Žeň objevů - rok 1973

• 1. Sluneční soustava
• 2. Hvězdný vesmír
• 3. Metagalaxie, přístroje a hvězdáři

1. Sluneční soustava

Objevem loňského roku se zcela bezkonkurenčně stala kometa 1973f, kterou nalezl Luboš Kohoutek na snímku Schmidtovou komorou Hamburské observatoře dne 7. března 1973. Dodatečně ji pak rozpoznal i na předešlých snímcích, takže výpočet dráhy vzápětí ukázal, že jde o kometu objevenou velmi daleko od Slunce (bezmála 5 AU), jejíž perihel však leží ve vzdálenosti pouze 0,14 AU od Slunce. Odtud se dalo usoudit, že kometa by mohla být koncem roku mimořádně jasná. Jak známo, první odhady hovořily dokonce o jasnosti srovnatelné s Měsícem v úplňku.

Tato okolnost a dostatečný časový předstih před průchodem perihelem v úhrnu znamenaly vítanou příležitost pro světově koordinovanou akci ke sledování Kohoutkovy komety. Zvlášť šťastnou shodou okolností byl na konec roku totiž plánován i let třetí posádky Skylabu, což znamenalo unikátní možnost současných pozemních i kosmických měření. Čtenáři Říše hvězd byli o jednotlivých fázích pozorování i výzkumných programů průběžně informováni (Říše hvězd č. 9/1973, str. 167 a č. 12/1973, str. 225 a 228), a kromě toho byla celému úkazu věnována až nezvyklá publicita ve sdělovacích prostředcích.

Ještě v květnu až srpnu se zdálo, že kometa bude vskutku mimořádným tělesem – mluvilo se o „kometě století“. Avšak když se po srpnové konjunkci se Sluncem podařilo kometu spatřit koncem září na ranním nebi, byla její jasnost jen 10 ÷ 11 mag a vzrůstala daleko pomaleji, než jak vyplývalo z původních předpovědí. Říjnové odhady maximální jasnosti se proto pohybovaly už jen v rozmezí -2 ÷ +3 mag a – jak se v prosinci díky pozorováním ze Skylabu ukázalo – byly to odhady docela realistické. Teprve v posledních dnech listopadu počala být kometa na hranici viditelnosti očima těsně před úsvitem nad jihovýchodním obzorem a její chvost dosáhl délky sotva 4°. Ve spektru komety byly zjištěny Swanovy pásy uhlíku a dále sodík v emisi. Na Národní radioastronomické observatoři USA v Green Bank bylo detekováno rádiové záření komety v milimetrovém pásmu. Ukázalo se, že jde o záření metylkyanidu CH₃CN na vlně 2,7 mm. Ve Francii byly pomocí radioteleskopu v Nancay zjištěny pásy hydroxylu OH na vlně 180 mm. Tak byla vlastně poprvé uskutečněna radioastronomická pozorování komety.

Kolem průchodu perihelem (28. prosince) byla kometa příliš přezářena Sluncem, a tak ji viděli jen kosmonauti na palubě Skylabu, kteří jí v těch dnech věnovali větší část svého pozorovacího programu. Výsledky jejich experimentů bude ovšem možné zhodnotit až po zpracování získaného materiálu.

V prvních lednových dnech r. 1974 zájem o kometu přesáhl relativně úzký okruh astronomů profesionálů i amatérů, neboť se stále čekalo, a to přes veškerou zdrženlivost odborného tisku, že na večerní obloze bude zářit velkolepé těleso. A tak přišlo rozčarování, neboť kometa byla ještě asi o 3 mag slabší, než se odhadovalo, patrně proto, že vyčerpala své zásoby plynu natolik, že prostě už nebylo z čeho brát. Navíc u nás pozorování počasí nepřálo; s výjimkou horských stanic (Kleť, Skalnaté Pleso) bylo na celém území republiky převážně zataženo, a tak je patrně jen nemnoho těch, kdo se budou moci pochlubit tím, že Kohoutkovu kometu viděli prostým okem. Sedm astronomů z Astronomických ústavů ČSAV, Univerzity Karlovy a ČVUT se dne 8. ledna 1974 k večeru zúčastnilo speciálního letu tryskového letadla TU-134A ve výši 8 900 m, odkud bylo možné kometu pohodlně pozorovat po dobu asi 50 minut. Kometa měla toho dne jasnost asi 3,5 mag a chvost dlouhý 4°, ve tvaru poměrně úzkého kužele, s jasnějšími povrchovými přímkami, odpovídajícími zřejmě plazmovému a prachovému chvostu.

Ačkoliv tedy byla kometa notným zklamáním pro širší veřejnost, pro astronomy se stala bezmála historickým mezníkem. Nikdy předtím nebyla pozorování jedné komety tak dobře a dlouho připravována a světově koordinována a nikdy předtím se ke studiu takového tělesa nepoužilo tolika rozmanitých přístrojů a metod. Proto lze právem očekávat s napětím výsledky jednotlivých pozorovacích akcí, které mohou podstatně přispět k chápání mnoha aspektů pozoruhodných těles, jimiž komety zaslouženě jsou.

Chování komet, zvlášť pokud jde o průběh jasnosti, je totiž stěží předvídatelné. Dokázala to jinak dobře známá periodická kometa Tuttle-Giacobini-Kresák (1973b) , která v době průchodu perihelem koncem května náhle zvýšila svou jasnost ze 13 mag na 6 mag, pak opět zeslábla na 14 mag, avšak 6. července znovu vzplanula na 5 mag, aby vzápětí opět poklesla na obvyklou jasnost (viz ŘH 10/1973, str. 187). Zásluhou M. Antala ze Skalnatého Plesa se na těchto pozorováních podílel poprvé též ondřejovský dvoumetrový dalekohled, který se dále zapsal do kometární historie 28. srpna, kdy jím M. Antal vyfotografoval periodickou kometu Schwassmann-Wachmann 2 poprvé před letošním zářijovým průchodem perihelem (kometa byla v době znovunalezení 19 mag).

Poznamenejme ještě, že je až podivuhodné, jak se mění postoj široké veřejnosti ke kometám během údobí astronomicky zcela nepatrných. Dosud mezi námi žijí mnozí pamětníci posledního návratu Halleyovy komety r. 1910, kdy ohlášený úkaz vyvolal značnou paniku díky úvahám o otrávení zemského ovzduší kometárními plyny či dokonce o nebezpečí přímé srážky – a skutečně byli lidé, kteří v předtuše nastávajících hrůz raději spáchali sebevraždu. Naše osvícená doba sice podobné výstřelky vylučuje předem, ale na druhé straně člověku přece jen vyrazí dech, když si přečte ve váženém britském vědeckém týdeníku Nature, že „dva londýnští byznysmeni přišli s báječným nápadem zaregistrovat jméno „Kohoutkova kometa“ pro obchodní účely. Firma „Comet Kohoutek Ltd“ nyní jedná s řadou celonárodních inzerentů v Británii, kteří hodlají využít komety k propagaci rozmanitého zboží, jako jsou třeba hračky nebo ohňostroje“.

Nicméně ani ty nejpodivnější nápady nelze s pousmáním zavrhnout. Proslulý H. C. Urey, laureát Nobelovy ceny za chemii, rozvinul v minulém roce úvahy o srážkách komet se Zemí v další hypotézu, jež by vysvětlila náhlé změny fauny a flóry na Zemi v minulých geologických údobích. Urey se domnívá, že Země se čas od času sráží s kometami podstatně rozměrnějšími a hmotnějšími, než byl Tunguzský meteorit, a že tyto srážky lze doložit výskytem tektitů. Jelikož prý existuje časový souhlas výskytu tektitů a změn geologických epoch, plyne odtud, že na život na Zemi měly komety vliv ještě daleko větší, než se kdy odvážili tvrdit i ti nejzarytější astrologové. Urey tím mimo jiné hodlá vysvětlit i proslulý náhlý zánik ještěrů v třetihorách a chmurně poznamenává, že příští srážka s kometou může být pro lidstvo fatální. Nárazem by totiž bylo zničeno velké množství atomových reaktorů a následná radioaktivita by vyhubila vše živé. Experimentální ověření hypotézy je ovšem sotva kdy pravděpodobné, neboť – jak Urey sarkasticky poznamenává – „jakákoliv praktická demonstrace procesu vzniku tektitů nárazem komety by přišla tak draho, že by se to nedalo zdůvodnit vědeckým přínosem experimentu“ .

U pošetilých domněnek ještě chvíli zůstaňme. Před časem se zabýval známý švédský astrofyzik H. Alfvén souvislostmi komet a meteorických rojů a snažil se ukázat, že proti obecnému mínění nemusí být meteorické roje následkem rozpadání komet, ale naopak příčinou jejich vzniku! Zdá se, že tato prapodivná hypotéza není zcela bez vyhlídek na aspoň částečný úspěch. Jednak P. C. Joss upozornil na to, že krátkoperiodických komet je mnohem více, než jak vyplývá ze známé Oortovy teorie o zásobárně komet na periferii sluneční soustavy, a jednak D. A. Mendis ukázal, že je principiálně možný mechanismus vedoucí k soustředění (konvergenci) drah meteorických částic uvnitř rojů. Mendis uvádí, že některé meteorické roje jsou patrně starší než komety, které s nimi obvykle spojujeme. Tak např. Leonidy jsou mnohem starší než kometa Tempel-Tuttle, poprvé pozorovaná r. 1866, a Perseidy – stáří nejméně 1 200 let – mají svou kometu (Swift-Tuttle) teprve od r. 1862. Mendis dokonce tvrdí, že planetky typu Apollo jsou bývalé komety, které ztratily zásoby plynu. Nelze tudíž vyloučit, že podobně jako jsou už dnes zřetelně rozlišeny dva typy meteoroidů (tuhé a porézní), budeme mít i dva typy komet: meteorické a „mražené“ (z Oortova oblaku).

Obsáhlý úvod o kometách by však neměl nikterak zastínit podstatný pokrok ve studiu celé sluneční soustavy, dosažený v uplynulém roce. Na tom mají stále větší zásluhu kosmické sondy, a tak je na místě zmínit se aspoň o těch nejúspěšnějších. Koncem r. 1972 (27. října) byla vzhledem k vyčerpání zásob dusíku pro orientaci sondy ukončena činnost Marineru 9. Sonda bude ještě asi 50–100 let obíhat kolem Marsu, než zanikne v jeho atmosféře. Byla to zatím nejúspěšnější planetární sonda, jež za 339 dní aktivní činnosti na dráze (700 obletů) kolem Marsu vyslala 10 Gb informací, zejména pak 7 000 snímků povrchu Marsu. Při přijímání signálů ze sondy Mariner 4 bylo dosaženo nového rekordu v citlivosti, když byly registrovány signály s výkonem 5 zW.

Ve svém letu k Jupiteru úspěšně pokračovala sonda Pioneer 10, jež 15. února bez úhony vyletěla z pásma malých planetek a 4. prosince ráno dospěla k Jupiteru a vysílala údaje o fyzikálních podmínkách v jeho okolí i na povrchu planety, jakož i unikátní fotografie Jupiteru. Sonda, jak známo, posléze opustí sluneční soustavu se zbytkovou rychlostí 11,5 km/s a zhruba za 80 000 let dospěje do vzdálenosti 1 pc. Pozlacená plaketa s proslulým „dopisem cizím civilizacím“ by měla být čitelná po dobu asi deseti milionů roků, během nichž sonda urazí vzdálenost 10 pc. Mezitím 5. dubna 1973 byla vypuštěna další sonda, označená Pioneer 11, jejíž poslání bude zpřesněno na základě výsledků získaných předchozím Pioneerem.

Základní údaje o povrchu Venuše byly získány při měkkém přistání sovětské sondy Veněra 7. Sonda vysílala údaje ještě 23 minut po přistání, a tak se ukazuje, že teplota směrem k povrchu stále stoupá a na povrchu činí (475 ±20) oC a tlak (9 ±1,5) MPa. Další údaje o planetě byly získány planetárními radary v Haystacku a v Goldstone. Některé hory dosahují výše až 5 km nad okolím a na území o průměru 1 500 km bylo nalezeno celkem 12 velmi mělkých kráterů, z nichž největší má průměr 160 km.

Naše Země zůstává rovněž objektem astronomického výzkumu, především v souvislosti s měřením rychlosti zemské rotace. Rozborem chodu atomových hodin se bezpečně prokázal náhlý skok v délce dne i v rychlosti sekulárního zpomalování rotace Země, jenž nastal dne 8. srpna 1972. Úkaz je v přímé souvislosti se sluneční činností v srpnu 1972, nejmohutnější v celé historii sledování sluneční aktivity. Již při mohutné erupci r. 1959 tvrdil Danjon, že se rychlost zemské rotace skokem změnila, ale jeho výsledky nebyly jednoznačně přijaty. Nyní se zdá být korelace nepochybná.

Souběžně s tím pokračovaly výzkumy Měsíce. Zpřesněná hmotnost Měsíce je 1/81,3007 hmotnosti Země a je ve velmi dobré shodě se standardní hodnotou 1/81,30. Počátkem března 1973 se konala již tradiční, v pořadí čtvrtá měsíční konference v Houstonu. Z nových výsledků stručně připomeňme, že veškerý materiál v měsíčních vzorcích je přetavený; žádný původní materiál se zatím nenašel. Stáří hornin je maximálně 3,85 ÷ 4,05 miliardy let. O něco starší je měsíční půda, a to 4,2 miliardy let. Z rozboru zemětřesení plyne, že Měsíc má žhavé nitro, jež tlumí seizmické vlny. Hypocentra zemětřesení se nacházejí ve značných hloubkách, 700 ÷ 1 000 km, a jsou buzena zemskými i slunečními slapy. Tok meteoritů dopadajících na Měsíc je asi desetkrát až tisíckrát nižší, než se dříve soudilo. Naopak však na Měsíc dopadají i částice s hmotností 10^-18 kg, jež vytvářejí mikroskopické krátery. To však znamená, že předvídané „vymetení“ menších meteorických částic působením Poyintingova-Robertsonova efektu se neuplatňuje.

Dále byly shrnuty dosavadní výsledky dnes již početných experimentů s laserovým měřením vzdálenosti Měsíce. Celkem bylo na Měsíci postupně umístěno pět odražečů, a to posádkami Apolla 11, 14 a 15 a automatickými sondami Luna 17 a 21. Odrazy od posledního reflektoru byly získávány jen během prvních dvou měsíčních nocí po přistání modulu. Ostatní odražeče jsou dosud účinné a měřením se věnují observatoře v USA, Francii, SSSR a Japonsku. Největší zkušenosti s měřeními má McDonaldova observatoř v Texasu, kde se k tomu užívá 2,7m reflektoru, zhruba po dobu 60 pozorovacích hodin měsíčně. Každá série měření trvá 5 až 20 minut, během nichž je vysláno 50 až 300 impulzů. V r. 1970 bylo uskutečněno 7 sérií, v r. 1971 pak 138 sérií a v r. 1972 již 386 sérií. Chyby v určení vzdáleností činily do listopadu 1971 0,3 ÷ 0,45 m a po zdokonalení aparatury a metodiky měření se snížily na ±0,15 m. Další stanice se uvádějí do provozu v Austrálii a v Jižní Africe, takže po několika letech se dá očekávat fantastická přesnost ±30 mm.

O výzkum Marsu se nejvíce zasloužila již zmíněná sonda Mariner 9. Kromě důkazů o sopečné činnosti a erozivním působení větru byly získány cenné údaje o relativní topografii planety. Obří sopka Olympus Mons ční do výše 25 km a jeden hřeben v pohoří Tharsis dokonce 26 km nad terénem. Povrch Marsu je zbrázděn až 300 km širokými údolími o délce až 4 800 km. Na Marsu nepochybně kdysi tekla voda v řekách, jejich vyschlá koryta byla nyní vyfotografována. Polární čepičky jsou tvořeny převážně ledem H₂O. Vítr na Marsu dosahuje rychlostí 30 ÷ 60 m/s a poblíž přísluní vede absorbované sluneční záření ke vzniku mohutných prachových bouří. Některé sopky na Marsu jsou staré až 3 miliardy let, ale většina jen 100 ÷ 300 milionů let.

Mezitím se ovšem pozornost astronomů upírá stále častěji na největší planetu sluneční soustavy – Jupiter. Jupiter vydává třikrát více záření, než ho od Slunce dostává, takže se vskutku zdá, že je to spíše nevydařená hvězda než klasická planeta. Nadbytečné záření lze vysvětlit trojím způsobem. Buď jde o latentní teplo z období tvoření planety, anebo o gravitační kontrakci. Smršťování tělesa (či aspoň jeho obalu) o pouhý 1 mm za rok by stačilo ke krytí zářivého přebytku. Konečně pak Salpeter soudí, že jde o přeměnu kinetické energie kapek helia, jež padají do nitra Jupiteru. V souvislosti s tím se nově uvažuje o stavu látky v nitru planety. Soudí se, že zhruba v 8/10 poloměru přechází vodík v kovovou fázi o střední hustotě 640 kg/m³. Centrální teplota planety by se pak pohybovala v rozmezí 1 ÷ 30 kK. Nitro by se skládalo asi z 80 % vodíku a z 20 % helia.

Hypotéza o kovovém vodíku je přitažlivá pro technologické aplikace, takže se již konají pokusy připravit kovový vodík laboratorně, k čemuž je potřebí extrémně vysokých tlaků. Kovový vodík by totiž byl vhodným palivem v termonukleárních reaktorech a navíc by se patrně uplatnil i v elektrotechnice, neboť se očekává, že by byl supravodivý i při pokojové teplotě.

Koncem r. 1972 a v lednu 1973 uskutečnili pracovníci Jet Propulsion Laboratory pomocí 64m radioteleskopu v Mojavské poušti pozoruhodný radarový experiment se získáním odrazů od planety Saturn. Radar o impulzním výkonu 400 kW pracoval na vlně 125 mm a cesta signálů tam i zpět trvala dvě a čtvrt hodiny. Během 6 pozorovacích nocí bylo získáno 12 odrazů, nikoliv však od samotné planety, ale od prstenců. Z charakteru ozvěn vyplývá, že prstence nejsou plynné, prachové či ledové, nýbrž že jsou tvořeny většími kameny či balvany o průměru aspoň 1 m a vzdálené 90 ÷ 140 tisíc kilometrů od povrchu planety.

V souvislosti s tím byly zveřejněny plány na vyslání sondy typu Mariner v r. 1977. Sonda má být vypuštěna mezi 19. srpnem a 17. zářím 1977 a k Jupiteru se přiblíží na jaře 1979 na vzdálenost 405 000 km a k Saturnu na jaře 1981 na vzdálenost 270 000 km.

Loni byla publikována nová hodnota průměru Uranu, a to (51 800 ±600) km při zploštění (0,01 ±0,01). Pokud jde o Pluta, ukázalo se, že jeho polární osa je skloněna podobně jako u Uranu do roviny ekliptiky. Pokračovala též diskuse o Bradyově hypotéze, postulující existenci desáté, transplutonské planety o hmotnosti srovnatelné s hmotností Jupiteru a poloměru dráhy kolem 60 AU. P. Goldreich a W. Ward ukázali, že značný sklon (12°) a velká hmota by ovlivnily pohyby ostatních těles sluneční soustavy, což však nepozorujeme. Další argumenty proti hypotéze shromáždili P. Seidelmann aj.: touto planetou by byly značně rušeny dráhy vnějších planet počínaje Jupiterem, a kromě toho na snímcích příslušných úseků oblohy není žádné planetární těleso jasnější než 16,5 mag. A tak se zdá být zřejmé, že dráhu Halleyovy komety nepozměňuje X. planeta, ale negravitační síly, stejně tak jako je to již prokázáno u celé řady jiných komet. Místo desáté (velké) planety však utěšeně přibývalo malých planetek. V lednu 1973 jich bylo registrováno celkem už 1 813.

Obsáhlý přehled o současných názorech na vznik sluneční soustavy podal A. G. W. Cameron. Vychází z předpokladu, že naše soustava vznikla z primitivní sluneční mlhoviny. Při poklesu teploty zde postupně kondenzovaly kovy, oxidy kovů, siřičitany a křemičitany. Z nich vznikaly vnitřní planety a také meteority. Náhlou změnu charakteru planet sluneční soustavy za pásem asteroidů by snad bylo možné vysvětlit tím, že v této vzdálenosti ustávalo promíchávání materiálu mezi jádrem a obvodem mlhoviny (konvekce). Vnitřní planety mají málo družic anebo vůbec žádné proto, že tato druhotná tělesa se zřítila na mateřské planety. Družice vzdálenějších vnějších planet vznikly ze zploštělých rotujících plynných disků. Výjimkou jsou družice s velkou excentricitou, pohybující se případně retrográdně, jež byly zachyceny gravitačně později. Podle tohoto schématu by však měla být existence prstenců něčím zcela obvyklým, a je tudíž spíše s podivem, že je pozorujeme jen u Saturnu. Cameron soudí, že Jupiter může mít čistě kamenný prstenec, neboť teplota ve vzdálenosti Jupiteru od Slunce je ještě příliš vysoká na to, aby se tam trvale udržely částice obalené ledem. Nejpodivnější prý je však právě to, že Uran nemá žádný prstenec.

Z toho všeho plyne, že výzkum sluneční soustavy dostává díky novým technikám (kosmické sondy, citlivé planetární radary) početné nové impulzy, což postupně připravuje zásadní zvrat v nazírání na vznik a strukturu systému, jenž nás bezprostředně obklopuje.

2. Hvězdný vesmír

Rovněž při studiu hvězd a mezihvězdné hmoty se stále větší měrou uplatňuje moderní pozorovací technika. Dne 14. února 1973 ukončila aktivní činnost dosud nejúspěšnější astronomická družice OAO-2. Během více než čtyřletého provozu získala velké množství fotometrických i spektrálních měření v ultrafialovém oboru spektra. Experiment Smithsonian Astrophysical Observatory skončil již 7. ledna 1972 a obsáhl celkem 8 500 měření, zatímco wisconsinský projekt přinesl přes 14 000 měření. Komplexní zpracování materiálu bude úkolem příštího desetiletí a budou se na něm podílet jak pracovníci zmíněných institucí, tak i všichni ostatní světoví specialisté. Zatím lze těžko odhadnout, co všechno se podaří z tohoto unikátního materiálu zjistit. Jak ukázal J. L. Hutchinson, pět klasických cefeid (δ Cep, β Dor, RT Aur, Y Oph, α UMi) má v ultrafialovém oboru dvakrát větší amplitudu světelných změn než ve viditelném světle (0,34 mag oproti 0,15 mag). V jiné dílčí studii porovnával I. R. Doherty rozložení energie ve spektru pozdních hvězd v intervalu 191 ÷ 1 000 nm s modely atmosfér – souhlas je velmi dobrý. Naproti tomu infračervená měření Vegy ukazují, že tok záření je o 3,5 % vyšší než modelový pro vlnovou délku 555 nm, o 1,2 % vyšší pro 680 nm a o 3,3 % vyšší pro 809 nm, zatímco na vlně 1 040 nm je záření o 2,5 % méně, než předpovídal model. R. F. Jameson aj. zaznamenali infračervené záření zákrytové dvojhvězdy Algol v pásmu 5 μm.

Objev rádiového záření zákrytových dvojhvězd v r. 1972 podnítil systematické hledání rádiové emise u dalších hvězdných párů i u izolovaných objektů. Algol byl rádiově detekován na frekvenci 5 GHz v období od června 1972 do února 1973 na Mullardově observatoři a další zákrytová dvojhvězda AR Lacertae byla v únoru 1973 rádiově pozorována na frekvencích 2,7 a 8,1 GHz radioteleskopy americké NRAO. Kanaďané pomocí 46m radioteleskopu v Algonquin Park objevili na vlně 28 mm rádiové záření dlouhoperiodických proměnných R Aqr, R Aql a pekuliárního objektu V1016 Cygni. Také pekuliární emisní objekt HBV 475 (V1329 Cyg) byl zkoumán rádiově 100m radioteleskopem v Effelsbergu. Z rozboru 600 archivních desek oděské observatoře zjistili V. P. Archipovová a O. E. Mendel, že objekt zvyšoval povlovně svou jasnost z 15,4 mag na 14,2 mag v letech 1957–1963. V r. 1964 jeho jasnost prudce stoupla až na 11,9 mag a od té doby hvězda pozvolna slábne, takže v říjnu 1972 byla opět 13 mag. Objekt se do jisté míry podobá V1016 Cygni, jenž vybuchl r. 1965. Předtím byl klasifikován jako pozdní hvězda M. Po výbuchu jeví úzké emise, takže expanze probíhá poměrně pomalu. Zdroj vydává též infračervené záření, jež patrně vzniká v expandujících obalech o teplotách 1 000 K, resp. 300 K.

Jelikož také známá emisní proměnná P Cygni je zdrojem rádiového záření, ukazuje se zcela nápadná souvislost výskytu rádiového záření a nestacionárních proměnných hvězd. Úsilí o objevování nových proměnných hvězd ostatně neustává – loni jich bylo označeno 653 – bezmála dvě proměnné denně.

V nejklasičtější vizuální oblasti identifikovali C. R. Cowley aj. čáry uranu ve spektru hvězdy HR 465. U raných hvězd třídy A, jako jsou Vega, Sirius a Deneb, byly pomocí slunečního věžového dalekohledu na Kitt Peak objeveny v jádrech absorpčních čar vápníkové emise H a K, což lze považovat za průkaz existence chromosfér u raných hvězd.

Dne 26. ledna 1973 byla spektroskopicky zjištěna nová obálka vytvářející se kolem známé hvězdy Pleione (28 Tau) v Plejádách. Lze tedy očekávat opět zajímavou epizodu ve vývoji rozsáhlé atmosféry hvězdy. Poloměr obří zákrytové dvojhvězdy VV Cephei byl zpřesněn na 2 400 R_☉, což je 1,7.10⁹ km (kdyby se tento veleobr nalézal na místě Slunce, obíhal by i Saturn pod povrchem hvězdy!). Podle A. P. Cowleyové a R. E. Stenzela je symbiotická hvězda AG Pegasi dvojhvězdou s periodou 830 dní a výstřednou dráhou (e = 0,25). Chladná primární složka spektrální třídy M má hmotnost kolem 6 M_☉ a žhavá sekundární složka má hmotnost 1,0 ÷ 1,5 M_☉. Systém je tudíž v pokročilé fázi hvězdného vývoje.

Naopak hvězda V1057 Cygni s hmotností 8 Sluncí je podobně jako hvězda FU Orionis (ŘH 6/1973, str. 117) ve vývojové fázi před vstupem na hlavní posloupnost.

Studium polarizace světla dvojhvězd vedlo ke zjištění proměnné polarizace pro spektroskopické dvojhvězdy. To je patrně způsobeno cirkumstelárními oblaky kolem zkoumaných soustav. Naproti tomu nebyly zjištěny změny polarizace u zákrytových dvojhvězd Algol a AO Cas. E. J. Devinney poukázal na pozoruhodnou mezeru v rozložení hmot v soustavách těsných dvojhvězd. Mezi zákrytovými dvojhvězdami s dobře určenými hmotnostmi složek se prakticky nevyskytují hmotnosti 3,5 M_☉. Autor soudí, že neběží o nějaký výběrový efekt, ale že jev má reálnou kosmogonickou příčinu.

Mnoho pozornosti bylo jako obvykle věnováno hvězdným explozím a s tím souvisejícím závěrečným stadiím vývoje hvězd. B. Warner tvrdí, že novy vznikají z rychle rotujících bílých trpaslíků, a vysvětluje tím, proč jsou ejekce hmoty při výbuchu zřetelně sféricky nesymetrické. Pro poloměry bílých trpaslíků udává meze 8 300 ÷ 13 000 km a hmotnosti 0,21÷ 0,65 M_☉. Jiná teorie bílých trpaslíků dává poloměry kolem 9 000 km a hmotnost jen 0,5 M_☉ při efektivních teplotách 6 ÷ 50 kK. To se v souhrnu dosti podstatně liší od dříve odhadovaných hmotností bílých trpaslíků přes 1 M_☉ i od poloměrů menších než 4 000 km.

V. Trimbleová a J. L. Greenstein pokračovali ve studiu gravitačního červeného posuvu ve spektrech bílých trpaslíků. Od r. 1966 získali spektra celkem 74 bílých trpaslíků a v 51 případech byly změřeny polohy spektrálních čar s postačující přesností. Nadbytečný červený posuv činí +53 km/s. Pro šest bílých trpaslíků ve hvězdokupách vychází prakticky totéž, tj. +54 km/s. Červený posuv se uplatní i při projekci prostorové rychlosti bílého trpaslíka do souřadnicových složek. Odtud lze mimo jiné odvodit, že bílí trpaslíci patří do diskové populace Galaxie. Empiricky zjištěné střední hodnoty poloměru 6 100 km a hmotnosti 0,65 ÷ 0,87 M_☉ se přece jen liší od výše citovaných teoretických předpovědí. Průměrné magnetické pole na povrchu bílého trpaslíka se odhaduje řádově na 100 T. O bílých trpaslících se zvláště intenzivním magnetickým polem se soudí, že to jsou pozůstatky planetárních mlhovin.

Souvislostí jader planetárních mlhovin a bílých trpaslíků se zabývali de Angelis aj. I když hmotnosti centrálních hvězd v planetárních mlhovinách nejsou dobře známy, odhaduje se, že původně se pohybovaly mezi 0,7 ÷ 2 M_☉ a že nynější hodnoty jsou 0,5 ÷ 1,2 M_☉ – zbytek byl ztracen během úniku hmoty. Autoři soudí, že centrální hvězdy leží na úhlopříčce diagramu H-R a že jsou to vlastně žhaví bílí trpaslíci, jejichž jádra postupně kapalní! V jádrech je chemicky čistý uhlík anebo i těžší prvky. K vytváření planetární mlhoviny dochází v době, kdy je hvězda na vodorovné větvi diagramu H-R, přičemž úloha neutrin je menší, než se dříve soudilo.

B. P. Flannery a G. H. Herbig odhadli vzdálenost planetární mlhoviny kolem FG Sge na 2,5 kpc a její stáří na 6 000 let. Mlhovina expanduje rychlostí (34 ±1) km/s. Herbig dále oznámil, že Herbigův-Harův objekt č. 1 poblíž mlhoviny NGC 1999 se v posledních letech zjasňuje. V letech 1959–60 zde byla vyfotografována dvě velmi slabá jádra, jež se později (1962–68) zjasňovala, a tento vzrůst jasnosti pokračoval i v letech 1968–73, kdy již nová jádra přesáhla jasnost původně označeného objektu č. 1, jenž je t. č. asi 16 mag. Přitom se měnilo i spektrum. Dnes tedy na místě původního objektu pozorujeme 3–4 ohraničená jádra a kolem mlhovinnou strukturu. Mění se i objekt HH 2, kde se vytvořila nová kondenzace, jež na snímcích z r. 1953 vůbec neexistovala. Nyní je nejjasnější částí celého útvaru, a naproti tomu jedna z původních kondenzací zcela zmizela. Astronomicky vzato jde o překvapivě rychlé změny a jejich průběh je čím dál tím méně pochopitelný.

S. van den Bergh uveřejnil přehled supernov, jež vzplanuly v Galaxii během posledního tisíciletí. V tabulce uvádíme maximální jasnost m_max, odhadnutou vzdálenost a příslušnost k typu.

Úhrnem je v Galaxii známo 24 optických pozůstatků supernov. Jelikož se Krabí mlhovina rozpíná přibližně toutéž rychlostí (1 400 km/s) jako Keplerova supernova, není vyloučeno, že i ona byla supernovou typu I.

Výpočty modelů pro velmi hmotné hvězdy 100 ÷ 500 M_☉ zjistili Appenzeller a Fricke, že při závěrečné explozi se hvězdy zcela rozpadnou, takže po nich nemůžeme pozorovat žádný optický zbytek. Nově byla určena minimální hmotnost neutronových hvězd, a to 0,087 ÷ 0,093 M_☉.

Hlavní objevy ve hvězdném vesmíru se ovšem loni soustředily na rentgenové zdroje ztotožněné s těsnými dvojhvězdami. Největší zájem budí chování objektu Her X-1, katalogové číslo 2U 1705+34, jenž byl identifikován se zákrytovou dvojhvězdou HZ Her. Optickou proměnnost hvězdy zjistil již r. 1941 C. Hoffmeister, ale až objev rentgenového záření a optických i rentgenových pulzací způsobil, že nyní jdse o jeden z nejsledovanějších útvarů na obloze. Primární složka je raná hvězda třídy B. Jeví značný ultrafialový exces zejména v maximu jasnosti, ale nevyskytují se tam emisní čáry. Světelná křivka má periodu 1,70017 dne, perioda optických i rentgenových pulzů činí 1,2378 s. Kromě toho jsou občas pozorována optická vzplanutí s trváním kratším než hodina a amplitudou 0,2 ÷ 0,3 mag. Podle snímků z archivů se perioda zákrytů nezměnila v období let 1890–1972, ale čas od času zatmění vymizela na dobu 8 dní až 7 let (!). Rentgenové záření je „vypnuto“ vždy zhruba na 25 dní z další, a to 35denní periody; 35denní perioda sama kolísá v rozsahu ±1  2 dny. Je-li rentgenové záření vypnuto, objeví se optické fluktuace s amplitudou (0,28 ±0,06) mag a periodou rovnou polovině oběžné periody. Ve dnech 6.–8. dubna 1973 zmizela a pak se zase objevila Dopplerova (orbitální) variace v délce periody optických pulzů. V oboru záření gama (kolem 100 keV) nebyly žádné pulzy detekovány.

Nalézt dobrý model pro takto podivný objekt není přirozeně snadné. P. A. Strittmatter aj. soudí, že primární složka B je osvětlována proudem rentgenového záření z degenerované sekundární složky – neutronové hvězdy. Neutronová hvězda rotuje a její osa vykonává ještě precesní pohyb (s periodou 35 dní). Na povrchu neutronové hvězdy se nalézá horká skvrna vysílající rentgenové záření. V důsledku precese záření vysílané v kuželovém svazku střídavě zasahuje a zase nezasahuje primární složku. Mezi oběma složkami probíhá přenos hmoty. Tím se kolem sekundární složky vytváří plochý disk, jenž působí na průběh světelných změn a sám také září. Podle J. I. Katze ovlivňuje přítomnost prachových částic disku mimo oběžnou rovinu spolu s precesí zmíněnou 35denní periodu. Kvůli ozařování rentgenovými paprsky jsou obě polokoule primární složky nestejně teplé. Hmotnost hlavní složky je 1,5 ÷ 2,4 M_☉, zatímco sekundární má 0,7 ÷ 1,5 M_☉. Vzdálenost soustavy se odhaduje na 5 kpc. Alternativně se uvažuje o tom, že by sekundární složka mohla být pulzujícím bílým trpaslíkem, a to zvláště po zjištění, že pulzní perioda (1,24 s) klesla během r. 1972 o 9 μs. Nebyla však zjištěna žádná cirkulární polarizace světla systému.

Nejlépe studovaným rentgenovým zdrojem však i nadále zůstává rentgenová dvojhvězda Cygnus X-1 (HDE 226868). Z rozboru spektra vyplývají podle C. T. Boltona tyto parametry: oběžná perioda 5,5995 dne, amplituda radiální rychlosti 68 km/s, výstřednost dráhy 0,09, poloosa a sin i = 7,5 R_☉, funkce hmotnosti f(m) = 0,182, spektrum primární složky O9,7 Iab, hmotnost 30 M_☉, poloměr 23 R_☉, hmotnost sekundární složky snad až 14 M_☉. Systém je vzdálen minimálně 2,2 kpc a patří snad k asociaci Cygnus OB 3. Jelikož se vodíkové emise během periody nemění, není zcela jisté, zda jde vskutku o zákryty. V červnu 1973 sekundární minima vymizela a zbyla jen minima primární. Soustava je pozoruhodná hlavně dosti vysokou pravděpodobností toho, že sekundární složka je vskutku kolapsar (černá díra).

Pokud jde o jiný dobře studovaný zdroj – Centaurus X-3 (2U 1119-60) – stále není jednoznačná jeho optická identifikace. W. Liller nalezl 43″ jihovýchodně od rentgenového zdroje proměnnou hvězdu 14,9 mag s periodou 2,08712 dne a amplitudou 0,2 mag. Optická minima však nastávají o 0,6 dne dříve než rentgenová. Během r. 1973 kolísala rentgenová perioda v rozmezí 2,087199 ÷ 2,087138 dne, což lze nejsnáze vysvětlit ztrátou hmoty 3.10^-4 M_☉ ročně. Primární složka má hmotnost přes 15 M_☉ a přetéká přes Rocheovu mez, přičemž hmotnost sekundární složky je kolem 0,5 M_☉, takže jde patrně o bílého trpaslíka.

Také zdroj Vela X-1 (2U 0900-40), ztotožněný s proměnnou HD 77581, je zákrytovou dvojhvězdou, s periodou (8,90 ±0,04) dne. Primární složka je třídy B0 Ib a má fantasticky vysokou hmotnost 45 M_☉. Systém je značně deformován slapy a plynnými proudy. Křivka radiálních rychlostí má amplitudu 56 km/s, ale perioda je neurčitá, mezi 7 až 9 dny. Ve spektru se nalézá opět emise v čáře H-α. Hmotnost sekundární složky se odhaduje na 2,5 ÷ 3 M_☉, takže i zde jde patrně o kolapsar.

Konečně pak zdroj 2U 1700-37, ztotožněný s hvězdou HD 153919, je spektroskopickou dvojhvězdou s periodou 3,41 dne a amplitudou (23 ±5) km/s; amplituda světelných změn je 0,07 mag. Podle J. C. Kempa se v čáře H-β projevuje výrazný Zeemanův jev, což odpovídá proměnnému magnetickému poli s periodou 3 dny a změnami v rozmezí -0,8 ÷ +1,1 T.

Dalšími identifikovanými zdroji jsou Cygnus X-2, ztotožněný s pekuliární modrou hvězdou, jež září i na rádiových vlnách, a Centaurus X-4, jenž je zákrytovou dvojhvězdou s velice dlouhou periodou 564,8 dne.

Holandský astronom E. P. J. van den Heuvel patří dnes k vedoucím teoretikům, kteří se snaží na základě dosavadních pozorování vysvětlit povahu dvojhvězdných zdrojů rentgenového záření. Ukazuje především, že u pěti dobře zkoumaných rentgenových dvojhvězd mají primární složky hmotnost přes 15 M_☉. Proto primární složka jako první opustí hlavní posloupnost, předá až 70 % původní hmoty sekundární složce a sama se stane heliovou hvězdou. Sekundární složka, obohacená takto vodíkem, se stane žhavou hvězdou OB. Hvězda, v jejímž jádře hoří helium a jež je nyní méně hmotná než její obohacená sousedka, se projevuje jako Wolfova-Rayetova hvězda, ale vyvíjí se stále ještě rychleji než složka OB. Pokud jí zbyly aspoň 4 M_☉, dojde za 1,7 milionu let po výměně hmoty k explozi hvězdy WR v podobě supernovy typu II. Pozůstatkem exploze je neutronová hvězda nebo kolapsar. Sekundární složka (OB) není explozí narušena, neboť je dostatečně hmotná. Za 4 ÷ 6 milionů let po explozi supernovy opouští i složka OB hlavní posloupnost, vyplní Rocheovu mez a začne vracet hmotu zhroucené primární složce, což je zdroj rentgenového záření. Autor poznamenává, že pro tuto hypotézu mluví i okolnost, že periody dvojhvězd WR i rentgenových dvojhvězd jsou prakticky stejné.

Mechanismus vzniku rentgenového záření vysvětluje J. Arons. Primární složka ztrácí rozhodně více než 10^-8 M_☉ ročně. Tento materiál proudí na zhroucenou složku, čímž zde vzniká nestabilita a emise rentgenového záření. Tvrdé rentgenové záření dopadá na primární složku, jejíž přivrácenou polokouli zahřívá a ionizuje. Na uvolnění 1 kg hmoty primární složky postačí energie 10¹¹ J, takže jakmile jednou tento mechanismus počne fungovat, udržuje se zcela samočinně a s velkými energetickými rezervami.

E. P. J. van den Heuvel a J. P. Ostriker však poněkud ochlazují všeobecné nadšení pro existenci kolapsarů v rentgenových dvojhvězdách. Ukazují na nepřesnosti v odhadu hmotností primárních složek (až o faktor 3), což pak přirozeně ovlivní i hodnoty hmotnosti sekundární složky. Podobně Bahcall aj. rovnou dokazují, že zmíněný zdroj Cygnus X-1 je tvořen normálními hvězdami, jejichž magnetická pole jsou propojena a vázána oběžným pohybem složek. Ve slabých bodech magnetického pole pak dochází k disipaci energie jako u slunečních erupcí. Rentgenové záření by potom vznikalo v určitých místech magnetosféry dvojhvězdy a nesouviselo by nikterak se zhroucenými objekty. Kolapsary bychom pak museli hledat někde úplně jinde.

Ani tím však není problém rentgenových zdrojů vyčerpán. Po velkém rádiovém vzplanutí rentgenového zdroje Cygnus X-3 v září 1972 se objevila celá řada interpretačních studií. Objekt je vzdálen (10 ±1,5) kpc a má úhlový rozměr přes 0,01″. Během výbuchu dosahovaly expanzní pohyby rychlosti 60 000 km/s, což nejspíše připomíná poměry v kvasarech. Výbuchem bylo údajně ovlivněno šíření dlouhých vln v zemské atmosféře. V infračerveném oboru bylo zjištěno záření zdroje na vlně 1,6 a 2,2 μm. Z toho vyplývá, že zdroj je absolutně jasnější než -3,6 mag! Sama exploze v září 1972 byla rozčleněna do čtyř fází. První výbuch nastal 4. září a další 21., 24. a 26. září. Zdroj synchrotronového záření adiabaticky expandoval a pak došlo k interakci dvou rázových vln. O povaze zdroje existují různé domněnky, jež musí především vysvětlit změny rentgenového toku s periodou 4,8 h. Může jít o precesní periodu rychle rotující neutronové hvězdy, anebo opět o dvojhvězdu, kde primární složka má spektrum B a hmotnost 15 ÷ 20 Sluncí při poloměru 5 ÷ 6 R_☉. Pak je sekundární složka kolapsarem o hmotnosti přes 50 M_☉! Jelikož však nejsou pozorovány dopplerovské změny periody, není ani toto vysvětlení nikterak uspokojivé, takže prý by mohlo jít též o pulzující proměnnou hvězdu typu β Cephei.

Konečně je třeba zmínit se o pozorování známé Smyčkové mlhoviny v Labuti (Cygnus Loop), odkud k nám rovněž přichází rentgenové záření. Jelikož objekt je vzdálen 770 pc, známe i rentgenovou zářivost, jež činí 8.10²⁷ W při teplotě horké skvrny 2 MK. Soudí se, že zdrojem je pozůstatek po výbuchu supernovy.

Počet extragalaktických rentgenových zdrojů je dosud velmi omezený, ale i zde jsou již známa četná překvapení. Zdroj SMC X-1 v Malém Magellanovu mračnu je dvojitý a má periodu 3,8927 dne. Může snad jít rovněž o kolapsar. Tok rentgenového záření z jader galaxií vykazuje ohromný rozptyl. Bohaté kupy galaxií jsou slabými zdroji rentgenového záření, ale tzv. Abellovy kupy (opticky velmi slabé) jsou mohutnými zdroji rentgenového záření. Také podvojné rádiové zdroje vysílají mohutné rentgenové záření. Rentgenový výkon naší Galaxie činí 10³⁰ W, ale třeba kvasar 3C 273 vysílá 3.10³⁸ W! Mnoho neidentifikovaných rentgenových zdrojů ve vysokých galaktických šířkách může být úplně novým typem objektů.

J. G. Ables aj. z Parkesu soudí, že rentgenový zdroj 2U 1641-45 je totožný s rádiovým pulzarem PSR 1641-45, jenž je mimořádně svítivý a má periodu 0,454963 s. Byl by to druhý takto ztotožněný pulzar po Krabí mlhovině. Podle V. Trimbleové je revidovaná hodnota vzdálenosti Krabí mlhoviny (1 930 ±110) pc (6 300 sv. let) a svítivost pak činí 10⁵ L_☉.

Nové pulzary byly zjištěny radioteleskopem v Effelsbergu na vlně 111 a 28 mm, dále v Parkesu a v Jodrell Bank. Celkový počet známých pulzarů tím překročil stovku. L. Mertz si povšiml, že rozložení period pulzarů je přerušeno právě kolem 1,0 s, což prý není výběrový efekt, ale odraz nějaké fyzikální skutečnosti. Tak např. kdyby oproti všeobecnému mínění nebyly pulzary rotujícími neutronovými hvězdami, ale oscilujícími plazmovými útvary, lze mezeru v periodách vyložit jako rozhraní mezi hvězdami s hořením uhlíku v jádře (periody impulzů 0,1 ÷ 0,9 s) a hvězdami, kde dosud v jádře hoří vodík (periody 1,1 ÷ 3,7 s).

Také L. Parker rozvíjí myšlenku o existenci oblaku plazmy kolem hvězdy obklopené silným elektrickým polem. Při poloměru oblaku řádově 450 000 km může docházet ke koherentním oscilacím plazmatu tvořeného páry pozitron-elektron, a to by byly vlastně pulzary. Parker poznamenává, že jeho model vysvětluje jak prodlužování period pulzarů, tak i energetickou bilanci (zářivý výkon je řádu 10³² W).

Oproti předešlým letům poklesl zřetelně počet nově objevených sloučenin v mezihvězdném prostoru. V infračerveném oboru u 4,05 μm byl nalezen pás oxidu křemíku SiO. C. A. Gottlieb a J. A. Ball nalezli oxid sirnatý SO pomocí 11m radioteleskopu na Kitt Peak, a to na frekvenci 99,3 GHz. V Parkesu zjistili hydroxyl OH v galaxii NGC 4945. Dříve neidentifikovaná rádiová čára na frekvenci 89,190 GHz, označovaná jako X-ogen, přísluší údajně iontu HCO⁺.

Podrobný přehled o stavu výzkumu mezihvězdných molekul podal při své krátké zastávce v Praze nositel Nobelovy ceny prof. C. Townes. Molekuly byly nejprve objevovány opticky, a to hlavně počátkem čtyřicátých let (dvouatomové molekuly CH, CH⁺ a CN). Zlom nastal roku 1963, kdy byl rádiově zjištěn kation OH. Od r. 1968 pak k tomu počaly přibývat víceatomové molekuly, takže celkový počet identifikovaných molekul vzrostl na 25. Některé sloučeniny v mezihvězdném mračnu mají hmotnost až rovnou hmotnosti Slunce, přičemž většina molekul se musí neustále obnovovat, neboť se samovolně rozpadají účinkem srážek a ultrafialového záření. Průměrné životní doby se totiž pohybují od 0,01 do 100 let. Mechanismus záření je převážně stimulovaná emise (maserový mechanismus), a to i u molekul, kde se nám to v pozemských poměrech nedaří – jako právě u oxidu křemíku. Mračna tvořená molekulami jsou často chladnější než proslulé záření 3 K, takže jde patrně o kosmické chladničky – aby v nich bylo tak zima, topíme v nich zářením 3 K.

Na závěr této části přehledu je třeba poopravit údaje o Gumově mlhovině, jež byly uvedeny v loňském shrnutí. Podle revize, vykonané K. P. Beuermannem, má ionizovaná oblast mlhoviny úhlový poloměr jen 18° a je ohraničena obálkou neutrálního plynu o elektronové teplotě pod 8 500 K. Z toho vyplývá, že ionizovaný oblak lze plně vysvětlit jako normální Strömgrenovu sféru, vytvořenou společně hvězdami ζ Pup a γ² Vel. Nelze tudíž udržet předloňskou domněnku, že šlo o fosilní útvar po výbuchu supernovy. Člověku to přece jen přijde trošku líto, že se musíme spokojit s tak prozaickým výkladem.

3. Metagalaxie, přístroje a hvězdáři

V závěrečné části našeho přehledu se budeme zabývat jednak nejvzdálenějšími oblastmi vesmíru, jednak novými obory astronomie, jež se dosud považují za mírně exotické. S ohledem na tradici pak přehled uzavřeme poznámkami o nových přístrojích i metodách měření, jakož i o hvězdářích, kteří to všechno vybádali. Čtenář jistě pochopí, že kvůli udržení rozsahu článku v jakžtakž přijatelných dimezích budou přechody mezi jednotlivými tématy poměrně nespojité – chci se tak vyhnout tomu, aby se ze shrnutí nestal plynulý seriál, probíhající celým ročníkem časopisu.

Zdržíme se nejprve na okamžik u naší vlastní Galaxie, jejíž revidované stáří činí 11 ÷ 12 miliard let s chybou -2 a +7 miliard let. V centru naší soustavy byly zjištěny rádiové pulzy s frekvencí 858 MHz. Studium jádra Galaxie v infračerveném oboru probíhalo v Lunární a planetární laboratoři (asi tam mají dost velkorysého šéfa, když v laboratoři tohoto jména lze studovat objekt vzdálený 10 kpc) v Arizoně. Na vlnách 3,5; 5,0; 10,5 a 21 μm bylo s rozlišením 5,5″ (tj. 0,3 pc) nalezeno nejméně pět diskrétních složek a tři složky záření pozadí. Povaha záření je tepelná.

Další potvrzení správnosti Linovy teorie hustotních vln, jíž se dnes vysvětluje existence spirální struktury Galaxie, podal R. Wielen. Zkoumal na počítači minulé dráhy 19 cefeid v období posledních 100 milionů let, což je pravděpodobně stáří uvedených cefeid. Ukazuje se, že v době svého zrodu se cefeidy nalézaly ve spirálních ramenech v souhvězdích Střelce a Persea a případně též v našem lokálním rameni.

Při studiu cizích galaxií slavila opět triumfy právě radioastronomie. V Jodrell Bank byla poprvé registrována sama radiogalaxie Cygnus A. Předtím byly totiž vždy pozorovány pouze dva rádiové zdroje daleko mimo optický obraz galaxie, jež jsou vlastně oblaky vyvržených relativistických elektronů. Sama radiogalaxie září tisíckrát méně než obě oblaka. Rádiově byl rovněž detekován výbuch ve známé aktivní galaxii NGC 1275. Ke vzplanutí došlo 4. dubna 1973, přičemž rádiový tok vzrostl bezmála o polovinu. Ještě mohutnější výbuch byl pozorován v proslulé Seyfertově radiogalaxii 3C 120 pomocí interferometru na základně Goldstone-Haystack. Někdy mezi 6. červnem a 29. srpnem 1973 vzrostl rádiový tok na vlně 38 mm třikrát. Kdybychom chtěli explozi vyložit jako rozpínání sféricky symetrického zdroje, pak by rychlost rozpínání činila dvojnásobek až šestinásobek rychlosti světla! Jelikož však radiogalaxie vykazuje v posledních dvou letech zřetelné zvětšování průměru, soudí se spíše, že tam došlo k řadě výbuchů vzájemně vzdálených několik světelných let anebo že zdroj poruch se pohybuje bezmála světelnou rychlostí. Tento model, jenž není v rozporu s postulátem o nepřekročitelnosti rychlosti světla, navrhl M. J. Rees.

S. van den Bergh se zabýval obřími eliptickými galaxiemi. Na rozdíl od dosavadních představ o tom, že v těchto soustavách se již hvězdy netvoří, nalezl v NGC 1275 (Perseus A) s NGC 5128 (Centaurus A) mladé hvězdy třídy A. J. Kristian se domnívá, že jádry obřích galaxií jsou vlastně kvasary. Podle arizonských měření je infračervené záření galaxií i kvasarů netepelné povahy.

Společným problémem při studiu galaxií i kvasarů se stávají červené posuvy. Hlasy, jež naznačují, že červený posuv těchto objektů nemusí být zcela kosmologického původu, stále sílí. Astronomové v Meudonu studovali dva členy známého Stephanova kvintetu, a to NGC 7319 a 7320. Vzdálenosti obou galaxií, určené nezávisle na červeném posuvu, jsou po řadě 22 (+15, - 9) Mpc a 12 (+9, -5) Mpc, což dává průměrnou vzdálenost 17 Mpc. Červený posuv první galaxie však činí 6 590 km/s, zatímco u druhé jen 755 km/s. Galaxie NGC 7319 má tudíž nadbytečně velký červený posuv, ale přitom nejeví žádné strukturální či spektrální anomálie.

Rozložení červených posuvů pro spirální galaxie typu Sc v intervalu 14 ÷ 15 mag není rovněž izotropní. Červený posuv se pohybuje v rozmezí 4 000 ÷ 7 500 km/s, avšak na jedné třetině oblohy má 28 galaxií průměrnou radiální rychlost (4 966 ±122) km/s, zatímco 22 galaxií v další třetině oblohy má rychlost (6 431 ±160) km/s. Každé z myslitelných vysvětlení této anomálie vede k dalekosáhlým důsledkům. Tak například může existovat výrazná intergalaktická selektivní absorpce o hodnotě 0,5 ÷ 1 mag anebo se naše Galaxie pohybuje vůči obecnému poli galaxií rychlostí řádově 10³ km/s, což je však v příkrém rozporu s velmi dobrou izotropií záření černého tělesa. Možné je ovšem, že galaxie samy se shlukují v prostoru s charakteristickým rozměrem 100 Mpc anebo že je hodnota Hubbleovy konstanty ovlivněna gravitačními poruchami. Konečně může jít o následky nehomogenit z doby velkého třesku či dokonce je expanze vesmíru nelineární. Nic není vyloučeno, ale ani dokázáno, neboť navzdory veškeré snaze je pozorovací materiál dosud velmi kusý. Vždyť Hubbleův vztah, který se opírá o měření červených posuvů kup galaxií, je určen pomocí pouhých 138 bodů!

Loni byl dvakrát překonán rekord v hodnotě největšího červeného posuvu. Zasloužily se o to přirozeně kvasary. Na Stewardově observatoři v Arizoně nalezli pro kvasar OH 471 posuv z = 3,40. Kromě emisního posuvu byly zjištěny celé systémy absorpčních čar s červenými posuvy kolem 3,34. Objekt je 18 mag. O něco později oznámili na Lickově hvězdárně, že červený posuv kvasaru OO 172 činí z = 3,53. Při tak velkém posuvu už neplatí jedno ze základních kritérií pro optickou identifikaci, neboť objekty nemají modrou, nýbrž bílou barvu. Pokud lze celý červený posuv interpretovat dopplerovsky, bylo tak již dosaženo více než 90 % rychlosti světla a kosmologická vzdálenost přesahuje 12 miliard světelných let.

Dalším skvělým úspěchem je zjištění absorpční čáry neutrálního vodíku v rádiovém spektru kvasaru 3C 286. Kvasar má opticky změřený emisní červený posuv z = 0,85, zatímco rádiová čára na vlně 211 mm jeví posuv z = 0,69. Vysvětlení je přirozeně dvojí: buď může jít o expandující vodík kolem vlastního kvasaru, anebo o náhodnou projekci bližší galaxie do téhož směru. Zatím se zdá, že druhé vysvětlení je správnější. Pak by ovšem byla skvěle potvrzována kosmologická hypotéza o povaze kvasarů. Tomu nasvědčuje i pozorování A. Stocktona, jenž poblíž kvasaru 4C 37.43 s červeným posuvem z = 0,3736 nalezl galaxii 20 mag s prakticky totožným červeným posuvem z = 0,3736. Je to již šestý pár kvasar-galaxie s totožnými červenými posuvy.

Naproti tomu Wampler, Hazard a Stockton nalezli pár kvasarů 4C 11.50, jež dosahují opticky 17 mag a 19 mag a jsou navzájem vzdáleny pouhých 5″. První z kvasarů má 11 emisních čar a druhý 3 čáry a jejich červené posuvy, změřené na Lickově hvězdárně, činí z₁₇ = 0,4359 a z₁₉ = 1,901. Při udané úhlové vzdálenosti je pouze 1 % naděje, že by šlo o náhodnou projekci dvou různě vzdálených kvasarů. Navíc pro uvedené červené posuvy platí skoro přesně vztah 2(1 + z₁₇) = 1 + z₁₉, což celou záhadu dále zvětšuje.

G. R. Burbidge v obsáhlém přehledu hodnotí rozmanité aspekty problému červeného posuvu a ukazuje, že krize v tomto oboru trvá již celé desetiletí. Kterékoliv z předložených vysvětlení se ocitá v rozporu s některými údaji pozorování. Není divu, že se proto objevila radikálně odlišná koncepce, jejímiž autory jsou M. B. Bell a D. N. Fort. Ti tvrdí, že kvasary jsou dále, než odpovídá lokální hypotéze, ale blíže, než odpovídá kosmologické vzdálenosti. Postupovali tak, že zavedli nezvyklý předpoklad, že v prvním přiblížení je svítivost kvasarů stejná. Ze zdánlivé velikosti a Hubbleova vztahu pro galaxie tak určili vzdálenost kvasarů, jíž odpovídá červený posuv z_c. Pak se červený posuv kvasaru z_q dá rozložit na dvě složky podle vztahu (1 + z_q) = (1 + z_c).(1 + z_x), kde z_x je červený posuv neznámého původu. Autoři ukázali, že z_c se pak pohybuje v rozmezí 0 ÷ 0,3, takže kvasary jsou vesměs blíže než nejvzdálenější radiogalaxie. Posuv z_x je jakoby kvantován, což by nám mělo pomoci při odhalování neznámého fyzikálního jevu, jenž tento posuv způsobuje. Neznámý červený posuv z_x nabývá přitom hodnot 0 ÷ 2,8, což předem vylučuje možnost, že by mohlo jít o gravitační (Einsteinův) červený posuv. Pro absolutní velikost kvasarů pak platí vztah M_v = -20,4 +1,6 z_x. To jsou svítivosti téhož řádu jako u supernov. Vývojové schéma pak lze vyložit tak, že z objektu neznámé povahy se vytvoří slabě svítící kvasar s velkou hodnotou anomálního červeného posuvu z_x. Poloměr kvasaru se zvětšuje, souběžně s tím klesá z_x, a tak nakonec dostaneme radiogalaxii bez anomálního červeného posuvu. Myslím, že tato pozoruhodná hypotéza musí zvláště potěšit akademika Ambarcumjana, který již dávno prohlašoval, že celé galaxie vznikají expanzí z neznámých velmi kompaktních objektů.

Mnohem konzervativnější vysvětlení problému spočívá v postulátu dvou tříd kvasarů (Rowan-Robinson). V. Petrosian dokazuje, že kvasary lze zařadit buď mezi nevyvíjející se objekty s nízkou svítivostí a malým červeným posuvem, anebo mezi objekty, jež se vyvíjejí, mají obrovskou svítivost a značné červené posuvy. M. Rozycka soudí, že existence párů kvasarů dokazuje, že kvasary jsou buď lokální objekty, anebo jeví zvláštní prostorové rozložení, anebo zde působí efekt gravitační čočky, kdy záření vzdáleného kvasaru je zesíleno blíže ležící galaxií. Jinou možností, jak rozlišit lokální a kosmologické kvasary, by mělo být měření úhlových průměrů. Kvasary nad 3″ průměru jsou pak kosmologické a ostatní jsou lokální. Plagemann zase dokazuje, že kompaktní rádiové zdroje s plochým průběhem rádiového spektra jsou na obloze rozloženy nerovnoměrně a souvisí patrně s místní supergalaxií, takže jejich vzdálenost je menší než 30 Mpc. Kolik autorů, tolik názorů, a tak celý problém kvasarů je předmětem vášnivých diskusí ještě více než před deseti lety. Nezbude než vyčkat na shromáždění ještě kvalitnějších pozorovacích údajů o co největším počtu objektů. Patrně bude potřebí podstatně rozhojnit i údaje o vzdálených kupách galaxií.

Četná pozorování se týkají neobyčejně podivuhodné skupiny kvasarů, pro něž se nedávno ujal název lacertidy podle prototypu BL Lacertae. Do této skupiny patří též AP Lib, W Com, OJ 287, B2 1215+30 a PKS 0537-44. Objekty jsou charakterizovány rychlými změnami toku v rádiové, infračervené i optické oblasti spektra, neobyčejně vysokou infračervenou zářivostí, výraznými změnami polarizace v optickém i rádiovém oboru a hlavně naprostou nepřítomností spektrálních čar. Jelikož se lacertidy nacházejí i ve vysokých galaktických šířkách, jsou to nepochybně extragalaktické objekty, ale o jejich vzdálenosti, a tím i o dalších fyzikálních parametrech nevíme vlastně zhola nic.

Škála vzdáleností ve vzdáleném vesmíru je závislá na hodnotě Hubbleovy konstanty a deceleračního parametru q₀. Sandage navrhuje model, v němž H₀ = 50 km/s/Mpc a q₀ = +1. Pak je stáří vesmíru od okamžiku velkého třesku 11 miliard let. Naproti tomu z měření jasnosti supernov v cizích galaxiích určili D. Brauch a B. Patchett hodnotu H₀ = (40; +25, -15) km/s/Mpc, při absolutní hvězdné velikosti -20,8 mag. Z měření zastoupení deuteria v mezihvězdném prostoru lze v principu určit průměrnou hustotu vodíku ve vesmíru. Měření pomocí družice OAO-2 zpracovali J. B. Rogerson a D. G. York pro směr ke hvězdě β Cen a J. H. Black a A. Dalgarno ve směru k ζ Oph. Za předpokladu, že 1 atom deuteria připadá na 10⁵ atomů vodíku, vychází z obou měření průměrná hustota vodíku na 1 atom na 10 m³. To by znamenalo, že hustota vesmíru je mnohem menší než kritická, a vesmír se tudíž trvale rozpíná. Jelikož tento výsledek je v rozporu se Sandageovou hodnotou deceleračního parametru, zbývá ovšem ještě mnoho práce k dosažení jednoznačného závěru o charakteru našeho vesmíru.

Loni bylo uveřejněno několik zajímavých úvah o samotném počátku těsně po velkém třesku. Ve vývoji vesmíru hraje kritickou roli prvních 100 μs, kdy vznikají těžké elementární částice – hadrony. V té době je hustota látky vyšší než hustota atomových jader, tj. vzdálenosti částic byly menší než 1 fm. Hadrony na sebe působily prostřednictvím silné interakce a teplota tehdy dosahovala 100 MeV. G. Steigman usuzuje, že existuje nepřekročitelná hranice teploty, a to 140 MeV (2 biliony kelvinů). V hadronové éře ovšem bylo mnohem více zářivé energie než látky, jež začala „kondenzovat“ z energie. Brzy poté nastala leptonová éra, jež trvala plných 10 s, kdy vznikaly lehké elementární částice. V následující zářivé éře s trváním milion roků látky stále přibývalo, takže my sami žijeme v éře látky, jež trvá již více než 12 (a možná též již 25) miliard let. Všechny tyto zdánlivě absurdní úvahy jsou založeny na soudobých poznatcích z fyziky elementárních částic a na dvou pozorovacích faktech: červeném posuvu galaxií podle Hubbleova vztahu a na izotropním kosmickém rádiovém záření černého tělesa.

Toto záření bylo spojitě zjištěno jak v rádiovém, tak i v infračerveném oboru spektra a má tepelný průběh i v oblasti 0,4 ÷ 1,3 mm, o čemž se ještě předloni vedly spory. Dříve zjištěné nesrovnalosti byly patrně způsobeny sluneční činností. Vývoj teploty záření je velmi poučný. Na konci první sekundy po velkém třesku byla teplota kosmického záření černého tělesa 10⁹ K, za 10⁴ let po explozi klesla na 10⁴ K a za 10⁷ let po výbuchu na 300 K. Dnešní hodnota 2,7 K je potvrzena i na vlně 1,32 mm, poblíž maxima Planckovy křivky. Studium kvasarů s červeným posuvem kolem z = 2,5 ukazuje, že i v této vzdálenosti (a minulosti) nepřesahuje teplota reliktního záření 200 K, a spíše ani 45 K, což dobře odpovídá našemu schématu.

Interakce reliktního záření s kosmickým zářením (nukleonovou složkou) vede k tvorbě fotonů, pozitronů a neutrin. Při srážkách fotonů se zářením 3 K je úbytek energie fotonů gama nepatrný, takže studiem záření gama bychom měli být schopni registrovat kosmické záření až ze vzdálenosti 120 Mpc. Podle R. Ramatyho aj. vznikají jádra železa v kosmickém záření urychlováním na povrchu neutronových hvězd, zatímco ostatní nukleony se tvoří v mezihvězdném prostoru.

V kosmickém záření se postupně zvyšující citlivostí metod hledá zastoupení antičástic a antijader. Všechny dosavadní experimenty však dávají pouze prahové hodnoty. Antiprotonů je méně než 1/1 000 z počtu protonů, heliových antijader méně než 1/100 z počtu heliových jader a podobně je tomu i u těžkých antijader s atomovým číslem přes 6.

Zcela nepochybně nejvýznamnějším objevem loňského roku je naprosto neočekávaná detekce vzplanutí gama z kosmického prostoru, oznámená pracovníky atomových laboratoří v Los Alamos. K objevu došlo díky aparaturám pro detekci případných nukleárních výbuchů za hranicemi zemské atmosféry, umístěným na vojenských družicích typu Vela. Družice jsou naváděny na oběžné dráhy o poloměru 120 000 km a vždy nejméně tři z nich trvale zjišťují záření gama. Jak známo, nukleární výbuch za hranicemi atmosféry se projeví právě výronem velkého množství záření gama.

Výsledky měření, prováděných již od r. 1969, byly loni v červnu odtajněny, a tak se překvapená astronomická veřejnost dozvěděla, že během tří let (1969–1972) zaznamenaly aparatury na družicích celkem 16 vzplanutí gama pomocí scintilačních počítačů typu Csl o objemu 10 cm³. Vzplanutí trvají 0,1 ÷ 30 s, skládají se vždy z krátkých pulzů, jež mají navíc jemnou strukturu a jež jsou zachycovány v energetickém pásmu 0,1 ÷ 1,5 MeV. Hustota toku gama činí 10^-8 ÷ 2.10^-7 J/m². Pulzy jsou doprovázeny též výronem rentgenového záření. Časové rozlišení 0,05 s umožňuje navíc stanovit i přibližný směr, odkud pulzy přicházejí, neboť díky velkým rozměrům drah družic jsou impulzy zachycovány se zpožděním až 0,8 s. Díky tomu mohli autoři objevu R. W. Klebesadel, I. B. Strong a R. A. Olson bezpečně prokázat, že impulzy přicházejí z hloubky kosmického prostoru, mimo hranice sluneční soustavy. Ve své nejnovější práci popisují již 23 úkazů a odtud odvozují typický průběh jevu. Každé vzplanutí začíná krátkým impulzem o trvání 0,1 ÷ 4 s. Poté následuje několik menších pulzů a nejpozději za minutu celý úkaz skončí. Průměrná frekvence vzplanutí je nízká – zhruba 5 případů ročně. Objev byl potvrzen i pozorováními pomocí dalších družic, jež sloužily jiným účelům, jako Uhuru, IMP-6, OGO-5, OSO-7 a také aparaturou na Apollu 16.

Samotný objev byl zveřejněn 1. června 1973 a o jeho významu svědčí nejlépe okolnost, že během necelého půl roku bylo již zveřejněno na půl tuctu teorií, jež mají vysvětlit tento fantastický jev. Především poznamenejme, že S. A. Colgate již před pěti lety tvrdil, že vzplanutí gama by měla doprovázet výbuch supernov. Proto nyní rozvíjí svou původní hypotézu a soudí, že je to průvodní jev rázové vlny při explozi supernovy typu II. Proti tomu se však přece jen zdá, že příslušné zdroje gama leží v naší Galaxii, a zde v posledních letech rozhodně nemohlo vzplanout přes 20 supernov, aniž bychom si něčeho všimli. Lamb aj. soudí, že v dvojhvězdné soustavě, kde jedna složka je kompaktní neutronovou hvězdou, jeví normální složka obří erupce, doprovázené výronem hmoty i záření gama. Také Brecher a Morrison se domnívají, že původcem vzplanutí jsou mocné a úzce směrované hvězdné erupce. Stecker a Frost se rovněž přiklánějí k mínění, že jde o obří hvězdné erupce (10⁶ ÷ 10¹⁰krát mocnější než na Slunci) na povrchu bílých trpaslíků. Samotná myšlenka obřích hvězdných erupcí je dosti přitažlivá, i když poměrně konvenční.

Pro úplnost se zmiňme ještě o domněnkách takříkajíc ztřeštěných. K nim především patří myšlenka Harwita a Salpetera, kteří považují vzplanutí gama za výsledek dopadu komety na povrch neutronové hvězdy. Autoři se domnívají, že neutronové hvězdy mají vlastní „Oortova mračna“ komet, z nichž se čas od času některá dostane na silně výstřednou dráhu a je přitažena neutronovou hvězdou. J. Grindlay zase spojuje nový úkaz s pulzary, čili též s neutronovými hvězdami. Tvrdí, že z pulzarů je vysílán déšť železných hrudek, které přilétají relativistickými rychlostmi do sluneční soustavy. Hrudky o průměru řádově 1 mm se taví ve vzdálenosti řádově 100 AU. Když dospějí k dráze Pluta, rozpadají se na jednotlivé atomy, které září, a jejich záření je dopplerovsky posunuto do oblasti paprsků gama. Díky relativistickým efektům je záření vysíláno v poměrně úzkém kuželu ve směru pohybu hrudek, takže jen vzácně zasahuje přímo naši Zemi. Konečně nejexotičtější výklad předpokládá, že jde o mohutné nukleární výbuchy způsobené vzdálenými civilizacemi, a že tedy každé vzplanutí je dokladem, že jedna z pokročilých technických civilizací právě spáchala sebevraždu.

Není pochyby o tom, že ke správnému vysvětlení povahy vzplanutí gama máme ještě daleko. Člověk se spíše táže, co bychom dnes už o tomto jevu věděli, kdyby byl ihned zveřejněn, i když na druhé straně je třeba připustit, že „civilní“ vědecká družice by takto vzácné úkazy třeba dodnes neodlišila od náhodných poruch apod. V každém případě je vzrušující být zase jednou při tom, když astronomie studuje naprosto nečekaný úkaz, o němž vlastně zatím nikdo skoro nic neví, a ještě více nás může fascinovat celkem samozřejmý předpoklad, že každé další zvýšení časové rozlišovací schopnosti našich přístrojů, jakož i rozšíření jejich energetického spektra, může přinést obdobná překvapení.

Zdá se, že k nevysvětleným úkazům bude třeba přiřadit i tzv. Weberovy koincidence, jež sám prof. Weber považuje stále za důkaz detekce gravitačních vln. Žádné další obdobné aparatury na jiných místech zeměkoule totiž žádné koincidence nezjišťují. Nebyla nalezena žádná korelace koincidencí s infračerveným zářením na 2 ÷ 4 μm. Také dva rádiové přijímače, jež zkonstruovali R. Partridge a G. Wrixon pro frekvenci 1 500 MHz, vzdálené od sebe řádově 10⁴ km, nezaznamenaly nic, ačkoliv jsou 10²⁷krát citlivější na vydávanou mikrovlnnou energii než Weberovy gravitační detektory; jejich citlivost se odhaduje na 30 W/m² /s/Hz.

Také 42m radioteleskop v Green Bank nezaznamenal žádné pulzy na frekvenci 430 MHz. Naproti tomu byly nalezeny korelace Weberových koincidencí s geomagnetickým indexem aktivity (polární záře), s výskytem slunečních skvrn i se zemětřeseními. J. Shaham tvrdí, že i známá korelace se siderickým dnem nemusí být důkazem pro mimozemský původ koincidencí, a tak nelze vyloučit, že koincidence jsou způsobeny pulzacemi magnetického pole Země.

Naproti tomu D. H. Douglas a J. A. Tyson označili čtyři možné polohy zdrojů koincidencí v Galaxii, a to v souřadnicích α = 5,7^h nebo 17,7^h (s chybou 0,2^h) a δ = ±29° s chybou ±5°. Dále pak D. Sadeh aj. nalezli korelaci mezi mikroseizmy a periodou pulzaru CP 1133 na záznamech z Ejlatu v Izraeli. Perioda modulace vibrací činila přesně 0,5 hvězdného dne. Tato pozorování potvrdil L. P. Vinnik na seizmickém materiálu z východního Kazachstánu v období 1961–1972. V mikroseizmech se opakuje perioda 0,59 ÷ 0,63 s, což je polovina periody pulzaru (1,19 s). Vibrace Země však dosahují amplitudy pouze 0,1 nm a v odborné veřejnosti zatím převládá naprostá skepse vůči názoru, že by skutečně mohlo jít o rozechvívání Země gravitačními vlnami přicházejícími z pulzaru.

Obecně se soudí, že gravitační vlny se mohou vyzářit při nesymetrickém gravitačním kolapsu černé díry. Taková černá veledíra o hmotnosti 10⁴ ÷ 10⁸ M_☉ by mohla být nejspíš v jádře Galaxie. Pro hvězdy o původní hmotnosti 750 000 M_☉ počítal průběh kolapsu J. Schmidt. Ukázal, že ve hvězdě se postupně spaluje vodík, uhlík, dusík a kyslík, ale tím se kolaps zabrzdí a přejde v explozi. Pokud hvězda rotuje, nedojde ke vzniku černé díry ani při menších hvězdných hmotnostech. Tak se tedy ukazuje, že velká počáteční hmotnost není postačující podmínkou pro vznik černé díry. Proto samotné určení hmotnosti neviditelné složky v soustavě rentgenové dvojhvězdy není dostatečnou zárukou, že jde o černou díru. Měli bychom se pokusit hledat i jiné efekty – tak např. by existence černé díry měla charakteristickým způsobem pozměnit světelnou křivku soustavy a případně bychom měli pozorovat vícenásobný obraz viditelné složky.

A teď zase trochu ztřeštěností. R. Penrose si vymyslel pozoruhodný žert, jak dolovat energii z černých děr. Představme si závaží na nehmotné niti. Spustíme-li závaží do vzdálenosti 1,14 Schwarzschildova poloměru k černé díře, lze tímto způsobem „vytáhnout“ až 63 % energie hmoty závaží. Praktické výpočty však narážejí na nerealizovatelnost nehmotné niti – díky slapům se jakkoliv pevné lano přetrhne již ve vzdálenosti 5.10¹¹ Schwarzschildových poloměrů. O něco realističtější mi připadá návrh W. H. Presse a S. A. Teukolského, kteří si vymysleli kulové zrcadlo obklopující černou díru ve vzdálenosti asi 10³ km. Pokud černá díra rotuje, lze do její ergosféry vstřelit hmotnou částici, jež posléze ergosféru opustí větší rychlostí, než jakou do ní vstoupila, a to na úkor energie černé díry. Zrcadlo je tudíž zevnitř bombardováno částicemi se stále větší energií, až nakonec exploduje – tento úkaz nazvali autoři černoděrovou bombou. Kdybychom měli v zrcadle ventil, jenž by včas vydolovanou energii uvolnil, dostali bychom černoděrový reaktor. Při tomto procesu lze získat až 50 % celkové energie utajené v hmotě černé díry.

Ještě extrémnější je hypotéza A. A. Jacksona a M. P. Ryana, kteří usoudili, že jsme již měli na Zemi čest setkat se s černou dírou v podobě Tunguzského meteoritu. Prý to byla černá díra o hmotnosti 10¹⁵ tun, jež vletěla do Země rychlostí 40 000 km/hod. Proto by prý bylo účelné hledat důkazy o jejím opětném vynoření někde v Atlantiku mezi Azorami a New Foundlandem. Myslím, že čtenáři je dostatečně jasné, že podobné názory jsou vskutku spíše intelektuálními cvičeními a pro rozvoj astrofyziky mají zcela okrajový význam.

Trochu jinak je tomu s pokusy o dorozumění s cizími civilizacemi. Uplynulo již 14 let od proslulého projektu OZMA, jenž vykonal F. D. Drake na vlně 211 mm pomocí tehdejšího 26m radioteleskopu v Green Bank. Loni G. L. Verschuur z téže observatoře pokus opakoval v dokonalejším provedení s 42m a 90m radioteleskopem, takže 5 minut trvání nového experimentu se efektivně vyrovnalo 4 dnům pozorování v projektu OZMA. Větší radioteleskop sledoval denně po dobu 4 minut hvězdy α Cet, ε Eri a 61 Cyg, a to po dobu jednoho měsíce. Menší radioteleskop obdobně sledoval celkem 10 hvězd. Usuzuje se, že pokud by tamější civilizace disponovaly zářivým výkonem aspoň 6 MW, mělo by být jejich vysílání zachyceno. Drake a Sagan však nedávno počali pochybovat o tom, že pásmo 211 mm je vskutku nejvhodnější pro mezihvězdné spojení, neboť je příliš „hlučné“ díky mezihvězdnému vodíku. Bude proto vhodné zjistit, kde se v rádiovém oboru vyskytuje nejméně přírodního šumu, a tam se pokusit vysílat a přijímat. Soudí se, že během několika let se technika vysílání i příjmu zlepší natolik, že 300m radioteleskop v Arecibu bude schopen komunikace s obdobným zařízením kdekoliv uvnitř naší Galaxie.

J. C. G. Walker tvrdí, že hledání signálů potrvá aspoň jedno tisíciletí, aby byla jakási naděje na úspěch. Kdybychom chtěli vysílat izotropně signál slyšitelný do vzdálenosti 100 světelných let, potřebovali bychom k tomu energetický příkon rovný celkové spotřebě energie dnešní pozemskou civilizací. Walker proto navrhuje jinou taktiku. Vysílat individuálně ke každé hvězdě v tomto objemu v intervalu T let, kde T = 2R/c, kde R je vzdálenost hvězdy a c je rychlost světla. Walker odhaduje, že v uvedeném objemu se nalézá kolem 50 civilizací, a doba potřebná k navázání prvního kontaktu je pak 1 400 ÷ 140.10⁹ (!) let.

Zajímavý postřeh vyslovili Collins a Hawking. Jak ukazuje reliktní záření, je vesmír izotropní; to svědčí o tom, že se rozpíná právě únikovou rychlostí. Kdyby tomu tak nebylo, nevznikaly by ve vesmíru nehomogenity, jako jsou samotné galaxie či hvězdy, a tedy ani život či dokonce civilizace. To, že vůbec jsme, je tudíž prostým důsledkem faktu, že vesmír se rozpíná jedinou správnou rychlostí.

Vraťme se nyní z oblastí, kde stěží rozlišíme astronomii od science fiction, zpět k solidní fyzice. Astronoma přirozeně nejvíce zajímá, jak přesně a nezávisle na prostoru i čase platí základní fyzikální konstanty. Dne 18. října 1972 pracovníci laboratoří NBS v Boulderu oznámili výsledek měření rychlosti světla, a to pomocí helium-neonového laseru, kdy se odděleně zjišťuje frekvence a vlnová délka monochromatického záření. Podle toho je c = (299 792 456,2 ±1,1) m/s. Podle usnesení IAU v Sydney se napříště bude pro rychlost světla používat hodnota c = 299 792 458 m/s a tato hodnota se již nebude měnit. Pokud další měření povedou k revizi, změní se spíše definice metru. Tím byla rychlost světla povýšena na základní přírodní jednotku, ve shodě s trendem moderní fyziky. Jak ukazuje nové vyhodnocení starých Roemerových měření zatmění Jupiterových měsíců, rychlost světla se v mezích chyb za poslední tři století nezměnila. Podobně L. V. Morrison zkoumal rotaci Země a neměnnost gravitační konstanty s časem z rozboru 40 000 měsíčních zatmění v letech 1663 až 1972. Ani on nenalezl žádnou změnu gravitační konstanty větší než 2.10^-11 v relativní míře. Rovněž Planckova konstanta se s časem nemění, jak lze dokázat nepřímo měřením červených posuvů kvasarů a studiem jednotlivých částí Planckovy křivky pro reliktní záření.

Také záhada chybějících slunečních neutrin snad bude vyřešena ve prospěch konvenční astrofyziky. P. Demarque aj. totiž ukázali, že nulový výsledek Davisova experimentu lze vysvětlit tím, že v dosavadních modelech slunečního nitra se zanedbávala rotace Slunce. Pokud jádro Slunce rotuje dosti rychle – což ovšem přímo zjistit zatím neumíme – pak se tím pronikavě snižuje neutrinový tok.

Slíbil jsem v nadpisu, že se zmíním o přístrojích. V červnu 1973 se konal na Kitt Peak v Arizoně slavnostní ceremoniál, při němž byl uveden do chodu druhý největší dalekohled světa, čtyřmetrový Mayallův teleskop. Byl postaven za pět let nákladem 10 milionů dolarů. Kopule má průměr 31,5 m a výšku 55,5 m a její otočná část má hmotnost 500 tun. Dalekohled má hmotnost 375 tun, z toho pohyblivé části 300 tun. Zrcadlo je z taveného křemene, má hmotnost 15 tun a jeho broušení a leštění zabralo tři roky. Fotografické zorné pole má průměr 1°. Polovina pozorovacího času bude přidělována hostům observatoře.

Zdá se však, že mamutí stroje budou postupně vytlačeny vícezrcadlovými dalekohledy (viz ŘH 2/1973, str. 37), které jsou všestrannější a technicky snadněji zhotovitelné. Důležitým faktorem využití optických dalekohledů je ovšem kvalita ovzduší a počasí vůbec. Snad nejlepším stanovištěm na světě je sopka Mauna Kea na Havajských ostrovech, která má 63 % fotometrických nocí a bezmála 75 % spektroskopických nocí, přičemž kvalita obrazu je většinou 1″ a často i 0,5″. Na Krymu měli v letech 1967–71 v průměru 46 % jasných nocí, ale podstatně horší kvalitu obrazu, 3,5″. Na Mt. Wilsonu se pozoruje ročně 2 700 h, ve Victorii v Kanadě 1 247 h a v Herstmonceux v Anglii 600 ÷ 800 h. Podle ondřejovské statistiky máme jen 24 % spektroskopických nocí, ale to je chronický problém všech evropských observatoří. V loňském roce bylo u našeho dvoumetrového dalekohledu získáno 255 spekter za 455 h pozorování. Heterodynní princip, poprvé demonstrovaný při detekci hvězdného záření r. 1968 právě v Ondřejově, se nyní uplatňuje zejména v infračerveném oboru spektra. Loni byl na observatoři St. Michel ve Francii zaznamenán také Arktur na vlnové délce 10,6 μm.

Jiný významný přístroj, Schmidtova komora o průměru 1,8/1,3 m, byl uveden do chodu v červenci 1973 v Austrálii. Hlavní zrcadlo je z Cervitu a má hmotnost 1,3 tuny. Zorné pole má průměr 6,5°. Tímto přístrojem má být rozšířen fotografický (Palomarský) atlas oblohy až k jižnímu pólu. Očekává se, že tento vrcholně důležitý projekt bude hotov do konce r. 1975.

K efektivnímu zpracování širokoúhlých snímků oblohy je bezpodmínečně nutná automatizace. K tomu cíli se dále zdokonaluje unikátní proměřovací přístroj GALAXY, vyvinutý ve Velké Británii. Přesnost vyhledávacích měření souřadnic se zlepší z 10 na 4 μm a přesnost podrobných měření na 0,5 μm a na 0,01 mag při fotometrii. Údaje již nebudou děrovány, ale zaznamenávány přímo na magnetickou pásku. Zlepšení bude stát 60 % původní ceny přístroje.

Z hlediska hustoty informace se ovšem všechna tato zařízení ani zdaleka nepřibližují k fantastickému výkonu lidské paměti. Zajímavé údaje o tom přinesl loni časopis Vesmír. Lidská paměť obsahuje 10¹⁴ bitů informací. Kdybychom její obsah chtěli přenést do paměti počítačů, museli bychom na to vynaložit vskutku astronomickou sumu 10¹¹ dolarů, což je třetina národního důchodu celého lidstva. Až budou vyvinuty holografické (laserové) paměti, sníží se cena takového přenosu na pouhých sto milionů dolarů. Užijeme-li jako ukazatele účinnosti paměti počet bitů připadajících na jeden gram hmoty, vyniknou ještě více přednosti biologického zápisu informací. Zatímco záznam pomocí psacího stroje či dálnopisů obsahuje 10³ bitů na gram a magnetická páska zachytí 106 bitů na gram, dosáhne holografická paměť 10⁹ bitů, avšak genetický kód je zapsán s fantastickou hustotou 10²¹ bitů na gram!

Připomeňme v závěru ještě několik měření z různých oborů astronomie vykonaných nekonvenčními technikami a přístroji. Patří sem především pozorování jednoho z nejdelších úplných slunečních zatmění 30. června 1973 pomocí nadzvukového dopravního letadla Concorde 001, jež letělo rychlostí M = 2,05 z Kanárských ostrovů přes Mauritánii, Mali, Alžír, Niger a Čad do Fort Lamy. Let probíhal ve výšce 16 200 ÷ 17 700 m a totalita tak byla efektivně prodloužena z pozemních 7 min 08 s na plných 74 min, přičemž druhý kontakt trval 7 min a třetí kontakt 12 min.

Radarem v Arecibu byla zkoumána rádiově naše vlastní Země, a to tak, že signál proběhl dráhu: vysílač-Měsíc-Země-Měsíc-přijímač. Uvědomíme-li si, že před 28 lety byl vrcholným výkonem rádiové techniky prostý odraz signálu od povrchu Měsíce, můžeme jen žasnout. Na oběžnou dráhu kolem Měsíce byla vypuštěna družice RAE-B (ŘH 11/1973, str. 218), která je určena ke studiu velmi dlouhých rádiových vln (až 15 km) z Galaxie i mimogalaktických zdrojů. Družice Triad 1, vypuštěná v září 1972, realizovala myšlenku o „družici v družici“. Uvnitř Triadu se nachází kulička o průměru 22 mm a hmotnosti 11 gramů ze slitiny zlata a platiny, jež se volně vznáší v dutém prostoru družice. Vnější družice je řízena tak, aby se vnitřní kulička nikdy nedotkla vnějšího pláště. Tím je vyloučeno veškeré působení na kuličku s výjimkou gravitačního. Pokus má zásadní význam pro lepší poznání struktury zemského gravitačního pole a pro relativistickou fyziku.

Řada astronomických experimentů probíhala během letů všech posádek v projektu Skylab (ultrafialová spektroskopie, fotografie Kohoutkovy komety). Také americká družice Copernicus se soustřeďuje na astronomická pozorování v ultrafialovém oboru spektra a nové údaje o planetách přinášejí lety sond Pioneer 10 a Mariner 10. O tom se však čtenář více dočte ve zvláštních článcích.

My si musíme ještě všimnout dvou společenských vrcholů loňského roku, jimiž byla nesporně valná shromáždění Mezinárodní astronomické unie v Sydney a ve Varšavě (viz ŘH 11/1973, str. 201 a 205). Zúčastnilo se jich úhrnem asi 1 600 astronomů, tj. méně než předešlých kongresů v Brightonu a zejména v Praze. Všude na světě dnes mají vědci potíže s financováním své práce a tato skutečnost je patrná i v astronomii. O odborných výsledcích kongresů se již v Říši hvězd psalo, takže snad jen jedna maličkost, že v Sydney bylo schváleno užívání modifikovaného juliánského datování (MJD), pro něž platí převodní vztah MJD = JD - 2 400 000,5 dne. Z toho plyne, že MJD = 0 o světové půlnoci dne 17. listopadu 1858. Příští kongres IAU se bude konat v srpnu 1976 v Grenoblu ve Francii.

V loňském roce ztratila světová astronomie několik svých významných představitelů. Chtěl bych zde připomenout I. S. Bowena, bývalého ředitele Haleových observatoří, vynikajícího teoretika i experimentátora, jenž zemřel v únoru 1973, a známého badatele v oboru studia sluneční soustavy, holandsko-amerického astronoma G. S. Kuipera, jenž zemřel v prosinci 1973. Ve věku 101 let zemřel i nestor světové astronomie C. S. Abbot.

Spojené státy ovšem získaly reemigrací prof. E. M. Burbidgeové, jež po 15 měsících rezignovala na místo ředitelky Královské greenwichské observatoře a vrací se do Kalifornie. Podobně se proslýchá, že i další vynikající britský astronom prof. F. Hoyle má namířeno do USA. V obou případech nejde o známé „přetahování mozků“, ale o spletité osobní vztahy mezi vedoucími představiteli britské astronomie.

Přes všechny finanční i personální obtíže však světová astronomie získává na síle i na záběru. Na kongresu v Sydney bylo přijato 700 nových členů IAU, což je téměř 10 % přírůstek ročně. Stejným a možná i větším tempem přibývá i astronomických poznatků, neboť noví členové svým mládím, temperamentem, ale i moderním vzděláním neustále posouvají laťku náročnosti astronomických výzkumů vzhůru. Uvědomíme-li si, že to znamená zdvojnásobení astronomických znalostí lidstva v průběhu pouhého desetiletí, můžeme s radostným vzrušením očekávat převratné objevy a podivuhodné teorie, jež v nejbližší budoucnosti prohloubí naše sepětí s vesmírem kolem nás.