Žeň objevů – rok 1974

• 1. Sluneční soustava
• 2. Hvězdy
• 3. Hvězdy a rentgenové zdroje
• 4. Galaxie a kvasary
• 5. Exotická astrofyzika

1. Sluneční soustava

Kdybych chtěl použít astrologické terminologie, mohl bych patrně právem konstatovat, že uplynulý rok byl ve znamení planety Jupiter. Jelikož se však přitom mimo jiné ukázalo, že Jupiter je tak trochu hvězda, počkáme chvíli a věnujeme se nejprve jinému, také tak trochu astrologickému tématu, jež na sklonku roku 1974 vzbudilo značný rozruch. Mám tím na mysli sdělení britského vědeckého redaktora Gribbina a amerického pracovníka v NASA Plagemanna o tom, že v r. 1982 dojde k význačné konstelaci planet, jež se budou nacházet na jediné přímce, což se údajně na Zemi projeví velmi drasticky. Mají prý nastat změny klimatu, ba dokonce mohutná zemětřesení a další katastrofy, vyvolané spojeným účinkem planet na Slunce a odtud i na Zemi.

Zatímco laik žasne, odborníci se rozštěpili na několik skupin. Nechci příliš předbíhat, neboť čtenáři našich astronomických časopisů budou, jak doufám, brzy informováni specialisty, ale přece jen aspoň několik poznámek. Podle předběžných výpočtů prof. Gutha nebude to s tou přímkou, na níž mají ležet planety, nijak slavné, střední kvadratická odchylka ekliptikálních délek bude činit asi 14°. Výslechem dalších specialistů jsem nabyl dojmu, že celá záležitost planetárních vlivů na Slunce je neobyčejně málo prostudována, že fyzikální efekty přímé (slapy, záření) jsou nicotně malé a nepřímé jsou vzájemně natolik propojeny, že izolovat odtud nějaký makroskopický důsledek – tedy např. zhoubné zemětřesení – by bylo přinejmenším troufalé. V r. 1982 se podle mého mínění nestane nic nápadného, co bychom mohli přičíst na vrub seřazení planet. Pokud budou vůbec nějaké efekty zjištěny, budou na hranici přesnosti geofyzikálních, příp. meteorologických měření, a tak lze odhadnout, že ještě několik let poté bude v odborných kruzích doznívat diskuse o tom, zda některý úkaz v r. 1982 souvisel s postavením planet či nikoliv. S katastrofami na Zemi si tedy v této souvislosti nemusíme dělat mnoho starostí.

Astrofyzikové však přesto rychle šedivějí, a to kvůli doslova zpropadeným neutrinům. V našich přehledech jsem již o neutrinovém skandálu několikrát referoval. Na neutrina z vesmíru čeká past, vybudovaná v opuštěném zlatém dole v Jižní Dakotě R. Davisem. Ačkoliv jeho ultracitlivý přístroj pracuje už několik let, stále se nedaří zachytit žádná neutrina. Proto se astrofyzikové na základě všech známých parametrů termonukleárních reakcí snaží odvodit sluneční neutrinový tok tak, aby neutrin z nitra Slunce proudilo co možná nejméně. Nejúspornější modely však stále dávají více než 1 SNU (jednotka solárního neutrinového toku ve vzdálenosti 1 AU), zatímco horní mez stanovená experimentálně je nanejvýš 0,1 SNU!

R. K. Ulrich počítal sluneční modely s diferenciální rotací uvnitř tělesa a volbou velice speciálního průběhu rotace dostal toky kolem 0,5 SNU. Sám však poznamenává, že teoretický průběh rotace je fyzikálně velmi nepravděpodobný. Navíc se někteří autoři při výpočtu modelu pro Slunce s rychle rotujícím jádrem dopustili matematických chyb, takže tok neutrin podcenili asi třikrát. Kromě toho tak rychlá rotace by se projevila i mnohem význačnějším zploštěním slunečního kotouče, než naměřil Dicke (a to i jeho měření velikost zploštění spíše přecenila!).

Fyzikové již dokonce uvažují o možnosti, že Fermiho vazbová konstanta je s časem proměnná, anebo že prvotní zastoupení izotopu helia ³He bylo mnohem vyšší, než se dnes soudí. Rovněž tak se stále nevylučuje možnost, že nitro Slunce je právě nyní v anomální situaci, při níž se dočasně zastavila termonukleární reakce. Obávám se, že žádné z těchto vysvětlení časem neobstojí, neboť otázka chybějících neutrin se netýká pouze samotného Slunce. Vždyť neutrina by měla přicházet i z ostatních hvězd (vesmírný prostor je pro neutrina dokonale „průhledný“) a něco by zde mělo být i jako pozůstatek „velkého třesku“, během něhož počal vesmír expandovat. Jak praví J. B. S. Haldane: „Nejenže je vesmír podivnější, než si myslíme, je dokonce podivnější, než si dovedeme představit.“

To však není jediné překvapení, jež nám přináší výzkum naší nejbližší hvězdy. Na Slunci byly v r. 1969 objeveny jasné body (zrna) v pásmu rentgenového záření. Jasné body souvisejí s bipolárními magnetickými oblastmi a jsou patrně zcela významným projevem slunečního cyklu. Podle snímků pořízených na stanicích Skylab v pásmu 0,35 ÷ 6 nm lze na Slunci pozorovat neustále řádově 100 jasných bodů. Jejich skutečný počet na celém povrchu Slunce je kolem 500 a životní doba individuálního bodu bývá kolem 8 hodin. To značí, že denně se na Slunci vytváří na 1 500 jasných bodů. Vývoj probíhá tak, že nejprve pozorujeme difuzní oblak, v němž se zvolna vytvoří jasné jádro. Oblak se zvětšuje, až dosáhne úhlových rozměrů kolem 20″ (tj. asi 15 000 km), a pak se vše opět zvolna rozplyne. Nepatrné procento vzniklých bodů se krátkodobě (tj. během minut) zjasní o několik řádů. Na rozdíl od skvrn se jasné body vyskytují po celém povrchu Slunce. Jelikož průměrné magnetické pole v bodech má intenzitu kolem 10^-3 T, obsahují jasné body úhrnem větší magnetický tok než dosud uvažované aktivní oblasti. To přirozeně významně pozmění naše názory na sluneční činnost vůbec.

Loňský rok byl ovšem především rokem výzkumů velkých planet. Hned na počátku roku byla revidována H. R. Aggarwalem a V. R. Oberbeckem téměř posvátná hodnota Rocheovy meze, na níž, jak známo, se průvodce planety rozpadne na úlomky vlivem slapů ústředního tělesa. Pro tělesa téže hustoty se v učebnicích udává vzdálenost 1,44 poloměru (měřeno od povrchu planety) planety. Nová hodnota činí pouze 0,38 poloměru planety. To mimochodem znamená, že dva hlavní Saturnovy prstence leží vně takto určené Rocheovy meze!

Díky planetárnímu radaru na stanici v Goldstone a zejména pak díky sondě Mariner 10 se naše vědomosti o planetě Slunci nejbližší, Merkuru, zlepšily o několik řádů. S. Zohar a R. M. Goldstein uveřejnili výsledky radarového mapování Merkuru na frekvenci 2,4 GHz, konaného v druhé polovině r. 1972. Radar odhalil existenci kráterů o průměrech až 50 km a hloubce až 700 m i přítomnost kopců a údolí s relativním rozdílem výšek kolem 1 km. Radarová měření byla vzápětí dramaticky potvrzena sérií více než 2 000 snímků, jež pořídila sonda Mariner 10 při svém prvním průletu kolem Merkuru dne 29. března 1974 (viz ŘH 10/1974, str. 187). Na snímcích, jež často nápadně připomínají snímky odvrácené strany Měsíce, bylo zaznamenáno velké množství poměrně mělkých kráterů, dále až 500 km dlouhé a až 3 km vysoké rýhy a velké kruhové pánve. Mariner 10 proletěl podruhé kolem Merkuru 21. září, přičemž bylo pořízeno dalších 500 fotografií. Úhrnem je tak zmapováno 37 % povrchu planety. Nově určený poloměr Merkuru činí 2 439 km a střední hustota 5 500 kg/m³. Odtud plyne, že Merkur má těžké železné jádro, podobně jako Země.

Hlavním překvapením je zjištění, že Merkur má, byť i nevelké, magnetické pole 200 ÷ 300 nT (Země má o dva řády více). Přítomnost magnetického pole se dokonce projevuje i rázovou vlnou ve slunečním větru. To jsme příliš neočekávali, neboť Merkur rotuje velmi pomalu a neprojevuje se žádnou rádiovou emisí (v důsledku interakce magnetického pole a slunečního větru). Osa magnetického dipólu je prakticky rovnoběžná s osou rotace, ale střed pole je posunut od středu planety téměř o polovinu poloměru Merkuru. Merkur má tudíž nutně těžké, patrně roztavené železné jádro, čímž se podstatně liší od našeho Měsíce.

Vnějším projevem této odlišnosti jsou právě zmíněné strmé svahy (rýhy), které měly údajně vzniknout v době, kdy se planeta diferencovala na železné jádro a na lehkou křemičitou kůru. Merkur zřejmě vznikl akrecí menších těles a po této epoše následovalo vydatné bombardování planety menšími tělesy prvotní sluneční soustavy. Podobně jako u Marsu a Měsíce jsou krátery daleko četnější na jedné polokouli a příčina této nápadné asymetrie je naprosto nejasná.

Sonda Mariner 10 získala též další údaje o Venuši, kolem níž proletěla 5. února 1974 ve vzdálenosti 5 785 km od povrchu planety. Přitom byla určena jasová teplota Venuše na 255 K. V atmosféře Venuše byly zjištěny teplotní inverze ve výškách 56, 58, 61 a 63 km. Mraky se nacházejí až 70 km nad povrchem a nad nimi je ještě jakési kouřmo o tloušťce 10 km. Mraky jsou patrně tvořeny kapičkami koncentrované kyseliny sírové (75 %), což není nikterak vábná představa pro budoucí kolonizátory planety. Pozoruhodným zjištěním je objev polárních čepiček na Venuši. Průlety kosmických sond vedly též ke zpřesnění reciproké hmotnosti planety, a to na 1/(408523,9 ±1,2) M_☉.V našem přehledu letos chybí novinky týkající se naší vlastní planety – Země. Její relativní bezvýznamnost jako astronomického objektu jakoby nejvýstižněji dokumentoval J. D. Mullholland, když v článku o měrových jednotkách poznamenal, že „metr byl původně definován jako jistá libovolně zvolená část obvodu malé planety, jejíž hlavní astronomická důležitost spočívá v tom, že ji obývají všichni známí astronomové“ .

A tak raději pospíšíme k planetě po Zemi nejprozkoumanější, jíž je, díky kosmickým sondám, Mars. V r. 1973 na něm byla pozorována další prachová bouře, jež si podle zveřejněných pozorování téměř nezadala ani s proslulou prachovou bouří z r. 1971. Klima na Marsu se v historii planety zřejmě velmi výrazně měnilo. Stejně tak se Mars liší od Země i ve vzhledu povrchu a celkové geologické aktivitě. Udivující je i mohutný vulkanismus, trvající nejméně 2 a možná i 3 miliardy let (největší sopka ve sluneční soustavě, Olympus Mons, stará asi 100 milionů let), ale i rozsáhlé praskliny, táhnoucí se v délce až 1/4 obvodu planety (kaňon Coprates). Zatímco tloušťka litosféry Země je průměrně jen 50 km, litosféra Marsu dosahuje 200 km, zatímco litosféra Měsíce se pohybuje v rozmezí 300 ÷ 1 000 km tloušťky. Tektonická činnost na Marsu by měla být tudíž ve srovnání se Zemí zanedbatelná. Praskliny patrně vznikly v důsledku napětí v kůře planety.

Jinou otevřenou otázkou je původ dnes zcela určitě suchých kanálů, objevených na snímcích z Marineru 9. Pokud v důsledku klimatických změn byl atmosférický tlak asi o řád vyšší, než je dnes, mohla kanály téci voda. Původ a zánik vody na Marsu je však naprosto nejasný. Dokladem změn klimatu je i vzhled polárních čepiček, jež zasahují často až do poměrně nízkých areografických šířek kolem 35°. Čepičky mají proužkovou strukturu a severní čepička bývá rozsáhlejší než jižní. Podobnou asymetrii jeví i rozložení kráterů na obou polokoulích: jižní polokoule je poseta krátery mnohem hustěji než severní. Ukazuje se, že i Mars prodělal velké meteoritické bombardování asi před 4 miliardami let, podobně jako Měsíc. Zdá se pravděpodobné, že obojí bombardování pochází z téhož zdroje, tj. z pásma planetek, odkud se úlomky vlivem poruch Jupiterem dostávaly na výstřednější dráhy.

Pokračoval též výzkum obou průvodců planety, Phobosu a Deimosu, jež jsou zřejmě tvořeny horninami typu uhlíkatých chondritů a bazaltu. Družice mají nepravidelné tvary, jsou pokryty krátery, jejich povrch je silně zaprášen a odrážejí velmi málo záření – mají nejnižší albedo ze všech těles sluneční soustavy.

Jak už jsme připomněli v úvodu, těžiště zájmu ve sluneční soustavě se loni přesunulo k planetě Jupiter, k níž 3. prosince 1973 dospěla sonda Pioneer 10 a 5. 12. 1974 i Pioneer 11. Už v průběhu letu nasbíraly sondy některé překvapující informace. Připomeňme relativně nepatrné zvýšení četnosti mikrometeoritů v pásmu planetek (Pioneer 11 překonal toto pásmo rovněž bez problémů 20. března 1974) a nečekaný objev urychlených jader kyslíku a dusíku s energiemi 3 ÷ 30 MeV. Jejich tok je totiž dvacetkrát větší než ve slunečním i galaktickém kosmickém záření, což naznačuje, že v naší planetární soustavě je nějaká mimosluneční složka kosmického záření, a tedy i odpovídající mohutný urychlovací mechanismus.

Jupiter, po Slunci nejjasnější rádiový zdroj na obloze (průměrný rádiový záblesk má tutéž energii jako megatunová vodíková puma), má poloměr 71 600 km a Pioneer 10 se k němu přiblížil až na 130 000 km od povrchu. Přitom obdržel radiační dávku 2 000 Gy od elektronů a 500 Gy od protonů s energiemi > 30 MeV. V magnetosféře planety se nacházejí elektrony vysokých energií, protony a plazma. Rázová vlna se nachází ve vzdálenosti 108 ÷ 109 poloměrů Jupiteru a energetické elektrony magnetosféry se objevují již ve vzdálenosti 360 poloměrů Jupiteru. Magnetosféra je nadmuta tepelnou plazmou a je velmi citlivá na sluneční vítr.

Rychlost slunečního větru v okolí Jupiteru činí 2 000 km/s, ale díky magnetickému poli se již ve vzdálenosti 7 milionů kilometrů od planety vítr „ohýbá“. Za výskyt mohutných radiačních pásů může pochopitelně rovněž zmíněné magnetické pole o intenzitě kolem 1 mT na povrchu planety. Střed magnetického dipólu je vzdálen 18 000 km od centra Jupiteru a osa dipólu je skloněna k rotační ose pod úhlem 15°. Příčinou magnetismu je patrně, podobně jako u Země, planetární dynamo, což předpokládá buď železné jádro anebo jádro z kovového vodíku. Množství energie planetou vyzářené je asi 2 ÷ 2,5krát větší než energie dopadající ze Slunce. Jen v samotném infračerveném oboru se vyzáří energie 7.10¹⁷ W. Jasová teplota planety je 115 ÷ 145 K. Při průletu Pioneeru 10 bylo pořízeno přes 300 snímků. V době průzkumu byl Jupiter vzdálen od Země 800 milionů km (světelný čas 45 minut) a palubní vysílač měl výkon 8 W.

Modely Jupiteru musí vysvětlit především původ vlastní zářivé energie, dále excentrickou polohu magnetického pole a poměrné zastoupení helia vůči vodíku 19 : 100 (podle počtu atomů). Jupiter je zřejmě nepříliš povedená hvězda spíše než planeta. Vznikl gravitační kontrakcí z prvotní sluneční mlhoviny, přičemž kolaps trval asi 70 tisíc let a Jupiter přitom dosáhl 10^-5 dnešní svítivosti Slunce. Díky absorpci slunečního záření prachem v atmosféře Jupiteru činí povrchová teplota 275 K, tedy +2 °C! Jižní rovníkový pás má teplotu 120 ÷ 138 K. Rudá skvrna, která je gigantickým vírem v atmosféře, je o něco chladnější. Na planetě bylo dokázáno helium a dále etan, acetylen, etylen a fosfin. Kolem Jupiteru je zřejmě zploštělý sodíkový disk o poloměru 24 poloměrů planety a tloušťce dvou planetárních poloměrů.

Z Jupiterových družic se zdá být nyní nejpozoruhodnější Io, jenž má do výšky 1 000 km nad povrchem ionosféru s hustotou 10¹⁰ el/m³, a tudíž i vlastní neutrální atmosféru. Hustota družice činí 3 500 kg/m³. V ionosféře družice se vyskytují i polární záře, jež modulují průběh dekametrové emise Jupiteru. Družice má vysoké albedo v infračervené části spektra a neidentifikované čáry v daleké infračervené oblasti. Po zatměních se občas jeví jasnější. Všechny tyto pozorované jevy a navíc přítomnost sodíkové a Lymanovy emise zatím nedokážeme vysvětlit.

Aby ani pozemská astronomie nepřišla zkrátka, nalezl pracovník Haleových observatoří C. Kowal pomocí rafinovaně pointovaných snímků 1,2m Schmidtovou komorou na Mt. Palomaru 11. září 1974 XIII. družici Jupiteru, jež se jevila jako těleso 20 mag. Objev byl vzápětí potvrzen E. Roemerovou, takže z prvních poloh bylo možno určit, že se družice pohybuje v přímé dráze se sklonem 25° a výstředností 0,11 v periodě 282 dny. Nová družice tedy zapadá do skupiny drah VI., VII. a X. družice. Průměr družice nedosahuje ani 10 km. Předchozí XII. družice byla nalezena před 23 lety.

Na Saturnu byl pravděpodobně dokázán čpavek. Prstence jsou z vodního ledu (prosím nezaměňovat s vodním sklem!), tedy z jakýchsi krup o průměru 10 ÷ 100 mm. Některé kusy však mohou mít až 40 m v průměru. Družice Saturnu mají vázanou rotaci a nestejně jasné polokoule. Japetus je jakoby ojíněný a na Titanu byla zjištěna červenohnědá mračna. Na zvrat v našich znalostech o této skvělé planetě si musíme počkat do září 1979, kdy tam, doufejme že bez závad, dospěje sonda Pioneer 11.

V r. 1970 byl vypuštěn balon Stratoscope II s 0,9m teleskopem, jenž dovolil rozlišení asi 0,2″. Tímto přístrojem byl zkoumán disk planety Uranu, jehož úhlový průměr je 4″. Odtud byl odvozen průměr planety (51 800 ±600) km a hustota 1 200 kg/m³. Oblaka v atmosféře jsou kondenzované páry metanu, hlouběji je čpavek, plynný vodík a helium. Uran je v tepelné rovnováze s přijímaným slunečním zářením. Infračervená měření v pásmu 24 μm dávají teplotu Uranu 54,7 K a Neptunu 57,2 K, zatímco rovnovážné teploty by byly 64 K, příp. 51 K. Důvod je právě v tom, že vzdálené hmotné planety mají vnitřní zdroje tepla, až na Uran, jenž je z nich nejméně hmotný. Neptun září 2,4krát více, než kolik dostává od Slunce. Reciproká hodnota jeho hmotnosti je (19 438 ±116) M_☉.

Podle měření J. S. Neffa aj. z univerzity státu Iowa je synodická rotace Pluta 6,38737 dne, tj. 6 dní 9 h 17 m 49 s, s chybou ±16 s, a to na základě dvacetiletých fotometrických pozorování 0,9m reflektorem na Kitt Peaku.

Nové reciproké hodnoty hmotností (v jednotkách M_☉) a vzdáleností (v AU) velkých planet uveřejnili P. K. Seidelmann aj.:

A tak v astronomii naši pozemskou čest zachraňuje Měsíc, jenž, jak plyne z tabulky, s námi tvoří jakousi dvojplanetu. Díky programu Apollo i dalším aktivním výzkumům Měsíce je toto nejbližší kosmické těleso bohatým zdrojem informací pro nejrozmanitější úvahy a teorie, často překračující rámec samotné astronomie. Zdá se, že už je jasno, pokud jde o povahu proslulých masconů, objevených W. Sjogrenem a P. Mullerem na základě poruch dráhy sondy Lunar Orbiter 5. Jsou to mořské pánve vyplněné magmatem do hloubky asi 1 km při průměrech pánví až 100 km. Naopak nad impaktními krátery se pozorují negativní gravitační anomálie.

Na základě seizmických měření byl zkonstruován model měsíčního nitra, skládající se z pěti zón: Zóna 1 (kůra) je tlustá 50 ÷ 60 km. Svrchních několik set metrů kůry je rozdrcený prach – plagioglas. Průměrná hustota je 3 000 kg/m³. Zóna 2 (svrchní plášť) je tlustý 250 km a obsahuje olivíny a pyroxeny. Zóna 3 (střední plášť) má tloušťku 500 km. Odtud přicházejí hlubinná zemětřesení. Průměrná hustota je 3 500 kg/m³. Zóna 4 (spodní plášť) má tloušťku 600 ÷ 700 km a je zčásti roztavený. Zóna 5 (jádro) má poloměr 170 ÷ 360 km, je železné a zcela roztavené při teplotě asi 1 800 K. Pokud jde o vznik Měsíce, k vysvětlení relativně (vůči Zemi) odlišného chemického složení navrhl H. E. Mitler tento sled událostí: zárodečné planetesimály v drahách dnešní Země se spojily akrecí a vytvořily naši planetu. Země postupně nabírala „miniměsíce“, jež se nalézaly v rozmezí 0,8 ÷ 1,2 AU. Mitler předpokládá, že miniměsíce měly hustá jádra a řidší křemíkový obal. Slapové síly Země odtrhly obaly od hustších jader a tyto řidší zbytky se usadily na oběžných drahách kolem Země. Hustá jádra zatím pokračovala, přirozeně po změněných drahách, v cestě sluneční soustavou. Z pozůstalých obalů, chudých na železo, pak vznikl Měsíc akrecí i srážkami.

Už několikrát jsme se v předešlých výkladech dotkli problému prvotního bombardování planet i Měsíce v raných fázích vývoje sluneční soustavy. Kritický rozbor hypotéz, jež vysvětlují vznik planetek – nezbytně potřebných přinejmenším jako bombardovací materiál – podali W. M. Napier a R. J. Dodd. Kriticky posuzovali tři základní možnosti: planetky jsou buď srážkové produkty z prvotních několika málo planetoid, nebo jsou důsledkem rozpadu (exploze) velké planety, či se dosud před našima očima taková planeta tvoří akrecí. Podkladem rozboru je statistika rozdělení hmotností a rotačních period známých planetek. Odtud nejprve plyne, že akreční hypotéza je zcela neudržitelná. Také domněnka o explozi velké planety ztrácí stále více půdu pod nohama. Zdá se tudíž, že v pásu planetek bylo původně jen několik málo nepříliš velkých těles, z nichž část se postupnými srážkami rozdrobila, zatímco jiná se dosud ani jednou nesrazila, a představují tudíž prvotní materiál – stavební kameny ke vzniku planet. Jde v podstatě o obnovení Kuiperovy domněnky z r. 1950.

Některé důležité údaje, které musí respektovat budoucí hypotézy o vývoji sluneční soustavy, shrnul A. Dollfus: (1) Měsíc i Merkur mají regolit – povrchovou vrstvu rozdrcené horniny. (2) povrch Marsu je hladší – prach je uhlazen silnými větry. (3) Tmavé planetky (Ceres, Pallas), podobně jako některé meteority, jsou tvořeny uhlíkatými chondrity. (4) Jupiterovy družice Io, Europa a Ganymed jsou pokryty jinovatkou. (5) Družice Kallisto má z jedné strany regolit a z druhé obnaženou horninu (opět ta podivná asymetrie – pozn. J. G.).

Rok 1974 znamenal jak vyvrcholení pozorování Kohoutkovy komety 1973f, tak i publikaci prvních závažných výsledků. Ačkoliv kometa zklamala veřejnost, odborníci ji vskutku považují za kometu století, neboť díky včasnému varování byla komplexně sledována speciálními přístroji a metodami jak ze Země, tak i z kosmického prostoru. Rádiový teleskop observatoře Green Bank zjistil na vlně 2,7 mm záření metylkyanidu a 46m radioteleskop téže observatoře čáry hydroxylu, vzbuzené ultrafialovým slunečním zářením. Benvenutti a Wurm zjistili opticky pásy ionizované vodní páry. V infračerveném oboru pozoroval kometu E. P. Ney, a to až do pásma 18 m. Pozorování probíhala v prosinci během dne, když byla kometa poblíž meridiánu. Teplota komy a chvostu byla 705 K, protichvost měl 550 K, zatímco rovnovážná teplota pro černé těleso by byla 565 K.

Původní perioda Kohoutkovy komety byla asi 5 milionů let, zatímco nová dráha má periodu asi 75 tisíc let. A ještě dva postřehy týkající se nespolehlivých odhadů jasnosti. Známý odborník F. L. Whipple, jeden z hlavních činitelů, který předpovídal značnou jasnost tělesa, nakonec připustil: „Jestliže už musíte sázet, vsaďte si na koně, a ne na kometu!“ Jiný jeho kolega však poznamenal, že pokud si někdo myslí, že Kohoutkova kometa nebyla dost vynikající, ať si počká na r. 1986, kdy proslulou Halleyovu kometu na severní polokouli očima nikdo nespatří. Nakonec, kdo měl příležitost vidět snímky Kohoutkovy komety pořízené Schmidtovými komorami na Mt. Palomaru, v Tautenburku nebo v Chile, ten rozhodně nemohl být jejím vzhledem zklamán. Ovšem vlastní oči jsou vlastní oči, navzdory technickému pokroku.

Loni se díky příhodné konstelaci (sklon 61°, vzdálenost perihelu 0,5 AU) objevila ještě jedna jasná kometa, 1974b (Bradfield), která prošla přísluním 18. března 1974 a kolem 20. března dosáhla až 4 mag. Periodická kometa Schwassmann-Wachmann 1 se v polovině září zjasnila z 18 mag na 12 mag, snad aby dokázala, že prof. Whipple se před chvílí ani trochu nezmýlil.

V loňském roce byly zveřejněny údaje o pozoruhodném bolidu z 10. srpna 1972, jenž přeletěl západní státy USA a provincii Albertu v Kanadě. Jasnost bolidu byla mezi jasností Měsíce v úplňku a Slunce (!). Jak ukázaly snímky, bolid se pohyboval bezmála tečně (pod úhlem 15°) k Zemi. Dohnal nás rychlostí 35 km/s a pronikl atmosférou do výšky 58 km. Jeho let atmosférou trval 101 sekund, během nichž urazil 1 500 km. Poté opět opustil sféru zemské přitažlivosti, ovšem za cenu značně pozměněné dráhy a zmenšené hmotnosti. Průměr tělesa se odhaduje na 13 metrů a hmotnost na 4 000 tun. Odsluní meteoritu je uprostřed pásu planetek. Do jisté míry podobný byl i bolid Šumava zachycený českou sítí celooblohových komor 4. prosince 1974. Jeho počáteční hmotnost byla několik set tun a při letu se veškerá hmota rozprášila. Původní dráha meteoritu byla silně výstředná (e = 0,7) při velké poloose dráhy 1,5 AU.

Ačkoliv od pádu nejslavnějšího Příbramského meteoritu uplynulo 15 let, stále ještě je co zkoumat. Loni uveřejnili Lavruchinová aj. výsledky argonové radioizotopické analýzy vzorků Příbramského meteoritu. Vyšel jim původní poloměr tělesa 1,00 (+0,25; -0,16) m a hmotnost 15 (+15; -6) t. Stáří meteoritu jako samostatného tělesa činilo podle dvou různých radioizotopových metod (18,3 ±3) popř. (26,4 ±4) miliony let.

2. Hvězdy

Opouštějíce sluneční soustavu, musíme se s lítostí rozloučit s výtečnou rozlišovací schopností, studiem detailů a vůbec prvotřídními astronomickými informacemi. Vstup do hvězdného vesmíru je bohužel i dnes spjat především s problémem, jak získávat dostatečně věrohodné údaje na vzdálenost o čtyři až třináct řádů vyšší než v domácím prostředí naší vlastní planetární soustavy, a tak zaznamenáváme jako pozoruhodný objev hvězdných skvrn na trpasličích eruptivních hvězdách – jde tudíž o objev útvarů, které na Slunci studujeme už dlouho a ve všem pohodlí. Podle D. Mullana dosahuje magnetické pole v těchto hvězdných skvrnách indukce 1 ÷ 3 T a teplota 1 590 ÷ 1 890 K.

Polští astronomové Dziembowski a Kozlowski se zase zabývali určením povahy jiného druhu trpasličích hvězd, a to cefeid typu AI Velorum. Jsou to hvězdy s periodami 0,05 až 0,25 dne o průměrném spektrálním typu A2 až F2 a amplitudě větší než 0,3 mag. Podle polských autorů jsou to staré hvězdy diskové populace s degenerovanými heliovými jádry, jež postupně přecházejí do stadia bílých trpaslíků. D. Koester odvodil nové údaje pro dlouhoperiodickou proměnnou Mira Ceti. Její poloměr činí 1,13.10⁸ km, což je 163 R_☉, absolutní bolometrická hvězdná velikost dosahuje -3,8 mag a vzdálenost je 52 pc. Spektrofotometrie Siria v oboru 250 ÷ 370 nm s rozlišením 0,7 nm, vykonaná na palubě Gemini 12 v listopadu 1966 J. Lovellem a J. Aldrinem, ukázala, že rozložení energie ve spojitém spektru je v dobrém souhlase s modely hvězdných atmosfér.

Začátkem roku byla zjištěna nová epizoda vytváření plynného obalu (shell) u hvězdy ζ Ophiuchi a v říjnu vzplanula Nova Sagitarii, objevená Japoncem Y. Kuwanem. Podle prohlídky archivních snímků nedosáhla nova od r. 1899 nikdy meze 11 mag. Brzy po maximu (9 mag) byly ve spektru pozorovány absorpce odpovídající rozpínání rychlostí 3 200 km/s. Další absorpční systém vykazoval rychlost -1 650 km/s. Dne 9. listopadu nalezl Sanduleak Novu Persei, jež byla 11 mag, ale podle vzhledu spektra již asi o 3 mag po maximu.

Z kosmické stanice OAO-2 byla v ultrafialovém oboru fotometrována nova FH Serpentis 1970. Nova byla opticky klasifikována jako poměrně rychlá, tj. s prudkým spádem jasnosti po maximu. J. S. Gallagher a D. A. Code však zjistili, že v daleké ultrafialové oblasti stoupala jasnost novy ještě 30 dnů po vizuálním maximu. Na téže stanici byly měřeny novy V603 Aql a RR Pic a odtud odvozeny barevné teploty 25 a 35 kK, jakož i svítivost kolem 10 L_☉.

V r. 1934 vzplanula proslulá nová DQ Herculis. Loni se zabývali měřením polarizace novy skupiny na McDonaldově observatoři, jakož i na hvězdárně Mauna Kea. Odtud vyplývá, že záření novy je lineárně polarizováno a polarizační vektor rotuje s periodou 71,1 s. Perioda je projevem rotace a polarizace vzniká jako důsledek synchrotronové emise. To naznačuje souvislost pulzarů a zdrojů rentgenového záření. Také kruhová polarizace je proměnná s touž periodou. Skutečná rotační perioda je však dvojnásobná.

Američtí autoři F. M. Stienon aj. uveřejnili nové údaje o emisním objektu HBV 475 (V1329 Cyg). Z 210 fotografických měření v letech 1891 až 1973 vyplývá, že objekt byl v letech 1891 až 1965 kolem 15 mag s oscilacemi do 1 mag. Poměrně vzácně však v tomto údobí jeho jasnost klesala až nad 17 ÷ 18 mag, a to údajně v periodě 960 dní. V polovině roku 1966 došlo k výbuchu až na 11,5 mag. I po výbuchu jsou na světelné křivce patrné oscilace s periodou 960 dní a amplitudou přes 2 mag. V r. 1970 zmizelo ultrafialové kontinuum. Na rozdíl od naší původní představy, kdy jsme soudili, že ultrafialová emise a pás v oblasti 460 nm pocházejí z primární Wolfovy-Rayetovy složky objektu, domnívají se zmínění autoři, že tyto jevy vznikaly v rozpínající se obálce kolem celého objektu, jenž je zákrytovou dvojhvězdou s velmi dlouhou periodou 959 dnů. Obdobných symbiotických objektů s dlouhými periodami je údajně známo kolem čtyřiceti. Naproti tomu sovětští autoři Mandel a Archipovová existenci uvedené periody – a tím i zákrytový dvojhvězdný charakter soustavy – ze svých měření nepotvrdili. Na základě spekter, jež jsem v září 1974 pořídil v Asiagu, se ukazuje, že v objektu dochází ke stále novým změnám. Ve spektru se objevily čáry svědčící o zvyšující se excitaci v obalu, například Fe VI. Nebulární čáry zakázaného kyslíku a neonu prakticky zmizely. Objekt je nyní zhruba 14 mag.

R. Hanbury Brown aj. uveřejnili seznam 32 úhlových průměrů hvězd změřených intenzitním interferometrem v Narrabri. Jsou to měření vykonaná za osm let od června 1964 na základnách 10 ÷ 188 m. Mezní hvězdná velikost přístroje byla zpočátku +1,5 mag. Do roku 1971 se díky rozmanitým zlepšením zvýšila na +2,5 mag. V seznamu jsou hvězdy spektrálních typů O5f až F8.

P. van de Kamp pořídil na Sproulské hvězdárně 900 desek blízké trpasličí hvězdy ε Eri v letech 1938–1972 pomocí 0,6m refraktoru. Hvězda je vzdálena 3,3 pc. Z odchylek přímočaré dráhy odvodil autor, že hvězda má neviditelného průvodce, obíhajícího s periodou 25 let, o hmotnosti šestkrát vyšší než Jupiter, tj. 0,006 M_☉. Předešlé van de Kampovy práce o průvodcích (planetách) Barnardovy hvězdy kritizovali Gatewood a Eichhorn. Na základě pozorování z Alleghanské observatoře totiž po pečlivém vyloučení přístrojových a pozorovacích chyb zjistili, že Barnardova hvězda nejeví vlnovky na dráze, jak uvádí van de Kamp. Autoři soudí, že při tak dlouhodobých pozorováních nelze vyloučit drobné změny geometrických vlastností sproulského dalekohledu, které jsou pak nesprávně považovány za změny v poloze hvězd. Tím je ovšem ohrožen jediný pozitivní důkaz o existenci planet mimo náš vlastní planetární systém.

Zajímavou metodu pro určení hmotnosti osamělého bílého trpaslíka užili G. Gatewood a J. Russell při analýze pohybu známé van Maanenovy hvězdy 2. Bílý trpaslík je 13 mag ve vzdálenosti 4,3 pc v souhvězdí Ryb. Byl fotografován 0,7m refraktorem Alleghanské observatoře v letech 1917 až 1973. Jelikož během té doby se měřitelně změnila vzdálenost hvězdy od nás, mění se vlivem perspektivy i velikost vlastního pohybu. Odtud lze geometricky vypočítat skutečnou radiální rychlost, jež činí 6 km/s, zatímco ze spektra vychází zdánlivá radiální rychlost +33 km/s. Nesouhlas, jak známo, je způsoben gravitačním červeným posuvem. Velikost posuvu je úměrná hmotnosti a nepřímo úměrná poloměru objektu. Jelikož svítivost i teplotu hvězdy známe, lze z toho poloměr trpaslíka spočítat – činí 0,013 R_☉. Odtud pak dostáváme hmotnost 0,7 M_☉. Tíhové zrychlení na povrchu trpaslíka je o pět řádů vyšší než na Zemi. Nejteplejším a nejsvítivějším bílým trpaslíkem zůstává stále Sirius B, jehož revidovaná vizuální hvězdná velikost je (8,08 ±0,11) mag. E. L. Robinson studoval jedinou trpasličí novu EM Cygni, která je nejen zákrytovou, ale i spektroskopickou dvojhvězdou s oběma složkami ve spektru. K erupcím dochází v intervalech od 18 do 25 dnů a amplituda je až 2,0 mag. Odtud se dá odvodit hmotnost bílého trpaslíka (0,70 ±0,18) M_☉ a červeného eruptivního trpaslíka (0,90 ±0,17) M_☉. Oběžná perioda je 0,29 dne.

Mnoho zájmu bylo loni věnováno zákrytové dvojhvězdě LY Aur, kterou objevil v r. 1968 P. Mayer z Astronomického ústavu MFF UK. Ukázalo se totiž, že hvězda patří k nejranějším zákrytovým systémům – primární složka je jediná známá složka dvojhvězdy spektrálního typu O9,5 III. Hvězda byla především sledována pomocí orbitální stanice OAO-2, a tak byly pořízeny světelné křivky v šesti oborech v rozmezí 155 ÷ 425 nm. Pro studium tak raných hvězd mají ultrafialová pozorování obzvláštní význam, neboť právě v této oblasti žhavé hvězdy nejvíce září. Elementy z pozemních pozorování určili Mayer a T. B. Horák a z orbitálních pozorování G. McCluskey a Y. Kondo. Hmotnosti složek jsou 24,8 a 11,3 M_☉, poloměry 9.10⁶ km a 7.10⁶ km a hustoty řádově 10^-2 hustoty Slunce. Velká poloosa dráhy měří 24,4.10⁶ km. Podle těchto výsledků se primární složka již vzdálila z hlavní posloupnosti, ale dosud nezačala předávat hmotu sekundární složce. V ultrafialovém oboru byla sledována ještě zákrytová dvojhvězda δ Pictoris, a to pomocí západoevropské družice TD-1 v pásmu 133 ÷ 274 nm, a také Algol družicí OAO-2 v pásmu 150 ÷ 298 nm.

Další zákrytovou dvojhvězdou, jež na sebe upoutala pozornost, byla U Cephei. A. Batten a C. Scarfe z observatoře ve Victorii zjistili silné Balmerovy emise během totality ve dnech 7., 12. a 17. září 1974. Světelná křivka se rovněž změnila a 12. září se dokonce totalita změnila na parciální zákryt. Poprvé byly emise v čáře H-α pozorovány i mimo zákryt. Druhá absorpční složka vodíkových čar jevila posuv 400 km/s. Objev byl potvrzen M. Plavcem aj. na základě spekter z Lickovy observatoře, jež měla časové rozlišení 10 ÷ 20 min. Na počátku totality je silné červené křídlo čáry H-α, pak se intenzita obou křídel vyrovná a na konci totality je zase silnější modré křídlo. Zdá se, že zatímco dříve systém obsahoval pouze jakýsi svítící most mezi složkami, nyní se kolem primární složky vyvinul prsten obdobný prstenci v klasickém systému RW Tauri. Lze očekávat, že vytvoření prstence bude doprovázeno skokem v periodě soustavy.

Italští astronomové C. Blanco a S. Cristaldi se znovu zabývali kontroverzním systémem KO Aql. Podle jejich názoru leží primární složka na hlavní posloupnosti a sekundární vyplňuje Rocheovu mez, anebo jsou obě složky dosud v rané fázi vývoje, před vstupem na hlavní posloupnost. Další italský tým vedený A. Mammanem z Asiaga prokázal, že dvojhvězda BF Aurigae nemohla vzniknout rozštěpením jediného útvaru. Hmotnosti složek jsou 5 M_☉, poloměry rovněž 5 R_☉ a vzájemná vzdálenost činí 13 R_☉. Složky spektrálního typu B5 V jsou tudíž v dotyku s Rocheovou mezí. Roxburghova teorie štěpení (1965) udává však pro tento případ horní mez hmotností jen 4 M_☉. Autoři soudí, že až složky opustí hlavní posloupnost, vytvoří hvězdu spektrální třídy Be. Emisní hvězdy typu Be by pak byly produktem vývoje dvojhvězd se stejnou hmotností složek. To je též ve shodě s názory ondřejovských astronomů P. Harmance a S. Kříže na povahu hvězd s obálkou (shell). Oslabilo by to Kopalovu námitku proti teorii o výměně hmoty v soustavách těsných dvojhvězd. Kopal totiž upozorňuje na nápadný nedostatek dvojhvězd se stejnými hmotnostmi složek.

R. Taam uveřejnil hydrodynamické řešení problému výměny hmoty v těsné dvojhvězdě. Našel stacionární řešení pro synchronní a asynchronní rotaci. Na povrchu primární složky se vytváří horká skvrna. V oblasti, kde se orbitální plynný proud sráží s přímým (mostem), dochází k turbulenci.

J. C. Wheeler aj. se zabývali vznikem neutronové hvězdy v soustavě těsné dvojhvězdy. Všeobecně se soudí, že vzniku neutronové hvězdy musí předcházet výbuch supernovy. To je ovšem tak drastický jev, že vede nutně ke značné excentricitě dráhy, což je však v rozporu s pozorováním rentgenových dvojhvězd, kde jsou dráhy zcela kruhové. Je tudíž potřebí nalézt mechanismus, který po explozi vrátí dráze kruhový charakter. Obecně jsou myslitelné jednak slapové síly, jednak vhodný typu přenosu hmoty. Důsledkem jsou však patrně sekulárně nestabilní dráhy.

Tak například W. Sparks a T. Stecher zvažovali systém složený z červeného obra a bílého trpaslíka. Ukázali, že bílý trpaslík bude obíhat po spirálově se zmenšující dráze, až konečně vstoupí do atmosféry obří hvězdy, čímž se rychle zabrzdí a spadne do jádra obří složky. Srážka s jádrem vyvolá explozi supernovy. Pozůstatkem výbuchu by byla osamělá neutronová hvězda. Ve prospěch modelu hovoří zmíněné rentgenové dvojhvězdy. Tak například u čerstvě identifikované zákrytové dvojhvězdy Cen X-3 se perioda oběhu kompaktní složky zkracuje tak rychle, že ke srážce by mělo dojít už za tisíc let – domněnka bude tudíž ověřena co nevidět!

Také J. Whelan a I. Iben hledali předchůdce supernov. Zabývali se výskytem supernov typu I v eliptických galaxiích. Tvrdí, že to jsou dvojhvězdy s oběžnými periodami od 1 do 6 let. V původní konfiguraci měla primární složka střední hmotnost 1,8 ÷ 3 M_☉, zatímco lehčí sekundární měla jen kolem 0,8 M_☉. Původní oběžná doba byla 5–9 let. Primární složka se rychle vyvinula a stala se bílým trpaslíkem s hmotností 1,4 M_☉. Sekundární složka se vyvíjela celých 10 miliard let, až dosáhla obří větve. V tomto období počal přenos hmoty na primární složku, což nakonec vede k výbuchu bílého trpaslíka, a tedy k supernově. Ukazuje se, že spektrum supernov se podobá spektru nov: kontinuum září jako černé těleso a přes ně se překládají emise typu P Cygni. D. Cox soudí, že po (asymetrickém) výbuchu supernovy se v mezihvězdné látce vytvářejí jakési tunely. Systém tunelů se navzájem protíná a na rozhraních dochází k rozmanitým hydrodynamickým jevům, zatím zcela neprostudovaným.

Manželé Irvinovi nalezli nový optický pozůstatek supernovy v souhvězdí Kentaura. Objevili vláknovou mlhovinu v okolí rádiového zdroje, jenž je zřejmě rovněž zbytkem téže supernovy. Zdroj je vzdálen 220 pc od galaktické roviny a od nás asi 1,3 kpc. Další zbytek supernovy nalezl E. M. Berkhuijsen v galaktické délce 194,7° a šířce +0,4°. Smyčková mlhovina na rozhraní souhvězdí Orionu a Blíženců má poloměr 60 pc při vzdálenosti 1 kpc a expanduje rychlostí 20 km/s. Její stáří lze odhadnout na milion let. Energie expanze činí 5.10⁴³ J. V mlhovině byly zjištěny četné oblasti vysoké emise, jakož i emisní oblasti ionizovaného vodíku obsahující rané hvězdy. Buď tedy při rozepnutí oblaku došlo k intenzivnímu tvoření hvězd, anebo byl jejich vznik uspíšen průchodem rázové vlny, jež doprovázela výbuch. Je to největší a současně nejstarší dosud známý optický pozůstatek supernovy. Stáří ranných hvězd se odhaduje na 700 000 let, v dobrém souhlase se stářím supernovy.

3. Hvězdy a rentgenové zdroje

A. Holm aj. uveřejnili údaje o ultrafialové světelné křivce supernovy 1972E v NGC 5253, pořízené pomocí stanice OAO-2 v květnu až červenci 1972. V ultrafialovém oboru připomíná spektrum nejvíce veleobra třídy F. V intervalu 264 ÷ 425 nm se za 63 dní vyzářilo 2,9.10⁴¹ J, z toho asi třetina v pásmu pod 332 nm. Minimální celková energie při této explozi je pak 7.10⁴² J.

B. Warner se zabýval vývojovou posloupností od těsných dvojhvězd typu W UMa přes kataklyzmické proměnné až k supernovám typu I. Autor vychází ze známé prostorové hustoty a očekávané životní doby hvězdy typu W UMa. Ze sekundární složky se přenáší helium na primární složku, která už je bílým trpaslíkem. Akrecí hmoty se primární složka vyhoupne nad Chandrasekharovu mez pro hmotnost bílého trpaslíka. Zbytek sekundární složky má dost prostoru k tomu, aby z hvězdy hlavní posloupnosti vznikl obr vyplňující Rocheovu mez. To podle Warnera odpovídá stadiu kataklyzmické proměnné hvězdy.

Název se používá souhrnně pro obyčejné, rekurentní i trpasličí novy, o nichž se vesměs soudí, že jde o polodotykové dvojhvězdy s životní dobou kolem 2.10⁷ let. Stáří právě odpovídá době přenosu hmoty v soustavách vyvinutých z typu W UMa. Poněvadž v Galaxii je řádově 2.10⁵ kataklyzmických proměnných, plyne odtud, že zhruba za století vždy jedna zanikne. Jelikož průměrná hmotnost bílého trpaslíka v soustavě kataklyzmické proměnné je 1,2 M_☉, stačí, aby přitekly další 0,3 M_☉ od sekundární složky, a primární složka vybuchne. Je třeba si uvědomit, že v počátečních fázích výměny hmoty dostává primární složka vodík.

To vede k drobným explozím v podobě výbuchu novy a při tom se vždy přiteklý vodík (asi 10²³ kg) zase vyzáří, takže primární složka si vlastně udržuje stálou hmotnost. Později však začne přitékat helium z jádra sekundární složky, čímž zanikne náchylnost primární složky k drobným výbuchům. Hvězda počne přibývat na váze, a tím si připravuje svůj velkolepý pohřeb v podobě exploze supernovy typu I. Autor ještě připomíná, že podporou jeho domněnky jsou i podobnosti v rozložení prostorových rychlostí hvězd typu W UMa a kataklyzmických proměnných. Pokud jde o supernovy typu II, Warner soudí, že jde o exploze osamělých hvězd I. populace.

I. Appenzeller a W. Tscharnuter počítali vývoj masivní prahvězdy s hmotností 60 M_☉, poloměrem 6,5.10¹⁵ m a střední hustotou 10^-16 kg/m³. Počáteční fáze je táž jako u méně hmotných prahvězd, tj. probíhá gravitační kolaps. Od začátku kolapsu uplyne 360 000 let, když se vytvoří malé hydrostatické jádro. Pak za 20 000 let začne hořet vodík v centru prahvězdy. Za dalších 25 000 let se kolaps obálky zastaví a změní v rozpínání díky zářivému toku z vnitřku. Obálka se tím odfoukne a zbude téměř obyčejná hvězda hlavní posloupnosti s hmotností 17 M_☉. Po větší část doby se bude centrální oblast prahvězdy jevit pozorovateli jako chladný, ale svítivý infračervený bodový zdroj. V jádře infračervených zdrojů již probíhají nukleární reakce, ale plynné obaly nebyly dosud odvrženy. Touto prací byl významně rozšířen interval hmotností pro matematické modely prahvězd. Dosud byly totiž počítány vývojové dráhy pro prahvězdy s počáteční hmotností 0,05 ÷ 20 M_☉. Svítivost prahvězd se odhaduje na 30 ÷ 30 000 L_☉ a efektivní teplota na 100 ÷ 400 K.

V souvislosti s pozorováním infračervených zdrojů zkoumali D. Allen a M. Penston, zda to jsou hvězdy infračervené nebo infrazčervenalé. Jelikož v některých mezihvězdných mračnech dosahuje vizuální absorpce přes 100 mag, lze povahu řady infračervených objektů (např. tzv. Becklinovu hvězdu) vysvětlit právě mezihvězdným zčervenáním. Barevná teplota Becklinovy hvězdy je 600 K, ale u objektu IRS 5 dokonce jen 200 K. Proto zde již převažuje „infračervený“ výklad. Prahvězda je ukryta v prachovém obalu, takže vizuální záření prahvězdy se v tomto „zámotku“ změní na infračervené. V mlhovině v Orionu dosahuje vizuální absorpce fantastické hodnoty 200 mag. Ukazuje se tudíž, že výskyt velmi hustých mračen (hustota se projevuje vysokou absorpcí) nějak souvisí s procesem tvorby hvězd.

Dalším pozorovatelným stadiem raného hvězdného vývoje jsou podle všeobecného názoru Herbigovy-Harovy objekty (H-H). Podle nové domněnky manželů Stromových a Grasdalena to však nejsou přímo prahvězdy. Autoři se domnívají, že jde o reflexní mlhoviny ozařované velmi mladými emisními proměnnými hvězdami, jejichž stáří nepřesahuje 300 000 let. Vskutku byly poblíž objektů H-H nalezeny infračervené bodové zdroje s lineárně polarizovaným zářením. Nejbližší další vývojovou etapou by pak měly být proměnné eruptivní hvězdy typu T Tauri. Existence objektů H-H je podle autorů prostým důsledkem okolnosti, že mladé hvězdy ztrácejí rychle hmotu, takže se kolem nich vytvářejí hustá temná mračna, jež znečišťují mezihvězdné prostředí.

Výzkum oblohy v oboru rentgenového záření má již několik let výrazně vzestupnou tendenci. Rok 1974 byl nesporným vrcholem tohoto úsilí, a tak si tato problematika, poprvé v našem přehledu, zaslouží samostatnou kapitolku. Těžištěm výzkumu přitom byla pozorování několika jasných rentgenových zdrojů v Galaxii, které již byly ztotožněny s optickými objekty.

Zdroj v souhvězdí Labutě, označený Cygnus X-1, patří bezesporu k nejzajímavějším, neboť jde určitě o dvojhvězdu s kompaktní (zhroucenou) sekundární složkou. Minimální vzdálenost objektu je 1 kpc a nejpravděpodobnější hodnota činí 2,5 kpc. Pak vychází ze spektroskopie hmotnost primární složky 20 ÷ 30 M_☉ a sekundární složky kolem 6 M_☉. To by jednoznačně dokazovalo, že sekundární složka je černá díra. Naneštěstí je však mezihvězdné zčervenání v dané oblasti velmi nehomogenní a navíc je svítivost primární složky ovlivněna rentgenovým zářením a přenosem hmoty v systému, takže vzdálenost objektu je zatížena značnou – až 50 % – chybou. Proto zatím stále ještě není jednoznačně prokázáno, že sekundární složka je černou dírou, neboť nejistota v hodnotě vzdálenosti a svítivosti se přenáší do nejistoty v určení hmotnosti sekundární složky.

Spektroskopické elementy soustavy jsou: a sin i = 7,98 R_☉, amplituda 72 km/s, i = 0,06, perioda 5,60 dne a funkce hmotnosti 0,22 M_☉. Z pozorování družic OSO-7 a Copernicus plyne, že poblíž sekundárního minima je rentgenové záření zakryto plynným proudem, jenž vyvěrá ze sekundární složky a dopadá na vzdálenější (odlehlou) polokouli primární složky. Podle D. Wickramasingheho a M. Bessella je neviditelný sekundár obklopen akrečním diskem, z nějž vybíhá zmíněný plynný proud. Tato ztráta hmoty je nejvýraznější ve vnějších částech disku, kde je látka urychlována dopadajícím měkkým rentgenovým zářením. Týž mechanismus způsobuje i rádiové záření objektu.

Jedním z nejpodivuhodnějších rentgenových zdrojů se však stal jiný objekt v souhvězdí Labutě, označený Cygnus X-3, který R. Hjellming přímo označil za astronomickou hádanku. Byl objeven r. 1966 pomocí rakety Aerobee. Dosud se jej nepodařilo opticky identifikovat, ačkoliv jinak září v oboru rentgenovém, infračerveném i rádiovém a současně vysílá kosmické záření. Vykládáme-li jeho záření jako záření černého tělesa, dospíváme k teplotě 20 MK, je-li to však brzdné záření, pak je teplota zdroje 74 MK. Rentgenové záření je modulováno v periodě 4,8 h, což svědčí o dvojhvězdném charakteru objektu. Největším problémem je ovšem výklad nečekaných mohutných rádiových vzplanutí zdroje.

Celá záležitost je doslova hrou neuvěřitelně šťastné náhody, ale to se v moderní astronomické historii nestalo poprvé. V r. 1972 se radioastronomové kanadské observatoře v Algonquin Park a americké stanice v Green Bank dohodli na simultánním sledování právě objevené rádiové emise známé dvojhvězdy – Algolu. První společná akce měla začít v noci 2. září 1972, ale jelikož zvečera se Algol ještě nedal pozorovat, tak více méně z dlouhé chvíle se Kanaďan P. Gregory rozhodl pozorovat ještě nějaký jiný zdroj. Volba padla na Cygnus X-3, a to byla vpravdě geniální intuice. Gregory s úžasem zjistil, že zdroj, jenž má normální tok 0,01 Jy (Jy je jednotka rádiového toku „jansky“; 1 Jy = 10^-26 W/m²/Hz), se zjasnil na 21 Jy, tedy o tři řády! Gregory byl zprvu nakloněn věřit, že došlo k poruše v kalibraci přijímače, ale pro jistotu zavolal do Green Bank, aby se na zdroj podívali. Tak se ukázalo, že porucha je v rádiovém zdroji! Radioastronomové byli v prvním okamžiku tak vyvedeni z míry, že učinili něco v jejich oboru naprosto nevídaného – vyběhli totiž z kabin radioteleskopů podívat se na oblohu, zda v daném místě v Labuti neplane supernova! Nic však vidět nebylo, a tak se pokorně vrátili do tepla ke svým registračním přístrojům. Během dalších hodin drnčely telefony na mnoha světových radioastronomických observatořích. Do pozorování se během několika hodin zapojilo přes tucet stanic, jakož i umělé družice s rentgenovými detektory. Toto soustředěné a pohotově zorganizované pozorování umožnilo komplexně popsat unikátní jev. Již za několik týdnů po objevu věnoval časopis Nature obsah jednoho čísla vzplanutí zdroje Cyg X-3. Šlo celkem o 23 prací 91 autorů.

Odtud víme, že Cygnus X-3 je vzdálen asi 10 kpc, má úhlový průměr 0,02″, což představuje 2.10¹³ m, a magnetické pole řádu 10 μT. Energie uvolněná při vzplanutí byla 5.10³² J. Rádiové záření výbuchu je projevem interakce urychlených elektronů kosmického záření a magnetického pole zdroje. Do jisté míry to připomíná výbuchy pozorované v kvasarech, až na rozdílnou časovou škálu. U kvasarů jde řádově o rok, zatímco zde byl časový interval asi 1 den. Jednotlivé vrcholy rádiového toku odpovídají čtyřem následujícím obdobím vyvrhování relativistických částic kosmického záření. Rychlost rozpínání látky je přitom dosti podstatným zlomkem rychlosti světla.

Ani 5m Haleův dalekohled nenalezl na daném místě optický objekt jasnější než 24 mag, zatímco infračervená pozorování ukázala přítomnost zdroje na vlnové délce 2,2 μm. Infračervený tok jeví periodické variace 0,2 dne a dále krátká, řádově dvouminutová vzplanutí. Přes ně se překládají delší vzplanutí, trvající 1 ÷ 2 hodiny. Poloha infračerveného zdroje souhlasí s rádiovou polohou na 1″. V červenci 1973 se podařilo prokázat, že infračervený zdroj je proměnný s periodou 4,8 h, čímž je identifikace jednoznačná.

Další rádiová vzplanutí zaznamenali Japonci 23. prosince 1973 s maximem 8,3 Jy a v lednu 1974, kdy úkaz trval opět asi 1 den. Další výbuch do 7 Jy byl pozorován v Cambridgi 13. května 1974. Jelikož po vzplanutí klesá rádiový tok exponenciálně, jde nejspíš o brzdné záření. Znamená to, že kolem uzavřeného synchrotronového zdroje je oblak ionizovaného plynu, anebo jsou do zdroje částice přímo vstřikovány, jako v pozemských urychlovačích.

Podle A. Davidsena a J. Ostrikera je Cyg X-3 dvojhvězdou II. populace, o čemž svědčí krátká orbitální perioda. Tím se objekt mírně podobná jednak známému zdroji Sco X-l, jednak dvojhvězdám typu U Gem. Budeme-li trpěliví, budeme tuto hypotézu jednou moci prověřit, neboť Cygnus X-3 by měl nakonec vybuchnout jako supernova typu I. Pracovní model objektu vypracovali holandští astrofyzikové E. van den Heuvel a C. de Loore. Výklad úkazu se opírá o mechanismus synchrotronového záření, kdy relativistické částice expandují podél magnetických siločar. Podle toho byl objekt těsnou dvojhvězdou s nerovnoměrným vývojem složek. Masivnější složka skončí jako neutronová hvězda o hmotnosti 1 M_☉. Druhá složka vyplní Rocheovu mez a další vývoj záleží na tom, zda odtud hmota přetéká na první složku, anebo uniká pryč ze soustavy. V prvním případě vznikne na místě první složky černá díra o hmotnosti 12 M_☉. V druhém případě se neutronová hvězda nezmění a z druhé složky zbude hvězda o hmotnosti 3,85 M_☉. Rentgenové a infračervené záření je vyvoláno horkým plazmatem, jež obklopuje kompaktní složku.

Základní urychlení relativistických částic nastává v nestabilních vnějších částech horkého plazmatu vyplňujícího Rocheovu plochu kolem kompaktní složky. Proces vzplanutí může být buď podobný sluneční erupci, anebo relativistickému hvězdnému větru. Tyto mechanismy působí víceméně stále, zatímco výbuch v září 1972 se vymyká všem představám. Nechybí proto ani exotický názor, že to bylo „hvězdotřesení“, jaké je postulováno pro pulzary. V každém případě je Cygnus X-3 unikátní útvar. Ze všech rentgenových podvojných zdrojů má nejkratší periodu, i když původní perioda před obdobím výměny hmoty mohla být kolem 5 dní. Dále je to vlastně první známá infračervená těsná dvojhvězda a je také prvním dokázaným hvězdným zdrojem kosmického záření mimo naše Slunce.

Třetím komplexně a podrobně studovaným rentgenovým zdrojem byl loni Hercules X-1 (2U 1705+34), ztotožněný r. 1972 W. Lillerem s proměnnou hvězdou HZ Her. Jde zase o dvojhvězdu, s oběžnou periodou 1,7 dne. R. 1972 objevili H. Tananbaum aj. 35denní cyklus v intenzitě rentgenového záření a pulzy s periodou 1,24 s. Již r. 1972 byl navržen model zdroje, kde primární složka dvojhvězdy je oteplována proudem usměrněného rentgenového záření ze sekundární složky. P. Strittmatter aj. přidali r. 1973 kuželový svazek rentgenového záření vycházející z neutronové hvězdy, která rotuje a jeví precesní pohyb. Proto kužel v periodě 35 dní střídavě zasahuje a nezasahuje Zemi, ale po celou precesní periodu zasahuje primární složku, kde lokálně ohřívá horkou skvrnu. Tvrdá složka rentgenového záření proniká dokonce pod fotosféru primární hvězdy. Prvotním zdrojem zářivé energie je zde přenos hmoty z primární složky na neutronovou hvězdu. Tzv. třetí světlo je vlastně svítící materiál, který je právě transportován uvnitř systému.

Toto základní schéma však zcela nevysvětluje všechny zvláštnosti objektu. Především je pozorovaný rentgenový zdroj slabý na to, aby vyvolal potřebné ohřátí skvrny na primární složce. Za druhé nedovedeme vysvětlit kolísání periody rentgenového záření, jež v době od prosince 1971 do března 1973 jeví dvě vlny, ale i sekulární pokles o 7 s. Optická světelná křivka za údobí březen–říjen 1973, sledovaná 0,6m a 0,8m reflektory na Haute Provence, odhalila existenci sekundárního minima o hloubce 0,25 mag ve fázi 0,5, ale jen tehdy, je-li rentgenové záření „zapnuto“. Je-li rentgenové záření „vypnuto“, objeví se ve fázi 0,5 naopak ultrafialová špička. Během 35denního cyklu se amplituda optických změn mění o desítky procent, a to nejvíce v barvě U. Při výstupu ze zákrytu se rychle mění barevný index. Během oběhu se mění i spektrální typ od raného B do středního F. E. Groth nalezl optické pulzace s periodou 1,24 s. Podle spekter D. Cramptona a J. Hutchingse se zdá, že emise N III, He II a N V patří neutronové hvězdě. Hmotnosti složek činí (2,2 ±0,4) M_☉ a (1,3 ±0,4) M_☉. Zdá se tedy, že i zde probíhá přenos hmoty z primární složky tak, že se nejprve vytváří plynný disk rotující souhlasně s neutronovou hvězdou. Rentgenové záření je pak výsledkem akrece hmoty z disku na vlastní neutronovou hvězdu.

„Malou sestrou HZ Her“ nazval D. Lamb trpasličí novu DQ Her. Je to velmi degenerovaný bílý trpaslík, který dostává hmotu z primární složky. Primární složka je červený trpaslík s hmotností 0,27 M_☉, zatímco hmotnost sekundáru je 0,25 M_☉. Sekundární složka je obklopena akrečním diskem. Rotační perioda je 142 s a oběžná perioda 4h 39 min. Vnitřní magnetické pole primáru bylo obnaženo výbuchem novy. Jelikož tedy jde o šikmý magnetický rotátor, projeví se přítomnost magnetického pole změnami kruhové i lineární polarizace. Lamb porovnává údaje o obou „sestrách“ v tabulce:

Několikaleté úsilí identifikovat opticky objekt Cen X-3 přineslo konečně definitivní úspěch. V minulých letech navržené identifikace, jako LR Cen, WRA 795 a Liller 34, byly totiž fiktivní. Vítězem nevypsané soutěže o správnou identifikaci se stal polský astronom W. Krzeminski, jenž nalezl optický protějšek zdroje na snímcích pořízených v ESO v Chile. Hvězda je 13,4 mag a nalézá se nepatrně vně obdélníku chyb družice Uhuru, avšak uvnitř mezí udaných družicí Copernicus. Světelná křivka hvězdy z období květen 1973 až únor 1974 jeví dvě minima s amplitudou 0,12 mag a 0,09 mag. Mělčí minimum odpovídá zákrytu rentgenového zdroje. Rozptyl měření je zřetelně větší než pozorovací chyby. Barevný index je konstantní. Dráha je kruhová, ale perioda se mění v důsledku apsidálního pohybu. Optické pulzace odpovídající rentgenovým nebyly zjištěny a patrně ani neexistují.

Spektrum hvězdy analyzoval J. Rickard. Spektrum je emisní třídy OB, čáry mají profily typu P Cygni. Rychlost expanze je kolem 800 km/s. Primární složka je třídy 09 - B0,5, luminozitní třída je nejistá (Ib až IV). Vzdálenost se odhaduje na 10 kpc. Pak by byla primární složka -4,5 mag absolutní hvězdné velikosti. Z rentgenových měření vychází v sin i = 415 km/s a a₂ sin i = 17,1 R_☉. Pak je nejpravděpodobnější hmotnost primární složky kolem 18 M_☉ a sekundár je neutronová hvězda s hmotností pod 1,1 M_☉.

Stále nepotvrzena je optická identifikace zdroje 2U 0352+30, i když je v dané poloze nadějný optický kandidát v podobě rané hvězdy X Per. Fotometrie nedává jednoznačné výsledky a spektroskopie je rovněž nejistá. J. Hutchings aj. analyzovali spektra ve Victorii z let 1920–1974 a usuzují na masivní primární složku s hmotností přes 30 M_☉ a oběžnou periodou 584 dní. Nové spektroskopické elementy byly odvozeny pro hvězdu HD 77581, jež je totožná s rentgenovým zdrojem Vela X-1 (2U 0900-40). Oběžná perioda činí 8,959 dne a výstřednost 0,22. Spektrální třída primáru je B1 Ia a vzdálenost systému asi 2,2 kpc. Vodíková emise H se podobá emisím v systému Cyg X-l. Absolutní hvězdná velikost primáru je -7,1 mag a hmotnosti složek jsou asi 30 a 2,6 M_☉. Primární složka ztrácí ročně 10^-6 M_☉, neboť se dotýká Rocheovy meze. Jde tudíž o těsnou dvojhvězdu s výměnou hmoty typu B. Systém je obklopen proměnným plynným diskem. Někteří autoři v poslední době udávají hmotnost primární složky až 50 M_☉. Na ztrátě hmoty z primáru by se pak nejvíce podílel hvězdný vítr.

Na jižní obloze je ještě jeden pozoruhodný rentgenový zdroj, a to 2U 1700-37, opticky ztotožněný s hvězdou HD 153919. Primární složka je veleobr spektrální třídy O. Při nulové výsřednosti je hmotnost této složky dokonce 60 M_☉, zatímco hmotnost sekundáru je menší než 2 M_☉. Oběžná perioda je 3,4126 dne. Pokud pochází rentgenové záření z procesu přenosu hmoty, pak je sekundární složka kompaktní hvězdou. Bereme-li vzdálenost systému 3,8 kpc, je rentgenový zářivý výkon 3.10²⁹ W. Pro absolutní hvězdnou velikost primární složky pak vychází -7,8 mag! Hutchings se dokonce domnívá, že zhroucená sekundární složka obíhá uvnitř rotující plynné obálky primárního veleobra!

Další identifikace se týkají objektů 3U 0614+09 a 3U 1223-62. První z nich byl identifikován na Lickově hvězdárně jako modrá hvězda 19 mag. Je vzdálen 4 ÷ 8 kpc a podobá se zdroji Sco X-1. Druhý byl podmíněně ztotožněn s hvězdou WRA 977. Jasnost hvězdy je sice během noci konstantní, avšak v následujících nocích byly nalezeny změny až o 0,06 mag. Variace mají sinusový charakter s periodou 13,5 d.

Moskevští astronomové se pod vedením D. Martynova zabývali analýzou pozorování dnes už klasického rentgenového zdroje Sco X-1. (3U 1617-15) = V818 Sco. Z materiálu za posledních 15 let zjistili, že světelná křivka odpovídá zákrytové dvojhvězdě s periodou 3,931 dne a amplitudou 0,8 mag. Naproti tomu E. W. Gottlieb aj. zjistili prohlídkou harvardských desek z let 1889–1974 periodu 0,787 d a amplitudu 0,22 mag – perioda je skoro přesně 1/5 periody odvozené v Moskvě. A. Čerepaščuk aj. analyzovali spektra pořízená Haleovým dalekohledem. Zjistili, že fotometrické minimum odpovídá nulové hodnotě radiální rychlosti vodíkových čar. Poloviční amplituda vodíkových čar je 40 km/s a čar ionizovaného helia 25 km/s. Svítivost objektu činí 10³⁰ W. Výskyt emisí a přítomnost rádiového záření prozrazuje, že útvar je skutečně starou novou.

Rentgenová emise byla objevena i na trpasličí nově SS Cygni. Rentgenový zářivý výkon je kolem 1,5.10²⁶ W. Podle B. Warnera se během vzplanutí přenáší hmota na bílého trpaslíka, a tím vzniká rentgenové záření v podobě jasné skvrny na povrchu trpasličí hvězdy. Měkké galaktické rentgenové záření může pak být z větší části právě souhrnnou emisí z trpasličích nov. Toto záření stejně jako ultrafialové záření za Lymanovou hranou 91,2 nm prochází poměrně snadno celou Galaxií.

Pro další identifikaci má velký význam publikace 3. revidovaného katalogu rentgenových zdrojů Uhuru. Přehlídka zveřejněná R. Giaconnim aj. v r. 1974 obsahuje celkem 161 zdrojů a je úplná do meze 10 pulzů za sekundu. Spektroskopicky se o identifikaci některých zdrojů pokusili D. Wickramasinghe aj. na observatoři Mt. Stromlo v Austrálii. Při disperzi 20 nm/mm mohli sledovat objekty do 15 mag. Zdá se, že se jim zdařilo identifikovat objekt totožný se zdrojem Cir X-1, spektrální třídy C5. Na rozdíl od předešlých identifikací by tedy šlo o červenou uhlíkovou hvězdu, velmi jasnou v daleké infračervené oblasti (4 ÷ 6 mag), zatímco opticky je 15 mag. Jsou náznaky, že i v tomto případě jde o dvojhvězdu.

B. Peterson shrnul údaje o zhroucených objektech a galaktických rentgenových zdrojích. Zabýval se nejprve problémem pulzací rentgenových pulzarů, jejichž periody se pohybují od 30 ms do 10 s. Přestože nemáme kvantovou teorii gravitace – a nemůžeme tudíž nic říci o struktuře černých děr – dá se ukázat, že rentgenový pulzar nemůže být černou dírou. Jsou to tedy buď bílí trpaslíci, anebo neutronové hvězdy.

Kdyby se bílý trpaslík skládal z čistého vodíku, pak by jeho hmotnost mohla dosáhnout až 5,75 M_☉. To je ovšem nemožné a skutečnosti se spíše blíží model obsahující pouze helium. Pak je horní mez hmotnosti „klasických“ bílých trpaslíků 1,46 M_☉. Pro „jadernou směs“ činí horní mez 1,0 M_☉. Pro ideální neutronový plyn je horní mez hmotnosti neutronové hvězdy jen 0,71 M_☉, ale pokud jsou v nitru přítomny hyperony, lze mez posunout až na 2 M_☉. I tyto hodnoty lze zvýšit ještě o 20 %, přibereme-li v úvahu vliv hvězdné rotace. Přitom je vznik neutronů dán podmínkou, aby kinetická energie volných elektronů byla větší než 0,783 MeV. Pak nastává reakce:

p⁺ + e^- + 0,783 MeV → n^o + ν

Má-li jádro hmotnost 1 M_☉, pak na přeměnu všech protonů v neutrony je potřebí energie 0,75.10⁴⁴ J, což je 1/10 energie uvolněné termonukleárními reakcemi v dané hvězdě. Ve skutečnosti je ovšem zdrojem energie gravitační kolaps, neboť smrštění hvězdy na poloměr 10 km dodá energii 1,6.10⁴⁶ J. Větší část této energie ovšem odnesou neutrina a gravitační záření. A tak již za den po kolapsu se hvězda díky neutrinům ochladí na 1 GK a za sto tisíc let díky fotonům na 1 MK. Fáze vysoké svítivosti, kdy hvězda vydává 10³¹ W při teplotě 10 MK, trvá řádově pouze rok.

Peterson soudí, že takto lze velmi dobře vysvětlit přechodné intenzivní rentgenové zdroje, jako byl Cen X-4, jenž vzplanul v červenci 1969 a zmizel koncem září. Další přechodný zdroj byl pozorován od března do prosince 1971, s maximem srovnatelným s rentgenovým zářením Krabí mlhoviny.

Jinak ovšem rentgenové záření souvisí nejspíše s výměnou hmoty v těsných dvojhvězdách. Je-li sekundární složka kompaktní, pak materiál, který na ni dopadá z primární složky, zahřívá fotosféru zhroucené hvězdy, a tím vzniká tepelné rentgenové záření. Podmínkou je, aby koróna kompaktní hvězdy nebyla opticky tlustá, jinak by se toto rentgenové záření přeměnilo na ultrafialové či dokonce optické nebo infračervené. Jelikož však bílí trpaslíci obvykle mají tlustou korónu, kdežto neutronové hvězdy nikoliv, je mohutné rentgenové záření pozorovatelné jen z neutronových hvězd. Číselné hodnoty jsou řádu 10²³ W pro neutronovou hvězdu, 10²¹ W pro bílého trpaslíka a 10¹⁸ W pro okolí černé díry.

Ve skutečnosti jsou ovšem poměry ve dvojhvězdě komplikovanější, neboť – jak ukazuje pozorování – hmota neproudí přímo na povrch kompaktní složky, ale do akrečního disku. To značně zvyšuje rentgenovou svítivost objektu. Pro kompaktní složku s hmotností 1 M_☉ pak dostáváme rentgenový výkon 1,2.10³¹ W a tento výkon roste úměrně s hmotností sekundární složky. Pokud je gravitační síla větší než tlak záření, udržuje se poměrně konstantní svítivost disku, neboť podmínka má charakter zpětné vazby. Akreční disk přenáší směrem ven nejen energii, ale i moment hybnosti sekundární složky. Maximum záření by mělo být v pásmu 2 ÷ 3 keV a pro bílé trpaslíky kolem 0,2 keV.

Schematicky si můžeme představit, že zhroucená složka získává materiál z akrečního disku. Akrece je však malá, má-li zhroucená hvězda silné magnetické pole. Při rychlé rotaci složky se tak naopak rotační energie přenáší do disku, čímž se ovšem samotná rotace zpomaluje. Tím se zmenší zábrany proti dopadu akrečního materiálu na hvězdu, zvýší se svítivost, tím se ale zvětší tlak záření, což vede k opětnému snížení akrece, atd.

K vyzařování výkonu 10³¹ W je zapotřebí akrece 10^-8 M_☉/rok. Samotný hvězdný vítr z veleobra odnáší asi 10^-6 M_☉/rok. Proto mechanismus funguje i při poměrně nízké účinnosti kolem 1 %, což je velice bezpečně zaručeno. Skutečná rentgenová svítivost dvojhvězdy závisí jednak na rychlosti akrece, jednak na poloměru akrečního disku. Také teplota záření závisí na onom poloměru a na způsobu, jak je záření z disku přenášeno směrem ven. Pro masivní neutronové hvězdy se akreční záření podobá záření černého tělesa, kdežto pro lehké neutronové hvězdy se od něj výrazně odlišuje. Tato kritéria umožňují kvalitativně popsat mnohé z rentgenových zdrojů, o nichž jsem v přehledu psal.

V soustavě DQ Her je sekundární složkou bílý trpaslík, jenž podle modelu rentgenově nezáří. Her X-1 a Cen X-3 obsahují neutronové hvězdy, takže rentgenové záření přichází jak z akrečního disku, tak i z povrchu zhroucených složek. Hmotnost složky systému Her X-1 činí 1,3 M_☉, takže je blízko horní meze pro hmotnost neutronových hvězd. Objekty Cyg X-1, 2U 0900-40 a 2U 1700-37 jsou pak nejspíš černé díry, neboť záření přichází pouze z akrečního disku. Rentgenové dvojhvězdy se tak stávají doslova prubířským kamenem (správněji snad prubířskou suprakapalinou) moderních astrofyzikálních hypotéz o projevech degenerované látky ve vesmíru.

4. Galaxie a kvasary

Nejprve se musíme zmínit o těch útvarech v Galaxii, na něž nám předtím nezbylo místo. Jsou to především pulzary. Loni byly zaznamenány infračervené pulzy z pulzaru v Krabí mlhovině v pásmech 2,2 a 3,5 μm. Při zákrytu Krabí mlhoviny Měsícem v srpnu 1974 bylo na základě balonových měření v pásmu 20 ÷ 150 keV zjištěno, že 80 % tvrdého rentgenového záření mlhoviny přichází z oblasti o průměru 1′, jejíž střed je totožný s polohou pulzaru.

ejvětším objevem v této disciplíně je však sdělení J. Taylora a R. Hulse, kteří pomocí 300m radioteleskopu v Arecibu nalezli pulzar 1913+160 s mimořádně krátkou periodou 0,059 s. Pulzar leží poblíž galaktické roviny a má nepatrný tok 0,005 Jy. Objekt je totiž členem těsné dvojhvězdy, jak prozradily periodické změny samotné periody s amplitudou 78 μs a délkou oběžné periody 0,323 dne. Ze změn periody byly odvozeny parametry dráhy dvojhvězdy, a to poloviční amplituda 198 km/s, výstřednost 0,61, velká poloosa 690 000 km (pokud i = 90°) a hmotnosti 0,13 M_☉. Družice Copernicus nenalezla žádnou rentgenovou emisi binárního pulzaru v pásmu 0,1 ÷ 0,3 nm. Ani fotografické hledání na snímcích z let 1891–1953 nepřineslo pozitivní identifikaci a v současné době není v daném místě oblohy žádný objekt jasnější než 18,5 mag.

J. Taylor se spolu s R. Manchesterem a Y. Vanem podílejí i na unikátním měření vlastního pohybu pulzaru PSR 1133+16. Vlastní pohyb byl určen ze změn okamžiku příchodu pulzů ve čtyřletém intervalu měření. Odtud vyšlo μ = (0,58 ±0,22)″/r, což při nominální vzdálenosti 130 pc znamená tangenciální rychlost 380 km/s. To by naznačovalo, že jde o rychle se pohybující objekt, ale pak je překvapující, že se dosud nalézá poblíž galaktické roviny. Autoři soudí, že rozpor může dokazovat, že přeceňujeme stáří pulzarů anebo že chybně extrapolujeme rychlost jejich rotace do vzdálené minulosti. V Arecibu objevili dalších 11 pulzarů. Jelikož tím počet pulzarů již značně převýšil stovku, lze odtud statisticky odvodit, že ve vzdálenosti 10 kpc od centra Galaxie prostorová hustota pulzarů prudce klesá.

Současné představy o pulzarech vycházejí z modelů neutronových hvězd. Podle revidovaného modelu pro neutronovou hvězdu o poloměru 10 km a hmotnosti rovné hmotnosti Slunce je rotační perioda v rozmezí od 30 ms do několika sekund. Atmosféra hvězdy je zanedbatelně tenká, pod ní je kůra o tloušťce asi 200 m z vysoce vodivého krystalického materiálu o hustotě 10⁷ ÷ 2.10¹⁷ kg/m³. Ve větší hloubce se nachází degenerovaná neutronová suprakapalina v termodynamické rovnováze. Jádro má hustotu přes 10¹⁸ kg/m³ a obsahuje hyperony. Povrch hvězd je horký a měl by vysílat rentgenové záření, jako obdobu spojitého záření obyčejné hvězdy. Kdybychom je zjistili, mohli bychom odvodit teplotu, poloměr, hmotnost, magnetické pole i stáří neutronové hvězdy a usoudit na vnitřní teplotu, podobně jako při studiu obyčejných hvězd získáváme údaje z optického spektra. Naneštěstí vše, co zatím známe, jsou rádiové, příp. i energetičtější pulzy, ale ty pocházejí z magnetosféry neutronové hvězdy.

Bezpečná identifikace pulzaru v Krabí mlhovině s neutronovou hvězdou je založena na okolnosti, že zářivé ztráty celé mlhoviny jsou právě rovny energii pocházející ze zpomalování rotace hypotetické neutronové hvězdy. Jde tu o zářivý výkon 10³¹ W. Rotace je příliš rychlá na to, aby ji mohl přežít kterýkoli bílý trpaslík – ten se ničí odstředivou silou již při periodě rotace 12 sekund. Největší část zářivého výkonu se vysílá v rentgenovém oboru, v optické oblasti asi 1 % a v rádiové pouhá tisícina procenta rentgenového výkonu. Na druhé straně nemůže být pulzar černou dírou, neboť rotující černá díra sice může mít vlastní elektrický náboj, nikoli však magnetické pole.

Radioastronomové pokračovali také ve studiu mezihvězdných molekul. Jako celkově 29. molekula v mezihvězdném prostoru byl objeven methylamin CH₃NH₂ na frekvenci 73 a 86,1 GHz. Objev učinili společně japonští a američtí radioastronomové a o pouhé dva dny později byl nezávisle ohlášen Australany v Parkesu. Sloučenina, nalezená v tradičních lovištích Sgr B2 a v mlhovině v Orionu, může vytvářet s kyselinou mravenčí, dokázanou v mezihvězdných mračnech již dříve, glycin H₂NCH₂COOH, což je už aminokyselina!

Na frekvenci 10,46 GHz byl nalezen thioformaldehyd a na 90,94 GHz dimetylether (CH₃)₂O. V galaxiích NGC 253 a NGC 4945 v Sochaři a v Kentauru byl zjištěn formaldehyd (CH₂O).

Přehled problému mezihvězdných molekul podal D. Buhl. V temných prachoplynových mračnech se vytvářejí zárodky hvězd. Kinetickou energii molekul ve vodíkovém oblaku lze změnit na zářivou, jež je emitována v rádiové, příp. infračervené oblasti spektra. Tím se oblak ochladí a to umožňuje jeho další smršťování, a tedy i tvoření hvězd. Typickým příkladem je mlhovina v Orionu, kde pozorujeme jasnou vláknitou mlhovinu před hustým temným mračnem. Plyn má teplotu 10 MK a prach jen 100 K. Infračervené zdroje nalezené v mlhovině jsou pak prahvězdy. V infračerveném oboru se vyskytují čáry vibračního spektra molekul, jež je dosud téměř neprozkoumáno. V rádiovém oboru pozorujeme rotační molekulární spektra. Při teplotě oblaku 25 K je např. formaldehyd excitován ve všech stavech spadajících do rádiové oblasti spektra. Pro spolehlivou identifikaci sloučeniny postačí nalezení jediné čáry, neboť rádiové měření frekvencí je velmi přesné.

První mezihvězdné molekuly, a to CN, CH a CH⁺, byly objeveny v optickém spektru již r. 1937 na Mt. Wilsonu. K tomu přibyla molekula vodíku H₂, nalezená r. 1970 v ultrafialovém oboru. V rádiovém spektru byl nejprve nalezen kation OH, a to v absorpci 1963 a v emisi roku 1965. Objev byl tak nečekaný, že rádiové čáry se zprvu přisuzovaly hypotetickému prvku mysteriu. Když se prokázalo, že v mezihvězdných mračnech funguje maserový mechanismus, podařilo se emise OH objasnit.

V r. 1968 nastal zvrat v úrovni experimentální techniky, když se C. Townesovi podařilo vyřešit problém stability oscilátorů v zesilovačích pro centimetrové a milimetrové vlny. Díky 6m radioteleskopu v Kalifornii a 43m radioteleskopu NRAO byly nalezeny čpavek a vodní pára. Vodní pára září díky vzbuzené emisi s neobyčejnou účinností – v jediné její čáře se vysílá až 1/10 celkového zářivého výkonu Slunce! Objev formaldehydu (CH₂O) r. 1969 byl pak dalším impulzem k vystupňování rádiových měření. Zjistilo se tak mimo jiné, že izotop uhlíku ¹³C je v mezihvězdných mračnech o řád hojnější než ve sluneční soustavě.

V r. 1970 počal nástup v pásmu 2 ÷ 4 mm, umožněný vývojem nových krystalů a přijímačů i postavením mechanicky přesnějších antén. Tak byl objeven oxid uhelnatý CO a kyan CN. Molekula CO je vhodná i ke studiu galaktické struktury namísto tradiční vodíkové čáry vlnové délky 211 mm. Astrofyzikální údaje pro čáru kyanu na vlně 2,64 mm mají značný význam i pro laboratorní spektroskopii, neboť čára nebyla v laboratoři nikdy pozorována. Po r. 1970 se tempo objevů zvolnilo, takže v posledních letech se už jen paběrkuje.

ezitím dokázal C. Ponnamperuma laboratorními analýzami vzorků z meteoritu Murchison, že se v něm nacházely aminokyseliny již před vznikem sluneční soustavy. Ostatně již r. 1953 ukázali S. Miller a H. Urey, že působením elektrických výbojů na směs vody, čpavku a metanu vznikají aminokyseliny. Nové pokusy E. Anderse aj. se směsmi CO, D₂, ND₃ a NiFe, jež byly po dobu několika dnů zahřívány na 250 až 300 °C, pak vedly ke vzniku mnohoatomových molekul. Proto se uvedení autoři domnívají, že mezihvězdné molekuly pocházejí z katalytických reakcí na povrchu prachových zrnek.

Pozoruhodné je, že molekuly byly zjištěny tam, kde se tvoří hvězdy a planety. Původní vodíkové mračno se ochlazuje díky činnosti mezihvězdných maserů. V mračnu se dále nacházejí plyny důležité pro vznik prvotních atmosfér planet a ledy organických látek potřebné ke vzniku komet. Odtud se zdá, že život na planetách se vytváří z pozůstatků vzniklých v mezihvězdných mračnech nebo výronem vulkanických plynů z nitra planety anebo srážkou s kometou.

V mezihvězdném prostoru byla nalezena ultrafialová čára ionizovaného bóru na vlně 136,24 nm, a to družicí Copernicus. Plyne odtud, že zastoupení bóru v mezihvězdné látce je 60krát nižší než v uhlíkatých chondritech. Tak se dostáváme ke kosmogonicky závažnému problému mezihvězdné chemie. V naší sluneční soustavě můžeme zjišťovat poměrné zastoupení prvků v meteoritech, ve sluneční fotosféře i koróně a ve slunečním větru. V mezihvězdném prostoru nám údaje o četnosti prvků opatřuje hlavně radioastronomie, což lze konfrontovat s představou o obohacování mezihvězdné látky o těžší prvky, vzniklé ve hvězdách s hmotností několikanásobně vyšší než sluneční. Doplňující údaje lze opatřit rozborem chemického složení kosmického záření.

Na základě studia 13 hydroxylových zdrojů odvodili holandští radioastronomové vývojové schéma pro hmotné hvězdy, jež právě vstoupily na hlavní posloupnost. Nejprve se kolem nich vytvoří malá oblast ionizovaného vodíku. Ve vzdálenosti 10 kAU vznikne hydroxylový maser se životní dobou několika tisíc let. Během této doby oblast H II expanduje, až dosáhne průměru kolem 15 kAU. Tím vzniká dobře pozorovatelná kompaktní oblast H II.

V temném prachovém mračnu v Hadonoši byl nalezen intenzivní infračervený zdroj na vlně 350 μm pomocí 0,6m reflektoru na observatoři Mauna Kea. Soudíme, že jde o molekulární zdroj v černém mračnu, v němž se dodnes tvoří hvězdy.

E. Becklin a G. Neugebauer objevili infračervené jádro Galaxie v místě rádiového zdroje Sgr A, a to pomocí metrového teleskopu v Las Campanas v Chile. Nejjasnější skvrna na vlně 2,2 μm je poněkud protažena v galaktické délce. Soudí se, že jde o souhrnné záření hvězd v jádře Galaxie. Ještě r. 1945 se domníval W. Baade, že v jádře Galaxie jsou hvězdy II. populace a žádný plyn či prach. Dnes víme, že tam dochází k explozím a že tam probíhá tvoření hvězd z mezihvězdné hmoty. Zdroj Sgr B2 obsahuje husté a kompaktní oblasti H II, tedy i žhavé a mladé hvězdy O. Bodové zdroje OH a H₂O jsou asi prahvězdy. Infračervený zdroj v pásmu 50 ÷ 300 μm je zřejmě prach zahřátý ranými hvězdami. Podle A. Martina a D. Downese je v jádře Galaxie hustý plynný oblak, který je zdrojem molekulárních rádiových čar. Při hustotě ještě o řád vyšší než v mlhovině v Orionu tam nepochybně probíhá intenzivní tvoření hvězd.

D. Cox a B. Smith upozornili na další zajímavý typ útvarů v mezihvězdném prostoru. V důsledku výbuchu supernovy vzniká v mezihvězdném prostředí jakýsi tunel s nízkou hustotou částic 10^-8/m³, avšak o teplotě 1 MK. Poloměr tunelu dosahuje řádu parseku. Vzhledem k četnosti výbuchů supernov a trvání tunelů musí v Galaxii existovat doslova síť vzájemně se protínajících tunelů, které se projevují difuzním měkkým rentgenovým zářením.

Ke kinematice galaktických spirálních ramen poznamenává W. Burton, že ani Linova teorie hustotních vln není s to vysvětlit, odkud se spirální struktura znovu bere, když po několika otočkách prvotní struktura zanikla. J. Piddington se dokonce domnívá, že oblasti neutrálního vodíku, sloužící k rádiovému mapování galaktické struktury, mají poruchy v rozložení rychlostí, což nesprávně interpretujeme jako spirální ramena.

Australan D. Mathewson nalezl mezihvězdný plyn v proudu mezi Galaxií a Magellanovými mračny, směřující k nám rychlostí 200km/s. Jde asi o slapový výběžek z doby, kdy byla Mračna od nás vzdálena pouhých 20 kpc. Proud však současně interaguje s mezigalaktickým materiálem – to by pak byla proslulá Oortova oblaka, jejichž interpretace je stále předmětem diskusí.

Na hvězdárně v Uppsale byl dokončen katalog galaxií severně od deklinace -2° 30′, obsahující 12 921 objektů.

R. Stein se zabýval tvorbou galaxií z prvotní turbulence. Velké chaotické rychlosti v raném vesmíru vytvářejí turbulenci, čímž vznikají fluktuace hustoty a tlaku. Fluktuace hustoty rozměrů galaktických kup, tj. o hmotnosti 10¹³ ÷ 10¹⁵ M_☉, mohou být gravitačně vázané, zatímco menší fluktuace jsou nevázané. Jestliže pak tyto nevázané fluktuační víry expandují rychleji než gravitačně vázané pozadí kupy, srážejí se navzájem a kupová fluktuace se počne hroutit. Srážky působí rázové vlny, což už bezprostředně vede ke vzniku protogalaxií o vysoké hustotě na styčných plochách vírů. Samotné galaxie se tedy vytvářejí velmi rychle.

R. W. Hockney a D. R. K. Browning simulovali vývoj galaxie na počítači. Hvězdy I. populace reprezentovalo 50 000 bodů, kdežto hvězdy II. populace tuhý disk a řešení se provádělo ve třírozměrném prostoru. Ukázalo se, že během doby vznikají v galaxii dvojitá i vícenásobná spirální ramena, která trvají aspoň deset otoček.

J. Ejnasto aj. z Tartu ukázali, že galaxie jsou obklopeny masivními korónami. Tvrdí, že hmotnost koróny o řád převyšuje hmotnost hvězd známých populací a její střední hustota činí 3.10^-22 kg/m³. To by zčásti odstranilo potíže plynoucí z rozporu mezi dynamicky a luminozitně určenou hmotností galaxií a pomohlo vysvětlit existenci rentgenového záření v galaktických kupách. Toto záření vydává horký mezikupový plyn.

V Malém Magellanově mračnu byl opticky studován rentgenový zdroj SMC X 1. Fotometrická minima mají hloubku 0,14 mag a periodu 3,893 dne. Perioda je stálá. Pomocí družice Copernicus byla studována rentgenová zatmění v pásmu 2,5 ÷ 7,5 keV. Zákryt trvá 0,6 dne a perioda se shoduje s optickou. Rovněž poloha rentgenových a optických minim se shoduje.

Rádiový zdroj Cygnus A byl ztotožněn s rentgenovým objektem 2U 1957+40. Rentgenový výkon dosahuje 2,3.10³⁸ W. Úhlový průměr zdroje je menší než 10′. Podle údajů z družice Copernicus jde o tepelné brzdné záření.

Rádiové zkoumání galaxií v interakci prokázalo nepatrný či neměřitelný rádiový tok. Odtud plyne, že interakční jevy jsou důsledkem gravitačního přiblížení a slapového působení, a nikoli projevem bouřlivé aktivity jader galaxií.

W. Saslaw aj. navrhli mechanismus tvorby podvojných rádiových extragalaktických zdrojů. Z normální galaxie jsou totiž vyvrženy dva zdroje pomocí tzv. „gravitačního praku“. Jestliže se totiž v jádře galaxie srazí tři masivní objekty, je tato konfigurace gravitačně nestabilní. Autoři počítali 25 000 takových modelových trojsrážek a zjistili, že obvykle dvě z těles vytvoří těsnou dvojhvězdu, kdežto třetí těleso vyletí velkou rychlostí z jádra. Zpětný náraz pak vymrští vzniklou těsnou dvojhvězdu opačným směrem.

Nejvýznamnějším radioastronomickým objevem ve světě galaxií je sdělení amerických astronomů pracujících v holandském Westerborku. Při zkoumání struktury rádiových zdrojů 3C 236 a DA 240 určili jejich rozměry na 5,7, příp. 2,0 Mpc. Jde tudíž o vůbec největší souvislé útvary ve vesmíru dosud zjištěné. Skládají se z elektronů kosmického záření vyvržených za hranice kupy galaxií. Uprostřed obřích zdrojů se nacházejí dva kompaktní rádiové zdroje se shodnou osou symetrie, což značí, že kompaktní objekt si „pamatuje“ po dobu řádově 10⁸ let, kterým směrem má vysílat záření i částice. Odhaduje se, že výron energie z kompaktních zdrojů probíhá spojitě po dobu 10⁷ ÷ 10⁹ let.

Řada prací se týká stále nevyjasněné otázky červených posuvů galaxií a kvasarů. Většina loňských prací podporuje kosmologickou interpretaci celého červeného posuvu. Tak se zejména podařilo rozřešit záhadu tzv. Stephanova kvintetu galaxií. Galaxie NGC 7320 s odchylným červeným posuvem totiž k soustavě fyzikálně nepatří, nýbrž tvoří stabilní kupu s dalšími třemi anonymními galaxiemi. Její vzdálenost je podle G. Shostaka 17 Mpc a rychlosti kupy jsou v rozmezí 750 ÷ 890 km/s. Tím se i „Stephanův kvartet“ stává stabilní soustavou vzdálenou asi 47 Mpc a s červeným posuvem 6 600 km/s. Členy kvartetu jsou galaxie NGC 7313, 7318ab a 7319.

E. Chačikjan a D. Weedman vydali atlas Seyfertových galaxií, jenž obsahuje 71 členů. Ukázali, že jejich červené posuvy jsou rovněž beze zbytku kosmologické. Mezi nimi je galaxie X Com, která se údajně ještě r. 1911 jevila jako kvasar. Červený posuv rádiové vodíkové čáry vlnové délky 211 mm je nyní znám již asi pro 200 galaxií. To dokazuje, že červený posuv je nezávislý na vlnové délce v širokém intervalu frekvencí.

Sovětští astrofyzikové Ozernoj a Šaronov navrhli model pro rádiový zdroj 3C 120. Jeho vzplanutí v intervalu zhruba 1,2 roku lze vysvětlit vyvržením páru plazmoidů (plazmoid je soubor relativistických částic v magnetickém poli) opačnými směry při mírně relativistických rychlostech. Každý plazmoid se navíc relativisticky rozpíná. Podobá se to do jisté míry explozi supernovy, přičemž záření se uvolňuje inverzním Comptonovým jevem. Při explozi uniká řádově energie 10⁴⁴ J.

Studium extragalaktických supernov též umožnilo určit velikost Hubbleovy konstanty, a to nezávisle na všech interpretacích červeného posuvu. Výsledná hodnota H₀ = (60 ±15) km/s/Mpc je ve velmi dobré shodě s klasickými určeními. M. Barnothyová studovala Arpův případ série kvasarů na přímce směřující od galaxie NGC 520. Ze statistického rozboru dokázala, že i v tomto případě jde o náhodné seskupení, a kvasary tudíž nejsou vyvrženy z jádra galaxie, jak se domnívá Arp. H. Arp se brání tvrzením, že Barnothyová založila své úvahy na neúplném materiálu, takže dostala anomální plošnou hustotu kvasarů v dané oblasti. J. Burke a F. Hartwick korelovali diferenciální rychlosti a vzdálenosti členů kupy galaxií. Ukázali, že rozptyl červených posuvů lze vysvětlit výběrovými efekty, a není tedy třeba zavádět hypotézy o anomálních příčinách červeného posuvu.

A. Stockton z Havaje studoval červený posuv páru kvasarů poblíž rádiového zdroje 4C 11.50. Kvasary jsou od sebe vzdáleny jen 4,8″, ale červené posuvy činí 0,436 a 1,90. Ze spekter 2,24m teleskopem se podařilo dokázat, že poblíž prvního kvasaru je galaxie 19 mag s červeným posuvem 0,434, což znamená relativní rychlost objektů jen 376 km/s. I tento případ tudíž podporuje kosmologickou hypotézu.

Studium absorpčních systémů u kvasaru PHL 957 s emisním červeným posuvem 2,69 vedlo k objevu absorpčního červeného posuvu z = 2,3099. Chemické složení absorbující látky silně připomíná mezihvězdnou hmotu, takže zde skutečně nejspíš jde o projekci bližší galaxie na vzdálenější kvasar. E. Wampler aj. zkoumali 3m teleskopem Lickovy observatoře spektrum kvasaru OQ 172 s rekordním červeným posuvem z = 3,53. Kvasar byl pozorován též radioteleskopem v Molonglo jako zdroj 1443+102. Gent aj. jej opticky klasifikovali jako neutrální objekt 17,5 mag. Čára Lyman-α je posunuta k 554 nm a C IV (154,9 nm) k 701,5 nm. Spektrum jeví silné absorpční čáry. Rádiové spektrum je ploché.

Rádiové souřadnice kvasarů jsou dnes přesné na 0,1″, což ulehčuje identifikaci s optickými objekty. Pro kvasar 3C 454.3 s posuvem z = 0,86 vychází při deceleračním parametru q₀ = +1 a H₀ = 50 km/s/Mpc vzdálenost 5 Gpc.

Pokud jde o optický výzkum kvasarů, zcela nepochybně prvořadý význam má pozorování J. Oka a J. Gunna z Haleových observatoří týkající se lacertidy BL Lac. Jak známo, tyto objekty připomínají kvasary, avšak nemají vůbec žádné čáry ve spektru. Oba astronomové pořídili spektrum bezprostředního okolí lacertidy tím, že jasné jádro zakryli kovovou maskou. A tu se ukázalo, že obálka dává průměrné absorpční spektrum starých hvězd, jež běžně pozorujeme u velkých spirálních galaxií. Změřený červený posuv odpovídá kosmologické vzdálenosti 300 Mpc, takže BL Lac je zcela zřejmě také kvasarem – dokonce právě nejbližším.

R. Partridge hledal prvotní galaxie s velmi vysokými červenými posuvy, a to kombinací vizuálních a infračervených pozorování. Výsledek přehlídky byl však záporný. R. Kippenhahn aj. studovali procesy zářivého urychlování plynných hmot v okolí kvasarů. Ukazuje se, že urychlování je tak velké, že tím lze vysvětlit výskyt absorpčních čar ve vzdálených kvasarech při platnosti kosmologické hypotézy. Pro řadu kvasarů bylo ovšem zjištěno mnoho různých absorpčních systémů s relativními rychlostmi vůči jádru až řádu 10⁵ km/s, přičemž čáry jsou relativně velmi úzké: 8 ÷ 30 km/s. Podle M. Reese jsou za tyto absorpční systémy odpovědny vysoce ionizované plazmoidy vyvržené z jádra.

Ze všech těchto pozorování vyplývá stále zřetelněji, že kvasary jsou vlastně velmi svítivé vzdálené galaxie s bouřlivými procesy v jádře. Zdrojem zářivé energie je patrně gravitace, i když způsob její přeměny na záření dosud neznáme. Aktivní oblasti v kvasarech odpovědné za variace svítivosti mají rozměry řádu světelných dnů. Změny jsou patrně důsledkem explozí v husté plazmě a za přítomnosti silného magnetického pole. Exploze doprovází výron relativistických elektronů, takže se zde uplatňuje jednak synchrotronové záření, jednak inverzní Comptonův jev. Elektrony jsou urychlovány v elektrických polích, takže samy září. Spirálové pohyby v kvazistatických magnetických polích o indukci řádu 0,01 T vedou k synchrotronové emisi. Pro jisté frekvence má plazma index lomu větší než jedna. To pak značí, že částice se pohybují relativně nadsvětelnou rychlostí, takže vzniká Čerenkovovo záření. Fotony Čerenkovova záření pak vyrobí relativistické elektrony o nízké energii. Zdá se, že toto schéma v zásadě postihuje hlavní pozorovatelné vlastnosti kvasarů.

5. Exotická astrofyzika

Jak čtenář záhy shledá, zařazuji pod tento zcela neoficiální název vše, co se prostě nevešlo do předešlých rubrik. Exotika těchto oborů je dána jednak jejich relativní novostí, jednak menším množstvím solidních pozorovacích údajů – v některých případech jde vskutku spíše o spekulace na samém pokraji vědecké metody. Ostatně už Sir Arthur Eddington kdysi prohlásil, že nemůže věřit astronomickým pozorováním, pokud nejsou potvrzena teoreticky, takže když nic jiného, opírám svou troufalost o uznávanou autoritu. Pro ty, kdo by se však přesto cítili pohoršeni jistou neseriózností následujících úvah, připojuji nakonec několik poznámek o pokroku přístrojové techniky a o hvězdářích jako takových – neboť to jsou nesporná fakta.

Pokud jde o konkrétní pozorovací údaje, snad žádné odvětví vědy na tom nemůže být hůře než kosmologie. A tak se hned zpočátku ponořme do nejnovějších spekulací o počátku i vývoji vesmíru. Podle J. R. Gotta mohly při velkém třesku vzniknout tři typy vesmíru: buď náš vesmír, směřující časově do budoucnosti, s převahou hmoty nad antihmotou, nebo antivesmír, směřující od singularity do minulosti, s převahou antihmoty nad hmotou, anebo konečně tachyonový vesmír, v němž neplatí kauzalita. Podle B. J. Carra a S. W. Hawkinga nemohly v raných fázích vývoje vesmíru vzniknout masivní černé díry, dále zvětšované akrecí látky. Přípustné jsou pouze prvotní černé „minidíry“ od hmotnosti 10^-8 kg.

J. Narlikar aj. studovali záření hypotetické bílé díry, která explodovala z fyzikální singularity, například při tzv. zpožděném velkém třesku. Tak by se dalo vysvětlit difuzní záření vysokých energií, zejména rentgenové a gama záření a kosmické záření supernov. Je vlastně pozoruhodné, že tak módní pojmy bílých a černých děr mají ve fyzice dlouhou historii. Černé díry postuloval již Laplace r. 1798 a bílé díry J. Jeans r. 1929! Ve třicátých letech byly již odvozeny horní meze hmotnosti bílých trpaslíků i neutronových hvězd. Gravitační hroucení obyčejné hvězdy probíhá nakonec velmi rychle. Svítivost klesá exponenciálně s charakteristickým časem kolem 0,1 ms. Význam černých děr v astrofyzice byl definitivně pochopen r. 1963, kdy Kerr podal řešení problému pro rotující černou díru. Jestliže by se tedy pozorovatel vznášel těsně nad horizontem událostí černé díry, přestal by pro něj plynout čas, takže by mohl v relativně krátkém intervalu (měřeném svými hodinami) pozorovat celou budoucnost vesmíru!

Současný počet černých děr v Galaxii odhaduje M. J. Rees na miliardu, přičemž každá z nich má hmotnost několika málo Sluncí. Černá díra může vzniknout akrecí hmoty na neutronovou hvězdu. Proces proběhne v podobě rázové vlny během několika málo sekund. Akreční disky kolem černých děr jsou nutně nestabilní již během několika sekund. Pokud existuje dvojice složená z černé díry a neutronové hvězdy, pak je tato hvězda roztrhána slapy a materiál hvězdy se rozplyne v mezihvězdném prostoru.

Několik zajímavých spekulací se týká rotujících černých děr. Tyto útvary mají kromě hmotnosti a elektrického náboje také moment hybnosti. Kolem objektu se nachází tzv. ergosféra, jejíž vnitřní omezující plocha je zmíněný horizont událostí. Pozorovatel v ergosféře je strhován rotací a neexistuje způsob, jak jej tam udržet v klidu. Roku 1969 ukázal Penrose, že z ergosféry lze získávat energii vstřelováním částic zvnějšku. Částice se v ergosféře rozdělí na dvě složky, z nichž jedna zapadne do černé díry a druhá vyletí ven s energií vyšší, než měla původní částice. Mechanismus funguje tak dlouho, pokud se rotace černé díry nezabrzdí. Na základě toho se r. 1973 Misner, Thorne a Wheeler zabývali velice atraktivní utopií kolonií budovaných kolem černých děr. Kdyby se odpad, vzniklý lidskou činností na těchto satelitních stanicích, nakládal do speciálních raket, jež by byly vstřelovány do ergosféry, bylo by možné uvnitř ergosféry odpadky „vysypat“ a prázdná raketa by se vrátila na stanici s energií vyšší, než jakou měla při vypuštění! V astrofyzice by se podobný mechanismus hodil pro vysvětlení explozí v jádře Galaxie, kde snad též dopadají hvězdy do centrální černé díry. V loňském roce však ukázal Wald, že Penroseův proces není dostatečně účinný.

Diskuse o charakteru vesmíru, tj. jeho uzavřenosti či otevřenosti, se loni soustředily na určování skutečné hustoty hmoty ve vesmíru. Je-li totiž tato hustota větší než kritická, je vesmír uzavřený a bude oscilovat mezi singularitou a jistým maximálním poloměrem. V opačném případě je vesmír otevřený a bude se trvale rozpínat. Kritická hustota vesmíru závisí na hodnotě Hubbleovy konstanty a v menší míře též na deceleračním parametru. Pak je kritická hustota přibližně ρ_c = 1,9.10^-30. H² (kg/m³). Roku 1958 určil Oort, že hmota v galaxiích dává střední hustotu vesmíru jen 0,02 ρ_c. I když připustíme, že mezigalaktický prostor je poměrně hustý (což se nedá z pozorování zatím nijak určit), obdržíme střední hustotu nanejvýš 0,1 ρ_c. Průhlednost mezigalaktického prostoru naznačuje, že je v něm nepatrné množství zrnek a částic s rozměry 4 ÷ 200 nm. Ejnasto aj. dostali zavedením masivních korón galaxií hustotu 0,2 ρ_c. Jsou-li hmotnosti galaxií desetkrát podceněny, pak dospíváme k hustotě 2.10^-27 kg/m³. Při dnešní nejpravděpodobnější hodnotě Hubbleovy konstanty H₀ = 50 km/s/Mpc je však ρ_c = 5.10^-27 kg/m³, takže stále nemáme dost hmoty na uzavření vesmíru.

Zcela nezávislé hodnoty střední hustoty lze odvodit z poměrného zastoupení deuteria, o němž soudíme, že je prvotní a že jeho výskyt se během věků nemění. Družice Copernicus sledovala Lymanovu sérii vodíku a deuteria ve spektru obří hvězdy β Cen spektrálního typu B1. Poměr izotopů D : H = 1,4.10^-5 a odtud vychází ρ_c = 1,5.10^-28 kg/m³ za předpokladu, že veškeré deuterium vzniklo během prvních 15 minut po velkém třesku. Jestliže tudíž porovnáme rozmanitá, byť i dost nepřesná určení střední hustoty, dostáváme rozmezí (0,3 ÷ 5,5).10^-26 kg/m³, takže odtud otevřenost, příp. uzavřenost vesmíru nelze rozlišit. Potíž je i ve značné nejistotě v hodnotě deceleračního parametru, jenž vychází v intervalu 0 ÷ 1, což samo mění kritickou hustotu v poměru 1 : 50. Stáří vesmíru od velkého třesku pak vychází na 6 ÷ 16 miliard let a jeho dnešní relativistický poloměr činí 5,6.10²⁵ m. Označíme-li současné stáří vesmíru za jednotku, pak kvasary se začaly tvořit v době 0,11 a postupně se měnily na galaxie N a Seyfertovy galaxie.

Tradiční hledání antihmoty v kosmickém záření vedlo opět k negativním výsledkům. Pro energii 5 GeV je horní mez zastoupení antiprotonů vůči protonům 1,8.10^-4 a pro 10 GeV je mez 5,7.10^-4. Při jiném experimentu se hledala těžká antijádra s protonovým číslem přes 3, a to v pásmu energií 4 ÷ 285 GeV. Zde je horní mez poměrného zastoupení 5.10^-3. Stejně negativní bylo i hledání pozitronů v primárním kosmickém záření.

Velmi mnoho úsilí bylo vynaloženo na vysvětlení vzplanutí gama, jejichž objev byl oznámen r. 1973. I. B. Strong aj. publikovali první katalog vzplanutí gama, jenž obsahuje 23 jevů z let 1967–1973. Průměrná roční frekvence je kolem 5 úkazů. Do dubna 1974 bylo zjištěno již 29 úkazů, neboť se dodatečně našly některé zaznamenané na družicích pracujících pro jiné projekty. Tak například 27. 4. 1972 pozorovali jedno vzplanutí při letu Apolla 16, jehož trvání dosáhlo 30 s a jehož vrchol trval asi 4 s. Podle Klebesadela měl zdroj vzplanutí rozměr menší než 5 000 km. V prosinci 1972 pozorovali W. Truhof aj. vzplanutí na polární družici 1972-076B. K pozorování bylo použito germaniového spektrometru ochlazeného na 130 K.

První takto podchlazený detektor pracoval na družici po dobu sedmi měsíců a měřil energetické pásmo 0,05 ÷ 2,5 MeV, kdežto patrolní družice Vela pracují jen v pásmu 150 a 300 keV. Díky tomu se podařilo poprvé ukázat, že před vlastním vzplanutím se objevují mikrovýbuchy v intervalu asi 60 ms. Jejich spektrum je energeticky tvrdší a po výbuchu „změkne“. Při vzplanutí bylo pozorováno řádově deset takových předchůdců. Odtud plyne i maximální rozměr zdroje 18 000 km. Spektrum vzplanutí gama je pravděpodobně tepelné.

J. B. Grindlay aj. z Harvardovy observatoře se pokusili o optickou identifikaci katalogizovaných vzplanutí gama. Použili k tomu materiálu fotografické prérijní sítě pro sledování jasných bolidů. Bohužel se podařilo nalézt jediný případ, kdy současně se vzplanutím pracovaly aspoň některé kamery sítě, a na snímcích není patrný žádný optický úkaz. Jelikož mezní hvězdná velikost je pro snímky prérijní sítě kolem 6 mag, plyne odtud minimální nepoměr mezi rentgenovým a optickým zábleskem větší než dva řády. To by vyvracelo eruptivní povahu jevu, ale z jednoho ne-pozorování lze sotva činit definitivní závěry. E. A. Karická právě naopak soudí, že zdroji vzplanutí gama jsou eruptivní trpaslíci a speciálně Proxima Centauri.

K. Brecher a P. Morrison tvrdí, že rozložení vzplanutí je na obloze izotropní, jen s nepatrnou převahou ve směru ke galaktickému anticentru. Složitá struktura vzplanutí s časovým rozlišením menším než zlomky sekundy ukazuje, že maximální rozměry zdrojů nepřevyšují 10⁵ km. Vše tedy naznačuje, že zdrojem vzplanutí jsou hvězdy vzdálené 10 ÷ 100 pc od Slunce.

J. Grindlay a G. Fazio dále propracovali svou hypotézu, že zdrojem vzplanutí gama jsou železná zrnka o průměru kolem 1 mm, vyvrhovaná pulzary, jež se relativistickými rychlostmi blíží k Zemi. Ve vzdálenosti řádu 100 AU se rozpadají a rozptylují sluneční fotony na částice gama procesem fluorescence. Na prosincové konferenci v texaském Dallasu nostalgicky poznamenal jeden z účastníků, že teorií k vysvětlení vzplanutí gama je více než samotných pozorovaných úkazů.

Není se ostatně co divit, vždyť astronomie gama je doslova v plenkách. První uveřejněná pozorování gama pocházejí z r. 1972, kdy byly pomocí družice OSO-3 zjištěny fotony s energiemi nad 100 MeV. S první předpovědí výskytu spektrálních emisí v oboru gama přišli loni D. D. Clayton a F. Hoyle. Jestliže chladná sekundární složka těsné dvojhvězdy předává hmotu na bílého trpaslíka, dojde na dně takto vzniklého obalu k termonukleární reakci v podobě uhlíko-dusíkového řetězce. Inverzní beta rozpad a anihilace částic vede k uvolnění značné energie, jež vede k odvržení plynného obalu o hmotnosti 10^-4 M_☉ a rychlosti kolem 10³ km/s. To je podle autorů výbuch novy a současně i možnost, jak sledovat anihilační spektrální emise v oboru gama.

Několik astronomických pozorování souvisí úzce se základními problémy fyziky. Při průletu sondy Pioneer 6 v zákrytu za Sluncem byl pozorován anomální červený posuv frekvencí o 155 Hz. Patrně jej lze vysvětlit jako interakci fotonů s lehkými neutrálními bosony, které Slunce vysílá. Možná, že jde o zcela obecný jev, kterým by šlo objasnit i další problémy kolem nadbytečných červených posuvů.

Když se šíří nízkofrekvenční vlny v elektricky vodivém prostředí (v meziplanetárním prostoru jde o tzv. Alfvénovy vlny), lze určit Alfvénovu rychlost, a to pomocí kosmických sond. Z toho lze odvodit horní mez pro klidovou hmotnost fotonu, a to 1,3.10^-48 g. Podobně ostré meze nalezli Williams aj. pomocí studia magnetického pole Galaxie.

V souvislosti s paleomagnetickými údaji o změnách zemského magnetického pole se hovořilo o možném mutagenním účinku kosmického záření v období, kdy byla Země bez magnetického pole. Poslední výpočty naznačují, že mutagenní účinek je zanedbatelný – může však docházet k výrazným změnám klimatu.

T. S. Mart aj. z Kalifornské univerzity hledali oscilace v pásmu 0,1 ÷ 125 Hz, které by mohly vznikat v zemské kůře vlivem gravitačních vln přicházejících z pulzarů. Na záznamech ze dvou kalifornských mikroseizmografů hledali periodicity v mikroseizmech, odpovídající periodám 81 známých pulzarů. Ačkoliv citlivost metody dovoluje určit oscilace s amplitudou 0,01 ÷ 0,00001 nm, nebyly nalezeny žádné korelace.

W. H. Beasley a B. A. Tinsleyová rozbírali hypotézu Jacksona a Ryana, že Tunguzský meteorit byla srážka Země s černou dírou. Domněnku vyvracejí známá pozorovací fakta. Infrazvukové vlny se šířily pouze ze Sibiře, a nikoli ze severního Atlantiku. Následující jasné noci svědčily o srážce s materiálem chvostu komety. Jádro komety, s nímž jsme se fakticky srazili, patřilo k poréznímu typu meteoritů, a v tom je celá „záhada“ neexistence solidního kráteru.

Zbrusu novou záhadu však přináší podrobné studium zpomalování zemské rotace. Z teorie slapového tření vyplývá zpomalení rotace o 0,002 s za století. Ztracený moment hybnosti Země by měl získat Měsíc, jenž by se měl takto vzdalovat od Země o 30 mm za rok. Ve skutečnosti však měříme jen poloviční hodnotu zpomalování (pomocí atomových hodin). Tento úkaz lze v principu nezávisle ověřovat několika dalšími metodami. Díky měsíčním retroreflektorům můžeme už za několik let zjistit přímo, zda a jak se Měsíc od Země vzdaluje. S velkou přesností se dají měřit radarově i vzdálenosti planet. Východiskem z našich potíží by totiž mohla být Diracova hypotéza z r. 1937 o poklesu gravitační konstanty s časem. Jestliže konstanta klesá o stomiliontinu procenta ročně, pak se dají pozorované rozpory vysvětlit. Putování kontinentů by pak bylo důsledkem sekulárního rozšiřování Země. Jev by se dal též odlišit srovnáním efemeridového a atomového času. V efemeridovém čase se totiž vliv proměnné gravitační konstanty neobjeví, kdežto při měření atomového času ho zpozorujeme. Daň, kterou bychom za tento objev zaplatili, je ovšem nemalá: obecná teorie relativity by se stala speciálním případem nějaké obecnější gravitační teorie.

D. L. Turcotte aj. z Cornellovy univerzity se zabývali změnami dráhy Měsíce v souvislosti se vznikem života na Zemi. Studiem délky pozemského dne na fosilních korálech zjistili, že před 400 miliony let měl rok asi 400 dní. Jelikož disipace slapové energie je nepřímo úměrná 6. mocnině vzdálenosti, lze odtud extrapolovat, že před 2,85 miliardami let byl Měsíc v dotyku se Zemí. To znamenalo údajně katastrofální převrat ve fyzikálních podmínkách na Zemi. Velké slapy vedly k vypaření oceánů a povzbuzení vulkanické činnosti. Jelikož zhruba z téže doby pocházejí nejstarší známky života na Zemi, soudí autoři, že mezi oběma událostmi byl příčinný vztah, tj. že blízkost Měsíce ovlivnila rozvoj života na Zemi.

Pokud by se tato bizarní domněnka potvrdila, ovlivnila by i naše názory na výskyt života mimo sluneční soustavu a na dorozumění s cizími civilizacemi. B. M. Oliver zkoumal některé astrofyzikální otázky v souvislosti s mezihvězdnou komunikací. Pokud při vzniku hvězdy neměl kondenzující plyn příliš malý moment hybnosti, vytvořil se kolem mateřského tělesa nutně planetární systém, a tedy i tělesa s podobným vývojem jako naše Země. Pak lze odhadnout, že musíme zkoumat řádově 10⁴ hvězd, abychom nalezli obydlenou planetu. Vypuštění jediné fotonové rakety by vyžadovalo tolik energie, kolik naše civilizace spotřebuje pro všechny účely za sto tisíc let! Proto se zdá být mezihvězdné létání neekonomickou utopií. O něco větší naději má hledání projevů hvězdného inženýrství à la Dysonovy sféry, ale ani tu si nejsme příliš jisti, co a kde hledat. Proto je stále nejnadějnější metodou rádiová komunikace. V rámci uvažovaného projektu Cyclops by se měla postupně vybudovat obří superanténa o plošné výměře řádu 10 km². Anténou bychom sledovali hvězdy spektrálních typů F, G a K a postupné zdokonalování antény by umožnilo pronikat stále hlouběji do kosmu. Předpokládá se, že prvky antény by byly 100m paraboloidy a že výstavba zařízení by trvala 20 let při úhrnném nákladu 10 miliard dolarů. Celkové trvání projektu Cyclops lze odhadnout na stovky let. Jelikož vrcholná citlivost antény by činila 2 fotony za sekundu na čtvereční kilometr, mělo by toto zařízení revoluční význam i pro „čistou“ radioastronomii.

S. von Hoerner rozebíral klasickou otázku, proč se cizí civilizace neprojevují nijak nápadně samy. Příčiny jsou čtyři. Statisticky jde o vzácné jevy, takže jinými slovy máme prostě smůlu, že v našem okolí žádná civilizace vskutku není. Dále je myslitelné, že během vývoje civilizace je technická éra pouhou epizodou, anebo že rozvoj vědy a techniky působí nezvládnutelné krize. Konečně je možné, že projevy civilizací (signály) prostě nechápeme. K tomu dodává B. Lovell, že značná část trpasličích hvězd v Galaxii jeví bouřlivou eruptivní aktivitu, a to zrovna není ten nejpříznivější impulz pro vývoj složitých organismů. Známý radioastronom F. Drake se nakonec sarkasticky ptá: „Je vůbec na Zemi inteligentní život?“

S malou, ale naší aktivitou, již bychom mohli zahrnout již do hvězdného inženýrství, přichází G. J. O´Neil z Princetonu. Tvrdí, že pro kolonizaci kosmického prostoru by se mělo s výhodou využít možností, jež skýtají Lagrangeovy body v soustavě Země-Měsíc. Jak známo, těleso dopravené s malou rychlostí do těchto bodů osciluje v jejich okolí po neomezeně dlouhou dobu. Autor soudí, že by nebylo problémem vytvořit kosmickou kolonii v bodě L₅ zhruba pro 10⁴ obyvatel. Využitím sluneční energie a dopravou surovin z Měsíce by tito kosmičtí pionýři byli s to vybudovat během 30 let kolonii pro 10⁵ až 10⁷ lidí. Život v Lagrangeových bodech by měl oproti pozemskému řadu výhod: zaručené trvalé sluneční záření, řízené počasí, čistý vzduch, ba i přiměřená zdánlivá gravitace. Kdyby se s kolonizací započalo kolem r. 2020, pak podle odhadu autora by již za 90 let poté byla kosmická populace „přízemně pozemská“. Přitom autor vychází z hypotézy, že populační explozi na Zemi se podaří zastavit kolem r. 2040. O tomto vskutku exotickém nápadu, poprvé zveřejněném v květnu 1974, se nyní rozbíhá vzrušená a zajímavá debata.

Z říše fantazie se nyní sneseme zpět ke všednostem přístrojové techniky. Ostatně právě nové přístroje a metody zpracování jsou nezbytným předpokladem pro objevy i teorie zítřka. Začneme s parametry předloni instalovaného čtyřmetrového reflektoru na Kitt Peaku. Stavba trvala 12 let a náklady dosáhly 10 milionů dolarů. Broušení primárního zrcadla zabralo 3 roky. Disk z taveného křemene má tloušťku 0,6 m a váží 15 tun. Užitečné pole primárního ohniska je 50′ při světelnosti 1 : 2,7. Loni bylo dokončeno i Cassegrainovo ohnisko a ve výstavbě je ohnisko coudé.

Od 3. září 1973 je v chodu 1,2m Schmidtova komora v Siding Spring v Austrálii, vybudovaná nákladem skoro milion liber. Hlavním úkolem přístroje je rozšířit palomarskou přehlídku na jižní oblohu. Přehlídka se dostane o celé 2 mag dále než přehlídka severní – za tento dramatický zisk vděčíme pokroku ve výrobě speciálních astronomických emulzí v posledních dvaceti letech. Pro „rychlou přehlídku“ byla zvolena emulze IIaJ, promývaná před expozicí kapalným dusíkem, čímž se při hodinové expozici dosáhne mezní hvězdné velikosti 23 mag. Emulze IIaO dosahuje „jen“ 21,5 mag za 40 min.

Obří 3,9m teleskop byl v Siding Spring uveden do chodu 16. 10. 1974 za účasti prince Waleského. Prvním ředitelem této nyní největší hvězdárny na jižní polokouli se stal E. J. Wampler z Lickovy observatoře. Testy přístroje byly ukončeny v prosinci 1974 a od ledna 1975 počal pravidelný provoz. V současné době budují Australané aparaturu pro astronomickou geodézii, využívající měsíčních retroreflektorů. Stanice se nachází v místě Orroral Valley ve výši 1 392 m n. m., 72 km od Canberry na 148°56′ východní délky. K vysílání a příjmu laserových impulzů se bude užívat 1,5m reflektoru a rubínového laseru s výkonem 1 GW. Pulzy mají délku 2 ÷ 3 ns a výkon 2 ÷ 3 J v čáře 694,3 nm. Divergence svazku dosahuje 2′ a pulzy lze opakovat každých 5 s. Odrazy bude možné pozorovat i ve dne a na neosvětlené straně Měsíce. K dosavadním třem laserovým stanicím (McDonald, Texas Mt. Lemmon, Arizona a Mt. Haleakala, Havaj) přibude tudíž polohou neobyčejně cenná stanice na jižní polokouli.

V Sovětském svazu bylo instalováno zrcadlo šestimetrového reflektoru na observatoři Zelenčukskaja, takže je naděje, že během letošního roku bude tento největší optický obr dokončen. Zároveň je zřejmé, že budoucí vývoj cestou zvětšování průměrů primárního zrcadla je uzavřen. Svědčí o tom i úspěšně pokračující projekt vícezrcadlového teleskopu MMT. Dalekohled bude mít šest složek se zrcadly o průměru 1,8 m a pointerem uprostřed o průměru 0,7 m. Tím se docílí téže sběrné plochy jako jediným zrcadlem o průměru 4,4 m. Vybroušeno však bude celkem 7 zrcadel, tak aby bylo možné beze ztrát pozorovacího času jednotlivá zrcadla hliníkovat nebo přelešťovat.

Stále větší pozornost se věnuje též výzkumu optimálních podmínek pro optická pozorování. Pro velké stroje jsou jasně nejlepší osamělé hory na ostrovech uprostřed oceánu. Z tohoto hlediska je pro optickou astronomii zaslíbenou zemí Havaj, kde se v současné době buduje infračervený teleskop o průměru 3,8 m, jenž má být v chodu již r. 1977. Také francouzsko-kanadský 3,6m dalekohled bude postaven na Havajských ostrovech pod vrcholem sopky Mauna Kea ve výšce 4 200 m n. m.

Zatímco u pozemských dalekohledů hovoříme o plánech, konstrukci a uvedení do provozu, pro kosmické stanice je případnější hodnotit jejich práci poté, co aparatura přestala vysílat, či když družice zanikla. A tak aspoň několik poznámek o uzavřené činnosti družice OSO-7, jež pracovala od září 1971 do července 1974 a uskutečnila skoro 16 000 obletů Země. Družice byla určena pro výzkum Slunce, avšak zasáhla podstatně i do dalších astronomických disciplín. Pomocí družice byly objeveny čáry záření gama ve slunečních erupcích, rychlé změny v bílé koróně a chladné koronální oblasti nad slunečními póly. Družice však sledovala i rentgenové zdroje Her X 1 a SMC X 1 a objevila intenzivní přechodný zdroj Cen X-4 a další tři zdroje rentgenového záření.

Automatizace a moderní elektronika zasahují stále výrazněji i do pozemních pozorování. Uvádí se, že elektronická aparatura za 300 000 dolarů dokáže zdvojnásobit výkon čtyřmetrového dalekohledu za 10 milionů dolarů. Zatímco fotografická deska dosahuje kvantové účinnosti menší než 1 %, fotonásobiče mají účinnost až 30 % a televizní snímací elektronky (vidikony) až 90 %. Podstatou vidikonů jsou speciální fotokatody, odkud jsou vyražené elektrony vedeny magnetickým polem fokusační cívky na vhodné stínítko opatřené fosforem, který vytváří vlastní obraz. Obraz se sejme elektronovým paprskem na magnetickou pásku nebo přímo do počítače. Při pokusech u pětimetrového dalekohledu se používá křemíkových vidikonů, které jsou účinné i v blízké infračervené oblasti. Celá aparatura má hmotnost pouhých 55 kg. Tím se fakticky z 5m reflektoru stává 50m teleskop! Už z těchto údajů je zřejmé, že se vlastně chystá další zvrat v technice optické astronomie.

Podobně se zlepšují i metody zpracování měření. Luyten zkonstruoval přístroj pro automatické měření vlastních pohybů. Užívá ho ke zpracování snímků z palomarské Schmidtovy komory. Přístroj byl postaven z prostředků NASA firmou CDC. Jako snímky první epochy sloužily originály z palomarské přehlídky z let 1949–1958, zobrazující na 936 párech desek 77 % oblohy severně od –33° deklinace. V letech 1962 až 1971 Luyten během 150 nocí postupně zopakoval všechny červené snímky, čímž dostal desky pro druhou epochu. Prohlídka jednoho páru desek na blinkmikroskopu by zabrala 30 ÷ 40 h, čímž se v průměru nalezne 200 hvězd s velkými vlastními pohyby. Jejich proměřování pak zabere dalších 200 h, a konečně zpracování vyžaduje ještě 50 až 100 h. Úhrnem jde asi o 300 h na jeden pár desek, tedy asi 125 pracovních let pro školeného odborníka. Naproti tomu automatický přístroj zvládne tutéž práci pro jednu dvojici desek za 2,5 h a dalších 45 minut zaberou výpočty na počítači CDC 6600. Výsledkem výpočtů jsou pravoúhlé souřadnice objektu, průměr obrazu hvězdy na desce s přesností ±1 μm a ekvatoreální souřadnice na ±0,1^S, případně ±1″. Celá práce se tím zrychlila asi o dva řády a Luytenovi se tak podařilo objevit 5 000 nových bílých trpaslíků (dosud jich bylo známo něco kolem 200) a 3 000 hvězd s malou svítivostí. Už z těchto údajů je patrné, jak pronikavě se astronomie mění.

Pro měření průměrů hvězd vyzkoušeli D. G. Currie aj. z Marylandské univerzity metody amplitudové interferometrie, která je založena na sledování atmosférických fluktuací záření hvězdy. Metoda byla použita pro měření čtyř obrů a dává výsledky v dobrém souhlase s klasickou interferometrií Michelsona a Pease z let 1921–31 (Mt. Wilson). Je to již čtvrtá interferometrická metoda vyvinutá v poslední době, po intenzitní interferometrii Hanbury Browna, skvrnkové interferometrii Labyerieho a metodě fotoelektricky sledovaných zákrytů hvězd Měsícem.

R. Griffin a J. Gunn vyzkoušeli spektrometr s kovovou maskou na Haleově 5m dalekohledu. Pro hvězdy do 10 mag dosáhli přesnosti v určení radiální rychlosti ±0,1 km/s. Podobný přístroj u 1,8m teleskopu Radcliffské observatoře dává za 3 minuty měření pro hvězdy 8 mag přesnost ±3 km/s.

J. Ehman aj. uveřejnili 6. pokračování Ohijského katalogu rádiových zdrojů. Přehlídka je označena písmenem O, druhé písmeno udává hodinu rektascenze (B = 1^h, C = 2^h … Z = 23 ^h). K přehlídce se užívá obdélníkového radioteleskopu o rozměrech 110 x 21 m na frekvenci 1 415 MHz. Dosud zveřejněné části katalogu obsahují celkem 17 110 zdrojů s tokem větším než 0,18 Jy. Zatím je zpracováno 7,70 steradiánů oblohy. Jde o přehlídku, jež zahrnuje nejslabší známé rádiové zdroje. Svědčí o tom i okolnost, že dva kvasary s největším červeným posuvem (OH 471 a OQ 172) jsou známy právě díky ohijskému katalogu.

Kvasary s úhlovým průměrem menším než 0,01″ jsou vhodnými referenčními body pro zcela prozaická, avšak velmi přesná geodetická měření. Rádiová interferometrie na mezikontinentálních základnách umožňuje pak totiž odvodit vzdálenosti radioteleskopů s centimetrovou přesností. Při čtyřech radioteleskopech opatřených atomovými hodinami a videomagnetofony lze na vzdálenost do 100 km docílit dokonce milimetrové přesnosti. Ve slavné Jet Propulsion Laboratory byl proto připraven projekt Aries, jenž měří vzájemné polohy dvou 9m radioteleskopů v Pasadeně a v Goldstone v Kalifornii. Měření poloh kvasarů lze převést na určení trojrozměrně okótovaných poloh radioteleskopů s přesností na centimetry. Jelikož se radioteleskopy nacházejí po obou stranách známého zlomu San Andreas, jenž je odpovědný za většinu velkých kalifornských zemětřesení, doufají radioastronomové, že budou schopni předpovědět příští katastrofu. Soudí se totiž, že blížící se zemětřesení se projeví většími změnami v poloze radioteleskopů. A tak se kvasary, dosud udivující spíše astronomicky vzdělanou veřejnost, mohou stát životně důležitými prvky budoucí varovné seizmologické služby.

Na závěr připojuji obvyklou společenskou rubriku. Událostí roku bylo pochopitelně udělení Nobelovy ceny za fyziku radioastronomům M. Ryleovi a A. Hewishovi. Sir Martin Ryle je autorem úspěšného systému aperturní syntézy, kdy jeden obří radioteleskop je do značné míry ekvivalentně nahrazen soustavou vhodně rozmístěných a pohyblivých antén. Díky tomu pak můžeme na krátký čas imitovat velkou část apertury. Využitím zemské rotace a posouváním jednotlivých složek antény vůči sobě tak lze získat podrobné mapy rozložení rádiových zdrojů s rozlišovací schopností odpovídající pomyslné obří apertuře. Tak například poměrně řídce rozmístěné antény v pětikilometrovém úseku v Cambridge jsou ekvivalentní technicky neuskutečnitelnému paraboloidu o průměru 5 km.

Anthony Hewish objevil roku 1964 meziplanetární scintilaci bodových rádiových zdrojů. Na základě toho obdržel 17 000 liber ke stavbě speciální antény pro studium scintilace. Přístroj se skládá z 2 000 dipólů rozmístěných na ploše 34 ha. Byla to snad jedna z nejúčelnějších (a vlastně velmi malých) investic v krátkých dějinách radioastronomie, neboť již za necelé dva měsíce po uvedení aparatury do provozu byly její pomocí objeveny pulzary. Hned v prvním sdělení z března 1968 odhadl A. Hewish, že pulzary jsou vlastně rotující neutronové hvězdy, což se dnes všeobecně potvrzuje. Je vlastně otázka, proč byly pulzary objeveny až tak nedávno. K objevu, jak dnes víme, však bylo zapotřebí zkombinovat tři zásady, a to právě nikdo před Hewishem nezkusil: přístroj musel mít velkou sběrnou plochu, aby byl dostatečně citlivý, musel mít zabezpečenu rychlou registraci šumu řádu zlomků sekund a musel pracovat v metrovém pásmu. V té době však radioastronomové směřovali spíše k integračním aparaturám s delší časovou konstantou a ke stále vyšším frekvencím.

Když už jsme začali s Velkou Británií, chvíli tam ještě zůstaneme. Prof. M. J. Rees dostal katedru uprázdněnou odchodem Sira F. Hoylea do USA a Královská observatoř v Herstmonceux má nového ředitele dr. A. Huntera. Designovaným ředitelem je však teprve jednačtyřicetiletý prof. F. G. Smith. Prof. V. C. Reddish byl jmenován Královským skotským astronomem, čímž se též stal odpovědným za provoz Schmidtovy komory v Austrálii. Zlatou medaili královské astronomické společnosti dostal L. Biermann, známý svými pracemi v magnetohydrodynamice, a Herschelovu medaili obdržel prof. P. Wild, objevitel prvních tří typů slunečních rádiových bouří.

Radcliffský 1,8m reflektor se stěhuje do Sutherlandu a ředitel tamější observatoře dr. Thackeray odchází do Kapského města. Tím končí bohatá, ale i pohnutá historie jedné z nejvýznamnějších observatoří na jižní polokouli.

Další rezignaci oznámila NASA. Astronaut E. Gibson odchází do civilního výzkumu, neboť se chce více věnovat zpracování unikátního pozorovacího materiálu o Slunci ze Skylabu.

V únoru 1974 ztratila světová astronomie své dva čelné představitele. Dne 8. února zemřel prof. F. Zwicky ve věku 75 let a 23. února prof. G. van Biesbroeck ve věku 94 let.

Pokrok kosmonautiky si vynutil zdokonalení názvosloví pro planetární útvary. Mezinárodní astronomická unie na to reagovala zřízením komise pro nomenklaturu sluneční soustavy, jejímž předsedou se stal Kanaďan P. Millman. Subkomisi pro Měsíc vede D. Menzel, pro Merkur D. Morrison, pro Venuši G. Pettengill, pro Mars B. Smith a pro Jupiter T. Owen.

Publikační exploze se projevila založením nového vědeckého časopisu Bulletin of the Astronomical Society of India (což jistě s úlevou přivítali ustaraní redaktoři našeho BAC, kam dosud Indové posílali značnou část svých prací).

Naše astronomická obec oslavovala na sklonku loňského roku hned několik jubileí (20 let Astronomického ústavu ČSAV, 75 let ondřejovské hvězdárny, 250 let klementinské observatoře), přičemž Astronomický ústav ČSAV obdržel Řád práce. V březnu pak byla v kopuli dvoumetrového dalekohledu v Ondřejově odhalena Koperníkova busta jako dar polského předsedy Státní rady prezidentu naší republiky. V říjnu přivítali pracovníci Astronomických ústavů ČSAV a SAV astronauta čs. původu E. Cernana a na samém konci roku došlo k další pozoruhodné události. Dosavadní ředitel Astronomického ústavu ČSAV, člen-korespondent Luboš Perek byl jmenován vedoucím oddělení pro kosmický výzkum politického výboru úřadu generálního tajemníka OSN. Je to poprvé, kdy profesionální astronom a významný funkcionář vědeckých unií zastává toto odborně diplomatické místo.

Je to rovněž poprvé, kdy se náš přehled rozrostl na pět pokračování, takže kromě obdivu k astronomii, jež se tak utěšeně rozvíjí, je třeba obdivovat i čtenáře, kteří zvládli celý maraton. Přitom prognóza astronomické sklizně 1975 je nanejvýš optimistická: v prvních měsících letošního roku přibývá pisateli výpisků asi dvojnásobným tempem v porovnání s loňskem. A tak se referování o novinkách v astronomii rychle přibližuje ideálu, který lze vystihnout podobenstvím o slavném mostu přes Zlatou bránu v San Francisku. Most je tak dlouhý, že městská správa trvale zaměstnává natěrače, kteří jej průběžně natírají. Když dojdou na konec, musí ihned začít znovu, neboť druhá strana mostu je už zase oprýskaná a ohrožená korozí. V podobné situaci jsme všichni, kdo se snažíme udržet krok s rozvojem astronomie. Je to sice namáhavé a stojí nás to hodně času, ale řekněte sami – není to příjemný pocit?