Žeň objevů – rok 1972

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Pro obří galaxie nejsou nakonec vyloučeny hmotnosti ani řádu 10¹⁴ M_☉ .

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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