Žeň objevů – rok 1977

Přestože se v poslední době těžiště studia sluneční soustavy stále více přesouvá k metodám kosmického výzkumu, přinesl uplynulý rok objevy, jež byly dosaženy zcela konvenčními metodami pozemní astronomie. Největším překvapením je bezpochyby objev prstenců planety Uranu při pozorování zákrytu hvězdy SAO 158687 v souhvězdí Vah (viz též ŘH 6/1977). Zákryt poprvé předpověděl G. Taylor v r. 1973. Nejistoty v polohách planety i zakrývané hvězdy však znamenaly chybu 2 500 km v určení severní hranice zákrytu na jižní polokouli Země. Další nepřesnost 1 500 km vnášela do předpovědí průběhu zákrytu nejistota ve skutečné velikosti poloměru Uranu. Při kontrole poloh obou těles v lednu 1977 se dokonce zjistilo, že pokud se chyby sejdou nepříznivě, mine stín Uranu Zemi! Navzdory tomuto riziku neúspěchu byla do pozorování zákrytu zapojena všechna významná pracoviště na jižní polokouli a navíc také Kuiperova létající observatoř (KAO), která patří NASA. Observatoř je vlastně upraveným dopravním letadlem C-141, jež může létat ve stratosféře po dobu 10,5 hodiny a jež má na palubě stabilizovanou plošinu pro astronomické přístroje.

Skupina vedená J. L. Elliotem používala 0,9m reflektoru ve spojení s rychlým fotometrem v blízké infračervené oblasti spektra. Zakrývaná hvězda byla totiž pozdního spektrálního typu K5 a navíc o 4 mag slabší než Uran, takže ve viditelné části spektra by byl pokles jasnosti „soustavy“ příliš malý. V době očekávaného zákrytu operovala létající observatoř na 50° jižní šířky a 90° východní délky, asi 1 600 km východně od jihotichomořského ostrova Kerguelen. Vzhledem ke zmíněným nejistotám v místě i době zákrytu započala měření už hodinu před zákrytem a tato prozíravost se astronomům vyplatila: Na fotometrickém záznamu bylo před vlastním zákrytem hvězdy planetou registrováno několik krátkodobých poklesů jasnosti, jež byly předběžně přisouzeny neznámým družicím. Jelikož se však tytéž poklesy objevily rovněž po skončení vlastního zákrytu, a to v časech symetricky sdružených, vyplynulo odtud, že ve skutečnosti došlo k zákrytům hvězdy soustavou tenkých kruhových prstenců ležících v rovině rovníku Uranu, tedy přibližně kolmo k ekliptice (sklon 98°).

Objev byl vzápětí potvrzen rozborem fotometrických měření na observatoři v Perthu v západní Austrálii, jakož i v Kavaluru v Indii. Z indických pozorování 1m reflektorem navíc vyplynulo, že rozptýlený absorbující materiál v okolí Uranu je rozdělen do čtyř zón, přičemž prstence se nacházejí v nejvzdálenější zóně. Při poloměru Uranu (26 450 ±70 km) se vnitřní prstenec vznáší ve výši 16 000 km nad povrchem planety a poslední vnější prstenec ve výši 27 000 km nad povrchem. Celkem bylo rozlišeno šest prstenců, každý o šířce 10 km, s výjimkou pátého prstence, jenž je široký 100 km. V době pozorování dne 10. března 1977 směřovala rotační osa Uranu skoro přesně k Zemi, což přirozeně značně usnadnilo fotometrii i interpretaci měření.

Celková plocha prstenů činí asi 1 % plochy povrchu planety Uranu a jejich albedo je ve srovnání s albedem prstenů Saturnu velmi nízké. Opticky se mohou v nejlepším případě jevit jako objekt 19 mag v úhlové vzdálenosti od 3″ do 4″. Podle G. Colomba není vyloučeno, že prsteny byly vyfotografovány 0,9m reflektorem při balonovém výstupu Stratoscope II v březnu r. 1970. Prsteny jsou k Uranu blíže než všechny jeho družice, a tak ihned vzniká otázka, jak jejich vzhled ovlivňuje gravitační působení družic. První výpočty naznačují, že za rozčlenění útvaru do šesti velmi úzkých prstenců mohou pravděpodobně rezonance s družicí Miranda.

Dalším překvapením je revidovaná hodnota rotace Uranu, neboť podle R. A. Browna a R. M. Goodyho je průměrná rotační perioda planety (13,0 ±1,3) h, zatímco v dosavadních tabulkách se udává hodnota 10,8 h. Oba autoři navíc zjistili, že Uran nerotuje jako tuhé těleso: rovníkové oblasti rotují rychleji než pásmo středních šířek, a to o celé 3,3 h!

Zlepšena byla rovněž rotační perioda Merkuru, a to na základě fotografií pořízených sondou Mariner 10. Podle K. P. Klaasena vychází hodnota rotační periody (58,6461 ±0,0050) d, ve velmi dobré shodě s pozemskými optickými pozorováními (58,644 ±0,009) d a s radarovými měřeními (58,65 ±0,23) d. Tyto hodnoty vesměs odpovídají 2/3 oběžné periody, tj. 58,6462 d.

Zpřesněny byly též odhady některých parametrů pro planetu Pluto, a to na základě infračervených měření v pásmu 1,2 ÷ 2,2 μm. Z nich vyplývá, že povrch planety je pokryt metanovou námrazou – je to poprvé, kdy byl ve sluneční soustavě zjištěn metan v pevném skupenství – a že má velmi vysoké albedo (přes 0,4). Tím je ovlivněna velikost poloměru planety, jež po redukcích nepřesahuje 1 400 ÷ 1 650 km. Při očekávané střední hustotě 2 000 kg/m³ z toho vyplývá hmotnost Pluta kolem 0,005 M_Z. Z toho již jednoznačně plyne, že gravitační poruchy Pluta na dráhu Neptunu jsou tak malé, že odtud nebylo zpětně možné předpovědět polohu Pluta. Tombaughův objev Pluta v r. 1930 byl tedy výsledkem systematické pečlivé práce autorovy, a nikoliv důsledkem údajných poruchových výpočtů odvozených z pozorování dráhy Neptunu.

Venuše, Mars a Jupiter jsou nyní zkoumány převážně kosmickými sondami, takže ve shodě s tradicí budou nejzávažnější výsledky komentovány v neméně tradičním přehledu kosmonautiky. Pisateli však zbývá ještě pojednat o planetě Zemi, ačkoliv na pozemských objevech se astronomie podílí spíše menším dílem. V loňském roce bylo publikováno několik studií, jež celkem přesvědčivě dokazují, že klimatické změny na Zemi, včetně proslulých ledových dob, jsou způsobeny změnami geometrie zemské dráhy. Podle J. D. Hayse aj. kolísá sklon zemské dráhy s periodou 41 000 let a dráhová výstřednost s periodou 100 000 let. Výpočtem změn v posledních geologických údobích se podařilo prokázat dobrý souhlas mezi geometrickými vlastnostmi zemské dráhy a geologickými cykly. Odtud též plyne, že v nejbližších několika tisíciletích bude na severní polokouli přibývat zalednění. Dlouhodobější změny průměrné teploty Země způsobují pak pohyby kontinentů. Jelikož v posledních 165 milionech let přibývá souše na severní polokouli, klesla zde průměrná teplota asi o 3 °C. Na ještě delší časové stupnici se průměrná teplota Země mění přímo dramaticky.

Podle M. H. Harta byla průměrná teplota zemského povrchu před 4 miliardami let zhruba +17 °C. Před 3,7 miliardami lety vzrostla na +42 °C a poté klesla na +7 °C před 2,3 miliardami let. Od té doby stoupla na dnešní hodnotu +17 °C. Souběžně s tím se měnila i oblačná pokrývka Země z původních 100 % na pouhých 25 % před 2,1 miliardami let a odtud na dnešních 60 %. Podle C. Sagana byla voda na Zemi zprvu tekutá, avšak před 2 miliardami let většinou zmrzla. Poté opět roztála a v průběhu příštích věků se bude teplota moří a oceánů zvyšovat tak, že za 4 miliardy let se začnou oceány vařit!

Atmosféra Země byla zprvu tvořena oxidem uhličitým. V období mezi -4,3 a -1,9 miliardami let se k němu připojil metan a další uhlíkaté sloučeniny. Disociace vody a později též fotosyntéza vedly k uvolňování molekulárního kyslíku, a tím ke spalování metanu. Mnohem pozdější složkou atmosféry je molekulární dusík. Teprve před 420 miliony lety bylo v atmosféře Země tolik kyslíku, že se začala významněji uplatňovat tříatomová molekula kyslíku – ozon. Ozonová vrstva prudce snížila množství ultrafialového záření na zemském povrchu, což podpořilo zpětně výrobu kyslíku fotosyntézou.

Mimochodem, přes rozličné varovné hlasy nebylo experimentálně zjištěno, že by snad průmyslová „výroba“ oxidu uhličitého, lety nadzvukových letadel či freon z aerosolových sprejů poškozovaly ozonovou vrstvu. Přírodní rovnováha atmosféry se zřejmě nedá kazisvětem člověkem jen tak narušit. Přitom jde o rovnováhu vskutku delikátní: Kdybychom kolem Slunce obíhali po dráze s poloměrem jen o 5 % menším než dnešní, uplatnil by se skleníkový efekt čpavku a oxidu uhličitého natolik, že by na Zemi panovala stále podobná výheň jako na Venuši – jinými slovy bychom vůbec nevznikli. Podobně dráha s poloměrem jen o 1 % větším než dnešní by znamenala naprosté zalednění Země před 2 miliardami let. Jelikož albedo ledu je skoro o řád větší než albedo vody, odrážela by Země převážnou část slunečního záření zpět do prostoru a už nikdy by se neohřála natolik, aby ledy roztály – považujme si tedy astronomické jednotky: nejenže je základním měřítkem vzdálenosti ve sluneční soustavě, ale též jedinou rozumnou hodnotou poloosy zemské dráhy (je nabíledni, že ani s excentricitou zemské dráhy si nemůžeme zahrávat).

Jestliže excentricita zemské dráhy (0,017) je dostatečně malá, než aby nepříznivě ovlivnila tepelnou rovnováhu Země, přece jen je příliš veliká, než aby zabránila – ztrátě Měsíce! To je nečekaný výsledek výpočtů V. Szebehelyho a R. McKenzieho o stabilitě soustavy Země-Měsíc. Ačkoliv Hill v r. 1878 dokazoval, že dráha Měsíce vůči Zemi je dlouhodobě stabilní, moderní přesnější rozbor problému naznačuje, že o Měsíc v budoucnu přijdeme. Ke ztrátě by došlo již při excentricitě zemské dráhy 0,0023, tj. při výstřednosti sedmkrát menší, než je skutečná. Zpětně to znamená, že Měsíc byl zřejmě samostatnou planetou, jež byla v minulosti Zemí zachycena. Měsíc byl Zemi nejblíže před 2,85 miliardami let. Slapový ohřev způsobil na obou tělesech silný vulkanismus a nepřímo snad pomohl i při vzniku života na Zemi.

Zajímavých výsledků bylo loni docíleno též při studiu planetek. V říjnu 1976 objevila E. Helinová objekt 1976 UA, jenž byl 12,5 mag. O tři týdny později však jeho jasnost klesla již na 20 mag. Výpočet dráhy ukázal, že 20. října 1976 byl od Země vzdálen jen 1,15 milionu kilometrů a že obíhá po velmi výstředné dráze (e = 0,447). Jde o nejmenší pozorovanou planetku vůbec (její průměr činí jen stovky metrů), jež má přitom nejkratší známou oběžnou periodu 283 dny. V perihelu se přiblíží na 69 milionů kilometrů ke Slunci a v afelu je vzdálena 183 milionů km. Tento objekt už podruhé nikdy nespatříme.

Ještě pozoruhodnější dráhu má planetka objevená 18. října 1977 C. Kowalem Schmidtovou komorou na Mt. Palomaru. V době objevu byla 18 mag a jevila velmi malý denní pohyb. Předběžné výpočty dráhy se zprvu nedařily a až po několika pokusech zjistil B. Marsden, že planetka byla objevena poblíž afelu své dráhy, jejíž výstřednost činí 0,379. Perihelem ve vzdálenosti 8,5 AU prošla naposledy v r. 1945 a při oběžné době 50,7 roku nastane další průchod v r. 1996. V té době bude planetka asi 14,5 mag. Velká poloosa dráhy 13,7 AU činí objekt, předběžně označený 1977 UB, zcela jedinečným v systému planetek. (Dosud nejdelší známou poloosu měla planetka č. 944 – Hidalgo, a to 5,83 AU.) Kowalův objekt má průměr přibližně 600 km a pro svou poměrnou jasnost se jej na základě předběžně spočítané dráhy podařilo dodatečně najít na celé řadě fotografií z let 1941 až 1976. To umožnilo zpětně podstatně zpřesnit výpočet dráhy, a Marsden se tak mohl věnovat studiu dlouhodobých dráhových změn. Ukázal, že v letech 1400 až 2550 jsou změny dráhy malé. Střední perioda oběhu se pohybuje kolem 49 let a na průběh dráhy mají největší vliv rezonance s planetami Saturn, Jupiter a Uran. (Viz ŘH 2/1978).

Do loňského roku bylo katalogizováno 2 042 planetek; některým z nich byla v poslední době přidělena jména našim čtenářům dobře známá: č. 1832 – Mrkos, 1850 – Kohoutek, 1901 – Moravia, 1963 – Bezovec a 1995 – Hájek. Loňský rok zaznamenal též nový rekord v počtu objevených komet: bylo jich registrováno celkem 20 (dosud nejvíce, 18, v r. 1970).

Zvláštní kapitolu by si zasloužily výsledky dosažené při studiu jasných meteorů a meteoritů. Dne 6. února 1977 zachytila kanadská sledovací síť jasný bolid, jenž v okamžiku pohasnutí ve výšce 20 km nad Zemí měl rychlost pouhé 4 km/s. To znamenalo, že s velkou nadějí dopadl na Zemi meteorit, a ten byl též o 11 dní později nalezen vedoucím sledovací sítě I. Hallidayem ve vzdálenosti pouhých 500 m od předpověděného místa dopadu, u obce Innisfree v provincii Alberta (viz též ŘH 10/1977). Meteorit o hmotnosti 2,07 kg je chondrit s perihelem poblíž zemské dráhy a s afelem ve vzdálenosti 2,5 AU. Jde teprve o třetí případ bolidu, jenž byl vyfotografován a jehož pozůstatky se podařilo nalézt.

V současné době pracují sledovací sítě v ČSSR, Kanadě, NSR a Velké Británii. V SSSR se buduje sledovací síť na ploše bezmála milionu čtverečních kilometrů, vybavená 39 celooblohovými kamerami. V čs. síti byl 14. září 1977 zaznamenán bolid o jasnosti -17 mag, jenž proletěl 163 km svítivé dráhy v atmosféře Země za 6,5 s. Na stanici ve Veselí n. Mor. proletěl zenitem a na nové stanici ve Skočidolovicích se jevil jako stacionární (jelikož podle soukromého sdělení byl vedoucí sítě té noci právě na zmíněné stanici, měl vlastně štěstí, že se tento bolid o původní hmotnosti 5 tun stačil v atmosféře celý rozprášit!). Z. Ceplecha uveřejnil přehled o výsledcích 25 let spojitých meteorických pozorování na čs. stanicích. Za tu dobu bylo na 50 tisících fotografických snímků při 8 000 h expozičního času zaznamenáno 1 200 meteorů alespoň ze dvou stanic. Statistika praví, že v síti se zaznamená jeden bolid jasnější než Měsíc v úplňku jednou za 2–3 roky. Jednou za 10–15 let lze očekávat pád meteoritu o hmotnosti přes 1 kg.

Pro nedostatek místa nemohu letos podrobněji popsat nové objevné práce o celkové historii sluneční soustavy i o dějích na Slunci. Jen zcela útržkovité poznámky pro čtenáře loňských „Žní“: Hypotéza o vzniku sluneční soustavy z nepřetvořeného mezihvězdného materiálu získává stále lepší experimentální podporu. Datování radioaktivními izotopy rubidia, thoria a uranu vede ke stáří sluneční soustavy (4,6 ±0,1) miliardy let. Zhroucení mezihvězdného mračna, jehož rozpad vedl ke vzniku protosolárních mlhovin, je spíše způsobeno průchodem mračna spirálním ramenem Galaxie než výbuchem blízké supernovy. Celý proces vzniku sluneční soustavy probíhá poměrně rychle, za méně než 100 milionů let.

Ve výzkumu Slunce se hodně úsilí věnuje objasnění charakteru slunečních oscilací. Většina astronomů je značně skeptická, a to jak k samotným hodnotám naměřených period oscilací, tak zejména k jejich výkladu jako radiálních oscilací Slunce. Zatím se proto neuvažuje o revizi představ o slunečním nitru. Rovněž tak experiment se slunečními neutriny se nyní nepovažuje za zásadně rozporný s teorií. V Davisově experimentu lze zachytit jen neutrina o vysoké energii vznikající při jedné vedlejší větvi proton-protonového řetězce. Hledají se proto reakce, jež by byly citlivé na většinu slunečních neutrin. Takové reakce skutečně existují, přičemž „detektory“ by byly prvky thorium, brom a indium. Rozhodně se zdá být předčasné vyvozovat nyní z Davisova experimentu rozsáhlé teoretické závěry, neboť lze právem očekávat, že nové pokusy v řadě světových laboratoří záhadu chybějících neutrin vcelku konvenčně vysvětlí.

Sotvaže se podařilo uklidit do astrofyzikální předsíně problém slunečních neutrin, nastěhovaly se nám do hvězdné zasedací dvorany nevyjasněné záležitosti kolem interpretace rentgenových pozorování galaktických zdrojů. V naprosté většině jde zřejmě o dvojhvězdy, v nichž jedna složka je zhroucena do malého objemu bílého trpaslíka, neutronové hvězdy nebo dokonce černé díry. Každý z těchto typů rentgenových dvojhvězd však jeví osobité a nepředvídané zvláštnosti, a to se loni prokázalo zvlášť dramaticky.

Především byla zveřejněna komplexní pozorování těsné dvojhvězdy AM Herculis, jež je současně rentgenovým zdrojem 3U 1809+50. Objekt 12 ÷ 14 mag je znám jako proměnná hvězda již od r. 1923, ale až donedávna nikdo netušil, že běží o těsnou dvojhvězdu. V r. 1975 bylo objeveno mihotání (flickering) na světelné křivce, jež je typické pro tzv. kataklyzmické proměnné hvězdy. O rok později zjistil E. Tapia, že světlo dvojhvězdy je lineárně polarizováno, přičemž stupeň polarizace se periodicky mění vždy za 3,1 h. Ke konci periody polarizace náhle vzrůstá asi na 5,3 %. Současně objekt vykazuje i kruhovou polarizaci světla. Opticky i rentgenově se posléze podařilo prokázat zákryty, avšak minima světelné křivky jsou v různých barvách navzájem posunuta až o 1/3 periody! Ve spektru AM Her se přes modré spojité záření překládají emisní čáry s proměnnou radiální rychlostí.

Podle modelu, jež vypracovali Chamnugan, Wagner, Crampton, Cowleyová aj., se soustava skládá z chladného červeného trpaslíka s hmotností 0,5 M_☉ a bílého trpaslíka o hmotnosti 1 M_☉, jenž je vzdálen zhruba 500 000 km od povrchu hlavní složky. Červený trpaslík je gravitací bílého trpaslíka výrazně protažen a má vejčitý tvar se špičkou ve směru ke kompaktní složce. Z přivrácené strany červeného trpaslíka je „vytažen“ mohutný plynný vír ve tvaru kornoutu s vrcholem, který se dotýká magnetosféry bílého trpaslíka. Z měření polarizace plyne, že indukčnost magnetického pole bílého trpaslíka je řádu 100 MT, tj. 10⁷krát větší, než lze dnes dosáhnout ve fyzikálních laboratořích uměle. Vrchol kornoutu, v němž proudí plyn rychlostmi až 10⁵ km/s, je zdrojem rentgenového záření, které zpětně ohřívá přivrácenou polokouli červeného trpaslíka. Systém AM Her se tak rázem stal jedním z nejpozoruhodnějších objektů v Galaxii vůbec a je dokonce považován za prototyp nového druhu rentgenových dvojhvězd, jimž se říká polary. K této skupině zřejmě patří i dvojhvězdy VV Pup a AN UMa.

Vůbec se zdá, že dosavadní kategorie bílých trpaslíků je mnohem širší, než se dosud zdálo. Při experimentu Sojuz-Apollo byly nalezeny zdroje extrémního ultrafialového záření (pásmo 10 ÷ 100 nm), jež jsou pravděpodobně zvlášť žhavými bílými trpaslíky. Jejich efektivní teploty se pohybují v rozmezí 60 ÷ 110 kK a poloměry 5 000 ÷ 17 000 km. Patří tudíž k nejteplejším hvězdám, a tím se nápadně podobají hvězdám v jádrech planetárních mlhovin. Patří k nim zejména objekty HZ 43 a Feige 24. Celkový počet extrémně ultrafialových zdrojů v Galaxii se odhaduje na 10³.

Pokud jde o rentgenové zdroje, v nichž je kompaktní složkou neutronová dvojhvězda, stal se loni nejlépe sledovaným zdrojem objekt HZ Herculis = Her X-1 = 3U 1653+35. Zdroj je zákrytovou dvojhvězdou s oběžnou periodou 1,7 dne a trváním totálního zákrytu 0,24 s, dále mihotáním v časové škále 15 ÷ 300 s a erupcí s náběhem kratším než 2 s a opětovným poklesem během 20 s. Samotné rentgenové záření periodicky vymizí vždy na 25 dní a pak se opět zesílí na zbylých 10 dní ve 35denní periodě. Soustava se skládá z hlavní složky o hmotnosti 2 M_☉, jejíž povrch přetéká přes Rocheovu mez, takže plynný proud vyvěrá z Lagrangeova bodu L₁ a vytváří akreční disk kolem vedlejší složky – neutronové hvězdy o hmotnosti 1,4 M_☉. Zmíněná 35denní perioda se vysvětluje precesí deformovaného akrečního disku. J. Trümper aj. oznámili, že při balonovém výstupu byla zjištěna ve spektru zdroje rentgenová emisní čára s energií 53 keV, která vzniká cyklotronovým zářením elektronů v magnetickém poli neutronové hvězdy. Odtud lze stanovit indukci magnetického pole neutronové hvězdy, a to 460 MT: je to dosud největší magnetické pole v přírodě nalezené.

Stejně překvapivě se vyvíjejí poznatky o zábleskových rentgenových zdrojích (bursterech), jež byly poprvé zaregistrovány počátkem roku 1975. Brzy se ukázalo, že zábleskové zdroje se nalézají v jádrech kulových hvězdokup, a tento nečekaný fakt vyvolal skutečnou lavinu teoretických výkladů, které se vesměs shodovaly v tom, že v jádrech kulových hvězdokup se nacházejí masivní černé díry o hmotnosti kolem 10³ M_☉. Loňský rok znamenal zásadní revizi tohoto tak vzrušujícího vysvětlení. Přestože některé zábleskové zdroje se téměř nepochybně nacházejí v kulových hvězdokupách, řada dalších leží určitě mimo hvězdokupy. Dosud nalezených 30 zábleskových zdrojů má galaktické rozložení typické pro plochý subsystém, takže zcela zřejmě nesouvisí s halem Galaxie, k němuž, jak známo, patří kulové hvězdokupy. Proto se většina astrofyziků začíná klonit k modelu zábleskových zdrojů, v němž neutronová hvězda získává akrecí hmotu z blízké hvězdné složky anebo z mezihvězdné látky.

K vysvětlení záblesků navrhli Lamb aj. model zadržované akrece: plyn se při kulově souměrné akreci hromadí v magnetopauze neutronové hvězdy. Je-li teplota plynu dostatečně vysoká, působí magnetopauza jako nepropustná závora, která zabraňuje tomu, aby plyn spadl až na povrch neutronové hvězdy. Tento nahromaděný plyn však ztrácí energii zářením, a tím se ochlazuje. Jakmile teplota plynu klesne pod určitou kritickou hodnotu, závora se otevře a nahromaděný plyn dopadá velkou rychlostí na povrch neutronové hvězdy. Přitom vzniká rentgenové záření, které zčásti opouští magnetosféru, a my pozorujeme rentgenový záblesk. Záření však současně ohřeje plyn v akrečním disku, jeho teplota se zvýší nad kritickou a závora se znovu uzavře. Tím začíná nový cyklus ochlazování plynu a celý děj se opakuje až k novému záblesku. Proces vyžaduje velmi dobrou souhru mezi rychlostí ochlazování plynu a rychlostí akrece, jakož i dostatečně mocnou magnetosféru. Jelikož černé díry nemají vnější magnetosféru, nemohou se stát zábleskovými zdroji; z téhož důvodu nemohou být ani rentgenovými pulzary.

U rentgenových pulzarů je záření modulováno rotací neutronové hvězdy kolem osy, jež je skloněna k ose magnetického dipólu. Mechanismus vzniku rentgenového pulzaru je tedy odlišný od mechanismu pulzarů rádiových a to se navenek projevuje právě opačnou závislostí pulzní periody na čase – periody rentgenových pulzarů se sekulárně zkracují! Mezi 150 dosud zkoumanými galaktickými zdroji bylo dosud nalezeno 9 rentgenových pulzarů s periodami od 0,03 s do několika desítek minut.

Rádiových pulzarů, které jsou zkoumány již deset let, je dnes známo na 150. Většina pulzních period se soustřeďuje do intervalu 0,5 ÷ 1,0 s. Odhaduje se, že celkový počet pulzarů v Galaxii je asi 250 000 a že jeden pulzar vzniká v průměru za 18 let. To je však podstatně vyšší frekvence než četnost výbuchu supernov (3 za století). U 12 pulzarů se podařilo změřit jejich vlastní pohyby. Jelikož vzdálenosti pulzarů známe z měření rádiové disperze signálů, můžeme odtud určit lineární rychlosti, pohybující se v rozmezí 85 ÷ 500 km/s. To znamená, že prostorové rychlosti pulzarů mohou ve skutečnosti dosáhnout až 1 000 km/s, a není nijak snadné tak vysoké rychlosti objasnit. Únik z dvojhvězdy při explozi supernovy nemůže dát pulzaru tak vysokou rychlost. Proto se dnes uvažuje o asymetrické explozi supernovy jako o nejpravděpodobnějším vysvětlení.

Pomocí 3,9m anglo-australského teleskopu se loni zdařilo opticky identifikovat pulzar v souhvězdí Plachet, PSR 0835-45, jenž má třetí nejkratší známou pulzní periodu 0,089 s, takže zřejmě patří k velmi mladým pulzarům. Podle P. T. Wallace aj. je optický pulz dvojitý a předchází mu menší pulz, jenž nastává o 0,022 s před hlavním pulzem. Pulzar je totožný s hvězdou 24,2 vizuální hvězdné velikosti, kterou v r. 1975 fotografoval Lasker. Naproti tomu se opticky nezdařilo identifikovat binární pulzar PSR 1913+16. Pulzar je opticky slabší než 26,2 mag.

Radioastronomové zaznamenali v loňském roce další interstelární molekuly, a to deuterovaný methylamin (CH₃NHD), radikál keten C₃N- (CH₂=C=O), nitroxyl (HNO-), methan (CH₄) a dosud nejtěžší sloučeninu C₇HN (molekulová hmotnost 99) – všechny mají čáry v pásmu milimetrových vln. V infračerveném oboru byly nalezeny čáry acetylenu C₂H₂ (HC≡CH). Počet identifikovaných molekul a radikálů se tak blíží padesáti.

Revizím se nevyhnuly ani tak fundamentální hodnoty, jako rozměry a hmotnost naší Galaxie. Především byla znovu překalibrována vzdálenost Hyád, hvězdokupy, jež je nulovým bodem všech škál vzdáleností ve vesmíru. Podle dvou nezávislých měření je vzdálenost této hvězdokupy (43,5 ±1) pc. Rotační rychlost Galaxie v okolí Slunce je vyšší, než se dosud uvádělo, a činí (294 ±42) km/s. Tomu odpovídá oběžná perioda 210 milionů let. Hmotnost Galaxie rovněž ze dvou nezávislých určení vychází na 4,4.10¹¹ M_☉. Průměrné magnetické pole Galaxie je řádu 0,1 nT. Sousední galaxie M31 v Andromedě má hmotnost 3,5.10¹¹ M_☉ a celá hypergalaxie (místní soustava) má podle J. Ejnasta aj. hmotnost (1,2 ±0,5) TM_☉.

Kulová hvězdokupa NGC 5694 v souhvězdí Hydry se skoro určitě pohybuje po hyperbolické dráze vůči jádru Galaxie. Její rychlost 273 km/s je o 80 km/s vyšší než úniková rychlost ve vzdálenosti 26 kpc od centra Galaxie. Tuto vzdálenost se podařilo určit na základě studia hvězdokupy pomocí 4m reflektoru observatoře CTIO v Chile. Jelikož je vysoce nepravděpodobné, že by normální kulová hvězdokupa mohla vzniknout v intergalaktickém prostoru, patřila tato kulová hvězdokupa patrně k soustavě Magellanových mračen a odtud unikla při těsném přiblížení Mračen k naší Galaxii.

Jako obvykle bylo i loni věnováno velké množství prací nestacionárním a kompaktním galaxiím, radiogalaxiím a kvasarům. A. Solinger aj. vyslovili pochybnosti o výbuchu v nepravidelné galaxii M82. Tvrdí, že před miliardou let vstoupila galaxie M82 do skupiny galaxií kolem M81 a sráží se tam s mezihvězdným prachem. R. G. Kron aj. našli pomocí Mayallova 4m teleskopu vzdálenou kupu galaxií označenou 1305+2952. Zdánlivá fotografická hvězdná velikost kupy je 21 mag a její červený posuv je novým rekordem, neboť dosahuje z = 0,947.

Problém červených posuvů pro kvasary se dále komplikuje, neboť podle G. Dishona a T. A. Webera může tento posuv tvořit jednak radiální, jednak transverzální složka. V extrémním případě může například proslulý kvasar 3C 279 být až patnáctkrát blíž, než vyplývá z klasické interpretace. Také kvasar 3C 273 by místo 950 Mpc byl pak vzdálen pouhých 67 Mpc. To jsou ovšem extrémní hodnoty. Reálné případy jsou uvnitř uvedených intervalů vzdálenosti, nicméně i tak se dá aspoň zčásti vyšetřit problém nadsvětelných rychlostí expanze kvasarů.

Jiné vysvětlení, založené na průběhu rázové vlny po explozi v jádře kvasaru, navrhli W. A. Christiansen a J. S. Scott. Ukazují, že pak navenek pozorujeme fiktivní nadsvětelné rychlosti expanze, jež mohou až patnáctinásobně převýšit rychlost světla. V jejich modelu se však musí rychlost během zhruba deseti let postupně snížit na podsvětelnou. Během několika málo let si proto budeme moci snadno ověřit, zda v objektech, jako je 3C 279 nebo 3C 120, expanzní rychlosti skutečně klesají. Velice se obávám, že žádný pokles nenaměříme, a tak zase jeden model poputuje do astrofyzikálních sklepení, kde se skladuje i jiné haraburdí, jako Marsovy kanály a 40 % argonu v jeho atmosféře, Weberovy gravitační vlny, hluboké nánosy prachu z povrchu Měsíce, černá díra z dvojhvězdy β Lyrae a stacionární vesmír.

Možná, že právě modelu stacionárního vesmíru bych se neměl příliš posmívat, ne snad proto, že se přece jen ještě ukáže, že tento model je dobře, ale spíše proto, že naše soudobé kosmologické modely nejsou o nic lepší. V září 1976 se konalo v Paříži kolokvium s názvem „Červený posuv a expanze vesmíru", jehož publikované výsledky naznačují, že současná kosmologie prodělává krizi. (Ledaže by jednání kolokvia ovlivnila okolnost, že zasedání probíhala v budově poblíž psychiatrické kliniky, jak na to upozornil G. Burbidge). Stále není totiž jasno ani v tak fundamentální otázce, jako je velikost Hubbleovy konstanty. Sandage a Tammann hájí hodnotu H₀ v rozmezí 50 ÷ 60 km/s/Mpc, kdežto řada jiných autorů by raději dala přednost hodnotě H₀ = 80 ÷ 90. Konečně „bezvěrci“ jako H. Arp a J. C. Pecker tvrdí, že žádná expanze vesmíru neexistuje. K nim se do jisté míry připojuje H. Alfvén, jenž prohlásil, že velký třesk je mýtus, jenž bude mít jednou čestné místo v kolumbáriu, kde už jsou indické, čínské, babylonské a jiné mýty o stvoření světa. Prof. Pecker však na to namítá, že si mnoho nepomůžeme, když místo velkého třesku zavedeme nějaký nový mýtus.

Jediným pozitivním experimentálním výsledkem je nezávislé potvrzení pozorování o anizotropii reliktního záření. G. F. Smoot aj. zjistili na základě radiometrických měření vykonaných na palubě letadla U-2, že se Země pohybuje vůči poli reliktního záření rychlostí (390 ±60) km/s ve směru α =11,0^h a β = +6°. Corey a Wilkinson na základě pozemních pozorování našli směr α = 10,4^h a β = -18°.

Několik prací bylo věnováno ústřednímu problému geometrického charakteru vesmíru: je vesmír uzavřený nebo otevřený? O vratkosti našich argumentů svědčí zajisté okolnost, že ještě předloni se zdálo skoro jisté, že vesmír je otevřený, hyperbolický. Loni však Davidsen aj. určili decelerační parametr q₀ = +1 a čínští astronomové Fang Li-Ži aj. dokonce q₀ = +1,4. Podle J. C. Tarterové je hmota chybějící k uzavření vesmíru obsažena v tělesech o hmotnosti 0,08 ÷ 0,001 M_☉. Řadí k nim tzv. hnědé trpaslíky, pidihvězdy a obří planety. Rentgenová pozorování horkého mezigalaktického plynu dále nasvědčují tomu, že hmotnost plynu v nadkupách galaxií je až o řád větší než hmotnost samotných galaxií. Tyto efekty by ve svém souhrnu měly stačit k tomu, aby hustota hmoty ve vesmíru byla vyšší než kritická, a vesmír by se tedy po několika desítkách miliard let počal opět smršťovat do další singularity.

Jestliže je vesmír přece jen otevřený, pak se jeví jeho vzdálená budoucnost jako nejúžasnější fyzikální dobrodružství, jak na to upozornil J. N. Islam. Autor vyšel z Hawkingova poznatku o tom, že každá černá díra vyzařuje, a to nepřímo úměrně třetí mocnině své hmotnosti. Je-li hmotnost M černé díry vyjádřena v jednotkách M_☉, pak její životní doba t v letech je dána vztahem t = 2.10⁶⁵ M³.

Během 10¹¹ let se bude každá galaxie skládat jednak z vychladlých bílých trpaslíků (černých trpaslíků), jednak z neutronových hvězd, černých děr a chladných pevných těles. Tato tělesa budou při oběhu kolem jádra galaxie vyzařovat gravitační vlny a to způsobí, že se během 10²⁹ let všechna zhroutí do masivní černé díry o hmotnosti řádu 100 GM_☉. Schwarzschildův poloměr této obří černé díry bude asi 0,01 pc. Podobný osud postihne během 10³¹ let také kupy galaxií, jež úhrnem vytvoří osamělé černé díry o hmotnosti 10¹⁵ M_☉ a poloměru 100 pc. Mezitím bude plynule klesat teplota reliktního záření, takže po čase budou tyto masivní černé díry ztrácet Hawkingovým procesem více záření, než kolik ho získají absorpcí reliktního záření. Islam odhaduje, že během závratně dlouhé doby 10¹⁰⁶ let se masivní černé díry zcela vypaří a vytvoří znovu gravitačně vázané systémy tvořené hvězdami a planetami. Z hvězd vznikne další generace černých trpaslíků, neutronových hvězd a malých černých děr. Podle F. J. Dysona je však všechna hmota radioaktivní, takže v ní dochází k uvolňování energie při slučování atomových jader. Tento samozřejmě velmi pomalý proces způsobí, že veškerá látka se postupně změní v jádra železa, a to asi za 10⁵⁰⁰ let. Černí trpaslíci se během nesmírně dlouhé doby 10^10⁷⁷ let změní v neutronové hvězdy díky tunelovému jevu v atomových jádrech. Zhruba stejně dlouho pak bude trvat této nové generaci neutronových hvězd, než se tunelováním změní v černé díry „třetí generace“. Zhruba 10⁶⁶ let postačí k vypaření těchto černých děr Hawkingovým procesem. Budoucí vesmír se pak bude skládat pouze z volných protonů, elektronů, fotonů a neutrin...

Islamův výpočet je samozřejmě velmi schematický a založený na fyzikálních předpokladech, jež v tak nesmírných měřítkách času nemusí být splněny. Naznačuje však možnou cestu budoucího vývoje vesmíru po dobu, již lze pro všechny praktické účely označit za bezmála nekonečnou. Vždyť jen k zapsání všech nul čísla 10^10⁷⁷ bychom za předpokladu, že pro každou nulu nám stačí jedna elementární částice, potřebovali – veškerou hmotu vesmíru do vzdálenosti 500 Mpc!

Je snad samozřejmé, že všechny předešlé úvahy jsou vyvozovány z platnosti obecné teorie relativity. Proto neustávají pokusy o co nejpřesnější ověřování teorie, a to především astronomickými pozorováními. Z radarových měření je dnes gravitační zpomalení rychlosti fyzikálních dějů ověřeno už na 1 %. Nezávislost gravitační konstanty na čase za poslední půl miliardy roků je zaručena s přesností (0,5 ±2).10^-11/r, ačkoliv měření polohy Měsíce připouští pokles (5,1 ±3,0).10^-11/r. Podstatné zpřesnění ověřujících experimentů lze očekávat od plánovaných družic s atomovými hodinami na palubě, jež by měly být vypuštěny v dohledné době.

Přes velké úspěchy družicové astronomie pokračuje i nadále rozvoj pozemské astronomie v optickém i rádiovém oboru spektra. Koncem r. 1976 byl uveden do chodu 2,6m reflektor Bjurakanské observatoře v SSSR a na přelomu let 1976/77 začala zkušební pozorování s 3,6m reflektorem Evropské jižní observatoře v Chile. Velký azimutální teleskop o průměru 6 m (BTA) na observatoři v Zelenčukské v SSSR dosahuje 24 mag během 30 ÷ 40 min expozic. Chilská přehlídka oblohy v modrém oboru a australská přehlídka v červeném oboru se blíží dokončení, takže brzy bude k dispozici dvoubarevný atlas celé oblohy zhruba do 20 ÷ 21 mag. Náš 2m dalekohled v Ondřejově byl v r. 1977 v provozu pouze po 92 nocí. Za 412 hodin bylo pořízeno 235 vysokodisperzních spektrogramů. Celkem bylo v letech 1967–1977 za 891 nocí pořízeno 3 124 desek během 4 707 hodin pozorování. Nejvíce materiálu bylo získáno v letech 1975, 1976 a 1968 a nejlepší noční počasí je po řadě v měsících září, srpen, říjen, červenec a květen. Průměrně lze v roce pozorovat po 104 noci, přičemž 88 nocí je zcela jasných a 38 je polojasných. Na základě materiálů získaných 2m dalekohledem bylo dosud publikováno 35 vědeckých prací, na nichž se podílelo 28 autorů z ČSSR i ze zahraničí.

V radioastronomii je nejslibnější událostí první pozorování pomocí rozestavěného systému VLA v Novém Mexiku. Prvním objektem byla těsná dvojhvězda AR Lacertae, jež je rovněž rádiovým zdrojem. F. N. Owen a S. R. Spandler ji měřili soustavou pěti dokončených 25m antén na základnách 500 ÷ 5 000 m v pásmu 4,6 GHz. Očekává se, že v příštím roce bude systém VLA dokončen.

Úspěchy metody aperturní syntézy v radioastronomii zřejmě provokují konstruktéry optických teleskopů natolik, že lze očekávat vývoj nové generace optických dalekohledů, jenž započal projektem vícezrcadlového teleskopu MMT pro arizonskou observatoř na Mt. Hopkins. V letošním roce bude systém šestizrcadlového teleskopu (každé zrcadlo má průměr 1,8 m) uveden do chodu. Mezitím se již objevují plány na konstrukci zrcadel s efektivním průměrem 25 metrů. Buď by se postavilo jediné obří zrcadlo poskládané ze šestiúhelníkových prvků, nebo parabolická úseč, či dokonce soustava řádově stovky zhruba 2m teleskopů řízených počítačem a justovaných lasery. Ještě podivnější se zdá být projekt „gumového“ zrcadla, jehož optická plocha by se deformovala během pozorování tak, aby se zrušila deformace čela světelné vlny, způsobená zemskou atmosférou. První pokusy, vykonané s 0,9m reflektorem v Bellových laboratořích, přinesly čtyřnásobné zvýšení kvality obrazu.

Uplynulý rok byl poměrně chudší na vědecká setkání, jež se bezprostředně týkají astronomie. Odliv je běžným následkem kongresového roku 1976. U nás jsme si ovšem na nedostatek vzruchu nemohli naříkat, neboť koncem září se v Praze konal již 28. kongres Mezinárodní astronomické federace (IAF). Obsáhlé agendě kongresu věnovala Říše hvězd zvláštní článek (ŘH 12/1977, str. 225). Je nesporné, že volba Prahy za sídlo kongresu je uznáním aktivity našich odborníků v oborech, jež se týkají kosmonautiky a kosmické astronomie. Naši astronomové dostali ovšem v minulém roce i celou řadu individuálních ocenění. Dr. B. Šternberk, dlouholetý ředitel Astronomického ústavu ČSAV a předseda Čs. astronomické společnosti při ČSAV, obdržel ke svým osmdesátinám Řád práce jako ocenění výjimečných zásluh o rozvoj čs. astronomie a zvláště o vybudování čs. časové služby. Dr. M. Burša, vedoucí oddělení dynamiky sluneční soustavy Astronomického ústavu ČSAV, byl vyznamenán státní cenou K. Gottwalda za soubor prací o gravitačním poli a tvaru Země i Měsíce. Kolektiv pracovníků stelárního oddělení Astronomického ústavu ČSAV v Ondřejově (S. Kříž, P. Harmanec, P. Koubský, J. Krpata a F. Žďárský) získali cenu ČSAV za vypracování jednotné teorie vzniku a vývoje emisních B hvězd. Dr. M. Kopecký ze slunečního oddělení AÚ ČSAV, zástupce ředitele téhož ústavu, byl zvolen členem-korespondentem ČSAV a dr. B. Valníček, vedoucí oddělení kosmického výzkumu Slunce, obdržel ke svým padesátinám stříbrnou čestnou plaketu ČSAV „Za zásluhy ve fyzikálních vědách“.

Na závěr letošního přehledu bych se chtěl spolu se čtenáři zamyslet nad několika statistickými údaji. Podle údajů sborníku Science Citation Index bylo již v r. 1974 publikováno přes 400 000 vědeckých prací v bezmála 2,5 tisících vědeckých časopisů. Samozřejmě jen zcela nepatrný zlomek těchto prací se týká astronomie či příbuzných oborů, ale i tento zlomek představuje horu materiálu, kterou se už jedinec nemůže prokousat. Pro přípravu Žně objevů jsem před dvěma lety vystačil s pročtením 500 publikací. Letošní Žeň vznikla excerpcí ze 789 prací, takže je zřejmé, že výběr zajímavých poznatků se stává rok od roku subjektivnější. Navíc se dá snadno spočítat, že během nejbližšího desetiletí přibude astronomických publikací takovou měrou, že už je nikdo nebude s to během roku přečíst, neřku-li o nich psát přehledové články. Přece jen by však bylo neopodstatněné tento souboj s přemírou informací vzdávat předčasně. Dost možná, že se budoucích astronomických přehledů dočkáme od specialistů, kteří včas pochopili výrok sovětského fyzika I. J. Pomerančuka: „V umění stejně jako ve vědě je třeba vědět, co je možno zanedbat.“