Žeň objevů – rok 1975

Význačný astrofyzik a historik astronomie prof. Owen Gingerich nedávno poznamenal, že podle jeho mínění spočívá pokrok astronomie z 90 % v nových pozorováních a pouze z 10 % v nových teoriích. Když se probíráme minulými částmi našeho živelně vzniknuvšího seriálu, nejspíš mu musíme dát za pravdu. Zatímco pozorování přetrvávají a rozmnožují poklad našich astronomických vědomostí, teorie přicházejí, oslňují a zase zapadají v propadlišti zapomnění, odevzdány pietní péči historiků vědy. Přesto však budeme v letošním přehledu věnovat teoriím více než 10 % plochy článku, jež by jim po právu příslušela. Snad je v tom trochu naivní touhy, aby hezké teorie přežily, a snad i vědomí, že samotné pozorovací skutečnosti nabývají na zajímavosti teprve tehdy, když zapadají do obecnějšího schématu, do fundamentálních koncepcí o vesmíru a jeho vývoji.

Proto náš přehled započneme u Měsíce – tělesa, jež je tak blízko, že už málem ani nepatří mezi předměty astronomického zkoumání. Výzkum Měsíce nesmírně pokročil díky kvalitativní změně v opatřování pozorovacích údajů. Souběžně s tím se radikálně proměnily jak teorie vzniku a vývoje Měsíce, tak i celkové názory na formování sluneční soustavy.

Od r. 1958 zkoumalo Měsíc přes 50 umělých družic a kosmických sond. Bylo získáno přes 20 000 fotografií, astronauti urazili 100 km po měsíčním povrchu a nasbírali 400 kg vzorků hornin. Dosud je zpracováno asi 10 % materiálu. Pokračuje laserové měření vzdálenosti Měsíce a přijímáme údaje měsíčních seizmometrů.

Odtud se zdá nejpravděpodobnější, že Měsíc vznikl před 4,6 miliardami let akrecí. Nejprve se poměrně rychle vytvořilo těleso o poloměru 0,8 poloměru dnešního Měsíce. Během prvních 200 milionů let se Měsíc přetavil a chemicky diferencoval. Kůra tlustá až 100 km byla roztavená a intenzivně bombardovaná planetesimálami, resp. meteority. Intenzivní bombardování ustalo dosti náhle před 3,9 miliardami let. V té době vznikaly kruhové pánve, jež se během dalších 600 milionů let naplnily vulkanickými bazalty. Dnes na těch místech pozorujeme kladné gravitační odchylky – mascony. Tehdy také vznikly známé impaktní krátery, jako Koperník a Tycho. V době před 3,2 miliardami let kůra Měsíce natolik utuhla, že další rozlévání lávy skončilo. Měsíční moře mají průměrné stáří 3,2 ÷ 3,7 miliard let, a jsou tedy asi o miliardu let mladší než pevnina. Svrchní vrstvy Měsíce obsahují sloučeniny hliníku, zatímco plášť je tvořen zejména železem a hořčíkem. Olovo prakticky chybí a síry je velmi málo. Tím vším se Měsíc chemicky odlišuje od naší Země, a to působí i značné komplikace při výkladu původu Měsíce. Povrchová hustota měsíčních hornin je 3 340 kg/m³ a zpočátku s hloubkou nestoupá. První nespojitost, zjištěná seizmicky, je v hloubce 60 km. Druhá nespojitost, na hranici pláště a jádra, je v hloubce 1 000 km.

Hypotézy o vzniku Měsíce lze symbolicky rozdělit do tří skupin: Měsíc je synem, bratrem či manželem Země. Žádná z hypotéz nebyla dosud přesvědčivě vyvrácena, ale naopak každá se setkává s vážnými problémy. Synovská hypotéza tvrdí, že Měsíc se zrodil ze Země. D. U. Wise předpokládá původně velmi rychlou rotaci Země, na hranici stability (2,6 hodiny). Jakmile se Země rozdělila na husté jádro a lehčí plášť, odtrhl se materiál potřebný k vytvoření Měsíce. A. E. Ringwood soudí, že v době, kdy byla Země žhavá, se „vyvařila“ její atmosféra z kovů a různých oxidů. Měsíc by podle toho vznikl destilací Země. Rychlá rotace Země v minulosti je však nepravděpodobná (i když podle studia fosilních mořských hvězdic skutečně bylo před 500 miliony let v jednom měsíci více dní než dnes), dnešní moment hybnosti soustavy je jen polovinou původního (a neznáme proces, jímž by se soustava tak velkého momentu hybnosti zbavila), a konečně je měsíční dráha skloněna k ekliptice, což se rovněž nedá vysvětlit.

Domněnka o Měsíci-bratru Země vychází ze současné akrece obou těles na zemské dráze. Pozdější akrece je obtížná, neboť by patrně Měsíc nestačil tolik vyrůst (ze všech družic planet je Měsíc vůči Zemi relativně nejhmotnější). Domněnka by byla velmi přijatelná, kdyby nebylo nápadného rozdílu v chemickém složení obou těles. Druhou potíží je nepřítomnost velkých družic u okolních (terestrických) planet. Dá se sice ukázat, že družice Merkuru a Venuše by byly patrně zničeny slunečními slapy, ale to neplatí pro Mars. Phobos a Deimos jsou tak malé (elipsoid Phobosu má osy 27, 21 a 19 km a Deimosu 15, 12 a 11 km), že sotva vznikly akrecí.

Tak se zdá být stále nejnadějnější hypotéza o tom, že Měsíc je manželem Země, tj. že se vytvořil jinde a posléze byl Zemí zachycen. Pravděpodobně šlo o dvoustupňový proces, který už před lety postuloval Öpik a nedávno rozpracoval H. E. Mitler. Předpokládá se, že Měsíc se přibližoval k Zemi relativně malou rychlostí do 2,5 km/s, překročil Rocheovu mez a byl roztrhán slapovým působením. Při srážkách se oddělila hustá jádra a opustila sféru zemské přitažlivosti. Z řidších obalů planetesimál, bohatých na křemík, se vytvořil akrecí i srážkami dnešní Měsíc. Nevýhodou hypotézy je, že vyžaduje velké množství velmi speciálních podmínek, takže jejich současné splnění je vysoce nepravděpodobné.

Ze všech planet sluneční soustavy budí stále nejvíce pozornosti Jupiter, kam v letech 1973 a 1974 dospěly sondy Pioneer 10 a 11. Zatímco „Pioneer 10 lechtal draka na ocase, Pioneer 11 mu vletěl přímo do chřtánu“, jak se vyjádřil vědecký komentátor tucsonské konference o této obří planetě, jíž se počátkem r. 1975 zúčastnilo na 200 odborníků. Pioneer 11 se vskutku přiblížil k povrchu na třikrát menší vzdálenost (43 000 km) než Pioneer 10. Za 52 hodin průletu dne 3. prosince 1974 (6 hodin bylo vynecháno pro vysokou rychlost pohybu sondy 174 000 km/h vůči planetě, takže obrázky by byly neostré) pořídila sonda 25 snímků Jupiteru a tří družic.

Pozoruhodné údaje byly získány zejména o magnetosféře planety. Oblouková rázová vlna (rozhraní slunečního větru a magnetopauzy Jupiteru) je ve vzdálenosti 109 poloměrů planety (poloměr = 71 372 km) a vnitřní okraj magnetopauzy ve vzdálenosti 96 poloměrů planety. Magnetická indukce na povrchu planety je asi 4.10^-4 T (10krát větší než indukce na Zemi). Proto má Jupiter mohutné radiační pásy. Vnitřní pás je tvořen vysokoenergetickými elektrony a protony s průměrným počtem částic 15.10¹¹/m²/s a energií protonů nad 3,5 MeV. Vnitřní pás má složitou strukturu, vyvolanou existencí čtyř Galileových družic planety. Magnetosféru Jupiteru vytváří pravděpodobně spíše rychlá rotace planety než sluneční vítr. Jsou z ní vysílány nízkoenergetické elektrony kosmického záření.

V okolí Jupiteru byla pozorována zvýšená koncentrace mikrometeoritů, 170krát vyšší než v okolí Země. Tyto částice jsou i vydatným zdrojem tepla pro atmosféru Jupiteru. Teplota atmosféry v hladině 10⁴ Pa je 108 K, v hladině 10⁵ Pa dokonce 165 K. Atmosféra vytváří díky velkému tepelnému toku silné konvektivní proudění. Jasné zóny na snímcích Jupiteru jsou vzestupné, temné zóny zase sestupné proudy. Původní Lowova měření v infračerveném oboru spektra z r. 1966 naznačovala, že Jupiter vysílá 2,7krát více záření, než od Slunce dostává. Nejnovější měření udávají 1,9násobek slunečního záření. V atmosféře Jupiteru byly zjištěny tyto sloučeniny: metan, čpavek, molekulární vodík, helium, etan (C₂H₂), fosfin (PH₃), voda, kyanovodík (HCN), tetrahydrid germania (GeH₄) a snad i oxidy uhelnatý a uhličitý. V nitru Jupiteru je zřejmě vodík a helium, se stejným poměrným zastoupením jako na Slunci. Centrální teplota se pohybuje v rozmezí 13 ÷ 35 kK a tlak dosahuje 10¹³ Pa. Jelikož k vytváření kovové fáze vodíku je třeba tlaku 2 ÷ 4.10¹¹ Pa, je nitro Jupiteru kovové (hustota 1 300 kg/m³), ale menší kamenné jádro o hmotnosti 10 ÷ 20krát větší, než je hmotnost Země, není vyloučeno. Vodík v Jupiteru má hmotnost 225 M_Z a helium 75 M_Z.

Jupiter má svůj vlastní „planetární systém“, ačkoliv na rozdíl od Slunce a jeho planetární soustavy zde ústřední těleso velmi rychle rotuje. Soudí se, že z počátečního rotujícího oblaku horkého plynu v konvektivní rovnováze se vytvořil zploštělý disk a odtud disipací jednotlivé družice. Teorie dobře vysvětluje, proč střední hustoty družic klesají se vzdáleností od centrálního tělesa. V rané fázi svého vývoje byl Jupiter značně svítivý, takže teplota v jeho okolí byla v prvních 10⁷ letech tak vysoká, že voda nemohla kondenzovat (její kondenzační teplota tam byla 160 K). Jelikož družice vznikly asi během prvních padesáti milionů let, je Io a Europa z těžších hornin, kdežto Ganymed a Callisto převážně z ledu.

Řada autorů se loni pokusila o výpočet vývojové posloupnosti modelů Jupiteru, zcela analogicky, jako je tomu při výpočtech vývoje hvězd. Podle P. Bodenheimera měl původní plynoprachový oblak hustotu 1,5.10^-8 kg/m³, teplotu 50 K a průměr 10³krát větší, než je dnešní průměr Jupiteru. Oblak se smršťoval a již za 100 let dosáhlo mračno termodynamické rovnováhy. Za 10⁵ let dosáhla centrální teplota hodnoty 2 500 K. Svítivost oblaku byla konstantní, 10^-5 L_☉. Poté se molekulární vodík v mračnu disocioval a nitro protoplanety se stalo nestabilním. Následoval nový kolaps trvající řádově měsíce, na jehož konci se centrální hustota 500 kg/m³ tělesa rovnala dnešní a teplota v nitru dosáhla zhruba 25 kK. Přitom byla svítivost Jupiteru značná, a to 10^-3 L_☉, a poloměr tělesa byl jen několikrát větší než dnešní. Astronomicky vzato, vytvořil se Jupiter vskutku bleskurychle – za pouhých sto tisíc let. Dalších 4,6 miliardy let pokračovalo pomalé smršťování Jupiteru k dnešní hodnotě poloměru, přičemž svítivost je velmi nízká.

Souběžně s vývojovými studiemi, jež se týkají Jupiteru, se rozvíjejí i práce aplikující podobné metody na vznik a vývoj celé sluneční soustavy. Je skoro jisté, že na počátku sluneční soustavy byla plynoprachová mlhovina, analogická známé mlhovině v Orionu. Tvar ani hmotnost mlhoviny však dosud spolehlivě odhadnout neumíme; rovněž tak není příliš jasné, jakou úlohu ve vývoji soustavy měl samotný vznik Slunce. Sovětská škola (Gurevič, Lebedinskij, Safronov) usuzuje, že Slunce se vytvořilo nejdříve a pomohlo tak stabilizovat rotující disk, z nějž vznikaly planety. Naproti tomu američtí autoři (Cameron, Goldreich, Ward) soudí, že zárodky planet vznikly případně i o něco dříve než Protoslunce. Podle jejich představy byla původní mlhovina velmi hmotná – měla hmotnost odpovídající alespoň dvěma M_☉.

Sovětští kosmogonové dávají přednost méně hmotné mlhovině s hmotností 1,01 ÷ 1,05 M_☉. To má svou výhodu, neboť nejsou problémy s odstraněním přebytečné hmoty ze sluneční soustavy – vždyť dnešní planety dohromady mají hmotnost jen 0,001 M_☉. Na druhé straně vzniká otázka, zda tak malá hmota je schopna gravitační kontrakce. Cameron tvrdí, že turbulence v původním mračnu nedovolí kolaps pro hmotnosti menší než 2 M_☉. Tato velká hmotnost umožňuje Cameronovi, aby vysvětlil celkem nenásilně, proč je moment hybnosti Slunce daleko menší než moment hybnosti obíhajících těles.

Když člověk pročítá různé úvahy o vývoji sluneční soustavy, začíná mít dojem, že je zcela nemožné, aby taková soustava vůbec vznikla, a kdybychom v ní nežili, našel by pádné argumenty proti možnosti vzniku planetárních systémů vůbec. Je-li totiž mlhovina hmotná, jak tvrdí Cameron, měla by se rozpadnout na dvojhvězdu či vícenásobnou hvězdu (R. Larson), a nikoliv na centrální těleso a drobné zbytky kolem. Jestliže by se přesto podařilo udržet jediné ústřední těleso, pak tytéž výpočty naznačují, že v naší soustavě by mělo být 10 000 (a ne pouhých devět) velkých planet. S vědomím, že řešíme svůj úkol velmi schematicky, přistupme nyní k popisu primitivního scénáře vzniku sluneční soustavy.

Zárodečná mlhovina, jejíž hmotnost raději nespecifikujme, vytvořila tlustý disk o poloměru nějakých 50 AU. Disk byl poměrně neprůhledný pro infračervené záření, takže se v centru zahřál až na 2 200 K, zatímco vnější části disku byly stále chladné. Díky ohřevu se v nitru vypařila všechna prachová zrnka, disk se zploštil a počal rychle rotovat.

Ochlazení rotujícího disku vedlo k novým kondenzacím zrnek. Menší zrnka byla ze soustavy vypuzena působením tlaku záření, zatímco větší zrnka se koncentrovala v oběžné rovině disku. Nestability rozlámaly disk na úlomky, jež se akrecí počaly sdružovat na shluky planetesimál 1. generace o průměru řádově 1 km. Během řádově 10³ let se z nich vytvořily planetesimály 2. generace o typickém průměru 5 km. Další splývání planetesimál je výsledkem gravitačních poruch, které zvýší pravděpodobnost jejich vzájemných srážek. Tak vznikají protoplanety o hmotnosti až 10²² kg (0,1 hmotnosti Měsíce). H. Urey soudí, že část meteoritů je pozůstatkem právě této generace těles. Závěrečná etapa výstavby planet není známa. Víme jen, že trvá minimálně 10⁴ let a maximálně 10⁸ let.

Největším pokrokem posledních let jsou termochemické úvahy o posloupnosti kondenzací planetárního materiálu. Vycházíme zde ze dvou základních předpokladů. Předně se soudí, že mezihvězdný prach se nejprve vypařil a poté znovu kondenzoval, když mlhovina chladla. Za druhé předpokládáme, že každá planeta vznikla z materiálu, jenž kondenzoval v úzkém rozmezí teplot (100 ÷ 300 K), v závislosti na střední vzdálenosti planety od Slunce. Tak např. střední kondenzační teploty činí pro Merkur 1 400 K, pro Venuši 950 K, pro Zemi 650 K a pro Mars 450 K. Výpočty chemického složení pak vycházejí z rovnovážných reakcí mezi plyny a kondenzáty při dané teplotě. Jelikož sluneční mlhovina obsahovala na 400 plynných složek, je to v praxi nesmírně složitý výpočet.

Prakticky se vychází z poměrného zastoupení prvků meteoritů (uhlíkatých chondritů) a odtud obdržíme kondenzační křivky jako funkce teploty a tlaku pro různé kondenzační produkty. Příslušné výpočty byly vykonány na univerzitách v Chicagu a v Arizoně, jakož i na MIT v Cambridgi. Ukazuje se, že vypočtené chemické složení i průměrná hustota terestrických planet je ve velmi dobré shodě s pozorováními. Dokonce lze takto teoreticky zdůvodnit, proč je střední hustota Země o 6 % vyšší než hustota Venuše. Pro obří planety, jako je Jupiter a Saturn, potřebujeme modifikaci uvedeného vysvětlení. Je pravděpodobné, že obě planety mají kamenná jádra, která gravitací zachytila okolní plyn. Kamenné jádro Jupiteru by pak mělo mít až 50 M_Z a Saturnu 30 M_Z.

Řada problémů je i nadále neřešených. Podle Jeanse je minimální hmotnost mlhoviny, která se začne spontánně smršťovat, aspoň 10³ M_☉. Abychom dostali sluneční systém, musí se v průběhu kolapsu tento masivní útvar dělit na malé úlomky, ale nevíme jak. Neznáme též důvod, proč existují různé druhy meteoritů (křehké a tvrdé), odkud se vzala tělesa, která způsobila intenzivní bombardování planet a Měsíce, a neznáme ani příčinu, proč se pás planetek nespojil v planetu (či se snad spojil a byl opět rozlámán?). Vůbec nejúžasnějším výsledkem je však bezmála neuvěřitelný fakt, že až na planetky se ony desetitisíce planetesimál spojily v pouhých 40 těles (Slunce, planety a jejich větší družice) dnešní sluneční soustavy. Pokrok v řešení těchto otázek závisí zjevně na shromažďování dalšího pozorovacího materiálu i na stanovení dalších omezujících a okrajových podmínek pro vznik planetární soustavy.

Dosavadní poznatky o vývoji planet shrnuje W. A. Kaula takto:

1. Fáze kondenzace. Z prvotního plynu tuhnou prachová zrnka. Shromažďují se v oběžné rovině mlhovinného disku. Jejich relativní pohyby se poruchami, srážkami i působením tlaku záření utlumí. Zrnka vytvářejí aglomerace o průměru do 100 m.
2. Interakce planetesimál. Ve dvou či více etapách se aglomerace shlukují do planetesimál s průměrem až přes 100 km. Jejich rychlosti se počínají opět lišit, a to díky gravitačním poruchám, zahřívání těles srážkami a slunečním zářením. Přitom se drobné prachové částice působením tlaku záření vymetou z planetární soustavy.
3. Tvorba planet. Gravitačním zachycením se soustava pročistí. Planety se zahřívají meteorickým bombardováním.
4. Prudká konvekce. Uvnitř tělesa dochází ke gravitační stratifikaci materiálů. Železo a těžké prvky klesají do nitra, zdroje radioaktivního tepla vedou k vytváření magmatu, oceány ztrácejí plyn a lehké plyny opouštějí atmosféru planety.
5. Fáze deskové tektoniky. Vzniká litosféra ochlazením povrchu. Zdroje radioaktivního tepla mohutní – kontinentální desky se pohybují po plastickém podloží.
6. Vulkanická fáze. Ohřáté magma prolamuje litosféru – vznikají mohutné sopky.
7. Klidová fáze. Tlustá litosféra uzamkne žhavotekuté magma. Vulkanismus doznívá.

Patrně jedinými nepřeměněnými svědky původního stavu sluneční soustavy, jež můžeme dosud pozorovat, jsou komety. Loňský rok byl požehnaný na objevy komet, jichž bylo nalezeno celkem 17. Nejzajímavější z nich byly komety 1975h (Kobajaši-Berger-Milon) a 1975n (West). První z nich byla v srpnu 1975 až 3,5 mag, a byla tak viditelná i prostým okem.

B. Marsden publikoval katalog kometárních drah, obsahující 964 přiblížení 625 různých komet. Nejranější je kometa Halleyova, pozorovaná již r. 87 př. n. l. (celkem 27 návratů). Bohužel při příštím návratu v únoru 1986 bude nanejvýš 4 mag. Nejčastěji byla pozorována Enckeho kometa, jež má též nejkratší periodu (objev r. 1780, 50 návratů). Nejmenší perihelovou vzdálenost 0,0048 AU měla kometa 1887 I, největší vzdálenost 6,02 AU kometa 1974g. V katalogu je celkem 102 krátkoperiodických, 283 parabolických a 85 hyperbolických kometárních drah.

Velmi zajímavou studii o kometách, chemii mezihvězdného prostoru a vzplanutích gama uveřejnil senior světového kometárního výzkumu prof. F. Whipple. Tvrdí, že těžké prvky, vzniklé nukleogenezí v nitrech hvězd, se koncentrují převážně v kometách, takže mezihvězdný prostor a hvězdy diskové populace nemohou být nijak zvlášť obohaceny těžkými prvky. Kdyby komety nevychytávaly těžké prvky, bylo by zastoupení kovů ve hvězdách diskové populace kolem 10 % (ve skutečnosti zastoupení činí jen 2 %). Pak ovšem je hmotnost komet kolem 25 % hmotnosti mezihvězdného plynu. I ve sluneční soustavě mohou komety obsahovat úhrnem přes 10 % M_☉, aniž bychom to mohli zjistit astronomickými pozorováními. Do vzdálenosti 40 AU (poloměr dráhy Pluta) je podle Hamida v kometách obsaženo 0,5 M_Z a do 50 AU dokonce 1,3 M_Z. Poloměr kometárního (Oortova) mraku je asi 67 kAU. Žádná z pozorovaných komet nebyla interstelárního původu – všechny hyperbolické dráhy lze vysvětlit poruchami nebo existencí negravitačních sil. Maximální hmotnost jednotlivé komety činí 10¹⁸ kg a maximální poloměr je kolem 100 km. Hustota kometární látky v mezihvězdném prostoru je pak řádu 10^-22 kg/m³, a tak je vskutku možné, že komety výrazně pozměňují chemii mezihvězdné látky.

Roku 1973 přišli M. Harwit a E. Salpeter s myšlenkou, že právě objevená vzplanutí gama jsou projevem srážky komety s mateřskou neutronovou hvězdou. Autoři odhadovali, že kometa o hmotnosti 3.10¹⁴ kg dopadne na neutronovou hvězdu o hmotnosti rovné M_☉ jednou za 600 let. (Pro srovnání: jedna viditelná kometa dopadne na Slunce v průměru jednou za 300 let). Whipple uvádí dynamické argumenty proti tomuto mechanismu. Při výbuchu supernovy, který předchází vzniku neutronové hvězdy, je patrně oblak komet zničen. Pokud neutronová hvězda opustila dvojhvězdu při takové explozi, pohybuje se značnou prostorovou rychlostí. Je-li rychlost vyšší než 100 km/s, gravitačně vázaný oblak komet ztratí hvězda po cestě. Pro pulzar PSR 1133+06, jenž je příkladem neutronové hvězdy, nalezli Manchester aj. tangenciální rychlost 380 km/s, čímž je existence kometárního oblaku kolem takto rychle se pohybujícího objektu přesvědčivě vyloučena. Také jiní autoři uvedli námitky proti výkladu vzplanutí gama dopadem komet na neutronové hvězdy.

Krinov shrnul údaje o Tunguzské kometě či meteoritu. Těleso mělo hmotnost 10⁹ kg a srazilo se se Zemí rychlostí 28 ÷ 50 km/s dne 30. 8. 1908 v 7h 17min místního času. Souřadnice dopadu jsou +61° šířky a 102° východní délky. V místě dopadu byl zničen les na ploše 1 600 km². Větší pozůstatky tělesa se nenalezly, pouze drobné křemičité kuličky o průměru 80 ÷ 100 μm. Podle odhadu mohlo jít o kometu s absolutní hvězdnou velikostí +12,3 mag. Podmínky viditelnosti byly tudíž velmi nepříznivé – kometa mohla být spatřena dalekohledem z oblastí za severním polárním kruhem několik dní před slunovratem r. 1908. Šest hodin před srážkou mohla mít zdánlivou jasnost +1,4 mag. Patrně šlo o neaktivní těleso (mrtvou kometu) podobnou křehkým bolidům Ceplechovy a McCroskyho klasifikace.

Na závěr části přehledu, jež pojednává o sluneční soustavě, se vraťme k ústřednímu tělesu systému – ke Slunci. Nejpalčivějším problémem sluneční fyziky zdá se být i nadále problém chybějících slunečních neutrin. Experiment R. Davise jr. ve zlatém dole v Jižní Dakotě započal r. 1967. V podzemní nádrži je t. č. 390 000 litrů tetrachloretylenu. Dopadem očekávaného toku slunečních neutrin by se měl v kapalině vytvořit rovnovážný stav s 58 atomy radioaktivního argonu ³⁷Ar. V jednotkách solárního neutrinového toku (SNU) jde o hodnotu 5,6 SNU. Průměrně se detekuje (0,8 ±0,7) SNU. Pouze při 27. pokusu (7. 7.–5. 9. 1972) bylo naměřeno (5,6 ±2,0) SNU. V jiném experimentu, zaměřeném na detekci antineutrin pomocí Čerenkovových čítačů sekundárních pozitronů, byly 4. 1. 1974 zjištěny antineutrinové impulzy s energiemi 20 ÷ 100 MeV v intervalu 3 ms. V té době naměřil Davis (0,9 ±0,9) SNU.

Poněvadž Davisův experiment má klíčový význam pro celou fyziku, konají se další prověrky správné činnosti aparatury. V nádrži byl rozpuštěn čistý plynný ³⁶Ar. Během 22 hodin se podařilo experimentálně detekovat 95 % přimíchaného argonu. Dále bylo do nádrže vneseno (612 ±20) atomů radioaktivního ³⁷Ar. Experimentálně bylo detekováno (650 ±50) atomů. Konečně byla nádrž ostřelována rychlými neutrony z umělého zdroje. Vzniklé atomy radioaktivního argonu byly ve správném množství opět zaregistrovány. Přesto je možné, že v metodě detekce je čertovo kopýtko. K. C. Jacobs soudí, že při dlouhém mezidobí, v němž se izolují radioaktivní atomy při vlastním pokusu (2 až 3 měsíce je nádrž v klidu a pak se promývá heliem), dochází k chemickému zachycení radioaktivního argonu. Jacobs uvažuje o tom, že působením záření gama nastane krátkořetězová polymerace argonu, čímž vzniká tuhý polymer typu teflonu. Pokud může argon tvořit takto stabilní molekuly, pak jej v nádrži po delší době nebudeme detekovat.

Teoretické výklady nesouhlasu experimentu a slunečních modelů termonukleární reakce narážejí stále na principiální nesnáze. F. Hoyle navrhuje chemicky nehomogenní Slunce, s jádrem o hmotnosti 0,3 ÷ 0,5 M_☉, obsahujícím kovy ze skupiny železa. Pak vychází neutrinový tok 0,5 SNU.

Snížení toku neutrin předpokladem o rychlé rotaci slunečního nitra je už zcela mimo soutěž. Jednak ani rychlá rotace nesníží dostatečně neutrinový tok, jednak Slunce skoro určitě rotuje rovnoměrně. Dicke a Goldenberg sice r. 1967 naměřili zploštění Slunce (0,096 ±0,013)″, ale jejich výsledek je zřejmě chybný. H. A. Hill a R. T. Stebbins s citlivější aparaturou loni naměřili zploštění jen (0,0184 ±0,0125)″. To je ve výborné shodě s teoreticky odvozenou hodnotou zploštění pro rovnoměrně rotující Slunce: 0,0157″.

Na základě snímků ze stanice Skylab, pořízených v ultrafialovém oboru spektra, byly zjištěny obří spikule ve sluneční atmosféře. Oproti normálním spikulím jsou vyšší, širší a trvají déle. Vyskytují se v koronálních dírách poblíž pólů a byly pozorovány ve světle čar He II (30,4 nm), C I (133,5 nm), C III (97,7 nm), O IV (55,4 nm) a také v čáře Lyman-α (121,6 nm). Proud plynu vystupuje až do výše 35 000 km a vrací se zpět rychlostí až 140 km/s. Energie jediné makrospikule je řádu 5.10¹⁹ J.

Nedávno zesnulý sovětský astrofyzik S. Pikelněr shrnul údaje o slunečních protuberancích. Jsou to husté a relativně chladné masy plynů o délce (1 ÷ 2).10⁵ km a tloušťce (5 ÷ 10).10³ km. Dosahují výšky 20 000 ÷ 40 000 km nad povrchem Slunce a mají teplotu 5 ÷ 10 kK. Protuberance jsou zavěšeny na vrcholech oblouků magnetických siločar a svou vahou siločáry prohýbají. Jediná protuberance má hmotnost jen o řád nižší, než je hmotnost celé koróny. V protuberancích je indukce magnetického pole (10 ÷ 20).10^-4 T. Příčinou vytažení plynu z chromosféry je tepelná nestabilita koróny. Čím větší je hustota plynu v protuberanci, tím více se vyzáří energie a zhustek se ochladí. Tím se zmenší tlak v protuberanci a okolní koróna ji dále stlačí. Plazma v prohlubni magnetického oblouku se ohřívá méně než na jeho bocích. Protuberance se tak naplní asi za 24 hodin. Plyn pak difunduje dolů vlivem gravitace. Klidné protuberance se vyhýbají skvrnám, neboť nad nimi je příliš silné magnetické pole. Při erupcích se z nich stávají eruptivní protuberance. Smyčkové protuberance se objevují nad skupinou slunečních skvrn brzo po erupci. Teplota koróny tam totiž dosahuje až 5.10⁶ K. Sluneční vítr zvyšuje po erupci rychlost z obvyklých 320 km/s na 800 ÷ 1 200 km/s. Hlavní rázová vlna letí rychlostí (1 ÷ 4).10³ km/s a zasáhne Zemi asi 36 hodin po erupci. Ještě rychleji se pohybují částice kosmického záření s energií 100 MeV, které k nám dospějí za 1 ÷ 5 h po erupci. Ve vzdálenosti 40 AU klesá rychlost slunečního větru na 100 km/s a ve vzdálenosti 300 AU už jen na pouhých 5 km/s.

Přehled o objektech sluneční soustavy letos uzavřeme kuriozitou, kterou jsme loňský seriál otevírali, tj. neblaze proslulou konstelací planet v r. 1982. Hlavní teze Gribbinovy a Plagemannovy knihy lze shrnout takto:

1. Planety vytvářejí slapy na Slunci nejvíce tehdy, jsou-li seřazeny v přímce.
2. Když jsou největší slapy, je na Slunci nejvíce skvrn.
3. Když je více skvrn, je i více chromosférických erupcí.
4. Po erupcích přichází do zemské atmosféry více korpuskulárního záření.
5. Toto záření vyvolává velké pohyby vzdušných hmot.
6. Tím se ovlivňuje rychlost zemské rotace.
7. Skoky v zemské rotaci povzbuzují seizmickou činnost.
8. Jelikož k takovému přímkovému seřazení dojde v r. 1982, vyvolá to velká zemětřesení, zejména v oblasti Los Angeles v USA.

Tyto teze velmi ostře kritizuje belgický astronom J. Meeus. Především konstatuje, jak už jsme tu vloni upozornili, že v r. 1982 není zvlášť význačná konstelace planet. Nejmenší šířka kužele, v němž se budou toho roku nalézat planety, je 60°. O seřazení se dá hovořit jen u planet Jupiteru, Saturnu, Uranu a Neptunu. Konjunkce Uranu a Neptunu však nastane až r. 1993. Tzv. perioda konstelací 179 let je rovněž chimérická. Vždyť pro slapové působení je lhostejné, zda jsou planety na téže straně od Slunce, či na protilehlých stranách. Právě takové seřazení nastalo 16. ledna 1901, kdy šířka kužele byla pouhých 25°. Je jistě ironií, že toho roku bylo minimum sluneční činnosti. Také 11. října 1804 byla šířka kužele poměrně malá, a to 48°. Přitom však bylo pozorováno mimořádně nízké maximum sluneční činnosti s relativním číslem pouze 50.

Skutečná perioda význačných slapů činí pouze 4 měsíce, neboť sluneční slapy působí zejména Venuše, Země a Jupiter a zčásti Merkur. Označíme-li zemské slapové působení na Slunce za jednotku, pak největší slapy vyvolává Jupiter (2,26), pak Venuše (2,15), Merkur v perihelu (1,89) a Země. Ostatní planety nedosahují ani 11 % zemského slapového působení, a jejich vliv lze tudíž spolehlivě zanedbat. Slapové vzdutí Slunce způsobené Jupiterem přitom dosahuje výšky asi 1 mm. Vliv Venuše na skvrny je zřejmě nulový. Ze sluneční statistiky za léta 1902–1965 vychází průměrné relativní číslo pro horní konjunkci Venuše 55,6 a pro dolní konjunkci 55,2. Také asymetrický výskyt skvrn vůči Zemi se nepotvrdil, když zkoumáme statistiku za dostatečně dlouhé období. Konečně pak korelace mezi velkými erupcemi a zemětřeseními je za období let 1910–1945 pouze (0,035 ±0,048), jinými slovy vůbec neexistuje. A tak navzdory rozruchu, jejž hypotéza o výjimečné konstelaci planet r. 1982 ve veřejnosti způsobila, lze ji už nyní považovat za zcela odepsanou.

Přehled loňských objevů hvězdné astronomie lze sotva začít jinak než shrnutím o úkazu, jenž se na obloze nevidí každý rok – mám tím přirozeně na mysli novu Cygni (V1500 Cygni), která vzplanula 29. srpna (viz ŘH 12/1975, str. 225). Na severní polokouli byla tak jasná nova vidět naposledy před 41 roky. Shodou okolností se podařilo u novy Cygni opatřit dostatek údajů o průběhu světelné křivky ještě před vlastním objevem, který lze připsat mnoha stům nezávislých pozorovatelů rozsetých po celé zeměkouli. První z nich byl Japonec K. Osada, ale než telegram o objevu dospěl do světového ústředí pro astronomické telegramy v americké Cambridgi a odtamtud zase zpět na světové observatoře, byla nova nezávisle spatřena neuvěřitelně velkým počtem osob. Svědčí to snad i o tom, že obec astronomů amatérů je početná i pozorná. V mnoha případech právě tato nezávislá upozornění na výskyt jasné hvězdy v souhvězdí Labutě umožnila astronomům u velkých dalekohledů, aby pořídili velmi cenná spektra a vykonali další speciální měření v době, kdy nova rychle stoupala k maximu jasnosti. Z archivních snímků i ze snímků Palomarského atlasu vyplývá, že nova byla od konce minulého století až do 10. srpna r. 1975 vždy slabší než 15,5 mag. Na Palomarském atlasu je dokonce slabší než 21 mag v modré oblasti spektra. Ještě 13. srpna 1975 byla podle litevských pozorování Alksneho aj. 17,0 mag. Teprve 25. srpna se zjasnila na 13,5 mag a 29,05 srpna (čas UT) na 8,4 mag. O 3 hodiny později již byla 6,2 mag a za další hodinu 5,1 mag. V čase 29,42 UT byla 3,2 mag a ve 29,81 UT už 2 mag. Vizuální maximum nastalo 30,85 srpna, kdy nova dosáhla 1,8 mag. Poté však její jasnost počala rychle klesat; je to dosud nejrychlejší nova vůbec. Za 4 dny zeslábla o 3 mag a za pouhý týden přestala být prostým okem viditelná. V polovině září byla již 7 mag, 8. října 8 mag a 21. listopadu klesla na 9 mag. Počátkem roku 1976 překročila hranici 10 mag. Přitom se výrazně měnila barva novy z modré přes žlutou až na nápadně červenou. Červenou barvu novy působí mohutná emise v čáře H-α. Kolem 6. září byly objeveny periodické oscilace jasnosti novy s amplitudou až 0,1 mag a periodou přes 6 h. Vysvětlují se většinou jako oběžný pohyb elipsoidální složky dvojhvězdy – zákryty však patrně nenastávají.

Velmi početné jsou i spektroskopické údaje, jež začínají již více než celý den před dosažením maxima jasnosti. Vysokodisperzní spektrogramy pořídili zejména japonští, čeští (J. Horn, F. Žďárský, S. Kříž), britští a francouzští astronomové. Odtud vyplývá, že ve spektru novy zprvu převládalo silné kontinuum, sahající až daleko do ultrafialové oblasti. Přes ně se překládaly zpočátku velmi mělké široké vodíkové emise, svědčící o zrychlující se expanzi plynného obalu. Rychlost rozpínání stoupala z 1 000 km/s až na 3 000 km/s. Po maximu se počaly objevovat i široké absorpce. Zvlášť rychle se spektrum měnilo mezi 3. a 7. zářím. Koncem září se objevilo tzv. orionové spektrum a počátkem října přešla nova do nebulárního stadia s četnými zakázanými čarami kyslíku, dusíku a neonu. Interstelární čáry vápníku a sodíku byly intenzivní a jejich radiální rychlost činí -11 km/s. Z infračervené fotometrie však plyne, že nova není příliš zastíněna mezihvězdnou hmotou. Pravděpodobná vzdálenost novy činí (1,3 ±0,2) kpc. (K výbuchu tedy došlo před čtyřmi tisíciletími.)

Rentgenové záření novy bylo velmi slabé, na prahu citlivosti aparatur na družicích Copernicus a Ariel 5. Zato bylo zjištěno slabé rádiové záření novy koncem září a počátkem října pomocí velkých radioteleskopů v Bonnu a v Green Banku. Na frekvencích 8 ÷ 11 GHz činil rádiový tok 10 ÷ 17 mJy.

Nova Cygni ustavila nové rekordy pro svou třídu. Amplitudou světelných změn minimálně 15 mag a možná i 19 mag připomíná spíše supernovy a rychlostí vývoje je rovněž bez konkurence. Postupné zpracování bohatého materiálu potrvá jistě mnoho let, ale přinese nepochybně mnoho podnětů pro teoretický výklad vzplanutí nových hvězd.

Přehled typických hodnot pro jednotlivé druhy nov podává J. Faulkner:

Přederupční světelné křivky nov zkoumal statisticky E. L. Robinson. Hvězdná velikost novy před výbuchem i po něm je vždy stejná. Dvanáct nov má poměrně kvalitní fotometrii z období růstu jasnosti k maximu. Polovina z nich jevila změny jasnosti již v období 1 ÷ 15 let před vzplanutím. Zdá se, že vzrůst jasnosti novy není tak náhlý a neočekávaný, jak se zprvu soudilo. Například nova V446 Her se před vzplanutím měnila s amplitudou 4 mag. Prenova má zřejmě tři zářivé složky: obě komponenty dvojhvězdy a horkou skvrnu v akrečním disku kolem kompaktní složky, kterou je pravděpodobně bílý trpaslík. Samotné vzplanutí řídí červená složka, jež vyplňuje Rocheovu mez a z níž přetéká hmota do akrečního disku. Materiál akrečního disku bohatý na vodík se pak v místě horké skvrny stane zdrojem termonukleární reakce, což je bezprostřední příčina vzplanutí.

Také výbuchy supernov se stále častěji spojují s existencí dvojhvězd. Sovětský astronom J. G. Chabazin soudí, že exploduje méně hmotná složka dvojhvězdy, zatímco hlavní složka je ranou masivní hvězdou hlavní posloupnosti. Pokud je výbuch symetrický, zůstane dráha dvojhvězdy kruhová. Jestliže se při výbuchu ztratí více než polovina hmotnosti složky, dvojhvězda se rozpadne.

Tomu též odpovídá zjištění Z. Barkata aj., že klasická představa o supernovách jako projevu kolapsu železného jádra pokročilé hvězdy kvantitativně nesouhlasí, neboť náraz kolabující obálky na degenerované neutronové jádro nestačí k odvržení větší části obalu hvězdy. Lepší domněnku vypracovali D. N. Schramm a W. D. Arnett, kteří vyšli z moderních modelů niter velmi hmotných hvězd a ukázali, že při hoření uhlíku a dalších těžších prvků ve slupkách kolem degenerovaného jádra dojde k prudkému růstu vyzařované energie, a tedy k výbuchu supernovy. Významná je přitom úloha neutrin, která při vysokých hustotách v okolí jádra masivní hvězdy mohou interagovat s hmotou a odnášejí s sebou velkou část vnějšího jádra hvězdy. Pozůstatkem po výbuchu je pak známý kompaktní objekt, tj. neutronová hvězda. (Viz též ŘH 9 a 10/1975, str. 169 a 190).

Při výbuchu vznikají s-procesy (zachycováním pomalých neutronů) i r-procesy (zachycováním rychlých neutronů) i prvky těžší než železo. Výbuchy supernov mají tudíž klíčový význam pro chemii mezihvězdného prostředí, neboť pouze tak se mezihvězdný prostor obohacuje o těžké prvky.

Jelikož z takového obohaceného materiálu vzniklo i naše Slunce a sluneční soustava, mělo by chemické složení obalů supernov a třeba meteoritů dobře souhlasit. Pozorování souhlas potvrzují a navíc ukazují, že též chemické složení primárního kosmického záření odpovídá skladbě pláště masivních hvězd (hmotnosti 7 ÷ 70 M_☉). Odtud se zdá téměř jisté, že těžká jádra v kosmickém záření byla urychlena převážně při explozích supernov.

Vývojové úvahy o hvězdách velmi dramaticky potvrzuje i pozorování jiného unikátního objektu, a to proměnné hvězdy FG Sge. Je to centrální hvězda malé planetární mlhoviny, která se vytvořila asi před 6 000 lety. Za posledních 80 let se hvězda zjasnila z 13,5 mag na 9,5 mag. Její spektrum se mění doslova před našima očima. Za posledních 20 let urazilo na diagramu H-R úctyhodný úsek od třídy B4 Ia až po současnou třídu F5 Ia a blíží se oblasti nestability na diagramu. To je ve shodě s teorií, že totiž tato fáze hvězdného vývoje probíhá astronomicky vzato bleskurychle.

Z klasických dvojhvězd budí i nadále pozornost Algol (β Persei), jenž je nejen představitelem velké a typické skupiny těsných zákrytových dvojhvězd, ale i jedním z prvních hvězdných rádiových zdrojů. Dne 15. ledna 1975 zpozorovali D. Gibson aj. z Green Banku rádiový výbuch Algolu na řadě frekvencí v gigahertzovém pásmu. Rádiový tok vzrostl třikrát až čtyřikrát na hodnotu kolem 1 Jy. Dálkovou interferometrií byl určen průměr zdroje 0,0005″, což odpovídá lineárnímu rozměru pouze 0,1 AU. Expanze oblaku se děje rychlostí 500 ÷ 1 000 km/s a jasová teplota zdroje dosáhla 400 MK. A. Epstein zjistil pomocí družice SAS-3, že Algol je rovněž rentgenový zdroj v pásmu 1,7 ÷ 6 keV. Při vzdálenosti 30 pc je rentgenová svítivost řádu 10²⁴ W. Hmotnosti zákrytových složek Algolu činí 5,3 M_☉, třetí složka má 1,8 M_☉.

Ultrafialové spektrum jiné známé zákrytové dvojhvězdy β Lyrae popsali M. Hacková aj., a to na základě pozorování družice Copernicus v pásmu 100 ÷ 300 nm. Pod vlnovou délkou 230 nm pozorovali silné emise, zatímco nad 230 nm jsou početné absorpce. Spojité spektrum odpovídá teplotě 11 kK (spektrální třída B8). Emise se nacházejí v plynu, který rotuje a současně se rozpíná v okolí sekundární složky. Spektrum sekundární složky nebylo zjištěno v žádné spektrální oblasti. Autoři se domnívají, že primární složka se dotýká Rocheovy meze, sekundární složka je hmotnější než primární a nelze vyloučit, že je to přece jen černá díra.

Zdá se, že žádná solidní těsná dvojhvězda se bez rotujícího akrečního disku už dnes neobejde. Dokazuje to i práce A. H. Battena, týkající se interpretace pozorování známé zákrytové dvojhvězdy U Cephei. Primární složka má spektrum B7 V a sekundární G8 III IV. Poloměr primární složky je 2,9 R_☉ a sekundární 4,7 R_☉. Při hmotnostech 4,2 M_☉ pro primární a 2,8 M_☉ pro sekundární složku to značí, že sekundární složka téměř vyplňuje Rocheův lalok, zatímco primární složka se nachází na hlavní posloupnosti. Jelikož oběžná perioda roste, přetéká hmota ze sekundární složky, a to na rotující disk kolem primární složky. Existenci disku dramaticky odhalila pozorování emisních čar ve spektru systému.

Navzdory všeobecnému mínění, že jasné zákrytové dvojhvězdy jsou už vesměs známé, objevil E. Lohsen, že hvězda ve známém Trapezu v Orionu, označená Θ¹ Orionis, je zákrytová, teprve loni. Pravím teprve, neboť hvězda je v maximu 6,7 mag a pokles v primárním minimu přesahuje celou hvězdnou třídu. Perioda světelných změn činí 196,3 d. Sekundární minimum je mělké a posunuté proti fázi 0,5. To znamená, že dráha je excentrická. Poslední primární minimum, pozorované již na základě Lohsenovy předpovědi, nastalo 5. prosince 1975, kdy jasnost systému poklesla na několik desítek hodin až na 8 mag. Nejbližší sekundární minimum nastane 20. března 1976 a má trvat 2 dny. Jelikož tento díl našeho přehledu vyjde později, může si všetečný čtenář zkontrolovat, nakolik se předpověď vyplnila.

Pro milovníky statistik shrnuji, že počet katalogizovaných proměnných hvězd všech typů dosáhl loni počtu 25 140. Nejvíce proměnných je známo v souhvězdí Střelce, a to 3 872. Autoři katalogového přehledu pod vedením prof. Kukarkina zavedli další tři typy proměnnosti: typ S Doradus (podobný typu P. Cygni), typ ZZ Ceti (bílí trpaslíci s minutovými změnami jasnosti) a γ Cassiopeiae (hvězdy s obálkami).

K poslednímu typu patří i hvězda ο Andromedae, zkoumaná spektrálně řadu let ondřejovským astronomem P. Koubským. Loni v červenci se mu konečně podařilo přistihnout hvězdu doslova v samém počátku vytváření nového rozsáhlého plynného obalu. To se projevilo nápadným zúžením vodíkové páry H-β v absorpci (široká absorpce vlastní hvězdné čáry je zčásti vyplněna emisí pocházející z plynného obalu) a posléze i mohutnou emisí v čáře H-α. Objev byl vzápětí potvrzen na několika světových observatořích a hvězda je nyní intenzivně hlídána. V jejím spektru byly v druhé polovině loňského roku pozorovány četné rychlé a nepravidelné změny vzhledu spektrálních čar a vše nasvědčuje tomu, že po třiceti letech relativního klidu se hvězda „probudila“ k mimořádné aktivitě.

H. M. Dyck a T. Simon pozorovali známého veleobra α Orionis (Betelgeuze) v infračerveném oboru spektra 2 ÷ 10 μm a dále na 34 μm. Zjistili, že hvězda je obklopena prachovou obálkou o teplotě 300 ÷ 1 000 K. Rozměr slupky činí řádově 100 AU a její hmotnost je řádu 10^-5 M_☉. Jelikož se dá očekávat, že plynná složka slupky je o dva řády hmotnější, je celková hmotnost plynoprachového obalu 10^-3 M_☉. Ztráta hmoty samotné hvězdy je řádu 10^-6 M_☉ za rok, takže již za tisíc let existence veleobra měl prachoplynový obal dnešní rozměry i hustotu. Konvekce ve fotosféře hvězdy musí vést k tvorbě mohutných hvězdných skvrn. Jejich existenci se podařilo potvrdit pomocí tzv. skvrnkové interferometrie C. Lyndsovi aj., kteří pracovali u 4m dalekohledu na Kitt Peaku. Zároveň se ukazuje, že Betelgeuze má rozsáhlou chromosféru – její tloušťka dosahuje celých 10 % poloměru hvězdy.

Ztrátu hmoty z raného veleobra ζ Orionis (spektrální třída 09.5 Ib) určil A. G. Hearn. Studoval profily čáry H-α a ukázal, že expanze vnějších vrstev se děje rychlostí 250 km/s. Horký koronální vítr vyvěrá z koróny o teplotě větší než 2,6 MK. Roční ztráta hmoty hvězdy dosahuje 1,8.10^-6 M_☉. Ultrafialová měření naznačují, že skutečná rychlost expanze je snad až šestkrát vyšší.

Ultrafialová měření z kosmického prostoru nabývají stále větší důležitosti vzhledem k tomu, že v tomto oboru je řada důležitých spektrálních čar, ale i proto, že mnoho žhavých objektů vydává v tomto úseku spektra nejvíce záření. Je přirozené, že prvořadým úkolem je vykonat všeobecnou přehlídku ultrafialových objektů. To se zdařilo nezávisle ve dvou experimentech.

Na Skylabu pracoval 0,15m dalekohled s objektivním hranolem, umožňující pořízení spekter v pásmu 130 ÷ 500 nm. Astronauti pořídili přes 350 expozic, pokrývajících 9 % oblohy, s disperzemi 6,4 nm/mm u 140 nm až po 128 nm/mm u 280 nm. Celkem bylo získáno 400 použitelných spekter pod hranicí 150 nm, 1 600 spekter pod 200 nm a 6 000 hvězdných spekter pod 260 nm. Ukazuje se, že rezonanční čáry C IV a Si IV se výrazně mění s teplotou a svítivostí hvězd. Všechny hvězdy s absolutní bolometrickou hvězdnou velikostí jasnější než -8,4 mag jeví v ultrafialovém oboru profily typu P Cygni. To je důkazem, že u všech těchto svítivých hvězd pozorujeme mohutný výron hmoty. U novy FH Serpentis (1970) bylo zjištěno právě na základě ultrafialových měření, že bolometrická svítivost novy se neměnila po dobu 53 dní po maximu vizuální jakosti. Maximum zářivosti se přitom přesouvalo z optické oblasti až ke 200 nm. Vysoká svítivost řádu 2.10⁴ L_☉ byla zřejmě udržována termonukleární reakcí na dně obálky bílého trpaslíka. Posuv maximální vlnové délky směrem ke kratším vlnám byl pak způsoben návratem fotosféry hvězdy po odstranění vyvrženého materiálu obálky.

Druhým mimořádně úspěšným ultrafialovým experimentem byla měření na palubě kosmické lodi Sojuz 13 pomocí aparatury Orion 2. Toto zařízení umožnilo registrovat ultrafialová spektra hvězd do 13 mag v pásmu 200 ÷ 500 nm. G. Gurzadjan aj. zjistili, že spojité spektrum žhavých hvězd má průběh odpovídající soudobým modelům hvězdných atmosfér. Ukazuje se, že existuje řada žhavých hvězd s teplotami fotosféry nad 20 kK, které však mají malou svítivost. Kromě toho byly spektrálně objeveny chromosféry u chladných hvězd.

Také dlouhovlnné infračervené okno se stále více otevírá pro astronomická pozorování, a tak o nové objevy ještě dlouho nebude nouze. M. W. Friedlander aj. užili balonů ke studiu oblohy v pásmu 50 ÷ 500 μm. Balony setrvávaly ve výšce asi 30 km po dobu až 10 hodin. Přitom se podařilo nalézt 12 infračervených zdrojů, které nelze opticky nijak identifikovat. Co lepšího si může astronom přát, když každý nový spektrální úsek mu přináší uspokojení z objevu objektů, o nichž jsme až donedávna nemohli tušit vůbec nic?

Bezpochyby nejproduktivnějším ze všech „nově otevřených“ spektrálních úseků je obor rentgenového záření. Pionýrskou přehlídku oblohy vykonala družice Uhuru, jejíž zásluhou známe již kolem 160 rentgenových zdrojů na celé obloze. Na její činnost navázaly další družice, zejména SAS-3, Copernicus, jakož i holandská ANS a britská Ariel-5.

Především pokročilo zkoumání opticky identifikovaných zdrojů, které jsou ztotožněny se soustavami těsných dvojhvězd. V květnu 1975 byly pozorovány význačné změny rentgenové a rádiové svítivosti zdroje Cygnus X-1. V obou oborech spektra se tok záření zvýšil zhruba třikrát. Podobný úkaz byl pozorován ještě jednou počátkem září 1975. Při vzdálenosti zdroje asi 2,5 kpc to odpovídá zářivému výkonu kolem 9.10³⁰ W. Tyto úkazy se vysvětlují zvýšeným přítokem hmoty do akrečního disku v okolí černé díry (K. S. Thorne, R. M. Price).

Také rentgenový zdroj Cygnus X-3 se několikrát zjasnil na rádiových vlnách, a to koncem prosince 1974 a počátkem ledna 1975. Nejvyšší maxima se pohybovala kolem 5,5 Jy na frekvenci 5 GHz. P. C. Gregory a E. A. Seaquist ukázali, že struktura mohutného vzplanutí v září 1972 (tehdy vzrostl rádiový tok oproti klidové hodnotě až 17krát) vede k poměrně velkým rozměrům emisní oblasti řádu 10⁸ ÷ 10⁹ km. Ukazuje se, že k velkým výbuchům dochází ve 2 % sledovaného období pozorování, zatímco malá aktivita vzplanutí se pozoruje asi po jedné třetině období. Zbytek doby nejeví zdroj žádnou nápadnou rádiovou aktivitu.

Pozorování jiného známého zdroje Centaurus X-3 vede k poměrně konzistentní představě o povaze i vývoji tohoto objektu. Primární složka má hmotnost 18 M_☉ a poloměr 12 R_☉. Je spektrální třídy O6,5 III a dotýká se Rocheovy meze. Sekundární složka je kompaktní hvězdou o hmotnosti 0,7 ÷ 1,5 M_☉ a kolem ní se nachází akreční disk, jenž je vlastním zdrojem rentgenového záření. Při vzdálenosti objektu řádu 10 kpc je svítivost primární složky 10³² W a svítivost sekundární složky 3.10³⁰ W. Několik autorů zjistilo nezávisle, že hmota akrečního disku se doplňuje intenzivním hvězdným větrem primární složky spíše než přetékáním hmoty Lagrangeovým bodem. Podle E. Meyerové-Hoffmeisterové byla primární složka masivní hvězdou, jež absolvovala explozi supernovy. To je tedy dnešní sekundární (kompaktní) složka. Nynější primární složka má ovšem za čas rovněž vybuchnout jako supernova. Podle H. Gurskyho a E. van den Heuvela je akreční disk oddalován od povrchu kompaktní složky silným magnetickým polem. Nabité částice proto proudí v úzkých tunelech k magnetickým pólům rotující neutronové hvězdy. Tím vznikají na povrchu hvězdy horké skvrny a pozorujeme rentgenový pulzar, neboť rotační a magnetická osa hvězdy jsou navzájem skloněny. Modří veleobři tohoto typu jsou v Galaxii velmi vzácní – jejich skutečný počet je pouze řádu 10³, a z toho každý 20. je dvojhvězdou. Optické pozorování objektu navzdory jeho velké vzdálenosti je možné pouze proto, že jeho svítivost je značná ~ 10⁴ L_☉.

Také zdroj Sco X-1 byl definitivně zařazen mezi dvojhvězdy. Podařilo se to zejména proto, že v poslední době poklesla jeho aktivita, která maskovala vlastní záření dvojhvězdy. A. Cowleyová a D. Crampton určili ze spektroskopických pozorování amplitudu radiálních rychlostí 120 km/s a oběžnou periodu 0,787 d. Z fotometrie za léta 1889–1974 na harvardských přehlídkových deskách zpřesnili tuto hodnotu E. Gottliebová aj. na 0,787313 dne s fotografickou amplitudou 0,22 mag. Objekt patří zjevně ke starým novám.

Zato zcela „novou“ novou se stal objekt A 0621-00, objevený M. Elvisem aj. 3. srpna 1975 pomocí družice Ariel-5. Přechodný rentgenový zdroj se nachází na rozhraní souhvězdí Jednorožce a Orionu a kolem 10. srpna byl nejjasnějším rentgenovým zdrojem na obloze (asi třikrát jasnější než Sco X-1). Opticky jej identifikovali Boley a Wolfson jako hvězdu 11,5 mag. Objekt bývá normálně kolem 20 mag v modrém oboru spektra, ale na harvardských deskách nalezla L. Eachusová výbuch na 12 mag v listopadu 1917. Není tudíž vyloučeno, že jde o rekurentní novu s periodou 58 let. V loňském maximu měla nova spojité spektrum bez čar. Při vzdálenosti 0,6 ÷ 1 kpc činila maximální rentgenová svítivost asi 1,3.10³¹ W. Zdá se, že optický i rádiový tok novy je absolutně stejně veliký jako rentgenový. Tím se ovšem velmi liší od ostatních známých nov. Pravděpodobně je to tím, že kompaktní sekundární složka není bílý trpaslík (jako je tomu u běžných nov), ale masivní černá díra.

Pozorování přechodných rentgenových zdrojů, které po dobu několika dnů či týdnů jsou vůbec nejjasnějšími objekty na rentgenové obloze, tím získává na zajímavosti a problémy, které se zde začínají řešit, patří k nejnapínavějším kapitolám moderní stelární astrofyziky.

V minulém roce však bylo zjištěno rentgenové záření i u tak řádných hvězd, jako je Capella (pásmo 0,2 ÷ 16 keV, svítivost 10²⁴ ÷ 10²⁷ W) a Sirius (pásmo 0,2 ÷ 0,3 keV, svítivost 9,1.10²⁰ W). V posledním případě jde zřejmě o důkaz existence horké koróny Siria A.

Daleko největším překvapením v oboru rentgenové astronomie je však ztotožnění pěti zdrojů rentgenového záření s kulovými hvězdokupami naší Galaxie. Jsou to objekty NGC 1851, 6441, 6440, 6624 a 7078, vzdálené 5 ÷ 10 kpc. Jejich rentgenové svítivosti jsou v rozmezí (5 ÷ 20).10²⁹ W. Všechny jeví variace rentgenového toku v průběhu týdnů až měsíců s amplitudou změn 1 : 2 až 1 : 5. Zdroj 3U 1820-30 ve hvězdokupě NGC 6624 se navíc projevil kratičkými záblesky v pásmu 1 ÷ 30 keV. Podle pozorování družice ANS ze září 1975 vzrostla intenzita záření v jednom případě 20krát během pouhé 1 s a pak ještě 30krát během 2 s. Tyto záblesky byly zaregistrovány během pouhých šesti hodin monitorování zdroje, a jsou tedy relativně časté. Špičkový rentgenový výkon se pohybuje kolem 10³² W.

Hlavní důvod, proč nás existence rentgenových zdrojů v kulových hvězdokupách překvapila, spočívá v tom, že v těchto velice starých galaktických útvarech by je žádný teoretický astrofyzik nehledal. Dosavadní rentgenové zdroje, objevované převážně v rovině Galaxie, byly totiž vesměs ztotožněny s masivními dvojhvězdami. Velká hmotnost primárních složek těchto dvojhvězd ovšem znamená krátkou životnost systému (životní doba hvězdy závisí nepřímo na hmotnosti, a to dokonce s 2,5. mocninou), takže obecně lze říci, že rentgenové dvojhvězdy jsou útvary astronomicky mladé o životní době nanejvýš desítky milionů let. Naproti tomu kulové hvězdokupy jsou staré řádově 10 miliard let a hvězdy v nich už dávno nevznikají. Z původních hvězd se tam tudíž zachovaly jen ty, jež měly zpočátku menší hmotnosti, tj. méně než 1 M_☉ či nanejvýš 2 M_☉. Takovéto hvězdy jsou ovšem nanejvýš nevhodné pro vytváření rentgenových zdrojů. Skutečnost však hovoří o pravém opaku. V galaktické rovině připadá jeden rentgenový zdroj na miliardu hvězd, zatímco v kulových hvězdokupách máme jeden rentgenový zdroj na každých deset milionů hvězd.

A tak se ihned objevily velmi zvláštní teorie vysvětlující podivuhodnou existenci rentgenových zdrojů v kulových hvězdokupách.

Podle Bahcalla, Ostrikera aj. se jednotlivé černé díry, které vznikly ve hvězdokupě jako pozůstatky masivních hvězd, postupně srážely, ztrácely tak kinetickou energii a spadly do jádra hvězdokupy. Zde se postupně slévaly v černou veledíru o hmotnosti řádu 10³ M_☉. Akrece mezihvězdného materiálu na masivní černou díru vede k jeho zahřátí na teploty řádu 10 MK, a tudíž i k výronu rentgenového záření. Jiným dodavatelem materiálu mohou být neopatrné hvězdy, které se příliš těsně přiblížily k černé veledíře a byly roztrhány slapovým působením. Teorie vyžaduje, aby fluktuace jasnosti nebyly kratší než 0,1 s, což je zatím splněno. Podle J. Peeblese změní existence černé veledíry rozložení hvězd v jádře hvězdokup. Snad by se tak dala vysvětlit neobvykle jasná jádra těchto hvězdokup. Všechny popsané kinematické efekty jsou možné právě jen v kulových hvězdokupách (případně též v jádru Galaxie), neboť jen tam je prostorová hustota hvězd dostatečná pro těsná přiblížení či dokonce srážky. Naproti tomu je překvapující, že svítivost těchto rentgenových zdrojů není o nic vyšší než svítivost rentgenových dvojhvězd.

Proto se jiní autoři domnívají, že i ve hvězdokupách jsou rentgenovými zdroji běžné dvojhvězdy, které však vznikly „nedávno“ zachycením dvou složek poblíž jádra kulové hvězdokupy. A. C. Fabian aj. počítají se slapovým zachycením dvou hvězd, z nichž jedna je vyvinutá kompaktní složka a druhá se nachází na hlavní posloupnosti. Slapy způsobí i to, že po zachycení se původně výstředná eliptická dráha poměrně rychle změní na dráhu kruhovou, a pak už máme typickou konfiguraci rentgenové dvojhvězdy.

Klasifikaci rentgenových dvojhvězd podal E. van den Heuvel. Vychází přitom ze základního schématu, kdy primární složka systému je hvězdou hlavní posloupnosti, zatímco vedlejší sekundární složka je kompaktním objektem (neutronovou hvězdou nebo černou dírou). Za rentgenové objekty lze pak považovat soustavy, kde po dobu nejméně tisíc let činí rentgenová svítivost 10³ ÷ 10⁵ L_☉.

Má-li primární složka hmotnost menší než 2,1 M_☉, expanduje, až dosáhne Rocheovy meze, a její hmota přetéká do akrečního disku kolem kompaktní složky. K tomuto typu náleží zdroje Sco X-1, Cyg X-3 a dalších asi 50 známých zdrojů. Pokud má primární složka hmotnost větší než 20 M_☉, je svítivým modrým veleobrem, resp. hvězdou třídy Of. V tom případě vzniká silný hvězdný vítr, jenž proudí rovněž do akrečního disku kolem kompaktní složky, aniž by primární složka musela nutně dosáhnout Rocheovy meze. K této skupině objektů patří Cyg X-1 a Cen X-3.

Pro primární složky s hmotností 2,1 ÷ 20 M_☉ nevzniká rentgenový zdroj, neboť hvězdný vítr je nepostačující a přetékání hmoty při dosažení Rocheovy meze je tak rychlé, že rentgenová emise akrečního disku se vyčerpá téměř okamžitě.

E. van den Heuvel také podrobně rozpracoval vývojové scénáře pro průběh života rentgenové dvojhvězdy. Jeho hypotéza se velmi dobře shoduje s pozorováním a v zásadě ukazuje, že celá epizoda je uzavřena během 10⁶ ÷ 10⁷ let. Původní primární složka ke konci této vývojové etapy vybuchuje jako supernova a zhroutí se na kompaktní hvězdu. Dvojhvězda jako celek výbuch přežije, její dráha se ovšem stává velmi výstřednou, ale slapové působení vede nazpět ke kruhové dráze již za milion let po výbuchu. Nakonec však vybuchuje jako supernova i druhá složka, a to vede v 99 % případů k rozpadu dvojhvězdy.

V této fázi se pozůstatky supernov projevují jako pulzary v rádiovém oboru. Hypotéza tedy naznačuje, že 99 % pulzarů by mělo být izolovanými hvězdami s vysokou prostorovou rychlostí, neboť jsou to vlastně unikající složky takto rozpadlých dvojhvězd. Je přímo fascinující, že tato předpověď je skvěle podporována novými pozorováními pulzarů.

D. C. Backer a R. A. Sramek objevili radiointerferometrickými měřeními velký vlastní pohyb pulzaru PSR 1133+16, dosahující 0,6″/r. Také PSR 1929+10 má velký pekuliární vlastní pohyb. Tyto hodnoty odpovídají prostorovým rychlostem přes 350 km/s a naznačují oprávněnost Heuvelovy hypotézy. Dalším důkazem je předloňský objev binárního pulzaru 1913+16, jenž je tvořen dvěma kompaktními složkami. To značí, že obě složky již absolvovaly výbuch supernovy. Dráha výbuchu je vysoce výstředná (e = 0,615), takže systém se zřejmě po výbuchu jen tak tak udržel pohromadě. Jelikož v současné době známe kolem 160 pulzarů, můžeme ve smyslu Heuvelovy předpovědi očekávat, že v 1 ÷ 2 případech nalezneme pulzar ve dvojhvězdě, a to se tedy právě zdařilo.

Binární pulzar vzbuzuje ovšem pozornost přesahující rámec samotné astronomie. Jelikož jde o kompaktní složky, excentrickou dráhu a velice přesné „hodiny“ na povrchu jedné složky (vlastního pulzaru), představuje systém bezmála ideální fyzikální experiment pro ověřování teorie relativity. Při oběžné době 0,32 d a hmotnostech složek řádu 1,3 M_☉ lze očekávat značný posun periastra. Změřené posuny jsou (3,6 ±1,6)°/r, resp. (4,0 ±1,5)°/r a odpovídají skvěle předpovědi stáčení periastra podle obecné teorie relativity.

Existence 160 známých pulzarů v Galaxii je příležitostí k podrobnějším statistickým studiím. Nejvíce pulzarů má periodu kolem 0,7 s, přičemž extrémní periody jsou 0,033 s a 3,75 s. Pulzary se vyskytují ponejvíce poblíž galaktické roviny, a to více ve směru k centru než k anticentru. Jejich skutečný současný počet v Galaxii činí asi 10⁵ pulzarů. Pro 84 pulzarů jsou také známy hodnoty sekundárního zpomalování periody dP/dt. A. G. Lyne aj. ukázali, že proti všeobecnému očekávání neexistuje žádná korelace mezi velikostí této derivace a samotnou hodnotou periody. Výraz P.dt/dP udává nominální stáří pulzarů a dává hodnoty pod 10⁷ let. Intenzita magnetického pole pulzarů je zase dána výrazem (P.dP/dt)². V průměru se pohybuje kolem 100 MT. Jelikož rotor pulzaru má průměr kolem 20 km, značí to, že vzbuzené magnetické pole je bilionkrát větší než v pozemských generátorech elektrického proudu. Zářivý výkon dosahuje hodnoty 10³¹ W. Jelikož magnetické pole pulzaru zaniká během 10⁶ let, vyplývá odtud nezávisle, že stáří pulzarů nepřesahuje několik milionů let.

Radioastronomické metody slaví úspěchy nejen při detekci pulzarů, ale i v další moderní specializaci, tj. při objevování chemických sloučenin v mezihvězdném prostoru. Loňský rok zaznamenal po přechodném půstu opět značný počet objevů molekulárních čar, jejichž celkový počet v rádiovém spektru již přesáhl 150 a které příslušejí bezmála 40 různým molekulám.

K. D. Tucker aj. nalezli na frekvenci 87,3 GHz čtyři čáry radikálu ethynylu C₂H (HC≡C•), B. Zuckermann aj. objevili ethanol na frekvencích 85,3; 90,1 a 104,8 GHz a F. Gardner a G. Winnewisser zjistili akrylonitril (H₂C=CH-CN) na 1,37 GHz. Je to první případ, kdy byla nalezena molekula s dvojnou uhlíkovou vazbou, což současně naznačuje, že v mezihvězdném prostoru je přítomen i ethylen (H₂C=CH₂), který však nelze v rádiovém oboru detekovat.

Australané přispěli do molekulárního skladiště objevem metylformiátu HCOOCH₃ na frekvenci 1,61 GHz. B. E. Turner aj. zjistili polotěžkou vodu HDO na frekvenci 80,8 GHz. Jde o nestimulovanou emisi v mlhovině v Orionu. Nejtěžší známou mezihvězdnou molekulu objevili v téže mlhovině L. E. Snyder aj. na frekvenci 83,7 GHz. Je to docela obyčejný oxid siřičitý SO₂. Další sloučeniny síry nalezli M. Marris aj. a L. E. Snyder aj. Je to monosulfid křemíku SiS na frekvenci 90,8 a 108,9 MHz a monosulfid dusíku NS na 115,16 GHz. Snyder aj. též definitivně potvrdili, že neidentifikovaná sloučenina s čarou 89,19 MHz, označovaná dosud jako X-ogen, je kation HCO⁺. Konečně pak B. E. Turner aj. objevili kyanamid NH₂CN (H₂NC≡N )na frekvencích 80,5 a 100,6 GHz.

Již dříve objevený oxid uhelnatý byl nalezen v planetárních mlhovinách NGC 6543, NGC 7027 a OC 418 a v centrálních oblastech galaxií M31, M51, M63, M82 a NGC 253 na frekvenci 115,27 GHz. Jinak ovšem jsou nové molekuly objevovány v tradičním lovišti, v jádře naší Galaxie – v rádiovém zdroji Sgr B2. O mimořádném významu právě tohoto mračna svědčí i poznámka B. Zuckermanna aj., že „po řádném vyčištění a zkondenzování by bylo možné z etanolu obsaženého ve zdroji Sgr B2 připravit 10²⁷ litrů 100% whisky. Toto množství podstatně převyšuje veškerou produkci alkoholu vzniklého díky fermentačnímu úsilí lidstva od šerého dávnověku až podnes“.

Opojeni skvělými možnostmi astronomie galaktické můžeme se porozhlédnout po nejzajímavějších výsledcích astronomie extragalaktické. H. Spinradovi se loni podařilo podstatně posunout rekordní červený posuv pro normální galaxie. Pomocí 3m reflektoru Lickovy hvězdárny a speciálního registračního spektrofotometru nalezl červený posuv galaxie 3C 123, jenž činí z = 0,637. Předchozí rekord z = 0,46 pro radiogalaxii 3C 295 byl v platnosti celých 15 let. Radiogalaxie 3C 123 má normální optické spektrum s čarami vápníku a zakázaného kyslíku. Při nominální vzdálenosti 2 500 Mpc (8 miliard světelných let) je rádiový průměr galaxie 240 kpc.

Také v naší Galaxii byla nalezena rekordně rychlá hvězda. Je to trpasličí hvězda třídy G označená CoD –29°2277, která podle Thackeraye má radiální rychlost 546 km/s. Oort a Plaut určili znovu vzdálenost Slunce od galaktického centra, a to na základě rozložení hvězd typu RR Lyrae. Dostali hodnotu (8,7 ±0,6) kpc. E. Lindemann a G. Burki simulovali na počítači náhodně rozložená hvězdná pole a hledali pak na grafech seskupení tvaru řetízků a prstenů. Zjistili, že počet takto nalezených útvarů je shodný s počtem řetízků či prstenů v reálném hvězdném poli. To značí, že takové útvary jsou dílem náhody a jejich existenci není třeba nijak fyzikálně vysvětlovat.

B. Tinsleyová a A. Cameron uvažovali o vlivu existence komet na chemický vývoj Galaxie. Relativní zastoupení kovů ve hvězdách II. a I. populace se totiž liší pouze v poměru 1 : 2, ač z teorie nukleogeneze ve hvězdách II. populace plyne, že tento poměr by se měl zdvojnásobit každých 3.10⁹ let, takže poměr kovů v nejstarších a nejmladších hvězdách by měl být minimálně 1 : 15. Autoři navrhují hypotézu, podle níž se „přebytečné“ kovy koncentrují v kometárních (Oortových) oblacích, a proto neobohacují dostatečně nitra hvězd diskové populace.

K. I. Kellermann se zabýval klasifikací extragalaktických rádiových zdrojů. Podle vzhledu rádiového spektra je lze rozdělit na dvě skupiny: kompaktní a rozsáhlé zdroje. Kompaktní zdroje jeví ostré maximum intenzity při určité frekvenci a odtud intenzita záření oběma směry klesá. Naproti tomu rozsáhlé zdroje mají spektrum lineárně klesající s rostoucí frekvencí záření. Kompaktní zdroje jsou činné po dobu od jednoho do sta let. Rozsáhlé zdroje jsou naopak činné po dobu 10⁶ ÷ 10⁸ let. Zásoba energie zdrojů je řádu 10⁵³ J nebo i větší.

Sandage a Tammann se již delší dobu zabývají zlepšením kalibrace škály extragalaktických vzdáleností, a to zpřesněním hodnoty Hubbleovy konstanty. Měřením vzdálenosti veleobří spirální galaxie M101 ve vzdálenosti 7,2 Mpc našli H₀ = (55,5 ±8,7) km/s/Mpc. Ze vzdáleností a červených posuvů pro galaxie v kupě v souhvězdí Panny obdrželi hodnotu (57 ±6) (v týchž jednotkách) a pro vzdálené spirální soustavy typu Sc dostali (55 ±6). Zatím tedy nejsou žádné důkazy pro hypotézu, že samotná hodnota Hubbleovy „konstanty“ je funkcí vzdálenosti. Pole rychlostí galaxií se jeví izotropní a bez větších fluktuací. Pro ještě slabší spirální galaxie získali autoři hodnotu (56,9 ±3,4). Tomu odpovídá nominální stáří vesmíru 17,7 miliard let (s chybou 10 %). Decelerační parametr q = 0,10 odpovídá otevřenému trvale expandujícímu modelu vesmíru.

Z kritického rozboru všech dosud publikovaných výsledků odvozuje J. R. Gott praktické meze pro Hubbleovu konstantu 30 ÷ 120 km/s/Mpc. Tomu odpovídá stáří vesmíru 8 ÷ 18 miliard let. Stáří Galaxie je větší než 6 miliard let a menší než 18 miliard let. Tato hodnota je dána teorií nukleogeneze prvků a modely vývoje kulových hvězdokup. Skutečné meze jsou patrně užší a Galaxie je starší než 9 miliard let a mladší než 15 miliard let.

Pro decelerační parametr q jsou výsledky dosud velmi nejisté a pohybují se v rozmezí 0,1 ÷ 1,0, takže žádný typ modelu vesmíru (hyperbolický, parabolický, eliptický nebo jinak trvale expandující, asymptoticky expandující či oscilující) nelze dosud experimentálně vyloučit.

Zato měření hustoty hmoty ve vesmíru vede k jednoznačnému závěru, že vesmír expanduje, neboť pozorovaná hustota 8.10^-28 kg/m³ je podstatně nižší než hustota kritická (2.10^-26 kg/m³). Tato veličina je přitom počítána i s ohledem na tzv. skrytou hmotu (černí trpaslíci, černé díry, mezigalaktická látka) a není pravděpodobné, že je systematicky příliš podceněna. To je ovšem velmi dramatická změna v kosmologických názorech, neboť ještě donedávna převažovalo mínění, že vesmír osciluje. Na druhé straně to však ukazuje, jak vratké jsou pozorovací základy i té nejsoučasnější kosmologie, a tak se snad sluší připomenout úvodní větu z přehledového referátu J. E. Gunna, který byl věnován kosmologii: „Nyní uvedu názory, na nichž se zakládají má fakta.“

Ve srovnání s kosmologií jeví se i výzkum objektů tak podivných, jako jsou kvasary, relativně bezpečnou záležitostí. Uvedu proto nyní aspoň některé nové údaje, jež byly v minulém roce zjištěny při studiu kvasarů.

Byl potvrzen červený posuv objektu BL Lacertae, jenž činí z = (0,007 ±0,005). Zasloužili se o to T. X. Thuan aj., když se jim podařilo ještě lépe odclonit záření vlastního jádra kvasaru a mohli měřit rozdělení energie přilehlé galaxie. Rozdělení spektrální energie odpovídá obří eliptické galaxii s absolutní hvězdnou velikostí -22,6 mag. Podobně M. Disney aj. určili červený posuv zdroje AP Lib (PKS 1514-24), a to z = 0,0486. Objekt je opticky kolem 16 mag, je však proměnný v optickém, rádiovém i gama oboru spektra. V letech 1968–1971 měl pouze spojité spektrum bez čar, ale loni se tam podařilo nalézt emise zakázaného kyslíku. Při absolutní hvězdné velikosti -21,4 mag je poloměr radiogalaxie aspoň 11 kpc. Obdobných „bezčárových“ kvasarů je dosud známo 11.

Pro řádné kvasary s výraznými čarami zjistil A. Kiplinger rychlostní fotometrií, že v rozmezí od sekund do několika hodin jsou kvasary neproměnné. Odtud tedy plyne, že se konečně podařilo stanovit skutečné geometrické rozměry těchto zdrojů, jež činí řádově světelné dny (to jsou minimální časové intervaly, v nichž jasnost kvasarů ještě kolísá), tj. kolem 200 AU.

Hanus a Strittmatter objevili třetí kvasar s posuvem větším než 3. Je označen 0938+119 a má z = 3,20. Je nápadně červený, což znovu dokazuje, že běžná kritéria pro rozpoznávání kvasarů selhávají právě pro kvasary s nejvyšším červeným posuvem.

Zdá se být skoro jisté, že veškeré červené posuvy kvasarů jsou kosmologické, tj. že jsou vskutku mírou (obrovských) vzdáleností, jež nás od kvasarů dělí. Tím se stále více zvýrazňuje základní energetický problém kvasarů. Jsou to tělesa s daleko největší svítivostí ve vesmíru, jejichž geometrické rozměry jsou přitom relativně velmi malé. Energetický paradox kvasarů dále prohlubuje okolnost, že řada těchto objektů svou svítivost výrazně a rychle mění.

Kolekce desek Harvardovy hvězdárny, která již mnohokrát osvědčila svou užitečnost při zkoumání historie rozličných astronomických objektů, posloužila i v této oblasti, aby celý problém doslova zdramatizovala. Manželé Lillerovi i jiní autoři prohlédli fotografické desky, na nichž jsou zaznamenány některé jasnější kvasary, a museli nepochybně žasnout, když například zjistili, že objekt PKS 1510-089 s červeným posuvem z = 0,361 se od r. 1899 do současnosti mění v rozmezí 17,8 ÷ 11,8 mag. Poslední a největší výbuch nastal r. 1948, kdy to byl po několik dní jeden z nejsvítivějších útvarů ve vesmíru. Přitom je průměr tělesa, jež září, menší než 1 700 AU.

Jiný bezčárový kvasar MA 0829+047 kolísá v rozmezí 17,8 ÷ 14,2 mag. V r. 1934 vzrostl jeho jas za pouhý den dvakrát. Za 10⁶ s bylo vyzářeno 10⁴⁶ joulů, což odpovídá zářivému výkonu 10⁴⁰ W. To je milionkrát vyšší svítivost než při výbuchu supernovy typu I. K získání takového množství energie by bylo zapotřebí anihilace 10 % sluneční hmoty.

Nejvyšší výkon vůbec však docílil kvasar 3C 279, který má červený posuv z = 0,536 (vzdálenost 1 500 Mpc). Obvykle bývá 18 mag, ale v dubnu 1937 se zjasnil na 11,3 mag. Absolutní hvězdná velikost při této gigantické explozi dosáhla hodnoty -31,4 mag, což odpovídá zářivému výkonu 10⁴¹ W. Jelikož obří eliptické galaxie mají absolutní hvězdnou velikost kolem -22 mag, znamená to, že v oblasti o průměru nanejvýš 0,1 pc vzplanul během několika měsíců ekvivalent tisícovek obřích galaxií a pak zase stejně rychle zhasl. Přitom se velké výbuchy opakují v cyklu asi 7 let. Mám pocit, že takové úkazy se natolik vymykají i velmi benevolentní astronomické praxi, že přímo volají po příkladném fyzikálním objasnění.

Je totiž prakticky jisté, že tak velkou svítivost v tak nepatrném objemu nemohou dosáhnout termonukleární reakce, a tím se výběr vhodných mechanismů přeměny energie neobyčejně zužuje. Pomineme-li hypotézy o srážkách hmoty a antihmoty, zbývá už jen gravitační kolaps masivních těles, a tu se ocitáme v hájemství obydleném černými dírami a příbuznými objekty. S. W. Hawking loni poukázal na překvapivou skutečnost, že ani černé díry nejsou tak docela černé, pokud jejich hmotnost nepřevýší určitou mez. Silné gravitační pole černé díry vede v jejím okolí k tvoření párů částice-antičástice, které anihilují a odnášejí část hmoty černé díry. Efektivní teplota černé díry je rovna výrazu 10^-6 M_☉/M (v kelvinech), kde M je původní hmotnost černé díry. Hawking ukázal, že nejstarší černé díry (tj. ty, které dostal vesmír do vínku v okamžiku velkého třesku) se již stačily vypařit, pokud jejich počáteční hmotnost byla menší než 10¹² kg. V jediné galaxii může být až 10²³prvotních černých děr, aniž by se to nějak nápadně dynamicky projevilo.

To mimochodem znamená, že i naše sluneční soustava může obsahovat několik málo kusů prvotních černých děr, aniž bychom to dokázali zjistit soudobými pozorováními. Stálo by ovšem za to, abychom takové prvotní černé díry nalezli, neboť umělá akrece hmoty na černou díru by mohla rázem vyřešit energetické problémy lidstva. Jak známo, ukázal již před lety Penrose, že částice vlétnuvší do ergosféry rotující černé díry se rozpadá na dvě částice, z nichž jedna opět opouští ergosféru s kinetickou energií vyšší, než byla energie původní částice. Přídavnou kinetickou energii si nová částice opatří právě na úkor energie rotující černé díry.

Akreční disk kolem černé díry bude patrně nutný i při výkladu povahy kvasarů, neboť pozorované emisní spektrum průměrného kvasaru nelze vysvětlit tak, že vzniká při gravitačním kolapsu. Akreční disk obecně zvyšuje svítivost materiálu oproti situaci, kdy hmota padá přímo do černé díry.

Studium gravitačního kolapsu černých děr vede nepřímo i k pokroku našeho nazírání na proslulé gravitační záření. Astrofyzikové i fyzikové se shodli v názoru, že ve známých Weberových pokusech nebylo detekováno gravitační záření z vesmíru. Ostatní výzkumné skupiny nejsou totiž s to pokus reprodukovat, a navíc jsou zde i závažné teoretické námitky: Kdyby byly Weberovy koincidence gravitačními impulzy, dostali bychom se skoro určitě do sporu se zákonem zachování hmoty a energie, poněvadž gravitačního záření je prostě příliš mnoho.

K. S. Thorne, který je předním odborníkem v relativistické astrofyzice, soudí, že citlivost detekčních přístrojů pro gravitační vlny je třeba zvýšit aspoň stokrát a že během pěti let budou takové experimenty možné. V původních Einsteinových výpočtech z r. 1918 se uvažovalo gravitační záření při zrychlování pomalu se pohybujících nevelkých těles. Dnes však uvažujeme o astrofyzikálních objektech, jež se pohybují rychle a v silných gravitačních polích. Thorne ukazuje, že existuje celkem pět typů gravitačního záření, počínaje původním Einsteinovým a konče tzv. ohniskovým zářením, kdy jedna část masivního tělesa zaostřuje do ohniska jinou část gravitačního pole. Největší naději má detekce gravitačního záření při kolapsu supernovy, dále pak gravitační záření pulzarů, jader galaxií a kvasarů a také záření vyvolané blízkými přiblíženími hvězd ve hvězdokupách. Autor uvádí, že pomocí safírového krystalu o hmotnosti 10 kg bychom měli být schopni zaznamenat gravitační záření supernov v kupě galaxií v souhvězdí Panny (vzdálenost 15 Mpc) několikrát za rok.

Výčet kosmických tajemností ukončíme poznámkami o stále nevysvětlitelných kosmických vzplanutích gama. Jejich průměrný roční počet se udává nyní na 82 úkazy. Zdroje vzplanutí jsou od nás vzdáleny nanejvýš 300 pc a leží patrně v místním spirálním rameni. Z rozboru energetického spektra v pásmech 2,0 ÷ 7,9 keV a 0,067 ÷ 5,1 MeV vyplývá, že v náběhu vzplanutí spektrum tvrdne a po maximu opět měkne. Vlastní vzplanutí začíná sérií kratičkých (do 60 ms) mikrozáblesků o celkovém trvání do 2 s. Pak následuje vlastní mohutné vzplanutí a poté doznívání úkazu po dobu desítek sekund. Odtud lze odvodit, že průměr zdroje není vyšší než 18 000 km a že zdrojem vzplanutí nejsou rázové jevy, exploze supernovy nebo gravitační kolaps.

Hypotéz, které se snaží vysvětlit tyto úkazy, je více než dost; podle mínění jednoho astronoma dokonce více, než samotných pozorovaných vzplanutí. Snad i zde hraje roli vhodný akreční disk kolem kompaktního tělesa, což je model, jenž se osvědčil jako velmi užitečný v mnoha oblastech soudobé astrofyziky. Její autoři hledají původ vzplanutí gama v obdobě slunečních erupcí na určitých typech proměnných hvězd.

Zatím musíme být nejspíš trpěliví, neboť na správnou hypotézu si ještě hezkou chvíli počkáme. Snad nám pomohou nová přesnější a podrobnější pozorování. Pracuje se totiž na vývoji výškových balonů s detekční aparaturou pro záření gama, jež by měla být stokrát až desettisíckrát citlivější než přístroje na družicích Vela.

Aparatury na balonech mají celou řadu předností jak proti pozemským pozorováním, tak i proti měřením z raket či kosmických sond. Je dokonce možné, že balony se přičinily i o jeden z objevů, které mohou pohnout celou fyzikou. Roku 1973 byly ve společném experimentu týmů z berkeleyské a houstonské univerzity vypouštěny výškové balony (výška 40 km) nesoucí bloky fotografických emulzí a plastických fólií. Stopy v emulzích nasvědčují tomu, že se podařilo detekovat hypotetické elementy magnetického pole – tzv. monopóly. Existenci magnetických monopólů předpověděl Dirac r. 1937. Mají mít magnetický náboj 137, pohybovat se 50 % rychlostí světla a na elementární částici mají mít hmotnost zcela nevídanou – asi 200 protonových hmotností. Zdá se, že parametry nalezených stop v emulzi souhlasí s teoretickou představou o monopólech; ovšem celý experiment naléhavě vyžaduje nezávislé potvrzení.

V loňském roce byla zveřejněna řada astronomických měření, která přímo či nepřímo ověřují platnost obecné teorie relativity. Nejvýznamnější jsou bezpochyby rádiová měření poloh bodových rádiových zdrojů (kvasarů) v blízkosti slunečního disku. Jde vlastně o moderní obdobu Slunce. Výhodou rádiového oboru je především nezávislost na slunečních zatměních a také okolnost, že homogenita ionosféry je pro rádiové vlny daleko lepší než homogenita atmosféry pro optická měření. To znamená, že výsledné odchylky poloh jsou určeny s daleko menšími středními i systematickými chybami. Označíme-li teoretickou hodnotu posunu odvozenou z obecné teorie relativity koeficientem K = 1, pak měření Národní radioastronomické observatoře v Green Banku dalo v jednom případě K = (1,015 ±0,011) a ve druhém případě K = (0,99 ±0,03). Holanďané dostali ve Westerborku K = (1,038 ±0,034). Rozbor dráhy a zpoždění signálů sond Mariner 6 a 7 vede ke koeficientu K = (1,00 ±0,03). Konkurenční Bransova-Dickeova gravitační teorie předvídá koeficient K = 0,95, a tak se zvolna ocitá v rozporu s pozorováním.

Ani Dickeova a Goldenbergova měření zploštění Slunce z r. 1967 neobstála, ačkoliv by je Dicke pro svou domněnku o rychle rotujícím filtru Slunce a z něho vyplývajícím kvadrupólovém momentu nutně potřeboval. Hill a Stebbins naměřili pětkrát menší hodnotu zploštění (0,0184 ±0,0125)″, což je v dobré shodě s teoretickou hodnotou zploštění počítanou z pozorované rychlosti rotace povrchu Slunce (0,0157″).

Můžeme tudíž i nadále plně důvěřovat závěrům obecné teorie relativity, a tedy i suchému konstatování, že astronauti na stanici Skylab 3 získali díky dilataci času v rychle se pohybující kabině celých 5 ms času oproti svým pozemským vrstevníkům! Navíc ukázal T. Gold, že dilatace času nastává i tehdy, když se nikdo nikam nepohybuje. Jestliže člověka symetricky obložíme vrstvou těžkých hmot o celkové hmotnosti M a poloměru vrstvy R, pak čas uvnitř této skořápky t se zpomalí vůči času vně skořápky, a to podle vztahu t = t₀ (l GM/Rc²) , kde G je gravitační konstanta a c je rychlost světla. Gold nazývá tento paradox paradoxem matky a dítěte (na rozdíl od známějšího paradoxu dvojčat), neboť je v něm obsažen návod, jak milující matka může prodloužit mládí svého dítěte. Bude-li každého večera, když dá dítě spát, obkládat postýlku symetricky těžkými hmotami, které ráno před probuzením dítka zase opatrně vzdálí do nekonečna, docílí tím prodloužení života svého potomka vůči všem lidem, kteří takto obkládáni nebyli.

Einsteinova teorie nepředpokládá, že by se gravitační konstanta měnila s časem. Dirac však r. 1938 uveřejnil hypotézu, podle níž gravitační konstanta s časem klesá. Tím by se dalo „přirozeně“ vysvětlit rozpínání vesmíru a snad i pohyby kontinentů (na rozpínající se Zemi, jež „praská ve švech“). Pro tento zdánlivě bizarní nápad hledá experimentální podporu americký astronom T. C. van Flandern, který srovnával atomový čas (definovaný hodinami na Zemi) s časem efemeridovým, a to na základě přesných měření pohybu Měsíce. Zjistil, že relativní změna konstanty je nenulová, činí 1,2.10^-10 ročně. Tomu by odpovídala hodnota Hubbleovy konstanty expanze vesmíru (59 ±15) km/s/Mpc. Kupodivu jde o hodnotu, která je ve velmi dobré shodě s přímými určeními Sandageho aj.

Naproti tomu K. M. Towe dovozuje, že Diracova hypotéza vyžaduje i spojité tvoření hmoty. To je v rozporu s mineralogickou analýzou starých pozemských či měsíčních hornin. Tvoření hmoty v krystalech, které vznikly před 3 miliardami let, by mělo být již tak významné, že by narušilo stabilitu krystalových mřížek a krystaly by se rozpadly. Krystalografická měření však ukazují, že rozměry krystalových mřížek starých a nových krystalů jsou totožné.

R. Florentin aj. zkoušeli testovat nezávislost velikosti Planckovy konstanty na čase. Užili k tomu speciálního fotonásobiče, který dovoluje rozlišit energii dopadajících fotonů. Měřili energii fotonů přicházejících z galaxií s červeným posuvem z = 0,14 a srovnávali ji s energií fotonů přicházejících od hvězd z naší Galaxie. Ukazuje se, že při dané vlnové délce mají „staré“ i „mladé“ fotony touž energii. Dále je známo, že aberační konstanta pro vzdálené i blízké galaxie je stejná. To znamená, že rychlost světla c je nezávislá na vzdálenosti a stáří objektu. Ve známém výrazu pro energii fotonu E = h.c/ λ je pro dané λ také E konstantní, a poněvadž c je univerzální konstanta, plyne odtud, že i h – Planckova konstanta – je nezávislá na čase. Jelikož dále červený posuv galaxií v optickém i rádiovém oboru je shodný, plyne odtud, že i náboj elektronu je veličina na čase (a poloze v prostoru) nezávislá. Na rozdíl od van Flandernových výpočtů vyplývá z rozboru historicky nejstarších zatmění Měsíce, že také gravitační konstanta je na čase nezávislá. Relativní změna gravitační konstanty vychází (-1,9 ±2,6); v mezích přesnosti měření je tudíž nulová.

Všechny tyto astronomické údaje stále lépe potvrzují velmi podstatný postulát, skrytě obsažený ve většině soudobých fyzikálních teorií: Fundamentální konstanty v přírodních zákonech jsou nezávislé na prostoročasových souřadnicích. Zdá se, že tato solidnost fyzikálních konstant umocňuje naši důvěru v platnost principu, který zdaleka nezní tak jednoznačně: Vývoj živé hmoty – a rozumných bytostí – probíhá ve vesmíru podle shodných pravidel jako u nás na Zemi.

Jedině tehdy, platí-li tento „princip“, mají smysl následující poznámky o existenci vyspělých civilizací ve vesmíru, které vyplývají ze soudobých astronomických poznatků. H. Abt a S. Levy se zabývali relativním zastoupením vícenásobných hvězd v Galaxii a ukázali, že asi 42 % hvězd je osamělých, 46 % jsou dvojhvězdy, 9 % trojnásobné a 2 % čtyřnásobné systémy. Fragmentace prahvězdy na vícenásobný systém způsobí, že značná část původního momentu hybnosti prahvězdy se spotřebuje na rozštěpení. Tím lze vysvětlit nízkou rychlost rotace hvězd slunečního typu. Sledujeme-li relativní četnost dvojhvězd s různou hmotností sekundární složky, ukazuje se, že asi dvě třetiny dvojhvězd mají sekundární složku s hmotností nad 0,07 M_☉. To je totiž minimální hmotnost, pro kterou může hvězda ještě zapálit termonukleární reakci. To jinými slovy znamená, že jedna třetina dvojhvězd má sekundární složky méně hmotné, než je uvedená mez; zřejmě tedy jde o planety. Autoři proto naznačují, že planetární systémy bychom měli hledat především u hvězd, které nemají detekovatelné hvězdné průvodce. Tím samozřejmě není vyloučena existence planet i u dvojhvězdných či vícenásobných systémů. Naopak, ukazuje se, že i kolem dvojhvězd lze nalézt oblasti s dostatečně stabilními drahami planet, které jsou mateřskými tělesy víceméně konstantně ozařovány. Planeta ve dvojhvězdné soustavě má jen o 25 % menší naději, že se stane nositelkou života, než planeta u izolované hvězdy.

Úhrnem lze odhadnout, že v naší Galaxii je 25 miliard hvězd, kolem nichž jsou planety vhodné pro rozvoj života toho typu, který známe na Zemi. Zdálo by se tedy, že nalezení pokročilé civilizace nemůže být nijak obtížné. Hlavní neznámou našich úvah zůstává neznalost délky období, po něž lze civilizaci označit za technickou. Toto období není pravděpodobně astronomicky vzato příliš dlouhé, poněvadž jinak bychom nejspíš už narazili na civilizaci, která vládne energetickými výkony srovnatelnými se svítivostí Galaxie.

Předpokládejme, že dvě technické civilizace mají 95% naději na vzájemný kontakt. Pokud je průměrné trvání technické civilizace tisíc roků, pak je ta nejbližší od nás 3 500 světelných let (1 kpc) daleko. Pokud však technická civilizace vydrží 10 milionů let, pak je možno ji nalézt už ve vzdálenosti 110 světelných let (35 pc) a při výdrži 1 miliardy let klesne tato vzdálenost na 24 světelných let (7 pc).

Na hvězdy v nejbližším okolí Slunce se upírá stále největší zájem – družice Copernicus věnovala část svého vzácného pozorovacího času zkoumání, zda civilizace blízkých hvězd τ Ceti, ε Indi a ε Eridani nás neozařují ultrafialovými laserovými záblesky. Výsledky měření jsou negativní.

Velmi pozoruhodný je návrh H. J. Gerritsena a S. J. McKenny, kteří usuzují, že první kontakt s cizí civilizací bude uskutečněn zcela nepochybně na rádiových vlnách. Tyto vlny procházejí dobře mezihvězdným prostředím, lze je poměrně snadno a lacino generovat i modulovat a obsahují i přirozený frekvenční normál – vodíkovou čáru na frekvenci 1 420 MHz. Nejistota ve znalosti pohybu Slunce vůči středu Galaxie způsobí, že svůj signál musíme být schopni rozladit o ±50 kHz od této frekvence, ale to je technicky dobře proveditelné. Autoři připomínají práci Luneberga z r. 1944, který dokázal, že koule s proměnnou dielektrickou konstantou (uprostřed koule je dielektrická konstanta 2 a na povrchu 1) má tu vlastnost, že rádiové vlny dopadající z určitého směru na povrch koule jsou soustředěny do ohniska, jež leží na protilehlém místě povrchu koule. To jinými slovy znamená, že tzv. Lunebergova čočka představuje rádiovou analogii širokoúhlého objektivu (typu „rybí oko“), známého z fotografické optiky. Experimentální pokusy s koulemi z polystyrenu o průměru 2,5 m potvrdily Lunebergův předpoklad.

Zmínění autoři navrhují konstrukci dvou čoček o průměru 80 m, jež by byly umístěny na umělé kosmické stanici anebo na Měsíci a jež by byly schopny zachytit rádiové záření civilizací, disponujících stejnými rádiovými výkony jako my na Zemi, ze vzdálenosti nejméně 40 pc (130 světelných let). Každá čočka by byla konstruována tak, že její horní polokoule by byla určena pro příjem signálů a spodní polokoule pro vlastní detekci, tj. pro každou hvězdu by bylo vypočteno místo, kam se její rádiové záření ostře zobrazí, a tam by byl umístěn vlastní detektor. Celkem by tak zadní polokoule obou čoček byly pokryty asi 160 000 detektory – tolik hvězd je v dosahu 80m čoček. Projekt Argus, jak je tento potenciální experiment zatím nazván, má několik předností. Jeho technická realizace je dosti dobře myslitelná a objekty, jež by byly v dosahu přístroje, by byly pod trvalou a simultánní kontrolou. To neobyčejně zvyšuje naději na zachycení signálů i v případě, že cizí civilizace vysílají své volací značky jen po krátkou dobu. Jestliže aspoň jeden z účastníků mezihvězdného spojení používá celooblohové Lunebergovy čočky, pak by navázání kontaktu mělo být možné v nejhorším případě po dvou stoletích a v nejpříznivějším případě již po šesti letech. To jsou ukazatele podstatně příznivější než pro jiné navržené projekty.

Projekt s daleko příznivějším cílem, nazvaný ARIES, dokazuje, že astronomické výzkumy neovlivňují pouze hypotetické úvahy o rozumných bytostech kdesi daleko ve vesmíru: astronomové mohou pomoci i při řešení zcela konkrétních problémů naší utrápené planety. Moderní radiointerferometrie dokáže měřit velmi přesně polohy objektů na nebi, pokud jsou to objekty bodové. Naopak, známe-li dosti přesně polohu takových bodových objektů, můžeme tak velice přesně zjistit vzájemnou polohu radioteleskopů. Díky kvasarům, jež jsou vhodnými vzdálenými bodovými objekty, lze dnes docílit centimetrové přesnosti při určování vzdálenosti radioteleskopů na základnách vzdálených od sebe až tisíce kilometrů. To je přímo ideální situace pro geofyziky zabývající se předpověďmi zemětřesení. Zdá se totiž, že již delší dobu před vznikem ničivého zemětřesení se zvětšují pohyby pevninských ker vůči sobě. A tak recept pro předvídání zemětřesení bude možná znít už brzy tak, že vezmeme pár velkých radioteleskopů, které umístíme na různé pevninské kry. Budeme jimi zaměřovat kvasary a odtud dostaneme vzájemné posuvy přístrojů, tedy i přilehlých pevninských ker. Takový sledovací systém se v rámci projektu ARIES právě vytváří v Kalifornii, kde nebezpečí velkých zemětřesení není zanedbatelné. Přesnost měření poloh radioteleskopů již dosáhla hodnoty ±0,1 m a lze očekávat, že se ještě nejméně o řád zvýší.

Ani optičtí astronomové nezahálejí a pilně zdokonalují i rozšiřují park velkých astronomických dalekohledů. V říjnu 1974 byl uveden do chodu 4m reflektor na Cerro Tololo v Chile, v červnu 1975 2,6m dalekohled v Las Campanas v Chile a zhruba v téže době počal pracovat angloaustralský teleskop o průměru 3,9 m v Siding Spring v Austrálii. Naproti tomu byla uzavřena známá Radcliffova hvězdárna v Jižní Africe.

Ondřejovský dvoumetrový dalekohled zaznamenal loni hned několik rekordů. Pracoval ve 128 nocích, což je nejvíc v celé jeho historii (o 28 % více, než je průměrná hodnota), a čistý pozorovací čas byl dokonce o 76 % nad normálem. Kromě již zmíněných pozorování Novy Cygni 1975 a hvězdy ο Andromedae zde byla vykonána důležitá spektrální pozorování komety 1975h (pod vedením prof. V. Vanýska) a zhotoveny velmi kvalitní snímky centrální oblasti kulové hvězdokupy M13 (Z. Kadla – Pulkovo, M. Antal – ASÚ SAV) (viz též ŘH 12/1975, str. 232).

V loňském roce slavila třísté výročí od založení (22. června 1675) proslulá Greenwichská hvězdárna. Připomněli jsme si také, že 22. listopadu 1675 změřil O. Roemer poprvé rychlost světla (dnešní nejlepší hodnota činí c = 299 792,459 km/s).

Zlaté medaile britské Královské astronomické společnosti obdrželi J. Greenstein za celoživotní dílo v astronomické spektroskopii a E. J. Öpik, astronom s vpravdě renesančními zájmy, který publikoval přes 800 vědeckých prací, jimiž zasáhl téměř do všech oborů astronomie, od pozorování meteorů až po kosmogonii. Eddingtonovu medaili získali R. Penrose a S. Hawking za práce týkající se singularit v teorii gravitačního kolapsu.

Holanďan L. Woltjer se stal nástupcem svého krajana A. Blaauwa ve funkci ředitele Evropské jižní observatoře (ESO) a B. C. Murray se stal ředitelem Laboratoře pro tryskový pohon (JPL) po známém W. Pickeringovi, jenž zde šéfoval plných 21 let a jenž vedl řadu neobyčejně úspěšných výzkumů na kosmických sondách typu Explorer, Surveyor a Mariner.

Také v Astronomickém ústavu ČSAV došlo k „výměně stráží“. Dosavadní ředitel člen-koresp. ČSAV L. Perek byl jmenován vedoucím oddělení pro záležitosti kosmického prostoru při sekretariátu OSN v New Yorku a novým ředitelem ústavu se stal člen-koresp. ČSAV V. Bumba, známý odborník v oboru sluneční fyziky.

Proslulý bouřlivák světové astronomie prof. F. Hoyle oslavil své šedesátiny účastí na speciálním kolokviu v Benátkách. Uveřejnil v průběhu třiceti let velkou řadu originálních a kontroverzních hypotéz, od výkladu vzniku těžkých prvků při explozi supernov až po teorii stacionárního vesmíru, které vesměs rozvířily ostré, ale i nesmírně prospěšné diskuse. Když G. B. Shaw svého času prohlásil: „Rozumný člověk se přizpůsobuje okolnostem, nerozumný se snaží svět přizpůsobit sobě. Proto veškerý pokrok závisí na nerozumných lidech,“ měl tím nepochybně na mysli právě prof. Hoyla a astronomy jemu podobné.