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_☉. 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_☉ trvá rychlá fáze 500 000 let, ale při hmotnosti 9 M_☉ již jen 50 000 let a výměna hmoty pokračuje tempem 10^-5 ÷ 10^-4 M_☉/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_☉ a sekundární složky 6,8 M_☉. Poloměr primární složky je 8,1 R_☉ 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_☉, teoreticky lze připustit existenci hvězd s hmotností až 130 M_☉. 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_☉ 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_☉ 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_☉. 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_☉. 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_☉ 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_☉, 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.