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_☉ 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_☉ a jen zcela výjimečně dosahují hvězdy třicetinásobku M_☉. Podle Battena je nejtěžším známým systémem zákrytová dvojhvězda V382 Cygni, tvořená ranými složkami spektrální třídy O7 s hmotnostmi 37 a 33 M_☉.

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 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_☉, kde je za sto milionů let primární složka až o 6 mag nadsvítivá při roční ztrátě 1,5.10^-9 M_☉. 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_☉ 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.