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.