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☉ 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 MZ), 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 % MZ, 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☉. 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 = (19h12m ±12m), 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 = 14h56m , 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☉ 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☉. 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☉. 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.