Žeň objevů – rok 1976

Zdá se, že málokterá z klasických přírodních věd se může v posledních desetiletích pochlubit takovým tempem rozvoje jako právě astronomie. I když jsou kvantitativní měřítka ošidná, přece jen naznačují, že jsme svědky vskutku nevídaného rozmachu výzkumu vesmíru: vedoucí světový astronomický časopis The Astrophysical Journal uveřejnil v roce 1935 celkem 54 vědeckých prací. Týž časopis přinesl v roce 1975 úhrnem 734 článků, což představuje vzrůst v poměru 1 : 14, tj. o 7 % ročně. Přitom za posledních šest let činí tento přírůstek již 13 % ročně a hmotnost loňského ročníku časopisu přesáhla 16 kilogramů!

Ještě výrazněji se rozkvět astronomie odráží v rozsahu našich výročních přehledů v Říši hvězd. První „Žně“ z r. 1968 zabraly v Říši hvězd 6 tiskových stran, kdežto loňské již 28 stran, takže průměrný roční přírůstek se pohybuje kolem 31 %! To může těšit příznivce astronomie, méně však již usouženou redakční radu časopisu, která prostou extrapolací zjistila, že kolem r. 1985 by obdobný přehled zabral celý roční rozsah časopisu... Pisatel se proto zavázal, že proti tomu něco podnikne. První „obětí“ úsporných opatření jsou letos objevy učiněné převážně pomocí družic a kosmických sond, které se beztak vyskytovaly paralelně v přehledech o pokrocích kosmonautiky.

Letošní přehled lze stěží začít jinak než významnými pozorováními, která se týkají našeho Slunce. Výklad těchto pozorování může totiž velmi zásadně ovlivnit celou moderní astrofyziku. Především se dále vyhrotil problém nedostatečného počtu slunečních neutrin, zachycených v aparatuře R. Davise jr. Nejrozmanitější výpočty termonukleárních reakcí v nitru Slunce vedou k hodnotě neutrinového toku (6 ±2) slunečních neutrinových jednotek (SNU). Naproti tomu průměrná naměřená hodnota toku v Davisově experimentu je jenom (1,2 ±0,5) SNU. Pouze jednou v r. 1972 a pak dokonce třikrát v r. 1975–76 byly naměřeny hodnoty blízké teoretickým, a to 5,5, resp. 4 SNU. Ačkoliv rozpor mezi teorií a experimentem již není tak příkrý jako na počátku Davisových měření, vyskytují se stále častěji názory, že nedostatek slunečních neutrin prostě znamená, že ve Slunci vůbec neprobíhají termonukleární reakce! To je nepochybně předčasný závěr. Především potřebujeme naléhavě nezávislá měření provedená jinou výzkumnou skupinou a případně i pomocí odlišné metody. V současné době se dokončuje neutrinová aparatura v SSSR na severním Kavkazu v oblasti poblíž 6m optického a 600m rádiového teleskopu. Mezitím ukázal prof. McCrea, že zdroj sluneční energie by mohl být kombinován ze dvou složek: méně vydatné termonukleární reakce v nitru a akrece mezihvězdné hmoty na povrchu Slunce. Jestliže Slunce získalo za 5 miliard let svého života přibližně 10²⁷ kg mezihvězdné hmoty akrecí (a to je ve shodě s dnešní hodnotou průměrné hustoty mezihvězdné látky), pak je očekávaný neutrinový tok pouze 1,4 SNU, v dobrém souhlase s Davisovými měřeními.

Sotvaže jsme však aspoň podmíněně vyřešili problém slunečních neutrin, vynořila se jiná nečekaná nesnáz. Sovětští astronomové z Krymské hvězdárny pod vedením akad. Severného oznámili, že v letech 1974–75 objevili pomocí slunečního magnetografu pravidelné oscilace slunečního povrchu s amplitudou 10 km a periodou 2 h 40 min ±0,5min. Jejich objev byl vzápětí potvrzen britskými astronomy z univerzity v Birminghamu. Tamější odborníci nalezli periodu oscilací 2 h 39 min ±2 min. Obojí měření udávají rychlost pohybu povrchu Slunce na 1 ÷ 2 m za sekundu. Je svědectvím velkého pokroku experimentální techniky, že se tak nepatrné oscilace dají vůbec odhalit, ovšem teoretické důsledky objevu snad zatím ani nedokážeme docenit.

Pokud totiž povrch Slunce osciluje, skýtá nám to možnost „nahlédnout“ do jeho nitra, podobně jako geofyzikové studují nitro Země pomocí záznamů seizmických vln. V uplynulém roce proto vzplanula mezi odborníky vzrušená diskuse o tom, jakým způsobem vlastně Slunce osciluje – zda je to prostá radiální pulzace jako u některých typů proměnných hvězd, anebo neradiální změny ve tvaru Slunce, či dokonce jevy, které se maskují jako sluneční vibrace. Pokud totiž Slunce skutečně pulzuje s periodou 2,67 h, znamená to, že jeho nitro je homogenní, hustota směrem k jádru Slunce téměř nestoupá, a to je v naprostém rozporu s představou o termonukleárních reakcích ve slunečním nitru. I v tomto případě se už našli astronomové, kteří prohlašují, že zde máme další důkaz, že teorie o termonukleárním zdroji hvězdné energie je zcela chybná, ale i tentokrát bych chtěl požádat čtenáře, aby se neukvapovali. Není nikterak snadné, aby se astrofyzika vzdala termonukleárních reakcí v nitrech hvězd, a není také vyloučeno, že výklad oscilací bude nakonec mnohem prozaičtější. Zdá se totiž, že celý jev mohou způsobovat sluneční supergranule, oblasti ve sluneční fotosféře s konvekčními pohyby, jejichž rozměry dosahují řádově 10⁴ km. Pokud se tato domněnka potvrdí, budou mít astrofyzikové o starost méně. Znovu si však musíme připomenout Eddingtonovo varování, že nemáme věřit žádnému pozorování, pokud není vyloženo teoreticky.

Již potřetí se – s ohledem na zájem široké veřejnosti – vracíme ke vztahu planetárních vlivů na sluneční činnost a odtud zpětně na četnost zemětřesení. Během posledního tisíciletí bylo celkem šest planetárních konstelací, při nichž se planety seřazují tak, že jejich úhrnné slapové působení na Slunce dosahuje maxima: r. 1087, 1266, 1445, 1624, 1803 a 1982. Podle čínských záznamů bylo v téže době v Číně 11 zemětřesení stupně 8 podle Richterovy stupnice. Ani v jednom případě nenastala zemětřesení v době planetární konstelace. Během téže doby byla zaznamenána celkem čtyři období zvýšené seizmické činnosti: r. 1011–1076, 1290–1368, 1484–1730 a 1812–1976. Pouze v jediném případě, a to r. 1624, došlo v Číně k zemětřesení 6. stupně v době planetární konstelace. Tím se zdá být korelace mezi planetárními konstelacemi a zvlášť ničivými zemětřeseními na Zemi přesvědčivě vyloučena.

Konečně pak další autoři poukazují na skutečnost, že v letech 1645–1715 a pravděpodobně i v letech 1460–1550 sluneční činnost zcela ustala (tj. na Slunci nebyly žádné skvrny), ač v téže době planety zcela prokazatelně neopustily své dráhy. To značně oslabuje hypotézu o slapovém vlivu planet na sluneční činnost, jak ji formulovali Jose a Wood v r. 1965 a znovu Okal a Anderson r. 1974.

Vlastní výzkum planet a Měsíce se dnes děje ponejvíce pomocí družic a kosmických sond. Na pozemskou astronomii proto připadají jen některé speciální úkoly, avšak i ty vedly loni k zajímavým objevům. Přímá i nepřímá měření ukázala, že Venuše má atmosféru mnohem hustší, než je atmosféra Země. U povrchu dosahuje hustota hodnoty 64 kg/m³. Tento obal spolehlivě chrání povrch planety před pádem meteoritů. Minimální hmotnost tělesa, jež by bylo s to proniknout atmosférou Venuše, se odhaduje na 10¹¹ kg při rychlosti 40 km/s. Takový meteorit by při dopadu vytvořil kráter o průměru 33 km. Radarová měření topografie Venuše však ukázala, že jsou tam též krátery s rozměry podstatně menšími: byly již rozlišeny krátery o průměru 150 ÷ 300 m. Odtud plyne prakticky jednoznačně, že hustota atmosféry Venuše byla v minulosti podstatně nižší, a to je velmi pozoruhodné zjištění, významné pro kosmologii planet i sluneční soustavy.

Radarová měření rovněž dokázala synchronní rotaci prstenců Saturnu, tj. částice prstenců by byly z hlediska pozorovatele na povrchu Saturnu stacionární. Na čtyřech družicích Saturnu byl spektroskopicky dokázán vodní led, takže teplota na povrchu těchto družic se pohybuje kolem 80 K. Také na povrchu Pluta byla zjištěna námraza – jenže tvořená metanem. Znamená to, že teplota povrchu je nižší než 50 K. Současně se zdá, že povrch planety se skládá z nepřetvořeného materiálu, který „pamatuje“ sám vznik sluneční soustavy.

Podle A. G. Camerona měl vznik sluneční soustavy daleko dramatičtější průběh, než se dosud soudí. Sluneční pramlhovina se počala smršťovat v okamžiku, kdy byla zasažena zářením supernovy, která vybuchla v její bezprostřední blízkosti. Gravitační kolaps mlhoviny a její zploštění v tlustý disk pak proběhly velmi rychle – během 10⁶ let. V téže době se vytvořilo zárodečné Slunce, které se tehdy podobalo eruptivním hvězdám typu T Tauri. Podle současných názorů ztrácejí tyto hvězdy jistý zlomek hmoty velmi intenzivním hvězdným větrem – hovoříme proto dokonce o hvězdné vichřici. Sluneční vichřice umožnila vymést ze zárodečného planetárního disku větší množství hmoty – odhaduje se, že dnešní planety představují pouhé 1 % původní hmotnosti planetárního disku.

Zvláštním problémem zůstává i nadále existence pásu planetek mezi Marsem a Jupiterem. Zdá se, že také tento pás byl původně řádově tisíckrát hmotnější než dnes. Zárodečné planetární prvky – planetesimály – se postupně setkávaly v úsilí vytvořit i v tomto prostoru větší planetu. Tento proces však byl přerušen nejspíš kvůli gravitačním poruchám již „dohotoveného“ Jupiteru. Proto v době zhruba před 4,0 miliardami let se větší část planetesimál a jiného zlomkovitého materiálu dostala na výstředné dráhy a intenzivně bombardovala povrch terestrických planet i Měsíce. Bombardování skončilo během nějakých sto milionů let a jeho důsledky v podobě impaktních kráterů můžeme dodnes pozorovat na povrchu Měsíce, Merkuru i Marsu.

Zvláštní meteoritické shluky byly loni zjištěny právě pomocí Měsíce. Seizmometry umístěné na povrchu Měsíce totiž registrují dopady meteoritů na měsíční povrch už po dobu tří let pomocí tří stanic. To umožňuje přesně určit i místo dopadu meteoritu, jakož i jeho přibližnou hmotnost. Za 924 dní v letech 1973–75 bylo zaznamenáno celkem 815 dopadů. Četnost dopadů se zřetelně zvýšila v listopadu a v prosinci r. 1974 a v červnu r. 1975. Odtud vyplývá nečekaný závěr, že v okolí zemské dráhy se vyskytují meteoritické shluky o průměru 0,1 AU (1,5.10⁷ km) a úhrnné hmotnosti 10¹¹ kg. Měsíc jako těleso bez atmosféry a se značným „účinným průřezem“ pro zachycení meteoritů se tak stal přímo součástí vědecké aparatury.

Na závěr přehledu objevů ve sluneční soustavě připojuji údaje získané při studiu Kohoutkovy komety (1973 XII). Průměr jejího jádra byl 4,2 km, jádro bylo pokryto ledem, kyanem, kyanovodíkem a acetonitrilem. Disociací molekul vody se během přiblížení ke Slunci vytvořil kolem komety rozsáhlý oblak molekulárního vodíku, čímž ovšem kometa rychle ztrácela hmotu. Úhrnná ztráta hmoty v perihelu je řádu 10¹¹ kg, z toho 2/3 připadají na molekuly vody. Celková hmotnost komety byla kolem 5.10¹³ kg – komety tudíž nemohou přežít příliš časté návraty ke Slunci a nakonec se změní v temné „hroudy“. Poměr izotopů uhlíku ¹²C/¹³C v materiálu komety činil 89, a shoduje se tak s hodnotou odvozenou pro meteority, měsíční vzorky i pozemské horniny. Jelikož pro mezihvězdnou hmotu je příslušný poměr jen 40, znamená to, že komety vznikají až současně se sluneční soustavou. Už jen tento stručný výčet výsledků potvrzuje slova známého kometárního odborníka prof. F. L. Whipplea: „Ačkoliv v očích laické veřejnosti byla Kohoutkova kometa naprostým fiaskem, vědecky byla vrcholným úspěchem, neboť je to nejlépe pozorovaná kometa v celé historii astronomie.“

Fázové zpoždění mezi pozorováním význačného astronomického úkazu a publikací vědeckých výsledků postihlo též jiný vzácný jev, jímž byla bezpochyby nova V1500 Cygni. Teprve nyní můžeme na základě přímých pozorování i zkoumání archivních snímků rekonstruovat celý průběh exploze. Čtvrt století před výbuchem byla nova slabší než 21 mag, ale počátkem srpna 1975 se již zjasnila, a to na 16 mag. Vlastní exploze začala 25. srpna a za 6 dní dosáhla nova maxima 1,8 mag. Celkovou amplitudou změny jasnosti nejméně o 14 mag je nova unikátem a připomíná téměř výbuch supernovy typu I. Po maximu, jak známo, jsme mohli pozorovat vůbec nejprudší pokles jasnosti až o 1 mag za den, takže už týden po maximu přestala být nova viditelná prostým okem. Koncem r. 1975 byla 10 mag a koncem r. 1976 již 12 mag. Fotometrické oscilace jasnosti, zjištěné týden po maximu, stále trvají s mírně proměnnou periodou 0,14 d. Amplituda oscilací byla ve vizuálním oboru nejprve 0,03 mag, ale podle posledních měření už přesahuje 0,5 mag. Na rozdíl od loňských zpráv neměla nova vůbec tzv. orionové a difuzní vzbuzené spektrum, takže již 8. září 1975 se ve spektru objevily zakázané čáry, typické pro závěrečné nebulární stadium vývoje novy. Při střední expanzní rychlosti 1 300 km/s ztratila nova během výbuchu 10²⁶ kg hmoty, tj. 10^-4 M_☉. Odhady vzdálenosti novy se pohybují v rozmezí 1,15 ÷ 1,85 kpc.

Všechny popsané anomálie Novy Cygni lze podle Starrfielda aj. vysvětlit nejsnáze tak, že v tomto případě vybuchla osamělá hvězda, a nikoliv dvojhvězda, jak je tomu pravděpodobně u všech běžných nov. Autoři domněnky soudí, že osamělý bílý trpaslík získával akrecí mezihvězdného vodíku tolik hmoty, že to nakonec vedlo k termonukleární explozi povrchu hvězdy.

U hvězdných explozí ještě na chvíli zůstaneme. Dne 1. května r. 1006 n. l. vzplanula v souhvězdí Vlka vůbec nejjasnější supernova historicky doložená (Lupus 1006). Její pozůstatek byl před několika lety identifikován rádiově jako zdroj PKS 1459-41. Družice OSO-7 nalezla na témže místě rentgenový zdroj v pásmu 1 ÷ 10 keV a loni objevil S. van den Bergh i optický pozůstatek 4m reflektorem na Cerro Tololo (CTIO). Na přímé fotografii nalezl svítící vlákno dlouhé 9′, jež se nachází 10′ severně až severozápadně od rádiového zdroje. Při vzdálenosti 1,2 kpc dostáváme celkovou energii exploze 10⁴³ J. Tím byla vlastně dokončena optická a rádiová identifikace všech zbytků supernov, jež vzplanuly v Galaxii v posledním tisíciletí. Všechny supernovy, až na objekt v Cassiopei z r. 1572, jsou též zdroji rentgenového záření. Nepřítomnost rentgenového záření v tomto jediném případě lze vysvětlit nejspíš velkou vzdáleností objektu.

Rentgenové studium oblohy se mezitím stává zcela samostatným a mimořádně úspěšným odvětvím astrofyziky. Objevů a pozorování všeho druhu je tolik, že bez dostatečného odstupu je ani nelze logicky utřídit.

Podobně jako v předešlých letech bylo publikováno množství prací týkajících se zdrojů Cyg X-l, Her X-l, Cen X-3, Sco X-1 a Cyg X-3. Ve všech případech se potvrzuje dvojhvězdný model systémů se sekundární kompaktní složkou (bílý trpaslík, neutronová hvězda, černá díra), jenž získává hvězdným větrem primární složky anebo přetokem plynu přes Lagrangeův bod plynný materiál do akrečního disku, který rotuje kolem kompaktní složky. Případné nestability v množství přetékající hmoty způsobují vzplanutí rentgenového záření. Rentgenový zdroj ozařuje též zpětně primární složku, vytváří na jejím povrchu „horkou skvrnu“ a ta pak září v optickém oboru spektra.

Výhodou základního modelu je pružnost, s níž jej můžeme přizpůsobovat jednotlivým rentgenovým zdrojům. Ani sebevětší volnost ve výběru parametrů však nestačí k výkladu povahy rentgenových zdrojů v jádrech kulových hvězdokup, kterých už známe bezmála deset. Jejich klidový tok je totiž čas od času krátkodobě zesílen na 20–30násobek klidové hodnoty. Jednotlivé záblesky mají náběhové časy 1 ÷ 2 sekundy a pak následuje exponenciální pokles s charakteristickým časem kolem 10 s. Záblesky se opakují v přibližné periodě několika desetin dne. Jelikož vzdálenosti kulových hvězdokup známe poměrně dobře, lze odtud určit i rentgenovou svítivost zdrojů. Klidové hodnoty jsou řádu 3.10³⁰ W a v záblescích stoupají na 10³² W.

K vysvětlení jevu bylo už navrženo několik domněnek, jejichž společným rysem je existence normálních nebo obřích černých děr v jádrech hvězdokup. Snad nejnadějnější mi připadá hypotéza Grindlaye a Gurského, jež předpokládá existenci obří černé díry v centru kulové hvězdokupy. Černá díra o průměru řádu 10⁵ km (rozměr Saturnu) a hmotnosti 10³ M_☉ „vychytává“ hvězdy i mezihvězdnou hmotu ze svého okolí. Přírůstek 10^-8 M_☉ ročně stačí pak vysvětlit klidovou hodnotu rentgenového toku a občasné záblesky jsou pak projevem nestabilit v procesu akrece hmoty na černou díru.

Ani tím však výčet úspěchů (a potíží) rentgenové astronomie nekončí. Během loňského roku se zřetelně vydělila nová skupina rentgenových zdrojů, které snad lze prozatímně označit za přechodné zábleskové zdroje rentgenového záření. Patří k nim objekty označené MXB 0615+093, 1700-335, 1743-293, 1742-297, 0742-50, 1836-227 a ještě několik dalších s málo přesnými souřadnicemi. Společným rysem je opět výskyt mocných záblesků rentgenového záření v pásmu 1 ÷ 18 keV o intenzitě srovnatelné s rentgenovým zářením Krabí mlhoviny. Na rozdíl od předchozí skupiny však nebylo v intervalu mezi záblesky zjištěno žádné klidové rentgenové záření. V některých případech byly pozorovány skutečně ojedinělé záblesky, jindy celé série trvající několik hodin či dní, a konečně jsou známy zdroje s víceméně trvalou zábleskovou aktivitou. V tomto posledním případě je interval mezi následujícími záblesky přímo úměrný energii předchozího záblesku. To prozrazuje působení jakéhosi „čerpacího mechanismu“ – čím déle se energie akumuluje před vyzářením, tím mohutnější záblesk pozorujeme.

Všeobecně se soudí, že přechodné zábleskové zdroje lze vysvětlit pohybem plazmatu v magnetosféře kompaktních, tj. především neutronových hvězd. Energie uvolněná v jediném záblesku je řádu 10³³ joulů. Některá pozorování nasvědčují tomu, že záblesky tohoto typu souvisí se stále záhadnými vzplanutími záření gama, tj. že energičtější úkazy mají maximum energie v oboru záření gama, zatímco méně intenzivní jevy pozorujeme pouze v měkčím rentgenovém oboru energií. Svědčí o tom jednak spektrální rozdělení energie v záblescích i vzplanutích, jednak četnost úkazů v závislosti na poloze energetického maxima: vzplanutí záření gama je za rok sotva deset, kdežto rentgenových záblesků pozorujeme na celé obloze zhruba 10³ ročně. Navíc se zdá dosti pravděpodobné, že čtyři z dosud registrovaných vzplanutí záření gama souvisí s rentgenovým zdrojem Cygnus X-l.

Pro budoucí identifikaci zdrojů vzplanutí gama má možná klíčový význam loňské zjištění italských radioastronomů N. Mandolesiho aj., že dne 16. srpna 1976 asi 60 sekund poté, co pět umělých družic registrovalo vzplanutí gama, zaznamenaly italské radioteleskopy rádiové záblesky na frekvencích 151 ÷ 408 MHz. Záblesky přicházely z mezikruží se středem v poloze α = 9^h42^m a β = 14,8°, přičemž poloměr vnitřní kružnice byl 8° a vnější 20°. To je samozřejmě velice neurčitá poloha, ale hlavní význam pozorování je jasný. Pokud jsou vzplanutí gama doprovázena dostatečně intenzivními rádiovými záblesky, je možné zorganizovat speciální sledovací službu s cílem co nejpřesnějšího určení rádiové polohy zdroje. Dnešní radioteleskopy jsou schopny určovat polohy zdrojů na obloukové vteřiny, a to by bylo pravděpodobně postačující pro optickou identifikaci zdrojů vzplanutí gama (pokud ovšem nejde o zdroje tak málo svítivé, že by je nebylo vidět ani v obřích dalekohledech). Ačkoliv výklad povahy zdrojů vzplanutí gama je i nadále obestřen tajemstvím, přece jen si ze záplavy hypotéz vyberme jednu, jež má jisté sympatické rysy. Předpokládejme, že i za vzplanutí gama mohou dvojhvězdy s kompaktní sekundární složkou. Primární složka dvojhvězdy dodává své družce hmotu prostřednictvím intenzivního hvězdného větru. Hmota se sféricky symetricky ukládá na povrch kompaktní složky. To je přirozeně doprovázeno vznikem rentgenového záření, jak už jsme si dříve připomněli. Jestliže však na primární složce dochází k erupcím (obří obdoby slunečních chromosférických erupcí), projeví se to rázovou vlnou ve hvězdném větru. Tím se náhle zvýší akrece na neutronovou hvězdu či černou díru, a my na Zemi posléze zpozorujeme vzplanutí záření gama.

Zůstaňme nyní ještě chvíli u objevů, které učinila radioastronomie. Snad nejzávažnější pro další studium struktury kompaktních neutronových hvězd jsou pozorování rádiových pulzarů. Jednou z metod, jak studovat stavbu nitra neutronové hvězdy, je zjišťování změn v periodách pulzarů. I když periody některých pulzarů se časem měřitelně nemění, v naprosté většině případů se jejich periody zvolna (sekulárně) prodlužují, což je ve shodě s teoretickým modelem rotující neutronové hvězdy, který již v r. 1968 vypracoval T. Gold. U pulzarů s nejkratšími periodami však byly navíc zjištěny skoky v pulzní periodě, tj. že pozvolna sekulárně se prodlužující perioda se náhle (skokem) o něco zkrátila, a pak se zase obnovilo sekulární prodlužování. Tento úkaz se považoval za důkaz tektonických deformací („hvězdotřesení“) tuhé kůry neutronové hvězdy. Nyní se zdá, že tento výklad musíme opustit. Oba rychlé pulzary (pulzar v Krabí mlhovině i pulzar v souhvězdí Plachet) totiž prodělaly od roku 1969 již tři takové skoky, jak uvádí tabulka:

V tuto chvíli nemáme po ruce žádný kloudný výklad, proč ke skokům v periodě pulzarů dochází. Přitom číselné hodnoty skoků, ač se zdají absolutně velmi malé, jsou změřeny s vysokou přesností. Tak např. nejnovější perioda pulzaru v Plachtách je (89 234 713 880 ±70) ps.

Podobně se zvýšila přesnost v určení parametrů proslulého binárního pulzaru PSR 1913+16, který vzbuzuje stále větší pozornost astronomů i teoretických fyziků. Hmotnost celé soustavy je 2,84 M_☉, přičemž obě složky jsou přibližně stejně hmotné. Oběžná doba složek je 7,75 hod. Hodnota velké poloosy oběžné dráhy, násobená sinem sklonu (i) je 7.10⁵ km a výstřednost e = 0,617; sklon i > 21°. Relativistické stáčení periastra bylo zjištěno mimo jakoukoliv pochybnost a dosahuje fantastické hodnoty (4,24 ±0,04)° za rok (srovnejte se 43″ za století pro posuv perihelu Merkuru!) Pokusy o rádiové nalezení primární složky dvojhvězdy, jakož i snahy o optickou identifikaci objektu skončily bez úspěchu: pulzar je opticky slabší než 23 mag.

Rádiové objevy molekul v mezihvězdném prostoru jsou nyní čím dál tím vzácnější. Novým přírůstkem je pouze kyandiacetylen HC₅N (HC≡CC≡CCN), jenž má ze všech dosud známých mezihvězdných molekul nejvyšší molekulovou hmotnost (75). Kromě toho je v mezihvězdném prostoru pravděpodobně přítomna kyselina octová CH₃COOH. Z celkového počtu 38 identifikovaných molekul v mezihvězdném prostoru 30 obsahuje uhlík.

Velmi důležitou teoretickou práci o vývoji masivního mezihvězdného mračna publikovali von Hoerner a Saslaw. Má-li mračno hmotnost menší než 100 M_☉, rozpadá se při gravitačním hroucení na hvězdy nebo máločetné hvězdné systémy. Při větších hmotnostech nedochází k fragmentaci a mračno pokračuje v kolapsu, až při centrální teplotě kolem 3 kK se náhle vyzáří velké množství energie v podobě záblesku. Od té chvíle je mračno opticky neprůhledné a v další fázi má celkem konstantní svítivost. Centrální teplota dále stoupá až na hodnotu 100 MK. Tehdy začnou v nitru mračna probíhat intenzivní termonukleární reakce. Zářivá energie takto uvolněná zastaví další gravitační hroucení. Kinetická energie kolapsu se mění v tepelnou, a tak pozorujeme další záblesk. Jestliže je hmotnost mračna vyšší než 3.10⁶ M_☉, nestačí však ani produkce termonukleární energie kolaps zabrzdit a mračno se trvale hroutí v černou díru. Při hmotnosti nad 4.10⁷ M_☉ proběhne však kolaps tak rychle, že k termonukleární reakci v nitru mračna nestačí dojít. Pro mračna s hmotností 0,3 ÷ 1,0 MM_☉ je energetický záblesk tak vydatný, že mračno druhotně exploduje jako sférický symetrický útvar. Tímto pochodem chtějí autoři vysvětlit známou explozivní aktivitu jader galaxií, radiogalaxií i kvasarů. Na celé domněnce je nejpřitažlivější její univerzálnost – jediný fyzikální mechanismus slouží k vysvětlení úkazů různých kosmických měřítek, přičemž základní vstupní veličina – hmotnost mračna – ovlivňuje kvalitativně průběh gravitačního zhroucení.

Při výzkumu galaxií bylo loni dosaženo řady objevných výsledků. Rádiově na vlně 211 mm byla objevena trpasličí galaxie doslova za humny naší vlastní Mléčné dráhy. Galaxie má úhlový rozměr 7° × 2° a nachází se na rozhraní souhvězdí Blíženců a Vozky poblíž hvězdy γ Geminorum. Je vzdálena pouhých 17 kpc, a je tedy třikrát blíže než Magellanova mračna. Její hmotnost se odhaduje na 10⁹ M_☉, tj. 1/200 hmotnosti Galaxie. Pro velkou mezihvězdnou absorpci nebyla známa z optických fotografií – odhaduje se však, že nejjasnější hvězdy této galaxie jsou 15 mag, a mohli bychom je snad vhodnou metodikou odlišit od hvězd naší Galaxie.

V pekuliární radiogalaxii M87 v souhvězdí Panny objevil van den Bergh nejméně 4 000 kulových hvězdokup na snímcích získaných 4m dalekohledem CTIO. Snímky pořízené na Kodakovou emulzi IIIaJ zobrazovaly objekty do 23,8 mag. Velký počet hvězdokup naznačuje, že hvězdokupy se vytvářely již v průběhu smršťování protogalaxie.

Značné množství prací se týkalo důležitého problému povahy červených posuvů ve spektrech galaxií a kvasarů. Pochybnosti o dopplerovském charakteru červeného posuvu ve spektrech galaxií byly podstatně rozptýleny porovnáním radiálních rychlostí 111 galaxií v kupě galaxií v souhvězdí Panny. Rozdíl rychlostí eliptických a spirálních galaxií je (-26 ±114) km/s, tedy v podstatě nulový. Další podporou pro dopplerovský výklad červených posuvů je pozorování kvasaru A00235+164. Kvasar patří k typu objektů příbuzných zdrojů BL Lac. Má emisní červený posuv z = 0,851, ale současně i absorpční složku s červeným posuvem z_a = 0,52392. Loni bylo zjištěno, že v rádiovém oboru jeví zdroj absorpci mezihvězdného vodíku odpovídající červenému posuvu 0,52385. To je prakticky táž hodnota jako pro optické absorpční čáry. Znamená to, že červený posuv je jednak nezávislý na vlnové délce v rozsahu 1 : 10⁶, jednak že za posledních 6 miliard let se fyzikální konstanty nemohly příliš změnit. Je zajímavé, že týž objekt patří k nejvíce proměnným kvasarům. V listopadu r. 1975 se opticky zjasnil z 19 mag na 14,3 mag a jeho rádiové záření na vlně 37,5 mm vzrostlo o řád.

Nezávislý důkaz o kosmologickém charakteru červeného posuvu kvasarů (tj. že červený posuv je mírou vzdálenosti kvasarů podle teorie expandujícího vesmíru) podala radiointerferometrická pozorování kvasarů 3C 345 a NRAO 512. Shodou okolností jsou oba kvasary na obloze úhlově vzdáleny jen 0,5°. Přitom se jejich červené posuvy podstatně liší (z je 0,59 a 1,67). Kdyby platila lokální hypotéza (kvasary vymrštěné z naší Galaxie), měli bychom dnešními prostředky být schopni zjistit relativní vlastní pohyb obou kvasarů. Metodou mezikontinentální interferometrie (VLBI) lze určit relativní polohy kvasarů s fantastickou přesností na 0,0002″. Přesto se žádný vlastní pohyb nepodařilo naměřit. Odtud ihned plyne, že oba kvasary jsou od nás vzdáleny nejméně 1 Mpc. Za předpokladu platnosti kosmologické hypotézy, k níž se nyní přiklání většina astronomů, je pak absolutní hvězdná velikost průměrného kvasaru -26 mag, což odpovídá zářivému výkonu 10⁴⁰ W. Nejjasnější kvasar dosáhl během exploze hodnoty -31,4 mag, tj. výkonu 10⁴¹ W. Tento zářivý výkon odpovídá svítivosti 100 TL_☉! Hmotnosti kvasarů jsou pak v mezích 0,05 ÷ 2 GM_☉.

Navzdory tomu, že výzkum kvasarů vede postupně k jednotnému (a místy dokonce bezespornému) výkladu povahy těchto objektů jako zvlášť svítivých jader zvlášť kompaktních galaxií (= velmi svítivé Seyfertovy galaxie), vynořuje se se stále větší naléhavostí problém, jenž může naše představy o kvasarech opět řádně zkomplikovat. V minulých letech zjistili radioastronomové příčné pohyby uvnitř několika kvasarů i radiogalaxií, které za předpokladu, že červené posuvy těchto objektů jsou kosmologické, vedou k nadsvětelným rychlostem expanze kvasarů (rádiové zdroje 3C 120, 3C 273 a 3C 279). Loni k nim přibyl kvasar 3C 345 s červeným posuvem z = 0,595. Podle měření z let 1971–74 se dvě složky rádiového zdroje od sebe vzdálily o 0,00030″, čemuž odpovídá expanzní rychlost (2,5 ±0,8) c. V letech 1974–75 se oddálily o dalších 0,00038″, tj. dokonce s rychlostí 8 c, kde c je rychlost světla. Pro tyto „nadsvětelné“ jevy bylo navrženo několik vysvětlení, jež nejsou v rozporu s teorií relativity, ale nová pozorování neodpovídají ani jednomu z nich. Že bychom se přece jen ocitli na pokraji objevu „nové fyziky“? Kdož ví – astronomové zůstávají zatím až překvapivě zdrženliví.

Tyto úvahy nás tradičně přivádějí k výzkumům kosmologickým. Velmi závažné – pokud ovšem bude dalšími měřeními nezávisle potvrzeno – je zjištění anizotropie reliktního záření na vlnové délce 16 mm (frekvence 19 GHz). Svědčilo by to o pohybu sluneční soustavy vůči poli reliktního záření rychlostí (270 ±70) km/s ve směru „reliktního apexu“ α = (13 ±2) ^h a β =(-25 ±20)°.

Nový spor vzplanul kolem správné hodnoty Hubbleovy konstanty expanze vesmíru. Sandage a Tammann hájí poměrně nízkou hodnotu H₀ = (55 ±6) km/s/Mpc, potvrzenou nezávisle pozorováním supernov v cizích galaxiích, odkud plyne H₀ = (60 ±15). Mnohem nižší údaj H₀ = (41 ±3) uveřejnil P. Teerikorp. Naproti tomu Jaakola a Le Dermat obhajují velmi vysokou hodnotu H₀ = (78 ±8). Pozoruhodné je zvlášť to, že všichni autoři vycházejí z téhož pozorovacího materiálu; výsledné rozdíly jsou zřejmě dány rozdílnými kalibračními metodami. To bohužel nasvědčuje tomu, že pozorovací nejistoty zatím značně ovlivňují spolehlivost kosmologických úvah. Svědčí o tom i hodnota deceleračního parametru, odvozená Kruszewskim a Semeniukovou q₀ = (0,54 ±0,52), jež naznačuje, že tato pozorování neumožňují zatím vůbec rozhodnout, v jakém typu vesmíru žijeme (hodnota q₀ = 0,5 představuje hranici mezi oscilujícím a trvale se rozpínajícím vesmírem). Zato odhady průměrné hustoty látky ve vesmíru svědčí již jasně pro trvale expandující (hyperbolický) model vesmíru.

Podstatně lepší je shoda údajů o době, která uplynula od velkého třesku. Tento interval byl odvozen čtyřmi nezávislými metodami, jak udává tabulka:

Odtud vyplývá nejpravděpodobnější stáří vesmíru od velkého třesku kolem 16 miliard let, tj. všechna určení se s touto střední hodnotou v rámci chyb shodují. K tomu navíc přibývá zajímavá hypotéza H. Delmena a H. Hönla, kteří ukázali, že bychom se mohli vyhnout singularitě na samém počátku velkého třesku tím, že zavedeme předpoklad o maximální možné teplotě. Tento předpoklad je odůvodněn existencí silných interakcí, jež při velmi vysokých teplotách způsobí, že místo dalšího zvyšování teploty se vytvářejí raději další elementární částice (hadrony). Podle obou autorů je tato maximální možná teplota 1,9 TK. Tomu pak odpovídá minimální možný poloměr vesmíru 1,4.10¹¹ km (zhruba 1 000 AU), při němž by hmota vesmíru měla všude hustotu atomového jádra.

Mnohem extrémnější hustoty však předpokládá dnes už konvenční model malých černých děr, předložený Hawkingem. Hawking tvrdí, že v období těsně po velkém třesku panovaly ve vesmíru dostatečně extrémní podmínky k tomu, aby se poměrně malé zlomky hmoty zhroutily v černé díry. Zvláštností těchto miniaturních černých děr je, že se působením kvantově mechanických efektů postupně vypařují – jde o obdobu známého tunelového jevu. Vypařování je přímo úměrné teplotě černé díry a ta je zase nepřímo úměrná okamžité hmotnosti černé díry. Ztrácí-li tudíž černá díra hmotu, zahřívá se, a to vede k většímu vyzařování, tedy i rychlejší ztrátě hmoty atd., a proces se lavinovitě rozrůstá, až dojde k závěrečné explozi. Hawking ukázal, že černé díry s hmotností menší než 10¹² kg se již musely vypařit – a nové černé díry těchto hmotností mohou vznikat leda umělým násilím. K umělému vytvoření černé díry o hmotnosti běžné pozemské hory (tj. právě asi 10¹² kg) bychom potřebovali přivést k termonukleární reakci veškeré deuterium ve světových oceánech! Taková černá díra by při teplotě 100 GK vyzařovala výkon 1 TW, tj. asi 14 % celkového energetického výkonu světového průmyslu. Uvážíme-li, že její Schwarzschildův poloměr by přitom byl pouze 10^-15 m (rozměr jádra atomu!), pochopíme ihned, proč je fyzika gravitačního kolapsu tak atraktivní. Hawking a Page odhadli, že nejbližší přírodní černá díra je od nás vzdálena zhruba 10¹⁰ km (67 AU) a že v objemu o poloměru 1 pc dochází jedenkrát za měsíc k explozi takové prvotní černé díry. Exploze by měla být pozorovatelná v oboru tvrdého záření gama o energii 100 MeV (nejde proto o již pozorovaná vzplanutí záření gama s maximem energie u 150 keV).

Nepřímým důkazem o existenci černých děr ve vesmíru by se mohl stát údajný objev velmi těžkých prvků s atomovými čísly 116, 124, 126 a snad též 114, 125 a 127 v monazitových píscích z ostrova Madagaskaru. Je zjevné, že tyto prvky nemohly vzniknout při fyzikálních procesech ve sluneční soustavě a musely sem být dodány ze vzdáleného kosmického prostoru. Je pravděpodobné, že tak těžké prvky se tvoří v kůře neutronových hvězd. Jestliže neutronová hvězda přibírá akrecí hmotu z mezihvězdného prostoru, způsobí to nakonec její kolaps v černou díru. V poslední fázi kolapsu explodují povrchové vrstvy neutronové hvězdy a tak se těžké prvky rozptylují v mezihvězdném prostoru. Nebude jistě nijak obtížné nalézt cestu, jak se pak odtud dostávají přímo na Madagaskar.

Jako obvykle má řada astronomických pozorování bezprostřední souvislost se základními fyzikálními teoriemi. Z experimentálních soubojů vychází stále vítězněji obecná teorie relativity. Při úplném zatmění Slunce v červnu r. 1973 byly měřeny polohy 150 hvězd do 9 mag ve slunečním okolí. Odtud vyplývá odchylka poloh vztažená na okraj slunečního disku (1,66″ ±0,20″), což je ve shodě s teoretickou předpovědí 1,75″. Také relativistický červený posuv ve spektrech slunečních skvrn 636 m/s je v dobré shodě s naměřeným (610 ±30) m/s. Z měření laserových odrazů od Měsíce vyplývá ekvivalence setrvačné a tíhové hmotnosti Země s přesností lepší než 1,5 %. Z radiointerferometrických měření na mezikontinentálních základnách pak lze stanovit novou horní mez pro pohyb Země vůči hypotetickému éteru 0,07 km/s. Konečně při měření magnetických polí v okolí Jupiteru byla určena horní mez klidové hmotnosti fotonu na pouhých 8.10^-52 kg.

Pozorování vzdálených kosmických objektů, zvláště pak kvasarů, přesvědčivě dokazuje, že základní fyzikální konstanty (gravitační, Planckova, konstanta jemné struktury i samo plynutí času) nepodléhají ani prostorovým, ani časovým změnám. Van Flandernovy práce o možné proměnnosti gravitační konstanty v soustavě Země-Měsíc se nyní všeobecně považují za chybné. Rovněž tak byly odvolány názory, že v mikroseizmech, příp. v pohybu kosmických sond Mariner se zrcadlí údajné gravitační vlny přicházející z pulzarů či z galaktického jádra. Proslulé Weberovy koincidence nejsou zcela určitě gravitačními vlnami a na skutečnou detekci gravitačního vlnění (o jehož existenci nikterak fyzikové nepochybují) si budeme muset počkat ještě několik let – dosavadní detektory nejsou dostatečně citlivé.

Stále dokonalejší přístroje nevyžaduje jenom gravitační astronomie budoucnosti, ale i obyčejná astronomie současnosti. Loňský rok lze označit bezmála za historický mezník v přístrojovém vybavení astronomie. V SSSR byl uveden do chodu největší reflektor na světě o průměru zrcadla 6 m. Po 28 letech od výstavby Haleova reflektoru na Mt. Palomaru dostala tedy světová astronomie konečně mohutnější přístroj, jehož technické parametry jsou skutečně úctyhodné. Primární zrcadlo o tloušťce disku 0,65 m má hmotnost 42 tun. Primární ohnisko má délku 24 m a dvě Nasmythova ohniska 186 m. Pohyblivé části dalekohledu mají hmotnost 840 tun. Dalekohled vykreslí zorné pole o průměru 12′ a jeho spektrografy mají disperze 1.10^-7 ÷ 4.10^-6. Dalekohled má altazimutální montáž, řízenou počítačem, jež se v praxi skvěle osvědčila. Přístroj byl budován 15 let a zůstane nejspíš největším dalekohledem světa do konce 20. století. Souřadnice observatoře v Zelenčukské jsou λ = -41° 36′, φ = +43°59′ a nadmořská výška je 2 070 m. Na observatoři je 170 spektrografických a 70 fotometrických nocí v roce. Podle předběžných výsledků fotografuje dalekohled bezpečně hvězdy 24 mag. První vědecké výsledky získané 6m dalekohledem byly zveřejněny na mezinárodní konferenci v Šemaše v Ázerbájdžánu v červnu r. 1976. Týkaly se měření magnetického pole pekuliární hvězdy A α² CVn.

Prakticky současně se 6m dalekohledem byl na severním Kavkaze dokončen obří radioteleskop RATAN-600 o průměru 576 m. Jeho účinná plocha je 10⁴ m² a skládá se z kruhového reflektoru tvořeného 895 prvky a plochého reflektoru ze 124 prvků. Může pracovat na vlnových délkách až do 8 mm a slouží k výzkumům ve sluneční soustavě, v Galaxii i ve vzdáleném vesmíru. Část kapacity má být věnována též úsilí o hledání cizích civilizací (SETI). Tento výkonný radioteleskop byl vybudován během 8 let.

Konečně pro milimetrovou radioastronomii dokončili Švédové v Onsale 20m parabolický reflektor – největší přístroj toho druhu na světě.

Také vyhlídky pro nejbližší budoucnost jsou více než slibné. V Arizoně se dokončuje první vícezrcadlový dalekohled (MMT) o ploše ekvivalentní 4,4m reflektoru. Britové se rozhodli přestěhovat dalekohled I. Newtona (INT) do lepších klimatických podmínek na Kanárské ostrovy, přičemž bude primární zrcadlo o průměru 2,5 m nahrazeno zrcadlem ze zeroduru. Na observatoři Fuente Nueva na Kanárských ostrovech se plánuje výstavba dalšího reflektoru o průměru zrcadla 4,2 m. Pozorovací podmínky na observatoři jsou údajně ještě lepší než na Havajských ostrovech nebo v Chile.

Rychle též pokračují práce na největším radioastronomickém přístroji světa (VLA) v Novém Mexiku. V současné době je dokončeno 6 parabolických antén o průměru 25 m a do konce r. 1979 bude přístroj zřejmě v plném provozu (27 antén pohyblivých na ploše tvaru písmene Y o rozměrech 19 × 21 × 21 km!).

Zato se zpomaluje tempo výstavby nových zařízení v kosmickém prostoru – a to převážně z rozpočtových důvodů. Stále se odkládá projekt velkého zrcadlového dalekohledu, jenž se mezitím v komisích amerického Kongresu „smrštil“ z 3m reflektoru na 2,4metrový. Zdá se, že největší naději má vypuštění observatoře pro studium vysokých energií (HEAO) a astronomické experimenty v evropském projektu Spacelab.

U nás ve vší tichosti uplývá desetileté výročí zahájení provozu na 2m dalekohledu ondřejovské observatoře. Desetiletá statistika praví, že v Ondřejově je ročně v průměru 94 jasných a 36 částečně jasných nocí. Nejlepší noční počasí je po řadě v měsících srpnu, září, dubnu a říjnu, kdy lze využít více než 20 % noční doby k pozorování. Dalekohledu se v průměru využívalo po 104 nocí v roce. Ze statistického hlediska byl proto r. 1976 vysoce nadprůměrný: během 127 nocí za 674 h pozorování bylo pořízeno 348 spekter a přímých fotografií (hvězdy se závojem, dvojhvězdy, pekuliární hvězdy, kulové hvězdokupy, planety, aj.). Dvoumetrový dalekohled si za dobu své existence vydobyl slušné postavení v evropském měřítku, jak o tom mimo jiné svědčí často téměř nezvládnutelný nával žádostí o pozorovací čas z domova i z ciziny.

Na závěr našeho přehledu připojíme tradiční společenskou rubriku. Světová astronomie loni ztratila dva vynikající představitele, a to prof. R. Minkowského († 4. 1. 1976) a prof. R. Wildta († 9. 1. 1976). Prof. Minkowski působil na Haleových observatořích v Kalifornii a patřil k nejpřednějším odborníkům, kteří vykonali průkopnická pozorování 5m Haleovým reflektorem (identifikace rádiových zdrojů, studium planetárních mlhovin). Zasloužil se rozhodujícím způsobem o pořízení známého palomarského fotografického atlasu oblohy (POSS), jenž je základní pomůckou v optické i rádiové astronomii (právě v současnosti se podobná přehlídka rozšiřuje na jižní oblohu). Prof. Wildt se zabýval studiem planetárních i hvězdných atmosfér. Proslul zvláště objevem absorpce ve sluneční atmosféře způsobené negativním iontem vodíku.

Řada astronomů obdržela jako každoročně ceny a čestná uznání za významné objevy i celoživotní práci. A. Sandage získal Bruceovu medaili Pacifické astronomické společnosti za výzkumy v kosmologii a J. R. Gott III Trumplerovu cenu za nejlepší doktorskou disertaci (rovněž z oboru kosmologie). Prof. W. H. McCrea dostal zlatou medaili Královské britské astronomické společnosti (kosmogonie, rádiové zdroje aj.) a prof. D. H. Menzel francouzskou Janssenovu medaili (hvězdná astrofyzika). Cenu za popularizaci astronomie udělila Pacifická astronomická společnost známému spisovateli sci-fi profesoru biochemie I. Asimovovi. Tento autor stačil kromě své vědecké práce v biochemii a přednášení na univerzitě publikovat ještě 158 (!) populárně-vědeckých knih (z toho 39 o astronomii) a dále 40 vědecko-fantastických románů a povídkových souborů.

U nás vyznamenala ČSAV dr. L. Pajdušákovou, CSc., ředitelku Astronomického ústavu SAV a prof. V. Vanýska, DrSc., vedoucího katedry astronomie a astrofyziky MFF UK, zlatou, příp. stříbrnou plaketou za zásluhy o rozvoj čs. astronomie u příležitosti životních jubileí obou známých představitelů naší astronomické obce.

Úplně nakonec jsem si ponechal poznámku o tom, že koncem srpna a počátkem září loňského roku se konal v Grenoblu již 16. světový astronomický kongres (viz ŘH 11/1976, str. 204). Zúčastnilo se ho na 2 200 astronomů (pražský rekord z r. 1967 tedy stále odolává) ze 47 zemí. Byl to už obvyklý téměř nezvládnutelný kolotoč schůzí, přednášek, veřejných i kuloárních debat a neformálních setkání. Jednotlivec, ba ani menší delegace není už s to postihnout, co se na takovém obřím kongresu souběžně odehrává, a tak nám nezbývá, než si o tom číst v objemných svazcích kongresových jednání, které se zhruba s ročním zpožděním objeví v odborných knihovnách. (A těm čtenářům, kteří nebudou mít možnost ani čas se na čtvrt roku zavřít do příslušných studoven, věnuji letošní „Žeň“.)