vztah M_v = -20,4 +1,6 z_x. To jsou svítivosti téhož řádu jako u supernov. Vývojové schéma pak lze vyložit tak, že z objektu neznámé povahy se vytvoří slabě svítící kvasar s velkou hodnotou anomálního červeného posuvu z_x. Poloměr kvasaru se zvětšuje, souběžně s tím klesá z_x, a tak nakonec dostaneme radiogalaxii bez anomálního červeného posuvu. Myslím, že tato pozoruhodná hypotéza musí zvláště potěšit akademika Ambarcumjana, který již dávno prohlašoval, že celé galaxie vznikají expanzí z neznámých velmi kompaktních objektů.

Mnohem konzervativnější vysvětlení problému spočívá v postulátu dvou tříd kvasarů (Rowan-Robinson). V. Petrosian dokazuje, že kvasary lze zařadit buď mezi nevyvíjející se objekty s nízkou svítivostí a malým červeným posuvem, anebo mezi objekty, jež se vyvíjejí, mají obrovskou svítivost a značné červené posuvy. M. Rozycka soudí, že existence párů kvasarů dokazuje, že kvasary jsou buď lokální objekty, anebo jeví zvláštní prostorové rozložení, anebo zde působí efekt gravitační čočky, kdy záření vzdáleného kvasaru je zesíleno blíže ležící galaxií. Jinou možností, jak rozlišit lokální a kosmologické kvasary, by mělo být měření úhlových průměrů. Kvasary nad 3″ průměru jsou pak kosmologické a ostatní jsou lokální. Plagemann zase dokazuje, že kompaktní rádiové zdroje s plochým průběhem rádiového spektra jsou na obloze rozloženy nerovnoměrně a souvisí patrně s místní supergalaxií, takže jejich vzdálenost je menší než 30 Mpc. Kolik autorů, tolik názorů, a tak celý problém kvasarů je předmětem vášnivých diskusí ještě více než před deseti lety. Nezbude než vyčkat na shromáždění ještě kvalitnějších pozorovacích údajů o co největším počtu objektů. Patrně bude potřebí podstatně rozhojnit i údaje o vzdálených kupách galaxií.

Četná pozorování se týkají neobyčejně podivuhodné skupiny kvasarů, pro něž se nedávno ujal název lacertidy podle prototypu BL Lacertae. Do této skupiny patří též AP Lib, W Com, OJ 287, B2 1215+30 a PKS 0537-44. Objekty jsou charakterizovány rychlými změnami toku v rádiové, infračervené i optické oblasti spektra, neobyčejně vysokou infračervenou zářivostí, výraznými změnami polarizace v optickém i rádiovém oboru a hlavně naprostou nepřítomností spektrálních čar. Jelikož se lacertidy nacházejí i ve vysokých galaktických šířkách, jsou to nepochybně extragalaktické objekty, ale o jejich vzdálenosti, a tím i o dalších fyzikálních parametrech nevíme vlastně zhola nic.

Škála vzdáleností ve vzdáleném vesmíru je závislá na hodnotě Hubbleovy konstanty a deceleračního parametru q₀. Sandage navrhuje model, v němž H₀ = 50 km/s/Mpc a q₀ = +1. Pak je stáří vesmíru od okamžiku velkého třesku 11 miliard let. Naproti tomu z měření jasnosti supernov v cizích galaxiích určili D. Brauch a B. Patchett hodnotu H₀ = (40; +25, -15) km/s/Mpc, při absolutní hvězdné velikosti -20,8 mag. Z měření zastoupení deuteria v mezihvězdném prostoru lze v principu určit průměrnou hustotu vodíku ve vesmíru. Měření pomocí družice OAO-2 zpracovali J. B. Rogerson a D. G. York pro směr ke hvězdě β Cen a J. H. Black a A. Dalgarno ve směru k ζ Oph. Za předpokladu, že 1 atom deuteria připadá na 10⁵ atomů vodíku, vychází z obou měření průměrná hustota vodíku na 1 atom na 10 m³. To by znamenalo, že hustota vesmíru je mnohem menší než kritická, a vesmír se tudíž trvale rozpíná. Jelikož tento výsledek je v rozporu se Sandageovou hodnotou deceleračního parametru, zbývá ovšem ještě mnoho práce k dosažení jednoznačného závěru o charakteru našeho vesmíru.

Loni bylo uveřejněno několik zajímavých úvah o samotném počátku těsně po velkém třesku. Ve vývoji vesmíru hraje kritickou roli prvních 100 μs, kdy vznikají těžké elementární částice – hadrony. V té době je hustota látky vyšší než hustota atomových jader, tj. vzdálenosti částic byly menší než 1 fm. Hadrony na sebe působily prostřednictvím silné interakce a teplota tehdy dosahovala 100 MeV. G. Steigman usuzuje, že existuje nepřekročitelná hranice teploty, a to 140 MeV (2 biliony kelvinů). V hadronové éře ovšem bylo mnohem více zářivé energie než látky, jež začala „kondenzovat“ z energie. Brzy poté nastala leptonová éra, jež trvala plných 10 s, kdy vznikaly lehké elementární částice. V následující zářivé éře s trváním milion roků látky stále přibývalo, takže my sami žijeme v éře látky, jež trvá již více než 12 (a možná též již 25) miliard let. Všechny tyto zdánlivě absurdní úvahy jsou založeny na soudobých poznatcích z fyziky elementárních částic a na dvou pozorovacích faktech: červeném posuvu galaxií podle Hubbleova vztahu a na izotropním kosmickém rádiovém záření černého tělesa.

Toto záření bylo spojitě zjištěno jak v rádiovém, tak i v infračerveném oboru spektra a má tepelný průběh i v oblasti 0,4 ÷ 1,3 mm, o čemž se ještě předloni vedly spory. Dříve zjištěné nesrovnalosti byly patrně způsobeny sluneční činností. Vývoj teploty záření je velmi poučný. Na konci první sekundy po velkém třesku byla teplota kosmického záření černého tělesa 10⁹ K, za 10⁴ let po explozi klesla na 10⁴ K a za 10⁷ let po výbuchu na 300 K. Dnešní hodnota 2,7 K je potvrzena i na vlně 1,32 mm, poblíž maxima Planckovy křivky. Studium kvasarů s červeným posuvem kolem z = 2,5 ukazuje, že i v této vzdálenosti (a minulosti) nepřesahuje teplota reliktního záření 200 K, a spíše ani 45 K, což dobře odpovídá našemu schématu.

Interakce reliktního záření s kosmickým zářením (nukleonovou složkou) vede k tvorbě fotonů, pozitronů a neutrin. Při srážkách fotonů se zářením 3 K je úbytek energie fotonů gama nepatrný, takže studiem záření gama bychom měli být schopni registrovat kosmické záření až ze vzdálenosti 120 Mpc. Podle R. Ramatyho aj. vznikají jádra železa v kosmickém záření urychlováním na povrchu neutronových hvězd, zatímco ostatní nukleony se tvoří v mezihvězdném prostoru.

V kosmickém záření se postupně zvyšující citlivostí metod hledá zastoupení antičástic a antijader. Všechny dosavadní experimenty však dávají pouze prahové hodnoty. Antiprotonů je méně než 1/1 000 z počtu protonů, heliových antijader méně než 1/100 z počtu heliových jader a podobně je tomu i u těžkých antijader s atomovým číslem přes 6.

Zcela nepochybně nejvýznamnějším objevem loňského roku je naprosto neočekávaná detekce vzplanutí gama z kosmického prostoru, oznámená pracovníky atomových laboratoří v Los Alamos. K objevu došlo díky aparaturám pro detekci případných nukleárních výbuchů za hranicemi zemské atmosféry, umístěným na vojenských družicích typu Vela. Družice jsou naváděny na oběžné dráhy o poloměru 120 000 km a vždy nejméně tři z nich trvale zjišťují záření gama. Jak známo, nukleární výbuch za hranicemi atmosféry se projeví právě výronem velkého množství záření gama.

Výsledky měření, prováděných již od r. 1969, byly loni v červnu odtajněny, a tak se překvapená astronomická veřejnost dozvěděla, že během tří let (1969–1972) zaznamenaly aparatury na družicích celkem 16 vzplanutí gama pomocí scintilačních počítačů typu Csl o objemu 10 cm³. Vzplanutí trvají 0,1 ÷ 30 s, skládají se vždy z krátkých pulzů, jež mají navíc jemnou strukturu a jež jsou zachycovány v energetickém pásmu 0,1 ÷ 1,5 MeV. Hustota toku gama činí 10^-8 ÷ 2.10^-7 J/m². Pulzy jsou doprovázeny též výronem rentgenového záření. Časové rozlišení 0,05 s umožňuje navíc stanovit i přibližný směr, odkud pulzy přicházejí, neboť díky velkým rozměrům drah družic jsou impulzy zachycovány se zpožděním až 0,8 s. Díky tomu mohli autoři objevu R. W. Klebesadel, I. B. Strong a R. A. Olson bezpečně prokázat, že impulzy přicházejí z hloubky kosmického prostoru, mimo hranice sluneční soustavy. Ve své nejnovější práci popisují již 23 úkazů a odtud odvozují typický průběh jevu. Každé vzplanutí začíná krátkým impulzem o trvání 0,1 ÷ 4 s. Poté následuje několik menších pulzů a nejpozději za minutu celý úkaz skončí. Průměrná frekvence vzplanutí je nízká – zhruba 5 případů ročně. Objev byl potvrzen i pozorováními pomocí dalších družic, jež sloužily jiným účelům, jako Uhuru, IMP-6, OGO-5, OSO-7 a také aparaturou na Apollu 16.

Samotný objev byl zveřejněn 1. června 1973 a o jeho významu svědčí nejlépe okolnost, že během necelého půl roku bylo již zveřejněno na půl tuctu teorií, jež mají vysvětlit tento fantastický jev. Především poznamenejme, že S. A. Colgate již před pěti lety tvrdil, že vzplanutí gama by měla doprovázet výbuch supernov. Proto nyní rozvíjí svou původní hypotézu a soudí, že je to průvodní jev rázové vlny při explozi supernovy typu II. Proti tomu se však přece jen zdá, že příslušné zdroje gama leží v naší Galaxii, a zde v posledních letech rozhodně nemohlo vzplanout přes 20 supernov, aniž bychom si něčeho všimli. Lamb aj. soudí, že v dvojhvězdné soustavě, kde jedna složka je kompaktní neutronovou hvězdou, jeví normální složka obří erupce, doprovázené výronem hmoty i záření gama. Také Brecher a Morrison se domnívají, že původcem vzplanutí jsou mocné a úzce směrované hvězdné erupce. Stecker a Frost se rovněž přiklánějí k mínění, že jde o obří hvězdné erupce (10⁶ ÷ 10¹⁰krát mocnější než na Slunci) na povrchu bílých trpaslíků. Samotná myšlenka obřích hvězdných erupcí je dosti přitažlivá, i když poměrně konvenční.

Pro úplnost se zmiňme ještě o domněnkách takříkajíc ztřeštěných. K nim především patří myšlenka Harwita a Salpetera, kteří považují vzplanutí gama za výsledek dopadu komety na povrch neutronové hvězdy. Autoři se domnívají, že neutronové hvězdy mají vlastní „Oortova mračna“ komet, z nichž se čas od času některá dostane na silně výstřednou dráhu a je přitažena neutronovou hvězdou. J. Grindlay zase spojuje nový úkaz s pulzary, čili též s neutronovými hvězdami. Tvrdí, že z pulzarů je vysílán déšť železných hrudek, které přilétají relativistickými rychlostmi do sluneční soustavy. Hrudky o průměru řádově 1 mm se taví ve vzdálenosti řádově 100 AU. Když dospějí k dráze Pluta, rozpadají se na jednotlivé atomy, které září, a jejich záření je dopplerovsky posunuto do oblasti paprsků gama. Díky relativistickým efektům je záření vysíláno v poměrně úzkém kuželu ve směru pohybu hrudek, takže jen vzácně zasahuje přímo naši Zemi. Konečně nejexotičtější výklad předpokládá, že jde o mohutné nukleární výbuchy způsobené vzdálenými civilizacemi, a že tedy každé vzplanutí je dokladem, že jedna z pokročilých technických civilizací právě spáchala sebevraždu.

Není pochyby o tom, že ke správnému vysvětlení povahy vzplanutí gama máme ještě daleko. Člověk se spíše táže, co bychom dnes už o tomto jevu věděli, kdyby byl ihned zveřejněn, i když na druhé straně je třeba připustit, že „civilní“ vědecká družice by takto vzácné úkazy třeba dodnes neodlišila od náhodných poruch apod. V každém případě je vzrušující být zase jednou při tom, když astronomie studuje naprosto nečekaný úkaz, o němž vlastně zatím nikdo skoro nic neví, a ještě více nás může fascinovat celkem samozřejmý předpoklad, že každé další zvýšení časové rozlišovací schopnosti našich přístrojů, jakož i rozšíření jejich energetického spektra, může přinést obdobná překvapení.

Zdá se, že k nevysvětleným úkazům bude třeba přiřadit i tzv. Weberovy koincidence, jež sám prof. Weber považuje stále za důkaz detekce gravitačních vln. Žádné další obdobné aparatury na jiných místech zeměkoule totiž žádné koincidence nezjišťují. Nebyla nalezena žádná korelace koincidencí s infračerveným zářením na 2 ÷ 4 μm. Také dva rádiové přijímače, jež zkonstruovali R. Partridge a G. Wrixon pro frekvenci 1 500 MHz, vzdálené od sebe řádově 10⁴ km, nezaznamenaly nic, ačkoliv jsou 10²⁷krát citlivější na vydávanou mikrovlnnou energii než Weberovy gravitační detektory; jejich citlivost se odhaduje na 30 W/m² /s/Hz.

Také 42m radioteleskop v Green Bank nezaznamenal žádné pulzy na frekvenci 430 MHz. Naproti tomu byly nalezeny korelace Weberových koincidencí s geomagnetickým indexem aktivity (polární záře), s výskytem slunečních skvrn i se zemětřeseními. J. Shaham tvrdí, že i známá korelace se siderickým dnem nemusí být důkazem pro mimozemský původ koincidencí, a tak nelze vyloučit, že koincidence jsou způsobeny pulzacemi magnetického pole Země.

Naproti tomu D. H. Douglas a J. A. Tyson označili čtyři možné polohy zdrojů koincidencí v Galaxii, a to v souřadnicích α = 5,7^h nebo 17,7^h (s chybou 0,2^h) a δ = ±29° s chybou ±5°. Dále pak D. Sadeh aj. nalezli korelaci mezi mikroseizmy a periodou pulzaru CP 1133 na záznamech z Ejlatu v Izraeli. Perioda modulace vibrací činila přesně 0,5 hvězdného dne. Tato pozorování potvrdil L. P. Vinnik na seizmickém materiálu z východního Kazachstánu v období 1961–1972. V mikroseizmech se opakuje perioda 0,59 ÷ 0,63 s, což je polovina periody pulzaru (1,19 s). Vibrace Země však dosahují amplitudy pouze 0,1 nm a v odborné veřejnosti zatím převládá naprostá skepse vůči názoru, že by skutečně mohlo jít o rozechvívání Země gravitačními vlnami přicházejícími z pulzaru.

Obecně se soudí, že gravitační vlny se mohou vyzářit při nesymetrickém gravitačním kolapsu černé díry. Taková černá veledíra o hmotnosti 10⁴ ÷ 10⁸ M_O by mohla být nejspíš v jádře Galaxie. Pro hvězdy o původní hmotnosti 750 000 M_O počítal průběh kolapsu J. Schmidt. Ukázal, že ve hvězdě se postupně spaluje vodík, uhlík, dusík a kyslík, ale tím se kolaps zabrzdí a přejde v explozi. Pokud hvězda rotuje, nedojde ke vzniku černé díry ani při menších hvězdných hmotnostech. Tak se tedy ukazuje, že velká počáteční hmotnost není postačující podmínkou pro vznik černé díry. Proto samotné určení hmotnosti neviditelné složky v soustavě rentgenové dvojhvězdy není dostatečnou zárukou, že jde o černou díru. Měli bychom se pokusit hledat i jiné efekty – tak např. by existence černé díry měla charakteristickým způsobem pozměnit světelnou křivku soustavy a případně bychom měli pozorovat vícenásobný obraz viditelné složky.

A teď zase trochu ztřeštěností. R. Penrose si vymyslel pozoruhodný žert, jak dolovat energii z černých děr. Představme si závaží na nehmotné niti. Spustíme-li závaží do vzdálenosti 1,14 Schwarzschildova poloměru k černé díře, lze tímto způsobem „vytáhnout“ až 63 % energie hmoty závaží. Praktické výpočty však narážejí na nerealizovatelnost nehmotné niti – díky slapům se jakkoliv pevné lano přetrhne již ve vzdálenosti 5.10¹¹ Schwarzschildových poloměrů. O něco realističtější mi připadá návrh W. H. Presse a S. A. Teukolského, kteří si vymysleli kulové zrcadlo obklopující černou díru ve vzdálenosti asi 10³ km. Pokud černá díra rotuje, lze do její ergosféry vstřelit hmotnou částici, jež posléze ergosféru opustí větší rychlostí, než jakou do ní vstoupila, a to na úkor energie černé díry. Zrcadlo je tudíž zevnitř bombardováno částicemi se stále větší energií, až nakonec exploduje – tento úkaz nazvali autoři černoděrovou bombou. Kdybychom měli v zrcadle ventil, jenž by včas vydolovanou energii uvolnil, dostali bychom černoděrový reaktor. Při tomto procesu lze získat až 50 % celkové energie utajené v hmotě černé díry.

Ještě extrémnější je hypotéza A. A. Jacksona a M. P. Ryana, kteří usoudili, že jsme již měli na Zemi čest setkat se s černou dírou v podobě Tunguzského meteoritu. Prý to byla černá díra o hmotnosti 10¹⁵ tun, jež vletěla do Země rychlostí 40 000 km/hod. Proto by prý bylo účelné hledat důkazy o jejím opětném vynoření někde v Atlantiku mezi Azorami a New Foundlandem. Myslím, že čtenáři je dostatečně jasné, že podobné názory jsou vskutku spíše intelektuálními cvičeními a pro rozvoj astrofyziky mají zcela okrajový význam.

Trochu jinak je tomu s pokusy o dorozumění s cizími civilizacemi. Uplynulo již 14 let od proslulého projektu OZMA, jenž vykonal F. D. Drake na vlně 211 mm pomocí tehdejšího 26m radioteleskopu v Green Bank. Loni G. L. Verschuur z téže observatoře pokus opakoval v dokonalejším provedení s 42m a 90m radioteleskopem, takže 5 minut trvání nového experimentu se efektivně vyrovnalo 4 dnům pozorování v projektu OZMA. Větší radioteleskop sledoval denně po dobu 4 minut hvězdy α Cet, ε Eri a 61 Cyg, a to po dobu jednoho měsíce. Menší radioteleskop obdobně sledoval celkem 10 hvězd. Usuzuje se, že pokud by tamější civilizace disponovaly zářivým výkonem aspoň 6 MW, mělo by být jejich vysílání zachyceno. Drake a Sagan však nedávno počali pochybovat o tom, že pásmo 211 mm je vskutku nejvhodnější pro mezihvězdné spojení, neboť je příliš „hlučné“ díky mezihvězdnému vodíku. Bude proto vhodné zjistit, kde se v rádiovém oboru vyskytuje nejméně přírodního šumu, a tam se pokusit vysílat a přijímat. Soudí se, že během několika let se technika vysílání i příjmu zlepší natolik, že 300m radioteleskop v Arecibu bude schopen komunikace s obdobným zařízením kdekoliv uvnitř naší Galaxie.

J. C. G. Walker tvrdí, že hledání signálů potrvá aspoň jedno tisíciletí, aby byla jakási naděje na úspěch. Kdybychom chtěli vysílat izotropně signál slyšitelný do vzdálenosti 100 světelných let, potřebovali bychom k tomu energetický příkon rovný celkové spotřebě energie dnešní pozemskou civilizací. Walker proto navrhuje jinou taktiku. Vysílat individuálně ke každé hvězdě v tomto objemu v intervalu T let, kde T = 2R/c, kde R je vzdálenost hvězdy a c je rychlost světla. Walker odhaduje, že v uvedeném objemu se nalézá kolem 50 civilizací, a doba potřebná k navázání prvního kontaktu je pak 1 400 ÷ 140.10⁹ (!) let.

Zajímavý postřeh vyslovili Collins a Hawking. Jak ukazuje reliktní záření, je vesmír izotropní; to svědčí o tom, že se rozpíná právě únikovou rychlostí. Kdyby tomu tak nebylo, nevznikaly by ve vesmíru nehomogenity, jako jsou samotné galaxie či hvězdy, a tedy ani život či dokonce civilizace. To, že vůbec jsme, je tudíž prostým důsledkem faktu, že vesmír se rozpíná jedinou správnou rychlostí.

Vraťme se nyní z oblastí, kde stěží rozlišíme astronomii od science fiction, zpět k solidní fyzice. Astronoma přirozeně nejvíce zajímá, jak přesně a nezávisle na prostoru i čase platí základní fyzikální konstanty. Dne 18. října 1972 pracovníci laboratoří NBS v Boulderu oznámili výsledek měření rychlosti světla, a to pomocí helium-neonového laseru, kdy se odděleně zjišťuje frekvence a vlnová délka monochromatického záření. Podle toho je c = (299 792 456,2 ±1,1) m/s. Podle usnesení IAU v Sydney se napříště bude pro rychlost světla používat hodnota c = 299 792 458 m/s a tato hodnota se již nebude měnit. Pokud další měření povedou k revizi, změní se spíše definice metru. Tím byla rychlost světla povýšena na základní přírodní jednotku, ve shodě s trendem moderní fyziky. Jak ukazuje nové vyhodnocení starých Roemerových měření zatmění Jupiterových měsíců, rychlost světla se v mezích chyb za poslední tři století nezměnila. Podobně L. V. Morrison zkoumal rotaci Země a neměnnost gravitační konstanty s časem z rozboru 40 000 měsíčních zatmění v letech 1663 až 1972. Ani on nenalezl žádnou změnu gravitační konstanty větší než 2.10^-11 v relativní míře. Rovněž Planckova konstanta se s časem nemění, jak lze dokázat nepřímo měřením červených posuvů kvasarů a studiem jednotlivých částí Planckovy křivky pro reliktní záření.

Také záhada chybějících slunečních neutrin snad bude vyřešena ve prospěch konvenční astrofyziky. P. Demarque aj. totiž ukázali, že nulový výsledek Davisova experimentu lze vysvětlit tím, že v dosavadních modelech slunečního nitra se zanedbávala rotace Slunce. Pokud jádro Slunce rotuje dosti rychle – což ovšem přímo zjistit zatím neumíme – pak se tím pronikavě snižuje neutrinový tok.

Slíbil jsem v nadpisu, že se zmíním o přístrojích. V červnu 1973 se konal na Kitt Peak v Arizoně slavnostní ceremoniál, při němž byl uveden do chodu druhý největší dalekohled světa, čtyřmetrový Mayallův teleskop. Byl postaven za pět let nákladem 10 milionů dolarů. Kopule má průměr 31,5 m a výšku 55,5 m a její otočná část má hmotnost 500 tun. Dalekohled má hmotnost 375 tun, z toho pohyblivé části 300 tun. Zrcadlo je z taveného křemene, má hmotnost 15 tun a jeho broušení a leštění zabralo tři roky. Fotografické zorné pole má průměr 1°. Polovina pozorovacího času bude přidělována hostům observatoře.

Zdá se však, že mamutí stroje budou postupně vytlačeny vícezrcadlovými dalekohledy (viz ŘH 2/1973, str. 37), které jsou všestrannější a technicky snadněji zhotovitelné. Důležitým faktorem využití optických dalekohledů je ovšem kvalita ovzduší a počasí vůbec. Snad nejlepším stanovištěm na světě je sopka Mauna Kea na Havajských ostrovech, která má 63 % fotometrických nocí a bezmála 75 % spektroskopických nocí, přičemž kvalita obrazu je většinou 1″ a často i 0,5″. Na Krymu měli v letech 1967–71 v průměru 46 % jasných nocí, ale podstatně horší kvalitu obrazu, 3,5″. Na Mt. Wilsonu se pozoruje ročně 2 700 h, ve Victorii v Kanadě 1 247 h a v Herstmonceux v Anglii 600 ÷ 800 h. Podle ondřejovské statistiky máme jen 24 % spektroskopických nocí, ale to je chronický problém všech evropských observatoří. V loňském roce bylo u našeho dvoumetrového dalekohledu získáno 255 spekter za 455 h pozorování. Heterodynní princip, poprvé demonstrovaný při detekci hvězdného záření r. 1968 právě v Ondřejově, se nyní uplatňuje zejména v infračerveném oboru spektra. Loni byl na observatoři St. Michel ve Francii zaznamenán také Arktur na vlnové délce 10,6 μm.

Jiný významný přístroj, Schmidtova komora o průměru 1,8/1,3 m, byl uveden do chodu v červenci 1973 v Austrálii. Hlavní zrcadlo je z Cervitu a má hmotnost 1,3 tuny. Zorné pole má průměr 6,5°. Tímto přístrojem má být rozšířen fotografický (Palomarský) atlas oblohy až k jižnímu pólu. Očekává se, že tento vrcholně důležitý projekt bude hotov do konce r. 1975.

K efektivnímu zpracování širokoúhlých snímků oblohy je bezpodmínečně nutná automatizace. K tomu cíli se dále zdokonaluje unikátní proměřovací přístroj GALAXY, vyvinutý ve Velké Británii. Přesnost vyhledávacích měření souřadnic se zlepší z 10 na 4 μm a přesnost podrobných měření na 0,5 μm a na 0,01 mag při fotometrii. Údaje již nebudou děrovány, ale zaznamenávány přímo na magnetickou pásku. Zlepšení bude stát 60 % původní ceny přístroje.

Z hlediska hustoty informace se ovšem všechna tato zařízení ani zdaleka nepřibližují k fantastickému výkonu lidské paměti. Zajímavé údaje o tom přinesl loni časopis Vesmír. Lidská paměť obsahuje 10¹⁴ bitů informací. Kdybychom její obsah chtěli přenést do paměti počítačů, museli bychom na to vynaložit vskutku astronomickou sumu 10¹¹ dolarů, což je třetina národního důchodu celého lidstva. Až budou vyvinuty holografické (laserové) paměti, sníží se cena takového přenosu na pouhých sto milionů dolarů. Užijeme-li jako ukazatele účinnosti paměti počet bitů připadajících na jeden gram hmoty, vyniknou ještě více přednosti biologického zápisu informací. Zatímco záznam pomocí psacího stroje či dálnopisů obsahuje 10³ bitů na gram a magnetická páska zachytí 106 bitů na gram, dosáhne holografická paměť 10⁹ bitů, avšak genetický kód je zapsán s fantastickou hustotou 10²¹ bitů na gram!

Připomeňme v závěru ještě několik měření z různých oborů astronomie vykonaných nekonvenčními technikami a přístroji. Patří sem především pozorování jednoho z nejdelších úplných slunečních zatmění 30. června 1973 pomocí nadzvukového dopravního letadla Concorde 001, jež letělo rychlostí M = 2,05 z Kanárských ostrovů přes Mauritánii, Mali, Alžír, Niger a Čad do Fort Lamy. Let probíhal ve výšce 16 200 ÷ 17 700 m a totalita tak byla efektivně prodloužena z pozemních 7 min 08 s na plných 74 min, přičemž druhý kontakt trval 7 min a třetí kontakt 12 min.

Radarem v Arecibu byla zkoumána rádiově naše vlastní Země, a to tak, že signál proběhl dráhu: vysílač-Měsíc-Země-Měsíc-přijímač. Uvědomíme-li si, že před 28 lety byl vrcholným výkonem rádiové techniky prostý odraz signálu od povrchu Měsíce, můžeme jen žasnout. Na oběžnou dráhu kolem Měsíce byla vypuštěna družice RAE-B (ŘH 11/1973, str. 218), která je určena ke studiu velmi dlouhých rádiových vln (až 15 km) z Galaxie i mimogalaktických zdrojů. Družice Triad 1, vypuštěná v září 1972, realizovala myšlenku o „družici v družici“. Uvnitř Triadu se nachází kulička o průměru 22 mm a hmotnosti 11 gramů ze slitiny zlata a platiny, jež se volně vznáší v dutém prostoru družice. Vnější družice je řízena tak, aby se vnitřní kulička nikdy nedotkla vnějšího pláště. Tím je vyloučeno veškeré působení na kuličku s výjimkou gravitačního. Pokus má zásadní význam pro lepší poznání struktury zemského gravitačního pole a pro relativistickou fyziku.

Řada astronomických experimentů probíhala během letů všech posádek v projektu Skylab (ultrafialová spektroskopie, fotografie Kohoutkovy komety). Také americká družice Copernicus se soustřeďuje na astronomická pozorování v ultrafialovém oboru spektra a nové údaje o planetách přinášejí lety sond Pioneer 10 a Mariner 10. O tom se však čtenář více dočte ve zvláštních článcích.

My si musíme ještě všimnout dvou společenských vrcholů loňského roku, jimiž byla nesporně valná shromáždění Mezinárodní astronomické unie v Sydney a ve Varšavě (viz ŘH 11/1973, str. 201 a 205). Zúčastnilo se jich úhrnem asi 1 600 astronomů, tj. méně než předešlých kongresů v Brightonu a zejména v Praze. Všude na světě dnes mají vědci potíže s financováním své práce a tato skutečnost je patrná i v astronomii. O odborných výsledcích kongresů se již v Říši hvězd psalo, takže snad jen jedna maličkost, že v Sydney bylo schváleno užívání modifikovaného juliánského datování (MJD), pro něž platí převodní vztah MJD = JD - 2 400 000,5 dne. Z toho plyne, že MJD = 0 o světové půlnoci dne 17. listopadu 1858. Příští kongres IAU se bude konat v srpnu 1976 v Grenoblu ve Francii.

V loňském roce ztratila světová astronomie několik svých významných představitelů. Chtěl bych zde připomenout I. S. Bowena, bývalého ředitele Haleových observatoří, vynikajícího teoretika i experimentátora, jenž zemřel v únoru 1973, a známého badatele v oboru studia sluneční soustavy, holandsko-amerického astronoma G. S. Kuipera, jenž zemřel v prosinci 1973. Ve věku 101 let zemřel i nestor světové astronomie C. S. Abbot.

Spojené státy ovšem získaly reemigrací prof. E. M. Burbidgeové, jež po 15 měsících rezignovala na místo ředitelky Královské greenwichské observatoře a vrací se do Kalifornie. Podobně se proslýchá, že i další vynikající britský astronom prof. F. Hoyle má namířeno do USA. V obou případech nejde o známé „přetahování mozků“, ale o spletité osobní vztahy mezi vedoucími představiteli britské astronomie.

Přes všechny finanční i personální obtíže však světová astronomie získává na síle i na záběru. Na kongresu v Sydney bylo přijato 700 nových členů IAU, což je téměř 10 % přírůstek ročně. Stejným a možná i větším tempem přibývá i astronomických poznatků, neboť noví členové svým mládím, temperamentem, ale i moderním vzděláním neustále posouvají laťku náročnosti astronomických výzkumů vzhůru. Uvědomíme-li si, že to znamená zdvojnásobení astronomických znalostí lidstva v průběhu pouhého desetiletí, můžeme s radostným vzrušením očekávat převratné objevy a podivuhodné teorie, jež v nejbližší budoucnosti prohloubí naše sepětí s vesmírem kolem nás.

Žeň objevů – rok 1974

1. Sluneční soustava

Kdybych chtěl použít astrologické terminologie, mohl bych patrně právem konstatovat, že uplynulý rok byl ve znamení planety Jupiter. Jelikož se však přitom mimo jiné ukázalo, že Jupiter je tak trochu hvězda, počkáme chvíli a věnujeme se nejprve jinému, také tak trochu astrologickému tématu, jež na sklonku roku 1974 vzbudilo značný rozruch. Mám tím na mysli sdělení britského vědeckého redaktora Gribbina a amerického pracovníka v NASA Plagemanna o tom, že v r. 1982 dojde k význačné konstelaci planet, jež se budou nacházet na jediné přímce, což se údajně na Zemi projeví velmi drasticky. Mají prý nastat změny klimatu, ba dokonce mohutná zemětřesení a další katastrofy, vyvolané spojeným účinkem planet na Slunce a odtud i na Zemi.

Zatímco laik žasne, odborníci se rozštěpili na několik skupin. Nechci příliš předbíhat, neboť čtenáři našich astronomických časopisů budou, jak doufám, brzy informováni specialisty, ale přece jen aspoň několik poznámek. Podle předběžných výpočtů prof. Gutha nebude to s tou přímkou, na níž mají ležet planety, nijak slavné, střední kvadratická odchylka ekliptikálních délek bude činit asi 14°. Výslechem dalších specialistů jsem nabyl dojmu, že celá záležitost planetárních vlivů na Slunce je neobyčejně málo prostudována, že fyzikální efekty přímé (slapy, záření) jsou nicotně malé a nepřímé jsou vzájemně natolik propojeny, že izolovat odtud nějaký makroskopický důsledek – tedy např. zhoubné zemětřesení – by bylo přinejmenším troufalé. V r. 1982 se podle mého mínění nestane nic nápadného, co bychom mohli přičíst na vrub seřazení planet. Pokud budou vůbec nějaké efekty zjištěny, budou na hranici přesnosti geofyzikálních, příp. meteorologických měření, a tak lze odhadnout, že ještě několik let poté bude v odborných kruzích doznívat diskuse o tom, zda některý úkaz v r. 1982 souvisel s postavením planet či nikoliv. S katastrofami na Zemi si tedy v této souvislosti nemusíme dělat mnoho starostí.

Astrofyzikové však přesto rychle šedivějí, a to kvůli doslova zpropadeným neutrinům. V našich přehledech jsem již o neutrinovém skandálu několikrát referoval. Na neutrina z vesmíru čeká past, vybudovaná v opuštěném zlatém dole v Jižní Dakotě R. Davisem. Ačkoliv jeho ultracitlivý přístroj pracuje už několik let, stále se nedaří zachytit žádná neutrina. Proto se astrofyzikové na základě všech známých parametrů termonukleárních reakcí snaží odvodit sluneční neutrinový tok tak, aby neutrin z nitra Slunce proudilo co možná nejméně. Nejúspornější modely však stále dávají více než 1 SNU (jednotka solárního neutrinového toku ve vzdálenosti 1 AU), zatímco horní mez stanovená experimentálně je nanejvýš 0,1 SNU!

R. K. Ulrich počítal sluneční modely s diferenciální rotací uvnitř tělesa a volbou velice speciálního průběhu rotace dostal toky kolem 0,5 SNU. Sám však poznamenává, že teoretický průběh rotace je fyzikálně velmi nepravděpodobný. Navíc se někteří autoři při výpočtu modelu pro Slunce s rychle rotujícím jádrem dopustili matematických chyb, takže tok neutrin podcenili asi třikrát. Kromě toho tak rychlá rotace by se projevila i mnohem význačnějším zploštěním slunečního kotouče, než naměřil Dicke (a to i jeho měření velikost zploštění spíše přecenila!).

Fyzikové již dokonce uvažují o možnosti, že Fermiho vazbová konstanta je s časem proměnná, anebo že prvotní zastoupení izotopu helia ³He bylo mnohem vyšší, než se dnes soudí. Rovněž tak se stále nevylučuje možnost, že nitro Slunce je právě nyní v anomální situaci, při níž se dočasně zastavila termonukleární reakce. Obávám se, že žádné z těchto vysvětlení časem neobstojí, neboť otázka chybějících neutrin se netýká pouze samotného Slunce. Vždyť neutrina by měla přicházet i z ostatních hvězd (vesmírný prostor je pro neutrina dokonale „průhledný“) a něco by zde mělo být i jako pozůstatek „velkého třesku“, během něhož počal vesmír expandovat. Jak praví J. B. S. Haldane: „Nejenže je vesmír podivnější, než si myslíme, je dokonce podivnější, než si dovedeme představit.“

To však není jediné překvapení, jež nám přináší výzkum naší nejbližší hvězdy. Na Slunci byly v r. 1969 objeveny jasné body (zrna) v pásmu rentgenového záření. Jasné body souvisejí s bipolárními magnetickými oblastmi a jsou patrně zcela významným projevem slunečního cyklu. Podle snímků pořízených na stanicích Skylab v pásmu 0,35 ÷ 6 nm lze na Slunci pozorovat neustále řádově 100 jasných bodů. Jejich skutečný počet na celém povrchu Slunce je kolem 500 a životní doba individuálního bodu bývá kolem 8 hodin. To značí, že denně se na Slunci vytváří na 1 500 jasných bodů. Vývoj probíhá tak, že nejprve pozorujeme difuzní oblak, v němž se zvolna vytvoří jasné jádro. Oblak se zvětšuje, až dosáhne úhlových rozměrů kolem 20″ (tj. asi 15 000 km), a pak se vše opět zvolna rozplyne. Nepatrné procento vzniklých bodů se krátkodobě (tj. během minut) zjasní o několik řádů. Na rozdíl od skvrn se jasné body vyskytují po celém povrchu Slunce. Jelikož průměrné magnetické pole v bodech má intenzitu kolem 10^-3 T, obsahují jasné body úhrnem větší magnetický tok než dosud uvažované aktivní oblasti. To přirozeně významně pozmění naše názory na sluneční činnost vůbec.

Loňský rok byl ovšem především rokem výzkumů velkých planet. Hned na počátku roku byla revidována H. R. Aggarwalem a V. R. Oberbeckem téměř posvátná hodnota Rocheovy meze, na níž, jak známo, se průvodce planety rozpadne na úlomky vlivem slapů ústředního tělesa. Pro tělesa téže hustoty se v učebnicích udává vzdálenost 1,44 poloměru (měřeno od povrchu planety) planety. Nová hodnota činí pouze 0,38 poloměru planety. To mimochodem znamená, že dva hlavní Saturnovy prstence leží vně takto určené Rocheovy meze!

Díky planetárnímu radaru na stanici v Goldstone a zejména pak díky sondě Mariner 10 se naše vědomosti o planetě Slunci nejbližší, Merkuru, zlepšily o několik řádů. S. Zohar a R. M. Goldstein uveřejnili výsledky radarového mapování Merkuru na frekvenci 2,4 GHz, konaného v druhé polovině r. 1972. Radar odhalil existenci kráterů o průměrech až 50 km a hloubce až 700 m i přítomnost kopců a údolí s relativním rozdílem výšek kolem 1 km. Radarová měření byla vzápětí dramaticky potvrzena sérií více než 2 000 snímků, jež pořídila sonda Mariner 10 při svém prvním průletu kolem Merkuru dne 29. března 1974 (viz ŘH 10/1974, str. 187). Na snímcích, jež často nápadně připomínají snímky odvrácené strany Měsíce, bylo zaznamenáno velké množství poměrně mělkých kráterů, dále až 500 km dlouhé a až 3 km vysoké rýhy a velké kruhové pánve. Mariner 10 proletěl podruhé kolem Merkuru 21. září, přičemž bylo pořízeno dalších 500 fotografií. Úhrnem je tak zmapováno 37 % povrchu planety. Nově určený poloměr Merkuru činí 2 439 km a střední hustota 5 500 kg/m³. Odtud plyne, že Merkur má těžké železné jádro, podobně jako Země.

Hlavním překvapením je zjištění, že Merkur má, byť i nevelké, magnetické pole 200 ÷ 300 nT (Země má o dva řády více). Přítomnost magnetického pole se dokonce projevuje i rázovou vlnou ve slunečním větru. To jsme příliš neočekávali, neboť Merkur rotuje velmi pomalu a neprojevuje se žádnou rádiovou emisí (v důsledku interakce magnetického pole a slunečního větru). Osa magnetického dipólu je prakticky rovnoběžná s osou rotace, ale střed pole je posunut od středu planety téměř o polovinu poloměru Merkuru. Merkur má tudíž nutně těžké, patrně roztavené železné jádro, čímž se podstatně liší od našeho Měsíce.

Vnějším projevem této odlišnosti jsou právě zmíněné strmé svahy (rýhy), které měly údajně vzniknout v době, kdy se planeta diferencovala na železné jádro a na lehkou křemičitou kůru. Merkur zřejmě vznikl akrecí menších těles a po této epoše následovalo vydatné bombardování planety menšími tělesy prvotní sluneční soustavy. Podobně jako u Marsu a Měsíce jsou krátery daleko četnější na jedné polokouli a příčina této nápadné asymetrie je naprosto nejasná.

Sonda Mariner 10 získala též další údaje o Venuši, kolem níž proletěla 5. února 1974 ve vzdálenosti 5 785 km od povrchu planety. Přitom byla určena jasová teplota Venuše na 255 K. V atmosféře Venuše byly zjištěny teplotní inverze ve výškách 56, 58, 61 a 63 km. Mraky se nacházejí až 70 km nad povrchem a nad nimi je ještě jakési kouřmo o tloušťce 10 km. Mraky jsou patrně tvořeny kapičkami koncentrované kyseliny sírové (75 %), což není nikterak vábná představa pro budoucí kolonizátory planety. Pozoruhodným zjištěním je objev polárních čepiček na Venuši. Průlety kosmických sond vedly též ke zpřesnění reciproké hmotnosti planety, a to na 1/(408523,9 ±1,2) M_O.V našem přehledu letos chybí novinky týkající se naší vlastní planety – Země. Její relativní bezvýznamnost jako astronomického objektu jakoby nejvýstižněji dokumentoval J. D. Mullholland, když v článku o měrových jednotkách poznamenal, že „metr byl původně definován jako jistá libovolně zvolená část obvodu malé planety, jejíž hlavní astronomická důležitost spočívá v tom, že ji obývají všichni známí astronomové“ .

A tak raději pospíšíme k planetě po Zemi nejprozkoumanější, jíž je, díky kosmickým sondám, Mars. V r. 1973 na něm byla pozorována další prachová bouře, jež si podle zveřejněných pozorování téměř nezadala ani s proslulou prachovou bouří z r. 1971. Klima na Marsu se v historii planety zřejmě velmi výrazně měnilo. Stejně tak se Mars liší od Země i ve vzhledu povrchu a celkové geologické aktivitě. Udivující je i mohutný vulkanismus, trvající nejméně 2 a možná i 3 miliardy let (největší sopka ve sluneční soustavě, Olympus Mons, stará asi 100 milionů let), ale i rozsáhlé praskliny, táhnoucí se v délce až 1/4 obvodu planety (kaňon Coprates). Zatímco tloušťka litosféry Země je průměrně jen 50 km, litosféra Marsu dosahuje 200 km, zatímco litosféra Měsíce se pohybuje v rozmezí 300 ÷ 1 000 km tloušťky. Tektonická činnost na Marsu by měla být tudíž ve srovnání se Zemí zanedbatelná. Praskliny patrně vznikly v důsledku napětí v kůře planety.

Jinou otevřenou otázkou je původ dnes zcela určitě suchých kanálů, objevených na snímcích z Marineru 9. Pokud v důsledku klimatických změn byl atmosférický tlak asi o řád vyšší, než je dnes, mohla kanály téci voda. Původ a zánik vody na Marsu je však naprosto nejasný. Dokladem změn klimatu je i vzhled polárních čepiček, jež zasahují často až do poměrně nízkých areografických šířek kolem 35°. Čepičky mají proužkovou strukturu a severní čepička bývá rozsáhlejší než jižní. Podobnou asymetrii jeví i rozložení kráterů na obou polokoulích: jižní polokoule je poseta krátery mnohem hustěji než severní. Ukazuje se, že i Mars prodělal velké meteoritické bombardování asi před 4 miliardami let, podobně jako Měsíc. Zdá se pravděpodobné, že obojí bombardování pochází z téhož zdroje, tj. z pásma planetek, odkud se úlomky vlivem poruch Jupiterem dostávaly na výstřednější dráhy.

Pokračoval též výzkum obou průvodců planety, Phobosu a Deimosu, jež jsou zřejmě tvořeny horninami typu uhlíkatých chondritů a bazaltu. Družice mají nepravidelné tvary, jsou pokryty krátery, jejich povrch je silně zaprášen a odrážejí velmi málo záření – mají nejnižší albedo ze všech těles sluneční soustavy.

Jak už jsme připomněli v úvodu, těžiště zájmu ve sluneční soustavě se loni přesunulo k planetě Jupiter, k níž 3. prosince 1973 dospěla sonda Pioneer 10 a 5. 12. 1974 i Pioneer 11. Už v průběhu letu nasbíraly sondy některé překvapující informace. Připomeňme relativně nepatrné zvýšení četnosti mikrometeoritů v pásmu planetek (Pioneer 11 překonal toto pásmo rovněž bez problémů 20. března 1974) a nečekaný objev urychlených jader kyslíku a dusíku s energiemi 3 ÷ 30 MeV. Jejich tok je totiž dvacetkrát větší než ve slunečním i galaktickém kosmickém záření, což naznačuje, že v naší planetární soustavě je nějaká mimosluneční složka kosmického záření, a tedy i odpovídající mohutný urychlovací mechanismus.

Jupiter, po Slunci nejjasnější rádiový zdroj na obloze (průměrný rádiový záblesk má tutéž energii jako megatunová vodíková puma), má poloměr 71 600 km a Pioneer 10 se k němu přiblížil až na 130 000 km od povrchu. Přitom obdržel radiační dávku 2 000 Gy od elektronů a 500 Gy od protonů s energiemi > 30 MeV. V magnetosféře planety se nacházejí elektrony vysokých energií, protony a plazma. Rázová vlna se nachází ve vzdálenosti 108 ÷ 109 poloměrů Jupiteru a energetické elektrony magnetosféry se objevují již ve vzdálenosti 360 poloměrů Jupiteru. Magnetosféra je nadmuta tepelnou plazmou a je velmi citlivá na sluneční vítr.

Rychlost slunečního větru v okolí Jupiteru činí 2 000 km/s, ale díky magnetickému poli se již ve vzdálenosti 7 milionů kilometrů od planety vítr „ohýbá“. Za výskyt mohutných radiačních pásů může pochopitelně rovněž zmíněné magnetické pole o intenzitě kolem 1 mT na povrchu planety. Střed magnetického dipólu je vzdálen 18 000 km od centra Jupiteru a osa dipólu je skloněna k rotační ose pod úhlem 15°. Příčinou magnetismu je patrně, podobně jako u Země, planetární dynamo, což předpokládá buď železné jádro anebo jádro z kovového vodíku. Množství energie planetou vyzářené je asi 2 ÷ 2,5krát větší než energie dopadající ze Slunce. Jen v samotném infračerveném oboru se vyzáří energie 7.10¹⁷ W. Jasová teplota planety je 115 ÷ 145 K. Při průletu Pioneeru 10 bylo pořízeno přes 300 snímků. V době průzkumu byl Jupiter vzdálen od Země 800 milionů km (světelný čas 45 minut) a palubní vysílač měl výkon 8 W.

Modely Jupiteru musí vysvětlit především původ vlastní zářivé energie, dále excentrickou polohu magnetického pole a poměrné zastoupení helia vůči vodíku 19 : 100 (podle počtu atomů). Jupiter je zřejmě nepříliš povedená hvězda spíše než planeta. Vznikl gravitační kontrakcí z prvotní sluneční mlhoviny, přičemž kolaps trval asi 70 tisíc let a Jupiter přitom dosáhl 10^-5 dnešní svítivosti Slunce. Díky absorpci slunečního záření prachem v atmosféře Jupiteru činí povrchová teplota 275 K, tedy +2 °C! Jižní rovníkový pás má teplotu 120 ÷ 138 K. Rudá skvrna, která je gigantickým vírem v atmosféře, je o něco chladnější. Na planetě bylo dokázáno helium a dále etan, acetylen, etylen a fosfin. Kolem Jupiteru je zřejmě zploštělý sodíkový disk o poloměru 24 poloměrů planety a tloušťce dvou planetárních poloměrů.

Z Jupiterových družic se zdá být nyní nejpozoruhodnější Io, jenž má do výšky 1 000 km nad povrchem ionosféru s hustotou 10¹⁰ el/m³, a tudíž i vlastní neutrální atmosféru. Hustota družice činí 3 500 kg/m³. V ionosféře družice se vyskytují i polární záře, jež modulují průběh dekametrové emise Jupiteru. Družice má vysoké albedo v infračervené části spektra a neidentifikované čáry v daleké infračervené oblasti. Po zatměních se občas jeví jasnější. Všechny tyto pozorované jevy a navíc přítomnost sodíkové a Lymanovy emise zatím nedokážeme vysvětlit.

Aby ani pozemská astronomie nepřišla zkrátka, nalezl pracovník Haleových observatoří C. Kowal pomocí rafinovaně pointovaných snímků 1,2m Schmidtovou komorou na Mt. Palomaru 11. září 1974 XIII. družici Jupiteru, jež se jevila jako těleso 20 mag. Objev byl vzápětí potvrzen E. Roemerovou, takže z prvních poloh bylo možno určit, že se družice pohybuje v přímé dráze se sklonem 25° a výstředností 0,11 v periodě 282 dny. Nová družice tedy zapadá do skupiny drah VI., VII. a X. družice. Průměr družice nedosahuje ani 10 km. Předchozí XII. družice byla nalezena před 23 lety.

Na Saturnu byl pravděpodobně dokázán čpavek. Prstence jsou z vodního ledu (prosím nezaměňovat s vodním sklem!), tedy z jakýchsi krup o průměru 10 ÷ 100 mm. Některé kusy však mohou mít až 40 m v průměru. Družice Saturnu mají vázanou rotaci a nestejně jasné polokoule. Japetus je jakoby ojíněný a na Titanu byla zjištěna červenohnědá mračna. Na zvrat v našich znalostech o této skvělé planetě si musíme počkat do září 1979, kdy tam, doufejme že bez závad, dospěje sonda Pioneer 11.

V r. 1970 byl vypuštěn balon Stratoscope II s 0,9m teleskopem, jenž dovolil rozlišení asi 0,2″. Tímto přístrojem byl zkoumán disk planety Uranu, jehož úhlový průměr je 4″. Odtud byl odvozen průměr planety (51 800 ±600) km a hustota 1 200 kg/m³. Oblaka v atmosféře jsou kondenzované páry metanu, hlouběji je čpavek, plynný vodík a helium. Uran je v tepelné rovnováze s přijímaným slunečním zářením. Infračervená měření v pásmu 24 μm dávají teplotu Uranu 54,7 K a Neptunu 57,2 K, zatímco rovnovážné teploty by byly 64 K, příp. 51 K. Důvod je právě v tom, že vzdálené hmotné planety mají vnitřní zdroje tepla, až na Uran, jenž je z nich nejméně hmotný. Neptun září 2,4krát více, než kolik dostává od Slunce. Reciproká hodnota jeho hmotnosti je (19 438 ±116) M_O.

Podle měření J. S. Neffa aj. z univerzity státu Iowa je synodická rotace Pluta 6,38737 dne, tj. 6 dní 9 h 17 m 49 s, s chybou ±16 s, a to na základě dvacetiletých fotometrických pozorování 0,9m reflektorem na Kitt Peaku.

Nové reciproké hodnoty hmotností (v jednotkách M_O) a vzdáleností (v AU) velkých planet uveřejnili P. K. Seidelmann aj.:

A tak v astronomii naši pozemskou čest zachraňuje Měsíc, jenž, jak plyne z tabulky, s námi tvoří jakousi dvojplanetu. Díky programu Apollo i dalším aktivním výzkumům Měsíce je toto nejbližší kosmické těleso bohatým zdrojem informací pro nejrozmanitější úvahy a teorie, často překračující rámec samotné astronomie. Zdá se, že už je jasno, pokud jde o povahu proslulých masconů, objevených W. Sjogrenem a P. Mullerem na základě poruch dráhy sondy Lunar Orbiter 5. Jsou to mořské pánve vyplněné magmatem do hloubky asi 1 km při průměrech pánví až 100 km. Naopak nad impaktními krátery se pozorují negativní gravitační anomálie.

Na základě seizmických měření byl zkonstruován model měsíčního nitra, skládající se z pěti zón: Zóna 1 (kůra) je tlustá 50 ÷ 60 km. Svrchních několik set metrů kůry je rozdrcený prach – plagioglas. Průměrná hustota je 3 000 kg/m³. Zóna 2 (svrchní plášť) je tlustý 250 km a obsahuje olivíny a pyroxeny. Zóna 3 (střední plášť) má tloušťku 500 km. Odtud přicházejí hlubinná zemětřesení. Průměrná hustota je 3 500 kg/m³. Zóna 4 (spodní plášť) má tloušťku 600 ÷ 700 km a je zčásti roztavený. Zóna 5 (jádro) má poloměr 170 ÷ 360 km, je železné a zcela roztavené při teplotě asi 1 800 K. Pokud jde o vznik Měsíce, k vysvětlení relativně (vůči Zemi) odlišného chemického složení navrhl H. E. Mitler tento sled událostí: zárodečné planetesimály v drahách dnešní Země se spojily akrecí a vytvořily naši planetu. Země postupně nabírala „miniměsíce“, jež se nalézaly v rozmezí 0,8 ÷ 1,2 AU. Mitler předpokládá, že miniměsíce měly hustá jádra a řidší křemíkový obal. Slapové síly Země odtrhly obaly od hustších jader a tyto řidší zbytky se usadily na oběžných drahách kolem Země. Hustá jádra zatím pokračovala, přirozeně po změněných drahách, v cestě sluneční soustavou. Z pozůstalých obalů, chudých na železo, pak vznikl Měsíc akrecí i srážkami.

Už několikrát jsme se v předešlých výkladech dotkli problému prvotního bombardování planet i Měsíce v raných fázích vývoje sluneční soustavy. Kritický rozbor hypotéz, jež vysvětlují vznik planetek – nezbytně potřebných přinejmenším jako bombardovací materiál – podali W. M. Napier a R. J. Dodd. Kriticky posuzovali tři základní možnosti: planetky jsou buď srážkové produkty z prvotních několika málo planetoid, nebo jsou důsledkem rozpadu (exploze) velké planety, či se dosud před našima očima taková planeta tvoří akrecí. Podkladem rozboru je statistika rozdělení hmotností a rotačních period známých planetek. Odtud nejprve plyne, že akreční hypotéza je zcela neudržitelná. Také domněnka o explozi velké planety ztrácí stále více půdu pod nohama. Zdá se tudíž, že v pásu planetek bylo původně jen několik málo nepříliš velkých těles, z nichž část se postupnými srážkami rozdrobila, zatímco jiná se dosud ani jednou nesrazila, a představují tudíž prvotní materiál – stavební kameny ke vzniku planet. Jde v podstatě o obnovení Kuiperovy domněnky z r. 1950.

Některé důležité údaje, které musí respektovat budoucí hypotézy o vývoji sluneční soustavy, shrnul A. Dollfus: (1) Měsíc i Merkur mají regolit – povrchovou vrstvu rozdrcené horniny. (2) povrch Marsu je hladší – prach je uhlazen silnými větry. (3) Tmavé planetky (Ceres, Pallas), podobně jako některé meteority, jsou tvořeny uhlíkatými chondrity. (4) Jupiterovy družice Io, Europa a Ganymed jsou pokryty jinovatkou. (5) Družice Kallisto má z jedné strany regolit a z druhé obnaženou horninu (opět ta podivná asymetrie – pozn. J. G.).

Rok 1974 znamenal jak vyvrcholení pozorování Kohoutkovy komety 1973f, tak i publikaci prvních závažných výsledků. Ačkoliv kometa zklamala veřejnost, odborníci ji vskutku považují za kometu století, neboť díky včasnému varování byla komplexně sledována speciálními přístroji a metodami jak ze Země, tak i z kosmického prostoru. Rádiový teleskop observatoře Green Bank zjistil na vlně 2,7 mm záření metylkyanidu a 46m radioteleskop téže observatoře čáry hydroxylu, vzbuzené ultrafialovým slunečním zářením. Benvenutti a Wurm zjistili opticky pásy ionizované vodní páry. V infračerveném oboru pozoroval kometu E. P. Ney, a to až do pásma 18 m. Pozorování probíhala v prosinci během dne, když byla kometa poblíž meridiánu. Teplota komy a chvostu byla 705 K, protichvost měl 550 K, zatímco rovnovážná teplota pro černé těleso by byla 565 K.

Původní perioda Kohoutkovy komety byla asi 5 milionů let, zatímco nová dráha má periodu asi 75 tisíc let. A ještě dva postřehy týkající se nespolehlivých odhadů jasnosti. Známý odborník F. L. Whipple, jeden z hlavních činitelů, který předpovídal značnou jasnost tělesa, nakonec připustil: „Jestliže už musíte sázet, vsaďte si na koně, a ne na kometu!“ Jiný jeho kolega však poznamenal, že pokud si někdo myslí, že Kohoutkova kometa nebyla dost vynikající, ať si počká na r. 1986, kdy proslulou Halleyovu kometu na severní polokouli očima nikdo nespatří. Nakonec, kdo měl příležitost vidět snímky Kohoutkovy komety pořízené Schmidtovými komorami na Mt. Palomaru, v Tautenburku nebo v Chile, ten rozhodně nemohl být jejím vzhledem zklamán. Ovšem vlastní oči jsou vlastní oči, navzdory technickému pokroku.

Loni se díky příhodné konstelaci (sklon 61°, vzdálenost perihelu 0,5 AU) objevila ještě jedna jasná kometa, 1974b (Bradfield), která prošla přísluním 18. března 1974 a kolem 20. března dosáhla až 4 mag. Periodická kometa Schwassmann-Wachmann 1 se v polovině září zjasnila z 18 mag na 12 mag, snad aby dokázala, že prof. Whipple se před chvílí ani trochu nezmýlil.

V loňském roce byly zveřejněny údaje o pozoruhodném bolidu z 10. srpna 1972, jenž přeletěl západní státy USA a provincii Albertu v Kanadě. Jasnost bolidu byla mezi jasností Měsíce v úplňku a Slunce (!). Jak ukázaly snímky, bolid se pohyboval bezmála tečně (pod úhlem 15°) k Zemi. Dohnal nás rychlostí 35 km/s a pronikl atmosférou do výšky 58 km. Jeho let atmosférou trval 101 sekund, během nichž urazil 1 500 km. Poté opět opustil sféru zemské přitažlivosti, ovšem za cenu značně pozměněné dráhy a zmenšené hmotnosti. Průměr tělesa se odhaduje na 13 metrů a hmotnost na 4 000 tun. Odsluní meteoritu je uprostřed pásu planetek. Do jisté míry podobný byl i bolid Šumava zachycený českou sítí celooblohových komor 4. prosince 1974. Jeho počáteční hmotnost byla několik set tun a při letu se veškerá hmota rozprášila. Původní dráha meteoritu byla silně výstředná (e = 0,7) při velké poloose dráhy 1,5 AU.

Ačkoliv od pádu nejslavnějšího Příbramského meteoritu uplynulo 15 let, stále ještě je co zkoumat. Loni uveřejnili Lavruchinová aj. výsledky argonové radioizotopické analýzy vzorků Příbramského meteoritu. Vyšel jim původní poloměr tělesa 1,00 (+0,25; -0,16) m a hmotnost 15 (+15; -6) t. Stáří meteoritu jako samostatného tělesa činilo podle dvou různých radioizotopových metod (18,3 ±3) popř. (26,4 ±4) miliony let.

2. Hvězdy

Opouštějíce sluneční soustavu, musíme se s lítostí rozloučit s výtečnou rozlišovací schopností, studiem detailů a vůbec prvotřídními astronomickými informacemi. Vstup do hvězdného vesmíru je bohužel i dnes spjat především s problémem, jak získávat dostatečně věrohodné údaje na vzdálenost o čtyři až třináct řádů vyšší než v domácím prostředí naší vlastní planetární soustavy, a tak zaznamenáváme jako pozoruhodný objev hvězdných skvrn na trpasličích eruptivních hvězdách – jde tudíž o objev útvarů, které na Slunci studujeme už dlouho a ve všem pohodlí. Podle D. Mullana dosahuje magnetické pole v těchto hvězdných skvrnách indukce 1 ÷ 3 T a teplota 1 590 ÷ 1 890 K.

Polští astronomové Dziembowski a Kozlowski se zase zabývali určením povahy jiného druhu trpasličích hvězd, a to cefeid typu AI Velorum. Jsou to hvězdy s periodami 0,05 až 0,25 dne o průměrném spektrálním typu A2 až F2 a amplitudě větší než 0,3 mag. Podle polských autorů jsou to staré hvězdy diskové populace s degenerovanými heliovými jádry, jež postupně přecházejí do stadia bílých trpaslíků. D. Koester odvodil nové údaje pro dlouhoperiodickou proměnnou Mira Ceti. Její poloměr činí 1,13.10⁸ km, což je 163 R_O, absolutní bolometrická hvězdná velikost dosahuje -3,8 mag a vzdálenost je 52 pc. Spektrofotometrie Siria v oboru 250 ÷ 370 nm s rozlišením 0,7 nm, vykonaná na palubě Gemini 12 v listopadu 1966 J. Lovellem a J. Aldrinem, ukázala, že rozložení energie ve spojitém spektru je v dobrém souhlase s modely hvězdných atmosfér.

Začátkem roku byla zjištěna nová epizoda vytváření plynného obalu (shell) u hvězdy ζ Ophiuchi a v říjnu vzplanula Nova Sagitarii, objevená Japoncem Y. Kuwanem. Podle prohlídky archivních snímků nedosáhla nova od r. 1899 nikdy meze 11 mag. Brzy po maximu (9 mag) byly ve spektru pozorovány absorpce odpovídající rozpínání rychlostí 3 200 km/s. Další absorpční systém vykazoval rychlost -1 650 km/s. Dne 9. listopadu nalezl Sanduleak Novu Persei, jež byla 11 mag, ale podle vzhledu spektra již asi o 3 mag po maximu.

Z kosmické stanice OAO-2 byla v ultrafialovém oboru fotometrována nova FH Serpentis 1970. Nova byla opticky klasifikována jako poměrně rychlá, tj. s prudkým spádem jasnosti po maximu. J. S. Gallagher a D. A. Code však zjistili, že v daleké ultrafialové oblasti stoupala jasnost novy ještě 30 dnů po vizuálním maximu. Na téže stanici byly měřeny novy V603 Aql a RR Pic a odtud odvozeny barevné teploty 25 a 35 kK, jakož i svítivost kolem 10 L_O.

V r. 1934 vzplanula proslulá nová DQ Herculis. Loni se zabývali měřením polarizace novy skupiny na McDonaldově observatoři, jakož i na hvězdárně Mauna Kea. Odtud vyplývá, že záření novy je lineárně polarizováno a polarizační vektor rotuje s periodou 71,1 s. Perioda je projevem rotace a polarizace vzniká jako důsledek synchrotronové emise. To naznačuje souvislost pulzarů a zdrojů rentgenového záření. Také kruhová polarizace je proměnná s touž periodou. Skutečná rotační perioda je však dvojnásobná.

Američtí autoři F. M. Stienon aj. uveřejnili nové údaje o emisním objektu HBV 475 ( V1329 Cyg). Z 210 fotografických měření v letech 1891 až 1973 vyplývá, že objekt byl v letech 1891 až 1965 kolem 15 mag s oscilacemi do 1 mag. Poměrně vzácně však v tomto údobí jeho jasnost klesala až nad 17 ÷ 18 mag, a to údajně v periodě 960 dní. V polovině roku 1966 došlo k výbuchu až na 11,5 mag. I po výbuchu jsou na světelné křivce patrné oscilace s periodou 960 dní a amplitudou přes 2 mag. V r. 1970 zmizelo ultrafialové kontinuum. Na rozdíl od naší původní představy, kdy jsme soudili, že ultrafialová emise a pás v oblasti 460 nm pocházejí z primární Wolfovy-Rayetovy složky objektu, domnívají se zmínění autoři, že tyto jevy vznikaly v rozpínající se obálce kolem celého objektu, jenž je zákrytovou dvojhvězdou s velmi dlouhou periodou 959 dnů. Obdobných symbiotických objektů s dlouhými periodami je údajně známo kolem čtyřiceti. Naproti tomu sovětští autoři Mandel a Archipovová existenci uvedené periody – a tím i zákrytový dvojhvězdný charakter soustavy – ze svých měření nepotvrdili. Na základě spekter, jež jsem v září 1974 pořídil v Asiagu, se ukazuje, že v objektu dochází ke stále novým změnám. Ve spektru se objevily čáry svědčící o zvyšující se excitaci v obalu, například Fe VI. Nebulární čáry zakázaného kyslíku a neonu prakticky zmizely. Objekt je nyní zhruba 14 mag.

R. Hanbury Brown aj. uveřejnili seznam 32 úhlových průměrů hvězd změřených intenzitním interferometrem v Narrabri. Jsou to měření vykonaná za osm let od června 1964 na základnách 10 ÷ 188 m. Mezní hvězdná velikost přístroje byla zpočátku +1,5 mag. Do roku 1971 se díky rozmanitým zlepšením zvýšila na +2,5 mag. V seznamu jsou hvězdy spektrálních typů O5f až F8.

P. van de Kamp pořídil na Sproulské hvězdárně 900 desek blízké trpasličí hvězdy ε Eri v letech 1938–1972 pomocí 0,6m refraktoru. Hvězda je vzdálena 3,3 pc. Z odchylek přímočaré dráhy odvodil autor, že hvězda má neviditelného průvodce, obíhajícího s periodou 25 let, o hmotnosti šestkrát vyšší než Jupiter, tj. 0,006 M_O. Předešlé van de Kampovy práce o průvodcích (planetách) Barnardovy hvězdy kritizovali Gatewood a Eichhorn. Na základě pozorování z Alleghanské observatoře totiž po pečlivém vyloučení přístrojových a pozorovacích chyb zjistili, že Barnardova hvězda nejeví vlnovky na dráze, jak uvádí van de Kamp. Autoři soudí, že při tak dlouhodobých pozorováních nelze vyloučit drobné změny geometrických vlastností sproulského dalekohledu, které jsou pak nesprávně považovány za změny v poloze hvězd. Tím je ovšem ohrožen jediný pozitivní důkaz o existenci planet mimo náš vlastní planetární systém.

Zajímavou metodu pro určení hmotnosti osamělého bílého trpaslíka užili G. Gatewood a J. Russell při analýze pohybu známé van Maanenovy hvězdy 2. Bílý trpaslík je 13 mag ve vzdálenosti 4,3 pc v souhvězdí Ryb. Byl fotografován 0,7m refraktorem Alleghanské observatoře v letech 1917 až 1973. Jelikož během té doby se měřitelně změnila vzdálenost hvězdy od nás, mění se vlivem perspektivy i velikost vlastního pohybu. Odtud lze geometricky vypočítat skutečnou radiální rychlost, jež činí 6 km/s, zatímco ze spektra vychází zdánlivá radiální rychlost +33 km/s. Nesouhlas, jak známo, je způsoben gravitačním červeným posuvem. Velikost posuvu je úměrná hmotnosti a nepřímo úměrná poloměru objektu. Jelikož svítivost i teplotu hvězdy známe, lze z toho poloměr trpaslíka spočítat – činí 0,013 R_O. Odtud pak dostáváme hmotnost 0,7 M_O. Tíhové zrychlení na povrchu trpaslíka je o pět řádů vyšší než na Zemi. Nejteplejším a nejsvítivějším bílým trpaslíkem zůstává stále Sirius B, jehož revidovaná vizuální hvězdná velikost je (8,08 ±0,11) mag. E. L. Robinson studoval jedinou trpasličí novu EM Cygni, která je nejen zákrytovou, ale i spektroskopickou dvojhvězdou s oběma složkami ve spektru. K erupcím dochází v intervalech od 18 do 25 dnů a amplituda je až 2,0 mag. Odtud se dá odvodit hmotnost bílého trpaslíka (0,70 ±0,18) M_O a červeného eruptivního trpaslíka (0,90 ±0,17) M_O. Oběžná perioda je 0,29 dne.

Mnoho zájmu bylo loni věnováno zákrytové dvojhvězdě LY Aur, kterou objevil v r. 1968 P. Mayer z Astronomického ústavu MFF UK. Ukázalo se totiž, že hvězda patří k nejranějším zákrytovým systémům – primární složka je jediná známá složka dvojhvězdy spektrálního typu O9,5 III. Hvězda byla především sledována pomocí orbitální stanice OAO-2, a tak byly pořízeny světelné křivky v šesti oborech v rozmezí 155 ÷ 425 nm. Pro studium tak raných hvězd mají ultrafialová pozorování obzvláštní význam, neboť právě v této oblasti žhavé hvězdy nejvíce září. Elementy z pozemních pozorování určili Mayer a T. B. Horák a z orbitálních pozorování G. McCluskey a Y. Kondo. Hmotnosti složek jsou 24,8 a 11,3 M_O, poloměry 9.10⁶ km a 7.10⁶ km a hustoty řádově 10^-2 hustoty Slunce. Velká poloosa dráhy měří 24,4.10⁶ km. Podle těchto výsledků se primární složka již vzdálila z hlavní posloupnosti, ale dosud nezačala předávat hmotu sekundární složce. V ultrafialovém oboru byla sledována ještě zákrytová dvojhvězda δ Pictoris, a to pomocí západoevropské družice TD-1 v pásmu 133 ÷ 274 nm, a také Algol družicí OAO-2 v pásmu 150 ÷ 298 nm.

Další zákrytovou dvojhvězdou, jež na sebe upoutala pozornost, byla U Cephei. A. Batten a C. Scarfe z observatoře ve Victorii zjistili silné Balmerovy emise během totality ve dnech 7., 12. a 17. září 1974. Světelná křivka se rovněž změnila a 12. září se dokonce totalita změnila na parciální zákryt. Poprvé byly emise v čáře H-α pozorovány i mimo zákryt. Druhá absorpční složka vodíkových čar jevila posuv 400 km/s. Objev byl potvrzen M. Plavcem aj. na základě spekter z Lickovy observatoře, jež měla časové rozlišení 10 ÷ 20 min. Na počátku totality je silné červené křídlo čáry H-α, pak se intenzita obou křídel vyrovná a na konci totality je zase silnější modré křídlo. Zdá se, že zatímco dříve systém obsahoval pouze jakýsi svítící most mezi složkami, nyní se kolem primární složky vyvinul prsten obdobný prstenci v klasickém systému RW Tauri. Lze očekávat, že vytvoření prstence bude doprovázeno skokem v periodě soustavy.

Italští astronomové C. Blanco a S. Cristaldi se znovu zabývali kontroverzním systémem KO Aql. Podle jejich názoru leží primární složka na hlavní posloupnosti a sekundární vyplňuje Rocheovu mez, anebo jsou obě složky dosud v rané fázi vývoje, před vstupem na hlavní posloupnost. Další italský tým vedený A. Mammanem z Asiaga prokázal, že dvojhvězda BF Aurigae nemohla vzniknout rozštěpením jediného útvaru. Hmotnosti složek jsou 5 M_O, poloměry rovněž 5 R_O a vzájemná vzdálenost činí 13 R_O. Složky spektrálního typu B5 V jsou tudíž v dotyku s Rocheovou mezí. Roxburghova teorie štěpení (1965) udává však pro tento případ horní mez hmotností jen 4 M_O. Autoři soudí, že až složky opustí hlavní posloupnost, vytvoří hvězdu spektrální třídy Be. Emisní hvězdy typu Be by pak byly produktem vývoje dvojhvězd se stejnou hmotností složek. To je též ve shodě s názory ondřejovských astronomů P. Harmance a S. Kříže na povahu hvězd s obálkou (shell). Oslabilo by to Kopalovu námitku proti teorii o výměně hmoty v soustavách těsných dvojhvězd. Kopal totiž upozorňuje na nápadný nedostatek dvojhvězd se stejnými hmotnostmi složek.

R. Taam uveřejnil hydrodynamické řešení problému výměny hmoty v těsné dvojhvězdě. Našel stacionární řešení pro synchronní a asynchronní rotaci. Na povrchu primární složky se vytváří horká skvrna. V oblasti, kde se orbitální plynný proud sráží s přímým (mostem), dochází k turbulenci.

J. C. Wheeler aj. se zabývali vznikem neutronové hvězdy v soustavě těsné dvojhvězdy. Všeobecně se soudí, že vzniku neutronové hvězdy musí předcházet výbuch supernovy. To je ovšem tak drastický jev, že vede nutně ke značné excentricitě dráhy, což je však v rozporu s pozorováním rentgenových dvojhvězd, kde jsou dráhy zcela kruhové. Je tudíž potřebí nalézt mechanismus, který po explozi vrátí dráze kruhový charakter. Obecně jsou myslitelné jednak slapové síly, jednak vhodný typu přenosu hmoty. Důsledkem jsou však patrně sekulárně nestabilní dráhy.

Tak například W. Sparks a T. Stecher zvažovali systém složený z červeného obra a bílého trpaslíka. Ukázali, že bílý trpaslík bude obíhat po spirálově se zmenšující dráze, až konečně vstoupí do atmosféry obří hvězdy, čímž se rychle zabrzdí a spadne do jádra obří složky. Srážka s jádrem vyvolá explozi supernovy. Pozůstatkem výbuchu by byla osamělá neutronová hvězda. Ve prospěch modelu hovoří zmíněné rentgenové dvojhvězdy. Tak například u čerstvě identifikované zákrytové dvojhvězdy Cen X-3 se perioda oběhu kompaktní složky zkracuje tak rychle, že ke srážce by mělo dojít už za tisíc let – domněnka bude tudíž ověřena co nevidět!

Také J. Whelan a I. Iben hledali předchůdce supernov. Zabývali se výskytem supernov typu I v eliptických galaxiích. Tvrdí, že to jsou dvojhvězdy s oběžnými periodami od 1 do 6 let. V původní konfiguraci měla primární složka střední hmotnost 1,8 ÷ 3 M_O, zatímco lehčí sekundární měla jen kolem 0,8 M_O. Původní oběžná doba byla 5–9 let. Primární složka se rychle vyvinula a stala se bílým trpaslíkem s hmotností 1,4 M_O. Sekundární složka se vyvíjela celých 10 miliard let, až dosáhla obří větve. V tomto období počal přenos hmoty na primární složku, což nakonec vede k výbuchu bílého trpaslíka, a tedy k supernově. Ukazuje se, že spektrum supernov se podobá spektru nov: kontinuum září jako černé těleso a přes ně se překládají emise typu P Cygni. D. Cox soudí, že po (asymetrickém) výbuchu supernovy se v mezihvězdné látce vytvářejí jakési tunely. Systém tunelů se navzájem protíná a na rozhraních dochází k rozmanitým hydrodynamickým jevům, zatím zcela neprostudovaným.

Manželé Irvinovi nalezli nový optický pozůstatek supernovy v souhvězdí Kentaura. Objevili vláknovou mlhovinu v okolí rádiového zdroje, jenž je zřejmě rovněž zbytkem téže supernovy. Zdroj je vzdálen 220 pc od galaktické roviny a od nás asi 1,3 kpc. Další zbytek supernovy nalezl E. M. Berkhuijsen v galaktické délce 194,7° a šířce +0,4°. Smyčková mlhovina na rozhraní souhvězdí Orionu a Blíženců má poloměr 60 pc při vzdálenosti 1 kpc a expanduje rychlostí 20 km/s. Její stáří lze odhadnout na milion let. Energie expanze činí 5.10⁴³ J. V mlhovině byly zjištěny četné oblasti vysoké emise, jakož i emisní oblasti ionizovaného vodíku obsahující rané hvězdy. Buď tedy při rozepnutí oblaku došlo k intenzivnímu tvoření hvězd, anebo byl jejich vznik uspíšen průchodem rázové vlny, jež doprovázela výbuch. Je to největší a současně nejstarší dosud známý optický pozůstatek supernovy. Stáří ranných hvězd se odhaduje na 700 000 let, v dobrém souhlase se stářím supernovy.

3. Hvězdy a rentgenové zdroje

A. Holm aj. uveřejnili údaje o ultrafialové světelné křivce supernovy 1972E v NGC 5253, pořízené pomocí stanice OAO-2 v květnu až červenci 1972. V ultrafialovém oboru připomíná spektrum nejvíce veleobra třídy F. V intervalu 264 ÷ 425 nm se za 63 dní vyzářilo 2,9.10⁴¹ J, z toho asi třetina v pásmu pod 332 nm. Minimální celková energie při této explozi je pak 7.10⁴² J.

B. Warner se zabýval vývojovou posloupností od těsných dvojhvězd typu W UMa přes kataklyzmické proměnné až k supernovám typu I. Autor vychází ze známé prostorové hustoty a očekávané životní doby hvězdy typu W UMa. Ze sekundární složky se přenáší helium na primární složku, která už je bílým trpaslíkem. Akrecí hmoty se primární složka vyhoupne nad Chandrasekharovu mez pro hmotnost bílého trpaslíka. Zbytek sekundární složky má dost prostoru k tomu, aby z hvězdy hlavní posloupnosti vznikl obr vyplňující Rocheovu mez. To podle Warnera odpovídá stadiu kataklyzmické proměnné hvězdy.

Název se používá souhrnně pro obyčejné, rekurentní i trpasličí novy, o nichž se vesměs soudí, že jde o polodotykové dvojhvězdy s životní dobou kolem 2.10⁷ let. Stáří právě odpovídá době přenosu hmoty v soustavách vyvinutých z typu W UMa. Poněvadž v Galaxii je řádově 2.10⁵ kataklyzmických proměnných, plyne odtud, že zhruba za století vždy jedna zanikne. Jelikož průměrná hmotnost bílého trpaslíka v soustavě kataklyzmické proměnné je 1,2 M_O, stačí, aby přitekly další 0,3 M_O od sekundární složky, a primární složka vybuchne. Je třeba si uvědomit, že v počátečních fázích výměny hmoty dostává primární složka vodík.

To vede k drobným explozím v podobě výbuchu novy a při tom se vždy přiteklý vodík (asi 10²³ kg) zase vyzáří, takže primární složka si vlastně udržuje stálou hmotnost. Později však začne přitékat helium z jádra sekundární složky, čímž zanikne náchylnost primární složky k drobným výbuchům. Hvězda počne přibývat na váze, a tím si připravuje svůj velkolepý pohřeb v podobě exploze supernovy typu I. Autor ještě připomíná, že podporou jeho domněnky jsou i podobnosti v rozložení prostorových rychlostí hvězd typu W UMa a kataklyzmických proměnných. Pokud jde o supernovy typu II, Warner soudí, že jde o exploze osamělých hvězd I. populace.

I. Appenzeller a W. Tscharnuter počítali vývoj masivní prahvězdy s hmotností 60 M_O, poloměrem 6,5.10¹⁵ m a střední hustotou 10^-16 kg/m³. Počáteční fáze je táž jako u méně hmotných prahvězd, tj. probíhá gravitační kolaps. Od začátku kolapsu uplyne 360 000 let, když se vytvoří malé hydrostatické jádro. Pak za 20 000 let začne hořet vodík v centru prahvězdy. Za dalších 25 000 let se kolaps obálky zastaví a změní v rozpínání díky zářivému toku z vnitřku. Obálka se tím odfoukne a zbude téměř obyčejná hvězda hlavní posloupnosti s hmotností 17 M_O. Po větší část doby se bude centrální oblast prahvězdy jevit pozorovateli jako chladný, ale svítivý infračervený bodový zdroj. V jádře infračervených zdrojů již probíhají nukleární reakce, ale plynné obaly nebyly dosud odvrženy. Touto prací byl významně rozšířen interval hmotností pro matematické modely prahvězd. Dosud byly totiž počítány vývojové dráhy pro prahvězdy s počáteční hmotností 0,05 ÷ 20 M_O. Svítivost prahvězd se odhaduje na 30 ÷ 30 000 L_O a efektivní teplota na 100 ÷ 400 K.

V souvislosti s pozorováním infračervených zdrojů zkoumali D. Allen a M. Penston, zda to jsou hvězdy infračervené nebo infrazčervenalé. Jelikož v některých mezihvězdných mračnech dosahuje vizuální absorpce přes 100 mag, lze povahu řady infračervených objektů (např. tzv. Becklinovu hvězdu) vysvětlit právě mezihvězdným zčervenáním. Barevná teplota Becklinovy hvězdy je 600 K, ale u objektu IRS 5 dokonce jen 200 K. Proto zde již převažuje „infračervený“ výklad. Prahvězda je ukryta v prachovém obalu, takže vizuální záření prahvězdy se v tomto „zámotku“ změní na infračervené. V mlhovině v Orionu dosahuje vizuální absorpce fantastické hodnoty 200 mag. Ukazuje se tudíž, že výskyt velmi hustých mračen (hustota se projevuje vysokou absorpcí) nějak souvisí s procesem tvorby hvězd.

Dalším pozorovatelným stadiem raného hvězdného vývoje jsou podle všeobecného názoru Herbigovy-Harovy objekty (H-H). Podle nové domněnky manželů Stromových a Grasdalena to však nejsou přímo prahvězdy. Autoři se domnívají, že jde o reflexní mlhoviny ozařované velmi mladými emisními proměnnými hvězdami, jejichž stáří nepřesahuje 300 000 let. Vskutku byly poblíž objektů H-H nalezeny infračervené bodové zdroje s lineárně polarizovaným zářením. Nejbližší další vývojovou etapou by pak měly být proměnné eruptivní hvězdy typu T Tauri. Existence objektů H-H je podle autorů prostým důsledkem okolnosti, že mladé hvězdy ztrácejí rychle hmotu, takže se kolem nich vytvářejí hustá temná mračna, jež znečišťují mezihvězdné prostředí.

Výzkum oblohy v oboru rentgenového záření má již několik let výrazně vzestupnou tendenci. Rok 1974 byl nesporným vrcholem tohoto úsilí, a tak si tato problematika, poprvé v našem přehledu, zaslouží samostatnou kapitolku. Těžištěm výzkumu přitom byla pozorování několika jasných rentgenových zdrojů v Galaxii, které již byly ztotožněny s optickými objekty.

Zdroj v souhvězdí Labutě, označený Cygnus X-1, patří bezesporu k nejzajímavějším, neboť jde určitě o dvojhvězdu s kompaktní (zhroucenou) sekundární složkou. Minimální vzdálenost objektu je 1 kpc a nejpravděpodobnější hodnota činí 2,5 kpc. Pak vychází ze spektroskopie hmotnost primární složky 20 ÷ 30 M_O a sekundární složky kolem 6 M_O. To by jednoznačně dokazovalo, že sekundární složka je černá díra. Naneštěstí je však mezihvězdné zčervenání v dané oblasti velmi nehomogenní a navíc je svítivost primární složky ovlivněna rentgenovým zářením a přenosem hmoty v systému, takže vzdálenost objektu je zatížena značnou – až 50 % – chybou. Proto zatím stále ještě není jednoznačně prokázáno, že sekundární složka je černou dírou, neboť nejistota v hodnotě vzdálenosti a svítivosti se přenáší do nejistoty v určení hmotnosti sekundární složky.

Spektroskopické elementy soustavy jsou: a sin i = 7,98 R_O, amplituda 72 km/s, i = 0,06, perioda 5,60 dne a funkce hmotnosti 0,22 M_O. Z pozorování družic OSO-7 a Copernicus plyne, že poblíž sekundárního minima je rentgenové záření zakryto plynným proudem, jenž vyvěrá ze sekundární složky a dopadá na vzdálenější (odlehlou) polokouli primární složky. Podle D. Wickramasingheho a M. Bessella je neviditelný sekundár obklopen akrečním diskem, z nějž vybíhá zmíněný plynný proud. Tato ztráta hmoty je nejvýraznější ve vnějších částech disku, kde je látka urychlována dopadajícím měkkým rentgenovým zářením. Týž mechanismus způsobuje i rádiové záření objektu.

Jedním z nejpodivuhodnějších rentgenových zdrojů se však stal jiný objekt v souhvězdí Labutě, označený Cygnus X-3, který R. Hjellming přímo označil za astronomickou hádanku. Byl objeven r. 1966 pomocí rakety Aerobee. Dosud se jej nepodařilo opticky identifikovat, ačkoliv jinak září v oboru rentgenovém, infračerveném i rádiovém a současně vysílá kosmické záření. Vykládáme-li jeho záření jako záření černého tělesa, dospíváme k teplotě 20 MK, je-li to však brzdné záření, pak je teplota zdroje 74 MK. Rentgenové záření je modulováno v periodě 4,8 h, což svědčí o dvojhvězdném charakteru objektu. Největším problémem je ovšem výklad nečekaných mohutných rádiových vzplanutí zdroje.

Celá záležitost je doslova hrou neuvěřitelně šťastné náhody, ale to se v moderní astronomické historii nestalo poprvé. V r. 1972 se radioastronomové kanadské observatoře v Algonquin Park a americké stanice v Green Bank dohodli na simultánním sledování právě objevené rádiové emise známé dvojhvězdy – Algolu. První společná akce měla začít v noci 2. září 1972, ale jelikož zvečera se Algol ještě nedal pozorovat, tak více méně z dlouhé chvíle se Kanaďan P. Gregory rozhodl pozorovat ještě nějaký jiný zdroj. Volba padla na Cygnus X-3, a to byla vpravdě geniální intuice. Gregory s úžasem zjistil, že zdroj, jenž má normální tok 0,01 Jy (Jy je jednotka rádiového toku „jansky“; 1 Jy = 10^-26 W/m²/Hz), se zjasnil na 21 Jy, tedy o tři řády! Gregory byl zprvu nakloněn věřit, že došlo k poruše v kalibraci přijímače, ale pro jistotu zavolal do Green Bank, aby se na zdroj podívali. Tak se ukázalo, že porucha je v rádiovém zdroji! Radioastronomové byli v prvním okamžiku tak vyvedeni z míry, že učinili něco v jejich oboru naprosto nevídaného – vyběhli totiž z kabin radioteleskopů podívat se na oblohu, zda v daném místě v Labuti neplane supernova! Nic však vidět nebylo, a tak se pokorně vrátili do tepla ke svým registračním přístrojům. Během dalších hodin drnčely telefony na mnoha světových radioastronomických observatořích. Do pozorování se během několika hodin zapojilo přes tucet stanic, jakož i umělé družice s rentgenovými detektory. Toto soustředěné a pohotově zorganizované pozorování umožnilo komplexně popsat unikátní jev. Již za několik týdnů po objevu věnoval časopis Nature obsah jednoho čísla vzplanutí zdroje Cyg X-3. Šlo celkem o 23 prací 91 autorů.

Odtud víme, že Cygnus X-3 je vzdálen asi 10 kpc, má úhlový průměr 0,02″, což představuje 2.10¹³ m, a magnetické pole řádu 10 μT. Energie uvolněná při vzplanutí byla 5.10³² J. Rádiové záření výbuchu je projevem interakce urychlených elektronů kosmického záření a magnetického pole zdroje. Do jisté míry to připomíná výbuchy pozorované v kvasarech, až na rozdílnou časovou škálu. U kvasarů jde řádově o rok, zatímco zde byl časový interval asi 1 den. Jednotlivé vrcholy rádiového toku odpovídají čtyřem následujícím obdobím vyvrhování relativistických částic kosmického záření. Rychlost rozpínání látky je přitom dosti podstatným zlomkem rychlosti světla.

Ani 5m Haleův dalekohled nenalezl na daném místě optický objekt jasnější než 24 mag, zatímco infračervená pozorování ukázala přítomnost zdroje na vlnové délce 2,2 μm. Infračervený tok jeví periodické variace 0,2 dne a dále krátká, řádově dvouminutová vzplanutí. Přes ně se překládají delší vzplanutí, trvající 1 ÷ 2 hodiny. Poloha infračerveného zdroje souhlasí s rádiovou polohou na 1″. V červenci 1973 se podařilo prokázat, že infračervený zdroj je proměnný s periodou 4,8 h, čímž je identifikace jednoznačná.

Další rádiová vzplanutí zaznamenali Japonci 23. prosince 1973 s maximem 8,3 Jy a v lednu 1974, kdy úkaz trval opět asi 1 den. Další výbuch do 7 Jy byl pozorován v Cambridgi 13. května 1974. Jelikož po vzplanutí klesá rádiový tok exponenciálně, jde nejspíš o brzdné záření. Znamená to, že kolem uzavřeného synchrotronového zdroje je oblak ionizovaného plynu, anebo jsou do zdroje částice přímo vstřikovány, jako v pozemských urychlovačích.

Podle A. Davidsena a J. Ostrikera je Cyg X-3 dvojhvězdou II. populace, o čemž svědčí krátká orbitální perioda. Tím se objekt mírně podobná jednak známému zdroji Sco X-l, jednak dvojhvězdám typu U Gem. Budeme-li trpěliví, budeme tuto hypotézu jednou moci prověřit, neboť Cygnus X-3 by měl nakonec vybuchnout jako supernova typu I. Pracovní model objektu vypracovali holandští astrofyzikové E. van den Heuvel a C. de Loore. Výklad úkazu se opírá o mechanismus synchrotronového záření, kdy relativistické částice expandují podél magnetických siločar. Podle toho byl objekt těsnou dvojhvězdou s nerovnoměrným vývojem složek. Masivnější složka skončí jako neutronová hvězda o hmotnosti 1 M_O. Druhá složka vyplní Rocheovu mez a další vývoj záleží na tom, zda odtud hmota přetéká na první složku, anebo uniká pryč ze soustavy. V prvním případě vznikne na místě první složky černá díra o hmotnosti 12 M_O. V druhém případě se neutronová hvězda nezmění a z druhé složky zbude hvězda o hmotnosti 3,85 M_O. Rentgenové a infračervené záření je vyvoláno horkým plazmatem, jež obklopuje kompaktní složku.

Základní urychlení relativistických částic nastává v nestabilních vnějších částech horkého plazmatu vyplňujícího Rocheovu plochu kolem kompaktní složky. Proces vzplanutí může být buď podobný sluneční erupci, anebo relativistickému hvězdnému větru. Tyto mechanismy působí víceméně stále, zatímco výbuch v září 1972 se vymyká všem představám. Nechybí proto ani exotický názor, že to bylo „hvězdotřesení“, jaké je postulováno pro pulzary. V každém případě je Cygnus X-3 unikátní útvar. Ze všech rentgenových podvojných zdrojů má nejkratší periodu, i když původní perioda před obdobím výměny hmoty mohla být kolem 5 dní. Dále je to vlastně první známá infračervená těsná dvojhvězda a je také prvním dokázaným hvězdným zdrojem kosmického záření mimo naše Slunce.

Třetím komplexně a podrobně studovaným rentgenovým zdrojem byl loni Hercules X-1 (2U 1705+34), ztotožněný r. 1972 W. Lillerem s proměnnou hvězdou HZ Her. Jde zase o dvojhvězdu, s oběžnou periodou 1,7 dne. R. 1972 objevili H. Tananbaum aj. 35denní cyklus v intenzitě rentgenového záření a pulzy s periodou 1,24 s. Již r. 1972 byl navržen model zdroje, kde primární složka dvojhvězdy je oteplována proudem usměrněného rentgenového záření ze sekundární složky. P. Strittmatter aj. přidali r. 1973 kuželový svazek rentgenového záření vycházející z neutronové hvězdy, která rotuje a jeví precesní pohyb. Proto kužel v periodě 35 dní střídavě zasahuje a nezasahuje Zemi, ale po celou precesní periodu zasahuje primární složku, kde lokálně ohřívá horkou skvrnu. Tvrdá složka rentgenového záření proniká dokonce pod fotosféru primární hvězdy. Prvotním zdrojem zářivé energie je zde přenos hmoty z primární složky na neutronovou hvězdu. Tzv. třetí světlo je vlastně svítící materiál, který je právě transportován uvnitř systému.

Toto základní schéma však zcela nevysvětluje všechny zvláštnosti objektu. Především je pozorovaný rentgenový zdroj slabý na to, aby vyvolal potřebné ohřátí skvrny na primární složce. Za druhé nedovedeme vysvětlit kolísání periody rentgenového záření, jež v době od prosince 1971 do března 1973 jeví dvě vlny, ale i sekulární pokles o 7 s. Optická světelná křivka za údobí březen–říjen 1973, sledovaná 0,6m a 0,8m reflektory na Haute Provence, odhalila existenci sekundárního minima o hloubce 0,25 mag ve fázi 0,5, ale jen tehdy, je-li rentgenové záření „zapnuto“. Je-li rentgenové záření „vypnuto“, objeví se ve fázi 0,5 naopak ultrafialová špička. Během 35denního cyklu se amplituda optických změn mění o desítky procent, a to nejvíce v barvě U. Při výstupu ze zákrytu se rychle mění barevný index. Během oběhu se mění i spektrální typ od raného B do středního F. E. Groth nalezl optické pulzace s periodou 1,24 s. Podle spekter D. Cramptona a J. Hutchingse se zdá, že emise N III, He II a N V patří neutronové hvězdě. Hmotnosti složek činí (2,2 ±0,4) M_O a (1,3 ±0,4) M_O. Zdá se tedy, že i zde probíhá přenos hmoty z primární složky tak, že se nejprve vytváří plynný disk rotující souhlasně s neutronovou hvězdou. Rentgenové záření je pak výsledkem akrece hmoty z disku na vlastní neutronovou hvězdu.

„Malou sestrou HZ Her“ nazval D. Lamb trpasličí novu DQ Her. Je to velmi degenerovaný bílý trpaslík, který dostává hmotu z primární složky. Primární složka je červený trpaslík s hmotností 0,27 M_O, zatímco hmotnost sekundáru je 0,25 M_O. Sekundární složka je obklopena akrečním diskem. Rotační perioda je 142 s a oběžná perioda 4h 39 min. Vnitřní magnetické pole primáru bylo obnaženo výbuchem novy. Jelikož tedy jde o šikmý magnetický rotátor, projeví se přítomnost magnetického pole změnami kruhové i lineární polarizace. Lamb porovnává údaje o obou „sestrách“ v tabulce:

Několikaleté úsilí identifikovat opticky objekt Cen X-3 přineslo konečně definitivní úspěch. V minulých letech navržené identifikace, jako LR Cen, WRA 795 a Liller 34, byly totiž fiktivní. Vítězem nevypsané soutěže o správnou identifikaci se stal polský astronom W. Krzeminski, jenž nalezl optický protějšek zdroje na snímcích pořízených v ESO v Chile. Hvězda je 13,4 mag a nalézá se nepatrně vně obdélníku chyb družice Uhuru, avšak uvnitř mezí udaných družicí Copernicus. Světelná křivka hvězdy z období květen 1973 až únor 1974 jeví dvě minima s amplitudou 0,12 mag a 0,09 mag. Mělčí minimum odpovídá zákrytu rentgenového zdroje. Rozptyl měření je zřetelně větší než pozorovací chyby. Barevný index je konstantní. Dráha je kruhová, ale perioda se mění v důsledku apsidálního pohybu. Optické pulzace odpovídající rentgenovým nebyly zjištěny a patrně ani neexistují.

Spektrum hvězdy analyzoval J. Rickard. Spektrum je emisní třídy OB, čáry mají profily typu P Cygni. Rychlost expanze je kolem 800 km/s. Primární složka je třídy 09 - B0,5, luminozitní třída je nejistá (Ib až IV). Vzdálenost se odhaduje na 10 kpc. Pak by byla primární složka -4,5 mag absolutní hvězdné velikosti. Z rentgenových měření vychází v sin i = 415 km/s a a₂ sin i = 17,1 R_O. Pak je nejpravděpodobnější hmotnost primární složky kolem 18 M_O a sekundár je neutronová hvězda s hmotností pod 1,1 M_O.

Stále nepotvrzena je optická identifikace zdroje 2U 0352+30, i když je v dané poloze nadějný optický kandidát v podobě rané hvězdy X Per. Fotometrie nedává jednoznačné výsledky a spektroskopie je rovněž nejistá. J. Hutchings aj. analyzovali spektra ve Victorii z let 1920–1974 a usuzují na masivní primární složku s hmotností přes 30 M_O a oběžnou periodou 584 dní. Nové spektroskopické elementy byly odvozeny pro hvězdu HD 77581, jež je totožná s rentgenovým zdrojem Vela X-1 (2U 0900-40). Oběžná perioda činí 8,959 dne a výstřednost 0,22. Spektrální třída primáru je B1 Ia a vzdálenost systému asi 2,2 kpc. Vodíková emise H se podobá emisím v systému Cyg X-l. Absolutní hvězdná velikost primáru je -7,1 mag a hmotnosti složek jsou asi 30 a 2,6 M_O. Primární složka ztrácí ročně 10^-6 M_O, neboť se dotýká Rocheovy meze. Jde tudíž o těsnou dvojhvězdu s výměnou hmoty typu B. Systém je obklopen proměnným plynným diskem. Někteří autoři v poslední době udávají hmotnost primární složky až 50 M_O. Na ztrátě hmoty z primáru by se pak nejvíce podílel hvězdný vítr.

Na jižní obloze je ještě jeden pozoruhodný rentgenový zdroj, a to 2U 1700-37, opticky ztotožněný s hvězdou HD 153919. Primární složka je veleobr spektrální třídy O. Při nulové výsřednosti je hmotnost této složky dokonce 60 M_O, zatímco hmotnost sekundáru je menší než 2 M_O. Oběžná perioda je 3,4126 dne. Pokud pochází rentgenové záření z procesu přenosu hmoty, pak je sekundární složka kompaktní hvězdou. Bereme-li vzdálenost systému 3,8 kpc, je rentgenový zářivý výkon 3.10²⁹ W. Pro absolutní hvězdnou velikost primární složky pak vychází -7,8 mag! Hutchings se dokonce domnívá, že zhroucená sekundární složka obíhá uvnitř rotující plynné obálky primárního veleobra!

Další identifikace se týkají objektů 3U 0614+09 a 3U 1223-62. První z nich byl identifikován na Lickově hvězdárně jako modrá hvězda 19 mag. Je vzdálen 4 ÷ 8 kpc a podobá se zdroji Sco X-1. Druhý byl podmíněně ztotožněn s hvězdou WRA 977. Jasnost hvězdy je sice během noci konstantní, avšak v následujících nocích byly nalezeny změny až o 0,06 mag. Variace mají sinusový charakter s periodou 13,5 d.

Moskevští astronomové se pod vedením D. Martynova zabývali analýzou pozorování dnes už klasického rentgenového zdroje Sco X-1. (3U 1617-15) = V818 Sco. Z materiálu za posledních 15 let zjistili, že světelná křivka odpovídá zákrytové dvojhvězdě s periodou 3,931 dne a amplitudou 0,8 mag. Naproti tomu E. W. Gottlieb aj. zjistili prohlídkou harvardských desek z let 1889–1974 periodu 0,787 d a amplitudu 0,22 mag – perioda je skoro přesně 1/5 periody odvozené v Moskvě. A. Čerepaščuk aj. analyzovali spektra pořízená Haleovým dalekohledem. Zjistili, že fotometrické minimum odpovídá nulové hodnotě radiální rychlosti vodíkových čar. Poloviční amplituda vodíkových čar je 40 km/s a čar ionizovaného helia 25 km/s. Svítivost objektu činí 10³⁰ W. Výskyt emisí a přítomnost rádiového záření prozrazuje, že útvar je skutečně starou novou.

Rentgenová emise byla objevena i na trpasličí nově SS Cygni. Rentgenový zářivý výkon je kolem 1,5.10²⁶ W. Podle B. Warnera se během vzplanutí přenáší hmota na bílého trpaslíka, a tím vzniká rentgenové záření v podobě jasné skvrny na povrchu trpasličí hvězdy. Měkké galaktické rentgenové záření může pak být z větší části právě souhrnnou emisí z trpasličích nov. Toto záření stejně jako ultrafialové záření za Lymanovou hranou 91,2 nm prochází poměrně snadno celou Galaxií.

Pro další identifikaci má velký význam publikace 3. revidovaného katalogu rentgenových zdrojů Uhuru. Přehlídka zveřejněná R. Giaconnim aj. v r. 1974 obsahuje celkem 161 zdrojů a je úplná do meze 10 pulzů za sekundu. Spektroskopicky se o identifikaci některých zdrojů pokusili D. Wickramasinghe aj. na observatoři Mt. Stromlo v Austrálii. Při disperzi 20 nm/mm mohli sledovat objekty do 15 mag. Zdá se, že se jim zdařilo identifikovat objekt totožný se zdrojem Cir X-1, spektrální třídy C5. Na rozdíl od předešlých identifikací by tedy šlo o červenou uhlíkovou hvězdu, velmi jasnou v daleké infračervené oblasti (4 ÷ 6 mag), zatímco opticky je 15 mag. Jsou náznaky, že i v tomto případě jde o dvojhvězdu.

B. Peterson shrnul údaje o zhroucených objektech a galaktických rentgenových zdrojích. Zabýval se nejprve problémem pulzací rentgenových pulzarů, jejichž periody se pohybují od 30 ms do 10 s. Přestože nemáme kvantovou teorii gravitace – a nemůžeme tudíž nic říci o struktuře černých děr – dá se ukázat, že rentgenový pulzar nemůže být černou dírou. Jsou to tedy buď bílí trpaslíci, anebo neutronové hvězdy.

Kdyby se bílý trpaslík skládal z čistého vodíku, pak by jeho hmotnost mohla dosáhnout až 5,75 M_O. To je ovšem nemožné a skutečnosti se spíše blíží model obsahující pouze helium. Pak je horní mez hmotnosti „klasických“ bílých trpaslíků 1,46 M_O. Pro „jadernou směs“ činí horní mez 1,0 M_O. Pro ideální neutronový plyn je horní mez hmotnosti neutronové hvězdy jen 0,71 M_O, ale pokud jsou v nitru přítomny hyperony, lze mez posunout až na 2 M_O. I tyto hodnoty lze zvýšit ještě o 20 %, přibereme-li v úvahu vliv hvězdné rotace. Přitom je vznik neutronů dán podmínkou, aby kinetická energie volných elektronů byla větší než 0,783 MeV. Pak nastává reakce:

p⁺ + e^- + 0,783 MeV → n^o + ν

Má-li jádro hmotnost 1 M_O, pak na přeměnu všech protonů v neutrony je potřebí energie 0,75.10⁴⁴ J, což je 1/10 energie uvolněné termonukleárními reakcemi v dané hvězdě. Ve skutečnosti je ovšem zdrojem energie gravitační kolaps, neboť smrštění hvězdy na poloměr 10 km dodá energii 1,6.10⁴⁶ J. Větší část této energie ovšem odnesou neutrina a gravitační záření. A tak již za den po kolapsu se hvězda díky neutrinům ochladí na 1 GK a za sto tisíc let díky fotonům na 1 MK. Fáze vysoké svítivosti, kdy hvězda vydává 10³¹ W při teplotě 10 MK, trvá řádově pouze rok.

Peterson soudí, že takto lze velmi dobře vysvětlit přechodné intenzivní rentgenové zdroje, jako byl Cen X-4, jenž vzplanul v červenci 1969 a zmizel koncem září. Další přechodný zdroj byl pozorován od března do prosince 1971, s maximem srovnatelným s rentgenovým zářením Krabí mlhoviny.

Jinak ovšem rentgenové záření souvisí nejspíše s výměnou hmoty v těsných dvojhvězdách. Je-li sekundární složka kompaktní, pak materiál, který na ni dopadá z primární složky, zahřívá fotosféru zhroucené hvězdy, a tím vzniká tepelné rentgenové záření. Podmínkou je, aby koróna kompaktní hvězdy nebyla opticky tlustá, jinak by se toto rentgenové záření přeměnilo na ultrafialové či dokonce optické nebo infračervené. Jelikož však bílí trpaslíci obvykle mají tlustou korónu, kdežto neutronové hvězdy nikoliv, je mohutné rentgenové záření pozorovatelné jen z neutronových hvězd. Číselné hodnoty jsou řádu 10²³ W pro neutronovou hvězdu, 10²¹ W pro bílého trpaslíka a 10¹⁸ W pro okolí černé díry.

Ve skutečnosti jsou ovšem poměry ve dvojhvězdě komplikovanější, neboť – jak ukazuje pozorování – hmota neproudí přímo na povrch kompaktní složky, ale do akrečního disku. To značně zvyšuje rentgenovou svítivost objektu. Pro kompaktní složku s hmotností 1 M_O pak dostáváme rentgenový výkon 1,2.10³¹ W a tento výkon roste úměrně s hmotností sekundární složky. Pokud je gravitační síla větší než tlak záření, udržuje se poměrně konstantní svítivost disku, neboť podmínka má charakter zpětné vazby. Akreční disk přenáší směrem ven nejen energii, ale i moment hybnosti sekundární složky. Maximum záření by mělo být v pásmu 2 ÷ 3 keV a pro bílé trpaslíky kolem 0,2 keV.

Schematicky si můžeme představit, že zhroucená složka získává materiál z akrečního disku. Akrece je však malá, má-li zhroucená hvězda silné magnetické pole. Při rychlé rotaci složky se tak naopak rotační energie přenáší do disku, čímž se ovšem samotná rotace zpomaluje. Tím se zmenší zábrany proti dopadu akrečního materiálu na hvězdu, zvýší se svítivost, tím se ale zvětší tlak záření, což vede k opětnému snížení akrece, atd.

K vyzařování výkonu 10³¹ W je zapotřebí akrece 10^-8 M_O/rok. Samotný hvězdný vítr z veleobra odnáší asi 10^-6 M_O/rok. Proto mechanismus funguje i při poměrně nízké účinnosti kolem 1 %, což je velice bezpečně zaručeno. Skutečná rentgenová svítivost dvojhvězdy závisí jednak na rychlosti akrece, jednak na poloměru akrečního disku. Také teplota záření závisí na onom poloměru a na způsobu, jak je záření z disku přenášeno směrem ven. Pro masivní neutronové hvězdy se akreční záření podobá záření černého tělesa, kdežto pro lehké neutronové hvězdy se od něj výrazně odlišuje. Tato kritéria umožňují kvalitativně popsat mnohé z rentgenových zdrojů, o nichž jsem v přehledu psal.

V soustavě DQ Her je sekundární složkou bílý trpaslík, jenž podle modelu rentgenově nezáří. Her X-1 a Cen X-3 obsahují neutronové hvězdy, takže rentgenové záření přichází jak z akrečního disku, tak i z povrchu zhroucených složek. Hmotnost složky systému Her X-1 činí 1,3 M_O, takže je blízko horní meze pro hmotnost neutronových hvězd. Objekty Cyg X-1, 2U 0900-40 a 2U 1700-37 jsou pak nejspíš černé díry, neboť záření přichází pouze z akrečního disku. Rentgenové dvojhvězdy se tak stávají doslova prubířským kamenem (správněji snad prubířskou suprakapalinou) moderních astrofyzikálních hypotéz o projevech degenerované látky ve vesmíru.

4. Galaxie a kvasary

Nejprve se musíme zmínit o těch útvarech v Galaxii, na něž nám předtím nezbylo místo. Jsou to především pulzary. Loni byly zaznamenány infračervené pulzy z pulzaru v Krabí mlhovině v pásmech 2,2 a 3,5 μm. Při zákrytu Krabí mlhoviny Měsícem v srpnu 1974 bylo na základě balonových měření v pásmu 20 ÷ 150 keV zjištěno, že 80 % tvrdého rentgenového záření mlhoviny přichází z oblasti o průměru 1′, jejíž střed je totožný s polohou pulzaru.

ejvětším objevem v této disciplíně je však sdělení J. Taylora a R. Hulse, kteří pomocí 300m radioteleskopu v Arecibu nalezli pulzar 1913+160 s mimořádně krátkou periodou 0,059 s. Pulzar leží poblíž galaktické roviny a má nepatrný tok 0,005 Jy. Objekt je totiž členem těsné dvojhvězdy, jak prozradily periodické změny samotné periody s amplitudou 78 μs a délkou oběžné periody 0,323 dne. Ze změn periody byly odvozeny parametry dráhy dvojhvězdy, a to poloviční amplituda 198 km/s, výstřednost 0,61, velká poloosa 690 000 km (pokud i = 90°) a hmotnosti 0,13 M_O. Družice Copernicus nenalezla žádnou rentgenovou emisi binárního pulzaru v pásmu 0,1 ÷ 0,3 nm. Ani fotografické hledání na snímcích z let 1891–1953 nepřineslo pozitivní identifikaci a v současné době není v daném místě oblohy žádný objekt jasnější než 18,5 mag.

J. Taylor se spolu s R. Manchesterem a Y. Vanem podílejí i na unikátním měření vlastního pohybu pulzaru PSR 1133+16. Vlastní pohyb byl určen ze změn okamžiku příchodu pulzů ve čtyřletém intervalu měření. Odtud vyšlo μ = (0,58 ±0,22)″/r, což při nominální vzdálenosti 130 pc znamená tangenciální rychlost 380 km/s. To by naznačovalo, že jde o rychle se pohybující objekt, ale pak je překvapující, že se dosud nalézá poblíž galaktické roviny. Autoři soudí, že rozpor může dokazovat, že přeceňujeme stáří pulzarů anebo že chybně extrapolujeme rychlost jejich rotace do vzdálené minulosti. V Arecibu objevili dalších 11 pulzarů. Jelikož tím počet pulzarů již značně převýšil stovku, lze odtud statisticky odvodit, že ve vzdálenosti 10 kpc od centra Galaxie prostorová hustota pulzarů prudce klesá.

Současné představy o pulzarech vycházejí z modelů neutronových hvězd. Podle revidovaného modelu pro neutronovou hvězdu o poloměru 10 km a hmotnosti rovné hmotnosti Slunce je rotační perioda v rozmezí od 30 ms do několika sekund. Atmosféra hvězdy je zanedbatelně tenká, pod ní je kůra o tloušťce asi 200 m z vysoce vodivého krystalického materiálu o hustotě 10⁷ ÷ 2.10¹⁷ kg/m³. Ve větší hloubce se nachází degenerovaná neutronová suprakapalina v termodynamické rovnováze. Jádro má hustotu přes 10¹⁸ kg/m³ a obsahuje hyperony. Povrch hvězd je horký a měl by vysílat rentgenové záření, jako obdobu spojitého záření obyčejné hvězdy. Kdybychom je zjistili, mohli bychom odvodit teplotu, poloměr, hmotnost, magnetické pole i stáří neutronové hvězdy a usoudit na vnitřní teplotu, podobně jako při studiu obyčejných hvězd získáváme údaje z optického spektra. Naneštěstí vše, co zatím známe, jsou rádiové, příp. i energetičtější pulzy, ale ty pocházejí z magnetosféry neutronové hvězdy.

Bezpečná identifikace pulzaru v Krabí mlhovině s neutronovou hvězdou je založena na okolnosti, že zářivé ztráty celé mlhoviny jsou právě rovny energii pocházející ze zpomalování rotace hypotetické neutronové hvězdy. Jde tu o zářivý výkon 10³¹ W. Rotace je příliš rychlá na to, aby ji mohl přežít kterýkoli bílý trpaslík – ten se ničí odstředivou silou již při periodě rotace 12 sekund. Největší část zářivého výkonu se vysílá v rentgenovém oboru, v optické oblasti asi 1 % a v rádiové pouhá tisícina procenta rentgenového výkonu. Na druhé straně nemůže být pulzar černou dírou, neboť rotující černá díra sice může mít vlastní elektrický náboj, nikoli však magnetické pole.

Radioastronomové pokračovali také ve studiu mezihvězdných molekul. Jako celkově 29. molekula v mezihvězdném prostoru byl objeven methylamin CH₃NH₂ na frekvenci 73 a 86,1 GHz. Objev učinili společně japonští a američtí radioastronomové a o pouhé dva dny později byl nezávisle ohlášen Australany v Parkesu. Sloučenina, nalezená v tradičních lovištích Sgr B2 a v mlhovině v Orionu, může vytvářet s kyselinou mravenčí, dokázanou v mezihvězdných mračnech již dříve, glycin H₂NCH₂COOH, což je už aminokyselina!

Na frekvenci 10,46 GHz byl nalezen thioformaldehyd a na 90,94 GHz dimetylether (CH₃)₂O. V galaxiích NGC 253 a NGC 4945 v Sochaři a v Kentauru byl zjištěn formaldehyd (CH₂O).

Přehled problému mezihvězdných molekul podal D. Buhl. V temných prachoplynových mračnech se vytvářejí zárodky hvězd. Kinetickou energii molekul ve vodíkovém oblaku lze změnit na zářivou, jež je emitována v rádiové, příp. infračervené oblasti spektra. Tím se oblak ochladí a to umožňuje jeho další smršťování, a tedy i tvoření hvězd. Typickým příkladem je mlhovina v Orionu, kde pozorujeme jasnou vláknitou mlhovinu před hustým temným mračnem. Plyn má teplotu 10 MK a prach jen 100 K. Infračervené zdroje nalezené v mlhovině jsou pak prahvězdy. V infračerveném oboru se vyskytují čáry vibračního spektra molekul, jež je dosud téměř neprozkoumáno. V rádiovém oboru pozorujeme rotační molekulární spektra. Při teplotě oblaku 25 K je např. formaldehyd excitován ve všech stavech spadajících do rádiové oblasti spektra. Pro spolehlivou identifikaci sloučeniny postačí nalezení jediné čáry, neboť rádiové měření frekvencí je velmi přesné.

První mezihvězdné molekuly, a to CN, CH a CH⁺, byly objeveny v optickém spektru již r. 1937 na Mt. Wilsonu. K tomu přibyla molekula vodíku H₂, nalezená r. 1970 v ultrafialovém oboru. V rádiovém spektru byl nejprve nalezen kation OH, a to v absorpci 1963 a v emisi roku 1965. Objev byl tak nečekaný, že rádiové čáry se zprvu přisuzovaly hypotetickému prvku mysteriu. Když se prokázalo, že v mezihvězdných mračnech funguje maserový mechanismus, podařilo se emise OH objasnit.

V r. 1968 nastal zvrat v úrovni experimentální techniky, když se C. Townesovi podařilo vyřešit problém stability oscilátorů v zesilovačích pro centimetrové a milimetrové vlny. Díky 6m radioteleskopu v Kalifornii a 43m radioteleskopu NRAO byly nalezeny čpavek a vodní pára. Vodní pára září díky vzbuzené emisi s neobyčejnou účinností – v jediné její čáře se vysílá až 1/10 celkového zářivého výkonu Slunce! Objev formaldehydu (CH₂O) r. 1969 byl pak dalším impulzem k vystupňování rádiových měření. Zjistilo se tak mimo jiné, že izotop uhlíku ¹³C je v mezihvězdných mračnech o řád hojnější než ve sluneční soustavě.

V r. 1970 počal nástup v pásmu 2 ÷ 4 mm, umožněný vývojem nových krystalů a přijímačů i postavením mechanicky přesnějších antén. Tak byl objeven oxid uhelnatý CO a kyan CN. Molekula CO je vhodná i ke studiu galaktické struktury namísto tradiční vodíkové čáry vlnové délky 211 mm. Astrofyzikální údaje pro čáru kyanu na vlně 2,64 mm mají značný význam i pro laboratorní spektroskopii, neboť čára nebyla v laboratoři nikdy pozorována. Po r. 1970 se tempo objevů zvolnilo, takže v posledních letech se už jen paběrkuje.

ezitím dokázal C. Ponnamperuma laboratorními analýzami vzorků z meteoritu Murchison, že se v něm nacházely aminokyseliny již před vznikem sluneční soustavy. Ostatně již r. 1953 ukázali S. Miller a H. Urey, že působením elektrických výbojů na směs vody, čpavku a metanu vznikají aminokyseliny. Nové pokusy E. Anderse aj. se směsmi CO, D₂, ND₃ a NiFe, jež byly po dobu několika dnů zahřívány na 250 až 300 °C, pak vedly ke vzniku mnohoatomových molekul. Proto se uvedení autoři domnívají, že mezihvězdné molekuly pocházejí z katalytických reakcí na povrchu prachových zrnek.

Pozoruhodné je, že molekuly byly zjištěny tam, kde se tvoří hvězdy a planety. Původní vodíkové mračno se ochlazuje díky činnosti mezihvězdných maserů. V mračnu se dále nacházejí plyny důležité pro vznik prvotních atmosfér planet a ledy organických látek potřebné ke vzniku komet. Odtud se zdá, že život na planetách se vytváří z pozůstatků vzniklých v mezihvězdných mračnech nebo výronem vulkanických plynů z nitra planety anebo srážkou s kometou.

V mezihvězdném prostoru byla nalezena ultrafialová čára ionizovaného bóru na vlně 136,24 nm, a to družicí Copernicus. Plyne odtud, že zastoupení bóru v mezihvězdné látce je 60krát nižší než v uhlíkatých chondritech. Tak se dostáváme ke kosmogonicky závažnému problému mezihvězdné chemie. V naší sluneční soustavě můžeme zjišťovat poměrné zastoupení prvků v meteoritech, ve sluneční fotosféře i koróně a ve slunečním větru. V mezihvězdném prostoru nám údaje o četnosti prvků opatřuje hlavně radioastronomie, což lze konfrontovat s představou o obohacování mezihvězdné látky o těžší prvky, vzniklé ve hvězdách s hmotností několikanásobně vyšší než sluneční. Doplňující údaje lze opatřit rozborem chemického složení kosmického záření.

Na základě studia 13 hydroxylových zdrojů odvodili holandští radioastronomové vývojové schéma pro hmotné hvězdy, jež právě vstoupily na hlavní posloupnost. Nejprve se kolem nich vytvoří malá oblast ionizovaného vodíku. Ve vzdálenosti 10 kAU vznikne hydroxylový maser se životní dobou několika tisíc let. Během této doby oblast H II expanduje, až dosáhne průměru kolem 15 kAU. Tím vzniká dobře pozorovatelná kompaktní oblast H II.

V temném prachovém mračnu v Hadonoši byl nalezen intenzivní infračervený zdroj na vlně 350 μm pomocí 0,6m reflektoru na observatoři Mauna Kea. Soudíme, že jde o molekulární zdroj v černém mračnu, v němž se dodnes tvoří hvězdy.

E. Becklin a G. Neugebauer objevili infračervené jádro Galaxie v místě rádiového zdroje Sgr A, a to pomocí metrového teleskopu v Las Campanas v Chile. Nejjasnější skvrna na vlně 2,2 μm je poněkud protažena v galaktické délce. Soudí se, že jde o souhrnné záření hvězd v jádře Galaxie. Ještě r. 1945 se domníval W. Baade, že v jádře Galaxie jsou hvězdy II. populace a žádný plyn či prach. Dnes víme, že tam dochází k explozím a že tam probíhá tvoření hvězd z mezihvězdné hmoty. Zdroj Sgr B2 obsahuje husté a kompaktní oblasti H II, tedy i žhavé a mladé hvězdy O. Bodové zdroje OH a H₂O jsou asi prahvězdy. Infračervený zdroj v pásmu 50 ÷ 300 μm je zřejmě prach zahřátý ranými hvězdami. Podle A. Martina a D. Downese je v jádře Galaxie hustý plynný oblak, který je zdrojem molekulárních rádiových čar. Při hustotě ještě o řád vyšší než v mlhovině v Orionu tam nepochybně probíhá intenzivní tvoření hvězd.

D. Cox a B. Smith upozornili na další zajímavý typ útvarů v mezihvězdném prostoru. V důsledku výbuchu supernovy vzniká v mezihvězdném prostředí jakýsi tunel s nízkou hustotou částic 10^-8/m³, avšak o teplotě 1 MK. Poloměr tunelu dosahuje řádu parseku. Vzhledem k četnosti výbuchů supernov a trvání tunelů musí v Galaxii existovat doslova síť vzájemně se protínajících tunelů, které se projevují difuzním měkkým rentgenovým zářením.

Ke kinematice galaktických spirálních ramen poznamenává W. Burton, že ani Linova teorie hustotních vln není s to vysvětlit, odkud se spirální struktura znovu bere, když po několika otočkách prvotní struktura zanikla. J. Piddington se dokonce domnívá, že oblasti neutrálního vodíku, sloužící k rádiovému mapování galaktické struktury, mají poruchy v rozložení rychlostí, což nesprávně interpretujeme jako spirální ramena.

Australan D. Mathewson nalezl mezihvězdný plyn v proudu mezi Galaxií a Magellanovými mračny, směřující k nám rychlostí 200km/s. Jde asi o slapový výběžek z doby, kdy byla Mračna od nás vzdálena pouhých 20 kpc. Proud však současně interaguje s mezigalaktickým materiálem – to by pak byla proslulá Oortova oblaka, jejichž interpretace je stále předmětem diskusí.

Na hvězdárně v Uppsale byl dokončen katalog galaxií severně od deklinace -2° 30′, obsahující 12 921 objektů.

R. Stein se zabýval tvorbou galaxií z prvotní turbulence. Velké chaotické rychlosti v raném vesmíru vytvářejí turbulenci, čímž vznikají fluktuace hustoty a tlaku. Fluktuace hustoty rozměrů galaktických kup, tj. o hmotnosti 10¹³ ÷ 10¹⁵ M_O, mohou být gravitačně vázané, zatímco menší fluktuace jsou nevázané. Jestliže pak tyto nevázané fluktuační víry expandují rychleji než gravitačně vázané pozadí kupy, srážejí se navzájem a kupová fluktuace se počne hroutit. Srážky působí rázové vlny, což už bezprostředně vede ke vzniku protogalaxií o vysoké hustotě na styčných plochách vírů. Samotné galaxie se tedy vytvářejí velmi rychle.

R. W. Hockney a D. R. K. Browning simulovali vývoj galaxie na počítači. Hvězdy I. populace reprezentovalo 50 000 bodů, kdežto hvězdy II. populace tuhý disk a řešení se provádělo ve třírozměrném prostoru. Ukázalo se, že během doby vznikají v galaxii dvojitá i vícenásobná spirální ramena, která trvají aspoň deset otoček.

J. Ejnasto aj. z Tartu ukázali, že galaxie jsou obklopeny masivními korónami. Tvrdí, že hmotnost koróny o řád převyšuje hmotnost hvězd známých populací a její střední hustota činí 3.10^-22 kg/m³. To by zčásti odstranilo potíže plynoucí z rozporu mezi dynamicky a luminozitně určenou hmotností galaxií a pomohlo vysvětlit existenci rentgenového záření v galaktických kupách. Toto záření vydává horký mezikupový plyn.

V Malém Magellanově mračnu byl opticky studován rentgenový zdroj SMC X 1. Fotometrická minima mají hloubku 0,14 mag a periodu 3,893 dne. Perioda je stálá. Pomocí družice Copernicus byla studována rentgenová zatmění v pásmu 2,5 ÷ 7,5 keV. Zákryt trvá 0,6 dne a perioda se shoduje s optickou. Rovněž poloha rentgenových a optických minim se shoduje.

Rádiový zdroj Cygnus A byl ztotožněn s rentgenovým objektem 2U 1957+40. Rentgenový výkon dosahuje 2,3.10³⁸ W. Úhlový průměr zdroje je menší než 10′. Podle údajů z družice Copernicus jde o tepelné brzdné záření.

Rádiové zkoumání galaxií v interakci prokázalo nepatrný či neměřitelný rádiový tok. Odtud plyne, že interakční jevy jsou důsledkem gravitačního přiblížení a slapového působení, a nikoli projevem bouřlivé aktivity jader galaxií.

W. Saslaw aj. navrhli mechanismus tvorby podvojných rádiových extragalaktických zdrojů. Z normální galaxie jsou totiž vyvrženy dva zdroje pomocí tzv. „gravitačního praku“. Jestliže se totiž v jádře galaxie srazí tři masivní objekty, je tato konfigurace gravitačně nestabilní. Autoři počítali 25 000 takových modelových trojsrážek a zjistili, že obvykle dvě z těles vytvoří těsnou dvojhvězdu, kdežto třetí těleso vyletí velkou rychlostí z jádra. Zpětný náraz pak vymrští vzniklou těsnou dvojhvězdu opačným směrem.

Nejvýznamnějším radioastronomickým objevem ve světě galaxií je sdělení amerických astronomů pracujících v holandském Westerborku. Při zkoumání struktury rádiových zdrojů 3C 236 a DA 240 určili jejich rozměry na 5,7, příp. 2,0 Mpc. Jde tudíž o vůbec největší souvislé útvary ve vesmíru dosud zjištěné. Skládají se z elektronů kosmického záření vyvržených za hranice kupy galaxií. Uprostřed obřích zdrojů se nacházejí dva kompaktní rádiové zdroje se shodnou osou symetrie, což značí, že kompaktní objekt si „pamatuje“ po dobu řádově 10⁸ let, kterým směrem má vysílat záření i částice. Odhaduje se, že výron energie z kompaktních zdrojů probíhá spojitě po dobu 10⁷ ÷ 10⁹ let.

Řada prací se týká stále nevyjasněné otázky červených posuvů galaxií a kvasarů. Většina loňských prací podporuje kosmologickou interpretaci celého červeného posuvu. Tak se zejména podařilo rozřešit záhadu tzv. Stephanova kvintetu galaxií. Galaxie NGC 7320 s odchylným červeným posuvem totiž k soustavě fyzikálně nepatří, nýbrž tvoří stabilní kupu s dalšími třemi anonymními galaxiemi. Její vzdálenost je podle G. Shostaka 17 Mpc a rychlosti kupy jsou v rozmezí 750 ÷ 890 km/s. Tím se i „Stephanův kvartet“ stává stabilní soustavou vzdálenou asi 47 Mpc a s červeným posuvem 6 600 km/s. Členy kvartetu jsou galaxie NGC 7313, 7318ab a 7319.

E. Chačikjan a D. Weedman vydali atlas Seyfertových galaxií, jenž obsahuje 71 členů. Ukázali, že jejich červené posuvy jsou rovněž beze zbytku kosmologické. Mezi nimi je galaxie X Com, která se údajně ještě r. 1911 jevila jako kvasar. Červený posuv rádiové vodíkové čáry vlnové délky 211 mm je nyní znám již asi pro 200 galaxií. To dokazuje, že červený posuv je nezávislý na vlnové délce v širokém intervalu frekvencí.

Sovětští astrofyzikové Ozernoj a Šaronov navrhli model pro rádiový zdroj 3C 120. Jeho vzplanutí v intervalu zhruba 1,2 roku lze vysvětlit vyvržením páru plazmoidů (plazmoid je soubor relativistických částic v magnetickém poli) opačnými směry při mírně relativistických rychlostech. Každý plazmoid se navíc relativisticky rozpíná. Podobá se to do jisté míry explozi supernovy, přičemž záření se uvolňuje inverzním Comptonovým jevem. Při explozi uniká řádově energie 10⁴⁴ J.

Studium extragalaktických supernov též umožnilo určit velikost Hubbleovy konstanty, a to nezávisle na všech interpretacích červeného posuvu. Výsledná hodnota H₀ = (60 ±15) km/s/Mpc je ve velmi dobré shodě s klasickými určeními. M. Barnothyová studovala Arpův případ série kvasarů na přímce směřující od galaxie NGC 520. Ze statistického rozboru dokázala, že i v tomto případě jde o náhodné seskupení, a kvasary tudíž nejsou vyvrženy z jádra galaxie, jak se domnívá Arp. H. Arp se brání tvrzením, že Barnothyová založila své úvahy na neúplném materiálu, takže dostala anomální plošnou hustotu kvasarů v dané oblasti. J. Burke a F. Hartwick korelovali diferenciální rychlosti a vzdálenosti členů kupy galaxií. Ukázali, že rozptyl červených posuvů lze vysvětlit výběrovými efekty, a není tedy třeba zavádět hypotézy o anomálních příčinách červeného posuvu.

A. Stockton z Havaje studoval červený posuv páru kvasarů poblíž rádiového zdroje 4C 11.50. Kvasary jsou od sebe vzdáleny jen 4,8″, ale červené posuvy činí 0,436 a 1,90. Ze spekter 2,24m teleskopem se podařilo dokázat, že poblíž prvního kvasaru je galaxie 19 mag s červeným posuvem 0,434, což znamená relativní rychlost objektů jen 376 km/s. I tento případ tudíž podporuje kosmologickou hypotézu.

Studium absorpčních systémů u kvasaru PHL 957 s emisním červeným posuvem 2,69 vedlo k objevu absorpčního červeného posuvu z = 2,3099. Chemické složení absorbující látky silně připomíná mezihvězdnou hmotu, takže zde skutečně nejspíš jde o projekci bližší galaxie na vzdálenější kvasar. E. Wampler aj. zkoumali 3m teleskopem Lickovy observatoře spektrum kvasaru OQ 172 s rekordním červeným posuvem z = 3,53. Kvasar byl pozorován též radioteleskopem v Molonglo jako zdroj 1443+102. Gent aj. jej opticky klasifikovali jako neutrální objekt 17,5 mag. Čára Lyman-α je posunuta k 554 nm a C IV (154,9 nm) k 701,5 nm. Spektrum jeví silné absorpční čáry. Rádiové spektrum je ploché.

Rádiové souřadnice kvasarů jsou dnes přesné na 0,1″, což ulehčuje identifikaci s optickými objekty. Pro kvasar 3C 454.3 s posuvem z = 0,86 vychází při deceleračním parametru q₀ = +1 a H₀ = 50 km/s/Mpc vzdálenost 5 Gpc.

Pokud jde o optický výzkum kvasarů, zcela nepochybně prvořadý význam má pozorování J. Oka a J. Gunna z Haleových observatoří týkající se lacertidy BL Lac. Jak známo, tyto objekty připomínají kvasary, avšak nemají vůbec žádné čáry ve spektru. Oba astronomové pořídili spektrum bezprostředního okolí lacertidy tím, že jasné jádro zakryli kovovou maskou. A tu se ukázalo, že obálka dává průměrné absorpční spektrum starých hvězd, jež běžně pozorujeme u velkých spirálních galaxií. Změřený červený posuv odpovídá kosmologické vzdálenosti 300 Mpc, takže BL Lac je zcela zřejmě také kvasarem – dokonce právě nejbližším.

R. Partridge hledal prvotní galaxie s velmi vysokými červenými posuvy, a to kombinací vizuálních a infračervených pozorování. Výsledek přehlídky byl však záporný. R. Kippenhahn aj. studovali procesy zářivého urychlování plynných hmot v okolí kvasarů. Ukazuje se, že urychlování je tak velké, že tím lze vysvětlit výskyt absorpčních čar ve vzdálených kvasarech při platnosti kosmologické hypotézy. Pro řadu kvasarů bylo ovšem zjištěno mnoho různých absorpčních systémů s relativními rychlostmi vůči jádru až řádu 10⁵ km/s, přičemž čáry jsou relativně velmi úzké: 8 ÷ 30 km/s. Podle M. Reese jsou za tyto absorpční systémy odpovědny vysoce ionizované plazmoidy vyvržené z jádra.

Ze všech těchto pozorování vyplývá stále zřetelněji, že kvasary jsou vlastně velmi svítivé vzdálené galaxie s bouřlivými procesy v jádře. Zdrojem zářivé energie je patrně gravitace, i když způsob její přeměny na záření dosud neznáme. Aktivní oblasti v kvasarech odpovědné za variace svítivosti mají rozměry řádu světelných dnů. Změny jsou patrně důsledkem explozí v husté plazmě a za přítomnosti silného magnetického pole. Exploze doprovází výron relativistických elektronů, takže se zde uplatňuje jednak synchrotronové záření, jednak inverzní Comptonův jev. Elektrony jsou urychlovány v elektrických polích, takže samy září. Spirálové pohyby v kvazistatických magnetických polích o indukci řádu 0,01 T vedou k synchrotronové emisi. Pro jisté frekvence má plazma index lomu větší než jedna. To pak značí, že částice se pohybují relativně nadsvětelnou rychlostí, takže vzniká Čerenkovovo záření. Fotony Čerenkovova záření pak vyrobí relativistické elektrony o nízké energii. Zdá se, že toto schéma v zásadě postihuje hlavní pozorovatelné vlastnosti kvasarů.

5. Exotická astrofyzika

Jak čtenář záhy shledá, zařazuji pod tento zcela neoficiální název vše, co se prostě nevešlo do předešlých rubrik. Exotika těchto oborů je dána jednak jejich relativní novostí, jednak menším množstvím solidních pozorovacích údajů – v některých případech jde vskutku spíše o spekulace na samém pokraji vědecké metody. Ostatně už Sir Arthur Eddington kdysi prohlásil, že nemůže věřit astronomickým pozorováním, pokud nejsou potvrzena teoreticky, takže když nic jiného, opírám svou troufalost o uznávanou autoritu. Pro ty, kdo by se však přesto cítili pohoršeni jistou neseriózností následujících úvah, připojuji nakonec několik poznámek o pokroku přístrojové techniky a o hvězdářích jako takových – neboť to jsou nesporná fakta.

Pokud jde o konkrétní pozorovací údaje, snad žádné odvětví vědy na tom nemůže být hůře než kosmologie. A tak se hned zpočátku ponořme do nejnovějších spekulací o počátku i vývoji vesmíru. Podle J. R. Gotta mohly při velkém třesku vzniknout tři typy vesmíru: buď náš vesmír, směřující časově do budoucnosti, s převahou hmoty nad antihmotou, nebo antivesmír, směřující od singularity do minulosti, s převahou antihmoty nad hmotou, anebo konečně tachyonový vesmír, v němž neplatí kauzalita. Podle B. J. Carra a S. W. Hawkinga nemohly v raných fázích vývoje vesmíru vzniknout masivní černé díry, dále zvětšované akrecí látky. Přípustné jsou pouze prvotní černé „minidíry“ od hmotnosti 10^-8 kg.

J. Narlikar aj. studovali záření hypotetické bílé díry, která explodovala z fyzikální singularity, například při tzv. zpožděném velkém třesku. Tak by se dalo vysvětlit difuzní záření vysokých energií, zejména rentgenové a gama záření a kosmické záření supernov. Je vlastně pozoruhodné, že tak módní pojmy bílých a černých děr mají ve fyzice dlouhou historii. Černé díry postuloval již Laplace r. 1798 a bílé díry J. Jeans r. 1929! Ve třicátých letech byly již odvozeny horní meze hmotnosti bílých trpaslíků i neutronových hvězd. Gravitační hroucení obyčejné hvězdy probíhá nakonec velmi rychle. Svítivost klesá exponenciálně s charakteristickým časem kolem 0,1 ms. Význam černých děr v astrofyzice byl definitivně pochopen r. 1963, kdy Kerr podal řešení problému pro rotující černou díru. Jestliže by se tedy pozorovatel vznášel těsně nad horizontem událostí černé díry, přestal by pro něj plynout čas, takže by mohl v relativně krátkém intervalu (měřeném svými hodinami) pozorovat celou budoucnost vesmíru!

Současný počet černých děr v Galaxii odhaduje M. J. Rees na miliardu, přičemž každá z nich má hmotnost několika málo Sluncí. Černá díra může vzniknout akrecí hmoty na neutronovou hvězdu. Proces proběhne v podobě rázové vlny během několika málo sekund. Akreční disky kolem černých děr jsou nutně nestabilní již během několika sekund. Pokud existuje dvojice složená z černé díry a neutronové hvězdy, pak je tato hvězda roztrhána slapy a materiál hvězdy se rozplyne v mezihvězdném prostoru.

Několik zajímavých spekulací se týká rotujících černých děr. Tyto útvary mají kromě hmotnosti a elektrického náboje také moment hybnosti. Kolem objektu se nachází tzv. ergosféra, jejíž vnitřní omezující plocha je zmíněný horizont událostí. Pozorovatel v ergosféře je strhován rotací a neexistuje způsob, jak jej tam udržet v klidu. Roku 1969 ukázal Penrose, že z ergosféry lze získávat energii vstřelováním částic zvnějšku. Částice se v ergosféře rozdělí na dvě složky, z nichž jedna zapadne do černé díry a druhá vyletí ven s energií vyšší, než měla původní částice. Mechanismus funguje tak dlouho, pokud se rotace černé díry nezabrzdí. Na základě toho se r. 1973 Misner, Thorne a Wheeler zabývali velice atraktivní utopií kolonií budovaných kolem černých děr. Kdyby se odpad, vzniklý lidskou činností na těchto satelitních stanicích, nakládal do speciálních raket, jež by byly vstřelovány do ergosféry, bylo by možné uvnitř ergosféry odpadky „vysypat“ a prázdná raketa by se vrátila na stanici s energií vyšší, než jakou měla při vypuštění! V astrofyzice by se podobný mechanismus hodil pro vysvětlení explozí v jádře Galaxie, kde snad též dopadají hvězdy do centrální černé díry. V loňském roce však ukázal Wald, že Penroseův proces není dostatečně účinný.

Diskuse o charakteru vesmíru, tj. jeho uzavřenosti či otevřenosti, se loni soustředily na určování skutečné hustoty hmoty ve vesmíru. Je-li totiž tato hustota větší než kritická, je vesmír uzavřený a bude oscilovat mezi singularitou a jistým maximálním poloměrem. V opačném případě je vesmír otevřený a bude se trvale rozpínat. Kritická hustota vesmíru závisí na hodnotě Hubbleovy konstanty a v menší míře též na deceleračním parametru. Pak je kritická hustota přibližně ρ_c = 1,9.10^-30. H² (kg/m³). Roku 1958 určil Oort, že hmota v galaxiích dává střední hustotu vesmíru jen 0,02 ρ_c. I když připustíme, že mezigalaktický prostor je poměrně hustý (což se nedá z pozorování zatím nijak určit), obdržíme střední hustotu nanejvýš 0,1 ρ_c. Průhlednost mezigalaktického prostoru naznačuje, že je v něm nepatrné množství zrnek a částic s rozměry 4 ÷ 200 nm. Ejnasto aj. dostali zavedením masivních korón galaxií hustotu 0,2 ρ_c. Jsou-li hmotnosti galaxií desetkrát podceněny, pak dospíváme k hustotě 2.10^-27 kg/m³. Při dnešní nejpravděpodobnější hodnotě Hubbleovy konstanty H₀ = 50 km/s/Mpc je však ρ_c = 5.10^-27 kg/m³, takže stále nemáme dost hmoty na uzavření vesmíru.

Zcela nezávislé hodnoty střední hustoty lze odvodit z poměrného zastoupení deuteria, o němž soudíme, že je prvotní a že jeho výskyt se během věků nemění. Družice Copernicus sledovala Lymanovu sérii vodíku a deuteria ve spektru obří hvězdy β Cen spektrálního typu B1. Poměr izotopů D : H = 1,4.10^-5 a odtud vychází ρ_c = 1,5.10^-28 kg/m³ za předpokladu, že veškeré deuterium vzniklo během prvních 15 minut po velkém třesku. Jestliže tudíž porovnáme rozmanitá, byť i dost nepřesná určení střední hustoty, dostáváme rozmezí (0,3 ÷ 5,5).10^-26 kg/m³, takže odtud otevřenost, příp. uzavřenost vesmíru nelze rozlišit. Potíž je i ve značné nejistotě v hodnotě deceleračního parametru, jenž vychází v intervalu 0 ÷ 1, což samo mění kritickou hustotu v poměru 1 : 50. Stáří vesmíru od velkého třesku pak vychází na 6 ÷ 16 miliard let a jeho dnešní relativistický poloměr činí 5,6.10²⁵ m. Označíme-li současné stáří vesmíru za jednotku, pak kvasary se začaly tvořit v době 0,11 a postupně se měnily na galaxie N a Seyfertovy galaxie.

Tradiční hledání antihmoty v kosmickém záření vedlo opět k negativním výsledkům. Pro energii 5 GeV je horní mez zastoupení antiprotonů vůči protonům 1,8.10^-4 a pro 10 GeV je mez 5,7.10^-4. Při jiném experimentu se hledala těžká antijádra s protonovým číslem přes 3, a to v pásmu energií 4 ÷ 285 GeV. Zde je horní mez poměrného zastoupení 5.10^-3. Stejně negativní bylo i hledání pozitronů v primárním kosmickém záření.

Velmi mnoho úsilí bylo vynaloženo na vysvětlení vzplanutí gama, jejichž objev byl oznámen r. 1973. I. B. Strong aj. publikovali první katalog vzplanutí gama, jenž obsahuje 23 jevů z let 1967–1973. Průměrná roční frekvence je kolem 5 úkazů. Do dubna 1974 bylo zjištěno již 29 úkazů, neboť se dodatečně našly některé zaznamenané na družicích pracujících pro jiné projekty. Tak například 27. 4. 1972 pozorovali jedno vzplanutí při letu Apolla 16, jehož trvání dosáhlo 30 s a jehož vrchol trval asi 4 s. Podle Klebesadela měl zdroj vzplanutí rozměr menší než 5 000 km. V prosinci 1972 pozorovali W. Truhof aj. vzplanutí na polární družici 1972-076B. K pozorování bylo použito germaniového spektrometru ochlazeného na 130 K.

První takto podchlazený detektor pracoval na družici po dobu sedmi měsíců a měřil energetické pásmo 0,05 ÷ 2,5 MeV, kdežto patrolní družice Vela pracují jen v pásmu 150 a 300 keV. Díky tomu se podařilo poprvé ukázat, že před vlastním vzplanutím se objevují mikrovýbuchy v intervalu asi 60 ms. Jejich spektrum je energeticky tvrdší a po výbuchu „změkne“. Při vzplanutí bylo pozorováno řádově deset takových předchůdců. Odtud plyne i maximální rozměr zdroje 18 000 km. Spektrum vzplanutí gama je pravděpodobně tepelné.

J. B. Grindlay aj. z Harvardovy observatoře se pokusili o optickou identifikaci katalogizovaných vzplanutí gama. Použili k tomu materiálu fotografické prérijní sítě pro sledování jasných bolidů. Bohužel se podařilo nalézt jediný případ, kdy současně se vzplanutím pracovaly aspoň některé kamery sítě, a na snímcích není patrný žádný optický úkaz. Jelikož mezní hvězdná velikost je pro snímky prérijní sítě kolem 6 mag, plyne odtud minimální nepoměr mezi rentgenovým a optickým zábleskem větší než dva řády. To by vyvracelo eruptivní povahu jevu, ale z jednoho ne-pozorování lze sotva činit definitivní závěry. E. A. Karická právě naopak soudí, že zdroji vzplanutí gama jsou eruptivní trpaslíci a speciálně Proxima Centauri.

K. Brecher a P. Morrison tvrdí, že rozložení vzplanutí je na obloze izotropní, jen s nepatrnou převahou ve směru ke galaktickému anticentru. Složitá struktura vzplanutí s časovým rozlišením menším než zlomky sekundy ukazuje, že maximální rozměry zdrojů nepřevyšují 10⁵ km. Vše tedy naznačuje, že zdrojem vzplanutí jsou hvězdy vzdálené 10 ÷ 100 pc od Slunce.

J. Grindlay a G. Fazio dále propracovali svou hypotézu, že zdrojem vzplanutí gama jsou železná zrnka o průměru kolem 1 mm, vyvrhovaná pulzary, jež se relativistickými rychlostmi blíží k Zemi. Ve vzdálenosti řádu 100 AU se rozpadají a rozptylují sluneční fotony na částice gama procesem fluorescence. Na prosincové konferenci v texaském Dallasu nostalgicky poznamenal jeden z účastníků, že teorií k vysvětlení vzplanutí gama je více než samotných pozorovaných úkazů.

Není se ostatně co divit, vždyť astronomie gama je doslova v plenkách. První uveřejněná pozorování gama pocházejí z r. 1972, kdy byly pomocí družice OSO-3 zjištěny fotony s energiemi nad 100 MeV. S první předpovědí výskytu spektrálních emisí v oboru gama přišli loni D. D. Clayton a F. Hoyle. Jestliže chladná sekundární složka těsné dvojhvězdy předává hmotu na bílého trpaslíka, dojde na dně takto vzniklého obalu k termonukleární reakci v podobě uhlíko-dusíkového řetězce. Inverzní beta rozpad a anihilace částic vede k uvolnění značné energie, jež vede k odvržení plynného obalu o hmotnosti 10^-4 M_O a rychlosti kolem 10³ km/s. To je podle autorů výbuch novy a současně i možnost, jak sledovat anihilační spektrální emise v oboru gama.

Několik astronomických pozorování souvisí úzce se základními problémy fyziky. Při průletu sondy Pioneer 6 v zákrytu za Sluncem byl pozorován anomální červený posuv frekvencí o 155 Hz. Patrně jej lze vysvětlit jako interakci fotonů s lehkými neutrálními bosony, které Slunce vysílá. Možná, že jde o zcela obecný jev, kterým by šlo objasnit i další problémy kolem nadbytečných červených posuvů.

Když se šíří nízkofrekvenční vlny v elektricky vodivém prostředí (v meziplanetárním prostoru jde o tzv. Alfvénovy vlny), lze určit Alfvénovu rychlost, a to pomocí kosmických sond. Z toho lze odvodit horní mez pro klidovou hmotnost fotonu, a to 1,3.10^-48 g. Podobně ostré meze nalezli Williams aj. pomocí studia magnetického pole Galaxie.

V souvislosti s paleomagnetickými údaji o změnách zemského magnetického pole se hovořilo o možném mutagenním účinku kosmického záření v období, kdy byla Země bez magnetického pole. Poslední výpočty naznačují, že mutagenní účinek je zanedbatelný – může však docházet k výrazným změnám klimatu.

T. S. Mart aj. z Kalifornské univerzity hledali oscilace v pásmu 0,1 ÷ 125 Hz, které by mohly vznikat v zemské kůře vlivem gravitačních vln přicházejících z pulzarů. Na záznamech ze dvou kalifornských mikroseizmografů hledali periodicity v mikroseizmech, odpovídající periodám 81 známých pulzarů. Ačkoliv citlivost metody dovoluje určit oscilace s amplitudou 0,01 ÷ 0,00001 nm, nebyly nalezeny žádné korelace.

W. H. Beasley a B. A. Tinsleyová rozbírali hypotézu Jacksona a Ryana, že Tunguzský meteorit byla srážka Země s černou dírou. Domněnku vyvracejí známá pozorovací fakta. Infrazvukové vlny se šířily pouze ze Sibiře, a nikoli ze severního Atlantiku. Následující jasné noci svědčily o srážce s materiálem chvostu komety. Jádro komety, s nímž jsme se fakticky srazili, patřilo k poréznímu typu meteoritů, a v tom je celá „záhada“ neexistence solidního kráteru.

Zbrusu novou záhadu však přináší podrobné studium zpomalování zemské rotace. Z teorie slapového tření vyplývá zpomalení rotace o 0,002 s za století. Ztracený moment hybnosti Země by měl získat Měsíc, jenž by se měl takto vzdalovat od Země o 30 mm za rok. Ve skutečnosti však měříme jen poloviční hodnotu zpomalování (pomocí atomových hodin). Tento úkaz lze v principu nezávisle ověřovat několika dalšími metodami. Díky měsíčním retroreflektorům můžeme už za několik let zjistit přímo, zda a jak se Měsíc od Země vzdaluje. S velkou přesností se dají měřit radarově i vzdálenosti planet. Východiskem z našich potíží by totiž mohla být Diracova hypotéza z r. 1937 o poklesu gravitační konstanty s časem. Jestliže konstanta klesá o stomiliontinu procenta ročně, pak se dají pozorované rozpory vysvětlit. Putování kontinentů by pak bylo důsledkem sekulárního rozšiřování Země. Jev by se dal též odlišit srovnáním efemeridového a atomového času. V efemeridovém čase se totiž vliv proměnné gravitační konstanty neobjeví, kdežto při měření atomového času ho zpozorujeme. Daň, kterou bychom za tento objev zaplatili, je ovšem nemalá: obecná teorie relativity by se stala speciálním případem nějaké obecnější gravitační teorie.

D. L. Turcotte aj. z Cornellovy univerzity se zabývali změnami dráhy Měsíce v souvislosti se vznikem života na Zemi. Studiem délky pozemského dne na fosilních korálech zjistili, že před 400 miliony let měl rok asi 400 dní. Jelikož disipace slapové energie je nepřímo úměrná 6. mocnině vzdálenosti, lze odtud extrapolovat, že před 2,85 miliardami let byl Měsíc v dotyku se Zemí. To znamenalo údajně katastrofální převrat ve fyzikálních podmínkách na Zemi. Velké slapy vedly k vypaření oceánů a povzbuzení vulkanické činnosti. Jelikož zhruba z téže doby pocházejí nejstarší známky života na Zemi, soudí autoři, že mezi oběma událostmi byl příčinný vztah, tj. že blízkost Měsíce ovlivnila rozvoj života na Zemi.

Pokud by se tato bizarní domněnka potvrdila, ovlivnila by i naše názory na výskyt života mimo sluneční soustavu a na dorozumění s cizími civilizacemi. B. M. Oliver zkoumal některé astrofyzikální otázky v souvislosti s mezihvězdnou komunikací. Pokud při vzniku hvězdy neměl kondenzující plyn příliš malý moment hybnosti, vytvořil se kolem mateřského tělesa nutně planetární systém, a tedy i tělesa s podobným vývojem jako naše Země. Pak lze odhadnout, že musíme zkoumat řádově 10⁴ hvězd, abychom nalezli obydlenou planetu. Vypuštění jediné fotonové rakety by vyžadovalo tolik energie, kolik naše civilizace spotřebuje pro všechny účely za sto tisíc let! Proto se zdá být mezihvězdné létání neekonomickou utopií. O něco větší naději má hledání projevů hvězdného inženýrství à la Dysonovy sféry, ale ani tu si nejsme příliš jisti, co a kde hledat. Proto je stále nejnadějnější metodou rádiová komunikace. V rámci uvažovaného projektu Cyclops by se měla postupně vybudovat obří superanténa o plošné výměře řádu 10 km². Anténou bychom sledovali hvězdy spektrálních typů F, G a K a postupné zdokonalování antény by umožnilo pronikat stále hlouběji do kosmu. Předpokládá se, že prvky antény by byly 100m paraboloidy a že výstavba zařízení by trvala 20 let při úhrnném nákladu 10 miliard dolarů. Celkové trvání projektu Cyclops lze odhadnout na stovky let. Jelikož vrcholná citlivost antény by činila 2 fotony za sekundu na čtvereční kilometr, mělo by toto zařízení revoluční význam i pro „čistou“ radioastronomii.

S. von Hoerner rozebíral klasickou otázku, proč se cizí civilizace neprojevují nijak nápadně samy. Příčiny jsou čtyři. Statisticky jde o vzácné jevy, takže jinými slovy máme prostě smůlu, že v našem okolí žádná civilizace vskutku není. Dále je myslitelné, že během vývoje civilizace je technická éra pouhou epizodou, anebo že rozvoj vědy a techniky působí nezvládnutelné krize. Konečně je možné, že projevy civilizací (signály) prostě nechápeme. K tomu dodává B. Lovell, že značná část trpasličích hvězd v Galaxii jeví bouřlivou eruptivní aktivitu, a to zrovna není ten nejpříznivější impulz pro vývoj složitých organismů. Známý radioastronom F. Drake se nakonec sarkasticky ptá: „Je vůbec na Zemi inteligentní život?“

S malou, ale naší aktivitou, již bychom mohli zahrnout již do hvězdného inženýrství, přichází G. J. O´Neil z Princetonu. Tvrdí, že pro kolonizaci kosmického prostoru by se mělo s výhodou využít možností, jež skýtají Lagrangeovy body v soustavě Země-Měsíc. Jak známo, těleso dopravené s malou rychlostí do těchto bodů osciluje v jejich okolí po neomezeně dlouhou dobu. Autor soudí, že by nebylo problémem vytvořit kosmickou kolonii v bodě L₅ zhruba pro 10⁴ obyvatel. Využitím sluneční energie a dopravou surovin z Měsíce by tito kosmičtí pionýři byli s to vybudovat během 30 let kolonii pro 10⁵ až 10⁷ lidí. Život v Lagrangeových bodech by měl oproti pozemskému řadu výhod: zaručené trvalé sluneční záření, řízené počasí, čistý vzduch, ba i přiměřená zdánlivá gravitace. Kdyby se s kolonizací započalo kolem r. 2020, pak podle odhadu autora by již za 90 let poté byla kosmická populace „přízemně pozemská“. Přitom autor vychází z hypotézy, že populační explozi na Zemi se podaří zastavit kolem r. 2040. O tomto vskutku exotickém nápadu, poprvé zveřejněném v květnu 1974, se nyní rozbíhá vzrušená a zajímavá debata.

Z říše fantazie se nyní sneseme zpět ke všednostem přístrojové techniky. Ostatně právě nové přístroje a metody zpracování jsou nezbytným předpokladem pro objevy i teorie zítřka. Začneme s parametry předloni instalovaného čtyřmetrového reflektoru na Kitt Peaku. Stavba trvala 12 let a náklady dosáhly 10 milionů dolarů. Broušení primárního zrcadla zabralo 3 roky. Disk z taveného křemene má tloušťku 0,6 m a váží 15 tun. Užitečné pole primárního ohniska je 50′ při světelnosti 1 : 2,7. Loni bylo dokončeno i Cassegrainovo ohnisko a ve výstavbě je ohnisko coudé.

Od 3. září 1973 je v chodu 1,2m Schmidtova komora v Siding Spring v Austrálii, vybudovaná nákladem skoro milion liber. Hlavním úkolem přístroje je rozšířit palomarskou přehlídku na jižní oblohu. Přehlídka se dostane o celé 2 mag dále než přehlídka severní – za tento dramatický zisk vděčíme pokroku ve výrobě speciálních astronomických emulzí v posledních dvaceti letech. Pro „rychlou přehlídku“ byla zvolena emulze IIaJ, promývaná před expozicí kapalným dusíkem, čímž se při hodinové expozici dosáhne mezní hvězdné velikosti 23 mag. Emulze IIaO dosahuje „jen“ 21,5 mag za 40 min.

Obří 3,9m teleskop byl v Siding Spring uveden do chodu 16. 10. 1974 za účasti prince Waleského. Prvním ředitelem této nyní největší hvězdárny na jižní polokouli se stal E. J. Wampler z Lickovy observatoře. Testy přístroje byly ukončeny v prosinci 1974 a od ledna 1975 počal pravidelný provoz. V současné době budují Australané aparaturu pro astronomickou geodézii, využívající měsíčních retroreflektorů. Stanice se nachází v místě Orroral Valley ve výši 1 392 m n. m., 72 km od Canberry na 148°56′ východní délky. K vysílání a příjmu laserových impulzů se bude užívat 1,5m reflektoru a rubínového laseru s výkonem 1 GW. Pulzy mají délku 2 ÷ 3 ns a výkon 2 ÷ 3 J v čáře 694,3 nm. Divergence svazku dosahuje 2′ a pulzy lze opakovat každých 5 s. Odrazy bude možné pozorovat i ve dne a na neosvětlené straně Měsíce. K dosavadním třem laserovým stanicím (McDonald, Texas Mt. Lemmon, Arizona a Mt. Haleakala, Havaj) přibude tudíž polohou neobyčejně cenná stanice na jižní polokouli.

V Sovětském svazu bylo instalováno zrcadlo šestimetrového reflektoru na observatoři Zelenčukskaja, takže je naděje, že během letošního roku bude tento největší optický obr dokončen. Zároveň je zřejmé, že budoucí vývoj cestou zvětšování průměrů primárního zrcadla je uzavřen. Svědčí o tom i úspěšně pokračující projekt vícezrcadlového teleskopu MMT. Dalekohled bude mít šest složek se zrcadly o průměru 1,8 m a pointerem uprostřed o průměru 0,7 m. Tím se docílí téže sběrné plochy jako jediným zrcadlem o průměru 4,4 m. Vybroušeno však bude celkem 7 zrcadel, tak aby bylo možné beze ztrát pozorovacího času jednotlivá zrcadla hliníkovat nebo přelešťovat.

Stále větší pozornost se věnuje též výzkumu optimálních podmínek pro optická pozorování. Pro velké stroje jsou jasně nejlepší osamělé hory na ostrovech uprostřed oceánu. Z tohoto hlediska je pro optickou astronomii zaslíbenou zemí Havaj, kde se v současné době buduje infračervený teleskop o průměru 3,8 m, jenž má být v chodu již r. 1977. Také francouzsko-kanadský 3,6m dalekohled bude postaven na Havajských ostrovech pod vrcholem sopky Mauna Kea ve výšce 4 200 m n. m.

Zatímco u pozemských dalekohledů hovoříme o plánech, konstrukci a uvedení do provozu, pro kosmické stanice je případnější hodnotit jejich práci poté, co aparatura přestala vysílat, či když družice zanikla. A tak aspoň několik poznámek o uzavřené činnosti družice OSO-7, jež pracovala od září 1971 do července 1974 a uskutečnila skoro 16 000 obletů Země. Družice byla určena pro výzkum Slunce, avšak zasáhla podstatně i do dalších astronomických disciplín. Pomocí družice byly objeveny čáry záření gama ve slunečních erupcích, rychlé změny v bílé koróně a chladné koronální oblasti nad slunečními póly. Družice však sledovala i rentgenové zdroje Her X 1 a SMC X 1 a objevila intenzivní přechodný zdroj Cen X-4 a další tři zdroje rentgenového záření.

Automatizace a moderní elektronika zasahují stále výrazněji i do pozemních pozorování. Uvádí se, že elektronická aparatura za 300 000 dolarů dokáže zdvojnásobit výkon čtyřmetrového dalekohledu za 10 milionů dolarů. Zatímco fotografická deska dosahuje kvantové účinnosti menší než 1 %, fotonásobiče mají účinnost až 30 % a televizní snímací elektronky ( vidikony) až 90 %. Podstatou vidikonů jsou speciální fotokatody, odkud jsou vyražené elektrony vedeny magnetickým polem fokusační cívky na vhodné stínítko opatřené fosforem, který vytváří vlastní obraz. Obraz se sejme elektronovým paprskem na magnetickou pásku nebo přímo do počítače. Při pokusech u pětimetrového dalekohledu se používá křemíkových vidikonů, které jsou účinné i v blízké infračervené oblasti. Celá aparatura má hmotnost pouhých 55 kg. Tím se fakticky z 5m reflektoru stává 50m teleskop! Už z těchto údajů je zřejmé, že se vlastně chystá další zvrat v technice optické astronomie.

Podobně se zlepšují i metody zpracování měření. Luyten zkonstruoval přístroj pro automatické měření vlastních pohybů. Užívá ho ke zpracování snímků z palomarské Schmidtovy komory. Přístroj byl postaven z prostředků NASA firmou CDC. Jako snímky první epochy sloužily originály z palomarské přehlídky z let 1949–1958, zobrazující na 936 párech desek 77 % oblohy severně od –33° deklinace. V letech 1962 až 1971 Luyten během 150 nocí postupně zopakoval všechny červené snímky, čímž dostal desky pro druhou epochu. Prohlídka jednoho páru desek na blinkmikroskopu by zabrala 30 ÷ 40 h, čímž se v průměru nalezne 200 hvězd s velkými vlastními pohyby. Jejich proměřování pak zabere dalších 200 h, a konečně zpracování vyžaduje ještě 50 až 100 h. Úhrnem jde asi o 300 h na jeden pár desek, tedy asi 125 pracovních let pro školeného odborníka. Naproti tomu automatický přístroj zvládne tutéž práci pro jednu dvojici desek za 2,5 h a dalších 45 minut zaberou výpočty na počítači CDC 6600. Výsledkem výpočtů jsou pravoúhlé souřadnice objektu, průměr obrazu hvězdy na desce s přesností ±1 μm a ekvatoreální souřadnice na ±0,1^S, případně ±1″. Celá práce se tím zrychlila asi o dva řády a Luytenovi se tak podařilo objevit 5 000 nových bílých trpaslíků (dosud jich bylo známo něco kolem 200) a 3 000 hvězd s malou svítivostí. Už z těchto údajů je patrné, jak pronikavě se astronomie mění.

Pro měření průměrů hvězd vyzkoušeli D. G. Currie aj. z Marylandské univerzity metody amplitudové interferometrie, která je založena na sledování atmosférických fluktuací záření hvězdy. Metoda byla použita pro měření čtyř obrů a dává výsledky v dobrém souhlase s klasickou interferometrií Michelsona a Pease z let 1921–31 (Mt. Wilson). Je to již čtvrtá interferometrická metoda vyvinutá v poslední době, po intenzitní interferometrii Hanbury Browna, skvrnkové interferometrii Labyerieho a metodě fotoelektricky sledovaných zákrytů hvězd Měsícem.

R. Griffin a J. Gunn vyzkoušeli spektrometr s kovovou maskou na Haleově 5m dalekohledu. Pro hvězdy do 10 mag dosáhli přesnosti v určení radiální rychlosti ±0,1 km/s. Podobný přístroj u 1,8m teleskopu Radcliffské observatoře dává za 3 minuty měření pro hvězdy 8 mag přesnost ±3 km/s.

J. Ehman aj. uveřejnili 6. pokračování Ohijského katalogu rádiových zdrojů. Přehlídka je označena písmenem O, druhé písmeno udává hodinu rektascenze (B = 1^h, C = 2^h … Z = 23 ^h). K přehlídce se užívá obdélníkového radioteleskopu o rozměrech 110 x 21 m na frekvenci 1 415 MHz. Dosud zveřejněné části katalogu obsahují celkem 17 110 zdrojů s tokem větším než 0,18 Jy. Zatím je zpracováno 7,70 steradiánů oblohy. Jde o přehlídku, jež zahrnuje nejslabší známé rádiové zdroje. Svědčí o tom i okolnost, že dva kvasary s největším červeným posuvem (OH 471 a OQ 172) jsou známy právě díky ohijskému katalogu.

Kvasary s úhlovým průměrem menším než 0,01″ jsou vhodnými referenčními body pro zcela prozaická, avšak velmi přesná geodetická měření. Rádiová interferometrie na mezikontinentálních základnách umožňuje pak totiž odvodit vzdálenosti radioteleskopů s centimetrovou přesností. Při čtyřech radioteleskopech opatřených atomovými hodinami a videomagnetofony lze na vzdálenost do 100 km docílit dokonce milimetrové přesnosti. Ve slavné Jet Propulsion Laboratory byl proto připraven projekt Aries, jenž měří vzájemné polohy dvou 9m radioteleskopů v Pasadeně a v Goldstone v Kalifornii. Měření poloh kvasarů lze převést na určení trojrozměrně okótovaných poloh radioteleskopů s přesností na centimetry. Jelikož se radioteleskopy nacházejí po obou stranách známého zlomu San Andreas, jenž je odpovědný za většinu velkých kalifornských zemětřesení, doufají radioastronomové, že budou schopni předpovědět příští katastrofu. Soudí se totiž, že blížící se zemětřesení se projeví většími změnami v poloze radioteleskopů. A tak se kvasary, dosud udivující spíše astronomicky vzdělanou veřejnost, mohou stát životně důležitými prvky budoucí varovné seizmologické služby.

Na závěr připojuji obvyklou společenskou rubriku. Událostí roku bylo pochopitelně udělení Nobelovy ceny za fyziku radioastronomům M. Ryleovi a A. Hewishovi. Sir Martin Ryle je autorem úspěšného systému aperturní syntézy, kdy jeden obří radioteleskop je do značné míry ekvivalentně nahrazen soustavou vhodně rozmístěných a pohyblivých antén. Díky tomu pak můžeme na krátký čas imitovat velkou část apertury. Využitím zemské rotace a posouváním jednotlivých složek antény vůči sobě tak lze získat podrobné mapy rozložení rádiových zdrojů s rozlišovací schopností odpovídající pomyslné obří apertuře. Tak například poměrně řídce rozmístěné antény v pětikilometrovém úseku v Cambridge jsou ekvivalentní technicky neuskutečnitelnému paraboloidu o průměru 5 km.

Anthony Hewish objevil roku 1964 meziplanetární scintilaci bodových rádiových zdrojů. Na základě toho obdržel 17 000 liber ke stavbě speciální antény pro studium scintilace. Přístroj se skládá z 2 000 dipólů rozmístěných na ploše 34 ha. Byla to snad jedna z nejúčelnějších (a vlastně velmi malých) investic v krátkých dějinách radioastronomie, neboť již za necelé dva měsíce po uvedení aparatury do provozu byly její pomocí objeveny pulzary. Hned v prvním sdělení z března 1968 odhadl A. Hewish, že pulzary jsou vlastně rotující neutronové hvězdy, což se dnes všeobecně potvrzuje. Je vlastně otázka, proč byly pulzary objeveny až tak nedávno. K objevu, jak dnes víme, však bylo zapotřebí zkombinovat tři zásady, a to právě nikdo před Hewishem nezkusil: přístroj musel mít velkou sběrnou plochu, aby byl dostatečně citlivý, musel mít zabezpečenu rychlou registraci šumu řádu zlomků sekund a musel pracovat v metrovém pásmu. V té době však radioastronomové směřovali spíše k integračním aparaturám s delší časovou konstantou a ke stále vyšším frekvencím.

Když už jsme začali s Velkou Británií, chvíli tam ještě zůstaneme. Prof. M. J. Rees dostal katedru uprázdněnou odchodem Sira F. Hoylea do USA a Královská observatoř v Herstmonceux má nového ředitele dr. A. Huntera. Designovaným ředitelem je však teprve jednačtyřicetiletý prof. F. G. Smith. Prof. V. C. Reddish byl jmenován Královským skotským astronomem, čímž se též stal odpovědným za provoz Schmidtovy komory v Austrálii. Zlatou medaili královské astronomické společnosti dostal L. Biermann, známý svými pracemi v magnetohydrodynamice, a Herschelovu medaili obdržel prof. P. Wild, objevitel prvních tří typů slunečních rádiových bouří.

Radcliffský 1,8m reflektor se stěhuje do Sutherlandu a ředitel tamější observatoře dr. Thackeray odchází do Kapského města. Tím končí bohatá, ale i pohnutá historie jedné z nejvýznamnějších observatoří na jižní polokouli.

Další rezignaci oznámila NASA. Astronaut E. Gibson odchází do civilního výzkumu, neboť se chce více věnovat zpracování unikátního pozorovacího materiálu o Slunci ze Skylabu.

V únoru 1974 ztratila světová astronomie své dva čelné představitele. Dne 8. února zemřel prof. F. Zwicky ve věku 75 let a 23. února prof. G. van Biesbroeck ve věku 94 let.

Pokrok kosmonautiky si vynutil zdokonalení názvosloví pro planetární útvary. Mezinárodní astronomická unie na to reagovala zřízením komise pro nomenklaturu sluneční soustavy, jejímž předsedou se stal Kanaďan P. Millman. Subkomisi pro Měsíc vede D. Menzel, pro Merkur D. Morrison, pro Venuši G. Pettengill, pro Mars B. Smith a pro Jupiter T. Owen.

Publikační exploze se projevila založením nového vědeckého časopisu Bulletin of the Astronomical Society of India (což jistě s úlevou přivítali ustaraní redaktoři našeho BAC, kam dosud Indové posílali značnou část svých prací).

Naše astronomická obec oslavovala na sklonku loňského roku hned několik jubileí (20 let Astronomického ústavu ČSAV, 75 let ondřejovské hvězdárny, 250 let klementinské observatoře), přičemž Astronomický ústav ČSAV obdržel Řád práce. V březnu pak byla v kopuli dvoumetrového dalekohledu v Ondřejově odhalena Koperníkova busta jako dar polského předsedy Státní rady prezidentu naší republiky. V říjnu přivítali pracovníci Astronomických ústavů ČSAV a SAV astronauta čs. původu E. Cernana a na samém konci roku došlo k další pozoruhodné události. Dosavadní ředitel Astronomického ústavu ČSAV, člen-korespondent Luboš Perek byl jmenován vedoucím oddělení pro kosmický výzkum politického výboru úřadu generálního tajemníka OSN. Je to poprvé, kdy profesionální astronom a významný funkcionář vědeckých unií zastává toto odborně diplomatické místo.

Je to rovněž poprvé, kdy se náš přehled rozrostl na pět pokračování, takže kromě obdivu k astronomii, jež se tak utěšeně rozvíjí, je třeba obdivovat i čtenáře, kteří zvládli celý maraton. Přitom prognóza astronomické sklizně 1975 je nanejvýš optimistická: v prvních měsících letošního roku přibývá pisateli výpisků asi dvojnásobným tempem v porovnání s loňskem. A tak se referování o novinkách v astronomii rychle přibližuje ideálu, který lze vystihnout podobenstvím o slavném mostu přes Zlatou bránu v San Francisku. Most je tak dlouhý, že městská správa trvale zaměstnává natěrače, kteří jej průběžně natírají. Když dojdou na konec, musí ihned začít znovu, neboť druhá strana mostu je už zase oprýskaná a ohrožená korozí. V podobné situaci jsme všichni, kdo se snažíme udržet krok s rozvojem astronomie. Je to sice namáhavé a stojí nás to hodně času, ale řekněte sami – není to příjemný pocit?

Žeň objevů – rok 1975

Význačný astrofyzik a historik astronomie prof. Owen Gingerich nedávno poznamenal, že podle jeho mínění spočívá pokrok astronomie z 90 % v nových pozorováních a pouze z 10 % v nových teoriích. Když se probíráme minulými částmi našeho živelně vzniknuvšího seriálu, nejspíš mu musíme dát za pravdu. Zatímco pozorování přetrvávají a rozmnožují poklad našich astronomických vědomostí, teorie přicházejí, oslňují a zase zapadají v propadlišti zapomnění, odevzdány pietní péči historiků vědy. Přesto však budeme v letošním přehledu věnovat teoriím více než 10 % plochy článku, jež by jim po právu příslušela. Snad je v tom trochu naivní touhy, aby hezké teorie přežily, a snad i vědomí, že samotné pozorovací skutečnosti nabývají na zajímavosti teprve tehdy, když zapadají do obecnějšího schématu, do fundamentálních koncepcí o vesmíru a jeho vývoji.

Proto náš přehled započneme u Měsíce – tělesa, jež je tak blízko, že už málem ani nepatří mezi předměty astronomického zkoumání. Výzkum Měsíce nesmírně pokročil díky kvalitativní změně v opatřování pozorovacích údajů. Souběžně s tím se radikálně proměnily jak teorie vzniku a vývoje Měsíce, tak i celkové názory na formování sluneční soustavy.

Od r. 1958 zkoumalo Měsíc přes 50 umělých družic a kosmických sond. Bylo získáno přes 20 000 fotografií, astronauti urazili 100 km po měsíčním povrchu a nasbírali 400 kg vzorků hornin. Dosud je zpracováno asi 10 % materiálu. Pokračuje laserové měření vzdálenosti Měsíce a přijímáme údaje měsíčních seizmometrů.

Odtud se zdá nejpravděpodobnější, že Měsíc vznikl před 4,6 miliardami let akrecí. Nejprve se poměrně rychle vytvořilo těleso o poloměru 0,8 poloměru dnešního Měsíce. Během prvních 200 milionů let se Měsíc přetavil a chemicky diferencoval. Kůra tlustá až 100 km byla roztavená a intenzivně bombardovaná planetesimálami, resp. meteority. Intenzivní bombardování ustalo dosti náhle před 3,9 miliardami let. V té době vznikaly kruhové pánve, jež se během dalších 600 milionů let naplnily vulkanickými bazalty. Dnes na těch místech pozorujeme kladné gravitační odchylky – mascony. Tehdy také vznikly známé impaktní krátery, jako Koperník a Tycho. V době před 3,2 miliardami let kůra Měsíce natolik utuhla, že další rozlévání lávy skončilo. Měsíční moře mají průměrné stáří 3,2 ÷ 3,7 miliard let, a jsou tedy asi o miliardu let mladší než pevnina. Svrchní vrstvy Měsíce obsahují sloučeniny hliníku, zatímco plášť je tvořen zejména železem a hořčíkem. Olovo prakticky chybí a síry je velmi málo. Tím vším se Měsíc chemicky odlišuje od naší Země, a to působí i značné komplikace při výkladu původu Měsíce. Povrchová hustota měsíčních hornin je 3 340 kg/m³ a zpočátku s hloubkou nestoupá. První nespojitost, zjištěná seizmicky, je v hloubce 60 km. Druhá nespojitost, na hranici pláště a jádra, je v hloubce 1 000 km.

Hypotézy o vzniku Měsíce lze symbolicky rozdělit do tří skupin: Měsíc je synem, bratrem či manželem Země. Žádná z hypotéz nebyla dosud přesvědčivě vyvrácena, ale naopak každá se setkává s vážnými problémy. Synovská hypotéza tvrdí, že Měsíc se zrodil ze Země. D. U. Wise předpokládá původně velmi rychlou rotaci Země, na hranici stability (2,6 hodiny). Jakmile se Země rozdělila na husté jádro a lehčí plášť, odtrhl se materiál potřebný k vytvoření Měsíce. A. E. Ringwood soudí, že v době, kdy byla Země žhavá, se „vyvařila“ její atmosféra z kovů a různých oxidů. Měsíc by podle toho vznikl destilací Země. Rychlá rotace Země v minulosti je však nepravděpodobná (i když podle studia fosilních mořských hvězdic skutečně bylo před 500 miliony let v jednom měsíci více dní než dnes), dnešní moment hybnosti soustavy je jen polovinou původního (a neznáme proces, jímž by se soustava tak velkého momentu hybnosti zbavila), a konečně je měsíční dráha skloněna k ekliptice, což se rovněž nedá vysvětlit.

Domněnka o Měsíci-bratru Země vychází ze současné akrece obou těles na zemské dráze. Pozdější akrece je obtížná, neboť by patrně Měsíc nestačil tolik vyrůst (ze všech družic planet je Měsíc vůči Zemi relativně nejhmotnější). Domněnka by byla velmi přijatelná, kdyby nebylo nápadného rozdílu v chemickém složení obou těles. Druhou potíží je nepřítomnost velkých družic u okolních (terestrických) planet. Dá se sice ukázat, že družice Merkuru a Venuše by byly patrně zničeny slunečními slapy, ale to neplatí pro Mars. Phobos a Deimos jsou tak malé (elipsoid Phobosu má osy 27, 21 a 19 km a Deimosu 15, 12 a 11 km), že sotva vznikly akrecí.

Tak se zdá být stále nejnadějnější hypotéza o tom, že Měsíc je manželem Země, tj. že se vytvořil jinde a posléze byl Zemí zachycen. Pravděpodobně šlo o dvoustupňový proces, který už před lety postuloval Öpik a nedávno rozpracoval H. E. Mitler. Předpokládá se, že Měsíc se přibližoval k Zemi relativně malou rychlostí do 2,5 km/s, překročil Rocheovu mez a byl roztrhán slapovým působením. Při srážkách se oddělila hustá jádra a opustila sféru zemské přitažlivosti. Z řidších obalů planetesimál, bohatých na křemík, se vytvořil akrecí i srážkami dnešní Měsíc. Nevýhodou hypotézy je, že vyžaduje velké množství velmi speciálních podmínek, takže jejich současné splnění je vysoce nepravděpodobné.

Ze všech planet sluneční soustavy budí stále nejvíce pozornosti Jupiter, kam v letech 1973 a 1974 dospěly sondy Pioneer 10 a 11. Zatímco „Pioneer 10 lechtal draka na ocase, Pioneer 11 mu vletěl přímo do chřtánu“, jak se vyjádřil vědecký komentátor tucsonské konference o této obří planetě, jíž se počátkem r. 1975 zúčastnilo na 200 odborníků. Pioneer 11 se vskutku přiblížil k povrchu na třikrát menší vzdálenost (43 000 km) než Pioneer 10. Za 52 hodin průletu dne 3. prosince 1974 (6 hodin bylo vynecháno pro vysokou rychlost pohybu sondy 174 000 km/h vůči planetě, takže obrázky by byly neostré) pořídila sonda 25 snímků Jupiteru a tří družic.

Pozoruhodné údaje byly získány zejména o magnetosféře planety. Oblouková rázová vlna (rozhraní slunečního větru a magnetopauzy Jupiteru) je ve vzdálenosti 109 poloměrů planety (poloměr = 71 372 km) a vnitřní okraj magnetopauzy ve vzdálenosti 96 poloměrů planety. Magnetická indukce na povrchu planety je asi 4.10^-4 T (10krát větší než indukce na Zemi). Proto má Jupiter mohutné radiační pásy. Vnitřní pás je tvořen vysokoenergetickými elektrony a protony s průměrným počtem částic 15.10¹¹/m²/s a energií protonů nad 3,5 MeV. Vnitřní pás má složitou strukturu, vyvolanou existencí čtyř Galileových družic planety. Magnetosféru Jupiteru vytváří pravděpodobně spíše rychlá rotace planety než sluneční vítr. Jsou z ní vysílány nízkoenergetické elektrony kosmického záření.

V okolí Jupiteru byla pozorována zvýšená koncentrace mikrometeoritů, 170krát vyšší než v okolí Země. Tyto částice jsou i vydatným zdrojem tepla pro atmosféru Jupiteru. Teplota atmosféry v hladině 10⁴ Pa je 108 K, v hladině 10⁵ Pa dokonce 165 K. Atmosféra vytváří díky velkému tepelnému toku silné konvektivní proudění. Jasné zóny na snímcích Jupiteru jsou vzestupné, temné zóny zase sestupné proudy. Původní Lowova měření v infračerveném oboru spektra z r. 1966 naznačovala, že Jupiter vysílá 2,7krát více záření, než od Slunce dostává. Nejnovější měření udávají 1,9násobek slunečního záření. V atmosféře Jupiteru byly zjištěny tyto sloučeniny: metan, čpavek, molekulární vodík, helium, etan (C₂H₂), fosfin (PH₃), voda, kyanovodík (HCN), tetrahydrid germania (GeH₄) a snad i oxidy uhelnatý a uhličitý. V nitru Jupiteru je zřejmě vodík a helium, se stejným poměrným zastoupením jako na Slunci. Centrální teplota se pohybuje v rozmezí 13 ÷ 35 kK a tlak dosahuje 10¹³ Pa. Jelikož k vytváření kovové fáze vodíku je třeba tlaku 2 ÷ 4.10¹¹ Pa, je nitro Jupiteru kovové (hustota 1 300 kg/m³), ale menší kamenné jádro o hmotnosti 10 ÷ 20krát větší, než je hmotnost Země, není vyloučeno. Vodík v Jupiteru má hmotnost 225 M_Z a helium 75 M_Z.

Jupiter má svůj vlastní „planetární systém“, ačkoliv na rozdíl od Slunce a jeho planetární soustavy zde ústřední těleso velmi rychle rotuje. Soudí se, že z počátečního rotujícího oblaku horkého plynu v konvektivní rovnováze se vytvořil zploštělý disk a odtud disipací jednotlivé družice. Teorie dobře vysvětluje, proč střední hustoty družic klesají se vzdáleností od centrálního tělesa. V rané fázi svého vývoje byl Jupiter značně svítivý, takže teplota v jeho okolí byla v prvních 10⁷ letech tak vysoká, že voda nemohla kondenzovat (její kondenzační teplota tam byla 160 K). Jelikož družice vznikly asi během prvních padesáti milionů let, je Io a Europa z těžších hornin, kdežto Ganymed a Callisto převážně z ledu.

Řada autorů se loni pokusila o výpočet vývojové posloupnosti modelů Jupiteru, zcela analogicky, jako je tomu při výpočtech vývoje hvězd. Podle P. Bodenheimera měl původní plynoprachový oblak hustotu 1,5.10^-8 kg/m³, teplotu 50 K a průměr 10³krát větší, než je dnešní průměr Jupiteru. Oblak se smršťoval a již za 100 let dosáhlo mračno termodynamické rovnováhy. Za 10⁵ let dosáhla centrální teplota hodnoty 2 500 K. Svítivost oblaku byla konstantní, 10^-5 L_O. Poté se molekulární vodík v mračnu disocioval a nitro protoplanety se stalo nestabilním. Následoval nový kolaps trvající řádově měsíce, na jehož konci se centrální hustota 500 kg/m³ tělesa rovnala dnešní a teplota v nitru dosáhla zhruba 25 kK. Přitom byla svítivost Jupiteru značná, a to 10^-3 L_O, a poloměr tělesa byl jen několikrát větší než dnešní. Astronomicky vzato, vytvořil se Jupiter vskutku bleskurychle – za pouhých sto tisíc let. Dalších 4,6 miliardy let pokračovalo pomalé smršťování Jupiteru k dnešní hodnotě poloměru, přičemž svítivost je velmi nízká.

Souběžně s vývojovými studiemi, jež se týkají Jupiteru, se rozvíjejí i práce aplikující podobné metody na vznik a vývoj celé sluneční soustavy. Je skoro jisté, že na počátku sluneční soustavy byla plynoprachová mlhovina, analogická známé mlhovině v Orionu. Tvar ani hmotnost mlhoviny však dosud spolehlivě odhadnout neumíme; rovněž tak není příliš jasné, jakou úlohu ve vývoji soustavy měl samotný vznik Slunce. Sovětská škola (Gurevič, Lebedinskij, Safronov) usuzuje, že Slunce se vytvořilo nejdříve a pomohlo tak stabilizovat rotující disk, z nějž vznikaly planety. Naproti tomu američtí autoři (Cameron, Goldreich, Ward) soudí, že zárodky planet vznikly případně i o něco dříve než Protoslunce. Podle jejich představy byla původní mlhovina velmi hmotná – měla hmotnost odpovídající alespoň dvěma M_O.

Sovětští kosmogonové dávají přednost méně hmotné mlhovině s hmotností 1,01 ÷ 1,05 M_O. To má svou výhodu, neboť nejsou problémy s odstraněním přebytečné hmoty ze sluneční soustavy – vždyť dnešní planety dohromady mají hmotnost jen 0,001 M_O. Na druhé straně vzniká otázka, zda tak malá hmota je schopna gravitační kontrakce. Cameron tvrdí, že turbulence v původním mračnu nedovolí kolaps pro hmotnosti menší než 2 M_O. Tato velká hmotnost umožňuje Cameronovi, aby vysvětlil celkem nenásilně, proč je moment hybnosti Slunce daleko menší než moment hybnosti obíhajících těles.

Když člověk pročítá různé úvahy o vývoji sluneční soustavy, začíná mít dojem, že je zcela nemožné, aby taková soustava vůbec vznikla, a kdybychom v ní nežili, našel by pádné argumenty proti možnosti vzniku planetárních systémů vůbec. Je-li totiž mlhovina hmotná, jak tvrdí Cameron, měla by se rozpadnout na dvojhvězdu či vícenásobnou hvězdu (R. Larson), a nikoliv na centrální těleso a drobné zbytky kolem. Jestliže by se přesto podařilo udržet jediné ústřední těleso, pak tytéž výpočty naznačují, že v naší soustavě by mělo být 10 000 (a ne pouhých devět) velkých planet. S vědomím, že řešíme svůj úkol velmi schematicky, přistupme nyní k popisu primitivního scénáře vzniku sluneční soustavy.

Zárodečná mlhovina, jejíž hmotnost raději nespecifikujme, vytvořila tlustý disk o poloměru nějakých 50 AU. Disk byl poměrně neprůhledný pro infračervené záření, takže se v centru zahřál až na 2 200 K, zatímco vnější části disku byly stále chladné. Díky ohřevu se v nitru vypařila všechna prachová zrnka, disk se zploštil a počal rychle rotovat.

Ochlazení rotujícího disku vedlo k novým kondenzacím zrnek. Menší zrnka byla ze soustavy vypuzena působením tlaku záření, zatímco větší zrnka se koncentrovala v oběžné rovině disku. Nestability rozlámaly disk na úlomky, jež se akrecí počaly sdružovat na shluky planetesimál 1. generace o průměru řádově 1 km. Během řádově 10³ let se z nich vytvořily planetesimály 2. generace o typickém průměru 5 km. Další splývání planetesimál je výsledkem gravitačních poruch, které zvýší pravděpodobnost jejich vzájemných srážek. Tak vznikají protoplanety o hmotnosti až 10²² kg (0,1 hmotnosti Měsíce). H. Urey soudí, že část meteoritů je pozůstatkem právě této generace těles. Závěrečná etapa výstavby planet není známa. Víme jen, že trvá minimálně 10⁴ let a maximálně 10⁸ let.

Největším pokrokem posledních let jsou termochemické úvahy o posloupnosti kondenzací planetárního materiálu. Vycházíme zde ze dvou základních předpokladů. Předně se soudí, že mezihvězdný prach se nejprve vypařil a poté znovu kondenzoval, když mlhovina chladla. Za druhé předpokládáme, že každá planeta vznikla z materiálu, jenž kondenzoval v úzkém rozmezí teplot (100 ÷ 300 K), v závislosti na střední vzdálenosti planety od Slunce. Tak např. střední kondenzační teploty činí pro Merkur 1 400 K, pro Venuši 950 K, pro Zemi 650 K a pro Mars 450 K. Výpočty chemického složení pak vycházejí z rovnovážných reakcí mezi plyny a kondenzáty při dané teplotě. Jelikož sluneční mlhovina obsahovala na 400 plynných složek, je to v praxi nesmírně složitý výpočet.

Prakticky se vychází z poměrného zastoupení prvků meteoritů (uhlíkatých chondritů) a odtud obdržíme kondenzační křivky jako funkce teploty a tlaku pro různé kondenzační produkty. Příslušné výpočty byly vykonány na univerzitách v Chicagu a v Arizoně, jakož i na MIT v Cambridgi. Ukazuje se, že vypočtené chemické složení i průměrná hustota terestrických planet je ve velmi dobré shodě s pozorováními. Dokonce lze takto teoreticky zdůvodnit, proč je střední hustota Země o 6 % vyšší než hustota Venuše. Pro obří planety, jako je Jupiter a Saturn, potřebujeme modifikaci uvedeného vysvětlení. Je pravděpodobné, že obě planety mají kamenná jádra, která gravitací zachytila okolní plyn. Kamenné jádro Jupiteru by pak mělo mít až 50 M_Z a Saturnu 30 M_Z.

Řada problémů je i nadále neřešených. Podle Jeanse je minimální hmotnost mlhoviny, která se začne spontánně smršťovat, aspoň 10³ M_O. Abychom dostali sluneční systém, musí se v průběhu kolapsu tento masivní útvar dělit na malé úlomky, ale nevíme jak. Neznáme též důvod, proč existují různé druhy meteoritů (křehké a tvrdé), odkud se vzala tělesa, která způsobila intenzivní bombardování planet a Měsíce, a neznáme ani příčinu, proč se pás planetek nespojil v planetu (či se snad spojil a byl opět rozlámán?). Vůbec nejúžasnějším výsledkem je však bezmála neuvěřitelný fakt, že až na planetky se ony desetitisíce planetesimál spojily v pouhých 40 těles (Slunce, planety a jejich větší družice) dnešní sluneční soustavy. Pokrok v řešení těchto otázek závisí zjevně na shromažďování dalšího pozorovacího materiálu i na stanovení dalších omezujících a okrajových podmínek pro vznik planetární soustavy.

Dosavadní poznatky o vývoji planet shrnuje W. A. Kaula takto:

1. Fáze kondenzace. Z prvotního plynu tuhnou prachová zrnka. Shromažďují se v oběžné rovině mlhovinného disku. Jejich relativní pohyby se poruchami, srážkami i působením tlaku záření utlumí. Zrnka vytvářejí aglomerace o průměru do 100 m.
2. Interakce planetesimál. Ve dvou či více etapách se aglomerace shlukují do planetesimál s průměrem až přes 100 km. Jejich rychlosti se počínají opět lišit, a to díky gravitačním poruchám, zahřívání těles srážkami a slunečním zářením. Přitom se drobné prachové částice působením tlaku záření vymetou z planetární soustavy.
3. Tvorba planet. Gravitačním zachycením se soustava pročistí. Planety se zahřívají meteorickým bombardováním.
4. Prudká konvekce. Uvnitř tělesa dochází ke gravitační stratifikaci materiálů. Železo a těžké prvky klesají do nitra, zdroje radioaktivního tepla vedou k vytváření magmatu, oceány ztrácejí plyn a lehké plyny opouštějí atmosféru planety.
5. Fáze deskové tektoniky. Vzniká litosféra ochlazením povrchu. Zdroje radioaktivního tepla mohutní – kontinentální desky se pohybují po plastickém podloží.
6. Vulkanická fáze. Ohřáté magma prolamuje litosféru – vznikají mohutné sopky.
7. Klidová fáze. Tlustá litosféra uzamkne žhavotekuté magma. Vulkanismus doznívá.

Patrně jedinými nepřeměněnými svědky původního stavu sluneční soustavy, jež můžeme dosud pozorovat, jsou komety. Loňský rok byl požehnaný na objevy komet, jichž bylo nalezeno celkem 17. Nejzajímavější z nich byly komety 1975h (Kobajaši-Berger-Milon) a 1975n (West). První z nich byla v srpnu 1975 až 3,5 mag, a byla tak viditelná i prostým okem.

B. Marsden publikoval katalog kometárních drah, obsahující 964 přiblížení 625 různých komet. Nejranější je kometa Halleyova, pozorovaná již r. 87 př. n. l. (celkem 27 návratů). Bohužel při příštím návratu v únoru 1986 bude nanejvýš 4 mag. Nejčastěji byla pozorována Enckeho kometa, jež má též nejkratší periodu (objev r. 1780, 50 návratů). Nejmenší perihelovou vzdálenost 0,0048 AU měla kometa 1887 I, největší vzdálenost 6,02 AU kometa 1974g. V katalogu je celkem 102 krátkoperiodických, 283 parabolických a 85 hyperbolických kometárních drah.

Velmi zajímavou studii o kometách, chemii mezihvězdného prostoru a vzplanutích gama uveřejnil senior světového kometárního výzkumu prof. F. Whipple. Tvrdí, že těžké prvky, vzniklé nukleogenezí v nitrech hvězd, se koncentrují převážně v kometách, takže mezihvězdný prostor a hvězdy diskové populace nemohou být nijak zvlášť obohaceny těžkými prvky. Kdyby komety nevychytávaly těžké prvky, bylo by zastoupení kovů ve hvězdách diskové populace kolem 10 % (ve skutečnosti zastoupení činí jen 2 %). Pak ovšem je hmotnost komet kolem 25 % hmotnosti mezihvězdného plynu. I ve sluneční soustavě mohou komety obsahovat úhrnem přes 10 % M_O, aniž bychom to mohli zjistit astronomickými pozorováními. Do vzdálenosti 40 AU (poloměr dráhy Pluta) je podle Hamida v kometách obsaženo 0,5 M_Z a do 50 AU dokonce 1,3 M_Z. Poloměr kometárního (Oortova) mraku je asi 67 kAU. Žádná z pozorovaných komet nebyla interstelárního původu – všechny hyperbolické dráhy lze vysvětlit poruchami nebo existencí negravitačních sil. Maximální hmotnost jednotlivé komety činí 10¹⁸ kg a maximální poloměr je kolem 100 km. Hustota kometární látky v mezihvězdném prostoru je pak řádu 10^-22 kg/m³, a tak je vskutku možné, že komety výrazně pozměňují chemii mezihvězdné látky.

Roku 1973 přišli M. Harwit a E. Salpeter s myšlenkou, že právě objevená vzplanutí gama jsou projevem srážky komety s mateřskou neutronovou hvězdou. Autoři odhadovali, že kometa o hmotnosti 3.10¹⁴ kg dopadne na neutronovou hvězdu o hmotnosti rovné M_O jednou za 600 let. (Pro srovnání: jedna viditelná kometa dopadne na Slunce v průměru jednou za 300 let). Whipple uvádí dynamické argumenty proti tomuto mechanismu. Při výbuchu supernovy, který předchází vzniku neutronové hvězdy, je patrně oblak komet zničen. Pokud neutronová hvězda opustila dvojhvězdu při takové explozi, pohybuje se značnou prostorovou rychlostí. Je-li rychlost vyšší než 100 km/s, gravitačně vázaný oblak komet ztratí hvězda po cestě. Pro pulzar PSR 1133+06, jenž je příkladem neutronové hvězdy, nalezli Manchester aj. tangenciální rychlost 380 km/s, čímž je existence kometárního oblaku kolem takto rychle se pohybujícího objektu přesvědčivě vyloučena. Také jiní autoři uvedli námitky proti výkladu vzplanutí gama dopadem komet na neutronové hvězdy.

Krinov shrnul údaje o Tunguzské kometě či meteoritu. Těleso mělo hmotnost 10⁹ kg a srazilo se se Zemí rychlostí 28 ÷ 50 km/s dne 30. 8. 1908 v 7h 17min místního času. Souřadnice dopadu jsou +61° šířky a 102° východní délky. V místě dopadu byl zničen les na ploše 1 600 km². Větší pozůstatky tělesa se nenalezly, pouze drobné křemičité kuličky o průměru 80 ÷ 100 μm. Podle odhadu mohlo jít o kometu s absolutní hvězdnou velikostí +12,3 mag. Podmínky viditelnosti byly tudíž velmi nepříznivé – kometa mohla být spatřena dalekohledem z oblastí za severním polárním kruhem několik dní před slunovratem r. 1908. Šest hodin před srážkou mohla mít zdánlivou jasnost +1,4 mag. Patrně šlo o neaktivní těleso (mrtvou kometu) podobnou křehkým bolidům Ceplechovy a McCroskyho klasifikace.

Na závěr části přehledu, jež pojednává o sluneční soustavě, se vraťme k ústřednímu tělesu systému – ke Slunci. Nejpalčivějším problémem sluneční fyziky zdá se být i nadále problém chybějících slunečních neutrin. Experiment R. Davise jr. ve zlatém dole v Jižní Dakotě započal r. 1967. V podzemní nádrži je t. č. 390 000 litrů tetrachloretylenu. Dopadem očekávaného toku slunečních neutrin by se měl v kapalině vytvořit rovnovážný stav s 58 atomy radioaktivního argonu ³⁷Ar. V jednotkách solárního neutrinového toku (SNU) jde o hodnotu 5,6 SNU. Průměrně se detekuje (0,8 ±0,7) SNU. Pouze při 27. pokusu (7. 7.–5. 9. 1972) bylo naměřeno (5,6 ±2,0) SNU. V jiném experimentu, zaměřeném na detekci antineutrin pomocí Čerenkovových čítačů sekundárních pozitronů, byly 4. 1. 1974 zjištěny antineutrinové impulzy s energiemi 20 ÷ 100 MeV v intervalu 3 ms. V té době naměřil Davis (0,9 ±0,9) SNU.

Poněvadž Davisův experiment má klíčový význam pro celou fyziku, konají se další prověrky správné činnosti aparatury. V nádrži byl rozpuštěn čistý plynný ³⁶Ar. Během 22 hodin se podařilo experimentálně detekovat 95 % přimíchaného argonu. Dále bylo do nádrže vneseno (612 ±20) atomů radioaktivního ³⁷Ar. Experimentálně bylo detekováno (650 ±50) atomů. Konečně byla nádrž ostřelována rychlými neutrony z umělého zdroje. Vzniklé atomy radioaktivního argonu byly ve správném množství opět zaregistrovány. Přesto je možné, že v metodě detekce je čertovo kopýtko. K. C. Jacobs soudí, že při dlouhém mezidobí, v němž se izolují radioaktivní atomy při vlastním pokusu (2 až 3 měsíce je nádrž v klidu a pak se promývá heliem), dochází k chemickému zachycení radioaktivního argonu. Jacobs uvažuje o tom, že působením záření gama nastane krátkořetězová polymerace argonu, čímž vzniká tuhý polymer typu teflonu. Pokud může argon tvořit takto stabilní molekuly, pak jej v nádrži po delší době nebudeme detekovat.

Teoretické výklady nesouhlasu experimentu a slunečních modelů termonukleární reakce narážejí stále na principiální nesnáze. F. Hoyle navrhuje chemicky nehomogenní Slunce, s jádrem o hmotnosti 0,3 ÷ 0,5 M_O, obsahujícím kovy ze skupiny železa. Pak vychází neutrinový tok 0,5 SNU.

Snížení toku neutrin předpokladem o rychlé rotaci slunečního nitra je už zcela mimo soutěž. Jednak ani rychlá rotace nesníží dostatečně neutrinový tok, jednak Slunce skoro určitě rotuje rovnoměrně. Dicke a Goldenberg sice r. 1967 naměřili zploštění Slunce (0,096 ±0,013)″, ale jejich výsledek je zřejmě chybný. H. A. Hill a R. T. Stebbins s citlivější aparaturou loni naměřili zploštění jen (0,0184 ±0,0125)″. To je ve výborné shodě s teoreticky odvozenou hodnotou zploštění pro rovnoměrně rotující Slunce: 0,0157″.

Na základě snímků ze stanice Skylab, pořízených v ultrafialovém oboru spektra, byly zjištěny obří spikule ve sluneční atmosféře. Oproti normálním spikulím jsou vyšší, širší a trvají déle. Vyskytují se v koronálních dírách poblíž pólů a byly pozorovány ve světle čar He II (30,4 nm), C I (133,5 nm), C III (97,7 nm), O IV (55,4 nm) a také v čáře Lyman-α (121,6 nm). Proud plynu vystupuje až do výše 35 000 km a vrací se zpět rychlostí až 140 km/s. Energie jediné makrospikule je řádu 5.10¹⁹ J.

Nedávno zesnulý sovětský astrofyzik S. Pikelněr shrnul údaje o slunečních protuberancích. Jsou to husté a relativně chladné masy plynů o délce (1 ÷ 2).10⁵ km a tloušťce (5 ÷ 10).10³ km. Dosahují výšky 20 000 ÷ 40 000 km nad povrchem Slunce a mají teplotu 5 ÷ 10 kK. Protuberance jsou zavěšeny na vrcholech oblouků magnetických siločar a svou vahou siločáry prohýbají. Jediná protuberance má hmotnost jen o řád nižší, než je hmotnost celé koróny. V protuberancích je indukce magnetického pole (10 ÷ 20).10^-4 T. Příčinou vytažení plynu z chromosféry je tepelná nestabilita koróny. Čím větší je hustota plynu v protuberanci, tím více se vyzáří energie a zhustek se ochladí. Tím se zmenší tlak v protuberanci a okolní koróna ji dále stlačí. Plazma v prohlubni magnetického oblouku se ohřívá méně než na jeho bocích. Protuberance se tak naplní asi za 24 hodin. Plyn pak difunduje dolů vlivem gravitace. Klidné protuberance se vyhýbají skvrnám, neboť nad nimi je příliš silné magnetické pole. Při erupcích se z nich stávají eruptivní protuberance. Smyčkové protuberance se objevují nad skupinou slunečních skvrn brzo po erupci. Teplota koróny tam totiž dosahuje až 5.10⁶ K. Sluneční vítr zvyšuje po erupci rychlost z obvyklých 320 km/s na 800 ÷ 1 200 km/s. Hlavní rázová vlna letí rychlostí (1 ÷ 4).10³ km/s a zasáhne Zemi asi 36 hodin po erupci. Ještě rychleji se pohybují částice kosmického záření s energií 100 MeV, které k nám dospějí za 1 ÷ 5 h po erupci. Ve vzdálenosti 40 AU klesá rychlost slunečního větru na 100 km/s a ve vzdálenosti 300 AU už jen na pouhých 5 km/s.

Přehled o objektech sluneční soustavy letos uzavřeme kuriozitou, kterou jsme loňský seriál otevírali, tj. neblaze proslulou konstelací planet v r. 1982. Hlavní teze Gribbinovy a Plagemannovy knihy lze shrnout takto:

1. Planety vytvářejí slapy na Slunci nejvíce tehdy, jsou-li seřazeny v přímce.
2. Když jsou největší slapy, je na Slunci nejvíce skvrn.
3. Když je více skvrn, je i více chromosférických erupcí.
4. Po erupcích přichází do zemské atmosféry více korpuskulárního záření.
5. Toto záření vyvolává velké pohyby vzdušných hmot.
6. Tím se ovlivňuje rychlost zemské rotace.
7. Skoky v zemské rotaci povzbuzují seizmickou činnost.
8. Jelikož k takovému přímkovému seřazení dojde v r. 1982, vyvolá to velká zemětřesení, zejména v oblasti Los Angeles v USA.

Tyto teze velmi ostře kritizuje belgický astronom J. Meeus. Především konstatuje, jak už jsme tu vloni upozornili, že v r. 1982 není zvlášť význačná konstelace planet. Nejmenší šířka kužele, v němž se budou toho roku nalézat planety, je 60°. O seřazení se dá hovořit jen u planet Jupiteru, Saturnu, Uranu a Neptunu. Konjunkce Uranu a Neptunu však nastane až r. 1993. Tzv. perioda konstelací 179 let je rovněž chimérická. Vždyť pro slapové působení je lhostejné, zda jsou planety na téže straně od Slunce, či na protilehlých stranách. Právě takové seřazení nastalo 16. ledna 1901, kdy šířka kužele byla pouhých 25°. Je jistě ironií, že toho roku bylo minimum sluneční činnosti. Také 11. října 1804 byla šířka kužele poměrně malá, a to 48°. Přitom však bylo pozorováno mimořádně nízké maximum sluneční činnosti s relativním číslem pouze 50.

Skutečná perioda význačných slapů činí pouze 4 měsíce, neboť sluneční slapy působí zejména Venuše, Země a Jupiter a zčásti Merkur. Označíme-li zemské slapové působení na Slunce za jednotku, pak největší slapy vyvolává Jupiter (2,26), pak Venuše (2,15), Merkur v perihelu (1,89) a Země. Ostatní planety nedosahují ani 11 % zemského slapového působení, a jejich vliv lze tudíž spolehlivě zanedbat. Slapové vzdutí Slunce způsobené Jupiterem přitom dosahuje výšky asi 1 mm. Vliv Venuše na skvrny je zřejmě nulový. Ze sluneční statistiky za léta 1902–1965 vychází průměrné relativní číslo pro horní konjunkci Venuše 55,6 a pro dolní konjunkci 55,2. Také asymetrický výskyt skvrn vůči Zemi se nepotvrdil, když zkoumáme statistiku za dostatečně dlouhé období. Konečně pak korelace mezi velkými erupcemi a zemětřeseními je za období let 1910–1945 pouze (0,035 ±0,048), jinými slovy vůbec neexistuje. A tak navzdory rozruchu, jejž hypotéza o výjimečné konstelaci planet r. 1982 ve veřejnosti způsobila, lze ji už nyní považovat za zcela odepsanou.

Přehled loňských objevů hvězdné astronomie lze sotva začít jinak než shrnutím o úkazu, jenž se na obloze nevidí každý rok – mám tím přirozeně na mysli novu Cygni ( V1500 Cygni), která vzplanula 29. srpna (viz ŘH 12/1975, str. 225). Na severní polokouli byla tak jasná nova vidět naposledy před 41 roky. Shodou okolností se podařilo u novy Cygni opatřit dostatek údajů o průběhu světelné křivky ještě před vlastním objevem, který lze připsat mnoha stům nezávislých pozorovatelů rozsetých po celé zeměkouli. První z nich byl Japonec K. Osada, ale než telegram o objevu dospěl do světového ústředí pro astronomické telegramy v americké Cambridgi a odtamtud zase zpět na světové observatoře, byla nova nezávisle spatřena neuvěřitelně velkým počtem osob. Svědčí to snad i o tom, že obec astronomů amatérů je početná i pozorná. V mnoha případech právě tato nezávislá upozornění na výskyt jasné hvězdy v souhvězdí Labutě umožnila astronomům u velkých dalekohledů, aby pořídili velmi cenná spektra a vykonali další speciální měření v době, kdy nova rychle stoupala k maximu jasnosti. Z archivních snímků i ze snímků Palomarského atlasu vyplývá, že nova byla od konce minulého století až do 10. srpna r. 1975 vždy slabší než 15,5 mag. Na Palomarském atlasu je dokonce slabší než 21 mag v modré oblasti spektra. Ještě 13. srpna 1975 byla podle litevských pozorování Alksneho aj. 17,0 mag. Teprve 25. srpna se zjasnila na 13,5 mag a 29,05 srpna (čas UT) na 8,4 mag. O 3 hodiny později již byla 6,2 mag a za další hodinu 5,1 mag. V čase 29,42 UT byla 3,2 mag a ve 29,81 UT už 2 mag. Vizuální maximum nastalo 30,85 srpna, kdy nova dosáhla 1,8 mag. Poté však její jasnost počala rychle klesat; je to dosud nejrychlejší nova vůbec. Za 4 dny zeslábla o 3 mag a za pouhý týden přestala být prostým okem viditelná. V polovině září byla již 7 mag, 8. října 8 mag a 21. listopadu klesla na 9 mag. Počátkem roku 1976 překročila hranici 10 mag. Přitom se výrazně měnila barva novy z modré přes žlutou až na nápadně červenou. Červenou barvu novy působí mohutná emise v čáře H-α. Kolem 6. září byly objeveny periodické oscilace jasnosti novy s amplitudou až 0,1 mag a periodou přes 6 h. Vysvětlují se většinou jako oběžný pohyb elipsoidální složky dvojhvězdy – zákryty však patrně nenastávají.

Velmi početné jsou i spektroskopické údaje, jež začínají již více než celý den před dosažením maxima jasnosti. Vysokodisperzní spektrogramy pořídili zejména japonští, čeští (J. Horn, F. Žďárský, S. Kříž), britští a francouzští astronomové. Odtud vyplývá, že ve spektru novy zprvu převládalo silné kontinuum, sahající až daleko do ultrafialové oblasti. Přes ně se překládaly zpočátku velmi mělké široké vodíkové emise, svědčící o zrychlující se expanzi plynného obalu. Rychlost rozpínání stoupala z 1 000 km/s až na 3 000 km/s. Po maximu se počaly objevovat i široké absorpce. Zvlášť rychle se spektrum měnilo mezi 3. a 7. zářím. Koncem září se objevilo tzv. orionové spektrum a počátkem října přešla nova do nebulárního stadia s četnými zakázanými čarami kyslíku, dusíku a neonu. Interstelární čáry vápníku a sodíku byly intenzivní a jejich radiální rychlost činí -11 km/s. Z infračervené fotometrie však plyne, že nova není příliš zastíněna mezihvězdnou hmotou. Pravděpodobná vzdálenost novy činí (1,3 ±0,2) kpc. (K výbuchu tedy došlo před čtyřmi tisíciletími.)

Rentgenové záření novy bylo velmi slabé, na prahu citlivosti aparatur na družicích Copernicus a Ariel 5. Zato bylo zjištěno slabé rádiové záření novy koncem září a počátkem října pomocí velkých radioteleskopů v Bonnu a v Green Banku. Na frekvencích 8 ÷ 11 GHz činil rádiový tok 10 ÷ 17 mJy.

Nova Cygni ustavila nové rekordy pro svou třídu. Amplitudou světelných změn minimálně 15 mag a možná i 19 mag připomíná spíše supernovy a rychlostí vývoje je rovněž bez konkurence. Postupné zpracování bohatého materiálu potrvá jistě mnoho let, ale přinese nepochybně mnoho podnětů pro teoretický výklad vzplanutí nových hvězd.

Přehled typických hodnot pro jednotlivé druhy nov podává J. Faulkner:

Přederupční světelné křivky nov zkoumal statisticky E. L. Robinson. Hvězdná velikost novy před výbuchem i po něm je vždy stejná. Dvanáct nov má poměrně kvalitní fotometrii z období růstu jasnosti k maximu. Polovina z nich jevila změny jasnosti již v období 1 ÷ 15 let před vzplanutím. Zdá se, že vzrůst jasnosti novy není tak náhlý a neočekávaný, jak se zprvu soudilo. Například nova V446 Her se před vzplanutím měnila s amplitudou 4 mag. Prenova má zřejmě tři zářivé složky: obě komponenty dvojhvězdy a horkou skvrnu v akrečním disku kolem kompaktní složky, kterou je pravděpodobně bílý trpaslík. Samotné vzplanutí řídí červená složka, jež vyplňuje Rocheovu mez a z níž přetéká hmota do akrečního disku. Materiál akrečního disku bohatý na vodík se pak v místě horké skvrny stane zdrojem termonukleární reakce, což je bezprostřední příčina vzplanutí.

Také výbuchy supernov se stále častěji spojují s existencí dvojhvězd. Sovětský astronom J. G. Chabazin soudí, že exploduje méně hmotná složka dvojhvězdy, zatímco hlavní složka je ranou masivní hvězdou hlavní posloupnosti. Pokud je výbuch symetrický, zůstane dráha dvojhvězdy kruhová. Jestliže se při výbuchu ztratí více než polovina hmotnosti složky, dvojhvězda se rozpadne.

Tomu též odpovídá zjištění Z. Barkata aj., že klasická představa o supernovách jako projevu kolapsu železného jádra pokročilé hvězdy kvantitativně nesouhlasí, neboť náraz kolabující obálky na degenerované neutronové jádro nestačí k odvržení větší části obalu hvězdy. Lepší domněnku vypracovali D. N. Schramm a W. D. Arnett, kteří vyšli z moderních modelů niter velmi hmotných hvězd a ukázali, že při hoření uhlíku a dalších těžších prvků ve slupkách kolem degenerovaného jádra dojde k prudkému růstu vyzařované energie, a tedy k výbuchu supernovy. Významná je přitom úloha neutrin, která při vysokých hustotách v okolí jádra masivní hvězdy mohou interagovat s hmotou a odnášejí s sebou velkou část vnějšího jádra hvězdy. Pozůstatkem po výbuchu je pak známý kompaktní objekt, tj. neutronová hvězda. (Viz též ŘH 9 a 10/1975, str. 169 a 190).

Při výbuchu vznikají s-procesy (zachycováním pomalých neutronů) i r-procesy (zachycováním rychlých neutronů) i prvky těžší než železo. Výbuchy supernov mají tudíž klíčový význam pro chemii mezihvězdného prostředí, neboť pouze tak se mezihvězdný prostor obohacuje o těžké prvky.

Jelikož z takového obohaceného materiálu vzniklo i naše Slunce a sluneční soustava, mělo by chemické složení obalů supernov a třeba meteoritů dobře souhlasit. Pozorování souhlas potvrzují a navíc ukazují, že též chemické složení primárního kosmického záření odpovídá skladbě pláště masivních hvězd (hmotnosti 7 ÷ 70 M_O). Odtud se zdá téměř jisté, že těžká jádra v kosmickém záření byla urychlena převážně při explozích supernov.

Vývojové úvahy o hvězdách velmi dramaticky potvrzuje i pozorování jiného unikátního objektu, a to proměnné hvězdy FG Sge. Je to centrální hvězda malé planetární mlhoviny, která se vytvořila asi před 6 000 lety. Za posledních 80 let se hvězda zjasnila z 13,5 mag na 9,5 mag. Její spektrum se mění doslova před našima očima. Za posledních 20 let urazilo na diagramu H-R úctyhodný úsek od třídy B4 Ia až po současnou třídu F5 Ia a blíží se oblasti nestability na diagramu. To je ve shodě s teorií, že totiž tato fáze hvězdného vývoje probíhá astronomicky vzato bleskurychle.

Z klasických dvojhvězd budí i nadále pozornost Algol (β Persei), jenž je nejen představitelem velké a typické skupiny těsných zákrytových dvojhvězd, ale i jedním z prvních hvězdných rádiových zdrojů. Dne 15. ledna 1975 zpozorovali D. Gibson aj. z Green Banku rádiový výbuch Algolu na řadě frekvencí v gigahertzovém pásmu. Rádiový tok vzrostl třikrát až čtyřikrát na hodnotu kolem 1 Jy. Dálkovou interferometrií byl určen průměr zdroje 0,0005″, což odpovídá lineárnímu rozměru pouze 0,1 AU. Expanze oblaku se děje rychlostí 500 ÷ 1 000 km/s a jasová teplota zdroje dosáhla 400 MK. A. Epstein zjistil pomocí družice SAS-3, že Algol je rovněž rentgenový zdroj v pásmu 1,7 ÷ 6 keV. Při vzdálenosti 30 pc je rentgenová svítivost řádu 10²⁴ W. Hmotnosti zákrytových složek Algolu činí 5,3 M_O, třetí složka má 1,8 M_O.

Ultrafialové spektrum jiné známé zákrytové dvojhvězdy β Lyrae popsali M. Hacková aj., a to na základě pozorování družice Copernicus v pásmu 100 ÷ 300 nm. Pod vlnovou délkou 230 nm pozorovali silné emise, zatímco nad 230 nm jsou početné absorpce. Spojité spektrum odpovídá teplotě 11 kK (spektrální třída B8). Emise se nacházejí v plynu, který rotuje a současně se rozpíná v okolí sekundární složky. Spektrum sekundární složky nebylo zjištěno v žádné spektrální oblasti. Autoři se domnívají, že primární složka se dotýká Rocheovy meze, sekundární složka je hmotnější než primární a nelze vyloučit, že je to přece jen černá díra.

Zdá se, že žádná solidní těsná dvojhvězda se bez rotujícího akrečního disku už dnes neobejde. Dokazuje to i práce A. H. Battena, týkající se interpretace pozorování známé zákrytové dvojhvězdy U Cephei. Primární složka má spektrum B7 V a sekundární G8 III IV. Poloměr primární složky je 2,9 R_O a sekundární 4,7 R_O. Při hmotnostech 4,2 M_O pro primární a 2,8 M_O pro sekundární složku to značí, že sekundární složka téměř vyplňuje Rocheův lalok, zatímco primární složka se nachází na hlavní posloupnosti. Jelikož oběžná perioda roste, přetéká hmota ze sekundární složky, a to na rotující disk kolem primární složky. Existenci disku dramaticky odhalila pozorování emisních čar ve spektru systému.

Navzdory všeobecnému mínění, že jasné zákrytové dvojhvězdy jsou už vesměs známé, objevil E. Lohsen, že hvězda ve známém Trapezu v Orionu, označená Θ¹ Orionis, je zákrytová, teprve loni. Pravím teprve, neboť hvězda je v maximu 6,7 mag a pokles v primárním minimu přesahuje celou hvězdnou třídu. Perioda světelných změn činí 196,3 d. Sekundární minimum je mělké a posunuté proti fázi 0,5. To znamená, že dráha je excentrická. Poslední primární minimum, pozorované již na základě Lohsenovy předpovědi, nastalo 5. prosince 1975, kdy jasnost systému poklesla na několik desítek hodin až na 8 mag. Nejbližší sekundární minimum nastane 20. března 1976 a má trvat 2 dny. Jelikož tento díl našeho přehledu vyjde později, může si všetečný čtenář zkontrolovat, nakolik se předpověď vyplnila.

Pro milovníky statistik shrnuji, že počet katalogizovaných proměnných hvězd všech typů dosáhl loni počtu 25 140. Nejvíce proměnných je známo v souhvězdí Střelce, a to 3 872. Autoři katalogového přehledu pod vedením prof. Kukarkina zavedli další tři typy proměnnosti: typ S Doradus (podobný typu P. Cygni), typ ZZ Ceti (bílí trpaslíci s minutovými změnami jasnosti) a γ Cassiopeiae (hvězdy s obálkami).

K poslednímu typu patří i hvězda ο Andromedae, zkoumaná spektrálně řadu let ondřejovským astronomem P. Koubským. Loni v červenci se mu konečně podařilo přistihnout hvězdu doslova v samém počátku vytváření nového rozsáhlého plynného obalu. To se projevilo nápadným zúžením vodíkové páry H-β v absorpci (široká absorpce vlastní hvězdné čáry je zčásti vyplněna emisí pocházející z plynného obalu) a posléze i mohutnou emisí v čáře H-α. Objev byl vzápětí potvrzen na několika světových observatořích a hvězda je nyní intenzivně hlídána. V jejím spektru byly v druhé polovině loňského roku pozorovány četné rychlé a nepravidelné změny vzhledu spektrálních čar a vše nasvědčuje tomu, že po třiceti letech relativního klidu se hvězda „probudila“ k mimořádné aktivitě.

H. M. Dyck a T. Simon pozorovali známého veleobra α Orionis ( Betelgeuze) v infračerveném oboru spektra 2 ÷ 10 μm a dále na 34 μm. Zjistili, že hvězda je obklopena prachovou obálkou o teplotě 300 ÷ 1 000 K. Rozměr slupky činí řádově 100 AU a její hmotnost je řádu 10^-5 M_O. Jelikož se dá očekávat, že plynná složka slupky je o dva řády hmotnější, je celková hmotnost plynoprachového obalu 10^-3 M_O. Ztráta hmoty samotné hvězdy je řádu 10^-6 M_O za rok, takže již za tisíc let existence veleobra měl prachoplynový obal dnešní rozměry i hustotu. Konvekce ve fotosféře hvězdy musí vést k tvorbě mohutných hvězdných skvrn. Jejich existenci se podařilo potvrdit pomocí tzv. skvrnkové interferometrie C. Lyndsovi aj., kteří pracovali u 4m dalekohledu na Kitt Peaku. Zároveň se ukazuje, že Betelgeuze má rozsáhlou chromosféru – její tloušťka dosahuje celých 10 % poloměru hvězdy.

Ztrátu hmoty z raného veleobra ζ Orionis (spektrální třída 09.5 Ib) určil A. G. Hearn. Studoval profily čáry H-α a ukázal, že expanze vnějších vrstev se děje rychlostí 250 km/s. Horký koronální vítr vyvěrá z koróny o teplotě větší než 2,6 MK. Roční ztráta hmoty hvězdy dosahuje 1,8.10^-6 M_O. Ultrafialová měření naznačují, že skutečná rychlost expanze je snad až šestkrát vyšší.

Ultrafialová měření z kosmického prostoru nabývají stále větší důležitosti vzhledem k tomu, že v tomto oboru je řada důležitých spektrálních čar, ale i proto, že mnoho žhavých objektů vydává v tomto úseku spektra nejvíce záření. Je přirozené, že prvořadým úkolem je vykonat všeobecnou přehlídku ultrafialových objektů. To se zdařilo nezávisle ve dvou experimentech.

Na Skylabu pracoval 0,15m dalekohled s objektivním hranolem, umožňující pořízení spekter v pásmu 130 ÷ 500 nm. Astronauti pořídili přes 350 expozic, pokrývajících 9 % oblohy, s disperzemi 6,4 nm/mm u 140 nm až po 128 nm/mm u 280 nm. Celkem bylo získáno 400 použitelných spekter pod hranicí 150 nm, 1 600 spekter pod 200 nm a 6 000 hvězdných spekter pod 260 nm. Ukazuje se, že rezonanční čáry C IV a Si IV se výrazně mění s teplotou a svítivostí hvězd. Všechny hvězdy s absolutní bolometrickou hvězdnou velikostí jasnější než -8,4 mag jeví v ultrafialovém oboru profily typu P Cygni. To je důkazem, že u všech těchto svítivých hvězd pozorujeme mohutný výron hmoty. U novy FH Serpentis (1970) bylo zjištěno právě na základě ultrafialových měření, že bolometrická svítivost novy se neměnila po dobu 53 dní po maximu vizuální jakosti. Maximum zářivosti se přitom přesouvalo z optické oblasti až ke 200 nm. Vysoká svítivost řádu 2.10⁴ L_O byla zřejmě udržována termonukleární reakcí na dně obálky bílého trpaslíka. Posuv maximální vlnové délky směrem ke kratším vlnám byl pak způsoben návratem fotosféry hvězdy po odstranění vyvrženého materiálu obálky.

Druhým mimořádně úspěšným ultrafialovým experimentem byla měření na palubě kosmické lodi Sojuz 13 pomocí aparatury Orion 2. Toto zařízení umožnilo registrovat ultrafialová spektra hvězd do 13 mag v pásmu 200 ÷ 500 nm. G. Gurzadjan aj. zjistili, že spojité spektrum žhavých hvězd má průběh odpovídající soudobým modelům hvězdných atmosfér. Ukazuje se, že existuje řada žhavých hvězd s teplotami fotosféry nad 20 kK, které však mají malou svítivost. Kromě toho byly spektrálně objeveny chromosféry u chladných hvězd.

Také dlouhovlnné infračervené okno se stále více otevírá pro astronomická pozorování, a tak o nové objevy ještě dlouho nebude nouze. M. W. Friedlander aj. užili balonů ke studiu oblohy v pásmu 50 ÷ 500 μm. Balony setrvávaly ve výšce asi 30 km po dobu až 10 hodin. Přitom se podařilo nalézt 12 infračervených zdrojů, které nelze opticky nijak identifikovat. Co lepšího si může astronom přát, když každý nový spektrální úsek mu přináší uspokojení z objevu objektů, o nichž jsme až donedávna nemohli tušit vůbec nic?

Bezpochyby nejproduktivnějším ze všech „nově otevřených“ spektrálních úseků je obor rentgenového záření. Pionýrskou přehlídku oblohy vykonala družice Uhuru, jejíž zásluhou známe již kolem 160 rentgenových zdrojů na celé obloze. Na její činnost navázaly další družice, zejména SAS-3, Copernicus, jakož i holandská ANS a britská Ariel-5.

Především pokročilo zkoumání opticky identifikovaných zdrojů, které jsou ztotožněny se soustavami těsných dvojhvězd. V květnu 1975 byly pozorovány význačné změny rentgenové a rádiové svítivosti zdroje Cygnus X-1. V obou oborech spektra se tok záření zvýšil zhruba třikrát. Podobný úkaz byl pozorován ještě jednou počátkem září 1975. Při vzdálenosti zdroje asi 2,5 kpc to odpovídá zářivému výkonu kolem 9.10³⁰ W. Tyto úkazy se vysvětlují zvýšeným přítokem hmoty do akrečního disku v okolí černé díry (K. S. Thorne, R. M. Price).

Také rentgenový zdroj Cygnus X-3 se několikrát zjasnil na rádiových vlnách, a to koncem prosince 1974 a počátkem ledna 1975. Nejvyšší maxima se pohybovala kolem 5,5 Jy na frekvenci 5 GHz. P. C. Gregory a E. A. Seaquist ukázali, že struktura mohutného vzplanutí v září 1972 (tehdy vzrostl rádiový tok oproti klidové hodnotě až 17krát) vede k poměrně velkým rozměrům emisní oblasti řádu 10⁸ ÷ 10⁹ km. Ukazuje se, že k velkým výbuchům dochází ve 2 % sledovaného období pozorování, zatímco malá aktivita vzplanutí se pozoruje asi po jedné třetině období. Zbytek doby nejeví zdroj žádnou nápadnou rádiovou aktivitu.

Pozorování jiného známého zdroje Centaurus X-3 vede k poměrně konzistentní představě o povaze i vývoji tohoto objektu. Primární složka má hmotnost 18 M_O a poloměr 12 R_O. Je spektrální třídy O6,5 III a dotýká se Rocheovy meze. Sekundární složka je kompaktní hvězdou o hmotnosti 0,7 ÷ 1,5 M_O a kolem ní se nachází akreční disk, jenž je vlastním zdrojem rentgenového záření. Při vzdálenosti objektu řádu 10 kpc je svítivost primární složky 10³² W a svítivost sekundární složky 3.10³⁰ W. Několik autorů zjistilo nezávisle, že hmota akrečního disku se doplňuje intenzivním hvězdným větrem primární složky spíše než přetékáním hmoty Lagrangeovým bodem. Podle E. Meyerové-Hoffmeisterové byla primární složka masivní hvězdou, jež absolvovala explozi supernovy. To je tedy dnešní sekundární (kompaktní) složka. Nynější primární složka má ovšem za čas rovněž vybuchnout jako supernova. Podle H. Gurskyho a E. van den Heuvela je akreční disk oddalován od povrchu kompaktní složky silným magnetickým polem. Nabité částice proto proudí v úzkých tunelech k magnetickým pólům rotující neutronové hvězdy. Tím vznikají na povrchu hvězdy horké skvrny a pozorujeme rentgenový pulzar, neboť rotační a magnetická osa hvězdy jsou navzájem skloněny. Modří veleobři tohoto typu jsou v Galaxii velmi vzácní – jejich skutečný počet je pouze řádu 10³, a z toho každý 20. je dvojhvězdou. Optické pozorování objektu navzdory jeho velké vzdálenosti je možné pouze proto, že jeho svítivost je značná ~ 10⁴ L_O.

Také zdroj Sco X-1 byl definitivně zařazen mezi dvojhvězdy. Podařilo se to zejména proto, že v poslední době poklesla jeho aktivita, která maskovala vlastní záření dvojhvězdy. A. Cowleyová a D. Crampton určili ze spektroskopických pozorování amplitudu radiálních rychlostí 120 km/s a oběžnou periodu 0,787 d. Z fotometrie za léta 1889–1974 na harvardských přehlídkových deskách zpřesnili tuto hodnotu E. Gottliebová aj. na 0,787313 dne s fotografickou amplitudou 0,22 mag. Objekt patří zjevně ke starým novám.

Zato zcela „novou“ novou se stal objekt A 0621-00, objevený M. Elvisem aj. 3. srpna 1975 pomocí družice Ariel-5. Přechodný rentgenový zdroj se nachází na rozhraní souhvězdí Jednorožce a Orionu a kolem 10. srpna byl nejjasnějším rentgenovým zdrojem na obloze (asi třikrát jasnější než Sco X-1). Opticky jej identifikovali Boley a Wolfson jako hvězdu 11,5 mag. Objekt bývá normálně kolem 20 mag v modrém oboru spektra, ale na harvardských deskách nalezla L. Eachusová výbuch na 12 mag v listopadu 1917. Není tudíž vyloučeno, že jde o rekurentní novu s periodou 58 let. V loňském maximu měla nova spojité spektrum bez čar. Při vzdálenosti 0,6 ÷ 1 kpc činila maximální rentgenová svítivost asi 1,3.10³¹ W. Zdá se, že optický i rádiový tok novy je absolutně stejně veliký jako rentgenový. Tím se ovšem velmi liší od ostatních známých nov. Pravděpodobně je to tím, že kompaktní sekundární složka není bílý trpaslík (jako je tomu u běžných nov), ale masivní černá díra.

Pozorování přechodných rentgenových zdrojů, které po dobu několika dnů či týdnů jsou vůbec nejjasnějšími objekty na rentgenové obloze, tím získává na zajímavosti a problémy, které se zde začínají řešit, patří k nejnapínavějším kapitolám moderní stelární astrofyziky.

V minulém roce však bylo zjištěno rentgenové záření i u tak řádných hvězd, jako je Capella (pásmo 0,2 ÷ 16 keV, svítivost 10²⁴ ÷ 10²⁷ W) a Sirius (pásmo 0,2 ÷ 0,3 keV, svítivost 9,1.10²⁰ W). V posledním případě jde zřejmě o důkaz existence horké koróny Siria A.

Daleko největším překvapením v oboru rentgenové astronomie je však ztotožnění pěti zdrojů rentgenového záření s kulovými hvězdokupami naší Galaxie. Jsou to objekty NGC 1851, 6441, 6440, 6624 a 7078, vzdálené 5 ÷ 10 kpc. Jejich rentgenové svítivosti jsou v rozmezí (5 ÷ 20).10²⁹ W. Všechny jeví variace rentgenového toku v průběhu týdnů až měsíců s amplitudou změn 1 : 2 až 1 : 5. Zdroj 3U 1820-30 ve hvězdokupě NGC 6624 se navíc projevil kratičkými záblesky v pásmu 1 ÷ 30 keV. Podle pozorování družice ANS ze září 1975 vzrostla intenzita záření v jednom případě 20krát během pouhé 1 s a pak ještě 30krát během 2 s. Tyto záblesky byly zaregistrovány během pouhých šesti hodin monitorování zdroje, a jsou tedy relativně časté. Špičkový rentgenový výkon se pohybuje kolem 10³² W.

Hlavní důvod, proč nás existence rentgenových zdrojů v kulových hvězdokupách překvapila, spočívá v tom, že v těchto velice starých galaktických útvarech by je žádný teoretický astrofyzik nehledal. Dosavadní rentgenové zdroje, objevované převážně v rovině Galaxie, byly totiž vesměs ztotožněny s masivními dvojhvězdami. Velká hmotnost primárních složek těchto dvojhvězd ovšem znamená krátkou životnost systému (životní doba hvězdy závisí nepřímo na hmotnosti, a to dokonce s 2,5. mocninou), takže obecně lze říci, že rentgenové dvojhvězdy jsou útvary astronomicky mladé o životní době nanejvýš desítky milionů let. Naproti tomu kulové hvězdokupy jsou staré řádově 10 miliard let a hvězdy v nich už dávno nevznikají. Z původních hvězd se tam tudíž zachovaly jen ty, jež měly zpočátku menší hmotnosti, tj. méně než 1 M_O či nanejvýš 2 M_O. Takovéto hvězdy jsou ovšem nanejvýš nevhodné pro vytváření rentgenových zdrojů. Skutečnost však hovoří o pravém opaku. V galaktické rovině připadá jeden rentgenový zdroj na miliardu hvězd, zatímco v kulových hvězdokupách máme jeden rentgenový zdroj na každých deset milionů hvězd.

A tak se ihned objevily velmi zvláštní teorie vysvětlující podivuhodnou existenci rentgenových zdrojů v kulových hvězdokupách.

Podle Bahcalla, Ostrikera aj. se jednotlivé černé díry, které vznikly ve hvězdokupě jako pozůstatky masivních hvězd, postupně srážely, ztrácely tak kinetickou energii a spadly do jádra hvězdokupy. Zde se postupně slévaly v černou veledíru o hmotnosti řádu 10³ M_O. Akrece mezihvězdného materiálu na masivní černou díru vede k jeho zahřátí na teploty řádu 10 MK, a tudíž i k výronu rentgenového záření. Jiným dodavatelem materiálu mohou být neopatrné hvězdy, které se příliš těsně přiblížily k černé veledíře a byly roztrhány slapovým působením. Teorie vyžaduje, aby fluktuace jasnosti nebyly kratší než 0,1 s, což je zatím splněno. Podle J. Peeblese změní existence černé veledíry rozložení hvězd v jádře hvězdokup. Snad by se tak dala vysvětlit neobvykle jasná jádra těchto hvězdokup. Všechny popsané kinematické efekty jsou možné právě jen v kulových hvězdokupách (případně též v jádru Galaxie), neboť jen tam je prostorová hustota hvězd dostatečná pro těsná přiblížení či dokonce srážky. Naproti tomu je překvapující, že svítivost těchto rentgenových zdrojů není o nic vyšší než svítivost rentgenových dvojhvězd.

Proto se jiní autoři domnívají, že i ve hvězdokupách jsou rentgenovými zdroji běžné dvojhvězdy, které však vznikly „nedávno“ zachycením dvou složek poblíž jádra kulové hvězdokupy. A. C. Fabian aj. počítají se slapovým zachycením dvou hvězd, z nichž jedna je vyvinutá kompaktní složka a druhá se nachází na hlavní posloupnosti. Slapy způsobí i to, že po zachycení se původně výstředná eliptická dráha poměrně rychle změní na dráhu kruhovou, a pak už máme typickou konfiguraci rentgenové dvojhvězdy.

Klasifikaci rentgenových dvojhvězd podal E. van den Heuvel. Vychází přitom ze základního schématu, kdy primární složka systému je hvězdou hlavní posloupnosti, zatímco vedlejší sekundární složka je kompaktním objektem (neutronovou hvězdou nebo černou dírou). Za rentgenové objekty lze pak považovat soustavy, kde po dobu nejméně tisíc let činí rentgenová svítivost 10³ ÷ 10⁵ L_O.

Má-li primární složka hmotnost menší než 2,1 M_O, expanduje, až dosáhne Rocheovy meze, a její hmota přetéká do akrečního disku kolem kompaktní složky. K tomuto typu náleží zdroje Sco X-1, Cyg X-3 a dalších asi 50 známých zdrojů. Pokud má primární složka hmotnost větší než 20 M_O, je svítivým modrým veleobrem, resp. hvězdou třídy Of. V tom případě vzniká silný hvězdný vítr, jenž proudí rovněž do akrečního disku kolem kompaktní složky, aniž by primární složka musela nutně dosáhnout Rocheovy meze. K této skupině objektů patří Cyg X-1 a Cen X-3.

Pro primární složky s hmotností 2,1 ÷ 20 M_O nevzniká rentgenový zdroj, neboť hvězdný vítr je nepostačující a přetékání hmoty při dosažení Rocheovy meze je tak rychlé, že rentgenová emise akrečního disku se vyčerpá téměř okamžitě.

E. van den Heuvel také podrobně rozpracoval vývojové scénáře pro průběh života rentgenové dvojhvězdy. Jeho hypotéza se velmi dobře shoduje s pozorováním a v zásadě ukazuje, že celá epizoda je uzavřena během 10⁶ ÷ 10⁷ let. Původní primární složka ke konci této vývojové etapy vybuchuje jako supernova a zhroutí se na kompaktní hvězdu. Dvojhvězda jako celek výbuch přežije, její dráha se ovšem stává velmi výstřednou, ale slapové působení vede nazpět ke kruhové dráze již za milion let po výbuchu. Nakonec však vybuchuje jako supernova i druhá složka, a to vede v 99 % případů k rozpadu dvojhvězdy.

V této fázi se pozůstatky supernov projevují jako pulzary v rádiovém oboru. Hypotéza tedy naznačuje, že 99 % pulzarů by mělo být izolovanými hvězdami s vysokou prostorovou rychlostí, neboť jsou to vlastně unikající složky takto rozpadlých dvojhvězd. Je přímo fascinující, že tato předpověď je skvěle podporována novými pozorováními pulzarů.

D. C. Backer a R. A. Sramek objevili radiointerferometrickými měřeními velký vlastní pohyb pulzaru PSR 1133+16, dosahující 0,6″/r. Také PSR 1929+10 má velký pekuliární vlastní pohyb. Tyto hodnoty odpovídají prostorovým rychlostem přes 350 km/s a naznačují oprávněnost Heuvelovy hypotézy. Dalším důkazem je předloňský objev binárního pulzaru 1913+16, jenž je tvořen dvěma kompaktními složkami. To značí, že obě složky již absolvovaly výbuch supernovy. Dráha výbuchu je vysoce výstředná (e = 0,615), takže systém se zřejmě po výbuchu jen tak tak udržel pohromadě. Jelikož v současné době známe kolem 160 pulzarů, můžeme ve smyslu Heuvelovy předpovědi očekávat, že v 1 ÷ 2 případech nalezneme pulzar ve dvojhvězdě, a to se tedy právě zdařilo.

Binární pulzar vzbuzuje ovšem pozornost přesahující rámec samotné astronomie. Jelikož jde o kompaktní složky, excentrickou dráhu a velice přesné „hodiny“ na povrchu jedné složky (vlastního pulzaru), představuje systém bezmála ideální fyzikální experiment pro ověřování teorie relativity. Při oběžné době 0,32 d a hmotnostech složek řádu 1,3 M_O lze očekávat značný posun periastra. Změřené posuny jsou (3,6 ±1,6)°/r, resp. (4,0 ±1,5)°/r a odpovídají skvěle předpovědi stáčení periastra podle obecné teorie relativity.

Existence 160 známých pulzarů v Galaxii je příležitostí k podrobnějším statistickým studiím. Nejvíce pulzarů má periodu kolem 0,7 s, přičemž extrémní periody jsou 0,033 s a 3,75 s. Pulzary se vyskytují ponejvíce poblíž galaktické roviny, a to více ve směru k centru než k anticentru. Jejich skutečný současný počet v Galaxii činí asi 10⁵ pulzarů. Pro 84 pulzarů jsou také známy hodnoty sekundárního zpomalování periody dP/dt. A. G. Lyne aj. ukázali, že proti všeobecnému očekávání neexistuje žádná korelace mezi velikostí této derivace a samotnou hodnotou periody. Výraz P.dt/dP udává nominální stáří pulzarů a dává hodnoty pod 10⁷ let. Intenzita magnetického pole pulzarů je zase dána výrazem (P.dP/dt)². V průměru se pohybuje kolem 100 MT. Jelikož rotor pulzaru má průměr kolem 20 km, značí to, že vzbuzené magnetické pole je bilionkrát větší než v pozemských generátorech elektrického proudu. Zářivý výkon dosahuje hodnoty 10³¹ W. Jelikož magnetické pole pulzaru zaniká během 10⁶ let, vyplývá odtud nezávisle, že stáří pulzarů nepřesahuje několik milionů let.

Radioastronomické metody slaví úspěchy nejen při detekci pulzarů, ale i v další moderní specializaci, tj. při objevování chemických sloučenin v mezihvězdném prostoru. Loňský rok zaznamenal po přechodném půstu opět značný počet objevů molekulárních čar, jejichž celkový počet v rádiovém spektru již přesáhl 150 a které příslušejí bezmála 40 různým molekulám.

K. D. Tucker aj. nalezli na frekvenci 87,3 GHz čtyři čáry radikálu ethynylu C₂H (HC≡C•), B. Zuckermann aj. objevili ethanol na frekvencích 85,3; 90,1 a 104,8 GHz a F. Gardner a G. Winnewisser zjistili akrylonitril (H₂C=CH-CN) na 1,37 GHz. Je to první případ, kdy byla nalezena molekula s dvojnou uhlíkovou vazbou, což současně naznačuje, že v mezihvězdném prostoru je přítomen i ethylen (H₂C=CH₂), který však nelze v rádiovém oboru detekovat.

Australané přispěli do molekulárního skladiště objevem metylformiátu HCOOCH₃ na frekvenci 1,61 GHz. B. E. Turner aj. zjistili polotěžkou vodu HDO na frekvenci 80,8 GHz. Jde o nestimulovanou emisi v mlhovině v Orionu. Nejtěžší známou mezihvězdnou molekulu objevili v téže mlhovině L. E. Snyder aj. na frekvenci 83,7 GHz. Je to docela obyčejný oxid siřičitý SO₂. Další sloučeniny síry nalezli M. Marris aj. a L. E. Snyder aj. Je to monosulfid křemíku SiS na frekvenci 90,8 a 108,9 MHz a monosulfid dusíku NS na 115,16 GHz. Snyder aj. též definitivně potvrdili, že neidentifikovaná sloučenina s čarou 89,19 MHz, označovaná dosud jako X-ogen, je kation HCO⁺. Konečně pak B. E. Turner aj. objevili kyanamid NH₂CN (H₂NC≡N )na frekvencích 80,5 a 100,6 GHz.

Již dříve objevený oxid uhelnatý byl nalezen v planetárních mlhovinách NGC 6543, NGC 7027 a OC 418 a v centrálních oblastech galaxií M31, M51, M63, M82 a NGC 253 na frekvenci 115,27 GHz. Jinak ovšem jsou nové molekuly objevovány v tradičním lovišti, v jádře naší Galaxie – v rádiovém zdroji Sgr B2. O mimořádném významu právě tohoto mračna svědčí i poznámka B. Zuckermanna aj., že „po řádném vyčištění a zkondenzování by bylo možné z etanolu obsaženého ve zdroji Sgr B2 připravit 10²⁷ litrů 100% whisky. Toto množství podstatně převyšuje veškerou produkci alkoholu vzniklého díky fermentačnímu úsilí lidstva od šerého dávnověku až podnes“.

Opojeni skvělými možnostmi astronomie galaktické můžeme se porozhlédnout po nejzajímavějších výsledcích astronomie extragalaktické. H. Spinradovi se loni podařilo podstatně posunout rekordní červený posuv pro normální galaxie. Pomocí 3m reflektoru Lickovy hvězdárny a speciálního registračního spektrofotometru nalezl červený posuv galaxie 3C 123, jenž činí z = 0,637. Předchozí rekord z = 0,46 pro radiogalaxii 3C 295 byl v platnosti celých 15 let. Radiogalaxie 3C 123 má normální optické spektrum s čarami vápníku a zakázaného kyslíku. Při nominální vzdálenosti 2 500 Mpc (8 miliard světelných let) je rádiový průměr galaxie 240 kpc.

Také v naší Galaxii byla nalezena rekordně rychlá hvězda. Je to trpasličí hvězda třídy G označená CoD –29°2277, která podle Thackeraye má radiální rychlost 546 km/s. Oort a Plaut určili znovu vzdálenost Slunce od galaktického centra, a to na základě rozložení hvězd typu RR Lyrae. Dostali hodnotu (8,7 ±0,6) kpc. E. Lindemann a G. Burki simulovali na počítači náhodně rozložená hvězdná pole a hledali pak na grafech seskupení tvaru řetízků a prstenů. Zjistili, že počet takto nalezených útvarů je shodný s počtem řetízků či prstenů v reálném hvězdném poli. To značí, že takové útvary jsou dílem náhody a jejich existenci není třeba nijak fyzikálně vysvětlovat.

B. Tinsleyová a A. Cameron uvažovali o vlivu existence komet na chemický vývoj Galaxie. Relativní zastoupení kovů ve hvězdách II. a I. populace se totiž liší pouze v poměru 1 : 2, ač z teorie nukleogeneze ve hvězdách II. populace plyne, že tento poměr by se měl zdvojnásobit každých 3.10⁹ let, takže poměr kovů v nejstarších a nejmladších hvězdách by měl být minimálně 1 : 15. Autoři navrhují hypotézu, podle níž se „přebytečné“ kovy koncentrují v kometárních (Oortových) oblacích, a proto neobohacují dostatečně nitra hvězd diskové populace.

K. I. Kellermann se zabýval klasifikací extragalaktických rádiových zdrojů. Podle vzhledu rádiového spektra je lze rozdělit na dvě skupiny: kompaktní a rozsáhlé zdroje. Kompaktní zdroje jeví ostré maximum intenzity při určité frekvenci a odtud intenzita záření oběma směry klesá. Naproti tomu rozsáhlé zdroje mají spektrum lineárně klesající s rostoucí frekvencí záření. Kompaktní zdroje jsou činné po dobu od jednoho do sta let. Rozsáhlé zdroje jsou naopak činné po dobu 10⁶ ÷ 10⁸ let. Zásoba energie zdrojů je řádu 10⁵³ J nebo i větší.

Sandage a Tammann se již delší dobu zabývají zlepšením kalibrace škály extragalaktických vzdáleností, a to zpřesněním hodnoty Hubbleovy konstanty. Měřením vzdálenosti veleobří spirální galaxie M101 ve vzdálenosti 7,2 Mpc našli H₀ = (55,5 ±8,7) km/s/Mpc. Ze vzdáleností a červených posuvů pro galaxie v kupě v souhvězdí Panny obdrželi hodnotu (57 ±6) (v týchž jednotkách) a pro vzdálené spirální soustavy typu Sc dostali (55 ±6). Zatím tedy nejsou žádné důkazy pro hypotézu, že samotná hodnota Hubbleovy „konstanty“ je funkcí vzdálenosti. Pole rychlostí galaxií se jeví izotropní a bez větších fluktuací. Pro ještě slabší spirální galaxie získali autoři hodnotu (56,9 ±3,4). Tomu odpovídá nominální stáří vesmíru 17,7 miliard let (s chybou 10 %). Decelerační parametr q = 0,10 odpovídá otevřenému trvale expandujícímu modelu vesmíru.

Z kritického rozboru všech dosud publikovaných výsledků odvozuje J. R. Gott praktické meze pro Hubbleovu konstantu 30 ÷ 120 km/s/Mpc. Tomu odpovídá stáří vesmíru 8 ÷ 18 miliard let. Stáří Galaxie je větší než 6 miliard let a menší než 18 miliard let. Tato hodnota je dána teorií nukleogeneze prvků a modely vývoje kulových hvězdokup. Skutečné meze jsou patrně užší a Galaxie je starší než 9 miliard let a mladší než 15 miliard let.

Pro decelerační parametr q jsou výsledky dosud velmi nejisté a pohybují se v rozmezí 0,1 ÷ 1,0, takže žádný typ modelu vesmíru (hyperbolický, parabolický, eliptický nebo jinak trvale expandující, asymptoticky expandující či oscilující) nelze dosud experimentálně vyloučit.

Zato měření hustoty hmoty ve vesmíru vede k jednoznačnému závěru, že vesmír expanduje, neboť pozorovaná hustota 8.10^-28 kg/m³ je podstatně nižší než hustota kritická (2.10^-26 kg/m³). Tato veličina je přitom počítána i s ohledem na tzv. skrytou hmotu (černí trpaslíci, černé díry, mezigalaktická látka) a není pravděpodobné, že je systematicky příliš podceněna. To je ovšem velmi dramatická změna v kosmologických názorech, neboť ještě donedávna převažovalo mínění, že vesmír osciluje. Na druhé straně to však ukazuje, jak vratké jsou pozorovací základy i té nejsoučasnější kosmologie, a tak se snad sluší připomenout úvodní větu z přehledového referátu J. E. Gunna, který byl věnován kosmologii: „Nyní uvedu názory, na nichž se zakládají má fakta.“

Ve srovnání s kosmologií jeví se i výzkum objektů tak podivných, jako jsou kvasary, relativně bezpečnou záležitostí. Uvedu proto nyní aspoň některé nové údaje, jež byly v minulém roce zjištěny při studiu kvasarů.

Byl potvrzen červený posuv objektu BL Lacertae, jenž činí z = (0,007 ±0,005). Zasloužili se o to T. X. Thuan aj., když se jim podařilo ještě lépe odclonit záření vlastního jádra kvasaru a mohli měřit rozdělení energie přilehlé galaxie. Rozdělení spektrální energie odpovídá obří eliptické galaxii s absolutní hvězdnou velikostí -22,6 mag. Podobně M. Disney aj. určili červený posuv zdroje AP Lib (PKS 1514-24), a to z = 0,0486. Objekt je opticky kolem 16 mag, je však proměnný v optickém, rádiovém i gama oboru spektra. V letech 1968–1971 měl pouze spojité spektrum bez čar, ale loni se tam podařilo nalézt emise zakázaného kyslíku. Při absolutní hvězdné velikosti -21,4 mag je poloměr radiogalaxie aspoň 11 kpc. Obdobných „bezčárových“ kvasarů je dosud známo 11.

Pro řádné kvasary s výraznými čarami zjistil A. Kiplinger rychlostní fotometrií, že v rozmezí od sekund do několika hodin jsou kvasary neproměnné. Odtud tedy plyne, že se konečně podařilo stanovit skutečné geometrické rozměry těchto zdrojů, jež činí řádově světelné dny (to jsou minimální časové intervaly, v nichž jasnost kvasarů ještě kolísá), tj. kolem 200 AU.

Hanus a Strittmatter objevili třetí kvasar s posuvem větším než 3. Je označen 0938+119 a má z = 3,20. Je nápadně červený, což znovu dokazuje, že běžná kritéria pro rozpoznávání kvasarů selhávají právě pro kvasary s nejvyšším červeným posuvem.

Zdá se být skoro jisté, že veškeré červené posuvy kvasarů jsou kosmologické, tj. že jsou vskutku mírou (obrovských) vzdáleností, jež nás od kvasarů dělí. Tím se stále více zvýrazňuje základní energetický problém kvasarů. Jsou to tělesa s daleko největší svítivostí ve vesmíru, jejichž geometrické rozměry jsou přitom relativně velmi malé. Energetický paradox kvasarů dále prohlubuje okolnost, že řada těchto objektů svou svítivost výrazně a rychle mění.

Kolekce desek Harvardovy hvězdárny, která již mnohokrát osvědčila svou užitečnost při zkoumání historie rozličných astronomických objektů, posloužila i v této oblasti, aby celý problém doslova zdramatizovala. Manželé Lillerovi i jiní autoři prohlédli fotografické desky, na nichž jsou zaznamenány některé jasnější kvasary, a museli nepochybně žasnout, když například zjistili, že objekt PKS 1510-089 s červeným posuvem z = 0,361 se od r. 1899 do současnosti mění v rozmezí 17,8 ÷ 11,8 mag. Poslední a největší výbuch nastal r. 1948, kdy to byl po několik dní jeden z nejsvítivějších útvarů ve vesmíru. Přitom je průměr tělesa, jež září, menší než 1 700 AU.

Jiný bezčárový kvasar MA 0829+047 kolísá v rozmezí 17,8 ÷ 14,2 mag. V r. 1934 vzrostl jeho jas za pouhý den dvakrát. Za 10⁶ s bylo vyzářeno 10⁴⁶ joulů, což odpovídá zářivému výkonu 10⁴⁰ W. To je milionkrát vyšší svítivost než při výbuchu supernovy typu I. K získání takového množství energie by bylo zapotřebí anihilace 10 % sluneční hmoty.

Nejvyšší výkon vůbec však docílil kvasar 3C 279, který má červený posuv z = 0,536 (vzdálenost 1 500 Mpc). Obvykle bývá 18 mag, ale v dubnu 1937 se zjasnil na 11,3 mag. Absolutní hvězdná velikost při této gigantické explozi dosáhla hodnoty -31,4 mag, což odpovídá zářivému výkonu 10⁴¹ W. Jelikož obří eliptické galaxie mají absolutní hvězdnou velikost kolem -22 mag, znamená to, že v oblasti o průměru nanejvýš 0,1 pc vzplanul během několika měsíců ekvivalent tisícovek obřích galaxií a pak zase stejně rychle zhasl. Přitom se velké výbuchy opakují v cyklu asi 7 let. Mám pocit, že takové úkazy se natolik vymykají i velmi benevolentní astronomické praxi, že přímo volají po příkladném fyzikálním objasnění.

Je totiž prakticky jisté, že tak velkou svítivost v tak nepatrném objemu nemohou dosáhnout termonukleární reakce, a tím se výběr vhodných mechanismů přeměny energie neobyčejně zužuje. Pomineme-li hypotézy o srážkách hmoty a antihmoty, zbývá už jen gravitační kolaps masivních těles, a tu se ocitáme v hájemství obydleném černými dírami a příbuznými objekty. S. W. Hawking loni poukázal na překvapivou skutečnost, že ani černé díry nejsou tak docela černé, pokud jejich hmotnost nepřevýší určitou mez. Silné gravitační pole černé díry vede v jejím okolí k tvoření párů částice-antičástice, které anihilují a odnášejí část hmoty černé díry. Efektivní teplota černé díry je rovna výrazu 10^-6 M_O/M (v kelvinech), kde M je původní hmotnost černé díry. Hawking ukázal, že nejstarší černé díry (tj. ty, které dostal vesmír do vínku v okamžiku velkého třesku) se již stačily vypařit, pokud jejich počáteční hmotnost byla menší než 10¹² kg. V jediné galaxii může být až 10²³ prvotních černých děr, aniž by se to nějak nápadně dynamicky projevilo.

To mimochodem znamená, že i naše sluneční soustava může obsahovat několik málo kusů prvotních černých děr, aniž bychom to dokázali zjistit soudobými pozorováními. Stálo by ovšem za to, abychom takové prvotní černé díry nalezli, neboť umělá akrece hmoty na černou díru by mohla rázem vyřešit energetické problémy lidstva. Jak známo, ukázal již před lety Penrose, že částice vlétnuvší do ergosféry rotující černé díry se rozpadá na dvě částice, z nichž jedna opět opouští ergosféru s kinetickou energií vyšší, než byla energie původní částice. Přídavnou kinetickou energii si nová částice opatří právě na úkor energie rotující černé díry.

Akreční disk kolem černé díry bude patrně nutný i při výkladu povahy kvasarů, neboť pozorované emisní spektrum průměrného kvasaru nelze vysvětlit tak, že vzniká při gravitačním kolapsu. Akreční disk obecně zvyšuje svítivost materiálu oproti situaci, kdy hmota padá přímo do černé díry.

Studium gravitačního kolapsu černých děr vede nepřímo i k pokroku našeho nazírání na proslulé gravitační záření. Astrofyzikové i fyzikové se shodli v názoru, že ve známých Weberových pokusech nebylo detekováno gravitační záření z vesmíru. Ostatní výzkumné skupiny nejsou totiž s to pokus reprodukovat, a navíc jsou zde i závažné teoretické námitky: Kdyby byly Weberovy koincidence gravitačními impulzy, dostali bychom se skoro určitě do sporu se zákonem zachování hmoty a energie, poněvadž gravitačního záření je prostě příliš mnoho.

K. S. Thorne, který je předním odborníkem v relativistické astrofyzice, soudí, že citlivost detekčních přístrojů pro gravitační vlny je třeba zvýšit aspoň stokrát a že během pěti let budou takové experimenty možné. V původních Einsteinových výpočtech z r. 1918 se uvažovalo gravitační záření při zrychlování pomalu se pohybujících nevelkých těles. Dnes však uvažujeme o astrofyzikálních objektech, jež se pohybují rychle a v silných gravitačních polích. Thorne ukazuje, že existuje celkem pět typů gravitačního záření, počínaje původním Einsteinovým a konče tzv. ohniskovým zářením, kdy jedna část masivního tělesa zaostřuje do ohniska jinou část gravitačního pole. Největší naději má detekce gravitačního záření při kolapsu supernovy, dále pak gravitační záření pulzarů, jader galaxií a kvasarů a také záření vyvolané blízkými přiblíženími hvězd ve hvězdokupách. Autor uvádí, že pomocí safírového krystalu o hmotnosti 10 kg bychom měli být schopni zaznamenat gravitační záření supernov v kupě galaxií v souhvězdí Panny (vzdálenost 15 Mpc) několikrát za rok.

Výčet kosmických tajemností ukončíme poznámkami o stále nevysvětlitelných kosmických vzplanutích gama. Jejich průměrný roční počet se udává nyní na 82 úkazy. Zdroje vzplanutí jsou od nás vzdáleny nanejvýš 300 pc a leží patrně v místním spirálním rameni. Z rozboru energetického spektra v pásmech 2,0 ÷ 7,9 keV a 0,067 ÷ 5,1 MeV vyplývá, že v náběhu vzplanutí spektrum tvrdne a po maximu opět měkne. Vlastní vzplanutí začíná sérií kratičkých (do 60 ms) mikrozáblesků o celkovém trvání do 2 s. Pak následuje vlastní mohutné vzplanutí a poté doznívání úkazu po dobu desítek sekund. Odtud lze odvodit, že průměr zdroje není vyšší než 18 000 km a že zdrojem vzplanutí nejsou rázové jevy, exploze supernovy nebo gravitační kolaps.

Hypotéz, které se snaží vysvětlit tyto úkazy, je více než dost; podle mínění jednoho astronoma dokonce více, než samotných pozorovaných vzplanutí. Snad i zde hraje roli vhodný akreční disk kolem kompaktního tělesa, což je model, jenž se osvědčil jako velmi užitečný v mnoha oblastech soudobé astrofyziky. Její autoři hledají původ vzplanutí gama v obdobě slunečních erupcí na určitých typech proměnných hvězd.

Zatím musíme být nejspíš trpěliví, neboť na správnou hypotézu si ještě hezkou chvíli počkáme. Snad nám pomohou nová přesnější a podrobnější pozorování. Pracuje se totiž na vývoji výškových balonů s detekční aparaturou pro záření gama, jež by měla být stokrát až desettisíckrát citlivější než přístroje na družicích Vela.

Aparatury na balonech mají celou řadu předností jak proti pozemským pozorováním, tak i proti měřením z raket či kosmických sond. Je dokonce možné, že balony se přičinily i o jeden z objevů, které mohou pohnout celou fyzikou. Roku 1973 byly ve společném experimentu týmů z berkeleyské a houstonské univerzity vypouštěny výškové balony (výška 40 km) nesoucí bloky fotografických emulzí a plastických fólií. Stopy v emulzích nasvědčují tomu, že se podařilo detekovat hypotetické elementy magnetického pole – tzv. monopóly. Existenci magnetických monopólů předpověděl Dirac r. 1937. Mají mít magnetický náboj 137, pohybovat se 50 % rychlostí světla a na elementární částici mají mít hmotnost zcela nevídanou – asi 200 protonových hmotností. Zdá se, že parametry nalezených stop v emulzi souhlasí s teoretickou představou o monopólech; ovšem celý experiment naléhavě vyžaduje nezávislé potvrzení.

V loňském roce byla zveřejněna řada astronomických měření, která přímo či nepřímo ověřují platnost obecné teorie relativity. Nejvýznamnější jsou bezpochyby rádiová měření poloh bodových rádiových zdrojů (kvasarů) v blízkosti slunečního disku. Jde vlastně o moderní obdobu Slunce. Výhodou rádiového oboru je především nezávislost na slunečních zatměních a také okolnost, že homogenita ionosféry je pro rádiové vlny daleko lepší než homogenita atmosféry pro optická měření. To znamená, že výsledné odchylky poloh jsou určeny s daleko menšími středními i systematickými chybami. Označíme-li teoretickou hodnotu posunu odvozenou z obecné teorie relativity koeficientem K = 1, pak měření Národní radioastronomické observatoře v Green Banku dalo v jednom případě K = (1,015 ±0,011) a ve druhém případě K = (0,99 ±0,03). Holanďané dostali ve Westerborku K = (1,038 ±0,034). Rozbor dráhy a zpoždění signálů sond Mariner 6 a 7 vede ke koeficientu K = (1,00 ±0,03). Konkurenční Bransova-Dickeova gravitační teorie předvídá koeficient K = 0,95, a tak se zvolna ocitá v rozporu s pozorováním.

Ani Dickeova a Goldenbergova měření zploštění Slunce z r. 1967 neobstála, ačkoliv by je Dicke pro svou domněnku o rychle rotujícím filtru Slunce a z něho vyplývajícím kvadrupólovém momentu nutně potřeboval. Hill a Stebbins naměřili pětkrát menší hodnotu zploštění (0,0184 ±0,0125)″, což je v dobré shodě s teoretickou hodnotou zploštění počítanou z pozorované rychlosti rotace povrchu Slunce (0,0157″).

Můžeme tudíž i nadále plně důvěřovat závěrům obecné teorie relativity, a tedy i suchému konstatování, že astronauti na stanici Skylab 3 získali díky dilataci času v rychle se pohybující kabině celých 5 ms času oproti svým pozemským vrstevníkům! Navíc ukázal T. Gold, že dilatace času nastává i tehdy, když se nikdo nikam nepohybuje. Jestliže člověka symetricky obložíme vrstvou těžkých hmot o celkové hmotnosti M a poloměru vrstvy R, pak čas uvnitř této skořápky t se zpomalí vůči času vně skořápky, a to podle vztahu t = t₀ (l GM/Rc²) , kde G je gravitační konstanta a c je rychlost světla. Gold nazývá tento paradox paradoxem matky a dítěte (na rozdíl od známějšího paradoxu dvojčat), neboť je v něm obsažen návod, jak milující matka může prodloužit mládí svého dítěte. Bude-li každého večera, když dá dítě spát, obkládat postýlku symetricky těžkými hmotami, které ráno před probuzením dítka zase opatrně vzdálí do nekonečna, docílí tím prodloužení života svého potomka vůči všem lidem, kteří takto obkládáni nebyli.

Einsteinova teorie nepředpokládá, že by se gravitační konstanta měnila s časem. Dirac však r. 1938 uveřejnil hypotézu, podle níž gravitační konstanta s časem klesá. Tím by se dalo „přirozeně“ vysvětlit rozpínání vesmíru a snad i pohyby kontinentů (na rozpínající se Zemi, jež „praská ve švech“). Pro tento zdánlivě bizarní nápad hledá experimentální podporu americký astronom T. C. van Flandern, který srovnával atomový čas (definovaný hodinami na Zemi) s časem efemeridovým, a to na základě přesných měření pohybu Měsíce. Zjistil, že relativní změna konstanty je nenulová, činí 1,2.10^-10 ročně. Tomu by odpovídala hodnota Hubbleovy konstanty expanze vesmíru (59 ±15) km/s/Mpc. Kupodivu jde o hodnotu, která je ve velmi dobré shodě s přímými určeními Sandageho aj.

Naproti tomu K. M. Towe dovozuje, že Diracova hypotéza vyžaduje i spojité tvoření hmoty. To je v rozporu s mineralogickou analýzou starých pozemských či měsíčních hornin. Tvoření hmoty v krystalech, které vznikly před 3 miliardami let, by mělo být již tak významné, že by narušilo stabilitu krystalových mřížek a krystaly by se rozpadly. Krystalografická měření však ukazují, že rozměry krystalových mřížek starých a nových krystalů jsou totožné.

R. Florentin aj. zkoušeli testovat nezávislost velikosti Planckovy konstanty na čase. Užili k tomu speciálního fotonásobiče, který dovoluje rozlišit energii dopadajících fotonů. Měřili energii fotonů přicházejících z galaxií s červeným posuvem z = 0,14 a srovnávali ji s energií fotonů přicházejících od hvězd z naší Galaxie. Ukazuje se, že při dané vlnové délce mají „staré“ i „mladé“ fotony touž energii. Dále je známo, že aberační konstanta pro vzdálené i blízké galaxie je stejná. To znamená, že rychlost světla c je nezávislá na vzdálenosti a stáří objektu. Ve známém výrazu pro energii fotonu E = h.c/ λ je pro dané λ také E konstantní, a poněvadž c je univerzální konstanta, plyne odtud, že i h – Planckova konstanta – je nezávislá na čase. Jelikož dále červený posuv galaxií v optickém i rádiovém oboru je shodný, plyne odtud, že i náboj elektronu je veličina na čase (a poloze v prostoru) nezávislá. Na rozdíl od van Flandernových výpočtů vyplývá z rozboru historicky nejstarších zatmění Měsíce, že také gravitační konstanta je na čase nezávislá. Relativní změna gravitační konstanty vychází (-1,9 ±2,6); v mezích přesnosti měření je tudíž nulová.

Všechny tyto astronomické údaje stále lépe potvrzují velmi podstatný postulát, skrytě obsažený ve většině soudobých fyzikálních teorií: Fundamentální konstanty v přírodních zákonech jsou nezávislé na prostoročasových souřadnicích. Zdá se, že tato solidnost fyzikálních konstant umocňuje naši důvěru v platnost principu, který zdaleka nezní tak jednoznačně: Vývoj živé hmoty – a rozumných bytostí – probíhá ve vesmíru podle shodných pravidel jako u nás na Zemi.

Jedině tehdy, platí-li tento „princip“, mají smysl následující poznámky o existenci vyspělých civilizací ve vesmíru, které vyplývají ze soudobých astronomických poznatků. H. Abt a S. Levy se zabývali relativním zastoupením vícenásobných hvězd v Galaxii a ukázali, že asi 42 % hvězd je osamělých, 46 % jsou dvojhvězdy, 9 % trojnásobné a 2 % čtyřnásobné systémy. Fragmentace prahvězdy na vícenásobný systém způsobí, že značná část původního momentu hybnosti prahvězdy se spotřebuje na rozštěpení. Tím lze vysvětlit nízkou rychlost rotace hvězd slunečního typu. Sledujeme-li relativní četnost dvojhvězd s různou hmotností sekundární složky, ukazuje se, že asi dvě třetiny dvojhvězd mají sekundární složku s hmotností nad 0,07 M_O. To je totiž minimální hmotnost, pro kterou může hvězda ještě zapálit termonukleární reakci. To jinými slovy znamená, že jedna třetina dvojhvězd má sekundární složky méně hmotné, než je uvedená mez; zřejmě tedy jde o planety. Autoři proto naznačují, že planetární systémy bychom měli hledat především u hvězd, které nemají detekovatelné hvězdné průvodce. Tím samozřejmě není vyloučena existence planet i u dvojhvězdných či vícenásobných systémů. Naopak, ukazuje se, že i kolem dvojhvězd lze nalézt oblasti s dostatečně stabilními drahami planet, které jsou mateřskými tělesy víceméně konstantně ozařovány. Planeta ve dvojhvězdné soustavě má jen o 25 % menší naději, že se stane nositelkou života, než planeta u izolované hvězdy.

Úhrnem lze odhadnout, že v naší Galaxii je 25 miliard hvězd, kolem nichž jsou planety vhodné pro rozvoj života toho typu, který známe na Zemi. Zdálo by se tedy, že nalezení pokročilé civilizace nemůže být nijak obtížné. Hlavní neznámou našich úvah zůstává neznalost délky období, po něž lze civilizaci označit za technickou. Toto období není pravděpodobně astronomicky vzato příliš dlouhé, poněvadž jinak bychom nejspíš už narazili na civilizaci, která vládne energetickými výkony srovnatelnými se svítivostí Galaxie.

Předpokládejme, že dvě technické civilizace mají 95% naději na vzájemný kontakt. Pokud je průměrné trvání technické civilizace tisíc roků, pak je ta nejbližší od nás 3 500 světelných let (1 kpc) daleko. Pokud však technická civilizace vydrží 10 milionů let, pak je možno ji nalézt už ve vzdálenosti 110 světelných let (35 pc) a při výdrži 1 miliardy let klesne tato vzdálenost na 24 světelných let (7 pc).

Na hvězdy v nejbližším okolí Slunce se upírá stále největší zájem – družice Copernicus věnovala část svého vzácného pozorovacího času zkoumání, zda civilizace blízkých hvězd τ Ceti, ε Indi a ε Eridani nás neozařují ultrafialovými laserovými záblesky. Výsledky měření jsou negativní.

Velmi pozoruhodný je návrh H. J. Gerritsena a S. J. McKenny, kteří usuzují, že první kontakt s cizí civilizací bude uskutečněn zcela nepochybně na rádiových vlnách. Tyto vlny procházejí dobře mezihvězdným prostředím, lze je poměrně snadno a lacino generovat i modulovat a obsahují i přirozený frekvenční normál – vodíkovou čáru na frekvenci 1 420 MHz. Nejistota ve znalosti pohybu Slunce vůči středu Galaxie způsobí, že svůj signál musíme být schopni rozladit o ±50 kHz od této frekvence, ale to je technicky dobře proveditelné. Autoři připomínají práci Luneberga z r. 1944, který dokázal, že koule s proměnnou dielektrickou konstantou (uprostřed koule je dielektrická konstanta 2 a na povrchu 1) má tu vlastnost, že rádiové vlny dopadající z určitého směru na povrch koule jsou soustředěny do ohniska, jež leží na protilehlém místě povrchu koule. To jinými slovy znamená, že tzv. Lunebergova čočka představuje rádiovou analogii širokoúhlého objektivu (typu „rybí oko“), známého z fotografické optiky. Experimentální pokusy s koulemi z polystyrenu o průměru 2,5 m potvrdily Lunebergův předpoklad.

Zmínění autoři navrhují konstrukci dvou čoček o průměru 80 m, jež by byly umístěny na umělé kosmické stanici anebo na Měsíci a jež by byly schopny zachytit rádiové záření civilizací, disponujících stejnými rádiovými výkony jako my na Zemi, ze vzdálenosti nejméně 40 pc (130 světelných let). Každá čočka by byla konstruována tak, že její horní polokoule by byla určena pro příjem signálů a spodní polokoule pro vlastní detekci, tj. pro každou hvězdu by bylo vypočteno místo, kam se její rádiové záření ostře zobrazí, a tam by byl umístěn vlastní detektor. Celkem by tak zadní polokoule obou čoček byly pokryty asi 160 000 detektory – tolik hvězd je v dosahu 80m čoček. Projekt Argus, jak je tento potenciální experiment zatím nazván, má několik předností. Jeho technická realizace je dosti dobře myslitelná a objekty, jež by byly v dosahu přístroje, by byly pod trvalou a simultánní kontrolou. To neobyčejně zvyšuje naději na zachycení signálů i v případě, že cizí civilizace vysílají své volací značky jen po krátkou dobu. Jestliže aspoň jeden z účastníků mezihvězdného spojení používá celooblohové Lunebergovy čočky, pak by navázání kontaktu mělo být možné v nejhorším případě po dvou stoletích a v nejpříznivějším případě již po šesti letech. To jsou ukazatele podstatně příznivější než pro jiné navržené projekty.

Projekt s daleko příznivějším cílem, nazvaný ARIES, dokazuje, že astronomické výzkumy neovlivňují pouze hypotetické úvahy o rozumných bytostech kdesi daleko ve vesmíru: astronomové mohou pomoci i při řešení zcela konkrétních problémů naší utrápené planety. Moderní radiointerferometrie dokáže měřit velmi přesně polohy objektů na nebi, pokud jsou to objekty bodové. Naopak, známe-li dosti přesně polohu takových bodových objektů, můžeme tak velice přesně zjistit vzájemnou polohu radioteleskopů. Díky kvasarům, jež jsou vhodnými vzdálenými bodovými objekty, lze dnes docílit centimetrové přesnosti při určování vzdálenosti radioteleskopů na základnách vzdálených od sebe až tisíce kilometrů. To je přímo ideální situace pro geofyziky zabývající se předpověďmi zemětřesení. Zdá se totiž, že již delší dobu před vznikem ničivého zemětřesení se zvětšují pohyby pevninských ker vůči sobě. A tak recept pro předvídání zemětřesení bude možná znít už brzy tak, že vezmeme pár velkých radioteleskopů, které umístíme na různé pevninské kry. Budeme jimi zaměřovat kvasary a odtud dostaneme vzájemné posuvy přístrojů, tedy i přilehlých pevninských ker. Takový sledovací systém se v rámci projektu ARIES právě vytváří v Kalifornii, kde nebezpečí velkých zemětřesení není zanedbatelné. Přesnost měření poloh radioteleskopů již dosáhla hodnoty ±0,1 m a lze očekávat, že se ještě nejméně o řád zvýší.

Ani optičtí astronomové nezahálejí a pilně zdokonalují i rozšiřují park velkých astronomických dalekohledů. V říjnu 1974 byl uveden do chodu 4m reflektor na Cerro Tololo v Chile, v červnu 1975 2,6m dalekohled v Las Campanas v Chile a zhruba v téže době počal pracovat angloaustralský teleskop o průměru 3,9 m v Siding Spring v Austrálii. Naproti tomu byla uzavřena známá Radcliffova hvězdárna v Jižní Africe.

Ondřejovský dvoumetrový dalekohled zaznamenal loni hned několik rekordů. Pracoval ve 128 nocích, což je nejvíc v celé jeho historii (o 28 % více, než je průměrná hodnota), a čistý pozorovací čas byl dokonce o 76 % nad normálem. Kromě již zmíněných pozorování Novy Cygni 1975 a hvězdy ο Andromedae zde byla vykonána důležitá spektrální pozorování komety 1975h (pod vedením prof. V. Vanýska) a zhotoveny velmi kvalitní snímky centrální oblasti kulové hvězdokupy M13 (Z. Kadla – Pulkovo, M. Antal – ASÚ SAV) (viz též ŘH 12/1975, str. 232).

V loňském roce slavila třísté výročí od založení (22. června 1675) proslulá Greenwichská hvězdárna. Připomněli jsme si také, že 22. listopadu 1675 změřil O. Roemer poprvé rychlost světla (dnešní nejlepší hodnota činí c = 299 792,459 km/s).

Zlaté medaile britské Královské astronomické společnosti obdrželi J. Greenstein za celoživotní dílo v astronomické spektroskopii a E. J. Öpik, astronom s vpravdě renesančními zájmy, který publikoval přes 800 vědeckých prací, jimiž zasáhl téměř do všech oborů astronomie, od pozorování meteorů až po kosmogonii. Eddingtonovu medaili získali R. Penrose a S. Hawking za práce týkající se singularit v teorii gravitačního kolapsu.

Holanďan L. Woltjer se stal nástupcem svého krajana A. Blaauwa ve funkci ředitele Evropské jižní observatoře ( ESO) a B. C. Murray se stal ředitelem Laboratoře pro tryskový pohon ( JPL) po známém W. Pickeringovi, jenž zde šéfoval plných 21 let a jenž vedl řadu neobyčejně úspěšných výzkumů na kosmických sondách typu Explorer, Surveyor a Mariner.

Také v Astronomickém ústavu ČSAV došlo k „výměně stráží“. Dosavadní ředitel člen-koresp. ČSAV L. Perek byl jmenován vedoucím oddělení pro záležitosti kosmického prostoru při sekretariátu OSN v New Yorku a novým ředitelem ústavu se stal člen-koresp. ČSAV V. Bumba, známý odborník v oboru sluneční fyziky.

Proslulý bouřlivák světové astronomie prof. F. Hoyle oslavil své šedesátiny účastí na speciálním kolokviu v Benátkách. Uveřejnil v průběhu třiceti let velkou řadu originálních a kontroverzních hypotéz, od výkladu vzniku těžkých prvků při explozi supernov až po teorii stacionárního vesmíru, které vesměs rozvířily ostré, ale i nesmírně prospěšné diskuse. Když G. B. Shaw svého času prohlásil: „Rozumný člověk se přizpůsobuje okolnostem, nerozumný se snaží svět přizpůsobit sobě. Proto veškerý pokrok závisí na nerozumných lidech,“ měl tím nepochybně na mysli právě prof. Hoyla a astronomy jemu podobné.

Žeň objevů – rok 1976

Zdá se, že málokterá z klasických přírodních věd se může v posledních desetiletích pochlubit takovým tempem rozvoje jako právě astronomie. I když jsou kvantitativní měřítka ošidná, přece jen naznačují, že jsme svědky vskutku nevídaného rozmachu výzkumu vesmíru: vedoucí světový astronomický časopis The Astrophysical Journal uveřejnil v roce 1935 celkem 54 vědeckých prací. Týž časopis přinesl v roce 1975 úhrnem 734 článků, což představuje vzrůst v poměru 1 : 14, tj. o 7 % ročně. Přitom za posledních šest let činí tento přírůstek již 13 % ročně a hmotnost loňského ročníku časopisu přesáhla 16 kilogramů!

Ještě výrazněji se rozkvět astronomie odráží v rozsahu našich výročních přehledů v Říši hvězd. První „Žně“ z r. 1968 zabraly v Říši hvězd 6 tiskových stran, kdežto loňské již 28 stran, takže průměrný roční přírůstek se pohybuje kolem 31 %! To může těšit příznivce astronomie, méně však již usouženou redakční radu časopisu, která prostou extrapolací zjistila, že kolem r. 1985 by obdobný přehled zabral celý roční rozsah časopisu... Pisatel se proto zavázal, že proti tomu něco podnikne. První „obětí“ úsporných opatření jsou letos objevy učiněné převážně pomocí družic a kosmických sond, které se beztak vyskytovaly paralelně v přehledech o pokrocích kosmonautiky.

Letošní přehled lze stěží začít jinak než významnými pozorováními, která se týkají našeho Slunce. Výklad těchto pozorování může totiž velmi zásadně ovlivnit celou moderní astrofyziku. Především se dále vyhrotil problém nedostatečného počtu slunečních neutrin, zachycených v aparatuře R. Davise jr. Nejrozmanitější výpočty termonukleárních reakcí v nitru Slunce vedou k hodnotě neutrinového toku (6 ±2) slunečních neutrinových jednotek (SNU). Naproti tomu průměrná naměřená hodnota toku v Davisově experimentu je jenom (1,2 ±0,5) SNU. Pouze jednou v r. 1972 a pak dokonce třikrát v r. 1975–76 byly naměřeny hodnoty blízké teoretickým, a to 5,5, resp. 4 SNU. Ačkoliv rozpor mezi teorií a experimentem již není tak příkrý jako na počátku Davisových měření, vyskytují se stále častěji názory, že nedostatek slunečních neutrin prostě znamená, že ve Slunci vůbec neprobíhají termonukleární reakce! To je nepochybně předčasný závěr. Především potřebujeme naléhavě nezávislá měření provedená jinou výzkumnou skupinou a případně i pomocí odlišné metody. V současné době se dokončuje neutrinová aparatura v SSSR na severním Kavkazu v oblasti poblíž 6m optického a 600m rádiového teleskopu. Mezitím ukázal prof. McCrea, že zdroj sluneční energie by mohl být kombinován ze dvou složek: méně vydatné termonukleární reakce v nitru a akrece mezihvězdné hmoty na povrchu Slunce. Jestliže Slunce získalo za 5 miliard let svého života přibližně 10²⁷ kg mezihvězdné hmoty akrecí (a to je ve shodě s dnešní hodnotou průměrné hustoty mezihvězdné látky), pak je očekávaný neutrinový tok pouze 1,4 SNU, v dobrém souhlase s Davisovými měřeními.

Sotvaže jsme však aspoň podmíněně vyřešili problém slunečních neutrin, vynořila se jiná nečekaná nesnáz. Sovětští astronomové z Krymské hvězdárny pod vedením akad. Severného oznámili, že v letech 1974–75 objevili pomocí slunečního magnetografu pravidelné oscilace slunečního povrchu s amplitudou 10 km a periodou 2 h 40 min ±0,5min. Jejich objev byl vzápětí potvrzen britskými astronomy z univerzity v Birminghamu. Tamější odborníci nalezli periodu oscilací 2 h 39 min ±2 min. Obojí měření udávají rychlost pohybu povrchu Slunce na 1 ÷ 2 m za sekundu. Je svědectvím velkého pokroku experimentální techniky, že se tak nepatrné oscilace dají vůbec odhalit, ovšem teoretické důsledky objevu snad zatím ani nedokážeme docenit.

Pokud totiž povrch Slunce osciluje, skýtá nám to možnost „nahlédnout“ do jeho nitra, podobně jako geofyzikové studují nitro Země pomocí záznamů seizmických vln. V uplynulém roce proto vzplanula mezi odborníky vzrušená diskuse o tom, jakým způsobem vlastně Slunce osciluje – zda je to prostá radiální pulzace jako u některých typů proměnných hvězd, anebo neradiální změny ve tvaru Slunce, či dokonce jevy, které se maskují jako sluneční vibrace. Pokud totiž Slunce skutečně pulzuje s periodou 2,67 h, znamená to, že jeho nitro je homogenní, hustota směrem k jádru Slunce téměř nestoupá, a to je v naprostém rozporu s představou o termonukleárních reakcích ve slunečním nitru. I v tomto případě se už našli astronomové, kteří prohlašují, že zde máme další důkaz, že teorie o termonukleárním zdroji hvězdné energie je zcela chybná, ale i tentokrát bych chtěl požádat čtenáře, aby se neukvapovali. Není nikterak snadné, aby se astrofyzika vzdala termonukleárních reakcí v nitrech hvězd, a není také vyloučeno, že výklad oscilací bude nakonec mnohem prozaičtější. Zdá se totiž, že celý jev mohou způsobovat sluneční supergranule, oblasti ve sluneční fotosféře s konvekčními pohyby, jejichž rozměry dosahují řádově 10⁴ km. Pokud se tato domněnka potvrdí, budou mít astrofyzikové o starost méně. Znovu si však musíme připomenout Eddingtonovo varování, že nemáme věřit žádnému pozorování, pokud není vyloženo teoreticky.

Již potřetí se – s ohledem na zájem široké veřejnosti – vracíme ke vztahu planetárních vlivů na sluneční činnost a odtud zpětně na četnost zemětřesení. Během posledního tisíciletí bylo celkem šest planetárních konstelací, při nichž se planety seřazují tak, že jejich úhrnné slapové působení na Slunce dosahuje maxima: r. 1087, 1266, 1445, 1624, 1803 a 1982. Podle čínských záznamů bylo v téže době v Číně 11 zemětřesení stupně 8 podle Richterovy stupnice. Ani v jednom případě nenastala zemětřesení v době planetární konstelace. Během téže doby byla zaznamenána celkem čtyři období zvýšené seizmické činnosti: r. 1011–1076, 1290–1368, 1484–1730 a 1812–1976. Pouze v jediném případě, a to r. 1624, došlo v Číně k zemětřesení 6. stupně v době planetární konstelace. Tím se zdá být korelace mezi planetárními konstelacemi a zvlášť ničivými zemětřeseními na Zemi přesvědčivě vyloučena.

Konečně pak další autoři poukazují na skutečnost, že v letech 1645–1715 a pravděpodobně i v letech 1460–1550 sluneční činnost zcela ustala (tj. na Slunci nebyly žádné skvrny), ač v téže době planety zcela prokazatelně neopustily své dráhy. To značně oslabuje hypotézu o slapovém vlivu planet na sluneční činnost, jak ji formulovali Jose a Wood v r. 1965 a znovu Okal a Anderson r. 1974.

Vlastní výzkum planet a Měsíce se dnes děje ponejvíce pomocí družic a kosmických sond. Na pozemskou astronomii proto připadají jen některé speciální úkoly, avšak i ty vedly loni k zajímavým objevům. Přímá i nepřímá měření ukázala, že Venuše má atmosféru mnohem hustší, než je atmosféra Země. U povrchu dosahuje hustota hodnoty 64 kg/m³. Tento obal spolehlivě chrání povrch planety před pádem meteoritů. Minimální hmotnost tělesa, jež by bylo s to proniknout atmosférou Venuše, se odhaduje na 10¹¹ kg při rychlosti 40 km/s. Takový meteorit by při dopadu vytvořil kráter o průměru 33 km. Radarová měření topografie Venuše však ukázala, že jsou tam též krátery s rozměry podstatně menšími: byly již rozlišeny krátery o průměru 150 ÷ 300 m. Odtud plyne prakticky jednoznačně, že hustota atmosféry Venuše byla v minulosti podstatně nižší, a to je velmi pozoruhodné zjištění, významné pro kosmologii planet i sluneční soustavy.

Radarová měření rovněž dokázala synchronní rotaci prstenců Saturnu, tj. částice prstenců by byly z hlediska pozorovatele na povrchu Saturnu stacionární. Na čtyřech družicích Saturnu byl spektroskopicky dokázán vodní led, takže teplota na povrchu těchto družic se pohybuje kolem 80 K. Také na povrchu Pluta byla zjištěna námraza – jenže tvořená metanem. Znamená to, že teplota povrchu je nižší než 50 K. Současně se zdá, že povrch planety se skládá z nepřetvořeného materiálu, který „pamatuje“ sám vznik sluneční soustavy.

Podle A. G. Camerona měl vznik sluneční soustavy daleko dramatičtější průběh, než se dosud soudí. Sluneční pramlhovina se počala smršťovat v okamžiku, kdy byla zasažena zářením supernovy, která vybuchla v její bezprostřední blízkosti. Gravitační kolaps mlhoviny a její zploštění v tlustý disk pak proběhly velmi rychle – během 10⁶ let. V téže době se vytvořilo zárodečné Slunce, které se tehdy podobalo eruptivním hvězdám typu T Tauri. Podle současných názorů ztrácejí tyto hvězdy jistý zlomek hmoty velmi intenzivním hvězdným větrem – hovoříme proto dokonce o hvězdné vichřici. Sluneční vichřice umožnila vymést ze zárodečného planetárního disku větší množství hmoty – odhaduje se, že dnešní planety představují pouhé 1 % původní hmotnosti planetárního disku.

Zvláštním problémem zůstává i nadále existence pásu planetek mezi Marsem a Jupiterem. Zdá se, že také tento pás byl původně řádově tisíckrát hmotnější než dnes. Zárodečné planetární prvky – planetesimály – se postupně setkávaly v úsilí vytvořit i v tomto prostoru větší planetu. Tento proces však byl přerušen nejspíš kvůli gravitačním poruchám již „dohotoveného“ Jupiteru. Proto v době zhruba před 4,0 miliardami let se větší část planetesimál a jiného zlomkovitého materiálu dostala na výstředné dráhy a intenzivně bombardovala povrch terestrických planet i Měsíce. Bombardování skončilo během nějakých sto milionů let a jeho důsledky v podobě impaktních kráterů můžeme dodnes pozorovat na povrchu Měsíce, Merkuru i Marsu.

Zvláštní meteoritické shluky byly loni zjištěny právě pomocí Měsíce. Seizmometry umístěné na povrchu Měsíce totiž registrují dopady meteoritů na měsíční povrch už po dobu tří let pomocí tří stanic. To umožňuje přesně určit i místo dopadu meteoritu, jakož i jeho přibližnou hmotnost. Za 924 dní v letech 1973–75 bylo zaznamenáno celkem 815 dopadů. Četnost dopadů se zřetelně zvýšila v listopadu a v prosinci r. 1974 a v červnu r. 1975. Odtud vyplývá nečekaný závěr, že v okolí zemské dráhy se vyskytují meteoritické shluky o průměru 0,1 AU (1,5.10⁷ km) a úhrnné hmotnosti 10¹¹ kg. Měsíc jako těleso bez atmosféry a se značným „účinným průřezem“ pro zachycení meteoritů se tak stal přímo součástí vědecké aparatury.

Na závěr přehledu objevů ve sluneční soustavě připojuji údaje získané při studiu Kohoutkovy komety (1973 XII). Průměr jejího jádra byl 4,2 km, jádro bylo pokryto ledem, kyanem, kyanovodíkem a acetonitrilem. Disociací molekul vody se během přiblížení ke Slunci vytvořil kolem komety rozsáhlý oblak molekulárního vodíku, čímž ovšem kometa rychle ztrácela hmotu. Úhrnná ztráta hmoty v perihelu je řádu 10¹¹ kg, z toho 2/3 připadají na molekuly vody. Celková hmotnost komety byla kolem 5.10¹³ kg – komety tudíž nemohou přežít příliš časté návraty ke Slunci a nakonec se změní v temné „hroudy“. Poměr izotopů uhlíku ¹²C/¹³C v materiálu komety činil 89, a shoduje se tak s hodnotou odvozenou pro meteority, měsíční vzorky i pozemské horniny. Jelikož pro mezihvězdnou hmotu je příslušný poměr jen 40, znamená to, že komety vznikají až současně se sluneční soustavou. Už jen tento stručný výčet výsledků potvrzuje slova známého kometárního odborníka prof. F. L. Whipplea: „Ačkoliv v očích laické veřejnosti byla Kohoutkova kometa naprostým fiaskem, vědecky byla vrcholným úspěchem, neboť je to nejlépe pozorovaná kometa v celé historii astronomie.“

Fázové zpoždění mezi pozorováním význačného astronomického úkazu a publikací vědeckých výsledků postihlo též jiný vzácný jev, jímž byla bezpochyby nova V1500 Cygni. Teprve nyní můžeme na základě přímých pozorování i zkoumání archivních snímků rekonstruovat celý průběh exploze. Čtvrt století před výbuchem byla nova slabší než 21 mag, ale počátkem srpna 1975 se již zjasnila, a to na 16 mag. Vlastní exploze začala 25. srpna a za 6 dní dosáhla nova maxima 1,8 mag. Celkovou amplitudou změny jasnosti nejméně o 14 mag je nova unikátem a připomíná téměř výbuch supernovy typu I. Po maximu, jak známo, jsme mohli pozorovat vůbec nejprudší pokles jasnosti až o 1 mag za den, takže už týden po maximu přestala být nova viditelná prostým okem. Koncem r. 1975 byla 10 mag a koncem r. 1976 již 12 mag. Fotometrické oscilace jasnosti, zjištěné týden po maximu, stále trvají s mírně proměnnou periodou 0,14 d. Amplituda oscilací byla ve vizuálním oboru nejprve 0,03 mag, ale podle posledních měření už přesahuje 0,5 mag. Na rozdíl od loňských zpráv neměla nova vůbec tzv. orionové a difuzní vzbuzené spektrum, takže již 8. září 1975 se ve spektru objevily zakázané čáry, typické pro závěrečné nebulární stadium vývoje novy. Při střední expanzní rychlosti 1 300 km/s ztratila nova během výbuchu 10²⁶ kg hmoty, tj. 10^-4 M_O. Odhady vzdálenosti novy se pohybují v rozmezí 1,15 ÷ 1,85 kpc.

Všechny popsané anomálie Novy Cygni lze podle Starrfielda aj. vysvětlit nejsnáze tak, že v tomto případě vybuchla osamělá hvězda, a nikoliv dvojhvězda, jak je tomu pravděpodobně u všech běžných nov. Autoři domněnky soudí, že osamělý bílý trpaslík získával akrecí mezihvězdného vodíku tolik hmoty, že to nakonec vedlo k termonukleární explozi povrchu hvězdy.

U hvězdných explozí ještě na chvíli zůstaneme. Dne 1. května r. 1006 n. l. vzplanula v souhvězdí Vlka vůbec nejjasnější supernova historicky doložená ( Lupus 1006). Její pozůstatek byl před několika lety identifikován rádiově jako zdroj PKS 1459-41. Družice OSO-7 nalezla na témže místě rentgenový zdroj v pásmu 1 ÷ 10 keV a loni objevil S. van den Bergh i optický pozůstatek 4m reflektorem na Cerro Tololo (CTIO). Na přímé fotografii nalezl svítící vlákno dlouhé 9′, jež se nachází 10′ severně až severozápadně od rádiového zdroje. Při vzdálenosti 1,2 kpc dostáváme celkovou energii exploze 10⁴³ J. Tím byla vlastně dokončena optická a rádiová identifikace všech zbytků supernov, jež vzplanuly v Galaxii v posledním tisíciletí. Všechny supernovy, až na objekt v Cassiopei z r. 1572, jsou též zdroji rentgenového záření. Nepřítomnost rentgenového záření v tomto jediném případě lze vysvětlit nejspíš velkou vzdáleností objektu.

Rentgenové studium oblohy se mezitím stává zcela samostatným a mimořádně úspěšným odvětvím astrofyziky. Objevů a pozorování všeho druhu je tolik, že bez dostatečného odstupu je ani nelze logicky utřídit.

Podobně jako v předešlých letech bylo publikováno množství prací týkajících se zdrojů Cyg X-l, Her X-l, Cen X-3, Sco X-1 a Cyg X-3. Ve všech případech se potvrzuje dvojhvězdný model systémů se sekundární kompaktní složkou (bílý trpaslík, neutronová hvězda, černá díra), jenž získává hvězdným větrem primární složky anebo přetokem plynu přes Lagrangeův bod plynný materiál do akrečního disku, který rotuje kolem kompaktní složky. Případné nestability v množství přetékající hmoty způsobují vzplanutí rentgenového záření. Rentgenový zdroj ozařuje též zpětně primární složku, vytváří na jejím povrchu „horkou skvrnu“ a ta pak září v optickém oboru spektra.

Výhodou základního modelu je pružnost, s níž jej můžeme přizpůsobovat jednotlivým rentgenovým zdrojům. Ani sebevětší volnost ve výběru parametrů však nestačí k výkladu povahy rentgenových zdrojů v jádrech kulových hvězdokup, kterých už známe bezmála deset. Jejich klidový tok je totiž čas od času krátkodobě zesílen na 20–30násobek klidové hodnoty. Jednotlivé záblesky mají náběhové časy 1 ÷ 2 sekundy a pak následuje exponenciální pokles s charakteristickým časem kolem 10 s. Záblesky se opakují v přibližné periodě několika desetin dne. Jelikož vzdálenosti kulových hvězdokup známe poměrně dobře, lze odtud určit i rentgenovou svítivost zdrojů. Klidové hodnoty jsou řádu 3.10³⁰ W a v záblescích stoupají na 10³² W.

K vysvětlení jevu bylo už navrženo několik domněnek, jejichž společným rysem je existence normálních nebo obřích černých děr v jádrech hvězdokup. Snad nejnadějnější mi připadá hypotéza Grindlaye a Gurského, jež předpokládá existenci obří černé díry v centru kulové hvězdokupy. Černá díra o průměru řádu 10⁵ km (rozměr Saturnu) a hmotnosti 10³ M_O „vychytává“ hvězdy i mezihvězdnou hmotu ze svého okolí. Přírůstek 10^-8 M_O ročně stačí pak vysvětlit klidovou hodnotu rentgenového toku a občasné záblesky jsou pak projevem nestabilit v procesu akrece hmoty na černou díru.

Ani tím však výčet úspěchů (a potíží) rentgenové astronomie nekončí. Během loňského roku se zřetelně vydělila nová skupina rentgenových zdrojů, které snad lze prozatímně označit za přechodné zábleskové zdroje rentgenového záření. Patří k nim objekty označené MXB 0615+093, 1700-335, 1743-293, 1742-297, 0742-50, 1836-227 a ještě několik dalších s málo přesnými souřadnicemi. Společným rysem je opět výskyt mocných záblesků rentgenového záření v pásmu 1 ÷ 18 keV o intenzitě srovnatelné s rentgenovým zářením Krabí mlhoviny. Na rozdíl od předchozí skupiny však nebylo v intervalu mezi záblesky zjištěno žádné klidové rentgenové záření. V některých případech byly pozorovány skutečně ojedinělé záblesky, jindy celé série trvající několik hodin či dní, a konečně jsou známy zdroje s víceméně trvalou zábleskovou aktivitou. V tomto posledním případě je interval mezi následujícími záblesky přímo úměrný energii předchozího záblesku. To prozrazuje působení jakéhosi „čerpacího mechanismu“ – čím déle se energie akumuluje před vyzářením, tím mohutnější záblesk pozorujeme.

Všeobecně se soudí, že přechodné zábleskové zdroje lze vysvětlit pohybem plazmatu v magnetosféře kompaktních, tj. především neutronových hvězd. Energie uvolněná v jediném záblesku je řádu 10³³ joulů. Některá pozorování nasvědčují tomu, že záblesky tohoto typu souvisí se stále záhadnými vzplanutími záření gama, tj. že energičtější úkazy mají maximum energie v oboru záření gama, zatímco méně intenzivní jevy pozorujeme pouze v měkčím rentgenovém oboru energií. Svědčí o tom jednak spektrální rozdělení energie v záblescích i vzplanutích, jednak četnost úkazů v závislosti na poloze energetického maxima: vzplanutí záření gama je za rok sotva deset, kdežto rentgenových záblesků pozorujeme na celé obloze zhruba 10³ ročně. Navíc se zdá dosti pravděpodobné, že čtyři z dosud registrovaných vzplanutí záření gama souvisí s rentgenovým zdrojem Cygnus X-l.

Pro budoucí identifikaci zdrojů vzplanutí gama má možná klíčový význam loňské zjištění italských radioastronomů N. Mandolesiho aj., že dne 16. srpna 1976 asi 60 sekund poté, co pět umělých družic registrovalo vzplanutí gama, zaznamenaly italské radioteleskopy rádiové záblesky na frekvencích 151 ÷ 408 MHz. Záblesky přicházely z mezikruží se středem v poloze α = 9^h42^m a β = 14,8°, přičemž poloměr vnitřní kružnice byl 8° a vnější 20°. To je samozřejmě velice neurčitá poloha, ale hlavní význam pozorování je jasný. Pokud jsou vzplanutí gama doprovázena dostatečně intenzivními rádiovými záblesky, je možné zorganizovat speciální sledovací službu s cílem co nejpřesnějšího určení rádiové polohy zdroje. Dnešní radioteleskopy jsou schopny určovat polohy zdrojů na obloukové vteřiny, a to by bylo pravděpodobně postačující pro optickou identifikaci zdrojů vzplanutí gama (pokud ovšem nejde o zdroje tak málo svítivé, že by je nebylo vidět ani v obřích dalekohledech). Ačkoliv výklad povahy zdrojů vzplanutí gama je i nadále obestřen tajemstvím, přece jen si ze záplavy hypotéz vyberme jednu, jež má jisté sympatické rysy. Předpokládejme, že i za vzplanutí gama mohou dvojhvězdy s kompaktní sekundární složkou. Primární složka dvojhvězdy dodává své družce hmotu prostřednictvím intenzivního hvězdného větru. Hmota se sféricky symetricky ukládá na povrch kompaktní složky. To je přirozeně doprovázeno vznikem rentgenového záření, jak už jsme si dříve připomněli. Jestliže však na primární složce dochází k erupcím (obří obdoby slunečních chromosférických erupcí), projeví se to rázovou vlnou ve hvězdném větru. Tím se náhle zvýší akrece na neutronovou hvězdu či černou díru, a my na Zemi posléze zpozorujeme vzplanutí záření gama.

Zůstaňme nyní ještě chvíli u objevů, které učinila radioastronomie. Snad nejzávažnější pro další studium struktury kompaktních neutronových hvězd jsou pozorování rádiových pulzarů. Jednou z metod, jak studovat stavbu nitra neutronové hvězdy, je zjišťování změn v periodách pulzarů. I když periody některých pulzarů se časem měřitelně nemění, v naprosté většině případů se jejich periody zvolna (sekulárně) prodlužují, což je ve shodě s teoretickým modelem rotující neutronové hvězdy, který již v r. 1968 vypracoval T. Gold. U pulzarů s nejkratšími periodami však byly navíc zjištěny skoky v pulzní periodě, tj. že pozvolna sekulárně se prodlužující perioda se náhle (skokem) o něco zkrátila, a pak se zase obnovilo sekulární prodlužování. Tento úkaz se považoval za důkaz tektonických deformací („hvězdotřesení“) tuhé kůry neutronové hvězdy. Nyní se zdá, že tento výklad musíme opustit. Oba rychlé pulzary (pulzar v Krabí mlhovině i pulzar v souhvězdí Plachet) totiž prodělaly od roku 1969 již tři takové skoky, jak uvádí tabulka:

V tuto chvíli nemáme po ruce žádný kloudný výklad, proč ke skokům v periodě pulzarů dochází. Přitom číselné hodnoty skoků, ač se zdají absolutně velmi malé, jsou změřeny s vysokou přesností. Tak např. nejnovější perioda pulzaru v Plachtách je (89 234 713 880 ±70) ps.

Podobně se zvýšila přesnost v určení parametrů proslulého binárního pulzaru PSR 1913+16, který vzbuzuje stále větší pozornost astronomů i teoretických fyziků. Hmotnost celé soustavy je 2,84 M_O, přičemž obě složky jsou přibližně stejně hmotné. Oběžná doba složek je 7,75 hod. Hodnota velké poloosy oběžné dráhy, násobená sinem sklonu (i) je 7.10⁵ km a výstřednost e = 0,617; sklon i > 21°. Relativistické stáčení periastra bylo zjištěno mimo jakoukoliv pochybnost a dosahuje fantastické hodnoty (4,24 ±0,04)° za rok (srovnejte se 43″ za století pro posuv perihelu Merkuru!) Pokusy o rádiové nalezení primární složky dvojhvězdy, jakož i snahy o optickou identifikaci objektu skončily bez úspěchu: pulzar je opticky slabší než 23 mag.

Rádiové objevy molekul v mezihvězdném prostoru jsou nyní čím dál tím vzácnější. Novým přírůstkem je pouze kyandiacetylen HC₅N (HC≡CC≡CCN), jenž má ze všech dosud známých mezihvězdných molekul nejvyšší molekulovou hmotnost (75). Kromě toho je v mezihvězdném prostoru pravděpodobně přítomna kyselina octová CH₃COOH. Z celkového počtu 38 identifikovaných molekul v mezihvězdném prostoru 30 obsahuje uhlík.

Velmi důležitou teoretickou práci o vývoji masivního mezihvězdného mračna publikovali von Hoerner a Saslaw. Má-li mračno hmotnost menší než 100 M_O, rozpadá se při gravitačním hroucení na hvězdy nebo máločetné hvězdné systémy. Při větších hmotnostech nedochází k fragmentaci a mračno pokračuje v kolapsu, až při centrální teplotě kolem 3 kK se náhle vyzáří velké množství energie v podobě záblesku. Od té chvíle je mračno opticky neprůhledné a v další fázi má celkem konstantní svítivost. Centrální teplota dále stoupá až na hodnotu 100 MK. Tehdy začnou v nitru mračna probíhat intenzivní termonukleární reakce. Zářivá energie takto uvolněná zastaví další gravitační hroucení. Kinetická energie kolapsu se mění v tepelnou, a tak pozorujeme další záblesk. Jestliže je hmotnost mračna vyšší než 3.10⁶ M_O, nestačí však ani produkce termonukleární energie kolaps zabrzdit a mračno se trvale hroutí v černou díru. Při hmotnosti nad 4.10⁷ M_O proběhne však kolaps tak rychle, že k termonukleární reakci v nitru mračna nestačí dojít. Pro mračna s hmotností 0,3 ÷ 1,0 MM_O je energetický záblesk tak vydatný, že mračno druhotně exploduje jako sférický symetrický útvar. Tímto pochodem chtějí autoři vysvětlit známou explozivní aktivitu jader galaxií, radiogalaxií i kvasarů. Na celé domněnce je nejpřitažlivější její univerzálnost – jediný fyzikální mechanismus slouží k vysvětlení úkazů různých kosmických měřítek, přičemž základní vstupní veličina – hmotnost mračna – ovlivňuje kvalitativně průběh gravitačního zhroucení.

Při výzkumu galaxií bylo loni dosaženo řady objevných výsledků. Rádiově na vlně 211 mm byla objevena trpasličí galaxie doslova za humny naší vlastní Mléčné dráhy. Galaxie má úhlový rozměr 7° × 2° a nachází se na rozhraní souhvězdí Blíženců a Vozky poblíž hvězdy γ Geminorum. Je vzdálena pouhých 17 kpc, a je tedy třikrát blíže než Magellanova mračna. Její hmotnost se odhaduje na 10⁹ M_O, tj. 1/200 hmotnosti Galaxie. Pro velkou mezihvězdnou absorpci nebyla známa z optických fotografií – odhaduje se však, že nejjasnější hvězdy této galaxie jsou 15 mag, a mohli bychom je snad vhodnou metodikou odlišit od hvězd naší Galaxie.

V pekuliární radiogalaxii M87 v souhvězdí Panny objevil van den Bergh nejméně 4 000 kulových hvězdokup na snímcích získaných 4m dalekohledem CTIO. Snímky pořízené na Kodakovou emulzi IIIaJ zobrazovaly objekty do 23,8 mag. Velký počet hvězdokup naznačuje, že hvězdokupy se vytvářely již v průběhu smršťování protogalaxie.

Značné množství prací se týkalo důležitého problému povahy červených posuvů ve spektrech galaxií a kvasarů. Pochybnosti o dopplerovském charakteru červeného posuvu ve spektrech galaxií byly podstatně rozptýleny porovnáním radiálních rychlostí 111 galaxií v kupě galaxií v souhvězdí Panny. Rozdíl rychlostí eliptických a spirálních galaxií je (-26 ±114) km/s, tedy v podstatě nulový. Další podporou pro dopplerovský výklad červených posuvů je pozorování kvasaru A00235+164. Kvasar patří k typu objektů příbuzných zdrojů BL Lac. Má emisní červený posuv z = 0,851, ale současně i absorpční složku s červeným posuvem z_a = 0,52392. Loni bylo zjištěno, že v rádiovém oboru jeví zdroj absorpci mezihvězdného vodíku odpovídající červenému posuvu 0,52385. To je prakticky táž hodnota jako pro optické absorpční čáry. Znamená to, že červený posuv je jednak nezávislý na vlnové délce v rozsahu 1 : 10⁶, jednak že za posledních 6 miliard let se fyzikální konstanty nemohly příliš změnit. Je zajímavé, že týž objekt patří k nejvíce proměnným kvasarům. V listopadu r. 1975 se opticky zjasnil z 19 mag na 14,3 mag a jeho rádiové záření na vlně 37,5 mm vzrostlo o řád.

Nezávislý důkaz o kosmologickém charakteru červeného posuvu kvasarů (tj. že červený posuv je mírou vzdálenosti kvasarů podle teorie expandujícího vesmíru) podala radiointerferometrická pozorování kvasarů 3C 345 a NRAO 512. Shodou okolností jsou oba kvasary na obloze úhlově vzdáleny jen 0,5°. Přitom se jejich červené posuvy podstatně liší (z je 0,59 a 1,67). Kdyby platila lokální hypotéza (kvasary vymrštěné z naší Galaxie), měli bychom dnešními prostředky být schopni zjistit relativní vlastní pohyb obou kvasarů. Metodou mezikontinentální interferometrie (VLBI) lze určit relativní polohy kvasarů s fantastickou přesností na 0,0002″. Přesto se žádný vlastní pohyb nepodařilo naměřit. Odtud ihned plyne, že oba kvasary jsou od nás vzdáleny nejméně 1 Mpc. Za předpokladu platnosti kosmologické hypotézy, k níž se nyní přiklání většina astronomů, je pak absolutní hvězdná velikost průměrného kvasaru -26 mag, což odpovídá zářivému výkonu 10⁴⁰ W. Nejjasnější kvasar dosáhl během exploze hodnoty -31,4 mag, tj. výkonu 10⁴¹ W. Tento zářivý výkon odpovídá svítivosti 100 TL_O! Hmotnosti kvasarů jsou pak v mezích 0,05 ÷ 2 GM_O.

Navzdory tomu, že výzkum kvasarů vede postupně k jednotnému (a místy dokonce bezespornému) výkladu povahy těchto objektů jako zvlášť svítivých jader zvlášť kompaktních galaxií (= velmi svítivé Seyfertovy galaxie), vynořuje se se stále větší naléhavostí problém, jenž může naše představy o kvasarech opět řádně zkomplikovat. V minulých letech zjistili radioastronomové příčné pohyby uvnitř několika kvasarů i radiogalaxií, které za předpokladu, že červené posuvy těchto objektů jsou kosmologické, vedou k nadsvětelným rychlostem expanze kvasarů (rádiové zdroje 3C 120, 3C 273 a 3C 279). Loni k nim přibyl kvasar 3C 345 s červeným posuvem z = 0,595. Podle měření z let 1971–74 se dvě složky rádiového zdroje od sebe vzdálily o 0,00030″, čemuž odpovídá expanzní rychlost (2,5 ±0,8) c. V letech 1974–75 se oddálily o dalších 0,00038″, tj. dokonce s rychlostí 8 c, kde c je rychlost světla. Pro tyto „nadsvětelné“ jevy bylo navrženo několik vysvětlení, jež nejsou v rozporu s teorií relativity, ale nová pozorování neodpovídají ani jednomu z nich. Že bychom se přece jen ocitli na pokraji objevu „nové fyziky“? Kdož ví – astronomové zůstávají zatím až překvapivě zdrženliví.

Tyto úvahy nás tradičně přivádějí k výzkumům kosmologickým. Velmi závažné – pokud ovšem bude dalšími měřeními nezávisle potvrzeno – je zjištění anizotropie reliktního záření na vlnové délce 16 mm (frekvence 19 GHz). Svědčilo by to o pohybu sluneční soustavy vůči poli reliktního záření rychlostí (270 ±70) km/s ve směru „reliktního apexu“ α = (13 ±2) ^h a β =(-25 ±20)°.

Nový spor vzplanul kolem správné hodnoty Hubbleovy konstanty expanze vesmíru. Sandage a Tammann hájí poměrně nízkou hodnotu H₀ = (55 ±6) km/s/Mpc, potvrzenou nezávisle pozorováním supernov v cizích galaxiích, odkud plyne H₀ = (60 ±15). Mnohem nižší údaj H₀ = (41 ±3) uveřejnil P. Teerikorp. Naproti tomu Jaakola a Le Dermat obhajují velmi vysokou hodnotu H₀ = (78 ±8). Pozoruhodné je zvlášť to, že všichni autoři vycházejí z téhož pozorovacího materiálu; výsledné rozdíly jsou zřejmě dány rozdílnými kalibračními metodami. To bohužel nasvědčuje tomu, že pozorovací nejistoty zatím značně ovlivňují spolehlivost kosmologických úvah. Svědčí o tom i hodnota deceleračního parametru, odvozená Kruszewskim a Semeniukovou q₀ = (0,54 ±0,52), jež naznačuje, že tato pozorování neumožňují zatím vůbec rozhodnout, v jakém typu vesmíru žijeme (hodnota q₀ = 0,5 představuje hranici mezi oscilujícím a trvale se rozpínajícím vesmírem). Zato odhady průměrné hustoty látky ve vesmíru svědčí již jasně pro trvale expandující (hyperbolický) model vesmíru.

Podstatně lepší je shoda údajů o době, která uplynula od velkého třesku. Tento interval byl odvozen čtyřmi nezávislými metodami, jak udává tabulka:

Odtud vyplývá nejpravděpodobnější stáří vesmíru od velkého třesku kolem 16 miliard let, tj. všechna určení se s touto střední hodnotou v rámci chyb shodují. K tomu navíc přibývá zajímavá hypotéza H. Delmena a H. Hönla, kteří ukázali, že bychom se mohli vyhnout singularitě na samém počátku velkého třesku tím, že zavedeme předpoklad o maximální možné teplotě. Tento předpoklad je odůvodněn existencí silných interakcí, jež při velmi vysokých teplotách způsobí, že místo dalšího zvyšování teploty se vytvářejí raději další elementární částice (hadrony). Podle obou autorů je tato maximální možná teplota 1,9 TK. Tomu pak odpovídá minimální možný poloměr vesmíru 1,4.10¹¹ km (zhruba 1 000 AU), při němž by hmota vesmíru měla všude hustotu atomového jádra.

Mnohem extrémnější hustoty však předpokládá dnes už konvenční model malých černých děr, předložený Hawkingem. Hawking tvrdí, že v období těsně po velkém třesku panovaly ve vesmíru dostatečně extrémní podmínky k tomu, aby se poměrně malé zlomky hmoty zhroutily v černé díry. Zvláštností těchto miniaturních černých děr je, že se působením kvantově mechanických efektů postupně vypařují – jde o obdobu známého tunelového jevu. Vypařování je přímo úměrné teplotě černé díry a ta je zase nepřímo úměrná okamžité hmotnosti černé díry. Ztrácí-li tudíž černá díra hmotu, zahřívá se, a to vede k většímu vyzařování, tedy i rychlejší ztrátě hmoty atd., a proces se lavinovitě rozrůstá, až dojde k závěrečné explozi. Hawking ukázal, že černé díry s hmotností menší než 10¹² kg se již musely vypařit – a nové černé díry těchto hmotností mohou vznikat leda umělým násilím. K umělému vytvoření černé díry o hmotnosti běžné pozemské hory (tj. právě asi 10¹² kg) bychom potřebovali přivést k termonukleární reakci veškeré deuterium ve světových oceánech! Taková černá díra by při teplotě 100 GK vyzařovala výkon 1 TW, tj. asi 14 % celkového energetického výkonu světového průmyslu. Uvážíme-li, že její Schwarzschildův poloměr by přitom byl pouze 10^-15 m (rozměr jádra atomu!), pochopíme ihned, proč je fyzika gravitačního kolapsu tak atraktivní. Hawking a Page odhadli, že nejbližší přírodní černá díra je od nás vzdálena zhruba 10¹⁰ km (67 AU) a že v objemu o poloměru 1 pc dochází jedenkrát za měsíc k explozi takové prvotní černé díry. Exploze by měla být pozorovatelná v oboru tvrdého záření gama o energii 100 MeV (nejde proto o již pozorovaná vzplanutí záření gama s maximem energie u 150 keV).

Nepřímým důkazem o existenci černých děr ve vesmíru by se mohl stát údajný objev velmi těžkých prvků s atomovými čísly 116, 124, 126 a snad též 114, 125 a 127 v monazitových píscích z ostrova Madagaskaru. Je zjevné, že tyto prvky nemohly vzniknout při fyzikálních procesech ve sluneční soustavě a musely sem být dodány ze vzdáleného kosmického prostoru. Je pravděpodobné, že tak těžké prvky se tvoří v kůře neutronových hvězd. Jestliže neutronová hvězda přibírá akrecí hmotu z mezihvězdného prostoru, způsobí to nakonec její kolaps v černou díru. V poslední fázi kolapsu explodují povrchové vrstvy neutronové hvězdy a tak se těžké prvky rozptylují v mezihvězdném prostoru. Nebude jistě nijak obtížné nalézt cestu, jak se pak odtud dostávají přímo na Madagaskar.

Jako obvykle má řada astronomických pozorování bezprostřední souvislost se základními fyzikálními teoriemi. Z experimentálních soubojů vychází stále vítězněji obecná teorie relativity. Při úplném zatmění Slunce v červnu r. 1973 byly měřeny polohy 150 hvězd do 9 mag ve slunečním okolí. Odtud vyplývá odchylka poloh vztažená na okraj slunečního disku (1,66″ ±0,20″), což je ve shodě s teoretickou předpovědí 1,75″. Také relativistický červený posuv ve spektrech slunečních skvrn 636 m/s je v dobré shodě s naměřeným (610 ±30) m/s. Z měření laserových odrazů od Měsíce vyplývá ekvivalence setrvačné a tíhové hmotnosti Země s přesností lepší než 1,5 %. Z radiointerferometrických měření na mezikontinentálních základnách pak lze stanovit novou horní mez pro pohyb Země vůči hypotetickému éteru 0,07 km/s. Konečně při měření magnetických polí v okolí Jupiteru byla určena horní mez klidové hmotnosti fotonu na pouhých 8.10^-52 kg.

Pozorování vzdálených kosmických objektů, zvláště pak kvasarů, přesvědčivě dokazuje, že základní fyzikální konstanty (gravitační, Planckova, konstanta jemné struktury i samo plynutí času) nepodléhají ani prostorovým, ani časovým změnám. Van Flandernovy práce o možné proměnnosti gravitační konstanty v soustavě Země-Měsíc se nyní všeobecně považují za chybné. Rovněž tak byly odvolány názory, že v mikroseizmech, příp. v pohybu kosmických sond Mariner se zrcadlí údajné gravitační vlny přicházející z pulzarů či z galaktického jádra. Proslulé Weberovy koincidence nejsou zcela určitě gravitačními vlnami a na skutečnou detekci gravitačního vlnění (o jehož existenci nikterak fyzikové nepochybují) si budeme muset počkat ještě několik let – dosavadní detektory nejsou dostatečně citlivé.

Stále dokonalejší přístroje nevyžaduje jenom gravitační astronomie budoucnosti, ale i obyčejná astronomie současnosti. Loňský rok lze označit bezmála za historický mezník v přístrojovém vybavení astronomie. V SSSR byl uveden do chodu největší reflektor na světě o průměru zrcadla 6 m. Po 28 letech od výstavby Haleova reflektoru na Mt. Palomaru dostala tedy světová astronomie konečně mohutnější přístroj, jehož technické parametry jsou skutečně úctyhodné. Primární zrcadlo o tloušťce disku 0,65 m má hmotnost 42 tun. Primární ohnisko má délku 24 m a dvě Nasmythova ohniska 186 m. Pohyblivé části dalekohledu mají hmotnost 840 tun. Dalekohled vykreslí zorné pole o průměru 12′ a jeho spektrografy mají disperze 1.10^-7 ÷ 4.10^-6. Dalekohled má altazimutální montáž, řízenou počítačem, jež se v praxi skvěle osvědčila. Přístroj byl budován 15 let a zůstane nejspíš největším dalekohledem světa do konce 20. století. Souřadnice observatoře v Zelenčukské jsou λ = -41° 36′, φ = +43°59′ a nadmořská výška je 2 070 m. Na observatoři je 170 spektrografických a 70 fotometrických nocí v roce. Podle předběžných výsledků fotografuje dalekohled bezpečně hvězdy 24 mag. První vědecké výsledky získané 6m dalekohledem byly zveřejněny na mezinárodní konferenci v Šemaše v Ázerbájdžánu v červnu r. 1976. Týkaly se měření magnetického pole pekuliární hvězdy A α² CVn.

Prakticky současně se 6m dalekohledem byl na severním Kavkaze dokončen obří radioteleskop RATAN-600 o průměru 576 m. Jeho účinná plocha je 10⁴ m² a skládá se z kruhového reflektoru tvořeného 895 prvky a plochého reflektoru ze 124 prvků. Může pracovat na vlnových délkách až do 8 mm a slouží k výzkumům ve sluneční soustavě, v Galaxii i ve vzdáleném vesmíru. Část kapacity má být věnována též úsilí o hledání cizích civilizací (SETI). Tento výkonný radioteleskop byl vybudován během 8 let.

Konečně pro milimetrovou radioastronomii dokončili Švédové v Onsale 20m parabolický reflektor – největší přístroj toho druhu na světě.

Také vyhlídky pro nejbližší budoucnost jsou více než slibné. V Arizoně se dokončuje první vícezrcadlový dalekohled ( MMT) o ploše ekvivalentní 4,4m reflektoru. Britové se rozhodli přestěhovat dalekohled I. Newtona (INT) do lepších klimatických podmínek na Kanárské ostrovy, přičemž bude primární zrcadlo o průměru 2,5 m nahrazeno zrcadlem ze zeroduru. Na observatoři Fuente Nueva na Kanárských ostrovech se plánuje výstavba dalšího reflektoru o průměru zrcadla 4,2 m. Pozorovací podmínky na observatoři jsou údajně ještě lepší než na Havajských ostrovech nebo v Chile.

Rychle též pokračují práce na největším radioastronomickém přístroji světa ( VLA) v Novém Mexiku. V současné době je dokončeno 6 parabolických antén o průměru 25 m a do konce r. 1979 bude přístroj zřejmě v plném provozu (27 antén pohyblivých na ploše tvaru písmene Y o rozměrech 19 × 21 × 21 km!).

Zato se zpomaluje tempo výstavby nových zařízení v kosmickém prostoru – a to převážně z rozpočtových důvodů. Stále se odkládá projekt velkého zrcadlového dalekohledu, jenž se mezitím v komisích amerického Kongresu „smrštil“ z 3m reflektoru na 2,4metrový. Zdá se, že největší naději má vypuštění observatoře pro studium vysokých energií (HEAO) a astronomické experimenty v evropském projektu Spacelab.

U nás ve vší tichosti uplývá desetileté výročí zahájení provozu na 2m dalekohledu ondřejovské observatoře. Desetiletá statistika praví, že v Ondřejově je ročně v průměru 94 jasných a 36 částečně jasných nocí. Nejlepší noční počasí je po řadě v měsících srpnu, září, dubnu a říjnu, kdy lze využít více než 20 % noční doby k pozorování. Dalekohledu se v průměru využívalo po 104 nocí v roce. Ze statistického hlediska byl proto r. 1976 vysoce nadprůměrný: během 127 nocí za 674 h pozorování bylo pořízeno 348 spekter a přímých fotografií (hvězdy se závojem, dvojhvězdy, pekuliární hvězdy, kulové hvězdokupy, planety, aj.). Dvoumetrový dalekohled si za dobu své existence vydobyl slušné postavení v evropském měřítku, jak o tom mimo jiné svědčí často téměř nezvládnutelný nával žádostí o pozorovací čas z domova i z ciziny.

Na závěr našeho přehledu připojíme tradiční společenskou rubriku. Světová astronomie loni ztratila dva vynikající představitele, a to prof. R. Minkowského († 4. 1. 1976) a prof. R. Wildta († 9. 1. 1976). Prof. Minkowski působil na Haleových observatořích v Kalifornii a patřil k nejpřednějším odborníkům, kteří vykonali průkopnická pozorování 5m Haleovým reflektorem (identifikace rádiových zdrojů, studium planetárních mlhovin). Zasloužil se rozhodujícím způsobem o pořízení známého palomarského fotografického atlasu oblohy (POSS), jenž je základní pomůckou v optické i rádiové astronomii (právě v současnosti se podobná přehlídka rozšiřuje na jižní oblohu). Prof. Wildt se zabýval studiem planetárních i hvězdných atmosfér. Proslul zvláště objevem absorpce ve sluneční atmosféře způsobené negativním iontem vodíku.

Řada astronomů obdržela jako každoročně ceny a čestná uznání za významné objevy i celoživotní práci. A. Sandage získal Bruceovu medaili Pacifické astronomické společnosti za výzkumy v kosmologii a J. R. Gott III Trumplerovu cenu za nejlepší doktorskou disertaci (rovněž z oboru kosmologie). Prof. W. H. McCrea dostal zlatou medaili Královské britské astronomické společnosti (kosmogonie, rádiové zdroje aj.) a prof. D. H. Menzel francouzskou Janssenovu medaili (hvězdná astrofyzika). Cenu za popularizaci astronomie udělila Pacifická astronomická společnost známému spisovateli sci-fi profesoru biochemie I. Asimovovi. Tento autor stačil kromě své vědecké práce v biochemii a přednášení na univerzitě publikovat ještě 158 (!) populárně-vědeckých knih (z toho 39 o astronomii) a dále 40 vědecko-fantastických románů a povídkových souborů.

U nás vyznamenala ČSAV dr. L. Pajdušákovou, CSc., ředitelku Astronomického ústavu SAV a prof. V. Vanýska, DrSc., vedoucího katedry astronomie a astrofyziky MFF UK, zlatou, příp. stříbrnou plaketou za zásluhy o rozvoj čs. astronomie u příležitosti životních jubileí obou známých představitelů naší astronomické obce.

Úplně nakonec jsem si ponechal poznámku o tom, že koncem srpna a počátkem září loňského roku se konal v Grenoblu již 16. světový astronomický kongres (viz ŘH 11/1976, str. 204). Zúčastnilo se ho na 2 200 astronomů (pražský rekord z r. 1967 tedy stále odolává) ze 47 zemí. Byl to už obvyklý téměř nezvládnutelný kolotoč schůzí, přednášek, veřejných i kuloárních debat a neformálních setkání. Jednotlivec, ba ani menší delegace není už s to postihnout, co se na takovém obřím kongresu souběžně odehrává, a tak nám nezbývá, než si o tom číst v objemných svazcích kongresových jednání, které se zhruba s ročním zpožděním objeví v odborných knihovnách. (A těm čtenářům, kteří nebudou mít možnost ani čas se na čtvrt roku zavřít do příslušných studoven, věnuji letošní „Žeň“.)

Žeň objevů – rok 1977

Přestože se v poslední době těžiště studia sluneční soustavy stále více přesouvá k metodám kosmického výzkumu, přinesl uplynulý rok objevy, jež byly dosaženy zcela konvenčními metodami pozemní astronomie. Největším překvapením je bezpochyby objev prstenců planety Uranu při pozorování zákrytu hvězdy SAO 158687 v souhvězdí Vah (viz též ŘH 6/1977). Zákryt poprvé předpověděl G. Taylor v r. 1973. Nejistoty v polohách planety i zakrývané hvězdy však znamenaly chybu 2 500 km v určení severní hranice zákrytu na jižní polokouli Země. Další nepřesnost 1 500 km vnášela do předpovědí průběhu zákrytu nejistota ve skutečné velikosti poloměru Uranu. Při kontrole poloh obou těles v lednu 1977 se dokonce zjistilo, že pokud se chyby sejdou nepříznivě, mine stín Uranu Zemi! Navzdory tomuto riziku neúspěchu byla do pozorování zákrytu zapojena všechna významná pracoviště na jižní polokouli a navíc také Kuiperova létající observatoř (KAO), která patří NASA. Observatoř je vlastně upraveným dopravním letadlem C-141, jež může létat ve stratosféře po dobu 10,5 hodiny a jež má na palubě stabilizovanou plošinu pro astronomické přístroje.

Skupina vedená J. L. Elliotem používala 0,9m reflektoru ve spojení s rychlým fotometrem v blízké infračervené oblasti spektra. Zakrývaná hvězda byla totiž pozdního spektrálního typu K5 a navíc o 4 mag slabší než Uran, takže ve viditelné části spektra by byl pokles jasnosti „soustavy“ příliš malý. V době očekávaného zákrytu operovala létající observatoř na 50° jižní šířky a 90° východní délky, asi 1 600 km východně od jihotichomořského ostrova Kerguelen. Vzhledem ke zmíněným nejistotám v místě i době zákrytu započala měření už hodinu před zákrytem a tato prozíravost se astronomům vyplatila: Na fotometrickém záznamu bylo před vlastním zákrytem hvězdy planetou registrováno několik krátkodobých poklesů jasnosti, jež byly předběžně přisouzeny neznámým družicím. Jelikož se však tytéž poklesy objevily rovněž po skončení vlastního zákrytu, a to v časech symetricky sdružených, vyplynulo odtud, že ve skutečnosti došlo k zákrytům hvězdy soustavou tenkých kruhových prstenců ležících v rovině rovníku Uranu, tedy přibližně kolmo k ekliptice (sklon 98°).

Objev byl vzápětí potvrzen rozborem fotometrických měření na observatoři v Perthu v západní Austrálii, jakož i v Kavaluru v Indii. Z indických pozorování 1m reflektorem navíc vyplynulo, že rozptýlený absorbující materiál v okolí Uranu je rozdělen do čtyř zón, přičemž prstence se nacházejí v nejvzdálenější zóně. Při poloměru Uranu (26 450 ±70 km) se vnitřní prstenec vznáší ve výši 16 000 km nad povrchem planety a poslední vnější prstenec ve výši 27 000 km nad povrchem. Celkem bylo rozlišeno šest prstenců, každý o šířce 10 km, s výjimkou pátého prstence, jenž je široký 100 km. V době pozorování dne 10. března 1977 směřovala rotační osa Uranu skoro přesně k Zemi, což přirozeně značně usnadnilo fotometrii i interpretaci měření.

Celková plocha prstenů činí asi 1 % plochy povrchu planety Uranu a jejich albedo je ve srovnání s albedem prstenů Saturnu velmi nízké. Opticky se mohou v nejlepším případě jevit jako objekt 19 mag v úhlové vzdálenosti od 3″ do 4″. Podle G. Colomba není vyloučeno, že prsteny byly vyfotografovány 0,9m reflektorem při balonovém výstupu Stratoscope II v březnu r. 1970. Prsteny jsou k Uranu blíže než všechny jeho družice, a tak ihned vzniká otázka, jak jejich vzhled ovlivňuje gravitační působení družic. První výpočty naznačují, že za rozčlenění útvaru do šesti velmi úzkých prstenců mohou pravděpodobně rezonance s družicí Miranda.

Dalším překvapením je revidovaná hodnota rotace Uranu, neboť podle R. A. Browna a R. M. Goodyho je průměrná rotační perioda planety (13,0 ±1,3) h, zatímco v dosavadních tabulkách se udává hodnota 10,8 h. Oba autoři navíc zjistili, že Uran nerotuje jako tuhé těleso: rovníkové oblasti rotují rychleji než pásmo středních šířek, a to o celé 3,3 h!

Zlepšena byla rovněž rotační perioda Merkuru, a to na základě fotografií pořízených sondou Mariner 10. Podle K. P. Klaasena vychází hodnota rotační periody (58,6461 ±0,0050) d, ve velmi dobré shodě s pozemskými optickými pozorováními (58,644 ±0,009) d a s radarovými měřeními (58,65 ±0,23) d. Tyto hodnoty vesměs odpovídají 2/3 oběžné periody, tj. 58,6462 d.

Zpřesněny byly též odhady některých parametrů pro planetu Pluto, a to na základě infračervených měření v pásmu 1,2 ÷ 2,2 μm. Z nich vyplývá, že povrch planety je pokryt metanovou námrazou – je to poprvé, kdy byl ve sluneční soustavě zjištěn metan v pevném skupenství – a že má velmi vysoké albedo (přes 0,4). Tím je ovlivněna velikost poloměru planety, jež po redukcích nepřesahuje 1 400 ÷ 1 650 km. Při očekávané střední hustotě 2 000 kg/m³ z toho vyplývá hmotnost Pluta kolem 0,005 M_Z. Z toho již jednoznačně plyne, že gravitační poruchy Pluta na dráhu Neptunu jsou tak malé, že odtud nebylo zpětně možné předpovědět polohu Pluta. Tombaughův objev Pluta v r. 1930 byl tedy výsledkem systematické pečlivé práce autorovy, a nikoliv důsledkem údajných poruchových výpočtů odvozených z pozorování dráhy Neptunu.

Venuše, Mars a Jupiter jsou nyní zkoumány převážně kosmickými sondami, takže ve shodě s tradicí budou nejzávažnější výsledky komentovány v neméně tradičním přehledu kosmonautiky. Pisateli však zbývá ještě pojednat o planetě Zemi, ačkoliv na pozemských objevech se astronomie podílí spíše menším dílem. V loňském roce bylo publikováno několik studií, jež celkem přesvědčivě dokazují, že klimatické změny na Zemi, včetně proslulých ledových dob, jsou způsobeny změnami geometrie zemské dráhy. Podle J. D. Hayse aj. kolísá sklon zemské dráhy s periodou 41 000 let a dráhová výstřednost s periodou 100 000 let. Výpočtem změn v posledních geologických údobích se podařilo prokázat dobrý souhlas mezi geometrickými vlastnostmi zemské dráhy a geologickými cykly. Odtud též plyne, že v nejbližších několika tisíciletích bude na severní polokouli přibývat zalednění. Dlouhodobější změny průměrné teploty Země způsobují pak pohyby kontinentů. Jelikož v posledních 165 milionech let přibývá souše na severní polokouli, klesla zde průměrná teplota asi o 3 °C. Na ještě delší časové stupnici se průměrná teplota Země mění přímo dramaticky.

Podle M. H. Harta byla průměrná teplota zemského povrchu před 4 miliardami let zhruba +17 °C. Před 3,7 miliardami lety vzrostla na +42 °C a poté klesla na +7 °C před 2,3 miliardami let. Od té doby stoupla na dnešní hodnotu +17 °C. Souběžně s tím se měnila i oblačná pokrývka Země z původních 100 % na pouhých 25 % před 2,1 miliardami let a odtud na dnešních 60 %. Podle C. Sagana byla voda na Zemi zprvu tekutá, avšak před 2 miliardami let většinou zmrzla. Poté opět roztála a v průběhu příštích věků se bude teplota moří a oceánů zvyšovat tak, že za 4 miliardy let se začnou oceány vařit!

Atmosféra Země byla zprvu tvořena oxidem uhličitým. V období mezi -4,3 a -1,9 miliardami let se k němu připojil metan a další uhlíkaté sloučeniny. Disociace vody a později též fotosyntéza vedly k uvolňování molekulárního kyslíku, a tím ke spalování metanu. Mnohem pozdější složkou atmosféry je molekulární dusík. Teprve před 420 miliony lety bylo v atmosféře Země tolik kyslíku, že se začala významněji uplatňovat tříatomová molekula kyslíku – ozon. Ozonová vrstva prudce snížila množství ultrafialového záření na zemském povrchu, což podpořilo zpětně výrobu kyslíku fotosyntézou.

Mimochodem, přes rozličné varovné hlasy nebylo experimentálně zjištěno, že by snad průmyslová „výroba“ oxidu uhličitého, lety nadzvukových letadel či freon z aerosolových sprejů poškozovaly ozonovou vrstvu. Přírodní rovnováha atmosféry se zřejmě nedá kazisvětem člověkem jen tak narušit. Přitom jde o rovnováhu vskutku delikátní: Kdybychom kolem Slunce obíhali po dráze s poloměrem jen o 5 % menším než dnešní, uplatnil by se skleníkový efekt čpavku a oxidu uhličitého natolik, že by na Zemi panovala stále podobná výheň jako na Venuši – jinými slovy bychom vůbec nevznikli. Podobně dráha s poloměrem jen o 1 % větším než dnešní by znamenala naprosté zalednění Země před 2 miliardami let. Jelikož albedo ledu je skoro o řád větší než albedo vody, odrážela by Země převážnou část slunečního záření zpět do prostoru a už nikdy by se neohřála natolik, aby ledy roztály – považujme si tedy astronomické jednotky: nejenže je základním měřítkem vzdálenosti ve sluneční soustavě, ale též jedinou rozumnou hodnotou poloosy zemské dráhy (je nabíledni, že ani s excentricitou zemské dráhy si nemůžeme zahrávat).

Jestliže excentricita zemské dráhy (0,017) je dostatečně malá, než aby nepříznivě ovlivnila tepelnou rovnováhu Země, přece jen je příliš veliká, než aby zabránila – ztrátě Měsíce! To je nečekaný výsledek výpočtů V. Szebehelyho a R. McKenzieho o stabilitě soustavy Země-Měsíc. Ačkoliv Hill v r. 1878 dokazoval, že dráha Měsíce vůči Zemi je dlouhodobě stabilní, moderní přesnější rozbor problému naznačuje, že o Měsíc v budoucnu přijdeme. Ke ztrátě by došlo již při excentricitě zemské dráhy 0,0023, tj. při výstřednosti sedmkrát menší, než je skutečná. Zpětně to znamená, že Měsíc byl zřejmě samostatnou planetou, jež byla v minulosti Zemí zachycena. Měsíc byl Zemi nejblíže před 2,85 miliardami let. Slapový ohřev způsobil na obou tělesech silný vulkanismus a nepřímo snad pomohl i při vzniku života na Zemi.

Zajímavých výsledků bylo loni docíleno též při studiu planetek. V říjnu 1976 objevila E. Helinová objekt 1976 UA, jenž byl 12,5 mag. O tři týdny později však jeho jasnost klesla již na 20 mag. Výpočet dráhy ukázal, že 20. října 1976 byl od Země vzdálen jen 1,15 milionu kilometrů a že obíhá po velmi výstředné dráze (e = 0,447). Jde o nejmenší pozorovanou planetku vůbec (její průměr činí jen stovky metrů), jež má přitom nejkratší známou oběžnou periodu 283 dny. V perihelu se přiblíží na 69 milionů kilometrů ke Slunci a v afelu je vzdálena 183 milionů km. Tento objekt už podruhé nikdy nespatříme.

Ještě pozoruhodnější dráhu má planetka objevená 18. října 1977 C. Kowalem Schmidtovou komorou na Mt. Palomaru. V době objevu byla 18 mag a jevila velmi malý denní pohyb. Předběžné výpočty dráhy se zprvu nedařily a až po několika pokusech zjistil B. Marsden, že planetka byla objevena poblíž afelu své dráhy, jejíž výstřednost činí 0,379. Perihelem ve vzdálenosti 8,5 AU prošla naposledy v r. 1945 a při oběžné době 50,7 roku nastane další průchod v r. 1996. V té době bude planetka asi 14,5 mag. Velká poloosa dráhy 13,7 AU činí objekt, předběžně označený 1977 UB, zcela jedinečným v systému planetek. (Dosud nejdelší známou poloosu měla planetka č. 944 – Hidalgo, a to 5,83 AU.) Kowalův objekt má průměr přibližně 600 km a pro svou poměrnou jasnost se jej na základě předběžně spočítané dráhy podařilo dodatečně najít na celé řadě fotografií z let 1941 až 1976. To umožnilo zpětně podstatně zpřesnit výpočet dráhy, a Marsden se tak mohl věnovat studiu dlouhodobých dráhových změn. Ukázal, že v letech 1400 až 2550 jsou změny dráhy malé. Střední perioda oběhu se pohybuje kolem 49 let a na průběh dráhy mají největší vliv rezonance s planetami Saturn, Jupiter a Uran. (Viz ŘH 2/1978).

Do loňského roku bylo katalogizováno 2 042 planetek; některým z nich byla v poslední době přidělena jména našim čtenářům dobře známá: č. 1832 – Mrkos, 1850 – Kohoutek, 1901 – Moravia, 1963 – Bezovec a 1995 – Hájek. Loňský rok zaznamenal též nový rekord v počtu objevených komet: bylo jich registrováno celkem 20 (dosud nejvíce, 18, v r. 1970).

Zvláštní kapitolu by si zasloužily výsledky dosažené při studiu jasných meteorů a meteoritů. Dne 6. února 1977 zachytila kanadská sledovací síť jasný bolid, jenž v okamžiku pohasnutí ve výšce 20 km nad Zemí měl rychlost pouhé 4 km/s. To znamenalo, že s velkou nadějí dopadl na Zemi meteorit, a ten byl též o 11 dní později nalezen vedoucím sledovací sítě I. Hallidayem ve vzdálenosti pouhých 500 m od předpověděného místa dopadu, u obce Innisfree v provincii Alberta (viz též ŘH 10/1977). Meteorit o hmotnosti 2,07 kg je chondrit s perihelem poblíž zemské dráhy a s afelem ve vzdálenosti 2,5 AU. Jde teprve o třetí případ bolidu, jenž byl vyfotografován a jehož pozůstatky se podařilo nalézt.

V současné době pracují sledovací sítě v ČSSR, Kanadě, NSR a Velké Británii. V SSSR se buduje sledovací síť na ploše bezmála milionu čtverečních kilometrů, vybavená 39 celooblohovými kamerami. V čs. síti byl 14. září 1977 zaznamenán bolid o jasnosti -17 mag, jenž proletěl 163 km svítivé dráhy v atmosféře Země za 6,5 s. Na stanici ve Veselí n. Mor. proletěl zenitem a na nové stanici ve Skočidolovicích se jevil jako stacionární (jelikož podle soukromého sdělení byl vedoucí sítě té noci právě na zmíněné stanici, měl vlastně štěstí, že se tento bolid o původní hmotnosti 5 tun stačil v atmosféře celý rozprášit!). Z. Ceplecha uveřejnil přehled o výsledcích 25 let spojitých meteorických pozorování na čs. stanicích. Za tu dobu bylo na 50 tisících fotografických snímků při 8 000 h expozičního času zaznamenáno 1 200 meteorů alespoň ze dvou stanic. Statistika praví, že v síti se zaznamená jeden bolid jasnější než Měsíc v úplňku jednou za 2–3 roky. Jednou za 10–15 let lze očekávat pád meteoritu o hmotnosti přes 1 kg.

Pro nedostatek místa nemohu letos podrobněji popsat nové objevné práce o celkové historii sluneční soustavy i o dějích na Slunci. Jen zcela útržkovité poznámky pro čtenáře loňských „Žní“: Hypotéza o vzniku sluneční soustavy z nepřetvořeného mezihvězdného materiálu získává stále lepší experimentální podporu. Datování radioaktivními izotopy rubidia, thoria a uranu vede ke stáří sluneční soustavy (4,6 ±0,1) miliardy let. Zhroucení mezihvězdného mračna, jehož rozpad vedl ke vzniku protosolárních mlhovin, je spíše způsobeno průchodem mračna spirálním ramenem Galaxie než výbuchem blízké supernovy. Celý proces vzniku sluneční soustavy probíhá poměrně rychle, za méně než 100 milionů let.

Ve výzkumu Slunce se hodně úsilí věnuje objasnění charakteru slunečních oscilací. Většina astronomů je značně skeptická, a to jak k samotným hodnotám naměřených period oscilací, tak zejména k jejich výkladu jako radiálních oscilací Slunce. Zatím se proto neuvažuje o revizi představ o slunečním nitru. Rovněž tak experiment se slunečními neutriny se nyní nepovažuje za zásadně rozporný s teorií. V Davisově experimentu lze zachytit jen neutrina o vysoké energii vznikající při jedné vedlejší větvi proton-protonového řetězce. Hledají se proto reakce, jež by byly citlivé na většinu slunečních neutrin. Takové reakce skutečně existují, přičemž „detektory“ by byly prvky thorium, brom a indium. Rozhodně se zdá být předčasné vyvozovat nyní z Davisova experimentu rozsáhlé teoretické závěry, neboť lze právem očekávat, že nové pokusy v řadě světových laboratoří záhadu chybějících neutrin vcelku konvenčně vysvětlí.

Sotvaže se podařilo uklidit do astrofyzikální předsíně problém slunečních neutrin, nastěhovaly se nám do hvězdné zasedací dvorany nevyjasněné záležitosti kolem interpretace rentgenových pozorování galaktických zdrojů. V naprosté většině jde zřejmě o dvojhvězdy, v nichž jedna složka je zhroucena do malého objemu bílého trpaslíka, neutronové hvězdy nebo dokonce černé díry. Každý z těchto typů rentgenových dvojhvězd však jeví osobité a nepředvídané zvláštnosti, a to se loni prokázalo zvlášť dramaticky.

Především byla zveřejněna komplexní pozorování těsné dvojhvězdy AM Herculis, jež je současně rentgenovým zdrojem 3U 1809+50. Objekt 12 ÷ 14 mag je znám jako proměnná hvězda již od r. 1923, ale až donedávna nikdo netušil, že běží o těsnou dvojhvězdu. V r. 1975 bylo objeveno mihotání (flickering) na světelné křivce, jež je typické pro tzv. kataklyzmické proměnné hvězdy. O rok později zjistil E. Tapia, že světlo dvojhvězdy je lineárně polarizováno, přičemž stupeň polarizace se periodicky mění vždy za 3,1 h. Ke konci periody polarizace náhle vzrůstá asi na 5,3 %. Současně objekt vykazuje i kruhovou polarizaci světla. Opticky i rentgenově se posléze podařilo prokázat zákryty, avšak minima světelné křivky jsou v různých barvách navzájem posunuta až o 1/3 periody! Ve spektru AM Her se přes modré spojité záření překládají emisní čáry s proměnnou radiální rychlostí.

Podle modelu, jež vypracovali Chamnugan, Wagner, Crampton, Cowleyová aj., se soustava skládá z chladného červeného trpaslíka s hmotností 0,5 M_O a bílého trpaslíka o hmotnosti 1 M_O, jenž je vzdálen zhruba 500 000 km od povrchu hlavní složky. Červený trpaslík je gravitací bílého trpaslíka výrazně protažen a má vejčitý tvar se špičkou ve směru ke kompaktní složce. Z přivrácené strany červeného trpaslíka je „vytažen“ mohutný plynný vír ve tvaru kornoutu s vrcholem, který se dotýká magnetosféry bílého trpaslíka. Z měření polarizace plyne, že indukčnost magnetického pole bílého trpaslíka je řádu 100 MT, tj. 10⁷krát větší, než lze dnes dosáhnout ve fyzikálních laboratořích uměle. Vrchol kornoutu, v němž proudí plyn rychlostmi až 10⁵ km/s, je zdrojem rentgenového záření, které zpětně ohřívá přivrácenou polokouli červeného trpaslíka. Systém AM Her se tak rázem stal jedním z nejpozoruhodnějších objektů v Galaxii vůbec a je dokonce považován za prototyp nového druhu rentgenových dvojhvězd, jimž se říká polary. K této skupině zřejmě patří i dvojhvězdy VV Pup a AN UMa.

Vůbec se zdá, že dosavadní kategorie bílých trpaslíků je mnohem širší, než se dosud zdálo. Při experimentu Sojuz-Apollo byly nalezeny zdroje extrémního ultrafialového záření (pásmo 10 ÷ 100 nm), jež jsou pravděpodobně zvlášť žhavými bílými trpaslíky. Jejich efektivní teploty se pohybují v rozmezí 60 ÷ 110 kK a poloměry 5 000 ÷ 17 000 km. Patří tudíž k nejteplejším hvězdám, a tím se nápadně podobají hvězdám v jádrech planetárních mlhovin. Patří k nim zejména objekty HZ 43 a Feige 24. Celkový počet extrémně ultrafialových zdrojů v Galaxii se odhaduje na 10³.

Pokud jde o rentgenové zdroje, v nichž je kompaktní složkou neutronová dvojhvězda, stal se loni nejlépe sledovaným zdrojem objekt HZ Herculis = Her X-1 = 3U 1653+35. Zdroj je zákrytovou dvojhvězdou s oběžnou periodou 1,7 dne a trváním totálního zákrytu 0,24 s, dále mihotáním v časové škále 15 ÷ 300 s a erupcí s náběhem kratším než 2 s a opětovným poklesem během 20 s. Samotné rentgenové záření periodicky vymizí vždy na 25 dní a pak se opět zesílí na zbylých 10 dní ve 35denní periodě. Soustava se skládá z hlavní složky o hmotnosti 2 M_O, jejíž povrch přetéká přes Rocheovu mez, takže plynný proud vyvěrá z Lagrangeova bodu L₁ a vytváří akreční disk kolem vedlejší složky – neutronové hvězdy o hmotnosti 1,4 M_O. Zmíněná 35denní perioda se vysvětluje precesí deformovaného akrečního disku. J. Trümper aj. oznámili, že při balonovém výstupu byla zjištěna ve spektru zdroje rentgenová emisní čára s energií 53 keV, která vzniká cyklotronovým zářením elektronů v magnetickém poli neutronové hvězdy. Odtud lze stanovit indukci magnetického pole neutronové hvězdy, a to 460 MT: je to dosud největší magnetické pole v přírodě nalezené.

Stejně překvapivě se vyvíjejí poznatky o zábleskových rentgenových zdrojích (bursterech), jež byly poprvé zaregistrovány počátkem roku 1975. Brzy se ukázalo, že zábleskové zdroje se nalézají v jádrech kulových hvězdokup, a tento nečekaný fakt vyvolal skutečnou lavinu teoretických výkladů, které se vesměs shodovaly v tom, že v jádrech kulových hvězdokup se nacházejí masivní černé díry o hmotnosti kolem 10³ M_O. Loňský rok znamenal zásadní revizi tohoto tak vzrušujícího vysvětlení. Přestože některé zábleskové zdroje se téměř nepochybně nacházejí v kulových hvězdokupách, řada dalších leží určitě mimo hvězdokupy. Dosud nalezených 30 zábleskových zdrojů má galaktické rozložení typické pro plochý subsystém, takže zcela zřejmě nesouvisí s halem Galaxie, k němuž, jak známo, patří kulové hvězdokupy. Proto se většina astrofyziků začíná klonit k modelu zábleskových zdrojů, v němž neutronová hvězda získává akrecí hmotu z blízké hvězdné složky anebo z mezihvězdné látky.

K vysvětlení záblesků navrhli Lamb aj. model zadržované akrece: plyn se při kulově souměrné akreci hromadí v magnetopauze neutronové hvězdy. Je-li teplota plynu dostatečně vysoká, působí magnetopauza jako nepropustná závora, která zabraňuje tomu, aby plyn spadl až na povrch neutronové hvězdy. Tento nahromaděný plyn však ztrácí energii zářením, a tím se ochlazuje. Jakmile teplota plynu klesne pod určitou kritickou hodnotu, závora se otevře a nahromaděný plyn dopadá velkou rychlostí na povrch neutronové hvězdy. Přitom vzniká rentgenové záření, které zčásti opouští magnetosféru, a my pozorujeme rentgenový záblesk. Záření však současně ohřeje plyn v akrečním disku, jeho teplota se zvýší nad kritickou a závora se znovu uzavře. Tím začíná nový cyklus ochlazování plynu a celý děj se opakuje až k novému záblesku. Proces vyžaduje velmi dobrou souhru mezi rychlostí ochlazování plynu a rychlostí akrece, jakož i dostatečně mocnou magnetosféru. Jelikož černé díry nemají vnější magnetosféru, nemohou se stát zábleskovými zdroji; z téhož důvodu nemohou být ani rentgenovými pulzary.

U rentgenových pulzarů je záření modulováno rotací neutronové hvězdy kolem osy, jež je skloněna k ose magnetického dipólu. Mechanismus vzniku rentgenového pulzaru je tedy odlišný od mechanismu pulzarů rádiových a to se navenek projevuje právě opačnou závislostí pulzní periody na čase – periody rentgenových pulzarů se sekulárně zkracují! Mezi 150 dosud zkoumanými galaktickými zdroji bylo dosud nalezeno 9 rentgenových pulzarů s periodami od 0,03 s do několika desítek minut.

Rádiových pulzarů, které jsou zkoumány již deset let, je dnes známo na 150. Většina pulzních period se soustřeďuje do intervalu 0,5 ÷ 1,0 s. Odhaduje se, že celkový počet pulzarů v Galaxii je asi 250 000 a že jeden pulzar vzniká v průměru za 18 let. To je však podstatně vyšší frekvence než četnost výbuchu supernov (3 za století). U 12 pulzarů se podařilo změřit jejich vlastní pohyby. Jelikož vzdálenosti pulzarů známe z měření rádiové disperze signálů, můžeme odtud určit lineární rychlosti, pohybující se v rozmezí 85 ÷ 500 km/s. To znamená, že prostorové rychlosti pulzarů mohou ve skutečnosti dosáhnout až 1 000 km/s, a není nijak snadné tak vysoké rychlosti objasnit. Únik z dvojhvězdy při explozi supernovy nemůže dát pulzaru tak vysokou rychlost. Proto se dnes uvažuje o asymetrické explozi supernovy jako o nejpravděpodobnějším vysvětlení.

Pomocí 3,9m anglo-australského teleskopu se loni zdařilo opticky identifikovat pulzar v souhvězdí Plachet, PSR 0835-45, jenž má třetí nejkratší známou pulzní periodu 0,089 s, takže zřejmě patří k velmi mladým pulzarům. Podle P. T. Wallace aj. je optický pulz dvojitý a předchází mu menší pulz, jenž nastává o 0,022 s před hlavním pulzem. Pulzar je totožný s hvězdou 24,2 vizuální hvězdné velikosti, kterou v r. 1975 fotografoval Lasker. Naproti tomu se opticky nezdařilo identifikovat binární pulzar PSR 1913+16. Pulzar je opticky slabší než 26,2 mag.

Radioastronomové zaznamenali v loňském roce další interstelární molekuly, a to deuterovaný methylamin (CH₃NHD), radikál keten C₃N- (CH₂=C=O), nitroxyl (HNO-), methan (CH₄) a dosud nejtěžší sloučeninu C₇HN (molekulová hmotnost 99) – všechny mají čáry v pásmu milimetrových vln. V infračerveném oboru byly nalezeny čáry acetylenu C₂H₂ (HC≡CH). Počet identifikovaných molekul a radikálů se tak blíží padesáti.

Revizím se nevyhnuly ani tak fundamentální hodnoty, jako rozměry a hmotnost naší Galaxie. Především byla znovu překalibrována vzdálenost Hyád, hvězdokupy, jež je nulovým bodem všech škál vzdáleností ve vesmíru. Podle dvou nezávislých měření je vzdálenost této hvězdokupy (43,5 ±1) pc. Rotační rychlost Galaxie v okolí Slunce je vyšší, než se dosud uvádělo, a činí (294 ±42) km/s. Tomu odpovídá oběžná perioda 210 milionů let. Hmotnost Galaxie rovněž ze dvou nezávislých určení vychází na 4,4.10¹¹ M_O. Průměrné magnetické pole Galaxie je řádu 0,1 nT. Sousední galaxie M31 v Andromedě má hmotnost 3,5.10¹¹ M_O a celá hypergalaxie (místní soustava) má podle J. Ejnasta aj. hmotnost (1,2 ±0,5) TM_O.

Kulová hvězdokupa NGC 5694 v souhvězdí Hydry se skoro určitě pohybuje po hyperbolické dráze vůči jádru Galaxie. Její rychlost 273 km/s je o 80 km/s vyšší než úniková rychlost ve vzdálenosti 26 kpc od centra Galaxie. Tuto vzdálenost se podařilo určit na základě studia hvězdokupy pomocí 4m reflektoru observatoře CTIO v Chile. Jelikož je vysoce nepravděpodobné, že by normální kulová hvězdokupa mohla vzniknout v intergalaktickém prostoru, patřila tato kulová hvězdokupa patrně k soustavě Magellanových mračen a odtud unikla při těsném přiblížení Mračen k naší Galaxii.

Jako obvykle bylo i loni věnováno velké množství prací nestacionárním a kompaktním galaxiím, radiogalaxiím a kvasarům. A. Solinger aj. vyslovili pochybnosti o výbuchu v nepravidelné galaxii M82. Tvrdí, že před miliardou let vstoupila galaxie M82 do skupiny galaxií kolem M81 a sráží se tam s mezihvězdným prachem. R. G. Kron aj. našli pomocí Mayallova 4m teleskopu vzdálenou kupu galaxií označenou 1305+2952. Zdánlivá fotografická hvězdná velikost kupy je 21 mag a její červený posuv je novým rekordem, neboť dosahuje z = 0,947.

Problém červených posuvů pro kvasary se dále komplikuje, neboť podle G. Dishona a T. A. Webera může tento posuv tvořit jednak radiální, jednak transverzální složka. V extrémním případě může například proslulý kvasar 3C 279 být až patnáctkrát blíž, než vyplývá z klasické interpretace. Také kvasar 3C 273 by místo 950 Mpc byl pak vzdálen pouhých 67 Mpc. To jsou ovšem extrémní hodnoty. Reálné případy jsou uvnitř uvedených intervalů vzdálenosti, nicméně i tak se dá aspoň zčásti vyšetřit problém nadsvětelných rychlostí expanze kvasarů.

Jiné vysvětlení, založené na průběhu rázové vlny po explozi v jádře kvasaru, navrhli W. A. Christiansen a J. S. Scott. Ukazují, že pak navenek pozorujeme fiktivní nadsvětelné rychlosti expanze, jež mohou až patnáctinásobně převýšit rychlost světla. V jejich modelu se však musí rychlost během zhruba deseti let postupně snížit na podsvětelnou. Během několika málo let si proto budeme moci snadno ověřit, zda v objektech, jako je 3C 279 nebo 3C 120, expanzní rychlosti skutečně klesají. Velice se obávám, že žádný pokles nenaměříme, a tak zase jeden model poputuje do astrofyzikálních sklepení, kde se skladuje i jiné haraburdí, jako Marsovy kanály a 40 % argonu v jeho atmosféře, Weberovy gravitační vlny, hluboké nánosy prachu z povrchu Měsíce, černá díra z dvojhvězdy β Lyrae a stacionární vesmír.

Možná, že právě modelu stacionárního vesmíru bych se neměl příliš posmívat, ne snad proto, že se přece jen ještě ukáže, že tento model je dobře, ale spíše proto, že naše soudobé kosmologické modely nejsou o nic lepší. V září 1976 se konalo v Paříži kolokvium s názvem „Červený posuv a expanze vesmíru", jehož publikované výsledky naznačují, že současná kosmologie prodělává krizi. (Ledaže by jednání kolokvia ovlivnila okolnost, že zasedání probíhala v budově poblíž psychiatrické kliniky, jak na to upozornil G. Burbidge). Stále není totiž jasno ani v tak fundamentální otázce, jako je velikost Hubbleovy konstanty. Sandage a Tammann hájí hodnotu H₀ v rozmezí 50 ÷ 60 km/s/Mpc, kdežto řada jiných autorů by raději dala přednost hodnotě H₀ = 80 ÷ 90. Konečně „bezvěrci“ jako H. Arp a J. C. Pecker tvrdí, že žádná expanze vesmíru neexistuje. K nim se do jisté míry připojuje H. Alfvén, jenž prohlásil, že velký třesk je mýtus, jenž bude mít jednou čestné místo v kolumbáriu, kde už jsou indické, čínské, babylonské a jiné mýty o stvoření světa. Prof. Pecker však na to namítá, že si mnoho nepomůžeme, když místo velkého třesku zavedeme nějaký nový mýtus.

Jediným pozitivním experimentálním výsledkem je nezávislé potvrzení pozorování o anizotropii reliktního záření. G. F. Smoot aj. zjistili na základě radiometrických měření vykonaných na palubě letadla U-2, že se Země pohybuje vůči poli reliktního záření rychlostí (390 ±60) km/s ve směru α =11,0^h a β = +6°. Corey a Wilkinson na základě pozemních pozorování našli směr α = 10,4^h a β = -18°.

Několik prací bylo věnováno ústřednímu problému geometrického charakteru vesmíru: je vesmír uzavřený nebo otevřený? O vratkosti našich argumentů svědčí zajisté okolnost, že ještě předloni se zdálo skoro jisté, že vesmír je otevřený, hyperbolický. Loni však Davidsen aj. určili decelerační parametr q₀ = +1 a čínští astronomové Fang Li-Ži aj. dokonce q₀ = +1,4. Podle J. C. Tarterové je hmota chybějící k uzavření vesmíru obsažena v tělesech o hmotnosti 0,08 ÷ 0,001 M_O. Řadí k nim tzv. hnědé trpaslíky, pidihvězdy a obří planety. Rentgenová pozorování horkého mezigalaktického plynu dále nasvědčují tomu, že hmotnost plynu v nadkupách galaxií je až o řád větší než hmotnost samotných galaxií. Tyto efekty by ve svém souhrnu měly stačit k tomu, aby hustota hmoty ve vesmíru byla vyšší než kritická, a vesmír by se tedy po několika desítkách miliard let počal opět smršťovat do další singularity.

Jestliže je vesmír přece jen otevřený, pak se jeví jeho vzdálená budoucnost jako nejúžasnější fyzikální dobrodružství, jak na to upozornil J. N. Islam. Autor vyšel z Hawkingova poznatku o tom, že každá černá díra vyzařuje, a to nepřímo úměrně třetí mocnině své hmotnosti. Je-li hmotnost M černé díry vyjádřena v jednotkách M_O, pak její životní doba t v letech je dána vztahem t = 2.10⁶⁵ M³.

Během 10¹¹ let se bude každá galaxie skládat jednak z vychladlých bílých trpaslíků (černých trpaslíků), jednak z neutronových hvězd, černých děr a chladných pevných těles. Tato tělesa budou při oběhu kolem jádra galaxie vyzařovat gravitační vlny a to způsobí, že se během 10²⁹ let všechna zhroutí do masivní černé díry o hmotnosti řádu 100 GM_O. Schwarzschildův poloměr této obří černé díry bude asi 0,01 pc. Podobný osud postihne během 10³¹ let také kupy galaxií, jež úhrnem vytvoří osamělé černé díry o hmotnosti 10¹⁵ M_O a poloměru 100 pc. Mezitím bude plynule klesat teplota reliktního záření, takže po čase budou tyto masivní černé díry ztrácet Hawkingovým procesem více záření, než kolik ho získají absorpcí reliktního záření. Islam odhaduje, že během závratně dlouhé doby 10¹⁰⁶ let se masivní černé díry zcela vypaří a vytvoří znovu gravitačně vázané systémy tvořené hvězdami a planetami. Z hvězd vznikne další generace černých trpaslíků, neutronových hvězd a malých černých děr. Podle F. J. Dysona je však všechna hmota radioaktivní, takže v ní dochází k uvolňování energie při slučování atomových jader. Tento samozřejmě velmi pomalý proces způsobí, že veškerá látka se postupně změní v jádra železa, a to asi za 10⁵⁰⁰ let. Černí trpaslíci se během nesmírně dlouhé doby 10^10⁷⁷ let změní v neutronové hvězdy díky tunelovému jevu v atomových jádrech. Zhruba stejně dlouho pak bude trvat této nové generaci neutronových hvězd, než se tunelováním změní v černé díry „třetí generace“. Zhruba 10⁶⁶ let postačí k vypaření těchto černých děr Hawkingovým procesem. Budoucí vesmír se pak bude skládat pouze z volných protonů, elektronů, fotonů a neutrin...

Islamův výpočet je samozřejmě velmi schematický a založený na fyzikálních předpokladech, jež v tak nesmírných měřítkách času nemusí být splněny. Naznačuje však možnou cestu budoucího vývoje vesmíru po dobu, již lze pro všechny praktické účely označit za bezmála nekonečnou. Vždyť jen k zapsání všech nul čísla 10^10⁷⁷ bychom za předpokladu, že pro každou nulu nám stačí jedna elementární částice, potřebovali – veškerou hmotu vesmíru do vzdálenosti 500 Mpc!

Je snad samozřejmé, že všechny předešlé úvahy jsou vyvozovány z platnosti obecné teorie relativity. Proto neustávají pokusy o co nejpřesnější ověřování teorie, a to především astronomickými pozorováními. Z radarových měření je dnes gravitační zpomalení rychlosti fyzikálních dějů ověřeno už na 1 %. Nezávislost gravitační konstanty na čase za poslední půl miliardy roků je zaručena s přesností (0,5 ±2).10^-11/r, ačkoliv měření polohy Měsíce připouští pokles (5,1 ±3,0).10^-11/r. Podstatné zpřesnění ověřujících experimentů lze očekávat od plánovaných družic s atomovými hodinami na palubě, jež by měly být vypuštěny v dohledné době.

Přes velké úspěchy družicové astronomie pokračuje i nadále rozvoj pozemské astronomie v optickém i rádiovém oboru spektra. Koncem r. 1976 byl uveden do chodu 2,6m reflektor Bjurakanské observatoře v SSSR a na přelomu let 1976/77 začala zkušební pozorování s 3,6m reflektorem Evropské jižní observatoře v Chile. Velký azimutální teleskop o průměru 6 m ( BTA) na observatoři v Zelenčukské v SSSR dosahuje 24 mag během 30 ÷ 40 min expozic. Chilská přehlídka oblohy v modrém oboru a australská přehlídka v červeném oboru se blíží dokončení, takže brzy bude k dispozici dvoubarevný atlas celé oblohy zhruba do 20 ÷ 21 mag. Náš 2m dalekohled v Ondřejově byl v r. 1977 v provozu pouze po 92 nocí. Za 412 hodin bylo pořízeno 235 vysokodisperzních spektrogramů. Celkem bylo v letech 1967–1977 za 891 nocí pořízeno 3 124 desek během 4 707 hodin pozorování. Nejvíce materiálu bylo získáno v letech 1975, 1976 a 1968 a nejlepší noční počasí je po řadě v měsících září, srpen, říjen, červenec a květen. Průměrně lze v roce pozorovat po 104 noci, přičemž 88 nocí je zcela jasných a 38 je polojasných. Na základě materiálů získaných 2m dalekohledem bylo dosud publikováno 35 vědeckých prací, na nichž se podílelo 28 autorů z ČSSR i ze zahraničí.

V radioastronomii je nejslibnější událostí první pozorování pomocí rozestavěného systému VLA v Novém Mexiku. Prvním objektem byla těsná dvojhvězda AR Lacertae, jež je rovněž rádiovým zdrojem. F. N. Owen a S. R. Spandler ji měřili soustavou pěti dokončených 25m antén na základnách 500 ÷ 5 000 m v pásmu 4,6 GHz. Očekává se, že v příštím roce bude systém VLA dokončen.

Úspěchy metody aperturní syntézy v radioastronomii zřejmě provokují konstruktéry optických teleskopů natolik, že lze očekávat vývoj nové generace optických dalekohledů, jenž započal projektem vícezrcadlového teleskopu MMT pro arizonskou observatoř na Mt. Hopkins. V letošním roce bude systém šestizrcadlového teleskopu (každé zrcadlo má průměr 1,8 m) uveden do chodu. Mezitím se již objevují plány na konstrukci zrcadel s efektivním průměrem 25 metrů. Buď by se postavilo jediné obří zrcadlo poskládané ze šestiúhelníkových prvků, nebo parabolická úseč, či dokonce soustava řádově stovky zhruba 2m teleskopů řízených počítačem a justovaných lasery. Ještě podivnější se zdá být projekt „gumového“ zrcadla, jehož optická plocha by se deformovala během pozorování tak, aby se zrušila deformace čela světelné vlny, způsobená zemskou atmosférou. První pokusy, vykonané s 0,9m reflektorem v Bellových laboratořích, přinesly čtyřnásobné zvýšení kvality obrazu.

Uplynulý rok byl poměrně chudší na vědecká setkání, jež se bezprostředně týkají astronomie. Odliv je běžným následkem kongresového roku 1976. U nás jsme si ovšem na nedostatek vzruchu nemohli naříkat, neboť koncem září se v Praze konal již 28. kongres Mezinárodní astronomické federace (IAF). Obsáhlé agendě kongresu věnovala Říše hvězd zvláštní článek (ŘH 12/1977, str. 225). Je nesporné, že volba Prahy za sídlo kongresu je uznáním aktivity našich odborníků v oborech, jež se týkají kosmonautiky a kosmické astronomie. Naši astronomové dostali ovšem v minulém roce i celou řadu individuálních ocenění. Dr. B. Šternberk, dlouholetý ředitel Astronomického ústavu ČSAV a předseda Čs. astronomické společnosti při ČSAV, obdržel ke svým osmdesátinám Řád práce jako ocenění výjimečných zásluh o rozvoj čs. astronomie a zvláště o vybudování čs. časové služby. Dr. M. Burša, vedoucí oddělení dynamiky sluneční soustavy Astronomického ústavu ČSAV, byl vyznamenán státní cenou K. Gottwalda za soubor prací o gravitačním poli a tvaru Země i Měsíce. Kolektiv pracovníků stelárního oddělení Astronomického ústavu ČSAV v Ondřejově ( S. Kříž, P. Harmanec, P. Koubský, J. Krpata a F. Žďárský) získali cenu ČSAV za vypracování jednotné teorie vzniku a vývoje emisních B hvězd. Dr. M. Kopecký ze slunečního oddělení AÚ ČSAV, zástupce ředitele téhož ústavu, byl zvolen členem-korespondentem ČSAV a dr. B. Valníček, vedoucí oddělení kosmického výzkumu Slunce, obdržel ke svým padesátinám stříbrnou čestnou plaketu ČSAV „Za zásluhy ve fyzikálních vědách“.

Na závěr letošního přehledu bych se chtěl spolu se čtenáři zamyslet nad několika statistickými údaji. Podle údajů sborníku Science Citation Index bylo již v r. 1974 publikováno přes 400 000 vědeckých prací v bezmála 2,5 tisících vědeckých časopisů. Samozřejmě jen zcela nepatrný zlomek těchto prací se týká astronomie či příbuzných oborů, ale i tento zlomek představuje horu materiálu, kterou se už jedinec nemůže prokousat. Pro přípravu Žně objevů jsem před dvěma lety vystačil s pročtením 500 publikací. Letošní Žeň vznikla excerpcí ze 789 prací, takže je zřejmé, že výběr zajímavých poznatků se stává rok od roku subjektivnější. Navíc se dá snadno spočítat, že během nejbližšího desetiletí přibude astronomických publikací takovou měrou, že už je nikdo nebude s to během roku přečíst, neřku-li o nich psát přehledové články. Přece jen by však bylo neopodstatněné tento souboj s přemírou informací vzdávat předčasně. Dost možná, že se budoucích astronomických přehledů dočkáme od specialistů, kteří včas pochopili výrok sovětského fyzika I. J. Pomerančuka: „V umění stejně jako ve vědě je třeba vědět, co je možno zanedbat.“

Žeň objevů – rok 1978

Jubilejní šedesátý ročník Říše hvězd přináší čtenářům astronomické informace na dlouho očekávaném větším formátu. A tak se snad může připomenout, že je to právě deset let, kdy se v 1. čísle jubilejního 50. ročníku poprvé objevil článek s titulkem „Žeň objevů“, tehdy v rozsahu pouhých šesti tiskových stran. Vznikla tak kupodivu tradice, jež brzo hrozila přerůst přes hlavu nejen autorovi, ale i časopisu: v r. 1975 vyšla „Žeň“ v pěti pokračováních celkem na 41 stranách! V posledních letech se však podoba přehledového článku přece jen ustálila, a tak lze doufat, že ani letošní, v pořadí už jedenácté, Žně nevybočí z řady.

V době, kdy pisatel končil s výběrem podkladů pro letošní přehled, mohli si astronomové připomenout další kulaté výročí: v lednu r. 1959 proletěla sovětská kosmická sonda Luna 1 v blízkosti Měsíce a předznamenala tak éru aktivního průzkumu Měsíce kosmonautickými metodami. Když byly 1. října 1977 vypnuty přístroje pracující automaticky na povrchu Měsíce, ukončila se tím vlastně skvělá éra ve výzkumu nejbližšího kosmického tělesa. Během uvedeného mezidobí zkoumalo Měsíc 21 sovětských a 13 amerických sond; kromě toho do oblasti Měsíce a na jeho povrch směřovalo i 8 amerických pilotovaných letů. Lze odhadnout, že všemi přístroji bylo na Zemi předáno 10¹² bitů informací (to je zhruba stokrát více informací, než máme například o celé helénské kultuře). Seizmometry na povrchu Měsíce zaznamenaly celkem 10 000 otřesů, z nichž některé měly energii až 10¹² J. Pětina otřesů byla vyvolána dopady meteoritů na měsíční povrch.

Z rozboru vzorků měsíčních hornin vyplývá, že Měsíc i Země pocházejí z téže oblasti sluneční soustavy. J. O´Keefe a E. Sullivan dokonce znovu přicházejí s hypotézou, jejíž pozice byla donedávna téměř beznadějná: že totiž Měsíc vznikl odštěpením od Země. Podle obou autorů došlo k odštěpení až poté, kdy se v nitru Země diferencovalo kovové jádro. Rychle rotující Země se rychle ochlazovala, měnila svůj tvar, a tak vznikla nestabilita, která vedla k odtržení části hmoty v podobě Měsíce. S. Runcorn aj. soudí, že Měsíc byl po odtržení znovu roztaven díky teplu uvolněnému při radioaktivním rozpadu transuranů. Měsíční povrch definitivně utuhl před 3,3 miliardami let. Jelikož se láva vylévala do moří na přivrácené straně Měsíce, jsou zde moře dnes lépe patrná než na straně odvrácené.

Obdobu měsíčních moří se loni podařilo identifikovat též na povrchu planety Venuše. D. Campbell studoval topografii Venuše pomocí 305m radaru na observatoři v Arecibu. Našel tam pánve o průměru až 1 000 km, dále 20 kráterů o průměrech 15 ÷ 300 km a konečně rovnoběžné lineární struktury o šířce až 15 km a délce několika set kilometrů.

Podivuhodné lineární struktury byly zjištěny též na povrchu Marsova měsíce Phobosu. Na fotografiích z orbitálních modulů sond Viking se zjistily rovnoběžné rýhy široké 100 ÷ 200 metrů, hluboké 5 ÷ 20 metrů (místy až 100 m) a dlouhé až 14 km. Stáří rýh se odhaduje na stamiliony až tři miliardy roků. Jelikož se rýhy hromadí poblíž největšího kráteru Stickney, soudí se nyní, že jsou rovněž impaktního původu (zprvu se zdálo, že by snad mohlo jít o tektonické trhliny). Podle G. A. Lejkina způsobí dopad meteoritu stojaté vlnění v regolitu Phobosu, přičemž poloha interferenčních uzlů je dána dřívějšími krátery. Poloha rýh proto příliš nezávisí na místě, kde došlo k impaktu. Regolit na Phobosu má tloušťku několika desítek metrů. Hmotnost družice činí 1,1.10¹⁶ kg a průměrná hustota 1 900 kg/m³. Aproximujeme-li Phobos trojosým elipsoidem, jsou jeho rozměry 27 km × 21 km × 19 km, kdežto Deimos má rozměry 15 km × 12 km × 11 km. Povrch Deimosu je vcelku hladký: je tam málo kráterů a vůbec žádné rýhy.

Díky sondám Pioneer 10 a 11 byly zpřesněny též základní parametry čtyř hlavních (Galileových) družic Jupiteru:

Objev prstenů planety Uranu v r. 1977 vyvolal zvýšený zájem pozorovatelů o jejich nepřímou či přímou detekci. Skupina J. L. Elliota potvrdila existenci prstenů během zákrytu hvězdy SAO 158687 dne 23. 12. 1977. Odvodili, že poloměr Uranu je (26 100 ±100) km a že prstenů je více, než se dosud soudilo. To bylo potvrzeno E. Perssonem aj. během pozorování dalšího zákrytu dne 10. 4. 1978. Nyní je bezpečně zjištěno celkem devět prstenů s poloměry 42 000 ÷ 51 000 kilometrů v pořadí: 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ a ε. Všechny prsteny jsou poměrně úzké (šířka kolem 5 ÷ 15 km), tenké (5 ÷ 21 km) a koncentrické. Jedině prsten ε je výrazně excentrický a jeví silnou precesi (jeho oběh lze připodobnit ke cvičení s mírně deformovaným kruhem hula-hop). Relativně úspěšná byla i pozorování prstenů v infračervené oblasti spektra (ve viditelné oblasti spektra mají prsteny příliš nízké albedo 0,02) 5m Haleovým reflektorem na Mt. Palomaru. Prsteny byly zjištěny v pásmech 0,9; 1,6 a 2,2 μm. Nové vyhodnocení snímků Uranu, pořízených při balonovém výstupu Stratoscope II v r. 1970, ukázalo, že prsteny se promítaly jako tenká temná čára přes disk planety. Podle Smoluchowského jsou prsteny Uranu tvořeny materiálem obdobných vlastností, jaké mají uhlíkaté chondrity, a liší se tedy od materiálu Saturnových prstenů (Whippleův „špinavý led“). Jelikož prsteny jsou tak úzké a mají ostré hrany, soudí S. Dermott a T. Gold, že jejich rozdělení je způsobeno rezonancemi s dosud neobjevenou družicí planety Uran.

V loňském roce byly opětně revidovány rotační periody vzdálených planet sluneční soustavy. Pro Uran je nyní nejpravděpodobnější hodnota periody 13,0 h a pro Neptun 18,2 ÷ 19,6 h.

Ještě významnější revize se týká rotace planety Pluto. Dosud udávaná hodnota 6,4 dne nemusí být vůbec skutečnou rotační periodou, ale jen odrazem oběžného pohybu družice planety. Jak už čtenáři vědí (ŘH 10/l978, str. 201), objevil J. W. Christy na snímcích astrometrickým refraktorem ve Flagstaffu, že obrázky Pluta byly mírně protažené a že „protažení“ se během doby stáčelo v pozičním úhlu. To lze nejlépe vysvětlit přítomností družice planety s oběžnou dobou 6,387 dne, jež má poloměr dráhy 20 000 km. Existence družice s prozatímním názvem Charon je vynikající příležitostí podstatně zpřesnit údaje o poloměru a hmotnosti Pluta. Vychází odtud, že hmotnost Pluta je 1,4.10²² kg, tj. 1/420 M_Z, případně 1/5 hmotnosti Měsíce. Poloměr Pluta je pouhých 1 400 km (je tedy menší než pozemský Měsíc a je s převahou nejmenší planetou sluneční soustavy) a jeho hustota činí pouhých 1 300 kg/m³; to znamená, že se podobá hustotě velkých planet sluneční soustavy. Poloměr Charonu je 450 km a jeho hmotnost je 1/10 až 1/20 hmotnosti Pluta.

To jsou natolik srovnatelné hodnoty, že bychom vlastně měli hovořit o dvojplanetě Pluto-Charon stejně tak, jako se někdy uvažuje o dvojplanetě Země-Měsíc. Objev byl zřejmě usnadněn tím, že v posledním desetiletí je Pluto díky výstřednosti své dráhy poměrně blízko k Zemi. Od 22. 1. 1979 je dokonce blíže ke Slunci než Neptun a přísluním projde 30. 9. 1989. Kolem r. 1980 lze očekávat sérii zatmění Charonu Plutem. Zákryty by měly trvat zhruba 5 hodin a jasnost Pluta by měla klesnout o značnou hodnotu 0,2 mag.

Podvojnost není zřejmě jen výsadou velkých planet. Fotometrie průběhu zákrytů hvězd některými planetkami ukázala, že i tato tělesa mohou mít své průvodce. Nejpřesvědčivěji se to prokázalo při zákrytu hvězdy SAO 120774 planetkou (532) Herculina dne 7. 6. 1978. Planetka má průměr (217 ±3) km a ve vzdálenosti 975 km kolem ní obíhá družice o průměru 46 km. Podobně má družici i planetka (18) Melpomene, která dne 11. 12. 1978 zakryla hvězdu SAO 114159. Družice nejspíš doprovází i planetku (6) Hebe. Celkem bylo dosud katalogizováno 2 082 planetek: mezi nejnovější přírůstky patří (2000) Herschel, (2001) Einstein, (2002) Euler a (2060) Chiron (Kowalův objekt s mimořádně velkou poloosou).

V teorii vzniku sluneční soustavy se dosáhlo pozoruhodného pokroku tím, že procesy srážek planetesimál se podařilo numericky simulovat na rychlých samočinných počítačích. Při výpočtech se srážky planetesimál s průměrnými rozměry kolem 1 km berou jako prosté odrazy, počítá se však též se vznikem kráterů na větších tělesech a případně s katastrofickým drobením vzniklých shluků. Přitom nebyl uvažován žádný speciální lepicí mechanismus („svařování za studena“). R. Greenberg aj. ukázali tímto způsobem, že proud planetesimál vytvoří v kosmogonicky krátké době 10 000 let zárodky planet o průměrných rozměrech kolem 500 km. To jsou akreční centra pro vznik samotných planet, jež „dorostou“ na dnešní rozměry a hmotnosti za dalších 10⁷ ÷ 10⁸ let. Celý vznik planetární soustavy se tedy odehrává poměrně rychle, a to je též v souladu s nepřímými důkazy. Mohutná sluneční vichřice v rané fázi slunečního vývoje by totiž jinak veškerý stavební materiál pro tvorbu planet „rozfoukala“. Kovová jádra planet se podle P. Wessona vytvářejí díky elektrickému náboji kovových zrníček prachu.

Primitivní materiál z období vzniku sluneční soustavy se uchoval jedině v kometách a některých typech meteoritů. Nuklidové zastoupení v meteoritech je podle D. Schramma a R. Claytona důkazem toho, že asi milion let před vznikem sluneční soustavy explodovala v její těsné blízkosti supernova. Exploze se stala bezprostředním popudem ke gravitačnímu smršťování sluneční pramlhoviny.

Pokud jde o komety, dokázal B. G. Marsden z rozboru 200 kometárních drah, že komety mají poloosy nakupené kolem hodnoty typické pro tzv. Oortův oblak komet. To znamená, že skutečně existuje zásobárna primitivního kometárního materiálu, odkud se k nám občas zatoulají komety, jejichž poloosy se pak z nejrůznějších důvodů stále zkracují. Přiblížení komet k Zemi zkoumal statisticky L. Kresák. Pro komety s jádrem větším než 1 km a pro přiblížení na vzdálenost menší než 0,1 AU k Zemi vychází 2,4 takových setkání za století. Jedna přímá srážka s kometou nastává v průměru jednou za 1,5 ÷ 2 miliony let. Podle Kresáka existují dobré důvody k domněnce, že proslulý Tunguzský meteorit byl odštěpkem známé Enckeovy komety. Meteorit měl průměr kolem 100 m a explodoval ve výšce 5 ÷ 7 km nad Zemí. Komety jsou tak nejvýznamnějším dodavatelem hmoty pro vnitřní části sluneční soustavy.

Nejhmotnější kámen, který byl kdy identifikován jako pozůstatek meteoritu, má hmotnost 1 170 kg a patří k meteoritickému pádu Jiling v čínské provincii Kirin. Meteorit dopadl 8. března 1976 a v dopadovém kráteru bylo nasbíráno celkem 1 770 kg materiálu. Meteorit je olivínově-bronzitovým chondritem.

V závěru první části našeho přehledu uvádím obvykle objevy, které se týkají ústředního tělesa planetární soustavy – Slunce. Letos bych se však chtěl jen zmínit, že i v uplynulém roce pokračovaly živé diskuse o třech sporných problémech: oscilacích slunečního povrchu, nedostatečném počtu detekovaných slunečních neutrin a o tzv. Maunderově minimu sluneční činnosti v druhé polovině 17. století. Ani v jedné otázce nebylo patrně dosaženo obratu a sluneční fyzikové se příkře liší v názorech na realitu oscilací, na existenci Maunderova minima i na významnost negativního výsledku Davisova experimentu se slunečními neutriny. Jelikož „věda sestává ze všech teorií, jež dosud nebyly jednoznačně vyvráceny“ , ponechávám na čtenáři, aby sám zaujal stanovisko více či méně zúčastněného pozorovatele.

V druhé části výročního přehledu si nejprve všimneme prací věnovaných studiu hvězd a dvojhvězd. Poprvé byly zveřejněny výsledky výpočtů hvězdného vývoje, v nichž byl zahrnut vliv ztráty hmoty. Zejména u hvězd s počáteční hmotností přes 20 M_O je ztráta hmoty výrazným faktorem, který pozměňuje hvězdný vývoj. Hmotné hvězdy mají zpočátku teplotu atmosféry přes 30 kK a svítivost nejméně 10⁵ L_O. Hvězdným větrem proudícím rychlostí až tisíce km/s ztrácejí úhrnem 0,1 ÷ 50 M_O v průběhu několika málo milionů let. Předběžně se ukazuje, že v porovnání s modely, které ztrátu hmoty neuvažovaly, je svítivost hvězdy obecně nižší a období hoření vodíku v jádře delší. Díky ztrátě hmoty se v průběhu vývoje obnažují hlubší vrstvy hvězdy bohaté na helium a dusík. Není vyloučeno, že v tomto vývojovém stadiu pozorujeme známé Wolfovy-Rayetovy hvězdy.

Poprvé byly též vypočteny modely atmosfér ve složkách těsné dvojhvězdy. Ukazuje se, že záření primární složky velmi podstatně ovlivňuje teplotu i celkový charakter vnějších vrstev sekundární složky. B. Lucy dokázal, že těsné dvojhvězdy mohou vznikat štěpením z jediné prahvězdy. Podle toho by „nejmladšími“ dvojhvězdami byly dotykové soustavy typu W UMa. R. C. Fleck upozornil na skutečnost, že těsné dvojhvězdy a planetární soustava mají podobné momenty hybnosti. Pak by výskyt planetárních soustav neměl záviset na spektrálním typu mateřské hvězdy.

Možný objev právě se vytvářející planetární soustavy ohlásili R. Thompson aj. Hvězda MWC 349 zmenšila svou jasnost asi o 1 mag, což lze vysvětlit kondenzací prachu v plynném disku, jenž hvězdu obklopuje. A. P. Bernat aj. nalezli plynný obal kolem červeného veleobra Betelgeuze. Poloměr obalu je asi 11 000 AU. Rozsáhlou expandující obálku kolem Vegy našli na základě infračervených měření H. L. Johnson a W. Z. Wisniewski. W. Cash aj. zjistili měkkou rentgenovou emisi u žluté obří hvězdy Capelly. Podle jejich názoru přichází toto záření z koróny o teplotě přes 10 MK. V porovnání se Sluncem je koróna Capelly řádově 10³krát intenzivnější a pětkrát teplejší.

J. R. Mould aj. zkoumali spektrum proměnné hvězdy FU Ori. O hvězdách tohoto typu se soudí, že patří k nejmladším v Galaxii. Autoři popírají, že by šlo o izolovanou hvězdu s expandujícím plynným obalem. Spíše jde o rychle rotující hvězdu obklopenou plochou slupkou diskového tvaru. J. L. Hershey odvodil z astrometrických měření van Maanenovy hvězdy v letech 1937–1976 radiální rychlost 25 km/s. Jelikož spektroskopicky určená radiální rychlost je 39 km/s, lze rozdíl považovat za gravitační červený posuv. G. D. a C. V. Gatewoodovi uveřejnili podrobnou astrometrickou studii pro Siria, založenou na šedesátileté řadě pozorování velkými refraktory. Vyplývá odtud paralaxa 0,378″, hmotnost primární složky 2,14 M_O, hmotnost sekundární složky 1,05 M_O a tomu příslušející poloměry hvězd 1,68 R_O a 0,007 R_O. Efektivní teplota bílého trpaslíka je 29 500 K a tíhové zrychlení na jeho povrchu je 550 000krát větší než na Zemi.

Chybějícím článkem mezi červenými obry a bílými trpaslíky jsou zřejmě dlouhoperiodické proměnné typu Mira Ceti, jak ukázali J. H. Cahn a S. P. Wyatt. Prototyp skupiny ο Ceti setrvával na hlavní posloupnosti 10 miliard let. Asi před půl milionem roků vstoupila hvězda do proměnné fáze, v níž ji nyní pozorujeme a při níž ztrácí hmotu v podobě planetární mlhoviny. Úhrnná ztráta hmoty všech mirid v Galaxii dosahuje 12 M_O za rok, a to plně postačuje k „výrobě“ nového pokolení hvězd. Jiným vývojovým typem planetární mlhoviny je proměnná FG Sge, jejíž jasnost v posledních 70 letech vzrostla 50krát a spektrum třídy B4 se změnilo na G. Jestliže tyto planetární mlhoviny vznikají ve dvojhvězdách, pozorujeme symbiotické emisní spektrum, jako v případě hvězd V1016 Cyg, V1329 Cyg a HM Sge. Červený obr v takové soustavě předává díky hvězdnému větru hmotu žhavé kompaktní složce. To vede k pozorovaným zvýšením jasnosti až o 5 mag a pak následuje povlovný pokles. Soustavy jsou obklopeny prachovými závoji, jak vyplývá z rozboru infračerveného spektra. Prachová zrníčka (grafit?) mají teplotu kolem 900 K a jejich úhrnná hmotnost se odhaduje řádově na 10^-8 M_O. Vcelku lze označit za překvapující, že se hromadí důkazy o poměrně rychlém vývoji planetárních mlhovin v časové škále srovnatelné s délkou života jedné astronomické generace.

Velikostí a rychlostí přetoku hmoty v klasické těsné dvojhvězdě Algol se zabývali H. Cugier a K. Chen. Z ultrafialových pozorování čáry ionizovaného hořčíku určili rychlost pohybu plynného proudu na 150 km/s a roční přenos řádu 10^-13 M_O. J. Tomkinová a D. L. Lambert ohlásili, že se jim podařilo pozorovat sodíkový dublet příslušející spektru sekundární složky Algolu. Odtud bylo poprvé možno odvodit spektroskopické elementy soustavy. Sekundární složka obíhá rychlostí 201 km/s kolem primární složky o hmotnosti 3,7 M_O. Sekundární složka má hmotnost 0,81 M_O a třetí těleso hmotnost 1,7 M_O. Sekundární složka vyplňuje Rocheovu mez, což se ostatně pro klasický polodotykový systém předpokládalo.

Ultrafialová pozorování proslulé dlouhoperiodické zákrytové dvojhvězdy ε Aurigae pomohla poodhalit aspoň část záhady, čím vlastně je způsobován 714 dní trvající úplný zákryt primární složky (perioda soustavy je 27,1 let). I během totality můžeme totiž pozorovat spektrum primární složky třídy F0 Ia, zatímco spektrum sekundární složky dosud nikdo neviděl. Podle M. Hackové a P. L. Selvelliho je sekundární složka hvězdou třídy B, která teprve vstoupí na hlavní posloupnost. Hvězda je o 7 mag slabší než primární složka a její „neviditelnost“ způsobuje prachový disk, který je rovněž odpovědný za vlastní zákryty.

Statistikou v rozložení poměrů hmotností pro spektroskopické dvojhvězdy se zabývala V. Trimbleová. Ukázalo se, že poměr hmotností má dvě maxima, a to v intervalech 0,2 ÷ 0,3 a 0,9 ÷ 1,0. Odtud nejspíš plyne, že při vzniku dvojhvězd se uplatňuje jak zachycení již „hotových“ hvězd, tak štěpení jediné prahvězdy.

Nejlehčím a také nejmenším známým systémem těsné dvojhvězdy je zákrytová proměnná CM Dra, jejíž primární složka je spektrální třídy dM4e. Podle C. H. Lacyho je primární složka jen dvakrát větší a 200krát hmotnější než planeta Jupiter. Hvězda jeví eruptivní aktivitu a je pokryta skvrnami. Také objekt Feige 24 je těsná dvojhvězda s periodou 4,23 dne. Objekt patří do nedávno objevené třídy velmi žhavých bílých trpaslíků, již se prozradili jako zdroje extrémního ultrafialového (EUV) a měkkého rentgenového záření. Spektrální průběh odpovídá záření černého tělesa o teplotách 30 ÷ 70 kK. Poloměry těchto bílých trpaslíků jsou typicky asi 5 000 km. Podle D. Koestera vychladnou žhaví bílí trpaslíci (patří k nim také Sirius B a objekt HZ 43) během pouhého milionu let. I. Mazzitelli se dokonce vrací ke známé spekulaci o červené barvě Siria a odvozuje odtud, že bílý trpaslík Sirius B prošel zhruba před dvěma tisíciletími pseudoobří fází, takže soustava se skutečně jevila jako červená. K vytvoření žhavého bílého trpaslíka by pak muselo dojít někdy mezi 1. až 10. stol. n. l.

Velice rychlého bílého trpaslíka objevili W. Luyten a A. La Boute při studiu velkých vlastních pohybů hvězd. Hvězda L 182-44 má vlastní pohyb 0,254″/r a tomu odpovídá tangenciální rychlost 1 200 km/s ve směru ke galaktickému centru.

Hmotní červení obři končí svůj vývoj výbuchem supernovy a následné zhroucení jádra vede k vytvoření degenerované hvězdy. R. I. Klein a R. A. Chevalier vypočítali, že červený obr o hmotnosti 12 M_O končí jako supernova typu II. Před vlastní explozí nastane zvýšení svítivosti v oblasti měkkého rentgenového záření, jež předchází hlavní vzplanutí zhruba o 20 dní a trvá zhruba čtvrt hodiny. Teplota povrchu se v té době pohybuje slabě nad 200 kK. Při vlastním vzplanutí se zvýší prudce jasnost v optickém a tvrdém rentgenovém oboru a povrchová teplota vzroste na 80 MK.

Několik závažných prací o supernovách uveřejnil kanadský astronom S. van den Bergh. Prokázal, že pozůstatek supernovy z r. 1181 je totožný s rádiovým zdrojem 3C 58 a opticky se podobá Krabí mlhovině. Porovnáním fotografií Tychonovy supernovy, která vybuchla v r. 1572, odvodil rychlost rozpínání 15 600 km/s, a konečně statistickým zkoumáním zbytků 123 supernov v Galaxii určil, že četnost výbuchů supernov v Galaxii je dvě supernovy za století.

Statistikou výbuchů klasických nov se zabýval H. C. Ford. Z rozboru dostupného materiálu pro galaxii v Andromedě vyplývá, že klasická nova může vybuchnout mnohosetkrát s průměrným intervalem mezi vzplanutími kolem půl milionu let (rekurentní novy vybuchují v intervalu kolem 30 let). Při jednom výbuchu se průměrně ztrácí hmota 5.10^-5 M_O, tedy pouhých 5.10^-10 M_O/r. Naproti tomu rekurentní novy ztrácejí 2.10^-6 M_O/r. Zdá se proto, že fyzikální rozdíl mezi klasickými a rekurentními novami spočívá v rozličné rychlosti akrece plynu bohatého na vodík. To lze podle G. T. Bathe a G. Shaviva objasnit nejsnáze tak, že klasické novy mají primární složku na hlavní posloupnosti a přetok hmoty na bílého trpaslíka se děje přetokem přes Lagrangeův bod, kdežto rekurentní novy mají primární složku červeného obra a kromě přetoku se zde uplatňuje intenzivní hvězdný vítr.

D. Prialnik aj. počítali vývojovou posloupnost modelů pro pomalou novu. Přitom uvažovali jádro bílého trpaslíka složené z uhlíku a kyslíku o hmotnosti 0,8 M_O a obklopené plynou obálkou o hmotnosti 10^-4 M_O, jejíž chemické složení se podobá slunečnímu. Zjistili, že překotná termonukleární reakce trvá asi tři dny, pak se svítivost obálky přiblíží k teoretickému maximu a vnější vrstvy se počnou „rozfoukávat“ působením tlaku záření. Během 200 dnů se odvrhne 95 % hmoty plynné obálky a v nitru zbude žhavý bílý trpaslík. Předností nového modelu je dobrý souhlas vypočtené bolometrické světelné křivky s pozorováním a správný poměr izotopů uhlíku, dusíku a kyslíku. Jak známo, předchozí výpočty Starrfieldovy skupiny vyžadovaly velký přebytek zmíněných izotopů v plynné obálce, a k tomu pak zase bylo potřebí vymýšlet složité a značně nepravděpodobné mechanismy obohacování obálky o tyto prvky.

S. Starrfield aj. počítali mezitím průběh překotných termonukleárních reakcí v atmosféře neutronové hvězdy o hmotnosti 1,4 M_O a poloměru 20 km. Jestliže plynná obálka má hmotnost 1,5.10^-11 M_O, pak dojde k výbuchu, při němž teplota povrchu vzroste na 5,3 kK a svítivost na 500 L_O. Tomu odpovídá maximum zářivé energie v oblasti měkkého rentgenového záření a autoři se domnívají, že jejich model se hodí k vysvětlení vzplanutí přechodných rentgenových zdrojů, jako byl například zdroj V616 Mon (A 0620-00), jenž je svým způsobem rentgenovou analogií rekurentní novy.

Přestože většina astrofyziků v podstatě při svých úvahách vychází ze Starrfieldova schématu, objevila se loni neortodoxní studie G. W. Collinse a C. B. Foltze navrhující zcela odlišný mechanismus výbuchu. Autoři vycházejí z pozorování intenzivních magnetických polí některých bílých trpaslíků a tvrdí, že příčinou výbuchu novy je další hroucení takového objektu. Přitom se podél polárních siločar vyvrhuje velké množství hmoty, a to je právě zmíněný úkaz novy. Tento model není zatím dále rozpracován; jeho předností je, že přirozeně vysvětluje pozorované polární kondenzace v nebulárních spektrech většiny nov.

Jinak i loni dále pokračovalo zevrubné studium proslulé Novy V1500 Cygni z r. 1975 a také novy NQ Vul z r. 1976. Nova Cygni stále jeví oscilace jasnosti s periodou 3,3 h, která během doby kolísá až o 2 %. J. B. Hutchings vypočítal poměrně nízké hmotnosti složek, a to 0,5 M_O pro primární a 1,1 M_O pro sekundární komponentu. Tato výjimečná nova tak silně připomíná rentgenový „polar“ AM Her. Pozorováním v pásmu infračerveného záření odvodili E. Ney a B. Hatfield, že také u novy NQ Vul došlo ke kondenzaci prachových zrníček o teplotě kolem 900 K, a to mezi 80. až 220. dnem po optické explozi.

Význačnou novou loňského roku byla Nova Cygni 1978, která vzplanula v polovině září. Ještě 26. srpna byla její jasnost menší než 17 mag, kdežto 12. září již byla na hranici viditelnosti očima (6,3 mag). Na snímcích z palomarského atlasu byla 20 mag, takže celková amplituda jasnosti je vysoká. Šlo o středně rychlou novu s expanzními rychlostmi plynných obalů 600 a 1 300 km/s. Zatímco optická jasnost dosáhla maxima a pak následoval rychlý pokles (22. října byla nova 10 mag), infračervená jasnost objektu vzrůstala ještě 50 dnů po optickém maximu o další 3,5 mag. Bolometrická jasnost novy se proto v prvních 100 dnech po explozi prakticky neměnila. To je chování pro novy poměrně typické a odpovídá teoretickým předpovědím. Přesun maxima zářivé energie do infračervené oblasti je vysvětlován kondenzací prachu v rozpínající se plynné obálce novy.

Také loňská pozorování tedy důrazně upozornila na genetickou příbuznost rozmanitých typů těsných dvojhvězd: nov, rekurentních nov, symbiotických emisních objektů a přechodných zdrojů rentgenového záření.

Studium rentgenových zdrojů patří dnes nepochybně k nejatraktivnějším částem moderní astrofyziky, a to zvláště pro neustálý příval nových a přesnějších pozorování. Lze říci, že v uplynulém roce v podstatě skončil rentgenový výzkum oblohy družicemi první generace, jenž měl zejména průzkumný charakter. Druhá generace družic, představovaná observatořemi typu HEAO, přináší nyní podstatné zlepšení polohové i časové rozlišovací schopnosti a také zvýšení citlivosti měření aspoň o řád. Odhaduje se, že v nynější době je v dosahu přístrojů na tisíc diskrétních rentgenových zdrojů, takže záhy bude počet těchto zdrojů srovnatelný s počtem hvězd viditelných očima.

Snad nejvíce nových poznatků přineslo další zkoumání masivních rentgenových dvojhvězd, jako je zdroj Cygnus X-1. J. C. Kemp aj. určili z polarizačních měření sklon oběžné dráhy zdroje Cygnus X-1 na 76° a odtud mohli odvodit lepší hodnoty hmotnosti složek, a to 30 M_O pro modrého veleobra a 5 M_O pro kompaktní složku (černou díru). Polarizační měření také potvrdila realitu 39denní periody optických a rentgenových změn jasnosti systému. Tato perioda je zhruba rovna sedminásobku oběžné doby a souvisí patrně s precesí akrečního disku kolem kompaktní složky.

K nejzajímavějším pozorováním loňského roku bezpochyby patří objev další masivní dvojhvězdy, v níž je sekundární složka pravděpodobně černou dírou. Jde o objekt V861 Scorpii = OAO 1563-40 = HD 152667, který studovali R. S. Polidan aj., P. Massey a P. S. Conti. Jde o zákrytovou dvojhvězdu s oběžnou periodou 7,85 dne. Zákryt trvá 1,75 dne. Rentgenové zákryty nastávají tehdy, když se kompaktní složka skrývá za veleobrem spektrální třídy B0 Ia. Spektroskopické elementy soustavy poukazují na vysokou hmotnost kompaktní složky v rozmezí 5 ÷ 12 M_O, takže s největší pravděpodobností jde vskutku o černou díru. Kompaktní složka je obklopena rychle rotujícím svítivým akrečním diskem. Modrý veleobr má podle J. B. Hutchingse poloměr 33 R_O a efektivní teplotu 30 kK. Patří k nejsvítivějším hvězdám na obloze, neboť jeho bolometrická hvězdná velikost je -10,1 mag.

Mnoho pozornosti bylo věnováno výkladu vzniku rentgenového záření masivních dvojhvězd. Donedávna se předpokládalo, že masivní složky v těchto systémech nevyplňují zcela Rocheovu mez a přenos hmoty na sekundární složku se děje intenzivním hvězdným větrem. Pozorování však prokázala, že hvězdný vítr není dostatečně silný, aby přenášel potřebné množství hmoty, a že naopak veleobři vyplňují Rocheovu mez. Proto podle J. A. Pettersona i jiných autorů se na přenosu hmoty podílí jak hvězdný vítr, tak i přetok přes Lagrangeův bod. Velikost akrece hmoty z přetoku závisí na tom, jak rychle rotuje zhroucená sekundární složka. Je-li její rotace ve srovnání s oběžnou dobou systému pomalá, je také akrece malá a vzniká přiměřeně tlustý akreční disk. Kdyby totiž byla akrece z přetoku příliš velká, „zadusilo“ by se rentgenové záření v hustém prostředí kolem sekundární složky.

Přetok přes Lagrangeův bod je naopak rozhodující příčinou existence méně hmotných rentgenových dvojhvězd typu HZ Her. J. Trümper aj. zjistili z rozboru cyklotronové emise o energii 58 keV, že v okolí rotující neutronové hvězdy systému HZ Her dosahuje indukce magnetického pole hodnoty 530 MT – to je nejintenzivnější magnetické pole v přírodě zjištěné (v laboratoři dosáhl akademik Kapica na zlomky sekundy indukci kolem 30 T). Další rentgenovou emisi o energii 6,8 keV objevili S. H. Pravdo aj. – patrně přísluší železu.

Proměnnými rentgenovými zdroji jsou též trpasličí novy SS Cygni a EX Hydrae. Proměnnost zřejmě souvisí s intenzivním magnetickým polem bílých trpaslíků, již jsou zdrojem eruptivní aktivity trpasličích nov.

Ke dvojhvězdám se dnes obvykle řadí také tzv. zábleskové zdroje (bursters), které se projevují sériemi kratičkých rentgenových vzplanutí proměnné amplitudy i periody. V několika případech se loni podařilo prokázat, že přes zábleskovou složku se překládá trvalé konstantní záření a že naopak některé zábleskové zdroje jsou dlouhodobě rekurentní, tj. intervaly zábleskové aktivity se střídají s obdobími, kdy je zdroj v klidu. Ze třiceti dosud známých zábleskových zdrojů se jich nejméně pět nachází uvnitř kulových hvězdokup, takže se znovu vynořuje otázka, proč právě v těchto relativně nejstarších soustavách Galaxie jsou tak příznivé podmínky pro zábleskové zdroje. Mnoho autorů proto opět uvažuje o masivních černých dírách v jádře kulových hvězdokup. J. Grindlay aj. objevili simultánní optické záblesky zdroje MXB 1735-44 v modré až žluté oblasti spektra. Poměr výkonů vyzářených opticky a rentgenově je zde 2.10^-5 : 1. Zdroj byl identifikován se slabou modrou hvězdou, která vzhledem spektra připomíná dvojhvězdu Sco X-1. Ostatně na souvislost zábleskových zdrojů s méně hmotnými rentgenovými dvojhvězdami typu Sco X-1 upozorňoval již před časem I. S. Šklovskij.

V uplynulém období pozorovali astronomové rentgenové vzplanutí tří přechodných zdrojů, a to A 1704-250 v září 1977, 4U 0115+63 v prosinci 1977 a Aql X-1 (4U 1908+00) v červnu 1978. Posledně uvedený zdroj je rekurentní – předchozí vzplanutí se odehrálo v r. 1976. Dalšími přechodnými rekurentními zdroji jsou objekty A 0535+26 a 4U 1630-47. Tím se stává situace kolem přechodných rentgenových zdrojů nepřehlednou – někteří autoři se domnívají, že jsou nejméně dvě různé třídy přechodných zdrojů, a jiní hledají vysvětlení v analogii s klasickými novami: místo bílého trpaslíka by však v rekurentních zdrojích byl sekundární složkou mnohem degenerovanější a kompaktnější útvar – neutronová hvězda.

Měkké rentgenové záření o energii 0,85 keV nalezli v koróně Capelly W. Cash aj. To znamená, že koróna Capelly je pětkrát teplejší a tisíckrát mohutnější než u Slunce. Podobnou koronální emisi objevili K. Walter aj. u dvojhvězdy UX Arietis. Rentgenové záření bylo též zjištěno u několika emisních hvězd B (hvězdy se závojem) a v mlhovině v Orionu (zdroj 3U 0527-05).

Současně se začíná rozvíjet studium extragalaktických rentgenových zdrojů. Intenzivním rentgenovým zářením se vyznačuje kupa galaxií v souhvězdí Panny. Z obří eliptické galaxie M87 o hmotnosti kolem 10¹⁴ M_O (tj. 500krát větší hmotnost než u naší Galaxie) přichází zejména měkké rentgenové záření, zatímco mezigalaktický plyn v kupě je zdrojem tvrdého záření. Odpovídající teplota galaktického hala se odhaduje na 30 MK. Z měření zejména vyplývá, že hmotnost hala je podstatně větší, než se dosud soudilo, a odtud odvozená luminozitní hmotnost galaxií je blízká hmotnosti určené dynamicky z viriálové věty. To má přirozeně závažné důsledky kosmologické, neboť hmotnost plynu v prostoru mezi galaxiemi je pak nejméně o řád vyšší než hmotnost galaxií samotných.

Loni uplynulo deset let od zveřejnění objevu pulzarů a toto výročí snad nejlépe uctili australští radioastronomové dokončením systematického hledání nových pulzarů na jižní obloze. Přehlídka obsáhla 67 % celé oblohy v pásmu na jih od +20° deklinace. Pozorování i zpracování měření bylo řízeno počítačem, a tak byly získány polohy, periody a rádiové disperze signálů pro 224 pulzarů na frekvenci 408 MHz. V souboru je 155 nových pulzarů, takže počet známých pulzarů se tak rázem zdvojnásobil – celkem jich nyní známe přes 300. Mezi nově objevenými objekty je též pulzar PSR 1845-19 s dosud nejdelší pulzní periodou 4,308 s.

Statistický rozbor tohoto materiálu ukazuje, že četnost vzniku pulzarů je v uspokojivé shodě s četností vzniku supernov, čímž se potvrzuje domněnka o tom, že pulzary jsou vlastně pozůstatky supernov. Tomu též odpovídá Kristianovo zjištění, že optický tok pulzaru v Krabí mlhovině ročně slábne zhruba o 0,5 %. J. Kristian a J. A. Westphal nalezli optický objekt 22,5 mag na místě proslulého binárního pulzaru PSR 1913+16. Je to patrně ona druhá (nepulzující) složka dvojhvězdy, která je však nejspíš rovněž neutronovou hvězdou.

G. S. Downs pozoroval další náhlý skok v periodě pulzaru v souhvězdí Plachet ( PSR 0833-45) – v červenci loňského roku se perioda náhle zkrátila o 272 ns. Skok o 87 ns zaznamenali v červenci 1977 R. N. Manchester aj. u pulzaru PSR 1641-45. Tím vzrostl počet pulzarů s podobnými skoky v periodě impulzů na pět.

Značné úsilí bylo věnováno modelům vzniku impulzů v magnetosféře neutronové hvězdy. Vyplývá odtud mimo jiné, že pulzary by mohly být vydatnými zdroji kosmického záření a že na povrchu neutronových hvězd jsou také intenzivní elektrická pole způsobující bleskové výboje. Pozorováním pulzarů na různých frekvencích v rádiovém či optickém nebo rentgenovém oboru tak vlastně nahlížíme do různých hloubek magnetosféry neutronové hvězdy.

Radioastronomové pokračovali i loni v již tradičním úsilí o objev nových molekul v mezihvězdném prostoru. Přehled objevů přináší tabulka:

Posledně uvedená sloučenina má ze všech mezihvězdných molekul nejvyšší molekulovou hmotnost: 123.

K vysvětlení optických vlastností mezihvězdného prachu navrhuje A. Webster uvažovat alotropickou modifikaci uhlíku zvanou karbyn -(C≡C) _n-. Karbyn je stabilní při vyšších teplotách než grafit, a je proto prvním prachem vznikajícím při chladnutí hvězdné atmosféry. Je tvořen dlouhými rovnoběžnými řetězci uhlíku v podobě krystalů bílé barvy s typickými rozměry 10 × 100 nm.

Při statistickém výzkumu cefeid objevil J. N. Jefremov skupiny poměrně mladých hvězd o stáří do 10 milionů let v objemu o průměru do 600 pc. Domnívá se, že každá skupina vzniká z jediného prachoplynového komplexu v průběhu 20 ÷ 50 milionů let. Pro tyto skupiny navrhl název hvězdné komplexy a soudí, že všechny mladé hvězdy lze zařadit do některého z komplexů. Dosud rozlišil 35 komplexů.

V jádru Galaxie zjistili M. Leventhal aj. při výstupu balonu v Alice Springs v Austrálii anihilační čáru 510 keV, vznikající při interakci párů pozitron-elektron. Vynořuje se tak otázka, kde se berou pozitrony v jádru Galaxie, i když teoretických možností je více než dost – odpověď zřejmě poskytnou až měření z další generace umělých družic.

Před patnácti lety uveřejnili C. R. Lynds a A. Sandage hypotézu o explozi v centrální části galaxie M82, k níž mělo dojít asi před 1,5 milionem roků. Podle nových rozborů R. O´Connela a J. Mangana lze však pozorování lépe vyložit předpokladem o slapovém vlivu blízké galaxie M81.

Několik závažných studií bylo věnováno obří eliptické galaxii M87 v souhvězdí Panny. Tato soustava se vyznačuje mimořádně hmotným a svítivým kompaktním jádrem o poloměru menším než 100 pc a hmotnosti 5 miliard M_O a svítivosti 1 miliardy L_O. Podle některých náznaků není vyloučeno, že v jádře existuje černá veledíra s hmotností až 3 miliardy M_O! Z jádra vybíhá svítivý výtrysk s několika „uzlíčky“ o celkové délce 1,5 kpc. Soustava je, jak známo, obklopena řádově 10⁴ kulovými hvězdokupami.

Tato pozorování posilují domněnku o obecnějším výskytu černých veleděr v jádrech mnoha galaxií, resp. v kvasarech. Rozsah hmotností černých děr se odhaduje na 10 milionů až miliardu M_O a úměrně jí pozorujeme celou škálu explozivních dějů v jádrech Seyfertových galaxií, v kvasarech i v objektech typu BL Lac. Zajímavý model tohoto typu předložil D. W. Keenan. Podle něj je v okolí černé veledíry vysoká pravděpodobnost srážek hvězd. Srážky jsou příčinou pozorovaných změn jasnosti aktivních jader galaxií nebo kvasarů. Namísto srážek hvězd lze též uvažovat srážky hustých mezihvězdných mračen. Předností hypotézy je její univerzálnost: rozmanité jevy ve světě galaxií lze vysvětlit toutéž příčinou a rozličnými počátečními podmínkami.

Velmi významnou studii o kosmologické povaze kvasarů uveřejnil A. Stockton. Vybral 27 kvasarů s červeným posuvem menším než 0,45 a optickou jasností vyšší než 19 mag. Pro každý z těchto kvasarů prohlédl jejich okolí do vzdálenosti 45″ a v něm pořizoval spektra všech dostupných galaxií. Získal tak 25 červených posuvů pro zmíněné galaxie, z toho 13 galaxií v 8 okolích mělo tytéž červené posuvy jako odpovídající kvasar. To je prakticky definitivní důkaz o kosmologické povaze červeného posuvu kvasarů. Dosud bylo objeveno pět kvasarů s červenými posuvy z > 3,0. Jsou to objekty 1442+101, 0642+449, 0938+119, 1402+044 a 2126-15.

Nejsvítivějším kvasarem je objekt PKS 3134+004, který v letech 1937 a 1949 dosáhl 14,8 mag. Při červeném posuvu z = 1,93 to odpovídá absolutní hvězdné velikosti -30,7 mag (160 bilionů Sluncí!). Naopak zase nejbližším kvasarem je objekt 4U 0241+61 s červeným posuvem z = 0,044 a zdánlivou hvězdnou velikosti 15,7 mag.

Zvláštní skupiny kvasarů představují zřejmě objekty typu BL Lacertae, nazývané někdy též blazary. Jejich představitelem je objekt klasifikovaný již r. 1929 jako „proměnná hvězda“. V r. 1969 byla ztotožněna s bodovým rádiovým zdrojem a v r. 1972 bylo ze spektra zjištěno, že jde o nový typ objektu – kvasar bez spektrálních čar. Nyní se ukázalo, že BL Lac je jádrem eliptické galaxie s červeným posuvem z = 0,07. V oblasti o průměru několika světelných dnů (1 mpc) se uvolňuje zářivý výkon až 10⁴¹ W. Jelikož objekt nemá prakticky žádné spektrální čáry, pozorujeme zde patrně obnažený kvasar, bez plynného „závoje“ typického pro běžné kvasary. Záření je uvolňováno nejspíš synchrotronovým mechanismem, tj. urychlováním nabitých částic v intenzivním magnetickém poli magnetoidu, spinaru či jak se všem těm dosud neznámým útvarům v jádrech aktivních galaxií říká. Ve srovnání s blazary vypadají dokonce i normální kvasary docela krotce, a tak nejspíš zde leží klíč k poznání celé záhady, jak se v malém objemu může uvolňovat tak velké a proměnlivé množství zářivé energie. Právem se většina autorů domnívá, že při studiu těchto otázek můžeme nejspíš narazit na neznámé či málo pochopené fyzikální zákonitosti.

To nás přivádí k úvahám kosmologickým. Kromě červeného posuvu, o jehož kosmologické povaze dnes už pochybuje jen pár zatvrzelců, se nejvíce pozornosti soustřeďuje na interpretaci měření mikrovlnného záření pozadí. Ačkoliv v prvním přiblížení je toto záření izotropní – a to je též jeden z hlavních argumentů, proč jej považujeme za záření reliktní – nová měření G. F. Smoota aj. a D. T. Wilkinsona a B. E. Careye prokázala nevelké variace teploty v rozmezí 3,5 mK. Podrobný rozbor těchto náročných měření vede k závěru, že Slunce se pohybuje vůči poli reliktního záření rychlostí (390 ±60) km/s směrem k souhvězdí Lva. Do toho je však započítán i oběžný pohyb Slunce vůči středu Galaxie. Po vektorovém odečtení této složky rychlosti vychází, že střed Galaxie letí rychlostí 600 km/s ve směru k souhvězdí Hydry. Tím je vlastně definována rychlost Země vůči nejstarším a nejvzdálenějším částem vesmíru.

Několik významných prací se týkalo astronomických aplikací gravitačního kolapsu. Pokus objevit záblesky záření gama pocházející ze závěrečných fází vypařování malých černých děr ( Hawkingův proces) je zatím neúspěšný. Stejně tak se definitivně potvrdilo, že tzv. Weberovy koincidence nejsou projevem gravitačních vln. Podobná aparatura pracovala v letech 1973–1976 ve fyzikálních ústavech v Mnichově a ve Frascati, a přestože redukce měření byla prováděna týmž programem, kterého používal Weber, nebyly nalezeny žádné koincidence. Podle Thorneho se dá očekávat, že citlivost přístrojů druhé generace bude o čtyři řády vyšší než u dosavadních zařízení, a to umožní zachytit aspoň některé signály, například při kolapsu supernovy. Konečně třetí negativní výsledek je teoretický rozbor existence tzv. červích děr N. Birrelem a P. Daviesem. Oba autoři ukázali, že tyto hypotetické spojky mezi bílými a černými děrami (tj. „brány do jiných vesmírů“ nebo „zkratky v našem vesmíru“) nejsou stabilní. Zničí je zpětná reakce gravitačního pole padající částice anebo pouhé kvantové efekty vakua. To jinými slovy znamená, že zřejmě není možné „cestovat“ prostoročasem libovolně rychle anebo se vyhýbat singularitám při vstupu do černé díry.

Patrně lze charakterizovat uplynulý rok jako rok astronomických pesimistů. Vždyť k předešlým negativním výsledkům lze také přiřadit stále se šířící názor, že hledání cizích civilizací je skoro marné úsilí, protože prostě takové civilizace – neexistují! M. Hart rozšířil své úvahy o ekosféře Slunce také na ostatní hvězdy hlavní posloupnosti. Zjistil, že většina planet se během svého vývoje nevyhne jednomu z extrémů, tj. buď na nich dojde k překotnému a trvalému zalednění, anebo k překotnému a trvalému přehřátí vlivem skleníkového efektu. Kolem hvězd s hmotností menší než 0,84 M_O, tj. spektrální třídy K1 V, se již vůbec ekosféry nevyskytují a pro hvězdy hmotnější jsou ekosféry daleko užší, než se dosud soudilo.

Není proto divu, že velké projekty SETI (hledání cizích civilizací) se nejspíš vůbec neuskuteční, a tak mají naději jen poměrně skrovné pokusy, jako byla přehlídka 200 blízkých hvězd do vzdálenosti 25 pc vykonaná na observatoři Arecibo na vlnové délce 211 mm. Jiný pokus probíhá od října 1978 na stanici pro sledování kosmických sond v Goldstone. Pro hledání cizích civilizací je zde k dispozici širokopásmový milionkanálový (!) přijímač, jenž bude používán po dobu pěti let k zachycování eventuálních umělých signálů z hloubek kosmického prostoru. Pesimisté odhadují, že jedna civilizace připadá zhruba na 10 000 galaxií, a to skutečně není nijak nadějné číslo.

Z přístrojových novinek loňského roku je jistě nejzávažnější zahájení pravidelného provozu velké anténní soustavy ( VLA) v Novém Mexiku koncem února 1978. Soustava umožňuje sledování rádiových zdrojů s nevídanou rozlišovací schopností zlomků obloukové vteřiny, tj. v principu lze pořizovat rádiové „fotografie“ oblohy s rozlišovací schopností podstatně vyšší než v oboru optické astronomie. Na oběžnou dráhu kolem Země byly vypuštěny umělé družice pro pozorování v ultrafialové oblasti spektra v rozmezí 115 ÷ 320 nm ( IUE) a pro sledování měkkého rentgenového záření v pásmu energií 0,2 ÷ 0,4 keV ( HEAO-2). Konečně stojí za zmínku chirurgická oprava největšího astronomického objektivu světa – refraktoru Yerkesovy observatoře. V objektivu o průměru 1 m a hmotnosti 227 kg byla zjištěna jemná trhlina. Jelikož bylo zapotřebí zabránit postupnému šíření trhliny, vyvrtali optici na konci trhliny kruhový otvor o průměru 8 mm napříč čočkou. Tím se skutečně podařilo objektiv zachránit.

Ondřejovský dvoumetrový dalekohled byl loni používán jen po dobu 74 nocí a za 323 hodin pozorování bylo získáno 192 spektogramů v ohnisku coudé, mezi nimi třítisící spektrogram od doby zahájení provozu v r. 1967. Na nízkém využití dalekohledu se nejvíce „podílelo“ počasí: za celý rok bylo v Ondřejově jen 68 jasných a 33 polojasných nocí – to je 25 % záporná odchylka od normálu.

V závěru našeho přehledu se již tradičně objevují „společenské zprávy“. V uplynulém období zemřelo několik význačných astronomů: Su-Shu Huang (těsné dvojhvězdy), B. V. Kukarkin (proměnné hvězdy), J. N. Lipskij (kartografie Měsíce), P. J. Treanor (fotometrie hvězd) a A. D. Thackeray (astrofyzikální výzkum jižní oblohy, zvláště Magellanových mračen).

A. Penzias a R. Wilson obdrželi Nobelovu cenu a Herschelovu medaili za objev mikrovlnného záření kosmického pozadí (viz ŘH 1 – 2/1979), V. Szebehely se stal prvním nositelem Brouwerovy medaile za své práce z nebeské mechaniky, E. M. Burbidgeová dostala cenu K. Janského za výzkum radiogalaxií a kvasarů, J. G. Bolton zlatou medaili britské Královské astronomické společnosti za svůj přínos k rozvoji radioastronomie. H. van den Hulst Bruceovu medaili Pacifické astronomické společnosti za předpověď existence 211 mm rádiové čáry vodíku a W. A. Fowler získal Eddingtonovu medaili za svůj přínos k teorii nukleogeneze ve vesmíru. Další zlaté medaile britské Královské astronomické společnosti byly uděleny L. Spitzerovi za výzkum mezihvězdného prostředí a J. van Allenovi za studium magnetosféry Země. U nás obdrželi ke svým životním jubileím stříbrné plakety „Za zásluhy o rozvoj ve fyzikálních vědách“ pracovníci Astronomického ústavu ČSAV člen-koresp. ČSAV M. Kopecký, RNDr. Z. Ceplecha, DrSc., a RNDr. I. Zacharov, CSc.

Ve Spojených státech nastaly změny v obsazení dvou hlavních ředitelských míst na observatořích v Kalifornii a v Arizoně. Novým šéfem Haleových observatoří se stal astronom holandského původu Maarten Schmidt, známý široké veřejnosti hlavně identifikací vodíkového spektra kvasaru 3C 273, a Národní observatoř na Kitt Peaku v Arizoně povede nyní význačný teoretický astrofyzik britského původu G. R. Burbidge.

Celkový počet astronomů na světě se nyní odhaduje na 6 000; v přepočtu na obyvatele vede Velká Británie (13 astronomů na milion obyvatel) a Holandsko (10). Průměrný astronom produkuje necelá tři vědecká sdělení do roka, jak vyplývá ze statistiky v referátovém časopise Astronomy and Astrophysics Abstracts; z toho referáty, na nichž je založena „Žeň objevů“, dosahují pouhých 6 % – i to nepatrné procento však letos představuje solidní počet 986 prací! Průměrný roční přírůstek astronomické literatury se pohybuje kolem 5 %, tj. její množství se zdvojnásobuje každých 15 let.

Už z toho je patrné, oč subjektivnější je náš přehled rok od roku. Nemáme však jinou alternativu, pokud nechceme nahradit tento typ článku výpisem z paměti svědomitého počítače, kterému přirozeně neunikne vůbec nic. Není ovšem sporu o tom, že mnohé z loni uveřejněných 17 000 astronomických sdělení jsou důsledkem hesla, kterým se řídí astronomové stejně živelně jako pracovníci jiných vědeckých oborů: „Polish a little and publish a lot“ (Mírně češ a mocně piš!). Právě proto je výběr nejzajímavějších astronomických novinek roku záležitostí tak vzrušující, že by mi přišlo líto svěřit jej počítači.

Žeň objevů – rok 1979

V historii každé vědy lze vystopovat období pomalého růstu, náhlých zvratů (vyvolaných obvykle novou metodikou nebo pozorovací technikou), třídění nahromaděných poznatků, proměny teorií a pak zase pomalejšího a pro širokou veřejnost méně atraktivního růstu. Když před více než desetiletím začala Říše hvězd uveřejňovat přehledy o pokroku astronomie pod titulkem pietně archaickým, bylo to nepřímo způsobeno tím, že astronomie se ocitla v onom období náhlých zvratů, a pisatel si sám pro sebe chtěl udržet přehled v nepřehledném toku nejrozmanitějších a překvapivých astronomických informací. Pisateli se pak každoročně zdálo, že stačí ještě dvě, tři „Žně“ a bude se moci vrátit ke své běžné práci, aniž by cokoliv zanedbal. Astronomické objevy se však dostavují s neúprosnou pravidelností a kdykoliv si začínáme pyšně myslet, že už nás ve vesmíru nemůže nic ohromit, nalézáme jevy, nad nimiž nám nezbývá než ustrnout úžasem a přiznat si, že všechno je jinak.

Jen samotný výčet loňských objevů ve sluneční soustavě by vydal na ucelený seriál, a tak se ve shodě s tradicí omezíme pouze na ty poznatky, jež byly získány metodami pozemní astronomie; ostatně zásadní výsledky zjištěné sondami Veněra, Pioneer Venus, Voyager a Pioneer najde čtenář v paralelním přehledu kosmonautiky.

Systematické radarové sledování Venuše v letech 1964 až 1977 umožnilo zpřesnit periodu (retrográdní) rotace planety na hodnotu (243,01 ±0,03) dne. Odtud plyne, že není správný předpoklad o rezonanci periody s 2/3 oběžné periody Země (243,16 dne). Podle I. Shapira aj. není rotační osa planety přesně kolmá k oběžné rovině: odchyluje se od kolmice o 2,6°.

Několik prací bylo věnováno souvislostem mezi paleoklimatem a paleomagnetismem Země a společné astronomické příčině kolísání těchto veličin. Ze studií P. J. Smithe, J. B. Pollacka, D. Hayse aj. vyplývá, že změny paleoklimatu a paleomagnetismu jsou navzájem korelovány v tom smyslu, že když klesá intenzita zemského magnetického pole, je na Zemi v průměru tepleji a naopak. Oba úkazy souvisejí se změnami geometrie zemské dráhy: při vyšší excentricitě je na Zemi tepleji, tj. magnetické pole slábne. Excentricita zemské dráhy kolísá v periodě 23 000 let a táž perioda byla skutečně dokázána jak pro paleoklima, tak pro paleomagnetismus.

Možné vysvětlení spočívá v tom, že při větší excentricitě dráhy se porušuje konvekce v nitru Země, a tím se zmenšuje síla magnetického dipólu. Uvedené souvislosti jsou prokázány v intervalu posledních 800 000 let; v témže období byly nalezeny klimatické periody též o délce 42 000 a 100 000 let. První z nich patrně souvisí s periodou změny sklonu zemské dráhy k ekliptice (41 000 let).

Zajímavé statistiky o počtu velkých kráterů vzniklých dopadem meteoritů na Zemi uveřejnili R. Grieve, P. Robertson a D. Hughes. Letecké snímky a fotografie z družic umožnily odhalit na celé zeměkouli celkem 78 kráterů impaktního původu, z toho jen tři jsou starší než 300 milionů let. Nejpozději za 600 milionů let po dopadu zmizí na Zemi každá stopa po impaktním kráteru. Jinak není zásadní rozdíl ve vzhledu kráterů na Zemi a na Měsíci.

Před 4 miliardami let zažila obě tělesa období tzv. těžkého bombardování, které však brzo skončilo, a za poslední 3,4 miliardy let se frekvence srážek s meteority již neměnila. Tak vzniká na Zemi jeden kráter o průměru 1 km každých 1 400 let a kráter o průměru 10 km každých 140 000 let. Tyto údaje dobře souhlasí s odhadem počtu těles typu Apollo. L. Kresák však upozorňuje, že nemáme žádné pozorovací údaje o tělesech s průměrem 50 ÷ 100 m, a odhaduje, že s planetkami o průměru větším než 100 m se Země sráží jednou za 5 000 let.

Zajímavým dokladem o drastické změně dráhy je podle Z. Ceplechy případ „škrtajícího“ bolidu, jenž proletěl nad západní částí USA a Kanady dne 10. srpna 1972. Bolid o počáteční hmotnosti 100 ÷ 1 000 tun, pohybující se rychlostí 15 km/s, vletěl do zemské atmosféry prakticky tečně, pronikl až do výšky 58 km nad zemský povrch a poté se od Země opět vzdálil. Tímto vskutku těsným přiblížením se původní dráha bolidu typu Amor změnila na dráhu typu Apollo.

Moderní výpočetní technika umožňuje ostatně nejrozmanitější sondy jak do minulosti, tak i do budoucnosti drah těles sluneční soustavy. Nesmíme ji však příliš přeceňovat. Jen pro soustavu Země-Měsíc byly loni uveřejněny zcela protichůdné závěry. A. Anderson soudí, že Měsíc se oddělil od Země teprve před 3,7 miliardami let, během milionu let se od Země vzdálil a překročil Rocheovu mez. Naproti tomu F. Mignard popírá, že Měsíc byl kdy k Zemi blíže, než je Rocheova mez, a existoval už před více než 4 miliardami let jako samostatné kompaktní těleso.

Stále též není jasné, zda Měsíc vznikl v okolí Země (jako „bratr“ Země), byl dodatečně zachycen („manžel“ Země), anebo se od Země odštěpil („syn“ Země). Pro každou možnost lze nalézt pozorovací podporu a každá možnost se zároveň zdá být z jiných pádných důvodů vyloučena. Autoři se pouze shodují v tom, že v současné době se Měsíc od Země vzdaluje a že rychlost zemské rotace se díky měsíčním slapům zvolna brzdí, a to po dobu nejméně 2 miliard let.

Kosmická éra výzkumu Měsíce, započatá prvním návratem vzorku v r. 1969, znamená mj. přímo hrozivou publikační explozi. Podle S. Taylora bylo v posledním desetiletí publikováno na 50 000 stran literatury o našem nejbližším vesmírném sousedovi.

Na konci těchto „pozemských“ odstavců přehledu ještě jedna kuriozita. B. Hartline aj. objevili v zemské magnetosféře střídavé proudy proměnné intenzity. Detailní výzkum prokázal, že frekvence proudů je 50 Hz nad Evropou a 60 Hz nad Severní Amerikou a že jejich intenzita slábne o víkendech. Tím se potvrdil technický původ úkazu: z vedení vysokého napětí se do magnetosféry dostává elektrický proud, o nějž je díky ztrátám ve vedeních ošizen spotřebitel. Siločáry magnetického pole Země rozvádějí tento proud jakoby vlnovodem do celé magnetosféry prakticky beze ztrát.

Zapomeňme nyní na chvíli, že existují velké planety sluneční soustavy Jupiter a Saturn (všechny převratné objevy, jež se jich týkají, učinily kosmické sondy), a podívejme se krátce do oblastí, kam dosud kosmické sondy nedoletěly. Podle T. van Flanderna lze jen obtížně pochopit vlastnosti nedávno objevených prstenců planety Uranu. Prsteny jsou, jak známo, úzké, oddělené zřetelnými mezerami a jeden z prstenů je výrazně eliptický. To nelze dynamicky kloudně vysvětlit, protože eliptičnost stabilního prstenu by měla vymizet nejpozději za 20 let po jeho vzniku a poruchy ve dráze by měly způsobit tak rychlý rozsev částic ostatních prstenů, že bychom vůbec neměli pozorovat žádné mezery. Kromě toho je materiál prstenů mimořádně tmavý („černější než černý uhelný prach“), má téměř nulové albedo, a s něčím takovým se jinde ve sluneční soustavě rovněž nesetkáváme.

Znovu bylo potřebí výrazně revidovat rotační periodu Uranu, tentokrát na (24,0 ±0,25) hod. Také rotační perioda Neptunu je delší, než se uvádělo, a to 18,4 hod.

Snad je v souvislosti s nadcházejícím maximem sluneční činnosti, že velké množství zásadních prací se týká samotného Slunce. Po určitém váhání se dnes většina odborníků přiklání k názoru, že tzv. Maunderovo minimum sluneční činnosti v letech 1645–1715 je reálné. R. Herr uvádí, že během Maunderova minima vzrůstala rychlost sluneční rotace ze 13,3°/d za den až na 15,0°/d. Kromě toho se znovu hovoří o předchozích minimech v letech 1280–1350 a 1400–1600, jež jsou potvrzována zejména změnou obsahu radioaktivního nuklidu uhlíku v letokruzích stromů.

Periodou sluneční rotace z rozboru denních relativních čísel Slunce za 122 let se zabývali J. Knight aj. Dostali synodickou rotační periodu 12,07 dne, ve shodě s Dickeovým určením 12,22 dne, resp. 12,64 dne. Pokud by se uvedená měření dále potvrdila, znamenalo by to, že jádro Slunce rotuje rychle a že rotační energie se přenáší na povrch magnetickým polem. Podle W. Livingstona a T. Duvalla rotuje sluneční chromosféra o 3 % rychleji než fotosféra a rychlost rotace vzrůstá během maxima sluneční činnosti.

Mezitím J. Eddy a A. Boornazian přišli s dalším neortodoxním tvrzením: V letech 1863 až 1953 se měřil úhlový průměr Slunce pasážníkem observatoře v Greenwichi. Z měření vyplývá, že rozměry Slunce se během té doby zmenšily, a to o 2,25″ za století horizontálně a o 0,75″ za století vertikálně! Tato pozorování se dosud nepovažovala za průkazná, neboť jsou zatížena četnými pozorovacími chybami, ale oba zmínění autoři považují pokles průměru Slunce za reálný. To by ovšem znamenalo, že Slunce získává zářivou energii z gravitační kontrakce, jak to v minulém století navrhovali Helmholtz a Kelvin, a že tedy je skutečně všechno úplně jinak, než jak astrofyzikové tvrdí.

Když k tomu připočteme zjištění N. Jerjuševa aj., že rádiová emise Slunce jeví pulzace s periodou 160 min a že tyto pulzace zachovávají fázi vůči již dříve pozorovaným radiálním oscilacím Slunce, můžeme nabýt dojmu, že ve sluneční astrofyzice se začíná znovu (o důsledcích pro hvězdnou astrofyziku ani nemluvě). Přesto je na místě opatrná zdrženlivost. Všechny efekty jsou na hranici pozorovacích možností soudobé astronomie, a tak bude zřejmě nutné vyvinout lepší a přesnější pozorovací techniku tak, jak se o tom nyní vážně uvažuje při detekci slunečních neutrin.

Davisův experiment, v němž se neutrina zachycují pomocí atomů chlóru, není zřejmě s to zásadně rozhodnout o povaze termonukleárních reakcí v nitru Slunce. V nejlepším případě se totiž daří detekovat jen 0,01 % neutrinového toku Slunce, a odtud je přirozeně odvážné usuzovat na cokoliv. Proto se nyní vážně uvažuje o tom, že si astronomové pronajmou asi 50 tun gallia k experimentu, jenž by umožnil sledovat bilanci hlavní větve proton-protonového řetězce v nitru Slunce. Je-li teorie termonukleárních reakcí v pořádku, měl by v uvedeném objemu gallia vznikat jeden atom radioaktivního germania denně.

Potíž je ovšem v tom, že roční produkce gallia na světě dosahuje stěží 10 tun a že cena gallia pro zmíněný experiment by byla kolem 25 milionů dolarů (to je přibližně cena proponovaného 10m optického reflektoru). Nic však není ztraceno, neboť pokud se astronomům podaří opatřit potřebné finanční prostředky a nakoupit gallium, mohou nakonec počítat nejen s vědeckým, ale i s finančním ziskem: bude-li experiment trvat řekněme pět let, ceny surovin na světovém trhu mezitím určitě stoupnou a těch pár „špinavých“ atomů germania se v 50t hromadě gallia dočista ztratí. (Pokud se snad někdo ještě domníval, že astronomové jsou lidé nepraktičtí, odtržení od každodenních a přízemních starostí, budiž mu to důkazem, jak zásadně se mýlil).

Přejděme však rychle od pochybných surovinových transakcí do oblasti nezávislé na výkyvech světového trhu – ke hvězdné astrofyzice. Mnoho práce bylo vykonáno při studiu nejranějších fází hvězdného vývoje, a to jak experimentálně (pozorování infračervených zdrojů a molekulových maserových oblaků), tak i teoreticky. L. Lucy a E. Ricco ukázali, že při dynamickém hroucení prahvězdného oblaku dochází k poslednímu rozpadu na složky zhruba stejné hmotnosti. Tím lze vysvětlit, proč se většina hvězd vyskytuje ve dvojhvězdách s hmotovým poměrem blízkým jedné. To nevylučuje, že některé dvojhvězdy vznikají štěpením rychle rotující prahvězdy, avšak tento proces je mnohem vzácnější (přitom vznikají dvojhvězdy s hmotovým poměrem podstatně odlišným od jedné).

Experimentální studium těsných dvojhvězd se v poslední době soustřeďuje na skupinu typu RS CVn, což jsou těsné dvojhvězdy jevící některé znaky sluneční činnosti: silnou emisi vápníkových čar mimo zákryt a skvrny na chladnější sekundární složce, jakož i netepelnou rádiovou a rentgenovou emisi. Během loňského roku byly nejméně u tří hvězd uvedeného typu pozorovány rádiové výbuchy trvající několik hodin a opakující se případně v intervalu několika dnů.

A. Mallama a V. Trimbleová publikovali studii o souvislosti všech typů nov. Ukázali, že jde o dvojhvězdy s vyvinutým akrečním diskem kolem kompaktní složky. Přetok hmoty je nejrychlejší u rekurentních nov. Pokud by měl astronom trpělivost čekat 10⁵ let, pak ve shodě s uvedeným modelem musí za tu dobu některé trpasličí novy vybuchnout jako klasické novy, čímž by se model definitivně potvrdil.

J. Hutchings mezitím podal důkazy o tom, že známé novy V1500 Cygni a HR Delphini jsou těsné dvojhvězdy. Primární složky jsou v obou případech hvězdami hlavní posloupnosti s hmotností kolem 0,5 M_O, zatímco sekundární složky jsou bílými trpaslíky o hmotnosti 1 M_O. Oběžné periody jsou po řadě 0,14 a 0,17 dne. Prakticky stejné hodnoty odvodil týž autor pro novu DQ Herculis. D. Prialnik aj. počítali průběh překotných termonukleárních reakcí pro pomalé a rychlé novy a zjistili, že rozdíl v rychlosti exploze a celého jevu je dán hmotností bílého trpaslíka (0,8 M_O pro pomalou a 1,25 M_O pro rychlou novu) a hmotností vodíkové obálky 10^-4 M_O pro pomalou a 10^-5 M_O pro rychlou novu). Při výbuchu se rozptýlí 50 až 95 % hmoty obálky a celková vyzářená energie je řádu 10³⁸ J. Maximální svítivost novy dosahuje až 35 000násobku bolometrické svítivosti Slunce. Předností výpočtů je okolnost, že se nevyžaduje obohacení přetékajícího plynu o jádra C, N a O, jako u dřívějších Starrfieldových modelů.

Zatímco u nov se situace vyjasňuje, u supernov se komplikuje. Dosavadní teorie explozí vychází z představy o gravitačním kolapsu, ale nyní se zdá, že neexistuje způsob, jak v závěrečné fázi kolapsu odnést přebytečnou energii. Astrofyzikové se dosud spoléhali na neutrina, ale ta podle nejnovějších výpočtů vytvářejí degenerovaný Fermiho plyn, uvězněný v nitru supernovy. Kromě toho Šklovskij ukázal, že nelze rozumně objasnit existenci rádiového zdroje Cas A, jenž se všeobecně považuje za pozůstatek supernovy z r. 1667.

Tento vůbec nejjasnější rádiový zdroj nebyl identifikován opticky, ačkoliv se zdařilo identifikovat pozůstatek daleko starší supernovy v Krabí mlhovině. Šklovskij ukázal, že pokud by po výbuchu zbyla neutronová hvězda, museli bychom být dnes schopni zaregistrovat její rentgenové záření. Buď se tedy supernova při výbuchu dočista rozpadla, anebo se zhroutila v černou díru. Připomeňme ještě, že výbuch Cas A nebyl vizuálně vůbec zaznamenán, ač k němu došlo už po vynálezu dalekohledu a při vzdálenosti objektu 2,8 kpc by měla být jasnost supernovy nejméně -2,5 mag! Zdá se být prakticky jisté, že do přihrádky „supernovy“ jsme zařazovali objekty zcela odlišných osudů.

Pozůstatky supernov, ať tedy už tyto objekty vznikly jakkoliv, mají však jedno společné: jsou prakticky všechny zdroji rádiového záření a ty nejmladší září také v rentgenovém oboru spektra. O rentgenovou identifikaci pozůstatků supernov se v poslední době nejvíc přičinila družice HEAO-2, která byla po úspěšném navedení na dráhu v listopadu r. 1978 přejmenována na Einstein. Citlivost rentgenového teleskopu na palubě družice je zhruba 500krát vyšší než u předešlé generace teleskopů a rozlišovací schopnost dosahuje až 5″. Díky tomu vzrostl počet diskrétních rentgenových zdrojů na obloze na několik tisíc.

Rentgenová astronomie se stala neobyčejně rozsáhlým a málo přehledným odvětvím moderní astronomie. Poněvadž prakticky souběžně vychází detailní technický přehled o výsledcích rentgenové astronomie v II. dílu Hvězdářské ročenky (v nakl. Academia pod společným titulem „Pokroky v astronomii“), uvedeme nyní jen celkové dojmy z rozvoje této pozorovací disciplíny.

V poslední době se uvažuje o různých alternativách vysvětlení rentgenového záření velmi hmotných těsných dvojhvězd, v nichž primární složka je modrým veleobrem a sekundární je kompaktní hvězdou (bílý trpaslík, neutronová hvězda, černá díra). Donedávna se zdálo, že modří veleobři předávají hmotu sekundární složce pouze intenzivním hvězdným větrem. Nová pozorování však naznačují, že k přenosu přispívá také přetok rozsáhlé obálky (nikoliv vlastní fotosféry) veleobra přes Rocheovu mez. Přetékající obálka se podílí na celkovém přenosu hmoty rychlostí 10^-7 ÷ 10^-5 M_O/r, a přitom zase není příliš hmotná, neboť pak by se rentgenový zdroj zadusil. Životní doba masivních rentgenových dvojhvězd se odhaduje na 10⁴ ÷ 10⁵ let.

Lehké rentgenové dvojhvězdy s úhrnnou hmotností složek menší než 5 M_O se vyznačují existencí jasného akrečního disku kolem sekundární složky, jíž je obvykle bílý trpaslík. Pokud tento trpaslík má intenzivní magnetické pole, pozorujeme tzv. polar – rentgenový zdroj s výraznou časově proměnnou polarizací. Oběžné periody dosud objevených polarů se pohybují vesměs kolem 0,1 d. Akreční rychlost je podstatně nižší než v předešlém případě, zhruba jen 10^-10 M_O/r.

Významného pokroku se dosáhlo při teoretickém objasnění rentgenových záblesků tzv. zábleskových zdrojů (bursters). Zprvu se totiž zdálo, že mezi rentgenovými záblesky zdroje nezáří, ale teď víme, že dřívější méně citlivé teleskopy prostě nebyly s to trvalou složku záření zaznamenat. Nový model zábleskových zdrojů naznačuje, že jde o jakousi obdobu optických nov, tedy o těsné dvojhvězdy, v nichž však sekundární složka není bílým trpaslíkem, ale neutronovou hvězdou.

Primární složka předává do obálky neutronové hvězdy materiál bohatý na vodík. Když se vytvoří dostatečně tlustá obálka (řádově 10^-12 M_O vodíku), dojde v ní k překotné termonukleární reakci a my pozorujeme rentgenový záblesk. Pouze u velmi rychlých zábleskových zdrojů, jako je MXB 1730-335, se mohou uplatnit časové změny v rychlosti akrece plynu do magnetosféry neutronové hvězdy.

Neméně důležitá pozorování vykonala družice Einstein také při výzkumu rentgenových zdrojů v kulových hvězdokupách. Jelikož výskyt rentgenových zdrojů v kulových hvězdokupách je dokonce častější než v obecném galaktickém poli a jelikož v kulových hvězdokupách by podle dnešních představ o vývoji hvězd už neměly být žádné masivnější hvězdy, zdálo se, že tyto zdroje vznikly ve zhrouceném masivním jádře kulové hvězdokupy, tedy v černé veledíře o hmotnosti až 10⁵ M_O. Přesná měření polohy zdrojů však prokázala, že zdroje neleží v optickém těžišti hvězdokup, ale ve vzdálenosti desítek obloukových vteřin od centra.

Znamená to, že se musíme smířit s tím, že i tyto zdroje jsou velmi hmotnými rentgenovými dvojhvězdami, a jde teď o to, jak vysvětlit jejich existenci. Pozorování z družice IUE totiž souběžně prokázala, že v kulových hvězdokupách jsou i dnes přítomny žhavé modré hvězdy typu Of (tedy hvězdy o stáří jen několik milionů let), což je přirozeně v příkrém rozporu s klasickou teorií, podle níž v kulových hvězdokupách skončila tvorba hvězd před mnoha miliardami let.

Rentgenové družice Einstein, Ariel a Hakucho (japonská družice) prokázaly loni existenci dalších přechodných rentgenových zdrojů, které intenzivně zářily po dobu jen několika hodin až několika dnů. Téměř ve všech případech jde o zdroje, které už byly zaznamenány v předešlých letech. To znamená, že přechodné zdroje jsou většinou rekurentní s periodou několika desítek měsíců. Družice Einstein odhalila celé skupiny rentgenových zdrojů, které se podařilo identifikovat jednak s jasnými blízkými hvězdami, jednak s trpasličími novami, dále se starými novami a hvězdami novám podobnými, se zákrytovými dvojhvězdami typu RS CVn, s emisními hvězdami třídy B, s pekuliárními hvězdami třídy A atd. Je skoro zřejmé, že při dostatečné citlivosti detektorů objevíme rentgenové záření skoro u každé bližší hvězdy.

Konečně nejvýznamnějším výsledkem družice Einstein je rozlišení rentgenových zdrojů, které se dosud slévaly v difuzní záření pozadí. Ukazuje se, že převážná většina těchto zdrojů souvisí s izolovanými extragalaktickými objekty, a nikoliv s horkým intergalaktickým plynem, jak se předběžně soudilo. Zhruba 70 % zdrojů jsou kvasary, dalších 14 % vzdálené kupy galaxií, 6 % Seyfertovy galaxie a 6 % obyčejné galaxie a radiogalaxie. Jen nepatrný zbytek připadá asi na horký (300 MK) intergalaktický plyn, jenž se ohřál v rané epoše vývoje vesmíru díky okolním kvasarům.

Zdrojem rentgenové emise kvasarů je zřejmě akrece na černé veledíry o hmotnostech 10⁶ ÷ 10⁸ M_O. K podrobnostem modelu se ještě vrátíme v odstavci věnovaném výzkumu kvasarů. Na tomto místě bychom se měli stručně zmínit o vůbec nejzajímavějším objevu roku, jímž se stal rentgenový, rádiový a optický emisní zdroj SS 433. Pojmenování pochází z katalogu emisních objektů, který uveřejnili Stephenson a Sanduleak v r. 1977.

Emisní objekt byl nejprve ztotožněn s bodovým rádiovým proměnným zdrojem o souřadnicích α₅₀ = 19^h09,4^m, δ₅₀ = +4°54′ nedaleko hvězdy δ Aql. To zase umožnilo jeho identifikaci s rentgenovým zdrojem H 1908+050. V srpnu r. 1978 započali B. Margon aj. se spektroskopií objektu, jenž se na snímcích jevil jako hvězda 14 mag. Spektrum bylo plné emisních čar a polohy některých z nich vůbec nesouhlasily s laboratorními hodnotami pro známé prvky (jakoby se opakovala historie objevu kvasarů?).

Navíc Margon a jeho spolupracovníci záhy zjistili, že polohy některých čar se během doby podstatně mění – o desítky nanometrů během jediného měsíce. Posuv byl tak překvapivý, že astronomové se na krátký čas domnívali, že se jim deformuje spektrograf! Brzy se však ukázalo, že tentokrát není chyba na Zemi, ale v hlubinách kosmu. Každá emisní čára objektu SS 433 je dokonce trojitá. Základní složka má poměrně nízkou kladnou rychlost kolem 200 km/s, zatímco obě zbývající složky jsou výrazně posunuty k červenému a modrému konci spektra. Maximální hodnoty posuvu jsou -30 000 km/s a +50 000 km/s. Polohy těchto složek se však s časem plynule mění, tj. po určité době polohy obou putujících složek splynou a pak si dokonce vymění smysl posuvu. Celý jev je přísně periodický s periodou 164 dnů.

Už z tohoto velestručného popisu spektrálních změn je zřejmé, že s něčím podobným se astronomové dosud nikde nesetkali – například dosud největší modré posuvy jakéhokoliv objektu ve vesmíru nepřesáhly ani 1 000 km/s. Je přirozené, že objekt SS 433 vyvolal nesmírnou pozorovací aktivitu na mnoha místech na světě. Objev byl poprvé zveřejněn na „texaském“ sympoziu v Mnichově v prosinci 1978 a už na kongresu IAU v srpnu 1979 v Montrealu bylo objektu SS 433 věnováno stovka původních sdělení.

V našem přehledu je zcela nemožné věnovat těmto pracím přiměřenou pozornost, zmiňme se však alespoň o objevu Cramptona aj., že objekt je těsnou dvojhvězdou s poměrně malými hmotnostmi složek a s oběžnou periodou 13 dní, a dále o tom, že rádiový zdroj je patrně pozůstatkem supernovy v mlhovině W50, k jejímuž výbuchu došlo před několika desítkami tisíc let.

O předběžný model systému se zasloužili především M. Rees a A. Fabian, kteří navrhli mechanismus dvou protilehlých výtrysků plynu, a dále M. Milgrom, B. Margon a G. Abell, kteří tento základní model dále propracovali. Patrně jde o rentgenovou dvojhvězdu skládající se z vyvinuté hvězdy spektrální třídy F o hmotnosti asi 1,5 M_O a z neutronové hvězdy podobné hmotnosti. Neutronová hvězda jeví precesní pohyb s periodou 164 dnů díky slapovému působení primární složky.

Podle E. van den Heuvela aj. přetéká hmota z primární složky do akrečního disku neutronové hvězdy rychlostí až 10^-4 M_O/r. To je takové množství hmoty, že je neutronová hvězda nemůže zvládnout – disk je příliš svítivý a tlak záření vyhání materiál opět pryč – tím vznikají zmíněné plazmové výtrysky, v nichž je plyn usměrněn do úzkých svazků a vyvrhován rychlostí až 80 000 km/s. Precesní osa svírá se směrem k pozemskému pozorovateli úhel 78°, takže během precesní periody 164 dnů se plynule mění sklon obou výtrysků vůči pozemskému pozorovateli, tedy i průměty radiálních rychlostí. Vrcholový úhel precesního kužele je asi 17°.

Tento kinematický model dobře vysvětluje pozorované jevy ve spektru. Asymetrie ve velikosti modrého a červeného posuvu je způsobena efektem teorie relativity, který se obvykle nazývá transverzální Dopplerův posuv (souvisí s dilatací času při jakémkoliv směru pohybu hmoty vůči pozorovateli) a který znamená vždy zdánlivé zvětšení vlnové délky záření.

Jelikož, jak jsme uvedli, objekt zřejmě vznikl po výbuchu supernovy, nezbývá nám než opakovat, že proces exploze supernovy může mít nejrozmanitější průběh a důsledky. Okolnost, že v případě objektu SS 433 je možné po desítky tisíc let urychlovat solidní množství plynné látky na relativistické rychlosti, bude přirozeně zajímat nejen ryzí astronomy, ale zejména fyziky, studující chování plazmatu v pozemských laboratořích.

Pro studium vlastností plazmatu jsou neméně významná také pozorování pulzarů a teorie emise záření v magnetosféře neutronové hvězdy. I zde odkazuji čtenáře na podrobnější a techničtější přehled ve Hvězdářské ročence. Nejzajímavějším pozorovacím výsledkem loňského roku je bezpochyby sdělení J. Taylora aj., kteří analyzovali sérii zhruba 5 milionů pulzů z binárního pulzaru PSR 1913+16. Pulzy byly zaznamenány radioteleskopem v Arecibu na frekvencích 430 a 1 410 MHz v letech 1974–1978. Vzájemná vzdálenost obou složek pulzaru je průměrně 700 000 km a oběžná rychlost dosahuje až 300 km/s. Kromě normálního trpaslíka o hmotnosti (1,39 ±0,15) M_O obsahuje systém neutronovou hvězdu (vlastní pulzar) o hmotnosti (1,44 ±0,15) M_O. Dráha dvojhvězdy je výrazně excentrická (e = 0,62), takže se daly očekávat silné relativistické efekty. Skutečně bylo zjištěno relativistické stáčení periastra, dosahující hodnoty (4,226 ±0,002)° za rok. Oběžná perioda 7,75 h se ročně zkracuje o 101 μs a toto zkracování lze vyložit jako ztrátu energie systému vlivem vyzařování gravitačních vln rychlostí 10²⁶ W. Z obecné teorie relativity plyne roční zkracování periody o 76 μs, v uspokojivé shodě s měřeními. Tak byl právě při příležitosti 100. výročí narozenin A. Einsteina podán aspoň nepřímý důkaz existence gravitačního záření, jež teorie relativity předpovídá.

O stále nevyčerpaných možnostech rádiové astronomie svědčí i objev ohlášený I. Linscottem a J. Erkesem, kteří se v posledních letech zabývali sestrojením rychlého Fourierova procesoru, umožňujícího sledování profilů rádiových impulzů v reálném čase díky dostatečně kapacitní paměti RAM po dobu 51 ms. Během tohoto kratičkého intervalu tak zaznamenají 10⁵ měření, jež se během dalších 10 sekund přepíší na magnetickou pásku. Tím je rychlá paměť připravena k dalšímu záznamu v reálném čase. Oba autoři připojili ještě k procesoru zařízení kompenzující vliv mezihvězdné disperze rádiových signálů. (Rozptyl signálů na volných elektronech v mezihvězdném prostoru způsobuje, že signály pulzarů přicházejí nejdříve na nejvyšších frekvencích. Velikost disperze závisí přirozeně na tom, kolik volných elektronů se nalézá mezi zdrojem a pozemským pozorovatelem. Pokud je hustota volných elektronů v Galaxii všude stejná, pak je disperze úměrná vzdálenosti zdroje, a tak se také odhadují vzdálenosti pulzarů).

Přístroj nazvaný Mark II byl vyzkoušen u obřího radioteleskopu v Arecibu při studiu známé radiogalaxie M87 v souhvězdí Panny. Autoři tak našli podivuhodné pulzy, jejichž kmitočet rychle klesá s časem, trvající však jen zlomky ms. Impulzy za sebou následují v intervalu kolem 1 s. Jejich disperze je nejméně o dva řády větší než u galaktických pulzarů, ale navíc každý impulz má jinou hodnotu disperze.

V tuto chvíli je neobyčejně nesnadné najít přijatelné vysvětlení těchto úkazů. Je skoro jisté, že impulzy přicházejí z jádra radiogalaxie, z okolí černé díry. Jejich krátké trvání naznačuje, že vysílání se děje v oblasti o průměru nanejvýš 300 km. Úplnou záhadou je velká a nestejná hodnota disperze. Pouze 3 % disperze lze vysvětlit rozptylem na volných elektronech v naší galaxii a snad polovinu hodnoty disperze způsobuje intergalaktický plyn v kupě galaxií v souhvězdí Panny. Znamená to tedy, že v prostoru mezi kupami galaxií je velké množství volných elektronů (a tedy i dostatek hmoty pro kosmologické uzavření vesmíru)? Těžko říci, poněvadž pro jednotlivé impulzy se hodnota disperze mění v poměru 1 : 5, což znamená, že v okolí hypotetické černé díry se elektronová hustota silně mění. Navíc je třeba si uvědomit, že energie každého impulzu je řádově 10³⁰ J, tj. miliardkrát větší než v impulzech běžných galaktických pulzarů.

Je to právě tato velká energie impulzů, jež posiluje názor, že v jádře radiogalaxie M87 se nalézá černá díra o hmotnosti snad až 10⁹ M_O. Tím se tato obří radiogalaxie podobá kvasarům, o nichž se rovněž domníváme, že obsahují černé veledíry. Zejména L. Ozernoj s řadou spolupracovníků odvodil z pozorování model založený na existenci černé veledíry obklopené akrečním diskem nebo kulovým obalem složeným z trosek hvězd, jež se neopatrně přiblížily do její blízkosti. Disk zásobuje černou díru hmotou, takže během doby se její hmotnost stále zvyšuje.

Podle H. Tananbauma aj. jsou minimální hmotnosti černých děr v jádře kvasarů 8.10⁵ ÷ 2.10⁸ M_O. Hvězdy v blízkosti tak masivní černé díry se navzájem srážejí, resp. se slapově rozpadají, a odtud pochází zářivá energie, která způsobuje časovou proměnnost záření většiny kvasarů. S podobným modelem hvězdných srážek v blízkosti supermasivního jádra Seyfertových galaxií přišel nezávisle I. Šklovskij.

Několik studií bylo věnováno statistice kvasarů. Odtud vyplývá, že na jeden čtvereční stupeň oblohy ve vysokých galaktických šířkách připadá asi 10 kvasarů – všechny objekty slabší než 23 mag jsou nejspíš kvasary! To také znamená, že v dávné minulosti vesmíru byla prostorová hustota kvasarů až stokrát vyšší než dnes!

Důležitých výsledků bylo docíleno při objasnění povahy absorpčních čar ve spektru kvasarů. Ukazuje se, že tyto čáry vznikají jednak v mezilehlých (intervenujících) galaxiích, jednak v kupách galaxií, do nichž daný kvasar patří. Široké absorpce však odpovídají plynu, jenž je velkou rychlostí vyvrhován přímo z kvasaru. Jelikož byly nalezeny další absorpční čáry, příslušející 211 mm rádiové čáře mezihvězdného vodíku s červeným posuvem shodným s příslušným posuvem čar v optickém spektru, lze odtud vyvodit, že základní fyzikální konstanty se v posledních deseti miliardách let nezměnily o více než 1,5.10^-14 své dnešní hodnoty za rok.

Pozoruhodné jsou též výsledky týkající se časového sledování kvasarů s tzv. nadsvětelnými rychlostmi rozpínání. Takto byly zkoumány objekty 3C 120, 273, 279 a 345. Metodou rádiové interferometrie na velmi dlouhé základně (VLBI) byly vesměs zjištěny rychlosti rozpínání rádiových oblaků v rozmezí od 4násobku do 21násobku rychlosti světla. Pro některé hodnoty se však uvedené „nadsvětelné“ rychlosti s časem výrazně mění (v poměru až 1 : 2!) a po určité době interference zmizely úplně. To posiluje důvěryhodnost modelů, které vysvětlují „nadsvětelné“ rychlosti výtrysky relativistických částic vhodně skloněných k zornému paprsku.

Pokud by se někdo cítil zklamán, že radioastronomové nepotvrdili existenci nadsvětelných tachyonů, snad mu to vynahradí objev D. Walshe aj., kteří v březnu r. 1979 zkoumali spektra dvou (úhlově) blízkých kvasarů 0957+561 A, B. Kvasary jsou od sebe vzdáleny pouhých 6″ a oba mají touž jasnost (17 mag). Když zmínění autoři pořídili spektra obou objektů a prohlíželi je mikroskopem, měli v první chvíli pocit, že omylem dvakrát vyfotografovali spektrum téže složky. Obě spektra jsou totiž naprosto totožná, jak pokud jde o průběh spojitého spektra, tak i ve vzhledu a poloze emisních a absorpčních čar.

Emisní červený posuv složek A i B je z = 1,405 a absorpční posuvy jsou z = 1,39. Tak dokonalá shoda přivedla autory k myšlence, že snad ve skutečnosti pozorujeme dvakrát týž objekt, přičemž rozdvojení obrazu působí gravitační čočka – mezilehlá galaxie o hmotnosti 10¹² ÷ 10¹³ M_O. Tento efekt předvídá teorie relativity, ovšem pravděpodobnost tak přesného seřazení objektů kvasar-galaxie-Země na jedné přímce je nepatrná. Že bychom byli dítky štěstěny a trefili se necelých 20 let po objevu prvního kvasaru tak přesně do černého? Zprvu se zdálo, že ano, poněvadž J. Gunn aj. nalezli na červeném snímku Haleovým dalekohledem galaxii s červeným posuvem z = 0,4, jež leží necelou obloukovou vteřinu na sever od jižní (B) složky dvojitého kvasaru. Podrobné radioastronomické zkoumání oblasti však hypotézu o gravitační čočce vyvrací, poněvadž rozložení rádiových izofot vůbec neodpovídá předpokládanému efektu. To ovšem neznamená, že by nás měl podvojný kvasar méně zajímat. Svědčí to o výskytu více kvasarů v jediné kupě galaxií, poněvadž při zmíněném emisním červeném posuvu a úhlové odlehlosti obou složek vychází jejich vzájemná lineární vzdálenost na pouhých 68 kpc. Navíc je tímto pozorováním opět posílena kosmologická hypotéza o povaze červeného posuvu ve spektrech kvasarů.

Pro milovníky neobjasněných záhad budou zajisté příjemným osvěžením výsledky výzkumu vzplanutí záření gama. V několika případech se totiž podařilo zaznamenat totéž vzplanutí na rozličných družicích a sondách vzájemně velmi vzdálených. Z časového posuvu záznamů a známé polohy družice v kosmickém prostoru lze pak podstatně zpřesnit polohu vzplanutí, a tím zvýšit naději na identifikaci zdroje. Ačkoliv takto bylo dosaženo rozlišovací schopnosti lepší než 1′, nepodařilo se ani v jednom případě nalézt v daném úseku oblohy nic pozoruhodného. Proto se stále více prosazuje názor, že za vzplanutí gama jsou odpovědné dosud neznámé kosmické zdroje v poměrně blízkém okolí Slunce (ve vzdálenosti menší než 100 pc!).

Zvlášť důležitá měření byla vykonána R. Mazecem aj. v rámci experimentu Konus na palubě kosmických sond Veněra 11 a 12. Ukazuje se, že vzplanutí gama jsou daleko početnější, než se dosud soudilo, neboť aparatura registrovala jedno vzplanutí v průměru za 2 dny. Vzplanutí jeví tak nápadnou koncentraci k rovině ekliptiky, že nechybějí názory, že tyto úkazy vznikají velmi blízko, někde na periferii sluneční soustavy!

Jak jsme již mnohokrát zdůrazňovali, další pokrok astronomie by byl nemyslitelný bez zdokonalování přístrojové techniky. Podívejme se proto nyní stručně na zprávy o astronomických přístrojích a observatořích. Britští astronomové rozmontovali svůj největší reflektor, 2,5m dalekohled I. Newtona ( INT), a stěhují jej na místo s příhodnějším klimatem, na Kanárské ostrovy (La Palma). Sovětský 6m dalekohled ( BTA) dostal nové primární zrcadlo s vyšší kvalitou optického povrchu. Podle sdělení člena-kor. AV SSSR V. V. Soboleva, který byl jmenován šéfem vědecké rady pro využití dalekohledu, lze nyní pomocí BTA fotografovat hvězdy do 25 mag a pořizovat spektra do 20 mag. Dánský 1,5m dalekohled postavený na observatoři ESO v Chile může při průměru obrazu hvězd pod 0,5″ (taková situace je na observatoři poměrně častá!) fotografovat hvězdy až 26 mag.

Kalifornská státní univerzita se vážně zabývá plánem postavit dalekohled o průměru zrcadla 10 m. Dalekohled by měl být hotov před koncem osmdesátých let, zrcadlo by bylo tenké a složené z izolovaných segmentů, jež by se během pozorování přizpůsobovaly okamžité deformaci optického obrazu (tzv. adaptivní optika opatřená čidly nepřetržitě registrujícími stav obrazu a upravujícími podle toho tvar segmentu). Montáž by byla altazimutální a pro dalekohled jsou vybrána místa s kvalitou obrazu lepší než 0,5″. Finanční náklady se odhadují na 50 milionů dolarů.

V loňském roce byly do provozu uvedeny velké dalekohledy na observatoři Mauna Kea na Havajských ostrovech, a to 3,6m francouzsko-kanadský dalekohled ( CFHT), 3,8m britský infračervený teleskop ( UKIRT) a 3m infračervený dalekohled NASA ( IRTF). Spolu s již dříve instalovanými dalekohledy tak vznikl pozorovací komplex s největší optickou sběrnou plochou na světě – ostatně stěží by se našlo na zeměkouli místo s lepším obrazem a nižším obsahem vodních par, čímž jsou zejména podmíněna pozorování v infračervené oblasti spektra.

Také náš 2m dalekohled v Ondřejově zaznamenal loni přímo rekordní pozorovací sezónu. Za 135 pozorovacích nocí (předešlý rekord byl 128 nocí) a 780 hodin pozorování bylo pořízeno 337 vysokodisperzních spektrogramů. V měsících květnu a říjnu bylo docíleno vůbec nejvyšší relativní účinnosti dalekohledu (45 %; dosavadní rekord byl 39 %).

Radioastronomové mohou nyní využívat dokončenou Velkou anténní soustavu ( VLA) v Novém Mexiku v USA s 27 anténami rozloženými podél obřího písmene Y o rozměrech 19 km × 19 km × 21 km.

Skupina předních sovětských astronomů a radioastronomů (V. Bujakas aj., mezi spoluautory jsou K. Feoktistov, N. Kardašev, A. Sagdějev a I. Šklovskij) vypracovala návrh na sestrojení kosmického radioteleskopu s parametry připomínajícími spíše science-fiction. Radioteleskop by se měl skládat ze soustavy reflektorů o průměru 1 ÷ 10 km (!) pracujících v pásmu milimetrových až metrových vln. Citlivost přístroje by se pohybovala na úrovni 30 pJy a úhlové rozlišení by dosáhlo 10^-10 obl. vteřiny. „Ohnisko“ reflektorů by se volně vznášelo v kosmu, což je jistá analogie ohniska obřího radioteleskopu v Arecibu, ovšem bez nutnosti nějakého kotvení lany apod. Autoři uvádějí, že pro budování takového monstra jsou vytvořeny v současné kosmonautice všechny technické předpoklady. Ostatně 1km anténa v kosmu přijde rozhodně levněji než stejný reflektor na Zemi! Navíc je možné budovat radioteleskop postupně, a tím s časem neustále zvyšovat jeho výkon.

Jelikož se blíží doba vypuštění kosmického teleskopu na oběžnou dráhu (teleskop má definitivně průměr hlavního zrcadla 2,4 m a má být vypuštěn koncem r. 1983), bylo rozhodnuto zřídit samostatný ústav ( STScI) zabývající se vědeckým využitím tohoto zařízení. Po konkurzním řízení, jehož se zúčastnilo sedm amerických pracovišť, byla za sídlo ústavu zvolena Univerzita Johnse Hopkinse v Baltimore ve státě Maryland. Očekává se, že přístroj bude na oběžné dráze pracovat po dobu dvaceti let.

Naše astronomie utrpěla v loňském roce bolestné ztráty, neboť zemřeli tři význační astronomové, kteří se kromě vlastní vědecké činnosti významně podíleli na organizaci astronomické práce a vedení odborných pracovišť. Byli to dr. Ľ. Pajdušáková, dlouholetá ředitelka AsÚ SAV, člen-kor. ČSAV prof. E. Buchar, vedoucí Astronomické observatoře ČVUT, a prof. J. M. Mohr, bývalý vedoucí astronomických kateder UJEP v Brně a UK v Praze. Světová astronomie dále zaznamenala úmrtí A. Lallemanda (vynález elektronografické kamery), Y. Hagihary (nebeská mechanika), K. Reinmutha (objevitel 270 malých planet) a C. Bealse (hvězdná astrofyzika).

Význačný americký odborník na otázky plazmatu v astrofyzikálních podmínkách (vznik slunečního a hvězdného větru, pochody ve slunečních skvrnách a erupcích, vznik magnetických polí a interakce větru s magnetosférou) E. N. Parker se stal prvým nositelem Haleovy ceny a kromě toho obdržel Chapmanovu cenu britské Královské astronomické společnosti. Zlatou medaili téže Společnosti získal C. G. Wynne za konstrukce astronomické optiky. Janssenovu cenu Francouzské astronomické společnosti obdržel holandský astronom A. Blaauw, ředitel observatoří v Leidenu a ESO a prezident IAU, a to za práce v dynamice Galaxie a studium hvězdných asociací. Americký astrofyzik W. Fowler se stal držitelem medaile K. Bruceové, kterou uděluje Pacifická astronomická společnost. Za členy-korespondenty AV SSSR byli zvoleni radioastronom J. N. Parijskij a E. K. Charadze, který je tč. též jedním z místopředsedů IAU. Novým místopředsedou IAU se stal člen-koresp. SAV doc. Ľ. Kresák z ASÚ SAV.

Montrealský kongres IAU v srpnu 1979 byl dalším mezníkem v rozvoji světové astronomické spolupráce (viz též ŘH 12/1979, str. 245). Celkový počet členů IAU poprvé překročil 4 000. Byla přijata řada významných rezolucí (vybudování rovníkového radioteleskopu GERT, potřeba zachování řad relativních čísel sluneční aktivity, význam letu kosmických sond ke kometám, spojení komisí pro výzkum Měsíce a výzkum planet a jejich družic) a konaly se bohatě obeslané společné diskuse. Zvláštní diskuse byla věnována otázkám existence života ve vesmíru, v níž se mimo jiné objevil názor, že lidstvo je technicky schopno během nejbližších 10 milionů let kolonizovat celou Galaxii. P. Morrison se vyjadřoval velmi pesimisticky o pokroku ve studiu problému kontaktu s cizími civilizacemi, jehož bylo dosaženo za 20 let od publikace jeho práce (s Cocconim). C. Wetherill a W. Sullivan vyslovili domněnku, že blízké cizí civilizace (do vzdálenosti 12 pc, kam už doletěly signály našich televizních stanic) nemají zájem o komunikaci s námi, dokud se kvalita našich televizních programů nezlepší.

Odhady počtu vyspělých civilizací v Galaxii stále oscilují v širokých mezích, od jedné civilizace (E. Fermi, M. Hart) až po 1 miliardu civilizací (S. von Hoerner, N. Kardašev). N. Kardašev přišel s domněnkou, že optimální frekvence pro mezihvězdné spojení se nachází v pásmu 200 GHz (vlnová délka 1,5 mm), a uvádí pro to řadu teoretických i technických důvodů. Pokud nejsme s to se dohodnout ani na frekvenčním pásmu pro mezihvězdná spojení, naděje na úspěšný kontakt není přirozeně nijak závratná; podstatným přínosem však mohou být širokopásmové přijímače, jako zmíněná aparatura Mark II.

Podobné rozpory jsou i v názorech na existenci planet u okolních hvězd. Hart znovu upozornil, že hvězdy ranější než F7 a pozdnější než K1 se nehodí za hvězdy životodárné. Zatím však se astronomové ani nedohodli na tom, zda a kolik planet obíhá kolem proslulé Barnardovy hvězdy. Zdá se tedy, že v Montrealu převládl pesimismus, který navodil prof. I. Šklovskij na kongresu IAF v Praze v r. 1977. Naproti tomu je dnes více chuti vydat se do kosmu sami (podle známého úsloví o Mohamedovi a jeho hoře). G. Matloff a M. Mautner navrhli mezihvězdný kosmický let pomocí obří „sluneční plachty“, která by využívala energie slunečního větru a dovolila by výlet kosmické lodi o hmotnosti půl milionu tun a zrychlení 0,45 G k Proximě Centauri.

To je v této chvíli přirozeně čirá fantazie, stejně jako třeba spekulace, že deoxyribonukleová kyselina v bakteriofágu ΦX 174 je zašifrovaným vzkazem cizí civilizace! Střízlivější odborníci poukazují na to, že máme rozmanité a poměrně levné možnosti, jak cizí civilizace dále hledat. Můžeme například využít stávajících infračervených detektorů k hledání planet blízkých hvězd, neboť v infračerveném oboru jsou až pětkrát příznivější podmínky pro nalezení planety než v oboru vizuálním. Můžeme využívat aperturních anténních systémů radioteleskopů k hledání slabých kódovaných signálů a můžeme sami vysílat pomocí existujících radarů (nejsilnější radary dosahují výkonu 14 GW při šířce pásma pouze 0,1 Hz). Ostatně náladu odborné i laické veřejnosti snad nejpřesněji vystihl rektor Kalifornské univerzity Lee DuBridge: „Buď jsme ve vesmíru sami, anebo nejsme – v každém případě je to na pováženou!“

Žeň objevů – rok 1980

Pisatele, jenž se svého času zcela dobrovolně uvázal k přípravě přehledů o novinkách v astronomii, přepadaly v posledních letech stále častěji pochybnosti, zda má v této časově neustále náročnější činnosti pokračovat. S postupem doby se totiž „Žně“ stávaly čím dál subjektivnějším a neúplnějším záznamem o rozvoji astronomie a navíc téměř souběžně připravoval kolektiv našich specialistů „Přehled pokroků v astronomii“ pro Hvězdářskou ročenku. Leč právě ve chvíli, kdy rozhodnutí skončit s nikdy nevyhlášeným seriálem v Říši hvězd bylo na spadnutí, oznámilo nakladatelství Academia, že končí s vydáváním „Pokroků“ jako přílohy, resp. II. dílu Hvězdářské ročenky (poslední svazek vyjde asi na podzim r. 1981), a tak z nedostatku lepšího okamžitého řešení se autorovi těchto řádků vede jako onomu nedovtipnému převozníku z příběhu o dědu Vševědovi: dokud někomu rychle nehodí veslo, bude převážet sám. I když v pohádce se o tom explicitně nehovoří, je jisté, že dlouholetá praxe a dostatek času k přemýšlení přivedly převozníka k realizaci mnoha zlepšovacích námětů a racionalizačních opatření, jimiž si svůj úděl na vodě usnadňoval; nejinak je tomu i v našem případě. V našem výkladu, zvláště o výzkumu sluneční soustavy, se budeme doslova vyhýbat poznatkům získaným metodami kosmonautiky a stejně tak pomineme – až na krátké odkazy – záležitosti, o nichž se v Říši hvězd referovalo v průběhu minulého ročníku.

Zatímco těžiště výzkumu sluneční soustavy se loni díky kosmickým sondám Voyager jasně přesunulo na studium obřích planet Jupiter a Saturn, my si nejprve povšimneme zdánlivě méně efektního měření topografie planety Venuše radarem. Dopplerova měření prováděná řadu let radarem v Arecibu byla v r. 1979 doplněna detailními měřeními radarem umístěným na orbitální stanici Pioneer Venus Orbiter, což zvýšilo rozlišovací schopnost metody na stovky metrů ve vertikálním a desítky kilometrů v horizontálním směru. Vznikla tak první plastická mapa povrchu Venuše, byť s poměrně skrovným rozlišením v porovnání s pozemskými standardy. Vzhledem k tomu, že povrch Venuše je zahalen neprůhlednými mračny a teplota je tam tak vysoká, že prakticky znemožňuje souvislou činnost automatů na samotném povrchu, je však radarová metoda jedinou technicky schůdnou možností, jak se o topografii Venuše vůbec něco dozvědět. Z výsledků, které zveřejnili G. Pettengill a H. Masursky, vyplývá, že 60 % povrchu Venuše představuje plochý terén, 16 % tvoří údolí a bazény a 24 % náhorní planiny, vyšší aspoň o 1 km oproti plochému terénu. Největší planina je relativně 3 ÷ 5 km vysoká, 3 000 km dlouhá a 1 500 km široká. Nad tuto planinu o další 3 ÷ 6 km vyčnívají tři horské hřbety s rozměry až 500 km × 1 000 km. Nejvyšší pohoří na Venuši, zvané Maxwell, dosahuje převýšení až 11 km oproti průměrnému poloměru Venuše 6 051 km. Zatím není příliš jasné, jak mohl na Venuši s nevýraznou tektonickou činností takový útvar vzniknout a jak se udržel „nad hladinou“ (viz dále ŘH 61, 247 12/1980).

Zcela dramaticky se loni počala vyvíjet typicky interdisciplinární záležitost, populární i v nejširší laické veřejnosti, týkající se problému vyhynutí veleještěrů na Zemi. Podle W. Tuckera neexistuje žádná kloudná „přirozená“ příčina náhlého vymizení živočichů, kteří byli podle všech známek dobře přizpůsobeni tehdejšímu prostředí. Podrobnější datování z posledních let navíc prokázalo, že souběžně s veleještěry během řádově tisíce let vymřely dvě třetiny tehdejší živočišné populace Země, především všichni živočichové s hmotností přes 25 kg, ale též plankton v oceánech (s vápennými skořápkami), dírkovci, amoniti a belemniti. Jestliže se nedaří najít přiměřenou pozemskou příčinu takového katastrofického úkazu, je vcelku přirozené, že se hledá příčina kosmická. Řadu let koketovali přírodovědci s myšlenkou, že za katastrofu byl odpovědný výbuch blízké supernovy, řekněme ve vzdálenosti do 10 pc od Země. Analýza poměrného zastoupení některých nuklidů v zemské kůře však nikterak nenasvědčuje tomu, že by pozemský materiál byl obohacen štěpnými produkty takového výbuchu. Současně se však podařilo najít jinou anomálii, která svědčí ve prospěch katastrofické domněnky, ne zcela nepodobné téměř zapomenuté hypotéze barona G. Cuviera. L. W. Alvarez aj. totiž zjistili, že ve vrstvě hnědého jílu u města Gubbio ve střední Itálii nápadně vzrůstá poměrné zastoupení iridia v době odpovídající ostrému rozhraní mezi druhohorami a třetihorami, tj. před 65 miliony lety. Podobné zvýšení zastoupení iridia a osmia (až o dva řády oproti standardní hodnotě pro zemskou kůru) našli vzápětí další výzkumné skupiny jednak na několika místech v Itálii, jednak ve Španělsku, Dánsku a na Novém Zélandě. Jde tedy o celosvětovou anomálii a navíc přesně ve stejné vrstvě končí stopy po existenci vyhynulých živočichů. Oba úkazy mohou mít tedy případně touž kosmickou příčinu.

Onou příčinou by mohly být meteority, komety nebo asteroidy. Je totiž známo, že relativní obsah iridia v chondritech je o tři řády vyšší než v zemské kůře „standardního provedení“. Jestliže chondritické zastoupení iridia odpovídá jeho výskytu v prvotním materiálu sluneční soustavy, lze snadno pochopit, proč v zemské kůře je iridia a dalších těžkých prvků mnohem méně: diferenciací a stratifikací poklesly těžké prvky do nitra Země.

Orientační výpočty naznačují, že těleso, jež se srazilo se Zemí, muselo mít průměr kolem 10 kilometrů a hmotnost řádu 10sup>14 kg. Kompaktní útvar jako asteroid by vytvořil kráter o průměru do 200 km, jenže s velkou pravděpodobností dopadl asteroid do oceánu, čímž lze vysvětlit, že žádný vhodně velký a starý kráter nebyl na souši nalezen. (Důsledky pádu tělesa do vodního bazénu se patrně jako prvý zabýval L. Křivský – viz Kosmické rozhledy 2/1979, str. 98 a 164). Vlastní dopad způsobil katastrofu „lokálního významu“, jenže dlouhodobé následky byly skutečně globální. Podle citovaných výpočtů Křivského i dalších se totiž vypařením i přímým rozprášením dostalo do atmosféry řádově 10¹⁶ kg vodní tříště, prachu atd. a tento závoj zahalil Zemi na dobu nejméně několika desítek let. Denní sluneční světlo pronikající na zemský povrch tím bylo zeslabeno na hodnotu odpovídající 10 % světla měsíčního úplňku a při této nízké úrovni osvětlení přestala probíhat fotosyntéza. To podle dnes přijímané hypotézy způsobilo přerušení potravních řetězců a vyhynutí všech živočichů odkázaných na příjem velkého kvanta rostlinné stravy. Pokud by dopadlým tělesem byla kometa, mohla by k tomu přistoupit ještě otrava živých organismů kyanovodíkem a metylkyanidem, případně porušení klimatické rovnováhy oxidem uhličitým.

Jestliže další výzkumy prokáží, že katastrofická domněnka dobře vysvětluje pozorované paleontologické, geologické i biologické skutečnosti, naskýtá se ihned další otázka, jak často byl vývoj života na Zemi ovlivněn obdobnými srážkami. Vždyť během existence Země se odehrálo aspoň 10 srážek s kometami větších rozměrů a další množství srážek s asteroidy. J. A. O´Keefe soudí, že také tektitové impakty během pleistocénu mohly souviset s vytvářením prstenů v okolí Země, jež zastiňovaly sluneční záření a vedly ke změnám klimatu. Společně s A. F. Cookem vyslovil též domněnku o existenci dalšího dočasného prstenu Země na konci eocénu před 34 miliony lety. A tak se najednou zdá, že minulost Země je přímo protkána solidními kosmickými katastrofami. Poněvadž průměrný interval mezi srážkami se odhaduje na 60 milionů let, měli bychom se urychleně začít připravovat na přežití dalšího pádu asteroidu...

Jelikož astronomická pozorování naznačují, že v nejbližších letech nám záhuba v podobě zbloudilého asteroidu nehrozí, můžeme si zatím v klidu připomenout, že nejnovější katalog malých planet obsahuje již 2 289 označených planetek, mezi nimiž je i planetka s nejvzdálenější dráhou nazvaná Chiron. O historické podmíněnosti její dráhy svědčí studie H. Scholla, jenž řešil numericky poruchy dráhy způsobené planetami Jupiter, Saturn, Uran a Neptun. Z těchto výpočtů plyne, že Chiron se dostal na současnou dráhu v důsledku působení Saturnu před třemi až čtyřmi tisíciletími a tuto kvazistabilní dráhu opět opustí za 6 ÷ 8 tisíc let. Jeho „pobyt“ na dráze mezi Saturnem a Uranem je proto vlastně jen krátkou epizodou v jeho životě.

Ještě dramatičtěji se projevují poruchy ve stabilitě drah meteorických rojů. C. D. Murray aj. zkoumali numericky poruchy Jupiteru a Země na dráhu známého roje Kvadrantid. Poruchy působí tak rychlé změny dráhy, že Kvadrantidy byly na Zemi poprvé pozorovatelné teprve r. 1835 a každoroční setkávání s nimi skončí kolem r. 2100. Chceme-li proto zkoumat vlastnosti meteorů v delším období, zdá se, že bychom se měli uchýlit k odlišným způsobům detekce.

Jednu možnost skýtá sběr meteoritů a meteoritického prachu na Zemi, čímž lze studovat zbytky dopadlé na zemský povrch v intervalu statisíců až milionů let. Zdá se, že krajinou zaslíbenou pro meteoráře se stává Antarktida, kde jsou skoro ideální podmínky pro konzervaci a nálezy meteoritů. Ve sněhu se meteority nápadně odlišují, nízká teplota zpomaluje procesy eroze a naprostá absence průmyslového znečištění odstraňuje potíže s kontaminováním vzorků. Během r. 1979 nasbíraly japonská a americká expedice celkem 309 meteoritů o hmotnosti 300 kg, z toho jeden železný meteorit o hmotnosti 136 kg. V Antarktidě tak bylo mimo jiné nalezeno více chondritů než na celém „zbytku světa“, a dokonce i vzácné uhlíkaté chondrity. Průměrné stáří meteoritů z těchto nálezů se pohybuje kolem 10⁵ let; nejstarší vzorek ležel v ledu již 1,5 milionů let, takže tím je stanovena i spodní mez trvání zalednění Antarktidy. Pozoruhodné je zjištění, založené na rozboru zastoupení nuklidů hliníku, palladia a platiny, že některé částice v meteoritech jsou starší než sluneční soustava a představují nepřetvořený mezihvězdný materiál.

Rozbor záznamů o přeletech jasných bolidů umožnil C. Keaymu vytvořit hypotézu o vzniku hvizdů a jiných zvukových efektů při přeletu těchto těles. Realita akustických pozorování byla často popírána nebo se zdála být v rozporu s jakýmkoliv přijatelným fyzikálním způsobem vzniku. Keay tvrdí, že hvizdy vydávají předměty v okolí pozorovatele, na něž se přenesla energie pomocí elektromagnetického záření o velmi nízké frekvenci. Podobně lze vysvětlit i akustické efekty při pozorování některých polárních září.

Pokud jde o objevy týkající se obřích planet Jupiter a Saturn, odkazuji čtenáře na zprávy v ŘH 10/1980, str. 203 (nové Jupiterovy měsíce) a dále ŘH 9/1980, str. 183 a 12/1980, str. 250 (nové měsíce Saturnu). Zatímco na objevech dalších Jupiterových měsíců se podílely hlavně kosmické sondy, Saturnovy měsíce byly převážně zjištěny ze Země, díky tomu, že opět po 14 letech procházela Země rovinou prstenců, což usnadnilo pozorování slabých světlých stop měsíců. Nové měsíce jsou namnoze tak malé, že brzy vznikne problém, co ještě považovat za solidní družici a co je jen kámen nebo balvan na oběžné dráze. Navíc je zřejmé, že některé dráhy těchto těles jsou natolik nestabilní, že okamžitý počet těles obíhajících kolem obřích planet se bude měnit s časem.

O vzdálených planetách sluneční soustavy máme stále zcela kusé informace. Ani loňský rok nevybočil z tradice podstatných revizí pro rotační dobu planety Uran, jež nyní vychází na (16,2 ±0,3) h. Značným a naprosto neočekávaným překvapením je Drakeovo a Kowalovo konstatování, že prvním pozorovatelem planety Neptun byl – Galileo Galilei v r. 1612–13! V r. 1979 totiž publikoval S. Albers seznam vzájemných zákrytů planet, z nějž vyplývá, že v lednu r. 1613 měl být Neptun zakryt Jupiterem. Kowal si uvědomil, že v té době konal Galileo svá pozorování měsíců Jupiteru a velmi pravděpodobně by měl být v zorném poli jeho dalekohledů také Neptun. Prohlídka původních Galileových zápisků a náčrtků prokázala, že Galileo Neptun viděl a také jej zakreslil (přirozeně se domníval, že jde o běžnou hvězdu, Neptun byl v té době 7,7 mag). Tato kuriozita však znamená daleko víc než jen pouhou historickou zvláštnost. Galileova určení poloh byla natolik přesná (snad kolem 10″), že vzhledem k velké časové odlehlosti (234 let před Galleovým objevem Neptunu) mohou posloužit i dnes jako kontrola vypočtené oběžné dráhy této planety. Další kontrolu představuje Lalandovo měření z r. 1795, kdy tento autor sestavoval katalog asi 50 000 hvězd. Jelikož Galileova poloha se liší od vypočtené dráhy asi o 1′, je s Neptunem něco v nepořádku, takže možná budeme muset opět uvažovat o existenci další dosud neobjevené planety.

Jak známo, Pluto se k vysvětlení těchto odchylek vůbec nehodí a vše svědčí o tom, že dvojplaneta Pluto-Charon byla nejspíš odtrženou družicí Neptunu. Celá řada autorů se věnovala přesnějšímu určení základních fyzikálních parametrů těchto těles, a to jednak metodou skvrnkové interferometrie, jednak při zákrytu Charonu hvězdou 13 mag dne 6. dubna 1980. Různé údaje jsou stále značně nejisté a nedávají příliš konzistentní výsledky. Orientačně lze říci, že poloměr Pluta je nejpravděpodobněji 1 800 km, jeho hmotnost činí 0,002 M_Z (tj. 1,2.10²² kg) a střední hustota 500 kg/m³ (dvakrát řidší než voda v pozemských podmínkách). Charon má poloměr 1 000 km, hmotnost 0,001 M_Z a hustotu 1 500 kg/m³. Velká poloosa jeho dráhy vůči Plutu je asi 20 000 km, oběžná doba 6,3867 dne a sklon 105°.

Nejistoty při zkoumání vzdálených drobných těles sluneční soustavy lze jistě astronomům prominout; horší je, že ani výzkum blízkého, velkého a jasného Slunce není ušetřen přetrvávajících rozporů, o některých z nichž jsme se v posledních letech opakovaně zmiňovali. Stále není jednoznačně řešen problém existence slunečních oscilací. A. Severnyj aj. mají k dispozici už pět let souvislých měření o úhrnné pozorovací době 1 000 hodin. Odtud vychází zpřesněná perioda oscilací (160,10 ±0,004) min a amplituda řádu 100 m. Tato hodnota odpovídá modelu homogenního Slunce s centrální teplotou pouhých 6 MK a svítivostí o pět řádů nižší, než je pozorovaná hodnota. Přijmeme-li jako východisko z nouze oscilace kvadrupólového typu, měli bychom zase pozorovat periody 147 a 171 min, které nalezeny nebyly. G. Zacepin aj. poukazují v této souvislosti na pozorovanou skutečnost, že uvedené Severného oscilace občas vymizí a pak se znovu objeví, přičemž fáze jevu se zachovává. Snad probíhá v nitru Slunce velmi mocný děj, jenž se na povrchu projevuje již jen zcela nepatrně. Krymská měření byla doplněna a potvrzena v americkém Stanfordu P. Schererem aj. – nápadné je jak zachovávání amplitudy, tak i fáze na obou vzdálených observatořích. Naproti tomu poruchy způsobené atmosférou Země nezachovávají ani amplitudu, ani fázi, takže nemohou jev vysvětlit. Stále musíme mít na paměti, že jde o měření na samé hranici soudobých přístrojových možností, a tak si definitivní řešení problému patrně počká až na přístroje, jež budou o řád přesnější.

Stejně nejasná je situace kolem měření sekulárního smršťování Slunce, jak o tom před rokem začali diskutovat J. Eddy a A. Boornazian. Z rozboru greenwichských pozorování odvodili, že poloměr Slunce klesá o 0,1 % za století, tj. před pouhými 90 tisíci lety bylo Slunce dvakrát větší než dnes a za dalších 90 tisíc let by z něj byl hmotný bod. To je zajisté absurdní, a tak se pilně probírají archivy a navrhují se rozličná bizarní vysvětlení. Nejsilnějším argumentem ve prospěch slunečního smršťování se zdá být Claviovo pozorování zatmění Slunce v Římě dne 9. dubna 1567. Pokud by se poloměr Slunce neměnil, mělo by být toto zatmění v Římě totální. Clavius však pozoroval zatmění prstencové, tj. sluneční disk byl tehdy větší, než je dnes! Naproti tomu pozorování přechodů Merkuru přes sluneční kotouč v letech 1723–1973 nenasvědčuje změně průměru slunečního disku větší než 0,05″ za století. Dále měření sluneční konstanty v letech 1850–1937 vylučuje větší kolísání než 0,33 %, tj. průměr svítícího disku se nemohl změnit více než o 0,5″. Samozřejmě nelze zcela vyloučit oscilace průměru například během cyklů sluneční činnosti, ale i v tomto sporném případě bude nejlepší počkat na řádově přesnější měření. Uvažuje se o fotoelektrickém měření slunečního průměru dalekohledem s mimořádně malou světelností f/100, jenž by dovolil měřit průměr slunečního kotouče s chybou 0,01″. Stejně však bude třeba vyzbrojit se obzvláštní dávkou trpělivosti, neboť homogenní pozorovací řady by měly obsáhnout minimálně půl století.

Připomeňme ještě, že případné kolísání sluneční svítivosti o více než 0,3 % by se zřetelně poznalo na změnách pozemského klimatu a že během slunečního cyklu s největší pravděpodobností sluneční svítivost skutečně kolísá, a to dokonce s amplitudou 0,4 %, jak ukázali E. Spiegel, N. Weiss a G. Lockwood aj.

Naproti tomu jistého pokroku bylo docíleno při výzkumu odvěkého problému periodicity sluneční aktivity. N. Lomb a A. Andersen zpracovali moderními statistickými metodami relativní čísla slunečních skvrn za období let 1700 až 1964 a nalezli zde celkem 14 statisticky významných period, mj. 55letou a 90letou periodu. Pro střední relativní číslo právě uplývajícího maxima sluneční činnosti předpověděli hodnoty 111 pro r. 1979 a 102 pro r. 1980. Zatím se zdá, že skutečné hodnoty byly o něco vyšší. R. Howard a B. LaBonte zpracovali dvanáctiletou řadu měření rychlostních polí na slunečním disku a zjistili, že se zde střídají šířkové zóny s amplitudou 3 m/s. Během 22 let se zóny pozvolna přesouvají od pólů k rovníku a zde zanikají. Tak byla poprvé zjištěna souvislost makroskopických pohybů sluneční hmoty s velkorozměrovou strukturou během slunečního cyklu.

Největším pokrokem – a to nejen ve sluneční fyzice – se může ovšem stát objev nenulové klidové hmotnosti neutrin a s tím souvisejících neutrinových oscilací, oznámený loni na jaře sovětskými i americkými fyziky (viz ŘH 61/1980, 161). Pokud se objev definitivně potvrdí, znamenal by elegantní vyřešení dlouholetého problému chybějících slunečních neutrin ve známém Davisově experimentu. O dalších astrofyzikálních důsledcích objevu se zmíníme v příslušných odstavcích později.

Konečně na rozhraní mezi sluneční a stelární astronomií se pohybuje práce J. Kirka a D. Wilkinse, kteří důmyslným způsobem řešili otázku, zda Slunce není „tajná“ dvojhvězda. Pomineme-li problém se zařazením Jupiteru (případně i Saturnu) do kategorie planet či hvězd, diskutovala se už vícekrát možnost, že Slunce má vzdáleného málo svítivého hvězdného průvodce někde na pokraji své sféry gravitačního vlivu. I kdyby však takový průvodce unikl pozornosti díky malé svítivosti, zaznamenali bychom nepochybně jeho gravitační účinky, a to především na pohyb dlouhoperiodických komet. Z nepřítomnosti měřitelných poruch v pohybu komet odvodili autoři, že Slunce žádného takového průvodce nemá, byť by to bylo těleso i tak exotické, jako je neutronová hvězda nebo černá díra (o hmotnosti minimálně 1,5 ÷ 3 M_O). Výjimečnost Slunce jako osamělé hvězdy v Galaxii se tím zdá být zřetelně prokázána.

Je-li osamělé Slunce výjimkou, pak jsou hvězdy v páru téměř pravidlem. Není tedy divu, že vývoji dvojhvězd se stále věnuje soustředěná pozornost. B. Paczyński a R. Sienkiewicz ukázali, jak se při vývoji kataklyzmických dvojhvězd uplatňuje gravitační záření. Kataklyzmické proměnné obsahují sekundární složku o malé hmotnosti, jež vyplňuje Rocheovu mez. Díky tomu se z povrchu sekundární složky ztrácí hmota, která je odevzdávána primární složce. Sekundární složka postupně degeneruje a stěhuje se z hlavní posloupnosti do stadia bílého trpaslíka. Oběžná doba soustavy se nejprve zkracuje, až dosáhne minima 80 min. Zkracování je důsledkem ztráty momentu hybnosti soustavy, jež je způsobena gravitačním zářením. V dalším vývoji soustavy oběžná perioda znovu vzrůstá. Tato teoretická představa je výborně ověřována pozorováním kataklyzmických dvojhvězd, pro ně byly zjištěny nejmenší oběžné periody kolem 81 min. Toto pozorování lze proto považovat za další nepřímý důkaz existence gravitačního záření. Autoři odhadují, že typická frekvence takto vzniklého gravitačního záření je kolem 4.10^-4 Hz a že úhrnný tok od všech dvojhvězd v Galaxii je na povrchu Země kolem 6.10¹⁷ Jy.

B. Paczyński a B. Rudak se dále zabývali vývojem symbiotických dvojhvězd. Zásadně jde o systémy, kde sekundární složka je degenerovaný trpaslík, zatímco primární složka ztrácí hmotu intenzivním hvězdným větrem. Část tohoto materiálu bohatého na vodík se ukládá v atmosféře degenerovaného trpaslíka, což vede buď ke stabilně hořící vodíkové obálce, anebo k rekurentním zábleskům obdobným vzplanutím rekurentních nov.

Kataklyzmickým proměnným byla též věnována loňská konference britských astronomů v Herstmonceux. Nejvíce prací se soustředilo na studium nov a trpasličích nov. Především je pozoruhodné, že bolometrická jasnost nov delší dobu po optickém maximu neklesá; nastává jen přesun do infračervené oblasti spektra. Absolutní hvězdná velikost nov v maximu je o necelý řád nižší než kritická tzv. Eddingtonova luminozita, při níž se gradient tlaku záření rovná dostředivé síle. Tato skutečnost svědčí o dominujícím vlivu tlaku záření na rozpínání plynných obalů nov. Přesun maxima záření do infračervené oblasti lze vysvětlit kondenzací horkých (1 300 K) prachových zrnek ve vnější obálce novy.

G. Bath a J. Pringle ukázali, že na rozdíl od klasických nov, kde je zdrojem výbuchu překotná termonukleární reakce na dně vodíkové obálky novy, u trpasličích nov se uplatňuje nestabilita v akrečním disku jako bezprostřední příčina výbuchu. Amplitudy výbuchu trpasličích nov jsou proto asi o dva až tři řády nižší než u nov klasických.

A. Bogess aj. dokázali z měření na družici IUE, že známá Nova Aquilae 1918 (V603 Aql) je dvojhvězdou. Pozorovali totiž zákryt akrečního disku, jenž obklopuje bílého trpaslíka, chladnou sekundární složkou. Oběžná doba 3 h 20 min je zcela typická pro klasické novy. Z infračervených pozorování Novy Cygni 1978 odvodil R. Joseph, že prachová zrnka začala kondenzovat zhruba měsíc po optickém maximu. Infračervená svítivost novy pak převyšovala zhruba 500krát svítivost Slunce.

Pozoruhodný objev obří planetární mlhoviny ohlásili A. Purgathofer a R. Weinberger. Při prohlídce palomarského altasu nalezli útvar o úhlových rozměrech 20′ x 20′ a souřadnicích α = 6^h 15^m a δ = 55° 38′. Jde o druhou největší planetární mlhovinu (po známé mlhovině Helix), v jejímž středu se nalézá hvězda 15 mag. Pravděpodobná vzdálenost mlhoviny je asi 140 parseků, tj. skutečný lineární průměr mlhoviny dosahuje 0,8 pc a centrální hvězda je bílým trpaslíkem!

Vzdálenosti takových objektů se ovšem odhadují obtížně. Svědčí o tom významná revize vzdálenosti Keplerovy supernovy (1604) z dosud uváděných 10 kpc na pouhé 3,2 kpc (I. Danziger a W. Goss). V této souvislosti zní až neuvěřitelně tvrzení Wang Jian-minga, že supernova z r. 1604 vzplanula ještě jednou v r. 1664, podobně jako známá supernova v souhvězdí Zajíce z roku 1006 měla opakovaně vzplanout v květnu r. 1016! R. Rood aj. navrhují, aby se prozkoumalo nuklidové složení antarktického ledu v hloubce 15 m pod dnešním povrchem, neboť v té vrstvě by se mělo zaznamenat odchylné zastoupení některých nuklidů, jež vznikly díky pronikavé radiaci z této mohutné supernovy.

Pravděpodobnou rádiovou identifikaci Tychonovy supernovy (1572) oznámili S. Gull a G. Pooley, když objevili téměř bodový rádiový zdroj na frekvenci 2,7 GHz, jehož poloha uspokojivě (na 40″) souhlasí s centrem optického pozůstatku supernovy. Poměrně nejzáhadnější historickou supernovou zůstává i nadále supernova v Cassiopei z r. 1667. A Fabian aj. odvodili z rentgenových měření na družici Einstein, že plyn, vysílající rentgenové záření, má hmotnost aspoň 15 M_O, takže explodující supernova byla mimořádně masivní. Podobně K. Brecher a I. Waserman vypočítali, že hmotnost vyvrženého plynu byla aspoň 12 M_O. Podle nich nastala exploze již r. 1657 (s chybou 3 roky). V r. 1680 pozoroval na tom místě oblohy Flamsteed hvězdu 6 mag, ale to se zdá být trochu málo na supernovu v naší Galaxii. Není vyloučeno, že mimořádná masivnost hvězdy způsobila, že při explozi se hvězda zcela rozprášila, takže po ní doslova nic nezbylo. Skutečně je nejvýš načase, aby v Galaxii co nevidět vzplanula solidní supernova, kterou bychom mohli zevrubně prozkoumat současnými metodami.

Kdybychom žili v galaxii NGC 6946, věděli bychom o supernovách snad už téměř vše, neboť v této soustavě jsou supernovy vyráběny téměř na běžícím pásu. V říjnu 1980 oznámil P. Wild vzplanutí již páté supernovy v galaxii NGC 6946, přičemž předešlé supernovy byly zaznamenány v letech 1917, 1939, 1948 a 1968.

Přímo fantastické množství prací bylo i vloni věnováno rentgenové astronomii. Čtenář snad promine, že do našeho přehledu se vejde jen několik telegrafických poznámek. A. Shafter aj. určili horní mez jasnosti sekundární složky prototypu masivní rentgenové dvojhvězdy – proslulého systému Cygnus X-1 (HDE 226868). Sekundární složka má svítivost menší než 2 % složky primární. Tím je značně posílena hypotéza, že sekundární složka této soustavy je vskutku černou dírou. Naproti tomu J. Armstrong aj. ze zpřesněné polohy rentgenového zdroje OAO 1653-40 odvodili, že zdroj není totožný s optickou proměnnou V861 Scorpii, která sama žádné měřitelné rentgenové záření nevysílá. Rentgenový zdroj 1653-40 obsahuje rentgenový pulzar s periodou 38 sekund a jeho optická identifikace je v tuto chvíli znovu otevřená, tj. úvahy o černé díře v dvojhvězdě V861 Sco se staly bezpředmětné.

Zato se podařilo opticky ztotožnit přechodný rentgenový zdroj Centaurus X-4 (C. Canizares aj.), jenž poprvé vzplanul v r. 1969 a opakovaně v květnu r. 1979. Zdroj má zároveň zábleskový charakter. Hvězda ztotožněná se zdrojem má v klidovém období 19 mag a během vzplanutí se její jasnost zvýšila na 13 mag. Během optického poklesu po maximu (rychlostí 0,12 mag za den) byl na sestupné větvi pozorován rentgenový záblesk, jenž převýšil šestkrát rentgenový tok v maximu. Podle M. Matsuoky aj. jde o dvojhvězdu, v níž sekundární složkou je neutronová hvězda akretující hmotu z pozdního chladného trpaslíka, spektrální třídy K3-K7. Oběžná perioda soustavy je 8,2 hod. Podle L. Kaluzienského aj. bylo vzplanutí v r. 1979 dvacetkrát slabší než výbuch v r. 1969 a celková uvolněná energie dosáhla hodnoty 3.10³⁶ J. Celá epizoda byla nejkratší ze všech dosud pozorovaných přechodných zdrojů (rentgenových nov).

Mezi zábleskovými zdroji znovu potvrdil svou výjimečnost tzv. rychlý blýskač (burster) MXB 1730-335. Ukázalo se, že záblesky obdobné rentgenovým vysílá také v mikrovlnné části spektra (O. Calla aj.). Jednotlivé záblesky nabíhají 5 ÷ 90 s, trvají 50 ÷ 480 s a pokles zabírá 10 ÷ 90 s. V srpnu 1979 nalezli H. Inoue aj. nový typ lichoběžníkových rentgenových impulzů o trvání 30 s až 10 min, jež se někdy vyskytují v celých sériích. S. Sato aj. hledali bezúspěšně obdobné záblesky v infračervené oblasti spektra. Zjistili však, že zdroj se nalézá v kompaktní kulové hvězdokupě, kterou objevil W. Liller. Nejnovější zprávy naznačují, že objekt vysílá i rádiové impulzy na frekvenci 4,1 GHz a snad i infračervené záblesky.

Pozoruhodnou teoretickou práci o povaze zábleskových zdrojů uveřejnili E. Ergma a A. Tutukov. Autoři dokazují, že způsob existence rentgenového zdroje závisí na rychlosti akrece hmoty na neutronovou hvězdu. Je-li rychlost akrece větší než 10^-10,5 M_O/r, hoří vodík v obálce neutronové hvězdy stabilně a pozorujeme trvalý rentgenový zdroj. Pro přenos hmoty v rozmezí 10^-10,5 ÷ 10^-11,5 M_O/r za rok se vodík zapaluje v déle trvajících záblescích („pomalé“ zábleskové zdroje). Při rychlosti přenosu menší než 10^-11,5 M_O/r vzniká rychlý zábleskový zdroj a hoření vodíku vede okamžitě k zapálení helia v obálce neutronové hvězdy. Zajímavým důsledkem uvedených výpočtů je možnost překotné termonukleární reakce v obalu osamělé neutronové hvězdy, která akreuje mezihvězdnou látku rychlostí 10^-15 M_O/r. Energie uvolněná při heliovém záblesku může dosáhnout až 10³⁷ J.

Úctyhodné množství studií bylo věnováno snad nejpozoruhodnějšímu hvězdnému objektu v Galaxii, a to systému SS 433 (autor si poznamenal 36 odkazů). Shrneme-li současný stav, lze konstatovat, že celý úkaz lze vysvětlit takto: Zhruba před 50 tisíci lety vzplanula na daném místě oblohy supernova, jež po sobě zanechala rychle rotující neutronovou hvězdu a expandující mlhovinu. Neutronová hvězda je členem dvojhvězdné soustavy s oběžnou periodou 13,1 dne, velikostí hlavní poloosy 15 milionů kilometrů a hmotnostmi složek srovnatelnými s hmotností Slunce. Z povrchu neutronové hvězdy vyvěrají dva zhruba protichůdné svazky, v nichž je plyn urychlován až na rychlost 80 000 km/s. Tyto svazky se střídavě naklánějí k nám a od nás v důsledku precesního pohybu rotační osy neutronové hvězdy, jehož perioda je 164 dnů. Kinetická energie výtrysků převyšuje o šest řádů zářivou energii Slunce. Teplota vyvrhovaného plynu je přitom překvapivě nízká, kolem 15 000 K. Příčinou výtrysků je mohutná (superkritická) akrece hmoty na neutronovou hvězdu rychlostí 10^-4 M_O/r. Tolik hmoty najednou se nestačí uložit klidně na povrch neutronové hvězdy a je odvrhováno tlakem záření. Některé úkazy jsou však dosud záhadné. Rádiová měření naznačují šroubovicové pohyby plynu ve výtryscích („kosmická vývrtka“?) a výtrysky samy nejsou přesně protilehlé. Jejich vrcholové úhly se v r. 1979 rozevřely o 5°. Někteří autoři nacházejí periodické změny jasnosti, polarizace, atd. s periodou 6,5 dne, tedy zhruba poloviční, než je spektroskopicky určená oběžná perioda. Také vzdálenost zdroje není známa s uspokojivou přesností: odhady se pohybují v rozmezí 3 ÷ 5 kpc. Pro podporu teorie relativity, resp. existence tzv. transverzálního Dopplerova posuvu, je jistě potěšující, že střední poloha „pohyblivých“ složek spektrálních čar se nalézá u hodnoty +12 000 km/s, což je v souladu s teoretickou hodnotou transverzálního posuvu pro rychlost 75 000 km/s, jež zase dobře odpovídá pozorované hodnotě expanzní rychlosti plynu ve výtryscích.

Znovu se potvrzuje, jak obrovský význam pro astronomii i fyziku má pozorování neutronových hvězd – objektů, jejichž existence se předpokládala již před čtyřiceti lety, ale jež byly poprvé spolehlivě prokázány teprve objevem pulzarů. Pro ověřování teorie relativity má obzvláštní cenu, jestliže se pulzar nachází ve dvojhvězdě. K dnes již klasickému binárnímu pulzaru PSR 1913+16 přibyly loni dva další. Nejprve R. N. Machester aj. zjistili, že pulzar PSR 0820+02 je členem dvojhvězdné soustavy s velmi dlouhou oběžnou dobou kolem 1 700 dnů. Zdánlivé kolísání základní periody pulzaru 0,864 s umožnilo díky tomuto oběžnému pohybu určit „spektroskopické“ elementy systému. Projekce velké poloosy do roviny kolmé k zornému paprsku je 120 milionů kilometrů, dráha pulzaru je kruhová s oběžnou rychlostí 5 km/s a hmotnost druhé složky dvojhvězdy je 0,85 M_O. Systém je od nás vzdálen asi 900 parseků. Podle I. S. Šklovského je možné, že pulzar v této oddělené dvojhvězdě vznikl gravitačním kolapsem masivní hvězdy, která neprošla stadiem supernovy (tzv. „nehlučný“ gravitační kolaps). V červnu r. 1980 oznámili M. Damashek aj. objev dalšího binárního pulzaru PSR 0655+64 s oběžnou periodou kolem 24 hodin. Dráha je kruhová; další parametry se teprve zjišťují. Na stejném místě oblohy se nalézá slabší rentgenový zdroj.

Nejistoty ve stavových rovnicích pro neutronové hvězdy se odrážejí ve stále nerozřešené otázce, jaká je maximální možná hmotnost neutronové hvězdy (to znamená, že hvězda hmotnější než tato horní mez se musí nutně zhroutit v černou díru). E. Zuiderwijk shrnul dosud publikované výpočty horní meze, jež se pohybují mezi hodnotami 1,4 ÷ 2,7 M_O, a odvodil jako nejpravděpodobnější hodnotu hmotnost 1,74 M_O. To je ve velmi dobrém souhlase s hodnotou (1,6 ±0,3) M_O, kterou stanovil nezávisle J. Hutchings.

Před výbuchem supernovy, jež vede k pozůstatku v podobě pulzaru, má hvězda přirozeně mnohem vyšší hmotnost. Podle H. Shipmana a R. Greena je hmotnost předchůdců pulzarů omezena zdola i shora v mezích 5,0 ÷ 5,6 M_O. Kromě toho mohou pulzary vzniknout po výbuchu supernov s původní hmotností vyšší než 15 M_O; M. Arnaud a R. Rothenflug se zabývali otázkou, zda počet vzniklých pulzarů odpovídá frekvenci „příhodných“ supernov v Galaxii, a dospěli na základě stelárně statistických úvah k závěru, že průměrně vzniká jeden pulzar za 100 let, což je v souladu s pravděpodobnou frekvencí odpovídajících výbuchů supernov v Galaxii.

Radioastronomické metody hrají významnou úlohu nejen při studiu závěrečných etap hvězdného vývoje, kdy jsou hvězdy gravitačně zhroucené, ale též při pozorování hvězd před vstupem na hlavní posloupnost a dokonce i při zkoumání rozptýleného materiálu, z něhož hvězdy vznikají, tj. při studiu mezihvězdné hmoty. Objevy nových organických sloučenin v mezihvězdném prostoru z pozorování v pásmu milimetrových vln se však už zdaleka tak nehrnou jako v letech předešlých. R. Linke aj. nalezli vloni v rádiovém zdroji Sagittarius B šest čar na frekvencích 76 a 100 ÷ 102 GHz, příslušejících methanthiolu CH ₃ SH, a dále M. Frerking aj. objevili pět čar kyseliny thiokyanaté na frekvencích 82 ÷ 140 GHz.

Předloňský objev molekuly kyantetraynu posílil mimo jiné přesvědčení astronomů, že důležitou součástí mezihvězdného prachu je uhlík ve formě karbynu, jehož řetězec je stejný jako u kyantetraynu. Karbyn byl též nalezen v uhlíkatých chondritech a od r. 1968 jej lze připravovat též laboratorně. Tak by bylo možné vysvětlit přítomnost mnoha dosud neidentifikovaných spektrálních čar v mezihvězdném prachu. S. Kwok shrnul základní vlastnosti prachové složky mezihvězdné hmoty a dospěl k závěru, že silikátová zrnka v mezihvězdném prachu pocházejí z rozpínajících se obálek pozdních veleobrů, zatímco grafitová a karbynová zrnka vznikají z ionizovaného plynu rozpínajících se obálek planetárních mlhovin a nov. Mezihvězdný prach se vyznačuje pozoruhodnou odrazivostí v daleké ultrafialové oblasti spektra a jeho „ultrafialové albedo“ dosahuje 60 %, což je více než u nejlepších uměle připravených reflexních materiálů. Toto překvapivé zjištění komentoval nejmenovaný pracovník NASA návrhem, aby reflexní plochy plánovaného kosmického teleskopu byly pro zvýšení účinnosti posypány mezihvězdným prachem!

C. Fridlund aj. zkoumali z balonu molekulové mračno L 1551. Pozorováními v daleké infračervené oblasti spektra v rozmezí 72 ÷ 196 μm odvodili celkovou bolometrickou svítivost mračna na 25násobek bolometrické svítivosti Slunce. Uvnitř oblaku se nachází hvězda o nízké hmotnosti, která ještě nevstoupila na hlavní posloupnost. To lze považovat za téměř přímý důkaz vznikání hvězd kondenzací z rozptýlené mezihvězdné hmoty. Podobně infračervená pozorování globule B 335, vykonaná J. Keeneovou aj., prokázala existenci chladné (15 K) prachové složky o celkové hmotnosti 0,1 M_O a bolometrické svítivosti 5 L_O.

Pro pochopení vývoje hvězd v Galaxii bude mít nepochybně značnou odezvu zjištění, že v kulové hvězdokupě M3 nebyly nalezeny skoro žádné spektroskopické nebo zákrytové dvojhvězdy. Stalo se tak na základě 75 let trvajících výzkumů měření vlastních pohybů a radiálních rychlostí 266 hvězd v této hvězdokupě. Astronomové K. Cudworth, J. Gunn a J. Griffin zkombinovali klasická měření vlastních pohybů s moderním určováním radiálních rychlostí fotoelektrickým spektrometrem a porovnáním rozptylů veličin odvodili vzdálenost hvězdokupy na (9,6 ±2,6) kpc. Stáří Galaxie odvozené z radioaktivní chronometrie rozpadové řady rhenium-osmium vychází v rozmezí 10,2 ÷ 16,1 miliardy let.

Sugestivní přehled o dnešních názorech na stavbu jádra Galaxie uveřejnil G. Wynn-Williams. Kdybychom se nacházeli v centru Galaxie, pozorovali bychom na obloze velké množství hvězd, z nichž nejjasnější by se jevily jako objekty 10 mag. Úhrnná záře hvězd by převyšovala měsíční světlo v úplňku. Kromě toho bychom tam mohli pozorovat očima růžové a zelené mraky ionizovaného plynu a úkazy jako vzplanutí novy nebo supernovy by byly poměrně běžné. Tvary souhvězdí by se měnily neobyčejně rychle. Zato bychom měli velmi zkreslené představy o vzdálenějších oblastech Mléčné dráhy a rovněž i o extragalaktických objektech, neboť jejich obrazy by byly zakryty mračny plynu a prachu. Úhrnná svítivost „centrálního parseku“ Galaxie dosahuje hodnoty až 10 ML_O. V samotném jádře se nalézá hustý objekt o průměru menším než 10 AU, vysílající intenzivní rádiové záření. Tento objekt je patrně fyzickým středem Galaxie a možná obsahuje černou díru o průměru menším než 0,1 AU, tj. o hmotnosti řádu 10⁶ M_O.

Ještě nižší odhad hmotnosti černé díry v jádře Galaxie uveřejnili V. Gurzadjan a L. Ozernoj na základě změřeného rentgenového toku z centra Galaxie. Domnívají se, že případná černá díra v jádře Galaxie má hmotnost maximálně 600 M_O. Kdyby totiž byla hmotnost černé díry vyšší, projevilo by se to slapovým trháním okolních hvězd, a tedy i vysokým a proměnlivým rentgenovým zářením jádra. Mechanismus slapového trhání funguje v intervalu hmotností černé díry v rozmezí 10³ ÷ 3.10⁸ M_O. Rozervané hvězdy jsou pak vtaženy do akrečního disku kolem černé díry, jehož hmotnost je menší než 10⁵ M_O. (Tento model, jak známo, se dobře uplatňuje při vysvětlení proměnnosti záření kvasarů).

Černé díry velkých hmotností se podle M. Kafatose vyskytují v jádrech galaxií NGC 4151 a Cen A a jejich hmotnost dosahuje asi 10⁷ M_O. Naopak zase Gurzadjan a Ozernoj popírají existenci černé veledíry v jádře obří radiogalaxie M87 a tvrdí, že k vysvětlení pozorovaných jevů zde stačí husté hvězdné jádro. C. Jenkins určil hmotnost jádra M87 na 10 GM_O a poměr hmotnosti a svítivosti jádra na 60 : 1 (hmotnost i svítivost se vyjadřuje ve slunečních jednotkách). Podle D. Fabricanta aj. vyplývá z rentgenových měření na družici Einstein, že galaxie M87 má rozsáhlé halo a její hmotnost do vzdálenosti 230 kpc od centra činí celkem 17 ÷ 40 TM_O!

Zdá se, že i hmotnost jiných galaxií byla dosud podceňována. Svědčí o tom zejména výsledky měření svítivosti galaxií v daleké infračervené oblasti spektra. C. Telesco a D. Harper měřili v pásmu 30 ÷ 300 μm záření jader 7 galaxií. Hmotnosti jader se pohybují v rozmezí 5 ÷ 300 GM_O ( NGC 1068). Naše Galaxie v centrální oblasti o poloměru 500 pc září jako miliarda Sluncí. Pozoruhodný je případ galaxie NGC 6946. V říjnu 1980 zde pozoroval P. Wild výbuch již 5. supernovy zaznamenané v průběhu sedmdesáti let (předešlé supernovy v této galaxii byly pozorovány v letech 1917, 1939, 1948 a 1968).

Nový katalog členů Místní soustavy galaxií publikoval loni S. van den Bergh. Uvnitř průměru 1,5 Mpc je nyní známo již 29 členů Místní soustavy. Rozměry bohatých kup galaxií se pohybují v rozmezí 5 ÷ 10 Mpc a tzv. nadkupy (superclusters) mají průměry několika desítek Mpc, mezi nimiž jsou proluky téhož řádu. K nadkupám patří systémy galaxií Virgo + Místní soustava, dále Perseus, Hydra + Centaurus a Coma Berenices. Jak uvádí M. Hausman, relativní rozměry galaxií nejsou nikterak zanedbatelné proti vzájemným vzdálenostem mezi galaxiemi. Proto musí docházet k vzájemným těsným přiblížením a přímým srážkám galaxií poměrně často.

Dlouho jsme si mysleli, že se při tom celkem nic neděje, neboť volné dráhy hvězd v galaxiích jsou tak značné, že k přímým srážkám hvězd nedochází, galaxie se prostoupí a jedině si navzájem „vymetou“ mezihvězdný plyn. Výpočty na rychlých počítačích však ukázaly, že srážka má přece jen mnohem výraznější důsledky. Hvězdy jsou citlivé na „kolektivní“ gravitaci druhé galaxie, a tak se při vzájemném průchodu obě galaxie deformují působením gravitačních sil. Efekt dynamického tření mezi hvězdami způsobí, že řada kulových hvězdokup spadne do jádra své galaxie, a podobně v kupě galaxií působí ta nejhmotnější jako kanibal, který slapově trhá a pohlcuje menší galaxie v kupě. Po jisté době se kanibal pozná i na dálku jako mimořádně svítivá a rozměrná galaxie.

Loňský rok znamenal jisté vyvrcholení v dosavadních snahách pochopit povahu kvazistelárních rádiových zdrojů a objektů. Především se dále zvyšuje počet identifikovaných kvasarů. Nový katalog A. Hewitta a G. Burbidge obsahuje již 1 476 kvasarů a k tomu 55 objektů typu BL Lac. W. Ku aj. identifikovali 35 kvasarů jako zdroje rentgenového záření v pásmu 0,5 ÷ 4,5 keV. Ukazuje se, že rentgenově září především opticky a rádiově nejsvítivější objekty. Dále se podařilo najít větší množství koincidencí kvasarů s galaxiemi. A. Stocton zjistil, že tyto těsné páry mají vesměs týž červený posuv. Proto J. Miller tvrdí, že kvasary se nacházejí přímo v galaxiích, a E. Burbidgeová se domnívá, že kolem některých kvasarů se pozoruje něco jako zárodky budoucích galaxií. Výzkum kvasarů se nyní rozvíjí i v oblasti milimetrového záření. K tomu se používá 5m Haleova reflektoru na Mt. Palomaru. H. Arp objevil kombinace kvasarů a galaxií, kde z měření rychlostí jakoby vyplývalo vyvržení kvasarů opačnými směry z jádra téže galaxie. Arpovy závěry kritizoval D. Weedman, jenž pro soubor 259 kvasarů na jižní obloze nenašel statisticky významnou souvislost s polohou blízkých galaxií. Také P. Wehinger aj. a S. Wyckoffová aj. nalezli kvasary, jež jsou přímo v jádru nějaké galaxie, a oba útvary mají vždy týž červený posuv.

Model kvasaru, jenž dobře vystihuje pozorované jevy, uveřejnili M. Abramowicz a T. Piran. Domnívají se, že jádrem kvasaru je černá veledíra obklopená tlustým akrečním diskem. Z disku vybíhají úzké výtrysky s vrcholovým kuželem do 20° a s rychlostí vyvržených částic až 70 % rychlosti světla. Výtrysky si zachovávají prostorovou orientaci po dobu nejméně jednoho milionu let. Čtenář zde zajisté tuší souvislost s modelem dnes tak proslulého galaktického rentgenového zdroje SS 433. Na model navazuje též práce Z. Horáka, jež se zabývá zářením z akrečního disku kolem kvasaru. Ukazuje, že maximum záření vychází z oblasti vzdálené od centra černé díry o devítinásobek jejího Schwarzschildova poloměru. Díky intenzivnímu gravitačnímu poli je záření gravitačním posuvem posunuto do červené oblasti spektra, a tím lze vysvětlit občas pozorovaný nadbytečný červený posuv některých kvasarů vůči odpovídajícím galaxiím (Arpovy páry).

Také proslulé nadsvětelné rychlosti expanze některých kvasarů (hodnoty 4 ÷ 19 c) jsou podle A. Marschera a J. Scotta dobře vysvětlitelné relativistickým, nicméně podsvětelným vyvržením materiálu z jádra kvasaru. V žádném případě totiž nepozorujeme smršťování složek, ale vždy jen rozpínání dvou protilehlých složek. Vyjdeme-li z Reesova modelu (z r. 1966), můžeme zjistit ze zdánlivé nadsvětelné rychlosti expanze skutečnou podsvětelnou (byť relativistickou) rychlost vyvržených částic vůči centru výbuchu. Když podle takto odvozené rychlosti zpětně extrapolujeme dobu, kdy částice byly v průsečíku obou vektorů rychlosti, zjistíme, že v takto vypočítané době došlo v daném kvasaru k rádiovému zjasnění, tedy zřejmě k výbuchu, který je příčinou celého úkazu. Zase zde tudíž objevujeme výtrysky, jejichž povaha je obdobná jako u zmíněného galaktického zdroje SS 433. Zdá se, že tento mechanismus vymršťování plynných mračen má velmi obecnou povahu, když se může uplatňovat v objektech tak rozdílných hmotností. Z Reesova modelu (jenž byl původně vytvořen pro vysvětlení rychlých změn rádiového toku kompaktních rádiových zdrojů) plyne, že zhruba u poloviny kvasarů bychom měli zjišťovat zdánlivé nadsvětelné rychlosti rozpínání.

Nejjasnější kvasar 3C 273 v souhvězdí Panny byl zkoumán M. Ulrichem aj. pomocí družice IUE. V daleké ultrafialové části spektra bylo objeveno osm absorpčních čar, jež nevykazují žádný červený posuv. Jde nepochybně o projekci kvasaru na plyn v halu naší Galaxie. Hmotnost černé díry v kvasaru 3C 273 odhaduje M. Kafatos dokonce na 10 GM_O. Vůbec nejsvítivější kvasary nalezl I. Glass měřeními v infračervených pásmech JHK. Kvasary s červenými posuvy z = 3,27 (PKS 2126-15) a z = 3,13 (Q 0420-388) mají za předpokladu kosmologického výkladu červeného posuvu skutečný zářivý výkon 3.10⁴¹ W.

Neobvyklé změny rádiové jasnosti vykazuje prototyp třídy blazarů, objekt BL Lacertae. Podle V. Kurilčika byl pokles rádiové emise objektu v březnu r. 1975 zákrytem a dvě rádiové složky objektu se vzdalují od sebe zdánlivou rychlostí 15 ÷ 20 c. Silný rádiový výbuch objektu pozorovali počátkem května 1980 M. Aller aj. Rádiový tok se pohybuje kolem hodnoty 10 Jy, což je nejvyšší hodnota od r. 1974. Zdroj byl v minimu rádiové jasnosti (pod 2 Jy) v srpnu 1979.

Daleko nejvíce pozornosti budil i loni dvojitý kvasar 0957+561 A, B, jemuž bylo věnováno množství pozorovacích i teoretických studií v souvislosti s možností, že zde pozorujeme efekt gravitační čočky. V průběhu roku se výklad pozorování několikrát dramaticky změnil, ale v době, kdy vzniká tento přehled, se zdá být nanejvýš pravděpodobné, že celý úkaz je vskutku projevem složité gravitační čočky.

Sledovat všechny peripetie názorů na povahu dvojitého kvasaru by už dnes vydalo na samostatný článek. Pokusme se aspoň o stručné shrnutí. Dvojitý kvasar nalezl v r. 1978 R. Carswell v přehlídce rádiových zdrojů z observatoře Jodrell Bank. Vzdálenost složek A, B na obloze byla jen 5,7″ a to přimělo D. Walshe aj. k pořízení spekter. Totožné červené posuvy emisních čar z _e = 1,40 a absorpčních čar z_a = 1,39 pro obě složky a naprosto totožný vzhled spektra byly důvodem k vyslovení podezření, že jde o dva obrazy téhož kvasaru, tedy o efekt gravitační čočky.

Podle J. Lawrence popsal A. Einstein efekt gravitační čočky v práci z r. 1936, a to na základě upozornění českého inženýra Mandla. Einstein sám v práci poznamenal, že jde o úkaz velmi nepravděpodobný. Pozdější rozbory ukázaly, že v případě přesného seřazení vzdáleného bodového zdroje a bližšího hmotného útvaru (gravitátoru) na přímce procházející pozorovatelem bychom místo vzdáleného bodového zdroje pozorovali rovnoměrně zářící prstenec. Jestliže seřazení není dokonalé, vzniknou dva nestejně velké srpkovité obrazy a v extrémním případě dva body.

Když astronomové z Haleových observatoří vyfotografovali kamerou typu CCD ve stejném směru zčervenalou galaxii 18,5 mag, jejíž červený posuv z = 0,39, posílilo to možnost, že galaxie je kýženým gravitátorem a kvasary A, B jsou projevy gravitační čočky. Do pozorování byla zapojena právě dokončovaná obří anténní soustava VLA, avšak první výsledky naznačovaly složitou strukturu rádiových obrazů, jež se nedařilo vysvětlit hypotézou o gravitační čočce (B. Burke aj., P. Greenfield aj., D. Roberts aj.). Teprve využití plného výkonu soustavy VLA umožnilo počátkem r. 1980 P. Greenfieldovi aj. uvést hypotézu v soulad s rádiovým pozorováním. Hmotnost gravitátoru pak vyšla v rozmezí 0,2 ÷ 200 TM_O. Rádiové složky obrazu byly označeny písmeny A-F, přičemž zdroje C-F souvisejí se základním obrazem A. U obrazů A a B byly pozorovány rádiové výběžky, ale ty patrně souvisejí s mezilehlou galaxií, resp. s celou kupou galaxií, kterou vyfotografovali P. Young aj. zmíněnou kamerou CCD.

Mezitím prokázali C. Dyer a R. Roeder, že v případě průchodu paprsků z kvasaru kupou galaxií s nespojitým rozložením hmoty se celý efekt gravitační čočky stává velmi komplikovaným, neboť gravitátor nelze považovat za hmotný bod. Jen centrální část gravitátoru pak působí jako spojná čočka a rozložení hmoty v kupě galaxií lze spíše zpětně určit ze vzhledu gravitačních obrazů původního kvasaru. Z efektu gravitační čočky však také vyplývá, že poměr intenzit jednotlivých obrazů musí být nezávislý na vlnové délce. Tuto předpověď se postupně podařilo ověřit v širokém rozsahu vlnových délek, od daleké ultrafialové oblasti (P. Gondhalekar a R. Wilson) až do blízké infračervené oblasti (M. Lebofsky aj., B. Soifer aj.). Svítivost mezilehlé galaxie přitom vychází 200 GL_O. Rozdíl rychlostí složek A a B je skutečně neměřitelně malý: podle B. a D. Willsových činí 314 km/s při rychlosti vzdalování 2,1.10⁵ km/s! Mezitím R. Noble a D. Walsh potvrdili nezávislost poměru intenzit složek A a B na vlnové délce v pásmu od 290 nm až po decimetrové vlny, což vysoce zvýhodňuje hypotézu gravitační čočky.

Pokud v kvasaru dochází ke změnám svítivosti, mělo by se to projevit fázově posunutými změnami jasnosti obrazů A a B. V polovině r. 1980 pozoroval W. Keel relativní zjasnění složky B vůči složce A a v říjnu 1980 oznámili G. Beskin aj., že fotoelektrická měření na 6m dalekohledu v Zelenčukské prokázala kolísání jasností obou složek v barvách UBVR mezi prosincem 1979 a říjnem 1980. Podle předpovědi C. Dyera a E. Roedera by měl být časový posuv ve fázi změn jasnosti obrazů A, B v intervalu 0,03 ÷ 1,7 let, takže snad již záhy bude v této otázce rovněž jasno. V době, kdy uzavíráme tento přehled, stojí rozhodně akcie gravitační čočky na světové burze astronomických objevů velmi vysoko.

Jedním z důsledků objevu kvasaru-gravitační čočky je další posílení názoru, že kvasary jsou v kosmologických vzdálenostech úměrných velikosti jejich emisního červeného posuvu. Samotné vzdálenosti pak závisejí na správném určení hodnoty Hubbleovy konstanty H₀. Dlouhodobý trend snižování konstanty (a tedy zvětšování rozměrů i stáří viditelné části vesmíru) se zhruba před dvěma lety zastavil a nyní se obrací. Na základě luminozitní klasifikace spirálních galaxií typu Sb v blízkém okolí naší místní soustavy odvodili loni M. Stenning a F. Hartwick hodnotu H₀ = (75 ±15) km/s/Mpc. D. J. Westpfahl využil „principu obvyklosti“ a z předpokladu, že galaxie M31 a naše Mléčná dráha jsou ve vesmíru průměrné, stanovil hodnotu H₀ = 75 ÷ 80 (v týchž jednotkách). Tím se zkracuje vývojová škála vesmíru od velkého třesku a zejména okamžik vzniku galaxií se přibližuje vlastnímu velkému třesku, tj. galaxie a kvasary počaly vznikat patrně již několik málo milionů let po velkém třesku!

B. I. Fesenko se podrobně zabýval nedávnými pracemi, jež se snaží dokázat buňkovou strukturu systémů galaxií (tzv. Abellovy nadkupy), a tvrdí, že jde o iluzi, způsobenou zanedbáním výběrových efektů. Stále je tedy udržitelný názor, že na škále 100 Mpc je již vesmír homogenní a izotropní.

Předpoklad o tzv. hierarchické struktuře vesmíru měl mimo jiné objasnit známý Olbersův paradox (proč je v noci tma?) pro nekonečný vesmír. Loňská stať E. R. Harrisona ukázala, že astronomové celý problém zbytečně zkomplikovali, a navíc že je zde i řada historických nepřesností. Prvním, kdo si tzv. paradox uvědomil, nebyl totiž nikdo menší než Jan Kepler: ve svém spise Dissertatio cum Nuntio Sidereo, který vyšel v Praze v r. 1610, napsal: „Je-li toto pravda a jestliže existují slunce, která mají touž povahu jako naše Slunce, tážeme se, proč tato slunce ve svém úhrnu daleko nepřekonají naše Slunce, pokud jde o jasnost?“ Kepler sám řešil paradox tím, že zavrhl předpoklad o nekonečném oceánu hvězd. Domníval se, že hvězdný vesmír je konečný a má „kosmický okraj“. Pak přirozeně paradox nevzniká. Kepler považoval tento argument za hlavní důkaz konečnosti hvězdného vesmíru. Je pravděpodobné, že téhož paradoxu si byl vědom i Newton, ale ten se víc trápil jeho gravitační analogií: v nekonečném vesmíru působí na každý objekt neurčitě velká gravitační síla. Tento paradox řešil Newton předpokladem, že vesmír je dokonale homogenní a síly z opačného směru se vždy přesně ruší.

Paradox s temnotou nočního nebe si uvědomoval další velký astronom počátku 18. stol., E. Halley. Jeho vysvětlení bylo však i z hlediska tehdejší vědy naprosto chybné a je spíše s podivem, že chybu zprvu nikdo (ani sám Newton) neodhalil. Paradox dále zkoumal J. P. de Chéseaux v r. 1744 a vysvětloval jej absorpcí hvězdného světla v hypotetické mezihvězdné tekutině. Týž argument použil r. 1823 k odstranění paradoxu H. Olbers a po něm dostal paradox (paradoxně) své jméno. V r. 1848 poukázal J. Herschel na to, že Chéseauxovo i Olbersovo řešení je chybné: Absorbující látka se během krátké doby zahřeje a bude vysílat stejné množství záření, jaké pohlcuje. Herschel sám navrhl již zmíněné hierarchické řešení, jež počátkem tohoto století rozpracoval zejména C. Charlier. Podle toho se vesmír skládá z nekonečného počtu do sebe vnořených „vesmírů“ s postupně klesající střední hustotou. Takové řešení paradoxu je z filozofického hlediska velmi neuspokojivé, vesmír má privilegovaný střed a je zcela anizotropní v každé prostorové škále a samozřejmě je i v rozporu s pozorováním viditelné části vesmíru.

Prof. Harrison ukázal, že z hlediska obsahu energie ve vesmíru je paradox zcela nepochopitelný. Kdybychom totiž nakrásně veškerou hmotu vesmíru změnili v záření anihilací, dostaneme tepelné záření o teplotě nějakých 20 K, tedy žádný „oslepující jas“. Aby obloha byla skutečně „oslnivě jasná“, musel by být vesmír 10¹³krát hustší, než je dnes (takový stav existoval v éře záření v prvních tisíciletích po velkém třesku). A tu se už blížíme ke správnému výkladu. Nedostatečný obsah energie souvisí s tím, že hlavními producenty energie ve vesmíru jsou hvězdy, jejich hlavním zdrojem energie je termonukleární reakce a ta je časově omezena na dobu nejvýš 10¹⁰ let (pro hvězdy slunečního typu, jichž je asi ve vesmíru většina). Výpočty pak rychle ukáží, že k tomu, aby nastal „Keplerův paradox“ , musely by hvězdy v průměru zářit aspoň 10²³ let, a to je vyloučeno dokonce i v případě, kdyby navzdory vší moderní fyzice hvězdy zářily díky anihilaci své hmoty.

Konečná odpověď tedy zní, že ani v nekonečném homogenním vesmíru plném hvězd nedochází ke Keplerově paradoxu, poněvadž životní doba hvězd je příliš krátká ve srovnání se současnou „mezí dohlednosti“. Obvykle uváděné vysvětlení, že díky expandujícímu vesmíru je světlo vzdálených hvězd vzhledem k červenému posuvu zeslabeno tak, že paradox nenastává, je tedy přinejmenším nadbytečné. Paradox by nenastal ani ve statickém vesmíru!

Nejkouzelnější na celé zamotané historii je skutečnost, že správné řešení problému bylo známo již od poloviny minulého století a zasloužil se o ně nikoliv astronom nebo fyzik, ale básník E. A. Poe. Ve svém eseji „Heuréka“ z roku 1848 správně uvedl, že obloha není v noci jasná proto, že „vzdálenost neviditelného pozadí je tak nesmírná, že žádný paprsek z té dálky nás dosud nemohl dostihnout“. Snad je skoro symbolické, že k tomuto nečekanému rozuzlení (a správné řešení bylo plně v našich silách již před více než 60 lety, když Einstein uveřejnil svůj vztah E = m.c²!) došlo právě v roce, kdy jsme vzpomínali 350. výročí Keplerova úmrtí.

Obecnou otázkou délky platnosti fyzikálních zákonů ve vesmíru se zabývali A. Tubbs a A. Wolfe. Jelikož červené posuvy kvasarů, odvozené z optických a rádiových čar, navzájem dobře souhlasí, svědčí to podle autorů o globální invarianci fyzikálních zákonů nejméně od času -0,95t₀, kde t₀ je časový interval uplynulý od velkého třesku do současnosti. Co se děje v bezprostředním okolí singularity, je předmětem dohadů. Zajímavou práci uveřejnili J. Bekenstein a A. Meisels, kteří našli třídu vesmírných modelů, která nemá singularitu. Za tuto „výhodu“ je ovšem třeba zaplatit, a to předpokladem o proměnnosti klidové hmotnosti částic.

Jedním z důsledků moderní verze teorie velkého třesku by měla být podle S. Hawkinga existence prvotních černých děr, jež se postupně díky kvantově-mechanickým efektům „vypařují“ a nakonec explodují. Jak známo, minimální hmotnost prvotních černých děr, jež mohly přežít do současnosti, je řádu 10¹² kg. Lavinovitý vzrůst záření v posledním zlomku sekundy vypařování takové miniaturní černé díry se projeví především jako záblesk záření gama v pásmu kolem 10 MeV. Právě takové záblesky hledali indičtí astrofyzikové P. Bhat aj. pomocí scintilačních detektorů umístěných na hoře Ootacamund ve výši 2 200 m n.m. Negativní výsledek pokusu, jenž probíhal po dobu půldruhého roku v letech 1977–79, naznačuje, že miniaturních černých děr vybuchuje méně než 2,7.10³ na krychlový parsek za rok. Je to zatím nejostřejší horní mez pro počet prvotních černých děr.

O vyhlídkách na zaznamenání jiného předvídaného, ale dosud nepozorovaného efektu gravitačního kolapsu, tj. na zachycení gravitačních vln, referovali V. Braginskij aj. Podle jejich názoru budou mít gravitační antény příští generace hmotnost kolem 100 kg a budou schopny registrovat vibrace s amplitudou 10^-21 m!

V oboru astrofyziky vysokých energií se loni věnovalo nejvíce pozornosti analýze mimořádně intenzivního vzplanutí gama z 5. března 1979 (zdroj FXP 0520-66 v souhvězdí Mečouna). Vzplanutí dosáhlo stokrát vyšší intenzity než všechna dosud pozorovaná a bylo registrováno celkem devíti družicemi a sondami, jež se pohybovaly v různých místech sluneční soustavy. Tato meziplanetární síť umožnila postupně lokalizovat polohu zdroje s dostatečnou přesností, takže totožnost s objektem N 49 ve Velkém Magellanově mračnu je nepochybná (T. Cline aj.). Předešlé pochybnosti naznačující, že snad jde jen o náhodnou projekci zdroje vzplanutí gama na pozůstatek supernovy N 49, tak byly odstraněny. Tím se ovšem prohloubil už předtím obtížně řešitelný problém, jak vysvětlit skutečnou intenzitu vzplanutí, které samo trvalo jen zlomek sekundy, ale periodicky se opakovalo po 8,0 sekundách.

Rozborem všech pozorovacích údajů dospěli J. Terrell aj. k jasnému závěru, že zdrojem vzplanutí byla omezená oblast na povrchu rychle rotující neutronové hvězdy. Špičková svítivost úkazu dosáhla hodnoty 10³⁷ W. Slabší úkazy z téhož zdroje byly pozorovány ještě 6. března a 4. a 24. dubna 1979. To nasvědčuje možnosti, že neutronová hvězda je podrobena nějaké násilné „přestavbě“ své kůry a případně i nitra. V současné době je nejpopulárnější vysvětlení, které podal R. Ramaty. V tomto modelu je zdrojem energie vzplanutí anihilační a synchrotronové záření párů elektron-pozitron v silném magnetickém poli rychle rotující neutronové hvězdy. Energie je dodávána vlnovými pohyby vyvolanými neradiálními vibracemi celé neutronové hvězdy, čímž se ohřívají a urychlují částice v magnetosféře neutronové hvězdy. Vibrace neutronové hvězdy jsou patrně způsobeny zvýšenou akrecí materiálu na její povrch a jsou rychle utlumeny gravitačním zářením. Proto se nyní zkoumají existující záznamy z gravitačních antén současné generace, zda totiž v nich dodatečně nebude nalezen signál odpovídající zářivému vzplanutí z března 1979.

Ve světle tohoto překvapujícího poznatku se rychle zapomíná na alternativní vysvětlení. Setrvačnost publikací je samozřejmou příčinou, proč ještě během celého roku byla publikována řada úvah na téma, že zdroje vzplanutí gama jsou méně exotické. Nicméně i v těchto pracích se často opakuje motiv neutronové hvězdy, na níž dopadá náhle větší množství materiálu (kometa, planeta), takže je zřejmé, že astrofyzikové jsou již na správné stopě pravděpodobnému vysvětlení těchto bezmála mysteriózních úkazů.

Zatím nejpřesnější experiment astronomicky potvrzující závěry obecné teorie relativity byl ukončen za pomoci kosmické sondy Viking, jejíž vysílání bylo sledováno R. Reasenbergem aj. po dobu 14 měsíců. Během té doby se sonda dostala bezmála do zákrytu se Sluncem, a tak bylo možné zjišťovat s vysokou přesností relativistické opoždění signálů při průchodu podél sluneční hmoty. Opoždění dosáhlo hodnoty až 250 μs a díky tomu bylo možné ověřit předpověď teorie relativity s přesností na 0,1 %.

Pro další rozvoj fyziky má zajisté zásadní význam loňský objev kladné klidové hmotnosti neutrin (viz ŘH 8/1980, str. 161). Pokud se objev definitivně potvrdí, bude to mít samozřejmě závažné astronomické důsledky. Ještě před 8 lety vyslovil R. Lyttleton provokující tvrzení, že „v každém případě je zřejmé, že větší část hmoty ve vesmíru je neviditelná, takže astronomie je téměř docela teoretická záležitost“ . Nyní se zdá, že Lyttleton ani v nejmenším nepřeháněl: látka i záření jsou jenom nepatrnou ozdobou neutrinového oceánu, v němž je „rozpuštěna“ daleko největší část úhrnné hmotnosti vesmíru! Vždyť prvotních neutrin je pak aspoň 10⁹krát více než protonů a elektronů.

Nejpodrobněji se astrofyzikálními důsledky objevu kladné klidové hmotnosti neutrin zabývali J. Zeldovič a R. Sjunjajev a dále G. Bisnovatyj-Kogan. Uvažovali hmotnost neutrin kolem 5.10^-35 kg, neboli 30 eV/c². V tom případě je hustota neutrin ve vesmíru (řádově 6.10⁸ neutrin/m³) blízká kritické hustotě hmoty nutné pro uzavření vesmíru. Současně se poněkud snižuje horní mez pro stáří vesmíru od velkého třesku až na nějakých 10 miliard let. Poněvadž do tohoto stáří se „nevejde“ řada chronologií založených na nezávislých metodách určení stáří vesmíru, lze nesouhlasu naopak využít k odhadu horní meze klidové hmotnosti neutrin. Odtud vyplývá, že nejpravděpodobněji se klidová hmotnost neutrin pohybuje kolem 20 eV/c², a to je v souladu s dosud provedenými laboratorními experimenty. Nejpravděpodobnější hodnota stáří vesmíru pak vychází na 15 miliard let a hustota je tak nápadně blízká hustotě kritické, že se skoro vnucuje závěr, že je z nějakého nám dosud neznámého důvodu přesně rovna kritické hustotě, tj. vesmír se rozpíná parabolickou rychlostí a současně je i euklidovský. V tomto novém modelu mizí i dlouholetý problém s tzv. skrytou hmotou v galaxiích, vyplývající z příkrého nesouhlasu mezi dynamicky a luminozitně určenou hmotností kup galaxií, a docela přirozeně se vysvětluje i samostatný vznik galaxií. Podle G. Bisnovatého-Kogana původně vznikaly fluktuace v hustotě neutrin, když se chladnoucí neutrinový plyn stal nerelativistickým. Tak se vytvářely „balíky“ neutrin o hmotnostech řádu 10¹⁵ M_O. Kolektivní gravitace neutrin v balíku způsobila gravitační akreci okolní látky, čímž vznikaly zárodky kup galaxií o typické hmotnosti 3.10¹³ M_O. Odtud pak vznikaly i jednotlivé galaxie a v nich první pokolení hvězd.

Kromě toho, jak je čtenářům již známo, se tím dá elegantně objasnit výsledek Davisova pokusu s detekcí slunečních neutrin, takže termonukleární reakce v nitru Slunce je aspoň pro tuto chvíli zachráněna. Teoretickým vyjádřením podstaty celé „záchrany“ je „zákon“, který formulovali Zeldovič a Sjunjajev: „Současné mínění fyziků se kloní k názoru, že co se nutně nemusí rovnat nule, to se nule také nerovná.“

Ke dvacátému výročí článku Cocconiho a Morrisona, jímž začal věk hledání cizích civilizací (CETI), sestavili E. F. Mallove aj. obšírnou bibliografii studií věnovaných rozličným aspektům problému CETI a SETI. Zmíněný průkopnický článek (o hledání signálů civilizací na vlně 211 mm) byl otištěn v roce 1959. O osm let později bylo již na toto téma publikováno 230 prací a do roku 1979 celkem 2 700 prací. R. Freitas aj. se nicméně i dnes domnívají, že lepší než hledání signálů na rádiových vlnách je vysílání vlastních kosmických sond, které by se případně v prostoru automaticky „rozmnožovaly“. Nejnovějším příkladem je pasivní sonda Voyager, která, jak známo, nese na palubě speciální videodesku, navrženou C. Saganem aj. Přátele vážné hudby bude zajímat, že američtí astronomové vybrali pro desku úryvky ze skladeb J. S. Bacha (preludium a fuga C-dur, partita č. 3 E-dur pro housle a Braniborský koncert č. 2 F-dur), L. van Beethovena (5. symfonie, smyčc. kvartet op. 130), W. A. Mozarta (Kouzelná flétna) a I. Stravinského (Svěcení jara).

Poměrně pesimisticky se na otázku existence cizích civilizací dívá F. Tipler ve studii, v níž ukazuje, že optimisty v tomto směru jsou astronomové a fyzikové, zatímco evoluční biologové se kloní k názoru, že život na Zemi je jedinečný přinejmenším v naší Galaxii. Podle E. Argyla lze matematicky popřít hypotézu, že život na Zemi vznikl pouze náhodnými procesy. Vycházel z předpokladu, že po dobu 500 milionů let se každých 10 ms měnilo 10⁴³ molekul aminokyselin, přičemž jeden peptid obsahoval v průměru 10 aminokyselin. Nejsložitější „organismus“, který mohl vzniknout takovými náhodnými změnami, by obsahoval pouze 194 bitů informace. Kdybychom týž proces realizovali na miliardě planet, vzroste tím informační obsah nejsložitějšího takto vzniklého organismu pouze na 224 bitů. Přitom nejjednodušší viry obsahují 120 000 bitů informace a bakterie už 10⁷ bitů. Tyto výpočty podporují myšlenku o jedinečnosti organického života na Zemi, jak ji na základě zcela odlišných argumentů v posledních letech hájí I. S. Šklovskij.

Počátky kosmické aktivity lidstva, kterou se prozrazujeme my jako technicky vyspělá civilizace v kosmu, se datují od okamžiku, kdy byly vyslány první bezdrátové rádiové signály na krátkých vlnách. Nicméně to hlavní je jistě teprve před námi. R. Monti se zcela reálně zabývá možností získávat některé suroviny z malých planet typu Apollo a Amor, které se dostatečně přibližují k Zemi. Z asteroidů tohoto typu lze těžit železo, nikl, uhlík, vodík a dusík, případně i křemík pro kolektory slunečních elektráren, a to s menším energetickým nákladem, než kdybychom uvedené suroviny těžili na Měsíci. Projektem sluneční elektrárny bez pohyblivých částí (na oběžné dráze kolem Země) se u nás zabýval M. Pospíšil. Další práce však ukazují, že jakákoliv elektrárna na oběžné dráze přináší vážné starosti astronomům. V optickém i infračerveném oboru spektra by se zvýšil jas pozadí až o třetinu a v mikrovlnném oboru by byla patrně téměř znemožněna pozemní radioastronomie. Když k tomu připočteme ekologické problémy s tzv. rektenami (antény zachycující na zemském povrchu mikrovlnné záření), nezdá se být budoucnost kosmických elektráren tak růžová, jak se zpočátku soudilo.

Technické problémy hýbou nejen kosmonautikou, ale i astronomií snad ještě více než v minulosti. Především se už zcela konkrétně píše o mamutích optických soustavách. V Texasu uvažují o stavbě 7m reflektoru a dále o vícezrcadlovém teleskopu typu MMT (arizonský prototyp o ekvivalentním průměru 4,5 m). Texaský projekt počítá s osmi zrcadly o průměru 5 m s ekvivalentním průměrem 14 m. Kalifornský projekt 10m zrcadla vychází z „plástve“ 60 kusů hexagonálních zrcadel o průměru 1,4 m. Jelikož tloušťka zrcadel bude pouze 10 cm, bude hmotnost celé plástve pouhých 15 tun a to se příznivě odrazí na lehkosti mechanické montáže dalekohledu. Tyto přístroje by měly být v provozu ještě před r. 1990. Pro vzdálenější budoucnost se vážně uvažuje o částečně pohyblivých systémech s ekvivalentním průměrem 25 metrů. Důvodem pro stavbu tak obřích systémů je především účinný sběr světla: 25m reflektor soustředí za rok provozu tolik světla, jako všechny dosud postavené optické dalekohledy během celé historie astronomie dohromady! Nejnovější projekt zrcadla tohoto rozměru předložili N. Stěšenko aj. z Krymské observatoře. Uvažují kulovou plochu hlavního „zrcadla“ složeného z 500 hexagonálních zrcadel o průměrech kolem 1,2 m. Při koncentraci 80 % světla do kotoučku o průměru 0,5″ by bylo zapotřebí aktivní justáže primární plochy s přesností na 0,1″. Zorné pole přístroje při ohniskové délce 55 m by bylo asi 1′. Sekundární zrcadlo pro ekvivalentní ohnisko 200 m by mělo průměr 6 m, tj. jako je průměr dosud největšího dalekohledu světa BTA.

L. Sněžko uveřejnil výsledky Hartmannova testu pro nové primární zrcadlo 6m reflektoru v Zelenčukské. Podle jeho měření je 90 % energie koncentrováno do kotoučku o průměru 0,82″. Největší odchylky povrchu zrcadla od ideální plochy dosahují 4 μm.

Ondřejovský 2m reflektor pracoval v roce 1980 ve 134 nocích, což je druhý nejlepší výkon v historii dalekohledu. Během 596 hodin čistého expozičního času bylo získáno 393 spektrogramů o vysoké a střední disperzi. Dalekohled je nyní vybaven fotoelektrickým expozimetrem a doplněn elektronickými zesilovači obrazu, jež umožňují podstatné zkrácení expozičních časů zejména v červené oblasti spektra.

Vynikající výkony právě dokončené velké anténní soustavy (VLA) v Novém Mexiku přiměly astronomy k úvahám o dalším zdokonalení tohoto typu radioastronomických měření. Kanaďané navrhují vytvořit systém VLBA, jenž by sestával z osmi parabolických 25m antén rozmístěných podél 49. rovnoběžky od Vancouverova ostrova až po Nový Foundland. Aparatura by dosáhla v pásmu centimetrových vln rozlišovací schopnosti až 0,0004″! Náklady na stavbu se odhadují na 25 milionů dolarů, tj. necelou třetinu nákladů na výstavbu VLA. Američtí radioastronomové by chtěli postavit dvojrozměrný systém pod heslem „celá země – jediný radioteleskop“. V projektu se uvažuje o 25 parabolických anténách rozmístěných po celé ploše USA, od státu Massachusetts až po Havajské ostrovy. I tato soustava by měla pracovat v pásmu centimetrových vln a náklady na její výstavbu se odhadují na 40 milionů dolarů.

Pro devadesátá léta se tak uvažují tři nejvýznamnější projekty: rentgenová observatoř 3. generace, optické zařízení se sběrnou plochou odpovídající zrcadlu o průměru 10 ÷ 15 m a konečně „syntetický radioteleskop“ výše zmíněného typu. O právě probíhající technické revoluci v astronomii svědčí též zpráva o provozu Haleova 5m palomarského reflektoru, kde se nyní využívá klasické fotografie jen po 15 % pozorovacího času! Většinou se snímá s pomocí elektronických zesilovačů obrazu, televizních snímacích elektronek, čítačů fotonů, křemíkových detektorů a matic CCD (charge-coupled device). Od uvedení dalekohledu do chodu se kvantová účinnost detektorů zvýšila dvacetkrát. Kromě toho se dalekohledu využívá pro infračervená pozorování během dne, takže z průměrných 2 500 hodin pozorování ročně se využití přístroje zvýšilo na plných 3 500 hodin (rok má 8 770 hodin). Dosavadní Haleovy observatoře se organizačně rozčleňují tak, že provoz na Mt. Palomaru bude řízen Kalifornským technickým ústavem (Caltech), kdežto Mt. Wilson a Las Campanas v Chile budou podléhat Carnegiově ústavu.

Nový dalekohled o průměru 2 m byl v létě r. 1979 instalován na známé francouzské vysokohorské observatoři Pic du Midi de Bigorre ve výši 2 865 m n.m. Další dvoumetr VEB Carl Zeiss z Jeny byl loni slavnostně uveden do chodu v Bulharsku na hoře Rožeň ve výši 1 750 m n.m. Proti ondřejovskému dvoumetru zde byla uskutečněna řada zlepšení, zejména pokud jde o řídící elektroniku a také optiku: Dalekohled nemá primární ohnisko, ale zato systém Ritchey-Chrétien, jenž dovoluje proti klasickému Cassegrainovu systému využít rozsáhlejšího zorného pole zvláště pro přímou fotografii. Konečně v jižním Španělsku na hoře Calar Alto ve výši 2 160 m n.m. byla v září 1979 otevřena společná německo-španělská observatoř s největším reflektorem o průměru zrcadla 2,2 m. Kromě toho sem byla přenesena známá Schmidtova komora z Hamburské observatoře a ve výstavbě je reflektor o průměru zrcadla 3,5 m. Do r. 1982 zde bude v provozu pět středních a velkých dalekohledů, jež lze využívat zhruba po 200 nocí do roka.

Pozoruhodnou úvahu o relativním významu malých, středních a velkých přístrojů uveřejnil americký astronom H. Abt. Pro svou statistiku využil údajů o práci s dalekohledy arizonských observatoří a jako míru účinnosti volil počet citací vědeckých prací podle publikace Science Citation Index. V letech 1973–76 bylo na základě pozorování se zmíněnými dalekohledy publikováno celkem 445 prací, jež byly do konce roku 1979 citovány 4 179krát. Pro výpočet nákladů na jednotlivé přístroje počítal Abt s „poločasem rozpadu“ dalekohledu 75 let. Ze statistik vyplývá, že počet prací roste s 1,1 mocninou a počet citací s 1,5 mocninou průměru zrcadla. Naproti tomu provozní náklady rostou s 2,37 mocninou až 2,1 mocninou průměru zrcadla, čili z hlediska produktivity jsou malé dalekohledy (o průměru 0,4 ÷ 0,6 m) třikrát až čtyřikrát efektivnější než velké! To neznamená, že bychom neměli stavět velké přístroje, ale pro celou řadu problémů stačí zlepšit přídavné vybavení průměrného dalekohledu za zlomek pořizovací ceny nového obřího přístroje. Z Abtovy studie vyplývá, že na jednoho amerického astronoma připadá zařízení dalekohledu v hodnotě 10⁵ dolarů. V tomto přepočtu mají astronomové ze všech vědců přístup k nejdražším vědeckým aparaturám vůbec. Snad toto pomyšlení přispívá k zodpovědnosti, s níž se využívá pozorovacího času u všech velkých (ale správné by bylo i u všech malých) dalekohledů světa. Skutečně, pracovník každého výboru pro pozorovací čas vám může potvrdit, jaký nával žadatelů se hlásí o své místo na slunci (vlastně ve tmě).

Závěrečná společenská rubrika našeho přehledu se nemůže obejít bez výčtu významných ocenění, jichž se dostalo předním světovým astronomům. Maarten Schmidt, ředitel Haleových observatoří, obdržel Zlatou medaili britské Královské astronomické společnosti za práce o kvasarech a modelech Galaxie. Herschelovu medaili získal Gérard de Vaucouleurs za práce o kupách a nadkupách galaxií a za srovnávací katalog jasných galaxií. Chapmanovu medaili obdržel Eugene Parker za své práce o hydromagnetice (sluneční a hvězdný vítr). Medaili K. Bruceové, kterou uděluje Pacifická astronomická společnost, dostal George Herbig z Lickovy hvězdárny, jenž je znám svými pracemi o raných fázích hvězdného vývoje.

V uplynulém období zemřela řada astronomů, kteří se významně zapsali do historie moderní astrofyziky. Na sklonku roku 1979 to byla prof. Cecilia Payne-Gaposhkinová, známá svými zásluhami o spektrální klasifikaci a světová autorita v oboru výzkumu nov. Nestor britských astronomů prof. H. H. Plaskett zemřel v lednu 1980 ve věku 86 let. Byl znám svými výzkumy hvězdných spekter, plynných mlhovin i Slunce. Zasloužil se o konstrukci reflektoru I. Newtona, dosud největšího britského teleskopu. V květnu loňského roku zemřel nejúspěšnější astronom-amatér posledních desetiletí Američan Leslie C. Peltier. V letech 1925–1954 vykonal na sto tisíc odhadů jasností proměnných hvězd na hvězdárně, kterou si sám postavil. Kromě toho objevil 12 komet. Své celoživotní astronomické zkušenosti shrnul v autobiografii „Starlight Nights“ (Noci ozářené hvězdami). V SSSR zemřel akademik A. I. Oparin, tvůrce teorie vzniku života na Zemi z koacervátů. Ve Spojených státech zemřel H. L. Johnson, spoluautor fotometrického systému UBV, a dále Joseph Ashbrook, dlouholetý redaktor známého časopisu Sky and Telescope. Konečně čs. astronomie utrpěla velkou ztrátu úmrtím člena koresp. ČSAV a SAV prof. Vladimíra Gutha, významného odborníka v nebeské mechanice, meteorické astronomii a v kosmickém výzkumu, organizátora naší astronomie (dlouholetého vedoucího ondřejovské observatoře a býv. ředitele Astronomického ústavu SAV), pedagoga a popularizátora (viz též ŘH 8/1980, str. 169).

Nelze při této příležitosti nevzpomenout, že v loňském roce došlo ke zcela mimořádné události ve více než 600leté historii Univerzity Karlovy i naší astronomie: 19 uchazečů složilo úspěšně na matematicko-fyzikální fakultě v Praze rigorózní zkoušky z astronomie a astrofyziky a byli promováni doktory přírodovědy.

Na rozvoji astronomie se dnes podílí tolik zemí a pracovníků, že je ovšem velmi těžké vzpomenout všech, kdo k pokroku této vzrušující vědecké disciplíny přispěli a přispívají. Po kongresu v Montrealu má Mezinárodní astronomická unie 4 500 členů a na příštím kongresu v Patrasu v Řecku v srpnu 1982 bude patrně přijat pětitisící člen. Odtud lze odhadnout, že astronomií jako hlavním povoláním se dnes zabývá na světě okrouhle 20 000 osob. To samo vytváří obrovský tlak na publikace výsledků a ještě větší na čtenáře, kteří by ty publikace měli číst. P. Hilton vyjádřil toto dilema zcela dramaticky: „Stali jsme se společností psavců, kteří nečtou: prostě na to nemáme kdy. Děsivé je pomyšlení, že kdybychom po 18 hodin v jednom dni četli novou matematickou literaturu, měli bychom na konci té doby podstatně více věcí ke čtení než na počátku.“ Pisatel přehledu by si velmi přál, aby si přes tuto chmurnou vyhlídku čtenáři Říše hvězd našli chvíli na prokousání se letošní Žní: i když už dávno nestačíme sníst celý astronomický koláč, přece jen z něj můžeme vyždibovat hrozinky.

Žeň objevů – rok 1981

O astronomických objevech lze psát přehledové články, jak o tom mimo jiné svědčí náš seriál, ale dokonce i monografie, jak dokázal vloni prof. Martin Harwit. Ve své knize se zabývá jak definicí význačných astronomických objevů, tak i návodem, jak k dalším objevům dospět. První astronomické objevy (hvězdy, planety, novy, komety) byly učiněny v dávné minulosti, ale na ty další muselo lidstvo počkat až do doby, kdy se do astronomického výzkumu zapojila technika. Podle Harwita bylo až dosud učiněno celkem 43 astronomických objevů zásadní důležitosti, z toho 13 v posledních dvaceti letech.

Ze statistických úvah odtud plyne, že počet fundamentálních astronomických objevů je omezen – celkem je ve vesmíru k objevení na 130 význačných jevů a 90 % z nich bychom měli znát kolem r. 2200. Pak se astronomie začne podobat pozemské geografii – proslulých bílých míst značně ubude a budoucí astronomy lze jen politovat: nebudou mít téměř co objevovat a budou nejspíš paběrkovat na vysbíraných astronomických líchách. Harwit předvídá, že v současné době je na spadnutí nejméně pět zásadních objevů, a to objev diskovitých „hvězd“, důkaz existence černých děr a cizích civilizací, dále detekce gravitačních vln a konečně pozitivní pozorování kosmických neutrin.

Nejpozoruhodnější a ovšem i nejkontroverznější jsou Harwitovy závěry o podmínkách uskutečnění nových astronomických objevů:

1. Objevy obvykle vyplývají z výrazného technického zlepšení v pozorovacích prostředcích, tedy např. z pozorování v nové oblasti vlnových délek elektromagnetického záření, z lepší úhlové (resp. časové) rozlišovací schopnosti. Méně důležitý je rozměr dalekohledu. Velmi vzácně byly fundamentální objevy učiněny největšími přístroji své doby!
2. Jakmile se v astronomii prosadí nová technika, následuje objev bezodkladně, během týdnů či měsíců.
3. Nový přístroj záhy vyčerpá svou schopnost k fundamentálním objevům.
4. Nové kosmické jevy jsou často nalezeny fyziky nebo inženýry, tedy pracovníky vzdělanými mimo (klasickou) astronomii.
5. Dnešní fundamentální objevy se často docilují přístroji, jež byly původně určeny pro vojenské účely. Je to pravděpodobně proto, že jak vojáci, tak i astronomové potřebují systematické přehlídky určité oblasti oblohy.
6. Přístroje použité k objevu byly často přímo objevitelem konstruovány a konstruktér je výhradně užíval.
7. I když jsou objevy do jisté míry dílem náhody, lze za nimi vždy vidět vůli něco objevit a porozumět nečekanému

Odtud Harwit dospívá k doporučení pro další strategii astronomického výzkumu. Především by astronomové měli mít co nejsolidnější vzdělání ve fyzice, dále by měli být k astronomii vábeni pracovníci z přilehlých oborů vědy i techniky, měla by se omezit pravomoc rozličných poradních komitétů a agentur při rozhodování o výzkumných programech a větší podporu by měli dostat astronomové-výzkumníci, kteří již prokázali své tvůrčí schopnosti. Měly by být prioritně podporovány dlouhodobé (aspoň pětileté) výzkumné projekty a při hodnocení by se nemělo lpět na dodržení původního výzkumného plánu.

Harwitova studie vzbudí zajisté diskuse, ale rozhodně je cenná proto, že se zamýšlí nad smyslem a optimalizaci nelehké práce dnešních astronomů, kteří jsou často vystaveni protichůdným tlakům – vědeckým, organizačním i finančním.

V našich výročních přehledech se ve většině případů zabýváme objevy méně fundamentálního kalibru, než jaké má na mysli Harwit. Nicméně i pro většinu z nich, jak se zdá, platí Harwitem odvozená pravidla, jak si může čtenář celkem bez nesnází ověřit.

Loňský výzkum sluneční soustavy se bezpochyby soustředil především na studium výsledků kosmických sond Voyager 1 a 2, jež proletěly v blízkosti Saturnu, jeho prstenců a družic. „Za jediný týden jsme se toho o Saturnu dozvěděli více než za celé dosavadní dějiny lidstva,“ prohlásil proto plným právem vedoucí zobrazovacího týmu B. Smith. Říše hvězd již přinesla řadu informací o těchto výzkumech (ŘH 5/1981, str. 89; 9/1981, str. 182; 11/1981, str. 223), z nichž snad vůbec nejvýznamnější se týkají systému Saturnových prstenců.

Jak známo, v prstenci F zjistila sonda Voyager 1 „vlákna“ spletená do sebe, kdežto sonda Voyager 2 našla „copánky“ v Enckeově dělení, zatímco prstenec F se jevil dokonale hladký. Kromě toho astronomy upoutávají radiální paprsky v prstencích a okolnost, že každý prstenec se skládá z velkého množství „drážek“. Z měření změn jasnosti hvězdy Scorpii při zákrytu prstenci bylo možné odvodit, že těchto drážek je několik set tisíc. K tomu ještě přidejme zjištění, že v prstencích byly pozorovány bleskové výboje.

To vede astronomy k přesvědčení, že aspoň některé struktury („copánky“, „paprsky“) jsou projevem působení elektrostatických sil v prstencích. Drážková struktura a mezery (dělení) se předběžně vysvětlovaly jako rezonanční gravitační působení „pastýřských“ družic, obíhajících v blízkosti prstenců. Jelikož však předpokládané „pastýřské“ družice nebyly sondou Voyager 2 nalezeny, předběžné vysvětlení padlo a místo něj byl navržen mechanismus hustotních vln – docela obdobný tomu, jenž se uplatňuje při vzniku a udržování spirální struktury galaxií. Jinými slovy „kolektivní gravitace“ Saturnu, všech družic i prstenců samotných vede k drážkové struktuře, jež je vytvářena vlastně neustále jinými a jinými částicemi. Toto nové pojetí nalézá nečekanou souvislost mezi jevy odehrávajícími se ve zcela odlišných měřítkách a nejspíš znamená, že modely spirální struktury galaxií budou moci být ověřovány na „laboratorním modelu“ – soustavě Saturnových prstenců.

Stojí snad za zmínku, že ve světle nových pozorování ze sond získaly nečekaně na důvěryhodnosti pozemní pozorování W. Livingstona z r. 1958, B. Lyota z r. 1943 a E. Antoniadiho z r. 1896. Zmínění astronomové zakreslili jak „drážky“, tak „paprsky“ zcela ve shodě se snímky Voyagerů! R. S. Harrington a P. K. Seidelmann studovali dynamiku Saturnových družic, provizorně označených 1980 S1 a S3, jež mají prakticky shodnou oběžnou dobu i poloosu a „cestují“ takříkajíc v témže tunelu s proměnným odstupem. Proto se objevila přirozená otázka, jak je možné, že se dosud nesrazily. Oba autoři zjistili, že družice se od sebe v dráze střídavě vzdalují a pak zase přibližují, ale jejich lineární vzdálenost nikdy neklesne pod 40 000 km, takže srážka jim nehrozí. Hmotnosti obou těles jsou řádu 10^-9 hmotnosti planety Saturnu.

Zákryty též umožnily zlepšit údaje o prstencích planety Uranu, jichž je nyní známo již devět. Podle J. Elliota aj. jsou dráhy všech prstenců koplanární elipsy, jejichž excentricita klesá s rostoucími rozměry elips (výjimkou je prstenec ε). Hmotnosti jednotlivých prstenců jsou řádu 10¹³ ÷ 10¹⁴ kg. Rotační perioda Uranu vychází na 15,5 hodiny. To jsou ovšem údaje zjištěné ze Země. Lze si jen přát, aby se podařilo udržet v chodu sondu Voyager 2, jež se má k Uranu přiblížit v lednu r. 1986 a jež by mohla přinést jedinečné údaje o planetě, prstencích i družicích. Jak známo, jde o problém nejen technický, ale i ekonomický – NASA musí i na těchto úspěšných programech silně šetřit. Hezky to vystihl B. C. Murray: „Zdá se nám, že kosmický věk začal a skončil v jediné generaci. Dostáváme se blíže k planetám, podíváme se, jdeme zase pryč a dál už neděláme nic.“

Zákrytová metoda slavila další úspěch též u Neptunu, jenž se dne 24. května 1981 přiblížil ke hvězdě 52 Ophiuchi. Přitom H. Reitsema aj. zjistili krátký (8,2 s) pokles jasnosti hvězdy, způsobený velmi pravděpodobně zákrytem dosud neznámou (třetí) družicí Neptunu. Autoři pozorování odhadli, že jasnost objektu byla asi 20 mag, takže jeho průměr je zhruba 180 km. Od planety byl vzdálen 50 000 km. Naproti tomu se nepodařilo pozorovat zákryt případným prstencem Neptunu. Co však není, může být. Výpočty naznačují, že družice Triton se k Neptunu blíží po spirálové dráze a za pouhých 100 milionů let překročí Rocheovu mez, bude rozdrobena slapovými silami a kýžený prstenec vytvoří. Z infračervených měření jasnosti Neptunu odvodili R. Brown aj. novou hodnotu rotace Neptunu, a to (17,73 ±0,1) h.

Neobyčejným, byť i mírně opožděným překvapením bylo sdělení, že americká vojenská družice Solwind (P 78-1) zaznamenala 30. srpna 1979 srážku Slunce s kometou, označenou 1979 XI (Howard-Koomen-Michels). O této události přinesla již Říše hvězd podrobnější článek (ŘH 2/1982, str. 25).

Sluneční gravitace vzbuzuje ovšem pozornost mnohem zásadnější. Především někteří astronomové stále koketují s myšlenkou, že gravitační energie Slunce se mění v záření, takže termonukleární přeměna v nitru Slunce či hvězd má podružný význam. Tím, jak známo, by se rázem vyřešil problém chybějících slunečních neutrin. Nesouhlas teoretické hodnoty odvozené z termonukleárních reakcí J. Bahcallem (4,66 SNU) a nejnovější experimentální určení R. Davise (2,2 ±0,4) SNU není sice tak příkrý, aby z něj bylo nutné vyvozovat kategorické soudy, ale jsou tu i další podpůrné důkazy. Obsáhlý rozbor problému uveřejnil C. Rouse, jenž se přiklání k domněnce, že termonukleární procesy v nitru Slunce a hvězd vyvolávají gravitační smršťování a to je hlavním zdrojem zářivé energie hvězd!

Nedávno publikovaná pozorování o sekulárním zmenšování slunečního poloměru totiž také dobře odolávají kritice. D. Dunham aj. určili z rozboru průběhu hranic úplných zatmění Slunce, že za posledních 264 let klesl poloměr Slunce o (0,34 ±0,2)″. Jiní autoři udávají pokles v rozmezí 0,15 ÷ 1,0″ za století. Nejzevrubnější rozbor uveřejnil R. Gilliland, který srovnal výsledky měření slunečního poloměru odvozené pěti různými metodami za posledních 265 let. Z rozboru vyplývá, že se zde překládá několik period změn poloměru. Nejvýraznější cyklus je 76letý s posledním maximem poloměru v r. 1911 a poloviční amplitudou 0,2″ (relativní změna poloměru 0,02 %). Sluneční poloměr koreluje negativně se sluneční činností, tj. v období maxima sluneční činnosti je poloměr Slunce nejmenší a naopak. Poloviční amplituda této periodicity je 0,1″ (což odpovídá lineární změně o 73 km). Navíc autor připouští, že sekulárně klesá sluneční poloměr o 0,1″ za století.

Kdybychom brali tyto údaje za bernou minci, zřejmě by už nic nebránilo domněnce o gravitační kontrakci jako zdroji sluneční zářivé energie. Věc má ovšem řadu háčků. Zmíněné hodnoty nepříliš výrazně přesahují chyby měření, a to nejen chyby náhodné, ale zejména chyby systematické (měření úhlových rozměrů velmi jasného slunečního kotouče je technicky obtížné, ať už jde o přímé či nepřímé metody). Za druhé, časový interval, jenž je nyní k dispozici, nepříliš přesahuje délku údajného 76letého cyklu, takže si prostě musíme řadu století počkat – kvůli prodloužení časové základny. Není pak vyloučeno, že to, co se nyní považuje za „sekulární pokles poloměru“, se pak projeví jako velmi pomalá periodická oscilace. Do třetice, pulzování viditelného poloměru Slunce nemusí znamenat mnoho pro vnitřní části Slunce, kde je soustředěna rozhodující část sluneční hmoty. Proto doporučuji čtenáři vyčkat s definitivním úsudkem (a případným odsudkem termonukleární nebo kontrakční hypotézy).

Kdyby změny slunečního poloměru vskutku souvisely s gravitační kontrakcí, mělo by se to projevit na analogických změnách zářivého toku Slunce (hodnotě sluneční konstanty). Dlouhodobé řady měření nejsou bohužel příliš kvalitní a jsou zatíženy systematickými chybami (nepřesná korekce na absorpci zemské atmosféry). Teprve v posledních letech se sluneční konstanta měří z kosmického prostoru a dosud nejpřesnější hodnoty byly získány R. Wilsonem aj. z rozboru měření družice SMM, vypuštěné v době posledního slunečního maxima. Střední hodnota sluneční konstanty ve vzdálenosti 1 AU je podle toho (1369 ±7) W/m² a během 153 dnů měření kolísala o 0,05 %. Dvakrát byl pozorován pokles „konstanty“ o 0,2 % na dobu zhruba jednoho týdne. Zdá se, že tyto poklesy souvisejí s přechodným ukládáním zářivé energie v konvektivní zóně v aktivních oblastech na Slunci. Krátkodobé změny v intervalu hodin až dnů dosahovaly ±0,04 %.

Periodické a kvaziperiodické děje na Slunci jsou v poslední době vůbec středem pozornosti. Nejkratší dokázané změny jsou oscilace Slunce s periodou 5 minut, původně objevené R. Leightonem aj. v roce 1962. Odtud mimo jiné plyne, že hloubka konvektivní zóny na Slunci je aspoň 200 000 km. Několik let diskutovaný objev oscilací s periodou 160 minut se nyní zdá být definitivně potvrzen E. Fossatem aj. na základě nepřetržitých pozorování z oblasti jižního zeměpisného pólu. Na antarktické stanici byly v r. 1980 získány souvislé pozorovací řady, z nichž nejdelší trvala 120 hodin. Tato pozorování prokázala existenci jak 5minutových, tak i 160minutových oscilací – ve fázi shodné s pozorováními krymských astronomů. Také maximální amplituda 0,3 m/s je v dobré shodě s měřeními A. B. Severného aj., kteří udávají 0,5 m/s. Zvláštností 160minutových oscilací je, že občas ustanou a po čase se znovu objeví, přičemž fáze zůstává zachována.

Všechny tyto úkazy byly předmětem jednání 66. kolokvia IAU, které se vloni konalo na Krymské astrofyzikální observatoři AV SSSR. Přítomní odborníci se shodli na tom, že parametry slunečních oscilací lze nyní uvést v soulad s konvenčními představami o chemickém složení a struktuře slunečního nitra. V každém případě je zřejmé, že rozbor oscilací Slunce se stává samostatnou disciplínou ( „sluneční seizmologie“ ), jež může v budoucnu přispět k nepřímému poznání vnitřní stavby Slunce.

A. Claverie aj. se zabývali otázkou, jak rychle sluneční nitro rotuje. Z rozboru zmíněných 5minutových oscilací a ze studia profilů spektrálních čas odvodili, že nitro Slunce rotuje (úhlově) dvakrát až devětkrát rychleji než sluneční povrch. Ani tato rychlost však není dostatečná k tomu, aby nitro Slunce bylo výrazně zploštělé, jak to požaduje R. Dicke aj. pro nerelativistické vysvětlení stáčení perihelu Merkuru.

Periodicitu sluneční činnosti v dávné geologické minulosti Země se podařilo studovat díky vrstvičkám ledovcových usazenin v jižní Austrálii. Tyto vrstvy pocházejí z období prekambria a jsou staré 680 milionů let. Podle G. Williamse jeví usazeniny periodicity 11, 22, 145 a 290 let, jakož i nevýraznou 90letou periodu. Cyklus dlouhý 145 a 290 let souhlasí dobře s klimatickými cykly současnosti odvozenými z analýzy letokruhů dlouhověkých stromů. Studium ledovcových usazenin není přirozeně omezeno jen na toto jediné naleziště a skýtá potenciální možnost získat souvislé údaje o sluneční aktivitě za celé období od prekambria až do současnosti. Je jistě pozoruhodné, že přinejmenším na začátku a na konci tohoto intervalu se základní periody sluneční činnosti shodují.

Na závěr přehledu o slunečních výzkumech uveďme ještě, že na loňském lednovém sjezdu Americké astronomické společnosti byl předveden první film zachycující vývoj sluneční erupce v pásmu mikrovln. „Snímky“ s vysokou rozlišovací schopností 0,2″ byly pořizovány v 10sekundových intervalech anténní soustavou VLA, jež byla předloni uvedena do chodu poblíž města Socorro v Novém Mexiku. Toto nejdražší (79 milionů dolarů) a největší (19 × 21 × 21 km) pozemní astronomické zařízení má efektivní sběrnou plochu jako jedna 120m parabolická anténa, mezní citlivost 10^-4 Jy a rozlišovací schopnost v pásmu vlnových délek 13 ÷ 211 mm od 0,13″ do 2,1″. Od října 1980 pracuje nepřetržitě na význačných problémech sluneční, hvězdné, galaktické i extragalaktické astronomie a již první měsíce jeho činnosti jasně ukázaly, jak potřebná a účelná byla tato investice. S výsledky pozorování anténní soustavy VLA se v tomto přehledu ještě několikrát setkáme.

Jak jsme si ukázali, narážíme při výzkumu Slunce na nedostatečně přesvědčivé řešení otázky, proč tato nejbližší hvězda vůbec září. Nelze se tedy divit, jestliže závažné nejasnosti přetrvávají i při astrofyzikálním studiu hvězd vzdálenějších. Klasická teorie hvězdné stavby tvrdí, že hvězdy hmotnější než 60 M_O nejsou stabilní. Belgický astrofyzik P. Ledoux ukázal už před časem, že při vyšší hmotnosti hvězdy nastanou vibrace hvězdného tělesa, jež objekt rychle rozptýlí. Až do loňského roku byla tato základní představa dobře podporována pozorováním. Pokud se zdařilo určit hmotnost masivních hvězd, vždy vycházely hodnoty menší než asi 50 M_O.

Nepřímé důkazy však naznačovaly, že některé typy hvězd mohou uvedenou hranici hmotnosti výrazně překročit. Hmotnost těchto hvězd byla odhadována nepřímo z jejich svítivosti, jež často vycházela vyšší než 1 ML_O. Tomu by měla odpovídat hmotnost přinejmenším 70 M_O. J. Lequeux aj. upozornili na okolnost, že všechny masivní hvězdy ztrácejí poměrně rychle hmotu, a právě tento úkaz skoro jistě mění podmínky stability velmi hmotných hvězd. Hvězda o hmotnosti 30 M_O ztrácí ročně 10^-6 M_O, takže během svého relativně krátkého (6 milionů let) života ztratí celých 6 M_O, což přirozeně ovlivní jak její strukturu, tak i samotný vývoj. Započtení vlivu ztráty hmoty tak autorům umožnilo rozšířit oblast stability až do hmotnosti 200 M_O a svítivosti 5 ML_O.

Není vyloučeno, že ani to není poslední slovo, jak naznačují pozorování J. P. Cassinelliho aj., vykonaná prostřednictvím družice IUE. V mlhovině zvané Tarantula poblíž hvězdy 30 Doradus ve Velkém Magellanově mračnu byl objeven jasný uzlík o svítivosti 150 ML_O (nejsvítivější hvězdný objekt ve vesmíru předtím byla rekordní hodnota 38 ML_O), označený R 136a. Pokud by šlo o hustý konglomerát žhavých hvězd typu O3, resp. WN3, muselo by jich být soustředěno v objemu o průměru 0,1 parseku nejméně 30 ÷ 100. To se zdá vysoce nepravděpodobné, a proto autoři dospěli k závěru, že jde o jedinou vysoce svítivou – a tedy i supermasivní – hvězdu o poloměru 100 R_O a hmotnosti v rozmezí 2 500 ÷ 3 500 M_O. Efektivní teplota hvězdy R 136a se odhaduje na 60 kK. Profily spektrálních čar jsou typu P Cygni, což svědčí o expanzi obálky rychlostí 3 300 km/s a ztrátě hmoty hvězdy tempem 10^-3,5 M_O/r.

Objekt může patrně existovat po dobu řádově 10⁶ let, ale jeho samotný vznik a relativní stabilita je pro současnou astrofyzikální teorii tvrdým oříškem. Klíč k řešení spočívá pravděpodobně v zahrnutí rychlé ztráty hmoty do výpočtů stavby této výjimečné hvězdy.

Na opačném konci stupnice hvězdných hmotností se loni umístila hvězda RG 0050-2722 v souhvězdí Sochaře. Podle J. Reida a G. Gilmora má absolutní vizuální hvězdnou velikost +19 mag, je vzdálena (25 ±6) pc, a z toho vyplývá hmotnost 0,023 M_O. Tato červená (T_ef = 2 625 K) trpasličí hvězda má tedy hmotnost blízkou teoreticky udávané spodní mezi pro svítící hvězdy, takže tento „rekord“ by vlastně již neměl být překonán.

Ve shodě s Harwitovou předpovědí se zdá, že mezi nový typ nebeských těles zařadíme „diskovité hvězdy“, či lépe řečeno akreční disky. Jak uvádí J. C. Wheeler, první pozorovací náznaky pro jejich existenci byly zjištěny u kataklyzmických proměnných hvězd, zvláště pak u trpasličích nov, kde disky přispívají rozhodující měrou k celkové svítivosti dvojhvězdného systému. Po objevu rentgenových dvojhvězd nemůže už nikdo pochybovat o reálnosti akrečních disků a jejich zásadním významu pro hvězdnou astrofyziku.

Studium akrečních disků je principiálně omezeno tím, že neznáme mechanismy přeměny energie v jednotlivých částech disku, a musíme se spokojit s kvalitativními odhady. Wheeler to přirovnává k situaci, v níž se nacházela astrofyzika běžných (sférických) hvězd v době Eddingtonově, kdy se nevědělo nic určitého o zdrojích hvězdné energie.

Snad nejlepším příkladem „diskovité hvězdy“ je sekundární složka proslulé zákrytové dvojhvězdy ε Aurigae, kterou loni nazval M. Plavec „záhadou čtvrtstoletí“ (s ohledem na to, že termín „záhada století“ byl již uzurpován pro dvojhvězdu SS 433). Soustava má mimořádně dlouhou oběžnou dobu 27 let, během níž pozorujeme jen 2 roky trvající primární zákryt o nevelké hloubce 0,75 mag s „totalitou“ o trvání zhruba 1 roku. Zakrývající těleso musí být nutně velmi zploštělé, neboť i během „totality“ prosvítá spektrum primární složky – veleobra spektrální třídy F0 Ia. Jelikož příští zákryt začne již v červnu 1982 a skončí někdy v létě 1984, nelze než nezávidět všem, kdo mají technické prostředky ke komplexnímu výzkumu této „hádanky zabalené do tajemství uvnitř záhady“ .

Když se již zmiňujeme o obalech obklopujících hvězdy, sluší se připomenout, že v poslední době se podařilo vyfotografovat rozpínající se plynné obálky dvou známých nov nedávné minulosti. H. Becker aj. vyfotografovali v srpnu 1979 v červeném světle expandující obálku novy V1500 Cygni a zjistili, že obálka je asymetrická s převahou záření v severozápadním kvadrantu vůči mateřské hvězdě. Z úhlových rozměrů obálky a známé rychlosti rozpínání byla odvozena vzdálenost novy 1,35 kpc, z čehož ihned vyplývá absolutní vizuální hvězdná velikost novy v maximu M_v = -10 mag. Nova V1500 Cyg je tak druhou nejsvítivější novou v dějinách astronomie (po nově CP Pup, jež dosáhla -11,5 mag).

Mlhovinnou obálku kolem novy HR Delphini vyfotografoval v květnu 1981 v primárním ohnisku 3,6m reflektoru ESO v Chile L. Kohoutek. Mlhovina má oválný vzhled o rozměrech 3,7″ × 2,5″, takže je protažená v rovníkové rovině novy. Autor odtud odvodil vzdálenost novy HR Del (850 ±50) pc.

Až dosud jsme měli za to, že ve hvězdné astronomii neexistují dva typy těles, jež se od sebe liší více než novy od supernov. Tím více překvapují nejnovější výpočty proslulé skupiny modelářů výbuchů nov S. Starrfielda aj., která zjistila, že trpasličí novy mohou být bezprostředním předchůdcem supernov typu I, jsou-li dodrženy jisté astrofyzikální podmínky. Běžná trpasličí nova (proměnná hvězda typu U Gem) se pravděpodobně skládá ze dvou složek: normální hvězdy hlavní posloupnosti spalující vodík ve svém nitru a z bílého trpaslíka obklopeného dobře vyvinutým akrečním diskem. Hvězda hlavní posloupnosti se periodicky přibližuje k Rocheově mezi, a to vyvolává krátkodobé přetékání plynu do akrečního disku. Příliv plynu do disku je doprovázen krátkodobým zvýšením jasnosti hvězdy o 2 ÷ 6 mag v cyklech opakujících se po několika týdnech až jednom roku.

Nyní se ukázalo, že pokud je průměrný roční přetok hmoty v trpasličí nově dostatečně malý (řádově 10^-10 M_O/r), nevyvolají ani opakované epizody ukládání plynu bohatého na vodík překotnou termonukleární reakci, jež by měla proměnit trpasličí novu v řádnou klasickou novu zhruba za 10⁵ let. Pomalá akrece materiálu totiž dovoluje, aby jádra prvků uhlíku, dusíku a kyslíku (potřebná k rozběhnutí překotné termonukleární reakce u klasických nov) z obalu bílého trpaslíka předčasně unikla. Bílý trpaslík se tak postupně „obalí“ poměrně tlustou vrstvou helia a vodíku a výpočty ukázaly, že za 10⁶ ÷ 10⁷ let se „vznítí“ celá hvězda, tj. dojde k výbuchu supernovy. Škoda, že správnost výpočtu se zatím nedá experimentálně prověřit, neboť naši praprapředkové měli evidentně jiné starosti než sledovat kolísání jasnosti tehdejších trpasličích nov – potenciálních kandidátů na supernovy současnosti. Výpočty tedy naznačují, že aspoň v některých případech je dvojhvězdnost příhodnou podmínkou pro budoucí explozi supernovy.

Sledování proměnnosti těsných dvojhvězd lze však i dnes, v době pokročilé astronomické techniky, co nejvřeleji doporučit široké obci astronomů-amatérů. K tomu stále stačí i ta nejjednodušší metoda – pozorování prostým okem. Dokládá to i loňský objev periodické proměnnosti jasné hvězdy HD 11241 = 1 Persei. Tato hvězda 5,5 mag a spektrální třídy B1,5 V je v našich zeměpisných šířkách pozorovatelná celoročně, ale přesto si až donedávna nikdo nepovšiml, že to je zákrytová dvojhvězda se zřetelným primárním a sekundárním minimem. Teprve v roce 1975 vyslovil podezření o její proměnnosti F. Rufener. Díky tomuto upozornění sledovali hvězdu 1 Per v dalších letech francouzští astronomové-amatéři. Zjistili, že světelná křivka vykazuje zákryty, a současně objasnili, proč tato proměnná nebyla odhalena dříve. Perioda světelných změn je poměrně dlouhá (skoro 26 dnů) a dráha je výrazně excentrická, takže sekundární zákryty nejsou přesně v polovině mezi primárními. P. North aj. odvodili loni na základě tohoto objevu parametry světelné křivky z vlastních fotoelektrických měření. Hloubka minim je po řadě 0,40 mag a 0,21 mag, oběžná perioda 25,94 d, excentricita dráhy e = 0,30 a sklon i = 88°. Primární minimum trvá 10,6 h a sekundární 16,5 h. Obě složky mají přibližně stejnou hmotnost 10 M_O a poloměr 4,3 R_O. Při délce velké poloosy a = 100 R_O jde o oddělený systém s poměrně masivními složkami.

Hmotnost hvězd se zdá být určujícím parametrem též pro odhad produkce měkkého rentgenového záření. G. Vaiana aj. dospěli k tomuto závěru z předběžného rozboru rentgenových pozorování 143 zdrojů sledovaných umělou družicí Einstein. Rentgenový tok nezávisí na hodnotě povrchové gravitace hvězdy a pro pozdní hvězdy ani na efektivní teplotě. Rentgenově září prakticky všechny hvězdy podél celé hlavní posloupnosti, přičemž nejvydatnější zářivý výkon 10²⁴ ÷ 10²⁶ W mají rané hvězdy tříd O a B, zatímco pozdnější hvězdy vysílají 10²⁴ ÷ 10¹⁹ W. Odtud především plyne, že hvězdné koróny jsou zcela obecným úkazem u všech typů hvězd – jsou zdrojem emise měkkého rentgenového záření. Výsledky měření nesouhlasí s předpokladem, že koróny jsou ohřívány akustickými vlnami z chromosféry – přenos energie je zřejmě uskutečňován prostřednictvím magnetických polí.

Magnetické pole hraje zvlášť významnou úlohu při vysvětlení mechanismu rentgenové emise dvojhvězdných systémů, v nichž jedna složka je neutronovou hvězdou. Při interpretaci povahy těchto rentgenových zdrojů se v posledním období dosáhlo významného pokroku, jak to v přehledovém článku shrnul W. Lewin. Jak známo, rentgenové dvojhvězdy lze rozdělit na masivní (s úhrnnou hmotností složek větší než 15 M_O) a lehké (s hmotností složek menší než zhruba 3,5 M_O). Masivní dvojhvězdy jsou nutně velmi mladé objekty, tj. i příslušná neutronová hvězda je mladá. Její magnetické pole je intenzivní a osa magnetického dipólu svírá ostrý úhel s rotační osou neutronové hvězdy. Díky tomu vznikají v magnetosféře neutronové hvězdy horké skvrny a my na Zemi pozorujeme rentgenové pulzary s periodou řádově sekundy, což je vlastně odraz rotační periody neutronové hvězdy.

U lehkých systémů jde v průměru o hvězdy velmi staré – proto tyto dvojhvězdy bývají pozorovány i v tak letitých pospolitostech, jakými jsou kulové hvězdokupy. To znamená, že i neutronové hvězdy v těchto systémech jsou velmi staré, takže jejich magnetické pole se buď „vytratilo“, nebo se osa magnetického dipólu „srovnala“ s rotační osou neutronové hvězdy. U lehkých dvojhvězd proto nikdy nepozorujeme sekundové pulzace (neexistují horké skvrny). Některé z těchto systémů jsou však zdroji krátkodobých záblesků rentgenového záření trvajících několik desítek sekund a opakujících se v intervalu několika hodin. Rentgenová emise vyzářená v záblescích však činí jen asi 1 % rentgenové emise, kterou zábleskové zdroje vydávají trvale.

Zvláštní postavení mezi zábleskovými zdroji (z nichž řada byla pozorována uvnitř – nikoliv však přesně v centru – kulových hvězdokup) má tzv. rychlý zábleskový zdroj MXB 1730-335, objevený v souhvězdí Střelce poblíž galaktického centra v roce 1976. Zdroj vysílá několik tisíc záblesků denně. Energie jednotlivých záblesků se přitom liší až v poměru 1 : 10³ (u všech ostatních zábleskových zdrojů jsou tyto změny řádu 1 : 10). Po čase se zjistilo, že „rychlý blýskač“ produkuje dva druhy záblesků: rychlé a „speciální“. Speciální záblesky se vyskytují jednou za 3 ÷ 4 h a odpovídají svou povahou běžným zábleskům ostatních zábleskových zdrojů. Souhrn pozorování tak připravil půdu pro rozřešení záhady zábleskových zdrojů.

Ukazuje se, že nezhroucená složka tohoto typu dvojhvězd má poměrně malou hmotnost, 0,5 ÷ 0,7 M_O. Mocná gravitace blízké neutronové hvězdy tuto složku slapově deformuje, a tak se plynný obal hvězdy bohatý na vodík přesouvá do tlustého akrečního disku kolem neutronové hvězdy. Z disku se vodík postupně ukládá na povrch neutronové hvězdy. Díky její mocné gravitaci (10¹¹krát větší než přitažlivost na zemském povrchu) se částice plynu urychlují a nabývají značné kinetické energie. Ta se vyzáří v podobě (stálého) rentgenového záření. Vodík uložený na povrchu neutronové hvězdy se termonukleárně mění v helium.

Neutronová hvězda je tedy obalena dvěma na sobě ležícími slupkami: vnitřní (převážně heliovou) a vnější (převážně vodíkovou). Výpočty ukazují, že jakmile se ve slupce nahromadí řádově 10¹⁸ kg materiálu, dojde k tzv. heliovému záblesku, při němž se helium explozivně změní v uhlík. Tento heliový záblesk se navenek projeví jako záblesk přídavného rentgenového záření – ovšem zářivý výkon v záblesku je asi 100krát menší než trvalá („gravitační“) rentgenová emise zdroje, což je ve velmi dobré shodě s pozorováním. K udržení zábleskového mechanismu s intervalem záblesků řádově hodiny stačí akrece plynu rychlostí 10¹⁴ kg/s (tj. řádově 10^-9 M_O/r).

Rychle se opakující záblesky rychlého blýskače se tím přirozeně vysvětlit nedají. Proto se soudí, že tento úkaz je způsoben přerušovaným charakterem akrece plynu na zmagnetizovanou neutronovou hvězdu. Magnetosféra neutronové hvězdy patrně na čas dokáže zadržet přísun plynu, jenž však po několika desítkách sekund „prolomí“ magnetickou přehradu, a tím se enormně zvýší rentgenová emise. Je-li tento model správný, měly by „rychlé“ záblesky obsahovat řádově 100krát více energie než záblesky „speciální“. Pozorovaný poměr 120 : 1 je tedy výbornou podporou hypotézy.

Přestože se nyní vyjasnilo, že všechny rentgenové dvojhvězdy lze (s výjimkou proslulého zdroje Cyg X-1) vysvětlit jako kombinace neutronové hvězdy buď s masivní, nebo naopak s poměrně velmi lehkou hvězdou, otevřených otázek příliš neubylo. Tak například „rychlý blýskač“ bývá aktivní vždy zhruba půl roku a pak stejně dlouho „odpočívá“. V mnoha případech lehkých rentgenových dvojhvězd nepozorujeme vůbec žádné záblesky. A konečně vůbec nevíme, jak se daly dohromady tak nestejné hvězdy, jako je zhroucený neutronový objekt a málo hmotná hvězda hlavní posloupnosti. V kulových hvězdokupách, kde je prostorová hustota hvězd vysoká, může snad dojít k těsnému přiblížení a gravitačnímu zachycení složek, ale co si počít se systémy, které pozorujeme mimo kulové hvězdokupy?

Pokud by některý z expertů nebyl sdostatek vytížen problémy zábleskových zdrojů, lze mu nabídnout k louskání oříšek ještě složitější, již zmíněnou „záhadu století“ neboli objekt SS 433 = V1343 Aql. Modelem objektu se v uplynulém roce zabývali astrofyzikové zvučných jmen, jako I. Šklovskij, E. van den Heuvel, G. Bisnovatyj-Kogan a mnozí další. Teoretici se v podstatě shodují v tom, že systém je těsnou dvojhvězdou s oběžnou periodou 13 dnů. Zhroucená složka systému je neutronovou hvězdou obklopenou akrečním diskem, jenž jeví precesní pohyb s periodou kolem 164 dnů. Osa magnetického dipólu neutronové hvězdy je údajně kolmá k rotační ose, takže relativisticky urychlené částice proudí z pólů neutronové hvězdy a vytlačují z akrečního disku dva protilehlé výtrysky, jež pozorujeme díky „pohyblivým“ emisním čarám ve spektru. Akrece plynu je nadkritická; kombinuje se přetok přes Lagrangeův bod L₁ s hvězdným větrem žhavé hvězdy typu WN 7-9.

Největším problémem je loňský objev rychlého zkracování precesní periody, které dosahuje 35 hodin za jednu periodu. Kdyby byl tento trend trvalý, znamená to, že za pouhé půl století celý úkaz skončí, takže na vylepšování základního modelu by nebylo času nazbyt. Je však spíše pravděpodobné, že jde o záležitost dočasnou, takže solidnější závěry vyplynou teprve z víceletých pozorování.

Zkracování period je astrofyzikálně neobyčejně významné pozorování, jak snad nejpřesvědčivěji dokládá proslulý binární pulzar PSR 1913+16 objevený v roce 1974. Objekt se, jak známo, stal pozoruhodnou přírodní laboratoří relativistické fyziky, když se ukázalo, že se tam výrazně projevují efekty předvídané obecnou teorií relativity. Máme zde totiž k dispozici jednak téměř ideální hodiny (neutronová hvězda s periodou rotace 59 ms, vysílající rádiové záření v kuželu s vrcholovým úhlem 35°), jednak dostatečně masivní tělesa obíhající po silně excentrické dráze (e = 0,62). Proto se relativistické efekty uplatňují zcela zřetelně.

Nejdůležitější výsledky sedmiletého studia shrnuli J. Weisberg a J. Taylor. Příchody rádiových impulzů se zaznamenávaly 300m radioteleskopem v Arecibu. Analýza měření především ukázala, že rádiový kužel je vlastně dutý, neboť pulzar vysílá dvojitý impulz s vrcholy vzdálenými 6 ms. Přesnost měření příchodů impulzů je ±20 μs. Akumulace údajů za dlouhé časové údobí umožnila podstatně zvýšit přesnost určení oběžné doby dvojhvězdy a přitom odhalit několik relativistických efektů.

Prvním z nich bylo stáčení periastra (obdobné relativistickému stáčení perihelu Merkuru) rychlostí (4,226 ±0,002)°/r. Před třemi lety se ukázalo, že oběžná perioda 7,75 h se zkracuje o 0,04 s/r, zřejmě v důsledku ztráty energie dvojhvězdného systému gravitačním zářením. Konečně podrobný rozbor časů příchodu impulzů odhalil ještě další kolísání, vyvolané kombinovaným vlivem tzv. transverzálního Dopplerova posuvu (vlastně relativistickou dilatací času) a gravitačního červeného posuvu o velikosti (0,0043 ±0,0007) s.

Jelikož z pozorování přímo dostáváme velikost projekce hlavní poloosy dráhy do zorného paprsku a délku periastra, získáme soustavu rovnic, v nichž jako neznámé vystupují hmotnosti složek dvojhvězdy, délka velké poloosy a hodnota sklonu dráhy. Řešením systému rovnic zjišťujeme, že hmotnosti obou složek binárního pulzaru jsou prakticky shodné, a to (1,40 ±0,17) M_O, sklon i = 46,9° a velká poloosa a = (9,6 ±l,2).10⁵ km. Obecná teorie relativity pak udává relativní zkracování oběžné periody gravitačním zářením dP/P = (-2,38 ±0,02).10^-12, ve velmi dobré shodě s pozorovanou hodnotou dP/P_O = (-2,5 ±0,3).10^-12, což mimochodem znamená, že během jednoho oběhu se velká poloosa dráhy zmenší o 3,1 mm.

Kapitolu o individuálních objektech v Galaxii uzavřeme pozoruhodným zjištěním O. Wilsona aj., kteří se v posledních 14 letech systematicky věnovali zjišťování chromosférické aktivity u hvězd pozdních spektrálních tříd. Ve vzorku zhruba 90 hvězd nalezli přibližně 15, jež jeví známky cyklické aktivity s periodami v rozmezí 7 ÷ 14 let. Z relativně krátkého časového období sledování nelze zatím dospět ke kvantitativním závěrům, ale už nyní je zřejmé, že aktivita mnohých hvězd nápadně připomíná jedenáctiletou periodicitu sluneční činnosti. Proto mají tyto výzkumy potenciálně značný význam pro lepší pochopení mechanismů aktivity i dlouhodobých „výpadků“ slunečního cyklu, jakým bylo proslulé Maunderovo minimum (1645–1715). Když k tomu připočítáme dnes již prokázanou skutečnost, že složky zákrytových dvojhvězd typu RS CVn jsou pokryty skvrnami, není divu, že moderní astrofyzika jakoby znovuobjevuje elementární pravdu, že „Slunce je také hvězda“.

Rozhlédneme-li se po slunečním okolí očima stelárně-statistickýma – jako to loni učinil S. van den Bergh – můžeme odhadnout tendence mladých hvězd shlukovat se do otevřených hvězdokup. Rozborem údajů pro 63 hvězdokup ve vzdálenostech do 750 pc od Slunce dospěl autor k závěru, že ve slunečním okolí se vytváří 0,5.10^-6 otevřených hvězdokup na čtvereční pc za rok. V rovině Galaxie v pásmu 3 ÷ 13 kpc od centra pak vzniká 250 nových otevřených hvězdokup za milion let.

Podle A. Rodgerse aj. se ani naše Mléčná dráha nevyhnula kanibalským sklonům, jež jsou, jak se zdá, charakteristické pro nejmasivnější členy galaktických kup. Přibližně před dvěma miliardami let pohltila menší galaxii, která byla patrně průvodcem známých Magellanových mračen. Za důkaz kanibalismu autoři považují existenci zhruba 700 milionů mladých hvězd na vnějším okraji Mléčné dráhy. Běžné mladé hvězdy v Galaxii se vyznačují vysokým obsahem kovů a poměrně malými prostorovými rychlostmi. Naproti tomu zmíněné „zdivočelé“ hvězdy na okraji Mléčné dráhy mají vysoké prostorové rychlosti. Autoři soudí, že zdivočelé hvězdy vznikly v průběhu srážky galaxií, a jsou tedy jediným pozorovatelným pozůstatkem po pohlcené satelitní galaxii, bohaté na mezihvězdný plyn. Hypotéza rázem vysvětluje rozličné obtíže, s nimiž se astronomové potýkají při studiu prostorového rozložení, rychlostí a chemického složení hvězd různých populací v Mléčné dráze. S ohledem na vysoce excentrické dráhy Magellanových mračen vůči centru naší Galaxie lze se nyní už jen otázat, kdy se i tyto soustavy stanou dalšími oběťmi gravitační nenasytnosti naší mateřské Galaxie.

Nové odhady hmotnosti blízkých galaxií vedou stále výš. S. van den Bergh odvodil hmotnost jádra galaxie M31 v Andromedě na (9 ±2).10 GM_O v oblasti o poloměru 3,5 kpc od centra. Do 16,5 kpc obsahuje již (2,4 ±1,2).100 GM_O a do 100 kpc podle J. Bahcalla a S. Tremaina již 1 TM_O. Podle týchž autorů je ještě hmotnější spirální galaxie M101 („Větrník“) v souhvězdí Velké medvědice vzdálená od nás 3,8 Mpc. V kouli o poloměru 400 kpc obsahuje 2 TM_O. D. Lynden-Bell odhadl hmotnost místní soustavy galaxií na 3,6 TM_O a její stáří na 16 miliard let, tj. soustava vznikla velmi záhy po velkém třesku.

Několik skupin pozorovatelů se věnovalo optickému i rádiovému studiu proslulé obří radiogalaxie Virgo A = M87. Technika mezikontinentální radiointerferometrie umožnila W. Cottonovi aj. sledovat pokračování známého výtrysku galaxie M87 až do samého centra soustavy. Tři skupiny radioastronomů (T. Hankins aj., P. McCulloch aj., J. Taylor a P. Backus) se marně pokoušely zopakovat předloňská pozorování milisekundových impulzů, ohlášených I. Linscottem a J. Erkesem. Přestože použité aparatury byly citlivější a souvislá pozorování trvala déle, nebyl nalezen žádný frekvenčně driftující signál, takže buď celý úkaz mezitím vymizel, anebo (což je pravděpodobnější) Linscott a Erkes se stali obětí nějakého typu rádiového rušení. K tomu ještě z observatoře Las Campanas v Chile přichází zpráva A. Dresslera, že se mu na snímcích získaných 2,5m DuPontovým dalekohledem podařilo v centru M87 rozlišit hvězdy, takže i domněnka o masivní černé díře v jádře této galaxie ztrácí na zajímavosti.

Poněkud jiný typ „díry“ nalezli R. Kirshner aj. při studiu prostorového rozložení galaxií v souhvězdí Bootes. Vycházeli při tom z měření červených posuvů pro 133 galaxií jasnějších než 16,3 mag v pásmu R. V tomto souboru byla jen jediná galaxie s rychlostí vzdalování v intervalu (15 000 ±3 000) km/s. Odtud plyne, že v objemu 10⁶ Mpc³ je hustota vesmírné látky snížena aspoň o jeden řád proti střední průměrné hustotě vesmíru – v této gigantické proluce nejsou prostě žádné svítivější galaxie. To je mimochodem v souladu s představou J. Ejnasta aj. o „buňkové“ struktuře nadkup galaxií.

Zatím nejvzdálenější galaxie zkoumali H. Spinrad aj. pomocí Wamplerova rastrovacího spektrofotometru u 3m reflektoru Lickovy hvězdárny. Tříleté úsilí, při němž spektrum radiogalaxií 3C 427.1 a 3C 13 bylo během 23 nocí integrováno po dobu 40 hodin, přineslo úspěch v podobě spekter, na nichž bylo možné změřit červený posuv spektrálních čar, ačkoliv signál z galaxií představoval jen 2 ÷ 3 % jasu nočního nebe. Z posuvu absorpčních čar byly po řadě odvozeny posuvy z = 1,050 a z = 1,175.

Nikdo zajisté nepochybuje o tom, že pro radiogalaxie platí Hubbleův vztah, a tak lze z těchto hodnot odvodit vzdálenosti za předpokladu, že známe Hubbleovu konstantu. Je-li H₀ = 75 km/s/Mpc, vycházejí odtud rekordní vzdálenosti 2,5 Gpc a 3,25 Gpc. Jelikož vlastní stáří galaxií se odhaduje na 6 miliard let, vznikly obě soustavy před 14 ÷ 16,6 miliardami let, tj. opět velmi záhy po velkém třesku.

Bez ohledu na změny v kalibraci velkých vzdálenosti tak lze oprávněně konstatovat, že pozorovací dosah astronomie se za posledních 20 let zdvojnásobil. Na tomto úspěchu se rozhodující měrou podílí podstatné zvýšení kvantové účinnosti detektorů optického záření. Lze očekávat, že nasazením nábojově vázaných detektorů (CCD) se podaří dosah dnešních dalekohledů zvětšit ještě o třetinu.

Zároveň se tím opět zlepšily vyhlídky kosmologické hypotézy o povaze červeného posuvu ve spektrech galaxií i kvasarů. Poprvé v historii astronomie byly pro galaxie změřeny červené posuvy větší než jedna. (Samy galaxie se svými ostatními parametry nijak neodlišují od galaxií bližších.) Další nepřímou podporou kosmologické hypotézy je pozorování absorpčního červeného posuvu ve spektru kvasaru PKS 1157+014 v pásmu rádiových vln, jak je uskutečnil A. Wolfe aj. pomocí 305m radioteleskopu v Arecibu. Kvasar má emisní červený posuv optických spektrálních čar z_e = 1,978 a kromě toho sedm systémů absorpčních čar s červenými posuvy v rozmezí 1,720 ÷ 1,988. Mezi nimi se nachází systém s širokou absorpcí v čáře Lyman-α, příslušející červenému posuvu z_a = 1,9438. Tento systém vykazuje mimořádně nízký stupeň ionizace, což naznačuje, že absorpce vzniká ve velmi hustém mračnu neutrálního vodíku, v němž je dostatečně absorbována 211 mm vodíková čára.

Autorům se podařilo po instalaci polovodičového předzesilovače chlazeného kapalným dusíkem v ohnisku antény vskutku pozorovat očekávanou posunutou rádiovou absorpci; odpovídající rádiový absorpční červený posuv z_ra = 1,9436 je ve výborné shodě s posuvem nalezeným v optickém pásmu. Jde o dosud největší absorpční rádiový posuv ve vesmíru pozorovaný. Absorpce pravděpodobně vzniká ve vodíkovém mračnu galaxie, jež je součástí kupy galaxií, v níž se nalézá i sám kvasar. Podle toho by absorbující mračno bylo několik málo megaparseků „před“ kvasarem ve směru k pozemskému pozorovateli.

Málokterý kvasar vzbuzuje v poslední době tolik zájmu, jako tzv. binární kvasar Q 0957+561 A, B v souhvězdí Velké medvědice. Za necelé dva roky od objevu se většina astronomů kloní k mínění, že jde o projev gravitační čočky – byť i „čočky“ značně zprohýbané. J. Miller aj. jakož i P. Young aj. potvrzují, že kvasar je fotometricky i spektrálně proměnný. To by mělo v budoucnu jednoznačně rozhodnout, jde-li o efekt gravitační čočky. Teorie totiž předvídá kolísání jasnosti obrazů až o 50 % během řádově sta let díky poruchám způsobeným relativním vlastním pohybem hvězd čočkující galaxie vůči kvasaru v pozadí.

P. Young aj. dále zjistili, že čočkující galaxie je členem kupy galaxií, jejíž střed leží 23″ západně od obrazů kvasaru (A, B). Detektor CCD umožnil v oblasti o průměru 3,5 zaznamenat během necelých 2 hodin integračního času celkem 400 objektů (většinou galaxií) do mezní hvězdné magnitudy 25,5 mag. Podle A. Stocktona se čočkující galaxie-gravitátor 1,00″ nachází severně a 0,19″ východně od jižního (B) obrazu kvasaru a úhlový průměr jejího jádra dosahuje 0,5″. Předpokládaný třetí obraz kvasaru (teorie udává, že gravitačních obrazů má být lichý počet) byl objeven M. Gorensteinem aj. v březnu 1981 metodou interkontinentální interferometrie. Tento třetí obraz prakticky koinciduje s polohou středu eliptické galaxie. Navíc P. Young aj. objevili v ultrafialové části spektra kvasaru absorpční systém s červeným posuvem z_a = 1,125 [shodným s přesností na (8 ±11) km/s pro oba obrazy kvasaru], jenž odpovídá nejspíš oblaku plynu vyvrženému z kvasaru rychlostí nejméně 37 500 km/s.

Tatáž skupina se zasloužila o prozkoumání trojitého kvasaru Q 1115+080 A, B, C, jenž byl objeven R. Weymannem aj. v roce 1980. Nejjasnější složka A je 15,8 mag, zatímco zbývající dvě (B, C) jsou zhruba o 2,5 mag slabší a vzdálené 1,8″ a 2,3″ od obrazu A. Emisní červený posuv z_e = 1,72 je pro všechny tři obrazy shodný. Mezilehlá čočkující galaxie nebyla v tomto případě objevena – je pravděpodobně příliš slabá. Vyšší jasnost obrazu A může být rovněž vyvolána gravitačním zesílením světla.

Na další případ možného efektu gravitační čočky upozornili B. Paczyński a K. Gorski. Jde o trojici kvasarů s červenými posuvy z_e v rozmezí 2,040 ÷ 2,054. Intenzity obrazů složek se na snímcích z roku 1980 podstatně liší od intenzit z palomarského atlasu, pořízených před čtvrt stoletím.

Všechna tato pozorování vyvolala mnoho pozornosti mezi teoretiky, kteří z různých hledisek posuzují obecný vliv efektu gravitační čočky na svítivosti a prostorovou hustotu kvasarů. Prvními, kdo se podrobně zabývali zmíněným efektem, byli J. a M. Barnothyovi již v roce 1968. Jejich závěry, v podstatě shodné s dnešními, nebyly však v té době přijaty se zvláštním zájmem, jednak proto, že tehdejší statistické vzorky byly nevelké, jednak pro snahu autorů podpořit tím kuriózní kosmologický model „vláknitého“ vesmíru.

Kvalitativně se nad efektem gravitační čočky pro galaxie zamýšlel již F. Zwicky v roce 1937. Nové analýzy z loňska jsou ovšem mnohem lépe podloženy teoreticky i experimentálně. E. Turnet se snaží pomocí nerozlišených gravitačních čoček vysvětlit zjištění M. Schmidta, že prostorová hustota kvasarů zdánlivě rychle roste s velikostí červeného posuvu. Jsou-li totiž mnohé kvasary zobrazeny bližšími, leč nerozlišenými galaxiemi, jejich zdánlivá svítivost bude často podstatně vyšší než ve skutečnosti a tento efekt je tím výraznější, čím je kvasar od nás dále. Podle C. Canizarese lze stejným způsobem objasnit existenci tzv. Arpových párů kvasar-galaxie, v nichž každý člen páru má výrazně jiný červený posuv. Arp, jak známo, to považuje za doklad, že červené posuvy kvasarů jsou aspoň zčásti nekosmologické. Podle Canizarese jde prostě o rozlišenou gravitační čočku, tj. vidíme jak vzdálený kvasar (resp. jeho zesílený obraz), tak i bližší čočkující galaxii. Autor ukazuje, že k zesílení jasnosti kvasaru postačí gravitační fokusace jednotlivou hvězdou v halu bližší galaxie. Je-li tomu tak, mělo by však přímkové seřazení objektů kvasar-hvězda-pozorovatel pominout během několika málo desetiletí, takže jasnost vzdáleného kvasaru by během doby měla výrazně poklesnout.

Také J. Tyson dospívá k podobným závěrům a soudí, že efekt gravitačních čoček se u kvasarů uplatňuje mnohem častěji, než jsme si dosud mysleli. Uvádí, že existenci tak extrémních případů, jako je binární kvasar nebo objekt Q 1115+08, lze objasnit jedině tehdy, když méně extrémních případů je poměrně dostatek. A tak se zdá, že předběžně skoro každý kvasar lze podezírat z toho, že díky nerozlišené galaxii na dráze zorného paprsku směrem k nám něco předstírá: přinejmenším příliš vysokou jasnost a v některých případech vícenásobnost. Teprve podrobnější rozbor metodami stelární statistiky může v budoucnu rozhodnout, zda je taková domněnka dostatečně oprávněná.

Jiný efekt, zvyšující zdánlivou jasnost kvasarů, objevil již v roce 1966 M. Rees. Zabýval se tehdy vzhledem relativisticky urychlených oblaků plynu a ukázal, že pokud se oblak pohybuje přibližně ve směru k pozorovateli, pozorujeme jej jako jasnější, neboť z hlediska vzdáleného pozorovatele je záření oblaku soustředěno převážně ve směru pohybu. Reesův model se nyní všeobecně uznává za nejlepší vysvětlení rádiových pozorování nadsvětelného rozpínání složek některých kvasarů a rádiových galaxií. Týž model totiž nenásilně zcela obecně vysvětluje i zdánlivě nadsvětelné rychlosti.

Jde zřejmě o oblaka vyvržená z centra kvasaru přibližně ve směru k nám. Vzdálený pozorovatel má díky relativistickým rychlostem expanze zkrácenou časovou stupnici, a pohyby mračen mu tedy připadají rychlejší, než ve skutečnosti jsou. Jestliže oblak expanduje rychlostí 99,99 % rychlosti světla, naměříme zdánlivou rychlost 71krát vyšší než rychlost světla apod. Lze namítnout, že je vysoce nepravděpodobné, aby všechna mračna směřovala přibližně k nám. S ohledem na zmíněné zdánlivé jasnosti ve směru pohybu oblaku je to prostě tak, že pokud mračno nesměřuje k nám, je málo intenzivní, takže ho prostě nepozorujeme a objekt klasifikujeme jako rádiově „tichý“ kvasar.

A tak jeden paradox překonává druhý. Nadsvětelné rychlosti expanze mračen některých kvasarů jsou zjevně fiktivní a teorie relativity se znovu skvěle potvrzuje. Je li tomu tak, jsou skutečné svítivosti kvasarů až o 3 řády nižší, než se mělo dosud za to, a tím se podstatně zjednodušuje tolik diskutovaná otázka energetického zdroje kvasarů. Svítivost kvasarů pak totiž není o mnoho vyšší než svítivost jader Seyfertových galaxií.

Loňské zjištění T. Pearsona aj., že složky známého kvasaru 3C 273 se v letech 1977–1980 od sebe vzdalovaly rychlostí 10násobku rychlosti světla, se tedy nyní považuje jen za další potvrzení správnosti Reesova modelu. Otázkám povahy kvasarů bylo ostatně věnováno zvláštní zasedání britské Královské astronomické společnosti v únoru 1981. Účastníci se shodli v názoru, že emisní čáry v kvasarech vznikají v objemu o průměru do 1 pc. V tomto objemu se nachází nesmírný počet diskrétních plynných mračen o úhrnné hmotnosti 100 M_O. Ve vlastním centru se nalézá černá díra o hmotnosti řádu 10⁸ M_O, jež svým slapovým působením trhá okolní hvězdy, resp. plynná mračna. Takto uvolněná energie se vysílá v podobě spojitého záření v celé oblasti elektromagnetického spektra. Je-li kvasar rádiově „hlučný“, je současně i zdrojem silného rentgenového záření.

Absorpční čáry ve spektrech kvasarů se mohou stát důležitou kosmologickou sondou, jak ukázali J. Oort aj., když studovali neidentifikované absorpční čáry v krátkovlnném křídle vodíkové čáry Lyman-α ve spektru velmi vzdálených kvasarů (s červeným posuvem z = 2,2 ÷ 3,3). Podle názoru autorů jde o vodíkové absorpce v plynných útvarech, jež jsou náhodně rozloženy podél dráhy zorného paprsku mezi kvasarem a pozemským pozorovatelem. Rozměry těchto plynných útvarů odhadli na 1 ÷ 10 kpc a průměrné intervaly mezi nimi jsou 150 Mpc.

To je hodnota téhož řádu jako intervaly mezi jednotlivými nadkupami galaxií, takže je pravděpodobné, že zmíněné absorpce vznikají přímo v nadkupách galaxií a udávají vlastně prostorové rozložení nadkup podél zorného paprsku. Studiem většího počtu kvasarů, rozmístěných po celé obloze, tak lze nepřímo zjistit i celkové prostorové rozdělení (a počty) nadkup.

Nadkupy galaxií mají typický průměr řádu 50 Mpc a podobají se poměrně plochým „lívancům“, kterýžto tvar si uchovaly již z raných stadií vývoje vesmíru. Kolaps „lívanců“ vedl ke vzniku kup galaxií a samotných galaxií. J. Oort (vskutku heroická postava holandské i světové astronomie, nar. r. 1900) zároveň ukázal, že většina nadkup obsahuje právě jeden kvasar do 20 mag; jen asi 3 % nadkup obsahují dva kvasary. To znamená, že přehlídkami kvasarů zjišťujeme současně i rozložení nadkup galaxií v kosmickém prostoru.

Toto rozložení může podle názoru některých autorů pozměnit předpokládanou izotropii mikrovlnného záření kosmického pozadí (reliktního záření). Měření z balonů v letech 1975–80 totiž přesvědčivě prokazují, že izotropie je jen přibližná. Infračervená a mikrovlnná měření v pásmu 0,5 ÷ 8,9 mm, vykonaná R. Fabbrim aj., S. Boughnem aj., M. Gorensteinem a G. Smootem z balonů a stratosférických letadel, dokazují existenci dipólové anizotropie, jež se považuje za projev pohybu Země (resp. centra Galaxie) vůči poli reliktního záření. Slunce a Země se pohybují rychlostí 300 ÷ 400 km/s směrem k souhvězdí Lva a Místní soustava galaxií „padá“ rychlostí 550 ÷ 600 km/s směrem ke kupě galaxií v souhvězdí Panny.

Poněkud nejistější je interpretace některých nových měření, jako kvadrupólové anizotropie (S. Boughn aj., R. Muller). Výsledky různých autorů totiž navzájem dobře nesouhlasí a celý efekt je jen nepatrně větší než odhadovaná střední chyba měření. Pokud kvadrupólová anizotropie vskutku existuje, nabízejí se dvě možná vysvětlení: Buď jde o projev počáteční anizotropie vesmíru, anebo o ovlivnění reliktního záření přitažlivostí galaktických kup. Jak je vidět, stále platí pravidlo, že čím více se blížíme k zásadním otázkám kosmologie, tím neurčitější a nepřesnější jsou výsledky měření. Tato nejistota se obráží v častých změnách názorů na fundamentální problémy kosmologie, což se mimochodem negativně projevuje i v nedůvěře širší veřejnosti ke kosmologickým hypotézám vůbec, jak na to nedávno upozornil na stránkách Říše hvězd (62, 257 12/1981) prof. O. Obůrka.

Pro ty čtenáře, kteří si libují v neortodoxním pohledu na kosmologii, bude jistě vzpruhou sdělení, že k neortodoxním teoriím se v poslední době přiklonili významní světoví specialisté. B. Bonnevier ze skupiny prof. H. Alfvéna kategoricky prohlašuje, že nesmíme ztotožňovat pozorovanou metagalaxii s celým vesmírem, takže extrapolace dnešních fyzikálních zákonů do „prvních tří minut vesmíru“ je neoprávněná a vesmír nikdy nebyl v singulárním stavu! Podobně J. Narlikar a G. Burbidge se zcela rozešli s kanonickou kosmologií a předpokládají, že geometrie vesmíru je euklidovská a červené posuvy galaxií a kvasarů lze vysvětlit jako projev pohybů po místní explozi, jež dala vznik nadkupě látkového vesmíru. Látková složka vesmíru se pak prostírá do vzdálenosti 6 Gpc a její stáří je 10 miliard let, kdežto polní (zářivá) složka vesmíru má charakteristický rozměr 600 Gpc a je stará 1 bilion let. Jak je vidět, v kosmologii více než v kterémkoliv jiném oboru přírodních věd je skutečně možné všechno.

Kanonická kosmolgie velkého třesku, jež se stala obecně uznávanou zhruba před dvěma desítkami let, se rozvíjí zejména v souvislosti se snahami fyziků o vytvoření jednotné teorie všech interakcí. Úspěchy sjednocené teorie elektromagnetické a slabé interakce (Weibergův-Salamův model) a pokrok kvantové chromodynamiky připravují půdu pro „velké sjednocení“ (grand unification theory neboli GUT) a v budoucnosti i pro teorii supergravitace. Jak známo, vůdčím motivem těchto snah je hledání symetrických, resp. supersymetrických vlastností částic a polí, a to se obráží v tendencích vysvětlovat vesmírný vývoj jako kaskádovité porušování původní supersymetrie. (Pisatel si uvědomuje, že toto vzrušující téma by si zasloužilo samostatný článek – nebo spíše seriál – psaný specialisty-kosmology a teoretickými fyziky.)

Podle F. Wilczeka byl vesmír zprvu zcela symetrický, ale též bez hmoty. V čase 10^-35 s došlo k prvnímu velkému porušení symetrie a vesmír se začal naplňovat hmotou. Při teplotě 10²⁷ K se energie „falešného vakua“ změnila v částice obvyklých typů. Tyto částice, zrozené z vakua, slouží posléze ke stavbě hvězd, planet i lidí. Postupné porušování symetrie vedlo též k oddělování jednotlivých interakcí, k mírné převaze částic nad antičásticemi, a tedy k vytvoření světa v té podobě, již dnes známe.

Vysoká izotropie a homogennost dnešního vesmíru se začíná považovat za důležitou počáteční podmínku stejně jako okolnost, že z moderních měření vyplývá, že průměrná hustota hmoty ve vesmíru je poměrně blízká tzv. kritické hustotě (při níž otevřený vesmír přechází v uzavřený). Britský fyzik S. Hawking to komentuje takto: „Jednou ze skutečností, která může člověka nejvíce ohromit, je okolnost, že vesmír je tak blízko hraniční čáry mezi zhroucením a trvalým rozpínáním“ . Výpočet totiž ukazuje, že v čase 10^-35 s nemohla být poměrná odchylka od kritické hustoty větší než 10^-49.

To je snad nejostřejší okrajová podmínka, jakou kdy věda vůbec stanovila, a vede v poslední době mnoho autorů k formulaci tzv. antropického principu. Principu poprvé použili sovětský kosmolog G. Idlis v roce 1958 a nezávisle na něm americký fyzik R. Dicke v roce 1961. Princip vychází ze skutečnosti, že aspoň na jednom místě ve vesmíru (tj. na Zemi) je život a že existence života vyžaduje vskutku pozoruhodnou souhru mnoha fyzikálních podmínek. Vesmír, jenž se realizoval popsaným kosmologickým vývojem, je takový, jaký je, právě proto, že je v něm život možný. Podle P. Daviese připouští kvantová fyzika existenci nekonečného množství vesmírů, z nichž některé jsou s tím naším téměř identické, kdežto další se od něho často velmi podstatně odlišují. Jen náš vesmír má však tu výsadu, že jsou v něm příhodné podmínky pro život – tedy i pro pozorovatele, kteří mohou studovat jeho vlastnosti. K „antropickým“ vlastnostem vesmíru je třeba především počítat pozorovanou izotropii a homogenitu, dále „příhodnou“ rychlost expanze (tj. vhodnou hodnotu Hubbleovy konstanty) a zejména vhodné velikosti základních fyzikálních konstant. Metodické síly antropického principu v poslední době úspěšně využívají i tak známé osobnosti současné astrofyziky, jako je akademik J. Zeldovič nebo teoretický fyzik S. Hawking.

J. Zeldovič společně s A. Dologovem se zabývali revizí odhadů stáří vesmíru ve světle zmíněných kosmologických domněnek a dospěli k minimální hodnotě 12 miliard let – spíše však o něco více než 15 miliard let. To je ve shodě s nejnovějšími určeními Hubbleovy konstanty rozpínání vesmíru, pro níž dostává S. van den Bergh H₀ = 50 km/s/Mpc a A. Sandage s G. Tammannem H₀ = (52 ±5) km/s/Mpc. Velmi opatrně lze tudíž konstatovat, že stáří vesmíru se pohybuje v rozmezí 12 ÷ 20 miliard let.

Kosmologické problémy byly rovněž na programu jubilejního 10. „texaského“ sympozia o relativistické astrofyzice, jež se konalo v prosinci 1980 v Baltimore. Sám předmět relativistické astrofyziky je vymezen neurčitě: zhruba lze říci, že jde o astrofyziku velmi vysokých energií a případně o tu část astrofyziky, kde se nevystačí s Newtonovým zákonem a Maxwellovými rovnicemi.

Kromě již zmíněné hypotézy o spontánním porušování symetrie v raném vesmíru, jež by měla vést k převaze hmotných částic nad antihmotnými a již by mohly zčásti ověřit připravované pokusy o určení životní doby protonu, se hovořilo zejména o kosmologických důsledcích kladné klidové hmotnosti neutrin. Jakkoliv by astrofyzikové kladnou klidovou hmotnost neutrin uvítali (lze tak vysvětlit jak Daviesův experiment s detekcí slunečních neutrin, tak i vznik hmotných fluktuací v raném vesmíru), experti jsou dosud velmi zdrženliví (nejmenovaný teoretik na sympoziu údajně vsadil 5 : 1 na to, že se nakonec potvrdí nulová klidová hmotnost neutrin).

Další referáty sympozia byly věnovány jednak anizotropii reliktního záření, jednak hledání zdrojů energie aktivních galaxií a galaktických kup. Podrobně byl diskutován kvasar-gravitační čočka a dále model kvasaru, v němž ústřední úlohu hraje černá veledíra získávající další hmotu akrecí.

V závěru sympozia se pozornost soustředila na kompaktní objekty, jako jsou pozůstatky supernov a vůbec neutronové hvězdy. Řada autorů se především snažila vysvětlit povahu zábleskových rentgenových zdrojů. Přitom se dosáhlo významného pokroku propracováním mechanismu heliových termonukleárních záblesků, jak jsme se o tom už zmínili.

Nepřímo s tím souvisí také pochopení povahy dosud zcela záhadných vzplanutí záření gama. V uplynulém roce byly uveřejněny poměrně přesné souřadnice několika úkazů z předešlých let. Nejintenzivnější vzplanutí z 5. března 1979 se nalézá v mlhovině N 49, která je pozůstatkem supernovy ve Velkém Magellanově mračnu. Všeobecně se soudí, že tato koincidence není náhodná, takže zdroj vzplanutí gama je mimořádně daleko a vyzářil neuvěřitelnou energii 10³⁵ J z oblasti o rozloze sotva několik desítek kilometrů. Přesto však zbývají pochybnosti: zpřesněné souřadnice ukazují, že zdroj neleží přesně v centru mlhoviny. Kdyby šlo přece jen o náhodnou projekci, mohli bychom totiž zdroj snadno „přemístit“ do okolí Slunce a energetická bilance by poklesla přibližně o šest řádů. E. Fenimore aj. zjistili, že rozdělení energie ve spektru zdroje odpovídalo nejprve černému tělesu o teplotě 350 MK a později 300 MK. Úkaz vyvolal také rentgenovou odezvu v podobě pulzaru s periodou 8,0 s, jehož záření odpovídalo černému tělesu o teplotě 140 MK. Série rentgenových pulzů pokračovala ještě 3 minuty po vzplanutí. Horká skvrna v magnetosféře neutronové hvězdy měla průměr maximálně 60 km.

Podle E. Mazece aj. se ve spektru vzplanutí vyskytují tzv. cyklotronové spektrální čáry, jež vznikají v magnetickém poli o indukci řádu 100 MT – tedy v magnetosféře neutronových hvězd. Další spektrální čáry v oblasti energií 400 ÷ 450 keV se vysvětlují jako anihilační čáry pozitron-elektron, jež jsou gravitačně posunuty z klidové hodnoty 511 keV. Jiné čáry patrně příslušejí železu a vykazují shodnou velikost gravitačního červeného posuvu (z ~ 0,25).

Podobně T. Cline aj. našli gravitačně posunuté emise ve spektru vzplanutí z 19. listopadu 1978. Velikost posuvu odpovídá gravitaci na povrchu neutronové hvězdy o hmotnosti 1,4 M_O. Ačkoliv souřadnice zdroje byly určeny s přesností lepší než 1′, nepodařilo se na daném místě oblohy najít žádný optický protějšek do 22,5 mag. Vysoká galaktická šířka (b = -84°) nasvědčuje tomu, že jde o objekt v blízkém okolí Slunce.

J. Laros aj. určili přesnou polohu zdroje vzplanutí ze 6. dubna 1979, a přesto se jim na daném místě oblohy nepodařilo nalézt žádný optický, infračervený, rádiový nebo rentgenový objekt. Také tento zdroj se nalézá ve vysoké galaktické šířce (b = -60°) a jeho vzdálenost patrně nepřesahuje 50 pc od Slunce.

Tak se po letech tápání zvolna vynořují informace, které umožňují aspoň rámcově řešit problém vzplanutí gama. Zřejmě jde – až na možnou výjimku úkazu z 5. 3. 1979 – o zdroje v blízkém okolí Slunce (do 200 pc) nevelkých geometrických rozměrů (do 100 km), přičemž záření vzniká v silném magnetickém poli (jak o tom svědčí pozorované cyklotronové čáry) a v silném gravitačním poli (jak dokazuje červený posuv anihilační čáry a čar železa). Celkový počet úkazů v Galaxii lze odtud odhadnout na 2.10⁴/r, takže zdroje musí být nutně rekurentní. Typická energie jednoho vzplanutí je 5.10³¹ J.

Nepřítomnost optických objektů jasnějších než asi 22 mag na místech dobře zaměřených zdrojů odpovídá společně s předešlými skutečnostmi představě, že vzplanutí vzniká na povrchu (resp. v magnetosféře) neutronové hvězdy, jež je případně složkou dvojhvězdy. Z toho lze dále odvodit možné mechanismy vzplanutí. Buď jde o projev náhlé akrece většího množství hmoty (mezihvězdný plyn, kometa, asteroid), anebo o termonukleární záblesky.

První variantu propracovali R. Ramaty aj., kteří ukázali, že akrece materiálu způsobí vnitřní přestavbu a vibrace celé neutronové hvězdy; vibrace přenášejí energii do magnetosféry prostřednictvím urychlených částic, jež se mění na páry pozitron-elektron. Páry jsou uzamčeny v malém objemu díky mocnému magnetickému poli, takže se rychle ochladí a anihilují – to jsou pak vlastní vzplanutí gama, jež pozorujeme.

Naproti tomu S. Colgate aj. předpokládají, že akrece (pád tělesa, přetok z druhé složky dvojhvězdy) vyvolá překotnou termonukleární reakci v obalu neutronové hvězdy. Na rozdíl od rentgenových zábleskových zdrojů je zde vyšší intenzita magnetického pole, jež uzamkne plazma. Proto plazma dosahuje vyšších teplot i hustot a následkem toho velmi rychle chladne, přičemž se vyzařují fotony vysokých energií.

V průběhu loňského roku bylo zveřejněno několik variant tohoto základního schématu a autoři si často navzájem protiřečí. Není divu, vždyť přesných identifikací vzplanutí gama je jen hrstka a pozorovací údaje se omezují obvykle jen na krátkou chvíli maxima úkazu.

Astronomie záření gama má vůbec těžké začátky, hlavně pro nesmírné experimentální obtíže při detekci tohoto pronikavého záření. Ostatně i sama pronikavost záření je vlastně relativní. Jak známo, zemská atmosféra záření gama nepropouští pro silnou interakci s molekulami vzduchu, a naopak zvlášť tvrdé záření gama (s energiemi nad 500 TeV) se sráží s reliktním zářením kosmického pozadí, takže jeho volná dráha nepřevyšuje 10 kpc. Proto v pásmu zvlášť vysokých energií jsme s to pozorovat pouze zdroje uvnitř Galaxie.

Katalog trvalých zdrojů záření gama, sestavený B. Swaneburgem aj. na základě šestiletých pozorování družice COS-B, obsahuje pouhých 25 zdrojů s energiemi vyššími než 100 MeV. V katalogu se podařilo jednoznačně identifikovat jen 4 objekty, a to Krabí mlhovinu, pozůstatek po supernově v souhvězdí Plachet (Vela X), kvasar 3C 273 a mezihvězdné mračno poblíž hvězdy ρ Ophiuchi. Zdroje jeví silnou koncentraci ke galaktické rovině a ke galaktickému centru. Jsou vzdáleny 2 ÷ 7 kpc od Slunce a vyzařují průměrně 10²⁹ W, tj. o řád více než v rentgenovém a o několik řádů více než v rádiovém oboru spektra.

Extrémní konec elektromagnetického spektra není dnes jedinou hraniční oblastí astronomie. Periodicky se objevují zprávy o nových pokusech zachytit gravitační vlny z vesmíru. Jak známo, první Weberovy pokusy z r. 1969 nepřinesly úspěch, ale jen poznání, že bude potřebí sestrojit ještě citlivější detektory. Nové detektory by měly zaznamenat posuvy řádu 10^-21 m (!), a tak není divu, že konstrukce přijímacích aparatur patří k nejobtížnějším úkolům špičkové experimentální techniky.

Výzkumné práce probíhají současně na několika místech rozmístěných po celé zeměkouli (z časového zpoždění signálů by mělo být možné určit, odkud gravitační vlny přicházejí): v USA ve Stanfordu a v Baton Rouge, dále v Perthu v Austrálii a v Římě. Detektory mají být masivní krystaly niobu ochlazené na teplotu blízkou absolutní nule, při níž je niob supravodivý, takže může být magneticky nadnášen tak, aby byl izolován od všech zdrojů vibrací z okolního prostředí.

Nejpravděpodobnějšími zdroji intenzivního gravitačního záření jsou supernovy v údobí gravitačního kolapsu. Frekvence supernov v Galaxii je ovšem příliš nízká na to, aby experiment měl vyhlídky na brzký úspěch. Proto musí být citlivost aparatury dostatečná k zaznamenání kolapsu supernov v sousedních galaxiích, a to dále zvyšuje experimentální nároky.

Ostatně i technika v konvenčních oborech astronomie se stává stále nákladnější a náročnější. Pro devadesátá léta se ve Spojených státech uvažuje o stavbě gigantického optického teleskopu s průměrem sběrné plochy 15 m, jenž by měl stát 150 milionů dolarů. (O velkých dalekohledech příští generace psal nedávno v Říši hvězd podrobněji dr. P. Mayer – ŘH 62, 12/1981, str. 252).

Sovětská Akademie věd posuzovala nedávno prvních pět let činnosti dvou obřích přístrojů na Kavkaze, a to 6m reflektoru (BTA) a 565m radioteleskopu (RATAN). O 6m reflektoru referoval I. Kopylov, jenž uvedl, že první snímky v primárním ohnisku přístroje byly pořízeny v prosinci 1975, v r. 1976 byl zahájen zkušební a v r. 1977 pravidelný provoz teleskopu. V polovině r. 1979 bylo původní primární zrcadlo dalekohledu vyměněno za kvalitnější. Dalekohledem bylo dosud získáno přes 1 000 přímých fotografií a na 7 000 spekter hvězd, galaxií a kvasarů. Přitom bylo objeveno na 50 nových kvasarů a 50 Seyfertových galaxií. Rychlý fotometr umožňuje měřit jasnosti objektů s periodicitami 3.10^-7 ÷ 300 s. Odtud lze zejména určovat rozměry některých zdrojů záření. Zeemanův analyzátor v Nasmythově ohnisku dovoluje měřit magnetická pole hvězd jasnějších než 9,5 mag s přesností ±0,03 T. Mezní hvězdná velikost teleskopu ve spojení s elektronografickou kamerou je 26 mag.

Obdobně J. Parijskij shrnul údaje o radioteleskopu RATAN 600, jenž byl uveden do chodu v r. 1977. Výzkum se rozvíjí v oblasti sluneční, planetární, galaktické i extragalaktické radioastronomie. V pásmu centimetrových vln byla poprvé pozorována rádiová granulace Slunce. Bylo objeveno rádiové záření Jupiterových družic Io a Europy. V centru Galaxie bylo nalezeno seskupení 4 milionů pozdních hvězd. Tím byla vyvrácena možnost, že se v jádře Galaxie nalézá černá veledíra. Po dobu 100 dnů byl na centimetrových a decimetrových vlnách sledován proslulý zdroj SS 433.

Při přehlídkách extragalaktických zdrojů bylo objeveno 3 000 nových rádiových zdrojů, takže lze odhadovat, že v dosahu radioteleskopu RATAN je řádově 10⁶ zdrojů. Některé ze sledovaných zdrojů jsou patrně vůbec nejvzdálenější objekty dnes ve vesmíru pozorované. Odhaduje se, že po dalším zdokonalení pomocné aparatury bude RATAN s to registrovat rádiové záření kvasarů s červeným posuvem z ~ 50, jež by se opticky jevily jako objekty 30 mag. Ve výhledu je také příjem signálů v pásmu milimetrových vln.

Úspěch aperturně-syntetických rádiových zařízení, jako je sovětské UTR-2 pro pásmo dekametrových vln a americké VLA pro centimetrové vlny, přivedl kanadské radioastronomy na myšlenku postavit systém CASCADE sestávající z 8 antén o průměru 32 m, jež by byly rovnoměrně rozmístěny podél 49. rovnoběžky v délce 5 000 km. Očekávaná rozlišovací schopnost 0,0005″ na vlnové délce 15 mm by umožnila nově řešit četné otázky planetární i galaktické a extragalaktické radioastronomie.

Velká Británie připravuje stavbu optického altazimutálního teleskopu o průměru primárního zrcadla 4,2 m, jenž má být do r. 1986 vybudován na Kanárských ostrovech a ponese jméno W. Herschela. Dalekohled bude mít primární ohnisko f/3, Cassegrainovo (upravené též pro pozorování v infračerveném oboru spektra) f/15 a Nasmythovo f/35. Tím by se měl zlepšit přístup britských astronomů k pozorování s velkými dalekohledy. Jak uvádí časopis Observatory, v r. 1985 připadne na jednoho astronoma ve Velké Británii jen 2,75 jasných nocí u velkého dalekohledu za rok.

Zmíněné projekty se uskuteční navzdory četným finančním omezením, jež v poslední době postihují nejen astronomii, ale všechna odvětví základního výzkumu. První „obětí“ úsporných opatření se stalo úsilí o hledání cizích civilizací ( SETI), jež představuje ovšem i nadále poměrně spornou vědeckou otázku. Přitom finanční rezervy by se zajisté našly, jak připomenul C. Panati: „Návštěvníci kin utratili 100 milionů dolarů, aby mohli shlédnout fantastický film o blízkých setkáních třetího druhu. Za tyto peníze bychom mohli být svědky skutečného blízkého setkání ještě během našeho života“ .

F. Hoyle a C. Wickramasinghe se v poslední době snažili najít důkazy, že v mezihvězdném prostoru jsou zrnka složitých organických látek a dokonce i bakterie. Usuzují tak z průběhu infračervených absorpčních spekter mezihvězdných mračen. Některá hydroxylová mračna údajně obsahují dehydrovanou celulózu. Většina ostatních specialistů však zůstává k těmto návrhům krajně nedůvěřivá.

Nejpesimističtější názor na existenci mimozemských civilizací vyslovil loni F. Tipler, jenž usoudil, že pravděpodobnost vzniku inteligentního života ve sluneční soustavě byla menší než 10^-11 (tedy jedna obydlená planeta v průměrné galaxii). Znovu je třeba připomenout, že tento pesimismus nevyvěrá z poznatků astronomických, nýbrž biologických. Trefně to vyjádřil sám F. Hoyle: „Informační obsah vyšších živých organismů je řádu 10^{40 000}. Pravděpodobnost, že tyto organismy vznikly náhodou za dobu od velkého třesku do dneška, je asi stejná jako to, že tornádo, které se přežene přes vrakoviště aut, zůstaví po sobě zbrusu nový obří dopravní letoun B 747“ .

Závěr našeho přehledu je jako vždy vyhrazen vzpomínce na zesnulé astronomy. V listopadu 1980 zemřela H. Swopeová, jež je známa především odvozením proslulého vztahu perioda-svítivost pro cefeidy a revizí (společně s W. Baadem) vzdálenosti galaxie M31. V lednu 1981 zesnula M. Shapleyová, jež se zabývala zejména určováním elementů zákrytových dvojhvězd, a v březnu B. Tinsleyová, jedna z předních odbornic ve výzkumu galaxií a v kosmologii. V lednu 1981 zemřel nositel Nobelovy ceny H. Urey, který se mimo jiné zabýval radioaktivní chronologií vesmírných objektů, vznikem života na Zemi, výzkumem meteoritů a nukleosyntézou. V březnu dále zemřeli C. Huffer, jenž se věnoval zejména fotoelektrické fotometrii zákrytových dvojhvězd, a polský astronom K. Kordylewski, dobře známý jako vydavatel Krakovské ročenky pro pozorovatele zákrytových dvojhvězd, sám velmi aktivní pozorovatel. Zaznamenali jsme též úmrtí známého francouzského astrofyzika D. Chalongeho.

Britská královská astronomická společnost udělila své Zlaté medaile C. Pekerisovi, M. Schmidtovi a B. Lovellovi. Eddingtonovu medaili dostal kosmolog P. Peebles. J. Taylor, jeden ze spoluobjevitelů binárního pulzaru, byl pozván k proslovení Darwinovy přednášky (o detekci gravitačních vln prostřednictvím binárního pulzaru). Cenu K. Bruceové, kterou uděluje Pacifická astronomická společnost, obdržel G. Herbig, známý svými studiemi o vzniku hvězd a mezihvězdném prostředí. Zlatý medailista M. Schmidt osvědčil neobyčejnou odvahu, když se rozhodl rezignovat na funkci ředitele Haleových observatoří a doporučil, aby se tato prestižní instituce rozdělila na dvě menší, lépe ovladatelné složky. Po dvanácti letech existence spojených observatoří tak vznikla staronová pracoviště observatoře na Mt. Wilsonu a v Las Campanas, řízená Carnegieho ústavem a vedená G. Prestonem, jakož i observatoř na Mt. Palomaru s přidruženou sluneční stanicí Big Bear, řízená Kalifornským technickým ústavem a vedená G. Neugebauerem.

E. Garfield, ředitel Ústavu pro vědecké informace ve Filadelfii, uveřejnil soupis 1 000 současných vědců, kteří byli nejvíce citováni v letech 1965–1978. Jde o soubor vzniklý prohlídkou impresivního počtu 67 milionů odkazů v 5 milionech publikovaných vědeckých pracích. K tomu, aby se vědec kvalifikoval do tohoto exkluzivního klubu, bylo zapotřebí aspoň 2 436 citací za uvedené období, tj. v průměru 174 citací ročně. Přestože astronomie zdaleka nepatří k rozsáhlým oborům s vysokou publikační činností, ve výsledném souboru je 11 astronomů (jména jsou seřazena podle počtu citací, v závorce jsou uvedeny ročníky narození): A. Dalgarno (1928), A. Sandage (1926), H. Gursky (1930), R. Giacconi (1931), D. Morton (1933), A. Cameron (1925), J. Bahcall (1934), I. Iben (1931), J. Ostriker (1937), E. Salpeter (1924) a J. Oke (1928). Garfield ještě zjistil, že „průměrný autor“ z tohoto elitního souboru publikoval 121 vědeckých prací, tj. 8,6 práce ročně. Množství citací není samozřejmě ani jediným, ani nejlepším ukazatelem kvality astronoma, jak ostatně poznamenal H. Abt: „Důvod, proč děláme astronomický výzkum, je v tom, že se o vesmíru chceme dozvědět důležitá fakta, nikoliv v získání dalších citací.“

Užitečnost vědeckých prací lze však pomocí citací do jisté míry porovnávat, jak ukázal Abt rozborem 326 prací, jež byly publikovány v prestižních amerických astronomických časopisech v roce 1961. Citační křivky vykazují maximum zhruba 5 let po publikaci vlastní práce, přičemž křivky pro teoretické a experimentální práce se navzájem neliší. Za 20 let po publikaci klesá roční počet citací na polovinu maximální hodnoty – nejcitovanější práce mají maximum později a pokles je povlovnější. Průměrná práce je citována 1,0krát ročně a 6 % prací nezískalo za 19 let ani jednu citaci. Nejvíce jsou citovány práce, jež jsou nejdelší.

Dlouhodobá analýza za léta 1910–1980 prokazuje, že průměrná délka publikovaných prací se za tu dobu zvýšila z méně než 3 tiskových stran na téměř 9 tiskových stran. Poměrné zastoupení teoretických prací se zvýšilo z 5 % na nynějších 33 %. Zatímco na počátku století se publikovalo převážně individuálně, dnes jsou teoretické práce publikovány ponejvíce dvěma spoluautory a experimentální třemi spoluautory.

Roční počet prací publikovaných v USA se až do konce II. světové války příliš neměnil (kolem 170 prací ročně). Po válce se za necelých osm let počet publikací zdvojnásobil a stále rostl až na současnou hodnotu přes 1 600 prací ročně. Měřeno počtem tiskových stran vzrostla astronomická produkce za posledních 70 let třicetkrát. Zdá se, že stejným tempem vzrůstá i objem informací o vesmíru, což si může čtenář snadno ověřit – třeba jen prolistováním „Žní objevů“ v posledních čtrnácti ročnících našeho časopisu.

Žeň objevů – rok 1982

Je zajímavé, jak rychle se zapomnělo na neúspěch předpovědi J. Gribbina a J. Plagemanna o katastrofách na Zemi v důsledku neobvyklého seřazení planet v roce 1982. Hluboko v lidské psychologii je zřejmě zabudován obvod, který potlačuje nepříjemné informace, a této okolnosti dovedně využívají šarlatáni a polovědci minulosti i současnosti. Bez ohledu na ně mohli milovníci oblohy v průběhu minulého roku zhlédnout pozoruhodné představení, kdy se očima viditelné planety shromažďovaly a zase rozcházely v jednom kvadrantu ekliptiky – se Zemí to přirozeně ani nehnulo.

Síly, které pohybují Zemí, či přesněji zemskou kůrou, jsou nepochybně ukryty uvnitř Země. Nejnovější statistika praví, že v průměru za rok zaznamenáme na Zemi 1,1 katastrofálních zemětřesení o intenzitě vyšší než 8,0 na Richterově stupnici, dále 18 ničivých zemětřesení o síle 7,0 ÷ 7,9 a 120 mohutných o intenzitě 6,0 ÷ 6,9. Úhrnná plocha území postižených katastrofálními zemětřeseními činí za rok průměrně 2 miliony km². Je dobré si připomenout tyto průměrné hodnoty, jestliže má člověk někdy pocit, že zemětřesení je tolik, že to musí mít zvláštní (nejlépe pak kosmickou) příčinu.

Kosmické příčiny je zkrátka potřebí vyhradit pro katastrofy daleko grandióznější – takovými jsou především srážky Země s malými planetami (asteroidy). Zprvu divoce vyhlížející domněnka o srážce Země s asteroidem před 65 miliony let (na rozhraní druhohor a třetihor) získává postupně na přesvědčivosti; kromě toho se objevily náznaky, že k dalšímu impaktu došlo též před 34 miliony let. Diskuse se proto spíše přenáší na otázku druhotných následků takového úkazu. Zprvu se zdálo, že nejzávažnějším druhotným následkem je zastínění atmosféry prachem nebo vodní tříští vymrštěnými do ovzduší při vlastní srážce. Výpočty B. Toona však naznačují, že drobné částice ve stratosféře mají tendenci se navzájem slepit, a tím je podstatně urychleno jejich vypadávání z ovzduší. Pak by zastínění zemského povrchu po impaktu trvalo jen několik málo měsíců a patrně by nezpůsobilo předvídanou ekologickou katastrofu. Jisté poznatky v tomto směru přinášejí dodatečné studie dlouhodobých důsledků velkých vulkanických výbuchů (Krakatoa 1888, Sv. Helens 1980, El Chichonal 1982).

Při výzkumu ostatních planet sluneční soustavy poutal na sebe vloni stále největší pozornost Saturn, a to hlavně díky stále se rozrůstající rodině družic. Údaje o nich přinášela průběžně Říše hvězd (1982, str. 59, 127 a 172). A. Dollfus a S. Brunier se přitom pokusili o výklad mnohaletých zmatků kolem Saturnovy X. družice nazvané Janus, objevené Dollfusem již v roce 1966. Družice je zřejmě totožná s objektem označeným jako 1980 S1, má oběžnou periodu 0,6945 dne a délku velké poloosy 151 500 km, tj. 2,525 poloměru planety. Kromě toho se však prakticky po téže dráze pohybuje ještě jedno těleso, rovněž objevené Dollfusem jako družice 1966 S2, která je zase totožná s objektem 1980 S3. Protože v mezidobí mezi Dollfusovými pozemními pozorováními a letem Voyagerů byla vícekrát pozorována obě tělesa (nikoho však nenapadlo, že kolem Saturnu obíhají v téže vzdálenosti), astronomové se snažili spočítat jedinou dráhu, a tak jim často vycházely absurdity – to byl důvod, proč se o realitě Januse až donedávna pochybovalo. Dnes víme, že jde o dvě protilehlá tělesa, a tak pojmenování jasnějšího z nich jako Janus se zdá být dodatečně velmi výstižné – družice Janus má podobně jako mytologický bůh svou druhou tvář – družici 1966 S2 neboli 1980 S3.

Zdaleka nejzajímavější výsledky však i nadále poskytuje výzkum Saturnových prstenců. Tloušťka prstenců je vskutku malá, neboť se pohybuje v rozmezí 0,6 ÷ 1,6 km. Proslulé radiální paprsky rotují s periodou 10 h 40 min, což je rovno rotační periodě magnetického pole Saturnu a dále posiluje myšlenku, že jde o elektrostaticky řízený úkaz. Paprsky jsou pravděpodobně mikrometrové částice prachu elektricky nabité a magneticky vyzdvižené mimo rovinu prstenců. V radiálním směru jsou dlouhé 10 ÷ 20 tisíc kilometrů a pohybují se přibližně keplerovskou rychlostí kolem planety. Zanikají zhruba po něco více než jedné otáčce a obnovují se po průchodu oblastí Saturnem zastíněnou (C. Porco, G. Danielson, R. Eplee, B. Smith). Příčinou jejich vzniku je zřejmě zvláštní elektrostatický výboj, objevený J. Warwickem aj. a popsaný D. Evansem aj. Těleso odpovědné za vznik či udržování výboje obíhá po kruhové dráze o poloměru 108 950 km za 10 h 10 min kolem Saturnu a vytváří v prstenci B mezeru o šířce 150 metrů.

Jestliže počet družic planet sluneční soustavy utěšeně vzrůstá, u planet samých tomu bude nejspíš naopak. V poslední době totiž dále sílí podezření, že Pluto nelze považovat za normální planetu. Díky průvodci Charonu bylo totiž možné se slušnou přesností určit hmotnost obou těles, a ta je ve srovnání s planetami nepatrná, jen řádu 10²² kg (řádově 10^-3 M _Z). Když k tomu připočítáme neobvyklou hodnotu výstřednosti dráhy i sklonu k ekliptice, vypadá to spíše na planetku jako je Chiron apod. Teoretický rozbor D. Lina a P. Farinella aj. znovu vzkřísil myšlenku, že Pluto-Charon byl kdysi měsícem Neptunu. Zhruba před 100 miliony let se k Neptunu přiblížilo jiné hmotné těleso – jeho dnešní měsíc Triton – o hmotnosti zhruba 20krát vyšší, než mají Pluto a Charon. V té době byl Pluto jediným tělesem a obíhal jako Neptunův měsíc. Setkání Neptunu s Tritonem vedlo k zachycení Tritonu a vyvržení Pluta z Neptunovy gravitační sféry. Přitom se Pluto natolik „poškodil“, že se rozpadl na více částí – jednou z nich by mohla být dnešní Neptunova družice Nereida a další dnešní průvodce Pluta Charon.

Srážky a blízká přiblížení se vůbec staly populárním námětem teorií i pozorování: v loňském roce byla zveřejněna pozorování dalších setkání Slunce s kometami Kreutzovy skupiny (viz též ŘH 1982, str. 215). Dne 26.–27. 1. 1981 se ke Slunci přiblížilo těleso, které ve vzdálenosti 3 slunečních poloměrů mělo zdánlivou jasnost -2,5 mag a prošlo přísluním ve vzdálenosti 1,05 R_O. Další takové těleso se přiblížilo ke Slunci 19.–20. 7. 1981, a jelikož jeho perihel byl ve vzdálenosti 0,92 R_O, ve Slunci zřejmě zaniklo. Obě pozorování byla vykonána koronografem instalovaným na americké vojenské družici P78-1 (D. Michels). U nás D. Chochol aj. objevili ve spektru sluneční koróny z 31. 8. 1979 čáry Si II, Ni II a Fe II, které vznikly vypařováním prachových částeček rozptýlených za kometou 1979 XI, jež rovněž dopadla do Slunce (ŘH 1982, str. 258).

Teorií jevu se zabýval P. Weismann. Kreutzova skupina komet má nejméně 13 členů a vyznačuje se vzdáleností perihelu kolem 2 R_O a afelem ve vzdálenosti 180 AU – oběžnou dráhu lze tedy velmi dobře nahradit úsečkou, na jejímž jednom konci je Slunce. Vzhledem k vysoké hodnotě sklonu i k ekliptice (i = 143°) nemohou gravitační poruchy planet ovlivnit vzdálenost perihelu, a tak je potřeba předpokládat, že se kometa nejprve srazila s jiným tělesem a teprve pak mohla spadnout na Slunce. Při přiblížení ke Slunci na vzdálenost menší než 2,44 R_O se kometa slapově rozpadá (Rocheova mez), ale jelikož jádro komety sublimuje jen do nevelké hloubky 10 ÷ 15 m, dopadnou tuhé částice jádra přímo do fotosféry.

Odstavec o kometách můžeme stěží uzavřít jinak než připomínkou objevu Halleyovy komety (1982i), k němuž došlo 16. října 1982 na observatoři Mt. Palomar. Skupina osmi astronomů vedená D. Jewittem si vypůjčila vzácný pozorovací čas u 5,1m Haleova reflektoru a k detekci použila nejcitlivější a nejrozměrnější polovodičový detektor typu CCD (nábojově vázaný prvek), jehož kvantová účinnost se pohybuje až kolem 80 % (nejlepší fotonásobiče dosahují 20 %, fotografická deska jen asi 1 %). Kometa byla zaznamenána na pěti osmiminutových expozicích velmi blízko předpověděného místa (viz ŘH 1982, str. 236). Byla zhruba 25 mag v modré části spektra (detektor CCD zaznamenal jeden foton od komety v průměru za 6 s), vzdálená celých 11 AU od Slunce. Odtud ihned vyplývá, že jádro Halleyovy komety má poloměr pouze 1 400 metrů. Dodatečně se tak ukázalo, že titíž autoři jen těsně minuli příležitost k objevu v prosinci r. 1981, kdy byla kometa jen o něco slabší, než je mez detektoru CCD ve spojení s palomarským zrcadlem.

Přesto je říjnové pozorování nečekaně brzké a umožňuje s předstihem zlepšovat výpočet efemeridy, tak nutné pro plánování letů kosmických sond Vega, Giotto a Planet A. Jelikož v uvedené vzdálenosti od Slunce není kometa pravděpodobně Sluncem excitována, umožnilo to poprvé dostatečně spolehlivě určit geometrické rozměry vlastního jádra. V blízké budoucnosti budeme moci zřejmě přímo zaznamenat nástup aktivity jádra. Nejnověji určená hmotnost jádra Halleyovy komety činí 3,4.10¹³ kg. Toto těleso se v průběhu nejbližších let stane nepochybně nejlépe zkoumanou kometou v dějinách; právě včas započal v loňském roce svou činnost výbor pro mezinárodní sledování Halleyovy komety ( IHW) se středisky v Pasadeně, Stony Brooku (USA) a v Bamberku (NSR) – Československo v něm zastupuje prof. V. Vanýsek.

Ještě jedna kometa se loni proslavila, i když jsme ji přímo vůbec nepozorovali – jde o mateřskou kometu 1861 I známého pravidelného meteorického roje Lyrid. Američtí pozorovatelé ve státech Florida a Colorado pozorovali 22. 4. 1982 prudké zvýšení frekvence Lyrid na 75 met./h po dobu asi 1 h (ŘH 11/1982).

W. Cassidy a L. Rancitelli shrnuli neobyčejně úspěšné výsledky hledání meteoritů v Antarktidě v oblastech Allan Hills a Yamato Mts., kde bylo v posledních deseti letech nalezeno celkem 4 850 jednotlivých meteoritů z 50 ÷ 500 různých pádů. Antarktické meteority tak přispívají již plnými 25 % k celkovému počtu meteoritů v muzeích, což je dáno především tím, že ve sněhu a ledu šestého kontinentu se meteority jednak podstatně lépe hledají, jednak dobře konzervují. K nejvzácnějším nálezům patří objev 8 kg shergottitu – meteoritu, jenž údajně mohl být vyvržen ze sopek Marsu. Stáří nalezených meteoritů je vesměs nižší než 1,3.10⁹ let a v naprosté většině (93 %) jde o kamenné meteority. Železné meteority jsou v nálezech zastoupeny 6 % a smíšené 1 %. Jelikož podrobné hledání meteoritů proběhlo dosud na ploše pouhých 500 km², lze čekat v blízké budoucnosti další objevy, už proto, že antarktické meteority jsou nalézány prakticky nedotčené civilizačními vlivy a za dobře dokumentovaných okolností. Ochraně vzorků antarktických meteoritů se právem věnuje stejná péče jako měsíčním horninám; vždyť i jejich význam pro pochopení minulého vývoje sluneční soustavy je přinejmenším srovnatelný.

V posledních letech jakoby znovu vzrůstal zájem o ústřední těleso celé soustavy – Slunce, a to zejména díky novým pozorováním nekonvenčními pozorovacími technikami. H. Fitze a A. Benz se pokoušeli získat rádiové ozvěny od Slunce v mikrovlnném pásmu 2 380 MHz. Přestože použili jeden z nejvýkonnějších pozemských radiolokátorů v Arecibu a pracovali s výkonem 250 kW, nedostali žádný odraz, což znamená, že odrazivost Slunce pro mikrovlny je aspoň o čtyři řády nižší než pro metrové vlny, což žádná teorie koronálního plazmatu nedokáže uspokojivě vysvětlit.

L. Oster aj. uveřejnili údaje o změnách ozáření Sluncem získané jednak družicí Nimbus 7 (pracující po dobu několika let), jednak sondou SMM (za 153 dnů). Ukazuje se, že zářivý výkon Slunce je pravděpodobně stálý, ale záření v daném směru mírně závisí na rozložení aktivních oblastí. Přerozdělení energetického toku v daném směru je vlastně způsobeno magnetickým polem, takže ve směru kolmém na sluneční skvrny je záření zeslabeno, kdežto tangenciálně je zesíleno. Sama sluneční činnost je podle názoru J. Blizarda ovlivněna změnami Slunce vůči těžišti sluneční soustavy. Vzájemná poloha těžiště a slunečního středu se totiž během doby výrazně mění v rozmezí vzdálenosti 0,01 ÷ 2,17 R_O. Odpovídající oběžný moment Slunce pro každý čas se dá přirozeně snadno spočítat, a tu se ukazuje, že jeho změny korelují se změnami sluneční činnosti s korelačním koeficientem 0,7. To by znamenalo, že polovinu změn sluneční činnosti lze přisoudit změně polohy Slunce vůči těžišti sluneční soustavy, a tyto změny jsou nejvíce ovlivňovány polohou Jupiteru – jakoby se zde ve fyzikálně přijatelnější podobě oprašoval Gribbinův „Jupiterův efekt“. Osobně doporučuji velkou zdrženlivost: dlouhodobá minima sluneční činnosti, jako je známé Maunderovo minimum, budiž mementem pro všechny, kdo chtějí odhalit prostou příčinu sluneční aktivity. To už mnohem věrohodněji vypadá zjištění L. Novembera aj. o existenci buňkové struktury sluneční fotosféry na škále 5 ÷ 10 tisíc km. Tato mezogranulace zapadá zhruba doprostřed mezi známou granulaci o typických rozměrech buněk kolem 1 000 km a supergranulaci o rozměrech buněk 30 ÷ 150 tisíc km. Minimální životní doba mezogranulí se pohybuje kolem 2 hodin a v jednotlivých buňkách byly zjištěny vertikální pohyby o amplitudě až 60 m/s.

Ani v loňském roce se nepodařilo jednoznačně vyřešit dva přetrvávající problémy týkající se Slunce: prakticky nic se nezměnilo ve výkladu pozorovaného nedostatku slunečních neutrin, takže se stále častěji hovoří o tom, že se přece jen uskuteční nákladný experiment s detekcí neutrin v galliu. Za druhé se stále diskutuje o tom, zda a jak se mění rozměry Slunce s časem. Z teorie je zřejmé, že k výrazným změnám slunečního poloměru v dlouhých geologických dobách nedocházelo, neboť to by se projevilo význačnými změnami sluneční svítivosti. Z paleontologických nálezů máme dostatek důvodů k tvrzení, že za posledních pět set milionů let se sluneční konstanta nezměnila o více než 20 %, takže poloměr Slunce se nemohl změnit o více než 30″. K vysvětlení sluneční svítivosti pouhou gravitační kontrakcí by stačilo smršťování poloměru tempem 4.10^-5″/r (za 20 milionů let by se Slunce zhroutilo do černé díry), což je evidentně nemožné. Teorie termonukleární reakce vyžaduje růst slunečního poloměru tempem 3,3.10^-8″/r, tj. 17″ za půl miliardy let, což je ve shodě s uvedenými paleontologickými úvahami.

Tím však není vyloučeno, že se slunečním poloměrem se něco děje na kratších časových škálách; takové změny však nutně musí být cyklické, anebo se týkají jen fotometrických charakteristik povrchu Slunce – stačí například, aby se nepatrně změnilo okrajové ztemnění Slunce nebo teplota sluneční fotosféry, a projeví se to zdánlivou změnou slunečních rozměrů. A. Endal a L. Twigg rozebrali z tohoto hlediska zejména pozorování některých slunečních zatmění v letech 1715–1980 a dospěli k závěru, že na počátku tohoto údobí bylo Slunce statisticky významně větší než dnes. Ke změně poloměru však nejspíš došlo poměrně náhle někdy mezi lety 1925 a 1976 a velikost této změny činí (6 ±1).10^-4 v relativní míře. Jelikož tato změna nebyla doprovázena odpovídající změnou svítivosti (změna svítivosti byla určitě menší než 5.10^-3 v relativní míře), znamená to, že jde o povrchový jev. Autoři usuzují, že fyzikální mechanismus, jenž se projeví pozorovanou změnou poloměru, má sídlo v hloubce asi 27 000 km pod povrchem Slunce, a to ukazuje, o jak „okrajovou“ záležitost jde. R. Howard a B. LaBonte zveřejnili výsledky svých fotoelektrických měření rozměrů Slunce, která probíhala na observatoři Mt. Wilson od roku 1974. Nenalezli žádné změny až po práh citlivosti metody 0,1″. Tvrdí, že poloměr Slunce je konstantní s hodnotou (-0,2″ ±1,6″) za století, což je ovšem časová extrapolace z osmileté pozorovací řady.

Slunce se zkrátka nechová zcela tak, jak mu předepisují učebnice astrofyziky, ale v tomto směru není mezi hvězdami žádnou výjimkou. Tytéž učebnice například praví, že nejméně hmotné hvězdy, jež ještě jsou s to zářit díky vnitřním zdrojům energie, mají hmotnost 0,07 M_O. I. Reid a G. Gilmore však loni určili základní parametry hvězdy RG 0050-2722, jež je od nás vzdálena 25 pc a jejíž absolutní hvězdná velikost je slabší než +19 mag. Při povrchové teplotě 2 600 K tomu odpovídá hmotnost 0,023 M_O, tj. dvacetinásobek hmotnosti Jupiteru. Tato nejméně svítivá a nejméně hmotná hvězda v Galaxii je současně i nejchladnějším bílým trpaslíkem. Téměř současně oznámili B. Margon aj., že vedlejší složka proměnné hvězdy BE UMa je nejteplejším bílým trpaslíkem s povrchovou teplotou 100 kK.

Další objev ohlásili kanadští astronomové z Dominion Astrophysical Observatory. Podařilo se jim identifikovat pozůstatek novy CK Vulpeculae, jež vzplanula roku 1670, kdy dosáhla 3 mag. Nova není zaznamenána na snímcích z palomarského atlasu, ale nyní se trochu probudila, takže na fotografii 3,6m reflektorem je vidět i s jemnou mlhovinou – rozpínající se plynnou obálkou. Toho času jde tedy o nejstarší známý pozůstatek novy, který můžeme na obloze pozorovat.

Ultrafialová spektra jasných hvězd třídy B s emisními čarami prokázala, že bude potřebí opravit odhadované hodnoty ztráty hmoty dokonce o několik řádů. Rozbor spekter z družice IUE pro hvězdy α Eri, δ Cen a π Aqr uveřejnil J. de Freitas Pacheco a obdržel poměrně nízké hodnoty úniku hmoty do mezihvězdného prostoru řádu 10^-9 ÷ 10^-10 M_O/r, tedy aspoň stokrát menší než se dosud uvažovalo.

Nejlepšího hvězdného kandidáta na černou díru objevili A. Cowleyová aj. při studiu spekter rentgenové dvojhvězdy LMC X-3 ve Velkém Magellanově mračnu. Spektrum veleobra třídy B3 vykazuje periodické změny vyvolané oběžným pohybem kolem těžiště dvojhvězdy, jejíž zhroucená sekundární složka má hmotnost určitě větší než 6 M_O.

H. Bhatt hledá vysvětlení pro pozorovanou skutečnost týkající se rozložení pulzních period pro rentgenové pulzary. Pozorované rozložení má minimum v intervalu 10 ÷ 100 s, což autor vykládá jako výsledek působení kroutícího momentu, vznikajícího akrecí plynu na neutronovou hvězdu. Díky tomu se perioda rotace neutronové hvězdy zpomalí pod 10 s v případě, že přenos hmoty probíhá přes Rocheovu mez, a nad 100 s, jde-li o akreci hvězdného větru u masivních těsných dvojhvězd. Periody rentgenových pulzarů se pohybují v intervalu 1 ÷ 1 000 s; dosud jich pozorujeme na celé obloze pouze 17 a jejich rentgenové svítivosti se pohybují v rozmezí 10²⁶ ÷ 10³² W. Výjimkou je nově objevený rentgenový pulzar MSH 15-52, který podle měření F. Sewarda a F. Harndena má periodu 0,150 s. Nachází se v souhvězdí Kružítka blízko galaktické roviny ve vzdálenosti 4,2 kpc.

U zábleskového rentgenového zdroje 4U 1915-05 objevil N. White a J. Swank periodické absorpce rentgenového záření s periodou 50 minut. Jde nepochybně o zákryty rentgenového zdroje ve dvojhvězdě, čímž byl podán prvý přímý důkaz, že zábleskové zdroje (burstery) jsou vskutku těsnými dvojhvězdami. F. Walter aj. potvrdili zmíněnou periodu a ukázali, že zákryt působí plynný proud ve dvojhvězdě. Současně objevili pravděpodobný optický protějšek rentgenového zdroje jako hvězdu 22 mag.

S. Starrfield aj. rozšířili své modely překotných termonukleárních reakcí na povrchu degenerovaných hvězd také pro případ, že zhroucenou hvězdou je neutronová hvězda o poloměru 10 a 20 km. Obdrželi tak termonukleární záblesky v intervalu od 2 000 s až po více než 1 den s maximální efektivní teplotou 33 MK a svítivostí až 2.10⁵ L_O. Tyto výsledky porovnávali s energií uvolněnou při pádu plynného mračna do magnetosféry neutronové hvězdy a ukázali, že pro vysvětlení zábleskových a přechodných rentgenových zdrojů se podstatně lépe hodí mechanismus překotné termonukleární reakce.

B. Margon aj. upozornili na podivné chování záhadného rentgenového zdroje SS 433 (V1343 Aql) , jehož precesní perioda 164 dnů se několik let poměrně rychle zkracovala, zatímco v posledních dvou letech se ještě rychleji prodlužuje. Systematické sledování tohoto podivuhodného objektu, jenž je podle Margona „hvězdou, která proslavila svůj katalog“ , přinese zřejmě ještě další překvapení.

M. Damashek aj. vykonali přehlídku rádiových pulzarů severně od 20° deklinace pomocí 92m radioteleskopu NRAO. Objevili při tom 23 nových pulzarů, přičemž nejpozoruhodnější z nich je objekt PSR 0655+64 s impulzní periodou 0,196 s, který jeví periodické kolísání periody s amplitudou 114 μs. Jde nepochybně o odraz oběžného pohybu pulzaru ve dvojhvězdě. Dráha má neměřitelně malou výstřednost a oběžná perioda činí 24 h 41 min. Pulzar je vzdálen přibližně 280 parseků a rotační perioda se velmi málo prodlužuje. Průvodcem neutronové hvězdy je málo hmotný objekt s hmotností 0,7 ÷ 1,5 M_O, jehož absolutní hvězdná velikost je větší než 13 mag.

Největším překvapením je ovšem objev milisekundového pulzaru, který ohlásili D. Backer aj. na základě pozorování 300m radioteleskopem v Arecibo. Pulzar 1937+215 se nalézá v souhvězdí Lištičky jako kompaktní složka plošného rádiového zdroje 4C 21.53 a má základní impulzní periodu 1,56 ms a disperzní míru 75 el. pc/cm³. To znamená, že mateřská neutronová hvězda rotuje kolem své osy zhruba 20krát rychleji než známý pulzar v Krabí mlhovině, a je tedy nedaleko meze roztržení tělesa odstředivou silou (viz ŘH 4/1983, str. 74).

Ke studiu vnitřní stavby neutronových hvězd přispívá přirozeně i pozorování náhlých skoků v periodě některých pulzarů, zvláště pak u pulzarů v souhvězdí Plachet a v Krabí mlhovině. Ke skokům u pulzaru Vela X dochází v intervalech 2,5 ÷ 4,1 let, což je příliš často, než aby šlo jev vysvětlit „zemětřeseními“ neutronové hvězdy (předvídaná rekurence je řádu staletí). To znamená, že jev vzniká v jádře neutronové hvězdy, jež se chová jako suprakapalina. Každé zpomalení rotace vede díky zmenšení odstředivé síly k popraskání kůry neutronové hvězdy. Kůra se tím „slehne“ o několik tisícin milimetru a to stačí na opětné zvýšení rychlosti rotace s ohledem na potřebu zachovat moment hybnosti hvězdy.

Donedávna zcela záhadná vzplanutí gama jsou nyní všeobecně považována za další projev rozmanitosti v chování neutronových hvězd (viz ŘH 5/1982, str. 92). T. Cline aj. znovu zpřesnili polohu výjimečně intenzivního vzplanutí z 5. března 1979, takže chybová ploška je nyní pouze 0,1 obl. minuty². Zdroj se nalézá v oblasti pozůstatku supernovy N49 ve Velkém Magellanově mračnu, ale neleží přesně v jeho centru. Ve spektru byla nalezena emisní čára o energii 400 keV, což se považuje za anihilační čáru 511 keV posunutou gravitačním červeným posuvem z = 0,25 do oblasti nižších energií. Tento rys společně s krátkým náběhem vzplanutí (méně než 0,2 ms) se považuje za přesvědčivý důkaz, že jde o jev na povrchu neutronové hvězdy. Tímtéž objektem ( FXP 0520-66) se zabývali též E. Mazec aj., kteří jej považují za velmi vzácný (je představitelem méně než 10 % pozorovaných vzplanutí gama) a na rozdíl od jiných autorů se domnívají, že jde o neutronovou hvězdu uvnitř Galaxie, dokonce o řád bližší než u ostatních zdrojů vzplanutí gama (autoři tím vysvětlují velkou intenzitu záblesku, jakož i pozorování sekundárních slabších úkazů ve dnech 6. března, 4. a 24. dubna 1979)! Zatímco běžná vzplanutí gama jsou dlouhá – tj. náběh trvá 1 ÷ 5 s a celkové trvání (až po intenzitu 1/e maxima) je 1 ÷ 100 s – tento zvláštní úkaz měl náběh desítek milisekund a exponenciální trvání jen 0,1 s.

Mazec aj. soudí, že dlouhá vzplanutí jsou projevem sporadické akrece hmoty v těsné dvojhvězdě, kdežto krátká jsou důkazem překotné termonukleární detonace na povrchu neutronové hvězdy podle modelu Ergmové a Sunjajeva z roku 1980. Spektrální analýza záření vzplanutí svědčí o tom, že jde o tepelné brzdné záření zmagnetizované plazmy o kinetické teplotě 50 ÷ 1 000 keV a intenzitě magnetického pole až 10⁹ T!

Pokrok v chápání povahy vzplanutí gama vedl k řadě teoretických prací, jež rozebírají možné fyzikální mechanismy, při nichž se náhle uvolňuje velké množství záření gama a rentgenového záření. Všeobecně se má za to, že základní příčinou je akrece hmoty na neutronovou hvězdu, a to buď z mezihvězdného prostoru, či ze druhé složky dvojhvězdy, anebo v důsledku srážky s chuchvalcem mezihvězdného materiálu či dokonce s kompaktním tělesem, jako je malá planeta. W. Howard aj. počítali průběh srážky neutronové hvězdy s ocelovým kulovým asteroidem o průměru 4 km. Volný pád ze vzdálenosti 10 000 km od neutronové hvězdy o hmotnosti 1,4 M_O trvá jen 1 s, přičemž při dopadu má asteroid rychlost asi 1/3 rychlosti světla. Slapovým působením se přitom deformuje na těleso ve tvaru nabroušené tužky s hrotem o průměru 200 m a vlastním tělesem o průměru 800 m a délce 70 km (ve směru letu). Při dopadu se během méně než 1 ms změní kinetická energie asteroidu v záření gama. S. Colgate a A. Petschek ukázali, že za přítomnosti silného magnetického pole vznikne místo tužky tenký pásek o tloušťce 3 mm, šířce 1 km a délce mnoha desítek kilometrů, jehož střední hustota dosáhne 10⁹ kg/m³!

Jakkoliv efektní jsou tyto výpočty, jednoznačně z nich plyne, že frekvence srážek malých planet s mateřskou neutronovou hvězdou by měly být mnohem nižší, než se nyní pozoruje, tj. řádově jeden úkaz za milion let. Jelikož všechno nasvědčuje tomu, že ve skutečnosti se vzplanutí opakují řádově během 1 ÷ 100 let, považuje se téměř za jisté, že příčinou je pomalá akrece materiálu bohatého na vodík či helium na povrch neutronové hvězdy. Takové výpočty uveřejnili S. Woosley a R. Wallace, B. Fryxell a J. Hameury aj. Modely vzplanutí se shodují v tom, že stačí akrece vodíku tempem 10^-13 M_O/r, aby docházelo k nestabilitám v termonukleárním hoření na povrchu neutronové hvězdy. Jakmile slupka na povrchu neutronové hvězdy dosáhne hmotnosti 3.10²⁰ kg (10^-10 M_O), nastane překotná termonukleární reakce, při níž se vodík explozivně mění v helium, a to vzápětí také detonuje. Modely dávají správné hodnoty rychlosti úkazu i přiměřené hodnoty uvolněné energie řádu 10³² J a předpovídají rekurence kratší než století.

Nepřímou podporu modelu poskytlo unikátní zjištění B. Schaefera, že zdroj vzplanutí gama z 19. 11. 1978 (FXP 0116-289) se nalézá na místě, kde dne 17. 11. 1928 na krátkou dobu vzplála hvězda 3 mag. Autor totiž prohlédl archivní desky Harvardovy observatoře a zjišťoval případné optické úkazy na místech tří známých zdrojů vzplanutí gama. Celkem šlo o více než půl roku kumulovaných expozic oblohy v letech 1889–1979. V tomto souboru se vyskytuje jediný optický jev, který byl téměř určitě vyvolán zábleskem hvězdy 3 mag o trvání řádu 1 s!

Modely vzplanutí gama vskutku předvídají i krátkodobou optickou emisi, a tak – pokud se potvrdí Schaeferovo pozorování – to znamená, že alespoň v jednom případě se vzplanutí opakovalo po 50 letech, což jednoznačně podporuje termonukleární model úkazů a vylučuje hypotézu o srážkách s asteroidy. Schaeferův objev podnítil rozsáhlé hledání obdobných koincidencí v archivních materiálech z jiných observatoří; to je přirozeně velmi piplavá práce. Jen několik vzplanutí gama má dostatečně spolehlivě určené souřadnice a optické pokrytí oblohy je velmi sporadické (oblačnost, svit Měsíce). Navíc jsou fotografické emulze většinou plny kazů, které mohou simulovat záblesky, takže na jednoznačnější závěry si zřejmě ještě nějakou dobu počkáme.

Zdá se tedy, že výzkum neutronových hvězd odpovědných za vzplanutí gama může rozvinout i naše poznatky o hmotě akreované z mezihvězdného prostoru. Tato složka galaktické látky je dosud známa zcela nedostatečně, jak o tom svědčí loňský objev M. Jury a W. Smitha, kteří v absorpčním spektru hvězdy ζ Oph objevili mezihvězdnou čáru na vlnové délce 780 nm, která přísluší neutrálnímu rubidiu. Jde o nejtěžší chemický prvek dosud objevený v mezihvězdném prostoru (protonové číslo 37, tj. prvek vzniká zachycováním neutronů při výbuchu supernovy, nikoliv při termonukleárních reakcích ve hvězdách).

Studium mezihvězdné i mezigalaktické hmoty začíná být zřetelně Achillovou patou moderní astronomie. Z nejrůznějších náznaků tušíme, že vesmír obsahuje mnoho neviditelné hmoty; je jí úhrnem nejméně o řád a možná o dva řády více než hmoty viditelné – velká část je zřejmě „ukryta“ v korónách samotných galaxií a o její povaze se toho ví velmi málo. Také rozložení hmoty ve vesmíru je známo zcela nedostatečně. Z teorie expandujícího vesmíru odvodili J. Zeldovič a S. Šandarin, že galaxie by měly vytvářet nehomogenní shluky, oddělené prolukami o objemech řádu 10⁶ Mpc³. Objev takových proluk ohlásili předloni J. Kirshner aj. ve směru souhvězdí Bootes, ale jejich práce je nyní kritizována V. Balzanem a D. Weedmanem a dále N. Sanduleakem a P. Peschem. Zmínění autoři nalezli řadu galaxií Markarjanova typu, jejichž červené posuvy spadají právě do oblasti uvažované mezigalaktické díry. Není ovšem známo, zda jsou Markarjanovy galaxie typickou galaktickou populací, takže celý problém zůstává otevřen. Další pokrok závisí na řádovém rozšíření údajů o červeném posuvu galaxií, pročež se pozorovatelé u velkých dalekohledů předhánějí v úsilí, s nímž pořizují a měří červené posuvy ve spektrech velmi vzdálených galaxií či kvasarů.

Galaxie a kvasary – a to dnes víme prakticky bez jakýchkoliv pochybností – spolu prostorově i geneticky souvisejí. J. Tyson aj. potvrdili, že kolem proslulého kvasaru 3C 273 v souhvězdí Panny je mlhovina červené barvy, což je vlastně zčervenalé světlo obří eliptické galaxie v příslušné kupě galaxií. Hmotnost kvasaru odhadli C. Dyer a R. Roeder na 5.10¹³ M_O. T. Boroson a J. Oke objevili červeně posunuté absorpční čáry odpovídající průměrnému spektru hvězd třídy A7 v okolí kvasaru 3C 48. To znamená, že tento kvasar leží v jasně spirální galaxii, která je 100krát svítivější než Mléčná dráha. Konečně J. Hutchings aj. nalezli mlhovinné obaly kolem všech 29 kvasarů, které zkoumali na snímcích velkým 3,6m teleskopem CFHT. Odtud nejspíš plyne, že kvasary představují počáteční fázi vývoje některých galaxií, kdy se kolem černé veledíry – vlastního kvasaru – tvoří a zase hned slapově trhají hvězdy.

Podle statistiky, kterou zveřejnili L. Woltjer a G. Setti, je na obloze jen asi sto kvasarů do 15 mag, tj. 10^-4 počtu hvězd do téže mezní hvězdné velikosti. Kolem 20 mag je však již řádově 10⁵ kvasarů, tj. 10^-2 počtu hvězd, a do 24 mag je 10⁹ kvasarů, tj. týž počet jako hvězd, ale stále ještě jen 10 % počtu galaxií do téže mezní hvězdné velikosti. Hledání tak slabých kvasarů je metodicky obtížné, poněvadž běžná kritéria (koincidence s rádiovými zdroji či ultrafialový přebytek záření ve spektru) pro velmi slabé – a tedy i vzdálené – objekty selhávají. Někdy se daří nalézt kvasary pomocí rentgenového záření, ale naneštěstí toho času nepracuje žádná dostatečně výkonná družice pro detekci rentgenového záření.

Tyto potíže se projevují například rozpornými tvrzeními o prostorové hustotě kvasarů s mimořádně velkými červenými posuvy. P. Osmer na základě přehlídky 4m dalekohledem CTIO v Chile soudí, že se ve vesmíru nevyskytují kvasary s červeným posuvem větším než 3,7 – což by ukazovalo na časovou hranici, před níž ve vesmíru kvasary ještě neexistovaly. Naproti tomu G. Mather a L. Nottale usuzují, že prostorová hustota kvasarů se nemění nejméně do hodnot červeného posuvu z = 6.

K tomu poznamenejme, že B. Peterson aj. oznámili objev nejvzdálenějšího a nejsvítivějšího kvasaru PKS 2000-330 v souhvězdí Střelce, jenž se jeví opticky jako modrá hvězda 19 mag a rádiově byl identifikován v Parkesu již v roce 1971. Spektrum obsahuje 6 čar, jejichž červený posuv z = 3,78 je novým rekordem (vzdalování 91 % rychlosti světla) – viz ŘH 12/1982, str. 258.

Pokud jde o svítivost, má tento objekt vážného konkurenta v kvasaru 3C 345, jenž byl pozorován P. Harveyem aj. v daleké infračervené oblasti (pásmo 50 a 100 μm) pomocí létající infračervené observatoře KAO. Velký infračervený přebytek tohoto poměrně blízkého kvasaru (vzdálenost 1,2 Gpc) odpovídá svítivosti 4.10¹³ L_O, tj. více než o dva řády vyšší než u obřích galaxií.

Třetí případ kvasaru zobrazeného gravitační čočkou nalezli D. Weedman aj. Kvasar 2345+007 se skládá ze složek o vzájemné úhlové vzdálenosti 7,3″ se zdánlivými jasnostmi 19,5 mag a 21 mag. Složky mají červené posuvy 2,152 a 2,147. C. Dyer a R. Roeder soudí, že také pár 1038+528 je kvasarem zobrazeným bližším kvasarem jako gravitační čočkou! Odtud lze odhadnout hmotnost bližšího kvasaru na 7.10¹³ M_O. To obecně znamená, že mimořádné svítivosti kvasarů souvisejí zcela zřetelně s jejich mimořádnými (vůči běžným galaxiím) hmotnostmi.

Dvacet let zkoumání kvasarů pomohlo přece jen vyjasnit dva základní problémy – tj. kvasary jsou zřejmě ve vzdálenostech, které plynou z kosmologického výkladu červeného posuvu v jejich spektrech, a základním energetickým mechanismem je přeměna gravitační energie v záření v okolí těles, která jsou nejspíše supermasivními černými dírami (černými veledírami). Rozhodující úlohu při tom hraje magnetické pole, jež přenáší rotační a orbitální energii na vzdálené zářící částice (D. MacDonald a K. Thorne).

Naproti tomu uplynulých dvacet let spíše zkomplikovalo základní problém observační kosmologie, totiž určení stupnice vzdáleností ve vesmíru. Jak známo, přímé metody měření vzdáleností (trigonometrie, pohyby otevřených hvězdokup) selhávají již uvnitř naší Galaxie. Všechny ostatní indikátory vzdáleností jsou nepřímé a relativně nejlépe vyhovují svítivé hvězdy jako cefeidy, novy a supernovy. Nicméně už zde nastávají problémy s určováním nulových bodů atp., takže s výjimkou blízkých galaxií v místní soustavě nemáme příliš spolehlivou základní kalibraci vzdáleností galaxií. To se pak velmi rušivě projevuje, když přecházíme do kosmologických vzdáleností a chceme odvozovat vzdálenosti galaxií či celých kup a nadkup z Hubbleova vztahu. Základním parametrem je zde, jak známo, hodnota Hubbleovy konstanty H₀, a v tomto směru se situace v poslední době spíše zhoršuje (viz též ŘH 12/1982, str. 247). A Sandage a G. Tammann sice odvozují hodnotu H₀ = (50 ±7) km/s/Mpc v souladu s Fridmanovým modelem vesmíru, jenž pro decelerační parametr q = 0 dává teoretickou hodnotu H₀ = (46 ±6) km/s/Mpc při stáří vesmíru (17 ±2) miliardy let (tuto hodnotu lze určit z pozorovaného stáří hvězd v kulových hvězdokupách). Naproti tomu D. Hanes revidoval Sandageovu-Tammannovu metodu a dostal H₀ = (76 ÷ 12) km/s/Mpc a nevylučuje ani H₀ kolem 100 km/s/Mpc.

Tím vzniká vážný rozpor mezi stářím vesmíru odvozeným na jedné straně z Hubbleovy konstanty (cca 10 miliard let) a na druhé straně stářím vypočítaným z věku kulových hvězdokup a z radioaktivního rozpadu různých nuklidů (16 ÷ 20 miliard let). Rozličná vysvětlení nesouhlasu jsou sice početná, ale značně „divoká“, takže se prostě musíme na čas smířit s tím, že v této základní otázce nemá současná kosmologie příliš jasno.

Zato velmi mnoho užitečné teoretické práce bylo vykonáno při studiu počátečních a závěrečných fází vývoje vesmíru. Nejranější fází vesmírného vývoje se zejména zabývají L. Griščuk a J. Zeldovič, kteří poukazují na neznámou povahu počáteční kosmologické singularity. K jejímu budoucímu studiu je zřejmě zapotřebí vybudovat kvantovou teorii gravitace. Zatímní vývojový scénář pro vesmír vypadá podle citovaných autorů tak, že „na počátku byl čas, kdy nebyl žádný čas“, neexistovaly žádné hmotné částice a žádný prostor. Kosmologickou singularitu lze odstranit spontánním vznikem vesmíru z ničeho, jak poprvé ukázal Tryon v roce 1973 (Nature 246, 396). Počáteční stav lze pak popsat jako fluktuace vakua všech fyzikálních polí. Jako výsledek kvantových fluktuací se objevila uzavřená geometrie prostoročasu, v níž klasické relativistické gravitační pole hrálo roli vnějšího pole vůči všem ostatním kvantovým polím. Tak došlo k polarizaci vakua vnějším gravitačním polem a ke vzniku vesmíru, který již můžeme fyzikálně popisovat v rámci současných teorií velkého sjednocení fyzikálních interakcí.

Tento vesmír je především vysoce homogenní i izotropní v měřítkách nad 100 Mpc, ačkoliv podle standardního modelu nebyly částice v raném vesmíru v kauzálním styku. Střední hustota hmoty ve vesmíru byla neobyčejně blízko hustoty kritické, tj. kinetická energie expanze vesmíru je velmi blízká gravitační potenciální energii – například v raných obdobích vzniku lehkých prvků je tato rovnost splněna s relativní přesností lepší než 10^-15, což je přímo neuvěřitelná shoda. V původně homogenním vesmíru se v důsledku adiabatické expanze začaly vytvářet poruchy hustoty menších měřítek – zárodky kup galaxií. Vesmír jeví vysokou baryonovou asymetrii (baryonů je mnohem více než antibaryonů) a fotonovou asymetrii (fotonů je 10⁹krát více než baryonů), takže specifická entropie vesmíru je vysoká a opravňuje nás hovořit o horkém počátečním vesmíru. Pokud je tento scénář rámcově správný, měli bychom časem nalézt gravitační záření kosmického pozadí obdobné reliktnímu záření elektromagnetickému.

V další práci ukázal I. Rozental, že strukturu vesmíru pravděpodobně určují numerické hodnoty některých základních fyzikálních konstant, a to relativní hodnoty konstant čtyř fyzikálních interakcí, rozměrovost prostoru, poměr hmotností elektronu a nukleonu a konečně rozptyl hmotností částicových multipletů. Autor ukazuje, že již poměrně malé změny hodnot kterékoliv z konstant by vedly k vesmírům drasticky odlišným od našeho (například k vesmíru bez atomů nebo molekul či bez hvězd a galaxií). V tomto smyslu autor vlastně rozvíjí proslulý antropický princip, o němž jsme na tomto místě pojednali před rokem.

D. Page a M. McKee se zabývali budoucím vývojem trvale expandujícího vesmíru s ohledem na nové výsledky částicové fyziky, tj. že neutrina mají (snad) hmotnost větší než nula a že proton má poločas rozpadu řádu 10³¹ let. V tom případě během 10³⁰ let zaniknou hvězdy i galaxie v dnešní podobě. Veškerý materiál (mezihvězdný plyn a prach, planety a menší kompaktní tělesa, černí trpaslíci, neutronové hvězdy i hvězdné černé díry) splyne do černých veleděr o hmotnostech nadkup galaxií. Rozpad protonů však povede k vytvoření pozitronů, fotonů i gravitonů, takže za 10³³ let budou ve vesmíru černé veledíry, stabilní pozitrony, fotony a případně elektrony. Tyto černé veledíry se Hawkingovým mechanismem vypaří za 10¹⁰⁸ let. Vznikne tak pozitronově-elektronové plazma, jež už ve stáří nad 10¹⁰⁰ let bude dominující složkou vesmíru. Páry pozitron-elektron se přemění v záření v intervalu 10 ¹¹⁶ ÷ 10 ²³⁰ let, čímž přestane být další vývoj expandujícího vesmíru fyzikálně zajímavý. Netrapme se však více pochmurnými vyhlídkami expandujícího vesmíru a vraťme se k astrofyzikálním perspektivám nejbližší budoucnosti.

S. P. Boughn aj. z Princetonské univerzity uveřejnili negativní výsledky hledání gravitačních vln pomocí 4,8t hliníkového válce chlazeného na teplotu kapalného helia po dobu delší než jeden rok. Ačkoliv mohli zaznamenat vibrace o amplitudě 10^-18 (tj. přístroj je asi 10³krát citlivější než původní aparatura J. Webera), nezaznamenali žádné signály. To je v podstatě ve shodě s rozborem J. Dymnikovové aj., kteří ukázali, že od aktivních jader galaxií a případně od kulových hvězdokup lze čekat záblesky gravitačního záření s relativní amplitudou 10^-19 ÷ 10^-21 v pásmu frekvencí 10^-5 ÷ 10^-4 Hz. Nízkofrekvenční signály by se snad daly zachytit rozborem přesných drah kosmických sond, zatímco vysokofrekvenční složku lze principiálně zjistit gravitačními anténami na zemském povrchu.

Přehled o stavu možností detekce gravitačních vln z vesmíru publikoval R. Drever, jenž především poukázal na skutečnost, že gravitační vlny vznikají při urychlování těžkých hmot. Urychlujeme-li však jakékoliv těleso daným směrem, znamená to prakticky, že musíme jinou hmotu vrhnout protilehlým směrem, takže výsledné gravitační záření obou objektů se „skoro“ zruší. Jestliže je přesto naděje na detekci gravitačního záření, vděčíme za to kvadrupólovému momentu celého systému opačně urychlovaných hmot, jenž se urychlováním změní a vede k vyzáření energie v podobě gravitačních vln. Není proto divu, že takto uvolněná energie je velmi slabá; přispívá k tomu okolnost, že relativní hodnota konstanty gravitační interakce je extrémně nízká, například gravitační síla mezi protony je 10^-27 krát menší než jejich vzájemné elektrostatické působení.

Vzniklé gravitační záření registrujeme na Zemi vhodným detektorem ( gravitační anténou), což je v zásadě soustava dvou testovacích těžkých těles. Průchodem gravitační vlny dochází k deformaci prostoru, což se projeví malou změnou vzájemné vzdálenosti testovacích hmot. Jsou-li testovací hmoty vzdáleny 1 m od sebe, pak supernova v naší Galaxii (přesněji gravitační kolaps jádra hvězdy, která vybuchuje jako supernova) způsobí posuvy testovacích hmot o 10^-17 m (průměr jádra atomu je 10^-15 m)! Podobně supernova v kupě galaxií v souhvězdí Panny dá posuvy řádu 10^-20 m. Téhož řádu je úhrnné gravitační záření vznikající oběhem všech dvojhvězd v Galaxii. Gravitační záření vznikající rotací pulzaru v Krabí mlhovině by dalo posuvy 10^-24 ÷ 10^-27 m, čímž se však dostáváme do nesnází díky Heisenbergově relaci neurčitosti.

Drever odhaduje, že citlivost soudobých aparatur bude potřeba zvýšit ještě o šest řádů, abychom obdrželi rozumný počet řádově 10 gravitačních úkazů do roka. Jako pozemské gravitační antény připadají v úvahu zejména silně chlazené těžké hmoty nebo obří safírové krystaly s detektory na principu supravodivých skvidů anebo obří optické interferometry. Mimo Zemi lze využít extrémně přesných měření poloh kosmických sond a případně vibrací velmi hmotných těles, jako je Měsíc. Není sporu o tom, že objev gravitačního záření by zásadně změnil obraz soudobé astronomie; i největší optimisté však soudí, že k detekci nedojde dříve než koncem tohoto století.

Také některé nové výsledky ve fyzice elementárních částic se bezprostředně dotýkají astrofyziky. Tak B. Cabrera ze Stanfordovy univerzity oznámil pravděpodobný objev magnetického monopólu pomocí supravodivého skvidu dne 14. 2. 1982 – další rozbor však posuzuje velmi skepticky možnost, že Cabrerou pozorovaný úkaz je vskutku projevem magnetického monopólu. J. Vuilleumeir aj. nezjistili u švýcarského výzkumného reaktoru Gosgen žádné oscilace neutrin, v rozporu s teoriemi velkého sjednocení, jež předvídají nenulové a navzájem různé hmotnosti tří typů neutrin (nejtěžší by mělo být neutrino τ a nejlehčí elektronové neutrino).

Jak uvádí N. Dombey, teorie velkého sjednocení nevylučují možnost, že ve velmi chladném vesmíru nabude při dalším porušení symetrie kladnou klidovou hmotnost i částice, jejíž nulová klidová hmotnost se má bezmála za posvátnou, totiž foton! K ověření takové možnosti je ovšem potřeba docílit extrémně nízkých teplot (pod 0,05 K), pročež Clark aj. připravují experiment, který by umožnil zjistit klidovou hmotnost „chladného“ fotonu, jestliže dosahuje hodnoty aspoň 1 neV/c².

Z nových metodických postupů uveďme alespoň jediný, který nevyžaduje žádnou složitou moderní techniku, a je tudíž v principu přístupný i astronomům-amatérům. D. Malin si všiml skutečnosti, že fotografický záznam astronomického objektu je fakticky trojrozměrný, tj. proniká do hloubky emulze. To naopak znamená, že slabé partie obrazů mlhovin a jiných plošných zdrojů jsou zachyceny převážně v povrchové vrstvě emulze, a odtud je můžeme vhodným postupem podstatně zvýraznit vůči pozadí. Malinův postup spočívá v tom, že se originální negativ prosvětluje rozptýleným světlem, jež slouží k vytvoření kontaktní kopie. Metoda je nenáročná a mimořádně úspěšná, jak autor doložil na snímcích mlhovin i galaxií, obsahujících dříve nevídané množství jemných podrobností.

Mírné oživení zaznamenala loni kontroverzní otázka existence či hledání cizích civilizací. Vnějším projevem této okolnosti je ustavení samostatné 51. komise IAU „Hledání mimozemského života“ s M. Papagiannisem jako jejím prvním prezidentem. Současně se americké NASA podařilo uvolnit aspoň část fondů na projekty hledání cizích civilizací, které byly zablokovány americkým Kongresem na základě tzv. Proxmirova dodatku (zřejmou zásluhu na pacifikaci senátora Proxmira má prof. C. Sagan, který s ním o uvedené otázce dlouze diskutoval). S. Wallenhorst se zabýval současným tvarem proslulé Drakeovy rovnice z roku 1961, vyjadřující pravděpodobnost existence cizích civilizací v Galaxii. Jestliže původní hodnoty uvažované v Drakeově rovnici vedly k odhadu průměrné vzdálenosti mezi civilizacemi řádu 100 pc, nová revize udává průměrnou vzdálenost 2 kpc, takže naše přehlídka by měla zahrnout řádově 10⁹ hvězd. F. Tipler a M. Hart uvedli rozumné důvody pro poměrně rychlou kolonizaci Galaxie nejpokročilejší civilizací v době kratší než 10⁷ let. Hart ukázal na malé a časově proměnné hranice ekosfér kolem hvězd slunečního typu. Nicméně hlavními pesimisty při diskusích o existenci mimozemských civilizací zůstávají biologové, kteří snesli postupně řadu argumentů proti snadnosti vzniku života i za příhodných fyzikálně-chemických podmínek (nakonec i na Zemi se vznik života podařil patrně pouze jednou: všechny živé organismy jsou pravděpodobně potomky jediné prvotní buňky a souhra náhod, jež vedla ke vzniku, udržení a rozvoji pozemského života, obsahuje stále delší spis přímo neuvěřitelně nepravděpodobných koincidencí).

V loňském roce jsme zaznamenali úmrtí řady významných zahraničních astronomů: J. A. Whelana (teoretická astrofyzika, akreční disky), J. Neymana (statistická kosmologie), K. Serkowského (polarometrie), V. Bappu (prezident IAU, hvězdná astrofyzika), E. Linfoota (astronomická optika), G. A. Abettiho (sluneční fyzika), O. Melnikova (sluneční fyzika), D. O´Connella (těsné dvojhvězdy), F. Maliny (astronautika) a u nás prof. O. Obůrky (viz ŘH 3/1983, str. 56).

Britská královská astronomická společnost udělila Herschelovu medaili G. de Vaucoulersovi, známému odborníku na morfologii galaxií, a zlatou medaili R. Giacconimu, řediteli Ústavu pro kosmický teleskop. Pacifická astronomická společnost udělila medaili K. Bruceové E. M. Burbidgeové, jež studuje zejména galaxie a kvasary. Stejnojmennou amatérskou medaili obdržel G. Alcock z Anglie, objevitel řady nov a komet.

Velmi originální studii předložili N. Koževnikov a A. Šarov, když sestrojili histogramy roků narození a délek života 4 245 význačných vědeckých a uměleckých osobností 19. a 20. století. Zjistili, že délky života jsou poměrně vlnitou funkcí se značnou amplitudou s periodami 2,7; 5,5 a 11 roků (nejvýraznější je vlnovka s periodou 5,5 roku) a že nejvíce významných lidí se rodí v době extrémů sluneční činnosti.

Filadelfský Ústav pro vědecké informace uveřejnil seznam 105 vědeckých prací ve fyzice, jež byly publikovány v roce 1979 a získaly v letech 1979–1980 nejvíce citací. V tomto souboru je astronomie a astrofyzika zastoupena celkem 18 pracemi. Vůbec nejvíce byla citována práce B. Kurucze o modelech atmosfér pro hvězdy hlavní posloupnosti (195 citací). Na dalších místech jsou pak soubory prací o pozorováních z družice Einstein (31 spoluautorů, 136 citací) a o výsledcích kosmické sondy Voyager 1 při průletu kolem Jupiteru (22 spoluautorů, 122 citací). Experimentální práce jsou citovány pětkrát častěji ve srovnání s teoretickými.

Statistikou prací amerických astronomů se jako obvykle zabýval H. Abt. Tentokrát zkoumal publikační historii 115 amerických astronomů, kteří uveřejnili v letech 1945–1980 celkem 2 988 prací. V časovém rozložení četnosti prací objevil dvě maxima, jedno v době získání akademické hodnosti Ph. D. (tj. zhruba naše CSc.) a druhé 5–8 let po doktorátu. Pak si většina astronomů zhruba po čtvrtstoletí udržuje konstantní produktivitu. Výjimkou jsou špičkoví astronomové, kteří od doktorátu podávají stále vyšší výkony a maxima dosahují až o 27 let později. Ke špičce řadí Abt 11 % astronomů daného souboru, kteří se zpočátku podílejí na 30 % a později dokonce na 65 % celkové roční astronomické produkce ve Spojených státech. Není vyloučeno, že obdobný soubor pro jiné země by prokázal podobné či přímo shodné rysy, takže Abtovy výzkumy by měli zvlášť pečlivě studovat zejména manažeři vědy.

O rychlém pokroku astronomie svědčí nejenom tento přehled, ale také výsledky posledního, v pořadí již 18. valného shromáždění Mezinárodní astronomické unie (IAU) , které se konalo v srpnu 1982 v Patrasu v Řecku (viz ŘH 12/1982, str. 245). Na práci IAU se nyní podílí 5 200 členů z 50 zemí světa. Československo je zastoupeno 1 % členů. Ve výkonných orgánech Unie pracuje člen korespondent SAV Ľ. Kresák jako jeden ze šesti viceprezidentů výkonného výboru a jako viceprezident 15. komise (komety). Dále je doc. A. Mrkos viceprezidentem 6. komise pro astronomické telegramy. Přesto se nám však nedaří udržovat si vynikající postavení, které čs. astronomie v této vrcholné mezinárodní astronomické instituci donedávna měla. To má zajisté řadu vnějších i vnitřních příčin, jež musí analyzovat odpovědní činitelé. Zmiňuji se však o tomto faktu, abychom si i na něm ukázali, že v současné astronomii není žádný vědecký či organizační výsledek trvalý – chceme-li si udržet kontakt s astronomickým děním, musíme o to cílevědomě usilovat – ať už v oboru pracujeme aktivně, anebo si o něm jenom čteme v Říši hvězd.

Žeň objevů – rok 1983

Díky překotnému rozvoji pozorovací techniky se astronomické objevy v minulých letech dostávaly často na první stránky novin nebo do rozhlasových i televizních zpráv. Zdá se, že toto údobí zvolna končí. Především se již podařilo zotvírat všechna okna elektromagnetického spektra od hektometrových rádiových vln až po pronikavé záření gama a za druhé všude ve světě stagnují nebo se dokonce snižují prostředky věnované na základní vědecký výzkum. Tento „oddech“ ve studiu vesmíru však není tak úplně na škodu. V uplynulých letech se totiž nahromadilo nesmírné množství z větší části nezpracovaného (často dokonce ani neprohlédnutého) pozorovacího materiálu a jeho nynější zpracování přináší často překvapivé vědecké zisky. Kromě toho důkladnější zamyšlení nad nedávnými objevy a případně vyplnění mezer v objevovaných souvislostech přináší mnohem komplexnější a celistvější pohled na děje, které v kosmu probíhají.

Tak například z množství dílčích poznatků, získaných převážně kosmickými sondami, ale také radiolokací ze Země, se podařilo podstatně zlepšit naše vědomosti o planetě Venuši. Atmosféra Venuše je z 96 % tvořena oxidem uhličitým a zbytek představuje molekulární dusík s nepatrnou příměsí vodní páry. Povrch Venuše je neustále zcela zakryt mraky, které dosahují výšky až 20 km nad terénem. Další oblačné vrstvy se vyskytují mezi 48 a 70 km nad povrchem planety. Ve výšce 30 km nad planetou vane vítr ve směru východ-západ rychlostí 30 m/s a ve výšce 60 km rychlostí 100 m/s. V atmosféře Venuše byly pozorovány elektrické výboje (blesky) a na noční straně i ionosféra. Radarem byly získány údaje o výškopisu (topografii) planety s plošným rozlišením 10 000 km² a výškovým na 200 m. Z toho plyne, že 60 % povrchu Venuše tvoří roviny, 16 % prolákliny a 24 % horské oblasti. Jestliže za nulovou hladinu zvolíme střední poloměr planety 6 051,4 km, pak nejnižší deprese dosahuje relativní hloubky 2,9 km a nejvyšší převýšení má pohoří Maxwell Montes (10,8 km). V oblasti označené Beta a Afrodite Terra se velmi pravděpodobně nacházejí aktivní sopky, jejichž sopečné kužele dosahují relativní výšky až 6 km. Další zlepšení našich vědomostí o planetě, která se hmotností a rozměry nejvíce podobá Zemi, přinesou nepochybně nedávno vypuštěné sondy Veněra 15 a 16, jakož i plánované automatické stanice.

Pozoruhodným výsledkem nejnovějšího výzkumu kosmického prostoru jsou mnohé překvapivé poznatky týkající se naší Země jako kosmického tělesa. V. M. Canuto aj. se zabývali vznikem nejranější atmosféry Země v období budování sluneční soustavy. Především se ukazuje, že plynná složka sluneční pramlhoviny se rozptýlila během několika málo milionů let, zatímco proces nabírání (akrece) planetesimál, z nichž posléze vznikly planety, je řádově mnohem delší. To znamená, že téměř celý akreční proces vzniku planet probíhal v prostředí zbaveném volných plynů, takže atmosféry planet musí být až následným produktem poté, kdy tato pevná tělesa vznikla. Podle zmíněných autorů se na vzniku a složení zemské atmosféry zprvu podílely tyto procesy: srážky s kometami, vypaření tuhých těles (meteoroidů, planetek) srážejících se se Zemí a výron plynů ze zemského nitra při vulkanických procesech. Hlavní složky prvotní atmosféry byly podle toho kyslík (!), vodík a jejich jednoduché sloučeniny jako hydroxyl a formaldehyd.

Stáří Země, určené různými metodami, dává podle R. Hutchinsona shodně 4,5 miliardy let. (W. Conpston našel na hoře Narrayer v západní Austrálii krystal zirkonia starý 4,2 miliardy let.) V období od -4,4 do -3,8 miliard let postihlo Zemi tzv. těžké bombardování, kdy na Zemi (podobně jako na další vnitřní planety a na Měsíc) často dopadala volná menší tělesa rané sluneční soustavy. Pravděpodobně již před 3,8 miliardami let vznikl na Zemi život, a to jediným procesem. Bakteriální buňky jsou prokázány již ze stáří -3,5 miliardy let. Pro vznik života mělo patrně klíčový význam bombardování Země uhlíkatými chondrity, které snad pocházejí z komet, tj. z prvotního nepřetvořeného stavebního materiálu sluneční soustavy.

Zajímavé údaje o stavbě zemského tělesa poskytuje nejen geologie a geofyzika, ale také srovnávání s vlastnostmi planet zemského typu a s Měsícem (V. L. Barsukov a V. S. Urusov). Je vlastně překvapující, jak tenká je zemská kůra, jejíž tloušťka pod dny oceánů nepřesahuje 12 km, zatímco v místech kontinentů dosahuje až 65 km. Největší hmotnost i objem má pod kůrou se nalézající plášť o celkové tloušťce 2 900 km, který zaujímá 83 % objemu celé Země a 68 % její hmotnosti. Plášť je hlavní zásobárnou zemského tepla a zdrojem hlubinných zemětřesení a vulkanismu. Obsahuje zejména sloučeniny Si, Mg, O, Al, Fe a Ca. Hustota hornin pláště převyšuje 3,3 až 4,2krát hustotu vody a teploty se pohybují v rozmezí 1 000 ÷ 2 000 °C. Směrem ke středu Země pak následuje vnější jádro o tloušťce zhruba 2 200 km, které je roztavené. Posledních 1 215 km směrem ke středu Země představuje vnitřní krystalické jádro bohaté na železo a nikl. Podle D. L. Andersona má toto vnitřní jádro charakter skla. Barsukov a Urusov usuzují, že poloměr Země se za poslední 2 miliardy let zvětšil o 3 ÷ 4 %, což způsobilo praskání zemské kůry a posléze i rozlomení prakontinentů na dnešní oddělené světadíly. Tyto donedávna hypotetické pochody lze již studovat přímo pozorováním.

Mnohaleté sledování poloh retroreflektorů na Měsíci i na specializovaných umělých družicích pomocí laserových impulzů, dále rádiová měření na velmi dlouhých základnách metodou mezikontinentální interferometrie (VLBI), jakož i rádiová Dopplerova měření pohybu družic dramaticky zvýšila přesnost měření poloh a vzdáleností, takže například vzdálenost Země-Měsíc se běžně měří se standardní chybou ±200 mm a polohy specializované družice Lageos dokonce ±50 mm! Souběžně vzrůstá také přesnost časových měření, příkladně perioda rotace Země se měří s chybou ±0,5 ms. Odtud se podařilo určit například souřadnice zemských pólů s chybou ±110 mm, poloměr Země s chybou ±1,0 m, rychlost vzdalování Měsíce od Země (37 ±2) mm/r a směr pohybu litosférických desek, a tedy i kontinentů na Zemi (viz též ŘH 64, 11/1983, str. 225).

Velmi cenná jsou pozorování již zmíněné družice Lageos, vypuštěné v květnu 1976 na kruhovou dráhu ve výši 6 000 km nad Zemí se sklonem 73°. Družice o průměru 0,6 m má na svém povrchu 426 koutových odražečů, což umožňuje měřit její polohu (resp. vzdálenost) s přesností, která převyšuje hodnoty pro jakoukoliv jinou umělou družici. Jak ukázal D. E. Smith, poloměr dráhy družice se zmenšuje o 1 mm/d, tj. o jeden až dva řády více, než se očekávalo. Smith usuzuje, že rychlost poklesu ovlivňují změny v albedu Země, a tím i změny v působení tlaku záření na družici. W. M. Kaula odvodil ze změn v poloze uzlu dráhy Lageosu změny tvaru Země, způsobené patrně proměnností ledového příkrovu Země v polárních oblastech.

A. Mazaud aj. zkoumali průběh změn polarity zemského magnetického pole za posledních 100 milionů let. Jednotliví autoři zjistili, že zemské magnetické pole změnilo během té doby polaritu 174 ÷ 191krát a že každé „překlopení“ trvalo méně než 40 000 let. Zmínění odborníci objevili v těchto datech periodu 15 milionů let. Relativně vysoká frekvence „překlopení“ ukazuje, že život na Zemi se dokáže s těmito změnami zřejmě dobře vyrovnat, a domněnky o tom, že v období „překlopení“ dochází ke katastrofám ve vývoji života vzhledem k nedostatečné ochraně před působením pronikavého kosmického záření, nejsou tedy zřejmě oprávněné.

Výrazně se však změnil názor odborné vědecké veřejnosti na jinou katastrofickou domněnku, která ještě před několika málo lety vypadala neobyčejně nepravděpodobně, totiž na následky srážky Země s planetkami. Vědeckým rozborem problému se teoreticky zabýval H. C. Urey již v r. 1973 a u nás L. Křivský v r. 1978. Pak přišla proslulá práce L. a W. Alvarezových, F. Asara a H. Michelové z r. 1979, jež poukázala na anomální zastoupení iridia ve vrstvě z rozhraní druhohor a třetihor poblíž italského města Gubbio. V srpnu 1983 se konalo v Arizoně v USA samostatné sympozium o katastrofických následcích srážek s planetkami pro život na Zemi. V prvé řadě se ukazuje, že ke srážkám s planetkami o průměru řádu 10 km dochází zhruba jednou za 50 až 100 milionů let (L. Kresák, E. M. Shoemaker). Za druhé je zřejmé, že v minulosti Země došlo k několika událostem, jejichž následkem bylo hromadné vymírání živočichů. Největší taková katastrofa se udála na konci prvohor, v permu, před 225 miliony lety, kdy v historicky krátké době vyhynulo 95 % (!) druhů mořských živočichů – v tomto případě však vymírání mělo velmi pravděpodobně čistě pozemskou příčinu, totiž radikální změnu přírodních podmínek vlivem zmenšení rozsahu tzv. šelfových moří. Vcelku lze paleontologicky prokázat nejméně pět katastrof za posledních 570 milionů let.

Hlavním argumentem pro souvislost mezi uvedenými katastrofami a pády meteoritů, či spíše srážkami Země s planetkami, jsou nálezy anomálně vysokého zastoupení iridia v příslušných geologických vrstvičkách. Iridium je v zemské kůře velmi vzácné, kdežto v meteoritech je zastoupeno mnohem výrazněji. Jestliže tedy při dopadu obřího meteoritu (tj. malé planetky) se materiál tělesa rozptýlí v ovzduší a pak znovu klesá na povrch Země na velkém území, projeví se to ostře ohraničenou anomálií v zastoupení iridia po celé Zemi. To se vskutku podařilo prokázat pro ekologickou katastrofu před 65 miliony lety, na rozhraní druhohor a třetihor, jak jsme se o tom zmínili v předešlých výročních přehledech.

Od té doby geologové nezaháleli a potvrdili zmíněnou iridiovou anomálii již na 36 místech v různých částech zeměkoule, a to i na mořském dně v centrálních oblastech Tichého oceánu, kde byla zjištěna dokonce rekordní koncentrace, tisíckrát převyšující normální hodnoty pro zemskou kůru. V těchže vrstvách se obdobně zjistilo zvýšené zastoupení dalších kovů, jako je zlato, osmium, platina, rhodium, ruthenium, paladium, nikl a kobalt. L. W. Alvarez v přehledovém článku poukázal na fakt, že jsou dobré důkazy o tom, že proslulí veleještěři vymřeli v té době náhle, a nikoliv pozvolna, jak se dosud domnívají četní paleontologové a biologové, kteří myšlenku vnějšího zásahu při vymírání pozemské fauny a flóry odmítají. Úhrnem však v té době vyhynula celá polovina pozemských živočišných druhů a zdá se, že i větší část flóry. Tak například C. Orth prokázal, že zcela náhle poklesla koncentrace pylových zrn v uvedené geologické vrstvě přibližně 300krát! Velmi významnou podporou celé domněnky se staly výpočty provedené na zvlášť výkonných počítačích v Los Alamos. K tomu cíli byly použity programy pro hydrodynamickou simulaci následků výbuchů vodíkových pum – jde ovšem o výraznou extrapolaci, protože energie uvolněná při srážce s planetkou o průměru 10 km se odhaduje na ekvivalent 10⁸ megatun TNT (tj. 10²³ J), což je 10 000krát více než energie, která by se uvolnila současnými výbuchy všech jaderných zbraní, které se toho času nacházejí ve vojenských arzenálech všech atomových mocností!

Tyto výpočty prokázaly, že již několik hodin po vlastní srážce se do vysokých vrstev zemského ovzduší dostane v podobě drobných částeček prachu a kapiček vody nejméně dvacetkrát a možná stokrát více hmoty, než kolik činila hmotnost planetky (odhadovaná na řádově bilion tun). Výškovým prouděním se rozdrobený materiál velmi rychle rozptýlí podél celé zeměkoule a vytvoří téměř neprůhlednou slupku, která na dobu několika měsíců zeslabí sluneční záření na pouhou stotisícinu normální hodnoty. Podle výpočtů B. Toona dojde bezprostředně po srážce k několikadennímu zvýšení průměrné teploty atmosféry Země o 30 K, což případně mohlo stačit na zahubení větších živočichů, jako byli veleještěři. Pak však vlivem zeslabení slunečního svitu dojde k prudkému poklesu střední teploty na Zemi zhruba o 30 K oproti normálu, tj. asi na -15 °C, a to zahubí živočichy, kteří nejsou uzpůsobeni k přezimování. Navíc prakticky ustane fotosyntéza, takže se v oceánech přestane vytvářet plankton, čímž se naruší většina potravních řetězců, a tak je zkáza dokonána.

Další autoři (zejména J. D. O´Keefe a T. J. Ahrens) poukázali i na jiné nepříznivé vlivy, jako je vznik oxidů dusíku v atmosféře a z toho vznikající kyselé deště, jež především zahubily mořské živočichy s vápenatou skořápkou, a dále na zeslabení ozonové vrstvy, což mělo za následek pronikání škodlivého ultrafialového záření na zemský povrch. Je vlastně s podivem, že přes všechny uvedené nepříznivé následky se život na Zemi poměrně rychle vzpamatoval a hlavně že od té doby lze zaznamenat nástup savců, kteří nakonec stanuli na vrcholu pozemské pyramidy života.

Během krátké doby tak zprvu bizarní hypotéza o srážce Země s planetkou nabyla nejen na věrohodnosti, ale nutí nás přehodnotit i celkové pojetí biologické evoluce, do níž se ve shodě s opuštěnými názory Cuvierovými a Buffonovými vrací myšlenky o globálních kosmických katastrofách jako průvodním zjevu vývoje života na Zemi. Právem tedy připomíná D. Russell, že veleještěři byli sice dobře přizpůsobeni podmínkám panujícím na Zemi, a tak dominovali pozemské fauně celých 140 milionů let. Dopustili se však té chyby, že nevyvinuli inteligenci a technologii na zmírnění či prevenci následků srážky Země s nepříliš velkou planetkou, a proto vyhynuli!

Při příští srážce, kterou na základě statistiky o populaci planetek, jejichž dráhy křižují dráhu Země, musíme nutně čekat v bližší nebo vzdálenější budoucnosti, bychom patrně byli na řadě my, lidé. Není snad proto nijak pošetilé, že se docela vážně uvažuje o podstatném zlepšení pozorovacích údajů o členech populace planetek, které protínají zemskou dráhu nebo se k ní značně blíží. Jde o planetky typu Apollo, Amor a Aten, jichž známe úhrnem pouze 50, ačkoliv je pravděpodobné, že jejich skutečný počet přesahuje 1 300 objektů (myslím tím potenciálně „nebezpečné“ planetky s průměrem nad 10 km a hmotností nad bilion tun). Stewardova observatoř v Arizoně v USA připravuje program Spacewatch, v jehož rámci by se v příštích deseti letech měla sledovat další tělesa v blízkosti Země. Specializovaný teleskop by měl být schopen zaznamenávat tělesa o průměru nad 300 m až do vzdálenosti 0,3 AU od Země.

Pozoruhodnou studii o změnách sklonu zemské rotační osy vůči ekliptice publikoval W. R. Ward. V současné době sklon zemské osy kolísá v rozmezí 2°. Ukazuje se, že nevelká amplituda kolísání sklonu souvisí s přítomností poměrně hmotného Měsíce poblíž Země. Kdyby byla Země osamělou planetou, pak by sklon zemské osy kolísal vlivem poruchového působení planet v desetkrát větších mezích a precesní perioda rotační osy Země by byla třikrát delší. V budoucnosti se však Měsíc od Země natolik vzdálí, že jeho „ochrana“ stability sklonu pomine. Podle Warda k tomu dojde asi za 1,5 miliardy roků, kdy se Měsíc vzdálí na 424 000 km od Země. Poruchové rezonanční gravitační působení ostatních planet pak způsobí mírné rozkolísání sklonu v mezích 22 ÷ 30° (vůči pólu ekliptiky) trvající statisíce let, načež se sklon ustálí na nové hodnotě 34°. Jakmile Měsíc dosáhne střední vzdálenosti 434 000 km, sklon začne kolísat kolem nové střední hodnoty 52°, v širokých mezích 43 ÷ 60°. Je velmi pravděpodobné, že kdyby tyto oscilace sklonu nastaly v minulosti Země, nevyvinul by se zde život. To znamená, že existence dostatečně hmotného průvodce Země v dostatečně malé vzdálenosti od ní je další nutnou podmínkou pro rozvoj života. Je pozoruhodné, jak moderní astronomie přináší neustále nové důkazy o tom, že možnost existence života na Zemi je podmíněna vskutku jedinečnou souhrou příznivých kosmických okolností. Sám fakt, že rotační osa Země je šikmo skloněná k ekliptice, je podle J. D. O´Keefa a T. J. Ahrense důsledkem srážky Země s kosmickým tělesem o průměru kolem 1 000 km v nejranější etapě existence planetární soustavy. Nebýt toho, neměli jsme tedy v mírných zeměpisných pásmech čtyři roční doby.

Vztahy mezi klimatem, počasím a sluneční činností se kriticky zabýval A. B. Pittock, který ve svém přehledovém článku vyjádřil silné pochybnosti o souvislosti poloh sektorových hranic slunečního magnetického pole a pozemského počasí. Rovněž tak nepovažuje za prokázané statisticky dokládané korelace mezi cykly sluneční činnosti a počasím či klimatem. Podle jeho názoru jakékoliv korelace s jedenáctiletým, resp. dvaadvacetiletým cyklem je třeba prokázat na pozorovacím materiálu z intervalu minimálně 60 ÷ 80 let, resp. 100 ÷ 200 let; jinak je znehodnocuje šum meteorologických dat samotných. Pittock uvádí, že jediným reálným vztahem je korelace mezi ozářením Země Sluncem a pozemským klimatem. Ozáření se mění jednak vlivem změn parametrů zemské dráhy (na což poprvé poukázal Milankovič), jednak díky případným změnám skutečné svítivosti Slunce. Z pozorování na umělých družicích byly prokázány naprosto nepatrné změny svítivosti Slunce v období dnů až do jednoho roku.

Geologové a paleontologové mají dostatek důkazů o tom, že se svítivost Slunce v poslední miliardě roků měnila velmi málo. Jedenáctiletá a dvaadvacetiletá perioda sluneční činnosti je rovněž pozoruhodně stálý úkaz – byla geologicky prokázána na vrstvách ledovcových usazenin starých 680 milionů let. Pittock uzavírá, že spíš než hledání statistických korelací má smysl pokusit se nalézt fyzikální převodní mechanismy mezi Sluncem a Zemí a odtud potom řešit znovu otázku vztahů sluneční činnosti a pozemského klimatu a počasí. Soudí, že v tuto chvíli způsobí vědě menší škodu zavržení správných domněnek než zavedení chybných, fyzikálně nepodložených korelací.

V letošním přehledu jsme již připomněli, jaký význam připisuje současná astronomie Měsíci, pokud jde o vznik života na Zemi. Všimněme si Měsíce ještě jako samostatného kosmického tělesa. Pokud jde o jeho původ – Měsíc je starý 4,6 miliardy let a jen 300 milionů let poté se v podstatě podobal dnešnímu, tj. proběhla v něm gravitační separace hornin podle hustoty a vytvořila se jeho tuhá kůra. Ze tří standardních modelových situací vzniku Měsíce (odštěpení od Země; současný vznik se Zemí poblíž sebe; samostatný vznik a pozdější gravitační zachycení Zemí) lze již bezpečně opustit první možnost. Vyhlídky obou zbývajících hypotéz jsou stále vyrovnané a není vyloučeno, že je bude možné zkombinovat. Podle P. Cadogana mohl Měsíc vzniknout daleko od Země samostatně a při pozdějším gravitačním zachycení Zemí se dostal pod hranici Rocheovy meze, takže byl Zemí slapově roztrhán. Železné úlomky se vzdálily za hranice zemské přitažlivosti (dnes se s nimi znovu občas setkáváme v podobě železných meteoritů), zatímco z kamenných úlomků se na dráze kolem Země vytvořilo opět jednolité těleso – současný Měsíc. J. Stock a M. Woolfson usuzují, že povrchové vrstvy znovuzrozeného Měsíce se roztavily kombinovaným působením silné akrece (těžkého bombardování meteority) a zemskými slapy, protože Měsíc byl tehdy značně blíž Zemi než dnes. Podle jejich názoru se v té době na Měsíci projevoval aktivní vulkanismus. Naopak měsíční slapy na Zemi, přesněji slapové tření v oceánech, způsobily na jedné straně zpomalování rychlosti zemské rotace a na druhé straně pozvolné vzdalování Měsíce od Země, které (jak už jsme se zmínili) je nyní experimentálně přímo potvrzeno. R. Kerr a K. Hansen však uvádějí, že v minulosti byla disipace slapové energie v oceánech menší než dnes (oceány měly jiný tvar a hloubku, což porušovalo podmínky slapové rezonance); tím lze vysvětlit, proč se dříve Měsíc vzdaloval od Země menší rychlostí, takže také rotace Země se zvolňovala pomaleji než v současnosti.

V uplynulém roce se těžiště výzkumu planet sluneční soustavy nenápadně přesouvalo ke stále vzdálenějším tělesům – úměrně s tím, jak se od Slunce vzdalovaly sondy Voyager. Pokud jde o Jupiter, stojí jistě za zmínku ze sond určený poloměr planety 71 400 km a pólové zploštění 1 : 15 i nové výsledky analýzy pozorování družice Europa. Podle S. Squyrese aj. je střední hustota této Jupiterovy družice 3,03krát vyšší než hustota vody na Zemi, což nejspíš odpovídá jejímu složení z křemičitanů. Nejméně 6 % hmotnosti družice však představuje voda, převážně zmrzlá v ledové kůře o tloušťce přes 100 km. Na povrchu nejsou žádné krátery, jenom síť lineárních trhlin či rýh v ledovém krunýři družice. Zmínění autoři se domnívají, že v hloubce asi 30 km pod povrchem led roztál a změnil se v tekoucí vodu. Europa má totiž zřejmě nějaké vlastní zdroje tepla, neboť její teplota je 140 K, ač rovnovážná teplota v případě, že by družice byla pouze ozařována Sluncem, by činila jen 92 K. Možné zdroje tepla pocházejí buď z energie prvotních impaktů, z podpovrchové radioaktivity hornin, anebo také z kombinovaných slapů Jupiteru, Ganymeda a Io. Podle A. Cooka není dokonce vyloučeno, že i na Europě jsou aktivní sopky a na jejím povrchu je přítomna síra. Na definitivní závěry však budeme muset počkat až do r. 1995, kdy má k Jupiteru dospět plánovaná sonda Galileo, která umožní nesrovnatelně podrobnější průzkum celého komplexu obří planety a jejího systému. Očekává se, že na snímcích družic Jupiteru pak bude dosaženo rozlišení detailů o rozměrech 4 ÷ 20 m. Mezitím (usnesením příslušné komise Mezinárodní astronomické unie) vstoupila v platnost oficiální pojmenování a očíslování tří Jupiterových družic: J XIV Thebe (předběžně 1979 J2), J XV Adrastea (1979 J1) a J XVI Metis (1979 J3).

Navzdory těmto přírůstkům zůstává planetou s nejpočetnější rodinou družic Saturn, který jich má pravděpodobně aspoň 23, i když oficiálně pojmenovaných je zatím jenom 15. Nejnovější přírůstky oficiálního seznamu mají tato označení: S X Janus (1980 S 1), S XI Epimetheus (1980 S3), S XII Dione B (1980 S6), S XIII Telesto (1980 S13), S IX Calypso (1980 S25) a S XV Atlas (1980 S28). Družice S X a S XI byly spatřeny již r. 1966 A. Dollfusem a omylem považovány za jediné těleso. Pozoruhodnou studii o vývoji družice Hyperion a kráterech na ostatních Saturnových družicích uveřejnili italští astronomové P. Farinella aj. Domnívají se, že většina družic Saturnu prodělala v minulosti srážky s poměrně velkými tělesy, a v důsledku toho se nejméně jednou rozpadla na úzké prstence v původních dráhách, jež se poměrně rychle znovu složily do jediného tělesa. V případě Hyperionu se však nová akumulace tělesa nedokončila, takže Hyperion má dnes výrazně nepravidelný tvar (poměr hlavních os je 1 : 0,63 : 0,53) o středním průměru 285 km.

Nepochybně nejzajímavější družicí Saturnu však zůstává Titan, který svým průměrem 5 120 km připomíná spíše planetu než družici. Průměrná hustota Titanu je 1,9násobkem hustoty vody. Atmosféru Titanu tvoří dusík, metan, vodík, argon a směs uhlovodíků. Nejnověji B. Lutz aj. objevili v jeho atmosféře i oxid uhelnatý. Teplota povrchu 93 K je o 7 K vyšší než rovnovážná, což svědčí o přítomnosti skleníkového efektu. Atmosférický tlak na povrchu Titanu je 1,6krát vyšší než na Zemi. Z těchto i jiných důvodů nyní pohlížíme na Titan jako na hluboce zmrazenou Zemi, a tak se vážně uvažuje o vyslání speciální sondy do jeho atmosféry.

Také další družice Saturnu mají poměrně nízkou střední hustotu: od 1,4násobku hustoty vody pro Dione po 1,0násobek pro Tethys. Na družicích Rhea, Dione, Tethys a Mimas byly zjištěny krátery, z nichž nejpozoruhodnější je obrovský kráter Herschel na Mimasu. Průměr kráteru je 130 km a jeho stěny dosahují výšky až 5 km nad středním poloměrem družice, zatímco část dna kráteru je až 10 km pod úrovní středního poloměru. Centrální vrcholek má rozměry 20 km × 30 km a dosahuje výšky 6 km nad okolním dnem. Všechny družice prokazují jasné stopy bombardování velkými tělesy; Janus a Epimetheus jsou patrně produkty rozpadu jediného tělesa. Dvě družice (označené předběžně 1980 S26 a S27) zřejmě zajišťují stabilitu vnějšího prstence F ve vzdálenosti 140 000 km od Saturnu. Jejich gravitačním působením se dají vysvětlit přechodné poruchy tvaru prstenu (copánky a uzly). Částice v prstencích tvoří i větší balvany o průměru až 10 m, ale převážně jde o drobnější kusy s rozměry menšími než 1 m. Udivující je nepatrná tloušťka prstenců – jen několik desítek metrů. V prstencích byly zjištěny bleskové výboje, podporující domněnku o působení elektrostatických sil. Podle M. Kaisera aj. se bouřky vyskytují i v atmosféře Saturnu, jak vyplývá z pozorování rádiových impulzních záblesků o trvání 15 ÷ 40 ms na frekvencích 0,02 ÷ 40 MHz. Tím se mění také názory na povahu jevu SED (zkratka pro „Saturnův elektrostatický výboj“), jenž je atmosférickou bouřkou rotující nad rovníkem spolu s atmosférou planety v periodě 10 h 10 min.

Astronomové totiž dospěli k přesvědčení, že nízkofrekvenční vyzařování z bouřkového systému se může dostat do soustavy prstenců přes hranici ionosféry Saturnu v důsledku stínícího efektu samotných prstenců. Ve stínu je prahová frekvence ionosféry tak nízká, že záření SED pronikne navenek (J. Burns aj.). V tuto chvíli jsou tedy prokázány bleskové výboje v atmosférách čtyř planet sluneční soustavy: na Venuši (energie blesků řádu 10¹⁰ J), na Zemi (10⁹ ÷ 10¹² J), Jupiteru (10¹³ J) a Saturnu (až 10¹⁴ J).

Sonda Voyager 2 směřující k Uranu jako by už nyní vyvolávala zvýšený zájem o poznávání této vzdálené planety. Podle nejnovějších měření je poloměr Uranu 26 200 km a jeho pólové zploštění činí 1 : 30,3. R. H. Brownovi aj. se podařilo infračerveným teleskopem určit průměry družic Oberon na 1 630 km a Umbriel na 1 110 km. Hmotnost Umbrielu podle C. Veilleta činí pouze 0,4.10^-5 hmotnosti Uranu, takže průměrná hustota družice pak vychází pouze na 0,5 hustoty vody! O něco hustší je Ariel – má střední hustotu 2,2krát vyšší než voda a hmotnost 3,2.10^-5 hmotnosti Uranu. J. Clarke oznámil objev emisní čáry Lyman-α ve spektru Uranu, což se považuje za důkaz existence polárních září v ionosféře Uranu; tedy za nepřímé potvrzení přítomnosti silného magnetického pole planety. Objev byl nezávisle zveřejněn dvěma dalšími výzkumnými skupinami, vesměs na základě pozorování z družice IUE.

Na konci odstavce o výzkumu planet uveďme ještě revidovanou (pokolikáté už?) hodnotu rotační periody Neptunu 18,43 h a zpřesněné údaje pro dvojplanetu Pluto-Charon. Hmotnost Pluta podle toho činí 1,4.10²² kg (tj. 0,0023 M_Z) a Charonu 0,12 hmotnosti Pluta. Poloměr Pluta je pouze (1500 ±300) km a rotační perioda je synchronizována s oběžnou periodou Charonu na 6,378 dne. Vzájemná střední vzdálenost obou těles činí 20 000 km a hustota Pluta je právě rovna hustotě vody. Povrchová teplota Pluta 58 K znamená, že metan na jeho povrchu je ve zmrzlém stavu (J. Apt aj.).

M. Bailey se znovu zabýval problémem, čím je vlastně rušena dráha Neptunu, když nepatrná hmotnost Pluta k tomu očividně nestačí. Neptunovy dráhové odchylky by vysvětlila například přítomnost tělesa o hmotnosti Země obíhajícího ve vzdálenosti 50 AU od Slunce, ale to je velmi málo pravděpodobné (takové těleso by bylo již dávno prakticky jistě objeveno). Bailey soudí, že rozměry Oortova mračna komet jsou menší, než se dosud uvažovalo (příliš rozlehlé Oortovo mračno by nepřežilo setkávání s rozměrnými a velmi hmotnými molekulovými mračny v mezihvězdném prostoru), takže značná část hmoty komet je soustředěna ve vzdálenosti 50 ÷ 100 AU od Slunce. Podle P. R. Weismanna obsahuje Oortovo mračno 1,4.10¹² komet o úhrnné hmotnosti 1,2.10²⁵ kg (1,9 M_Z). Toto mračno komet pak svou gravitací způsobuje poruchy v dráze Neptunu, a hledání tzv. X. planety bude z toho důvodu neúspěšné. V každém případě však výzkum příčin poruch dráhy Neptunu může přinést nové světlo pro řešení složitých otázek vzniku a raného vývoje sluneční soustavy.

Zvýšená přesnost pozorování planet vedla k potřebě vypracování nové dynamické teorie jejich pohybu, která již plně respektuje efekty obecné teorie relativity. Jak uvádí J. Simon, bude se od r. 1984 používat pro výpočty efemerid nové planetární teorie pohybu, zatímco až dosud astronomové vystačili s klasickými teoriemi Le Verriera a Newcomba.

O zcela netradiční pohled na kosmogonii sluneční soustavy se pokusil známý teoretik Thomas Gold. Ukazuje, že různé části sluneční soustavy prošly rozličným nukleárním vývojem. Některé drobné tuhé částice zkondenzovaly během několika málo milionů let, zatímco v jiných případech trvala kondenzace až stamiliony let. Z takových náznaků Gold usuzuje, že Slunce bylo před vznikem planetární soustavy členem dvojhvězdy a že počátečním impulzem ke vzniku planet byl výbuch druhé složky dvojhvězdy v podobě supernovy, jejíž zhroucené jádro uniklo ze systému a vzalo s sebou i většinu vyvrženého materiálu. Zbylý materiál, z něhož se tvořily planety, pochází z různých slupek jaderného hoření supernovy, a není proto nijak zvlášť dobře promíchán. V tom případě je navíc možné, že těžšími prvky (kovy) byly při explozi obohaceny pouze vnější vrstvy Slunce, zatímco nitro Slunce je na kovy relativně chudé. To by mimo jiné rázem rozřešilo proslulý problém nedostatku slunečních neutrin. Potvrzení Goldovy domněnky by ovšem znamenalo, že planetární soustavy jsou mnohem vzácnější, než jak se převážně soudí – planetární systém by pak kolem sebe měla jenom jedna hvězda z tisíce.

Zajímavou studii o vzniku planet terestrického typu simulací na počítači uveřejnili S. J. Arseth a M. Lecar. Výpočet zahájili za předpokladu, že v planetární soustavě již vzniklo Slunce a že v pásmu vzdálenosti 0,5 ÷ 1,5 AU je v rovině ekliptiky rovnoměrně rozmístěno 200 těles o hmotnosti Měsíce. Jestliže ve výpočtu uvažujeme pouze vzájemnou přitažlivost měsíců a Slunce, pak již za pouhých 65 000 let se z tohoto „oblaku měsíců“ díky vzájemným setkáním vytvoří pět větších těles, z nichž má každé hmotnost přibližně 3/4 hmotnosti dnešní Země. Tento systém je pak dlouhodobě velmi stabilní a zatím není jasné, jak odtud vznikla dnešní dvojplaneta Země-Měsíc.

Při studiu raných fází vývoje sluneční soustavy jsou neocenitelné výsledky nejnovějších výzkumů planetek, jejichž soustavný a neokázalý výzkum probíhá jen na několika astronomických pracovištích ve světě – tím více nás může těšit, že v tomto oboru patří Československo k velmocím, ať už jde o vlastní pozorování, anebo o jejich teoretickou interpretaci. Ve svém referátu na kongresu IAU v Patrasu uvedl L´. Kresák, jak se v tomto století zkomplikoval dříve tak pravidelný obraz o menších tělesech sluneční soustavy. Ukázalo se, že některé družice planet jsou dodatečně zachycené planetky (4 vnější měsíce Jupiteru, Phoebe u Saturnu, Triton u Neptunu) a že existují četné planetky mimo hlavní pásmo asteroidů, např. skupina Trojanů, typy Apollo, Amor a Aten. Dále byly objeveny planetky s vysokým sklonem a naopak komety s kruhovými drahami; dvojice Pluto-Charon, která svou hmotností a rozměry patří spíše k planetkám než planetám; mimořádně vzdálené asteroidy Hidalgo a zejména Chiron atd. Kresák odtud uzavírá, že hranice mezi jednotlivými druhy drobných těles meziplanetární hmoty se stírají a že v dnešní podobě tohoto „smetí“ jsou vlastně zachyceny důležité stránky vývoje celé sluneční soustavy.

Na význam srážek pro vývoj asteroidů upozorňují především italští astronomové V. Zappala, P. Farinella aj. Nové názory se opírají zejména o obsáhlý pozorovací materiál o rotačních periodách planetek, který byl získán až v posledním desetiletí. Podle T. Michalowského jsou nyní známy světelné křivky téměř u 200 planetek, z nichž vyplývají nejčastější rotační periody v rozmezí 5 ÷ 12 hodin. Nejkratší rotační periodu – 2 h 16 min – má planetka (1566) Icarus a nejdelší – 62 dnů – planetka (288) Glauke. Podle italských astronomů je rozdělení period rotace planetek bimodální s maximy jednak 2 ÷ 3 h, jednak nad 50 h. Podle jejich názoru byly již objeveny všechny planetky s průměrem přes 200 km. Naproti tomu je známo jen asi 6 % těles s průměrem menším než 50 km. Všechny známé planetky prodělaly zřejmě během svého života srážky s jinými srovnatelně hmotnými tělesy a část z nich se přitom nejprve rozdrobila na „hromady smetí“. Pokud byl průměr původního tělesa větší než 100 km, způsobí vzájemná přitažlivost „hromady“ její opětné akumulování do jediného soudržného tělesa v astronomicky krátké době milionů let.

Růst zájmu o planetky přinesl i rekordní počet těles pojmenovaných v roce 1982 – bylo jich celkem 293 [mezi nimi je i planetka (2710) s nejčeštějším jménem – Veverka; dostala jméno po americkém vědci českého původu Joe Veverkovi]. Nejzajímavější planetku r. 1983 objevila družice IRAS dne 11. října pod předběžným označením 1983 TB. Jak vzápětí ukázal F. L. Whipple, její dráhové elementy souhlasí s elementy proslulého stálého meteorického roje Geminid. Tak dlouho a marně se hledala mateřská kometa nejvydatnějšího meteorického roje, až se nalezla – mateřská planetka (viz ŘH 4/1984, str. 69)!

Zpočátku bizarně vyhlížející domněnka o měsíčním původu meteoritu ALHA 81005, nalezeného v Antarktidě, se bezvadně potvrdila rozborem chemického zastoupení 30 ÷ 40 prvků, na čemž se podíleli V. Marvin a P. Warren aj. G. Ryder a R. Ostertag usuzují, že meteorit byl vymrštěn z Měsíce v okamžiku vzniku kráteru Giordano Bruno (poblíž severovýchodního okraje Měsíce) nanejvýš před 200 000 lety. Meteorit ALHA 81005 lze popsat jako regolitovou brekcii, která byla při impaktu stlačena maximálně tlakem 15 GPa. „Přelet“ na Zemi trval meteoritu pouze několik desítek tisíc let. Podobně D. Boggard a P. Johnson určili rozborem shergottitu z antarktického nálezu Elephant Morraine č. 79001 relativní zastoupení radioaktivních nuklidů argonu a xenonu, tak bezvadně připomínající údaje pro atmosféru Marsu, že je prakticky jisté, že tento shergottit (starý 1,3 miliardy let) opravdu pochází z Marsu a byl odtamtud vymrštěn (procesem ne zcela jasným) před 180 miliony let.

Jinou, až neuvěřitelně nepravděpodobnou, kuriozitou je dvojice meteoritů, která dopadla do města Wethersfield ve státě Connecticut v USA ve vzdálenosti pouhé 4 km od sebe – v intervalu 11 let! První meteorit dopadl roku 1971 a druhý 8. listopadu 1982 prorazil střechu rodinného domku, spadl do obývacího pokoje a tam převrátil (prázdnou) židli. Jeho hmotnost činila 2,7 kg.

Celá řada prací byla věnována novým pohledům na proslulý Tunguzský meteorit z roku 1908. V. Surdin aj. kritizovali domněnku o kometární povaze tunguzského tělesa, jelikož je známo, že kometární materiál má poměrně nízkou průměrnou hustotu srovnatelnou s hustotou vody a neobyčejně malou soudržnost, takže interakcí se zemskou atmosférou při rychlosti kolem 30 km/s a dlouhém průletu (viditelná dráha byla asi 460 km) by se těleso určitě postupně rozpadlo. Podle názorů sovětských autorů šlo o homogenní kamenný meteorit o hmotnosti 10⁵ ÷ 10⁶ t a průměru 100 m, který náhle vybuchl ve výšce 8 ÷ 16 km nad Zemí, přičemž se uvolnila energie 10¹⁷ J. Tyto závěry jsou ve shodě s nezávislým rozborem Z. Sekaniny, který rovněž upozorňuje na okolnost, že před hlavním výbuchem neprobíhala dílčí fragmentace meteoritu, takže muselo jít o relativně velmi soudržný materiál. Podle Sekaninova názoru šlo o miniaturní asteroid typu Apollo s afelem ve vzdálenosti 1,0 ÷ 1,5 AU od Slunce. Další podporou tohoto tvrzení jsou výpočty E. Shoemakera, jenž považuje za nejpravděpodobnější výšku (jediné) exploze Tunguzského meteoritu hodnotu 8,5 km. Předpokládá, že hustota meteoritu byla 2,4krát vyšší než hustota vody a při rychlosti střetu 20 km/s pak vychází průměr tělesa 60 m. Pro „přežití“ průletu atmosférou je při uvedené rychlosti a hustotě nutný průměr aspoň 150 m, a tak není divu, že těleso explodovalo ve vzduchu, a nevytvořilo tudíž kráter. Pro kometární hypotézu bylo nejsilnějším argumentem zjištění velmi jemných částeček v zemské atmosféře, projevujících se sérií mimořádně jasných nocí po výbuchu – dnes však víme, že takový jemný prach může být i následkem výbuchu běžného kamenného meteoritu. Sheomaker odhaduje energii výbuchu na ekvivalent 12 Mt TNT a frekvenci úkazů na jeden případ za 300 až 600 let.

Do téhož energetického pásma pak patří i proslulý arizonský meteorit, který na Zemi dopadl před 20 až 30 tisíci lety a vytvořil známý kráter Canyon Diablo. Energie dopadu se odhaduje na ekvivalent 15 Mt TNT; v tomto případě však šlo zřejmě o mnohem vzácnější železný meteorit, který pak i při menším průměru (kolem 40 m) mohl přežít průlet atmosférou při rychlosti kolem 20 km/s. Frekvenci takových pádů odhaduje Shoemaker na 6 000 až 50 000 let. Jeho studie obsahuje velké množství dalších pozoruhodných údajů a vztahů, které by si nepochybně zasloužily samostatný rozbor.

V našem přehledu se však nyní budeme věnovat analogické práci P. Weismanna, jež se zabývá dopady komet na Slunce. Víme, že v letech 1979–1981 byly družicovým koronografem Solwind pozorovány tři takové úkazy. Šlo vesměs o komety tzv. Kreutzovy skupiny, které mají perihel běžně ve vzdálenosti 1,2 ÷ 1,9 R_O. Weismann poukazuje na to, že není nijak snadné objevit mechanismus, který „posune“ perihel komety pod 1,0 R_O, což je nutným předpokladem srážky. Nestačí k tomu totiž gravitační poruchy planet nebo dokonce blízkých hvězd, ba ani působení negravitačních sil (výron plynů z komety) nebo rozpad komety slapovým působením při předešlém přiblížení ke Slunci. Weismann nakonec uvažuje dosti nepravděpodobný úkaz, totiž srážku s jinou kometou poblíž afelu! Tento vzácný jev mohl rozmístit trosky komet podél celé dráhy a díky němu dochází nyní ke srážkám trosek se Sluncem. Weismann také ukazuje na podivuhodnou odolnost kometárního jádra proti vypaření před vlastním setkáním se Sluncem. Jestliže ve shodě s Whippleovým modelem předpokládáme, že komety jsou převážně obaleny vodním ledem, pak při přibližování ke sluneční fotosféře rychlostí až 620 km/s se odpaří jen 5 ÷ 15 m tlustá povrchová vrstva jádra a k vlastnímu zániku tělesa dochází teprve při styku se sluneční fotosférou.

Loni sice nebyla pozorována žádná nová srážka komety se Sluncem, ale pro pozorovatele na Zemi byla úroda komet vskutku rekordní – celkem bylo nalezeno 22 komet, z toho 6 za účasti infračervené družice IRAS; po delší přestávce máme zase „čs. kometu“ Kowal-Vávrová (1983t). Na observatoři Arecibo detekovali velkým radioteleskopem rádiový odraz od jádra Enckeovy komety a odtud odvodili poloměr jádra 1,5 km a rotační periodu jádra 6 h.

Na závěr části našeho přehledu věnované objevům ve sluneční soustavě se obvykle zabýváme ústředním tělesem systému, samotným Sluncem. Tentokrát je počet nových výsledků tak značný, že se zmíníme pouze o některých směrech slunečního výzkumu. Především jsou detailně rozpracovávány otázky slunečních oscilací s periodami od 5 minut do 13 dnů. Odtud vyplývají důležité závěry zejména pro stavbu slunečního nitra, rychlou rotaci jádra, změny rotační rychlosti povrchu a další rysy stavby slunečního tělesa. Jiný okruh problémů se týká reality změn slunečního poloměru. J. Parkinson popírá realitu dlouhodobých sekulárních změn poloměru (smršťování Slunce), ale připouští jeho 80leté variace. Podobně S. Sofia aj. vylučují systematické změny poloměru Slunce mezi lety 1715–1925, avšak dokládají, že poté sluneční poloměr klesl o 0,5″ (tj. 375 km), kterážto velikost se udržela až do roku 1979. V. Prokudinová nalezla údajnou souvislost mezi velikostí slunečního poloměru a polohou barycentra sluneční soustavy. J. Leroy a J. Noens usuzují, že jeden cyklus sluneční aktivity trvá celých 17 let, takže další cyklus nastupuje již na sestupné větvi předchozího. Poslední minimum sluneční činnosti nastalo 1976,2 a příští se očekává kolem 1989,1.

Pokrokem znalostí fyzikálních mechanismů vzniku a průběhu slunečních erupcí se ve slavnostní přednášce na kongresu IAU v Patrasu zabýval C. de Jager. Nový model vychází z představy trubic magnetického toku, které se vynořují zpod fotosféry a překlenou neutrální čáry oblouky, zasahujícími vysoko do sluneční koróny. V první, impulzivní fázi erupce vznikají poblíž vrcholu oblouku trubice spršky vysoce energetických elektronů, které zpětně bombardují nízkou chromosféru a prudce ji ohřejí. Ve druhé, tzv. difuzní fázi ohřátý plyn z úpatí trubice stoupá konvektivně a vytváří mohutný oblak horkého plynu. Tento úkaz je doprovázen rázovou vlnou, která mění polohu rozhraní v horní části koróny. Několik hodin po velkých erupcích se vytvářejí smyčkové struktury o teplotě až 6 MK, které se mohou vzdálit na milion kilometrů od povrchu Slunce. Podle A. Maxwella se při velké erupci uvolňuje až 10²⁵ J energie během 30 s až 5 minut. Jev lze nejspíš charakterizovat jako rychle (stovky km/s) se pohybující magnetickou poruchu doprovázenou rázovou vlnou a přechodnými úkazy v koróně. Erupce vyvrhuje řádově 10¹⁰ tun hmoty ve formě žhavého plynu. E. Chupp aj. pozorovali přímo na Zemi zvýšený tok slunečních neutronů po erupci z 21. června 1980. Neutrony s energiemi nad 50 MeV přicházely se zpožděním 500 ÷ 1 000 s proti záření gama a zvýšený tok byl pozorován po dobu 17 minut.

Přehledovou stať o změnách sluneční konstanty uveřejnili J. A. Eddy aj. Na základě měření z družic se ukázalo, že celkový zářivý výkon Slunce kolísá v rozmezí 0,1 ÷ 0,3 % (přesnost družicových měření je řádově 0,01 %). Změny lze dobře vysvětlit úbytkem záření v oblasti slunečních skvrn, přičemž energie zadržená skvrnami se nevyzáří po dobu nejméně jednoho roku. Následkem toho se mění povrchová teplota na Zemi o zlomky stupně, což je pro předpovídání počasí i kolísání klimatu zanedbatelné. Proto lze také jen na hranici chyb odhalit případnou korelaci mezi sluneční činností a změnami střední teploty zemského povrchu v jedenáctiletém, resp. osmdesátiletém cyklu sluneční činnosti. Podle L. Currieho je střední amplituda teplotních změn ve slunečním cyklu jen 0,18 °C. K obdobnému závěru dospěl nezávisle rovněž R. Kerr.

Zpřesněné metody výzkumu hvězd umožňují nalézat nové a nové analogie se Sluncem. J. D. Dorren a E. F. Guinan studovali pět osamělých blízkých trpasličích hvězd slunečního typu a objevili u nich změny jasnosti, svědčící o výskytu chladnějších skvrn na jejich povrchu. Skvrny pokrývají v průměru až 5 % povrchu těchto hvězd. M. A. Smith rozborem vysoce přesných měření radiálních rychlostí červených veleobrů Aldebaran a Antares objevil periodické kolísání v trvání 110, resp. 97 min, jež by snad mohlo být obdobou 5min oscilací objevených před časem na Slunci.

Řada prací byla věnována studiu vlastností mimořádně masivních hvězd. Podle J. R. Bonda aj. měly hvězdy III. populace (první pokolení hvězd po velkém třesku) hmotnosti nad 200 M_O, aby ve svém nitru vyrobily dostatečné množství helia, které se dostalo až do atmosfér a posléze explozemi do mezihvězdného prostoru dříve, než se samotné objekty zhroutily do masivních černých děr. V současné době je nejznámějším příkladem mimořádně masivní hvězdy objekt R 136a uprostřed mlhoviny 30 Doradus ve Velkém Magellanově mračnu. D. C. Ebbets a P. S. Conti přinesli ze spektroskopie další důkazy, že jde o jediný masivní objekt o hmotnosti kolem 2 kM_O. N. Panagia aj. na základě infračervené fotometrie odhadují ztrátu hmoty hvězdy na 5.10^-4 M_O/r a bolometrickou svítivost na 60 ML_O. J. V. Feitzinger aj. z ultrafialových měření na družici IUE určili ztrátu hmoty obdobně na 3.10^-4 M_O/r. Prakticky tytéž údaje odvodili B. D. Savage aj., kteří určili povrchovou teplotu hvězdy na 75 kK, poloměr na 50 R_O a životní dobu tohoto hvězdného monstra odhadli na 2 miliony let.

P. Massey a J. B. Hutchings zjistili z ultrafialových měření v galaxii M 33, že soustava obsahuje nejméně sedm mimořádně svítivých hvězd o bolometrické magnitudě -12 ÷ -14 mag, které se podobají objektu R 136a a ozařují rozsáhlé oblasti ionizovaného vodíku ve svém okolí. Další mimořádně svítivou hvězdou je proměnná η Carinae, studovaná v poslední době J. Meaburnem aj. metodou skvrnkové interferometrie. Jde skoro určitě o osamělou hvězdu s hmotností 100 M_O a svítivostí 10⁷ L_O, která je od nás vzdálena 2,8 kpc. Před r. 1845 byla +4 mag, pak se zjasnila na -1 mag a zůstala na této úrovni celých 10 let, načež zeslábla až na +7 mag do r. 1880. O devět let později se zjasnila na 5,5 mag a znovu zeslábla. Od r. 1940 se její jasnost zvýšila na současnou hodnotu 6 mag. Z interferometrických měření vychází poloměr hvězdy na 42 AU (9 000 R_O), ale z největší části jde zřejmě o prachovou obálku hvězdy, neboť η Car je v infračerveném pásmu 10 ÷ 20 μm vůbec nejjasnějším objektem na obloze. Jak známo, podle některých náznaků se usuzuje, že hvězda během několika tisíc let vybuchne jako supernova.

Zrod izolované hvězdy v objektu HH57 ohlásili J. Graham a J. A. Frogel. V severozápadním výběžku objektu zpozorovali bodový hvězdný objekt, který září zejména v blízké infračervené oblasti a objevil se až po r. 1976. Objekt 1629-448 je t. č. vizuálně 16 mag, avšak 5 mag v pásmu 4,8 μm.

Také C. Bertout ohlásil objev prahvězdy, která je jižní složkou známé proměnné hvězdy T Tauri. Hmotnost prahvězdy činí asi 2 ÷ 3 M_O a její svítivost asi 10 ÷ 15 L_O. Objekt je obklopen plynoprachovou obálkou, která ve vizuálním oboru zeslabuje světlo prahvězdy snad až o 19 mag. Prahvězda ročně získává akrecí 10^-8 M_O a poloměr ionizované obálky prahvězdy dosahuje 10 miliard km (70 AU).

Jako každoročně bylo i v uplynulém roce věnováno hodně pozornosti výzkumu těsných dvojhvězd. Pozoruhodný přehledový článek o těsných dvojhvězdách v kulových hvězdokupách uveřejnila V. Trimbleová. Vychází přitom ze skutečnosti, že v kulových hvězdokupách a podobně i v galaktickém halu nejsou pozorovány ani spektroskopické, ani zákrytové dvojhvězdy. Naproti tomu rentgenové dvojhvězdy se v kulových hvězdokupách vyskytují až stokrát častěji než v okolním galaktickém poli. Trimbleová připomíná, že se nyní všeobecně soudí, že rentgenové dvojhvězdy vznikly dodatečně, zachycením hvězd hlavní posloupnosti při jejich přiblížení k již existujícím izolovaným neutronovým hvězdám. Její názor podporuje skutečnost, že v kulových hvězdokupách byly nedávno objeveny rentgenové dvojhvězdy, kde jednou složkou systému je hvězda hlavní posloupnosti ztrácející hmotu ve prospěch druhé složky – bílého trpaslíka. Tyto dvojhvězdy běžně klasifikujeme jako tzv. kataklyzmické proměnné hvězdy. Je téměř nesporné, že i tyto systémy vznikají druhotně, slapovým zachycením, a autorka proto uzavírá svůj článek domněnkou, že v období tvorby hvězd II. populace nebyly vytvořeny vhodné podmínky pro vznik dvojhvězd – k tomu mělo dojít až později, v době vznikání hvězd I. populace.

J. C. Kemp aj. zjistili zvýšení polarizace světla Algolu během zákrytu, což lze dobře vysvětlit rozptylem světla na volných elektronech v atmosféře teplejší složky, jak předpověděl již r. 1946 S. Chandrasekhar. Náhlou změnu polarizace záření zákrytové dvojhvězdy ε Aurigae naměřili G. Henson aj. počátkem prosince 1982, těsně před počátkem totality právě probíhajícího zákrytu této výjimečné dvojhvězdy. Podle pozorování z družice IUE lze odvodit, že hloubka zatmění roste s klesající vlnovou délkou záření – v pásmu kolem 150 nm činí tento zisk až 1mag proti vizuálnímu oboru. Počátek zatmění (1. kontakt) nastal 22. července 1982. Podle R. D. Chapmana aj. vyplývá z ultrafialových spekter dvojhvězdy, že opticky jasnější složka má spektrum třídy F0 Ia (veleobr) a že oblak prachu a plynu kolem primární složky vyplňuje Rocheovu mez, takže přetéká směrem k sekundární složce, kolem níž vytváří tlustý akreční disk o poloměru 800 R_O. Teplotu akrečního disku odhadli v rozmezí 1 ÷ 2 kK. Rychlé změny jasnosti a vzhledu spektra pozorovali jednak jihokorejští a jednak američtí astronomové v období začátku totality v lednu 1983. Předběžně se soudí, že by mohlo jít o aktivitu obdobnou erupcím na Slunci – přirozeně v mnohem mohutnějším provedení. Právě končící zatmění ε Aurigae umožnilo astronomům na celém světě využít ke studiu tohoto vzácného úkazu všech vymožeností dnešní astronomické techniky, a tak není pochyby o tom, že v dohledné době se pronikavě zlepší naše vědomosti o dvojhvězdě, která patří k nejzáhadnějším objektům Galaxie. Potvrzují se tak prorocká slova O. Struveho, že „historie ε Aurigae se v mnoha směrech podobá historii astrofyziky od počátku 20. století“ .

M. M. Shara a A. F. J. Moffat prokázali fotometricky i spektroskopicky, že k těsným dvojhvězdám patří také nova, která vzplanula r. 1783 a je označena WY Sge. Série spekter hvězdy, která je nyní 19 mag, prokázala emise typické pro kataklyzmické proměnné hvězdy. Hloubka minim přesahuje 2 mag a oběžná perioda činí zlomek dne. Totalita trvá 20 min. J. G. Cohen a A. J. Rosenthal objevili na přímých fotografiích mlhovinové obálky kolem nov FH Serpentis (vzplanutí r. 1970) a V533 Herculis (vzplanutí r. 1963). Celkem změřili rozměry 10 obálek kolem rozličných nov a odtud odvodili, že hmotnosti rozpínajících se plynných obalů činí 10^-5 ÷ 10^-4 M_O a že se rozpínání děje konstantní rychlostí.

Porovnáním rychlosti přenosu hmoty v novách a v trpasličích novách se zabýval J. Smak. Zjistil, že pro normální novy je rychlost přenosu tak veliká, že vnější části akrečního disku se dopadajícím materiálem dostatečně ohřívají, a tím je zabráněno nestabilitám v akreci. Naproti tomu u trpasličích nov dochází k akrečním nestabilitám, jež se pak projevují rychle se opakujícími vzplanutími těchto nov. O. G. Taranovová a B. F. Judin zkoumali fotometricky novám podobné proměnné V1016 Cygni a HM Sagittae v 10 pásmech v opickém a infračerveném úseku spektra. Zjistili, že tyto symbiotické proměnné se svými vlastnostmi blíží pomalým novám a jsou zcela určitě těsnými dvojhvězdami. Jejich práce je významným příspěvkem do dlouhé diskuse o tom, zda „symbiotičnost“ hvězdy je vyvolána její dvojhvězdnou povahou, nebo nestabilitami v plynném obalu osamělé hvězdy.

V loňském roce se obnovil zájem teoretických astrofyziků o studium bílých trpaslíků (snad teoretici vytušili, že koncem roku obdrží S. Chandrasekhar Nobelovu cenu právě za dnes již klasický výklad stavby bílých trpaslíků!) a k nejpozoruhodnějším výsledkům patří tvrzení R. Mochkovitche o tom, že během několika miliard let se teplota bílého trpaslíka sníží z 20 MK asi na 3 MK, což způsobí krystalizaci uhlíku a kyslíku a hvězda paradoxně při velmi vysoké teplotě „zmrzne“. K podobnému závěru dospěli také japonští astrofyzikové S. Ichimaru aj., kteří navíc zjistili, že krátkodobě může mít bílý trpaslík zcela amorfní strukturu a podobat se – sklu! Stěží si lze představit něco bizarnějšího než zmrzlou skleněnou kouli o hmotnosti našeho Slunce a teplotě 3 miliony kelvinů – astrofyzikové však ukazují, že tento paradoxní stav je metastabilní a hvězda v něm setrvá maximálně 10⁵ let.

K. Ischida aj. studovali prostorové zastoupení bílých trpaslíků v okolí našeho Slunce a zjistili, že na krychlový parsek připadá 0,0005 bílého trpaslíka. Jelikož střední hustota hmoty v Galaxii se odhaduje na 0,15 M_O/pc³, plyne odtud, že nepozorovaní bílí trpaslíci nemohou výrazně přispět k tzv. „skryté hmotě“ v galaxiích.

F. Seard aj. se pokusili o odhad hmotnosti zbytku supernovy z r. 1572 ( Tychonova supernova) na základě podrobných rentgenových měření. Odvodili, že při vzdálenosti supernovy 3 kpc je hmotnost materiálu, který je odpovědný za rentgenové záření, asi 4 M_O. Při vlastní explozi bylo do mezihvězdného prostoru vyvrženo mračno o hmotnosti 2 M_O a tlakem záření a hvězdným větrem byly vymeteny další 2 M_O. Supernova patřila zřetelně k typu I.

Modelovými výpočty exploze supernov typu II se zabýval W. Hillebrandt. Předpokládal, že předchůdcem tohoto typu supernov jsou masivní hvězdy o hmotnostech 8 ÷ 15 M_O. Při výbuchu se odvrhne hmota vždy větší než 6 M_O, bohatá na vodík. Tyto supernovy tedy nepřispívají k obohacení mezihvězdného prostředí o těžší prvky (kovy). Pozůstatkem po výbuchu supernovy je neutronová hvězda s hmotností 1,2 ÷ 1,4 M_O, ale v některých případech nezbude vůbec nic (například rádiový zdroj Cas A je pozůstatkem po výbuchu supernovy typu II, kde se nepodařilo objevit žádný hvězdný zbytek). Rychlosti expanze plynných obalů dosahují až 10 000 km/s a celková uvolněná energie při výbuchu je řádově 10⁴⁴ J. Hvězdy o hmotnosti vyšší než 12 M_O však zřejmě vůbec nevybuchnou, což mimo jiné omezuje pravděpodobnost gravitačního zhroucení hvězdného zbytku v černou díru. Frekvenci supernov typu II v Galaxii odhadl autor na 0,023 případů ročně. V další práci ukázali Hillebrandt aj., že při hmotnosti předchůdce nižší než 8 M_O zbude po výbuchu pouze bílý trpaslík (nikdy ne neutronová hvězda), anebo se hvězda zcela rozpadne. Z toho tedy vyplývá, že neutronové hvězdy vznikají pouze z hvězd v relativně úzkém intervalu hmotností 8 ÷ 12 M_O. V teorii supernov zbývá ještě stále mnoho nejasností. Z pozorování například usuzujeme na to, že v průměrné spirální galaxii by mělo vzplanout 6 supernov za století, leč v jedné z nejlépe sledovaných galaxií, M31 v Andromedě, jsme od r. 1885 pozorovali pouze jedinou ( S And).

Mezi rentgenovými dvojhvězdami zaujala loni zvláštní místo soustava LMC X-3 ve Velkém Magellanově mračnu. A. Cowleyová aj. dokázali z optické spektroskopie systému, že jde o spektroskopickou dvojhvězdu s oběžnou periodou 1,70 dne a funkcí hmotnosti 2,3 M_O. Protože primární složka je hvězdou hlavní posloupnosti spektrální třídy B3, plyne z toho, že kompaktní složka má hmotnost vyšší než 9,0 M_O, a je tudíž velmi pravděpodobně černou dírou. Jde o prvního kandidáta na černou díru za hranicemi naší Galaxie. Při vzdálenosti objektu 55 kpc vychází pak rentgenový zářivý výkon na 4.10³¹ W. B. Paczyński určil minimální hmotnost zhroucené složky dvojhvězdy na 10 M_O a maximální hmotnost složky na hlavní posloupnosti 6,6 M_O. Pozorovanou rentgenovou svítivost zdroje lze pak vysvětlit trvalým přetokem hmoty mezi složkami akreční rychlostí 10^-7 M_O/r. Naproti tomu M. Weisskopf aj. vyslovili pochybnosti o přítomnosti černé díry v této soustavě, a to na základě rozboru rentgenových charakteristik zdroje LMC X-3, odvozených ze sledování na družici Einstein. Autoři usuzují, že jedině známá dvojhvězda Cyg X-1 jeví charakteristiky rentgenového záření, jež jsou v souladu s přijatým modelem akrece hmoty na černou díru. Mezitím kanadská skupina, tentokrát pod vedením J. Hutchingse, zveřejnila údaje, z nichž vyplývá, že také rentgenový zdroj LMC X-1 je spektroskopická dvojhvězda se zhroucenou složkou, odpovídající svou hmotností nejspíš černé díře.

Pozoruhodnou práci o výskytu kompaktních hvězd v kulových hvězdokupách zveřejnili P. Hut a F. Verbunt. Ukazuje se, že v kulových hvězdokupách se často vyskytují jak rentgenové dvojhvězdy (v nichž kompaktní složkou jsou neutronové hvězdy), tak i kataklyzmické proměnné hvězdy obsahující degenerované bílé trpaslíky. Mnohé z rentgenových zdrojů v kulových hvězdokupách jsou patrně trpasličí novy s rentgenovým zářivým výkonem 10²⁵ ÷ 10²⁷ W, takže četnost nov je zde mnohem vyšší než v galaktickém disku. To nutně znamená, že v kulových hvězdokupách se musí uplatňovat účinné mechanismy zachycování osamělých hvězd. Nejjednodušší je zachycení kompaktní osamělé hvězdy již existující těsnou dvojhvězdou (spojené s odvržením jedné složky z dvojice v gigantickém kosmickém kulečníku); ale také zachycení osamělé hvězdy kompaktní hvězdou není nijak vzácné. Tím lze ostatně nejlépe vysvětlit záhadný nadbytek rentgenových zdrojů v kulových hvězdokupách proti obecnému galaktickému poli. P. Hertz a J. E. Grindlay odhadují, že hmotnosti bílých trpaslíků v kulových hvězdokupách jsou v průměru o něco nižší než 1,0 M_O a že úhrnný počet bílých trpaslíků v kulových hvězdokupách dosahuje 13 000.

R. A. Stern aj. uveřejnili pozorování mohutné rentgenové erupce v otevřené hvězdokupě Hyády, u zákrytové dvojhvězdy HD 27130, která má oběžnou periodu 5,6 dne a skládá se z trpasličích hvězd tříd G a K. Rentgenová svítivost zdroje vzrostla v září r. 1980 až na 10²⁴ W a opět klesla na klidovou hodnotu během 2 500 s. Podle citovaných autorů šlo o gigantickou obdobu sluneční erupce, při níž teplota v oblasti vzplanutí vzrostla až na 40 MK a erupce zabírala 10 % povrchu hvězdy.

Mnoho pozornosti se stále soustřeďuje na unikátní rentgenový zdroj SS 433 (V1343 Aql) , proslulý dvěma protilehlými výtrysky plynu, v nichž hmota dosahuje vůči hvězdě rychlosti až 27 % rychlosti světla. Podrobný fyzikální model objektu předložili C. Shukre aj. Domnívají se, že magnetická a rotační osa neutronové hvězdy v tomto případě téměř splývají. Zdrojem vyvrhovaného materiálu jsou nestability v masivním akrečním disku. Z akrečního disku dopadá hmota na neutronovou hvězdu, jejíž magnetické pole dosahuje indukce až 10⁸ T, takže usměrňuje proudící plyn do oblastí polárních čepiček, které si z toho hlediska můžeme představit jako trysky o vrcholovém úhlu kolem 3°. Magnetické pole vytváří navíc dočasné zábrany, které se protrhnou teprve tehdy, když hmotnost akreovaného materiálu přesáhne jistou mez. Proto má proces akrece nárazový charakter a materiál z polárních čepiček je znovu vystřelován do okolního prostoru v úzkém svazku rychlostí 57 % rychlosti světla (úniková rychlost na povrchu neutronové hvězdy je totiž 0,5 c, takže pomaleji vyvržený materiál se nedostane příliš daleko od hvězdy a nepozorujeme jej). Koncentrace akrečního proudu do oblasti polárních čepiček, které zabírají sotva 1 % celkového povrchu neutronové hvězdy, znamená, že vlastní akrece je vysoce nadkritická a usměrněná, a to stále do stejného směru.

Modelem lze mimo jiné vysvětlit, proč jsou jevy typu SS 433 tak ojedinělé – málokdy se stane, aby rotační a magnetická osa neutronové hvězdy téměř splývaly. Silná gravitace akrečního disku stačí sama vyvolat precesi rotační osy neutronové hvězdy, což se projevuje periodou zhruba 164 dnů v radiálních rychlostech obou výtrysků. K precesi však přispívá i silné magnetické pole neutronové hvězdy. Poloměr akrečního disku se odhaduje na 10⁴ km a jeho hmotnost na 4.10^-7 M_O. Poloměr magnetosféry je řádu 3.10³ km a poloměr vlastní neutronové hvězdy 10 km. Výtrysky plynů ztrácí hvězda ročně 10^-6 M_O; každý výbuch je vyvolán dopadem chuchvalce plynu o hmotnosti řádu 3.10^-6 M_O. Předností modelu je i přirozené vysvětlení celého úkazu, jehož zdrojem energie je v podstatě gravitace neutronové hvězdy. Nepochybně se zde nabízejí možnosti model dále zobecnit na objekty podstatně větší a masivnější, totiž na jádra některých radiogalaxií a případně i na kvasary! Máme vlastně štěstí, že tak blízko nás, ve vlastní Galaxii, můžeme pozorovat mechanismus, který se uplatňuje i při vůbec nejmohutnějších energetických přeměnách, které jsme dosud ve vesmíru poznali.

Výzkum zábleskových zdrojů záření gama pokračoval loni zejména dvěma směry. Předně se rozšířily snahy o možnou optickou identifikaci vzplanutí gama z 19. listopadu 1978 a za druhé se znovu obrací pozornost k unikátnímu zdroji vzplanutí z 5. března 1979 v souhvězdí Mečouna. H. Pedersen aj. našli v chybové plošce zdroje z 19. 11. 1978 dva slabé optické objekty, z nichž jeden je v červeném oboru spektra proměnný a průměrně dosahuje 24 mag. Autoři soudí, že by mohlo jít o optický protějšek vzplanutí gama, což by podporovalo domněnku, že zdroje se nacházejí v soustavách těsných dvojhvězd, a nikoliv na povrchu osamělých neutronových hvězd. K odchylným závěrům dospěli B. Schaefer (autor první optické identifikace) a G. Ricker, kteří oblast zkoumali až do 24 mag v modré a žluté oblasti spektra a nenašli žádný vhodný objekt. I oni však soudí, že objekt je patrně těsnou dvojhvězdou s akrečním diskem kolem zhroucené složky. Zato J. Grindlay aj. zjistili z rozboru údajů družice Einstein, že objekt GBS 0117-29 je trvalým zdrojem rentgenového záření, i když poloha rentgenového objektu příliš nesouhlasí se Schaeferovým optickým protějškem.

B. Schaefer aj. mezitím ohlásili dva další možné optické kandidáty pro vzplanutí z 5. 11. 1979 a 13. 1. 1979. Optické záblesky byly objeveny na archivních snímcích z r. 1901, resp. 1944, kdy zdroje mohly na dobu 1 s zazářit jako hvězdy 7,6 mag a 4,3 mag. Odtud znovu vyplývá, že záblesky daného zdroje jsou rekurentní a perioda opakování se nyní odhaduje asi na 2/3 roku. U nás se hledání optických záblesků na bohatém archivním materiálu ze sítě pro sledování jasných bolidů ujali R. Hudec aj. Ukázali, že síť celooblohových komor a metodika snímkování je neobyčejně příhodná pro vyhledávání optických záblesků (pro období po r. 1955), ale i pro simultánní optická a gama měření. Pro optický záblesk trvající 2 s vychází mezní hvězdná velikost snímků na 3,2 ÷ 3,7 mag. V současné době je k dispozici asi 7 700 hodin expozic, tj. téměř dvojnásobek doby, kterou pokryl B. Schaefer z harvardských archivů. Na rozdíl od Schaefera však Hudec aj. nenalezli ani jednu koincidenci – spolehlivost jejich výsledku přitom zvyšuje okolnost, že velmi často je daná část oblohy pod dohledem dvou či více kamer, takže lze mnohem věrohodněji vyloučit náhodné kazy v emulzi apod.

Mimořádně intenzivní vzplanutí gama z 5. 3. 1979 není, jak se zdá, jediným projevem činnosti příslušného (dosud neznámého) zdroje. S. Goleněckij aj. zjistili rozborem záznamů z aparatury Konus na sondách Veněra 13 a 14, že 1. 12. 1981 a 2. 1. 1982 se zdroj znovu oživil, takže celkem bylo zachyceno nejméně pět sekundárních vzplanutí objektu. Poslední z nich trvala velmi krátce, 1,5 ÷ 3,5 s. Rekurence je podle sovětských autorů důkazem, že objekt je lokální, tj. v naší Galaxii. Naproti tomu D. Ellison a D. Kazanas přišli s modelem zemětřesení jádra neutronové hvězdy a tvrdí, že právě tak lze vysvětlit enormní energii hlavního vzplanutí, vyplývající z předpokladu, že zdroj je vzdálen 55 kpc, jak naznačuje jeho poloha promítající se na zbytek supernovy z Velkého Magellanova mračna.

S ohledem na právě uvedené problémy s identifikací zdrojů vzplanutí gama lze nanejvýš ocenit úspěšnou optickou a rentgenovou identifikaci trvalého zdroje záření gama, jenž dostal přezdívku „Geminga“ (podle souhvězdí Blíženců a Vozky) a který je druhým nejjasnějším zdrojem v pásmu záření gama na celé obloze (v Katalogu z družice COS-3 má označení GG 195+04). G. Bignami aj. nejprve objevili odpovídající rentgenový zdroj, jehož poloha je určena s přesností na 3″, a potom B. Caraveová aj. nalezli i optický objekt 21 mag ( 0631+178). Navíc J. Zyskin a D. Mukanov nalezli periodicitu 59 s v záření o energii nad 1 TeV v letech 1979 a 1981. Podle názoru A. Stronga je zdrojem všech těchto úkazů osamělá neutronová hvězda vzdálená řádově 100 pc. Povrchová teplota hvězdy dosahuje 300 kK a její rentgenová svítivost činí 10²³ W. Hvězda v optickém oboru vyzařuje tisíckrát méně než v oboru rentgenovém a v rádiovém spektru se nedá vůbec zachytit. Záhadou je mimořádně vysoká intenzita pronikavého záření gama, o jejíž příčině zatím nic nevíme.

P. McCulloch aj. pozorovali další „skok“ v periodě pulzaru 0833-45 v souhvězdí Plachet. Je to již pátý „skok“ od r. 1969 a došlo k němu v říjnu 1981. Tentokrát se perioda zkrátila jen o 102 ns (předchozí „skoky“ dosahovaly 174 ÷ 272 ns), ale díky souvislému pozorování celého průběhu „skoku“ se podařilo stanovit zatím nejpodrobnější model stavby neutronové hvězdy. „Skoky“ v periodě pulzarů se totiž vysvětlují jako zemětřesné úkazy, a mohou proto obdobně jako v pozemské seizmologii posloužit k odhalení stavby nitra neutronové hvězdy. Z úkazu v r. 1981 autoři zjistili, že neutronová hvězda má jádro, plášť i kůru.

Podstatně se také podařilo zlepšit údaje o dlouhoperiodickém binárním pulzaru PSR 0820+02, objeveném r. 1977. R. Manchester aj. zjistili, že pulzar je složkou dvojhvězdy s oběžnou dobou 1 232 dnů (3,4 let) a projekcí velké poloosy 0,325 AU. Dráha je téměř kruhová (e = 0,01) a stáří odvozené ze sekulárního prodlužování periody impulzů dosahuje 1,1.10⁸ let. Pulzní perioda činí 0,865 s a vzdálenost pulzaru se odhaduje na 850 pc. Pravděpodobně šlo původně o soustavu dvou bílých trpaslíků, z nichž jeden se přibíráním hmoty dostal přes Chandrasekharovu mez a zhroutil se v neutronovou hvězdu.

Vývojem „klasického“ binárního pulzaru PSR 1913+16 se zabývali G. Srinivasan a E. van den Heuvel. Domnívají se, že rychlé otáčky pulzaru lze vysvětlit akrečním roztočením při přenosu hmoty z druhé složky. Jelikož systém jeví velkou výstřednost dráhy, vyplývá z toho, že i druhá složka již vybuchla jako supernova, takže kolem sebe obíhají dvě neutronové hvězdy, v souladu s hodnotami hmotností obou složek.

Nejvíce pozornosti se loni přirozeně dostalo nedávno objevenému milisekundovému pulzaru 1937+215, který je západní složkou rádiového zdroje 4C 21.53 (dvojitá východní složka s pulzarem zřejmě nijak nesouvisí, neboť jde o dvojitý extragalaktický zdroj; nešťastná shoda okolností zřejmě přispěla k tomu, že milisekundový pulzar byl rozpoznán teprve nyní, ač ho radioastronomové sledovali celých 20 let). Jeho perioda impulzů činila 0,001 557 806 448 85 s (±1.10^-14 s) a prodlužování periody dP/P je rovno (1,058 ±0,009).10^-19 s/s. V souvislosti s těmito údaji vznikla otázka, jak je možné odvodit tak přesné údaje o periodě i jejím prodlužování (viz též V. Ptáček, ŘH 10/198š, str. 213). Vysvětlení spočívá v tom, že měříme střední hodnoty impulzní periody pro velký počet period, čímž se hodnota periody nesmírně zpřesní. Při měření délky jedné periody s přesností na 0,5 μs odvodíme při průměru z milionu period (tj. cca za půl hodiny pozorování!) střední periodu s chybou menší než 1 pikosekunda. Veličina dP/P je pak známá s chybou, která je rovná této přesnosti dělené počtem period, takže již za pouhé dva dny dostaneme dP/P s chybou řádu 10^-19 a za 200 dnů řádu 10^-21. V podstatě jde o obdobnou záležitost, jako když proměnáři určují střední periody zákrytových dvojhvězd s chybou zlomků sekund, ač vizuální určení okamžiku jednoho minima je sotva přesnější než 0,1 hodiny. Zatím není jasné, jak přesný normál času reprezentuje milisekundový pulzar – není vyloučeno, že periodu lze extrapolovat s vyšší přesností, než činí dlouhodobá stabilita atomových hodin – potíž je ovšem v tom, že krátkoperiodické pulzary jsou obzvlášť náchylné ke „skokům“ v periodě, jako už zmíněný pulzar v Plachtách. Proto není příliš pravděpodobné, že bychom se v budoucnu vrátili k takto zmodernizovaným astronomickým normálům času.

Dosavadní výzkum milisekundového pulzaru přinesl mnoho dalších závažných výsledků. Jeho vzdálenost se odhaduje na 5 kpc, hmotnost v rozmezí 0,7 ÷ 1,2 M_O, střední hustota činí aspoň 2.10¹⁷ kg/m³ (z podmínky stability vůči odstředivé síle) a moment setrvačnosti aspoň 1,6.10³⁸ kg.m² (B. Datta, A. Ray). F. Smith připomíná, že kinetická energie rotujícího pulzaru dosahuje 10⁴⁴ J a body na povrchu neutronové hvězdy se pohybují obvodovou rychlostí 43 000 km/s. S. Djorgovski se pokusil o optickou identifikaci pulzaru a našel údajně červenou hvězdu na hranici viditelnosti. R. Manchester aj. dokonce tvrdí, že objekt vykazuje periodické změny jasnosti souhlasné s pulzní periodou pulzaru. Tato choulostivá měření však vyžadují další potvrzení.

Jinak se všeobecně soudí, že tento pulzar má mimořádně slabé magnetické pole řádu 10⁵ T (proti běžným 10⁸ T) a jeho stáří nepřevyšuje 1 milion let. Nízká hodnota dP/P je tudíž důsledkem nedostatečného brzdění neutronové hvězdy ve slabém magnetickém poli, nikoliv důkazem extrémního stáří pulzaru. Příčinu rychlé rotace neutronové hvězdy hledají mnozí autoři (např. K. Brecher a G. Chanmugan) v sekundárním roztočení pomaleji rotující neutronové hvězdy proudem dopadajícího plynu z druhé složky anebo tím, že osamělá hvězda (předchůdce pulzaru) ztratila své magnetické pole dříve, než se gravitačně zhroutila.

Mnohem nadějněji však vypadá vysvětlení H. Henrichse a E. van den Heuvela, kteří soudí, že původně šlo o těsnou dvojhvězdu složenou ze dvou neutronových hvězd. Kdyby jejich hmotnosti byly 1 M_O a původní oběžná perioda 6 hodin, pak při výstředné dráze (e = 0,8) budou hvězdy vyzařovat tolik gravitačního záření, že za pouhých 50 milionů let po svém vzniku se k sobě spirálovitě přiblíží na vzdálenost 30 km. V té chvíli bude jejich oběžná perioda řádu 1 ms a rotace obou složek budou synchronizovány s oběhem. Vzápětí hvězdy splynou, a pokud jejich úhrnná hmotnost nepřesáhne mez pro úplný gravitační kolaps (Landauova-Oppenheimerova-Volkoffova mez), stane se z nich velmi rychle rotující neutronová hvězda s milisekundovou periodou. Výpočty pravděpodobnosti takového mechanismu naznačují, že v Galaxii by měly být t. č. zhruba tři takové pulzary.

První z nich byl tedy objeven koncem r. 1982 a druhý následoval loni. Objev ohlásili V. Boriakoff aj. v květnu. Pulzar PSR 1953+290 má pulzní periodu 6,13 ms (dP/P ≤ 6.10^-16 s/s) a je členem dvojhvězdy s oběžnou dobou 120 dnů. Pohybuje se po kruhové dráze s projekcí velké poloosy 0,9.10⁷ km a je od nás vzdálen asi 3,5 kpc. Zdá se, že v tomto případě byl dnešní pulzar původně bílým trpaslíkem, jenž získával z druhé složky (rovněž bílého trpaslíka) akrecí hmotu, až se tak dostal přes Chandrasekharovu mez a zhroutil se na neutronovou hvězdu. J. Maddox odtud usuzuje, že jsou dvě třídy pulzarů. Ty první vznikly výbuchem supernovy, mají silné magnetické pole řádu 10⁸ T a impulzní periody kolem 1 s. Ty druhé jsou členy těsných dvojhvězd, byly původně bílými trpaslíky, kteří získali akrecí hmotu, a pak se teprve zhroutili na velmi rychle rotující neutronové hvězdy. Mají relativně slabé magnetické pole (dosud známe jen 4 pulzary ve dvojhvězdách, zatímco celkový počet pulzarů se blíží 400). Akreční roztočení vysvětluje dnešní krátkou periodu této třídy pulzarů (P. Joss, S. Rappaport, B. Paczyński, G. Savonije atd.).

Objev prvního extragalaktického rádiového pulzaru ohlásili P. McCulloch aj., když zjistili, že pulzar PSR 0529-66 s periodou 0,98 s patří zřejmě do Velkého Magellanova mračna. Pomocí 65m radioteleskopu v Parkesu prohlédli zatím pouhých 7 čtverečních stupňů oblohy, takže lze zajisté očekávat, že objevy dalších extragalaktických pulzarů budou následovat.

Výsledky družice IRAS, která v loňském roce prováděla první soustavnou přehlídku oblohy ve středním infračerveném pásmu, se stanou nepochybně odrazovým můstkem k podrobnějšímu průzkumu „vlažného“ vesmíru. Překvapením byl vcelku náhodný objev prachového prstence kolem Vegy, vzdálené od nás 8 pc. Prstenec sahá do vzdálenosti 80 AU od Vegy a teplota prachu v něm dosahuje 90 K. Zatím lze usuzovat, že prstenec se skládá převážně z částeček o průměru větším než 1 mm a že jeho úhrnná hmotnost dosahuje asi 0,001 M_O. To zavdalo podnět ke spekulacím, že by mohlo jít o zárodečné stadium vzniku planetární soustavy kolem této poměrně mladé (stáří je menší než 1.10⁹ let) a hmotné (3 M_O) hvězdy.

Nedávno zesnulý holandsko-americký astronom B. J. Bok shrnul v jedné ze svých posledních prací změny v našem pohledu na stavbu Galaxie. Její poloměr se nyní odhaduje na 60 ÷ 100 kpc a hmotnost na 6.10¹¹ ÷ 2.10¹² M_O. Galaxie se skládá ze středové výdutě, tenkého disku o poloměru 10 kpc (obsahujícího také Slunce), vnější obálky (hala) o poloměru 25 kpc, obsahujícího zejména hvězdy II. populace, a velkého hala nebo též galaktické koróny, v níž se nachází tzv. skrytá hmota. Podrobný, hlavně radioastronomický, průzkum poukázal na význam obřích molekulárních mračen o hmotnostech 10⁶ M_O, kterých je v Galaxii řádově 5 000. F. Thielemann aj. odvodili z produktů radioaktivního rozpadu thoria, uranu a plutonia nezvykle vysoké stáří Galaxie – 20,8 miliardy let.

Řada překvapivých poznatků o Galaxii vyplynula také z jednání sympozia IAU, uspořádaného při příležitosti 100. výročí založení proslulé Kapteynovy laboratoře v Groningenu v Holandsku. Oběžná rychlost Slunce kolem středu Galaxie vychází nyní na 250 km/s. Kromě standardních složek obsahuje Galaxie jak masivní molekulární mračna o průměru až 10 000 světelných let, tak spoustu prachu, který září v infračervené oblasti spektra. Zvláštní je postavení oblasti vlastního galaktického jádra o poloměru jednoho pc. J. Oort považuje nedávný objev záření gama z tohoto jádra za důkaz existence černé veledíry o hmotnosti 10⁶ M_O; nicméně, protože chybějí podrobnější pozorovací údaje, problém jádra Galaxie je dosud otevřený. Stejně tak jsou značné nejasnosti s průběhem spirálních ramen – pozorování v různých částech elektromagnetického spektra totiž navzájem nikterak nesouhlasí. Pozoruhodný je vzrůst lineární rotační rychlosti nejméně do vzdálenosti 15 kpc od centra. To znovu připomíná, že vnější části Galaxie obsahují tzv. skrytou hmotu, o jejíž povaze vůbec nic nevíme. Galaxie není proto o nic méně tajemnou soustavou, než byla před sto lety.

Nesmírné množství prací je věnováno studiu velmi vzdálených galaxií a zejména kvasarů. Nemá-li náš přehled přesáhnout délku ročníku, je třeba se omezit pouze na několik postřehů. Tzv. nadsvětelné rychlosti rozpínání složek kvasarů, pozorované metodami rádiové interferometrie (VLBI), se vysvětlují stále dokonalejšími modely, při nichž z jádra kvasaru je relativistickou, leč podsvětelnou rychlostí vyvržen plazmový oblak letící přibližně k pozorovateli. Tím vznikají iluze nadsvětelných rychlostí i relativistické usměrnění rádiového záření ve směru pohybu oblaku. Souvislost kvasarů s galaxiemi je prokazována stále přesvědčivěji snímky i spektry, na kterých se v bezprostředním okolí jasného kvasaru pozorují jevy příslušející obřím spirálním či eliptickým galaxiím. Efekty gravitační čočky nemohou vysvětlit vysoké svítivosti kvasarů. Zároveň lze vyloučit, že by skrytá hmota vesmíru sestávala z těles o hmotnosti 1 ÷ 10³ M_O, protože pak by byly efekty gravitační čočky mnohem častější (G. Setti, G. Zamorani). Kvasary patrně vznikají později než hvězdy II. populace, neboť mají normální obsah kovů. Je pravděpodobné, že po několika miliardách let se aktivita kvasaru vyčerpá, akrece plynu a prachu na černou veledíru v jádře kvasaru skončí a kvasar přestane být pozorovatelný.

Akrecí hvězd na černé veledíry v jádrech kvasarů se podrobněji zabývali R. Nolthenius a J. Katz, jakož i G. Bicknell a R. Gingold. Obě dvojice autorů dospívají ke shodnému závěru, že jakmile se hvězda o hmotnosti 1 M_O přiblíží k černé veledíře o hmotnosti 10⁴ M_O na vzdálenost desetinásobku Schwarzschildova poloměru, začne vlivem slapového ohřevu v jejím nitru intenzivně probíhat cyklus termonukleárních reakcí CNO, což posléze vede k obohacení materiálu v okolí kvasaru o tyto produkty. Hvězda sama se nakonec slapově rozpadne a protáhne do úzkého pásku hmoty podél původní dráhy, jenž stéká v oddělených chuchvalcích do samotné černé díry. J. Wheeler k tomu poznamenává, že černá veledíra si svůj oběd nejenom ohřeje, ale také rozkrájí, aby jí snad nezaskočilo. J. Hutchings a B. Campbell soudí, že kvasary mohou souviset s dvojicemi galaxií v interakci. Mohlo by jít o mechanismus související se slapovým zachycením plynu jedné galaxie druhou.

Tím se dostáváme k otázkám velkorozměrové struktury vesmíru, které patří v poslední době k velmi často diskutovaným. Rozhodující význam pro pokrok našich vědomostí o struktuře vesmíru má rychlý vzrůst počtu údajů o galaxiích a kvasarech. Jak ukázal G. Chincarini, v letech 1935–1955 bylo změřeno 920 červených posuvů pro galaxie, zatímco do r. 1980 přibylo dalších 7 330 červených posuvů pro galaxie a 1 800 posuvů pro kvasary. Do r. 1982 se podařilo rozlišit 330 kup galaxií a několik desítek nadkup. V loňském roce K. H. Schmidt napočítal již 576 kup galaxií. Tak se daří zkoumat prostorovou strukturu vesmíru v měřítkách do 50 Mpc. Na 90 % galaxií se vyskytuje v jakýchsi vláknech (nudlích), zabírajících pouhých 10 % daného objemu. Mezi „nudlemi“ je velmi málo svítící hmoty – od r. 1981 víme o existenci obrovitých proluk mezi kupami galaxií.

J. Zeldovič, J. Ejnasto a S. Šandarin připomínají, že relativní rychlosti galaxií jsou vůči těmto rozměrům tak malé, že za celou dobu své existence se příliš nevzdálily od míst svého vzniku, takže vskutku pozorujeme původní nehomogenní strukturu vesmíru. Odtud plyne, že poruchy homogenity se v raném vesmíru týkaly jak látky, tak i záření. Podle citovaných autorů to vedlo nejprve ke vzniku plochých struktur („lívanců“ ), které se posléze dělily na nadkupy, kupy a konečně i na jednotlivé galaxie. Dvourozměrné simulace problému na počítači, provedené A. Melottem, velmi dobře souhlasí s analytickým řešením sovětských autorů. Stejné výsledky obdržel při obdobných simulacích také klasik této disciplíny, R. Miller. O třírozměrnou simulaci se úspěšně pokusili A. Klypin a S. Šandarin, kteří ukázali na souboru 32 769 hmotných částic, že vývoj ke struktuře začíná „lívanci“, po nichž se objevují síťové struktury a chuchvalce spojené tenkými vlákny. Hmotnosti chuchvalců dobře odpovídají experimentálně zjištěným hmotnostem Abellových kup galaxií. Ze dvou možností vývoje vesmíru (adiabatický nebo izotermální) vše nasvědčuje platnosti adiabatického modelu, tj. z prvotních poruch vznikají nejprve nadkupy, jež se dále dělí na kupy a konečně na jednotlivé galaxie; ( izotermální model předpokládá přímý vznik galaxií z prvotních poruch a tyto soustavy se posléze shlukují v kupy a nadkupy). G. Chincarini aj., kteří zkoumali dvě nadkupy v oblasti souhvězdí Vlasů Bereniky a Perseus-Ryby, obdrželi pro příslušné „lívance“ rozměry 14 × 16 Mpc, resp. 12 × 24 Mpc. Třetí rozměr nadkup dosahuje sotva několika málo Mpc a jejich úhrnná hmotnost bývá řádu 10¹⁵ ÷ 10¹⁶ M_O.

Studium velorozměrové struktury vesmíru umožňuje ověřovat důsledky rozličných modelů vývoje raného vesmíru, zejména pak vznik poruch v původně homogenním poli látky a záření. Tvorbou poruch se patrně poprvé teoreticky zabýval známý fyzik E. Lifšic již r. 1946 a uceleněji pak počátkem 70. let J. Zeldovič a jeho spolupracovníci. Nová pozorování vcelku souhlasí s teoretickými výpočty, i když – jak například poukázal J. Ejnasto – mnoho otevřených otázek zbývá. Teoreticky to souvisí s pokračující nejistotou o klidové hmotnosti neutrin, na níž výpočet poruch závisí zcela podstatně. Dále se posilují vazby mezi kosmologií a výsledky moderní částicové fyziky. Plodem této spolupráce je zejména nová teorie inflačního vesmíru, která pomocí spontánních porušení symetrie interakcí vysvětluje nenásilně pozoruhodné pozorované vlastnosti současného vesmíru (homogenitu a izotropii, plochost, nepřítomnost těžkých magnetických monopólů, asymetrii mezi hmotou a antihmotou).

V listopadu 1983 se konalo v Ženevě pod patronací organizací CERN a ESO první sympozium věnované společným problémům částicové fyziky a kosmologie, které svým jednáním znovu podtrhlo užitečnost „velkého sjednocení“ kosmologie a částicové fyziky. Jedním z nejpřesvědčivějších důvodů k posílení důvěry mezi fyziky a kosmology se zajisté stal loňský objev tří intermediálních bosonů na urychlovači SPS v CERN. Bosony W^± a Z° byly předvídány teorií elektroslabé interakce, kterou před 15 lety vypracovali S. Weinberg, A. Salam a S. Glashow. Teorie předvídala hmotnosti bosonů W (83 ±3) GeV/c² a Z (94 ±3) GeV/c², a experimenty daly (81 ±2) GeV/c², resp. (93 ±2) GeV/c². Tento velký úspěch experimentální částicové fyziky znamená nejen definitivní přijetí teorie sjednocení interakcí při vysokých energiích, ale i potvrzení správnosti kosmologického modelu raného vesmíru nejméně do času 10^-9 s po velkém třesku.

Současná fronta kosmologie raného vesmíru se tedy posunula do časových intervalů 10^-9 ÷ 10^-43 s. Na toto téma se nyní publikuje tolik pozoruhodných studií, že by si zasloužily samostatný přehled. Pozornost kosmologů se znovu obrací také k budoucímu vývoji vesmíru. D. Page a M. McKee ukázali, že ani v trvale expandujícím vesmíru se nepřibližujeme k termodynamické rovnováze, populárně označované jako „tepelná smrt“. V rozpínajícím se vesmíru totiž částice chladnou rychleji než záření, takže odchylky od termodynamické rovnováhy se budou časem zvětšovat! D. Dicus aj. se zabývali šesti fázovými přeměnami v budoucím trvale expandujícím vesmíru. V čase 10¹⁴ let po velkém třesku vyčerpají všechny hvězdy zásoby nukleárního paliva, v čase 10¹⁷ let následkem blízkých přiblížení hvězd ztratí všechny hvězdy své planetární soustavy a v čase 10¹⁸ let následkem týchž hvězdných přiblížení některé hvězdy opustí hranice svých mateřských galaxií, zatímco většina jich spadne do jádra galaxie, kde se budou vytvářet černé veledíry. Bludné hvězdy mezi galaxiemi se díky rozpadu protonů začnou „radioaktivně“ ohřívat na teploty 3 ÷ 100 K ve stáří nad 10²⁰ let (v té době bude teplota reliktního záření už jen 10^-13 K). Jakmile vesmír dosáhne stáří 10³² let, rozpadne se již většina protonů a vesmír bude vyplněn zředěným pozitronově-elektronovým plynem, fotony, neutriny a černými veledírami. Konečně po 10¹⁰⁰ letech se díky Hawkingově procesu počnou černé veledíry intenzivně vypařovat, až se nakonec zcela vyzáří.

Je-li vesmír uzavřený, není pro tento vývojový scénář dost času. Vesmír za několik desítek miliard let dosáhne maxima expanze a pak se začne smršťovat, přičemž elementární částice získají více energie, než kolik jí měly v době svého vzniku, tj. ve vesmíru se globálně nezachovává energie! Vesmír se smrští do singularity a z této situace patrně není úniku. A. Guth a M. Sher totiž ukázali, že není možné, aby se před ukončením kolapsu vesmír jaksi „odrazil“ sám od sebe a začal znovu expandovat v dalším dlouhém cyklu. Myšlenka „oscilujícího“ vesmíru pochází původně od známého relativisty R. Tolmana z r. 1934. Přesto, že jde o esteticky velmi přitažlivou koncepci, není dnes přijímána s nadšením; jednak kvůli problémům se směrem plynutí času v okolí singularit, jednak pro námitky termodynamické (díky „přídavné“ energii fotonů by totiž každý následující cyklus trval déle než předchozí).

Další, až bizarně znějící úvahy se pokoušejí vysvětlit zrod vesmíru kvantovou fluktuací vakua (P. Davies, J. Zeldovič, A. Vilenkin, J. Gott atd.). Odtud pak vzniká až neskutečně znějící otázka, zda je „naše“ vakuum stabilní či nestabilní (M. Turner a F. Wilczek, P. Hut a M. Rees). Jestliže v raném vesmíru došlo k jednomu či více fázovým přechodům ve stavu vakua, není totiž vyloučeno, že ani dnes není vakuum v nejnižším možném stavu. Vlivem náhodného podnětu (např. vyrobením zvlášť energetické částice v některém urychlovači nebo vznikem zvlášť energetické částice kosmického záření) by mohlo vesmírné vakuum přeskočit náhle do nižšího energetického stavu, což by vedlo k zániku současného stavu vesmíru (bublina pravého vakua by se rozšiřovala rychlostí světla! ). Naštěstí je tento kosmologický horror naprosto nepravděpodobný, jak vyplývá z prosté okolnosti, že vesmír v dnešní fyzikální podobě trvá přinejmenším již 15 miliard let. Při této příležitosti nemohu nepřipomenout paradoxní výrok J. Zeldoviče, že „fyzikální vakuum představuje sice nepřítomnost reálných částic, ale jeho vlastnosti závisí na tom, které částice jsou nepřítomny“ .

V loňském roce se také znovu rozvířila diskuse o tom, zda vesmír jako celek rotuje, a to úhlovou rychlostí 10^-8″/r (jedna úplná otočka by trvala 10¹⁴ let), jak tvrdí např. P. Birch. Všeobecně se má za to, že nic takového pozorování neprokazují (E. Plinney a R. Webster). Pro neutrina se nepodařilo potvrdit předpoklady o jejich údajných oscilacích (F. Boehm aj.) a sovětští autoři nyní odhadují horní mez hmotnosti neutrin, zjištěnou ve svých experimentech, na 20 eV/c² či dokonce jen 5 eV/c² (při tak nízké hmotnosti neutrina přestávají mít jakýkoliv význam pro kosmologii). Naproti tomu se zatím experimentálně nedaří ověřit předpověď teorií velkého sjednocení (GUT) o rozpadu protonu. Spodní mez života protonu na základě probíhajících experimentů dosahuje již 10³² let, tj. nejméně o řád více, než teorie GUT předvídaly.

Solidnost stability protonu povzbuzuje astronomy k přípravě programů, jejichž realizace si vyžádá dlouhodobé úsilí. Loňský rok byl ve znamení obnoveného úsilí o hledání cizích civilizací ( SETI) – v březnu 1983 C. Sagan zahájil pozorování případných umělých rádiových signálů rozbitím láhve šampaňského o anténu 25m radioteleskopu Harvardovy observatoře. Nová strategie spočívá v systematickém prohledávání oblohy v širokém pásmu frekvencí 1 ÷ 10 GHz pomocí paralelně pracujících úzkopásmových analyzátorů, přičemž měření jsou vyhodnocována počítačem, který sám provede předběžný výběr „podezřelých“ signálů. S. Bowyer aj. započali v Berkeley s projektem SERENDIP, jenž lze realizovat kterýmkoliv radioteleskopem souběžně s jeho normálním výzkumným programem.

Teoretickým rozborem naděje na kontakt pomocí rádiových vln se zabývali D. Frisch a M. Melia. Soudí, že nejnadějnější je zaměřit výzkum do úzkého kužele ve směru ke galaktickému jádru, kde je v dosahu příjmu umělých signálů se vzdáleností menší než 1 kpc nejméně 1 000 hvězd slunečního typu. I. Maročnik a L. Muchin usuzují, že vyspělé civilizace se vyskytují v „pásu života“ ve vzdálenosti 10 kpc od jádra Galaxie, přičemž podnětem ke vzniku i zániku života na dané planetě je výbuch nepříliš vzdálené supernovy. Z každých 10 civilizací v tomto pásmu jsou tři pokročilejší než my a sedm proti nám zaostává.

Z astronomických přístrojů, které loni úspěšně pracovaly na oběžné dráze, jsme se již zmínili o družici IRAS. Stejně úspěšná je i sovětská družice ASTRON, vypuštěná v březnu 1983 na protáhlou eliptickou dráhu s oběžnou dobou 98 hodin. Na její palubě je 0,8m reflektor určený pro studium ultrafialových spekter v pásmu 115 ÷ 350 nm a dále rentgenové spektrometry. Předběžně zveřejněné výsledky jsou neobyčejně slibné, ale i v tomto případě úplné zpracování měření potrvá řadu let.

Úspěšný pokus o radiointerferometrii na velmi dlouhé základně (VLBI) v pásmu milimetrových vln uskutečnili A. Readhead aj. při studiu vnitřní struktury jádra galaxie NGC 1275 (rádiový zdroj 3C 84). Na frekvenci 89 GHz (tj. vlnová délka 3,4 mm) docílili úhlového rozlišení řádu 0,0001″! Submilimetrový teleskop pro vlnové délky 0,3 ÷ 1,0 mm budují společně Velká Británie a Holandsko na sopce Mauna Kea na Havajských ostrovech. Teleskop o průměru reflektoru 15 m má být dohotoven v r. 1986 a bude dálkově řízen z centrály v Edinburghu ve Skotsku.

Závěr přehledu již tradičně věnujeme cenám a jiným uznáním význačných astronomů. Zajisté na prvním místě je třeba připomenout, že loňskou Nobelovu cenu za fyziku dostali přední astrofyzikové S. Chandrasekhar (za teorii hvězdné stavby, zvláště pak pro bílé trpaslíky) a W. A. Fowler (za objevy v nukleosyntéze prvků ve hvězdách). Akademik A. Severnyj, ředitel Krymské observatoře AV SSSR, obdržel ke svým 70. narozeninám Leninův řád. Cenu za popularizaci astronomie Pacifické astronomické společnosti obdržel již podruhé B. J. Bok, který rovněž dostal Russellovu cenu Americké astronomické společnosti. Další ceny téže Společnosti obdrželi kosmolog P. J. E. Peebles, astrofyzikové R. Blandford a M. Davis a známý odborník na dynamiku Galaxie G. Contopoulos. Zlaté medaile Britské královské astronomické společnosti získali astrofyzik M. J. Seaton a americký senior v oboru výzkumu meziplanetární hmoty F. L. Whipple. Další medaile obdrželi autor spektrální klasifikace W. M. Morgan a průkopník radioastronomie G. Reber.

V témže roce jsme však zaznamenali velký počet úmrtí předních astronomů: R. d'E. Atkinsona (spoluautora hypotézy o termonukleárních reakcích ve hvězdách), N. A. Kozyreva (přechodné úkazy na Měsíci atd.), O. Heckmanna (kosmologie; býv. prezident IAU), B. Šternberka (viz ŘH 5/1983, str. 106), Z. Knittla (optika, historie astronomie), A. A. Michajlova (astrometrie; nestor sovětské astronomie), B. J. Boka (výzkum Galaxie), V. A. Krata (sluneční fyzika; ředitel Pulkovské observatoře), G. O. Abella (velkorozměrová struktura vesmíru) a P. Swingse (astrofyzika; býv. prezident IAU).

Čtenář, který dosud neumdlel, se jistě spolu s pisatelem podiví, že navzdory všem omezením astronomických objevů stále rychle přibývá – proti loňskému přehledu se rozsah letošní statě zdvojnásobil! Je to ale zcela v souladu s trendem, který v nejnovější odborné literatuře vyhmatal počítač známého filadelfského Ústavu pro vědecké informace. Z celého spektra fyzikálních článků, publikovaných v r. 1981, vybral 101 prací, jež jsou v současné době odborníky nejčastěji citovány. Mezi touto „smetanou“ najdeme plných 16 článků z astronomie, astrofyziky a případně kosmologie. Nejvíce citací vůbec získal s převahou mladý americký kosmolog Alan Guth za svou studii o inflačním modelu vesmíru, publikovanou v časopise Physical Review D 23 (1981), str. 347. V těsném závěsu za ním jsou pak práce obsahující výsledky sondy Voyager 1 při jejím přiblížení k Saturnu, pozorování z kosmických sond Veněra a družice COS-B a měření, vykonaná v ultrafialovém a infračerveném oboru spektra. I v této statistice se jakoby v křišťálové kouli odráží široký záběr soudobé astronomie a vyhlídky pro nové objevy v letošním roce jsou zajisté slibné. Přitom, jak připomíná V. A. Ambarcumjan, „nejvýznamnější objevy nelze předvídat. Kdybyste je předpověděli, pak to nejsou tak moc velké objevy.“

Žeň objevů – rok 1984

V předešlých přehledech o pokrocích astronomie jsem obvykle zdůrazňoval subjektivnost výběru; ostatně objektivnější kritéria neexistovala anebo byla nedostupná. Naštěstí se tato situace díky počítačovým metodám zpracování bibliografických informací mění, takže v úvodu letošního přehledu se můžeme porozhlédnout po trendech rozvoje astronomie, jak vyplývají z metod citační analýzy, zveřejněných ředitelem Ústavu pro vědecké informace ve Filadelfii E. Garfieldem a význačným americkým astrofyzikem H. A. Abtem. Z těchto studií vyplývá, že za posledních třicet let vzrostl počet profesionálních astronomů zhruba patnáctkrát a tomu úměrně i rozsah astronomických publikací, přestože nároky na kvalitu prací vzrostly (zhruba pětinu článků redakční rady odborných časopisů zamítly). Hlavní astronomické poznatky jsou uveřejňovány ve 25 klíčových odborných časopisech. V americkém „The Astrophysical Journal“ se publikuje přibližně polovina citovaného výzkumu. Naši astronomickou veřejnost potěší, že mezi klíčovými časopisy figuruje také „Bulletin of the Astronomical Institutes of Czechoslovakia“ (obsah tohoto dvouměsíčníku Říše hvězd pravidelně uveřejňuje). V klíčových časopisech bylo v roce 1982 zveřejněno na 4 500 článků, zatímco úhrnný počet astronomických prací podle publikace „Astronomy and Astrophysics Abstracts“ činil v témže roce 17 250 kusů (pro zajímavost: podkladem pro tuto Žeň objevů jsou výpisky z 1 150 statí).

Dlouhodobě nejvíce citované studie jsou infračervená měření hvězd amerického autora H. L. Johnsona, dále klasifikace hvězdných spekter H. L. Johnsona a W. W. Morgana a konečně měření červeného posuvu pro galaxie M. L. Humasonem, N. U. Mayallem a A. R. Sandagem. K nejčastěji zkoumaným objektům patří jasné hvězdy Vega, Arkturus, Sirius, Betelgeuze a Aldebaran, dále planetární mlhoviny a rentgenové zdroje Cyg X-1 a HZ Her. V poslední době k nim přibyly galaxie M31 a Velké Magellanovo mračno, pulzar v Krabí mlhovině a milisekundový pulzar 1937+214, kvasar 3C 273, radiogalaxie Cen A, mlhovina v Orionu M42 a exotická těsná dvojhvězda SS 433.

V posledních letech vzbudily největší ohlas studie na pomezí kosmologie a částicové fyziky (problematika velmi raného vesmíru) a experimentální výsledky ze sond Voyager. Tyto práce se dokonce umístily v čele nejvíce citovaných fyzikálních publikací (1., 2. a 4. místo). Obdobné trendy se projevily i na 6. evropské fyzikální konferenci v srpnu 1984 v Praze (viz ŘH 11/84, str. 237), na níž bylo astronomickým, resp. astrofyzikálním problémům vyhrazeno dostatek prostoru na zasedáních, jež patřila k nejvíce navštěvovaným. S přihlédnutím ke všem uvedeným statistikám se můžeme s větším odhodláním pustit do zdolání přívalu nových astronomických poznatků.

Nová pozorování povrchu planety Venuše, vykonávaná především radarem s bočním svazkem na palubě kosmických sond Veněra 15 a 16 a dále 305m radiolokátorem na observatoři Arecibo, odhalila existenci pozoruhodných topografických struktur v podobě dlouhých rovnoběžných pásů o délce až 9 000 km a šířce 10 km, zlomů, horských hřebenů a kruhových (patrně impaktních) kráterů o průměru 100 ÷ 200 km. Z různých nepřímých náznaků usuzuje L. Esposito, že na Venuši dochází k vulkanickým výbuchům, takže některé z rozpoznaných horských vrcholů jsou fakticky činné sopky (podrobnosti obsahuje např. článek P. Lály ve Vesmíru 6/64, str. 167 a ŘH 3/84, str. 63).

Při studiu Země jako astronomického tělesa se podobně jako v předešlých letech dále rozvíjely rozličné katastrofické domněnky – věnovalo se jim i specializované sympozium na 6. evropské fyzikální konferenci. R. A. Kerr upozornil na spoluúčast změn skleníkového efektu oxidu uhličitého při vzniku ledových dob. Během poslední doby ledové vrcholící před 18 tisíci lety byla totiž koncentrace CO₂ v zemské atmosféře o 15 ÷ 40 % nižší než dnes. Kolísání zastoupení CO₂ v zemské atmosféře souvisí s nevratným odebíráním CO₂ mikroorganismy na povrchu oceánů. Tyto mikroorganismy po odumření klesají do hlubin oceánů, kde se CO₂ váže ve vápencových usazeninách, a nevrací se tudíž zpět do atmosférického koloběhu. Prvotní příčinou vzniku dob ledových jsou, ve shodě s Milankovičovou hypotézou ze čtyřicátých let našeho století, změny některých parametrů zemské dráhy kolem Slunce (změna excentricity, sklonu a argumentu perihelu). S tímto všeobecně přijímaným názorem nesouhlasí – jako obvykle – Sir Fred Hoyle, jenž poukazuje na skutečnost, že v průběhu roku se příjem sluneční energie na celý povrch Země vyrovná. Proto uvažuje o proměnném přísunu kosmických kondenzačních jader, jež zapráší zemskou atmosféru; leč ani tato Hoyleova domněnka si zatím nezískala příliš mnoho přívrženců. Pokud se v zemské atmosféře objevuje víc prachu, pak to bývá ponejvíce díky zcela pozemským příčinám. V souvislosti s teorií „nukleární zimy“ vykonali odborníci v poslední době velké množství modelových výpočtů na velkých počítačích. Řada sovětských i amerických autorů dospěla nezávisle k obdobným výsledkům, že totiž exploze řádově 5 Gt TNT – zhruba 40 % současného jaderného potenciálu velmocí – by způsobila znečištění atmosféry Země takovým množstvím prachu a kouřových částeček, že by to vedlo k silnému ochlazení zemského povrchu o několik desítek stupňů proti normálu po dobu 100 ÷ 300 dnů po nukleárním konfliktu. Někteří autoři sice kritizují tyto simulace jako příliš schematické, avšak meteorologické údaje z historické minulosti naznačují, že efekt silného ochlazení je postižen v zásadě správně. Svědčí o tom mimořádně chladné léto na severní polokouli následující po výbuchu sopky Tambora r. 1815, podobně jako podle R. Stotherse neobvyklý průběh léta roku 536 n. l. Země tehdy byla 18 měsíců obklopena aerosolovým oblakem, složeným patrně z drobných křemičitých částeček, což mimo jiné způsobovalo zdánlivé západy Slunce již ve výši 30° nad obzorem. Nedostatečný sluneční svit vyvolal masivní neúrodu (ovoce v mírných zeměpisných šířkách vůbec nedozrálo) a prakticky celoroční zimu. Mračno prachu bylo pravděpodobně pozůstatkem po výbuchu vulkánu v rovníkových oblastech Země (nejspíš v oblasti Nové Guineje) – vulkanický prach z té doby bohatý na síru byl vskutku nalezen v usazeninách až v Grónsku. Prý šlo o největší sopečný výbuch na Zemi za poslední tři tisíciletí.

Pozorování i výpočty, o nichž jsme psali v ŘH 3/85, úzce souvisí s dalším oblíbeným tématem loňských „Žní“ – s katastrofickými srážkami Země s planetkami či kometami. Hypotéza o impaktu před 65 miliony lety získala významnou podporu díky tomu, že J. Luck a K. Tukerian stanovili poměr nuklidů osmia 187 a 186 v horninách na rozhraní druhohor a třetihor. Tento poměr 1,3 ÷ 1,6 je blízký poměrům v meteoritech (1,0) a výrazně se odlišuje od normálního poměru v zemské kůře (10). B. Bohor aj. nalezli v hraniční vrstvičce důkazy tlakové metamorfózy hornin, jež lze vysvětlit nárazovými tlaky řádu 10¹⁰ Pa, což je o dva řády víc, než by odpovídalo případným vulkanickým jevům pozemského původu. J. Smit a F. Kyte odtud odvodili, že mikrotektitové kuličky z tohoto období, nalézané po celé zeměkouli, vznikly rychlou krystalizací kapaliny, jež se ohřála tlakovou vlnou při impaktu. Usuzují, že planetka dopadla do oceánu a že šlo o jediné kompaktní těleso, a ne o roj komet.

Tato bizarní alternativa se loni těšila nezvyklé pozornosti. Nejprve Z. Sekanina a D. Yeomans podrobili zevrubnému rozboru blízká přiblížení známých komet z Marsdenova katalogu k Zemi a odtud odvodili, že ke srážkám komet se Zemí dochází jednou za 33 ÷ 64 milionů let. Poté „vybuchla bomba“: D. Raup a J. Sepkoski ukázali, že k vymírání mořské fauny v posledních 300 milionech let došlo zejména ve 12 krátkých obdobích, oddělených shodným intervalem 26 milionů let. Hned nato si M. Rampino a R. Stothers všimli, že z 88 dochovaných velkých impaktních kráterů, jejichž stáří známe, vyplývá, že k nárazům docházelo periodicky v intervalu 28 ÷ 31 milionů let. Současně dospělo několik autorů nezávisle k názoru, že za tyto jevy nesou odpovědnost – komety! Hledal se proto mechanismus, jenž by vyvolal periodické „nalétání“ většího množství komet na Zemi v intervalu kolem 30 milionů let. R. Muller a řada dalších astronomů usoudila, že by mohlo jít o periodické gravitační poruchy v oblasti Oortova mračna komet, vyvolávané například trpasličím hvězdným průvodcem Slunce, jenž se pohybuje v silně výstředné dráze o poloose 90 000 AU v periodě 26 milionů let. Tato hypotetická málo svítivá hvězda dostala přiměřeně zlověstný název Nemesis. Rampino a Stothers alternativně navrhli jako možný periodický impulz kmitavý pohyb Slunce vůči galaktické rovině souměrnosti s periodou 33 milionů let – gravitační poruchy by pak vyvolávala obří mezihvězdná mračna o hmotnosti 10⁴ M_O nalézající se přímo v rovině souměrnosti. S. Clube a W. Napier uvažovali o zachycení celého Oortova mračna komet při průchodu Slunce obřím molekulovým mračnem.

Ať už by byl původ gravitačních poruch jakýkoliv, prakticky by to mělo znamenat, že po dobu několika set tisíc let by na pradávné pozemské obloze bylo vidět stovky komet a každý den by se na nebi objevila dvě nová kometární tělesa! Během jedné epizody „rojení komet“ by tak došlo k několika desítkám srážek kometárních jader se Zemí, což by víc než postačilo k záhubě většiny zemské fauny a flóry.

Brzy ale přišlo vystřízlivění. Dráha hypotetické Nemesis by byla natolik nestabilní, že by nepřežila víc než několik málo oběhů kolem Slunce. Průchody Slunce rovinou souměrnosti Galaxie časově nesouhlasí s pozorovanými údobími masového vymírání organismů. Samotné periodicity nejsou dostatečně jasně vyznačeny a aspoň některé katastrofy souvisejí spíš s ústupem moří. Například v pozdním permu před 225 miliony let došlo k zatím největšímu doloženému vymření pozemské fauny a flóry, které zřetelně odpovídá údobí výrazného zmenšení rozsahu šelfových moří. Autor tohoto názoru P. Ehrlich navíc připomíná, že druhou největší katastrofu můžeme čekat už v příštím století – ačkoliv žádný kometární roj není na obzoru. Vyplývá to z extrapolace tempa vymírání rostlin a živočichů, na čemž se zřejmě významnou měrou podílí sám člověk.

Když rozebíráme zhoubné mechanismy vyvolávající masové vymírání živých organismů na Zemi, můžeme se s E. Buffetautem právem ptát, jak to, že aspoň část živočichů prodělala kritické události před 65 miliony let bez zvláštních potíží. Autor ukazuje, že bez úhony přežili zejména sladkovodní živočichové, jakoby na ně zmíněné ničivé mechanismy neúčinkovaly. Katastrofická kosmická domněnka, jak je vidět, není bez kazů. Teprve další studium a obsáhlejší empirické údaje mohou složité klubko problémů trochu rozmotat. Zato dlouhodobě – pokud jde o poslední kosmickou katastrofu Země – máme patrně jasno. S. Vila se zabýval výpočtem rozměrů Slunce v závěrečné etapě termonukleárního vývoje, když se Slunce stane červeným obrem. Ukazuje se, že maximální poloměr rozsáhlé atmosféry Slunce dosáhne hodnoty 320 milionů km, a v tomto obalu nepřežije Země jako pevné těleso víc než 5 000 let. Podobně skončí ve sluneční soustavě všechny planety zemského typu.

Zajímavé výsledky získali vědci při studiu prstenců velkých planet. Tloušťka Saturnových prstenců počítaná teoreticky vychází na pouhých 100 m, což je v dobré shodě s přímými měřeními sond Voyager. Zákryty rádiových zdrojů však ukazují na tloušťku 20 ÷ 25 m pro prstenec A a jen 10 m pro prstenec C. Prstence planety Uran poprvé zpozorovali na observatořích Mauna Kea na Havajských ostrovech a Siding Spring v Austrálii v infračerveném oboru spektra. Zákrytovou metodou však nebyl objeven prstenec u Neptunu a nejasná je i interpretace pozorování těsného setkání Neptunu s hvězdou SAO 186 000 z 22. 7. 1984, kdy na observatoři ESO v Chile J. Gutierrez a J. Manfroid pozorovali poklesy jasnosti hvězdy, jež by odpovídaly pohybu několika těles o průměru 10 km po téže dráze s poloměrem třikrát převyšujícím poloměr Neptunu.

Domněnku o genetické souvislosti Pluta a Neptunova měsíce Tritonu kritizoval W. Mc Kinnon. Ukázal, že zachycení Tritonu Neptunem nemohlo souviset s vymrštěním Pluta z této soustavy. Pluto podobně jako Triton jsou navzájem nezávislí příslušníci systému původních planetesimál sluneční soustavy a Triton sám byl jednoduše zachycen Neptunem, bez účasti dalšího tělesa.

Loni jsem psal o tom, jak nové výzkumy stírají ostré předěly mezi drobnými tělesy sluneční soustavy. Nyní, jak se zdá, postihl podobný osud i ostré dělení větších objektů na planety a hvězdy. Podle G. Coleho je maximální poloměr planety řádu 10⁸ m a hmotnost 3.10²⁷ kg (1,5násobek hmotnosti Jupiteru). Při hodnotách nad těmito mezemi se materiál tělesa působením elektronového a protonového tlaku hroutí. To vše platí za předpokladu, že se hmotnost objektu během vývoje podstatně nemění, což nemusí být vždy splněno, jak nejnověji ukázali M. Livio a N. Soker.

Je-li osamělá hvězda obklopena planetami, může jim v určitých etapách svého života předat tolik hmoty, že se některá z planet změní ve hvězdu! Zejména dostatečně hmotná planeta v atmosféře červeného obra získá tolik hmoty, že se stane hvězdným trpaslíkem. Obr mezitím ztratí vnější vrstvy a výsledkem podivuhodné metamorfózy je trpasličí dvojhvězda! Díky odporu prostředí se nový trpaslík může přiblížit k původnímu obru až na setinu dřívější vzdálenosti a dosáhnout hmotnosti 0,14 M_O – dostatečně vysoko nad mezí, při níž se v něm rozhoří termonukleární reakce.

Zdá se, že právě takový systém objevili D. Mc Carthy aj. na observatoři KPNO a Steward v Arizoně. Skvrnkovou interferometrií zjistili v infračervených pásmech H a K, že hvězda van Biesbroeck 8 má poměrně chladného průvodce v úhlové vzdálenosti 1″. Hlavní složka je trpaslík o hmotnosti řádu 0,1 M_O a teplotě 3 250 K, vzdálený od nás 6,5 pc. Nově objevená vedlejší složka má hmotnost 0,03 M_O, svítivost 3.10^-5 L_O a poloměr 0,09 R_O. Efektivní teplota tohoto průvodce dosahuje pouze 1 360 K, takže objekt se nekvalifikuje do hvězdné kategorie (minimální hodnoty pro hvězdy spalující vodík), a patří tudíž mezi tzv. hnědé trpaslíky. Objev byl koncem roku široce komentován jako důkaz existence první extrasolární planety, ale jak vidíme z kvantitativních údajů, lze jej nejspíš považovat za důkaz spojitého přechodu mezi tělesy typu planet a hvězd.

Oživení zájmu o studium planetek, ke kterému loni došlo, má zřejmě trvalejší povahu. V roce 1984 byl překročen počet 3 000 katalogizovaných planetek a podle Ľ. Kresáka astronomové sledují bezmála 7 090 těchto těles. Proto přibývá i statistických studií o základních fyzikálních a kinematických vlastnostech těchto objektů. Objevují se i četné pokusy o experimentální simulaci podmínek při vzniku, akreci a drobení planetek. D. Hughes ukázal, že planetky s průměrem nad 260 km náležejí k původní populaci těles a jejich průměrná rotační perioda činí 7,3 h. Menší planetky vznikly převážně srážkami a rozpadem větších těles. Interval mezi následujícími srážkami je úměrný odmocnině průměru planetky. Podle H. Alfvéna mají tělesa sluneční soustavy při střední hustotě 3 000 kg/m³ základní rotační periodu 8,8 h, což souvisí s tím, že tělesa vznikla akrecí, a ta je možná tehdy, když obvodová rychlost rotace dosahuje asi třetinu únikové rychlosti. K obdobným závěrům dospěla nezávisle řada dalších autorů; pouze S. Dermott aj. kladou rozmezí mezi prvotními planetkami a fragmenty k průměru 120 km.

K nejzajímavějším planetkám objeveným v posledních letech patří objekt 1982 DB, jenž má podle E. Helinové a dalších vědců průměr pouhého 0,5 km a patří svou drahou k typu Apollo (afel 1,49 AU, perihel 0,95 AU, oběžná perioda 1,82 let). Protože objekt křižuje dráhu Země, hodil by se dobře k vyslání sondy, která by odebrala vzorky hornin. Autoři uvádějí, že v letech 1988–2002 existuje celkem 12 vhodných startovních oken, přičemž let návratové sondy by trval 3 ÷ 4 roky.

V červnu 1984 astronomové objevili planetku 1984 QA, jenž má velkou poloosu menší než 1 AU (přesně 0,99 AU; e = 0,47) a obíhá v periodě 0,99 let po dráze skloněné k ekliptice o 10°. Konečně J. Gibson objevil 5. 9. 1984 těleso 1983 TB při dalším návratu (první objev patří, jak známo, družici IRAS – viz ŘH 4/84, str. 69) – jde o mateřské těleso meteorického roje Geminid, jež bylo zprvu považováno za planetku, ač je fakticky vyhaslým jádrem komety. Budoucím vývojem jeho dráhy se zabývali K. Fox aj., kteří ukázali, že v r. 1987 se objekt přiblíží k Zemi na 2,8.10⁷ km a dosáhne 12 mag (jeho průměr je 3,3 km, což je typický rozměr kometárních jader) a v roce 2287 dokonce na 1,6.10⁶ km, kdy dosáhne 6 mag. Poté se vlivem poruch vzdálí od Země – bude jistě zajímavé, jak to ovlivní vydatnost meteorického roje Geminid.

Praktický přímý důkaz fragmentace planetek podala analýza čínského meteoritu Jilin z března 1976. Z rozboru zastoupení radionuklidů hliníku se podařilo prokázat, že před dopadem byl meteorit součástí tělesa o průměru 1,5 m, jež se pohybovalo samostatně kosmickým prostorem po dobu 0,4 milionu let. Tehdy se těleso odtrhlo od jiného většího objektu o průměru 10 m, který se pohyboval v kosmickém prostoru nejméně 10 milionů let. I. Halliday a další vědci zjistili z rozborů dat fotografických sítí pro sledování bolidů, že na Zemi dopadají kamenné meteority, jejichž dráhy ve sluneční soustavě jsou přímé (prográdní), mají malý sklon k ekliptice, perihel v prostoru mezi Venuší a Zemí a afel v hlavním pásmu asteroidů. Relativní rychlosti srážky se Zemí musí být totiž poměrně malé, nanejvýš 25 km/s a spíše jen 15 km/s. Na Zemi dopadá v podobě kamenného meteoritu obvykle jen 10 % hmoty, s níž do atmosféry vnikne.

Antarktická naleziště už vydala přes 6 000 kusů meteoritů, mezi nimiž K. Yanai a H. Kojima nalezli další lunární meteorit Yamato 791197 o hmotnosti 25 g. Tvoří jej plagioklas s pyroxenem a olivínem v podobě tlakově přeměněných hornin. O pravděpodobnosti vymrštění úlomků z Měsíce či Marsu při nárazu jiného meteoritu svědčí ostatně i vlastnosti tektitů, které vznikly podobným způsobem na Zemi a jsou přímým dokladem vysokých rychlostí úlomků vzniklých při impaktu.

Snad nejztřeštěnější domněnku loňského roku vyslovila známá americká astronomka K. Brecherová, když si povšimla neuvěřitelné koincidence mezi rozličnými impaktními úkazy na Zemi i na Měsíci. V ranních hodinách 25. 6. 1178 pozoroval canterburský mnich Gerváz zdánlivé „rozštěpení horního růžku měsíčního srpku a plamen odtud vyšlehnuvší“ . Pokud bylo toto pozorování reálné, mohlo snad souviset s impaktem, jímž se vytvořil kráter Giordano Bruno. Další velký impakt nastal pro změnu na Zemi, a to 30. 6. 1908 – jde o známý Tunguzský meteorit. Konečně třetí úkaz se týká znovu Měsíce – seizmometry instalované posádkami Apollo zaznamenaly ve dnech 22.–26. 6. 1975 impakty 10 ÷ 15 meteoritů denně (normální četnost byla o řád nižší). Jak poukázala K. Brecheroá, všechny tyto neobvyklé úkazy nastaly v tutéž dobu roku – koncem června, kdy je v činnosti denní meteorický roj β Taurid, o němž se domníváme, že souvisí s krátkoperiodickou Enckeovou kometou. V podobné dráze se navíc pohybují planetky (2212) Hephaistos a 1982 TA. Brecherová se proto obírá lákavou myšlenkou, že jádro Enckeovy komety se někdy před rokem 1178 rozdrobilo na více úlomků, které vytvořily „canterburský roj“ meteoroidů o rozměrech až jeden kilometr a hmotnostech až 10¹² kg. Podle Brecherové bude roj v létě 1985 vzdálen od Země 30 milionů km a k dalšímu setkání s ním dojde znovu v červnu 2042, kdy snad lze čekat nový „ohňostroj“ na Měsíci nebo na Zemi! Rozpadem komet se rovněž zabýval Z. Sekanina, který poukázal na pozorování, kdy před zánikem je hlava komety zřetelně nesférická a jeví výrazné fluktuace jasnosti. Je rovněž znám případ komety 1887 I, u které nebyla vůbec pozorována koma, ale jen chvost.

Loni byl vyrovnán i rekord z předešlého roku – astronomové opět objevili 22 komet. Mezi nimi je i nejnovější „československá“ kometa 1984 n (Kowal-Mrkos) a 4 komety objevené manželi C. a E. Shoemakerovými na Mt. Palomaru (1984 q, r, s, u).

Blížící se Halleyova kometa (1982 i) samozřejmě vyvolává horečnou organizační, teoretickou i experimentální aktivitu, z níž už vyplývají četné nové poznatky. Analýzou struktury meteorického roje Orionid, jenž souvisí s Halleyovou kometou, se zabývali B. McIntosh a A. Hajduk. Sledovali změny dráhy roje až do r. 1404 př. n. l. Ukázali, že Orionidy byly mimořádně výrazné v letech 443, 446 a 530 n. l. a že celková hmotnost části roje činí (2 ÷ 5).10¹⁴ kg. Autoři odhadují, že vlastní jádro komety má dosud hmotnost 6,5.10¹³ g, takže se z větší části už vyčerpalo a jeho aktivita skončí v nedaleké budoucnosti. To souhlasí s odhadem I. Ferrína, který z poklesu absolutní jasnosti komety 0,06 mag/oběh odhaduje, že kometě zbývá ještě asi 2 900 let života.

Analýzou snímků z návratu v roce 1910 odvodili S. Larson a Z. Sekanina rotaci kometárního jádra, jež se projevuje spirální strukturou kometární hlavy. Konkrétní důkazy o rotaci jádra podávají též probíhající měření rychlých změn jasnosti komety ve vzdálenosti nad 8 AU od Slunce, kde ještě tolik neruší aktivita komy. Naneštěstí se údaje z různých observatoří obtížně převádějí na společný základ, takže rotační periody vycházejí v širokých mezích 10 ÷ 51 h. J. Lecacheux aj. považují za nejpravděpodobnější rotační periodu 16 h, i když i v jejich materiálu jsou náznaky periodicit 15 ÷ 38 h. Krátkodobé (24 h) variace jasnosti v oboru B dosahují až 1,7 mag. Na jaře 1984 se modrá (B) magnituda komety pohybovala kolem 23 mag a na podzim téhož roku byla červená (R) magnituda kolem 21 mag. Koncem roku byly vypuštěny sovětské sondy Vega 1 a 2, jejichž části mají zkoumat Halleyovu kometu z bezprostřední blízkosti. O riskantnosti operace svědčí i tyto údaje: srážka sondy s částicí komety o hmotnosti 0,1 g vyvolá explozi srovnatelnou s výbuchem ručního granátu. Srážka s částicí o hmotnosti 0,03 g stačí pootočit anténu družice o 1°, a tím přerušit rádiové spojení se Zemí.

Na závěr „kometárního okénka“ připojuji malý jazykový koutek. Celá desetiletí jsme jméno tolik očekávané komety vyslovovali „Halejova“ , ale nyní nás ve sdělovacích prostředcích učí výslovnosti „Helyova“ . Obojí je ovšem špatně, jak připomněl C. A. Ronan, neboť původní výslovnost příjmení slavného královského astronoma zněla jako „Hůly“, takže bychom měli mluvit o kometě „Hůlyově“ !

Přehled o novinkách ve sluneční soustavě uzavíráme poznámkami o Slunci. Loni se rozmnožily důkazy o realitě stošedesátiminutových oscilací slunečního povrchu, a to pozorováními v rádiovém oboru spektra v pásmu 8 ÷ 13 mm (V. A. Jefanov aj.), v ultrafialovém oboru (čára Ca XIX) a v pásmu tvrdého rentgenového záření (V. Kasinskij a V. Kotov). Za 20 let od objevu krymských astronomů bylo tomuto tématu věnováno víc než 200 prací, ale stále chybí jednoznačné teoretické vysvětlení, které by bylo v souladu s modelem vnitřní stavby Slunce.

Díky družici SMM a radiometru ACRIM na její palubě se konečně podařilo spolehlivě určit krátkodobé změny sluneční konstanty, jejíž střední hodnota ve vzdálenosti 1 AU od Slunce činí 1 368,2 W/m². Radiometr ji dokáže měřit s chybou 0,005 %, podstatně menší než veškerá předešlá měření, o něž se sluneční astrofyzika pokouší už od roku 1837. Největší poklesy „konstanty“ dosáhly až 0,3 % nominální hodnoty a korelují jednoznačně s proměnnou plochou slunečních skvrn. Za období let 1980–1984 byl zaznamenán sekulární pokles „konstanty“ o 0,4 %, což patrně souvisí s průběhem jedenáctiletého slunečního cyklu.

Oprava družice SMM přišla právě včas, aby její přístroje mohly sledovat gigantickou erupci z 24. 4. 1984, která byla nejmohutnější za poslední dekádu (je pozoruhodné, že největší erupce se pravidelně pozorují na sestupné větvi slunečního cyklu; během půl roku po opravě SMM byly zaznamenány 4 z 5 největších erupcí v období let 1980–84). Úkaz se nejprve projevil záblesky tvrdého rentgenového záření a potom v širokém spektrálním pásmu zahrnujícím i oblast záření gama. Částice v prostoru erupce dosáhly energií přes 40 MeV za méně než 2 s! D. Rust aj. zjistili, že erupce vznikají v koróně v oblastech o rozměru pod 500 km v místě, kde se protínají dvě magnetické smyčky. V prvních minutách postupuje zjasnění v rentgenovém oboru spektra rychle podél smyček směrem k jejich patám, zakotveným ve fotosféře. Tepelná energie erupce se tudíž přenáší do chromosféry vedením elektrony rychlostí 800 ÷ 1 600 km/s, takže primární je koronální jev, kde se nejvíc zářivé energie uvolňuje v ultrafialové a rentgenové oblasti spektra při teplotách 10⁴ ÷ 10⁷ K. Podle H. Zirina klasický projev erupce – totiž zjasnění chromosférické vodíkové čáry H-α – představuje jen „červený plášť toreadora, jímž se dráždí býk ukrytý v koróně“ .

B. V. Somov usuzuje, že spouštěcím mechanismem erupce je vynoření nové konfigurace magnetického pole z fotosféry. Tím se magneticky zkratují protínající se smyčky ve výši asi 10⁴ km nad fotosférou v oblasti, kde elektronová hustota dosahuje hodnoty 10¹⁷ el/m³. Podle S. I. Syrovatského aj. počíná krátkovlnné záření v oblasti budoucí erupce růst už 20 minut před zkratem, kdy vzniká tzv. proudová vrstva. Následuje impulzní (explozivní) fáze erupce trvající necelou minutu, jež se skládá z posloupnosti několikasekundových záblesků. Během nich se urychlují atomová jádra i relativistické elektrony a vzniká kosmické záření o energiích částic až 10 GeV. Úhrnná energie této fáze dosahuje hodnoty až 3.10²⁵ J. Poté následuje tepelná (rozpadová) fáze erupce, trvající desítky minut, doprovázená šířením rázových vln. Nový pohled na mechanismus erupcí jasně prokazuje, jak významné je komplexní pozorování úkazu ve všech pásmech elektromagnetického spektra, jakož i sledování částic kosmického záření. Družice SMM prokázala také výskyt rychlých neutronů o energiích 20 ÷ 1 000 MeV, jejichž výron při erupcích je vzácný a trvá nanejvýš 1 minutu.

Tím se rovněž vytvářejí předpoklady pro chápání obdobných jevů na hvězdách, protože citlivá měření prokazují existenci erupční aktivity prakticky u všech dostatečně blízkých hvězd. Slunce samo je podle měření I. Furenlida a T. Meylana neobyčejně podobné jasnější složce dvojhvězdy α Centauri. Efektivní teplota Slunce je vůči této hvězdě jen o 20 K vyšší a gravitační zrychlení na povrchu pouze o 20 % nižší. Rovněž hmotnosti obou hvězd jsou velmi podobné, takže jde téměř o dvojčata, což je tím pozoruhodnější, že α Cen je vlastně nejbližší soustava hvězd. S ohledem na uvedené koincidence ani příliš nepřekvapuje, že E. Fossat spolu s dalšími vědci objevili u α Cen pětiminutové oscilace poloměru shodné se známými oscilacemi u Slunce.

B. Margon aj. oznámili objev nejvzdálenější hvězdy naší Galaxie. Tato hvězda 18 mag v souhvězdí Vah je od centra vzdálena 400 000 světelných let, tj. čtyřikrát dál, než činí poloměr galaktického disku. Jde o červenou uhlíkovou hvězdu -2,5 absolutní hvězdné velikosti. Jinak ovšem největší „hvězdnou“ událostí uplynulého roku byl bezpochyby konec zákrytu nejpodivuhodnější těsné dvojhvězdy ε Aurigae. Tato zákrytová soustava s nejdelší oběžnou periodou 27,06 let byla při zákrytu v období srpen 1982 až červen 1984 poprvé v historii sledována v širokém spektrálním rozsahu od ultrafialového pásma kolem čáry Ly-α (družice IUE) až po infračervenou oblast do 20 μm (D. Backman aj.). Výsledky pozorování dramaticky podtrhly skutečnost, že k realistickému chápání komplikovaných dějů ve vesmíru jsou údaje ze širokého oboru vlnových délek naprosto nezbytné. Celou řadu záhad obklopujících tento systém se tak totiž podařilo prakticky naráz rozřešit.

Základní výsledky shrnula v přehledovém článku prof. M. Hacková, která uvedla, že nejvýraznější pokles jasnosti o 1,0 mag nastal v pásmu 160 ÷ 300 nm. Na kratších vlnách amplituda minima dosáhla jen 0,2 mag a pod 130 nm se zákryt vůbec neprojevil! Naopak pro blízkou infračervenou oblast byla amplituda minima téměř nezávislá na vlnové délce v rozmezí 1 ÷ 4,8 μm a činila 0,7 mag. Pak však s rostoucí vlnovou délkou amplituda zákrytu klesala na 0,3 mag při 20 μm. Podle spektrofotometrických měření je primární (zakrývaná) hvězda spektrální třídy F0 Ia o teplotě 7 700 K a poloměru 100 R_O.

Struktura sekundární (zakrývající) složky je zřejmě neobyčejně komplikovaná. Jádrem složky je totiž poměrně teplý modrý trpaslík o povrchové teplotě 10 kK a poloměru 3 ÷ 5 R_O, který je zahalen rozsáhlým prstencem prachových částic o poloměru 1 500 R_O, (řádově 10 AU). Prachové částice mají minimální rozměry větší než 10 μm a jejich životní doba v prstenci je krátká – řádově 10⁴ roků, z čehož plyne relativní mládí této konfigurace: sekundární složka se teprve jako hvězda formuje a dosud se nezbavila prachoplynového obalu z období svého vzniku! Plynná slupka kolem sekundární složky má kulový tvar, je silně ionizována vlastním modrým trpaslíkem a v jejím spektru pozorujeme ultrafialové emisní čáry, které předešlé modely nedokázaly rozumně objasnit. Polární vrstvy slupky totiž nejsou kryty prachovým prstencem, takže jejich spektrum můžeme pozorovat stále, tj. i mimo zákryt. Prachové částice v prstenu jsou rovněž ohřívány modrým trpaslíkem na teplotu 500 K. Jistým problémem je odhadovaná vysoká hmotnost celého komplexu zakrývající složky v rozmezí 4 ÷ 15 M_O. Přesnější údaj o hmotnosti bude znám až koncem století – z rozboru změn radiálních rychlostí ultrafialových emisních čar, jež se pozorují teprve od roku 1978 z družic.

Pokud je uvedený model v zásadních rysech správný, lze ihned pochopit, proč je systém ε Aurigae zcela ojedinělý: jde totiž o časově velmi krátkou epizodu raného vývoje těsné dvojhvězdy. Ostatně V. Trimbleová ve svém populárně vědeckém přehledu těsných dvojhvězd přesvědčivě ukázala, že jediný systém může během svého vývoje prodělat neobyčejně velký počet rozličných přeměn a pokaždé jej pozorovatel zařadí do jiné kategorie – dvojhvězda se tak „převléká“ za raný systém jako je ε Aurigae, ale posléze se může stát polodotykovou soustavou typu Algol, později kontaktní těsnou dvojhvězdou a pak třeba exploduje jako nova nebo supernova. Mezitím může být i rentgenovou dvojhvězdou, trpasličí novou, modrým „loudalem“ , symbiotickou hvězdou atd. To všechno je důsledek jednak počátečních podmínek vzniku, jednak vývojové fáze, v níž dvojhvězdu právě zachytíme.

Většina těsných dvojhvězd nakonec svou podvojnost zruší – stává se tak někdy během exploze supernovy anebo splynutím obou složek v důsledku brzdění oběžného pohybu jedné z nich gravitačním zářením nebo odporujícím prostředím (plynným obalem rozsáhlé druhé složky). Dvojhvězdnost je zkrátka sama téměř vždy jen delší či kratší epizodou ve vývoji hvězd; ovšem epizodou, která skýtá nepřeberné možnosti komplikací a osobitých alternativ, a činí tak z výzkumu dvojhvězd nejplodnější kapitolu hvězdné astrofyziky.

Podle B. Paczyńského je ustálený poměr jednotlivých a vícenásobných soustav v galaktickém disku 45 : 46 : 8 : 1 pro systémy s jednou, dvěma, třemi a čtyřmi složkami. V galaktickém halu, tvořeném staršími hvězdami druhé populace, je většina hvězd osamělých, z čehož nepřímo plyne, že v raných fázích vývoje galaxií nebyly vhodné podmínky pro vznik dvojhvězd, resp. že tehdy vzniklé dvojhvězdy už zase zanikly splynutím nebo rozpadem soustav.

Nejčastější vícenásobné konfigurace sestávají z těsné dvojice a třetí vzdálené složky anebo ze dvou těsných dvojic oddělených větší mezerou – jiné konfigurace jsou totiž málo stabilní. Vzdálenosti mezi složkami se pohybují v širokých mezích 3.10⁶ ÷ 3.10¹² km (při větších vzdálenostech složek se už příliš rušivě uplatňují gravitační poruchy okolního hvězdného pole) a oběžné doby od 17,5 minut (kataklyzmická dvojhvězda AM CVn) po 3 miliony let. Nejvíce oběžných dob (20 %) připadá na systémy s periodami 1 ÷ 100 dnů. Z obecného astrofyzikálního hlediska však mají podstatný význam interakce mezi složkami dvojhvězd, které se projevují zejména přenosem hmoty mezi složkami (přetokem přes Rocheovu mez nebo hvězdným větrem), vznikem společných plynných obálek kolem celé soustavy, vytvářením akrečních disků a radiálních výtrysků plynu. Zvlášť tlusté akreční disky se tvoří kolem kompaktních (gravitačně zhroucených) složek, neboť malý poloměr těchto hvězd znamená vysokou vazbovou gravitační energii na povrchu hvězd, a to zvyšuje účinnost celého mechanismu vzniku a udržování akrečního disku.

Na rozdíl od plynu v samotné hvězdě, jehož stabilita je udržována gradientem tlaku plynu, je stabilita plynu v akrečním disku udržována odstředivou silou vznikající oběhem částic kolem hvězdy. Podle Keplerova zákona rotují vnitřní části akrečního disku rychleji než vnější, čímž vzniká uvnitř disku střižný tok a díky viskozitě disku se směrem ven přenáší nejen tepelné záření, ale i moment hybnosti. Tento přenos záření a hybnosti nakonec způsobuje, že plynové částice v disku proudí po spirále k povrchu kompaktní hvězdy. Má-li se tedy disk dlouhodobě udržet, musí být hmota zvnějšku trvale dodávána – k tomu se nejlépe hodí druhá složka dvojhvězdy, zejména když vyplňuje Rocheovu mez.

V řadě akrečních disků pozorujeme rozmanité krátkodobé i dlouhodobé nestability, jež jsou vyvolávány částečnou ionizací vodíku a helia ve vnějších oblastech disku. Tím se dá výborně modelovat zejména průběh změn jasnosti tzv. trpasličích nov. Tento mechanismus objevila nezávisle řada autorů v průběhu let 1979–1982. Ukazuje se, že akreční disk kolem trpasličí novy osciluje mezi dvěma stabilními stavy: horkým, vysoce viskózním, opticky tlustým diskem a chladnějším, málo viskózním, opticky tenkým diskem.

Pokud do hry vstoupí silné magnetické pole zhroucené hvězdy, pozorujeme rentgenové dvojhvězdy, a to ve dvou rozdílných „provedeních“. Známější jsou masivní soustavy s úhrnnou hmotností nad 15 M_O, které mají vysokou rentgenovou svítivost (10³¹ W) a relativně malé stáří. Přenos hmoty se děje převážně hvězdným větrem, avšak během spirálovitého dopadu materiálu na omezenou oblast povrchu zhroucené neutronové hvězdy (v oblasti kolem magnetických pólů) se neutronová hvězda roztáčí na stále vyšší obrátky. Tento úkaz vysvětluje, proč se periody rentgenových pulzarů dlouhodobě zkracují (na rozdíl od period běžných rádiových pulzarů).

Méně svítivé (10²⁸ W) rentgenové dvojhvězdy mají úhrnnou hmotnost nižší než 1 M_O. Hvězda hlavní posloupnosti vyplňuje Rocheovu mez a kolem kompaktní hvězdy vzniká akreční disk. Systémy jsou staré, takže magnetické pole neutronové hvězdy už o mnoho řádů zesláblo a nebrání ukládání plynného materiálu po celém povrchu zhroucené hvězdy. Tenká slupka bohatá na vodík se zespodu prohřívá, až v ní proběhne termonukleární reakce, při níž se změní spodní část slupky v helium. I to se ohřívá a posléze explozivně hoří na uhlík. Tento výbuch pozorujeme jako prudké zvýšení rentgenového toku zhruba o dva řády, přičemž se celá akreovaná slupka vodíku a helia rozfoukne, aby se po několika hodinách až dnech úkaz opakoval – to jsou tzv. zábleskové rentgenové zdroje (burstery). Podle J. van Paradijse lze odhadnout efektivní poloměr oblasti zasažené výbuchem na 8,5 km, což dobře odpovídá představám o rozměrech neutronových hvězd.

V. Trimbleová odvozuje z rozboru vývojových drah pro zhroucené složky dvojhvězd, že hvězdy s počáteční hmotností nižší než 10 ÷ 12 M_O končí jako bílí trpaslíci – projevují se pak jako planetární mlhoviny, novy, trpasličí novy nebo případně supernovy typu I. Jsou-li počáteční hmotnosti vyšší než 10 ÷ 12 M_O, končí zhroucené složky jako neutronové hvězdy, tj. pozorujeme rádiové pulzary, polary a rentgenové zdroje. Jedině tehdy, jestliže byla počáteční hmota složky výrazně vyšší než 50 M_O – tedy velmi vzácně – skončí zhroucený objekt jako černá díra. Ostatně dosud jsou známy pouze dva pravděpodobní kandidáti ve dvojhvězdách, a to Cyg X-1 a LMC X-3.

Do značné míry unikátním objektem je systém SS 433 (= V1343 Aql), jenž je rovněž těsnou dvojhvězdou s oběžnou dobou 13,1 dnů a precesní periodou akrečního disku kolem zhroucené složky 164 dnů. Zvláštností zdroje jsou dva protilehlé radiální výtrysky plynu, v nichž se hmota vzdaluje od hvězdy rychlostí 80 000 km/s. B. Margon a další vědci nedávno zjistili, že intenzita spektrálních čar výtrysků silně kolísá, přičemž změny v obou protilehlých výtryscích jsou časově synchronizovány, což svědčí o nestabilitách samotného urychlovacího procesu. Kromě toho řada autorů objevila emisi záření gama v pásmech 1,2 ÷ 1,5 MeV, nasvědčující vysoké hodnotě přenosu hmoty z akrečního disku na povrch kompaktního objektu řádově 10^-4 M_O/r. Tím je jednak dána horní mez stáří útvaru (několik tisíc let), jednak potvrzena kompaktnost objektu – pouze v okolí neutronových hvězd lze dostatečně účinně přeměňovat kinetickou energii částic v záření. Samotná povaha objektu je však dosud sporná – někteří autoři usuzují, že by mohlo jít o černou díru.

V tom případě však nabývá výzkum objektu SS 433 ještě více na významu – do značné míry se totiž svými vnějšími charakteristikami podobá aktivním jádrům galaxií, resp. kvasarům! Řada autorů se proto domnívá, že příroda nám prokázala obzvláštní laskavost, když do vzdálenosti pouhých 5 kpc umístila objekt, na němž lze jako na modelu zkoumat podivuhodné vlastnosti vzdálených kvasarů – zejména lákavé je studium oněch protilehlých výtrysků, které jsou tak typickým projevem mnohých extragalaktických rádiových zdrojů. Také Paczyński upozorňuje na zajímavé analogie mezi projevy akrečních disků v trpasličích novách a v kvasarech.

Rovněž tzv. symbiotické hvězdy, jevící současně spektrální charakteristiky žhavých i chladných hvězd, jsou zcela nepochybně těsné dvojhvězdy, kde opticky jasnější složkou je červený obr o průměrné teplotě 2,5 kK a druhou složkou je kompaktní žhavá hvězda o teplotě 50 ÷ 100 kK.. Objekty jeví optické nestability a náhlá zvýšení jasnosti až o 5 mag. Infračervená měření prozrazují, že červený obr je obklopen prachovým obalem tvořeným grafitem a silikáty, kdežto ultrafialová, resp. rentgenová pozorování zase svědčí o vysoké teplotě žhavé složky, která připomíná jádra planetárních mlhovin, čili žhavé bílé trpaslíky. Systémy mají značné rozměry, jak o tom svědčí oběžné doby od několika set dnů do 44 let (R Aqr). Zvláštností systému R Aqr je výrazně eliptická dráha, což se projevuje přenosem hmoty pouze v okolí periastra. Tento systém je navíc charakterizován optickým i rádiovým výtryskem. K nejvíce studovaným symbiotickým hvězdám patří v poslední době objekty RR Tel, CI Cyg, HM Sge, V1016 a 1329 Cyg. G. Wallerstein aj. usuzují, že erupce systémů souvisejí s explozivní aktivitou na povrchu bílých trpaslíků, jejichž expandující obal se střetává s hvězdným větrem od proměnného červeného obra (miridy).

Supernovy jako největší hvězdné exploze ve vesmíru jsou neustále předmětem intenzivního pozorovacího i teoretického výzkumu. Díky trpělivé práci pozorovatelů se do loňského roku podařilo shromáždit údaje o 470 supernovách převážně v nejbližších cizích galaxiích. Kromě toho je registrováno 145 pozůstatků supernov v naší Galaxii. Pro supernovy typu I jsou pozorovány rychlosti rozpínání plynných obalů až 10 000 km/s, kdežto u supernov typu II je tato rychlost zhruba poloviční. Spektra supernov typu I neobsahují v maximu vodíkové čáry, na rozdíl od supernov typu II. Supernov typu I je asi o pětinu více a vyznačují se proti SN typu II standardním průběhem světelné křivky. Supernovy typu II se nepozorují v eliptických galaxiích, nýbrž jen v ramenech spirálních galaxií.

Speciálním případem je pozůstatek supernovy Cas A, po níž zřejmě nezůstal kompaktní zbytek, a v expandující mlhovině se pozoruje přebytek prvků O, S, Ar a Ca (je to důkaz termonukleárního hoření kyslíku ve hvězdě). Zvláštní je i pozůstatek Tychonovy supernovy z roku 1572, kdy k explozi patrně došlo v jádru planetární mlhoviny, a pozůstatek supernovy známý jako Smyčka v Labuti (Cygnus Loop), kdy se exploze odehrála uvnitř obřího molekulového mračna. Narůstající interval, který nás dělí od úrody galaktických supernov v 16.–17. století, zvyšuje naděje na explozi další supernovy v nevelké vzdálenosti od Slunce, a tak je jistě namístě řečnická otázka O. G. Richtera a M. Rosy, zda jsme na takovou prvořadou astrofyzikální událost experimentálně připraveni?

Prvním projevem exploze bude elektromagnetický impulz v pásmu dekametrových až decimetrových vln, takže k objevu může přispět každý radioamatér nebo televizní či rozhlasový maniak. Pak se objeví tok fotonů rentgenového záření v pásmu 2 ÷ 10 keV (a samozřejmě i krátký impulz gravitačního a neutrinového záření, pokud budeme mít dostatečně citlivé aparatury k jejich zachycení) a konečně optický objekt, který může dosáhnout až -9 mag nebo i -12 mag zdánlivé magnitudy! Na Zemi nemáme dostatečně málo citlivá zařízení k přesné fotometrii a spektroskopii tak jasného bodového zdroje – podle předpokladů bychom totiž potřebovali teleskop o průměru „objektivu“ 0,05 mm! Patrně by se nakonec nejvíce hodily přístroje užívané pro výzkum Slunce.

Richter a Rosy nalezli pro supernovy typu II v galaxiích M83 a M101 i korelaci s polohami oblastí ionizovaného vodíku, což by nasvědčovalo mimořádně vysoké hmotnosti předchůdců tohoto typu supernov. S tím souhlasí i zjištění V. Utrobina o mimořádné hmotnosti předchůdce supernovy 1961v z galaxie NGC 1058, který odvodil z kinetické energie exploze 1,8.10⁴⁵ J hmotnost předchůdce na 2 kM_O (!) a jeho poloměr na 100 R_O. V galaxii M83 (NGC 5236) objevil R. Evans v polovině roku 1983 supernovu, která dosáhla maxima jasnosti (11,5 mag) až 2 týdny po objevu (při objevu byla 13 mag). Díky tomu se podařilo komplexně v optickém, ultrafialovém, rentgenovém i infračerveném oboru zjistit premaximální průběh změn jasnosti i vzhledu spektra pro supernovu typu I.

Velké množství studií se zabývalo modely vývoje a mechanismy přeměny energie zdrojů záření rentgenového a gama. I tyto úkazy jsou ponejvíce spjaty s vývojovými stadii těsných dvojhvězd, které obsahují aspoň jednu neutronovou hvězdu či výjimečně černou díru. Pozorování objektů Cyg X-1 a SMC X-3 vesměs dále podporují představu o černých dírách s hmotností kolem 10 M_O v těchto soustavách.

Rovněž zábleskové zdroje záření gama (GRB) se všeobecně považují za neutronové hvězdy – méně shody je však v názoru na povahu zábleskového mechanismu, protože zdroje vysílají nečekaně nízký tok v přilehlém oboru rentgenového záření. S. V. Golenickij aj. přinesli důkazy o rekurentní povaze proslulého zdroje z 5. 3. 1979 (GRB 0526-66), a to v pásmu tvrdého rentgenového záření (energetické maximum 26 ÷ 35 keV). V letech 1981–82 zjistili nejméně 12 sekundárních vzplanutí, jež považují za důkaz malé vzdálenosti objektu v rozmezí 30 ÷ 100 pc. Naproti tomu I. S. Šklovskij a J. G. Mitrofanov kladou objekt do vzdálenosti Velkého Magellanova mračna a považují ho za velmi starou izolovanou neutronovou hvězdu. Případné optické identifikace záblesků, jež by mohly celou záležitost rázem objasnit, zůstávají i nadále rozporné – stále není vyloučeno, že předešlé zprávy o identifikacích jsou jen důsledky „hvězdných“ kazů ve fotografických emulzích přehlídkových snímků oblohy. Podobnými problémy trpí identifikace trvalých zdrojů záření gama.

V Říši hvězd (3/84, str. 51) se kladl otazník nad existencí zdroje Geminga (2CG 195+4 = 0630+18), ale v průběhu roku 1984 se ukázalo, že objekt nepochybně existuje přinejmenším v oboru záření gama a v přilehlé oblasti rentgenového záření. Optických kandidátů je dokonce několik, od neutronové hvězdyz = 1,2. V každém případě je však už nyní zřejmé, že nepoměr mezi optickou a gama svítivostí objektu je bezmála nevysvětlitelný. Rentgenové záření Gemingy jeví periodicitu 59 s a také 160 minut, což přivedlo několik autorů k názoru, že tento zdroj rozechvívá ve stejném rytmu Slunce k vynuceným oscilacím. Několik krátkých sdělení v průběhu loňského roku však takovou koincidenci přesvědčivě vyvrátilo.

Zato se několika skupinám pozorovatelů podařilo prokázat modulaci záření gama ze zdroje Cygnus X-3. Z rentgenových měření je totiž známa perioda 4,8 hodiny, kterou postupně potvrdily i detektory Čerenkovova záření pro energie až 2 PeV (J. Lloyd-Evans aj.). Objekt je zcela určitě magnetickou neutronovou hvězdou ve dvojhvězdě a jeho úhrnná svítivost převyšuje 3.10⁵krát svítivost Slunce. J. Hecht a L. Torrey našli zmíněný zdroj dokonce pomocí spršek mionů v detektoru, umístěném v hloubce 600 m pod zemským povrchem. Z toho plyne, že zdroj emituje i fotony s energií až 100 PeV! Jelikož fotony gama, na rozdíl od částicové složky primárního kosmického záření, uchovávají směrovou informaci o místě svého vzniku, získali tím astronomové vlastně první přímý důkaz o zdrojích pronikavého kosmického záření v Galaxii. Podle J. Wdowczyka a A. Wolfendala stačí třicet zdrojů obdobných Cyg X-3 k tomu, aby se vysvětlil celkový tok galaktického kosmického záření v okolí Země.

Pro studium vlastností a zejména vývoje pulzarů má klíčový význam pochopení původu a určení charakteristik tzv. milisekundového pulzaru PSR 1937+214, objeveného radioteleskopem v Arecibu. Od té doby se systematicky měří časy příchodu impulzů, takže během necelých dvou let souvislých pozorování se M. Davisovi a jeho spolupracovníkům podařilo stanovit impulzní periodu s přesností na 13 platných cifer. Jelikož základní perioda se prodlužuje velmi zvolna a lineárně, lze milisekundového pulzaru využít jako nezávislého časového normálu jak v astrometrii, tak v ověřování některých efektů teorie relativity. Podle J. Cordese a D. Stinebringa jsou impulzy ve frekvenčním pásmu 0,3 ÷ l,4 GHz vyzářeny z oblasti o tloušťce 4 km (měřeno ve směru zorného paprsku). A. Cheng odhadl vzdálenost milisekundového pulzaru na 2,3 kpc a D. Backer jeho rotační energii na 10⁴⁵ J a stáří na méně než 10⁷ let.

A. Ray a B. Datta použili údajů pro milisekundový pulzar ke zpřesnění odhadu parametrů neutronových hvězd. Ukazuje se, že minimální hmotnost neutronové hvězdy činí aspoň 0,4 M_O a maximální poloměr 15 km. E. van den Heuvel a P. Bonsema dále rozvinuli domněnku, že milisekundový pulzar vznikl splynutím neutronové hvězdy a masivního bílého trpaslíka. Jestliže původní oběžná doba systému bílý trpaslík – neutronová hvězda byla kratší než 16 hodin a hmotnost bílého trpaslíka přesahovala 0,7 M_O, pak ztráty energie systému způsobené gravitačním vyzařováním vedou ke zmenšování vzdálenosti obou těles; bílý trpaslík nakonec dosáhne Rocheovy meze a ztratí větší část hmoty přetokem plynu na neutronovou hvězdu. Tím se neutronová hvězda roztočí na vysoké obrátky, které pozorujeme jako milisekundový pulzar.

Proti tomuto vývojovému scénáři namítají R. Kochar a C. Sivaram, že splynutí složek dvojhvězdy by spíš vedlo ke vzniku černé díry, kdežto akrece z disku by trvala příliš dlouho (10¹⁰ let), v rozporu s odhadovaným stářím objektu. Sami alternativně navrhují dvojhvězdu tvořenou dvěma neutronovými hvězdami o hmotnostech 1,3 a 0,8 M_O, jejichž středy jsou vzdáleny pouze 33,5 km. Hvězdy obíhají kolem sebe v periodě pouhé 3 ms, přičemž mají vázanou rotaci. Akrecí 0,1 M_O na hmotnější složku se neutronová hvězda roztočí na rychlost kolem 1 000 obrátek za sekundu, zatímco druhá složka se po dotyku s Rocheovou mezí rychle rozpadá. Titíž autoři ukázali, že z pozorované hodnoty zpomalování rotace milisekundového pulzaru (dP/P = 1,2.10^-19) vyplývá relativně velmi nízká hodnota magnetické indukce na povrchu neutronové hvězdy řádu kT a ztráta rotační energie tempem 2.10²⁹ W. Při známé vzdálenosti milisekundového pulzaru odtud vychází nepatrná zdánlivá jasnost objektu 38 mag.

U jiných pulzarů však může magnetická indukce na povrchu nabýt vpravdě nevídaných hodnot až 10¹⁰ T, jak uvádí V. Lipunov. Krychlový centimetr tohoto intenzivního pole by pak měl díky samotné magnetické energii hmotnost kolem 4 kg! Není divu, že tak silná pole mají tendenci k rychlé disipaci energie, takže takové pulzary patrně nikdy přímo nezpozorujeme.

Binárními pulzary se podrobně zabýval E. van den Heuvel a R. Taam. Ačkoliv zatím známe pouze 4 případy, autoři se odvážně pustili do jejich klasifikace a rozdělili je na dva základní typy – podle délky oběžné doby a hmotnosti sekundární složky. Buď je oběžná perioda krátká (pod 25 h) a hmotnost sekundáru vysoká (1,0 ÷ 1,4 M_O), anebo je perioda dlouhá (stovky až tisíce dnů), dráha dokonale kruhová a sekundární složka má nízkou hmotnost pod 0,4 M_O.

Při vysoké počáteční hmotnosti a srovnatelné velikosti obou složek probíhá proces přenosu hmoty překotně, kolem celého systému vznikne společná konvektivní obálka, v níž se složky pohybují vlastně v odporujícím prostředí, takže jejich dráhy mají podobu zužujících se spirál. Trvání této epizody odhadují autoři na 10⁵ let. Naproti tomu široké páry původně neobsahovaly neutronovou hvězdu, nýbrž bílého trpaslíka. Během vývoje došlo rovněž k přenosu hmoty, jenž vyvolal zhroucení bílého trpaslíka na neutronovou hvězdu (o takové možnosti už před časem uvažovali J. Whelan a I. Iben). Přenos hmoty musí být dostatečně rychlý (nejméně 10^-8 M_O/r) – jinak by se totiž akreovaná hmota opět rozptýlila při rekurentních výbuších novy. Během hroucení bílého trpaslíka vzniká silné magnetické pole dynamovým mechanismem v hroutícím se tělese. Tento scénář výborně vysvětluje skutečnost, že silná magnetická pole neutronových hvězd pozorujeme v systémech, jež jsou fakticky staré (řádově 10⁹ let). Po větší část té doby však byl dnešní pulzar bílým trpaslíkem; na neutronovou hvězdu se zhroutil až nedávno, takže její intenzivní magnetické pole dosud nestačilo zeslábnout.

Za nejvýznamnější objev radioastronomie posledních let lze zřejmě označit rozpoznání existence obřích molekulových mračen v Galaxii. Základy objevu položili R. Wilson, K. Jefferts a A. Penzias v roce 1969, když nalezli záření oxidu uhelnatého na vlnové délce 2,6 mm (frekvence 115 GHz). Ukázalo se, že studium galaktického rozložení této molekuly se výborně hodí k mapování struktury mezihvězdné hmoty v Galaxii a zejména pak ke studiu oblastí s vyšší hustotou mezihvězdného vodíku, jenž se v tomto případě vyskytuje v molekulární formě (molekula H₂ nemá žádnou vhodnou spektrální čáru v mikrovlnném nebo rádiovém spektru).

N. Scoville a další odborníci uskutečnili v průběhu sedmdesátých let celkovou přehlídku Galaxie v čáře CO a zjistili, že zejména ve vnitřních oblastech Galaxie se mezihvězdná látka koncentruje do několika tisíc obřích molekulových mračen. Zatímco průměrná hustota hmoty v Galaxii činí 10⁵ ÷ 10⁷ vodíkových molekul/m³, v obřích molekulových mračnech se pohybuje v rozmezí 10⁸ ÷ 10⁹ molekul/m³. Typické obří mračno má průměr 20 ÷ 60 pc a hmotnost 10⁵ ÷ 10⁶ M_O. Jsou to tedy vlastně nejmasivnější útvary v Galaxii vůbec. Úhrnná hmotnost obřích molekulových mračen v Galaxii se odhaduje na 3,5.10⁹ M_O (hmotnost atomárního vodíku činí asi 3.10⁹ M_O).

Podle D. Sanderse aj. se mračna nejvíce koncentrují v centrální oblasti do vzdálenosti 1,5 kpc od jádra Galaxie a dále v prstenu o poloměru zhruba 6 kpc. Molekulární vodík byl detekován ještě ve vzdálenosti 16 kpc od jádra – jeho rozložení však příliš nesouhlasí s průběhem spirální struktury Galaxie, zjištěné klasickým způsobem z 211 mm čáry atomárního vodíku. Považuje se prakticky za jisté, že právě z obřích molekulových mračen vznikají postupně hvězdy. Typickým případem je známá velká mlhovina v Orionu (M42), jež je jádrem obřího molekulového mračna o průměru až 50 pc a hmotnosti 2.10⁵ M_O. Záhadou zůstává poměrně nízká efektivnost procesu tvorby hvězd v mračnech – jedině díky tomu se mračna dosud zcela nezměnila ve hvězdy. Zdá se tedy, že existuje nějaký samočinný mechanismus brzdící překotnou tvorbu hvězd v mračnech, a lze se jen dohadovat, že v eliptických galaxiích a v kulových hvězdokupách, kde už hvězdy nevznikají, byl tento mechanismus porušen.

Podle R. Gehrze aj. dochází k fragmentaci mračen a smršťování fragmentů rozličnými podněty, například rázovou vlnou vybuchující supernovy nebo průchodem mračna hustotní vlnou Galaxie. Fragment obsahuje jádro s hustotou 10¹¹ molekul/m³ o hmotnosti 100 ÷ 1 000 M_O a průměru do 1 pc, jež se nejprve volně smršťuje gravitací a přitom jeho hustota stoupá, leč teplota nejprve klesá až na 10 K. Poté následuje rychlý kolaps, při němž hustota plynu stoupá až na 10¹⁶ molekul/m³ během pouhých 10⁴ ÷ 10⁵ let. V této fázi se jádro štěpí na jednotlivé prahvězdné soustavy (dvojhvězdy nebo osamělé hvězdy obklopené planetárním diskem). Jakmile se zárodek stává vzhledem k vlastnímu záření opticky tlustým, začíná třetí fáze vzniku hvězdy, kdy se zastaví kontrakce volným pádem a centrální teplota zárodku rychle vzrůstá až na 1,8 ÷ 2 kK. Přitom hustota dosahuje hodnot 10²⁶ atomů/m³ a jeho rozměr klesne pod 0,5 AU. Vnější okraj pramlhoviny má stále rozměry řádu 10² AU a poměrně nízkou teplotu: asi 100 K.

Pozorovací podporu pro toto vývojové schéma poskytla zejména pozorování infračervené družice IRAS, která v mnoha komplexech temných mračen resp. v globulích objevila infračervené zdroje, které jsou nepochybně dokladem vzniku prahvězd, zahalených prachovými závoji o teplotě 30 ÷ 800 K. Přitom hmotnosti prahvězd jsou často srovnatelné s hmotností Slunce, takže družice IRAS nalezla dlouho hledaný chybějící článek ve vývoji hvězd malých hmotností. Tyto hvězdy vyzařují během prvních sto tisíc let své existence až desetinásobek dnešní úhrnné svítivosti Slunce.

Kolem zhruba 50 blízkých osamělých hvězd ranějších spektrálních tříd byl nalezen přebytek infračerveného záření v pásmu 25 ÷ 100 μm, jenž se všeobecně považuje za důkaz přítomnosti prachových obalů kolem konstituovaných hvězd. Tyto obaly jsou stacionární; nelze je vysvětlit únikem hmoty z hvězdy, takže jejich stáří je srovnatelné se stářím samotných hvězd (řádu 10⁸ ÷ 10⁹ let). Mají-li prachová zrnka po celou dobu zaujímat prstencový prostor kolem mateřské hvězdy, musí odolávat vlivům tlaku záření a Poyntingova-Robertsonova efektu, takže jejich rozměry činí minimálně 1 mm, což je o několik řádů víc než běžné rozměry mezihvězdných prachových zrnek. Z toho lze nepřímo usoudit, že rozměry zrníček časem rostou vlivem vhodného slepovacího mechanismu a že z prachových prstenců posléze vzniknou planetesimály či dokonce tělesa planetárních rozměrů a hmotností. Obecně to znamená, že vznik planetárních soustav kolem hvězd je běžný a zákonitý proces, i když přímý důkaz existence extrasoláních planet dosud nemáme. (Úhrnná hmotnost prachového obalu Vegy se odhaduje na 300násobek M_Z.)

Družice IRAS zjistila i vláknité struktury (ciry) v celé oblasti Galaxie, zejména v pásmu kolem 100 μm. Teplota prachových zrnek v cirech se pohybuje v rozmezí 25 ÷ 50 K, což je relativně hodně, takže zrnka musí dobře absorbovat záření hvězd. Z toho důvodu se soudí, že jde v podstatě o grafit. Obrazně řečeno lze infračervený galaktický cirus považovat za hvězdný smog.

Infračervená pozorování umožňují proniknout i k jinak nepřístupným oblastem v jádře Galaxie. K. Lo a M. Claussen se zabývali pozorováními oblastí centrálních tří parseků Galaxie a usoudili, že dynamické procesy zde lze nejlépe vysvětlit existencí černé díry o hmotnosti 3 MM_O. Také N. Kardašev aj. usuzují, že v jádře Galaxie je jedna či dokonce dvě černé díry řádově téže hmotnosti (rádiový objekt Sgr A). Oblast jádra září prakticky ve všech oborech spektra, a to nejvíce v optickém, infračerveném a ultrafialovém oboru (řádově 10³⁴ W). Rychlost tvorby hvězd v centru Galaxie převyšuje dvacetkrát galaktický standard. Také 10 % červených veleobrů Galaxie se nachází v této oblasti. V centrální oblasti pozorujeme hvězdokupu o úhrnné hmotnosti řádu 10¹⁰ M_O, z níž se odvíjejí dvě spirální ramena sahající do vzdálenosti až 4,5 kpc od jádra a 120 pc od jádra vidíme objekt Sgr B2, jenž je největším kompaktním objektem Galaxie vůbec. Má průměr 30 pc a hmotnost 3 MM_O.

M. Hawkins získal další důkaz o vysoké hmotnosti celé Galaxie, když nalezl proměnnou hvězdu typu RR Lyrae (R 15) v souhvězdí Jeřába. Hvězda 20 mag je vzdálena 60 kpc od centra Galaxie a 45 kpc od její roviny. Jelikož její prostorová rychlost činí 465 km/s, lze odtud odhadnout hmotnost Galaxie do vzdálenosti 60 kpc, a to 1,4 TM_O.

Minule jsem se zmínil o tom, že se 108. sympozium IAU věnovalo struktuře a vývoji nejbližších sousedů Galaxie – Magellanových mračen. Ukazuje se, že vývoj Mračen probíhal povlovněji v porovnání s naší Galaxií, v níž zprvu vznikalo mnoho zejména masivních hvězd, které posléze vybuchly jako supernovy, a tak obohatily materiál Galaxie o těžší prvky (kovy). Mračna mají totiž nižší úhrnnou hmotnost, takže se gravitačně hroutila pomaleji, a díky tomu mají dodnes 3 ÷ 6krát nižší obsah kovů než Galaxie; obsahují také relativně méně prachu a mají i více hvězd o velmi vysoké hmotnosti – mezi nimi je i rekordně hmotný objekt R 136a. D. Mathewson a V. Ford dokonce tvrdí, že Malé Magellanovo mračno je složeno ze dvou samostatných útvarů navzájem vzdálených 6 kpc a pohybujících se vůči sobě rychlostí 30 km/s. R. Schrommer aj. tvrdí, že skutečná vzdálenost Velkého mračna činí pouze 45 kpc, což by ve svých důsledcích vedlo k dalšímu zvýšení beztak už nepříjemně vysoké hodnoty Hubbleovy konstanty rozpínání vesmíru.

Družice IRAS prokázala, že vzájemný poměr infračervené a optické zářivosti galaxií se mění v neobyčejně širokých mezích. Jestliže pro naši Galaxii je tento poměr blízký jedné, pro známou galaxii M31 dosahuje hodnoty pouze 0,03, ale u pekuliárních galaxií dosahuje hodnot až 500. Vysoké hodnoty poměru souvisejí úzce s rychlostí tvorby nových hvězd ve zmíněných soustavách. V extrémně aktivních galaxiích se za jediný rok změní 400 M_O mezihvězdného prachu a plynu na hvězdy. Infračervený zářivý výkon takových soustav převyšuje až dvoubilionkrát úhrnnou svítivost Slunce. Tak se postupně podařilo ztotožnit původně záhadné infračervené zdroje objevené družicí IRAS s galaxiemi, v nichž probíhá překotná tvorba hvězd.

Neuvěřitelnou renesanci prožívá dávno navržená a posléze kategoricky zavržená myšlenka o srážkách galaxií jako příčině anomálních jevů pozorovaných u exoticky vyhlížejících hvězdných soustav. Před více než třiceti lety ji navrhl W. Baade k vysvětlení anomálií ve vzhledu rádiového zdroje Cygnus A a dokonce se kvůli tomu vsadil se svým kolegou R. Minkovským o láhev whisky. Minkowski namítal, že srážka galaxií v bezbřehých hlubinách kosmu je zcela nepravděpodobný úkaz. Nicméně ze spekter zdroje Cygnus A oba usoudili, že přece jen jde o srážku, a Minkowski láhev koupil. Baade ji však doma založil a o pár dnů později mu ji Minkowski při návštěvě vypil. Zdálo se, že právem, neboť srážková domněnka upadla na několik desetiletí v nemilost. Kdyby byli oba slovutní astronomové naživu, asi by užasli nad pozorováním L. Thompsona, který na snímcích CCD s vysokým rozlišením objevil přímý důkaz srážky v centrálních 2 kpc zdroje Cygnus A.

Podobně K. Ebneterová a B. Balick tvrdí, že proslulý rádiový zdroj Centaurus A (dobře známý díky tlusté vrstvě prachu v galaktické rovině objektu) je projevem srážky obří prachové eliptické galaxie s menší spirální soustavou. Ke srážce došlo před miliardou let a jejím dokladem jsou optické, rádiové i rentgenové výtrysky z oblasti jádra, kde zdrojem vyvrhování hmoty je pohlcování plynných disků obou galaxií. Při zmíněných srážkách dochází i k překotné tvorbě hvězd.

R. Sanders a W. van Oosterom poukázali na význam akrečních disků kolem černých veleděr v jádrech galaxií či kvasarů. Jestliže je hmotnost centrální černé veledíry > 10⁴ M_O a 8 M_O, pak se v jejím okolí vlivem mocných slapových sil trhají celé hvězdy a vytvářejí tlusté akreční disky. Hvězdnému materiálu z disku trvá zhruba 200 let, než ho pohltí černá díra. Jelikož intervaly mezi následujícími zachyceními hvězd jsou zhruba padesátkrát delší, projeví se to nestabilitami v přísunu materiálu do černé díry, a tedy v prudkých změnách jasnosti kvasarů, což vskutku pozorujeme. Trvání aktivní fáze kvasaru odhadují autoři na pouhých 10⁷ let, takže ve vesmíru je nyní podstatně víc mrtvých kvasarů. Jestliže v rané fázi vývoje galaxie je v jádře soustavy zárodečná černá díra o hmotnosti řádu 10 M_O, pak doroste na hmotnost 10⁷ M_O během 2 miliard let. S ohledem na vývojové efekty lze tudíž očekávat maximální počet kvasarů s červeným posuvem kolem hodnoty z = 2,5.

Jakmile hmotnost černé díry naroste nad 10⁹ M_O, poklesnou slapové síly nad Schwarzschildovým poloměrem natolik, že zachycené hvězdy začínají být pohlcovány vcelku. Pohlcení jediné hvězdy stačí na vyvolání aktivity jádra galaxie v podobě Seyfertovy fáze, jež by měla trvat zhruba 200 let. Tento závěr potvrdí anebo vyvrátí pozorování. Zmíněná představa se velmi dobře shoduje s pozorováními aktivity, zářivých výkonů a rádiových charakteristik převážné většiny kvasarů; tj. různé metody dávají řádově shodnou hmotnost černých děr v kvasarech kolem 10⁸ M_O. Hutchings aj. uvádějí, že spojité spektrum kvasarů vzniká v tlustém akrečním disku kolem černé díry. Šířka emisních čar prozrazuje, že zářící materiál byl podroben termonukleárnímu přepracování už v nitrech hvězd, a pro 130 bližších kvasarů (z < 0,7) se podařilo dokázat, že leží uvnitř galaxií. Většina těchto galaxií je buď členem kompaktního shluku, anebo interaguje s jinou galaxií. Rádiové výtrysky z jádra kvasaru jsou často jednostranné a jeví precesní pohyby. To ve shodě s modelem založeným na pozorování galaktického objektu SS 433 nasvědčuje možnosti, že jádra kvasarů jsou podvojná. Kolem kvasarů pozorujeme často až tisíce plynných mračen, jež se velkými rychlostmi vzdalují od centra kvasaru.

J. Biretta, R. Moore a další vědci uvádějí, že kvasar 16 mag 3C 345 (z = 0,6) vykazuje nadsvětelnou rychlost neradiálních výtrysků, jež jsou jednosměrně vyvrhovány zdánlivými rychlostmi 10 ÷ 17krát převyšujícími rychlost světla. M. Camenzind nalezl velmi přijatelný model, kdy je nerelativistický tepelně zářící výtrysk dostižen svazkem relativistických částic, díky čemuž pozorovatel pozoruje zdánlivé vysoce nadsvětelné rychlosti. Obdobně S. Neffová a R. Brown zjistili z rádiových pozorování anténou VLA, že nejméně 60 kvasarů vykazuje jednostranné výtrysky, kde stabilní plynný lalok se čas od času rozzařuje přílivem elektromagnetického záření, čímž se simuluje nadsvětelná rychlost. Jednostrannost výtrysků je však nejspíš jen zdánlivá – při relativistických rychlostech vyzařují výtrysky převážně jen ve směru svého pohybu (tedy silně anizotropně), takže protilehlý výtrysk prakticky nelze ze Země pozorovat.

Podle E. Turnera lze u kvasarů pozorovat silné vývojové efekty. Zdá se, že nejvíc kvasarů je koncentrováno do intervalu červených posuvů z mezi 3,0 ÷ 3,5, a dále je už zřejmé, že jen nepatrný zlomek (3 %) kvasarů jsou rádiově „hlučné“ objekty. Zatím není jasné, čím je „hlučnost“ způsobována, neboť optické a ultrafialové spektrum obou druhů kvasarů se nijak výrazně neliší. Družice IRAS sledovala infračervené záření několika kvasarů až do vlnových délek kolem 100 μm, a ani zde se nenašel žádný podstatnější rozdíl v průběhu spektra. Z toho vyplývá, že rozdíly bude možné odhalit až v submilimetrovém spektrálním pásmu, a tím snad lépe pochopíme jejich fyzikální příčiny. Absorpční čáry ve spektru kvasarů jsou rovněž dvojího druhu: vodíkové absorpce pocházejí z nezkondenzované prvotní hmoty vesmíru kolem kvasaru. Absorpce těžších iontů přísluší mezilehlým galaxiím. Kvasary se tak stávají významným pomocníkem při studiu rozložení galaxií i temné prahmoty z období raného vesmíru.

Speciálním případem sondování struktury vesmíru se stal i proslulý objev kvasarů zobrazených gravitační čočkou – mezilehlou galaxií. Zdá se, že v průměru každý stý kvasar je rozštěpen a zesílen efektem gravitační čočky. Tyto případy jsou mnohonásobně důležité, například jako test obecné teorie relativity; slouží však i k určení celkové (dynamické) hmotnosti mezilehlé galaxie a k nezávislému stanovení rychlosti rozpínání vesmíru. R. Florentin-Nielsen určil ze zpoždění světelných změn mezi rozštěpenými složkami kvasaru 0957+561, že Hubbleova konstanta činí H₀ = 77 km/s/Mpc. Snad se při této příležitosti sluší připomenout, že efekt zesílení jasnosti obrazu gravitační čočkou objevil už v roce 1920 sám A. Eddington.

H. Kühr aj. studovali kvasar S5 0014+81 v souhvězdí Cefea, jenž je opticky 16,5 mag při posuvu z = 3,41. Ukázalo se, že kvasar opticky vyzařuje výkon 1,2.10⁴¹ W (300 bilionů Sluncí), a je tudíž nejsvítivějším stabilním objektem ve vesmíru (v normalizované vzdálenosti 10 pc by zářil milionkrát více než Slunce na pozemské obloze). Velkou záhadou se stávají důkazy velmi rychlé proměnnosti některých kompaktních objektů. A. Grauer zjistil krátkodobé (půlhodinové) variace optické jasnosti velmi svítivého kvasaru 4C 29.45 a jiní autoři objevili několikaminutové kolísání milimetrového rádiového toku prototypu 3C 273. Rychlou proměnnost vykazuje i rentgenové záření kvasaru 1525+227. Formálně vzato by pak příslušné kvasary neměly být větší, než je dráha světla za dobu shodnou s uvedenými časovými intervaly. Tak malým rozměrem kvasarů lze však sotva uvěřit; spíš jde o důkaz, že pozorovaná aktivita zasahuje jen malou část akrečních disků kolem černé veledíry.

Neobyčejně rychle se rozvíjí poznávání velkorozměrové struktury vesmíru. Výsledků je tolik, že se o nich můžeme zmínit pouze útržkovitě. J. Oort upozornil znovu ve svém souhrnném článku na to, jak vhodné jsou kvasary k vyznačení polohy nadkup galaxií. Jednotlivé nadkupy mají řádově 10³ členů a dosahují hmotnosti 10¹⁵ M_O. Jejich průměr se pohybuje až kolem 10 Mpc. Podle P. Peeblese se homogenita vesmíru začíná projevovat už na délkových škálách nad 30 Mpc, leč D. Helfand poukazuje na reálnost hmotných filamentů (špaget) dlouhých až 60 Mpc o hmotnosti 10¹⁶ M_O. Všeobecně se má za to, že správný je adiabatický scénář vývoje nehomogenit v raném vesmíru, tj. že současně byla porušena termodynamická rovnováha pro látku i pro záření. V tom případě jsou nadkupy prvotním projevem nehomogenit (Zeldovičových „lívanců“ a případně „špaget“), z nich posléze vznikají kupy a konečně jednotlivé galaxie. Nedávné nadšení nad možností, že zárodky nehomogenit byly masivní balíky hmotných neutrin, se zvolna vytrácí, neboť simulované výpočty trojrozměrné struktury vesmíru tuto myšlenku příliš nepodporují (nehledě na skepsi částicových fyziků, pokud jde o laboratorní měření kladné klidové hmotnosti neutrin).

Takové výpočty loni uveřejnili J. Centrellaová a A. Melott. Mohou tak dobře reprodukovat pozorované ploché i lineární struktury, jakož i rozsáhlé zhruba kulovité proluky (angl. voids) mezi nimi. Největší prokázanou prolukou je podle R. Kirshnera oblast v souhvězdí Bootes, kde ve vzdálenosti 1 Gpc od nás vidíme proluku o průměru 100 Mpc. Jako kondenzační částice se nyní místo neutrin uvažují spíše „studené“ hypotetické částice s malou klidovou hmotností, a to fotina, gravitina nebo axiony.

Nezasvěcenec se právem zeptá, proč se k vysvětlení tak základního faktu, jako je velkorozměrová struktura vesmíru, zavádějí neprokázané elementární částice. Důvodem je sílící přesvědčení, že průměrná hustota vesmíru je velmi blízká hustotě kritické (nutné k uzavření vesmíru), kdežto z jiných argumentů jasně plyne, že baryonová hmota vesmíru nepředstavuje víc než 15 % kritické hustoty. Proto musíme zbylých 85 % hledat v nebaryonové složce, což je úkol velmi obtížný s ohledem na nepatrnou klidovou hmotnost kterékoliv známé nebaryonové částice. Celý problém souvisí s předpokládanou existencí skryté látky vesmíru, která se neprojevuje zářením v jakékoliv oblasti spektra, ale jejíž existence vyplývá z dynamiky galaxií i galaktických kup. Jen někteří autoři, jako např. J. Tohline a M. Milgrom, si myslí, že problém skryté látky neexistuje, neboť ve velkých vzdálenostech se uplatňují odchylky od klasického gravitačního zákona, takže vlastně počítáme podle nevhodných formulí. Zatím se nikomu nedaří spor jednoznačně vyřešit; rozličné modelové výpočty lze totiž vhodným „laděním“ volných parametrů „přizpůsobit“ pozorováním. Naštěstí, jak poukázal M. Davis, „vesmír je jedinečný v tom, že velmi pomalu zapomíná na počáteční podmínky“, takže lze očekávat, že informace o jeho raném vývoji se nakonec přece jen podaří vydobýt ze stále rostoucí záplavy pozorovacích údajů.

Další rozsáhlý okruh problémů vyplývá ze stále přesněji prokazované izotropie reliktního záření o teplotě (2,74 ±0,09) K. Zatím se podařilo prokázat jedině dipólovou anizotropii reliktního záření o amplitudě 3 mK, jež souvisí s pohybem Slunce, resp. Galaxie vůči kupě galaxií v souhvězdí Panny. Naproti tomu ohlašovaná kvadrupólová složka anizotropie se (k úlevě mnoha teoretiků) nepotvrdila. Fluktuace malých úhlových rozměrů se zdají být bezpečně nižší, než předvídaly všechny teorie. E. Fomalont aj. zjistili v pásmu 4,9 GHz, že horní meze fluktuací na vzdálenost 6″, 18″, 30″ a 60″ jsou po řadě 0,3 %, 0,1 %, 0,08 % a 0,05 %.

J. Uson a D. Wilkinson a M. Birkinshaw aj. prokázali pečlivým měřením spektrálního průběhu reliktního záření pokles teploty o 1 mK ve směru k sedmi kupám galaxií. Tento efekt předpověděli R. Sunjajev a J. Zeldovič v roce 1972, když si uvědomili, že kupy galaxií obsahují horký mezigalaktický plyn, jehož elektrony se srážejí s fotony reliktního záření, čímž interagující fotony získávají energii a přesunou se do oblasti kratších vlnových délek (inverzní Comptonův jev). V mikrovlnné oblasti se to projeví naopak úbytkem fotonů, tj. efektivně snížením teploty reliktního záření. Efekt má značný význam pro studium reliktního záření i vlastností kup galaxií, takže kosmologie tím získala nový prostředek k ověřování vývojových scénářů pro vesmír.

C. Hogan a M. Rees rozpracovali některé důsledky možné existence tzv. kosmologických strun, postulovaných moderní teorií velkého sjednocení fyzikálních interakcí. Struny jsou jednorozměrovými stabilními topologickými defekty v rozpínajícím se raném vesmíru a podle A. Vilenkina mají tvar buď uzavřených smyček, nebo nekonečných „provázků“. Přestože jejich příčný průřez není větší než 10^-32 m, jejich hmotnost na 1 m délky dosahuje 10²¹ kg (!), a měly by být proto detekovatelné. Uvažuje se zejména o efektu gravitační čočky; dále o tom, že „záhyby“ na struně budou silným zdrojem gravitačního záření – tím by měla být například ovlivněna perioda proslulého milisekundového pulzaru tak, že během několika let pozorování by se integrovaný vliv kosmologických strun již měl projevit. Uzavřené struny v raném vesmíru by mohly být kondenzačními jádry pro vznik černých veleděr o hmotnosti 10⁶ M_O, což bychom velmi potřebovali pro vysvětlení existence prvotních kvasarů, které – jak se zdá – nejsou o nic mladší než prvotní galaxie.

Ani v loňském roce se nijak nepokročilo ve sjednocení hodnot Hubbleovy konstanty expanze vesmíru, takže publikované údaje se liší v rozmezí H₀ = 50 ÷ 74 km/s/Mpc. Tomu odpovídá hustota baryonové látky vesmíru v rozmezí (3 ÷ 7).10^-28 kg/m³. Příčina nejistoty skoro určitě spočívá v potížích s kalibrací vzdáleností nejbližších galaxií a pravděpodobně se ji nepodaří odstranit jinak, než získáním podstatně kvalitnějších údajů Hubbleovým kosmickým teleskopem, jehož vypuštění se plánuje na srpen 1986.

V teorii raného vesmíru se vše stále točí kolem rozličných variant inflační hypotézy. Z přehledové statě A. Lindeho stojí za glosu aspoň některé převratné myšlenky. Linde především připomíná fantastický pokrok tohoto oboru v posledním desetiletí, když se podařilo teoreticky zvládnout chování hmoty při hustotách o 80 řádů (!) vyšších, než mají jádra neutronových hvězd, a při energiích částic do 10²⁸ eV (při vyšších energiích se začínají uplatňovat kvantově gravitační efekty, pro něž neexistuje odpovídající teorie). V tomto širokém pásmu hustot dochází při rozpínání vesmíru k celé řadě fázových přechodů, při nichž jsou porušovány základní symetrie, a vesmír je tak „naplňován“ komplikovanějšími strukturami.

Linde nejprve uvažuje o stavu, kdy hustota hmoty ve vesmíru dosahovala 10⁹⁵ kg/m³ a střední energie částic 10²⁷ eV (čas 10^-43 s po velkém třesku). V čase 10^-35 s se porušuje symetrie velkého sjednocení (GUT) při energii 10²⁴ eV. V té době se počínají oddělovat leptony od kvarků a narušuje se baryonová symetrie vesmíru. Pak následuje „kalibrační poušť“ energií 10²² ÷ 10¹² eV a až při energiích 10¹¹ eV (v čase 10^-10 s) dojde k dalšímu fázovému přechodu (rozpad elektroslabé interakce). Při energii 10⁸ eV (čas 1 μs) vznikají z kvarků hadrony a mezony a narušuje se parita ve slabých interakcích. V intervalu prvních 3 minut vznikají jádra H, He a Li a v prvních milionech let atomy týchž prvků (reliktní záření se odtrhává od látky v intervalu 10⁵ ÷ 10⁶ let po velkém třesku). Podle Lindeho došlo k inflaci (překotnému rozepnutí) vesmíru kdykoliv v časech mezi 10^-43 ÷ 10^-25 s po velkém třesku, a to nezávisle na fázových přechodech (z původní myšlenky A. Gutha tedy zbývá docela málo).

Podstatné je, že překotné rozepnutí vesmíru sníží prakticky na nulu hustotu všech částic, které vznikly před inflační fází. Tím se bezvadně řeší problém magnetických monopólů, doménových stěn a jiných „příšer“ z arzenálů teoretické fyziky. Podle Lindeho je inflace prostým důsledkem chaotických poměrů v počátečních fázích vývoje vesmíru– jinými slovy, k inflaci dojde, ať byly podmínky v nejranějším vesmíru jakékoliv. Tím se naneštěstí principiálně uzavírá cesta k empirickému poznání oněch prvotních chaotických podmínek.

Linde v souladu s celkovým trendem zdůrazňuje také úlohy proměnných vlastností vakua v jednotlivých fázích vesmírného vývoje. Hustoty energie vakua se totiž měnily skokem od hodnoty 10⁸³ kg/m³ přes 10²⁸ kg/m³ a 10¹⁷ kg/m³ až k dnešnímu stavu, kdy je tato hustota blízká či přesně rovna nule. Poukazuje na to, že tak perfektní přechod hustoty energie vakua k nule musí mít nějakou hlubokou, dosud neodhalenou fyzikální příčinu. Jelikož tlak vakua má opačné znaménko než hustota energie, plyne z toho, že se projevuje jako „záporná gravitace“ , tzn. vede k překotnému rozpínání vesmíru. To je zároveň moderní výklad kosmologické konstanty v Einsteinových rovnicích pole.

Tím se Linde dostává k dalšímu vzrušujícímu problému moderní kosmologie, totiž ke kvantovému vzniku vesmíru z ničeho, jak to navrhli E. Tryon, A. Starobinskij, L. Griščuk, J. Zeldovič a A. Vilenkin v letech 1973–1984. A. Linde, D. Page a S. Hawking se totiž nyní pokoušejí „sjednotit“ kvantový zrod vesmíru z ničeho s možnostmi nabízenými modelem trvale oscilujícího vesmíru. Zdá se, že úhrnná energie uzavřeného vesmíru, jež se skládá z hmoty – energie látky a záření vesmíru a gravitační potenciální energie vesmíru (ta má záporné znaménko), je rovna přesně nule. Podle Lindeho je možné, že vesmír se skládá z „ostrovů“, z nichž na každém jsou jednoznačně určeny vlastnosti elementárních částic, hustota energie vakua a dokonce i počet prostorových dimenzí! Různé ostrovy však mohou mít různé charakteristiky – díky inflaci leží tyto „ostrovy“ navzájem za svými horizonty, takže nejsme a nebudeme svědky žádných „podivností“ ve vzdálených oblastech námi pozorovatelného vesmíru, jenž je vlastně jen jedním vesmírným „ostrovem“ .

Můžeme se ptát, jak se stalo, že z širokého spektra možností je náš „ostrov“ právě tak „příjemný pro život“. Linde prohlašuje, že „vesmír je takový, jaký je, poněvadž kdyby byl jinačí, nebylo by nikoho, kdo by mohl klást tyto hloupé otázky“ , čímž svérázným způsobem zformuloval proslulý antropický princip. Tomuto principu je věnován i pozoruhodný příspěvek J. Šklovského (ŘH 2/85, str. 25) a poněkud kontroverzní článek A. Finkbeinerové, jež rozebírá rozmanité formulace slabého, silného, účastnického a konečného antropického principu, který J. Barrow formuloval takto: „Ve vesmíru se musí objevit způsob inteligentního zpracování informace, a jakmile k tomu dojde, tento způsob už nikdy nezanikne“ . Přes svou vnitřní rozpornost provokuje antropický princip mnoho diskusí, do nichž zasahují nejpřednější odborníci. Přitom tyto diskuse nejsou nové – už v minulém století se antropickým principem zabýval L. Boltzmann a počátkem tohoto století řešil P. Ehrenfest přidruženou otázku, proč je prostor právě trojrozměrný.

Ve 20. letech našeho století přišli T. Kaluza a O. Klein s myšlenkou vícerozměrných prostorů (ve fyzikálním slova smyslu) a k té se nyní kosmologie znovu obrací. Zdá se, že vesmír vznikl kvantově z ničeho jako jedenáctirozměrné prostoročasové kontinuum, avšak v průběhu raného vývoje se z důvodů zaujetí nejnižšího energetického stavu sedm prostorových rozměrů infinitesimálně smrštilo, zatímco tři zbývající se inflačně zvětšily. Ranému vesmíru to prostě chvíli trvalo, než z chaotického zárodku nabyl dnešních podivuhodných a „antropických“ vlastností. Možná, že si v tuto chvíli kladete otázku, zda ještě čtete populárně vědecký článek, anebo výplod autora sci-fi. Ujišťuji vás, že zmíněné úvahy byly vesměs publikovány autory zvučných jmen v renomovaných odborných časopisech. Tento překvapivý vývoj je vlastně důsledkem „velkého sjednocení“ astronomické kosmologie a současné částicové fyziky, jak to pravidelně demonstrují početné mezinárodní akce, na nichž se setkávají představitelé obou donedávna tak vzdálených směrů fyziky. Snad nejstručněji postihl situaci J. Ellis, když poznamenal, že „částicová fyzika a kosmologie mají před sebou nádhernou minulost“ .

Fyzika elementárních částic slaví v těchto letech pronikavé úspěchy zejména díky experimentálnímu potvrzení teorie sjednocené elektroslabé interakce na urychlovači SPS v CERN (C. Rubia a S. van der Meer se v roce 1984 stali za objev intermediálních bosonů nositeli Nobelovy ceny za fyziku). V Ženevě byly také získány důkazy o existenci předvídaného 6. kvarku („top“) s energií 30 ÷ 50 GeV. O těchto pracích jsme přinesli zprávu v souvislosti s 6. evropskou fyzikální konferencí (ŘH 2/85, strana 31), takže připojuji jen zmínku o pozoruhodné, byť silně bizarní úvaze A. De Rújuly, který poukázal na „poušť nestability“ mezi stabilními nuklidy s atomovými hmotnostmi 1 až 263 a s neutronovými hvězdami s atomovou hmotností řádu 10⁵⁷. Ve srovnání s tímto rozsahem (55 řádů) je dříve zmíněná „kalibrační poušť“ částicové fyziky směšně nepatrná (rozsah jen 13 řádů). De Rújula společně s S. Glashowem proto usoudili, že by mohly existovat stabilní oázy uvnitř „pouště nestability“ v podobě „balíků“ kvarků u, d, s. E. Witten se domnívá, že „balíky“ by mohly vzniknout fázovými přechody baryonové látky ve velmi raném vesmíru. Tím by se pak dal dobře vysvětlit nesoulad mezi dnešní nízkou hustotou baryonové látky a kritickou hustotou vesmíru.

De Rújula nazval ony útvary „nuklearity“ a pokusil se stanovit jejich vlastnosti, které by snad šlo zjistit astronomickými pozorováními. Rozměry nuklearitů by se měly pohybovat v rozmezí 10^-15 ÷ 10³ m a hmotnosti v intervalu 10^-27 ÷ 10³⁰ kg. Nuklearity s hmotností vyšší než 4.10^-17 kg prolétnou volně zemskou atmosférou a při hmotnosti vyšší než 10^-3 kg pronikají dokonce celou zeměkoulí. Nuklearity s hmotností nižší než 3.10^-13 kg se zabrzdí a ukládají v zemské kůře. Při průchodu nuklearitů atmosférou Země bychom tedy mohli případně pozorovat úkazy obdobné meteorům: od nich by se však měly lišit výškou vzplanutí (6 ÷ 60 km pro nuklearity; 90 km pro běžné meteoroidy) a rychlostmi řádu 10² km/s. De Rújula soudí, že roční přírůstek hmoty Země může díky nuklearitům dosahovat 10⁶ kg. Další údaje by se podle jeho soudu mělo podařit získat v zařízeních pro studium rozpadu protonů (tyto experimenty zatím dávají pro protony jednoznačně negativní výsledky, takže spodní mez pro poločas rozpadu protonu je aspoň 1.10³² let).

Astronomické experimenty vedou zároveň k ostřejší horní mezi pro časovou změnu gravitační konstanty. Z měření pohybu sond Viking v letech 1976–1982 se podařilo rádiově určit vzdálenosti sond s přesností na 10 metrů. To umožnilo použít několika nezávislých způsobů pro hledání změn gravitační konstanty. Jednotlivé výsledky navzájem velmi dobře souhlasí. Ukazuje se, že relativní roční změna hodnoty gravitační konstanty rozhodně nepřevyšuje 10^-11.

Po jistém útlumu se znovu a na vyšší úrovni rozvíjejí experimenty hledající známky existence cizích civilizací. Nově zřízená 51. komise IAU uspořádala první sympozium o mimozemském životě v červnu 1984 v Bostonu. Podle prezidenta komise M. Papagiannise jsou dvě možné strategie hledání: buď objevovat známky pokročilého, anebo příznaky primitivního života. Pro druhý úkol jsme asi lépe technicky vybaveni: například je myslitelné, že v nejbližších desetiletích se podaří prokázat existenci extrasolárních planet (kosmickým teleskopem nebo průběžnou fotometrií řádově 10⁴ hvězd s cílem zjistit přechody planet před hvězdami) a případně na nich dokázat (infračerveným spektrometrem) přítomnost volného kyslíku a vody.

První úkol sice vypadá atraktivněji, ale vyhlídky jsou nejasné. Stále totiž nevíme, jak dlouho se vyspělá civilizace na dané planetě udrží, jednak s ohledem na obtíže, které souvisejí s dlouhodobým uchováním tekuté vody na planetě (to se zdá být naprosto nezbytnou podmínkou existence organického života), a jednak kvůli negativní zpětné vazbě: pozemská zkušenost ukazuje, jak je pro civilizace těžké ubránit se vlastní degradaci (znehodnocení životního prostředí, války). Jestliže je vznik civilizací v Galaxii jen trochu běžný, pak v průběhu posledních pěti miliard let jich vzniklo kolem miliardy a žádná z nich nedokázala kolonizovat Galaxii, ačkoliv by to neměl být zvlášť obtížný problém (s technikou o něco málo pokročilejší než naše lze dosáhnout cíle za pouhých 10 milionů roků). Je ale možné, že jsme stopy kolonizace dosud neobjevili, takže z tohoto hlediska má zřejmě největší význam úsilí o objevení stop kolonizace uvnitř naší sluneční soustavy, což je docela reálná úloha.

Nezávisle na těchto úvahách se však znovu rozvíjí program naslouchání případným umělým rádiovým signálům. Pokrok mikroelektroniky umožňuje souběžné sledování signálů na desítkách tisíc kanálů v širokém frekvenčním pásmu a hlavně automatický výběr „podezřelých“ úkazů ze záplavy rádiového „balastu“. Další výhodou nově navržených programů je jejich slučitelnost s radioastronomickým výzkumem, takže nové programy SETI nijak nenarušují běžný výzkum příslušným obřím radioteleskopem.

Zajímavou úvahu o raném vývoji života na Zemi uveřejnil H. Pflug. Poukazuje na to, že nejstarší mikrofosilie bakterií jsou běžné až do stáří 3,8 miliardy let před současností. Když uvážíme, že pevná kůra Země není starší než 4,2 miliardy let, zbývá na vznik bakterií interval nanejvýš 400 milionů let a spíše ještě mnohem méně. Uvážíme-li, že bakterie obsahují řádově 10⁴ různých organických sloučenin, zdá se nutné předpokládat vznik a vývoj prebiotického materiálu, a na to asi na Zemi nebylo dost času.

Pflug proto soudí, že součástí procesu vzniku života na Zemi byla dodávka dostatečného množství prebiotického materiálu z kosmu – v meteoritech a kometách, čímž se kauzální řetězec prodlužuje až k mezihvězdným molekulovým mračnům, v nichž bylo nalezeno nejméně 10 organických molekul nezbytných pro život. To je tedy moderní obdoba Arrheniovy panspermie: vesmírem se dopravuje prebiotický materiál, jenž se pak na vhodných planetách stává předchůdcem primitivního života.

Od dávné minulosti Země se v závěru „Žní“ přenesme do přítomnosti a podívejme se, jaké přístroje astronomové uvádějí do provozu nebo plánují pro nejbližší budoucnost. Po pětileté přestávce (způsobené stěhováním) se loni podařilo uvést do chodu britský 2,5m reflektor I. Newtona na La Palmě (Kanárské ostrovy). Na Evropské jižní observatoři (ESO) v Chile začal pracovat 2,2m reflektor s vynikající kvalitou optického zobrazování. Tato observatoř plánuje řadu složenou ze čtyř 8m reflektorů pro devadesátá léta. Pokračuje financování plánovaného 10m reflektoru kalifornské univerzity, který bude pravděpodobně zbudován na Havajských ostrovech; naproti tomu 7,6m reflektor texaské univerzity nemá zatím vhodného mecenáše. Komplexní optickou, infračervenou a rádiovou observatoř buduje Irák na hoře Korek (2 100 m n. m.), kde má být v příštím roce instalován 3,5m reflektor a později 30m radioteleskop pro milimetrové vlny. Skandinávské země plánují do roku 1988 na Kanárských ostrovech 2,5m reflektor a Švédsko ve spolupráci s ESO hodlá do r. 1987 postavit submilimetrový radioteleskop o průměru 15 m. Velmi přesný 15m mikrovlnný teleskop pro oblast 0,3 ÷ 13 mm staví také V. Británie. Stávající 3,6m reflektor ESO se nyní rutinně používá v oblasti submilimetrových a milimetrových vln. Konečně Japonci chtějí v nejbližších letech postavit na Havajských ostrovech 7,6m reflektor. Rovněž USA plánují stavbu složeného teleskopu ze čtyř 7,6m zrcadel na společné montáži (zvětšená verze stávajícího přístroje MMT v Arizoně).

Souběžně s tím lze pozorovat snahu o „vyhnání astronoma od dalekohledu i z kopce, na němž hvězdárna stojí“ . Efektivní využití velkých přístrojů přímo volá po automatizaci celého pozorovacího procesu a klesající náklady na dálkovou komunikaci (v protikladu s rostoucími cenami zaoceánských letenek) poprvé umožňují, aby astronom ovládal přístroj, s nímž právě pozoruje, z terminálu ve své domovské instituci třeba na opačné straně zeměkoule. Jelikož stejným způsobem si astronomové museli zvyknout pracovat u přístrojů na družicích (IUE, IRAS, Astron, budoucí Hubbleův kosmický teleskop), zdá se, že romantické období, kdy astronom trávil hvězdné noci vysoko v horách v těsné kabině (a notné zimě) primárního ohniska obřího teleskopu, zvolna končí.

Ještě větší revoluci prodělávají přídavné systémy v ohnisku velkých přístrojů. Klasická fotografie se na velkých observatořích používá už jen pro přehlídky širokoúhlými komorami, ale ani zde není její pozice neotřesitelná. Plánovaný 1,8m teleskop Spacewatch pro hledání velmi malých planetek v okolí Země má být vybaven polovodičovým snímačem CCD o rozměru 512 × 320 prvků. Tyto prvky se dokonce začínají úspěšně využívat i tam, kde dosud suverénně vládly fotonásobiče – totiž pro přesnou hvězdnou fotometrii. U 5,1m reflektoru tak fotometrují hvězdy až 25 mag.

Souběžně s tím se zvyšují i možnosti vysokodisperzní spektroskopie. Radiální rychlosti hvězd lze určovat s chybou pouhých ±6 m/s a spektra o vysoké disperzi lze pořídit i pro objekty 18 mag. Mikroprocesory zase umožňují zvýšit kvalitu obrazu nejen systémy aktivní optiky (tím se korigují mechanické deformace zrcadla a průhyby tubusu), ale také tzv. adaptivní optikou, kdy se až tisíckrát za sekundu zjišťují poruchy vlnové fronty vstupující do teleskopu a podle toho „dolaďují“ zrcadla.

J. Sulentic a J. Lorre upozorňují, že výpočetní technika může nakonec přispět k renesanci astronomické fotografie, a to díky digitálním metodám zpracování obrazů. Digitalizace totiž umožňuje libovolně prodloužit životnost starých archivních fotografií jejich elektronickým přepisem na vhodné paměťové médium. Jelikož je přepis digitální, otevírají se tak mnohé možnosti pro zlepšení kvality obrazu, zejména zvýšení kontrastu, barevného zobrazení soupravy snímků pořízených v různých filtrech, potlačení šumu, zvýšení rozlišovací schopnosti, zlepšení dynamiky, sčítání snímků atd. Takto se například zpracovávají snímky Halleyovy komety z let 1909–1911 a podařilo se získat z původního fotografického materiálu nové užitečné informace.

Svým způsobem je paradoxní, že zatímco většina astronomů se snaží stěhovat své přístroje co nejvýš a nejraději za hranice zemské atmosféry, probíhá paralelně právě opačný trend zakopávat speciální přístroje co nejhlouběji do země. Řada laboratoří vybudovala podzemní stanice pro detekci určitých typů elementárních částic. Důvodem k neobvyklému umístění detektorů je snaha co nejvíce potlačit rušivý vliv kosmického záření, které znehodnocuje taková pozorování na zemském povrchu. Podzemní stanice pracují v SSSR (Baksanská observatoř na Kavkaze), Indii (Kolar), Itálii (Gran Sasso), Francii (Fréjus) a USA (Cleveland). V mezinárodní spolupráci (USA, Japonsko, Švýcarsko a NSR) byl koncem minulého roku uveden do chodu experiment DUMAND v Tichém oceánu poblíž Havajských ostrovů, kde byly instalovány až 500 m dlouhé řetězce fotodetektorů, jež mají registrovat Čerenkovovo záření vznikající při průchodu kosmických neutrin mořskou vodou.

V závěru se podívejme na hlavní ceny a jiná uznání, kterých se loni dostalo význačným astronomům. Ceny Americké astronomické společnosti obdrželi M. Rees (britský astrofyzik), H. Friedmann (průkopník kosmické astronomie) a I. Shapiro (odborník v relativistické astronomii a nový šéf Harvardova-Smithsonionova centra pro astrofyziku). Leonardovu medaili dostal sovětský astronom B. Levin. Medaili K. Bruceové, kterou uděluje Pacifická astronomická společnost, získal známý sovětský kosmolog akademik J. Zeldovič. Neméně proslulému sovětskému astrofyzikovi akademiku V. Ambarcumjanovi udělila k 75. narozeninám ČSAV zlatou čestnou plaketu „Za zásluhy o vědu a lidstvo“ . Medaile Britské královské společnosti dostali S. Runcorn za výzkumy Země, Měsíce a planet, J. Zeldovič za studie gravitace, kosmologii a astrofyziku a D. Lynden-Bell za výzkum dynamiky hvězdných soustav. I. Iben byl poctěn právem přednést Darwinovu přednášku za svůj významný podíl na teorii hvězdného vývoje. Z našich astronomů byl Z. Ceplecha vyznamenán Merrillovou cenou Americké akademie věd (ŘH 6/84, str. 120), V. Letfus obdržel stříbrnou čestnou plaketu ČSAV „Za zásluhy ve fyzikálních vědách“ a M. Burša byl zvolen členem korespondentem ČSAV (ŘH 8/84, str. 171).

Loni jsme zaznamenali úmrtí C. D. Shanea (bývalého ředitele Lickovy observatoře v USA), L. Binnendijka (těsné dvojhvězdy), E. L. Krinova (meteority), A. Purgathofera (přístrojová technika, planetární mlhoviny), F. Linka (vysoká atmosféra, Měsíc aj. – ŘH 11/84, str. 238) a P. A. M. Diraka (částicová fyzika, kosmologie).

Tak probíhá před našima očima výměna astronomických generací, z nichž každá přispívá vkladem do neustále rozsáhlejší pokladnice vědomostí o vesmíru, který se nám jeví každým rokem stále podivuhodnější. H. A. Abt nedávno poznamenal, že „většina z nás shledává astronomii s týdenním intervalem mezi závažnými objevy mnohem více vzrušující než před třiceti lety“. Potvrzením Abtova tvrzení je i tento seriál.

Žeň objevů – rok 1985

Při výzkumu planet sluneční soustavy se loni soustředilo nejvíce pozornosti na Venuši – postupně byly zveřejněny výsledky radiolokačních měření topografie povrchu planety, údaje z kosmických sond Veněra 15 a 16 (pracujících od října 1983 do července 1984) a konečně i předběžné zpracování měření z modulů kosmických sond Vega 1 a 2. Odtud vyplývá, že Venuše je geologicky téměř tak aktivní jako Země – především díky mocnému vulkanismu, jehož nepřímým důkazem je sama existence tlusté a husté atmosféry planety. Mnohé hory na Venuši jsou ve skutečnosti štítovými sopkami havajského typu – zejména v oblasti pohoří Beta Regio. Vulkanismus uvolňuje z nitra planety plyny, které se stávají hlavními složkami atmosféry Venuše, a protože na planetě chybí tekutá voda, neexistuje způsob, jak atmosféru zbavit oxidu uhličitého (na Zemi je přebytečný CO₂ absorbován v oceánech a ukládán nakonec ve vápenci na mořském dně). Také síra a sirné sloučeniny v atmosféře Venuše pocházejí zjevně ze sopečné činnosti. Obsah oxidu siřičitého v atmosféře silně závisí na čase (v letech 1978–1983 kleslo jeho zastoupení v ovzduší Venuše desetkrát), což lze nejsnáze vysvětlit proměnnou vulkanickou činností.

Přistávací moduly sond Vega vypustily do atmosféry Venuše balony-aerostaty, které získaly mimo jiné přímé důkazy o tzv. superrotaci atmosféry (v určitých výškách nad pevným povrchem Venuše proudí atmosféra ve směru rotace planety rychleji, než se otáčí samotný povrch), o vertikálních poryvech větru a silné turbulenci ve výškách 54 km nad povrchem planety. Na noční straně Venuše byly zaznamenány změny osvětlení a jasné záblesky, jejichž povahu neznáme. Podařilo se také podrobně určit chemické složení atmosféry, tvořené z 96,5 % oxidem uhličitým (katalog spektrálních čar CO₂, získaný z pozorování, převyšuje svou kvalitou a úplností nejlepší obdobné katalogy z pozemských laboratoří) a z 3,5 % dusíkem – všechny ostatní prvky a sloučeniny se vyskytují jen v nepatrných příměsích.

Nových výsledků bylo loni dosaženo při rozboru změn rychlosti zemské rotace. Tyto změny se dají studovat na rozličných časových škálách: zhruba od roku 700 př. n. l. lze rychlost rotace kontrolovat na základě historických údajů o zatměních Slunce a Měsíce a odtud plyne, že za zpomalování zemské rotace v tomto intervalu je opravdu odpovědné slapové brzdění Měsícem a Sluncem. Jelikož ani pevná země, ani oceány nejsou dokonale pružné, reagují na slapovou deformaci se zpožděním a příslušné hmotné výdutě jsou poněkud strhávány zpět měsíční gravitací. Tím se prodlužuje délka dne o 1 ÷ 2 ms/století. Jelikož ztráta momentu hybnosti rotující Země musí být vyrovnána příslušným růstem momentu hybnosti obíhajícího Měsíce, Měsíc se od Země vzdaluje. Pokud by v minulosti bylo brzdění zemské rotace stejné jako nyní, znamenalo by to, že před 1,5 miliardou let byl Měsíc pod hranicí Rocheovy meze, tj. byl by zemskými slapy roztrhán na prstenec. Jelikož však existují přesvědčivé důkazy o tom, že Měsíc existoval jako samostatné kompaktní těleso mnohem dřív, je zřejmé, že v minulosti bylo slapové tření v zemských praoceánech menší než dnes, a Měsíc se proto od Země vzdaloval pomaleji než nyní.

Proměnnost zemské rotace byla poprvé zjištěna přímo (z pozorování zákrytů hvězd Měsícem) v roce 1915 a přesnost měření se dramaticky zvýšila, když byly do praxe postupně uvedeny křemenné a atomové hodiny. Současná měření se opírají o techniky pozorování zavedené do praxe počínaje rokem 1969. Jde o laserovou lokaci Měsíce retroreflektory instalovanými na povrchu Měsíce v letech 1969–1973, o laserovou lokaci geodetických umělých družic Země a konečně o rádiovou interferometrii bodových kosmických zdrojů (kvasarů) na mezikontinentálních základnách. Klasické astronomické metody umožňují určit délku dne s přesností 0,3 ms během 5 dnů a laserové, resp. rádiové metody dosahují přesnosti lepší než 0,1 ms za 3 ÷ 5 dnů.

Kombinací uvedených postupů se podařilo odhalit změny, které se překládají přes základní lineární trend prodlužování délky dne. Podle J. Wahra pozorujeme především nepravidelné fluktuace délky dne v rozmezí 4 ÷ 5 ms a v údobích 20–30 let, dále pak rychlejší variace s menší amplitudou v intervalech od dvou týdnů do 5 let. D. J. Bělocerkovskij uvádí, že například v letech 1978–1982 se rychlost zemské rotace zvyšovala, takže délka dne se zkrátila celkem o 0,7 ms, a posléze se začala opět prodlužovat – do konce roku 1983 o 0,2 ms. Od roku 1900 do konce roku 1983 se délka dne úhrnem prodloužila o 2,3 ms. Přesnost měření je nyní taková, že kromě slapových variací lze sledovat i další dynamické faktory, jako je výměna momentu hybnosti mezi Zemí a atmosférou.

Pozoruhodné údaje o velmi rané minulosti Země shrnul V. I. Suldiner. Nejstarší na povrchu doložené horniny pocházejí z období před 3,8 miliardami let – po starších horninách se na zemském povrchu nic nedochovalo. Jelikož i v nejstarších horninách (z oblasti Grónska) byly nalezeny zkamenělé mikroorganismy, není vyloučeno, že život se na Zemi objevil ještě dřív – v době, kdy zde panovaly zcela odlišné fyzikálně chemické podmínky než dnes. Autor uvádí, že velmi raná Země byla obklopena hustou atmosférou s tlakem 360krát vyšším, než je dnes, a s teplotou povrchu 600 °C. Hlavními složkami tehdejší atmosféry byly vodní pára (přes 80 %), oxid uhličitý (12 %) a kyselina solná (3 %). Před 4 miliardami let klesla teplota povrchu na 200 °C a atmosférický tlak na stopadesátinásobek současné hodnoty. Je s podivem, že život se mohl rozvíjet v tak pro nás neuvěřitelně drsných podmínkách, ale životaschopnost mikroorganismů zřejmě podceňujeme. Svědčí o tom sdělení A. Imšeněckého, že při letech sondážních raket byly objeveny mikroorganismy ještě ve výšce 84 km nad Zemí, tedy v oblasti, kde panuje vysoké vakuum a kam nerušeně přichází ultrafialové i rentgenové záření ze Slunce.

Zajímavé bylo pokračování diskuse o překlápěních magnetické polarity Země a jejich souvislosti s masovým vymíráním biologických druhů. Někteří autoři se pokusili dokázat, že k těmto magnetickým překlápěním dochází periodicky po 30 milionech let, což je periodicita, s níž jsme se setkali už loni při úvahách o existenci zkázonosného hvězdného souputníka Slunce nazvaného Nemesis. Podle D. Raupa nastalo za posledních 165 milionů let 296 magnetických překlopení, přičemž minimum výskytů překlopení připadá na období 83 až 118 milionů let před současností. Poslední maximum počtu překlopení nastalo před 10 miliony let. Raup se domnívá, že primární příčinou periodicity 30 milionů let je periodicita impaktů komet či planetek na zemský povrch. Ať už je důvod této periodicity jakýkoliv, jeho přímým důsledkem je periodické vymírání rostlin a živočichů na Zemi a nepřímým důsledkem by snad mohla být i překlápění magnetické polarity. V každém případě na definitivní potvrzení či vyvrácení naznačených souvislostí si budeme muset ještě delší dobu počkat (doufejme, že méně než 20 milionů let, které chybějí do hypotetického příštího impaktního maxima).

O shlucích impaktů, vyvolaných buď hvězdou Nemesis obíhající po protáhlé eliptické dráze, nebo X. planetou, anebo průchody Slunce rovinou Galaxie, se loni psalo hodně, ale výsledný dojem je jednoznačný: žádný z navržených mechanismů není nikterak přesvědčující a spíš se potýká se zásadními námitkami plynoucími z pozorování: zejména nepozorujeme žádné periodicity impaktů na Měsíci (a zde je k dispozici bohatý materiál o zcela zachovalých kráterech nejrůznějšího stáří) ani na Marsu.

Jediný dobře doložený impakt je stále onen Alvarezův případ na rozhraní druhohor a třetihor před 65 miliony lety. B. Bohor aj. ukázali, že křemenná zrnka z té doby jeví rýhovité struktury rovnoběžné s osami krystalové mřížky, což je důkazem rázových tlaků až 15 GPa, a tedy jednoznačným dokladem o impaktu velkého kosmického objektu. Ještě pozoruhodnější důkaz podali W. Wolbach aj., když analyzovali vzorky jílu z uvedeného časového údobí, nasbírané v Dánsku, Španělsku a na Novém Zélandu. Ve všech třech vzorcích objevili několikařádové zvýšení množství grafitizovaného uhlíku, který autoři považují za saze vzniklé při rozsáhlých požárech vegetace hořící za sníženého přívodu kyslíku. Autoři soudí, že požáry způsobil ohnivý záblesk při dopadu obřího meteoritu o kinetické energii 10²³ J.

V případě, že by meteorit dopadl do oceánu, stačil by ohnivý záblesk vyvolat požáry porostu na kontinentech vzdálených tisíce kilometrů od místa dopadu. Ze studie také vyplývá, že je vyloučeno, aby při obřích impaktech byl na Zemi přinesen jakýkoliv prebiotický organický materiál, neboť ohnivý záblesk jej spolehlivě rozloží na vodík a oxid uhelnatý. Tím se zdá být vyvrácena domněnka o tom, že při dopadu jádra komety na Zem by se sem mohly dopravit složité organické látky, ba dokonce cizí mikroorganismy. Souběžně s tím jsou však rozloženy (pyrolyzovány) i případné toxické látky, známé z rozboru kometárních spekter (kyan a kyanovodík).

Autoři uvádějí nejméně 3 následné mechanismy, které po impaktu obřího meteoritu působí při vymírání rostlin a živočichů na Zemi. Saze vzniklé při požárech zastiňují sluneční svit ještě účinněji než vymrštěné rozdrcené horniny či vodní tříšť, takže spolehlivě přeruší na dlouhou dobu fotosyntézu. Působením vysoké teploty pak v atmosféře vznikají látky pro živé organismy jedovaté (pyrotoxiny). Nakonec dojde k prudkému a dlouhotrvajícímu ochlazení zemského povrchu mechanismem „nukleární zimy“ (výbuchem všech skladovaných jaderných náloží by se uvolnila energie pouhých 3.10¹⁹ J). Z těchto výpočtů je patrné, že kosmické katastrofy jsou sice vzácné, ale když k nim dojde, mají vpravdě kosmické rozměry.

Lidská přirozenost nás nutí pohlížet na takové katastrofy jednoznačně negativně, jenže ve vesmíru je i tohle zlo k něčemu dobré, jak v poslední době ukazuje celá řada modelových výpočtů na velmi výkonných počítačích. G. Wetherillovi se podařilo poprvé uskutečnit trojrozměrné modelové výpočty akumulace terestrických planet z planetesimál o průměru 1 km. Srážkami v pásmu 0,7 ÷ 1,1 AU od Slunce se z planetesimál za pouhých 10⁵ roků vytvoří zhruba 4 000 těles o hmotnosti kolem 3.10²¹ kg. Za dalších 9,4 milionu let z nich vzniknou 2 tělesa s hmotností větší než 3.10²⁴ kg s malým sklonem a nepatrnou excentricitou oběžné dráhy (tj. zárodky dnešní Venuše a Země) a dále větší počet méně hmotných těles s hmotnostmi řádu 10²³ ÷ 10²⁴ kg. Během dalších 200 milionů let se všechna menší tělesa srazí buď s „Pravenuší“, nebo „Prazemí“, až na několik málo výjimek (Merkur a Mars). V závěru akumulačního procesu se Prazemě srážela s tělesy o hmotnostech až třikrát převyšujících hmotnost dnešního Marsu rychlostmi až 9 km/s. Kinetická energie těchto obřích impaktů se pohybovala kolem 5.10³¹ J a stačila k roztavení celé Prazemě. V této fázi došlo k hustotní diferenciaci uvnitř zemského tělesa a k vytvoření kovového (převážně železného) jádra, jakož i k odpaření původní atmosféry Země.

Tyto výpočty doplnili W. Ward a A. Cameron srážkovým modelem vzniku Měsíce. Podle obou autorů se v závěru akumulační fáze Země tečně srazila s tělesem o hmotnosti větší než 1/10 dnešní hmotnosti Země rychlostí asi 10 km/s, přičemž se roztavily a vypařily horniny zemského pláště i dopadnuvšího tělesa. Díky velkému gradientu tlaku plynu se část vypařeného materiálu postupně dostala až do vzdálenosti větší než je poloměr Rocheovy meze, kde se z něho za pouhých 100 let akumuloval dnešní Měsíc. Mechanismus postupné akcelerace vyvrženého materiálu rozpínajícím se horkým plynem je tak účinný, že za Rocheovu mez lze vynést až dvojnásobek dnešní hmoty Měsíce a dvojnásobek jeho dnešního momentu hybnosti.

Originální domněnka rázem řeší celou řadu problémů dosavadních standardních úvah o štěpení, gravitačním zachycení nebo souběžném vzniku Země a Měsíce. Zejména se tím řeší problém velkého momentu hybnosti soustavy Země-Měsíc a podobností i rozdílů v chemickém složení obou těles. Impaktní katastrofický původ družic velkých planet pak rovněž dovoluje pochopit pozorovanou rozmanitost výsledných produktů (od miniaturních družic Marsu až po dvojici Pluto-Charon) a neexistenci družic u Venuše a Merkuru.

Pokud jde o Měsíc, ukázal S. Runcorn, že během jeho raného vývoje došlo nejméně ke čtyřem velkým impaktům, při nichž se na povrch Měsíce zřítily jeho družice – v místě dopadu pozorujeme gravitační anomálie – maskony. Přitom se pokaždé skokem měnila poloha rotační osy Měsíce, a to v časech 4,2; 4,0; 3,85; 3,2 miliardy let před současností. Tyto hodnoty odvodil Runcorn ze změn orientace magnetického pole Měsíce, o němž soudí, že jeho dipólová osa vždy souhlasila s rotační osou Měsíce.

Také sklon rotační osy Marsu se během doby mění, jak tvrdí M. Carr a E. Jakosky. Podle jejich výpočtů se sklon osy k ekliptice mění výrazně v intervalu 10⁶ let. V době, kdy je největší, dochází k sublimaci polárního ledu na vodní páru, která se zkondenzuje na dešťové srážky v nízkých areografických šířkách a projeví se „přívalovými“ řekami, rozrývajícími povrch planety. Podle A. Younga není na barevných snímcích Marsu správně reprodukována barva marsovského povrchu – ve skutečnosti je povrch planety tmavě hnědožlutý. Také na Venuši převládá tmavě hnědá barva hornin, kdežto Merkur je tmavě hnědošedý, podobně jako náš Měsíc (měsíční prach se jeví dokonce jako zcela černý – odráží a rozptyluje jen 7 % dopadajícího slunečního světla). K největším barevným zkreslením došlo při reprodukci televizních záběrů sond Voyager, takže planety Jupiter i Saturn jsou ve skutečnosti žlutošedé a podivuhodná družice Io je žluto- až šedobílá, případně světle žlutozelená! Největší záhadou zůstává barevnost mračen v Jupiterově atmosféře; žádná ze známých složek Jupiterovy atmosféry totiž barevná není.

Největší záhadou Saturnu se zjevně stala otázka samotné existence jeho prstenců. Podle výpočtů D. Davise aj. se drobné částice v prstencích neustále akrečně spojují a během několika týdnů vytvářejí až 10metrové balvany, které se pak účinkem slapových sil opět rozpadají, a celý proces se neustále opakuje. Tento mechanismus může fungovat neomezeně dlouho a lze jím vysvětlit mimořádně malou tloušťku prstenců (danou v podstatě rozměrem největších dočasně akumulovaných balvanů) i optické charakteristiky, které určují tělíska o rozměrech řádu centimetrů. Naproti tomu F. Shu a G. Steward aplikovali na stabilitu prstenců Krookovu rovnici, odvozenou před časem ve fyzice plazmatu, a objasnili tak existenci spirálních hustotních vln v prstenci A. Tvrdí, že se částice chovají jako led ochlazený na 165 K, a své výpočty dokládají souhlasem s laboratorními měřeními. V tom případě je mechanismus opakované akrece vyloučen, ale objevuje se nová nesnáz: prstence jsou totiž potom jen dočasným jevem, neboť vlivem přenosu momentu hybnosti z prstenců na Saturnovy družice by se měl prstenec A zhroutit do prstence B za pouhých 100 milionů let. Čím podrobnější údaje se daří shromáždit o okrajích a mezerách mezi jednotlivými „řádky“ prstenců, tím obtížnější je sestrojit vyhovující teorii, přičemž dnes už je jasné, že dobrý model chování prstenců by pomohl vyřešit i řadu problémů kolem vzniku prvotní sluneční pramlhoviny a dokonce i vývoj spirální struktury v galaxiích.

V posledním desetiletí byly prokázány méně výrazné prstence také u ostatních velkých planet sluneční soustavy, s výjimkou Neptunu. Při pozorování zákrytů hvězd Neptunem v letech 1981–1983 nebyly nalezeny žádné důkazy o existenci prstence, ale poté se situace dramaticky změnila. První pravděpodobnou detekci poklesu jasnosti hvězdy vyvolanou prstencem ohlásil W. Hubbard při pozorování zákrytu dne 22. 7. 1984. Prstenec však zřejmě není tak pravidelný, jak by se slušelo – má v různých dobách rozličnou šířku a místy je dokonce přerušený. Tyto nečekané vlastnosti potvrdila při dalším zákrytu 20. 8. 1985 pozorování na observatořích ESO a CTIO (Chile) a CFHT (Havajské ostrovy). Obloukovité objekty se pohybují kolem Neptunu ve vzdálenosti 51 000, 74 000 a 94 000 km od centra planety, tj. ve vzdálenostech 1,8 ÷ 3,4 poloměru planety. Horní mez poloměru prstence představuje ovšem ihned další záhadu: leží totiž výrazně vně Rocheovy meze (2,5 poloměru planety), takže podle našich vědomostí by se v této vzdálenosti od centra měly jakékoliv drobné částice poměrně rychle spojit v jedinou družici. Dosavadní pozorování skýtají tedy dosti podnětů k přemýšlení pro teoretiky, ale snad bude moudřejší s definitivními závěry trochu počkat. Kdo má dost trpělivosti, stejně se nakonec pořádného prstence kolem Neptunu dočká. J. Elliot si totiž povšiml faktu, že družice Triton obíhá kolem Neptunu po stále se zužující spirále, takže za 10⁸ let se dostane pod Rocheovu mez a slapově se rozdrobí na solidní prstenec!

Jestliže prstence kolem Neptunu přidaly této planetě na záhadnosti, jiné přetrvávající problémy se možná podařilo definitivně sprovodit ze světa. G. Taylor upozornil na nesprávnou interpretaci proslulých Galileových pozorování Neptunu z let 1612–1613, takže údajná odchylka o 1′ od zpětně počítané dráhy je fiktivní. B. Smith a R. Terrill pozorovali atmosféru Neptunu v infračerveném pásmu a odvodili odtud novou, a snad již konečně správnou, periodu rotace planety – 17,8 hodiny.

Nejvzdálenější dvojplaneta Pluto-Charon se nedávno dostala do vhodné geometrické konstelace vůči Zemi, takže ve shodě s předpovědí se při oběhu kolem společného těžiště počala vzájemně zakrývat. První pozorování parciálního zákrytu se podařilo R. Binzelovi aj. dne 16. 1. 1985. Zákryt trval téměř 2,5 hodiny a magnituda B přitom poklesla maximálně o 0,04 mag; zákryty se postupně prohlubují a prodlužují, a to do r. 1988. Celá zákrytová epizoda skončí r. 1991 – pak si opět 124 let počkáme na příští konstelaci. Z dosavadních měření se však podařilo získat velmi důležité údaje o obou tělesech. Relativní albedo Charonu je o 30 % nižší než albedo Pluta, velká poloosa oběžné dráhy měří 19 300 km a součet hmotností obou těles činí 1,4.10²² kg (pouze 0,002 M_Z), přičemž Pluto je desetkrát hmotnější než Charon.

Tyto parametry znovu poukazují na okolnost, že dvojice Pluto-Charon do seznamu velkých planet sluneční soustavy vlastně nepatří – spíše bychom ji měli považovat za zbloudilou dvojplanetku. Ještě větší potíže s klasifikací objektu jsme zaznamenali u podivuhodného tělesa 1983 TB, které je nyní formálně zařazeno jako planetka pod číslem 3200 (Phaeton). Jak známo, byl objekt nalezen družicí IRAS a posléze identifikován jako mateřské těleso význačného meteorického roje Geminid. Genetické úvahy tudíž přivedly astronomy k názoru, že Phaeton je jádro „vyhaslé“ komety, jenomže nová infračervená pozorování tento názor vůbec nepodpořila. Albedo Phaetonu dosahuje 11 % a reflexní spektrum odpovídá planetkám typu Apollo: jde o horniny, a nikoliv o „špinavý led“. Průměr tělesa činí asi 5 km a doba jeho rotace je blízká 4 hodinám. Podle S. Greena aj. jsou všechny charakteristiky Phaetonu prostě typicky planetkové: nápadná je pouze malá vzdálenost perihelu – nejmenší mezi všemi známými planetkami. Proto nyní někteří autoři (např. J. Davies) rozvíjejí myšlenku, že Geminidy vznikly srážkou Phaetonu s jiným tělesem, a životnost takto netypického meteorického roje (jde vlastně o úlomky rozptýlené při srážce) odhadují na řádově 10⁴ let.

Jsou-li Geminidy zcela jedinečným meteorickým rojem, jak potom správně zařadit roj hmotných těles, jehož údajnou existenci obhajuje K. Brecher? Hovoří o tzv. canterburském roji meteoritů (název odvozuje z pozorování britského mnicha Gerváze z Canterbury, jenž r. 1178 zaznamenal úkaz, který Brecher považuje za doklad impaktu obřího meteoritu na Měsíc). Roj podle Brecherových výpočtů obsahuje řadu těles o průměru 1 km či více a pohybuje se po dráze Enckeovy komety v „trubici“ o průměru 15 milionů km.

Úhrnnou hmotnost roje autor odhaduje na 10¹⁴ kg. Největším tělesem „roje“ je přirozeně samo jádro komety a dále planetky č. 2212 a 1982 TA. Také „pravý“ meteorický roj severních Taurid má patřit k canterburskému souboru těles. Výpočty prokazují, že stabilita takového proudu je krátká, řádu 10³ let.

Jinou pozoruhodnou nestabilitu objevil J. Wisdom v pásmu planetek ve vzdálenosti 2,5 AU – v této tzv. chaotické zóně obíhají úlomky planetek dlouhou dobu po stálé dráze, aby posléze v důsledku nepatrné změny oběžných parametrů odletěly docela jinam. Ve 20 % případů je chaotická změna dráhy zavede do blízkosti naší Země a zhruba 2/3 těchto „křížičů“ nakonec dopadnou na Zemi, a to během místního odpoledne. Podle G. Wetherilla jsou zdrojem „chaotických“ meteoritů zejména planetky č. 11 Parthenope, 17 Thetis a 29 Amphitrite. Tím zajímavější budou údaje, které má získat v prosinci r. 1986 sonda Galileo při průletu kolem planetky č. 29 v minimální vzdálenosti 10 000 km.

Blízkost komety Giacobini-Zinner (1984e) k Zemi vedla k očekávanému, byť jen několikahodinovému výraznému zvýšení aktivity meteorického roje Drakonid dne 8. října v dopoledních hodinách světového času. Úkaz byl zčásti pozorován J. Bortlem v USA a početnou skupinou japonských pozorovatelů (S. Nakano aj.), kteří udali maximální frekvenci až 300 meteorů v hodině. O měsíc předtím, 11. září 1985, došlo k historickému prvnímu setkání kosmické sondy s kometou. Sérií důmyslných manévrů, navržených R. Farquharem, při nichž sonda ISEE-3 nejprve pětkrát proletěla kolem Měsíce, se totiž podařilo nasměrovat tohoto kosmického veterána (vypuštěného roku 1978) do chvostu periodické komety Giacobini-Zinner (1984e).

Ačkoliv přístroje sondy byly konstruovány pro jiné účely, podařilo se jimi získat velmi cenné údaje o fyzikálních podmínkách v okolí komety i o interakci kometárního chvostu se slunečním větrem. Sonda, přejmenovaná na ICE, začala registrovat vysoce energetické částice asi 20 hodin před průletem osou chvostu, tj. ve vzdálenosti 1,7 milionu km od jádra komety. Ve vzdálenosti 800 000 km od jádra byla už přítomnost kometárních částic zcela průkazná. Převážně šlo o ionty vody a oxidu uhelnatého. Asi 100 minut před průletem prošla sonda interaktivní oblastí mezi slunečním větrem a magnetosférou komety, aniž by zaregistrovala očekávanou rázovou vlnu. V této oblasti se zvýšila hustota částic v porovnání s hustotou slunečního větru dvakrát až třikrát a byly zde nalezeny intenzivní turbulence kometárního plazmatu. Uvnitř iontového chvostu bylo pozorováno prudké zvýšení elektronové teploty ze 150 na 500 kK. Průlet chvostem sondě trval 20 minut a byl úplně hladký – sonda se srážela s miniaturními částečkami komety maximálně jedenkrát za sekundu: pohybovala se ovšem vůči jádru komety rychlostí pouze 21 km/s a ve vzdálenostech nad 8 000 km, což snížilo riziko ničivé srážky v porovnání se setkáními sond Giotto a Vega s Halleyovou kometou. Celková doba, po níž se sonda ICE pohybovala uvnitř interaktivní oblasti, mírně přesáhla 3 hodiny.

R. M. Goldsteinovi aj. se podařilo v polovině května r. 1983 zaregistrovat radarové odrazy od komety 1983d (IRAS – Araki – Alcock) v pásmu centimetrových vln při výkonu vysílače 400 kW ve vzdálenosti komety 5 ÷ 11 milionů km od Země. Analýza měření prokázala, že jádro komety má poloměr kolem 4 km a jeho povrch se podobá planetkám typu Apollo a Amor. Perioda rotace jádra dosahuje 1–2 dny. M. Hanner aj. určili z infračervených pozorování poloměr jádra na 5 km a zjistili, že zastoupení ledu na povrchu komety je nízké. Kolem vlastního jádra komety se rozprostírá oblak prachu, přičemž z jádra se za sekundu uvolňovalo asi 100 kg prachových částic. Zatímco teploty částeček kolem jádra přesahují 300 K, pod povrchem kometárního jádra teplota rychle klesá až na 50 K.

Jak oznámili N. Sheeley aj., americká družice P78-1 zaznamenala ještě dvě komety, které se těsně přiblížily ke Slunci. Kometa Solwind 4 byla družicí sledována 4. listopadu 1981 ve vzdálenostech 10,5 ÷ 3,3 R_O a kometa Solwind 5 dne 28. července 1984 ve vzdálenostech 6,7 ÷ 2,7 R_O. Solwind 4 proletěla ve vzdálenosti pouhých 0,5 milionu km nad slunečním povrchem, kdežto Solwind 5 se patrně se Sluncem srazila. Samotnou družici P78-1 však potkal v září 1985 neobyčejně smutný osud. Stala se totiž terčem protidružicového projektilu typu ASAT, který vypustilo americké vojenské letectvo. Původní vyhlášení americké vlády tvrdilo, že byla zasažena „nefungující družice“, ale postupem doby se ukázalo, že některé přístroje – mezi nimi sluneční koronograf Solwind – dosud předávaly bezchybná data. Jak se zdá, vědci používající koronograf nebyli o chystaném zničení objektu předem zpraveni, takže náhlé přerušení vysílání údajů z družice je zaskočilo. Zásahem projektilu se družice rozpadla na více než 100 úlomků o rozměrech nad 10 cm. Ztráta je tím bolestnější, že Solwind začal předávat data 3 roky po posledním minimu sluneční činnosti a pracoval úspěšně více než 6 let, takže byla jistá naděje, že by mohl shromáždit kvalitní údaje o stavu koróny za celý jedenáctiletý cyklus sluneční činnosti.

Kometou, která budila v r. 1985 přirozeně největší pozornost, byla zajisté P/Halley (1982i) , objevená ve vzdálenosti 11,04 AU. (Kupodivu nejde o rekord: v roce 1931 byla pozorována kometa Stearns 1927 IV až do vzdálenosti 11,52 AU). Nyní je již zřejmé, že v době objevu sledovali astronomové pouze světlo rozptýlené a odražené samotným jádrem komety. Ještě ve vzdálenosti 8 AU od Slunce nebyla zjištěna systematická sublimace plynů z jádra, i když výrazné kvaziperiodické jasnosti byly podle Z. Sekaniny aspoň zčásti způsobeny prachem, vytvářejícím kolem komety nestejnoměrně rozptylující obal. Jádro komety je patrně silně zploštělé a jeho poloměr se v různých směrech pohybuje od 1 do 3 km. S. Wyckoffová aj. sledovali kometu spektroskopicky i fotometricky a zjistili, že k souvislému vypařování materiálu z jádra došlo poprvé někdy mezi listopadem 1984 a únorem 1985, když byla kometa přibližně 6 AU od Slunce. Podle arizonských autorů došlo tehdy vlivem ohřátí Sluncem k roztržení prachového pláště kolem jádra a k vytvoření prachové a posléze i plynné komy. Těsně poté (12. března 1985) se podařilo kometu u nás poprvé vyfotografovat – Maksutovovou komorou hvězdárny na Kleti.

Poměrně skličující údaje o životnosti této nejslavnější komety zveřejnili A. Delsemme a D. Yeomans. Odhadují, že kometa ztrácí přes 100 kg hmoty za sekundu, takže za poslední čtyři století se poloměr jádra zmenšil o 10 %, absolutní jasnost o 0,2 mag a hmotnost dokonce o 30 %. Autoři odtud usuzují, že současná hmotnost komety je stěží 10¹⁴ kg a k vymizení její aktivity dojde za pouhých 1 300 let. Novinky z pozorování ve sluneční soustavě uzavřeme poznámkou o sledování Slunce v oboru mikrovln anténním systémem VLA s vysokým rozlišením. Při úhlovém rozlišení 1″ a časovém sledu po 10 s se M. Kundovi a K. Langovi podařilo ukázat, že již desítky minut před sluneční erupcí dochází ke změnám konfigurace magnetického pole, díky nimž se vynořují koronální smyčky a dochází k jejich vzájemné interakci. Bezprostřední příčinou erupce je pak zkratování povrchu dvou uzavřených smyček, čímž se urychlují elektrony a uvolňuje energie v pásmu mikrovln. Obdobné mikrovlnné záření bylo nyní objeveno také u jiných blízkých hvězd hlavní posloupnosti; nejspíš jde o doklad téže aktivity na okolních hvězdách.

J. Bahcall aj. znovu přehodnotili výpočty očekávaného toku slunečních neutrin v Davisově experimentu a dospěli k hodnotě (5,8 ±2,2) SNU, zatímco průměrná hodnota z pozorování v letech 1970–1983 činí (2,1 ±0,3) SNU. Tento nesouhlas není v mezích chyb tak příkrý, jak se donedávna zdálo, ale rozhodující slovo zřejmě přísluší rozbíhajícím se experimentům s galliovými detektory, kde bude možno registrovat podstatně vyšší toky nízkoenergetičtějších neutrin.

Přestože je technicky vzato sluneční soustava planet dosud astronomicky jedinečná, nepřímé důkazy svědčí stále přesvědčivěji o tom, že podobné soustavy mohou existovat také u jiných hvězd. S. Beckwith aj. zkoumali metodou skvrnkové infračervené interferometrie 5 blízkých hvězd, o nichž soudíme, že se nacházejí vývojově ještě před hlavní posloupností. U proměnných hvězd HL Tau a R Mon přitom objevili rozsáhlé prachové struktury o rozměrech 320 × 200 AU, resp. 1 300 × 1 300 AU, s minimálními úhrnnými hmotnostmi 1 a 10 M_Z. Tyto struktury nemohly vzniknout z materiálu ztraceného hvězdami v průběhu dosavadní existence, takže je prakticky jisté, že jde o prachové halo z rané fáze vytváření protoplanetárních disků kolem mateřských hvězd. Podobně B. Smith a R. Terrile prokázali infračervenými pozorováními existenci prachového disku kolem hvězdy β Pictoris. Hvězda sama je stará řádově 10⁸ let a při hmotnosti 2 M_O a svítivosti 10 L_O teprve sestupuje na hlavní posloupnost (patří ke spektrálnímu typu A5). Je od nás vzdálena 15 pc a prachový prstenec se nachází ve vzdálenosti 100–400 AU od hvězdy. Dynamické úvahy vedou k závěru, že z prstence se časem musí zkondenzovat planety.

Také objev málo hmotného průvodce hvězdy van Biesbroeck 8 přiměl astrofyziky k podrobnějšímu zkoumání vývojových posloupností pro objekty, které jsou příliš hmotné na klasické planety, avšak málo hmotné na řádné hvězdy. Souhrnně se pro tyto útvary ujal název „hnědí trpaslíci“ . První soustavnou síť modelů pro hnědé trpaslíky předložili L. Nelson aj., když počítali vývoj těles s hmotností 0,01 ÷ 0,1 M_O. Ukazuje se, že pro hmotnosti nižší než 0,08 M_O nedokáže termonukleární reakce přeměny vodíku v helium ustavit v objektu termodynamickou rovnováhu, takže tím je definována minimální hmotnost „řádné“ hvězdy.

Průvodce hvězdy van Biesbroeck 8 je udržován v rovnováze tlakem degenerovaného elektronového plynu při středové teplotě něco přes 1 MK a centrální hustotě řádu 10⁶ kg/m³. Hlavní hvězda systému patří k velmi slabým a červeným hvězdám a nachází se zřejmě poblíž spodní kritické hranice hmotnosti pro řádné hvězdy. Objekt je starý zhruba 5 miliard let a hlavní složka si se svým průvodcem nikdy nevyměňovala hmotu. Snad nejdůležitějším výsledkem obdobných úvah je možnost, že díky velkému počtu neobjevených hnědých trpaslíků o hmotnosti 0,01 ÷ 0,07 M_O může být v Galaxii skryto úctyhodné množství hmoty. V této souvislosti připomeňme jasnozřivý názor J. Oorta z r. 1965, že v podobě takto málo hmotných – leč početných – objektů je skryta „neviditelná“ hmota naší Galaxie.

Studium neviditelných objektů v Galaxii patří přirozeně k nejzapeklitějším problémům astrofyziky. Zvlášť nesnadné je postihnout proces kondenzace hvězd z mezihvězdné látky, neboť – jak uvádí A. P. Boss – poměr hustot mladých hvězd a temných mezihvězdných mračen dosahuje hodnoty 10²⁰ ÷ 1. Mračna lze zčásti pozorovat v pásmu mikrovln a mladé hvězdy pozorujeme v optickém oboru – jenže přechodná stadia mezi oběma hustotními extrémy nejsou pozorovatelná v kterémkoliv spektrálním pásmu. Nezbývá, než se spokojit se simulací procesu kondenzace, kontrakce a kolapsu na rychlých superpočítačích. Ukazuje se totiž, že výpočet jediného vývojového modelu vzniku hvězdy z mezihvězdné hmoty vyžaduje uskutečnit více aritmetických operací, než kolik lidé úhrnem provedli do roku 1940!

Simulace prokázaly, že původní nesymetrický rotující oblak mezihvězdné hmoty se rychle hroutí ve dvou následných stadiích dynamického kolapsu. Když se v průběhu prvního kolapsu jádro prahvězdy zahřeje, rozpadají se molekuly vodíku na atomy, tím se jádro útvaru ochladí a kolaps může pokračovat. Po každém stadiu následuje akrece hmoty na stabilní jádro. Během dynamického kolapsu se oblak popřípadě rozpadá na více zhuštěnin – budoucích prahvězd. Je-li zárodečné mračno osově symetrické, zploští se v čočkovitý útvar, který se přemění v prstenec, a ten se potom rozpadne na prahvězdy. Z dostatečně nesymetrického oblaku vznikají nakonec těsné dvojhvězdy. Zásadně platí, že původní mračno s hmotností řádu 10⁵ M_O se musí rozpadnout nejméně na stovky fragmentů, protože hvězdy vznikají v kupách maximálně o stovkách členů.

První úspěšný model vzniku hvězd uveřejnil r. 1968 R. Larsson. Ukázal, že řídké mračno je nejprve ohříváno ultrafialovým zářením okolních hvězd. V průběhu kontrakce mračno houstne a přestane být pro toto záření průhledné. Hustší mračno tak vychladne (vyzařováním v infračerveném oboru) až na 10 K. Jestliže jeho hustota vzroste na 10¹⁷ částic/m³, projeví se vlastní gravitace tím, že nastává zmíněný dynamický kolaps. Tato fáze končí při hustotě 10²⁰ částic/m³, když se zárodek ohřeje na 100 K, a poloměru oblaku 5 AU. Při hustotě 10²² částic/m³ však teplota vzroste na 2 000 K a dojde k disociaci molekul vodíku. Druhé stadium dynamického kolapsu končí při teplotě 10⁵ K a hustotě 10³⁰ částic/m³, to jest 10³ kg/m³. Pak pokračuje akrece hmoty na jádro, které má rozměry již jen několikrát větší, než jsou rozměry dnešního Slunce. Konec akrece znamená, že vznikla mladá hvězda hlavní posloupnosti.

Pozdější Larssonovy modely popisovaly vývoj osově symetrických rotujících mračen, ale neřešily problém přebytečného momentu hybnosti: původní rotující mračno mělo až 10⁷krát větší moment hybnosti než Slunce. Ostatně s podobnou situací se setkáváme přímo ve sluneční soustavě: převážnou část momentu hybnosti nesou planety, a nikoliv ústřední hvězda.

Teprve Boss nalezl nyní způsob, jak lze díky gravitační interakci mezi částicemi rotujícího mračna zbrzdit rotaci jádra a předat moment hybnosti materiálu na periferii útvaru.

Vývojem hvězd a dvojhvězd v intervalu hmotnosti 1 ÷ 12 M_O se zabývali I. Iben a A. V. Tutukov. Ukázali, že dvojhvězdy a osamělé hvězdy mají společné počáteční stadium gravitační kontrakce, dále „pobyt“ na hlavní posloupnosti a konečně stadium bílých trpaslíků. Kontrakce hvězdy s hmotností 1 M_O trvá 30 milionů let, kdežto třeba pro hmotnost 9 M_O pouze 100 000 let. Rozdíly, jak známo, spočívají ve výměně hmoty přes Rocheovu mez v soustavách těsných dvojhvězd. Proces výměny se může opakovat až pětkrát, a tím vznikají rozdíly v chemickém složení i hmotnosti složek před závěrečným stadiem hvězdného vývoje. Všechny osamělé hvězdy s původní hmotností nižší než 9 M_O končí jako bílí trpaslíci složení převážně z uhlíku a kyslíku. Dvojhvězdy končí jako bílí trpaslíci složení z helia (při počáteční hmotnosti pod 2,3 M_O), uhlíku a kyslíku (hmotnosti 2,3 ÷ 10 M_O) či kyslíku a neonu (10 ÷ 10,5 M_O). Z méně hmotné složky se však nakonec vytvoří akreční disk kolem složky hmotnější, což může vzácně vést k překročení Chandrasekharovy meze a následné explozi supernovy typu I, nebo naopak k přímému zhroucení na neutronovou hvězdu – tak lze vysvětlit vznik osamělých rychle rotujících rádiových pulzarů.

Problémem existence dvojhvězd v kulových hvězdokupách se zabýval J. Hills. Zjistil, že častá přiblížení k cizím hvězdám způsobují zmenšení velké poloosy dráhy a zvýšení její výstřednosti – tyto dráhové tendence usnadňují brzké splynutí obou složek v jedinou hmotnější hvězdu. Široké páry vizuálních dvojhvězd se naopak díky blízkým přiblížením cizích hvězd rozpadají. Z těchto důvodů pozorujeme dnes v kulových hvězdokupách poměrně málo dvojhvězd – rentgenové dvojhvězdy v nich pozorované vznikly zřejmě teprve nedávno zachycením.

Zásluhou G. Weigelta aj. se loni podařilo zlikvidovat vážný problém údajné existence supermasivní hvězdy R136 A v emisní mlhovině Tarantule (NGC 3603) u hvězdy 30 Doradus ve Velkém Magellanově mračnu. O tomto objektu se několik let tvrdilo, že jde o jediné těleso s hmotností aspoň 1 500 M_O. Metodou skvrnkové interferometrie u dánského 1,5m reflektoru v Chile se však podařilo objekt rozlišit nejméně na 6 složek rozmístěných v plošce o průměru pouhé 1″. Zřejmě jde o velmi hustou kupu masivních hvězd třídy O.

Zákryt podivuhodné dvojhvězdy ε Aurigae skončil v květnu 1984 a R. Stencel shrnul hlavní výsledky pozorovací kampaně, jež poprvé v historii pokrývala téměř všechny spektrální obory. Systém se skládá z vysoce vyvinutého veleobra F Iia a exotického průvodce (případně podvojného!) obklopeného akrečním diskem. U veleobra o poloměru 1,4 AU probíhá hoření helia ve slupce, anebo se objekt již smršťuje na bílého trpaslíka. Akreční disk kolem sekundáru má poloměr 5 AU a rotační periodu 3 roky. Teplota vnějšího okraje disku činí 520 K. Podvojnost sekundární složky spektrální třídy B by umožnila lépe vysvětlit velkou hmotnost a relativně malou svítivost objektu, odhadovanou na stonásobek bolometrické svítivosti Slunce. Zbývající nejasnosti by měla pomoci odstranit pozorování systému v kvadratuře (roku 1989) a v sekundárním minimu (roku 1996).

Zatímco luštění záhad kolem ε Aurigae zůstane úkolem pro příští dekádu, při studiu klasických nov pomáhají současná pozorování zlepšit naše znalosti o novách, které vzplanuly v minulosti. V tomto směru k nejzajímavějším pozorováním patří studium vlastností postnovy CK Vulpeculae, která vzplanula r. 1670, a je tedy s převahou nejstarší zaznamenanou novou, jejíž polohu dobře známe. Očima byla pozorována v letech 1670, 1671 a 1673, což je samo o sobě jedinečný případ mezi novami. Při vzdálenosti 550 pc, odvozené z úhlových rozměrů a rychlosti expanze plynné mlhoviny M. Sharou aj., vychází absolutní hvězdná velikost novy v maximu o 6 mag slabší než u běžných nov. To odpovídá velmi nízké rychlosti expanze plynné obálky 60 km/s a malé rychlosti přenosu hmoty mezi složkami dvojhvězdy, přibližně 10^-11,5 M_O/r.

Neméně pozoruhodnou analýzu infračervených měření Novy Aquilae 1982 uveřejnili P. Roche aj., kteří novu sledovali mřížkovým spektrometrem s čidlem chlazeným kapalným heliem v pásmu 8 ÷ 13 μm. Nova dosáhla optického maxima 6 mag koncem ledna 1982 a za 40 dnů poté zeslábla na 13 mag. Po dalších dvou měsících se o něco zjasnila na 12 mag. Infračervená pozorování prokázala tvorbu prachových zrnek již 37 dnů po maximu. Silné prachové emise byly pozorovány britským infračerveným teleskopem UKIRT a 2,2m teleskopem na Havajských ostrovech i anglo-australským teleskopem v Siding Spring 140 ÷ 280 dnů po maximu. Z měření vyplývá, že expanze plynných obalů kolem novy probíhala rychlostmi 3 800 a 10 000 km/s a že ve vyvrženém materiálu byly nadprůměrně zastoupeny neon (730krát oproti slunečnímu standardu), dusík (320krát), uhlík (24krát) a kyslík (22krát). Tyto anomálie jsou důležitou podporou dnes všeobecně uznávané teorie o termonukleární povaze výbuchů nov, přičemž podmínkou překotnosti exploze je právě obohacení materiálu vybuchující slupky bílého trpaslíka prvky C, N a O.

Kuriozitou při objevu „jižní“ Novy Muscae 1983 se podle J. Krauttera aj. stala cesta, jíž se zpráva o vzplanutí novy rozšířila. Nova byla objevena W. Lillerem na observatoři Cerro Tololo v Chile. Jak je zvykem, poslal autor sdělení o objevu do Centra pro astronomické telegramy v Cambridge (USA), odkud šel ihned telex na Nový Zéland. Tamější astronomové pak stejně bleskově poslali žádost o spektroskopická pozorování novy na observatoř ESO v La Silla, vzdálenou pouhých 500 km od Cerro Tololo – zpráva však mezitím urazila celých 35 000 km. Tu se ukázalo, že pro hlavní 3,6m teleskop byla nova v maximu (7 mag) příliš jasná, takže přístroj bylo třeba rozostřit, aby bylo možné pořídit rozumně exponovaná spektra. Studium této pozoruhodné novy posléze probíhalo komplexně jak v optickém oboru spektra, tak rovněž pomocí přístrojů na umělých družicích IUE a EXOSAT.

Nova, která dosáhla maxima v polovině ledna 1983, zeslábla o 3 mag za 40 dnů – pak se však její vizuální jasnost neměnila po dobu 10 měsíců. Patnáct měsíců po maximu bylo pozorováno její rentgenové záření, což lze podle M. Ogelmana aj. interpretovat jako tepelné záření vlastního povrchu explodující hvězdy. Jde vlastně o první případ zachycení rentgenové emise novy a teplota povrchu bílého trpaslíka vychází na 350 kK. Kombinace pozorování z různých spektrálních oborů prokazuje, že novy vysílají přebytek zářivé energie mnohem déle, než jak vyplývá z vizuálních světelných křivek: v červnu 1984 byl totiž pozorován nový výbuch pouze v ultrafialovém oboru spektra a rentgenový tok z novy zůstal konstantní až do poloviny prosince 1984. Z kombinace všech pozorování vyplývá, že nova je od nás vzdálena 5 kpc a hmotnost bílého trpaslíka v soustavě činí 1 M_O.

Vloni se také podařilo objevit dosud nejvzdálenější novy, a to v obří galaxii M87 v souhvězdí Panny. C. Pritchet a S. van den Bergh využili skvělých podmínek u 3,6m reflektoru CFHT na Havajských ostrovech a čidel typu CCD k pozorování dvou nov, které v maximu (!) jasnosti dosáhly 24,1 mag a 24,9 mag v modrém spektrálním oboru.

Další kuriozitou, jež se týká chemicky pekuliární hvězdy HD 37776 v Orionu, je objev I. Thompsona a J. Landstreeta, kteří zjistili dvojitou vlnu kruhové polarizace v křídlech čáry H-β s amplitudou 0,2 T během základní (rotační) periody 1,54 dne. Autoři odtud usuzují, že hvězda má kvadrupólové magnetické pole, což by byl samozřejmě první pozorovaný případ pro hvězdy vůbec.

Podobným překvapením je optická identifikace rentgenového pulzaru PSR 0540-69 ve Velkém Magellanově mračnu, o niž se zasloužili J. Middleditch a C. Pennypacker na observatoři Cerro Tololo. Zjistili, že pulzar s periodou 50 ms je opticky hvězdou 23 mag a že energie optických záblesků dosahuje 2 % záření pozůstatku supernovy. Pulzar se značně podobá pulzaru v Krabí mlhovině, je starý přibližně 1 700 let a magnetické pole na povrchu neutronové hvězdy dosahuje indukce 400 MT. Rádiové záření pulzaru zjištěno nebylo, což snad lze vysvětlit „rozmytím“ impulzu velkou rádiovou disperzí signálu.

Z rentgenových zdrojů vzbudil loni zvlášť mimořádný rozruch už tak dost proslulý objekt Cygnus X-3, objevený již roku 1966. V září 1972 se totiž na dobu několika dnů stal nejjasnějším zdrojem na obloze v rádiovém oboru spektra a od té doby se čas od času rádiová vzplanutí opakují. Rentgenový signál jeví periodicitu 4,8 hodiny, což se považuje za oběžnou dobu v soustavě těsné dvojhvězdy, kde jedna složka je neutronovou hvězdou. V roce 1979 oznámili J. I. Nešpor aj. na základě šestiletých měření Čerenkovovými detektory na Krymu, že ze zdroje přichází modulovaný tok vysoce energetických fotonů záření gama s energiemi do 1 TeV.

Objev byl posléze potvrzen na dalších observatořích v USA, Velké Británii a NSR; tím se zdroj Cygnus X-3 rázem zařadil mezi nejpozoruhodnější objekty Galaxie. Při odhadované vzdálenosti kolem 15 kpc jde totiž o nejvýkonnější zdroj gama v celé Galaxii, produkující fotony o energiích až 10¹⁶ eV. Předběžné výpočty pak naznačily, že tím by se dal vysvětlit i celkový tok vysoce energetického (až 10¹⁷ eV) kosmického záření z Galaxie, jenž produkci fotonů gama ve zdroji Cyg X-3 nepochybně doprovází.

V poslední době oznámili vedoucí pokusných podzemních laboratoří v USA (Minnesota a Cleveland) a v západní Evropě (Mt. Blanc), že v detektorech objevili spršky mionů jevící rovněž periodicitu 4,8 hodiny a intenzitu závisející na výšce zdroje Cyg X-3 nad obzorem detektoru. Tato vpravdě senzační pozorování by znamenala, že miony jsou druhotné produkty interakcí neznámých elektricky neutrálních částic, vysílaných zdrojem Cyg X-3 a pohybujících se stejnou rychlostí mezihvězdným prostorem, se zemskou atmosférou! Dříve však, než se mohly rozvinout spekulace o novém typu částic, přišla studená sprcha: ostatní podzemní laboratoře mionové spršky nezaznamenaly, takže aspoň pro tuto chvíli je částicová fyzika zachráněna. Astronomie záření gama je zkrátka vůči ostatním spektrálním pásmům v nevýhodě, jelikož celkový počet vysoce energetických fotonů je opravdu velmi malý – téměř bez nadsázky stále platí, že se zde vyskytuje více astronomů než fotonů.

Tím spíš je třeba hodnotit sdělení J. Dowthwaita aj. o objevu periodicky modulovaného záření gama od rádiového pulzaru v Krabí mlhovině v pásmu 1 TeV. Vysoce energetické fotony přicházejí ve fázi s optickými i rádiovými pulzy, což mimo jiné dokazuje nezávislost rychlosti šíření elektromagnetického signálu na vlnové délce v dosud nejširším rozsahu.

G. Stokes aj. přidali již pátý objekt na seznam binárních rádiových pulzarů. Pulzar PSR 2303+46 má impulzní periodu 1,066 s a oběžnou dobu 12,34 dne. Patří k binárním pulzarům s vysokou excentricitou (e = 0,66) a je od nás vzdálen 2,3 kpc. Objekt je ve velké vzdálenosti (500 pc) od galaktické roviny a vznikl postupným zhroucením dvou masivních hvězd s původní hmotností řádu 10 M_O. Stáří systému přesahuje 20 milionů let a autoři soudí, že jako pulzar pozorujeme mladší z obou neutronových hvězd, jež rotuje kolem osy pomaleji než její zhroucený protějšek.

Dlouhodobou stálostí periody milisekundového pulzaru PSR 1937+21 se zabývali M. Davis aj. Po odečtení známých vlivů, jež způsobují zdánlivou změnu periody pulzaru, se ukazuje, že střední odchylka základní periody nepřesahuje 1 μs za rok, a s prodlužující se dobou přesných měření by mělo být možné snížit tuto hodnotu ještě o dva až tři řády. Tím by se opravdu překonala kvalita i těch nejdokonalejších laboratorních časových normálů. Podmínkou ovšem je, aby milisekundový pulzar nevykázal v budoucnosti skoky v periodě, jak je občas pozorujeme u jiných rychlých pulzarů. Kromě toho by bylo zvlášť cenné, kdyby se podařilo nalézt další objekty s periodami řádu milisekundy pro nezávislá časová měření. Už nyní se však stává milisekundový pulzar důležitým prostředníkem pro odvozování kosmologických charakteristik raného vesmíru i pro ověřování obecné teorie relativity.

Ze statistického rozboru vlastností 316 rádiových pulzarů odvodili A. Lyne aj., že v Galaxii je aktivních 200 000 pulzarů, jejichž škálová výška vůči rovině Galaxie činí 400 pc. V průměru vzniká jeden pulzar za 30 ÷ 120 let a jejich životnost, daná poločasem rozpadu magnetického pole, dosahuje průměrně 9 milionů let. Mezitím R. Dewey aj. objevili radioteleskopem v Green Banku 34 nových pulzarů na frekvenci 390 MHz.

Rozsáhlou studii o supratekuté neutronové kapalině v neutronových hvězdách publikovali D. Pines a M. Ali Alpar. Vycházejí přitom z úvah sovětských fyziků Migdala, Ginzburga a Kiržnice, kteří uvažovali o supratekutosti v neutronových hvězdách již počátkem 60. let, tedy ještě před objevem rádiových pulzarů. Existence pulzarů však podstatně prohloubila naše představy o struktuře neutronových hvězd, které jsou z několika slupek. Atmosféra neutronové hvězdy dosahuje tloušťky jen několika málo metrů a hustoty až 7.10⁹ kg/m³. Pod ní je vnitřní kůra o tloušťce několika kilometrů a hustotě až 2,4.10¹⁷ kg/m³, představovaná vysoce degenerovanou supratekutou neutronovou kapalinou. Uvnitř kůry je konstantní teplota kolem 500 MK. Rychlou rotací neutronové hvězdy vznikají v kapalině vírové proudnice, jež jsou zakotveny ve vnější kůře, takže kapalina rotuje společně s vnější kůrou jako tuhé těleso.

Postupné zpomalování rotace neutronové hvězdy však vede čas od času k odtržení vírových proudnic, což se navenek projeví skokem v periodě. Tyto skoky byly pozorovány celkem u pěti pulzarů, a to nejčastěji u pulzarů v Krabí mlhovině a v souhvězdí Plachet. Jejich společným znakem je rychlý náběh skoku v intervalu kratším než den a mimořádně dlouhá relaxace impulzní periody, trvající týdny. Relativní amplituda skoků dosahuje hodnot 10^-9 až 10^-6. Uvedené příznaky jsou v příkrém rozporu s původně navrženým mechanismem hvězdotřesení, kdežto vysvětlení odtržením a novým zakotvením vírových proudnic v supratekuté kapalině výborně odpovídá pozorovaným údajům. Dospíváme tak k závěru, že supratekutost v přírodě není omezena na teploty blízké absolutní nule – může se vyskytovat za vysokých hustot a teplot na skutečně makroskopické škále, totiž v nitru neutronových hvězd.

Rádioví astronomové slavili v loňském roce úspěchy při objevování dalších, neobyčejně exotických molekul v mezihvězdných mračnech. R. Loren aj. nalezli methyldiacetylen (CH₃C≡CC≡CH) v pásmu 20,4 ÷ 24,4 GHz: L. Snyder aj. identifikovali methylkyandiacetylen (CH₃C≡CC≡CCN) na 19 a 25 GHz jako první desetiatomovou molekulu v mezihvězdném prostoru. F. Comes aj. zaregistrovali čáru 216,4 GHz příslušející sloučeníně CCD (pozor, jde o chemickou látku, nikoliv o křemíkový detektor!) a P. Thaddeus aj. objevili propnylidin (CH₃,HC≡CC•••) s čarami na frekvencích 33,76 a 164 GHz. Společným rysem nových objevů se stává skutečnost, že mnohé z těchto sloučenin se předtím nikdy nepodařilo připravit laboratorně. Naopak, jejich kosmická detekce vede dodatečně k úspěšné laboratorní syntéze. Celkem známe přes 60 mezihvězdných sloučenin: 14 dvouatomových, 12 tříatomových, 10 čtyřatomových, 7 pětiatomových, 3 šestiatomové, 5 sedmiatomových, 2 osmiatomové, 5 devítiatomových a po jedné deseti-, jedenácti- a třináctiatomové (HC₁₁N – kyanodekapentayn).

Při studiu mezihvězdného prostředí však v poslední době stoupá relativní význam pozorování na ještě vyšších frekvencích submilimetrového a infračerveného pásma. Souvisí to především s faktem, že průměrná teplota mezihvězdné látky (kolem 50 K) určuje podle Planckova zákona, že právě v těchto pásmech vydává mezihvězdná látka nejvíce záření. Submilimetrové pásmo je technicky málo rozvinuté – nejenže je z větší části nepřístupné pozemským pozorováním díky silné absorpci v atmosféře, ale neexistují ani dostatečně citlivá čidla záření. Snad nejúspěšnější pokusy v tomto směru vykonali v poslední době na Evropské jižní observatoři v Chile E. Krugel a A. Schulz, kteří ukázali, že za příznivých podmínek lze sledovat rozložení molekuly CO v mezihvězdném prostoru i v okolí prahvězd, zejména v čáře 0,65 mm. Tzv. infračervený cirus, odhalený družicí IRAS v pásmu 0,06 ÷ 0,012 mm, je podle F. Boulangera aj. projevem interakce prachových silikátových a grafitových zrníček s fotony viditelného světla. Zrníčka jsou uvnitř mračen neutrálního vodíku a procházející záření je na omezenou dobu zahřívá na vyšší teplotu.

Infračervená pozorování v pásmu 1,65 ÷ 20 μm přispěla též rozhodujícím způsobem k odhalení pozoruhodné struktury vlastního jádra naší Galaxie. Studium čáry ionizovaného neonu na vlnové délce 12,8 μm přivedlo E. Serabyna a J. Lacyho k názoru, že v centru rádiového zdroje Sgr A West, jenž je všeobecně považován za geometrický střed Galaxie, se nalézá černá veledíra s hmotností přibližně 4 MM_O. Zkoumali totiž pomocí uvedené čáry pole rychlostí v centrálních 2 pc Galaxie a objevili tak rychlé proudy plynu, které vyžadují vysokou centrální hmotnost tělesa neobyčejně malého poloměru. Tyto vývody nezávisle potvrdili M. Crawford aj., kteří sledovali centrální oblast v čáře neutrálního kyslíku (63 μm a 146 μm) a čarách C a CO v submilimetrovém pásmu spektra. Kolem černé veledíry pozorujeme ionizovaný plyn o nízké hustotě v dutině o poloměru 1,7 pc a koncentrovanou hvězdokupu s úhrnnou hmotností asi 1,2 MM_O. Konečně v rozmezí 1,7 ÷ 10 pc od centra rotuje plynný disk o hustotě 10¹¹ částic/m³ a teplotě 300 K, který má hrudkovitou strukturu.

Klíčem k rozpoznání struktury jádra jsou zřejmě rádiová pozorování s nejvyšším možným rozlišením – nejdále se dostali K. Lo aj. systémem mezikontinentální interferometrie, když docílili lineárního rozlišení pouhých 20 AU. Společně s pozorováními anténou VLA v Novém Mexiku se tak podařilo objevit složitou strukturu proudů směřujících do jádra, od jádra i rotujících po kruhové dráze kolem něho. K tomu přistupuje vliv poměrně silného (10 nT) magnetického pole neznámého původu. Podle M. Waldropa patrně pozorujeme turbulentní následky mohutné exploze, k níž došlo v jádře Galaxie před 30 miliony let. Není vyloučeno, že jde o cyklický proces, při němž se při explozi počne od černé díry šířit rázová vlna, která „vymete“ prostor až k prstenci ve vzdálenosti 3 kpc od centra. Mezitím však začne tento materiál znovu padat do centra, a když se tam vrátí, dojde k nové explozi atd.

Z mnoha důvodů se zdá, že mezi jádrem naší Galaxie a jádry aktivních či Seyfertových galaxií, resp. kvasary, je pouze kvantitativní rozdíl: jednotlivé typy objektů se liší hmotností centrální černé díry. V tu chvíli nabývá další výzkum jádra Galaxie nový rozměr: máme zde patrně jedinečnou možnost pozorovat „zblízka“ mechanismus uvolňování zářivé energie, který se projevuje ve větší míře i u nejsvítivějších vzdálených kvasarů!

Obří anténní soustava VLA se uplatnila také při objevu nového typu proměnných rádiových zdrojů v blízké galaxii M82. P. Kronberg a R. Sramek pozorovali s vysokým rozlišením 0,34″ (lineárně 5,3 pc) galaxii M82, vzdálenou od nás 3,2 Mpc. Opakovaná měření po dobu bezmála tří let na frekvenci 4,9 GHz odhalila výskyt více než 40 izolovaných rádiových zdrojů, jejichž rádiový tok s časem rychle klesal. Autoři soudí, že v této galaxii probíhá překotná tvorba masivních hvězd, jejichž vývoj brzy končí výbuchy supernov. Rádiové zdroje by pak měly být dokladem těchto explozí, doprovázených silným výronem zářivé energie v daleké infračervené i rádiové oblasti spektra. Ze statistiky vyplývá, že v galaxii M82 dochází k výbuchu supernovy po 3 až 5 letech a že tím lze zcela vysvětlit pozorovaný infračervený přebytek záření galaxie (6.10³⁶ W).

Ve skutečnosti zdaleka nejde o jedinečný případ. J. Houck aj. prokázali, že neidentifikované zdroje dlouhovlnného infračerveného záření ve vysokých galaktických šířkách, objevené družicí IRAS, jsou vesměs vzdálené galaxie, jejichž infračervený přebytek záření je úctyhodný – v tomto pásmu září o 2 až 3 řády více než opticky. Úhrnná svítivost 5.10¹¹ ÷ 5.10¹² L_O je srovnatelná se svítivostí kvasarů a přitom se téměř celá vyzáří v infračerveném oboru spektra. Není vyloučeno, že i tato anomálie souvisí s překotnou tvorbou hvězd, jejíž příčina zůstává zatím skryta.

Mezitím H. Spinrad a S. Djorgovski neúnavně pokračovali ve snaze nalézt obzvláště vzdálené rádiové galaxie pomocí opticky měřených červených posuvů. Stávající rekord z = 1,82 pro radiogalaxii 3C 256 patrně nebude mít dlouhé trvání, neboť autoři jsou schopni zaznamenat spektra galaxií až 24 mag!

Zkoumání vzdálených galaxií umožňuje poprvé studovat přímo velkorozměrovou strukturu vesmíru, jež se jeví jako síť vláken a plošek na škále řádu 100 Mpc. Dosud největší strukturu odhalili J. Burns a D. Batuski ze spekter galaxií 2,1m reflektorem na Kitt Peaku. Zjistili, že ve směru od souhvězdí Persea k souhvězdí Pegasa se táhne „trubice“ o tloušťce 15 Mpc a o délce 300 Mpc, představující dosud největší „supernadkupu“ galaxií. Tato supersoustava jeví stejně zjevné příznaky existence skryté hmoty (dark matter), jaké jsou nalézány v měřítkách galaxií a obyčejných kup i nadkup. Proto se problém skryté hmoty vesmíru stává jedním z nejzávažnějších astrofyzikálních problémů současnosti, jelikož – jak známo – přebytek skryté hmoty nad pozorovanou dosahuje poměru až 1 : 10, a to ve všech rozměrových škálách.

Všeobecně se soudí, že skrytá hmota je z větší části nebaryonové povahy, tj. nejde ani o prvotní černé díry, ani o bludné planety, asteroidy, meteoroidy apod. Současně se přitom musí řešit problém, jak se z původní víceméně homogenní „kosmologické polévky“ vytvořily galaxie a jejich seskupení, zatímco skrytá hmota si z větší části zachovala svou homogennost. To vše dohromady vytváří složitý komplex navzájem propojených otázek, jež zasahují jak do klasické astronomie, tak i do moderních partií částicové fyziky.

Dosud není zcela jasné, čím to, že se galaxie vytvořily brzy po velkém třesku – patrně již v průběhu 1 miliardy let. Stejně tak nevíme, zda nejprve vznikaly zárodky nadkup a kup galaxií (adiabatický scénář), anebo nejprve kondenzovaly jednotlivé galaxie, které se posléze shlukovaly do kup a nadkup (izotermální scénář). Konečně je znepokojující, že kandidátů na skrytou hmotu v částicové fyzice je podezřele mnoho: axiony, fotina, kvarkové nuggety, slabě interagující masivní částice, aniž by pro existenci kteréhokoliv z nich byl aspoň slabý důkaz. Proto se možná nelze divit A. MacRobertovi, že přichází s radikálním řešením – ve vesmíru žádná skrytá hmota není, neboť při analýze zmíněných kosmologických pozorování prý vycházíme z nesplněných předpokladů o gravitační stabilitě kup a nadkup galaxií! Další pokrok v objasňování problému skryté hmoty je nesporně vázán na rozsáhlejší a přesnější výzkumy, což je zřejmě úkol pro příští generaci pozemních i kosmických teleskopů.

V minulém roce se dosáhlo velmi povzbuzujícího pokroku ve výzkumu vzdálených kvasarů, jež se čím dál tím více jeví jako extrémní případy aktivních jader galaxií. Postupně se stále přesvědčivěji dokazuje předpoklad, že rádiové záření výtrysků je relativisticky usměrněno ve směru pohybu částic. Tím se souběžně daří řešit i známý problém zdánlivých nadsvětelných rychlostí rádiových „uzlíků“ vůči jádru kvasaru. Všeobecně se potvrzuje původní Reesův názor, vyslovený již r. 1966, že jde o efekt projekce relativistického svazku směřujícího téměř přesně k pozorovateli do roviny kolmé k zornému paprsku. Shoda panuje i v názoru na mechanismus zářivé přeměny urychlováním hmoty hvězd a mezihvězdné látky v silném gravitačním poli černé veledíry s hmotností řádu 10⁸ ÷ 10⁹ M_O. To tedy znamená, že kvasary se vesměs vytvářejí v jádrech již vzniklých galaxií a po určité době jejich aktivita končí vyčerpáním látky schopné akrece na černou díru.

Nejsvítivějším kvasarem je objekt S 5 0014+81 s červeným posuvem z = 3,41, jehož celková svítivost dosahuje hodnoty 5.10⁴¹ W (řádově 1 PL_O!). Svým způsobem unikátní pozorování se zdařilo v květnu 1983 B. Campbellovi aj., když objevili hvězdu 20 mag ve vzdálenosti 2″ na jihovýchod od kvasaru 1059+730 se z ~ 0,009 (vzdálenost cca 600 Mpc). Hvězda za dva roky zeslábla o 2 mag, takže je nejvýš pravděpodobné, že šlo o supernovu typu II s absolutní hvězdnou velikostí v maximu -17,6 mag. Absolutní hvězdná velikost kvasaru vychází na -21,7 mag a okolní galaxie asi -20,7 mag. Tím byla jednak objevena vůbec nejvzdálenější supernova, jednak nezávisle potvrzena kosmologická škála vzdáleností pro kvasary i jejich koincidence s galaxiemi.

Studium gravitačně deformovaných obrazů kvasarů ( „gravitačních čoček“ ) potvrzuje základní myšlenku, že jde o úkazy vzniklé ohybem světelných i rádiových paprsků z bodových kvasarů v gravitačním poli mezilehlých galaxií. Známe šest „čoček“ se vzdálenostmi obrazů od 2,3″ do 7,1″ a očekává se, že počet takových koincidencí dosáhne 1 % z celkového počtu objevených kvasarů, především pro největší hodnoty červených posuvů. Kromě potvrzování efektu obecné teorie relativity přispívá studium gravitačních čoček k prověřování úvah o existenci tzv. kosmologických strun a k nezávislému odhadu velikosti skryté hmoty v halech galaxií.

Nepřímou metodou ke studiu rozložení hmoty v raném vesmíru se stalo měření anizotropie reliktního záření, jež dává stále nižší hranici pro velikost raných fluktuací. J. Uson a D. Wilkinson zjistili, že při úhlovém rozlišení 4′ nedosahují relativní fluktuace teploty reliktního záření meze 2.10^-5, (což podle V. N. Lukaše není již příliš daleko od teoretické předpovědi 5.10^-6). Probíhající experimenty umožňují testovat správnost našich modelů rozložení hmoty v raném vesmíru dokonce s vyšší přesností, než když k tomu cíli studujeme rozložení galaxií v prostoru. Podle M. Aaronsona lze prostorový pohyb Galaxie vůči poli izotropního reliktního záření složit ze dvou vektorů, a to z lokálního padání Galaxie směrem ke kupě galaxií v souhvězdí Panny rychlostí 333 km/s a z globálního pádu soustavy směrem k nadkupě Hydra-Centaurus rychlostí 310 km/s. Výsledkem je vektor rychlosti o velikosti 600 km/s ve směru k souhvězdí Lva. Uvedená hodnota dobře souhlasí s rychlostmi vztaženými k 10 kupám galaxií, které se nacházejí mimo naši vlastní nadkupu.

Pozorované vlastnosti reliktního záření podněcují kosmology ke stále odvážnějším úvahám o vlastnostech vesmíru, zejména v jeho nejranější vývojové fázi. Zatímco nyní představuje hustota energie reliktního záření jen 1/1000 hustoty energie normální látky, v raném vesmíru tomu bylo právě naopak: záření mělo velkou převahu, která se dodnes jeví v poměru počtu fotonů a baryonů 10⁹ : 1. Tento fakt zase souvisí s nepatrnou asymetrií v zastoupení hmoty a antihmoty v raném vesmíru. Podle M. Longaira patří prvotní mírná asymetrie v zastoupení baryonů a antibaryonů k opravdovým záhadám kosmologie, podobně jako skutečnost, odvozená ze zmíněné vysoké izotropie reliktního záření, že ve velmi velkém měřítku byl raný vesmír neobyčejně homogenní. Naproti tomu ve středních měřítkách (řádu 10⁸ Mpc) pozorujeme zcela nápadnou strukturu: zhruba 1/8 prostoru obsahuje galaxie, kupy a nadkupy, zatímco zbytek je téměř úplně prázdný. Má-li mít kosmologická teorie naději na všeobecné přijetí, musí umět co nejpřirozeněji vysvětlit všechna tato fakta.

Dokonalá teorie přirozeně neexistuje, ale přece jen se objevují jakési základní obrysy, spojené s pracemi P. Daviese, S. Hawkinga, J. B. Zeldoviče, A. Vilenkina, D. Liebschera, I. D. Novikova a dalších. Největší problémy se pochopitelně týkají samotné počáteční singularity, kterou obvykle nazýváme velkým třeskem. S. Hawking, který spolu s R. Penrosem dokázal před časem nevyhnutelnost prostoročasových singularit v obecné teorii relativity, přichází nyní s tvrzením, že zahrnutím efektů kvantové mechaniky do kosmologie se prvotní singularita ve čtyřrozměrném prostoročase „rozmaže“ a tvoří plochu bez okrajů. V tom případě lze podle Hawkinga tvrdit, že „okrajové podmínky pro vesmír spočívají v tom, že žádné nejsou“ . To znamená, že stávající či budoucí fyzika může úspěšně popisovat vývoj vesmíru, až na nejbližší okolí singularity. Čas má počátek, a v uzavřeném modelu vesmíru i konec, a události „před“ velkým třeskem nemohou mít žádný vliv na pozdější stav vesmíru.

Podle P. Daviese měl zárodečný vesmír extrémně vysokou (nekonečnou?) teplotu a Planckovy rozměry a díky kvantovým fluktuacím „tuneloval“ z ničeho do tzv. de Sitterova vesmíru. Tento vesmír rychle expanduje – dochází k jevu, kterému se říká inflace (prudké rozfouknutí) vesmíru. Příčinou jevu je okolnost, že velmi raný vesmír se nacházel ve stavu, který fyzikové popisují jako „falešné vakuum“ . Studiu vlastností „falešného vakua“ se v posledních pěti letech věnuje na 1 000 fyziků, kteří na toto téma publikovali již 600 původních prací. „Falešné vakuum“ vykazuje vysokou hustotu energie a záporný tlak, jenž se projeví inflačním rozfouknutím prostoru a přeměnou energie „falešného vakua“ v reálnou látku a zářivá pole vesmíru. Inflací se prudce sníží entropie vesmíru – Davies to přirovnává k „natažení“ vesmírných hodin, které od té doby až dosud „dobíhají“, tj. entropie se zase zvyšuje.

Inflace tak přirozeně vysvětluje okolnost, že vesmír je „vyladěn“ na kritickou rychlost rozpínání (plochý model vesmíru), dále velkorozměrovou homogenitu vesmíru, jakož i nepřítomnost pozorovatelného počtu topologických defektů v něm. K těmto defektům počítáme magnetické monopóly (s hmotností převyšující 10¹⁶krát hmotnost protonu), kosmologické struny (s hmotností 10¹⁸ kg/m délky struny) a doménové stěny (s hustotou až 10⁴⁹ kg/m³!). Řečeno Daviesovými slovy „inflace působí jako proces, jenž vytvoří dnes pozorovaný vesmír bezmála z čehokoliv, co bylo na počátku“.

Podle M. Longaira je tento způsob uvažování o raném vesmíru fyzikálnější, než vysvětlovat pozorované vlastnosti vesmíru i jeho speciální rysy v raných fázích tzv. antropickým principem. Současná fyzika nemá zásadní potíže popsat vývoj vesmíru od času 10^-10 s po velkém třesku dodnes, snad s jedinou výjimkou: není dost jasné, co představuje skrytou hmotu vesmíru, která je téměř určitě nebaryonové povahy, a přitom jí musí být právě tolik, aby doplnila hustotu baryonové hmoty přesně na hustotu kritickou! S tím souvisí i problém vzniku galaxií. Zdá se, že galaxie vznikly velmi brzo, tj. že v homogenním prvotním vesmíru se musely rychle vytvořit přiměřeně velké nehomogenity tvořené jak baryonovou, tak nebaryonovou hmotou (skrytá hmota se zřejmě koncentruje do galaktických hal a obalů kup i nadkup), a to buď přímo v rozměrech galaxií, anebo na úrovni nadkup galaxií (lívance a špagety). V prvním případě (izotermální scénář) se galaxie posléze shlukovaly do kup a nadkup. V druhém případě (adiabatický scénář) se hmota nadkup teprve druhotně diferencovala na kupy a jednotlivé galaxie. Trochu podezřelá zůstává okolnost, že se dosud nepodařilo nalézt hvězdy III. populace (tedy I. generace), složené pouze z prvotního vodíku a helia: všechny hvězdy, které v galaxiích pozorujeme, jsou zřetelně obohaceny o těžší prvky (kovy), což lze pochopit, jestliže v raném vesmíru vznikaly pouze velmi hmotné hvězdy, jejichž životní cyklus je dostatečně krátký.

Jak je patrné, v kosmologii zbývá dostatečné množství otevřených otázek a libovolných parametrů, jež zaručují, že i v budoucnosti si tato disciplína zachová pověst oboru, v němž nikdo o ničem nepochybuje, ale přitom se všichni stále mýlí. Ve světle předešlých diskusí pak zní až neuvěřitelně optimisticky závěr A. Sandage a G. Tammanna, že se podařilo zlepšit vzájemný souhlas nezávislých určení stáří vesmíru od velkého třesku, když nejnovější hodnota Hubbleovy konstanty dává stáří 19,5 miliard let, z nukleogeneze prvků vyplývá stáří 20 miliard let a z trvání kulových hvězdokup stáří 18 miliard let.

V zajímavém přehledovém článku uvádějí S. Shapiro aj., že ke zkoumání vlastností nejranějšího vesmíru se lépe než optická astronomie a studium elementárních částic hodí rozpracovávané metody detekce gravitačního záření. Z teorie relativity plyne, že v zásadě existují tři typy dostatečně intenzivních zdrojů gravitačních vln, a to zdroje impulzní (kolaps jádra hvězdy nebo galaxie, srážka kompaktní hvězdy s jiným objektem), periodické (těsné dvojhvězdy s velmi masivní složkou; nesféricky deformované rychle rotující kompaktní hvězdy) a stochastické (vznikají překryvem impulzních zdrojů; případně jde o zbytkové záření velmi raného vesmíru). Právě studium stochastického gravitačního záření (gravitační obdoby elektromagnetického reliktního záření) by mohlo jednou vést k přímému určení vlastností vesmíru v čase 10^-44 s – tedy v éře platnosti supersymetrické interakce.

Studium gravitačních vln se ovšem dlouho omezovalo pouze na teoretické spekulace. Ačkoliv jejich existence vyplývá z obecné teorie relativity, v r. 1922 poznamenal A. Eddington ironicky, že gravitační vlny se patrně šíří rychlostí zbožných přání, a dokonce i sám A. Einstein ve třicátých letech pochyboval, že takové vlny opravdu existují! Teprve důkladnější analýza problému v polovině našeho století potvrdila, že vlny musí existovat, i když jejich detekce bude zajisté velmi obtížná. Obtížné jsou ostatně i samotné výpočty, neboť nelineární parciální diferenciální Einsteinovy rovnice pro gravitační pole společně s relativistickými rovnicemi hydrodynamickými je třeba řešit aspoň dvojrozměrně (v jednorozměrném zjednodušení neobdržíme žádné gravitační vlny), což je na hranici možností soudobých superpočítačů, a realističtější trojrozměrná řešení nejsou dosud možná vůbec.

Až v roce 1977 spočítal L. Smarr průběh emise gravitačních vln při srážce dvou černých děr a r. 1980 S. Shapiro a S. Teukolsky poprvé spočítali průběh vzniku nerotující kulové souměrné černé díry gravitačním kolapsem. První výpočet kolapsu rotující nesférické hvězdy pochází teprve z r. 1985. Pro odhady naděje na detekci záření jsou důležité jak frekvenční rozsah detektoru, tak frekvence příslušného jevu v blízkém kosmickém okolí. Relativní amplituda gravitačních vln v detektoru se vyjadřuje bezrozměrnou veličinou h, jež pro průkopnické Weberovy experimenty v r. 1959 dosáhla hodnoty řádu 10^-15.

Výpočty naznačují, že z impulzních zdrojů lze čekat vlny s frekvencemi 1 ÷ 10⁴ Hz nebo 10^-4 Hz, kdežto periodické zdroje vyzařují nejvíce ve frekvenčním rozsahu 10^-4 ÷ 10^-2 Hz a frekvence u stochastických zdrojů lze předpovědět s obtížemi. Amplituda h z impulzních zdrojů může dosáhnout hodnot 10^-20, ze stochastických 10^-22 a z periodických 10^-24. Současné detektory, vyvíjené nezávisle asi 12 výzkumnými skupinami v USA, Velké Británii, Kanadě, západní Evropě, SSSR, Číně, Japonsku a Austrálii, dosahují citlivosti h = 10^-18. Jakmile se tudíž podaří zvýšit citlivost těchto aparatur o další 2 ÷ 3 řády, bude možné vytvořit celosvětovou sledovací síť, v níž se bude využívat jednak „laděných antén“, tvořených pevnými tyčemi, krystaly nebo skvidy (supravodivými interferometry) chlazenými na teploty pod 1 K, jednak širokopásmových optických vakuových interferometrů s délkou ramen až 10 km. Pro nízkofrekvenční složku gravitačního záření jsou patrně nejvýhodnější kosmické sondy – tak například přesné sledování pohybu sondy Voyager 1 by umožnilo v principu detektovat nízkofrekvenční gravitační vlny v rozsahu 10^-4 ÷ 10^-2 Hz s amplitudou řádu 10^-14. Astronomové dosud podali jediný nepřímý důkaz existence gravitačního záření, a to díky proslulému binárnímu pulzaru, jehož oběžná dráha se zkracuje relativní rychlostí ( 2,4 ±0,09).10^-12, což je ve shodě se ztrátou energie soustavy gravitačním vyzařováním, počítanou podle vztahů obecné teorie relativity ( 2,403 ±0,002).10^-12.

Prolínání astronomie a částicové fyziky přináší stále více nových podnětů pro další pokrok obou disciplín. V houštině nových prací, pojmů a vztahů se patrně dost těžko orientují i specialisté, a v našem přehledu se proto omezím jen na několik zcela osobních dojmů. Souhrnně lze snad uplynulý rok považovat za rok velkého vystřízlivění. Souvisí to nejspíš s originální formulací nového „Parkinsonova zákona“ pro částicovou fyziku, jehož autorem je A. de Rújula. „Když statistický soubor dat vzrůstá, důkazy pro existenci jevů slábnou.“ Ve shodě s R. Schwittersem musíme tedy konstatovat, že klidová hmotnost neutrin je přece jen nejspíš přesně rovna nule, že neutrina nemohou oscilovat, protony se nerozpadají (aspoň ne s poločasem rozpadu kratším než 2.10³² let) a magnetické monopóly neexistují. Excentričtí anarchisté (k nimž ovšem de Rújula sám nesporně patří) si již samosebou pospíšili s nápady, jako je například možnost stabilní existence „kvarkových nuggetů“ o hmotnosti 10³⁰ kg (!), jimiž by se mimo jiné dala vysvětlit skrytá hmota vesmíru, anebo částic WIMP (slabě interagující masivní částice), které by astronomům posloužily dokonce hned dvakrát. Hypotetické částice WIMP (zvané též kosmiony) s hmotností 5krát až 60krát vyšší, než je hmotnost protonu, by mohly z nitra Slunce odnášet „nenápadně“ tepelnou energii, takže centrální teplota Slunce by byla nižší, než dosud v modelech uvažujeme. Pak bychom již „zcela přirozeně“ objasnili nižší neutrinový tok, který velice citlivě závisí na centrální teplotě Slunce. A tytéž kosmiony se podle D. Spergela a W. Presse výborně hodí za kandidáty na již zmiňovanou skrytou hmotu vesmíru. Mám pocit, že hlavní „předností“ uvedené myšlenky je tvrzení o velmi slabé interakci kosmionů s běžnou hmotou, a tudíž neobyčejně obtížný experimentální důkaz, že takové částice neexistují!

Pozoruhodný přehledový článek o vztahu částicové fyziky a astrofyzikyuveřejnil M. J. Chlopov, jenž cituje J. B. Zeldoviče, že vesmír představuje obří a technicky nejdokonalejší urychlovač částic, a hned dodává, že se nyní ukazuje, jak vesmír může sloužit i jako detektor laboratorně nezjistitelných částic. Tak například existence určitých typů hvězd zdola ohraničuje minimální hmotnost hypotetických částic vystupujících v teorii velkého sjednocení (GUT), zvaných axiony. Intenzita mezihvězdného magnetického pole v Galaxii omezuje shora počet magnetických monopólů. Existence deuteria je zase důkazem přítomnosti nebaryonové složky vesmírné hmoty atd. Astrofyzikální pozorování se zkrátka stávají nelítostnou a často jedinou možnou prověrkou správnosti našich představ o vlastnostech, počtu i samotné existenci rozličných typů elementárních částic.

Stejně tak jsou astronomická pozorování často nejvhodnější metodou pro ověřování postulátů speciální i obecné teorie relativity. C. Barnet aj. určovali aberační konstantu z poloh vzdálených kvasarů a odtud odvodili, že rychlost světla se během celého trvání vesmíru nezměnila o více než 0,4 %. D. Allen aj. využili ke kontrole předpovědi dilatace času ve speciální teorii relativity čtyři umělé družice a tři pozemní stanice v USA, Japonsku a Evropě. Jestliže mezi těmito stanovišti, vybavenými vesměs atomovými hodinami, budeme vysílat synchronizační signály, bude zpoždění signálů záviset na tom, zda je vysíláme po směru, či proti směru zemské rotace. Jde vlastně o přesnější obdobu proslulého experimentu J. Hafeleho a R. Keatinga z r. 1971, kdy se kolem světa vozily atomové hodiny v tryskovém letadle. Při leteckých experimentech se hodiny převážené směrem východním zpozdí o 206 ns oproti hodinám stacionárním, kdežto při letu západním směrem se o stejnou hodnotu předběhnou. Družicová měření probíhala po dobu tří měsíců, přičemž se uskutečnilo celkem 90 „přenosů“ signálů oběma směry. Dilatace času tak byla potvrzena s přesností na 2 %. Konečně J. Chandler aj. určili z přesných měření vzdáleností sond Viking na Marsu maximální relativní změnu gravitační konstanty hodnotou (5 ±2).10^-11/r.

Pro jednotnou teorii pole, která by měla zahrnovat všechny čtyři interakce, se v poslední době stále více prosazují myšlenky poprvé vyslovené v průběhu dvacátých let T. Kaluzou a O. Kleinem. Kaluza přišel s myšlenkou „skrytých“ prostorových rozměrů, což by umožnilo jednotně popsat elektromagnetismus i gravitaci. Klein posléze ukázal, že Kaluzovu myšlenku lze sladit s požadavky kvantové mechaniky. Současné pokusy o nalezení supersymetrické teorie překvapivě ukázaly, že z matematického hlediska je teorie nejelegantnější v jedenáctirozměrném prostoročasovém provedení. Fyzikové zase ukázali, že právě v 11 rozměrech existuje pouze jediná varianta teorie supergravitace. To by znamenalo, že velmi raný vesmír byl opravdu jedenáctirozměrný, avšak již v jeho nejranější fázi došlo k porušení supersymetrie a prudkému hroucení 7 rozměrů (1 pro elektromagnetickou, 2 pro slabou a 4 pro silnou jadernou interakci) a stejně prudké expanzi tří zbývajících prostorových dimenzí (11. rozměrem je čas).

Částice ve velmi raném vesmíru nebyly bodové, nýbrž lineární útvary, jimž se začalo říkat superstruny. Tato změna v popisu částic se přirovnává k přechodu od reálných ke komplexním číslům v čisté matematice. Zavedení superstrun totiž zbavuje kvantovou fyziku nekonečných a divergujících veličin.

Tím se dostáváme k tématu, které ještě před čtvrtstoletím patřilo výhradně do oblasti vědeckofantastické literatury: ke hledání mimozemských civilizací. Tehdy F. Drake započal se skrovným projektem rádiového naslouchání OZMA a od té doby astronomové nové téma už nikdy neopustili; za posledních 25 let se uskutečnilo či dosud probíhá celkem 45 rádiových přehlídek, jejichž cílem je odhalit signály umělého mimozemského původu. Konečně v r. 1982 zřídila Mezinárodní astronomická unie komisi č. 51, jež se zabývá vědeckými aspekty problému hledání či existence života ve vesmíru (komise má již přes 200 členů). Problémem se s obvyklou mírou originality zabýval I. S. Šklovskij ve svém populárně vědeckém článku, který vyšel těsně po jeho smrti. Shodně s J. Ferrisem dospívá k závěru, že život na Zemi vznikl přímo zde, a to nejpozději 800 milionů let po utvoření zeměkoule – zásadně tedy odmítá myšlenku panspermie v jakékoliv podobě. Dále připomíná, že skutečnost „mlčícího vesmíru“ je důležitým poznatkem, který se dá nejspíš vysvětlit tak, že existují principiální omezení rozvoje inteligentního života na dané planetě. Šklovskij připomíná, že přehlídka biologické evoluce na Zemi představuje jediný hřbitov druhů: znaky původně užitečné nakonec hypertrofují a vedou k zániku druhu. Pak by urychlující se vývoj lidského rozumu mohl znamenat obdobnou hypertrofii a vést k záhubě lidstva. Šklovskij nepovažuje argument, že naše přehlídky oblohy jsou dosud v začátcích, za dostatečné vysvětlení „hrobového ticha“ vesmíru. Tvrdí, že hledání projevů cizích civilizací se nedá srovnávat s hledáním příslovečné jehly v kupě sena, nýbrž spíše šídla v pytli.

Naproti tomu R. Freitas kritizuje formulaci tzv. Fermiho paradoxu („kde k čertu jsou?“) s poukazem na to, že ani ve sluneční soustavě nebyl dosud podán dostatečný důkaz nepřítomnosti artefaktů cizích civilizací. Odhaduje, že k ověření neexistence umělých předmětů je třeba zkoumat povrch kosmického tělesa s rozlišením 1 ÷ 10 m, což ani na zemském povrchu není nikterak běžné: metodami dálkového či lokálního průzkumu bylo s tímto rozlišením prozkoumáno jen 10 % souše. Ještě horší je to s průzkumem Měsíce (1 % povrchu), Marsu (0,1 % povrchu) a Venuše (10^-7 % povrchu), takže o nějakých kategorických popřeních čehokoliv nelze vůbec hovořit.

S pozoruhodnou úvahou na téma hledání (SETI) přichází J. Almár, který rozvíjí Harwitovu myšlenku o konečném počtu význačných přírodních astronomických jevů, jichž je dosud známo asi 45 a dalších 100 ÷ 400 zbývá objevit. Almár připomíná, že pokud existují mimozemské civilizace, musí se projevovat velkým počtem umělých astronomických jevů (kosmické sondy, mikrovlnné záření rozhlasu a televize, telemetrie, řízená termonukleární reakce apod.), takže by úhrnný počet astronomických jevů ve vesmíru byl potom větší než řekněme 500. S geniálně prostým doplňkem této analýzy přichází S. Giess. Vžijme se na chvíli do situace cizí civilizace, která zachytí umělé projevy civilizace pozemské; pak vůbec nejjednodušší a zaručeně srozumitelné pro příjemce je – poslat tento signál nezměněný zpět k odesílateli. Znamená to, že mezi umělými astronomickými jevy bychom měli především hledat – naše vlastní televizní a rozhlasové vysílání na velmi krátkých vlnách, ovšem zpožděné o několik let až desetiletí!

Zajisté je velmi obtížné odhadnout, jakými pozorovacími či naslouchacími prostředky případní mimozemšťané vládnou. Stačí si uvědomit, jak rychlého pokroku dociluje naše vlastní astronomická technika. Haleův 5,1m reflektor ve spojení se zobrazovací maticí typu CCD o rozměrech 800 × 800 pixelů již zachycuje hvězdné objekty 26 mag (!) a ani to, zdá se, není poslední slovo pozemní optické astronomie. R. Smithson aj. úspěšně vyzkoušeli metodu adaptivní optiky, při níž se obraz astronomického objektu uměle rozčlení na řadu menších, a tím se zjistí rozsah porušení obrazu neklidem atmosféry. Podle toho se adjustuje primární zrcadlo a výsledný obraz v ohnisku pak dosahuje kvality dané geometrickými vlastnostmi použité optiky. U vakuového slunečního věžového teleskopu na observatoři Sacramento Peak tak získali pětinásobně lepší rozlišení slunečního povrchu než v klasickém uspořádání a obdobná metoda již funguje i při zobrazování hvězd jasnějších než 12 mag. Je zřejmě jen otázkou času, kdy se stejným způsobem podaří dále zvýšit nominální výkon projektovaných složených obřích teleskopů s efektivními rozměry 15 m (např. ESO plánuje řadu čtyř 8m zrcadel pro devadesátá léta).

Pro technologii výroby složených zrcadlových systémů má zřejmě zásadní cenu kouzelný nápad R. Angela, který při výrobě skleněných borosilikátových disků začal používat – rotující sklářskou pec. Prototyp umožňuje odlévat disky o průměru 1,8 m, přičemž se pec, v níž teplota roztaveného skla dosahuje hodnoty 1 200 °C, otáčí rychlostí 8 ÷ 15 obrátek za minutu. Odklopením víka klesne teplota v peci na 600 °C a disk utuhne s horní stranou ve tvaru rotačního paraboloidu s přesností ±1 mm. Voštinová struktura zaručuje rychlé vyrovnání teploty skla s teplotou okolí a přibližný paraboloid zrychluje a zlevňuje broušení a leštění optické plochy. Při dosavadních zkouškách musel ovšem řídící technolog rotovat spolu s pecí, což při několikahodinovém „kolotočování“ není snadné: nástrahy mořské nemoci překonal jediný člověk – D. Watson z arizonské univerzity. U projektované obří pece pro 8m zrcadla bude samozřejmě celá operace řízena počítačem. Angel odhaduje, že se tímto technologickým postupem podaří vyrobit každé 8m zrcadlo za pouhých 6 týdnů, čtyřikrát rychleji než klasickou sklářskou a brusičskou technologií.

Moderní technika však vniká do optické astronomie i u zařízení zdánlivě standardních. L. Boyd aj. popisují úspěšný pokusný provoz plně automatizovaného fotoelektrického teleskopu, řízeného mikropočítačem, na Fairbornově observatoři v Arizoně. Realizace projektu trvala čtyři roky a od konce roku 1983 systém bezvadně pracuje při sledování zákrytových dvojhvězd. Na paměťovém disku jsou uloženy údaje o proměnných a srovnávacích hvězdách, které se čas od času aktualizují. Zbytek obstará počítač bez zásahu lidské ruky. Automaticky pracující čidla zjistí, zda se může začít pozorovat s ohledem na počasí a noční dobu. Podle seznamu programových hvězd pak počítač vybere ty, které jsou příhodné pro pozorování, a za pomoci fotometru hvězdy na obloze vyhledá. Poté následuje rutinní měření ve zvoleném barevném systému. Počítač rovněž zabezpečuje základní zpracování údajů, které se několikrát do roka dálkově přenášejí přímo na terminál na astronomově stole. Vzhledem k vynikajícím výsledkům tohoto systému se nyní plánuje výstavba automatizovaného fotometrického reflektoru s průměrem zrcadla 0,9 m, jenž bude dokonce pracovat na zakázku pro různé instituce. Tak bere pomalu za své romantika vysedávání v krkolomných polohách u Cassegrainova ohniska za nocí často více než chladných. Může se opravdu stát, že za pár let se astronom-pozorovatel dostane na hvězdárnu jedině z čiré zvědavosti během vlastní dovolené!

Aby však tyto poznámky neodradily zejména astronomy-amatéry, připomeňme zcela neautomatický program astronoma-amatéra Roberta Evanse, který se zaměřil na objevování supernov v cizích galaxiích. K tomu cíli se naučil nazpaměť vzhled oblohy v zorném poli teleskopu zachycujícím kolem 700 (!) galaxií a každou jasnou noc zjišťuje, zda se v těchto oblastech neobjevil nový hvězdný objekt – potenciální supernova. Kontrola jedné galaxie mu zabere pouhou minutu, a tak není divu, že úspěšně konkuruje všem profesionálním programům. Evans již objevil 10 supernov v cizích galaxiích, z toho ve 4 případech nalezl objekty ještě před dosažením maxima jasnosti – není jistě třeba zvlášť zdůrazňovat, jaký význam má takový včasný objev pro astrofyzikální výzkum supernov.

Z radioastronomických zařízení právě dokončovaných uveďme aspoň Maxwellův radioteleskop pro submilimetrové pásmo, zhotovený ve spolupráci britských a holandských astronomů a zbudovaný na úbočí sopky Mauna Kea na Havajských ostrovech ve výšce 4 100 m n. m. Průměr velmi přesné (odchylky ±50 μm) parabolické antény činí 15 m a celý systém je konstruován tak, aby umožnil měření až do vlnové délky 0,4 mm. V tomto pásmu lze očekávat objevy mezihvězdných molekul, jež pro velkou reaktivitu nelze připravit v pozemských laboratořích, a studovat krátkovlnné křídlo křivky reliktního záření kosmického pozadí.Vlastní přijímač i detektory budou hluboce chlazeny až na teploty pod 1 K.

Nová pozorování jsou však hlášena i z opačného dlouhovlnného konce rádiového spektra. Sovětští radioastronomové A. A. Jeršov aj. pozorovali pomocí charkovského dekametrového radioteleskopu UTR-2 rekombinační čáru vodíku o vlnové délce 1,25 m ve směru k jádru Galaxie a rekombinační čáry uhlíku o vlnových délkách 10 ÷ 18 m ve směru ke zdroji Cas A, Ori B atd. Pozoruhodná je zvlášť okolnost, že tyto spektrální čáry mají podstatně větší vlnové délky než kterékoliv rádiové spektrální čáry pozorované v laboratoři a odpovídají přechodům u hlavních kvantových čísel n 603 ÷ 732 (v laboratoři se dosáhlo „jen“ n = 290). Elektronové obaly tak silně vzbuzených atomů (téměř na hranici ionizace) mají vpravdě gigantické rozměry – až 0,1 mm („běžné“ atomy bývají milionkrát menší).

Radiofrekvenční metody se však zřejmě brzy uplatní i v oboru, kde by to člověk vůbec nečekal – totiž při konstrukci velmi přesných časových normálů. V poslední době se totiž rozvíjí technika radiofrekvenčního „chlazení“ izolovaných iontů na teploty pod 0,01 K. Při této nízké teplotě lze zkoumat nerušené hyperjemné přechody mezi elektronovými hladinami s relativní přesností lepší než 10^-15 a odtud vede cesta k sestrojení časových normálů o dva řády přesnějších než stávající cesiové hodiny (chyba 1 s až za 50 milionů let).

Ze zpráv, které příliš nepotěší, uveďme, že dne 25. června 1985 byl ukončen provoz proslulého 2,5m Hookerova reflektoru na Mt. Wilsonu v Kalifornii. Při posledním pozorování byl pietně nastaven na Capellu, kam byl tento svého času největší reflektor světa poprvé zamířen po svém dokončení v r. 1917. Dne 27. listopadu jsme si zase měli (ale neučinili tak) připomenout 100. výročí první fotografie meteoru. O toto světové prvenství se zasloužil prof. L. Weinek v Praze se svými asistenty dr. G. Grussem a dr. V. Láskou.

Vzpomeňme tedy aspoň světových astronomických osobností, jež v průběhu roku zemřely. Byl to především I. S. Šklovskij (viz ŘH 6/1985, str. 113), dále přední polský astronom S. Piotrowski (zákrytové dvojhvězdy), Holanďan L. Plaut z Groningenu (stelární statistika, struktura Galaxie) a význačný norský teoretický astrofyzik S. Rosseland.

U nás byl člen korespondent ČSAV L. Perek vyznamenán stříbrnou čestnou plaketou ČSAV „Za zásluhy o vědu a lidstvo“ a člen korespondent ČSAV V. Bumba obdržel Řád práce. V SSSR dostal akademik V. V. Sobolev (teoretická astrofyzika) ke svým sedmdesátinám titul hrdina socialistické práce; akademik J. B. Zeldovič se stal prvním nositelem Dirakovy medaile Mezinárodního centra pro teoretickou fyziku v Terstu za svůj přínos k relativistické astrofyzice. Britská Královská astronomická společnost udělila své medaile T. Goldovi (fyzika planet), S. Hawkingovi (obecná relativita a kosmologie) a P. Goldreichovi (dynamika planetárních prstenců). Pacifická astronomická společnost ocenila výzkumy britského teoretika T. G. Cowlinga a dále amerických astronomů O. C. Wilsona (studium hvězdné emise vápníku; efekt Wilsonův-Bappův) a D. Cruikshanka (výzkum malých těles sluneční soustavy). Společnou cenu amerických vědeckých společností pro fyziku a astronomii obdržela S. M. Faberová za výzkum galaxií a Národní vědeckou medaili, udělovanou prezidentem USA, dostala E. M. Burbidgeová (teoretická astrofyzika, výzkum kvasarů).

Novým ředitelem největší francouzské observatoře Haute Provence se stal P. Véron a v britském Jodrell Banku (viz též ŘH 1/1986, str. 16) je to F. Graham Smith. V červnu 1985 byly králem Juanem Carlosem slavnostně inaugurovány observatoře Tenerife a La Palma na Kanárských ostrovech, kde již úspěšně pracuje britský 2,6m reflektor I. Newtona (seeing přístroje bývá často lepší než 0,5″!) a dánsko-britský automatický průchodní stroj Carlsberg, jenž dokáže změřit během roku 200 000 průchodů hvězd poledníkem. Předběžně se zdá, že vrcholky hor na Kanárských ostrovech skýtají stejné, ne-li lepší, podmínky pro astronomická pozorování jako Mauna Kea na Havaji, takže zejména západoevropské země zde postupně budují řadu unikátních astronomických zařízení.

Nakonec ještě krátká zmínka o citační analýze astronomických a astrofyzikálních prací. E. Garfield hodnotil metodou citační analýzy přínos nedávných (r. 1983) laureátů Nobelovy ceny za fyziku S. Chandrasekhara a W. Fowlera. Prof. Chandrasekhar je průměrně citován skoro 550krát za rok. Charakteristickým rysem jeho práce je soustředění na určitý okruh astrofyzikálních problémů po dobu 5–10 let. Publikace řady speciálních prací je pak autorem vždy uzavřena vydáním monografie, jež se jaksi automaticky stává základním a trvalým dílem svého oboru, načež se Chandrasekhar zaměří na něco jiného. Takovými mezníky v jeho díle se staly monografie o vnitřní stavbě hvězd, rovnici přenosu záření a dynamice hvězdných soustav. Během 2. světové války studoval autor stochastické problémy ve fyzice i astronomii, v padesátých letech se věnoval otázkám hvězdné hydrodynamiky, v 60. letech zkoumal rovnovážné stavy rotačních elipsoidů v obecné relativitě a v poslední dekádě se zabýval matematickou teorií černých děr.

Práce prof. Fowlera jsou ročně citovány v průměru více než 200krát, z toho suverénně nejčastěji proslulá práce o nukleogenezi prvků ve hvězdách z r. 1957 (společně s manželi Burbidgeovými a F. Hoylem) – až dosud citována více než 800krát. Fowler společně s Hoylem již v roce 1963 zformulovali otázku existence nadhvězd – koncepci, která neobyčejně přispěla k řešení záhady tehdy právě rozpoznaných kvasarů.

Prof. S. Chandrasekhar figuruje na prvním místě v citační analýze V. Trimbleové, která se zabývala hodnocením současných amerických astronomů a aktivních vědeckých ústavů podle počtu odkazů na původní vědecké práce. V první desítce se dále umístili: C. Mooreová (spektroskopie), H. Bethe (nukleosyntéza ve hvězdách), A. Sandage (pozorovací kosmologie), L. Spitzer (mezihvězdná hmota), E. Parker (magnetohydrodynamika), H. Johnson (fotoelektrická fotometrie), S. van den Bergh (astrofyzika elementárních částic) a P. Goldreich (kosmogonie a dynamika sluneční soustavy).

Mezi nejúspěšnější americké astronomické instituce patří podle téže analýzy univerzity v Tucsonu (Arizona), Berkeley (Kalifornie), Chicagu a Urbaně (Illinois), Austinu (Texas) a Princetonu (New Jersey), dále kolumbijská univerzita v New Yorku, Yaleská univerzita v New Havenu a Harvardova univerzita v Bostonu, stejně jako proslulé výzkumné ústavy MIT (Massachusetts) a Caltech (Kalifornie).

V závěru práce autorka shrnuje, že mezi americkými astronomy se v analýze nejvíce prosadili starší teoretikové, kteří obdrželi řadu vědeckých cen a zabývají se astrofyzikou vysokých energií nebo kosmologií – a navíc pracují na některém z prestižních ústavů. Práce z optické astronomie se citují více než výzkumy v rádiové a rentgenové astronomii a dále studie týkající se hvězd a galaxií jsou citovány v průměru dvakrát častěji než příspěvky věnované Slunci a sluneční soustavě. Že by to byl návod i pro naše domácí poměry?

Citované statistiky, ale i celý, právě končící, přehled o rozvoji astronomie a příbuzných věd za pouhopouhý jediný kalendářní rok ukazují jednoznačně, že díky souhrnnému úsilí význačných vědců i jejich nesčetných, většinou zcela anonymních, spolupracovníků naše poznání světa opět významně postoupilo kupředu. Abychom však snad v tuto chvíli nepropadli přílišnému sebeuspokojení, připomeňme na závěr výrok K. E. Ciolkovského: „Všechny naše znalosti – minulé, současné i budoucí – jsou nicotné ve srovnání s tím, co nikdy nepoznáme.“

Žeň objevů – rok 1986

Když jsem v r. 1966 napsal do Říše hvězd nevelký článek s názvem spíše agrotechnickým, nenapadlo mne ani v nejmenším, že jsem si v té chvíli upletl dlouholetý bič na sebe, ale i na čtenáře. Myslím, že tehdy málokdo tušil, že příval nových objevů za uplynulý rok nemá charakter náhodné povodně, nýbrž vytrvalé a nekončící potopy. Tak se stalo, že letos zvu čtenáře už podvacáté k absolvování maratonu, v jehož cíli nečeká účastníky nic zvlášť uspokojujícího; snad jedině vyhlídka, že napřesrok se ještě náročnější trať poběží znovu.

1. Sluneční soustava

V průběhu roku se objevily další podrobnosti o průzkumu planety Venuše balonovými sondami. Jak známo, sondy VEGA 1 a 2 nesly na palubě přistávacích modulů složené teflonové aerostaty, jež úspěšně fungovaly po dobu 46 hodin ve výšce 54 km nad povrchem planety. V této výši je „příjemná“ teplota 32 °C, což umožnilo použít pro aparaturu polovodičové elektronické prvky (na povrchu Venuše je tak horko, že tam fungují jedině klasické elektronky), a také doba činnosti aparatur se podstatně prodloužila v porovnání s průletovými moduly (všechny dosud použité průletové moduly sbíraly data o atmosféře Venuše po dobu kratší než 1 hodina). Poloha aerostatů byla zaměřována metodou VLBI ze Země s přesností ±1 km. Na monitorování poloh balonů se podílelo celkem 10 zemí a výsledkem je přesně určená trajektorie dlouhá 11 000 km. Lety aerostatů potvrdily superrotaci atmosféry Venuše – ve výši 54 km je střední rychlost větru horizontálně 70 m/s. Vertikální proudy dosahují až 11 km/h nad pohořím Terra Afroditae a jsou nejspíš odrazem turbulence nad těmito terénními vyvýšeninami.

Hlavní oblačná vrstva Venuše má podle V. I. Moroze tloušťku 20 km a obsahuje průměrně 10⁸ částic/m³. Horizontální „dohlednost“ v této vrstvě je řádu kilometrů. Zde se vznášejí kapičky síry a kyseliny sírové v koncentraci 1 mg/m³. Zatímco teplota vzduchu činí 735 K, až do výšky 55 km nad povrchem lineárně klesá na pouhých 230 K. To je vlastně přímým potvrzením silného skleníkového efektu na povrchu Venuše, vyvolaného převahou oxidu uhličitého v její atmosféře. Tím je současně dán i výrazný rozdíl mezi poměry na Zemi a na Venuši. Venuši chybí tekutá voda (oceán), jež by byla výborným rozpouštědlem CO₂ (na Zemi se přebytečný oxid uhličitý nakonec ukládá ve formě vápence na dně oceánu; tento mechanismus zachránil Zemi před přehřátím a do značné míry brzdí zvyšování koncentrace CO₂ v zemské atmosféře i v současnosti).

Odtud přirozeně plyne otázka, proč není na Venuši voda (či případně kde se vzala voda na Zemi). Moroz uvažuje čtyři možné mechanismy:

1. v době vznikání sluneční soustavy byla oblast kolem 0,7 AU chudá na vodu;
2. voda je na Venuši vázána v horninách;
3. původní voda se rozložila na vodík a kyslík, přičemž vodík posléze z atmosféry vyprchal;
4. voda se odpařila a vyprchala při kosmické katastrofě v rané etapě vývoje planety (impakt protoplanety o hmotnosti zhruba jako Mars).

Vysoký poměr deuteria k lehkému vodíku, zjištěný sondou Pioneer Venus roku 1979, svědčí nejvíce ve prospěch možnosti c). Tomu též odpovídá skutečnost, že horniny na povrchu Venuše mají extrémně vysoký obsah kyslíku. Nicméně i v tomto případě zbývá vysvětlit, proč bylo na Venuši původně (před rozkladem na vodík a kyslík) asi tisíckrát méně vody, než dnes obsahují pozemské oceány.

Tento problém se stává závažnějším též ve světle loňských detailních pozorování jádra Halleyovy komety a družic Uranu: všechna tato tělesa obsahují množství ledu, takže se zdá skoro jisté, že prvotní materiál sluneční soustavy byl na vodu bohatý a mohl být transportován v podstatě do kteréhokoliv koutu vznikajícího planetárního systému. K problému vody na tělesech sluneční soustavy se ostatně budeme v našem přehledu ještě několikrát vracet; už nyní však můžeme znovu ocenit, jakou výsadou Země je vodní oceán, jenž zřejmě podstatně přispěl ke vzniku a rozvoji pozemského života.

S velice exotickým objevem totiž právě loni přišli L. Frank aj., když analyzovali ultrafialové snímky zemské atmosféry pořízené na družici Dynamics Explorer I. Na snímcích zobrazujících kyslíkovou aureolu Země totiž nalezli efemérní tmavé skvrny, které přisoudili ledovým balvanům o průměru kolem 12 m a hmotnosti řádu 100 tun. Autoři soudí, že za jedinou minutu spadne na Zemi průměrně 20 takových balvanů rychlostí asi 40 km/s! Autoři usuzují, že jde o velmi křehké balvany s průměrnou hustotou 10krát nižší, než je hustota vody za běžných podmínek. Kdyby se tato fantasticky znějící domněnka potvrdila, znamenalo by to, že za pouhý rok získáme tímto ledovým bombardováním 10¹² kg vody, takže za pouhých 5 milionů let přibude „celá zemská atmosféra“ hmoty. Pozemská voda by pak pocházela téměř výlučně z kosmu (z komet?), stejně jako voda na Marsu (ukrytá dnes pod povrchem této planety).

Výrazný deficit vody na Venuši by se pak stal ještě záhadnější – museli bychom předpokládat, že ledové balvany se Venuši vyhýbají nebo včas v meziplanetárním prostoru roztají. Jenže tato bezmála neuvěřitelná možnost má svou vadu na kráse, na niž upozornil P. M. Millman. Obdobné ledové balvany by musely souběžně bombardovat také povrch Měsíce, což by se nutně projevilo na záznamech měsíčních seizmometrů. Jejich citlivost byla tak vysoká, že by zaznamenala pád 10kg objektu kamkoliv na povrch Měsíce. Nic takového se však nezjistilo, takže skutečná frekvence ledového bombardování může být nanejvýš o 8 řádů nižší, než udávají Frank aj. Nejspíš tedy ani z této potenciální senzace mnoho nezbude.

Nová pozorování umožňují nicméně stále častěji a důkladněji porovnávat podmínky na sousedních nebeských tělesech, a to přirozeně skvěle pomáhá při zkoumání fyzikálně chemických podmínek na Zemi. B. M. Cordell upozornil na skutečnost, že periodické kolísání dráhových elementů Marsu je výraznější než u Země, takže bychom měli očekávat zřetelnější proměny klimatických poměrů na této blízké planetě. Jak známo, ledové doby na Zemi se vysvětlují pomocí Milankovičovovy domněnky o cyklických změnách sklonu, excentricity a precese. Zatímco sklon zemské osy kolísá jen o 2°, u Marsu je to celých 13°. Podobně excentricita zemské dráhy se pohybuje v rozmezí 0 ÷ 0,06, kdežto u Marsu 0 ÷ 0,14. Precesní perioda Země činí 25 800 let, kdežto u Marsu 175 000 let.

Navíc je modelování klimatu na Marsu snazší, neboť tam není tekutý oceán jako obrovský rezervoár tepla. O toto modelování se pokusili J. Pollack aj. a zjistili, že na povrchu Marsu se v obdobích interglaciálu mohla vyskytnout tekutá voda a sníh. Dokladem jsou vyschlá koryta řek, projevy sesuvů zeminy (kvůli spodní vodě) a horniny, v nichž je voda vázána chemicky. Všeobecně převládá mínění, že na povrchu Marsu se dají nalézt doklady proměnného klimatu, jež lze korelovat se známými astronomickými efekty snadněji než na Zemi, a tak prostřednictvím Marsu lépe porozumět vlastní Zemi.

Zatím nám ovšem činí značné potíže získat pro Zemi dostatečně přesná a reprezentativní data, z nichž lze při vytváření modelů a domněnek vycházet. Ani tak prostý údaj, jakým je průměrná teplota zemského povrchu, se dosud nedařilo určit s potřebnou spolehlivostí. Nyní však P. D. Jones aj. získali homogenizované údaje pro souš i oceány a obě zemské polokoule za období od r. 1861 do r. 1984. Z této dosud nejlepší statistiky vyplývá, že druhá polovina 19. století byla charakterizována povlovným vzestupem teploty, jež se ve 20. století výrazně urychlil, až do roku 1940. Pak následovalo 35 let stabilní průměrné teploty Země a od poloviny 70. let se Země znovu začala oteplovat. Úhrnné oteplení Země za celé údobí však činí pouze 0,5 °C. Je jistě zajímavé (a možná poněkud varující), že tři nejteplejší roky celého sledovaného údobí patří do nejžhavější současnosti – byly to roky 1980, 1981 a 1983.

Vyšší přesnost a četnost seizmických měření umožnila souběžně získat kvalitativně dokonalejší údaje o zemském nitru. Počítačovou tomografií lze totiž studovat seizmické řezy napříč Zemí v nejrůznějších směrech. Tak se postupně zjistilo, že vlastní jádro Země není dokonalá koule. Na styku se zemským pláštěm vytváří hluboké brázdy a vysoká pohoří – jádro je prostě „hrbolaté“ s rozkmitem nerovnosti až 10 km. Vyvýšeniny jádra se nacházejí pod východní Austrálií, centrální částí severního Atlantiku, severovýchodním Pacifikem, Střední Amerikou a jižní částí Střední Asie. Největší údolí bychom nalezli pod jihozápadním Pacifikem, východní Indií, Evropou a Mexikem. M. A. Spiethová aj. nyní potvrdili původní výsledky O. Gudmundsona aj. a ukázali, že při rotaci naráží železo-niklová kapalina jádra na tyto hrboly, a to způsobuje jak drobné změny v rychlosti zemské rotace, tak variace zemského magnetického pole. Současná přesnost měření rychlosti zemské rotace jak pomocí družic (Lageos) a měsíčních retroreflektorů, tak metodou mezikontinentální radiointerferometrie dovoluje rozlišit jednotlivé složky proměnné rychlosti zemské rotace.

Část z nich odpovídá přenosu momentu hybnosti mezi tekutým jádrem a tuhým (plastickým) zemským pláštěm. Pro výzkum vnitřní struktury Země roste význam přesných měření s časem, takže během nejbližších desetiletí lze očekávat, že se podaří získat další překvapivé podrobnosti.

Bezpochyby největším překvapením v našem nejbližším kosmickém okolí je úspěch domněnky o vzniku Měsíce srážkou dvou těles v rané etapě vývoje sluneční soustavy. Tuto domněnku vyslovil jako první již roku 1971 známý estonský astronom E. J. Öpik, a to v podstatě z čirého zoufalství nad zjevným neúspěchem všech konvenčních představ o původu Měsíce (v té době byly k dispozici první geochemické analýzy vzorků měsíčních hornin). Öpikovu myšlenku propracovali v polovině sedmdesátých let W. K. Hartmann a D. R. Davis a dále A. G. W. Cameron a W. R. Ward. Pak se však muselo čekat na nástup nové generace superpočítačů, umožňujících přesnější simulace navrženého procesu.

Výpočty uskutečnili vloni hned tři výzkumné týmy X. L. Slatteryho, W. Benze a H. J. Meloshe a vesměs se shodují v tom, že celý proces je vysoce pravděpodobný a typický. V době vytváření velkých planet sluneční soustavy z planetesimál se nejprve asi za 1 000 let zkoagulují částečky o průměru 10 mm. Během dalších 10³ let z nich vznikají zhustky o průměru až 5 km. Odtud řádově za 20 000 let vznikají planetesimály o poloměru až 500 km a hmotnosti až 10²¹ kg. Tento prvotní vývojový proces probíhá až překotně rychle a je ukončen za méně než milion let. Další vývoj propočítal v r. 1985 G. W. Wetherill (jak jsem o tom psal v loňském přehledu) a dovodil, že během řádově 10⁸ let dochází k četným srážkám a akumulaci protoplanet.

Když byla takto Země hotova asi ze 70 %, mohlo na ni podle zmíněných simulovaných výpočtů narazit těleso o hmotnosti cca 30 % dnešní Země, a to téměř tečně a poměrně malou rychlostí 4 km/s. Při nárazu se jádro menšího tělesa zabořilo do Prazemě, kdežto jeho plášť se vypařil společně s částí pláště Prazemě. Z vypařeného materiálu vzniká prelunární disk plynu a prachu, z něhož postupně akumuluje velké hmotné těleso – dnešní Měsíc. Objekt se rychle vzdálil na Rocheovu mez, takže odolal drobivému účinku slapových sil. Hypotéza a modelová simulace přesvědčivě vysvětlují, proč má soustava Země Měsíc tak velký moment hybnosti a proč na Měsíci chybějí těkavé prvky, ač se současně pozorují nápadné shody v chemickém složení měsíčních hornin a zemského pláště.

S. K. Runcorn z měření magnetické orientace různě starých měsíčních hornin usuzuje, že přeorientovávání magnetické osy na Měsíci v časech -4,2; -4,0 a -3,85 miliard let souvisí s dopadem velkých družic Měsíce na hlavní těleso, čímž se měnila též poloha rotační osy Měsíce. To by znamenalo, že původní obří srážka vedla k vytvoření více těles nestejných hmotností na oběžné dráze kolem Země. Podružná tělesa se však dostala pod měsíční Rocheovu mez, rozpadla se postupně na více objektů, jež se nakonec zřítily na povrch Měsíce, kde vytvořily obrovské bazény – měsíční moře. Dnes je prostor mezi Zemí a Měsícem pozoruhodně „čistý“. Jak uvádějí M. J. Longo a R. Morris, radarová sledovací síť NORAD byla v r. 1982 využita k hledání drobných těles přirozeného původu v okolí Země. Do vzdálenosti 400 km od povrchu neexistují žádné objekty s průměrem větším než 50 mm a do vzdálenosti 10 000 km rovněž nic s průměrem nad 0,4 m. Pro oblast 10 000 až 300 000 km stanovil již dříve C. W. Tombaugh, že tam nejsou souvislé objekty s průměrem větším než 1 ÷ 60 metrů. Je zřejmé, že v tomto prostoru prakticky neexistují dlouhodobě stabilní dráhy: každé hmotnější těleso se dříve či později zřítí buď na Zemi, nebo na Měsíc.

Impakty na Zemi jsou brzo zahlazeny geologickou aktivitou, zatímco na Měsíci jsou uchovávány bezmála neporušené stopy. Podle Ž. F. Rodionovové aj. bylo na Měsíci objeveno celkem 14 825 kráterů o průměru nad 10 km. Na plochu 1 milionu km² připadá na „pevninách“ 442 objektů, kdežto v „mořích“ jen 73 kráterů. Z nich je 19 % zachováno dobře, 54 % jeví menší známky porušení, hůře je zachováno 21 % a 6 % je téměř nezřetelných. Měsíc, nacházející se poblíž Země a prakticky stejně starý jako Země, se tak stává vynikajícím očitým svědkem kosmického vývoje i pro Zemi: na jeho povrchu jsou dobře zaznamenány stopy událostí, které se v příslušné úměrnosti odehrávaly též na naší Zemi.

Impakty obřích rozměrů byl podle J. R. Olsona poznamenán i vývoj Marsu. Ke třem nejtěžším impaktům mělo dojít před 3,8 miliardami let poblíž severního pólu Marsu a dále v oblastech Hellas Planitia a Argyre Planitia. Olson usuzuje, že impakty podnítily marsovský vulkanismus, jehož stopy pozorujeme dodnes v podobě obřích vyhaslých štítových sopek. Vulkanismus přispěl k vytvoření hustší atmosféry planety a k uvolnění velkého množství vody. O nepřímých dokladech o existenci vody na Marsu jsme se již zmiňovali při úvahách o podobnosti klimatických cyklů na Zemi a na Marsu. Na snímcích z Marsu byly objeveny sedimentární vrstvy i další jevy podporující názory o existenci podpovrchové vody či dokonce oceánu (M. Carr) o slušné tloušťce až 1 km, resp. o věčně zmrzlé půdě (permafrostu).

Někteří odvážnější radikálové dokonce opět propagují myšlenku o existenci primitivního života na povrchu Marsu. Patří k nim především G. V. Levin a P. A. Straatová, kteří znovu posoudili výsledky biologických experimentů na palubě přistávacího modulu sondy Viking v r. 1976. Podle jejich názoru byl výsledek jednoho z experimentů jednoznačně pozitivní – a právě tento experiment je svou povahou citlivějším testem na přítomnost mikroorganismů než zbylé dva, jež daly negativní výsledky. Na podporu svého názoru uvádějí i časové změny vzhledu a zabarvení kamenů v okolí sondy, jež připisují růstu jakýchsi marsovských lišejníků. Taková tvrzení zajisté zůstanou otevřená, ba kontroverzní, přinejmenším do chvíle, než bude na Mars vyslána dokonalejší sonda, snad již koncem příštího desetiletí.

Kosmické sondy hrají při výzkumu sluneční soustavy roli vskutku nezastupitelnou. Opravdovým přeborníkem v tomto směru se stala sonda Voyager 2, vypuštěná roku 1977 a zkoumající postupně Jupiter, Saturn a nejnověji Uran. M. R. Showalter aj. podrobným rozborem snímků z r. 1979 objevili druhý prstenec Jupiteru o průměrné jasnosti pouhých 5 % hlavního prstence. Nově objevený prstenec se nalézá na vnější straně hlavního prstence a podle všeho je nestabilní s odhadovanou životností pouze 10⁴ let. Sledování Saturnovy družice Hyperionu s nepravidelným tvarem o hlavních rozměrech 360 × 210 km postupně potvrzuje odhad J. Wisdoma z r. 1983, že tato podivuhodná družice nemá žádnou stálou osu rotace – převaluje se v prostoru chaoticky, což je pro tak velké těleso ve sluneční soustavě zřejmý unikát. E. A. Marouf a G. L. Tyler objevili na snímcích Voyageru dodatečně další dvě družice – „pastýřské“ – pro prstenec v Cassiniho dělení. Jsou předběžně označeny 1980 S35 a S36, obíhají ve vzdálenostech 118 213 a 119 269 km od centra Saturnu; jejich poloměry se odhadují na 10 km a hmotnosti na 10^-11 hmotnosti Saturnu.

Nesporným vyvrcholením dosavadní jedinečné kariéry sondy Voyager 2 se ovšem stal její průlet kolem Uranu dne 24. ledna 1986. Jestliže „každé setkání má své krize, tak v tomto případě bylo krizí samo setkání“, poznamenal jeden ze šéfů projektu (od počátku projektu Voyager se v této funkci vystřídalo 6 osob). Životnost sondy byla totiž původně plánována jen na 5 let, takže v jednu chvíli dokonce hrozilo, že nebudou peníze na udržení rádiového spojení během letu sondy od Saturnu k Uranu. Vždyť jenom vylepšení pozemní sledovací sítě obřích radioteleskopů si vyžádalo náklad 100 milionů dolarů.

Kromě toho se při průletu kolem Saturnu zasekla pointovaná plošina, ale nakonec se podařilo jak ji uvolnit, tak zjistit příčinu – příliš rychlé otáčení plošinou způsobilo únik maziva z kritických třecích ploch. Potíže byly též s palubním přijímačem, který vysadil, a záložní nemá automatické vyrovnávání frekvence, což komplikuje vysílání povelů. Dále pak vibrace sondy, způsobené rozbíháním a zastavováním palubního magnetofonu, rozmazávaly snímky. Konečně pár hodin před samotným průletem dostali operatéři rádiové sledovací sítě naléhavou prosbu od vedení projektu Giotto: sonda se chybně zorientovala, takže hrozilo bezprostřední nebezpečí ztráty spojení právě v době, kdy se Giotto nacházela mimo dosah evropské sledovací sítě. I tuto komplikaci však američtí inženýři úspěšně zvládli: vhodnými signály přiměli sondu Giotto k opravě orientace právě včas, aby se pak mohli soustředit na to, jak si Voyager 2 poradí s naprogramovanými úlohami.

Programování Voyageru 2 pro průlet u Uranu vyžadovalo nesmírné úsilí. Všech 6 palubních počítačů bylo přeprogramováno, takže v tom smyslu měl Voyager v r. 1986 lepší parametry než při svém startu před devíti lety. Celkem šlo o milion řádků počítačových instrukcí, z nichž poslední byly předány na palubu Voyageru pouhé 3 dny před průletem (s ohledem na „světelný čas“ kolem 2 a 3/4 hodiny musela být celá průletová sekvence naprogramována předem, bez možnosti jakéhokoliv zásahu v průběhu měření). Poprvé bylo použito úsporného způsobu komprese palubních dat, čímž se ušetřilo 60 % kapacity přenosové trasy. Díky tomu se dařilo přenést jeden obrázek televizní kamery za 4 min (rychlost 21,6 kbit/s), místo původně plánovaných 13 minut, a to při zachování stejné rozlišovací schopnosti jako u Saturnu. Také „jízdní řád“ sondy byl vypočten roku 1981 s vynikající přesností: sonda se při průletu kolem Uranu předběhla o pouhou jednu minutu a její poloha byla známa s chybou pouze 40 km (při vzdálenosti bezmála 3 miliard km).

Během několika hodin jsme se tak o planetě a jejím okolí dozvěděli neporovnatelně více než předtím za celá dvě století. Hmotnost Uranu je o 0,25 % větší, než vyplývalo z pozemních měření, a tato drobná nepřesnost málem způsobila, že kamera sondy nenašla na svých místech Uranovy družice známé z pozemních pozorování. Nakonec však vše dopadlo snad ještě lépe, než čekal i ten největší optimista. Televizní kamera pořídila na 6 000 snímků planety, družic a prstenců a tempem 200 snímků za den je pak sonda odvysílala na Zemi. Podle M. D. Desche aj. má planeta kamenné jádro o hmotnosti 6,6 M_Z, vodíkový plášť o hmotnosti 3,7 M_Z a ledovou kůru o hmotnosti 4,4 M_Z. Otáčí se kolem své osy jednou za 17,24 hodiny. Další autoři však dávají přednost modelu, v němž roztavené kamenné jádro má poloměr 8 000 km, nad nímž se nalézá oceán vody, metanu a čpavku o tloušťce 10 000 km, a konečně atmosféru z molekulárního vodíku a helia a tloušťce 7 000 km. Na vnější hranici atmosféry je teplota 52 K, v nitru planety až 10 000 K. Helium představuje asi 12 ÷ 15 % zastoupení vodíku. V atmosféře byly dále zjištěny stopy uhlíku, dusíku, kyslíku, metanu a acetylenu.

Jak známo, rotační osa Uranu je orientována „naležato“, takže v současné době je severní pól planety v dlouhodobé temnotě (trvající 42 let). Tím větším překvapením jsou měření rozložení teploty na povrchu Uranu. Celá planeta je v prvním přiblížení stejně teplá: zmíněný severní pól je vůbec nejteplejší oblastí! Nejchladnější jsou pásy v mírných „zeměpisných“ šířkách mezi rovníkem a pólem planety. Na povrchu Uranu nebyly zjištěny žádné výrazné podrobnosti, jen slabé pásy rovnoběžné s rovníkem, svědčící o zonální cirkulaci atmosféry. Rychlost větru může dosahovat až 480 km/h, a to ve směru rotace, což je anomálie proti všem dosud zkoumaným planetám. Magnetické pole planety je relativně silné, avšak rovněž anomální: magnetická osa totiž neprochází centrem planety, nýbrž je „vyosena“ asi o 8 000 km, a navíc je silně skloněna pod úhlem 60° k ose rotace. Změřené magnetické pole Uranu je sice o 25 % slabší než magnetické pole Země, ale v přepočtu na jednotkový poloměr je ve skutečnosti 50krát intenzivnější. Magnetické pole Uranu je příkladem „šikmého rotátoru“ – modelu rotujícího magnetického pole, jehož užíváme při výzkumu pulzarů.

Na sluneční straně planety byl pozorován další jedinečný jev – zvláštní světélkování atmosféry, nazvané elektrozáře. Soudí se, že elektrozáře vzniká bombardováním molekul vodíku pomalými elektrony z radiačních pásů planety. Tím se vodíkové molekuly rozpadají na lehčí osamělé atomy, které pak snadno unikají z oblasti atmosféry do okolního prostoru. Tato zředěná atomární vodíková atmosféra může sahat až do oblasti prstenců a při atomární hustotě 10⁸ ÷ 10⁹ atomů/m³ působí jako odporující prostředí značně zkracující životnost drobných (submetrových) částic v prstencích. To výborně souhlasí s pozorováními prstenců Uranu, v nichž zřetelně chybějí menší částice. Typické rozměry stavebních kamenů prstenců se pohybují v rozmezí 0,1 ÷ 30 m. Jejich albedo nedosahuje ani 5 %, tj. částečky nejsou pokryty ledem. Sonda potvrdila existenci všech dosud ze Země zjištěných prstenců a odhalila existenci dalších, jakož i drobného materiálu v mezerách mezi tenkými hlavními prstenci. Konfigurace prstenců je zřetelně ovlivněna přítomností početné rodiny družic Uranu, jichž je nyní známo celkem 15, a některé působí jako tzv. pastýřské družice, tj. zabraňují svou gravitací částečkám úzkých prstenců, aby se rozprostřely do šířky v radiálním směru.

K největším překvapením celého průletu patřily detailní snímky obřích družic Uranu, objevených již dávno ze Země. Všechny jeví neklamné známky geologické aktivity, alespoň zčásti spojené s uvolňováním radioaktivního tepla. Nejstarší povrchy mají Oberon a Umbriel. Na Titanii byly zjištěny mladší impaktní krátery a Ariel je zřetelně geologicky nejmladší. Překvapením je poměrně vysoká střední hustota (1,3 ÷ 1,65krát hustota vody) všech těchto družic, svědčící o tom, že obsahují podstatná kamenná jádra.

Naprostou záhadu představuje nejmenší z těchto klasických družic – Miranda – o průměru pouhých 500 km. Díky blízkému přiblížení sondy byly na povrchu této družice rozlišeny detaily o rozměru pouhých 600 m a nejrozmanitější druhy terénu včetně obrovských převýšení a hlubokých údolí s amplitudou až 25 km. Nikde jinde ve sluneční soustavě nejsou tak nápadně odlišné terény poskládány na tak malém prostoru a geologové zde získali naprosto unikátní možnost ověřovat účinnost rozličných geologických mechanismů bezmála v laboratorních podmínkách. Miranda dělá dojem družice, jež se při nějakém minulém nárazu rozpadla a pak se opět postupně gravitačně „slepila“ na bizarně vyhlížející útvar. Uran – první planeta, jejíhož objevitele známe jménem, těleso ležící zdánlivě na nepříliš vábné periferii sluneční soustavy − se tak rázem zařadil mezi objekty, jejichž hlubší poznání může odhalit mnohá z dávných kataklyzmat, jimiž sluneční soustava prošla zejména v prvních etapách své existence.

Mezitím však v polovině února 1986 byly povelem ze Země zapáleny manévrovací motory sondy Voyager 2 na nezvykle dlouhou dobu – 2,5 hodiny. Tento manévr navedl sondu na krátkou cestu k Neptunu, k němuž má dorazit 25. srpna 1989 (raketa směřující ze Země přímo k Neptunu by na takovou pouť potřebovala plných 30 let). Na Zemi mezitím probíhají úpravy sledovacích antén, jež mají zaručit, aby signály z oblasti Neptunu byly přijímány v téže udivující kvalitě, jako signály od Uranu a jeho podivuhodné rodiny.

Jestliže se při výzkumu obřích těles slunečního systému pozornost soustředila na Uran díky bezchybné činnosti kosmické sondy Voyager, pak celá flotila kosmických sond způsobila, že pokud jde o tělesa malá, patřil zájem odborné i laické veřejnosti v uplynulém roce zcela bezvýhradně nejproslulejší z komet – kometě Halleyově. O kometě se psalo tolik, že mnoho čtenářů shledá tuto část přehledu jaksi nadbytečnou. Pisatel se však nemíní tak lehce vzdát jedinečné příležitosti svého života poreferovat o průletu komety Halley perihelem v r. 1986 a o tom, co vše se kolem toho v astronomii odehrálo.

Kometu, jak známo, pozorovali profesionálové i amatéři v rámci mezinárodního programu IHW – International Halley Watch (Mezinárodní sledování komety Halley). Odhaduje se, že na programu spolupracovalo přes 2 000 astronomů profesionálů i amatérů z 54 zemí, kteří vykonali přibližně 20 000 pozorování. Jejich zpracování nebude navzdory veškerému pokroku v záznamové a informační technice jednoduché – právě pro ten obrovský objem dat.

První příznak produkce prachu v komě Halleyovy komety v říjnu r. 1984 pochází ze vzdálenosti 5,9 AU, kdy teplota jádra dosáhla 140 K. Systematická pozorování se obnovila po konjunkci komety se Sluncem, počínaje 19. 7. 1985, kdy ji jako první vyfotografoval dánský astronom R. West. Od té doby se jasnost komety zvyšovala v podstatě ve shodě s efemeridou, v listopadu 1985 začala být dostupná triedrem (na horách i očima – první takové pozorování je hlášeno z USA z 8. 11.) a od prosince 1985 i prostým okem – přirozeně jen za dobrých vnějších podmínek. Chvost komety, poprvé zpozorovaný v listopadu 1985, začal jevit značnou aktivitu; zejména počátkem ledna 1986 bylo pozorováno „utržení“ plazmového chvostu a zesílená aktivita komy. Koncem ledna 1986 dosáhla kometa 3,5 mag a jevila při pozorování očima chvost dlouhý 1° – to bylo asi optimální období pro pozorování v našich zeměpisných šířkách.

Po průchodu perihelem dne 9. 2. 1986 se ve shodě s předpoklady aktivita komety silně zvýšila. Po průchodu byla poprvé ze Země zpozorována dne 15. 2. 1986 opět R. Westem. 24. února měla kometa celkem 7 chvostů, včetně protichvostu směřujícího ke Slunci. Zatímco před perihelem byla produkce prachu asi 10krát menší než produkce plynu, po perihelu se obě složky téměř vyrovnaly. Nejvyšší hodnoty úniku byly změřeny 13. 2. 1986, kdy z jádra unikalo 35 t prachu a 35 t plynu za 1 s. Kometa byla v té době viditelná pouze na jižní polokouli. Pozorovatelé na severní polokouli ji opět spatřili až koncem dubna a počátkem května, kdy se dala opět pohodlně sledovat triedrem. Z dosahu běžných amatérských teleskopů se kometa vzdálila v červenci 1986 a nyní je již objektem vhodným jen pro velké přístroje.

Dne 11. 4. 1986 se kometa nejvíce přiblížila k Zemi (0,42 AU), ale snad nejkrásnější zážitek prožili pozorovatelé během úplného zatmění Měsíce dne 24. dubna 1986, kdy byl chvost Halleyovy komety pozorovatelný v délce až 42°. Ostatně ještě v květnu 1986 měla kometa chvost dlouhý 3 ÷ 7°. Pomineme-li zkrátka na chvíli nevýhodnou situaci pozorovatelů na severní polokouli, nelze nakonec tvrdit, že nynější průlet Halleyovy komety přísluním byl tak beznadějně nepříznivý. Úhrnná doba pro pozorování komety malými přístroji byla dokonce vůbec nejlepší za celou historii sledování komety! V porovnání s předešlým návratem byla také kometa ve srovnatelných vzdálenostech od Slunce 2krát až 3krát aktivnější. Jinak je ovšem pravda, že zdánlivá maximální jasnost komety byla tentokrát nejnižší za celou historii (3,6 mag), zatímco nejvyšší (-0,3 mag) byla při přiblížení roku 1066. Z tohoto hlediska byl minulý návrat roku 1910 historicky třetím nejpříznivějším (+0,3 mag). Naši potomci však mají dobré vyhlídky – v srpnu 2061 by měla být kometa zhruba +1 mag a v květnu 2134 by měla přesáhnout jasnost Jupiteru!

Pozemní pozorování a analýza výsledků z roku 1910 umožnily předpovědět, že jádro komety je mimořádně tmavé, že doba jeho rotace je něco kolem 2,2 dne a že na povrchu jádra existují izolované, v podstatě lineární, zdroje prachových a plynných výtrysků, které se aktivují tehdy, když jsou přivráceny ke Slunci. Infračervená spektra z létající laboratoře KAO prokázala spektrální čáry příslušející mateřským molekulám vody.

Poziční měření umožnila zpřesnit efemeridu komety, tolik potřebnou pro správné navedení flotily kosmických sond, které se dostavily na schůzku s kometou ve vzdálenosti 0,8 AU od Slunce v tomto pořadí: 6. 3. – VEGA 1, 8. 3. – Suisei, 9. 3. – VEGA 2, 11. 3. – Sakigake, 14. 3. – Giotto a 22. 3. – ICE. Poslání jednotlivých sond se vhodně doplňovalo, takže navzdory značně riskantnímu manévru sond VEGA a zejména Giotto se úhrnem podařilo získat naprosto jedinečný pozorovací materiál, který rázem posunul studium komet o neuvěřitelný skok vpřed. V době, kdy píši svůj přehled, neuplynul od onoho historického setkání sond a komety ještě ani rok, a již byly publikovány obsáhlé souhrny výsledků ve vedoucích vědeckých časopisech Nature, Science a Pisma v Astronomičeskij žurnal. Konala se četná mezinárodní sympozia a konference a pro nás je potěšitelné, že na všech těchto akcích se významnou a často rozhodující měrou podíleli čs. specialisté, kteří právě v minulém roce dokázali, že čs. kometární škola patří k nejpřednějším na světě.

Široká veřejnost se patrně nejvíce zajímala o to, jaký je skutečný vzhled kometárního jádra. Jádro Halleyovy komety je mimořádně tmavé (albedo 0,03) a má nepravidelný tvar „burského oříšku“ o hlavních rozměrech 15 × 8 × 8 km. (Poslední snímek z Giotta byl pořízen ze vzdálenosti 1 350 km od jádra.) Tmavost jádra způsobuje zvláštní porézní kůra o tloušťce snad jen několika mm, která se stále obnovuje a současně propouští plyny a prach z vnitřku komety. Na povrchu jádra se nacházejí velké terénní nerovnosti („krátery“ o průměru přes 1 km, dlouhé hřebeny či údolí a svahy se sklony do 15°) a přes tucet zmíněných aktivních zdrojů výtrysků. Hustota plynu a prachu v jasných výtryscích převyšuje až 25krát střední hustotu výtrysků v okolní komě. Úhrnná hmotnost jádra se odhaduje řádově na 10¹⁴ kg, přičemž při každém obletu se odtaví, resp. odpaří, 1 ÷ 10 m vrstvy povrchu jádra. Plocha povrchu jádra se odhaduje na 400 km², přičemž během jedné rotační otočky z plochy 1 m² uniknou asi 2 kg hmoty. Ve větší vzdálenosti od Slunce se teplota jádra pohybuje kolem 60 K. Povrch se však postupně prohřeje až na 400 K; nicméně silný teplotní gradient způsobuje, že prohřátí se týká jen tenké povrchové vrstvičky.

Gravitační zrychlení na povrchu jádra dosahuje 1,5 mm/s², takže úniková rychlost činí 9 m/s. To znamená, že vyvržené částice s hmotností nad 0,01 g se kolem komety pohybují po balistických drahách, kdežto méně hmotné částice unikají a vytvářejí prachovou komu. Kulový hustý oblak prachu sahající do výšky 3 ÷ 4 km nad povrch je tvořen prachovými částicemi, jež dosáhly kruhové rychlosti 6 m/s – tím lze vysvětlit, proč bylo pro sondy tak obtížné přímo zobrazit detaily povrchu. Ve výši 20 km nad povrchem jádra klesá hustota částic zhruba 30krát a ve vzdálenosti 1 000 km obsahuje jeden krychlový kilometr již jen 1 000 částic s úhrnnou hmotností do 0,1 g. Výjimkou jsou pásma jasných prachových výtrysků, v nichž je hustota prachu asi 25krát vyšší než v okolí. Zdrojem výtrysků jsou již zmíněné lineární či kruhové trhliny na povrchu, které se aktivují při přivrácení ke Slunci. Úhrnná plocha aktivního terénu jádra dosahuje 20 km², tj. 5 % plochy celého jádra.

Prachová vnitřní koma sahá do vzdálenosti 80 000 km a vnější koma dokonce do 300 000 km od jádra. Sondy zjistily přítomnost prachových částic komety už ve vzdálenosti 7,8.10⁶ km a plynu dokonce v 35.10⁶ km (japonská sonda Suisei byla zasažena v podstatě obřími – miligramovými – částicemi již ve vzdálenosti 150 000 km od jádra). Při maximálním přiblížení utrpěly sondy značné šrámy. Na stanici VEGA 1 se snížil příkon slunečních článků o 45 % a na sondě VEGA 2 dokonce o 80 %. Giotto bylo doslova proděravěno částicemi o úhrnné hmotnosti 2 gramy, jež kromě jiných škod připravily těleso sondy o 0,9 kg materiálu. Ukázalo se, že modelové výpočty rozložení kometárního prachu, vykonané před letem, sice správně ocenily celkové riziko srážek (sonda Giotto měla podle výpočtu naději na přežití 50 : 50), ale podcenily zastoupení velmi drobných částeček prachu; počet částic roste až do hmotnosti 10^-21 g pro jednotlivá zrnka – to jsou částečky s průměrem menším než 0,01 μm, opticky dokonale průhledné. Tak drobné částice se normálně vyskytují pouze v mezihvězdném prostoru a naznačují, že komety opravdu představují původní materiál, z něhož vznikala sluneční soustava.

Svým způsobem nejcennější a nejobjektivnější výsledky poskytly hmotové spektrometry na sondách VEGA a Giotto. Potvrdily přítomnost lehkých prvků, vodíku, uhlíku, dusíku a kyslíku, a dále těžších kovů Na, Mg, Ca a Fe. Ze sloučenin byla prokázána voda a kyselina uhličitá, dále silikáty a organické látky, resp. uhlíkaté sloučeniny dusíku, kyslíku a vodíku. Extrapolací a průměrováním údajů se dalo zjistit, že kometa během obletu ztrácí průměrně 5.10¹¹ kg hmoty, z toho asi 1/3 představuje voda.

Studium interakce kometárního plazmatu a slunečního větru vedlo k detekci klasické obloukové rázové vlny 400 000 km před kometou. Přechodová oblast má tloušťku 40 000 km. Tato pozorování vlastně nepřinesla žádné zvláštní překvapení a jsou dokladem toho, že fyzika plazmatu je již velmi dobře rozpracována.

Celkově lze říci, že koordinovaná pozorovací kampaň (bezpochyby nejrozsáhlejší a nejlépe dotovaná v celých dějinách kometární astronomie) potvrdila platnost Whippleova modelu „špinavě sněhové koule“, ale neodhalila pravou příčinu pozorované výtryskové aktivity komety ani nevysvětlila neobyčejně nízké albedo kůry jádra. Dosud nedořešenou otázkou zůstává doba rotace jádra. Pozemní měření i kosmické sondy nejprve jednoznačně dávaly délku periody v rozmezí 52 ÷ 54 h. Jak však posléze uvedl Z. Sekanina, není vyloučeno, že jde o precesní periodu dlouhé osy jádra (aproximovaného sféroidem s poměrem os 1,9 : 1), zatímco skutečná rotační perioda je delší – 7,4 dne. V každém případě Halleyova kometa si ono koordinované úsilí plně zasloužila. Ukazuje se, že jde o kometu výjimečně velkou a překvapivě aktivní, což je až udivující s ohledem na to, že má krátkoperiodickou dráhu, která ji již mnohokrát přivedla do perihelu, čímž se jádro značně vyčerpalo. Její budoucí aktivní životnost se odhaduje ještě na několik desítek obletů.

Sonda Giotto se má znovu vrátit do blízkosti Země 2. července 1990. Pokud bude v té době funkce přístrojů uspokojivá, bude navedena na dráhu, jež by ji 14. 7. 1992 přivedla do blízkosti komety Grigg-Skjellerup. Velmi cenné výsledky poskytla též kosmická sonda ICE, zkoumající jak oblast interakce slunečního větru a plazmatu komety Halley, tak zejména okolí komety Giacobini-Zinner (dne 11. září 1985 byla v minimální vzdálenosti 7 860 km od jádra přímo v ose chvostu!). O prvních výsledcích jsem již psal loni a na podrobnosti mezitím zveřejněné letos nezbývá místo. Chtěl bych jen poznamenat, že v porovnání s Halleyovou kometou se jevila jako kometa s malou produkcí prachu i plynu a se slabě vyvinutou přechodovou oblastí mezi kometárním plazmatem a slunečním větrem. Nicméně právě možnost porovnání aktivity obou těles při pozorování sondami zblízka neobyčejně prospělo celému kometárnímu výzkumu.

Výčet pozorování z kosmických sond uzavřu ještě krátkým sdělením R. Howarda aj., kteří v archivním materiálu „sestřelené“ umělé družice P 78-1 objevili ještě jednu, v pořadí celkem šestou, kometu v těsné blízkosti Slunce. Kometa Solwind 6 byla pozorována koronografem družice dne 25. 9. 1983 ve vzdálenostech 8,1 ÷ 2,3 R_O, měla chvost a byla poměrně jasná. Patří nepochybně ke Kreutzově skupině komet (stejně jako předtím objevené komety Solwind 4 a 5) a možná o vlas unikla srážce se Sluncem (perihel měla ve výši 400 000 km nad slunečním povrchem). Dodatečně byla označena jako kometa 1983 XX. Jiný pozoruhodný objev ohlásili M. Sykes aj., kteří zpracovávají infračervenou přehlídku oblohy družicí IRAS. Zjistili, že komety zanechávají podél svých oběžných drah „kondenzační stopy“ teplého prachu, takže jejich orbitální elipsy ve sluneční soustavě je infračerveně „vidět“.

V souvislosti se zvýšeným zájmem o komety se řada autorů kriticky zabývala Oortovou domněnkou o existenci zásobárny komet ve vzdálenosti kolem 50 000 AU od Slunce. Především není zcela jasné, zda je tento oblak, obsahující řádově 10¹² komet, stabilní vůči poruchám (přiblížení hvězd, setkání s molekulovými mračny Galaxie) po celou dobu existence sluneční soustavy. To pak nutně znamená, že komety ztracené poruchami z Oortova mračna musí být doplňovány ze zdroje, který je vůči poruchám odolnější – to jest z vnitřních oblastí sluneční soustavy (zachycování mezihvězdných „trampů“ není dostatečně účinné). Tak se vytvořila koncepce diskovitého vnitřního Oortova mračna mezi 30 AU a 20 000 AU od Slunce. Podle P. R. Weissmana obsahuje vnitřní mračno dokonce 10¹⁴ komet, které se nejprve přesouvají do vnějšího kulově souměrného mračna, a teprve odtamtud (vzácně) doputují díky poruchám zpět ke Slunci po velmi výstředné eliptické dráze – stanou se pozorovatelnými kometami.

Týž autor popírá existenci X. planety nebo hvězdného souputníka Slunce; úhrnné gravitační působení obou Oortových mračen není nikterak zanedbatelné, neboť jejich hmotnost dosahuje nejméně 100násobku M_Z; je tudíž srovnatelná se souhrnnou hmotností všech planet sluneční soustavy a je udivující, že tak značná hmota může být pozorovatelům dokonale skryta. L. S. Maročnik a G. B. Šolomickij usuzují, že skrovná naděje na detekci vnějšího Oortova mračna zbývá v oblasti submilimetrové astronomie, jež se teprve počíná rozvíjet. Naproti tomu není vyloučeno, že infračervené prachové disky, objevené družicí IRAS kolem cca 30 blízkých hvězd, jsou vlastně dokladem existence (vnitřních) Oortových mračen kolem těchto cizích hvězd.

Celá domněnka vypadá lákavě také proto, že jádro Halleyovy komety je stejně tmavé či tmavší než povrch malých družic Saturnu a Uranu, resp. částic Uranových prstenců. To by znamenalo, že uvedené typy těles mají společné předchůdce právě ve vnitřním Oortově mračnu. Zbývá vysvětlit, kde se v kometách vzala voda – tedy vlastně led. Pozoruhodný mechanismus navrhl C. R. ODell: částice z vnitřního Oortova mračna jsou vypuzovány tlakem záření na vysoce excentrické dráhy až na hranice našeho systému, kde si na sebe naberou „mezihvězdnou jinovatku“, a tu pak přímo nebo zprostředkovaně předají kometárním jádrům. Pověstný koloběh vody, jenž jsme zvyklí předvádět žáčkům ve škole v hodinách vlastivědy, tak nabývá vpravdě kosmických rozměrů.

Dokonce lze s jistou věrohodností sestrojit vývojovou posloupnost: kometa cirkulující ve vnějším Oortově mračnu nabírá „mezihvězdný led“ a pak se díky gravitační poruše stane dlouhoperiodickou kometou. Při každém návratu ke Slunci těkavé látky sublimují, takže na povrchu komety se vytváří zprvu porézní tmavá kůra, propouštějící plyn i prach. Mezitím se dráha komety změní na krátkoperiodickou, což urychlí stárnutí komety (četnost návratů do perihelu vzrůstá). Kůra se postupně „zaslepuje“ a aktivita komety tím vyhasíná. Vzniká vyhaslá kometa, k nerozlišení od planetky. Když družice IRAS objevila roku 1983 planetku 3 200 (Phaeton), jejíž dráha se shoduje s drahou meteorického roje Geminid, usoudili mnozí autoři, že právě toto těleso představuje vyhaslé kometární jádro. Dosud zjištěné vlastnosti Phaetonu jsou však velmi odchylné od čehokoliv, co jsme předtím poznali. Rotuje velmi rychle s periodou 4 hodin, má dost vysoké albedo (0,11) a jeho spektrum neodpovídá spektru běžných planetek, i když v zásadě jde o silikátové „kamení“. Rozhodně však není převážně tvořen ledem, neboť při udané rychlosti rotace by se rozpadl odstředivou silou.

Obdobně se dynamická nestabilita stala argumentem proti údajné existenci průvodců (družic) planetek. Možná existence takových družic vyplynula z fotoelektrických měření zákrytů hvězd planetkami. S. Weidenschilling nyní ukázal, že taková konfigurace těles nemůže být při nízké gravitaci v okolí planetek stabilní a rychle by se rozpadla. To značí, že planetky jsou vesměs osamělými objekty.

K úplně nejdrobnějším částicím meziplanetární hmoty patří, jak známo, mikrometeority. D. E. Brownlee je studuje již řadu let přímo na místě ve vysoké atmosféře Země, kde je zachycují sondážní rakety na lepkavý povrch „detektoru“. Exponované povrchy se pak studují v laboratoři elektronovým mikroskopem a mikrosondami. Tak se podařilo identifikovat silně porézní Brownleeho částice, které skoro určitě pocházejí z komet. Stejná metoda sběru byla použita též při opravě umělé družice SMM, odkud vzorky přivezli zpět na Zemi kosmonauti. Nyní M. R. Laurance a D. E. Brownlee zjistili, že pro hmotnosti 10^-11 kg se tok přirozených mikrometeoritů bombardujících družici ve výši 550 km nad Zemí vyrovnává s tokem úlomků z družic a raket v zemském okolí. Při hmotnosti 10^-15 kg je pak umělých úlomků již stokrát více než mikrometeoritů z kosmu! Nechybějí proto výpočty, které ukazují, jak roste riziko poškození důležitého kosmického přístroje na oběžné dráze srážkou třeba s odloupnutou střepinkou emailu z jiné družice.

Na ještě větší riziko nedávno upozornili američtí astronomové. Kdyby dnes někam na Zemi dopadl obří meteorit, pak v prvním afektu by mohla postižená země usoudit, že se stala obětí vojenského útoku zbraní hromadného ničení (při dostatečné hmotnosti meteoritu jsou ničivé efekty opravdu podobné – s výjimkou pronikavé radiace). Z toho důvodu, jak uvádí známý americký odborník E. Shoemaker, přijaly obě supervelmoci příslušná technická opatření, aby kosmickou povahu takového „útoku“ ihned identifikovaly a postižený stát vhodně informovaly: vždyť jinak by taková katastrofa opravdu mohla vyvolat nedozírné následky rozpoutáním světové války. Srážky s obřími meteority jsou naštěstí poměrně vzácné – nejpesimističtější odhady se pohybují kolem jednoho případu za tisíc let. Mnohem četnější jsou přirozeně dopady těles, která mohou ohrozit jednotlivé osoby. Kanadští astronomové I. Halliday aj. využili statistických údajů o pádech meteoritů, získaných za 9 let provozu kanadské prérijní sítě, k novému posouzení odhadu pravděpodobnosti zranění či zabití člověka meteoritem. (Historicky je doloženo zranění spící ženy meteoritem dne 30. 11. 1954 v USA; dále existují ne zcela určité zprávy o zabití františkánského mnicha meteoritem v Miláně někdy v první polovině 17. stol.). Nejprve počítali pravděpodobnost zásahu člověka na otevřeném prostranství meteoritem o hmotnosti nad 1 gram. Odtud odvodili, že na světě je jedna osoba zasažena meteoritem v průměru každých 9 let!

Pro poškození střech budov vzali za základ minimální hmotnost meteoritu 0,2 kg a odtud spočítali, že za rok je na světě poškozeno pádem meteoritu 16 střech budov. Většina z těchto impaktů zůstává přirozeně nepovšimnuta a následné zatékání střechy se připisuje banálním pozemským příčinám. (Pojišťovny tak konečně získaly spolehlivé podklady pro případ, že by se někdo hodlal pojistit proti kosmickým rizikům.)

V minimu sluneční činnosti byla podle měření radiometru ACRIM na družici SMM sluneční konstanta v mezích měřicích chyb opravdu konstantní: 1 373 W/m². To je uklidňující s ohledem na skutečnost, že v letech 1980–1985 sluneční konstanta spojitě klesala průměrným tempem 0,015 % ročně. Kdyby se takový trend udržel po dobu několika desetiletí, mělo by to nevyhnutelně pro Zemi zřetelné klimatické důsledky (J. Eddy uvádí, že změna sluneční konstanty o 0,2 % se již klimaticky projeví; pokles konstanty o 1 % stačí na vyvolání malé ledové doby). Zdá se však, že pozorovaný pokles je jen sestupnou částí cyklické variace sluneční konstanty, související patrně s 22letým magnetickým cyklem sluneční aktivity.

Problém slunečního cyklu dostal nový rozměr pozorováním G. E. Williamse, který zkoumal vrstvičky sedimentů v prekambrijských horninách před 680 miliony lety. Vrstvičky jeví přesně stejnou 11letou periodičnost, nepochybně způsobenou sluneční aktivitou, jako by vznikly teprve včera. Autor dokonce nenašel žádné prekambrijské vymizení aktivity, obdobné proslulému Maunderovu minimu, takže poněkud pochybuje o reálnosti minima.

Přetrvávajícím problémem při studiu Slunce jako hvězdy zůstává deficit slunečních neutrin. V poslední době se stalo bezmála módou řešit tuto otázku argumenty vypůjčenými z částicové fyziky a kosmologie zároveň. Jak známo, kosmologický problém skryté hmoty se dnes teoreticky řeší předpokladem existence slabě interagujících málo hmotných částic (neutrin, fotin, axionů, gravitin atp.), a tak se někteří autoři snaží využít téhož principu předpokladem, že hypotetické slabě interagující částice (označované též jako kosmiony anebo zkratkou WIMP) se koncentrují uvnitř Slunce a ochlazují centrální oblasti. Důsledkem nižší teploty nitra je nižší produkce neutrin, než jak vyplývá z dosavadních modelů.

Jiné řešení navrhl H. Bethe. Vyšel z práce S. Mišejeva a A. Smirnova o změně modů neutrin v husté látce centrálního Slunce a o závislosti hmotnosti elektronových neutrin na hustotě okolního prostředí. To by se nakonec projevilo přechodem elektronových neutrin do modu mionových neutrin, která nelze registrovat dosavadními experimenty. Většina odborníků si však uvědomuje, že řešit tak důležitou otázku pouze na základě jediného experimentu je riskantní. Proto se vkládá hodně naděje do realizace nových způsobů detekce slunečních neutrin jednak v SSSR, jednak v západní Evropě. První výsledky by měly být známy po roce 1990.

Neobyčejně dynamicky se rozvíjí nové odvětví nepřímého experimentálního výzkumu slunečního nitra pomocí oscilací slunečního povrchu. Všeobecně se již ujal název metody jako helioseizmologie. Předpokládá se totiž, že povrchové oscilace jsou projevem akustických vln procházejících celým nitrem Slunce a testujících tudíž jeho fyzikální vlastnosti. Experimentální počátek helioseizmologie spadá do roku 1960, kdy R. Leighton aj. objevili 5minutové oscilace, které teoreticky objasnil roku 1970 R. Ulrich právě jako akustické vlny slunečního nitra. Potvrzením zásadní správnosti teorie se stala nepřetržitá 5denní pozorování oscilací v Antarktidě a posléze ještě delší tříměsíční řada ze stanic podél obvodu Země.

Jak uvádí J. Toomre, z dosavadních měření lze odvodit, že ve vnějších 30 % slunečního poloměru (obsahujících jen 1 % sluneční hmoty) probíhá turbulentní konvekce plynu, kdežto termonukleární reakce je omezena na centrálních 25 % poloměru Slunce. Sluneční zploštění 1,7.10^-7 určené z oscilací je tak malé, že nemůže ovlivnit pozorované nadbytečné stáčení perihelu Merkuru, takže je jasné, že stáčení je relativistický úkaz. Je přirozené, že všechna tato měření i odpovídající teorie mají klíčový význam i pro pochopení struktury ostatních hvězd.

2. Hvězdný vesmír

Výzkum jednotlivých hvězd stále častěji využívá netradiční metody skvrnkové interferometrie, umožňující rozlišení těsných a málo svítivých složek blízkých hvězd. Metoda je zvlášť slibná v infračervené oblasti, kde se nacházejí maxima zářivého toku substelárních objektů, jimž se začalo říkat hnědí trpaslíci. D. W. McCarthy, objevitel prvního hnědého trpaslíka VB 8B, sledoval stejným postupem již 50 blízkých hvězd s rozlišením až 0,1″. Se svými spolupracovníky tak objevil 21 průvodců, což potvrzuje, jak vzácnou výjimkou je skutečně izolovaná hvězda.

Přehled o dnešních možnostech hledání průvodců blízkých hvězd publikoval A. A. Tokovinin. Velmi nadějné jsou nepřímé metody, kdy například skvrnková interferometrie umožňuje relativní měření poloh složek ve dvojhvězdě s přesností až 10^-4 obloukové vteřiny. Kdyby se podařilo tuto přesnost zvýšit ještě o 2 řády, mohli bychom takto detekovat planety o hmotnosti Země u nejbližších dvojhvězd. Kolísání radiální rychlosti mateřské hvězdy bychom museli změřit s chybou do ±10 m/s, abychom zjistili odchylky vyvolané gravitačním působením planet na hvězdu. Takový projekt pro 15 blízkých hvězd slunečního typu rozběhl B. Campbell. Přesné polohy hvězd na 0,003″ lze též dostat velmi rychle pomocí zobrazovacích matic CCD. To umožňuje neobyčejně zvýšit i přesnost měření vlastních pohybů a případné odhalení vlnivého pohybu způsobeného neviditelným průvodcem sledované hvězdy. Touto metodou byl vlastní pohyb Prokyonu po obloze zjištěn během jednoho týdne!

Pro poznání průběhu vývojové fáze, při níž z útržků mezihvězdných molekulových mračen vznikají nové hvězdy, jsou nejcennější infračervená pozorování. C. J. Lada aj. tak podrobně studovali objekt 16293-2422, objevený družicí IRAS v souhvězdí Hadonoše poblíž hvězdy Antares. Zdroj je vzdálen 160 pc a při teplotě povrchu pouze 40 K vysílá v infračerveném oboru 20krát více energie než Slunce v celém spektru. Průměr objektu je asi 1 600 AU. Vše nasvědčuje tomu, že pozorujeme prahvězdu dosud ve stadiu gravitačního kolapsu, i když jako ve většině podobných případů astronomové zde až donedávna pozorovali pouze bipolární výron hmoty směrem ven. Teprve mikrovlnná měření na frekvenci 245 GHz P. R. Maloneyem aj. odhalila posunuté čárové emise CO, svědčící o dostředivých pohybech v oblasti o poloměru 3 000 AU a hmotnosti 0,1 M_O. Jádro kolabujícího útvaru má poloměr 3 R_O a hmotnost 0,25 M_O. Lada soudí, že jde o prahvězdu starou nanejvýš 30 000 let, která během nejbližších 100 000 let „doroste“ na hvězdu o hmotnosti Slunce.

Pozorování svědčí o tom, že prahvězda přibírá hmotu z akrečního disku a současně ji částečně vrací v podobě polárních výtrysků, které se pozorují snáze a pro astronomy byly nečekaným překvapením. S. A. Colgate a A. G. Petschek však nalezli geniálně jednoduché vysvětlení. Každý útržek mezihvězdného mračna má nutně nezanedbatelný moment hybnosti. Při kontrakci na hvězdu se poloměr útvaru zmenší o 8 řádů, avšak stabilita hvězdy vyžaduje, aby povrchová rychlost rotace hvězdy nepřevýšila řádově 100 km/s. To značí, že moment hybnosti hvězdy musí být 10⁶ ÷ 10⁸ krát nižší než moment hybnosti původního mračna, což přirozeně není žádná maličkost. Silný výtok hmoty, odnášející s sebou přebytečný moment hybnosti, je tedy společně s viskozitou v akrečním disku kolem prahvězdy hlavním prostředkem, jak se hvězda nadbytečného momentu hybnosti zbavuje; jinak by zkrátka dodnes ani jedna stabilní hvězda nemohla vzniknout.

Zvláštní problém zde představuje vznik hvězd v době raného vesmíru, kdy se vesmírná látka skládala pouze z vodíku a helia. Tyto hvězdy I. generace(populace III) dosud nikdo nepozoroval; i v nejstarších kulových hvězdokupách jsou všechny hvězdy již „znečištěné“ produkty termonukleárních reakcí. R. Cayrel nyní zformuloval domněnku, podle níž v prvotních mezihvězdných mračnech (v nichž nebyly kovy přítomny) mohly vznikat pouze velmi masivní hvězdy s hmotnostmi 50 ÷ 100 M_O. Tyto masivní hvězdy čistě z vodíku a helia měly přirozeně krátkou životnost a brzo vybuchly jako supernovy. Tím obohatily mezihvězdnou látku o kovy, které pak „zašpinily“ materiál hvězd II. generace (populace II) na pozorované hodnoty. Tehdy už totiž původní fyzikální omezení na vysokou minimální hmotnost vznikajících hvězd pominulo. Málo masivní dlouhožijící hvězdy populace II proto pozorujeme ještě i dnes. Po odečtení střední rotační rychlosti v Galaxii zbývá přebytek 470 km/s, což je více než úniková rychlost v daném místě Galaxie (320 km/s)! To ovšem znamená, že tento pár jednou opustí Galaxii, ačkoliv v současné době směřuje k jejímu středu. Jelikož jde o podtrpaslíky třídy K0 (hvězdy s dlouhou výdrží), jde o výborný dopravní prostředek pro předávání vzkazů mezi galaxiemi.

B. E. Schaefer studoval infračervené dvojhvězdy v katalogu družice IRAS a zjistil, že pouze 32 z 260 objektů obsahuje kompaktní složky (bílé trpaslíky, neutronové hvězdy). Kolem novy RR Pictoris (z roku 1925) objevil statickou prachovou obálku ve vzdálenosti 1 AU od hvězdy. Pro Novu Sagittarii 1982 nalezl důkazy jak pro prach vytvořený během nynějšího vzplanutí, tak i prachová zrnka zbylá z výbuchů předešlých. S. Starrfield aj. spočítali modely výbuchu nov s velkou amplitudou jasnosti, jako byla V1500 Cygni. Ukázali, že výbuch proběhl na povrchu bílých trpaslíků, složených z prvků O, Ne a Mg, jejichž hmotnost před kontrakcí dosahovala 8 ÷ 12 hmotností Slunce a při výbuchu činí asi 1,25 M_O. Novy tohoto typu se prozrazují silným zastoupením kyslíku, neonu, hořčíku a hliníku v rozpínajících se plynných obalech. Tvorba prachu je zesílena u nov, které mají v obálkách uhlík. Mezi výbuchy není zřejmě přetok hmoty k bílému trpaslíku plynulý, poněvadž pozorování nedávných nov dává příliš vysoké hodnoty řádu 10^-8 M_O/r. Nejspíše po několika stoletích přetok ustane a obnoví se až těsně před dalším výbuchem (v intervalu řádu 10⁵ let).

Jestliže je akrece hmoty velmi nízká, nedochází k explozím novy, ale bílý trpaslík nenápadně dospěje až k Chandrasekharově mezi hmotnosti (1,4 M_O), kdy exploduje v podobě supernovy typu I. Bílí trpaslíci jsou v mnoha směrech astrofyzikálně pozoruhodné objekty. Zásluhou S. Chandrasekhara byla v jejich nitrech prokázána relativistická degenerace a postupně výborně potvrzena pozorováním. Odtud odvozená Chandrasekharova mez se stala důležitým kritériem pro zjišťování hvězdných osudů.

Ostatně bílí trpaslíci jsou hvězdy rekordně dlouhověké – za 100 miliard let to budou jediné typy svítících hvězdných objektů ve vesmíru vůbec! V těchto velkolepých přírodních laboratořích se setkáváme s hustotami 10⁵krát vyššími, než známe na Zemi, s gravitačním polem 10⁵krát intenzivnějším než na hvězdách a magnetickým polem tisíckrát silnějším než v laboratoři (některé čáry vznikající v tak silném magnetickém poli nelze na Zemi vůbec vyvolat). G. D. Schmidt aj. objevili, že indukce magnetického pole bílého trpaslíka PG 1031+234 v souhvězdí Lva dosahuje až 7.10⁴ T, přičemž magnetická osa je k rotační ose skloněna pod úhlem 35°. Jeho rotační perioda činí 3,4 hodiny.

Vloni také proběhla zajímavá diskuse o nejbližším bílém trpaslíku, Siriu B. Ve starověké literatuře se totiž údajně vyskytují zprávy o červené barvě hvězdy Siria, což by znamenalo, že přechod od červeného obra k bílému trpaslíku proběhl astrofyzikálně rychle, řádově za 1 000 let – a nezanechal ani nejmenší stopy v okolí systému. W. Schlosser a W. Bergmann dokonce nalezli překvapující záznam o červené barvě Siria ještě v polovině 6. stol. n. l. v modlitebních instrukcích Řehoře z Toursu. Jejich sdělení je však evidentně založeno na nesprávné identifikaci hvězdy – ve skutečnosti měl Řehoř na mysli červenou obří hvězdu Arktur! Čínské záznamy z 1. stol. n. l. naproti tomu popisují Siria jako bílou hvězdu. Zdá se, že teoretičtí astrofyzikové tedy mohou spát o něco pokojněji.

Jejich spánek však nepochybně ruší výsledky poslední pozorovací kampaně kolem zákrytu dlouhoperiodické těsné dvojhvězdy ε Aurigae. Komplexní studium zákrytu v letech 1982–1984 ve všech dostupných spektrálních oborech spektra sice přineslo objasnění některých záhad, ale nastolilo nové. Hlavní složka je veleobrem spektrální třídy F. Svou svítivostí 1,2.10⁵ L_O patří k nejjasnějším v Galaxii. Končí svůj vývoj ve stadiu veleobrů a patrně se již smršťuje na bílého trpaslíka. Její hmotnost se pohybuje mezi 15 a 30 M_O. Sekundární složka má hmotnost asi 13 M_O, ale je zahalena neprůhledným oblakem relativně studeného prachu o teplotě pouhých 500 K. Oblak má tvar disku o délce 9 AU a tloušťce 1 AU; jeho hmotnost činí jen zlomek M_O. Je záhadou, že hmotný sekundár vydává tak málo záření, ale není vyloučeno, že jde ve skutečnosti o těsnou dvojhvězdu a že převážná část zářivého toku uniká ve směru k pólům, což se nepřímo potvrzuje přebytkem ultrafialového záření v rozsáhlém ionizovaném plynném obalu. Existence dvojhvězdy by pomohla vysvětlit existenci „díry“ v prachovém disku, která se projevila mírným zjasněním systému právě uprostřed totality. Toto zjasnění se nepozorovalo při zákrytu v roce 1928 a mělo menší amplitudu v roce 1956, což by mohlo souviset s precesním pohybem disku. Není tedy vyloučeno, že při příznivém sklonu disku bychom nakonec při některém z budoucích zákrytů centrální dvojhvězdu přímo zpozorovali. Kdysi Říše hvězd (ročník 45/1964, č. 4, str. 77) otiskla jako aprílový žert článek s názvem „Tunelové zákrytové proměnné hvězdy“, převzatý z polské Uránie, 1963, str. 102. Když jsem se tomu tehdy srdečně zasmál, nikdy by mne nenapadlo, že o necelé čtvrtstoletí později se takovým „modelem“ budou zabývat docela vážně přední specialisté v oboru.

Velké množství závažných prací bylo loni věnováno supernovám. Především se známému lovci supernov R. O. Evansovi podařilo v květnu 1986 objevit supernovu 1986g v blízké radiogalaxii Centaurus A (NGC 5128), a to celý týden před dosažením maxima jasnosti. Supernova patří k typu I a v maximu dosáhla zdánlivé vizuální jasnosti 12 mag, takže kdyby nebyla zeslabena extinkcí světla v prachovém mezihvězdném mračnu, stala by se nepochybně nejjasnější supernovou tohoto století (extinkce zde dosáhla 4 mag). Tím se podařilo nezávisle určit i vzdálenost galaxie Cen A v rozmezí 2 ÷ 3 Mpc. R. Evansovi se podařil ještě jeden husarský kousek, když v říjnu 1986 objevil supernovu 1986l v galaxii NGC 1559 s maximální zdánlivou jasností 13,5 mag. V téže galaxii totiž týž pozorovatel objevil supernovu 1984j, což je samo o sobě nevídané, když uvážíme, že průměrný interval mezi vzplanutím supernov v jedné galaxii se odhaduje na 30 ÷ 40 let.

A. V. Filippenko a W. L. W. Sargent studovali spektrum jedinečné supernovy 1985f v galaxii NGC 4618 v optickém a blízkém infračerveném oboru. Objevili tam emise řady těžších prvků (O, Ca, C, Mg, Na, Fe, N, Si, Ba, Mn), avšak žádné čáry vodíku a helia a vůbec žádné absorpce. Odtud autoři usuzují, že v tomto případě explodovala masivní Wolfova-Rayetova hvězda, jež nejprve odvrhla obálku z vodíku a helia, teprve pak došlo k vlastní detonaci. Podle M. C. Begelmana a C. L. Sarazina činila explodující hmotnost hvězdy 50 M_O, z čehož asi 10 % představoval samotný kyslík. Světelná křivka supernovy po maximu odpovídá poločasu rozpadu radioaktivního kobaltu 56, jenž vznikl v průběhu exploze.

Nedávno uplynulo sto let od pozorování první extragalaktické supernovy S And v galaxii M31 a k tomuto jubileu shrnul dostupné údaje G. de Vaucouleurs. V době, kdy se o samostatné třídě supernov ještě nic nevědělo, vzplanula pouhých 16″ od centra velké spirální mlhoviny v Andromedě „nova“, která v srpnu 1885 byla na hranici viditelnosti očima (maxima dosáhla 21. 8. 1885; V = 5,85 mag). V maximu měla oranžovou barvu (B-V = +1,3 mag) a posléze „zbělela“ na B-V = +0,6 mag. Za tři týdny po maximu klesla její jasnost o 3 mag. Neurčitě popisované spektrum (fotografický záznam spekter ještě neexistoval) vcelku dobře odpovídá supernovám typu I. O této klasifikaci se tehdy přirozeně nevědělo, takže objekt byl považován za obyčejnou novu a použit jako argument proti samostatné „ostrovní“ existenci mlhoviny; usuzovalo se, že mlhovina musí být velmi blízko, na okraji naší Galaxie. Kdo mohl tehdy tušit, že tímto pozorováním začíná nová epocha astrofyzikálního výzkumu závěrečných stadií hvězdného vývoje a teorie nukleogeneze těžkých prvků ve vesmíru?

Systematické hledání supernov v cizích galaxiích, iniciované ve třicátých letech našeho století F. Zwickym, má netrpělivým astronomům vynahradit historickou smůlu, že poslední supernovy v naší Galaxii vzplanuly vesměs ještě před vynálezem dalekohledu a objevem spektroskopie. Až dosud se díky několika výzkumným programům daří ročně objevovat kolem tuctu supernov; v posledních letech profesionálním observatořím úspěšně konkuruje australský astronom amatér R. Evans, který prohlíží galaxie 0,4m teleskopem vizuálně. V příštích letech se však situace zřejmě kvalitativně změní, neboť bude uveden do chodu automatický 0,75m reflektor Leuschnerovy observatoře v Kalifornii. Přístroj pořídí během jasné noci na 400 snímků galaxií a počítač je ihned porovná s předlohami uloženými ve své paměti. Očekává se, že tímto způsobem se bude objevovat řádově stovka supernov za rok, a to prakticky ihned po počátku vzestupu jasnosti, jenž je u supernov zřetelně pomalejší než u běžných nov.

Jak známo, supernovy dnes podle vzhledu světelné křivky a spekter řadíme do dvou hlavních tříd I. a II. Supernovy typu I jsou v maximu asi o 2 mag jasnější (absolutní hvězdná velikost až -19 mag), a po maximu jejich jasnost pomalu klesá. Ve spektru chybějí vodíkové čáry a rychlosti expanze obálky se pohybují v rozmezí 10 ÷ 25 tisíc km/s. Supernovy typu II mají na sestupné větvi světelné křivky záhyb, obsahují vodíkové čáry ve spektru a jeví nižší rychlosti expanze 6 ÷ 20 tisíc km/s. I. typ supernov se vyskytuje v discích spirálních i eliptických galaxií, kdežto II. typ v ramenech spirálních galaxií. V naší Galaxii je četnost typu I mírně vyšší (1krát za 36 let) v porovnání s typem II. (1krát za 44 let). Všeobecně se soudí, že příčinou exploze typu I je akrece vodíku na bílého trpaslíka složeného z uhlíku a kyslíku, vedoucí k termonukleární detonaci, kdežto typ II představuje gravitační kolaps masivní hvězdy s hmotností nad 9 M_O.

H. A. Bethe a G. Brown uvádějí, že supernovy vyzáří během několika měsíců tolik energie, jako Slunce za svou dosavadní existenci (10⁴⁴ J), což je však jenom zlomek celkové energie při kolapsu uvolněné: 10⁴⁵ J představuje kinetická energie expandující obálky a 10⁴⁶ J odnášejí neutrina vskutku bleskově – za pouhou jednu s. Oba autoři pak shrnuli dnešní názory na mechanismus exploze supernov typu II, opřený jak o astrofyzikální poznatky, tak i o rozsáhlé simulace jevu na výkonných superpočítačích. T. A. Weaver počítal termonukleární vývoj hvězdy o počáteční hmotnosti 25 M_O. Zjistil, že nejdéle probíhá termonukleární reakce přeměny vodíku na helium – 7 milionů let. Další intervaly jsou kratší: helium hoří jen 500 tisíc let, uhlík 600 let, neon 1 rok a kyslík 6 měsíců. Pak při teplotě nitra 400 MK hoří jediný den křemík a vše je připraveno pro závěrečnou efektní scénu – vlastní výbuch.

Potíž je v tom, že realistická simulace onoho závěrečného stadia vyžaduje složité výpočty, při nichž je třeba vědět, co smíme zanedbat – celou řadu procesů je třeba prostě odhadnout. Ve hvězdě vzniká inertní jádro o hmotnosti Chandrasekharovy meze (1,2 ÷ 1,5 M_O), které se gravitačně zhroutí během jediné sekundy. Protony a elektrony inertního jádra se přitom změní na neutrony (zárodek příští neutronové hvězdy) a neutrina, jež odnášejí velké množství energie. T. J. Mazurek a K. Sato zjistili, že jakmile inertní jádro dosáhne hustoty 4.10¹⁴ kg/m³, stává se pro neutrina neprůhledné a energie nemůže unikat. Největší hmotnost, jež se může dále hroutit jako celek, tím klesne na 0,9 M_O, neboť jedině látka uvnitř tohoto jádra okamžitě navzájem komunikuje prostřednictvím zvukových a rázových vln. Kolaps bleskově (během ms!) pokračuje až k hustotě inertního jádra 2,7.10¹⁷ kg/m³, kdy se vytvoří expandující rázová vlna, šířící se postupně ven z hvězdy. Během několika dnů dosáhne rázová vlna povrchu hvězdy a začíná úkaz supernovy pro vnějšího pozorovatele.

O tom, o jak obtížné výpočty jde, svědčí údaj J. R. Wilsona: aby mohl studovat průběh rázové vlny ve hvězdě po dobu 1 s, potřeboval 100 hodin výpočetního času na superpočítači Cray! Z výpočtů řady autorů plyne, že vždy jen poměrně malá část původní hmoty hvězdy nakonec zkolabuje: při původní hmotnosti hvězdy 9 M_O vzniká neutronová hvězda o hmotnosti 1,35 M_O a teprve při původní hmotnosti 25 M_O vzniká černá díra o hmotnosti 5 M_O. Všechna zbylá hmota hvězdy se při výbuchu rozmetá expanzí. Ideální kontrolou správnosti výpočtů by byla detekce neutrin uvolněných během první fáze hroucení hvězdy. Realističtější možností je určení chemického složení produktů exploze, což je předběžně v uspokojivém souladu s pozorováním pro všechny prvky s atomovými čísly 6–26 (C–Fe). Výpočty také naznačují, že za určitých počátečních podmínek se může rozpadnout celá hvězda, takže po ní nezbude žádný kompaktní celek – to je patrně případ pozůstatku supernovy Cas A.

Zhroucené produkty explozí supernov jsou tedy ponejvíce neutronové hvězdy a jen zcela výjimečně černé díry. V nejnovějším přehledu V. M. Ljutého a A. M. Čerepaščuka se uvádějí jen čtyři nadějní kandidáti na „hvězdné“ černé díry, a to Cygnus X-1 (hmotnost kompaktní složky nad 7 M_O), SS 433 (hmotnost nad 6 M_O), LMC X-1 (nad 7 M_O) a A 0620-00 = V616 Mon (nad 5 M_O). Je pozoruhodné, jak rozmanité rentgenové charakteristiky uvedené objekty téže třídy předvádějí.

W. Priedhorsky aj. ohlásili objev rentgenové dvojhvězdy s nejkratší orbitální periodou mezi dvojhvězdami vůbec. Jde o rentgenový zdroj 4U 1820-30, jehož rentgenový tok jeví 3 % amplitudu změn s periodou pouhých 11,5 minuty – patrně jde o bílého trpaslíka, který obíhá kolem neutronové hvězdy po dráze s poloměrem 50 000 km. F. B. Morgan aj. zjistili, že orbitální perioda se s časem v mezích chyb nemění. Podaří-li se zvýšit přesnost měření zhruba trojnásobně, mělo by však být již odhaleno sekulární zkracování periody díky vyzařování gravitačních vln.

Ze všech rentgenových dvojhvězd však již delší dobu budí největší pozornost tajemný objekt Cygnus X-3, o němž víme, že je mimořádně daleko (11 kpc), takže patří k nejsvítivějším objektům Galaxie. Je to zákrytová těsná dvojhvězda s periodou 4,8 h, pozorovaná v širokém pásmu frekvencí 1.10⁹ ÷ 1.10¹⁵ Hz. Opticky se však objekt dosud nepodařilo identifikovat (je slabší než 23 mag); zato je pozorovatelný v infračervené oblasti. Čas od času se podstatně zvyšuje jeho rádiová jasnost – poprvé na sebe upoutal pozornost v září r. 1972, kdy se stal nejjasnějším rádiovým zdrojem na obloze (jeho rádiová jasnost se zvýšila o tři řády). K těmto výbuchům dochází periodicky vždy po 367 dnech, ale jejich mohutnost kolísá. Při výbuchu v říjnu 1982 objevil K. Johnston rázovou vlnu expandující rychlostí 1/3c! Poslední pozorovaný výbuch ve dnech 3.–13. října 1985 byl dosud nejmohutnější. Byl sledován ve všech spektrálních pásmech a také monitory kosmického záření. V roce 1985 bylo v podzemních detektorech částic kosmického záření poprvé zjištěno, že Cygnus X-3 produkuje sekundární miony, jenže jsou tu háčky: miony nezaznamenaly všechny podzemní stanice a tok mionů je vždy jen dočasný. Hlavním důvodem, proč jsou ony miony vůbec spojovány se zdrojem Cyg X-3, je jejich periodický výskyt s periodou 4,8 h a závislost jejich frekvence na zenitové vzdálenosti zdroje. Fyzikové samozřejmě vědí, že nestabilní miony jsou sekundární produkty vznikající při interakci primárních částic ze zdroje se zemskou atmosférou nebo horninami v okolí detektoru. Tyto primární částice musí být nutně elektricky neutrální; jinak by nezachovávaly směr a fázi vůči rentgenovým fotonům. Fotony se však nehodí, neboť jejich tok je třistakrát nižší, než aby se tak vysvětlila produkce mionů. Neutrina by zase nejevila závislost na zenitové vzdálenosti zdroje. Neutrony jsou ve volném prostoru nestabilní a dokázaly by sem doletět pouze tehdy, kdyby měly energie nad 1 PeV (díky dilataci času při rychlostech blízkých c), což je vysoce nepravděpodobné. Proto se čím dál tím více prosazuje názor, že kompaktní složka ve dvojhvězdě Cyg X-3 není běžná neutronová hvězda, ale podivná kvarková hvězda skládající se z masivního „balíku“ kvarků s vůněmi u, d, s. Když na kvarkovou hvězdu dopadá plyn z normálního hvězdného průvodce, vede to k výronu částic H (vázaný stav tří dvojic kvarků u, d, s) o hmotnosti 2 protonů, avšak elektricky neutrálních. Samozřejmě existují i jiné varianty základního nápadu, ale dříve než se pro některý rozhodneme, bude potřeba podstatně zlepšit množství i kvalitu pozorování – zatím jde totiž jen o desítky mionů, a tedy o úkazy těsně nad hranicí pozorovacích chyb.

Pro výzkum zábleskových zdrojů záření gama (GRB) má klíčový význam případná optická identifikace zdrojů. Zatím nejnadějnější případ ohlásil R. Hudec, který prohlédl 1 733 fotografických snímků observatoře v Sonnebergu (úhrnná expoziční doba 0,2 roku) pro oblast zábleskového zdroje gama 1810+31 (Hercules) z 25. 3. 1979. Ve třech případech (27. 3. a 31. 8. 1946 a 27. 4. 1954) nalezl uvnitř chybové plošky ve vzdálenosti pouze 6,5′ od jejího středu bodové obrazy odpovídající krátkodobému hvězdnému záblesku. Za předpokladu trvání záblesku 1 s vychází optická magnituda mezi 4 ÷ 7 mag, tj. poměr toku v oboru gama a optickém (10² ÷ 10³) : 1. Jde zatím o nejspolehlivější případ identifikace. Autor se mezitím pustil do ještě rozsáhlejšího projektu prohlídky snímků čs. celooblohové sítě pro sledování bolidů, která pro vybrané zdroje gama může dát až 20 let souhrnné expozice, a měla by tedy jednoznačně vyřešit jak otázku poměru zářivého toku, tak i rekurence jevů.

Pozoruhodné je též ztotožnění stálého zdroje záření gama 2CG 065 s rádiovým pulzarem PSR 1953+29 s periodou 6,1 ms. Pulzar je od nás vzdálen 2,7 kpc a projevuje se i periodickými pulzy v pásmu 1 TeV, kde vysílá výkon řádu 10²⁸. W. L. A. Rawley aj. určili, že jde o pulzar ve dvojhvězdě s oběžnou periodou 117,35 dne a téměř kruhovou dráhou (e = 0,0003). Prodlužování periody je nejmenší mezi všemi známými pulzary a činí relativně jen 1.10^-20.

Další milisekundový a současně binární pulzar nalezl D. J. Segelstein aj. v poloze 1855+09. Má pulzní periodu 5,4 ms a orbitální periodu 12,33 dne (výstřednost e = 0,002). Je od nás vzdálen 350 pc. Také tento pulzar jeví nepatrné prodlužování periody (relativně 2.10^-20), což svědčí o nízké indukci magnetického pole 3.10⁴ T. Celkem je tedy již známo 7 binárních pulzarů a 3 milisekundové pulzary. Zdá se, že jejich charakteristiky podporují domněnku E. P. J. van den Heuvela z r. 1984, že jde o staré systémy (proto je magnetické pole již slabé), v nichž se neutronové hvězdy dodatečně roztočily na vysoké obrátky postupnou akrecí hmoty z hvězdného průvodce.

Existence milisekundových pulzarů s nepatrnou změnou rotační periody dává vyhlídky na podivuhodný způsob detekce gravitačního záření kosmického pozadí pomocí vzájemného srovnávání skoků v periodě milisekundových pulzarů. Přitom skutečný počet milisekundových pulzarů v Galaxii je zřejmě mnohem vyšší, než kolik jich pozorujeme; objevují se totiž velmi obtížně. Podle R. Naryana vzniká v Galaxii 1 pulzar každých 50 let s průměrnou počáteční periodou rotace 0,7 s a střední indukcí magnetického pole 10^8,5. T. E. Asseová zjistila, že největší část (99 %) rotační energie pulzaru odnáší magnetodipólové záření o velmi nízké frekvenci, odpovídající rotační periodě. Pouze 1 % připadá na pozorované impulzní záření v optickém a rádiovém oboru spektra. Možnosti přímé detekce nízkofrekvenčního magnetodipólového záření na Zemi pomocí citlivých supravodivých detektorů (skvidů) se zabývali M. Odehnal aj. Ukázali, že citlivost detektorů je již postačující pro detekci usměrněného záření pomalu rotujících pulzarů vzdálených méně než 500 pc.

A. Lynne pozoroval počátkem roku 1986 dosud největší skok v pulzní periodě u pulzaru PSR 0355+534, v relativní míře 4.10^-6 (perioda činí 0,16 s). Dnes již převládá mínění, že studium skoků v periodě umožňuje odhalit některé vlastnosti vnitřní stavby neutronových hvězd. Na povrchu neutronové hvězdy se nachází pevná mříž z atomových jader. K povrchu přiléhá vnější kůra o tloušťce 200 m s jadernou mřížkou a degenerovanými elektrony. Při hustotě látky nad 4.10¹⁴ kg/m³ se z jader uvolňují neutrony a vzniká z nich supratekutá kapalina ve vnitřní kůře tlusté 1 km. Jakmile hustota látky stoupne nad 2,4.10¹⁷ kg/m³, rozpustí se zbylá atomová jádra a zbudou degenerované elektrony a supratekuté neutrony a protony. To už se nalézáme ve vnějším jádru neutronové hvězdy o tloušťce 10 km. Supratekuté protony a neutrony vytvářejí odděleně mikroskopické víry, čímž se komplikuje rotace vnějšího jádra neutronové hvězdy. Pohyb protonů indukuje extrémně intenzivní magnetické pole až řádu 10¹¹ T, kdežto supratekuté neutronové víry se ukotvují na vnitřní kůře. Navenek rotuje neutronová hvězda jako tuhé těleso, ale vlivem brzdění ve vnějším magnetickém poli dochází k napětí na rozhraní kůry a neutronových vírů, které se čas od času odtrhnou a znovu ukotví jinde – to je fyzikální podstata pozorovaných skoků v periodě pulzarů. Podmínky ve vnitřním jádře neutronové hvězdy nejsou zatím zcela jasné. Někteří autoři usuzují, že jde o kondenzaci pionů s hustotou až 8.10¹⁸ kg/m³, či o „kvarkovou polévku“ – prostě, že právě zde lze hledat prvky nové fyziky.

Přehled o výsledcích dekametrové radioastronomie publikoval A. A. Konovalenko. V tomto pásmu se sešlo několik technických obtíží najednou. Především je zde vysoká úroveň poruch – zemská ionosféra toto záření většinou nepropouští a pozemní rušení je zejména díky rozhlasu neobyčejně silné. Za druhé s ohledem na délku vlny mají přijímací antény nutně obrovské rozměry, takže zatím nepřipadá v úvahu instalovat je v kosmu. Za třetí při běžných teplotách kosmických objektů je dekametrové tepelné záření zanedbatelné, takže je třeba se soustředit na emisi z netepelných zdrojů. Skupina radiofyziků z Charkova začala se stavbou detekční aparatury v r. 1973 a po pětiletém úsilí skutečně dekametrovou emisi ze vzdáleného vesmíru objevili. Nyní mají k dispozici obří anténu UTR-2 s bezmála kilometrovými „rameny“, jež pracuje v pásmu 10 ÷ 30 MHz, zejména v období minima sluneční činnosti.

K největším úspěchům skupiny patří objev rekombinačních spektrálních čar vysoce vzbuzených atomů vodíku a uhlíku na hladinách s hlavním kvantovým číslem vyšším než 100. V difuzních mezihvězdných mračnech tak našli rekombinační čáry uhlíku pro hladiny n = 603 ÷ 732. Takto lze sledovat rozložení uhlíku prakticky po celé Galaxii, ač koncentrace uhlíku je o 4 řády nižší než vodíku. To má obzvláštní význam s ohledem na studium rozložení organických sloučenin ve vesmíru. V pásmu 20 ÷ 30 MHz se vyskytuje na 100 rekombinačních čar, ale jejich studium je pracné: jediný spektrální profil se musí integrovat několik týdnů.

Život představuje ojedinělý jev, známý ve vesmíru pouze na Zemi. Je vázán na určitý způsob existence a vývoje složitých organických molekul. Podmínky pro vznik takových útvarů přesně neznáme. Pokládá se však za jisté, že jsou důsledkem základních fyzikálně chemických vlastností neživé hmoty vůbec. Ve shodných podmínkách vzniká ve vesmíru život vždy, zákonitě a nevyhnutelně.

3. Galaxie a kvasary

K nejzávažnějším výsledkům při studiu vlastní Galaxie patří zřejmě drastická revize rozměrů soustavy směrem k nižším hodnotám. Nejprve L. V. Jurevič z rotačních křivek maserů OH určil vzdálenost Slunce od centra Galaxie na 8,2 kpc, ale vzápětí M. Reid aj. uveřejnili výsledky obsáhlých měření statistických paralax vodních maserů v Galaxii metodou VLBI. Tím lze totiž měřit vlastní pohyby maserových zdrojů s nevídanou přesností ±10^-5 obl. vteřiny! Jenom zpracování bilionů dat na počítači si vyžádalo jeden rok strojového času, ale výsledek stojí za to. Vzdálenost centra Galaxie od Slunce činí pouze (7,1 ±1,2) kpc, tedy o čtvrtinu méně, než se dosud uvádělo. To vede rovněž ke zmenšení celkové hmotnosti Galaxie, k redukci škály extragalaktických vzdáleností i ke snížení odhadu zářivého výkonu extrémně intenzivních zdrojů ve všech spektrálních oborech.

Díky pokroku pozorovací techniky jsme mohli zaznamenat hned několik nových rekordů ve světě galaxií a kvasarů. K. H. Cook aj. rozlišili první dvě cefeidy v galaxii M101 pomocí kamery CCD u 4m teleskopu na Kitt Peaku. O. Lefévre objevil při vynikajícím seeingu 0,7″ kupu více než 100 galaxií do mezní hvězdné velikosti R = 25,3 mag s červeným posuvem z = 1,21 kamerou CCD u 3,6m CFHT teleskopu. S. Djorgovski aj. nalezli poblíž kvasaru 1614+051 v Herkulovi emisní objekt 24,6 mag, který identifikovali jako galaxii s rekordním červeným posuvem z = 3,22. Věk této galaxie činí tedy asi jen 6 % nynějšího stáří galaxií a představuje obraz vesmíru ve 20 % jeho dnešního stáří. C. Hazard aj. objevili kvasar 1208+1011 s červeným posuvem z = 3,8 a vzápětí S. Warren a P. Hewett nalezli v souhvězdí Sochaře kvasar 20 mag s posuvem z = 4,01 – pozorovaný tedy v době odpovídající 10 % dnešního stáří vesmíru (93 % poloměru světočárového kužele).

F. Schweizer upozornil na fakt, že vzdálenosti mezi galaxiemi převyšují jejich vlastní rozměry jen o 1 ÷ 2 řády, takže těsná setkání či průniky galaxií jsou častými jevy. A. a J. Toomreovi dokázali výpočty v roce 1972, že podivuhodné výběžky, vlákna a deformace galaxií jsou způsobeny vzájemným gravitačním působením interagujících galaxií, a dále, že eliptické galaxie vznikají ze spirálních soustav splynutím. Průnik galaxií, jak známo, nevede ke srážkám hvězd, nýbrž jen mezihvězdného plynu, čímž se podnítí překotná tvorba (angl. starburst) nového pokolení hvězd. Tyto modely se nyní daří výborně ověřovat pozorováním blízkých galaxií, jejichž morfologie je dobře známa. Ostatně D. Mathewson snesl řadu důkazů, že nejbližší průvodci naší Galaxie – Velké a Malé Magellanovo mračno – se asi před 2 miliardami let setkaly a přitom se Malé Magellanovo mračno rozpadlo na dvě složky, jejichž existenci se podařilo prokázat z rozdílných rychlostí pohybu.

Podle C. M. Gaskella vybuzuje interakce galaxií také aktivitu jejich jader, což nakonec může vést i ke vzniku kvasarů s párem černých veleděr v centru. Obsáhlý přehled o čtvrtstoletí studia kvasarů připravili V. Trimbleová a L. Woltjer. Samotná definice kvasaru se během té doby změnila. Dnes soudíme, že jde o kosmologicky vzdálené kompaktní objekty, jejichž zdrojem energie je akrece hmoty na černou veledíru o hmotnosti řádu 10⁶ ÷ 10¹⁰ M_O. Na jeden čtvereční stupeň oblohy připadá asi 20 kvasarů jasnějších než 20 mag; z toho asi 3 000 mají změřený červený posuv v intervalu 0,1 ÷ 4,0. Jejich zářivý výkon přesahuje svítivost běžných galaxií o 2 ÷ 3 řády. V okolních rádiových výtryscích se často pozorují zdánlivé nadsvětelné rychlosti expanze, svědčící o relativistických výronech nabitých částic. Kosmologická povaha červeného posuvu kvasarů je nyní bezpečně zaručena mnoha nezávislými argumenty, stejně jako existence černých veleděr v centru kvasarů. Životní doba aktivních kvasarů je však kosmologicky krátká - patrně jen 10⁸ let. Úbytek počtu kvasarů s posuvem z větším než 3 je patrně reálný jev a souvisí s tím, že v době 10 % dnešního stáří vesmíru kvasary teprve začaly vznikat. Se zdokonalováním měřicí techniky a nakupením dalších údajů se stávají kvasary významné jak pro fyziku gravitačního kolapsu a relativistickou astrofyziku, tak i pro řešení kosmologických otázek.

K nejzajímavějším aplikacím při studiu kvasarů patří nepochybně efekty gravitační čočky, pozorované již v 7 případech. „Naštěstí“ se však nepotvrdilo tvrzení E. L. Turnera aj. o gravitační čočce u kvasarů 1146+111 B, C, kde měla úhlová vzdálenost rozštěpeného obrazu dosáhnout 2,6′. Znamenalo by to totiž nepřiměřeně velkou koncentraci hmoty tvořící gravitační čočku nejspíš v podobě tzv. kosmologické struny.

4. Kosmologie

Kosmologické výzkumy se rozšiřují tempem, které by si zasloužilo samostatný přehled. M. Gellerová aj. zjišťovali prostorové rozložení 1 100 galaxií do 100 Mpc od nás a objevili, že galaxie jsou soustředěny podél stěn prázdných buněk o průměru až 50 Mpc. Celé rozložení připomíná bublinky pěny, ve shodě s předpovědí J. Ostrikera a L. Cowieho z r. 1981. Je však třeba připomenout, že průzkum zatím shrnul jen 1 % objemu viditelné části vesmíru, takže rozsáhlejší studie mohou přinést ještě značné změny názorů na velkorozměrovou strukturu vesmíru, tolik důležitou pro poznání procesů vzniku galaxií i pro úvahy o raném vesmíru.

Brzdou dalšího pokroku se však stává čím dál zřetelnější problém skryté hmoty vesmíru, jež představuje patrně asi 90 ÷ 97 % jeho úhrnné hmoty. O rozložení skryté hmoty nemáme kloudnou představu, stejně jako o její povaze; patrně jde o slabě interagující nebaryonové částice, předvídané teoriemi velkého sjednocení či supersymetrie interakcí.

Další potenciální problém signalizují dosavadní měření anizotropie reliktního záření. Toto záření se oddělilo od látky ve stáří 0,5 milionu let po velkém třesku (z ≈ 1 000) a představuje tudíž vynikající sondu pro studium prostorového rozložení látky dávno předtím, než vznikaly galaxie či kvasary. Tehdejší prvotní fluktuace hustoty látky by se proto měly projevit jako fluktuace teploty reliktního záření; na úhlové škále 10′ s přesností až 2.10^-5 však nebyly žádné fluktuace zjištěny. Pokud ani po dalším, zhruba dvojnásobném zvýšení přesnosti měření nebudou žádné fluktuace rozpoznány, pak je se současnými představami o vývoji raného vesmíru něco ve zcela zásadním nepořádku.

Kam se v kosmologii podíváme, narážíme zkrátka na závažné svízele, které zejména fyzikové zamýšlejí řešit opravdu od základu. Tím základem (Univerzální Teorií Všeho) se má stát teorie superstrun, založená na pracích J. Schwarze, A. Nevena, J. Scherka, V. Nambua, M. Greena a dalších (dnes se na toto téma publikuje v odborné literatuře na 100 prací za měsíc!). Teorie superstrun představuje elementární částice jako jednorozměrné otevřené či uzavřené vibrující a rotující struny. Takto lze matematicky reprezentovat libovolnou elementární částici a všechny interakce popisovat jako spojování a rozpad strun. Matematický popis superstrun a jejich chování je mimořádně komplikovaný i pro odborníky, ale odměna je natolik lákavá, že se po této obtížné cestě pouštějí téměř všichni přední teoretičtí fyzikové na světě. Teorie superstrun vychází z Kaluzovy-Kleinovy vícerozměrové reprezentace prostoročasu; počet dimenzí se však nyní ustálil na 10, z nichž jen 6 se v rané fázi vývoje vesmíru bleskurychle „svine“ tak, že nejsou pozorovatelné.

Zatím je nemožné teorii superstrun experimentálně ověřit, protože dosud nebyly zformulovány vhodné testy. V tuto chvíli se fyzikové zabývají především matematickými aspekty této vpravdě revoluční myšlenky, jejíž převratnost bývá nezřídka srovnávána se zrodem kvantové mechaniky ve 20. letech tohoto století. Už teď je však zřejmé, že pokud vůbec dojde k nějakému ověřování, bude to spíše na modelech velmi raného vesmíru než ve fyzikálních laboratořích. Kosmologie tím nabývá výrazně interdisciplinární charakter na pomezí astronomie, fyziky a matematiky.

5. SETI

Podobně interdisciplinárním oborem je od počátku úsilí o hledání projevů mimozemských civilizací. 51. komise IAU byla na kongresu v Dillí přejmenována a nese nyní interdisciplinární název „Bioastronomie“ (hledání mimozemského života). Členy komise je na 270 specialistů z různých oborů přírodních věd, kteří se kromě teorie zabývají stále důmyslnějšími přehlídkovými programy. Rádiové přehlídky se uskutečnily již na observatořích sedmi zemí a zahrnují celkem na 120 000 hodin pozorování. (Historicky nejstarší projekt OZMA na jaře r. 1960 představoval 200 hodin pozorování; dnešní programy díky pokroku měřicí techniky i metod zpracování signálů dosahují za jedinou sekundu téže účinnosti jako 16 tisíc projektů OZMA.) Pozoruhodný pokus vykonali radioastronomové u 305m antény v Arecibu, když analyzovali rádiové vyzařování Země v pásmu 150 ÷ 500 MHz odražené od Měsíce. Ve shodě s teoretickými předpověďmi zde nalezli signály silných pozemních televizních stanic a vojenských radiolokátorů. Nejvýkonnější vojenský radar v americkém Texasu (impulzní výkon 14 GW) by byl rozlišitelný při použití aparatury z Areciba ještě ve vzdálenosti 20 světelných let od Země. Zpracování signálů umožňuje rozlišit užitečný signál i při vysoké úrovni šumu – tak se například podařilo ještě v r. 1985 zachytit a rozlišit signály sondy Pioneer 10 vypuštěné v r. 1972 a směřující nyní mimo sluneční soustavu, ač výkon palubního vysílače činí pouze 1 W.

M. J. Harris se zabýval otázkou, zda bychom byli schopni zaznamenat let cizí „fotonové“ rakety při rychlosti blízké c, užívající jako paliva antihmotu. Taková fotonová raketa se nutně prozradí vysíláním záření gama, které budeme registrovat jako bodový zdroj s velkým vlastním pohybem. Plánovaná družice GRO (má být vypuštěna r. 1988) bude s to zachytit a rozlišit takový umělý zdroj až do vzdálenosti 300 pc.

6. Přístroje a astronomové

V září 1985 se započalo na sopce Mauna Kea na Havajských ostrovech s výkopy pro stavbu kopule obřího 10m Keckova reflektoru konsorcia kalifornských univerzit. Primární zrcadlo bude tvořeno 42 segmenty o průměru 1,8 m a tloušťce pouze 76 mm, z nichž každý bude mít hmotnost 700 kg. Zrcadlo má být hotovo r. 1988 a observatoř již r. 1990, takže „první světlo“ v teleskopu lze očekávat r. 1991. Projektů nových strojů rychle přibývá a část z nich se už začíná realizovat, takže v 90. letech se schopnosti pozemní optické a infračervené astronomie opět řádově zlepší. Souběžně s tím se dále zvyšují schopnosti detektorů zejména v pásmu infračerveného záření, kde jsou již k dispozici dvojrozměrné zobrazovací matice a spektrometry s vysokým rozlišením pro pásmo 1 ÷ 5 μm.

Koncem roku 1986 začal zkušební provoz mikrovlnného teleskopu J. C. Maxwella s průměrem parabolické antény 15 m. Přístroj vybudovali britští a holandští odborníci na sopce Mauna Kea. Jelikož plocha parabolické antény je přesná na 0,03 mm, bude přístroj pracovat i v submilimetrové oblasti pro vlnové délky nad 0,5 mm. Tím se překlene dosud neprozkoumané pásmo elektromagnetického záření, v němž září zejména chladná meziplanetární a mezihvězdná hmota.

E. F. Borra aj. experimentovali s prototypem kapalného rotujícího zrcadla o průměru 1 m. Při světelnosti f/4,7 získali obraz bodového zdroje o průměru 2″. Autoři uvádějí, že na Měsíci by na tomto principu bylo možné zbudovat stacionární teleskop s průměrem primárního zrcadla až 30 m.

Z aparatur v kosmu prokázal rekordní výdrž 1W vysílač na palubě kosmické sondy Pioneer 6, vypuštěné r. 1965 na dráhu s perihelem 150.10⁶ km a afelem 169.10⁶ km, neboť jeho vysílání zachytila americká stanice sítě DSN ještě v prosinci r. 1985. Kosmické plány organizace NASA byly po havárii Challengeru podstatně zredukovány. Z velkých projektů se udržely pouze CRAF – setkání s kometou Tempel 2 a planetkami a AXAF – pokročilá družice pro sledování rentgenového záření z kosmu, plánovaná na rok 1989 s životností 15 let.

Hubbleův kosmický teleskop má být vypuštěn v listopadu 1988 raketoplánem Atlantis. I když se, jak doufáme, podaří dostat tento rekordně drahý přístroj (v ceně 1,2 miliardy dolarů) na oběžnou dráhu bezpečně, nikterak tím nekončí obtíže, s nimiž se bude muset potýkat. Ačkoliv bylo v přípravných pracích pro jeho pointační teleskopy vybráno na 40 milionů hvězd, není vyloučeno, že část bude nepoužitelná proto, že jde o těsné vizuální dvojhvězdy (na Zemi nerozlišitelné, ale v kosmu ano), což naruší pointační proces. K poruchám pointace může také docházet vlivem vstupu umělých družic či jejich úlomků do zorného pole pointačních teleskopů. Tyto úlomky se podle M. M. Shary a M. D. Johnstona mohou stát dokonce přímým ohrožením teleskopu při vzájemné srážce. Během 17 let provozu teleskopu v kosmu je pravděpodobnost jeho zničení umělým fragmentem anebo přírodním meteoritem 1%. Autoři odtud odvozují, že Hubbleův teleskop je posledním optickým přístrojem této třídy, který bude pracovat na nízké oběžné dráze – příští generace teleskopů bude zřejmě muset na bezpečnější geostacionární dráhu.

J. G. Hills navrhuje umístit do Lagrangeových bodů soustavy Země-Slunce umělou dvojhvězdu ze dvou několikatunových wolframových koulí. Při kontaktu by byla oběžná doba koulí 93 minut, při vzdálenosti 100 m od sebe již 200 dnů. Měřením parametrů dráhy by se jednak zvýšila přesnost určení gravitační konstanty asi o dva řády (současná relativní přesnost gravitační konstanty 10^-5 je nejhorší ze všech pro primární fyzikální konstanty), jednak by se ověřila případná existence 5. interakce (s dosahem údajně asi 200 m). V případě, že by jedna z koulí byla z odlišného materiálu (ba dokonce i z antihmoty), mohlo by se tak zkoumat, zda gravitační konstanta nezávisí na baryonovém čísle.

S ještě zajímavějším projektem přišli V. B. Braginskij a K. S. Thorne. Na oběžnou dráhu kolem Země mají být umístěny dvě 20 kg koule spojené tenkým kabelem o délce 25 km. Doprostřed kabelu bude vložena měkčí pružina umožňující indikovat protažení kabelu o hodnoty řádu 10^-13 až 10^-15 m vlivem průchodu gravitační vlny soustavou. Tento systém by pracoval nejúčinněji pro gravitační vlny s nízkou frekvencí řádu 0,1 ÷ 0,01 Hz a mohl by dosáhnout relativní citlivosti 10^-17 ÷ 10^-21. (Teorie udává pro pravděpodobné zdroje gravitačního záření potřebu relativní citlivosti řádu 10^-20 ÷ 10^-22.)

Pro detekci gravitačních vln na Zemi se vyvíjejí obří laserové interferometry o délce ramen až 4 km, tvořené trubicemi o průměru 1 m, vyčerpanými na vysoké vakuum. Přístroj vyžaduje frekvenčně vysoce stabilizovaný laser s výkonem 20 ÷ 30 W a zrcadla s odrazivostí lepší než 0,99995! Plánuje se výstavba stanic v Kalifornii, ve státě Massachusetts a v NSR, jež budou navzájem synchronizovány kvůli lepšímu odlišení vlastního signálu od šumu.

Pokrok radiotechniky se projevil zcela nečekaně také při měření poloh astronomických objektů. Metodou VLBI (mezikontinentální radiointerferometrie) lze nyní určit roční změnu poloh zdrojů s chybou pouhých 20 obloukových mikrovteřin (!), což dává možnost přímého měření trigonometrických paralax bodových rádiových zdrojů až do vzdálenosti 15 kpc. Rádiová astronomie tak podstatně překonala optickou, kde trigonometrické paralaxy lze získat jen do vzdálenosti 50 pc. Odtud lze očekávat výrazný pokrok i při řešení problému kalibrace extragalaktických vzdáleností.

Národní vědecká nadace USA plánuje vybudovat čtyři národní centra superpočítačů pro náročné vědeckotechnické výpočty. V roce 1990 by centra měla dostat superpočítače řádově 100krát výkonnější, než je dnešní Cray-1. Naproti tomu ve Velké Británii způsobilo nemalé vzrušení rozhodnutí britské vědecké rady SERC zrušit Královskou britskou observatoř v Herstmonceux a přestěhovat zařízení i osazenstvo do Cambridge.

Nejnovější statistika o stavu Mezinárodní astronomické unie (IAU) obsahuje řadu zajímavých údajů. V r. 1985 po sjezdu v Dillí přesáhl počet členů IAU 6 000, což je právě o řád více než měla Unie v roce 1945! Členové pocházejí z 52 zemí, přičemž téměř polovina je z Evropy a třetina z obou Amerik. Nejpočetněji jsou zastoupeny Spojené státy (28 %), dále následují Francie, SSSR a Velká Británie (po 7 %). ČSSR se 77 členy zaujímá 15. místo (9. v Evropě). Naše relativně nejpočetnější zastoupení je v komisích pro výzkum meteorů, komet a těsných dvojhvězd. Celkem pracuje v unii t. č. 40 komisí, z nichž nejpočetnější je komise pro radioastronomii, která má sama na 600 členů. Průměrný věk členů unie je 48 let a 10 % členů tvoří ženy.

Tuto část přehledu tradičně doplňuje přehled o cenách a vyznamenáních pro naše i zahraniční astronomy. Ředitel ASÚ ČSAV, člen korespondent ČSAV Václav Bumba obdržel ke svým šedesátinám Řád práce a vedoucí katedry astronomie a astrofyziky UK v Praze prof. Vladimír Vanýsek zlatou plaketu ČSAV „Za zásluhy ve fyzikálních vědách“, Zdeněk Ceplecha a Petr Pecina získali Cenu ČSAV za soubor prací o interakci bolidů se střední atmosférou. Herschelovu medaili britské Královské astronomické společnosti dostali R. Wilson a A. Boggess za svůj podíl na vývoji a provozu úspěšné družice IUE (pracuje nepřetržitě již od ledna 1978 a získává unikátní materiál pro dalekou ultrafialovou oblast spektra). Chapmanova medaile téže společnosti byla udělena P. Goldreichovi (pulzary, dynamika sluneční soustavy, družic a prstenců). Národní medaili USA za vědecké zásluhy obdržel B. M. Oliver, průkopník projektů SETI. Prestižní cenu C. W. Bruceové udělila Pacifická astronomická společnost prof. F. L. Whippleovi a současně rozhodla o ceně pro astronoma amatéra – loni ji dostal belgický meteorolog Jean Meeus. Crafoordovu cenu švédské Akademie věd obdržel L. Spitzer (výzkum mezihvězdného prostředí) jako první astronom vůbec. Ústav pro vědecké informace ve Filadelfii udělil cenu za vědecké přehledové články známé astronomce V. Trimbleové.

V letech 1985–1986 jsme zaznamenali úmrtí význačných astronomů B. E. Markarjana (SSSR; výzkum galaxií), L. H. Biermanna (NSR; meziplanetární plazma), E. M. Lifšice (SSSR; teoretická fyzika a astrofyzika), J. P. Coxe (USA; teorie pulzací cefeid), J. A. Hynka (USA; obecná astrofyzika, UFO), H. H. Niningera (USA; meteority; nar. 1887!), L. La Paze (USA; meteory), K. F. Ogorodnikova (SSSR; dynamika hvězdných soustav) a u nás Š. Pintéra (vztahy Slunce-Země).

Podle citační analýzy Ústavu pro vědecké informace ve Filadelfii byly v poslední době nejvíce citovány astronomické výzkumy z let 1983–84 týkající se vývoje a struktury galaxií, velkorozměrové struktury vesmíru a kosmologie raného a velmi raného vesmíru. Podobně byly hojně citovány práce o chemickém složení hvězd v kulových hvězdokupách ve vztahu k vývoji hvězd, o molekulárním proudění v okolí tvořících se hvězd a o vývoji kvasarů. Jak je patrno z letošního přehledu, jsou tyto přední fronty astronomického výzkumu stále aktivní a přinášejí neustále se prohlubující pohled na celkovou stavbu i vývoj vesmíru.

Bývá tradicí, že na konci výročního přehledu najdou čtenáři krátký a výstižný citát. Snad mi prominou, že ten jubilejní bude mimořádně dlouhý. Pochází od význačné americké astronomky S. C. Wolffové: „Chápu, že existuje mnoho navzájem si konkurujících požadavků na finanční zdroje, ale přesto nemohu uvěřit, že selžeme v porovnání s mnohými údajně primitivními společenstvími, která byla zřejmě ochotna vydávat nemalé prostředky na porozumění stavbě nebes. V porovnání s tím, co představoval ve své epoše Stonehenge, je to, co nyní požadují astronomové, docela skromné. Naše současné vědomosti o vesmíru a o našem postavení v něm jsou důsledkem úsilí všech předešlých generací. Je nyní na nás, abychom prodloužili tento řetězec tak, aby ti, kdo přijdou po nás, mohli stavět na tom, co jsme se naučili, a na technice, kterou jsme rozvinuli.

Žeň objevů – rok 1987

Astronomickou událostí číslo jedna bylo loňského roku bezpochyby vzplanutí supernovy 1987A ve Velkém Magellanově mračnu zpozorované 24. února opticky a dodatečně identifikované pomocí neutrin, resp. antineutrin, v podzemních detektorech částic již 23. února. Plných 12 % výpisků v mém poznámkovém sešitě za loňský rok tvoří výtahy z prací věnovaných této jedinečné události (letošní Žeň vzniká destilací údajů z bezmála 1 300 astronomických prací a sdělení). Jelikož však Říše hvězd své čtenáře o celém úkazu i jeho teoretickém pozadí soustavně informuje, není třeba v našem přehledu porušit ustálené schéma a můžeme se jako obvykle nejprve zaměřit na objekty mnohem bližší.
Letošní přehled pokroků astronomie a příbuzných věd věnuji památce JUDr. Karla Otavského (1905–1987) z Černošic, význačného českého astronoma-amatéra, který proslul konstrukcí astronomických přístrojů. Známé jsou zejména neobyčejně kvalitní snímky slunečních protuberancí, které získával na své nízko položené observatoři.

1. Planety a jejich družice

Pomocí velké anténní soustavy VLA v Novém Mexiku se podařilo J. O. Burnsovi aj. na frekvenci 5 GHz (vlnová délka 60 mm) zmapovat podpovrchové vrstvy planety Merkuru s úhlovým rozlišením 1″. Na této frekvenci lze měřit záření vycházející z hloubky až 0,7 m pod povrchem. Tak se podařilo ukázat, že nejteplejší podpovrchové oblasti se nalézají podél Merkurova rovníku, ale zejména, že Merkur nemá žádné přídavné (vnitřní) zdroje tepla – vyzařuje přesně tolik, kolik dostává od Slunce. Velké naděje na rádiové zobrazování povrchu se nyní vkládají do chystaných projektů mapování povrchu Venuše systémem radaru s bočním svazkem, neboť optické zobrazení zde nepřipadá pochopitelně v úvahu. Zejména by se tak konečně mělo zjistit, zda je Venuše pokryta impaktními krátery po dopadech meteoritů, nebo krátery vulkanickými.

Metody kosmického výzkumu umožňují nový pohled na Zemi jako kosmické těleso. Využívá se přitom poznatků z mnoha specializací, geofyziky, meteorologie, metrologie, chemie i biologie. Začal komplexní průzkum periodicky se objevujících ozonových děr nad Antarktidou, jejichž původ je stále nejasný. Při destrukci ozonu hrají totiž rozhodující úlohu chlór a sloučeniny dusíku, jenže nikdo neví, odkud se převážně berou a proč se koncentrují právě nad jižním pólem planety. Sloučeniny dusíku navíc přispívají k růstu skleníkového efektu podobně jako oxid uhličitý a methan. Roční přírůstek oxidů dusíku dosahuje nyní 0,2 ÷ 0,3 %, kdežto methanu přibývá ročně o 1,3 % a oxidu uhličitého asi o 0,25 %. Za část zmíněného růstu může člověk přímo (spalovací motory, výroba umělých hnojiv, používání chlorfluorokarbonů v průmyslu) nebo nepřímo (na růstu produkce methanu se podílí asi 10₉ krav). Další část procesů je však na činnosti člověka nezávislá (bleskové výboje, vulkanismus, termiti – na každého člověka připadá dnes asi 1 tuna termitů!). Jestliže se však rostoucího skleníkového efektu obáváme, v minulosti tomu bylo jinak. Před 4 miliardami let byla svítivost Slunce snad až o polovinu nižší než dnes, a přesto teplota povrchu Země byla téměř stejná jako nyní. Soudíme, že tehdy byl skleníkový efekt mnohem výraznější než dnes, nejspíš zásluhou tisíckrát (!) vyšší koncentrace oxidu uhličitého v zemské atmosféře.

Přesná trigonometrická měření poloh vzdálených kvasarů metodou mezikontinentální radiointerferometrie umožňují zlepšit naše vědomosti jak o kolísání rychlosti zemské rotace, tak o pohybech litosférických desek. Vzájemné pohyby kontinentů lze určit s přesností na 10 mm ročně a polohu zemské rotační osy na zlomek úhlové vteřiny. Sezonní kolísání rychlosti zemské rotace dosahuje amplitudy 30 ms v délce trvání dne tak, že Země rotuje nejrychleji v květnu a nejpomaleji na přelomu září a října. Toto kolísání souvisí s třením vzduchu o zemský povrch a bylo objeveno tehdy, když se podařilo spolehlivě odečíst proměnný vliv slapů Měsíce a Slunce.

Pro ovlivnění rychlosti rotace Země mají větší význam spíš slapy v pevné kůře spíše než v oceánech. V zeměpisné šířce 55° se mění poloměr pevné kůry Země vlivem slapů až o 0,4 m. Na volném oceánu by slapy od Měsíce dosahovaly hodnoty 0,5 m a od Slunce 0,2 m. Podle výpočtů vykonaných v Ústavu technické kybernetiky AV SSSR jsou důsledkem slapů mořské proudy, při nichž se všeobecně přenáší voda oceánů z východu na západ rychlostí až 1 500 km/h v okolí rovníku. Hladina oceánů je vlastně neustále „šikmá“, jak prokázala přesná topografická měření z umělých družic.

Dalším zdrojem kolísání rychlosti zemské rotace jsou nehomogenity ve vnitřní struktuře Země. Zde se navzájem doplňují astronomické metody měření rychlosti rotace s podrobným seizmickým průzkumem (seizmickou tomografií) od počátku tohoto desetiletí. V roce 1986 bylo už jasné, že jádro Země není sféricky symetrické, což vlastně vyvolává tektonickou aktivitu. Ta má své krátkodobé projevy v podobě zemětřesení a vulkanismu i dlouhodobé jevy, tj. rozšiřování mořského dna a tvorbu pohoří. Poloměr tekutého zemského jádra činí 3 477 km, avšak s „hrboly“ o poloviční amplitudě až 6 km – existence těchto hrbolů ovlivňuje zpětně rychlost zemské rotace, jak se nedávno podařilo přímo změřit.

Experimenty v laboratořích vysokých tlaků vedly k významné revizi odhadu centrální teploty Země směrem nahoru k hodnotě 6 900 K (nitro Země je tedy teplejší než povrch Slunce!). Teplota tavení železa totiž stoupá výrazně s rostoucím tlakem. Zatímco při „pokojovém“ tlaku činí pouze 1 800 K, při tlaku 100 GPa, odpovídajícímu poměrům v hloubce 2 500 km pod povrchem Země, taje železo teprve při 3 500 K, a přitom tlak v centru Země dosahuje nejméně 300 GPa.

J. Goldstein uveřejnil výsledky výpočtů osudů planet v době, kdy mateřská hvězda přejde z hlavní posloupnosti do stadia červeného obra. Ukázal, že pohyb po spirále smrti ve zředěné rozsáhlé atmosféře červeného obra způsobí definitivní zánik planet s počáteční hmotností nižší než 1 % hmotnosti hvězdy. Naproti tomu tělesa hmotnější než 1,25 % hmotnosti mateřské hvězdy naberou akrecí tolik hmoty, že se sama změní ve hvězdu a spirálový pohyb se tím přeruší – systém se změní v těsnou dvojhvězdu s neobyčejně dlouhou další životností. Tím je přirozeně vyřčen jednoznačný ortel nad příliš lehkou Zemí, která v té době (zhruba za 5.10₉ let) vstoupí vysoce nadzvukovou rychlostí (7 machů) do zředěné atmosféry (planetární mlhoviny) slunečního obra a za pouhých 200 let poté se zcela vypaří.

Této závěrečné a definitivní katastrofě Země předcházejí – jak známo – početnější katastrofy dílčí, z nichž největší pozornost stále budí impakty planetek a kometárních jader na zemský povrch. Údajné periodicity těchto úkazů, odrážející se v periodicitě vymírání pozemských organismů, se příliš nepotvrdily – jednotliví autoři nalézají rozličné délky intervalů mezi vymíráními. Tím pozbývá smyslu hledání odpovídajících kosmických periodických mechanismů. Vztahy mezi masovým vymíráním organismů a kosmickými katastrofami nejsou ostatně nijak jednoznačné. Odpůrci této souvislosti poukazují na fakt, že vymírání bývá selektivní, kdežto kosmické katastrofy by měly postihnout celou faunu a flóru bez výjimek. Není také jasné, zda příslušná masová vymírání proběhla tak rychle, jak hypotéza kosmického impaktu požaduje (za 10 ÷ 100 let). Rozlišovací schopnost paleontologického datování je totiž podstatně horší (10₄ let). Alvarezova iridiová anomálie, jejíž nalezení ve vrstvě na rozhraní druhohor a třetihor vlastně celou diskusi vyvolalo, nebyla objevena ve vrstvách odpovídajících jiným masovým vymíráním.

Přitom astronomická statistika vypadá přesvědčivě. Většina autorů se shoduje v odhadech, že Země se sráží s planetkami o průměru nad 1 km za milion let (tento údaj nezávisle potvrzuje četnost impaktních kráterů na Měsíci) a s jádrem tuctové komety dokonce o něco častěji. Tyto impakty by měly vytvořit krátery o průměru nad 10 km. Působí však zřejmě pouze lokální katastrofy – jinak bychom z vymírání vlastně nevyšli. Vskutku ničivé globální katastrofy kosmického původu jsou zkrátka vzácnější a odhady jejich výskytu se pohybují v rozmezí 50 ÷ 100 milionů let. Tím více překvapuje, že dosud byla nalezena jen jedna či dvě iridiové anomálie za posledních 500 milionů let. Se zajímavou syntézou obou konkurujících mechanismů přišel nedávno M. R. Rampino. Domnívá se, že těleso, jež způsobilo katastrofu na přelomu druhohor a třetihor, prorazilo při dopadu zemskou kůru a vniklo do hloubky 20 ÷ 40 km pod povrch, čímž druhotně vyvolalo silný vulkanismus, který hubil živočichy a rostliny po delší dobu a selektivně. Vulkanismus opravdu nelze podceňovat: za pouhých 220 let moderní doby jsme na Zemi měli celkem čtyři obří vulkanické exploze (sopky Agung, Krakatoa, Tambora a anonymní vulkán v Antarktidě, takže na časové stupnici 10₆krát delší zřejmě dochází k sopečným explozím ještě o několik řádů intenzivnějším.

Spolehlivější údaje o impaktech by měly ostatně nejsnáze poskytnout dochované impaktní krátery, které byly až dosud objevovány zejména z leteckých a družicových snímků. Eroze a denudace, jakož i tektonické projevy (podsouvání litosférických desek) totiž geologicky velmi rychle krátery zahlazuje. Teprve loni se podařilo objevit L. F. Jansovi a G. Piperové první podmořský kráter v kontinentálním šelfu u pobřeží kanadské provincie Nova Scotia. Kráter má průměr 45 km a hloubku 2,8 km. Uprostřed se nalézá centrální vrcholek o průměru 11,5 km a výšce 1,8 km. Impaktní původ kráteru byl geologicky jasně ověřen a jeho stáří odhadnuto na 50 milionů let (raný eocén). Kráter vytvořilo těleso o původním průměru 2 ÷ 3 km. Statisticky by mělo být podmořských impaktních kráterů zhruba dvakrát více než kráterů na souši – v současné době je však známo na 70 kráterů na pevnině, což zřetelně ukazuje, s jak zkreslenými údaji zatím pracujeme.

Mnohem přesnější zprávy máme o překlápění polarity zemského magnetického pole, jež se často počítá k potenciálním globálním katastrofám. Počátkem šedesátých let se totiž objevil názor, že během překlápění ztrácí Země dočasně ochranu před dopadem energetických částic slunečního větru a kosmického záření, což se negativně projeví genetickými deformacemi a vymíráním vyšších organismů. Odběr vzorků pro paleomagnetická měření vskutku prokázal, že četnost překlápění, z nichž každé trvá okrouhle 10₄ let, není malá. V průměru se za milion let pozorují 3 překlopení, ale od konce třetihor jejich četnost výrazně vzrostla. Za posledních 4,5 milionu roků bylo totiž zjištěno celkem 23 překlopení. Časové rozlišení paleomagnetické metody není dostatečné, abychom mohli spolehlivě rekonstruovat vlastní průběh překlápění.

Podle J. A. Jacobse klesá zprvu intenzita magnetického pole Země po dobu několika tisíc let na třetinu až čtvrtinu nominální hodnoty, přičemž se původní směr magnetického dipólu zachovává. Pak ale začnou magnetické póly „kličkovat“ a poměrně rychle si vymění polohu. Nejspíš to znamená, že v době „kličkování“ se dipólové pole rozpadá na multipólové, takže průměrná intenzita pole nikdy neklesne na nulu a Země je stále chráněna – byť slabším magnetickým štítem – před energetickými částicemi. Tomu ostatně odpovídá skutečnost, že s posledními nejlépe doloženými překlopeními není spjata žádná epizoda vymírání. Jacobs též pochybuje o údajných souvislostech mezi intenzitou zemského magnetického pole a klimatem, které se mění v cyklech daleko kratších. V dávnější minulosti mezi 45 a 75 miliony lety před současností byla ostatně překlopení magnetického dipólu vzácnější (jedno překlopení za 1 milion let) a v době 85 ÷ 107 milionů let před současností se dokonce pole nepřeklápělo vůbec! Před tímto datem četnost překlopení směrem do minulosti mírně vzrůstala. Nejstarší souvislé paleomagnetické záznamy pocházejí z doby 165 milionů let před současností.

Zajímavé podrobnosti o Velké červené skvrně na povrchu Jupiteru zveřejnil M. V. Nezlin. Jde o mimořádně stabilní útvar, který již v roce 1665 popsal G. Cassini. Nachází se na jižní polokouli planety v jovigrafické šířce 22° a má podobu eliptického oválu s osami 25 000 a 12 000 km. Jde o obří vertikální vír s periodou rotace jeden týden kolem vlastní osy. Otáčí se tedy mnohem pomaleji, než kolik činí doba rotace samotné planety, a tím se liší od zemských uragánů. Skvrna pomalu driftuje západním směrem rychlostí 3 ÷ 4 m/s, takže oběhne planetu za 10 ÷ 15 let. V moskevském Ústavu atomové energie se úspěšně pokusili experimentálně modelovat podmínky vzniku a udržení takového víru. Ukazuje se, že jde o tzv. Rosbyho soliton, jehož existence je podmíněna velikostí nejdelší vlny, která může existovat v mělké kapalinové nádrži na povrchu rotujícího tělesa. Vzhled Rosbyho solitonu ovlivňuje také působení Coriolisovy síly. Rovněž bílé ovály, pozorované v Jupiterově atmosféře, jsou dlouhodobě stálé útvary, vznikající podobným mechanismem.

Zatímco na snímcích Jupiteru atmosféra hýří rozmanitostí i barevností, vzhled atmosféry Uranu je podstatně fádnější. Její modrozelené zbarvení způsobuje methan a její nízký kontrast (do 5 %) pozoruhodná izotermnost atmosféry, která má všude téměř stejnou teplotu kolem 60 K. Cirkulaci v atmosféře ovlivňuje vnitřní zdroj tepla (podobně jako u Jupiteru a Saturnu), který představuje asi 30 % dopadajícího slunečního záření. Počítačová analýza snímků ze sondy Voyager odhalila oblačné pásy koncentrické vůči pólům rotace, jež obíhají proti směru hodinových ručiček s periodami 14 ÷ 17 hodin. To znamená, že větry v atmosféře Uranu se pohybují od východu k západu podobně jako na ostatních planetách s atmosférou. S ohledem na nezvyklý sklon rotační osy Uranu k ekliptice (98°) se posledních 20 let nachází severní pól planety v temnotě. Během celého oběhu Uranu kolem Slunce se na něm vystřídají roční doby dvakrát. Nezvyklý sklon se vysvětluje závěrečnou srážkou v období akumulace planety, kdy se zárodečný Uran tečně srazil s tělesem o hmotnosti naší Země.

Rotaci planety 17,24 h lze přesně odvodit jedině z periody rotace jejího magnetického pole, jehož osa svírá s rotační osou úhel plných 60° (u Země činí tento úhel 11,7°). Podle M. Acuny aj. probíhá na Uranu právě nyní proces překlápění magnetické polarity. Magnetosféra Uranu je na sluneční straně silně stlačena slunečním větrem a dosahuje rozměrů pouze 590 000 km, kdežto na odvrácené straně je vytažena do chvostu o délce až 6.10₆ km. V magnetosféře se vyskytují silné radiační pásy, jejichž záření je tak intenzivní, že radiačně mění povrch družic a částeček v prstencích – tím lze vysvětlit jejich mimořádně nízké albedo (0,04 ÷ 0,05). G. Andronicovi aj. se ostatně podařilo laboratorně ověřit, že iontové bombardování organických látek vyvolává jejich ztmavnutí v širokém spektrálním oboru v rozmezí 0,3 ÷ 2,5 μm.

Ultrafialová emise, pozorovaná na osvětlené straně atmosféry planety a nazvaná elektrozáře, se podle J. Clarka aj. dá vysvětlit tak, že sluneční záření disociuje atmosférický plyn, jehož nabité ionty odnáší sluneční vítr. Pohybem iontů vzniká dynamový efekt, čímž se urychlují jak ionty, tak elektrony. Urychlené elektricky nabité částice excitují vodíkové atomy a nutí je tak k ultrafialové emisi. Zářivý výkon elektrozáře se odhaduje na 10¹² W. Autoři soudí, že obdobný jev bude zjištěn také u Neptunu.

Zvláštností soustavy 11 prstenců jsou mimořádně ostré okraje a malá šířka v rovině rovníku Uranu. Chybějí v nich zcela drobné částečky, takže typický průměr kamenů v prstencích činí 0,3 m a největší balvany dosahují až 30 m. Oběžná perioda částeček v prstencích kolem 7 h je podstatně kratší než rotační perioda planety, takže částice jsou brzděny zředěnou vnější atmosférou planety, a to zřejmě způsobilo vymetení drobných zrnek brzo poté, co prstence vznikly, řádově během století. Stejný osud potkává drobné úlomky ze srážek větších balvanů v prstencích. Ostatně životnost samotných prstenců je zřejmě kratší než životnost sluneční soustavy a činí maximálně 600 milionů let. Tak se nabízí domněnka, že prstence vznikly až dodatečně, srážkou Uranu s nějakou zbloudilou planetesimálou. V tom případě by mohly prstence poskytnout mimořádně zajímavé údaje o celém procesu akumulace těles ve sluneční soustavě.

Impakty také zřejmě ovlivnily dnešní vzhled nejpodivuhodnějšího tělesa sluneční soustavy vůbec – Mirandy. Povrch této nevelké družice je tak zpřeházený, že je skoro jisté, že již hotová družice se nárazy nejméně 5krát rozpadla a znovu poskládala na původní oběžné dráze. Podle R. Marcialise a R. Greenberga se během skládání na své dráze chaoticky převalovala, což vedlo ke slapovému ohřevu a plastickému přetváření jejího nitra (podobnou chaotickou rotaci vykazuje dosud Saturnův měsíc Hyperion a snad i protáhlá a nepravidelná jádra některých komet).

Zatímco bohatý materiál (30 Gbitů) z průletu sondy Voyager 2 se stále ještě zpracovává, neúnavná sonda se zvolna blíží k Neptunu, kam dospěje 25. srpna 1989 ve 4 h UT. Izotopový generátor elektrické energie s nominálním výkonem 470 W mezitím zeslábne na 350 W, takže všechny přístroje sondy nebudou moci pracovat současně, ale přesto všichni věří, že údaje od Neptunu budou stejně kvalitní jako od Uranu – s tím cílem probíhá rekonstrukce pozemních přijímacích zařízení a zlepšuje se i způsob zpracování informací a řízení experimentu. Sonda se má přiblížit k centru Neptunu až na 29 140 km (chyba v určení polohy u Uranu činila ±23 km), tj. proletí asi 5 000 km nad vrcholy oblačné přikrývky planety. Za dva dny potom proletí 38 000 km od družice Triton (minimální vzdálenost od Nereidy dosáhne 4,7 milionu km) a pak už bude volně brázdit meziplanetární prostor rychlostí 3,4 AU za rok směrem k souhvězdí Tukana. Kdyby šlo vše optimálně, bude možné se sondou udržet spojení až do roku 2013, kdy výkon izotopového generátoru klesne na 245 W (hydrazin pro udržení orientace sondy v prostoru vydrží dokonce do roku 2030). Obou sond Voyager se mezitím téměř nepřetržitě užívá k pozorování objektů ve vzdáleném vesmíru ve střední a daleké ultrafialové oblasti spektra do mezní vlnové délky 50 nm (jednotlivé expozice představují kosmické rekordy svého druhu – trvají i více než 2 týdny).

Jedinou planetou, která v dohledné době nebude zkoumána kosmickými sondami zblízka, zůstane zřejmě nadlouho Pluto, či přesněji Pluto s Charonem. Donedávna byly údaje o této nejpozději objevené planetě sluneční soustavy velmi kusé - vždyť Plutův průvodce Charon byl rozpoznán teprve v roce 1978. Právě včas, abychom se mohli připravit na sérii vzájemných zákrytů obou těles, jež započala v lednu 1985. V loňském roce série vrcholila, takže minima byla nejhlubší (0,55 mag, resp. 0,24 mag) a nejdelší (až 79 minut) a průběh světelných změn nejvýraznější. Ačkoliv celá série skončí teprve v roce 1990, již nyní jsou k dispozici tak dobrá měření, že to podstatně rozhojnilo naše informace o této podivné miniaturní dvojplanetě.

Stále zpřesňované hodnoty poloměrů obou těles se nyní pohybují kolem 1 120 km pro Pluto (2/3 poloměru Měsíce) a 600 km pro Charon s relativní chybou pod 5 %. Délka velké poloosy oběžné dráhy Charonu činí 19 000 km a hmotnost soustavy 1,4.10²² kg, tj. 18 % hmotnosti našeho Měsíce. Tak nízká hodnota vlastně degraduje Pluta z pozice planety spíše do hodnosti družic planet. Vskutku také nechybějí názory, že Pluto byl původně družicí Neptunu a při nějaké katastrofické události unikl ze sféry jeho přitažlivosti, přičemž se rozpadl na dvě samostatná tělesa. Jeho střední hustota činí 2 000 kg/m³ a jeho albedo dosahuje 0,6 (Charon je o něco tmavší s albedem 0,4). Od roku 1950 povrch Pluta ztmavl téměř o třetinu, což si vysvětlujeme tak, že jeho rovníkové oblasti jsou tmavší než polární (snad jde o polární čepičky?). Rotační osa Pluta je totiž podobně jako u Uranu „ležatá“ vůči oběžné rovině, se sklonem 93°.

Podle všeho má Pluto atmosféru z methanu, kdežto Charon je pokryt vodním ledem a vlastní atmosféru nemá. V červnu 1987 zpozoroval D. Tholen poprvé odděleně obě tělesa 2,3m teleskopem havajské univerzity na observatoři Mauna Kea – v té době byla jejich vzájemná úhlová vzdálenost pouze 0,75″. Podmínky k pozorování se obecně zlepšují, jelikož v září 1989 projde Pluto přísluním ve vzdálenosti 29,5 AU. Odhaduje se, že v té době dosáhne jeho vizuální magnituda 13,5 mag(v době objevu v roce 1930 byl Pluto 16. vizuální hvězdné velikosti). Naši astronomové-amatéři i širší veřejnost s přístupem k teleskopu o průměru objektivu (zrcadla) alespoň 0,25 m mají tudíž v nejbližších dvou letech jedinečnou příležitost uvidět Pluto na vlastní oči. Obdobná možnost se bude opakovat až za čtvrt tisíciletí, takže neváhejte – podrobnosti obsahuje Hvězdářská ročenka.

Pluto byl v roce 1983 dokonce na hranici detekce i pro infračervenou družici IRAS. Nakonec byl úspěšně zaznamenán pouze v dlouhovlnných kanálech na 60 a 100 μm. Odtud odvozená střední teplota povrchu obou (družicí nerozlišených) těles činí 51 K.

V průběhu zpracovávání obsáhlého pozorovacího materiálu ze série zákrytů se také definitivně potvrdilo, že obě tělesa rotují kolem své osy za dobu shodnou s oběžnou periodou, tj. za 6,3872 dne. Jde tedy o klasický případ vázané rotace (synchronismu) – obě tělesa k sobě neustále natáčejí stejné polokoule. Znamená to, že slapové síly již v obou případech „dosáhly svého“ a systém je dynamicky vyvinut až do konce. Simulace na superpočítači prokázala, že z orbitálních parametrů dráhy Pluta vůči Slunci se s časem nejvíce mění sklon dráhy k ekliptice, který kolísá mezi 14,3° a 17,2° během 3,8.10⁶ let.

Obdobně lze dnes studovat vývoj dráhových parametrů pro všechny vnější planety sluneční soustavy v intervalu ±100 milionů let od současnosti. Na této časové stupnici jsou dráhy vnějších planet vesměs stabilní – to znamená, že dráhové parametry oscilují kolem jistých středních hodnot. Numerické simulace na superpočítačích dovolují též poměrně realisticky sledovat raný vývoj sluneční soustavy, kdy se z planetesimál postupně akumulovaly planety. Podle S. I. Patova nejnovější simulace podporují Safronovův názor vyslovený poprvé v roce 1972, že hmotnost sluneční mlhoviny, z níž se utvořily planety, představuje jen 5 % hmotnosti samotného Slunce. Pouze 1,5 % hmotnosti zárodečné mlhoviny představoval led a prach. Při srážkách planetesimál větší část hmoty mlhoviny unikala do mezihvězdného prostoru a jen několik procent její hmotnosti opravdu akumulovalo na planety a další drobná tělesa sluneční soustavy. Odtud vychází, že hmotnost kamenných jader Jupiteru a Saturnu činí pouze 15 ÷ 25násobek M_Z, kdežto zbytek je zachycený plyn. Jádra Uranu a Neptunu obsahují 11 ÷ 13násobek M_Z v podobě kamenných jader. Podle P. Campbella proběhla akumulace vnějších planet velmi rychle – nejpozději během 10 milionů let.

Akumulace terestrických planet trvala déle; ve zjednodušeném numerickém experimentu M. Lecara a S. J. Aarsetha počítali autoři vývoj 200 planetesimál o hmotnosti dnešního Měsíce. Během 50 milionů let by z nich mělo vzniknout šest těles, z nichž největší by dosáhlo 2/3 M_Z. Odtud lze odhadnout, že plný vývoj soustavy vnitřních planet trval řádově 100 milionů let. V první miliardě let se pláště Venuše, Země a snad i Marsu intenzivně odplyňovaly, čímž vznikala prvotní atmosféra planet, jež však byla ihned ničena silným bombardováním dosud volnými planetesimálami. Na Zemi způsobil impakt planetesimály o průměru 1 km únik 10^-6 původní atmosféry. Tak postupně uniklo zejména velké množství vody – například Země ztratila několik násobků hmotnosti dnešních oceánů a Venuše ztratila 100krát více vody, než jí má dnes (zásoba vody na Venuši se odhaduje na 10^-5 dnešní hodnoty pro Zemi).

P. Gaudon a A. Cazenave vykonali numerické experimenty s cílem zjistit, jaká je pravděpodobná původní perioda rotace planet vzniklých akumulací. Odtud vychází jednoznačná asymetrie smyslu rotace, tj. v naprosté většině budou akumulovaná tělesa rotovat v přímém směru (prográdně), v souladu se skutečností. Původní periody rotace měly činit několik hodin. Jejich výrazné zpomalení u Merkuru, Venuše a Země způsobily slapové síly – pouze dlouhá rotační perioda Marsu je zřejmě původní.

Odstavec o velkých tělesech sluneční soustavy uzavřeme zjištěním, že navzdory opakovaným a široce zveřejňovaným názorům o údajné existenci X. planety pozorování ničemu takovému nenasvědčují. Žádné takové těleso nebylo nalezeno při přehlídkách infračervené družice IRAS a rovněž nebyly odhaleny žádné poruchy přesně měřených drah kosmických sond Pioneer 10 a 11, které se nyní pohybují na samé periferii planetárního systému.

2. Drobná tělesa sluneční soustavy

Do konce roku 1986 bylo označeno celkem 3 533 planetek, z toho jsou už jen tři nepotvrzené. O tento obdivuhodný pořádek v katalogu planetek, jejichž dráhy jsou vystaveny všemožným poruchám, se nejvíce zasloužil B. G. Marsden, který trpělivě rekonstruoval okolnosti všech sporných pozorování. Pracovníci Laboratoře tryskového pohonu (JPL) v Pasadeně zveřejnili loni katalog všech pozorování planetek i komet vykonaných infračervenou družicí IRAS v roce 1983. Celkem bylo zaregistrováno 1 811 známých planetek a 22 známých komet. Družice dále zaznamenala prachové vlečky za kometami a prach vzniklý při srážkách planetek v pásu mezi Marsem a Jupiterem. Mnohé planetky se zřejmě při srážkách rozbily a posléze znovu složily. Podél prachového pásu je koncentrace planetek vskutku největší, s maximem o něco blíž k Marsu než k Jupiteru. Menší seskupení planetek se nalézá ve vzdálenosti Jupiteru, zatímco blíže ke Slunci než Mars jsou již planetky AAA (Apollo, Amor, Aten), setkávající se se Zemí. Jedině v těchto případech můžeme pozorovat tělesa o průměru kolem 1 km (vzdálenější planetky jsou nutně větší – jinak bychom je nemohli spatřit). Většina z nich se dříve nebo později buď přímo se Zemí srazí, anebo alespoň dodává na Zemi kamenné meteority – chondrity. Pro budoucí kosmonautiku se mohou hodit jako výhodné surovinové zdroje. Ačkoliv jich dosud známe necelou stovku, skutečný počet těles AAA s rozměrem nad 1 km činí řádově 10³ objektů. To je překvapivě mnoho, a tak je téměř jisté, že mezi planetkami AAA se skrývají i jádra vyhaslých komet. Tak například proslulá Enckeova kometa má stejnou dráhu jako planetky typu Apollo, a ačkoliv se na nynější dráze nalézá pouze několik tisíc let, poměrně brzo vyhasne (přibližuje se ke Slunci každých 3,3 roku – nejčastěji ze všech známých komet).

O neostrém rozhraní mezi planetkami a kometami podrobně uvažovali W. K. Hartmann aj. Soudí, že mnohá tělesa z vnější oblasti planetárního systému mají ve své kůře a plášti tolik těkavých látek, že bychom je pozorovali jako komety, kdyby se tato tělesa více přiblížila ke Slunci. Podle toho by pak jádra komet byla planetesimálami, jež vznikly tak daleko od Slunce, že se obalily ledovým pláštěm. Přímo to dokázali S. Dermott a P. Thomas pro Saturnovu družici Mimas, která má kamenné jádro o poloměru 100 km a hmotnosti 1/5 úhrnné hmotnosti družice. To je obklopeno 100 km tlustým ledovým pláštěm. Trvalé zalednění povrchu planetek či družic je možné od vzdálenosti 2,8 AU. Planetky v Jupiterových libračních bodech (Trojané) jsou již zcela bezpečně trvale pokryty ledem. Organické látky rozptýlené v ledu vytvářejí charakteristické tmavé zbarvení těchto těles, což je ve shodě s pozorováním, že planetky bližší než 2,7 AU od Slunce mají vyšší albedo než planetky a družice vzdálenější.

Panenské komety, vzniklé v oblasti Jupiteru a Saturnu, byly poruchovým gravitačním působením obou planetek dávno převážně vypuzeny ze sluneční soustavy, takže vnější Oortovo mračno vzniklo spíše z komet utvořených mezi Uranem a Neptunem. Tato tělesa se skládají asi z 85 % ledu a jen 15 % prachu. Hartmann aj. se domnívají, že ke spícím kometám, jež by obnovily výron těkavých látek, kdyby se dostaly blíže ke Slunci, patří i poměrně velké planetky (944) Hidalgo (průměr 40 km) a (2 060) Chiron (průměr 250 km, rotační perioda 5,9 h). Společným rysem všech typů kometárních jader je mimořádně nízké albedo kolem 0,05, způsobené radiačně ztemnělými organickými příměsmi v ledu.

Podle H. Campinse aj. jsme v roce 1984 pozorovali obnažené jádro periodické komety Neujmin 1 (1984c), která se svými spektrálními charakteristikami podobá planetkám typu D. Nesférické jádro o rozměrech 9 × 11 km je neobyčejně tmavé s albedem 0,02 ÷ 0,03. Obíhá po dráze s periodou 18,2 roku a výstředností 0,78 – o jeho kometární pasivitě svědčí také nepřítomnost negravitačních efektů.

Loňský rok byl vůbec bohatý na neobvyklá pozorování a zápisy do pomyslné Guinessovy kometární knihy rekordů. Tak se například ukázalo, že kometa Machholz (1986e) má ze všech komet (s výjimkou Kreutzovy skupiny) rekordní minimální vzdálenost přísluní 19.10⁶ km (0,13 AU). Dosavadní rekord držela Enckeova kometa, pozorovaná loni již při svém 53. návratu ke Slunci – 0,34 AU. (Enckeova kometa je od roku 1971 pozorována podél celé dráhy, tj. i v odsluní). Machholzova kometa má rovněž mezi všemi kometami rekordně vysoký sklon k ekliptice – plných 60°. Oběžná perioda 5,3 roku je delší než u Enckeovy komety vzhledem k větší výstřednosti 0,96. V odsluní se tak kometa dostává až za dráhu Jupitera do vzdálenosti 6,0 AU. K. J. Meecheová a D. Jewitt pozorovali kometu Bowell (1982 I) v rekordní vzdálenosti od Slunce 13,6 AU. I v této vzdálenosti jeví kometa ještě komu, expandující rychlostí 1 m/s. K její registraci stačil 2,1m teleskop na Kitt Peaku, přirozeně ve spojení s maticovým detektorem CCD (RI 800 × 800).

Rekord století v objevování komet překonal australský astronom-amatér William A. Bradfield objevem komety 1987s, která byla koncem roku v našich zeměpisných šířkách dokonce viditelná očima. Stal se tak prvním člověkem v tomto století, který objevil více než 12 komet. Loňský rok byl ostatně zvlášť úrodný na komety, a to patrně zásluhou systému Spacewatch, jenž od jara 1984 objevuje planetky i komety vlastně automaticky při mezní hvězdné velikosti 19,6 mag. Poprvé v historii astronomie nevystačila Centrála pro astronomické telegramy s předběžným označením komet písmeny latinské abecedy, když již 18. října byla na Mt. Palomaru objevena 27. kometa Mueller (1987a₉). Tento den se poprvé v historii astronomie podařilo během 24 hodin objevit 3 různé komety. Za celý rok bylo nalezeno úhrnem 33 komet (dosavadní rekord držel rok 1983 s pouhými 22 kometami).

Souhrnný přehled o krátkoperiodických kometách zveřejnili N. A. Běljajev aj. v katalogu vydaném péčí Astronomického ústavu SAV. Z krátkoperiodických komet bylo 81 objektů pozorováno při více než jednom návratu, kdežto 47 komet pouze jednou. 12 komet nebylo při dalších návratech nalezeno vůbec, z toho asi 4 již zřejmě zanikly.

Několik statistických studií se zabývalo frekvencí dopadů komet na planety a zejména na Zemi. Výsledky jsou však silně rozporné. A. Stern uvažoval nejen vlastní komety, ale také komety interstelární a zachycené z cizích Oortových mračen. Podle jeho výpočtů dopadlo během celé existence sluneční soustavy nejvíce komet na Jupiter – totiž 540. Na každou terestrickou planetu dopadlo za stejnou dobu pouze 5 až 10 komet. Naproti tomu D. Olsson-Steel uvádí patrně realističtější odhady, že na Zemi dopadá jedna kometa za 1 ÷ 2 miliony let, přičemž srážky s planetkami jsou zhruba 5krát častější. Jupiter vychytává komety o 2 až 3 řády účinněji než Země, ostatní terestrické planety o něco méně účinně než Země. Úhrnem vzniká na Zemi jeden kráter s průměrem nad 10 km každých 130 tisíc let.

Stejně tak nejisté jsou odhady úhrnné hmotnosti komet ve vnějším Oortově mračnu. P. Weissman soudí, že jde o 25násobek M_Z, kdežto sám J. H. Oort ve své druhé Halleyově přednášce (první měl již v roce 1951) tuto hmotnost odhaduje na pouhou 1/60 M_Z. Podle Oorta sahá vnější mračno od vzdálenosti 36 000 ÷ 200 000 AU, s maximální koncentrací komet ve vzdálenosti 54 000 AU. Hustota sluneční pramlhoviny byla však v této vzdálenosti tak nepatrná, že tam komety nemohly vzniknout – vytvořily se v pásmu mezi Saturnem a Neptunem. Blízká setkání těchto původních ledových konglomerátů s planetami vedla k postupné difuzi do kometárního mračna (poruchami od planet se ovlivňuje velká poloosa kometární dráhy). Jakmile se začne uplatňovat rušivé působení cizích hvězd, mezihvězdných mračen a galaktických slapů (ve vzdálenosti nad 30 000 AU), začnou se tím měnit všechny dráhové elementy, takže z původního kometárního disku se stává sférický útvar (halo). Oproti původní Oortově představě, že za zpětný návrat komet do nitra sluneční soustavy mohou těsná přiblížení Slunce s cizími hvězdami, se nyní ukazuje, že rozhodující silou jsou galaktické slapy, poprvé zvažované v roce 1983 J. Bylem. Podle M. V. Torbetta dodávají slapy do nitra sluneční soustavy 100 komet ročně, zatímco setkání s cizími hvězdami pouze 55 komet za rok. J. Heisler aj. uvádějí, že slapové síly Galaxie vytrhávají komety z Oortova mračna do mezihvězdného prostoru, takže se jen málokdy stane, že některá z nich zamíří do nitra sluneční soustavy a my na Zemi ji můžeme zpozorovat.

Pozorovat jednotlivé komety přímo v Oortově mračnu je zcela mimo možnosti soudobé astronomické techniky. Přesto se někteří autoři zabývají otázkou, zda by bylo možné existenci mračna odhalit přímo. L. S. Maročnik a G. B. Šolomickij usoudili, že spíše bychom měli objevit hustší a bližší vnitřní Oortův disk, jehož kamenná jádra by měla maximálně zářit v submilimetrovém pásmu na vlně 0,3 mm a ledové pláště jader na 0,1 mm. K tomu by však bylo potřeba vyslat dostatečně citlivý submilimetrový teleskop do kosmického prostoru. Je paradoxní, že Oortova mračna komet zřejmě pozorujeme u několika blízkých hvězd. Nejproslulejší je prachový disk u hvězdy β Pictoris (sp. A5, hmotnost 1,5 M_O, vzdálenost 54 světelných let, poloměr 1 000 AU) a další byly zjištěny u Vegy, α PsA a ε Eri. Podle P. R. Weissmana lze očekávat, že komety z vnitřního Oortova mračna by měl zaznamenat Hubbleův kosmický teleskop.

A. Stern a M. Shull uvádějí, že střední teplota látky v Oortově mračnu se pohybuje kolem 10 K, ale jednotlivá kometární jádra se čas od času přece jen mírně zahřejí na teploty 30 ÷ 40 K, a to při srážkách s mezihvězdným plynem relativní rychlostí až 400 m/s. Tím se za dobu existence sluneční soustavy z povrchu komet odrolila vrstvička tlustá až 80 mm, a naopak mezihvězdné částečky se přilepily na povrch jader. Blízká přiblížení s cizími hvězdami a působení srážek vymetla z Oortova oblaku všechny objekty s průměrem menším než 10 metrů. Bývá zvykem přirovnávat Oortovo mračno k mrazničce, kde se při nízké teplotě uchovává nezměněný materiál sluneční soustavy. Ze zmíněných výpočtů vyplývá, že to není docela pravda: kosmická mraznička má občas pootevřená dvířka.

Odstavec věnovaný kometám lze stěží uzavřít jinak než nostalgickou vzpomínkou na nedávný návrat Halleyovy komety. Kometa je stále ještě v dosahu většiny astronomických teleskopů. Počátkem roku 1987 byla 13 mag a koncem roku 14,5^{mag. Vědecké výsledky nejobsáhlejší pozorovací kampaně v dějinách astronomie vůbec se stále ještě zpracovávají (viz například ŘH 11/1987, str. 210). V rámci kampaně IHW se budou výsledky shromažďovat až do března roku 1989 a pak se zveřejní obsáhlý katalog údajů, patrně do konce roku 1990. Nejdůležitější data budou uložena na kompaktním disku CD v rozsahu asi 20 MB (úplný soubor dat se odhaduje na 40 Gb), takže majitelé superhi-fi CD přehrávačů si budou moci zajímavým způsobem rozšířit diskotéku. Milovníky historických kuriozit zase zaujme zjištění, že když německý astronom-amatér J. G. Palitsch objevil Halleyovu kometu na Vánoce roku 1758, netušil, o jaké těleso jde – myslel si, že jde o návrat Hájkovy komety z roku 1580. O správnou identifikaci Palitschova pozorování se zasloužil drážďanský profesor matematiky G. Heinsius v lednu 1759.}

M. Kresáková se zabývala korelacemi mezi výskytem jasných komet v letech 461 až 1539 n. l. a meteorickými roji. Zjistila, že jen v 0,5 % případů byly tyto komety doprovázeny meteorickými roji. Obráceně 7 % zaznamenaných rojů má v uvedeném souboru známou mateřskou kometu. J. O'Keefe a T. Ahrens patrně nalezli vhodný mechanismus pro šetrné vymrštění meteoritů z povrchu Marsu. V pozemských sbírkách existuje totiž 8 meteoritů typu SNC (nazvaných podle počátečních písmen hlavních nalezišť), které jeví všechny charakteristiky odpovídající horninám na Marsu. Rozbory prokázaly, že horniny těchto meteoritů krystalizovaly před 1,3.10⁹ lety v silném gravitačním poli nějaké planety a obsah nuklidů argonu odpovídá atmosféře Marsu. Oba autoři vystřelovali 30g projektily rychlostí 7 km/s do běžné horniny. Při kolmém střetu se hornina v místě dopadu projektilu vypařila, kdežto při tečném střetu se poškodil pouze sám projektil. Při šikmé srážce pod úhly 25 ÷ 60° se však ve směru letu objevil plynový výtrysk s rychlostí 20 km/s. Ten by byl schopen odnést zpět do kosmu kousky horniny, aniž by byly poškozeny či roztaveny impaktem. Pro opuštění Marsu stačí, aby meteority nabyly rychlosti 5 km/s.

Nové údaje o Tunguzském meteoritu uveřejnili M. I. Korina aj. Zjistili v celé oblasti pádu přebytek iridia, odpovídající jeho uložení v roce 1908. V přepočtu odtud vychází úhrnná původní hmotnost meteoritu 10⁹ kg, v dobré shodě s astronomickými a geofyzikálními odhady, takže odtud zřetelně vyplývá, že meteorit patřil do třídy velmi malých planetek. S tímto názorem však nesouhlasí známí sovětští odborníci B. J. Levin a V. A. Bronšten, kteří odhadují jeho střední hustotu na 1 000 kg/m³, což by spíše nasvědčovalo kometárnímu původu, jak před několika lety navrhl Ľ. Kresák.

S. Epstein aj. objevili ve známém murchisonském meteoritu aminokyseliny, zřejmě mezihvězdného původu. Úhrnný počet nalezených meteoritů deponovaných v muzeích není nikterak velký – řádově jde o tisíce vzorků různých pádů. Roční přírůstek je nepatrný, v průměru pouhých 6 kusů. Úlomků je přirozeně více – jen v Antarktidě jich bylo již nasbíráno 7 500 a toto loviště není zdaleka vyčerpáno. Radarem lze totiž hledat meteority o průměru větším než několik centimetrů do hloubky až 10 m pod povrchem ledu a při leteckém průzkumu lze za hodinu prohlédnout území o rozloze 3 000 km². Podobně se od roku 1984 začaly hledat meteority a kosmický prach u grónského pobřeží.

3. Slunce a hvězdy

Meteority nám dokonce mohou podat zprávu o aktivitě raného Slunce v době tvorby sluneční soustavy. Jak ukázali M. W. Cafee aj., vyšší zastoupení nuklidů ²¹Ne a ³⁸Ar v meteoritech svědčí o vysokém toku protonů z raného Slunce. To znamená, že Praslunce se podobalo proměnným hvězdám typu T Tauri, z nichž proudí velké množství energeticky nabitých částic v podobě tzv. hvězdné vichřice. Záznamy o sluneční aktivitě před 700 miliony lety studovali G. Williams a W. a C. Sonettovi na laminovaných vrstvách hornin v jižní Austrálii. Změny laminování zřetelně odrážejí 11letý i 22letý cyklus sluneční činnosti, jakož i delší cyklus s periodou 314 let (celkem bylo studováno období dlouhé 19 000 let). Je až udivující, jak stabilní je periodicita sluneční činnosti v dlouhém časovém úseku, když uvážíme, jak složité vztahy jsou ve hře. Na vzniku sluneční činnosti se totiž podílí jak magnetické pole Slunce, tak i konvektivní proudění pod jeho povrchem a diferenciální rotace Slunce. V roce 1979 zjistili S. F. Martin a K. I. Harvey, že na Slunci se cykly aktivity fakticky přes sebe překládají, takže jednotlivé cykly trvají průměrně asi 18 let. Jejich názor nyní rozvíjejí P. R. Wilson aj. zjištěním, že nový cyklus se nejprve projevuje ve vysokých heliografických šířkách a posouvá se směrem k rovníku během 18 ÷ 22 let. Výskyt skvrn představuje závěrečnou fázi onoho základního dlouhého cyklu. Právě na jaře 1987 jsme se ocitli v posledním minimu výskytu skvrn a další maximum můžeme očekávat v roce 1992.

E. Ribeset aj. se zabývali zmíněným 314letým cyklem sluneční činnosti, který uvádějí do souvislosti se známým Maunderovým minimem v 17. století. Využili k tomu dlouhé série měření slunečního průměru J. Picardem a jeho následovníky v letech 1666 až 1719. Z měření vyplývá pokles průměru o 3″ během období 1683–1718 a tomu odpovídající snížení úhlové rychlosti rotace Slunce. Autoři tvrdí, že v průběhu 11letého cyklu se průměr mění až o 2 000 km, přičemž je největší v době minima. Jelikož rozměry průměru se odrážejí ve změnách rychlosti sluneční rotace, považují autoři kolísání průměru Slunce za reálný jev. Takové vysvětlení uspokojuje astrofyziky, kteří se přirozeně nechtěli smířit s údajným sekulárním smršťováním slunečního poloměru v posledních třech stoletích.

Je pozoruhodné, že těsně před posledním minimem ve dnech 4.–7. února 1986 byla na Slunci zpozorována velmi silná erupce, po níž ve dnech 8.–9. února následovala na Zemi nejsilnější magnetická bouře za posledních 40 let. Projevila se elektrickými poruchami na telekomunikačních družicích, měřitelnými změnami drah navigačních družic a haváriemi dálkových tras vedení vysokého napětí, jakož i poruchami v pozemní telefonní a mikrovlnné síti. Sluneční erupce samy vykazují mnohem kratší periodicitu 152 dnů, poprvé rozpoznanou na záznamech z družice SMM v roce 1984. Nyní ji pro cyklus 1965–1975 potvrdili T. Bai a P. A. Sturrock. Příčina této periodicity není známa.

V nejbližších letech lze očekávat, že mnohé z nadhozených problémů se podaří nově řešit metodou helioseizmologie. Jak známo, povrch Slunce vibruje v mnoha periodicitách od 2,5 minuty do několika hodin, což je následek interference akustických vln probíhajících slunečním nitrem. Teorie jevu je tak dobře propracována, že umožňuje studovat vlastnosti jinak nepřístupného slunečního nitra a odvozovat údaje o jeho struktuře, rychlosti rotace, ba i o chemickém složení. Z iniciativy americké Národní sluneční observatoře (NSO) se nyní chystá ambiciózní projekt GONG komplexního měření rychlostních polí na Slunci na šesti pozemních stanicích, rozmístěných podél 30° severní, resp. jižní šířky rovnoměrně po obvodu zeměkoule. Od r. 1990 po dobu devíti let se mají shromažďovat údaje o vibracích Slunce prakticky nepřetržitě (časový pokryv má dosáhnout 96 % úhrnné doby). Přesnost rychlostních měření bude lepší než 1 m/s a každou minutu bude proměřeno rychlostní pole v 65 000 bodech na slunečním disku. Na jediné stanici tak bude denně získáno na 200 MB údajů a úhrnný projekt představuje úděsný objem 1 TB informací. Organizační a výpočetní problémy projektu GONG nelze vlastně s ničím porovnávat. Má se na něm podílet 100 astronomů ze 40 pracovišť, ale náklady jsou skrovnější, než jak jsme si v kosmickém věku zvykli – pouhých 15 milionů dolarů. Za tuto cenu bychom měli koncem století vědět o Slunci – nejbližší hvězdě – tolik, že se tím zásadně zlepší jak naše vědomosti o povaze sluneční činnosti, tak i o hvězdách vcelku.

V posledních letech totiž byly objeveny obdobné vibrace povrchu také u některých jasných hvězd, zejména α Centauri A a Prokyonu. Hvězdám ve slunečním okolí se v poslední době věnuje vůbec zvýšená pozornost, jednak proto, že se zde hledají důkazy existence extrasolárních planet a jednak kvůli možnosti objevení přechodných objektů mezi hvězdami a planetami – tzv. hnědých trpaslíků. Tento výzkum na hranici experimentálních možností zaznamenává jak nečekaná vítězství, tak i hořké prohry.

K těm nejtrpčím patří odvolání objevu hnědého trpaslíka u hvězdy van Biesbroeck 8, oznámeného v r. 1984 D. W. McCarthym aj. Nejprve M. F. Skrutskie aj. nenašli při infračervené přehlídce 60 hvězd do vzdálenosti 40 světelných let vůbec žádné průvodce s teplotou povrchu nad 1 000 K, a nepotvrdili tedy ani existenci zmíněného hnědého trpaslíka, který měl mít teplotu 1 300 K. Potom oznámili C. Perrier a J. M. Mariotti, že hnědého trpaslíka VB8 B marně hledali infračervenou skvrnkovou interferometrií 3,6m teleskopem ESO, a stejně se v roce 1988 vedlo i autorům objevu D. W. McCarthymu aj. Pokud vyloučíme silnou proměnnost (hnědý trpaslík by musel za 2 roky zeslábnout alespoň o 3 mag v pásmu 2,2 μm) nebo vysokou excentricitu dráhy, znamená to, že původní pozorování bylo falešné, tj. že vzniklo uměle v procesu zpracování interferometrických měření.

V tu chvíli přišli jako na zavolanou B. Zuckerman a E. E. Becklin s pozoruhodným objevem průvodce blízkého (46 svět. let) bílého trpaslíka v souhvězdí Ryb Giclas 29-38B, jehož hmotnost spadá do rozmezí pro hnědé trpaslíky (0,04 ÷ 0,08 M_O), svítivost činí pouze 5.10^-5 L_O, teplota povrchu 1 200 K a poloměr 0,15 R_O. Teplota bílého trpaslíka 29-38A činí 11 500 K a svítivost 2.10^-3 L_O. V jeho okolí nebyl zjištěn žádný prachový disk, takže existence hnědého trpaslíka v systému se dobře hodí k vysvětlení, kde zmizel při vzniku hvězdy přebytečný moment hybnosti. Stejní autoři hledali marně infračervené záření hnědých trpaslíků v otevřených hvězdokupách Hyády a Plejády až do hmotnosti 0,03, resp. 0,015 M_O.

Z toho všeho odvozuje A. P. Boss, že existuje reálný předěl mezi hvězdami s hmotností nad 0,08 M_O a objekty s hmotnosti pod 0,01 M_O (10násobek hmotnosti Jupiteru), způsobený podmínkami, za nichž probíhá fragmentace mezihvězdných mračen. To je možná trochu předčasný úsudek, ale rozhodně je zřejmé, že se hnědí trpaslíci nehodí k vysvětlení nedostatku svítící hmoty v porovnání s dynamicky určenou hmotností Galaxie.

D. W. McCarthy se spolupracovníky na Stewardově observatoři v Arizoně mezitím našli metodou infračervené skvrnkové interferometrie dvě hvězdy o velmi nízké hmotnosti. Je to jednak průvodce hvězdy Gliese 623B s hmotností 0,084 M_O a jednak průvodce hvězdy Gliese 866B s hmotností 0,11 M_O. Jde o hvězdy vzdálené od nás 24, resp. 11 světelných let, takže infračervený signál je dostatečně silný, aby výsledky nebyly znehodnoceny šumem, a proto lze jejich reálnosti důvěřovat. V. Lindsay aj. ostatně z rozboru radiální rychlosti hvězdy Gliese 623 nalezli periodické změny svědčící o existenci průvodce s hmotností 0,10 M_O, čímž jsou arizonská měření alespoň nepřímo ověřena. Podobně kanadští astronomové z Dominion Astrophysical Observatory odhalili periodická kolísání radiálních rychlostí blízkých hvězd ε Eri a 61 Cyg, svědčící o přítomnosti průvodců s hmotností větší než 2 hmotnosti Jupiteru, což by byl vlastně první solidní důkaz existence extrasolárních planet.

Jiný nepřímý důkaz přinesli S. Beckwith a A. Sargentová z rozboru radiálních rychlostí rádiové čáry oxidu uhelnatého. Zkoumali 6 mladých hvězd slunečního typu a přitom zjistili, že proměnná HL Tau, vzdálená od nás 520 světelných let, je obklopena prstencem prachu a plynu s keplerovskou rotací. Autoři soudí, že to je příznak existence protoplanetárního disku o poloměru 1 000 AU a hmotnosti 0,1 M_O, v němž se právě nyní akumulací tvoří planety. Náznaky disku byly objeveny i u prototypu raných objektů – hvězdy T Tau.

Několik skupin autorů studovalo v širokém spektrálním pásmu prachový disk kolem hvězdy β Pictoris, objevený v r. 1984. Ukazuje se, že odrazost Jupiteru, takže téměř určitě se tam již vytvořily planety, i když je dosud neumíme pozorovat. Tak mocný disk je však zřejmě spíše výjimkou, jak dokazují negativní výsledky hledání obdobných disků ivost částic disku nezávisí na vlnové délce, takže jde zaručeně o částice s rozměry většími než 1 μm. Úhrnná hmotnost nesymetrického disku o poloměru 900 ÷ 1 100 AU přesahuje hmotnu celé stovky blízkých hvězd.

Větším úspěchem skončilo hledání protostelárních disků kolem hvězd o sluneční hmotnosti v jádře Velké mlhoviny v Orionu. E. Churchwell aj. sledovali obří anténou VLA 22 kompaktních rádiových zdrojů o skutečných poloměrech 27 ÷ 230 AU, které se v 15 případech podařilo ztotožnit s optickými nebo infračervenými mlhovinovými kondenzacemi. N. R. Walborn a J. C. Blades zjistili, že v obří mlhovině kolem hvězdy 30 Doradus se nedávno vynořily z protostelárních zámotků dvě rané hvězdy spektrální třídy O. Vůbec nejúspěšnějším lovcem prahvězd se však stala infračervená družice IRAS, jež zaznamenala infračervené záření několika set prahvězd do vzdálenosti stovek světelných let od Slunce. Povrch prahvězd dosahuje teplot kolem 5 kK, ale zdrojem jejich záření je pokračující gravitační kontrakce, nikoliv termonukleární reakce. Kolem běžné prahvězdy rotuje plynoprachový disk o střední teplotě 400 K, ohřívaný zevnitř. Ještě dále od centra prahvězdy se nalézá plynoprachový zámotek o teplotě kolem 50 K, z nějž materiál dosud padá směrem k centru kondenzace. Když vývoj kondenzace dostatečně pokročí, objeví se nad diskem i pod ním směrované výtrysky molekulárního plynu. Ty lze nejsnáze pozorovat v mikrovlnném pásmu v čáře CO. Zámotky vyznačené zářením CO mají velmi nízkou teplotu 10 ÷ 15 K a rozměry zlomků světelného roku. Jejich kolaps skončí nejpozději během 10⁵ let. Příslušnými mikrovlnnými a infračervenými pozorováními tak byla spolehlivě rozpoznána tato nejranější etapa hvězdného vývoje.

Družice IRAS pomohla objasnit i důležité aspekty závěrečných fází hvězdného vývoje. Zpět do interstelárního prostředí se totiž v Galaxii ročně vrací nejméně 0,7 M_O hmoty obohacené o kovy v průběhu termonukleárního vývoje hvězd. Na této hodnotě se nejvíce podílejí červení obři a veleobři: ztrácejí každý až 10^-5 M_O za rok. To je hodnota tak drastická, že většina hvězd klesne pod Chandrasekharovu mez pro hmotnost bílých trpaslíků dříve, než se začne gravitačně hroutit. To se zejména týká všech hvězd s počáteční hmotností nižší než 8 M_O. Mezihvězdná hmota současné Galaxie je následkem toho tak silně obohacena kovy, že to mění celkové podmínky pro zrod hvězd. Tím lze naopak vysvětlit, proč nepozorujeme prvotní hvězdy III. populace, složené jen z vodíku a helia, vzniklé již 10⁸ let po velkém třesku. Zárodečné kondenzace zřejmě fragmentovaly na příliš masivní hvězdy, takže jejich vývoj proběhl příliš rychle (během 5.10⁷ let), než aby se dochovaly do dnešní doby. Pokud by totiž v nejranějších dobách tvorby hvězd v Galaxii vznikaly hvězdy III. populace s hmotností nižší než 0,8 M_O, byly by dosud pozorovatelné.

Přesnost měření fyzikálních a geometrických parametrů hvězd rychle roste následkem zavedení nových citlivých měřících metod i pokročilé výpočetní techniky. Zmínil jsem se již o tom, že u blízkých hvězd byly nalezeny z Dopplerových posuvů čar vibrace obdobné slunečním, a stejnou metodou se u blízkých sedmi hvězd podařilo D. Dravinsovi objevit hvězdnou granulaci. Rozměry granulí se pohybují v rozmezí 10³ ÷ 10⁴ km pro hvězdy α Cen B (sp. K1 V) a β Hyi (sp. G2 IV).

Kanadští astronomové na Dominion Astrophysical Observatory ve Victorii dokáží nyní měřit radiální rychlosti blízkých hvězd s přesností 20 ÷ 30 m/s, což umožňuje zejména hledat případné extrasolární planety. Až na výjimky jsou však s touto přesností radiální rychlosti hvězd stálé. Podobně R. S. Harrington měří s nebývalou přesností vlastní pohyby Barnardovy hvězdy pomocí 1,55m astronomického reflektoru americké Námořní observatoře. Na základě zpracování 443 snímků z let 1972–1986 určil relativní paralaxu s chybou ±0,0015″ a vlastní pohyb s chybou ±0,0003″. S touto přesností měření nenašel žádná kolísání vlastního pohybu, jež by bylo možné připsat gravitačnímu působení planetárních těles.

V loňském roce bylo ukončeno třetím svazkem III. vydání Generálního katalogu proměnných hvězd pod redakcí P. N. Cholopova. Katalog obsahuje údaje o 28 277 proměnných hvězdách. Mezitím do konce roku 1986 vzrostl počet pojmenovaných proměnných hvězd na 29 767. Mezi proměnnými hvězdami dnes budí nejvíce zájmu těsné dvojhvězdy, které se aktivně ovlivňují zářením, gravitací i výměnou hmoty. Nejkratší oběžnou periodu 11,5 minuty pozorujeme u rentgenové dvojhvězdy AU 1820-30. Takto krátké oběžné periody jsou vzácné: dosud známe jen 5 soustav s oběžnou dobou kratší než 1 hodina. Rentgenové pulzary umožnily odvodit střední hodnotu hmotnosti neutronových hvězd (1,4 ±0,3) M_O ve výtečné shodě s teorií. Jen vzácně se v rentgenových dvojhvězdách vyskytují černé díry – nadějní kandidáti se nalézají v soustavách Cyg X-1, SS 433, LMC X-3 a A 0620-00. Pro kompaktní složky v těchto objektech vycházejí hmotnosti nad 6 M_O.

Podle N. I. Šakury a K. A. Postnova se vývoj dvojhvězd rozvětvuje podle toho, zda alespoň jedna složka má počáteční hmotnost nad 10 M_O. Jestliže tomu tak je, skončí vývoj těsné dvojhvězdy nutně výbuchem supernovy. Při nižších hmotnostech složek dojde k explozi supernovy jen za specifických okolností. U hvězd slunečního typu s počáteční orbitální periodou kratší než 10 hodin nelze zanedbat vliv gravitačního vyzařování na vývoj soustav. Soustava tím totiž ztrácí tolik energie, že poloosa oběžné dráhy se vydatně smršťuje a dostáváme některou variantu kataklyzmické proměnné hvězdy. Podle modelových výpočtů by však výsledná oběžná perioda soustavy neměla nikdy klesnout pod 80 minut, což souhlasí s pozorováními.

Pro vznik neutronové hvězdy po explozi supernovy typu I je rozhodující chemické složení kolabujícího bílého trpaslíka. Jestliže se bílý trpaslík skládá z uhlíku a kyslíku, vede exploze supernovy k úplnému rozpadu hvězdy. Je-li však bílý trpaslík složen z kyslíku, neonu a hořčíku, může po přetoku hmoty z druhé složky a následné překotné termonukleární reakci vzniknout neutronová hvězda, dokonce i s hmotností nižší, než je Chandrasekharova mez.

Při silnějším přetoku hmoty na bílého trpaslíka pozorujeme paradoxně méně dramatické úkazy v podobě explozí nov, rekurentních nov a trpasličích nov. M. Livio soudí, že rychlá akrece způsobuje úkaz trpasličí novy, přičemž intervaly mezi explozemi se zvolna zkracují. Pak následuje tichá pauza, po níž bílý trpaslík exploduje jako klasická nova. Po dobu zhruba 10 let po této explozi je druhá složka silně ozařována, což podněcuje zvýšený přetok hmoty tempem až 10^-8 M_O/r. Ten však zvolna klesá na klidovou hodnotu řádu 10^-11 M_O/r. Nastává fáze přezimování, jak o tom svědčí současná pozorování starých nov CK Vul (explodovala r. 1670) a WY Sge (explodovala r. 1783). Přetok opět vzroste několik desítek let před dalším výbuchem (tj. řádově za 10⁴ ÷ 10⁵ let). Podle D. Prialnika dochází u průměrné novy k překotné termonuklární reakci ve vodíkové slupce bílého trpaslíka složeného z uhlíku a kyslíku. Bílý trpaslík získává vodíkovou slupku akrecí z druhé složky dvojhvězdy s oběžnou periodou 3 ÷ 10 h. Při explozi se rozmetá do okolního prostoru asi 6.10^-6 M_O a hvězda dosáhne maximální svítivosti 3.10⁵ L_O (10³² W). V dlouhodobé perspektivě se hmotnost bílého trpaslíka přece jen snižuje a jeho povrch chladne. To znamená, že trvá déle, než se akrecí vytvoří nová vodíková slupka potřebná k další detonaci, takže intervaly mezi explozemi novy se zvolna prodlužují.

Podle W. Lillera a B. Mayera vzplane v Galaxii ročně (73 ±24) nov, z čehož pozorujeme jen 3,5 novy ročně. Nejúspěšnějím současným objevitelem je japonský astronom-amatér M. Honda, který objevil 7 nov za 9 let. Dürbeckův katalog a atlas galaktických nov obsahuje 277 položek, z toho 215 klasických nov, 16 hvězd novám podobných, 6 rekurentních a 6 rentgenových nov. Téměř 200 nov lze pozorovat i v době minima. Zbylé objekty katalogu bychom vlastně neměli jako novy klasifikovat.

V květnu r. 1987 bylo zaznamenáno krátké vzplanutí rekurentní novy U Scorpii, která předtím vybuchla v letech 1863, 1906, 1936 a 1979. Celá epizoda trvala patrně jen 2 týdny a v maximu hvězda dosáhla 10,8 mag. V druhé polovině září r. 1987 vybuchla nova ve Velkém Magellanově mračnu, která v maximu dosáhla 9,5 mag. J. Kaluzný a I. Semeniuková sledovali změny jasnosti novy V1500 Cygni po 11 letech od exploze a zjistili, že perioda proměnnosti 3,3 hodiny je stále přítomna. Byla to nejrychlejší a druhá nejjasnější nova tohoto století. Nejjasnější byla nova GK Per, jež v únoru 1901 dosáhla 0,2 mag a nyní je 13,1 mag. Podle G. D. Schmidta a H. S. Stockmana jeví nova V1500 Cygni kruhovou polarizaci s amplitudou 3 % v periodě shodné s optickou proměnností, což je zřetelným důkazem silného magnetického pole bílého trpaslíka. Patří tedy k tzv. polarům.

Rekordní magnetické pole pro bílého trpaslíka PG 1031 + 234 změřili W. B. Latter aj. pomocí Zeemanova efektu. Indukce pole činí 2.10⁴ ÷ 1.10⁵ T, takže čáry jsou zřetelně rozštěpeny (rozštěpy čar nastávají při indukci > 10² T). I tento bílý trpaslík vykazuje silnou a proměnnou kruhovou optickou polarizaci s periodou 3,4 h, což je v tomto případě perioda rotace bílého trpaslíka.

Souhrnné údaje o bílých trpaslících zveřejnili S. D. Kawaler a D. E. Winget. Jakmile v kompaktní hvězdě nastane elektronová degenerace, hvězda pomalu chladne, aniž by přitom měnila své rozměry. Jelikož volné elektrony vedou dobře teplo, je bílý trpaslík prakticky izotermální. Vnější slupka, oddělující horké nitro o teplotě 10⁷ K od chladného kosmického prostoru, obsahuje pouze 0,01 % hmotnosti bílého trpaslíka a sahá do hloubky 50 km pod povrch. Jelikož povrchová teplota bílých trpaslíků je řádu 10⁴ K, značí to, že v prvních 50 km vzniká fantastický teplotní gradient 200 K/m! Převážná většina (80 %) bílých trpaslíků náleží k typu DA, který se vyznačuje pouze vodíkovými čarami ve spektru. Zbytek patří k typu DB, jenž je charakterizován výhradně čarami helia. Typ DC je bez čar a vyskytuje se ojediněle.

Hmotnosti většiny bílých trpaslíků se pohybují v rozmezí 0,5 ÷ 0,7 M_O.. Jelikož Chandrasekharova mez činí 1,4 M_O, je poněkud překvapující, že hmotnost bílých trpaslíků je tak nízká. Víme však, že červení obři či veleobři jako předchůdci bílých trpaslíků velmi efektivně ztrácejí hmotu tempem až 10^-4 M_O/r. Děje se tak zejména intenzivním větrem i odvrhováním plynných obalů v podobě planetárních mlhovin. Když se nakonec obnaží žhavé jádro hvězdy – vlastní bílý trpaslík – je mu předurčeno pomalu chladnout. Teprve za 1 miliardu let bílý trpaslík natolik vychladne, že se v jeho nitru začnou uplatňovat coulombické síly mezi ionty, a za vysokého tlaku nitro bílého trpaslíka postupně zkrystalizuje. Za 10¹⁰ let se celý bílý trpaslík stane jediným obřím krystalem, který prakticky nezáří, ač jde téměř doslova o diamantové hvězdy (skládají se převážně z jader uhlíku).

4. Supernovy a neutronové hvězdy

Podle S. van den Bergha vybuchují v naší Galaxii novy 4 000krát častěji než supernovy, takže za století explodují v průměru dvě supernovy, což je zase 12krát vyšší četnost než pro supernovy ve Velkém Magellanově mračnu. Rozborem pozorování úspěšného lovce supernov australského astronoma-amatéra reverenda R. Evanse zjistil, že průměrná frekvence supernov typu I činí v souboru 1 017 galaxií 0,3 případu za století, kdežto supernovy typu II jsou asi 4krát četnější. Evans totiž za pět let vykonal celkem 50 000 pozorování zmíněných galaxií, přičemž našel 15 supernov. Nyní se zhodnotila i jeho negativní pozorování.

Ve světle této statistiky snad ještě více vynikne jedinečná událost, k níž došlo koncem února 1987 ve Velkém Magellanově mračnu. Jelikož Říše hvězd již přinesla údaje o explozi supernovy 1987 A (ŘH 7/87, str. 132), omezím se jen na několik shrnujících poznámek. Už samotné okolnosti objevu jsou více než kuriózní. Dvacetidevítiletý Kanaďan Ian Shelton z torontské univerzity pracuje na observatoři v Las Campanas v Chile s 0,6m reflektorem, ale už delší dobu mu bylo líto, že 70 let starý 0,25m Carnegiův refraktor na téže observatoři zahálel. Rozhodl se proto využívat ho souběžně k přehlídkovým snímkům Velkého Magellanova mračna s tím, že na těchto fotografiích bude hledat proměnné hvězdy. Tento dlouhodobý paralelní program zahájil shodou okolností v noci z 21. na 22. února 1987. Snímek však nebyl dobře zaostřen, a nedal se proto použít. Teprve příští noc pořídil kvalitní snímek, na němž nebylo nic neobvyklého. Expozice v noci z 23. na 24. února byla tudíž třetí v pořadí a po jejím skončení v 5h UT Shelton váhal, zda má snímek ještě vyvolat, poněvadž byl dost unaven, ale nakonec s exponovanou deskou do temné komory přece jen zašel. Po ustálení si mokrou desku zběžně prohlédl a přitom si všiml zřetelného tmavého bodu poblíž negativního obrazu mlhoviny 30 Doradus. Zprvu si myslel, že jde o kaz v emulzi, ale pro jistotu se vyšel podívat před kopuli a spatřil v daném směru hvězdu 4,5 mag! Šel se zeptat kolegů, zda o hvězdě něco nevědí, a dozvěděl se jednak, že noční asistent O. Duhalde si hvězdy všiml kolem místní půlnoci (ale nikomu to předtím neřekl) a jednak, že modul vzdálenosti Velkého Magellanova mračna je 18,5 mag, tj. absolutní hvězdná velikost hvězdy je -14 mag, kdežto novy dosahují maximálně -10 mag. Pokud tedy nejde o náhodnou projekci a hvězda patří do Velkého Magellanova mračna, musí jít o supernovu.

Shelton se ihned pokoušel zatelefonovat do Cambridge v USA, kde je centrála pro astronomické telegramy, ale nemohl dostat spojení. Nakonec zprávu odvezl noční asistent na motocyklu do městečka La Serena a odtamtud zprávu poslal z pošty dálnopisem. Toto sdělení dorazilo do Cambridge právě půl hodiny před telegramem 75letého novozélandského astronoma-amatéra A. Jonese, jenž supernovu nezávisle spatřil v 9^{h UT. O 40 minut později rozesílal již B. Marsden první telegram se senzační zprávou o supernově viditelné očima na všechny světové observatoře. V 19h UT téhož dne započali jihoafričtí astronomové s fotoelektrickou fotometrií a fotografickou spektroskopií objektu (v Las Campanas v době objevu byla supernova již příliš nízko nad obzorem pro velký 2,5m teleskop) a v téže době ji začala sledovat ultrafialová družice IUE. Během prvního měsíce po objevu vydalo ústředí v Cambridgi rekordní počet 35 cirkulářů IAU s expresními informacemi.}

V době exploze naneštěstí nepracovala vysoce citlivá kryogenní zařízení pro detekci gravitačních vln, jejichž citlivost by byla snad právě stačila na záznam krátkého impulzu gravitačního záření, ohlašujícího kolaps jádra modrého veleobra Sk-69°202. Jediným téměř přímým dokladem kolapsu se tak stala neutrina, jež podle teoretického předpokladu odnesla energii 3.10⁴⁶ J během několika sekund. Ta se však uvolňují s několikasekundovým zpožděním, daným dočasnou neprůhledností hustého plynu kolabující hvězdy pro neutrina. Odhaduje se, že úhrnem bylo vysláno 10⁵⁸ neutrin, z nichž čtverečním metrem zemského povrchu prošlo 10¹⁴ neutrin a každý čtyřtisící člověk na Zemi pocítil jednu interakci s nimi ve svém těle. Tyto interakce přirozeně nikdo nezaznamenal; se štěstím se to povedlo v čase 7^{h 35min UT dne 23. února 1987 v pozemních detektorech částic v Japonsku a v USA. V americkém detektoru IMB ve státě Ohio totiž pro výpadek proudu nepracovala čtvrtina z 2 048 zapojených fotonásobičů a v japonském detektoru skončili rutinní kalibraci zařízení jen několik minut před příchodem neutrin ze supernovy. Navíc jim další den vypadl proud, což znemožnilo dodatečnou přesnou časovou kalibraci záznamů.}

Analýza oněch 19 neutrin, resp. antineutrin přesvědčila astrofyziky, že v zásadě měly pravdu modelové výpočty průběhu kolapsu a následné exploze supernovy. Je však překvapující, že explodoval modrý, a ne červený veleobr a že hvězda nejevila od r. 1934 do doby několika hodin před explozí žádné měřitelné změny optické jasnosti. Udivující je též, že rázová vlna po kolapsu proběhla celou hvězdou za pouhé 3 hodiny – svědčí to o poměrně malých rozměrech hvězdy-předchůdce.

Brzo po výbuchu bylo zaznamenáno rádiové záření na decimetrových vlnách, které však opět zmizelo již počátkem března 1987. Rentgenové záření objevila japonská družice Ginga a sovětská orbitální stanice Mir (experiment Kvant) teprve v polovině srpna. Záření bylo extrémně tvrdé s maximem v oblasti 25 ÷ 300 keV a dosáhlo výkonu 2.10³¹ W. Světelná křivka supernovy se neustále odlišuje od všech předpovědí. Po rychlém nástupu z 12,3 mag na cca 4,5 mag se jasnost supernovy dále pozvolna zvyšovala a dosáhla maxima 80 dnů po kolapsu (kolem 20. 5.), kdy byla 2,8 mag. Od té doby jevila exponenciální pokles jasnosti, jenž skončil 250 dnů po kolapsu. Toto anomální chování se vysvětluje radioaktivním rozpadem nuklidů ⁵⁶Ni a ⁵⁶Fe, což je normálně typickým projevem supernov typu I (SN 1987A se všeobecně klasifikuje jako supernova typu II).

Příslušnost supernovy do Velkého Magellanova mračna potvrdila pozorování celého „lesa“ interstelárních absorpčních čar vápníku a sodíku odpovídající mezihvězdným mračnům jak v této nejbližší cizí galaxii, tak i v intergalaktickém prostoru a v naší Galaxii. Hvězda tvořila malou skupinku s dalšími dvěma složkami, které se nacházejí v úhlové vzdálenosti 1,4″ a 2,65″ od supernovy a jsou rovněž modrými objekty 15,3 mag a 15,7 mag. Jelikož tyto hvězdy vznikly téměř určitě současně a jelikož jejich hmotnost činí až 10 M_O, vyplývá odtud, že hmotnost supernovy před výbuchem byla vyšší – odhady se pohybují v rozmezí 15 ÷ 20 M_O. Systém tří hvězd patří do obří oblasti ionizovaného vodíku kolem hvězdy 30 Doradus, která je největší v celé místní soustavě galaxií. Obsahuje řadu velmi mladých masivních hvězd, takže pravděpodobnost exploze supernovy právě zde byla vlastně poměrně vysoká.

Většina astronomů se shoduje v názoru, že to nejlepší při pozorování supernovy máme před sebou, ačkoliv (spíše právě protože) SN 1987A přestala být koncem r. 1987 pozorovatelná prostým okem. Jakmile se totiž opticky zředí plynný obal supernovy, budeme moci nahlédnout dovnitř ke zdroji všeho toho ohňostroje a podle rozličných předpovědí pozorovat rentgenové i gama záření, rádiový pulzar a jiné projevy neutronové hvězdy, která patrně zbyla na místě modrého veleobra. Robert Kirshner, jeden z nejpilnějších astronomů studujících supernovu, vyjádřil současný stav jejího výzkumu výstižně slovy: „Tahle supernova – to je jako když se vám narodí miminko. Nejprve máte nesmírnou radost – a ta se dále zvětšuje –, jenže současně musíte miminko vypiplat, a to je také velmi tvrdá práce.“ Přitom naše radost může opravdu v dohledné době znovu vzrůst. Už od r. 1604 totiž čekáme na supernovu v naší Galaxii a – jak poznamenal neúnavný statistik S. van den Bergh – v tuto chvíli jsou na cestě k nám zprávy o explozi 500 supernov v naší Mléčné dráze.

Jsou-li supernovy vzácné, pak ještě o řád vzácnější jsou rentgenové dvojhvězdy, jichž je v Galaxii známo pouze několik desítek a jejichž rozmanité projevy nás neustále dokáží překvapovat či úplně zaskočit. K takovým překvapením zajisté patří objev rentgenové dvojhvězdy s nejkratší orbitální periodou, ohlášený L. Stellou aj. Tito autoři zpracovávali měření z dnes již nefungující družice Exosat a zjistili, že rentgenové záření zdroje 4U 1820-30 v kulové hvězdokupě NGC 6624 je modulováno s periodou 11 minut a amplitudou 3 %. Pozorování lze interpretovat jako oběžný pohyb opravdu těsné dvojhvězdy s délkou velké poloosy pouhých 133 000 km (hvězdokupa i dvojhvězda jsou od nás vzdáleny 20 000 světelných let). Hlavní složkou systému je neutronová hvězda o hmotnosti 1,3 M_O, kolem níž obíhá bílý trpaslík o hmotnosti 0,05 M_O. Jeho neuvěřitelně nízkou hmotnost lze vysvětlit tím, že vyplňuje Rocheův lalok a ztrácí hmotu ve prospěch neutronové hvězdy, takže se časem zcela vypaří.

K osobitým projevům neutronových hvězd patří i silné záření gama, které bylo zjištěno zejména u mladých pozůstatků supernov v Plachtách a v Býku (Krabí mlhovina). Tento poznatek podnítil čínského astronoma Žen-Ru Wanga k pokusu ztotožnit i další zdroje záření gama s pozůstatky historických supernov z čínských archivů. Podle koincidencí v polohách usoudil, že zdroj záření gama 2CG 353+16 v souhvězdí Štíra je pozůstatkem supernovy ze 14. století př. n. l. – jde o vůbec nejstarší záznam o supernově. Další zdroj 2CG 054+01 odpovídá supernově z r. 1230, která byla vidět očima přes tři měsíce. Konečně záhadný zdroj Geminga (2CG 195+04) by měl být totožný s pozůstatkem supernovy z r. 437 n. l.

J. L. Attela aj. publikovali druhý katalog zábleskových zdrojů záření gama, které byly zachyceny 10 kosmickými aparaturami mezi zářím 1978 a únorem 1980. Z nich 80 má zaručené polohy. Žádný z katalogizovaných zdrojů nevzplanul v tomto údobí opakovaně, takže odtud vyplývá minimální rekurence řádu měsíců až let. Výjimkou je měkký rekurentní zdroj GRB 790107 (1806-20), který podle J. G. Larose aj. vzplanul v letech 1979–1986 nejméně 100krát, z toho v jediné hodině dne 16. 11. 1983 celkem 10krát. Každé vzplanutí je charakterizováno krátkým náběhem i poklesem řádu 100 ms a měkkým spektrem v pásmu 30 ÷ 40 keV. M. Livio a R. E. Taam soudí, že neutronová hvězda je obklopena Oortovým kometárním mračnem, jehož zachovaná kometární jádra dopadají na hvězdu v tak svižném tempu. Rekurenci vykazuje také proslulý zdroj GRB 790305 v poloze 0526-66. Podle S. V. Goleněckého aj. vzplanul opakovaně celkem 16krát za 4 roky od prvního superintenzivního vzplanutí. Podle sovětských autorů je rekurence důkazem toho, že zdroj je fakticky blízko (do 100 pc) a na mlhovinu N 49 se promítá náhodně. Pak se pohybují energetické výdaje jednotlivých vzplanutí kolem 10³² J, což je přiměřené.

Dosud zůstává nevyjasněná možnost optických koincidencí zábleskových zdrojů gama. Nejrozsáhlejší materiál z archivů observatoří v Sonnebergu a v Ondřejově zveřejnili R. Hudec aj. Až na jednu výjimku (GRB 790329b) je výsledek prohlídek záporný; nepodařilo se nalézt žádné koincidence v reálném čase ani koincidence archivní. Z těchto měření vyplývají již dosti ostré hranice jak pro poměr optické a gama svítivosti zdrojů, tak pro intervaly rekurence. Předností tohoto jedinečného materiálu je jednak délka zkoumaného intervalu (nejstarší snímky v Sonnebergu jsou z r. 1928 a v Ondřejově z r. 1951) a jednak vícenásobné pokrytí téže části oblohy, což téměř vylučuje lokální efekty a vady v emulzích.

Snad nejvíce údajů o vlastnostech neutronových hvězd se však tradičně daří získávat studiem rádiových pulzarů, jichž je známo již na 500. V poslední době budí největší zájem existence milisekundových pulzarů s periodou kratší než 10 ms. Vyznačují se vesměs neobyčejně malým brzděním rotace, což vysvětlujeme tak, že indukce magnetického pole těchto pulzarů je nejméně o řád nižší než u pulzarů klasických. V loňském roce se podařilo objevit milisekundové pulzary v kulových hvězdokupách M28 (NGC 6626) a M4 (NGC 6121). První z nich, PSR 1821-249, objevili A. G. Lyne aj. zpracováním 16.10⁶ měření na superpočítači Cray-XMP. Je od nás vzdálen 19 000 světelných let a nachází se 10″ od centra kulové hvězdokupy, 2 000 světelných let pod galaktickou rovinou. Jeho impulzní perioda 3,05 ms se zpomaluje tempem 10^-18 s/s, což odpovídá magnetickému poli o indukci 2.10⁵ T. A. Brinklow aj. nalezli pulzar s periodou 11,1 ms v kulové hvězdokupě M4 pomocí 76m radioteleskopu v Jodrell Banku, rovněž zpracováním obsáhlých měření na superpočítači Cyber 205. Pulzar je od nás vzdálen 6 500 světelných let.

Všeobecně se má za to, že milisekundové pulzary vznikly z neutronových hvězd dodatečně, roztočením hvězdy na vysoké obrátky akrecí materiálu z průvodce, který vyplnil Rocheův lalok. Tato omlazovací kůra sice obnoví rádiové záření pulzarů, ale nezvyšuje intenzitu magnetického pole, jehož poločas rozpadu u běžné neutronové hvězdy činí pouze 10⁶ ÷ 10⁷ let. Akrece tempem 10^-8 M_O/r dokáže neutronovou hvězdu roztočit na 500 ÷ 1 000 obrátek za sekundu během pouhých 10⁷ let. Absence silného magnetického pole způsobí, že jednou roztočená neutronová hvězda se brzdí neobyčejně málo, na periodu 10 ms se zpomalí teprve za 2.10¹⁰ let, což je horní mez dosavadního stáří vesmíru. Předchůdci milisekundových pulzarů jsou patrně málo masivní rentgenové dvojhvězdy; je však záhadou, kam se průvodci, dodávající hmotu, poděli u izolovaných milisekundových pulzarů.

Akrece na neutronovu hvězdu je 12krát účinnějším zdrojem energie než termonukleární reakce. Normální neutronová hvězda se skládá z 10⁵⁷ nukleonů, z toho asi 95 % představují neutrony. C. Alcock aj. soudí, že ani tato konfigurace hmoty není nejstabilnější, takže neutronové hvězdy se po čase mění na podivné kvarkové hvězdy, skládající se převážně z podivných kvarků s. Trochu to připomíná Wittenovy kvarkové nuggety, neboť podivné hvězdy nemají spodní mez hmotnosti, kdežto horní mez činí asi 2 M_O při poloměru 10 km. Nejpravděpodobnějším kandidátem podivné kvarkové hvězdy je rentgenový zdroj Cygnus X-3, jenž čas od času vysílá energetické záření neznámé povahy, jak jsme podrobněji uvedli v loňském přehledu.

A. Burrows shrnuje, že hvězdami, v nichž se zapálí termonukleární reakce, jsou všechna tělesa s původní hmotností vyšší než 0,08 M_O. Ve hvězdách s hmotností do 0,25 M_O proběhne pouze hoření vodíku, ale helium se nikdy nezapálí. Pro hvězdy mezi 0,25 M_O a 8 M_O se posléze helium zapálí, ale uhlík zůstane trvale popelem. Slunce skončí jako bílý trpaslík s hmotností 0,6 M_O. Teprve pro hvězdy s hmotnostmi 8 ÷ 10 M_O se zapálí i uhlík a vzniknou tak hvězdy s jádry z kyslíku, neonu a hořčíku. Pro hvězdy v rozmezí 10 ÷ 12 M_O proběhne úplný cyklus termonukleárních reakcí až ke stabilnímu železu. Jedině hvězdy v rozmezí původních hmotností 30 ÷ 60 M_O skončí nakonec jako hvězdné černé díry. I když hvězd s touto hmotností je v Galaxii málo, přesto z funkce hmotnosti a hvězdné statistiky plyne, že v Galaxii existuje dnes řádově 10⁶ hvězdných černých děr, z nichž je nepřímo prokázáno stěží půl tuctu.

5. Galaxie a kvasary

Kvasary již několikrát posloužily astronomii při studiu na první pohled velmi odlehlých problémů. Na začátku letošního přehledu jsem se zmínil o tom, jak měření poloh kvasarů umožňuje studovat změny rotace Země a pohyby litosférických desek. Před 20 lety studium rádiové scintilace kvasarů vedlo k epochálnímu objevu pulzarů a před necelými 10 lety tak byla objevena první gravitační čočka jako nezávislý doklad správnosti obecné teorie relativity. Nyní přicházejí R. L. Fiedler aj. s dalším neuvěřitelným objevem, o nějž se zasloužilo pozorování kvasarů na rádiových vlnách na frekvenci 2,7 GHz. Zmínění autoři si všimli, že rádiový tok tří kvasarů se náhle zhruba na týden snížil, a z toho usoudili, že jde o absorpci rádiového záření v mračnech ionizované látky v naší Galaxii. Tato mračna mají v průměru pouze několik astronomických jednotek, pohybují se v příčném směru rychlostí asi 250 km/s a jejich hmotnosti se odhadují v průměru na 10¹⁸ kg, což je přibližně hmotnost větší planetky. I když úhrnná hmotnost takových kompaktních ionizovaných mračen v Galaxii nepřesahuje 100 M_O, jejich celkový počet převyšuje o tři řády počet hvězd v Galaxii, a činí z nich tedy nejpočetnější populaci objektů vůbec – a přitom až do loňska jsme o nich neměli nejmenší tušení!

Radioastronomové mezitím pokračovali v identifikaci dalších mezihvězdných molekul. F. Combesová aj. nalezli v rádiovém zdroji Sgr B2 aceton v pásmu frekvencí 19 ÷ 25 GHz a B. Turner a J. Bally nalezli v témže zdroji nitrid fosforu PN na frekvencích 94 ÷ 235 GHz. Tím stoupl počet známých mezihvězdných molekul na 65. Dalších 150 čar přísluší podle odhadu 50 dosud neidentifikovaným molekulám. Laboratorní data pro exotické molekuly se totiž v pozemských podmínkách prakticky nedají získat.

To zvlášť dramaticky potvrdili sovětští astronomové studující dlouhovlnné rádiové spektrum radioteleskopy RT-22 v Puščinu a UTR-2 poblíž Charkova. Studovali teoreticky a posléze experimentálně spektrum vysoce excitovaných atomů s přeskoky elektronů na vysokých energetických hladinách s kvantovými čísly 100 ÷ 733. Odpovídající spektrální čáry spadají do oblasti centimetrových až dekametrových rádiových vln a jejich intenzita je teoreticky tak nepatrná, že po dlouhou dobu nikdo nedoufal, že se je podaří vůbec zaregistrovat (intenzita čar totiž klesá s 5. mocninou hlavního kvantového čísla n). Navíc se v dlouhovlnném pásmu silně uplatňuje atmosférický šum a průmyslové poruchy, takže pozorování je možné obvykle jen v období minima sluneční činnosti.

K prvnímu průlomu došlo roku 1964, kdy v Puščinu a Pulkově radioastronomové objevili čáry příslušející přeskokům kolem 105. až 90. hladiny v pásmu centimetrových vln. V roce 1979 A. A. Konovalenko a L. D. Sodin nalezli čáru o vlnové délce 11,5 m (26 MHz) ve směru ke zdroji Cas A, odpovídající přeskoku mezi 632. a 631. hladinou uhlíkového atomu. Konečně charkovským dekametrovým radioteleskopem se podařilo nalézt čáru uhlíku o vlnové délce 18 m (16,7 MHz), odpovídající přeskoku mezi 733. a 732. hladinou. Uhlíku je v mezihvězdném prostoru sice asi o 4 řády méně než vodíku, ale jeho ionizační potenciál 11,2 eV je nižší než u vodíku (13,6 eV), takže uhlík v mezihvězdném prostoru snáze přichází o elektrony a při následné rekombinaci snáze vyzařuje příslušné spektrální čáry. Dekametrová spektroskopie naznačila, že v mezihvězdném prostoru mohou existovat vzbuzené atomy s elektrony až na tisící energetické hladině. Rozměry těchto atomů jsou milionkrát větší než v běžných laboratorních podmínkách – dosahují totiž viditelných rozměrů kolem 0,1 mm!

Rádiová měření vlastních pohybů molekulových mračen, vykonaná M. Reidem aj., vedla k podstatné revizi rozměrů Galaxie, pro níž nyní vychází vzdálenost Slunce od jádra Galaxie pouze 23 000 světelných let. K podobné hodnotě 25 000 světelných let nyní dospěli J. A. Caldwell a J. M. Coulson na základě určování vzdáleností a radiálních rychlostí cefeid. Podle této revize obíhá Slunce kolem centra Galaxie rychlostí 230 km/s.

Rádiový zdroj Sgr A^{nevykázal za 5 let radioinferometrických měření žádný vlastní pohyb, takže jde s jistotou o fyzikální i geometrický střed Galaxie, a nejspíš o černou veledíru s hmotností 4.106 M_O. Ještě masivnější černou veledíru 1.107 M_O obsahuje podle J. Kormendyho jádro galaxie M31 v Andromedě. Tato galaxie je od nás vzdálena 2,3 milionu světelných let a představuje nejsvítivější galaxii v místní soustavě s absolutní hv. velikostí -21,6 mag. Naše Mléčná dráha je o 1 mag slabší a na třetím místě je galaxie M33 s -19,1 mag. Vynikající snímky detailů v galaxii M33 pořídili v průběhu posledních 8 let astronomové marseillské observatoře pomocí sovětského 6m reflektoru. Umožnilo jim to podrobně zkoumat bubliny, smyčky a filamenty mezihvězdného prostředí, v němž probíhají mocné energetické změny.}

Počítačové simulace prokázaly, že během nejbližších 3 miliard let se naše Galaxie přiblíží k obří galaxii M31. Podobné simulace dokazují, že před 200 miliony let se srazily Velké a Malé Magellanovo mračno; to se projevilo deformacemi tvaru méně hmotného Malého mračna, které slapové síly naší Galaxie v astronomicky blízké budoucnosti zcela roztrhají. Slapový ohřev naší Galaxie působí v současné době překotnou tvorbu hvězd v obou mračnech, jak prokázala infračervená měření z družice IRAS. Naopak zase slapové působení Velkého Magellanova mračna ovlivňuje vzhled spirální struktury naší Galaxie. Ke všem těmto počítačovým simulacím potřebujeme současné nejvýkonnější superpočítače 4. generace, neboť realistický výpočet průběhu interakce dvou galaxií vyžaduje počítat vzájemné působení nejméně 10⁶ hmotných bodů (každý z nich reprezentuje 10⁵ hvězd, takže stále jde o silné zjednodušení skutečného problému).

Rozvoj pozorovací techniky umožnil dosáhnout vpravdě fantastických výkonů při studiu vzdálených galaxií. R. A. Windhorst aj. hledali optické protějšky slabých rádiových zdrojů na dlouze exponovaných snímcích 4m teleskopem CTIO. Podařilo se jim identifikovat 50 % zdrojů s optickými protějšky do 23 mag (v oboru V), 85 % do 24,5 mag (v oboru R) a 97 % zdrojů do 26,5 mag (rovněž v oboru R). Odtud usuzují, že zmíněné rádiové zdroje představují extrémně vzdálené galaxie se silnou tvorbou hvězd, která – jak ukazuje zkušenost s družicí IRAS – se vždy projeví přebytkem v červené a infračervené oblasti spektra.

V kupě galaxií v souhvězdí Vlasů Bereniky, vzdálené od nás 330.10⁵ světelných let, se nyní podařilo snímkovat kulové hvězdokupy do limitní hvězdné velikosti 25,7 mag a konečně J. A. Tyson a P. Seitzer pořídili 4m teleskopem CTIO 12 šestihodinových snímků oblasti jižního galaktického pólu ve třech filtrech s mezní hvězdnou velikostí 27 mag! Většina objektů na těchto vynikajících snímcích jsou vzdálené galaxie, patrně s červenými posuvy z v intervalu 6 ÷ 10. Jsou vesměs nápadně modré, což znamená, že je v nich mnoho mladých masivních hvězd, v souladu s představou, že tyto galaxie pozorujeme ve stáří 1 ÷ 2 miliardy let po velkém třesku. E. Baron a S. D. White soudí, že radiogalaxie 3C 326.1 s červeným posuvem z = 1,8 je případem protogalaxie, kde teprve 60 % mezihvězdné látky zkondenzovalo na hvězdy. Tvorba hvězd tam dosud probíhá překotně, tempem 300 M_O/r (v naší Galaxii stěží 1 M_O/r). Ještě zřetelnější protogalaxií v naší poměrné blízkosti (z = 0,08, d = 215 Mpc) objevili G. D. Bothun aj. Jde o galaxii Malin 1 (1234+146) s průměrem plných 750 000 světelných let a s ohromujícím množstvím mezihvězdného neutrálního vodíku o hmotnosti 1.10¹¹ M_O (naše Galaxie ho má 30krát méně). Tím více je udivující, že tato protogalaxie se nachází v kosmologické proluce v souhvězdí Panny. S. M. Simkinová objevila pomocí antény VLA obří rádiové halo galaxie NGC 262 o průměru 1,3 milionu světelných let. Vůbec největší rádiový chvost vykazuje podle J. P. Velléeho a R. S. Rogera galaxie IC 711 – jeho hlavní osa měří plné 3 miliony světelných let.

Velkým překvapením při hluboce exponovaných snímcích galaxií je však objev obřích svítících oblouků G. Soucailovou aj. a R. Lyndsem a V. Petrosianem. Tyto oblouky o úhlové délce až 110° se pozorují v jádrech tří Abellových kup A 370, A 2218 a A 2242-02. Jsou poměrně úzké a vynikají stejnorodostí a nápadně modrou barvou. Po jistém váhání nad jejich podstatou nyní získal na vážnosti zprvu bizarní nápad B. Paczyńského, že jde o projevy gravitačních čoček, přičemž zobrazována je buď galaxie, nebo kvasar a zobrazující čočka (gravitátor) je masivní eliptická galaxie nebo dokonce celá kupa galaxií. Statistické odhady praví, že při počtu známých kup kolem 2 000 v intervalu červených posuvů 0,25 ÷ 1 bychom měli pozorovat asi 20 oblouků. Jelikož zatím bylo prohlédnuto asi 400 kup, statistika nadějně souhlasí a navíc G. Soucailová aj. změřili červený posuv modrého oblouku v kupě A 2244-02 (z = 0,724) pomocí emisních čar 0 II a Mg II. Jelikož kupa sama má z = 0,33, nelze vlastně úkaz jinak než efektem gravitační čočky kloudně vysvětlit. V tomto případě by byl zobrazovaným objektem kvasar, jehož světlo by bylo gravitační čočkou současně zesíleno. Obdobné gravitační zesílení světla může podle O. Le Févra aj. vysvětlit mimořádnou svítivost obří radiogalaxie 3C 324 s červeným posuvem z = 1,21. Spektra 3,6m reflektorem CFHT totiž prokázala přítomnost mezilehlé galaxie se z = 0,84, která je odpovědná za tuto gravitační fatu morgánu.

Když před půl stoletím F. Zwicky počítal pravděpodobnost gravitačního zobrazení vzdálených zdrojů galaxiemi, sotva mohl tušit, že dnes budeme znát již 7 dobře ověřených případů gravitační čočky, při níž vzdáleným zdrojem je více méně bodový kvasar. Loni však S. Djorgovski aj. získali důkazy, že dvojitý kvasar poblíž rádiového zdroje PKS 1145-071 není rozdvojen gravitační čočkou, ač úhlová vzdálenost obou obrazů činí jen 4,2″ a jejich červený posuv je shodný (z = 1,345). Ukázali totiž, že jen jedna složka je zdrojem rádiového záření, kdežto druhá je rádiově tichá (efekt gravitační čočky nezávisí na vlnové délce záření). Odtud vychází, že jde o reálný (fyzický) pár zhroucených supermasivních objektů s úhrnnou hmotností 10¹¹ M_O – nejméně o řád vyšší, než se dosud pro kvasary uvažovalo.

Téměř na pokraji sci-fi se zdá být nejnovější úvaha B. Paczyńského o gravitačních mikročočkách v halu naší Galaxie. Jsou-li tam objekty hmotnější než 10^-6 M_O (planety o hmotnosti Marsu či větší), bude docházet vlivem vlastních pohybů k zákrytům hvězd v okolních galaxiích, a tím k dočasnému růstu jejich jasnosti efektem gravitační čočky. Pro uvedené hmotnosti čoček vychází minimální trvání zákrytu na 2 hodiny, takže podle návrhu autora bychom měli po dobu několika let nepřetržitě monitorovat jasnosti 10⁶ nejjasnějších hvězd ve Velkém Magellanově mračnu a z krátkých zvýšení jasnosti odhalit nepřímo četnost masivních objektů v halu Galaxie.

Velký pokrok při studiu kvasarů se odráží v údajích z nejnovějšího katalogu kvazistelárních objektů, uveřejněného A. Hewittovou a G. Burbidgem. Katalog měl uzávěrku v září 1986 a obsahuje údaje o 3 681 objektech, z nichž je 87 blazarů. Pro porovnání: v I. katalogu z r. 1977 se nacházelo 637 kvasarů, v r. 1980 jich bylo známo 1 550 a v r. 1985 2 900. Podle D. Cramptona pozorujeme maximum četnosti kvasarů pro červený posuv z = 1,7. Autor dále soudí, že pro větší z počet kvasarů reálně klesá, zvláště pro červené posuvy větší než 3,3. To však může být z větší části způsobeno výběrovými efekty při hledání kvasarů. Většina kvasarů totiž rádiově nezáří a opticky se hledají těžko, neboť při velkých červených posuvech nejsou nápadné přebytkem ultrafialového záření (tento přebytek se sám přesune do červené oblasti spektra). V uplynulém roce se totiž podařilo kombinací přímých filtrových fotografií a nízkodisperzních přehlídkových snímků objevit celkem 6 kvasarů s červenými posuvy většími než 4. Současný rekord drží kvasar 0051-279 (20 mag) v souhvězdí Sochaře, objevený S. J. Warrenem aj. s červeným posuvem z = 4,43.

Mnoho nových poznatků o kvasarech vyplývá z infračervené přehlídky družicí IRAS, při níž bylo zaznamenáno 74 kvasarů v pásmu 60 a 100 μm a dokonce plných 162 blazarů. Tyto infračervené „hlučné“ objekty představují jednak spojovací článek mezi extrémně zářivými Seyfertovými galaxiemi a galaxiemi s aktivními jádry, jednak spojku mezi rádiově hlučnými a rádiově tichými kvasary. Podle všeho se zdá, že infračervené blazary s fantastickou svítivostí až 10¹⁵ L_O představují srážky galaxií, které způsobí vymetení mezihvězdného prachu a plynu a rovněž jeho akreci na centrální černou veledíru.

Tato černá veledíra rotuje a rotační osa jeví precesi s periodou stovek roků, což se zajímavým způsobem odráží na výtryscích částic i záření, usměrněných do úzkých kuželů, obdobně jako je tomu v miniaturním provedení u kompaktní složky podivuhodné dvojhvězdy SS 433 v naší Galaxii. Podle B. V. Komberga tak lze přirozeně vysvětlit i známé nadsvětelné rychlosti výtrysků (uzlíků) v řadě kvasarů. Tryskající relativistické částice či záření prostě ozařuje již existující vnější mračna prachu a plynu, což se nám zdálky jeví jako nadsvětelný pohyb. (Kdybychom světlometem otáčejícím se kolem dokola 10⁴krát za sekundu osvětlovali mraky ve výšce 5 km nad Zemí, bude po nich světelná skvrna klouzat nadsvětelně.)

Zcela kuriózní vysvětlení mocné zářivosti kvasarů nabídli Z. J. Courvoisier a D. Kunth. Jde vlastně o intelektuální taškařici, založenou však kupodivu na docela standardní fyzice bez černých děr nebo supravodivých kosmologických strun. Předpokládejme, že existuje pokročilá civilizace, která míní potrápit pozemské astronomy něčím neobvyklým. Posbírá tedy v přilehlém kosmickém okolí 10³ M_O vodíku pro soustavu termonukleárních elektráren. Posbírá dále 5.10³ M_O křemíku, sodíku, mědi, wolframu atd. na výrobu 10³⁶ kusů 100W žárovek. Do krychle o hraně 1 AU lze všechny žárovky srovnat se vzájemným odstupem 15 cm. Montéři (nebo roboty?) oné civilizace posléze žárovky připojí na termonukleární elektrárnu a dostanou tak zářivý výkon 10³⁸ W, což postačí na simulaci standardního kvasaru (žárovky lze pro zvýšení realistického dojmu čas od času hromadně zapínat a vypínat, abychom napodobili rychlou proměnnost kvasarů). Ona cizí civilizace musí být ovšem svému záměru vskutku oddána, aby totiž včas stihla usadit všechny žárovky a propojit je s elektrárnou. Každou sekundu je třeba zapojit 10¹⁹ žárovek, aby se to od velkého třesku do dneška vůbec stihlo.

6. Kosmologie

Především bychom konečně rádi věděli, kdy vlastně k velkému třesku došlo. Loni publikované hodnoty Hubbleovy konstanty H₀ se stále navzájem silně liší v intervalu 40 ÷ 102 km/s/Mpc,, čemuž odpovídá Hubbleovo stáří od 9,6 do 24,4 miliardy let a skutečné stáří rovné jen 2/3 zmíněných hodnot. Zevrubnou analýzu nezávislých určení stáří vesmíru publikoval W. A. Fowler, jemuž porovnáním různých nezávislých metod nakonec vychází skutečné stáří vesmíru kolem 11 miliard let (H₀ = 57).

Pro blízké galaxie pozorujeme odchylky od ideálního Hubbleova vztahu, které svědčí o systematických pekuliárních pohybech místní soustavy a i místní nadkupy galaxií ve směru k souhvězdí Jižního kříže, kde se ve vzdálenosti přes 300 milionů světelných let zřejmě nalézá mimořádně masivní soustava galaxií s hmotností nejméně 10¹⁶ M_O. Nakupení nelze pozorovat přímo, neboť se nalézá v opomíjeném pásmu galaxií. Tento závěr vyplývá z pětiletého studia pohybů nejméně 400 galaxií a je nezávisle podporován měřením dipólové anizotropie reliktního záření, vůči němuž se místní soustava galaxií pohybuje rychlostí 600 km/s a vzdálená nadkupa Hydra-Centaurus dokonce rychlostí 1 000 km/s.

Odtud nepřímo vyplývá, že vesmír je nehomogenní na daleko větší prostorové stupnici, než se dosud soudilo. To je na pováženou s ohledem na vynikající homogenitu pole reliktního záření (po odečtení dipólové anizotropie) v relativním měřítku nejméně 2.10^-5. Velkorozměrová struktura vesmíru se donedávna přirovnávala k mýdlové pěně, kde se galaxie nacházejí na stěnách bublin a uvnitř jsou proluky bez galaxií. Nyní se zdá, že pěna je pouhým detailem v pravém velkorozměrovém rozložení, v němž jsou proluky navzájem propojeny, a rovněž nadkupy galaxií vytvářejí struktury větších rozměrů, pospojované navzájem svítícími filamenty a mosty (o délce přes 1,3 miliardy světelných let). Musíme si totiž uvědomit, že až dosud jsme byli schopni zjišťovat trojrozměrnou strukturu galaxií pouze v přilehlém 1 % objemu vesmíru (červené posuvy z ≥ 0,05), takže její extrapolace byla zkrátka příliš nejistá.

Vývoj v tomto oboru kosmologie je díky pokroku pozorovací techniky opravdu rychlý: vždyť první nadkupy galaxií byly rozpoznány teprve r. 1978 (dnes jich známe nejméně 12 a některé obsahují až 40 kup; místní nadkupa má jádro tvořené 11 kupami a halo složené z 50 kup galaxií) a první proluky až r. 1981 (dnes jich známe 30 a největší z nich mají průměr 250 milionů světelných let).

Složitost velkorozměrové struktury vesmíru dále komplikuje skutečnost, že alespoň 90 % hmoty vesmíru vůbec nepozorujeme – projevuje se pouze nepřímo svou gravitací. Podle J. Silka to zčásti souvisí se samotným procesem vzniku galaxií v raném vesmíru. Ty se totiž vytvářejí jen z největších hustotních fluktuací, kdežto menší fluktuace k tvorbě galaxií nevedou – a takových nedostatečných fluktuací je převážná většina. Tím lze vysvětlit výskyt proluk. Pouze menší část skryté hmoty vesmíru mohou představovat baryony v podobě menších, málo masivních objektů o hmotnosti 10¹⁸ ÷ 10²⁷ kg (planetky až Jupitery). Ty se nejspíš koncentrují v galaxiích a v principu mohou vysvětlit, proč dynamická hmotnost galaxií je o řád větší než hmotnost odvozená z výskytu svítivých objektů (hvězd a mezihvězdných mračen).

Větší část skryté látky vesmíru však nepodléhá fluktuacím pro slabost interakce s běžnou látkou. Jsou to chladné nebaryonové částice, jejichž existence vyplývá buď z požadavků symetrie v teoriích velkého sjednocení (axiony), anebo přímo ze supersymetrických teorií (fotina, gravitina apod.). Neutrina se jako kandidáti na skrytou hmotu nehodí nejméně ze dvou důvodů: neumožňují včasný zrod galaxií a nemají dostatečnou klidovou hmotnost.

Spekulace o povaze skryté látky nejsou ovšem nijak u konce, jak o tom svědčí výsledek kuriózního hlasování na 117. sympoziu IAU, jež bylo celé věnováno tomuto problému. Skrytou látku kosmologové potřebují především proto, aby se dostali do blízkosti kritické hustoty vesmíru, na rozhraní mezi uzavřenými a otevřenými modely. Obvykle to vyjadřujeme bezrozměrným faktorem Ω, jehož hodnota pro kritickou hustotu je přesně 1 a pro podkritickou hustotu je menší než 1. Při hodnotě Ω > 1 by byl vesmír uzavřený. Hlasování dopadlo takto:

A tak i nadále platí výrok I. D. Novikova, že otázka, zda je vesmír otevřený, zůstává otevřenou.

I. D. Novikov byl nesporně hvězdou loňského X. evropského regionálního zasedání IAU v Praze, na němž hovořil o nejnovějším vývoji v kosmologii. Ten je spjat s pojmem kosmické inflace, kterou v noci 6. 12. 1979 vymyslel A. Guth jako odpověď na otázku, proč je vesmír nutně tak plochý (tj. tak blízko hodnoty Ω = 1). Guth tehdy pracoval na katedře teoretické fyziky Stanfordovy univerzity v Kalifornii a po celonočním odvozování rovnic pro překotné rozfouknutí vesmíru stačil ráno zajet na cestě do práce rekordní čas na svém bicyklu. Guth při svých úvahách využil skutečnosti, že raný vesmír je velmi stejnorodý (jak o tom svědčí homogenita reliktního záření) a horký, takže fyzika raného vesmíru je podstatně jednodušší než třeba fyzika zemské atmosféry. Proto se dají osudy raného vesmíru spočítat snáze než třeba předpovídat počasí na den dopředu.

Původní Guthova domněnka byla postupně řadou autorů zdokonalena. V nejnovějším provedení inflace představuje podle A. D. Lindeho velmi univerzální proces, který nejenže vysvětluje speciální vlastnosti našeho vesmíru (plochost, homogenitu, nepřítomnost topologických defektů), ale dává smysl i kontroverznímu antropickému principu. Inflace totiž probíhá zákonitě i ve většině ostatních zárodečných fluktuací – minibublinách cizích vesmírů, které neustále vznikají z prostoročasové pěny kvantovými fluktuacemi vakua. Speciální vyladění našeho vesmíru, na které poukázal antropický princip, pak není nijak překvapující: v různých minibublinách budou mít soubory fyzikálních konstant všechny možné kombinace hodnot a v mnoha z nich nastane inflace, která bude probíhat odlišným tempem v různých počtech geometrických rozměrů. Náš vesmír je takový, jaký je, prostě proto, že souběžně s ním existuje nekonečné množství paralelních vesmírů, které se od toho našeho více či méně liší. Za svou odlišnost však platí faktem, že v nich většinou nemohou existovat inteligentní pozorovatelé. Všechny tyto vesmíry jsou kauzálně propojeny v jediném časoprostorovém bodě – v počáteční singularitě. Podle Lindeho z velkolepého divadla světa vidíme jen nepatrný výsek jedné scény, ale i to je ohromující podívaná.

Podle G. F. R. Ellise máme ostatně i v rámci naší vesmírné bubliny nesmírné štěstí, že můžeme pěstovat kosmologii. V raném vesmíru to totiž zajisté nešlo, neboť reliktní záření bylo tak horké, že vesmír byl kvůli volným elektronům neprůhledný pro elektromagnetické záření. Kromě toho z vodíku a helia nelze postavit žádný měřící přístroj. Toto omezení se týká celé první miliardy let po velkém třesku, kdy ještě nebyly k dispozici těžší prvky pro sestavení měřících nástrojů ani pro inteligentní mozky. Pokud se vesmír rozpíná trvale, skončí epocha kosmologických pozorování nejpozději za 100 miliard let, kdy následkem expanze budeme s to sledovat jen místní soustavu galaxií, takže už nebudeme moci experimentálně ověřovat platnost Hubbleova zákona. Pokud se expanze vesmíru změní v kontrakci (Ω > 1), potrvá epocha observační kosmologie jen do chvíle, kdy život ve vesmíru bude definitivně zničen stále teplejším reliktním zářením. Ellis odtud usuzuje, že naše kosmologické domněnky odrážejí spíše podmínky epochy, v níž vznikly, než pravé vlastnosti vesmíru. Vždyť i sama formulace kosmologických otázek je zajisté ovlivněna dobou, v níž byly otázky položeny. Ellis považuje za pozoruhodný fakt, že epocha observační kosmologie se patrně kryje s epochou přípustné existence života ve vesmíru. Nicméně v některých obdobích epochy života není ani principiálně možné získat správnou představu o vesmíru, protože pozorování dávají příliš nedostatečné a dokonce zkreslené podklady pro kosmologické domněnky.

7. Přístroje a astronomie

Tak například teorie velkého sjednocení předvídají poločas rozpadu protonu 10³² let, což se experimentálně nepotvrzuje. Jestliže však je stabilita protonu vyšší – poločas snad až 10⁴⁷ let, jak tvrdí někteří autoři – stěží nalezneme způsob, jak tento údaj experimentálně ověřit, neboť pak bychom museli jako detektorů využít protonů v celém tělese Země. Se stejnými obtížemi se setkávají teorie superstrun, vysvětlující jednotně všechny čtyři interakce elementárních částic. Dosud se totiž budují pouze na základě důmyslných matematických konstrukcí, ale nedaří se navrhnout experimentální testy, kterými bychom je mohli ve fyzikálních laboratořích anebo ve vesmíru spolehlivě ověřit. Šéf obřího amerického urychlovače Tevatron L. Lederman vyjádřil ideál současné fyziky slovy: „Chceme vysvětlit celý vesmír pomocí jediné a jednoduché formule, kterou můžete nosit vytištěnou na tričku.“ Jak se zdá, bavlna na tato trička se dosud neurodila.

Z problémů společných částicové fyzice a kosmologii stále nejvýše vyčnívá problém hmotnosti neutrin a otázka přímé detekce gravitačních vln. Laboratorní horní mez klidové hmotnosti neutrin se odhaduje na 25 eV/c², kdežto pozorování neutrin ze supernovy 1987A dávají horní mez 11 eV/c², či spíše ještě méně. Deficit slunečních neutrin zůstává i nadále znepokojující, a tak se s napětím očekávají výsledky měření z baksanské observatoře na Kavkaze, z tunelu pod Gran Sasso v Itálii a z podzemních observatoří v Japonsku a USA. První spolehlivá měření lze očekávat již roku 1990.

Zatím žádné gravitační vlny nebyly zaznamenány ani při sledování změn rychlosti letu kosmické sondy Pioneer 11, ani pomocí kryogenních detektorů gravitačních vln v USA a Itálii. Větší naděje se vkládají do laserových interferometrů s velmi dlouhou základnou, jež se budují v USA, Velké Británii a NSR a jež by měly fungovat v první polovině 90. let.

Fantastický pokrok čeká pozemní optickou astronomii, neboť plány na výstavbu obřích zrcadlových teleskopů se již začínají realizovat. Nejdále pokročila výstavba 10m Keckova teleskopu konsorcia kalifornských univerzit na vrcholu sopky Mauna Kea na Havajských ostrovech. Kopule je už dokončena a začíná se s montáží teleskopu. Do USA byla již dodána první tři segmentová zrcadla o průměru 1,8 m – celkem jich bude potřeba 36. První světlo z teleskopu se očekává r. 1991, 14 let po zahájení projektu. V roce 1992 má být dokončen binokulární teleskop 2 × 8 m s délkou základny 23 m (Columbus) na Mt. Grahamu v Arizoně, sloužící zejména jako obří interferometr. V témže roce má vícezrcadlový teleskop MMT v Arizoně dostat jedno 6,5m zrcadlo. Už teď je vlastně obřím interferometrem o délce základny 6,9 m a svůj výkon prokázal věrným interferometrickým zobrazením geostacionární družice o průměru 13 m s rozlišením 0,5 m. V polovině 90. let bude pracovat další 8m teleskop na chilské observatoři Las Campanas a spektroskopický 8m teleskop v Texasu. Japonci hodlají vybudovat 7,6m teleskop na Havajských ostrovech (patrně poslední velký teleskop na Mauna Kea, kde už začíná pěkná tlačenice) a konsorcium 9 německých univerzit plánuje výstavbu 10m teleskopu DGT. Britští astronomové hodlají postavit obří Schmidtovu komoru s průměrem primárního zrcadla 5,2 m a polem 2°. Pomocí vláknové optiky by měla komora zvládnout současné pořízení 1 000 spekter. Podle všeho vypadne 5,1m Haleův reflektor na Mt. Palomaru z první desítky největších teleskopů světa ještě před rokem 2000.

Střední dalekohledy o průměru 2,2 m, resp. 23,3 m uvedli nedávno do chodu mexičtí a indičtí astronomové. Konečně v létě roku 1987 byl zahájen provoz 4,2m Herschelova teleskopu na ostrově La Palma. Teleskop WHT je ze 4/5 financován Velkou Británií a z 1/5 Holandskem.

Velké optické dalekohledy jsou čím dál více využívány také pro infračervenou astronomii, a to zejména během dne. Pro špičkové nároky bude sloužit letecká observatoř SOFIA na palubě upraveného letounu B-747, která ponese zrcadlo s průměrem 3 m a která počátkem 90. let více než nahradí úspěšnou Kuiperovu leteckou observatoř KAO. Podobně družice IRAS dostane roku 1993 svého pokračovatele – družici ISO, vypuštěnou raketou Ariane na 12h dráhu. Životnost družice ISO bude 18 měsíců a spektrální rozsah 3 ÷ 200 μm při citlivosti až 3krát vyšší, než měla družice IRAS.

Počátkem ledna 1988 oslavila 10 let velmi úspěšné činnosti ultrafialová družice IUE, nejúspěšnější astronomická umělá družice vůbec. Její nominální životnost byla plánována na 3 roky, takže notné přesluhování navzdory problémům s gyroskopy (ze šesti pracují již jen dva) se astronomům bohatě vyplatilo. Žádné astronomické zařízení se totiž nemůže pochlubit obdobnou účinností: na základě pozorování z družice IUE bylo již zveřejněno přes 1 000 vědeckých prací.

Koncem roku 1986 byly uvedeny do chodu submilimetrové teleskopy na Mauna Kea. Kalifornský 10,4m teleskop je určen pro rozsah 0,3 ÷ 1 mm a britsko-holandský Maxwellův 15m teleskop pracuje v pásmu 0,8 ÷ 4 mm. Oba přístroje lze užít spřaženě jako interferometr o základně 160 m. Na hoře Pico Veleta ve Španělsku byl zahájen provoz 30m radioteleskopu IRAM, jenž pracuje v milimetrovém pásmu nad 0,87 mm, a v observatoři ESO v Chile stojí jeho 15m replika SEST. Také povrch obřího radioteleskopu v Arecibu bude znovu překonstruován, aby umožnil pozorování až po vlnovou délku 2 mm.

Zatímco optičtí astronomové netrpělivě čekají na vypuštění Hubbleova kosmického teleskopu patrně koncem r. 1989 (měsíční náklady na jeho skladování dosahují 7 milionů dolarů), chystá se celá řada dalších pozoruhodných projektů, z nichž pro astronomii má asi největší význam vypuštění astrometrické družice HIPPARCOS, plánované agenturou ESA na r. 1989. V r. 1993 má být vypuštěna sonda CRAF pro setkání s kometou Tempel 2 a průlet kolem planetky 46 Hestia. Pracovníci JPL v Kalifornii rozpracovávají návrh sondy TAU (Tisíc Astronomických jednotek), jež by pomocí iontového motoru dosáhla za 10 let jeho provozu rychlosti 100 km/s ve vzdálenosti 10¹⁰ km od Země a pak by volným letem dospěla do 10³ AU od Slunce během 50 let. Sonda by nesla na palubě přes 2 t vědeckého zařízení a generátor elektrické energie s výkonem 1 MW. Měla by být určena zejména pro přesnou astrometrii i pro přímý výzkum meziplanetárního prostoru (vnitřního Oortova disku komet). Její vypuštění se plánuje na rok 2005.

Loni uplynulo právě 100 let od historického Michelsonova-Morleyho interferometrického experimentu, prokazujícího nezávislost rychlosti šíření světla na pohybu zdroje. Stojí jistě za zmínku, že interferometrická metoda slaví v astronomii právě v současnosti skvělé úspěchy. Jsou na ní založena radioastronomická měření poloh a struktur rádiových zdrojů – nejnověji na základnách až o 40 % delších, než je průměr Země, neboť se podařilo spřáhnout 64m pozemní radioteleskopy se 43,9m anténami geostacionární družice TDRS. Využívá se pro měření průměrů hvězd v intenzitních interferometrech se základnami až několik set metrů i pro zobrazení povrchů hvězd metodou skvrnkové interferometrie. Již v blízké budoucnosti se patrně podaří vynést interferometrické systémy na oběžné dráhy kolem Země a tak docílit nevídané rozlišovací schopnosti řádu 10^-6 úhlové vteřiny. Tento pokrok by byl nemyslitelný bez rozvoje výpočetní techniky. Syntetické rádiové snímky zdrojů z obří antény VLA se zpracovávají na superpočítači Cray X-MP firmy Digital Productions v Los Angeles v době, kdy pracovníci firmy spí (počítač normálně slouží k vybarvování starých černobílých hollywoodských filmů a k tvorbě nových filmů počítačem).

Od loňského roku mají dvě přední světové observatoře nové šéfy. Ředitelem 6m teleskopu (BTA) se stal V. F. Afanasjev a koncem roku 1987 odešel z funkce dlouholetý generální ředitel Evropské jižní observatoře (ESO) prof. L. Woltjer. Bude vystřídán dalším Holanďanem prof. H. van der Laanem. Proslulá Královská greenwichská observatoř v Sussexu byla zrušena a její zařízení i personál se stěhují do Cambridge. James Hesser převzal vedení Dominion Astrophysical Observatory (DAO) v Kanadě a současně se stal prezidentem Pacifické astronomické společnosti. Astronom českého původu M. Harwit byl jmenován ředitelem nejnavštěvovanějšího muzea světa – Smithsonova muzea (Smithsonian Museum) ve Washingtonu, D. C.

Americká asociace pozorovatelů proměnných hvězd AAVSO oslavila 75 let své existence. V současné době má 1 300 členů ve 40 zemích světa. Jejím nejpilnějším pozorovatelem za celou dobu je Novozélanďan Albert Jones. Francouzská astronomická společnost SAF si r. 1987 připomněla dokonce sté jubileum. Při té příležitosti udělila 12 pamětních medailí zasloužilým astronomům-amatérům z celého světa, z toho jednu budovatelům hvězdárny ve Rtyni v Podkrkonoší, jak jsme o tom již psali (ŘH 1/1988).

Z našich astronomů dostali zlaté plakety ČSAV Za zásluhy o rozvoj fyzikálních věd prof. V. Vanýsek a doc. A. Mrkos. Člen koresp. SAV Ľ. Kresák byl zvolen zahraničním členem britské Královské astronomické společnosti. Tato společnost udělila své Zlaté medaile J. B. Zeldovičovi, M. J. Reesovi a A. Dalgarnovi. Eddingtonovu medaili obdržel B. Paczyński za své výzkumy vývoje těsných dvojhvězd. Kosmolog S. W. Hawking obdržel Dirakovu medaili Mezinárodního centra pro teoretickou fyziku v Terstu a J. Bellová-Burnellová se za svůj podíl na objevu pulzarů stala první nositelkou ceny B. M. Tinsleyové, kterou začala udělovat Americká astronomická společnost. Tato společnost udělila spolu s Americkou fyzikální společností Heinemannovu cenu H. Spinradovi za objevy v astrochemii. Medaili K. Bruceové Pacifické astronomické společnosti dostal E. E. Salpeter za svůj objev termonukleární reakce syntézy uhlíku ze tří jader helia. S. Chandrasekhar se stal prvním nositelem Schwarzschildovy medaile německé Astronomické společnosti (AG) a R. Z. Sagdějev obdržel za svůj rozhodující podíl na úspěchu projektu Vega titul hrdiny socialistické práce a Leninův řád. Konečně pak nestor světových astronomů Holanďan J. H. Oort (nar. 1900) získal japonskou cenu Kyota, dotovanou částkou 300 tis.dolarů.

V loňském březnu zemřel ve věku 94 let legendární spoluzakladatel kvantové fyziky Francouz Louis de Broglie, nositel Nobelovy ceny z r. 1929. V prosinci pak náhle skonal akad. J. B. Zeldovič (viz ŘH 2/1988, str. 27), neméně význačná postava současné relativistické astrofyziky a kosmologie. Koncem dubna 1987 zahynul ve věku 37 let nadaný americký astronom M. Aaronson při pozorování 4m Mayallovým teleskopem v Arizoně. Vodicí kolejnice štěrbiny kopule narazily na dveře ochozu právě ve chvíli, kdy vycházel ven zkontrolovat počasí. Přestože bezpečnostní spínač ihned vypnul proud, setrvačnost 500 t kopule způsobila tragickou nehodu. V dubnu 1987 zemřel ve věku 73 let známý sovětský sluneční fyzik akad. A. B. Severnyj. V červenci zesnul význačný dánský astronom B. Strömgren, bývalý ředitel kodaňské a Yerkesovy observatoře a prezident IAU v letech 1970–1973. Dále jsme zaznamenali úmrtí bývalého britského královského astronoma sira R. Wooleyho, německého odborníka na výzkum meteorů J. Hoppeho, sovětského kosmologa A. L. Zelmanova a kanadského astrofyzika M. W. Ovendena.

Na závěr přehledu připomeňme výsledky tradiční citační analýzy E. Garfielda z Ústavu pro vědecké informace ve Filadelfii. Z prací publikovaných r. 1985 ve fyzice byly nejvíce citovány výsledky studia superstrun M. B. Greena a J. H. Schwarze a „princetonského strunného kvarteta“ s „primáriem“ D. J. Grossem. Z astronomických prací měla největší ohlas sdělení o výskytu sekundárních mionů z rentgenového zdroje Cygnus X-3 a dále úvahy o chladné skryté látce vesmíru. E. Davoust a L. D. Schmadel podrobili statistickému výzkumu referativní sborníky Astronomy and Astrophysics Abstracts za léta 1969–1986. Odhadují, že v oboru pracuje 25 000 profesionálních astronomů, z nichž asi 10 000 patří k autorům původních vědeckých prací zachycených ve sbornících AAA. Nejvíce se publikují práce o hvězdných systémech (hvězdokupy, galaxie, kvasary), pak následují studie samotných hvězd a na třetím místě v pořadí jsou publikace věnované výzkumu mezihvězdného prostředí a mlhovinám všeho druhu. Ačkoliv v uvedeném období astronomů přibylo a astronomové obecně stále více píší, produktivita jejich práce, měřená úhrnným počtem publikací, prý klesá, neboť na jednu práci připadá čím dál tím více spoluautorů.

Pisatel přehledu, vyčerpán sbíráním a následnou několikanásobnou redukcí přívalu všemožných astronomických sdělení, by si v tuto chvíli téměř přál, aby tomu tak opravdu bylo: navzdory údajné nižší produktivitě mu totiž připadá, že každý rok musí žnout čím dál tím povrchněji, chce-li souhrnný článek vůbec dokončit. Letos se to kupodivu ještě podařilo, byť za cenu, že přehled v porovnání s loňskem znovu nabobtnal. Redakci i čtenářům může být skrovnou útěchou další výsledek citační analýzy, jenž praví, že poločas rozpadu astronomických prací činí pouhých 5 let. Pokud to platí i pro naše Žně, měli byste je číst s odstupem řekněme deseti let – to se už samovolně smrští na čtvrtinu.

Žeň objevů – rok 1988

Věnováno památce PhDr. Zdeňka Horského, CSc., (1929–1988) z Prahy, předního historika astronomie a přírodních věd, vzácného a nenahraditelného člověka.

Alarmující opakovaný výskyt ozonové díry nad Antarktidou zaktivizoval úsilí vědců zabývajících se globálními ekologickými problémy naší planety – a v tomto úsilí astronomie hraje svou nezastupitelnou roli. Nejprve však k některým údajům kolem samotné ozonové vrstvy. Efektivní tloušťka ozonové vrstvy činí za normálních okolností pouze 3 mm (300 Dobsonových jednotek). Stratosférický ozon je rozprostřen zejména ve výškách 20 ÷ 30 km a tam je pro nás nejužitečnější. Pohlcuje totiž biologicky nebezpečné ultrafialové záření s vlnovou délkou kratší než 290 nm. Od roku 1979 se pozoruje vždy v měsících září–říjnu (v době nástupu jara na jižní polokouli) nápadné zeslabení ozonové vrstvy nad Antarktidou, až na polovinu normální hodnoty – tento úkaz se začal nazývat ozonová díra. Na severní polokouli je efekt málo výrazný a navíc je kompenzován zvýšením výskytu ozonu v troposféře (ve výškách 1 ÷ 1,5 km nad Zemí), kde nás sice rovněž chrání před ultrafialovým zářením Slunce, ale současně přispívá k vytváření jedovatého smogu.

Ozon hraje důležitou roli v rychlosti opalování na sluníčku, jak zevrubně ukázal B. E. Schaefer. Pro opalování jsou totiž rozhodující sluneční paprsky s vlnovou délkou kolem 300 nm, pro něž je průměrný extinkční koeficient (daný ozonem) 4,6 mag. Když k tomu připočteme další extinkční faktory, vychází úhrnný extinkční koeficient pro 300 nm na plných 6 mag. Rychlost opalování proto velmi výrazně závisí na okamžité výšce Slunce nad obzorem; v létě se lze kolem poledne u nás opálit za 1 minutu stejně jako v zimě za 6 hodin. Rychlost opalování vzrůstá, putujeme-li od pólů k rovníku, protože obecně je koncentrace ozonu ve stratosféře kolem rovníku nejnižší. Jelikož sníh téměř zcela odráží ultrafialové záření, lze se opálit i spálit při tak módním opalování na sněhu na horách, kde zčásti odpadají přídavné extinkční faktory. Také na plážích se lze spálit i ve stínu, neboť jak voda, tak písek odrážejí přibližně 15 % ultrafialového záření. Naproti tomu sklo pohlcuje až 90 % ultrafialového záření, takže i z tohoto důvodu se mají na horách nebo u moře nosit sluneční brýle (lhostejno jak tmavé), a to kvůli ochraně sítnice.

Podrobný experimentální průzkum ozonové vrstvy nad Antarktidou přinesl řadu významných poznatků. Hlavní příčinou jejího oslabování jsou volné atomy chlóru, které se do stratosféry dostávají zejména z inertních chemických sloučenin užívaných v aerosolových rozprašovačích, chladících systémech (freony) a při výrobě polyuretanů. Typické sloučeniny CFC 11 a CFC 12 mají díky své chemické netečnosti dlouholetou životnost v troposféře a stratosféře, 75 resp. 120 let, takže jsou doslova časovanou bombou. V současné době se jich za rok dostane do atmosféry přes 1 milion tun. Podle zářijové montrealské dohody, kterou podepsalo 31 průmyslových států, se produkce těchto sloučenin nebude zvyšovat nad úroveň roku 1986 a do roku 1999 má poklesnout na polovinu. Nicméně na zlepšení stavu ozonové vrstvy se to může projevit nejdříve koncem příštího století! Hlavního viníka destrukce ozonu – atomy chlóru – podezřívali již r. 1974 M. Molina a S. Rowland. Dnes je již v zásadě známo, že působením ultrafialového záření Slunce se chlorfluorouhlovodíky ve stratosféře štěpí a uvolňuje se z nich atomární chlór, který napadá molekuly ozonu a štěpí je na molekulu kyslíku O₂ a oxid chlornatý ClO, který se však znovu působením téhož ultrafialového záření štěpí na atom kyslíku a chlóru. Takto uvolněný chlór napadá další molekulu ozonu, a tak řetězová reakce neustává. Výpočty manželů Molinových naznačují, že jeden atom chlóru v průměru zničí řádově 10⁵ molekul ozonu!

Zvláštní meteorologické poměry v Antarktidě způsobují, že právě tam se uvedený řetězec uplatňuje nejzhoubněji. V okolí jižního pólu totiž vzniká vertikální proudění, které vynáší sloučeniny typu CFC vzhůru do stratosféry a zabraňuje, aby se volné atomy chlóru vrátily do nižších vrstev. Jakmile tedy nad Antarktidou vysvitne Slunce, dokonají jeho ultrafialové paprsky zkázu – vzniká zlověstná díra. Skrovnou útěchou nám mohou být nejnovější měření M. R. Schoeberla ze září–října 1988, kdy nad Antarktidou poklesla koncentrace ozonu z normálu 210 Dobsonových jednotek na 180 jednotek a po dvaceti dnech se již hodnoty vrátily k normálu. To je nejpříznivější výsledek od roku 1983 a naznačuje, že celý úkaz ovlivňuje dynamika atmosférického proudění, popřípadě zprostředkovaně i sluneční činnost.

Astronomové mají ovšem i své profesionální důvody směřující ke globální ekologické ochraně nejen samotné atmosféry, ale i okolního kosmického prostoru. V srpnu 1988 bylo těmto otázkám věnováno 112. kolokvium IAU ve Washingtonu. Zásadním problémem optické astronomie je světelné znečištění oblohy umělým osvětlením, zejména ve velkoměstech. Zatím pouze města San Diego a Tucson v USA přijala legislativní opatření omezující svícení směrem do atmosféry (jen ve Spojených státech se ročně za toto naprosto zbytečné rozptýlené světlo utratí přes 1 miliardu dolarů; poměry v ostatních průmyslových zemích budou zajisté podobné). Následkem toho dnes 1 čtvereční oblouková vteřina oblohy září jako objekt 22,4 mag; v okolí velkých měst je obloha ještě o 0,5 ÷ 2 mag jasnější. Za poslední půlstoletí se tak zvýšil jas pozadí o 1 ÷ 2 magnitudy. Dalším problémem pro optickou astronomii jsou početné umělé družice neustále křižující zorné pole širokoúhlých komor. Palomarský atlas oblohy je posledním velkým atlasem neznehodnocovaným stopami umělých družic. Dnes je na 45minutové expozici oblohy širokoúhlou Schmidtovou komorou v průměru pět stop různých umělých družic. Ještě větší nebezpečí představuje náhodný a v podstatě nepředvídatelný průlet jasnější umělé družice zorným polem velkého teleskopu opatřeného citlivými polovodičovými čidly. Tak například v ohnisku 2m teleskopu se takto spolehlivě zničí čidlo typu CCD, pokud během expozice polem proletí umělá družice jasnější než 8,5 mag!

V kritické situaci se ocitá i dnes nejdůležitější oblast pozorovací astronomie – studium kosmu v pásmu rádiových vln. O přidělování kmitočtů v rádiovém pásmu je čím dál větší boj a navíc mnohé vysílače září i na parazitních kmitočtech, popřípadě se mezinárodní úmluvy nedostatečně dodržují a sankce nejsou účinné. Radioastronomové, kteří v uplynulých letech neustále zvyšovali citlivost přijímacích aparatur, se tak mohou záhy ocitnout v bezvýchodné situaci. Tak například sovětský systém GLONASS, který má být operační od r. 1992, znemožní palubními vysílači na družicích radioastronomická sledování čar hydroxylu v pásmu 0,18 m. Radioastronomům zbývá nepříliš radostná vyhlídka odstěhovat citlivé radioteleskopy na jižní pól, na odvrácenou stranu Měsíce, popřípadě do Lagrangeových bodů soustavy Země – Slunce, jenže – jak výstižně připomněl D. Crawford – potenciální rádioví rušitelé jsou vesměs daleko bohatší než radioastronomové, takže i na těchto dosud nedotčených místech budou se svými „rušičkami“ dříve.

Snad vůbec nejhorší je to však s problémem, který se vynořil v souvislosti s rozvojem kosmonautiky. Za 30 let kosmické éry lidstva vzrostla hustota látky ve vzdálenosti do 2 000 km od zemského povrchu o čtyři řády! Převážně jde o tzv. kosmické smetí, vznikající explozemi a nárazy mezi umělými tělesy. Podle L. Perka bylo koncem září 1987 na oběžné dráze kolem Země 1 725 těles a 5 170 rozličných registrovaných zbytků. Přitom na každý fungující užitečný objekt připadalo 20 ÷ 50 nefunkčních. Nerudovské „kam s nimi?“ se vbrzku stane klíčovou otázkou prostého přežití kosmonautiky, protože tato tělesa se z různých příčin rozpadají. Podle Perkovy statistiky bylo od r. 1961 úmyslně rozbito (explozí, zkouškami protidružicových systémů) již 34 těles, dalších 13 se rozpadlo v důsledku poruch raketového pohonu a z neznámých příčin se roztříštilo plných 39 objektů. Tím ovšem vzrůstá efektivní účinný průřez pro další vzájemné srážky, takže počet drobnějších úlomků s časem nevyhnutelně poroste, i kdybychom již žádná další tělesa do kosmu nevypouštěli. V současné době je na obloze zhruba 20 000 úlomků, které září jasněji než 16 mag, a během krátké doby může Země dostat souvislý svítící prstenec, který ohrozí nejen optickou astronomii, ale především možnosti samotné kosmonautiky: pak by totiž na nízké oběžné dráhy nebylo možné vypustit žádná tělesa bez rizika, že budou vzápětí poškozena či zničena srážkou s drobnou částečkou kosmického „smetí“. Podle S. van den Bergha stačí, aby se hustota látky v prstenci zvýšila proti současnosti již jen o dva řády, a kosmonautika zanikne!

Zatím se však kosmonautika postarala o uklidnění odborné veřejnosti, která byla před dvěma lety vzrušena zprávou L. A. Franka aj., že Země je silně bombardována ledovými minikometami. D. T. Hall a D. E. Shemansky kriticky probrali ultrafialová měření z paluby sondy Voyager 2 a zjistili, že Frankovy výsledky byly počítačovým artefaktem: nejsou tedy reálné. Podobně T. Donahue aj. odvolali svou původní podporu Frankových výsledků kvůli chybě v redukčním programu. To znamená, že voda na Zemi není doplňována z fiktivních ledových těles a její výskyt přece jen souvisí se vznikem Země akrecí v rané fázi vývoje sluneční soustavy.

Podle nejnovějších výzkumů má zvláště voda a vodní srážky neobyčejně zásadní význam pro udržení stability fyzikálně chemických podmínek na zemském povrchu, jak vyplývá ze srovnání se sousedními planetami, Venuší a Marsem. Podle J. F. Kastinga aj. je obydlitelnost Země úzce svázána se způsobem výměny oxidu uhličitého mezi atmosférou a souší – a na tom se voda podílí rozhodujícím způsobem. Země je totiž jediná planeta, kde je zastoupení oxidu uhličitého v atmosféře dlouhodobě stabilizováno, takže skleníkový efekt ani neklesá, ani neroste (bez skleníkového efektu by byla průměrná teplota zemského povrchu pouze 20 ^oC). Jakmile totiž povrch Země začne chladnout, má to za následek zvýšení koncentrace oxidu uhličitého v atmosféře a naopak. Naproti tomu u Venuše zastoupení oxidu uhličitého nevratně stouplo na 96,5 %, čímž skleníkový efekt vzrostl natolik, že na povrchu planety panuje nesnesitelný žár. Na Marsu je zase množství oxidu uhličitého tak nízké, že skleníkový efekt zvyšuje teplotu planety o pouhých 6 ^oC (u Země dnes činí toto zvýšení plných 35 ^oC).

Pozemský cyklus oxidu uhličitého začíná vymýváním CO₂ z atmosféry při dešťových srážkách. Přitom vzniká kyselina uhličitá, která rozrušuje křemičito-vápenaté horniny, a ty se smývají do oceánu. Vápník a uhlík zde buď chvíli pobudou ve vápencových skořápkách planktonu, anebo přímo klesají na mořské dno, kde se z nich tvoří vápenec. Ten se při rozestupech dna oceánu dostává do větších hloubek, kde za vyšších teplot reaguje s křemenem, přičemž se oxid uhličitý uvolňuje. Odtud se CO₂ nakonec vrací zpět do atmosféry zásluhou vulkanické činnosti. Jestliže teplota zemského povrchu klesá, zmenšuje se výpar vody z oceánů, a tím je i méně kyselých dešťů, takže koncentrace CO₂ v atmosféře stoupá a s ní i skleníkový efekt, následkem čehož se Země otepluje. Tím se zvětší výpar, CO₂ se lépe vymývá a jeho koncentrace v atmosféře poklesne, skleníkový efekt se zmenší, teplota povrchu Země klesá atd.

Celý geochemický cyklus trvá něco přes 0,5 milionu let a je z velké míry nezávislý na existenci života na Zemi – čili tzv. hypotéza Gaia, propagovaná v poslední době J. E. Lovelockem a L. Marguliusovou (o tom, že celá Země je fakticky živým organismem pečujícím o vlastní přežití), ztrácí půdu pod nohama. U Venuše obdobný mechanismus nefunguje, neboť tam zcela chybí voda, za což může přece jen podstatně vyšší příděl slunečního záření, jehož působením se prvotní voda na Venuši už dávno rozložila (a vodík jako nejlehčí plyn vytěkal). Na Marsu zprvu takový cyklus mohl fungovat, takže raný Mars (do doby -3,8 miliardy let) byl skleníkovým efektem oteplen natolik, že na jeho povrchu byla voda tekutá. Oxid uhličitý, který se tam spláchnul do oceánu, zůstal však zabudován ve vápenci, jelikož Mars na rozdíl od Země nemá tektoniku litosférických desek. To, že se z Marsu nestala životodárná planeta, je proto spíše následkem jeho nedostatečné hmotnosti a rozměrů než velkou vzdáleností planety od Slunce.

Podle R. D. Nanceho aj. se přes geochemický cyklus překládá na Zemi superkontinentální cyklus s periodou 400 ÷ 500 milionů let. Během cyklu se pod superkontinentem hromadí teplo, což způsobuje jeho rozpad – dno oceánu se rozestupuje. Superkontinent se rozpadá na pomalu plovoucí úlomky (kontinenty), které zhruba v třetině cyklu dosáhnou maximálních vzájemných vzdáleností. Za další třetinu cyklu se tyto kontinenty znovu spojují v superkontinent, který v poslední třetině cyklu „drží pohromadě“, a pak se celý proces opakuje. Nyní se nalézáme přibližně uprostřed cyklu, který začal rozpadem superkontinentu Pangea před zhruba 200 miliony lety. Tyto pohyby zemské kůry přirozeně zásadním způsobem ovlivňují rozvoj života na Zemi.

Už několikrát jsme se v předešlých přehledech obírali důsledky, jaké mají pro rozvoj života na Zemi impakty velkých těles typu planetek či jader komet. Loni byly zveřejněny výsledky dvou pozoruhodných studií vztahujících se ke katastrofě na rozhraní druhohor a třetihor, o níž se v posledních deseti letech soudí, že byla následkem impaktu menší planetky. Nejprve M. R. Owen a M. H. Anders prokázali, že rázově přeměněná zrnka křemene v příslušné geologické vrstvičce určitě nejsou vulkanického původu. Dále z měření usuzují, že ničící těleso dopadlo na pevninu – zatím však nikdo neví, kam. Ještě podstatnější je pak sdělení W. S. Wolbacha aj., kteří na pěti nalezištích v Evropě i jinde našli v kritické vrstvě stokrát až desettisíckrát vyšší koncentraci sazí. Odtud usuzují, že tehdy se do atmosféry dostalo úhrnem 7.10¹³ kg sazí při globálních požárech rostlin, které začaly zřetelně dříve, než si do atmosféry vymrštěný prach opět sedl – zcela ve shodě s domněnkou o globálních dlouhodobých následcích impaktu, jak je předtím počítali nebo odhadovali mnozí odborníci.

Ještě mocnější impakt zažila Země pravděpodobně v samém počátku své existence, když na ni narazilo těleso zhruba o hmotnosti Marsu. Hypotézu o srážkovém původu Měsíce zformulovali nezávisle různí autoři v letech 1974–1975, ale v poslední době získává na přesvědčivosti jednak proto, že ostatní mechanismy jsou zřetelně nereálné, a jednak proto, že numerické simulace dávají dosti dobrý souhlas se skutečností. Nyní M. Kipp a H. Melosh zjistili, že celý úkaz vzniku Měsíce proběhl astronomicky bleskurychle. Bezprostředně po impaktu vznikl žhavý sloupec par a kapalin o teplotě až 5 500 K a hmotnosti několikanásobně větší, než je hmotnost současného Měsíce. Materiál sloupce se rozpínal rychlostí až 5 km/s a za pouhé 3 hodiny po impaktu se tak dostal do dvojnásobku vzdálenosti Rocheovy meze, kde posléze začal kondenzovat, přičemž těkavé látky unikly do kosmického prostoru. Tak vznikl Měsíc s převahou křemíkatých sloučenin a s nedostatkem kyslíku, ve shodě s pozorováním. Současně se odstranila přebytečná atmosféra Země, což nakonec umožnilo, aby se zemský povrch ochladil pod teplotu vroucí vody. Podle T. Pauwelse Měsíc postupně zachytil všechny případné menší družice Země kombinací dráhových rezonancí a slapového působení. Přirozené družice Země až do vzdálenosti 150 zemských poloměrů zkrátka neměly naději přežít do současnosti jako samostatná tělesa.

Rozborem stáří impaktních kráterů na povrchu Měsíce se zabýval R. B. Baldwin. Zjistil, že intenzivní meteorické bombardování s maximem před 3,9 miliardy let skončilo před 3 miliardami let, kdy intenzita bombardování klesla o tři řády. Od té doby však četnost impaktů znovu stoupá a dnes je zhruba 2krát vyšší než v tehdejším minimu. Stáří kráteru Kopernik odhaduje autor na 800 ÷ 850 milionů let, kdežto kráter Tycho je starý pouze 100 ÷ 200 milionů let. K nejstarším útvarům na Měsíci patří kráter Fra Mauro a pohoří Apeniny (3,9 miliardy let) a dále Moře klidu (3,7 miliardy let). Mladší jsou oblasti přistání posádek Apolla 12 a 15 (3,3 miliardy let). Nejmladším kráterem na Měsíci je podle J. B. Hartunga Giordano Bruno. Vznikl 25. června 1178 (impakt byl vizuálně pozorován opatem Gervázem z Canterbury).

C. P. Sonett aj. využili okolnosti, že na pískovcových sedimentech Elatina v jižní Austrálii jsou patrné vlivy slunečních a měsíčních slapů na tloušťku vrstviček. Jelikož stáří sedimentů je známo ( 680 milionů let), lze odtud určit jak tehdejší počet lunací v roce, tak i délku pozemského dne. Vychází tak, že den trval 21,98 h a tropický rok měl tedy 398,8 dne. Velká poloosa měsíční dráhy tehdy činila jen 367 800 km, takže slapové tření zpomalující zemskou rotaci dosahovalo výkonu 1,8 TW. Měsíc se od té doby dosud vzdaloval průměrným tempem 20 mm/r (současná rychlost vzdalování 37 mm/r je tedy bezmála dvojnásobkem průměrné hodnoty).

Z okolních planet se loni nejvíce pozornosti soustřeďovalo na Mars, jenž byl 22. září nejblíže Zemi. Pro pozorovatele na severní polokouli šlo o nejvýhodnější opozici (ta nastala 28. září) od r. 1971, takže pozorovatelé se opravdu snažili. Již začátkem června byla zpozorována první prachová bouře, typická pro období kolem opozice, a v období kolem opozice byly získány zatím nejlepší pozemní snímky Marsu kamerami CCD.

H. Melosh studoval možnosti přirozené infekce Marsu pozemskými mikroorganismy. Když totiž na Zemi dopadne pod šikmým úhlem velký meteorit, může vyvržený pozemský prach snadno dosáhnout únikové rychlosti a jako oblak drobných částeček zasáhnout povrch Marsu spíše než izolovaná „skála“ s malým účinným průřezem. Působením tlaku záření se částečky prachu s rozměry kolem 0,5 μm za pouhé dva měsíce dostanou do oblasti Marsu, a pokud na nich ulpěly pozemské mikroorganismy (s rozměry řádu 0,01 μm), mohou na Marsu přežít, zejména v oblasti severní polární čepičky. Tuto hypotézu snad prověří již příští generace sond k Marsu.

Zatím se blíží ke svému závěrečnému vyvrcholení jedinečná planetární výprava heroické sondy Voyager 2, jež má letos v srpnu prozkoumat zblízka „poslední solidní“ planetu sluneční soustavy Neptun. Proto se i prostředky pozemní astronomie více soustřeďují na studium Neptunu, jeho družic a případně i prstenců. Při zákrytech hvězd Neptunem v srpnu a září 1988 nebyly sice žádné poklesy jasnosti uvnitř Rocheovy meze zjištěny, ale z předešlých měření se zdá, že Neptun je obklopen neúplnými („čárkovanými“) prstenci ve tvaru oblouků, vzdálených 1,7 a 2,7 poloměru planety od jejího středu. Zajímavé údaje o družici Nereidě uveřejnili M. a B. Schaefferovi a J. Veverka. Družice obíhá po silně výstředné dráze (e = 0,75) s velkou poloosou 5,5.10⁶ km a v periodě 360 dnů. Její průměr činí patrně něco přes 300 km. Během vlastní rotace s periodou kratší než 1 den jsou pozorovány výrazné změny optické jasnosti s amplitudou 1,5 mag. To lze vysvětlit buď nekulovým tvarem (což je pro družice tak velkého rozměru nepravděpodobné), anebo výraznými změnami albeda, jako u Saturnovy družice Japetus. Manželé Schaefferovi nabízejí ještě netradiční vysvětlení, že jde o dvojdružici slapově deformovaných složek. Takže se v srpnu nechme překvapit.

Jedinou planetou sluneční soustavy, kterou v dohledné budoucnosti žádná sonda nenavštíví, tak zůstane Pluto, přesněji dvojplaneta Pluto-Charon. V loňském roce skončila série totálních zákrytů obou těles, což zcela zásadním způsobem přispělo ke zpřesnění geometrických i dynamických parametrů soustavy. D. J. Tholen z rozboru údajů o 20 vzájemných zákrytech v letech 1985–88 odvodil délku velké poloosy oběžné dráhy Charonu 19 640 km, výstřednost 0,000 09, sklon 98,3º^{a oběžnou periodu 6,387 23 dne. Poloměr Pluta činí 1 142 km a Charonu 596 km (s chybou menší než 1 %) a hmotnost systému je 1,36.1022 kg (18,5 % hmoty Měsíce). Střední hustota převyšuje 2,06krát hustotu vody na Zemi. Obě tělesa vykazují synchronismus rotace a revoluce, do níž se dostaly přibližně před 800 miliony lety. Pozorování také vyloučila možnou existenci dalších družic s průměry většími než 410 km. V současné době se hledají případná menší tělesa s rozměry nad 30 km.}

Dalším jedinečným příspěvkem k poznání soustavy byla pozorování zákrytu hvězdy P 8 (13 mag) v souhvězdí Panny s Plutem, k němuž došlo 9. června 1988. Samy okolnosti předpovědi zákrytu byly více než dramatické. Poprvé se taková možnost vynořila v roce 1985 (od objevu Pluta roku 1930 nikdy k zákrytu nějaké jasnější hvězdy nedošlo). Zprvu se zdálo, že zákryt bude pozorovatelný v severním Pacifiku, jenže pak se vyjasnilo, že fotometrické těžiště obrazu Pluto-Charon není totožné s dynamickým těžištěm soustavy. Teprve počátkem roku 1988 se podařilo předpověď dráhy zpřesnit na požadovaných 0,06″ (!) a tak určit, že k zákrytu dojde na jižní polokouli. Poslední upřesnění oblasti zákrytu se uskutečnilo pouhých 36 hodin před vlastním úkazem. J. Elliot aj. proto s výhodou použili manévrovacích možností Kuiperovy letecké observatoře (KAO) na palubě letadla C-141 a z Havajských ostrovů stačili doletět do oblasti zákrytu – ovšem za cenu velké spotřeby paliva, takže na zpáteční cestě museli přistát na ostrově Samoa. Kromě přístrojů KAO byl úkaz sledován také pozemními stanicemi v Austrálii a na Novém Zélandu.

Rozborem všech záznamů se podařilo jednoznačně určit, že Pluto má rozsáhlou atmosféru, sahající do výše až 3 200 km nad povrch planety. Podle všeho jde o plynný methan s teplotou až 82 K. Ve vzdálenosti 1 200 km od povrchu atmosféra skokem houstne a další skok nastává asi 46 km nad povrchem – proto je možná skutečný poloměr „tuhého“ Pluta o něco menší než Tholenova hodnota odvozená ze zákrytů Charonu. Povrch Pluta je překvapivě světlý (průměrné albedo činí 0,55) v porovnání s Charonem (albedo 0,32). Není vyloučeno, že atmosféra obsahuje mraky, z nichž občas „sněží“, zejména v době kolem perihelu, kdy je Pluto dost podstatně blíže ke Slunci (Pluto prochází perihelem své 250leté dráhy právě letos). Udivuje i rozsáhlost atmosféry, jíž se Pluto poněkud podobá kometám!

Kombinací všech známých údajů se podařilo odvodit první hrubou představu o nitru planety. Sám povrch se skládá z 5 ÷ 10 km tlusté vrstvy ledů methanu, CO a CO₂. Pod touto slupkou se nalézá 210 ÷ 320 km vrstvy vodního ledu. Vnitřek planety je tvořen horninami, které představují zhruba 3/4 hmotnosti planety. Tím se Pluto velmi nápadně liší od družic vnějších planet.

Dlouhodobé změny heliocentrické dráhy dvojplanety Pluto-Charon zkoumali G. J. Sussman a J. Wisdom speciálním počítačem zvaným digitální planetostroj. Tímto zařízením se podařilo překlenout dosud nejdelší časový úsek při studiu drah těles sluneční soustavy, a to plných 845 milionů let (dosavadní rekord z roku 1986 obsáhl „jen“ 200 milionů let). O obtížnosti úkolu svědčí údaj, že integrační krok činil pouze 32,7 dne, takže úhrnný počet kroků dosáhl bezmála 10 miliard! Planetostroj potvrdil, že Plutu nehrozí nebezpečí přímé srážky s Neptunem, ačkoliv – jak známo – v projekci na rovinu ekliptiky se obě dráhy kříží (až do r. 1999 je Pluto ke Slunci blíže než Neptun). Naproti tomu se ukázalo, že dráha Pluta má chaotický charakter, tj. čas od času (v průměru po 20 milionech roků) dochází k náhlým změnám dráhových parametrů.

Jakkoliv je periferie sluneční soustavy od nás vzdálená, rozhodně se nenachází na periferii zájmu specialistů z mnoha odvětví astronomie a astrofyziky. Zdá se totiž, že právě tam jsou skryty hlavní klíče k luštění otázky vzniku a vývoje sluneční soustavy. V této oblasti se především nachází prvotní kometární jádra v rozsáhlém mračnu, jehož vnější (leč patrně méně hmotnou) část identifikoval J. H. Oort již roku 1950. Od roku 1981 se však soudí, že v rozmezí 3 000 ÷ 20 000 AU se nachází ještě o dva řády hmotnější vnitřní (Hillsovo) mračno, obsahující až 10¹⁴ komet. Kometární jádra zřejmě vznikala slepováním původních planetesimál v rané epoše vývoje sluneční soustavy a do Hillsova mračna se dostávala z oblasti periferie planetárního systému patrně poruchovým působením Neptunu. V Hillsově mračnu jsou jádra komet relativně odolná vůči dynamickým poruchám galaktických slapů, cizích hvězd i obřích molekulových mračen. Proto se jen vzácně odtud dostávají na dráhy směřující do nitra planetární soustavy. Většina nových komet k nám přichází ze vzdáleností nad 20 000 AU. Tento závěr nezávisle potvrdil R. B. Sotthers rozborem výskytu velkých impaktních kráterů na Zemi.

Úhrnná hmotnost kometárních mračen je přinejmenším srovnatelná s dnešní hmotností všech planet sluneční soustavy a jejich moment hybnosti vůči těžišti sluneční soustavy je dokonce asi o řád vyšší (10⁴⁶ kg/m²/s) než součet momentů hybností všech planet. Podle S. Sterna a J. Shulla způsobily blízké průchody okolních hvězd a exploze supernov významné ohřevy povrchů kometárních jader v mračnech na hodnoty 16 ÷ 60 K, a tím selektivní změny jejich chemického složení.

Hmotnosti kometárních jader dosahují většinou nanejvýš 10¹⁴ kg. Podstatně hmotnější tělesa se na periferii sluneční soustavy patrně nevyskytují. Několik autorů se sice pokusilo rozborem poruch drah Uranu, popřípadě Neptunu odvodit základní údaje o hypotetické X. planetě, leč s takovými nejistotami, že to pozorovatelům v případném pátrání rozhodně nepomůže. J. Luuová a D. Jewitt hledali pomalu se pohybující objekty širokoúhlou kamerou s prvky CCD až do 24. hvězdné velikosti na 7 promile plochy oblohy, leč bezvýsledně. Konečně rozbor trajektorie kosmické sondy Pioneer 10, která se nyní pohybuje na periferii planetární soustavy, vylučuje možnost existence hmotného průvodce Slunce typu Nemesis.

V loňském roce se sice povedlo objevit jen něco přes polovinu komet v porovnání s rekordním rokem 1987, ale i přesto příval pozoruhodných údajů o kometách nijak nezeslábl. Manželům C. a E. Shoemakerovým se zdařil objev jejich 14. komety, čímž vyrovnali dosavadní rekord 20. století, který drží australský amatér W. Bradfield. (O třetí až páté místo v této nevypsané soutěži se dělí M. Honda, A. Mrkos a L. Peltier s 12 objevenými kometami; nicméně absolutní prvenství stále patří J. Ponsovi, který v minulém století objevil úhrnem 37 komet.) Koronografem na umělé družici SMM (Solar Maximum Mission) bylo mezi 6. 10. 1987 a 18. 11. 1988 objeveno 7 komet „otírajících se“ o Slunce, které vesměs patří k proslulé Kreutzově skupině. Za pouhých 10 let tak bylo koronografy na družicích objeveno plných 13 komet, které při průchodu perihelem pravděpodobně zanikly přímo ve Slunci.

V srpnu 1987 byl zpozorován rozpad komety Wilsonové (1986 l) ve vzdálenosti 2,3 AU od Slunce, 19 týdnů po průchodu komety perihelem. Rovněž tak se ukázalo, že komety 1988 e a 1988 g jsou rozpadovými produkty jediného tělesa. Po delší přestávce se pozorovatelé na severní polokouli mohli těšit z pozorování jasnější komety očima. Šlo o kometu 1988 a (Liller), která dosáhla v dubnu 4,7 mag a jevila chvost o délce až 3º.

Velké množství studií je stále věnováno bohatému pozorovacímu materiálu, který byl získán v minulých letech při průletu Halleyovy komety 1982 i = 1986 III. V rámci programu IHW bylo vykonáno na 115 000 různých pozorování, což je svým způsobem absolutní rekord pro jakékoliv kosmické těleso. Program IHW byl k 1. lednu 1989 oficiálně ukončen a obsáhlý katalog dat (o rozsahu přibližně 22 GB) bude vydán na kompaktním disku patrně během dvou let. Kometa dosáhla největší jasnosti (2 mag) dva měsíce po perihelu. V lednu 1988 byla asi 15,5 mag a na konci roku 17 mag, ve vzdálenosti 1,5 miliardy km od Slunce. V afelu bude 8. 2. 2024 ve vzdálenosti 35,3 AU od Slunce, kdy její jasnost poklesne na 28,5 mag. Kometa je stále ještě vysoce aktivní; průměr vnitřní komy dosahoval v loňském roce 120 000 km a vnější komy dokonce 300 000 km. V letošním roce by se snad mohlo podařit zachytit na záběrech kamerami CCD samotné jádro komety a přispět tak k vyřešení otázky, jak jádro komety fakticky rotuje.

V době kolem průletu přísluním zjistili astronomové periody 2,2 a 7,4 dne, které mohou souviset jak s rotací jádra, tak i s jeho precesí nebo nutací. Zjištěný nepravidelný tvar jádra nalezení správného řešení dále komplikuje, neboť zatím se ani nepodařilo určit, zda jádro rotuje podél delší osy. Z téhož důvodu je pozoruhodné zjištění D. Jewitta a J. Luuové, že kometa Tempel (1987 g) má protáhlé jádro (s poměrem hlavních os 2 : 1), jež rotuje s periodou 9 hodin – ani tam se ovšem neví, podél které z obou os.

Velkou pozornost vyvolala rovněž pozorování D. J. Tholena aj., kteří v únoru 1988 zjistili, že jasnost vzdálené planetky (2060) Chiron nápadně vzrostla o 0,7 mag proti průměrné a málo kolísající hodnotě. Zjasnění bylo potvrzeno i dalšími skupinami a do září loňského roku vzrostlo na více než 1,0 mag. Odborníci soudí, že kolem Chironu se navzdory značné vzdálenosti 12,6 AU od Slunce vytvořila plynná atmosféra (koma?), což znovu poukazuje na čím dál méně zřetelný předěl mezi kometami a planetkami. Zdá se, že po určité době se aktivita kometárních jader sníží (povrch jádra se „zaslepí“), takže taková tělesa od té chvíle považujeme za planetky (Enckeově kometě hrozí tento osud dle odhadů již za 2 000 let a Halleyově kometě za 3 800 let), ale takové vyhasnutí komety nemusí být zřejmě trvalé.

Mezitím úctyhodným tempem přibývá registrovaných planetek (do konce roku 1988 jich bylo 3 807), každoročně bezmála 200 nových, takže co nevidět překročí jejich katalogový počet hranici 4 000. Současně zejména zásluhou B. G. Marsdena ubývá objektů ztracených pro nespolehlivě známé dráhy. Koncem roku byly už jen tři takové případy, planetky č. 719, 724 a 878.

V loňském roce uplynulo 80 let od pádu proslulého Tunguzského meteoritu a na památku této události uspořádali sovětští odborníci speciální sympozium v Krasnojarsku, kde bylo zejména zdůrazněno, že je nutné urychlit výzkumy v oblasti pádu, dokud se nesetřou poslední stopy jedinečné události. Podle Z. Ceplechy přispívají hmotnější meteority největší měrou k celkovému přítoku meteorické hmoty na Zemi. V intervalu hmotností meteoroidů 2.10^-8 ÷ 2.10⁴ kg tak Země za rok získá přibližně 5.10⁶ kg meziplanetární hmoty. D. Olsson-Steel tvrdí, že komplex meteorických rojů Taurid souvisí s hypotetickou obří kometou o průměru jádra kolem 40 km. Soudí, že bolid Brno ze 14. 9. 1977 o původní hmotnosti 1 500 kg patřil k tomuto komplexu stejně jako těleso, jež bylo pozorováno 30. 5. 1984 při průletu před slunečním kotoučem po dobu asi půl minuty. Podle J. B. Hartunga lze do téhož komplexu zařadit jak samotný Tunguzský meteorit, tak i úkaz z Canterbury z roku 1178, meteorit Farmington z 25. 6. 1890 a sérii impaktů na Měsíci koncem června 1976. Kometa Encke je jen pozůstatkem většího, již rozpadlého tělesa.

Zprávu o novinkách ve sluneční soustavě uzavřeme jako obvykle několika informacemi o výzkumu Slunce. Snad nejzajímavější se zdají být sdělení o osobitostech cyklů sluneční aktivity. Poslední minimum nastalo v čase 1986,8, načež neobyčejně rychle nastoupil 22. cyklus, jenž podle odhadů dosáhne maxima již v r. 1990 a bude podle G. Browna rekordní (dosavadní rekord drží 19. cyklus s maximálním středním relativním číslem 201). Podle P. R. Wilsona aj. je průměrný interval mezi maximy 11,2 roku, v dobré shodě s laminováním prekambriálních usazenin v Austrálii, odkud plyne tehdejší perioda (12,0 ±1,75) roku. Samotné cykly se však přes sebe zčásti překládají, takže úhrnná délka jednotlivého cyklu dosahuje (18 ±22) let. Podle týchž autorů byly na Slunci již zaznamenány náznaky příštího 23. cyklu, který se začne projevovat skvrnami teprve roku 1997.

Kromě toho se na Slunci objevují i příznaky delších cyklů. T. Bai shledal rozborem materiálu z let 1955–85, že na Slunci přetrvávají „horké skvrny“, v nichž se po celých 30 let přednostně vyskytují erupce. A. Barsegjan studoval arménské kroniky z 11.–12. stol. n. l. a zaznamenával v nich zprávy o polárních zářích jako nepřímých indikátorech sluneční aktivity. Potvrdil tak existenci dlouhodobých minim a maxim sluneční aktivity, které doplněny o záznamy z Orientu umožňují sledovat dlouhodobý průběh sluneční aktivity až do 2. stol. před n. l. K. C. Yau a F. Stephenson shromáždili údaje o skvrnách viditelných očima v letech -165 až 1918. Odhadují, že viditelné jsou skvrny s úhlovým rozměrem nad 1´, tj. nad 0,5 promile slunečního povrchu. Za 18 století bylo pozorováno 150 slunečních skvrn viditelných očima, tedy v průměru 1 skvrna za sluneční cyklus (v současném 22. cyklu byly již dva takové případy).

Z těchto údajů lze spolehlivě zjistit, že ve středověku došlo k výraznému vzestupu úrovně sluneční činnosti, kdežto v době Maunderova minima (1645–1715) k prodlouženému minimu. Současně se P. Foukalovi a J. Leanové podařilo ukázat z přesných měření úhrnného toku slunečního záření družicemi Nimbus 7 a SMM, že zářivý výkon Slunce koreluje s úrovní sluneční činnosti kladně, tj. výkon je vyšší v době maxima sluneční činnosti (úbytek vyzářené energie ve skvrnách je více než kompenzován přebytkem záření ve fakulových polích). Rozdíly mezi maximem a minimem dosahují 0,7 promile, což postačí například k vysvětlení vzniku malé ledové doby v 17. stol., související tak přímo s dlouhým Maunderovým minimem. Pokračující velmi přesná měření na obou družicích naznačují možnost nalézt skutečné převodní mechanismy mezi slunečním zářením a počasím, popřípadě klimatem na Zemi.

Obdobné cykly aktivity byly v poslední době nalezeny i u jiných pozdních hvězd hlavní posloupnosti. D. Hall ukázal, že také u hvězd se přes sebe překládají cykly s různými délkami základní periody, podobně jako u Slunce. D. Soderblom a S. Baliunasová zjistili, že masivnější (1,2 M_O) hvězdy spektrálních tříd F7 ÷ K2 vykazují nižší amplitudy povrchové aktivity než hvězdy menších hmotností (0,8 M_O). Morfologie cyklů se podobá sluneční, tj. náběh k maximu je mnohem strmější než následný pokles k minimu. Mladší hvězdy jeví spíše chaotické chování, kdežto u starších hvězd jsou cykly zřetelné.

Britští astronomové dokázali rekonstruovat přesné polohy pozorovacích stanic z kampaně při slunečním zatmění 3. 5. 1715, kterou organizoval E. Halley. Hranice totality totiž tehdy procházela Velkou Británií a pozorovatelům na dvou stanovištích se poštěstilo nalézat se těsně na vnější a vnitřní straně této hranice. Rozlišení mezi totalitou a parciálním zatměním je snadné, takže rozborem údajů se podařilo určit tehdejší poloměr Slunce s vynikající přesností na 0,5″. Odtud ihned plyne, že za posledních 265 let se poloměr Slunce nikterak nezměnil v mezích uvedené přesnosti měření. Střední poloměr Slunce činí 959,63″.

Rozvoj pozorovací techniky zvláště v infračervené oblasti spektra umožňuje postupně získávat první údaje o existenci slabě zářících průvodců blízkých hvězd. Cílem těchto studií je jednak získat důkazy o existenci planet mimo naši sluneční soustavu a jednak nalézt hypotetická tělesa na přechodu mezi hvězdami a planetami, pro něž se ujal název hnědí trpaslíci.

Zatím nejnadějnější výsledky získaly skupiny rozvíjející metodu mimořádně přesného určování radiálních rychlostí mateřských hvězd. Zvláště kanadská skupina vedená B. Campbellem dosahuje až neuvěřitelné přesnosti měření rychlosti ±13 m/s. Za 6 let zkoumání 18 hvězd pomocí 3,6m teleskopu CFHT odhalili periodické změny radiálních rychlostí u 9 hvězd souboru. Ve dvou případech jsou za tyto změny odpovědní hvězdní průvodci, kdežto v devíti případech tělesa o hmotnostech 1 ÷ 10násobku hmotnosti Jupiteru, tedy obří planety. Naproti tomu nebyla nalezena žádná tělesa s hmotnostmi v rozmezí 0,01 ÷ 0,08 M_O, tedy žádní kandidáti na hnědé trpaslíky. To je obzvláště překvapující s ohledem na průběh luminozitní funkce pro pozdní červené trpaslíky spektrální třídy M, jak ji stanovili M. Hawkins a M. Bessell. Vyšlo jim, že směrem k nižším hmotnostem trpaslíků luminozitní funkce neustále stoupá, takže by se dalo očekávat, že zastoupení hnědých trpaslíků by mělo být značné a že právě tyto objekty přispívají rozhodující měrou k existenci skryté látky ve slunečním okolí. Podle R. Taylera však existuje genetický rozdíl mezi hnědými trpaslíky a obřími planetami. Trpaslíci totiž vznikají fragmentací původního mezihvězdného mračna, kdežto obří planety akumulací materiálu z prachového disku v okolí vznikající hvězdy. Různost vzniku se pak odrazí i na relativní četnosti obou typů objektů.

Nejnadějnějším případem v Campbellově přehlídce je jasná hvězda 36 UMa A, u níž byl odhalen průvodce s oběžnou periodou 3 roky a hmotností 1,5 hmotnosti Jupiteru. Podobně D. Latham aj. nalezli při studiu malých změn radiální rychlosti systém HD 114 762 v souhvězdí Vlasů Bereniky ve vzdálenosti 90 světelných let, v němž se nachází průvodce s oběžnou dobou pouhých 84 dnů ve vzdálenosti 0,4 AU od hvězdy a s hmotností 10 hmot Jupiteru (0,01 M_O). Konečně W. Forrestovi aj. se podařilo přímo zobrazit průvodce trpasličí hvězdy Gliese 569 (sp. třídy M2) v souhvězdí Bootes ve vzdálenosti 110 světelných let, chlazenou infračervenou kamerou v ohnisku 3m teleskopu IRTF v pásmu 1,6 ÷ 3,8 μm. Obě složky systému vykazují společný vlastní pohyb, přičemž méně masivní složka se nalézá asi 50 AU od primární hvězdy, obíhá kolem ní v periodě zhruba 500 let a její hmotnost patrně spadá do rozmezí pro hnědé trpaslíky. Zpřesnění údajů si však vyžádá dlouhou dobu pozorování – nejméně století. Naproti tomu zcela rozporné jsou údaje o hnědém trpaslíku u hvězdy G 29-38 (ZZ Psc), která je sama bílým trpaslíkem. Některé skupiny uvádějí konkrétní údaje o vlastnostech údajného hnědého trpaslíka, zatímco jiné jeho existenci popírají. U měření na hranici možností soudobé techniky je však taková situace obvyklá.

Zajímavé jsou též nové údaje o prachovém disku kolem hvězdy β Pictoris. Disk je totiž mírně asymetrický, což lze podle D. Whitmira aj. vysvětlit existencí hnědého trpaslíka ve vzdálenosti téměř 2 000 AU od hlavní hvězdy. V prachovém disku se údajně nalézají tělesa o průměru až kilometrů, ale skoro určitě tam nejsou planety. T. Nakano ukázal, že kolem hvězd s hmotností v rozmezí 2 ÷ 3 M_O se planety mohou akumulovat pouze do vzdálenosti 20 ÷ 35 AU, zatímco prachové disky pozorované kolem β Pictoris nebo Vegy sahají podstatně dále.

J. Angel se zabýval technickými otázkami objevování planet u cizích hvězd a jeho závěry jsou poměrně optimistické. Důležitým předpokladem je výroba zrcadel s mimořádně přesným tvarem povrchu. Jelikož Země nejvíce září na 10 μm, lze očekávat objevy právě v této střední části infračerveného spektra. Ve vzdálenosti 20 světelných let se nalézá asi 100 hvězd, které lze zkoumat infračervenou spektroskopií. Tak by se dala zjistit i přítomnost ozonu v atmosféře (pás na 10 μm), popřípadě kyseliny sírové (pás na 11,2 μm). Protože v této vzdálenosti spatříme úsečku 1 AU pod úhlem pouze 0,2″, jsou optické požadavky zřejmé: průměr primárního zrcadla musí být značný (nad 15 m), kvalita odrazné plochy taková, aby vznikalo minimální množství rozptýleného světla, a navíc obraz hlavní hvězdy musí být cloněn vhodnou maskou. Zvlášť nadějné jsou možnosti optické interferometrie, jak se to plánuje pro obří teleskop VLT ESO v Chile (4 × 8 m).

Infračervená a submilimetrová měření hrají rovněž zásadní úlohu při studiu vzniku hvězd z mezihvězdných mračen, jak o tom svědčí rychlý pokrok v pochopení této donedávna zcela skryté fáze hvězdného vývoje. Odtud mimo jiné plyne, že rozpad mračna na zcela izolované hvězdy je spíše vzácností než pravidlem. Zhruba 70 % hvězd v Galaxii vzniká jako členové vícenásobných hvězdných soustav, přičemž dvojhvězdy mají naprostou převahu. Letos je tomu právě 100 roků, co se Pickeringovi a Vogelovi zdařilo rozpoznat první spektroskopické dvojhvězdy, které podle odhadů představují zhruba 1/3 hvězd v Galaxii. Navzdory tomu se až dosud podařilo proměřit necelých 1 000 spektroskopických dvojhvězd, přičemž pouze u 1/4 z tohoto počtu známe dobře jejich dráhy z křivky radiálních rychlostí. K pokroku astrofyziky dvojhvězd rozhodující měrou přispěl zejména O. Struve svým výzkumem komplikací na křivkách radiálních rychlostí, z čehož posléze vznikl samostatný obor studia plynných proudů a přenosu hmoty ve dvojhvězdách. Na rozhraní 50. a 60. let byla dále prokázána dvojhvězdná povaha nov a počátkem 70. let k tomu přibyl důkaz, že také galaktické rentgenové zdroje jsou vesměs dvojhvězdy. V současné době je pro výzkum dvojhvězd mimořádně užitečná družice IUE, jejíž konstruktéři obdrželi nedávno cenu za výjimečnou kvalitu, udělovanou americkým prezidentem.

Zajímavé případy interakce s bílým trpaslíkem uveřejnili I. Iben a M. Rozycka aj. Iben studoval případ těsné dvojhvězdy skládající se ze dvou bílých trpaslíků, kteří ztrácejí oběžnou rychlost vyzařováním gravitačních vln. To vede k silnému přenosu hmoty mezi složkami a k nafouknutí akreujícího trpaslíka na Rocheovu mez. Tak vzniká dotyková (kontaktní) dvojhvězda se společnou obálkou, jejíž úhrnná hmotnost může přesáhnout velmi snadno Chandrasekharovu mez. To vede k explozivnímu zapálení uhlíku hluboko uvnitř kontaktní dvojhvězdy a následnému výbuchu supernovy Typu I. Ve výpočtech Rozyckovy skupiny se zase studoval případ bílého trpaslíka v jádře kulové hvězdokupy, kde je vysoká pravděpodobnost přímé srážky degenerovaného trpaslíka s hvězdou hlavní posloupnosti. Při takovém střetu získá bílý trpaslík tolik hmoty, že se změní v červeného obra. Odhaduje se, že podobný proces v jádře kulové hvězdokupy „zažije“ až 40 % hvězd hlavní posloupnosti.

Mezi „komplikovanými“ dvojhvězdami zaujímá zcela výjimečné postavení zákrytová dvojhvězda ε Aurigae, jejíž poslední zákryt v letech 1982–4 přinesl nové údaje z pásma viditelného, ultrafialového i infračerveného spektra. Podle W. van Hammeho a R. E. Wilsona se mnoho záhad dá vysvětlit předpokladem, že tajemná sekundární složka je ve skutečnosti sama těsnou dvojhvězdou s hmotnostmi složek 1,8 M_O! Tím se dá především vyložit překvapivě nízká optická svítivost složky (s ohledem na její hmotnost téměř 4 M_O). Dvojhvězdný charakter sekundární složky zároveň pozměňuje průběh akrece hmoty ze složky primární. Velkou tloušťku disku (řádu 1 AU) lze podle S. Kumara objasnit tím, že oběžná rovina těsné dvojhvězdy je skloněna pod úhlem asi 20º k oběžné rovině vůči složce primární. Následkem toho má vnitřní okraj akrečního disku snahu srovnat se do roviny oběžné dráhy sekundární dvojhvězdy, kdežto jeho vnější okraj se přizpůsobuje poloze oběžné roviny vůči primární složce. Akreční disk je fakticky zprohýbán, a zdá se proto ještě tlustší, než ve skutečnosti je. Velký moment hybnosti sekundární dvojhvězdy zabraňuje přímé akreci prachu z akrečního disku, zatímco primární složka (veleobr o hmotnosti 1,3 M_O) do něho stále dodává nový plyn. Ten se v disku ochladí a kondenzuje na prachové částice. Veleobr spektrální třídy F0 Ia se v současné době již smršťuje na budoucího bílého trpaslíka.

Nejdramatičtějšími projevy existence bílého trpaslíka ve dvojhvězdě jsou, jak známo, exploze nov a supernov typu I. V teorii explozí nov se nedávno objevil nový pojem, totiž přezimování soustavy mezi následujícími explozemi. Podle současných názorů jsou vlastně všechny novy rekurentní, ale prakticky se odlišují intervalem rekurence. Klasické novy mají tyto intervaly řádu 10⁴ ÷ 10⁵ let, což je však v rozporu s pozorováním tempa akrece hmoty na bílého trpaslíka, jenž soustavně vychází na 10^-8 M_O/r. Přitom ke spuštění překotně termonukleární reakce v elektronově degenerované obálce bílého trpaslíka stačí podle M. Oriové hmotnost 7,5.10^-6 M_O, takže při ustáleném tempu akrece by mělo k explozím docházet častěji než jednou za tisíc let. Tento rozpor vysvětlují M. Shara aj. právě zmíněným přezimováním, tj. poklesem tempa akrece alespoň o 4 řády po větší část (90 ÷ 99 %) intervalu mezi explozemi.

Astronomové totiž měří tempo akrece těsně po explozi novy, kdy bílý trpaslík, který explozi prodělal, silně ozařuje svého průvodce – červeného trpaslíka. Z této hvězdy hlavní posloupnosti se tak technicky vzato stává dočasně jakási pseudoplaneta, neboť dostává od bílého trpaslíka asi o 4 řády více zářivé energie, než kolik sama vydává. Následkem toho se rozměry červeného trpaslíka poněkud zvětší a přesáhnou rozměry Rocheova laloku. Proto výrazně vzroste tempo přenosu hmoty v době, kdy postnova upoutala naši pozornost. Přehřívání červeného trpaslíka skončí během několika desetiletí až staletí po explozi, čímž se jeho rozměry zmenší, červený trpaslík ztratí kontakt s Rocheovou mezí a přenos hmoty na bílého trpaslíka výrazně poklesne. Teprve po mezidobí řádu 10⁴ ÷ 10⁵ let se vlivem gravitačního vyzařování a magnetického brzdění rozměry soustavy natolik zmenší, že červený trpaslík se znovu ocitne na Rocheově mezi a tempo akrece vodíku na bílého trpaslíka prudce vzroste, což je vlastně bezprostřední předehrou nové exploze. Tak se v daném systému může exploze novy opakovat až 10⁴krát. Dosud se mělo za to, že během této epochy zvolna roste hmotnost bílého trpaslíka až k Chandrasekharově mezi, kdy dojde k závěrečné superexplozi v podobě výbuchu supernovy typu I. Nyní však M. Kato a I. Hachisu z modelových výpočtů zjistili, že u klasických nov nedosáhne hmotnost bílého trpaslíka nikdy této kritické meze.

Je-li však z jakéhokoliv důvodu tempo akrece vyšší než 10^-8 M_O/r, nedochází ve slupce na povrchu bílého trpaslíka vůbec k překotné termonukleární reakci, takže pak lze kritické meze dosáhnout poměrně rychle. Speciálním případem jsou standardní rekurentní novy, z nichž nejzajímavější je soustava U Scorpii, která opakovaně vybuchla v letech 1863, 1906, 1936, 1979 a 1987. Podle S. Starrfielda je hmotnost bílého trpaslíka 1,35 M_O a tempo akrece 1,1.10^-6 M_O/r. Při každé explozi se odvrhne hmota pouze 4.10^-7 M_O, takže hmotnost bílého trpaslíka vskutku roste a nejpozději za 10⁵ let zde dojde k explozi supernovy typu I. Výbuchy rekurentních nov však nejsou vyvolány překotnou termonukleární reakcí, nýbrž silným růstem tlaku záření.

Uvedené teoretické rozbory jsou dobře potvrzovány pozorováními zejména starých nov. Nejstarší identifikované postnovy pocházejí z r. 1670 (CK Vul) a z roku 1783 (WY Sge) – z pozorování vskutku plyne, že již „přezimují“. Také pomalá nova HR Del (1967) podle M. Kürstera a H. Barwiga již dosáhla původní jasnosti 12 mag. Pozoruhodný je případ velmi jasné novy V1500 Cygni (1975), která podle J. Kaluzného a J. Semeniukové ještě 11 let po explozi jeví kolísání jasnosti ve filtru B s amplitudou 0,8 mag v periodě 3,3 h. Bílý trpaslík je dosud velmi horký a nápadně modrý a celý systém značně připomíná magnetické polary typu AM Her. Vskutku, z kruhové polarizace světla bylo odvozeno silné magnetické pole na povrchu bílého trpaslíka kolem 10⁴ T a proměnnost polarizace s periodou o 1,8 % kratší, než je perioda optických změn jasnosti. Nova byla dodatečně nalezena v palomarském atlasu, kde se před výbuchem jevila jako hvězda 21 mag ve filtru B. Podle C. Lanceové aj. je nova od nás vzdálena 1,2 kpc, takže její absolutní vizuální hvězdná velikost v maximu byla -10,2 mag, kdežto nyní je +5,4 mag. Během exploze bylo vyvrženo 10^-4 M_O horkých plynů, v nichž byly zjištěny nápadné přebytky prvků C, N, O a Ne o 1 ÷ 2 řády proti slunečnímu standardu, ve shodě s teorií překotné termonukleární reakce ve slupce bílého trpaslíka. Během exploze byla uvolněna kinetická energie 6.10³⁸ J.

K novám s velkou amplitudou lze nyní zařadit také proměnnou hvězdu RW UMi, která v r. 1956 dosáhla 5 mag, ale v současnosti je pouze 21 mag. Konečně pak B. Schaeffer hledal citlivými detektory známky tzv. světelných ozvěn (expandujících prstencových mlhovin) kolem nedávných nov. Neuspěl, takže odtud lze usoudit, že v okolí nov se většinou nalézá jen minimální množství prachu z předešlých explozí. Tyto světelné ozvěny byly vlastně až dosud pozorovány pouze u novy Persei (1901) a Sagittarii (1936).

Statistikou výskytu nov v Galaxii se zabýval S. van den Bergh. Z pozorování v uplynulém desetiletí vyplývá průměrná četnost pozorovaných nov 2,5 případu za rok. Skutečný počet explodujících nov v Galaxii je asi pětkrát vyšší. G. McCook a E. Sion uveřejnili nejnovější katalog bílých trpaslíků, který obsahuje úhrnem 1 279 položek. W. Latter aj. zjistili, že 26 bílých trpaslíků má měřitelné magnetické pole (nad 100 T). Rekordní pole zjistili pro bílého trpaslíka PG 1031+234, a to 1.10⁵ T. G. Carilli a S. Cooner oznámili, že 15. 7. 1988 zpozorovali nápadné zeslabení jasnosti bílého trpaslíka G 24-9 sp. třídy DQ 7. Normálně jde o objekt 15,6 mag v červeném pásmu R, kdežto v uvedeném datu byl slabší než 19 mag. Jelikož podobný pokles byl pozorován již 7. 10. 1987, lze odtud usoudit, že jde o zákryty způsobené temným tělesem planetárního typu. Při vzdálenosti bílého trpaslíka 25 pc a oběžné periodě 1 013 dnů by mohlo jít o těleso o poloměru Jupiteru a teplotě nižší než 1,2 kK. Zvlášť slibné výsledky může dát soustavné sledování systému v infračerveném pásmu spektra, které již začalo.

Dnes se považuje prakticky za jisté, že překotné termonukleární reakce na povrchu „zbytnělých“ bílých trpaslíků, kteří akrecí hmoty dosáhly Chadrasekharovy meze, vedou k explozi supernov typu I. Tím je také dána stejná absolutní hvězdná velikost těchto supernov kolem -19. magnitudy. J. C. Wheeler a R. Harkness ukázali modelovými výpočty, že v některých případech může být bílý trpaslík před výbuchem zbaven vodíkové slupky (vinou druhé složky dvojhvězdy), takže pak probíhá výbuch supernovy v převážně heliové slupce (90 % hmotnosti bílého trpaslíka). Takto vznikají spektrálně i fotometricky odlišné supernovy typu Ib. Podle S. van den Bergha patřily ke klasickým supernovám typu Ia galaktické supernovy z r. 1006 (souhvězdí Vlka) a z roku 1572 (Tychova supernova v Kasiopeji), kdežto pozůstatek supernovy Cas A (exploze někdy po polovině 17. stol.) patří k supernově typu Ib. Naproti tomu supernova z r. 1054 (Krabí mlhovina) náleží zřejmě k typu II.

K. Long aj. zpřesnili hodnotu vlastního pohybu SN 1006 na 0,30″/r a vzdálenost na 1,7 ÷ 3,1 kpc. Hvězda byla v maximu -6 ÷ -9,5 vizuální hvězdné velikosti, a tedy nejjasnější supernovou v dějinách astronomie. Z. Horský upozornil na šťastnou shodu pozorovacích okolností při výbuchu Tychonovy supernovy r. 1572. Pro pozorovatele v našich zeměpisných šířkách byla totiž supernova cirkumpolární, takže vzhledem k velké jasnosti byla vidět nepřetržitě i během dne. Supernova byla nejjasnější v listopadu a prosinci, kdy v našich šířkách trvá noc plných 15 hodin a kdy její svrchní kulminace (prakticky v zenitu!) připadala na večerní hodiny (21 ÷ 19 h), zatímco spodní kulminace nastávala brzo ráno. To vše usnadňovalo úlohu určit případnou paralaxu měřením úhlové vzdálenosti hvězdy od pólu. Proto mohl Tycho tak přesvědčivě zjistit, že objekt se nalézá v translunární sféře.

K. Brecherová si povšimla, že podle neurčitých zpráv se supernovy 1006 a 1604 (Keplerova) patrně poznovu zjasnily a byly viditelné očima v r. 1016, resp. 1664. Usuzuje, že šlo o interakci rázové vlny s okolním mezihvězdným materiálem a že obdobný jev lze očekávat i u nedávné supernovy 1987A ve Velkém Magellanově mračnu. M. Joever revidoval maximální vizuální jasnost supernovy S And v galaxii M31 na 6,7 mag a její fotografické maximum na 8,0 mag (dne 23./24. 8. 1885). Patřila zřejmě k typu I.

Koncem r. 1987 objevil neúnavný R. Evans supernovu 1987N v galaxii NGC 7606. Patřila k Typu II, ale překvapuje rekordní rychlostí expanze plynných obalů až 29 600 km/s. Kromě toho jde již o druhou supernovu v téže galaxii. Předešlá 1965M byla objevena jen o 22 let dříve. Ze 66 supernov zaznamenaných v letech 1983–86 objevil Evans svou podivuhodnou vizuální technikou plných 10. Společně s S. van den Berghem se mu z těchto systematických pozorování výskytu supernov v 748 sledovaných galaxiích podařilo určit, že četnost výskytu supernov typu Ia je nejmenší, pouze 0,3 případu za století, kdežto typy Ib dávají četnost 0,4/století. Nejčastěji se vyskytují supernovy typu II, totiž 1,1 případu za století. Obdobné údaje pro naši Galaxii jsou přibližně dvakrát vyšší; tj. měli bychom pozorovat jednu supernovu v průměru za 25 let. Většina explozí je nám však utajena vinou zastínění mezihvězdnou látkou v rovině Galaxie, ale navzdory tomu by se měly projevit neutrinovými záblesky, které by v těchto případech byly nejméně 30krát mohutnější než v případě SN 1987A. Z toho důvodu byly též registrační aparatury podzemních detektorů v Japonsku i v USA zdokonaleny tak, aby je případný příval neutrin jednou nezahltil.

Výzkum supernovy 1987A pokračoval přirozeně po celý loňský rok neztenčenou měrou, takže už nyní lze konstatovat, že dosavadní údaje o tomto jedinečném úkazu převyšují jak počtem, tak kvalitou data o všech 600 supernovách získaná v dosavadních dějinách astronomie. Supernova opticky slábla z 6 mag na konci r. 1987 na 11 mag počátkem r. 1989. Pokles jasnosti probíhal nadále exponenciálně s časovou konstantou, která se výborně shoduje s poločasem rozpadu radioaktivního kobaltu (111 dnů). Anomálně pomalý nárůst jasnosti k maximu trval 88 dnů, když až 22. 5. 1987 dosáhla supernova 3,0 mag v oboru V. Plných 60 % vyzářené energie přitom připadá na 71 dnů v období od 4. 4. do 14. 6. 1987. Exponenciální pokles se zpomalil kolem 600. dne po explozi, zřejmě následkem vynoření přídavného zdroje záření (pulzaru?). Je to poprvé, kdy máme příležitost sledovat světelnou křivku supernovy tak dlouho po maximu a ověřit, že hlavním zdrojem zářivé energie v tomto období je radioaktivní kobalt, kterého v průběhu exploze vzniklo 0,07 M_O (20 000 M_Z).

Supernova je stále tichá na rádiových vlnách, ale počátkem září 1988 bylo R. Chinim aj. zaznamenáno mikrovlnné záření supernovy v pásmu 1,3 mm. Cenné výsledky získala letecká observatoř KAO ve středním infračerveném pásmu, kde počínaje listopadem 1987 byly nalezeny emise těžkých prvků Co, Ni, Fe a S, dramaticky potvrzující astrofyzikální teorii nukleogeneze prvků v obalech supernov. Měření z palub umělých družic Ginga a Mir potvrdilo poměrně časný nástup rentgenové emise, která zpočátku stoupala a v roce 1988 zůstala na stejné úrovni. Jde vlastně o energeticky nejtvrdší rentgenový zdroj současné oblohy. Družice SMM objevila a balonové výstupy potvrdily přítomnost emisí v pásmu záření gama o energiích 847 a 1 238 keV, které přímo dokazují radioaktivní rozpad ⁵⁶Co. Význam tohoto objevu se srovnává s dnes už epochální detekcí neutrin ze supernovy.

V únoru 1988 se podařilo nejprve A. Crottsovi a pak i dalším astronomům vyfotografovat „světelné ozvěny“ supernovy v podobě přibližně soustředných prstenců o poloměru 31″ a 52″. Obdobný úkaz byl předtím pozorován pouze u dvou nov, jak jsem se již v článku zmínil, ale u supernovy pochopitelně poprvé. Specificky jej pro supernovu předvídal již r. 1940 F. Zwicky. Jde vlastně o pozoruhodný úkaz, při němž světelný záblesk ze supernovy interaguje s mezihvězdným prachem, který jednak ohřeje a jednak se na něm rozptýlí. Lze ukázat, že plocha stejného zpoždění signálu má tvar elipsoidu, v jehož jednom ohnisku se nalézá supernova a ve druhém pozorovatel. Prakticky lze však tento elipsoid nahradit paraboloidem. Nalézá-li se v prostoru mezi supernovou a námi rovinná vrstva prachu, pozorujeme zjasnění na řezu roviny s paraboloidem – to je právě onen prstenec. Z lineární tloušťky prstence lze usuzovat na trvání maxima exploze a z poloměru prstence na lineární vzdálenost prachové vrstvy od supernovy. Prstence se s časem rozpínají nadsvětelně, jak světelné paprsky „kloužou“ po prachové vrstvě.

Dosavadní sledování prstenců tento model výborně potvrzuje. Prstence jsou téměř souměrné, se středem blízko polohy supernovy, což značí, že obě vrstvy prachu jsou vskutku rovinné a leží prakticky kolmo k zornému paprsku, ve vzdálenostech 120 a 320 pc před supernovou. Podle D. Allena aj. patří obě vrstvy ke komplexu mlhoviny 30 Doradus ve vzdálenosti 370 pc od centra mlhoviny (nesouvisejí tedy s předešlou aktivitou předchůdce supernovy, jímž je modrý veleobr Sk -69º202, sp. B3 Ia, popsaný N. Sanduleakem r. 1969). Spektrum prstenců velmi dobře odpovídá integrovanému spektru z období maxima světelné křivky, takže si můžeme rané fáze exploze neustále „přehrávat“ sledováním expandujících prstenců, které se v současné době rozpínají rychlostí 16c.

Ve vizuálním a ultrafialovém oboru spektra byly objeveny početné absorpční systémy, které pocházejí z mezihvězdných mračen mezi supernovou a pozorovatelem. A. Vidal-Madjar nalezl celkem 35 různě posunutých složek čar draslíku a sodíku a z družice IUE bylo objeveno 27 soustav interstelárních čar. Chemické složení mračen nasvědčuje jejich dobrému promíchání produkty nukleosyntézy ve hvězdách, takže v daném směru nebyl zjištěn žádný prvotní předgalaktický materiál. Většina mračen má obdobné chemické složení jako látka v halu naší Galaxie, ale nejvzdálenější útvary už zřejmě patří do Velkého Magellanova mračna, v němž je zastoupení tzv. „kovů“ zhruba třikrát nižší než na Slunci.

Astrofyzikové se také postupně shodli v názoru, že nižší obsah kovů v předchůdci supernovy nestačí vysvětlit poměrně malou maximální svítivost supernovy. Spíše se zdá, že předchůdce prošel před časem stadiem červeného veleobra, během něhož ztratil hodně hmoty intenzivním hvězdným větrem. Tato epizoda skončila astronomicky nedávno, asi před 1 000 roků (stáří hvězdy činí při počáteční hmotnosti 19 M_O pouze 10⁷ let). Poté se hvězda na diagramu HR vrátila do oblasti podstatně menších modrých veleobrů a k jejímu rychlému konci nejvíce přispělo intenzivní promíchávání hvězdného plynu rychlou rotací a konvekcí odtud vyplývající (A. Weiss aj., H. Salo aj.). Následkem toho se uhlík v jádře začal měnit na neon, kyslík, křemík a železo za stálého růstu centrální teploty a hustoty.

Závěrečné termonukleární přeměny probíhají tak rychle, že na ně obal hvězdy nestačí reagovat, čímž se dá vysvětlit, že spektrum předchůdce vypadalo do poslední chvíle zcela normálně. Jakmile se ve hvězdě vytvořilo železné jádro o hmotnosti asi 1,45 M_O, došlo během 1/5 s ke gravitačnímu kolapsu jádra na neutronovou hvězdu. Přitom vznikající neutrina byla na dobu několika desítek sekund zadržena v husté neutrinosféře a pak vyzářena v 10 s trvajícím záblesku, přičemž odnesla většinu uvolněné energie, kolem 2,5.10⁴⁶ J. Rázová vlna o energii 10⁴⁴ J putovala k povrchu poměrně malého modrého veleobra patrně jen 2 hodiny a tam vyvolala optické zjasnění a expanzi plynných obalů supernovy. V té chvíli měly podpovrchové vrstvy supernovy vůbec nejvyšší teplotu v současném vesmíru, kolem 5.10¹¹ K. Tento model je výborně podepřen jak rozborem světelné křivky a spektrální analýzou produktů exploze, tak zejména časovým a energetickým průběhem neutrinového záblesku, jak ho zaznamenali v detektorech IMB v USA a Kamiokande v Japonsku (signály z ostatních detektorů byly zřejmě statistickými fluktuacemi a se supernovou nijak nesouvisejí).

Značně netypické chování supernovy 1987A se tak podařilo až překvapivě dobře vysvětlit v rámci současné astrofyzikální teorie. Navíc byly poprvé rozpoznány úkazy, které se předtím pro velkou vzdálenost supernov nezdařilo zaznamenat. Ostatně všem překvapením není zdaleka konec. Téměř všichni odborníci se shodují v názoru, že poměrně záhy uvidíme „dovnitř“ objektu, když zásluhou pokračující expanze plynné obaly dále zřídnou. Kromě toho lze očekávat sekundární „ohňostroje“, jakmile produkty exploze narazí na mezihvězdná mračna, o jejichž existenci nás zpravila spektroskopie. Astronomové na jižní polokouli se zkrátka díky tomuto jedinečnému objektu nemusejí v nejbližším století obávat o živobytí.

Astrofyzikální teorie praví, že pozůstatkem po výbuchu supernov typu II by měly být buď rychle rotující neutronové hvězdy s hmotností kolem 1,4 M_O, anebo gravitační zcela zhroucené objekty – černé díry s hmotnostmi nad 3 M_O. Nejnovější důkaz správnosti druhé eventuality podali J. E. McClintock a R. A. Remillard analýzou měření rentgenové dvojhvězdy A 0620-00, jež opticky vzplanula r. 1917 a 1975 jako Nova Monocerotis. Soustava je od nás vzdálena 870 pc a při oběžné době 7,75 h vykazuje funkci hmotnosti 3,18 M_O. Optická složka je normálně pozorovatelná jako objekt 18,3 mag ve viditelné oblasti spektra, avšak během explozí dosáhla 12 mag. Jde-li o červeného trpaslíka třídy K, který vyplňuje Rocheův lalok, má zhroucená složka hmotnost určitě vyšší než 3,2 M_O a pravděpodobně kolem 7,3 M_O. Tím je dokázáno, že v soustavě se vskutku nachází černá díra. Je to zároveň první případ, kdy takový objekt pozorujeme v málo masivní rentgenové dvojhvězdě.

V loňském roce dále vzrostl počet rozpoznaných milisekundových rádiových pulzarů, jež tvoří patrně nejpozoruhodnější podskupinu v dosud objevených zhruba 500 rádiových pulzarech. Soudí se totiž, že jejich rychlá rotace (až 640 obrátek/s) není původní, že příslušné neutronové hvězdy byly na tyto nevídaně vysoké obrátky roztočeny dodatečně po svém vzniku, a to akrecí materiálu z druhé složky těsné dvojhvězdy. Vskutku, ze současně známých osmi milisekundových (s rotačními periodami kratšími než 11 ms) pulzarů plných šest je členem těsných dvojhvězd s orbitálními periodami od 0,5 h do 195 dnů.

Klíčem k řešení vývojových problémů se stala pozorování binárního milisekundového pulzaru 1957+20, jenž je shodou okolností zákrytovým systémem. Během oběžné periody 9,16 h dochází ve fázích 0,21 ÷ 0,29 k zákrytům, které jsou po dobu asi 50 minut dokonce totální. V květnu r. 1988 se podařilo průvodce pulzaru navíc opticky identifikovat s hvězdou 20,5 mag, tj. 10,5 absolutní magnitudy (při vzdálenosti systému 0,8 kpc). Jasnost hvězdy kolísá v poměru 1 : 5 během celé orbitální periody, přičemž hvězda je nejslabší právě v totalitě (kdy je zakrýván samotný pulzar!). Barevná teplota průvodce 4 500 K je poměrně nízká, ale největší překvapení přinesl rozbor rádiové i optické světelné křivky systému. Rocheův lalok pro optickou složku má totiž poloměr jen 0,3 R_O, kdežto sama hvězda má poloměr 0,75 R_O – značně tedy přesahuje Rocheovu mez. Její hmotnost je přitom doslova nicotná – pouze 0,02 M_O, což je méně než spodní mez hmotnosti pro hvězdy vůbec.

Řešení těchto paradoxů nezávisle navrhli W. Kluzniak aj. a E. van den Heuvel a J. Paradijs. Zmíněná soustava se před miliardou let skládala z rychle rotující neutronové hvězdy, vzniklé explozí supernovy, a z klasického bílého trpaslíka. Ten však dosáhl Rocheovy meze a začal předávat na neutronovou hvězdu vodíkový plyn ve směru souhlasném se smyslem rotace, takže neutronovou hvězdu rotačně urychlil až na 620 obrátek/s. Tímto zvýšením rotace se silně zvýšila aktivita pulzaru a „hvězdný vítr“ rotujícího pulzaru počal silně ozařovat přivrácenou polokouli bílého trpaslíka. Ta se počala zahřívat a odpařovat, čímž vznikl rozsáhlý asymetrický oblak, jehož rozměry převyšují rozměry Rocheova laloku. Postupem doby se tak pulzaru podařilo odpařit značnou část hmoty bílého trpaslíka a nejpozději za dalších 10⁹ let se bílý trpaslík, který úkaz vyvolal, zcela vypaří, takže budeme pozorovat izolovaný milisekundový pulzar. Silné ozařování přivrácené polokoule bílého trpaslíka pulsarem je zároveň odpovědné za pozorované změny jasnosti bílého trpaslíka. Během zákrytu totiž pozorujeme odvrácenou (neohřívanou) polokouli bílého trpaslíka. Vývojový scénář tohoto systému, případně označeného jako „černá vdova“, pomohl pochopit, proč u dvou známých milisekundových pulzarů žádného průvodce nepozorujeme: Tato tělesa se již zcela vypařila.

Milisekundové pulzary se neobvykle často vyskytují v kulových hvězdokupách, což souvisí zřejmě se snadnějším vytvářením hvězdných dvojic zachycením. Zvlášť pozoruhodným případem, jak upozornil A. M. Wijers, je zřejmě milisekundový pulzar 0021-72A v kulové hvězdokupě 47 Tucanae. Při pulzní periodě 4,48 ms vykazuje orbitální periodu 32 minut s velmi excentrickou drahou s výstředností 0,33. Projekce velké poloosy dráhy přitom činí pouze 585 km a funkce hmotnosti dosahuje vůbec nejnižší známé hodnoty 1,6.10^-8 M_O. Pozorování ukazují, že se na oběžnou dráhu díváme prakticky čelně, takže je téměř nepochopitelné, že nás zasahují rádiové kužele milisekundového pulzaru (soudí se totiž, že rotační osa neutronové hvězdy musí být kolmá na rovinu oběžné dráhy dvojhvězdy). Pulzar vidíme zřejmě díky velkému úhlu, který svírají rotační a magnetická osa neutronové hvězdy. Parametry dráhy jsou mimořádně příznivé pro odhalení efektů teorie relativity. V soustavě se totiž pozoruje rekordně velké stáčení perihelu s hodnotou 0,6º/den! Podle Wijerse však bude nesnadné rozlišit od sebe jednotlivé relativistické a klasické efekty.

Podle L. A. Rawleye aj. se zvláště některé milisekundové pulzary výborně hodí jako dlouhodobé časové normály; svou kvalitou dokonce překonávající současné typy atomových hodin. Během jediné hodiny pozorování lze určit délku periody impulzů pulzaru 1937+21 s chybou 300 ns a při nepatrné hodnotě sekulární změny periody kolem 1,0.10^-19 tak lze zaručit stabilitu plynutí času s relativní chybou pod 6.10^-14 za 4 měsíce. Jelikož je již známo více milisekundových pulzarů, zdá se, že jejich soustavné pozorování povede k novému zlepšení časové stupnice, takže úloha přesného určování času se po delší přestávce patrně vrátí do kompetence astronomie.

Klasické pulzary se k tomu cíli totiž nehodí, neboť u nich pozorujeme čas od času náhlé nepředvídané skoky v periodě, související se změnami vnitřní stavby neutronových hvězd. Podle J. M. Cordese aj. u prototypu „skákajících“ pulzarů PSR 0833-45 v souhvězdí Plachet se v intervalu zhruba 1 000 dnů pozorují velké skoky (zkrácení periody) o 10^-6 základní periody a v intervalu kolem 100 dnů malé skoky (zkráceí i prodloužení periody) řádu 10^-9 základní periody. Velké skoky souvisejí s náhlým přenosem momentu hybnosti mezi jádrem a kůrou neutronové hvězdy (ztráta kotvení supravodivých vírů), kdežto malé skoky jsou následkem hvězdotřesení.

G. Lyne a J. Manchester se zabývali studiem profilů impulzů zhruba u 200 pulzarů. Zjistili, že osa rádiového kužele souhlasí se směrem magnetické osy dipólu neutronové hvězdy. Rádiové kužele jsou občas duté, což se projeví rozdvojením hlavního impulzu. Čím rychleji hvězda rotuje, tím více se vrcholový úhel rádiového kužele rozevírá, a to úměrně třetí odmocnině reciproké hodnoty periody. Podle T. V. Smirnovové a T. V. Šabanové však řada pulzarů vydává spojité záření i v době mezi impulzy. Ze 39 zkoumaných pulzarů byl tento efekt nalezen v 9 případech v pásmu frekvencí 100 ÷ 400 MHz. Spojité záření magnetosféry neutronové hvězdy činí 2 ÷ 19 % intenzity záření ve vlastním pulzu.

Konečně J. P. Halpern a D. Tytler dokazují, že také podivuhodný objekt Geminga (2 CG 195+04) je rychle rotující neutronovou hvězdou, avšak rádiový kužel nezasahuje Zemi. Ukázali, že tento objekt, zjištěný nejprve při přehlídce zdrojů záření gama družicí COS-B, je rovněž rentgenovým zdrojem 0630+178 a že je přece jen pozorovatelný i opticky jako hvězda 25,1 mag. Objekt je od nás vzdálen 500 ÷ 1 000 pc a má ve všech spektrálních oborech shodnou povrchovou teplotu 430 kK.

Měření vzdáleností ve vesmíru se dosud opírá o určení vzdálenosti otevřené hvězdokupy Hyády v souhvězdí Býka. Podle J. E. Gunna aj. je tato vzdálenost nyní známa s chybou 5 % a činí 45,4 pc (148 světelných let). M. J. Reid aj. revidovali určení vzdálenosti jádra Galaxie, a to netradičním postupem, kdy metodami rádiové interferometrie měřili vlastní pohyby molekulárních maserů v mezihvězdné látce s fantastickou přesností 2.10^-5 obl. vteřin! Tak zjistili, že jádro Galaxie je od nás vzdáleno pouze (7,1 ±1,5) kpc (23 000 světelných let). Tato hodnota je o plnou čtvrtinu nižší než konvenční údaj z optických měření a ve svém důsledku znamená, že se zvyšuje hodnota Hubbleovy konstanty expanze vesmíru i podíl skryté látky na hmotnosti galaxií. D. J. Adams aj. využili zákrytu jádra Galaxie Měsícem v září r. 1986 ke změření průběhu zákrytu v infračerveném pásmu 2,2 μm (filtr K). Ukázali, že v samotném centru Galaxie se nalézá kompaktní kupa hvězd o průměru pouze 0,01 pc a že vizuálně dosahuje extinkce ve směru k jádru plných 30 mag.

C. Impey aj. objevili v kupě galaxií v Panně velký počet trpasličích galaxií o hmotnostech řádu 10² ÷ 10³ M_O, které nevykazují spirální strukturu a neobsahují mladé (modré) hvězdy ani mezihvězdný plyn. Tyto trpasličí galaxie jsou tvořeny tak malým počtem hvězd, že téměř určitě musí navíc obsahovat velké množství skryté látky, a tím zase přispívají k vysokému zastoupení skryté látky v kupách galaxií.

J. A. Tyson aj. a L. L. Cowie aj. využívají detektorů CCD k soustavnému hledání velmi slabých vzdálených galaxií ve směrech s nízkou mezihvězdnou extinkcí. Mezní hvězdné velikosti těchto přehlídek dosahují 27 ÷ 28 mag a vyplývá odtud, že vesmír je doslova zaplněn těmito objekty, jež na snímcích mají vzhled nevelkých modravých skvrnek o úhlovém průměru do 3″. Pro objekty jasnější než 23 mag se dokonce daří získávat spektra vykazující vesměs vysoké červené posuvy (z > 0,8), takže oba týmy shodně usuzují, že se snímkují velmi mladé galaxie z doby, kdy byl vesmír až osmkrát mladší než dnes (červené posuvy z > 3). Vychází odtud, že na celé obloze je takových mladých modrých galaxií více než 20 miliard.

Počet změřených červených posuvů pro galaxie rychle vzrůstá právě zásluhou detektorů typu CCD a v současné době činí už bezmála 25 000. Udivující je, že navzdory tomu se stále nedaří nalézt očekávanou homogenitu v rozložení galaxií v prostoru – na všech stupnicích vzdálenosti zjišťujeme neustále nerovnoměrnosti různého měřítka. M. H. Cohen aj. studovali závislost mezi známým červeným posuvem a vlastním pohybem pro 32 kompaktních zdrojů rádiového záření. Silná antikorelace obou veličin svědčí jednoznačně pro kosmologický původ červeného posuvu, a tedy pro Fridmanův model expandujícího vesmíru.

Rostoucí zabydlenost vesmíru galaxiemi různých typů (na plochu 1° připadá 150 000 galaxií jasnějších než 27 mag) zvyšuje pravděpodobnost vzájemného seřazení různě vzdálených objektů ve stejném směru, tedy i vyšší výskyt efektu gravitační čočky. Vskutku, v uplynulém roce přibylo výrazně údajů o vícenásobném zobrazení velmi vzdálených objektů (kvasarů či galaxií) mezilehlými gravitačními čočkami (galaxiemi, kupami galaxií, ba dokonce i kosmologickými strunami či balíky skryté látky). Několik výzkumných skupin začalo se soustavným hledáním gravitačních čoček, které způsobují jednak rozštěpení či jinou deformaci obrazu vzdáleného objektu a jednak jeho zesílení třeba i o 1 ÷ 2 řády. Efektem gravitační čočky se tak daří vysvětlit donedávna záhadný fakt (na který soustavně upozorňoval zvláště H. Arp), že se nápadně často vyskytují kvasary s větším červeným posuvem v blízkosti galaxií s menším červeným posuvem. Zdá se totiž, že tyto asociace lze objasnit zesílením světla kvasaru skrytou látkou na periferii oněch galaxií či celých kup galaxií. Podobně pozorovaná rychlá proměnnost některých kvasarů v širokém spektrálním oboru může být způsobena vzájemným pohybem kvasaru vůči mikročočkám – koncentracím hmoty v bližších galaxiích. Uskutečňuje se tak nepřímo i dávný sen F. Zwickyho, že totiž gravitační čočky se mohou stát ideálním teleskopem chudého astronoma: gravitační čočka funguje jako objektiv a velký pozemní zrcadlový teleskop jako okulár v tomto jedinečném „zařízení“, jež nám šlechetně nabízí obecná teorie relativity. Bližší dostatečně masivní kupy galaxií se tak stávají preferovanými oblastmi, pomocí nichž můžeme nahlížet nejdále do hlubin pozorovaného vesmíru.

V současné době je popsáno nejméně 12 případů gravitačně rozštěpených obrazů kvasarů, i když jen u poloviny je znám červený posuv pro mezilehlou galaxii nebo kupu galaxií. K nejzajímavějším případům patří „čtyřlístek“ H 1413+117, kde úhlové vzdálenosti 4 obrazů činí pouze 1″ a červený posuv objektů dosahuje z = 2,55, dále „Huchrova čočka“ 2237+0305 s červeným posuvem z = 1,695 a mezilehlou zobrazující galaxií se z = 0,04, kde pozorujeme dokonce 5 obrazů, z toho čtyři představují segmenty Einsteinova prstenu, neboť seřazení objektů na zorném paprsku je téměř dokonalé. Podobný prsten – avšak v rádiovém oboru spektra – byl nalezen anténním systémem VLA v objektu MG 1131+0456. Oválný prsten má úhlové rozměry 2,2″ × 1,6″.

Jelikož úhlové vzdálenosti čočkovaných obrazů dosahují až 7″, ačkoliv z teorie vyplývají maximální odlehlosti pouze 2″, lze odtud usoudit na značný podíl skryté látky, která rovněž deformuje zobrazení kvasarů, aniž by se sama projevila v elektromagnetickém spektru. Hmotnosti gravitačních čoček pak vycházejí v rozmezí 2.10¹¹ ÷ 1.10¹³ M_O. S. A. Grossmanovi a R. Narayanovi se postupně podařilo objasnit rozličné projevy čoček poměrně univerzálním modelem eliptické hmotné čočky a nedokonalostmi v seřazení objektů podél zorného paprsku.

Stejným principem se postupně daří objasnit překvapivý objev rozsáhlých svítících oblouků kolem některých kup galaxií. Objev má svou prehistorii, sahající až do r. 1976, ale rozhodující pokrok astronomové zaznamenali až v r. 1987, kdy byly poprvé pořízeny poměrně dobré snímky oblouků v kupách A 370 a Cl 2242-02. Nezávislí objevitelé G. Soucailová aj. a R. Lynds s V. Petrosianem byli udiveni zejména konstantní šířkou oblouků, nápadně modrou barvou a koncentričností vůči středu kup. Některé oblouky zaujímají kruhovou výseč až 110º. Zprvu se mělo za to, že oblouky z těchto důvodů nutně souvisejí se samotnými kupami, a pro tuto souvislost se nalézaly rozličné exotické mechanismy výtrysků v silných magnetických polích apod. Nakonec vše rozhodl tým G. Soucailové, když se mu podařil husarský kousek – snímek spektra oblouku v kupě A 370 a identifikace několika spektrálních čar v něm. Zatímco kupa vykazuje červený posuv z = 0,374, pro oblouk se z řady spektrálních čar podařil odvodit podstatně vyšší posuv z = 0,724. Tak se prakticky jednoznačně dokázalo, že oblouk je gravitačně deformovaným obrazem podstatně vzdálenější modré galaxie, která je navíc opticky zesílena o více než 1 mag.

V současné době jsou pozorovány různě dlouhé segmenty (oblouky) u čtyř kup, a to A 370, Cl 2242-02, A 963 a A 2218. Červené posuvy galaxií v kupách jsou známy, avšak spektra ostatních oblouků se dosud nepodařilo získat. Konečně je znám případ kupy Cl 0500-24, kde se pozoruje rovná úsečka – patrně rovněž gravitačně deformovaný obraz něčeho podstatně vzdálenějšího. Souhrnně se zdá, že oblouky jsou projevy lepšího seřazení objektů podél zorného paprsku, než je tomu u klasických gravitačních čoček. V ideálním případě dokonalého seřazení bychom pozorovali úplný (Einsteinův) prsten. Dnes klasická Einsteinova práce na téma gravitačního zobrazování vyšla v r. 1936 a sám autor tehdy správně usuzoval, že pravděpodobnost náhodného seřazení dvou bodových objektů (hvězd) podél jednoho zorného paprsku je pranepatrná. Již o rok později však upozornil F. Zwicky, že tato pravděpodobnost je vyšší pro plošné objekty, jimiž jsou galaxie. Právě o půl století později se tento odvážný předpoklad skvěle potvrdil, a studium gravitačních deformací obrazů velmi vzdálených objektů se tak stává jednak nezávislým potvrzením obecné teorie relativity a jednak výtečným nástrojem ke studiu skryté látky a extrémně vzdálených objektů v pozorovatelném vesmíru.

M. Schmidt shrnul ve své slavnostní přednášce na XX. kongresu IAU v Baltimore současné názory na vznik a vývoj kvasarů. Doložil, že dnes máme dobré pozorovací důkazy o tom, že životnost kvasarů je omezena na interval 1 ÷ 2 miliardy let. Jde tedy o jediné makroskopické objekty, na nichž lze zřetelně sledovat vývojové změny. Nejvíce kvasarů vznikalo v rané epoše vesmírného vývoje od 1 do 3 miliard let po velkém třesku. Proto má nejvíce kvasarů červené posuvy v rozmezí hodnot z = 2 ÷ 3. V raném vesmíru byly totiž vzájemné vzdálenosti galaxií podstatně menší než dnes, takže i pravděpodobnost vzájemných srážek galaxií byla vyšší. Srážka sama trvá 10⁷ ÷ 10⁸ let a je nejprve charakterizována ohřevem mezihvězdné látky a překotnou tvorbou masivních hvězd. V centru pronikajících se soustav vzniká kompaktní hvězdokupa, která se posléze gravitačně zhroutí na černou veledíru. Akrece hmoty na černou díru je hlavním zdrojem energie kvasaru, jehož prachové oblaky se posléze vypaří a kvasar „prohlédne“ v optickém a rádiovém oboru spektra. Když akrece hmoty na černou veledíru skončí, kvasar vyhasne.

Tento vývojový scénář získal v nejnovější době významnou podporu objevem mimořádně svítivých obřích infračervených galaxií, které v infračerveném pásmu vydávají přes 90 % celkového elektromagnetického záření. Jejich úhrnný zářivý výkon dosahuje až 10⁴⁰ W (galaxie IRAS 09104+4109 v souhvězdí Rysa s červeným posuvem z = 0,442). Podle A. Silanpää aj. obsahuje silně proměnný kvasar OJ 287 dokonce dvě černé veledíry s hmotnostmi 2.10⁷ a 1.10⁹ M_O, obíhající kolem společného těžiště po vysoce výstředné dráze s periodou 9 let. Tím se dají vysvětlit kvaziperiodická zjasnění objektu s periodou 11,7 roku (objekt se od nás vzdaluje tak rychle, že se to projeví zdánlivým prodloužením periody). Z rozboru variací toku kvasaru 3C 446 v letech 1964–1986 odvodili J. N. Bregman aj., že rozměry zdroje rostou s rostoucí vlnovou délkou elektromagnetického záření. Kvasar má v rentgenovém oboru průměr 10¹⁴ m, kdežto v rádiovém plných 10¹⁶ m. Konečně T. J. Courvoisier aj. zaznamenali počínaje únorem 1988 silné zvýšení proměnnosti klasického blízkého kvasaru 3C 273 v souhvězdí Panny. Optické záblesky dosahují amplitudy 30 ÷ 40 % a úhrnný zářivý tok kvasaru se během dnů mění v poměru až 1 : 2. Všechna tato pozorování jsou důležitým vodítkem při objasňování mechanismů uvolňování energie v těchto energeticky nejvýkonnějších objektech vesmíru.

J. H. Oort uvedl ve své slavnostní přednášce v Kjótu, že pro červený posuv z = 2,5 vychází prostorová koncentrace kvasarů 2.10⁴krát vyšší než v našem bezprostředním okolí a odtud oběma směry klesá (pro z > 3 i pro z nadkup galaxií svědčí o silně nehomogenní stavbě vesmíru, v němž dominují plošné i vláknové útvary tvořené nadkupami a dosahující nezřídka rozměrů řádu stovek milionů světelných let. R. Brent Tully dokonce nalezl pás 60 bohatých nadkup galaxií o úhrnné délce 1 miliardy světelných let a průřezu 150.10⁶ světelných let, který obsahuje na 10⁷ galaxií o celkové hmotnosti přes 10¹⁷ M_O. Do tohoto pásu o délce 10 % poloměru pozorovaného vesmíru patří také naše Mléčná dráha. Tím se dle Oorta dále zostřuje problém existence fluktuací hustoty hmoty ve vesmíru, protože reliktní záření, uchovávající informaci o rozložení hmoty ve velmi rané fázi vesmírného vývoje, je pozoruhodně izotropní. Měli bychom totiž nalézat fluktuace intenzity reliktního záření s relativními hodnotami řádu 10^-3, zatímco G. F. Smoot aj. a A. Kogut aj. dostali na úhlové stupnici mezi 12″ a 60″ pouze horní meze případných fluktuací pod 8,5.10^-4, resp. 6.10^-5. Pro teplotu reliktního záření z měření v pásmu od 1 ÷ 500 mm nalezl E. B. Fomalont aj. hodnotu (2,7 ±0,02) K.

Dlouho probíhající diskuse o tzv. Olbersově paradoxu (proč je v noci tma) se zdá být uzavřena konstatováním, že podstatným důvodem noční tmy je krátký čas životnosti hvězd v porovnání s mezí dohlednosti ve vesmíru, kdežto efekt expanze vesmíru hraje relativně nevýznamnou roli. Donedávna se mělo za to, že toto řešení intuitivně našel americký básník E. A. Poe, ale nyní ukázal F. J. Tipler, že Poe čerpal z práce německého astronoma J. Mädlera, publikované v r. 1861. V této práci Mädler ukázal, že noční tma není projevem prostorové konečnosti vesmíru; obloha bude tmavá i v prostorově nekonečném vesmíru, pokud má vesmír časový počátek. Tipler též upozornil, že Mädlerovu práci ve své době vysoce ocenil pouze B. Engels, který vystihl, že Mädler tak vyvrátil Olbersovo řešení paradoxu absorpcí světla hvězd v mezihvězdné látce. Olbers totiž podobně jako jeho vrstevníci netušil, že světlo je forma energie, která se zachovává i po přeměně na teplo při absorpci v mezihvězdné látce.

Po mnoha desetiletích klidu se znovu rozviřují diskuse o existenci tzv. kosmologické konstanty, kterou v r. 1917 zavedl sám Albert Einstein jako volný parametr, jímž chtěl vyřešit určité problémy relativistických modelů vesmíru. Po šesti letech se však konstanty vzdal a později prohlásil, že astronomie zatím nemá technické prostředky, aby dokázala určit její hodnotu. Dnes se konstanta do kosmologie vrací „vinou“ kvantové teorie pole, jež předvídá vysokou hustotu energie vakua – a tím i vysokou hodnotu kosmologické konstanty – v příkrém rozporu s pozorováním. Podle L. Abbotta se zdá, že tato „vakuová“ kosmologická konstanta je ze záhadného důvodu přesně vykompenzována protichůdným efektem neznámé podstaty. Všeobecně se soudí, že v kosmologii je tak před námi skryta důležitá funkční závislost, která se navenek projevuje neuvěřitelnou konspirací přírody.

Na pomezí fyziky a kosmologie lze vůbec očekávat dramatický vývoj, jak o tom svědčí úvaha M. Morrise aj. o renesanci tzv. červích děr jako stroje času. Klasické červí díry ve Schwarzschildových statických či Kerrových rotujících černých dírách se totiž k cestování v čase nehodí, neboť jsou nestabilní a gravitačně se zhroutí dříve, než jimi částice-červ proletí jakoby zkratkou do odlehlých oblastí vesmíru. M. Morris aj. však uvažují o fyzikálním vakuu, v jehož prostoru neustále vznikají a zanikají virtuální páry, tedy i fotony rozličných energií. Odstíníme-li fotony nízkých energií kovovými deskami obklopujícími vnější konce červích děr, lze snížit hustotu energie vakua natolik, že se tím zabrání kolapsu červí díry. Takto uměle „vyztuženou“ červí díru lze pak využít k cestování v čase a porušování kauzality, pokud neexistuje nějaký dosud neznámý princip, který by tento umělý zásah do stability červích děr zakázal.

Zatím jde spíše o počáteční nápad než ucelenou hypotézu a dost možná, že takový zákaz si příroda obstarala sama hned na počátku vesmírného vývoje. Podle B. Honeisena lze sice alespoň v myšlenkách vytvořit kvantovou teorii gravitace pro období před Planckovým časem (před 10^-43 s po velkém třesku). V tak krátkém časovém úseku je však každá částice velmi raného vesmíru obklopena tak malým horizontem událostí, že uvnitř horizontu se nenachází žádná jiná částice. Prakticky se tedy problém kvantování gravitace ve vesmíru nikdy nemohl vyskytnout! Tato nová neurčitost ovlivní jak teorii fyzikálního vakua, tak i odtud vyplývající úvahy o „částicové“ kosmologické konstantě.

Poznamenejme, že v loňském roce se téměř rozplynula naděje, že fyzikové odhalí existenci další (páté) interakce. Rozličná měření, vykonaná nad Zemí, na Zemi i v podzemí, dávají totiž zčásti protichůdné výsledky už o samotném znaménku této hypotetické interakce (zda jde o přitažlivou či odpudivou sílu), a tím spíše o jejím dosahu (nebo lépe rozsahu). Zatímco někteří excentričtí fyzikové to řeší domněnkou o šesté (!) interakci, všeobecně se zdá, že se v některých experimentech nedostatečně uvažují zdroje možných systematických chyb, takže nejspíš žádná taková pátá interakce vůbec neexistuje.

Jiným otevřeným fyzikálním problémem s astronomickými důsledky je otázka klidové hmotnosti elektronových neutrin. Jedině moskevská skupina nadále hájí tezi o kladné klidové hmotnosti neutrin 26 eV/c² (s chybou ±20 %). Ostatní experimentátoři opatrně udávají pouze horní meze 27 ÷ 15 eV/c². Nakonec lze tedy za nejspolehlivější považovat astrofyzikální odhad A. Burrowse, který vyšel z detekce neutrin od supernovy 1987A a uvádí horní mez 14 eV/c² s věrohodností 90 %.

Problém slunečních neutrin nedá přirozeně spát mnoha teoretikům, ale také experimentátorům. V Kanadě se uvažuje o detekci slunečních neutrin v nádrži obsahující těžkou vodu o hmotnosti 1 000 t umístěné v hlubokém (2 000 m pod zemí) dole Creighton v Ontariu. Náklady na experiment se odhadují na 10 milionů dolarů. Další možnost navrhl N. E. Booth, totiž sestavit detektor z krystalů india, ochlazených pod kritickou teplotu 3,4 K. Za těchto podmínek je indium supravodivé a umožňuje okamžitou detekci slunečních neutrin přeměnou nuklidu ¹¹⁵In na radioaktivní ¹¹⁵Sn s poločasem rozpadu pouze 3,3 μs. Jelikož energetický práh zachycení neutrin zde činí pouze 0,13 MeV, dařilo by se tak zachytit většinu slunečních neutrin. Teoreticky by se v 1 tuně india mělo za rok zaregistrovat plných 100 slunečních neutrin, což by byl zřetelný pokrok v porovnání s dosavadními experimenty. V detektoru Kamiokande lze dle V. Totsuky aj. nyní registrovat sluneční neutrina s energiemi nad 7,5 MeV, ale poměr signálu k šumu je stále nepříznivý a ovlivněný rušivými signály pozemského pozadí. V zásadě se však předběžné výsledky (počínaje r. 1987) shodují s nízkými údaji z klasického Davisova detektoru.

J. N. Bahcall aj. uvádějí, že za celé dvacetileté období dává R. Davisův experiment průměrně 2,1 sluneční neutrinové jednotky (SNU), kdežto teorie požaduje 7,9 SNU. Není divu, že se postupně rozbíhají další pokusy s rozličnými typy detekce slunečních neutrin. V současné době již běží nebo v nejbližší době počne sledování na 15 místech na zeměkouli a na výsledky jsou odborníci i laici neobyčejně zvědavi.

Snad ještě více jsou ovšem laici zvědavi na výsledky rozličných projektů hledání cizích civilizací (SETI), což je typicky interdisciplinární záležitost, jak se mohli odborníci přesvědčit v r. 1987 na sympoziu IAU o bioastronomii, které se konalo u Balatonu v Maďarsku. Negativní výsledky dosavadních přehlídek nutí vědce znovu přehodnocovat výchozí stanoviska. Tak ožila diskuse o proslulém Fermiho paradoxu („jestliže existují, tak kde – k čertu – jsou?“), od jeho odmítání pro údajnou logickou spornost (R. A. Freitas) až po jeho logické vyústění v pochybnosti o správnosti dosavadní strategie SETI. Tak například V. M. Lipunov usuzuje, že jakmile by se překonal jistý technologický práh, měly by se civilizace ve vesmíru množit opravdu překotně a jejich současný počet by měl dosahovat (10⁴³)^1000000 exemplářů (!) – to je vůbec největší odhad jakékoliv kvantity ve vesmíru. Jelikož tomu tak zjevně není, jsme patrně ve vesmíru jedineční, anebo technologicky vyspělejší civilizace velmi rychle hynou. B. Carter (autor antropického principu) si všímá pozoruhodné shody, že doba vývoje inteligence na Zemi je řádově shodná (až na faktor 2) s délkou života Slunce na hlavní posloupnosti, což bezmála zaručuje naši výjimečnost ve vesmíru. M. Fracassini aj. dávají ostatně do přímého vztahu Fermiho paradox a antropický princip a ukazují na neobyčejnou výlučnost fyzikálně chemické situace na Zemi, což dává velmi malé naděje na úspěch dosavadních projektů SETI. Podle D. Batese by totiž cílevědomá civilizace musela po dobu 2 milionů let vysílat výkonem 1 GW v kanálu o šířce 0,1 Hz, abychom měli naději pouhého 1 %, že takový signál zachytíme a rozpoznáme jako umělý.

V této vlně pesimismu zní bezmála jako pohádka úvaha E. Farhiho a A. Gutha o umělé výrobě celých vesmírů. Zdánlivě bizarní nápad vychází z inflační hypotézy o překotné expanzi našeho vesmíru z bubliny falešného vakua o původní hmotnosti řádu 10 kg. Kvantová teorie totiž připouští opakovaný vznik minivesmírů ze singularit typu velkého třesku a jejich následnou inflaci do navzájem oddělených prostoročasů, s rozličnými hodnotami fyzikálních konstant i odlišným počtem prostorových a časových (!) rozměrů. K témuž jevu může spontánně či vynuceně docházet i v našem vesmíru kdykoliv a kdekoliv – aniž bychom cokoliv navenek postřehli! Tak mohou vznikat celé dynastie vesmírů, přičemž následující generace si ponechávají příbuzné fyzikální rysy. Je-li tedy náš vesmír antropický, budou i jeho vesmírní potomci pravděpodobně antropičtí.

V zásadě neexistuje žádný známý fyzikální princip, jenž by zakazoval vyrábět geneticky spřízněné vesmíry uměle. Podle autorů k tomu stačí stlačit oněch zárodečných 10 kg hmoty do prostoru o průměru 10^-26 m, čímž zárodek nabude teploty 10²⁴ K. Takto fantasticky stlačená pecička by se měla spontánně rozpínat (jako bílá díra), leč do vlastního prostoročasu. S našim vesmírem bude krátce propojena červí dírou, která se však vzápětí zhroutí, a tím jakýkoliv kontakt s naší realitou končí. Dostatečně vyspělá supercivilizace by tak patrně mohla vyrábět nové minivesmíry doslova na běžícím pásu a přispět tak ke zvýšení zastoupení antropických vesmírů v celkovém souboru všech existujících vesmírů. Na tento proces lze nakonec nazírat jako na přirozený způsob urychlení tvorby vesmírů, jestliže život v antropickém vesmíru považujeme za přirozený a zákonitý jev. Tak lze domyšlením hypotézy kosmické inflace vlastně samočinně vyřešit i palčivý problém antropického principu, i když se vzápětí vynořuje znepokojující otázka, zda náš vlastní antropický vesmír není výsledkem úspěšné disertační práce aspiranta žijícího v předešlé generaci antropických vesmírů.

(Pokud si v tuto chvíli čtenář myslí, že omylem čte pasáže z vědeckofantastické povídky, připomínám, že poslední odstavce jsou populárním převyprávěním obsahu vědeckých sdělení v prestižních vědeckých časopisech Physical Letters a Physical Review Letters a že autoři patří mezi elitu současné světové teoretické fyziky).

Jsouce civilizací pozemskou, nevládneme ovšem tak skvělými nástroji pro zkoumání mnohých vesmírů; spíše se potýkáme s technickými a zejména ekonomickými problémy při zkoumání našeho vlastního minivesmíru. V optickém oboru zůstává dosud největším teleskopem sovětský šestimetr (BTA), jehož prvních 10 let provozu (1977–1987) zhodnotil L. I. Sněžko. Objekty na obloze se dají předvolbou nastavit s chybou 3″. Primární zrcadlo zobrazí 90 % dopadajícího světla do ohybového kroužku o průměru 0,8″. Kvalita obrazu (seeing) dosahuje po 30 % pozorovacího času hodnot lepších než 2″ a po 70 % hodnot lepších než 3,5″. Za rok je průměrně k dispozici 1 300 hodin pozorovacího času. Pro přímou fotografii se běžně dosahuje mezní hvězdné velikosti 24,5 mag, kdežto pro nízkodisperzní spektroskopii 23,5 mag. Vysokodisperzní spektroskopie je možná pro objekty jasnější než 11,5 mag. Po 30 % pozorovacího času se užívá fotografického záznamu obrazů, kdežto 70 % času představuje elektronická detekce fotometry či polovodičovými mozaikami.

Loni oslavil 70. výročí zahájení provozu velký 1,8m teleskop kanadské observatoře DAO ve Victorii, v době svého vzniku největší teleskop na světě. V r. 1974 bylo původní zrcadlo nahrazeno zrcadlem z keramického CerVitu a mezitím byly zkonstruovány velmi účinné spektrografy, vybavené mozaikovými polovodičovými detektory. Jestliže v r. 1918 bylo k získání spektra hvězdy 5 mag zapotřebí expozice 29 minut, nyní k tomu stačí pouhé 0,2 sekundy! Toto srovnání snad nejpřesvědčivěji ukazuje, jak se zdokonalila detekční technika v průběhu necelých tří čtvrtin století.

V roce 1989 bude uveden do provozu teleskop NTT Evropské jižní observatoře (ESO) s průměrem primárního zrcadla 3,6 m. Jde o první využití systému aktivní optiky u velkého stroje. Zrcadlo má totiž tloušťku pouhých 250 mm a povrch je přesný na 25 nm. Dosavadní zkoušky naznačují, že oproti klasické optice je kvalita obrazu třikrát vyšší, přičemž celé zařízení je relativně levné – přístroj stál zhruba 3 miliony dolarů. V roce 1991 bude dokončen Keckův teleskop na Havajských ostrovech s průměrem primárního zrcadla 10 m. Zrcadlo je tvořeno 36 šestibokými segmenty. Každý segment má průměr 1,8 m, hmotnost 440 kg a tloušťku pouze 75 mm. Segmenty mají asférický asymetrický povrch a podle umístění šest typů křivosti. Úhrnná hmotnost primárního zrcadla dosahuje jen 14,4 tuny. Tubus je dlouhý 22 m a má hmotnost 110 t, pohyblivé části (včetně vidlicové montáže) 270 t. Kopule, která již byla dokončena, má výšku 31 m a průměr 37 m, otočná část má hmotnost 700 tun. Tubus je relativně krátký, protože primární ohnisko dosahuje délky pouze 17,5 m. Úhrnný náklad na celé zařízení je překvapivě nízký – pouze 87 milionů dolarů (patnáctina ceny Hubbleova kosmického teleskopu, jenž má být vypuštěn v únoru příštího roku).

V Angelově rotující peci bylo již vyrobeno první zrcadlo pro teleskop Columbus (2 × 8 m), který má být postaven v Arizoně v polovině 90. let. Arizonská univerzita mezitím vyhrála souboj s ochránci červených veverek (kteří se obávali, že výstavba v rezervaci Mt. Graham ohrozí duševní rovnováhu tohoto vzácného druhu americké fauny), takže má povoleno postavit na Mt. Grahamu čtyři velké teleskopy. O něco později má být dokončen velký teleskop VLT observatoře ESO, složený ze čtyř 8m zrcadel na základně 104 m. Zatím není rozhodnuto, zda teleskop bude vybudován na dosavadní stanici ESO poblíž La Silla v Chile, anebo na klimaticky výhodnějším stanovišti zhruba o 500 km na sever od dosavadní observatoře. Druhé řešení by totiž znamenalo postupné zrušení dosavadní stanice s největší koncentrací velkých teleskopů na jižní polokouli.

Poblíž jižního pólu pracuje v automatickém režimu dalekohled SPOT 2, vybudovaný péčí floridské univerzity pod vedením F. B. Wooda. Od r. 1986 uskutečnil již na 60 tisíc fotoelektrických měření, přičemž využívá možnosti souvislého sledování hvězd během pětiměsíční polární noci. Tak lze zejména studovat proměnné hvězdy s periodou blízkou 24 h, jejichž sledování v běžných zeměpisných šířkách vyžaduje příliš dlouhý čas. Není bez zajímavosti, že údaje z teleskopu se přenášejí na Floridu přes umělou družici ATS 3, takže astronomové nejsou vystaveni nepohodlí přezimování v nehostinné Antarktidě. Jižní pól je ostatně zaslíbenou zemí také z důvodu minimálního světelného znečištění oblohy (nepočítáme-li polární záře) a mimořádně nízkého obsahu vodní páry v atmosféře, což usnadňuje měření v infračervené spektrální oblasti (ozonová díra zase usnadňuje pozorování v blízkém ultrafialovém pásmu).

Vrcholnou observatoří pro infračervený obor se však má brzy stát nová americká letecká observatoř SOFIA, navazující na úspěch Kuiperovy letecké observatoře KAO. Zatímco KAO je vybavena zrcadlem o průměru 0,9 m, na SOFII má být zrcadlo s průměrem 3 m zabudované do obřího letadla B-747 zobrazující v pásmu 0,3 ÷ 1 600 μm. Letoun bude operovat ve výškách 12,5 km po dobu minimálně 6 hodin a měl by uskutečňovat 120 letů za rok.

Na pozemních infračervených zařízeních se úspěšně vyzkoušely mozaikové polovodičové zobrazovací soustavy chlazené kapalným dusíkem. Matice HgCdTe firmy Rockwell (64 × 64 pixelů) dosahuje 19 mag v pásmu K (2,2 μm) a experimentální matice InSb (58 × 62 pixelů) dokáže zobrazit celé pásmo 1 ÷ 5 μm při ochlazení čidel na 38 K. Konečně na horské observatoři wyomingské univerzity vyzkoušeli zobrazovací bolometr (na bázi Ga:Ge) WIRO pro pásmo 5 ÷ 35 μm, dosahující ve spojení s 2,3m reflektorem rozlišení 5″.

Neuvěřitelné přesnosti tvarování povrchů antén se podařilo dosáhnout jak u radioteleskopu J. C. Maxwella (průměr antény 15 m), tak u paraboloidu Kalifornského technického ústavu (průměr 10,4 m). První anténa se odchyluje nanejvýš o 40 μm a druhá o 30 μm od ideálního tvaru, což umožňuje měřit i v pásmu submilimetrových vln. V SSSR se plánuje u osady Suffa v Uzbekistánu výstavba obří plně pohyblivé 70m antény s přesností povrchu 70 μm.

Technika radiointerferometrie na mezikontinentální základně (VLBI), jež se začala rozvíjet roku 1967, dosahuje nyní dle N. Bartela aj. rozlišení 0,0001″ na vlnové délce 7 mm. V roce 1989 uplyne půl století od Reberova objevu rádiového záření Slunce amatérským radioteleskopem o průměru 9,5 m. Naproti tomu v listopadu 1988 zaznamenala světová radioastronomie kuriózní ztrátu, když se při pozorování náhle zhroutila kovová konstrukce 92m radioteleskopu na observatoři Green Bank v západní Virginii. Příčinou nehody radioteleskopu, který vzorně fungoval plných 26 let, byla únava materiálu.

Několik nových zařízení bylo zbudováno na jižní polokouli ke sledování fotonů záření gama o energiích až 100 TeV. Podnětem k výstavbě se stala zejména možnost zachycení záblesků energetického záření od supernovy 1987A. Na severní polokouli, a to ve Francii, se však rovněž objevila nová aparatura pro sledování záření gama pomocí záblesků Čerenkovova záření. Aparatura ASGAT ve východních Pyrenejích vznikla adaptací zrušené pokusné sluneční elektrárny Thémis.

Jinou originální konstrukcí je experimentální věž budovaná v Brémách pro pokusy v beztížném stavu. Věž o výšce 146 m bude uvnitř vzduchoprázdná, takže shora shazované objekty budou moci po 4,74 s padat v beztížném stavu (předměty vymršťované zdola mohou dokonce prodělat v beztíži dvojnásobek zmíněné doby).

Z kosmických aparatur je třeba především vyzdvihnout obdivuhodný výkon družice IUE pro sledování ultrafialového záření kosmických těles. Dalekohled na palubě družice má průměr zrcadla pouze 0,45 m, avšak překvapivě dlouhá životnost družice, vypuštěné v r. 1978, umožnila nasbírat velké množství jedinečných údajů o ultrafialových tocích a spektrech mnoha typů objektů. Původně plánovaná životnost 3 roky byla tedy již více než třikrát překročena a družice stále uspokojivě funguje. Na základě měření družice IUE bylo již publikováno více než 1 400 původních vědeckých prací, což je rekord pro jakékoliv jednotlivé astronomické zařízení. Právem byly vědecké a technické týmy z USA, Velké Británie a Holandska odměněny cenou za špičkovou technickou úroveň, kterou jednou za čtyři roky uděluje americký prezident.

Z dalších veteránů připomeňme nejstarší pracující kosmické sondy Pioneer 6 (22 let provozu) a Pioneer 8 (20 let provozu). Kosmická sonda Pioneer 10 dosáhne patrně v letošním roce hranice, kde se již projeví modulace intenzity kosmického záření magnetickým polem Galaxie. Naproti tomu sovětská družice Astron skončila aktivní činnost v roce 1988 a v letošním roce zřejmě zanikne v atmosféře proslulá družice Solar Max (SMM) – paradoxně právě vinou rostoucí sluneční činnosti, jež zvyšuje hustotu zemské atmosféry, a tedy i brzdění nízkolétajících družic.

Loňský rok byl ve znamení řady vrcholných astronomických setkání, z nichž největší publicitu mělo XX. valné shromáždění IAU v Baltimore v USA v srpnu (viz ŘH 2/89, str. 27). Novým prezidentem Unie se stal japonský astronom Y. Kozai a novým generálním sekretářem britský astronom D. McNally. Unie má v současné době 40 vědeckých komisí a bezmála 7 000 individuálních členů z 58 států. Dalším pozoruhodným setkáním bylo v pořadí již III. sympozium ESO-CERN, jež se konalo v květnu 1988 v italské Boloni. Zde se jednalo o velkorozměrové struktuře vesmíru, problému skryté hmoty a výsledcích studia supernovy 1987A i o souvislostech těchto poznatků s výsledky výzkumné částicové fyziky a kosmologie. Při té příležitosti udělila boloňská univerzita čestný doktorát holandskému astronomovi L. Woltjerovi, odstupujícímu řediteli observatoře ESO (novým ředitelem se stal další Holanďan H. van der Laan). K výměně stráží došlo také v Astrofyzikálním ústavu v Paříži, kde na místo J. C. Peckera nastoupil J. Audouze. Akademik R. Z. Sagdějev se vzdal místa ředitele Ústavu kosmických výzkumů AV SSSR a jeho nástupcem je akademik A. A. Galejev. Předseda Astrosovětu A. A. Bojarčuk byl zvolen akademikem AV SSSR.

Významní světoví astronomové obdrželi tyto prestižní ceny: C. de Jager (Holandsko; sluneční a hvězdná astrofyzika, kosmický výzkum) dostal zlatou medaili britské Královské astronomické společnosti, J. G. Bolton (Austrálie; radioastronomie) obdržel medaili C. W. Bruceové Pacifické astronomické společnosti, R. Davis (USA; neutrinová astronomie) získal cenu Americké fyzikální společnosti a manželé A. a G. de Vaucouleursovi (USA; velkorozměrová struktura vesmíru) byli vyznamenáni Janssenovou cenou Francouzské astronomické společnosti. U nás dostali ke svým životním jubileím Ĺ. Kresák, V. Letfus a A. Mrkos Zlaté plakety ČSAV za zásluhy ve fyzikálních vědách a I. Šolc plaketu stříbrnou. S. Fischer obdržel stříbrnou plaketu F. Křižíka za zásluhy o rozvoj technických věd a konečně I. Zacharov vyznamenání Za vynikající práci.

V uplynulém období jsme zaznamenali úmrtí význačných astronomů C. W. Allena (astrofyzikální konstanty), N. Bobrovnikoffa (komety), W. Frickeho (fundamentální astronomie), G. Hara (galaktické objekty), P. N. Cholopova (proměnné hvězdy), P. Ledouxe (stavba hvězd), A. Moffeta (radioastronomie), E. R. Mustěla (hvězdná a sluneční astrofyzika) a A. de Vaucouleursové (výzkum galaxií). Zemřel také nositel Nobelovy ceny za fyziku, spoluautor domněnky o impaktu planetky na rozhraní druhohor a třetihor, L. W. Alvarez.

Podle E. Garfielda publikují laureáti Nobelových cen pětkrát vyšším tempem než průměrní vědečtí pracovníci a jejich práce jsou dokonce padesátkrát častěji citovány, než kolik činí průměr. Podle S. R. Pottasche a F. Praderiové čtyři vedoucí astronomické časopisy zveřejnily v r. 1987 původní práce na 25,5 tisíce ekvivalentních stránkách, z toho The Astrophysical Journal 11 000 str., Astronomy and Astrophysics 8 000 str., Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 3 500 str. a The Astronomical Journal 3 000 str. Redakční rady těchto časopisů zcela zamítají 9 ÷ 13 % došlých rukopisů. Na kongresu IAU v Baltimore byla též připomenuta rekordní úroda astronomických cirkulářů v r. 1987, kdy jich bylo vydáno úhrnem 230 (z toho 33 během 23 dnů po explozi supernovy 1987A) – předešlý rekord cirkulářů pocházel z r. 1978.

Není divu, že všechny tyto číselné údaje se odrážejí i v rozsahu získaných poznatků. V tuto chvíli stojí za to připomenout výrok proslulého holandského astronoma, působícího dlouhá léta v USA, G. K. Kuipera, že „věda je způsob, jak dostat maximum informací z minimálního množství dat“. Nemůžeme se pak divit, že astronomové současnosti jsou přívalem informací bezmála zahlceni.

Žeň objevů – rok 1989

Přehled o pokrocích astronomie v uplynulém roce věnuji památce Tatiany Fabini (1943–1989) z Bratislavy, vědecké novinářky a redaktorky časopisu Kozmos, Tomáše Skandery (1923–1989) ze Vsetína, zakladatele a prvního ředitele tamější lidové hvězdárny, a Františka Matěje (1911–1989) z Prahy, dlouholetého obětavého funkcionáře Čs. astronomické společnosti.

1. Sluneční soustava

Uplynulý rok byl v astronomii přímo i nepřímo poznamenán prudkým růstem sluneční činnosti. Právě probíhající 22. cyklus jedenáctileté periody by měl podle rozličných odhadů dosáhnout maxima již v dubnu 1990 a téměř se vyrovnat dosud rekordnímu maximu v 19. cyklu na přelomu let 1957–1958, kdy vyrovnané měsíční relativní číslo dosáhlo hodnoty R = 201. V roce 1988 bylo už průměrné měsíční relativní číslo R = 100, takže nynější cyklus bude zřejmě mimořádně krátký: maximum předešlého 21. cyklu nastalo totiž teprve v r. 1981. Po celou dobu se dařilo na umělých družicích Nimbus 7 a SMM měřit s nebývalou přesností hodnotu sluneční „konstanty“, tedy množství záření, jež dopadá na jednotku plochy za jednotku času ve vzdálenosti 1 AU od Slunce. J. R. Hickey aj. ukázali, že během poklesu sluneční činnosti v průběhu 21. cyklu klesal zářivý výkon Slunce o 0,02 % za rok, ale v r. 1986 se pokles zastavil a od té doby výkon Slunce opět stoupá, čili čím více skvrn, tím vyšší zářivý výkon Slunce, za což mohou fakulová pole s přebytkem záření. Podle těchto měření činí sluneční konstanta v průměru 1 371 W/m² a v maximu stoupne o 0,1 % v porovnání s minimem.

Obětí rostoucí aktivity Slunce se naneštěstí stala i družice Solar Maximum Mission (SMM), která minulé maximum zčásti propásla kvůli závadě na slunečním panelu. Závadu sice po čtyřech letech provozu astronauti odstranili, ale to už bylo dávno po maximu. Od té doby pracoval „Solar Max“ skvěle, jenže znovu rostoucí sluneční činnost se projevila zvýšením hustoty zemské atmosféry, a tím rychlejším sestupem družice do hustých vrstev ovzduší, kde zanikla nad Indickým oceánem poblíž Srí Lanky 3. prosince 1989. Toto „vymetání kosmického smetí“ v rozedmuté atmosféře Země likviduje podle L. Perka v době slunečního maxima všechny družice i jejich úlomky se střední výškou menší než 550 km. Zvlášť dramaticky se to projevuje těsně po velkých slunečních erupcích, kdy hustota zemské atmosféry v dané výšce nad Zemí roste skokem a stejně tak se mění i dráhové elementy umělých těles. Během dvou velkých erupcí v r. 1989 ztratila tak sledovací služba NORAD identifikaci pro 6 000 drah těles v nízkých výškách. Během jediného obletu činily skoky ve výšce nad Zemí pro některá umělá tělesa i více než 1 km!