Žeň objevů – rok 1978

Jubilejní šedesátý ročník Říše hvězd přináší čtenářům astronomické informace na dlouho očekávaném větším formátu. A tak se snad může připomenout, že je to právě deset let, kdy se v 1. čísle jubilejního 50. ročníku poprvé objevil článek s titulkem „Žeň objevů“, tehdy v rozsahu pouhých šesti tiskových stran. Vznikla tak kupodivu tradice, jež brzo hrozila přerůst přes hlavu nejen autorovi, ale i časopisu: v r. 1975 vyšla „Žeň“ v pěti pokračováních celkem na 41 stranách! V posledních letech se však podoba přehledového článku přece jen ustálila, a tak lze doufat, že ani letošní, v pořadí už jedenácté, Žně nevybočí z řady.

V době, kdy pisatel končil s výběrem podkladů pro letošní přehled, mohli si astronomové připomenout další kulaté výročí: v lednu r. 1959 proletěla sovětská kosmická sonda Luna 1 v blízkosti Měsíce a předznamenala tak éru aktivního průzkumu Měsíce kosmonautickými metodami. Když byly 1. října 1977 vypnuty přístroje pracující automaticky na povrchu Měsíce, ukončila se tím vlastně skvělá éra ve výzkumu nejbližšího kosmického tělesa. Během uvedeného mezidobí zkoumalo Měsíc 21 sovětských a 13 amerických sond; kromě toho do oblasti Měsíce a na jeho povrch směřovalo i 8 amerických pilotovaných letů. Lze odhadnout, že všemi přístroji bylo na Zemi předáno 10¹² bitů informací (to je zhruba stokrát více informací, než máme například o celé helénské kultuře). Seizmometry na povrchu Měsíce zaznamenaly celkem 10 000 otřesů, z nichž některé měly energii až 10¹² J. Pětina otřesů byla vyvolána dopady meteoritů na měsíční povrch.

Z rozboru vzorků měsíčních hornin vyplývá, že Měsíc i Země pocházejí z téže oblasti sluneční soustavy. J. O´Keefe a E. Sullivan dokonce znovu přicházejí s hypotézou, jejíž pozice byla donedávna téměř beznadějná: že totiž Měsíc vznikl odštěpením od Země. Podle obou autorů došlo k odštěpení až poté, kdy se v nitru Země diferencovalo kovové jádro. Rychle rotující Země se rychle ochlazovala, měnila svůj tvar, a tak vznikla nestabilita, která vedla k odtržení části hmoty v podobě Měsíce. S. Runcorn aj. soudí, že Měsíc byl po odtržení znovu roztaven díky teplu uvolněnému při radioaktivním rozpadu transuranů. Měsíční povrch definitivně utuhl před 3,3 miliardami let. Jelikož se láva vylévala do moří na přivrácené straně Měsíce, jsou zde moře dnes lépe patrná než na straně odvrácené.

Obdobu měsíčních moří se loni podařilo identifikovat též na povrchu planety Venuše. D. Campbell studoval topografii Venuše pomocí 305m radaru na observatoři v Arecibu. Našel tam pánve o průměru až 1 000 km, dále 20 kráterů o průměrech 15 ÷ 300 km a konečně rovnoběžné lineární struktury o šířce až 15 km a délce několika set kilometrů.

Podivuhodné lineární struktury byly zjištěny též na povrchu Marsova měsíce Phobosu. Na fotografiích z orbitálních modulů sond Viking se zjistily rovnoběžné rýhy široké 100 ÷ 200 metrů, hluboké 5 ÷ 20 metrů (místy až 100 m) a dlouhé až 14 km. Stáří rýh se odhaduje na stamiliony až tři miliardy roků. Jelikož se rýhy hromadí poblíž největšího kráteru Stickney, soudí se nyní, že jsou rovněž impaktního původu (zprvu se zdálo, že by snad mohlo jít o tektonické trhliny). Podle G. A. Lejkina způsobí dopad meteoritu stojaté vlnění v regolitu Phobosu, přičemž poloha interferenčních uzlů je dána dřívějšími krátery. Poloha rýh proto příliš nezávisí na místě, kde došlo k impaktu. Regolit na Phobosu má tloušťku několika desítek metrů. Hmotnost družice činí 1,1.10¹⁶ kg a průměrná hustota 1 900 kg/m³. Aproximujeme-li Phobos trojosým elipsoidem, jsou jeho rozměry 27 km × 21 km × 19 km, kdežto Deimos má rozměry 15 km × 12 km × 11 km. Povrch Deimosu je vcelku hladký: je tam málo kráterů a vůbec žádné rýhy.

Díky sondám Pioneer 10 a 11 byly zpřesněny též základní parametry čtyř hlavních (Galileových) družic Jupiteru:

Objev prstenů planety Uranu v r. 1977 vyvolal zvýšený zájem pozorovatelů o jejich nepřímou či přímou detekci. Skupina J. L. Elliota potvrdila existenci prstenů během zákrytu hvězdy SAO 158687 dne 23. 12. 1977. Odvodili, že poloměr Uranu je (26 100 ±100) km a že prstenů je více, než se dosud soudilo. To bylo potvrzeno E. Perssonem aj. během pozorování dalšího zákrytu dne 10. 4. 1978. Nyní je bezpečně zjištěno celkem devět prstenů s poloměry 42 000 ÷ 51 000 kilometrů v pořadí: 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ a ε. Všechny prsteny jsou poměrně úzké (šířka kolem 5 ÷ 15 km), tenké (5 ÷ 21 km) a koncentrické. Jedině prsten ε je výrazně excentrický a jeví silnou precesi (jeho oběh lze připodobnit ke cvičení s mírně deformovaným kruhem hula-hop). Relativně úspěšná byla i pozorování prstenů v infračervené oblasti spektra (ve viditelné oblasti spektra mají prsteny příliš nízké albedo 0,02) 5m Haleovým reflektorem na Mt. Palomaru. Prsteny byly zjištěny v pásmech 0,9; 1,6 a 2,2 μm. Nové vyhodnocení snímků Uranu, pořízených při balonovém výstupu Stratoscope II v r. 1970, ukázalo, že prsteny se promítaly jako tenká temná čára přes disk planety. Podle Smoluchowského jsou prsteny Uranu tvořeny materiálem obdobných vlastností, jaké mají uhlíkaté chondrity, a liší se tedy od materiálu Saturnových prstenů (Whippleův „špinavý led“). Jelikož prsteny jsou tak úzké a mají ostré hrany, soudí S. Dermott a T. Gold, že jejich rozdělení je způsobeno rezonancemi s dosud neobjevenou družicí planety Uran.

V loňském roce byly opětně revidovány rotační periody vzdálených planet sluneční soustavy. Pro Uran je nyní nejpravděpodobnější hodnota periody 13,0 h a pro Neptun 18,2 ÷ 19,6 h.

Ještě významnější revize se týká rotace planety Pluto. Dosud udávaná hodnota 6,4 dne nemusí být vůbec skutečnou rotační periodou, ale jen odrazem oběžného pohybu družice planety. Jak už čtenáři vědí (ŘH 10/l978, str. 201), objevil J. W. Christy na snímcích astrometrickým refraktorem ve Flagstaffu, že obrázky Pluta byly mírně protažené a že „protažení“ se během doby stáčelo v pozičním úhlu. To lze nejlépe vysvětlit přítomností družice planety s oběžnou dobou 6,387 dne, jež má poloměr dráhy 20 000 km. Existence družice s prozatímním názvem Charon je vynikající příležitostí podstatně zpřesnit údaje o poloměru a hmotnosti Pluta. Vychází odtud, že hmotnost Pluta je 1,4.10²² kg, tj. 1/420 M_Z, případně 1/5 hmotnosti Měsíce. Poloměr Pluta je pouhých 1 400 km (je tedy menší než pozemský Měsíc a je s převahou nejmenší planetou sluneční soustavy) a jeho hustota činí pouhých 1 300 kg/m³; to znamená, že se podobá hustotě velkých planet sluneční soustavy. Poloměr Charonu je 450 km a jeho hmotnost je 1/10 až 1/20 hmotnosti Pluta.

To jsou natolik srovnatelné hodnoty, že bychom vlastně měli hovořit o dvojplanetě Pluto-Charon stejně tak, jako se někdy uvažuje o dvojplanetě Země-Měsíc. Objev byl zřejmě usnadněn tím, že v posledním desetiletí je Pluto díky výstřednosti své dráhy poměrně blízko k Zemi. Od 22. 1. 1979 je dokonce blíže ke Slunci než Neptun a přísluním projde 30. 9. 1989. Kolem r. 1980 lze očekávat sérii zatmění Charonu Plutem. Zákryty by měly trvat zhruba 5 hodin a jasnost Pluta by měla klesnout o značnou hodnotu 0,2 mag.

Podvojnost není zřejmě jen výsadou velkých planet. Fotometrie průběhu zákrytů hvězd některými planetkami ukázala, že i tato tělesa mohou mít své průvodce. Nejpřesvědčivěji se to prokázalo při zákrytu hvězdy SAO 120774 planetkou (532) Herculina dne 7. 6. 1978. Planetka má průměr (217 ±3) km a ve vzdálenosti 975 km kolem ní obíhá družice o průměru 46 km. Podobně má družici i planetka (18) Melpomene, která dne 11. 12. 1978 zakryla hvězdu SAO 114159. Družice nejspíš doprovází i planetku (6) Hebe. Celkem bylo dosud katalogizováno 2 082 planetek: mezi nejnovější přírůstky patří (2000) Herschel, (2001) Einstein, (2002) Euler a (2060) Chiron (Kowalův objekt s mimořádně velkou poloosou).

V teorii vzniku sluneční soustavy se dosáhlo pozoruhodného pokroku tím, že procesy srážek planetesimál se podařilo numericky simulovat na rychlých samočinných počítačích. Při výpočtech se srážky planetesimál s průměrnými rozměry kolem 1 km berou jako prosté odrazy, počítá se však též se vznikem kráterů na větších tělesech a případně s katastrofickým drobením vzniklých shluků. Přitom nebyl uvažován žádný speciální lepicí mechanismus („svařování za studena“). R. Greenberg aj. ukázali tímto způsobem, že proud planetesimál vytvoří v kosmogonicky krátké době 10 000 let zárodky planet o průměrných rozměrech kolem 500 km. To jsou akreční centra pro vznik samotných planet, jež „dorostou“ na dnešní rozměry a hmotnosti za dalších 10⁷ ÷ 10⁸ let. Celý vznik planetární soustavy se tedy odehrává poměrně rychle, a to je též v souladu s nepřímými důkazy. Mohutná sluneční vichřice v rané fázi slunečního vývoje by totiž jinak veškerý stavební materiál pro tvorbu planet „rozfoukala“. Kovová jádra planet se podle P. Wessona vytvářejí díky elektrickému náboji kovových zrníček prachu.

Primitivní materiál z období vzniku sluneční soustavy se uchoval jedině v kometách a některých typech meteoritů. Nuklidové zastoupení v meteoritech je podle D. Schramma a R. Claytona důkazem toho, že asi milion let před vznikem sluneční soustavy explodovala v její těsné blízkosti supernova. Exploze se stala bezprostředním popudem ke gravitačnímu smršťování sluneční pramlhoviny.

Pokud jde o komety, dokázal B. G. Marsden z rozboru 200 kometárních drah, že komety mají poloosy nakupené kolem hodnoty typické pro tzv. Oortův oblak komet. To znamená, že skutečně existuje zásobárna primitivního kometárního materiálu, odkud se k nám občas zatoulají komety, jejichž poloosy se pak z nejrůznějších důvodů stále zkracují. Přiblížení komet k Zemi zkoumal statisticky L. Kresák. Pro komety s jádrem větším než 1 km a pro přiblížení na vzdálenost menší než 0,1 AU k Zemi vychází 2,4 takových setkání za století. Jedna přímá srážka s kometou nastává v průměru jednou za 1,5 ÷ 2 miliony let. Podle Kresáka existují dobré důvody k domněnce, že proslulý Tunguzský meteorit byl odštěpkem známé Enckeovy komety. Meteorit měl průměr kolem 100 m a explodoval ve výšce 5 ÷ 7 km nad Zemí. Komety jsou tak nejvýznamnějším dodavatelem hmoty pro vnitřní části sluneční soustavy.

Nejhmotnější kámen, který byl kdy identifikován jako pozůstatek meteoritu, má hmotnost 1 170 kg a patří k meteoritickému pádu Jiling v čínské provincii Kirin. Meteorit dopadl 8. března 1976 a v dopadovém kráteru bylo nasbíráno celkem 1 770 kg materiálu. Meteorit je olivínově-bronzitovým chondritem.

V závěru první části našeho přehledu uvádím obvykle objevy, které se týkají ústředního tělesa planetární soustavy – Slunce. Letos bych se však chtěl jen zmínit, že i v uplynulém roce pokračovaly živé diskuse o třech sporných problémech: oscilacích slunečního povrchu, nedostatečném počtu detekovaných slunečních neutrin a o tzv. Maunderově minimu sluneční činnosti v druhé polovině 17. století. Ani v jedné otázce nebylo patrně dosaženo obratu a sluneční fyzikové se příkře liší v názorech na realitu oscilací, na existenci Maunderova minima i na významnost negativního výsledku Davisova experimentu se slunečními neutriny. Jelikož „věda sestává ze všech teorií, jež dosud nebyly jednoznačně vyvráceny“ , ponechávám na čtenáři, aby sám zaujal stanovisko více či méně zúčastněného pozorovatele.

V druhé části výročního přehledu si nejprve všimneme prací věnovaných studiu hvězd a dvojhvězd. Poprvé byly zveřejněny výsledky výpočtů hvězdného vývoje, v nichž byl zahrnut vliv ztráty hmoty. Zejména u hvězd s počáteční hmotností přes 20 M_☉ je ztráta hmoty výrazným faktorem, který pozměňuje hvězdný vývoj. Hmotné hvězdy mají zpočátku teplotu atmosféry přes 30 kK a svítivost nejméně 10⁵ L_☉. Hvězdným větrem proudícím rychlostí až tisíce km/s ztrácejí úhrnem 0,1 ÷ 50 M_☉ v průběhu několika málo milionů let. Předběžně se ukazuje, že v porovnání s modely, které ztrátu hmoty neuvažovaly, je svítivost hvězdy obecně nižší a období hoření vodíku v jádře delší. Díky ztrátě hmoty se v průběhu vývoje obnažují hlubší vrstvy hvězdy bohaté na helium a dusík. Není vyloučeno, že v tomto vývojovém stadiu pozorujeme známé Wolfovy-Rayetovy hvězdy.

Poprvé byly též vypočteny modely atmosfér ve složkách těsné dvojhvězdy. Ukazuje se, že záření primární složky velmi podstatně ovlivňuje teplotu i celkový charakter vnějších vrstev sekundární složky. B. Lucy dokázal, že těsné dvojhvězdy mohou vznikat štěpením z jediné prahvězdy. Podle toho by „nejmladšími“ dvojhvězdami byly dotykové soustavy typu W UMa. R. C. Fleck upozornil na skutečnost, že těsné dvojhvězdy a planetární soustava mají podobné momenty hybnosti. Pak by výskyt planetárních soustav neměl záviset na spektrálním typu mateřské hvězdy.

Možný objev právě se vytvářející planetární soustavy ohlásili R. Thompson aj. Hvězda MWC 349 zmenšila svou jasnost asi o 1 mag, což lze vysvětlit kondenzací prachu v plynném disku, jenž hvězdu obklopuje. A. P. Bernat aj. nalezli plynný obal kolem červeného veleobra Betelgeuze. Poloměr obalu je asi 11 000 AU. Rozsáhlou expandující obálku kolem Vegy našli na základě infračervených měření H. L. Johnson a W. Z. Wisniewski. W. Cash aj. zjistili měkkou rentgenovou emisi u žluté obří hvězdy Capelly. Podle jejich názoru přichází toto záření z koróny o teplotě přes 10 MK. V porovnání se Sluncem je koróna Capelly řádově 10³krát intenzivnější a pětkrát teplejší.

J. R. Mould aj. zkoumali spektrum proměnné hvězdy FU Ori. O hvězdách tohoto typu se soudí, že patří k nejmladším v Galaxii. Autoři popírají, že by šlo o izolovanou hvězdu s expandujícím plynným obalem. Spíše jde o rychle rotující hvězdu obklopenou plochou slupkou diskového tvaru. J. L. Hershey odvodil z astrometrických měření van Maanenovy hvězdy v letech 1937–1976 radiální rychlost 25 km/s. Jelikož spektroskopicky určená radiální rychlost je 39 km/s, lze rozdíl považovat za gravitační červený posuv. G. D. a C. V. Gatewoodovi uveřejnili podrobnou astrometrickou studii pro Siria, založenou na šedesátileté řadě pozorování velkými refraktory. Vyplývá odtud paralaxa 0,378″, hmotnost primární složky 2,14 M_☉, hmotnost sekundární složky 1,05 M_☉ a tomu příslušející poloměry hvězd 1,68 R_☉ a 0,007 R_☉. Efektivní teplota bílého trpaslíka je 29 500 K a tíhové zrychlení na jeho povrchu je 550 000krát větší než na Zemi.

Chybějícím článkem mezi červenými obry a bílými trpaslíky jsou zřejmě dlouhoperiodické proměnné typu Mira Ceti, jak ukázali J. H. Cahn a S. P. Wyatt. Prototyp skupiny ο Ceti setrvával na hlavní posloupnosti 10 miliard let. Asi před půl milionem roků vstoupila hvězda do proměnné fáze, v níž ji nyní pozorujeme a při níž ztrácí hmotu v podobě planetární mlhoviny. Úhrnná ztráta hmoty všech mirid v Galaxii dosahuje 12 M_☉ za rok, a to plně postačuje k „výrobě“ nového pokolení hvězd. Jiným vývojovým typem planetární mlhoviny je proměnná FG Sge, jejíž jasnost v posledních 70 letech vzrostla 50krát a spektrum třídy B4 se změnilo na G. Jestliže tyto planetární mlhoviny vznikají ve dvojhvězdách, pozorujeme symbiotické emisní spektrum, jako v případě hvězd V1016 Cyg, V1329 Cyg a HM Sge. Červený obr v takové soustavě předává díky hvězdnému větru hmotu žhavé kompaktní složce. To vede k pozorovaným zvýšením jasnosti až o 5 mag a pak následuje povlovný pokles. Soustavy jsou obklopeny prachovými závoji, jak vyplývá z rozboru infračerveného spektra. Prachová zrníčka (grafit?) mají teplotu kolem 900 K a jejich úhrnná hmotnost se odhaduje řádově na 10^-8 M_☉. Vcelku lze označit za překvapující, že se hromadí důkazy o poměrně rychlém vývoji planetárních mlhovin v časové škále srovnatelné s délkou života jedné astronomické generace.

Velikostí a rychlostí přetoku hmoty v klasické těsné dvojhvězdě Algol se zabývali H. Cugier a K. Chen. Z ultrafialových pozorování čáry ionizovaného hořčíku určili rychlost pohybu plynného proudu na 150 km/s a roční přenos řádu 10^-13 M_☉. J. Tomkinová a D. L. Lambert ohlásili, že se jim podařilo pozorovat sodíkový dublet příslušející spektru sekundární složky Algolu. Odtud bylo poprvé možno odvodit spektroskopické elementy soustavy. Sekundární složka obíhá rychlostí 201 km/s kolem primární složky o hmotnosti 3,7 M_☉. Sekundární složka má hmotnost 0,81 M_☉ a třetí těleso hmotnost 1,7 M_☉. Sekundární složka vyplňuje Rocheovu mez, což se ostatně pro klasický polodotykový systém předpokládalo.

Ultrafialová pozorování proslulé dlouhoperiodické zákrytové dvojhvězdy ε Aurigae pomohla poodhalit aspoň část záhady, čím vlastně je způsobován 714 dní trvající úplný zákryt primární složky (perioda soustavy je 27,1 let). I během totality můžeme totiž pozorovat spektrum primární složky třídy F0 Ia, zatímco spektrum sekundární složky dosud nikdo neviděl. Podle M. Hackové a P. L. Selvelliho je sekundární složka hvězdou třídy B, která teprve vstoupí na hlavní posloupnost. Hvězda je o 7 mag slabší než primární složka a její „neviditelnost“ způsobuje prachový disk, který je rovněž odpovědný za vlastní zákryty.

Statistikou v rozložení poměrů hmotností pro spektroskopické dvojhvězdy se zabývala V. Trimbleová. Ukázalo se, že poměr hmotností má dvě maxima, a to v intervalech 0,2 ÷ 0,3 a 0,9 ÷ 1,0. Odtud nejspíš plyne, že při vzniku dvojhvězd se uplatňuje jak zachycení již „hotových“ hvězd, tak štěpení jediné prahvězdy.

Nejlehčím a také nejmenším známým systémem těsné dvojhvězdy je zákrytová proměnná CM Dra, jejíž primární složka je spektrální třídy dM4e. Podle C. H. Lacyho je primární složka jen dvakrát větší a 200krát hmotnější než planeta Jupiter. Hvězda jeví eruptivní aktivitu a je pokryta skvrnami. Také objekt Feige 24 je těsná dvojhvězda s periodou 4,23 dne. Objekt patří do nedávno objevené třídy velmi žhavých bílých trpaslíků, již se prozradili jako zdroje extrémního ultrafialového (EUV) a měkkého rentgenového záření. Spektrální průběh odpovídá záření černého tělesa o teplotách 30 ÷ 70 kK. Poloměry těchto bílých trpaslíků jsou typicky asi 5 000 km. Podle D. Koestera vychladnou žhaví bílí trpaslíci (patří k nim také Sirius B a objekt HZ 43) během pouhého milionu let. I. Mazzitelli se dokonce vrací ke známé spekulaci o červené barvě Siria a odvozuje odtud, že bílý trpaslík Sirius B prošel zhruba před dvěma tisíciletími pseudoobří fází, takže soustava se skutečně jevila jako červená. K vytvoření žhavého bílého trpaslíka by pak muselo dojít někdy mezi 1. až 10. stol. n. l.

Velice rychlého bílého trpaslíka objevili W. Luyten a A. La Boute při studiu velkých vlastních pohybů hvězd. Hvězda L 182-44 má vlastní pohyb 0,254″/r a tomu odpovídá tangenciální rychlost 1 200 km/s ve směru ke galaktickému centru.

Hmotní červení obři končí svůj vývoj výbuchem supernovy a následné zhroucení jádra vede k vytvoření degenerované hvězdy. R. I. Klein a R. A. Chevalier vypočítali, že červený obr o hmotnosti 12 M_☉ končí jako supernova typu II. Před vlastní explozí nastane zvýšení svítivosti v oblasti měkkého rentgenového záření, jež předchází hlavní vzplanutí zhruba o 20 dní a trvá zhruba čtvrt hodiny. Teplota povrchu se v té době pohybuje slabě nad 200 kK. Při vlastním vzplanutí se zvýší prudce jasnost v optickém a tvrdém rentgenovém oboru a povrchová teplota vzroste na 80 MK.

Několik závažných prací o supernovách uveřejnil kanadský astronom S. van den Bergh. Prokázal, že pozůstatek supernovy z r. 1181 je totožný s rádiovým zdrojem 3C 58 a opticky se podobá Krabí mlhovině. Porovnáním fotografií Tychonovy supernovy, která vybuchla v r. 1572, odvodil rychlost rozpínání 15 600 km/s, a konečně statistickým zkoumáním zbytků 123 supernov v Galaxii určil, že četnost výbuchů supernov v Galaxii je dvě supernovy za století.

Statistikou výbuchů klasických nov se zabýval H. C. Ford. Z rozboru dostupného materiálu pro galaxii v Andromedě vyplývá, že klasická nova může vybuchnout mnohosetkrát s průměrným intervalem mezi vzplanutími kolem půl milionu let (rekurentní novy vybuchují v intervalu kolem 30 let). Při jednom výbuchu se průměrně ztrácí hmota 5.10^-5 M_☉, tedy pouhých 5.10^-10 M_☉/r. Naproti tomu rekurentní novy ztrácejí 2.10^-6 M_☉/r. Zdá se proto, že fyzikální rozdíl mezi klasickými a rekurentními novami spočívá v rozličné rychlosti akrece plynu bohatého na vodík. To lze podle G. T. Bathe a G. Shaviva objasnit nejsnáze tak, že klasické novy mají primární složku na hlavní posloupnosti a přetok hmoty na bílého trpaslíka se děje přetokem přes Lagrangeův bod, kdežto rekurentní novy mají primární složku červeného obra a kromě přetoku se zde uplatňuje intenzivní hvězdný vítr.

D. Prialnik aj. počítali vývojovou posloupnost modelů pro pomalou novu. Přitom uvažovali jádro bílého trpaslíka složené z uhlíku a kyslíku o hmotnosti 0,8 M_☉ a obklopené plynou obálkou o hmotnosti 10^-4 M_☉, jejíž chemické složení se podobá slunečnímu. Zjistili, že překotná termonukleární reakce trvá asi tři dny, pak se svítivost obálky přiblíží k teoretickému maximu a vnější vrstvy se počnou „rozfoukávat“ působením tlaku záření. Během 200 dnů se odvrhne 95 % hmoty plynné obálky a v nitru zbude žhavý bílý trpaslík. Předností nového modelu je dobrý souhlas vypočtené bolometrické světelné křivky s pozorováním a správný poměr izotopů uhlíku, dusíku a kyslíku. Jak známo, předchozí výpočty Starrfieldovy skupiny vyžadovaly velký přebytek zmíněných izotopů v plynné obálce, a k tomu pak zase bylo potřebí vymýšlet složité a značně nepravděpodobné mechanismy obohacování obálky o tyto prvky.

S. Starrfield aj. počítali mezitím průběh překotných termonukleárních reakcí v atmosféře neutronové hvězdy o hmotnosti 1,4 M_☉ a poloměru 20 km. Jestliže plynná obálka má hmotnost 1,5.10^-11 M_☉, pak dojde k výbuchu, při němž teplota povrchu vzroste na 5,3 kK a svítivost na 500 L_☉. Tomu odpovídá maximum zářivé energie v oblasti měkkého rentgenového záření a autoři se domnívají, že jejich model se hodí k vysvětlení vzplanutí přechodných rentgenových zdrojů, jako byl například zdroj V616 Mon (A 0620-00), jenž je svým způsobem rentgenovou analogií rekurentní novy.

Přestože většina astrofyziků v podstatě při svých úvahách vychází ze Starrfieldova schématu, objevila se loni neortodoxní studie G. W. Collinse a C. B. Foltze navrhující zcela odlišný mechanismus výbuchu. Autoři vycházejí z pozorování intenzivních magnetických polí některých bílých trpaslíků a tvrdí, že příčinou výbuchu novy je další hroucení takového objektu. Přitom se podél polárních siločar vyvrhuje velké množství hmoty, a to je právě zmíněný úkaz novy. Tento model není zatím dále rozpracován; jeho předností je, že přirozeně vysvětluje pozorované polární kondenzace v nebulárních spektrech většiny nov.

Jinak i loni dále pokračovalo zevrubné studium proslulé Novy V1500 Cygni z r. 1975 a také novy NQ Vul z r. 1976. Nova Cygni stále jeví oscilace jasnosti s periodou 3,3 h, která během doby kolísá až o 2 %. J. B. Hutchings vypočítal poměrně nízké hmotnosti složek, a to 0,5 M_☉ pro primární a 1,1 M_☉ pro sekundární komponentu. Tato výjimečná nova tak silně připomíná rentgenový „polar“ AM Her. Pozorováním v pásmu infračerveného záření odvodili E. Ney a B. Hatfield, že také u novy NQ Vul došlo ke kondenzaci prachových zrníček o teplotě kolem 900 K, a to mezi 80. až 220. dnem po optické explozi.

Význačnou novou loňského roku byla Nova Cygni 1978, která vzplanula v polovině září. Ještě 26. srpna byla její jasnost menší než 17 mag, kdežto 12. září již byla na hranici viditelnosti očima (6,3 mag). Na snímcích z palomarského atlasu byla 20 mag, takže celková amplituda jasnosti je vysoká. Šlo o středně rychlou novu s expanzními rychlostmi plynných obalů 600 a 1 300 km/s. Zatímco optická jasnost dosáhla maxima a pak následoval rychlý pokles (22. října byla nova 10 mag), infračervená jasnost objektu vzrůstala ještě 50 dnů po optickém maximu o další 3,5 mag. Bolometrická jasnost novy se proto v prvních 100 dnech po explozi prakticky neměnila. To je chování pro novy poměrně typické a odpovídá teoretickým předpovědím. Přesun maxima zářivé energie do infračervené oblasti je vysvětlován kondenzací prachu v rozpínající se plynné obálce novy.

Také loňská pozorování tedy důrazně upozornila na genetickou příbuznost rozmanitých typů těsných dvojhvězd: nov, rekurentních nov, symbiotických emisních objektů a přechodných zdrojů rentgenového záření.

Studium rentgenových zdrojů patří dnes nepochybně k nejatraktivnějším částem moderní astrofyziky, a to zvláště pro neustálý příval nových a přesnějších pozorování. Lze říci, že v uplynulém roce v podstatě skončil rentgenový výzkum oblohy družicemi první generace, jenž měl zejména průzkumný charakter. Druhá generace družic, představovaná observatořemi typu HEAO, přináší nyní podstatné zlepšení polohové i časové rozlišovací schopnosti a také zvýšení citlivosti měření aspoň o řád. Odhaduje se, že v nynější době je v dosahu přístrojů na tisíc diskrétních rentgenových zdrojů, takže záhy bude počet těchto zdrojů srovnatelný s počtem hvězd viditelných očima.

Snad nejvíce nových poznatků přineslo další zkoumání masivních rentgenových dvojhvězd, jako je zdroj Cygnus X-1. J. C. Kemp aj. určili z polarizačních měření sklon oběžné dráhy zdroje Cygnus X-1 na 76° a odtud mohli odvodit lepší hodnoty hmotnosti složek, a to 30 M_☉ pro modrého veleobra a 5 M_☉ pro kompaktní složku (černou díru). Polarizační měření také potvrdila realitu 39denní periody optických a rentgenových změn jasnosti systému. Tato perioda je zhruba rovna sedminásobku oběžné doby a souvisí patrně s precesí akrečního disku kolem kompaktní složky.

K nejzajímavějším pozorováním loňského roku bezpochyby patří objev další masivní dvojhvězdy, v níž je sekundární složka pravděpodobně černou dírou. Jde o objekt V861 Scorpii = OAO 1563-40 = HD 152667, který studovali R. S. Polidan aj., P. Massey a P. S. Conti. Jde o zákrytovou dvojhvězdu s oběžnou periodou 7,85 dne. Zákryt trvá 1,75 dne. Rentgenové zákryty nastávají tehdy, když se kompaktní složka skrývá za veleobrem spektrální třídy B0 Ia. Spektroskopické elementy soustavy poukazují na vysokou hmotnost kompaktní složky v rozmezí 5 ÷ 12 M_☉, takže s největší pravděpodobností jde vskutku o černou díru. Kompaktní složka je obklopena rychle rotujícím svítivým akrečním diskem. Modrý veleobr má podle J. B. Hutchingse poloměr 33 R_☉ a efektivní teplotu 30 kK. Patří k nejsvítivějším hvězdám na obloze, neboť jeho bolometrická hvězdná velikost je -10,1 mag.

Mnoho pozornosti bylo věnováno výkladu vzniku rentgenového záření masivních dvojhvězd. Donedávna se předpokládalo, že masivní složky v těchto systémech nevyplňují zcela Rocheovu mez a přenos hmoty na sekundární složku se děje intenzivním hvězdným větrem. Pozorování však prokázala, že hvězdný vítr není dostatečně silný, aby přenášel potřebné množství hmoty, a že naopak veleobři vyplňují Rocheovu mez. Proto podle J. A. Pettersona i jiných autorů se na přenosu hmoty podílí jak hvězdný vítr, tak i přetok přes Lagrangeův bod. Velikost akrece hmoty z přetoku závisí na tom, jak rychle rotuje zhroucená sekundární složka. Je-li její rotace ve srovnání s oběžnou dobou systému pomalá, je také akrece malá a vzniká přiměřeně tlustý akreční disk. Kdyby totiž byla akrece z přetoku příliš velká, „zadusilo“ by se rentgenové záření v hustém prostředí kolem sekundární složky.

Přetok přes Lagrangeův bod je naopak rozhodující příčinou existence méně hmotných rentgenových dvojhvězd typu HZ Her. J. Trümper aj. zjistili z rozboru cyklotronové emise o energii 58 keV, že v okolí rotující neutronové hvězdy systému HZ Her dosahuje indukce magnetického pole hodnoty 530 MT – to je nejintenzivnější magnetické pole v přírodě zjištěné (v laboratoři dosáhl akademik Kapica na zlomky sekundy indukci kolem 30 T). Další rentgenovou emisi o energii 6,8 keV objevili S. H. Pravdo aj. – patrně přísluší železu.

Proměnnými rentgenovými zdroji jsou též trpasličí novy SS Cygni a EX Hydrae. Proměnnost zřejmě souvisí s intenzivním magnetickým polem bílých trpaslíků, již jsou zdrojem eruptivní aktivity trpasličích nov.

Ke dvojhvězdám se dnes obvykle řadí také tzv. zábleskové zdroje (bursters), které se projevují sériemi kratičkých rentgenových vzplanutí proměnné amplitudy i periody. V několika případech se loni podařilo prokázat, že přes zábleskovou složku se překládá trvalé konstantní záření a že naopak některé zábleskové zdroje jsou dlouhodobě rekurentní, tj. intervaly zábleskové aktivity se střídají s obdobími, kdy je zdroj v klidu. Ze třiceti dosud známých zábleskových zdrojů se jich nejméně pět nachází uvnitř kulových hvězdokup, takže se znovu vynořuje otázka, proč právě v těchto relativně nejstarších soustavách Galaxie jsou tak příznivé podmínky pro zábleskové zdroje. Mnoho autorů proto opět uvažuje o masivních černých dírách v jádře kulových hvězdokup. J. Grindlay aj. objevili simultánní optické záblesky zdroje MXB 1735-44 v modré až žluté oblasti spektra. Poměr výkonů vyzářených opticky a rentgenově je zde 2.10^-5 : 1. Zdroj byl identifikován se slabou modrou hvězdou, která vzhledem spektra připomíná dvojhvězdu Sco X-1. Ostatně na souvislost zábleskových zdrojů s méně hmotnými rentgenovými dvojhvězdami typu Sco X-1 upozorňoval již před časem I. S. Šklovskij.

V uplynulém období pozorovali astronomové rentgenové vzplanutí tří přechodných zdrojů, a to A 1704-250 v září 1977, 4U 0115+63 v prosinci 1977 a Aql X-1 (4U 1908+00) v červnu 1978. Posledně uvedený zdroj je rekurentní – předchozí vzplanutí se odehrálo v r. 1976. Dalšími přechodnými rekurentními zdroji jsou objekty A 0535+26 a 4U 1630-47. Tím se stává situace kolem přechodných rentgenových zdrojů nepřehlednou – někteří autoři se domnívají, že jsou nejméně dvě různé třídy přechodných zdrojů, a jiní hledají vysvětlení v analogii s klasickými novami: místo bílého trpaslíka by však v rekurentních zdrojích byl sekundární složkou mnohem degenerovanější a kompaktnější útvar – neutronová hvězda.

Měkké rentgenové záření o energii 0,85 keV nalezli v koróně Capelly W. Cash aj. To znamená, že koróna Capelly je pětkrát teplejší a tisíckrát mohutnější než u Slunce. Podobnou koronální emisi objevili K. Walter aj. u dvojhvězdy UX Arietis. Rentgenové záření bylo též zjištěno u několika emisních hvězd B (hvězdy se závojem) a v mlhovině v Orionu (zdroj 3U 0527-05).

Současně se začíná rozvíjet studium extragalaktických rentgenových zdrojů. Intenzivním rentgenovým zářením se vyznačuje kupa galaxií v souhvězdí Panny. Z obří eliptické galaxie M87 o hmotnosti kolem 10¹⁴ M_☉ (tj. 500krát větší hmotnost než u naší Galaxie) přichází zejména měkké rentgenové záření, zatímco mezigalaktický plyn v kupě je zdrojem tvrdého záření. Odpovídající teplota galaktického hala se odhaduje na 30 MK. Z měření zejména vyplývá, že hmotnost hala je podstatně větší, než se dosud soudilo, a odtud odvozená luminozitní hmotnost galaxií je blízká hmotnosti určené dynamicky z viriálové věty. To má přirozeně závažné důsledky kosmologické, neboť hmotnost plynu v prostoru mezi galaxiemi je pak nejméně o řád vyšší než hmotnost galaxií samotných.

Loni uplynulo deset let od zveřejnění objevu pulzarů a toto výročí snad nejlépe uctili australští radioastronomové dokončením systematického hledání nových pulzarů na jižní obloze. Přehlídka obsáhla 67 % celé oblohy v pásmu na jih od +20° deklinace. Pozorování i zpracování měření bylo řízeno počítačem, a tak byly získány polohy, periody a rádiové disperze signálů pro 224 pulzarů na frekvenci 408 MHz. V souboru je 155 nových pulzarů, takže počet známých pulzarů se tak rázem zdvojnásobil – celkem jich nyní známe přes 300. Mezi nově objevenými objekty je též pulzar PSR 1845-19 s dosud nejdelší pulzní periodou 4,308 s.

Statistický rozbor tohoto materiálu ukazuje, že četnost vzniku pulzarů je v uspokojivé shodě s četností vzniku supernov, čímž se potvrzuje domněnka o tom, že pulzary jsou vlastně pozůstatky supernov. Tomu též odpovídá Kristianovo zjištění, že optický tok pulzaru v Krabí mlhovině ročně slábne zhruba o 0,5 %. J. Kristian a J. A. Westphal nalezli optický objekt 22,5 mag na místě proslulého binárního pulzaru PSR 1913+16. Je to patrně ona druhá (nepulzující) složka dvojhvězdy, která je však nejspíš rovněž neutronovou hvězdou.

G. S. Downs pozoroval další náhlý skok v periodě pulzaru v souhvězdí Plachet (PSR 0833-45) – v červenci loňského roku se perioda náhle zkrátila o 272 ns. Skok o 87 ns zaznamenali v červenci 1977 R. N. Manchester aj. u pulzaru PSR 1641-45. Tím vzrostl počet pulzarů s podobnými skoky v periodě impulzů na pět.

Značné úsilí bylo věnováno modelům vzniku impulzů v magnetosféře neutronové hvězdy. Vyplývá odtud mimo jiné, že pulzary by mohly být vydatnými zdroji kosmického záření a že na povrchu neutronových hvězd jsou také intenzivní elektrická pole způsobující bleskové výboje. Pozorováním pulzarů na různých frekvencích v rádiovém či optickém nebo rentgenovém oboru tak vlastně nahlížíme do různých hloubek magnetosféry neutronové hvězdy.

Radioastronomové pokračovali i loni v již tradičním úsilí o objev nových molekul v mezihvězdném prostoru. Přehled objevů přináší tabulka:

Posledně uvedená sloučenina má ze všech mezihvězdných molekul nejvyšší molekulovou hmotnost: 123.

K vysvětlení optických vlastností mezihvězdného prachu navrhuje A. Webster uvažovat alotropickou modifikaci uhlíku zvanou karbyn -(C≡C) _n-. Karbyn je stabilní při vyšších teplotách než grafit, a je proto prvním prachem vznikajícím při chladnutí hvězdné atmosféry. Je tvořen dlouhými rovnoběžnými řetězci uhlíku v podobě krystalů bílé barvy s typickými rozměry 10 × 100 nm.

Při statistickém výzkumu cefeid objevil J. N. Jefremov skupiny poměrně mladých hvězd o stáří do 10 milionů let v objemu o průměru do 600 pc. Domnívá se, že každá skupina vzniká z jediného prachoplynového komplexu v průběhu 20 ÷ 50 milionů let. Pro tyto skupiny navrhl název hvězdné komplexy a soudí, že všechny mladé hvězdy lze zařadit do některého z komplexů. Dosud rozlišil 35 komplexů.

V jádru Galaxie zjistili M. Leventhal aj. při výstupu balonu v Alice Springs v Austrálii anihilační čáru 510 keV, vznikající při interakci párů pozitron-elektron. Vynořuje se tak otázka, kde se berou pozitrony v jádru Galaxie, i když teoretických možností je více než dost – odpověď zřejmě poskytnou až měření z další generace umělých družic.

Před patnácti lety uveřejnili C. R. Lynds a A. Sandage hypotézu o explozi v centrální části galaxie M82, k níž mělo dojít asi před 1,5 milionem roků. Podle nových rozborů R. O´Connela a J. Mangana lze však pozorování lépe vyložit předpokladem o slapovém vlivu blízké galaxie M81.

Několik závažných studií bylo věnováno obří eliptické galaxii M87 v souhvězdí Panny. Tato soustava se vyznačuje mimořádně hmotným a svítivým kompaktním jádrem o poloměru menším než 100 pc a hmotnosti 5 miliard M_☉ a svítivosti 1 miliardy L_☉. Podle některých náznaků není vyloučeno, že v jádře existuje černá veledíra s hmotností až 3 miliardy M_☉! Z jádra vybíhá svítivý výtrysk s několika „uzlíčky“ o celkové délce 1,5 kpc. Soustava je, jak známo, obklopena řádově 10⁴ kulovými hvězdokupami.

Tato pozorování posilují domněnku o obecnějším výskytu černých veleděr v jádrech mnoha galaxií, resp. v kvasarech. Rozsah hmotností černých děr se odhaduje na 10 milionů až miliardu M_☉ a úměrně jí pozorujeme celou škálu explozivních dějů v jádrech Seyfertových galaxií, v kvasarech i v objektech typu BL Lac. Zajímavý model tohoto typu předložil D. W. Keenan. Podle něj je v okolí černé veledíry vysoká pravděpodobnost srážek hvězd. Srážky jsou příčinou pozorovaných změn jasnosti aktivních jader galaxií nebo kvasarů. Namísto srážek hvězd lze též uvažovat srážky hustých mezihvězdných mračen. Předností hypotézy je její univerzálnost: rozmanité jevy ve světě galaxií lze vysvětlit toutéž příčinou a rozličnými počátečními podmínkami.

Velmi významnou studii o kosmologické povaze kvasarů uveřejnil A. Stockton. Vybral 27 kvasarů s červeným posuvem menším než 0,45 a optickou jasností vyšší než 19 mag. Pro každý z těchto kvasarů prohlédl jejich okolí do vzdálenosti 45″ a v něm pořizoval spektra všech dostupných galaxií. Získal tak 25 červených posuvů pro zmíněné galaxie, z toho 13 galaxií v 8 okolích mělo tytéž červené posuvy jako odpovídající kvasar. To je prakticky definitivní důkaz o kosmologické povaze červeného posuvu kvasarů. Dosud bylo objeveno pět kvasarů s červenými posuvy z > 3,0. Jsou to objekty 1442+101, 0642+449, 0938+119, 1402+044 a 2126-15.

Nejsvítivějším kvasarem je objekt PKS 3134+004, který v letech 1937 a 1949 dosáhl 14,8 mag. Při červeném posuvu z = 1,93 to odpovídá absolutní hvězdné velikosti -30,7 mag (160 bilionů Sluncí!). Naopak zase nejbližším kvasarem je objekt 4U 0241+61 s červeným posuvem z = 0,044 a zdánlivou hvězdnou velikosti 15,7 mag.

Zvláštní skupiny kvasarů představují zřejmě objekty typu BL Lacertae, nazývané někdy též blazary. Jejich představitelem je objekt klasifikovaný již r. 1929 jako „proměnná hvězda“. V r. 1969 byla ztotožněna s bodovým rádiovým zdrojem a v r. 1972 bylo ze spektra zjištěno, že jde o nový typ objektu – kvasar bez spektrálních čar. Nyní se ukázalo, že BL Lac je jádrem eliptické galaxie s červeným posuvem z = 0,07. V oblasti o průměru několika světelných dnů (1 mpc) se uvolňuje zářivý výkon až 10⁴¹ W. Jelikož objekt nemá prakticky žádné spektrální čáry, pozorujeme zde patrně obnažený kvasar, bez plynného „závoje“ typického pro běžné kvasary. Záření je uvolňováno nejspíš synchrotronovým mechanismem, tj. urychlováním nabitých částic v intenzivním magnetickém poli magnetoidu, spinaru či jak se všem těm dosud neznámým útvarům v jádrech aktivních galaxií říká. Ve srovnání s blazary vypadají dokonce i normální kvasary docela krotce, a tak nejspíš zde leží klíč k poznání celé záhady, jak se v malém objemu může uvolňovat tak velké a proměnlivé množství zářivé energie. Právem se většina autorů domnívá, že při studiu těchto otázek můžeme nejspíš narazit na neznámé či málo pochopené fyzikální zákonitosti.

To nás přivádí k úvahám kosmologickým. Kromě červeného posuvu, o jehož kosmologické povaze dnes už pochybuje jen pár zatvrzelců, se nejvíce pozornosti soustřeďuje na interpretaci měření mikrovlnného záření pozadí. Ačkoliv v prvním přiblížení je toto záření izotropní – a to je též jeden z hlavních argumentů, proč jej považujeme za záření reliktní – nová měření G. F. Smoota aj. a D. T. Wilkinsona a B. E. Careye prokázala nevelké variace teploty v rozmezí 3,5 mK. Podrobný rozbor těchto náročných měření vede k závěru, že Slunce se pohybuje vůči poli reliktního záření rychlostí (390 ±60) km/s směrem k souhvězdí Lva. Do toho je však započítán i oběžný pohyb Slunce vůči středu Galaxie. Po vektorovém odečtení této složky rychlosti vychází, že střed Galaxie letí rychlostí 600 km/s ve směru k souhvězdí Hydry. Tím je vlastně definována rychlost Země vůči nejstarším a nejvzdálenějším částem vesmíru.

Několik významných prací se týkalo astronomických aplikací gravitačního kolapsu. Pokus objevit záblesky záření gama pocházející ze závěrečných fází vypařování malých černých děr (Hawkingův proces) je zatím neúspěšný. Stejně tak se definitivně potvrdilo, že tzv. Weberovy koincidence nejsou projevem gravitačních vln. Podobná aparatura pracovala v letech 1973–1976 ve fyzikálních ústavech v Mnichově a ve Frascati, a přestože redukce měření byla prováděna týmž programem, kterého používal Weber, nebyly nalezeny žádné koincidence. Podle Thorneho se dá očekávat, že citlivost přístrojů druhé generace bude o čtyři řády vyšší než u dosavadních zařízení, a to umožní zachytit aspoň některé signály, například při kolapsu supernovy. Konečně třetí negativní výsledek je teoretický rozbor existence tzv. červích děr N. Birrelem a P. Daviesem. Oba autoři ukázali, že tyto hypotetické spojky mezi bílými a černými děrami (tj. „brány do jiných vesmírů“ nebo „zkratky v našem vesmíru“) nejsou stabilní. Zničí je zpětná reakce gravitačního pole padající částice anebo pouhé kvantové efekty vakua. To jinými slovy znamená, že zřejmě není možné „cestovat“ prostoročasem libovolně rychle anebo se vyhýbat singularitám při vstupu do černé díry.

Patrně lze charakterizovat uplynulý rok jako rok astronomických pesimistů. Vždyť k předešlým negativním výsledkům lze také přiřadit stále se šířící názor, že hledání cizích civilizací je skoro marné úsilí, protože prostě takové civilizace – neexistují! M. Hart rozšířil své úvahy o ekosféře Slunce také na ostatní hvězdy hlavní posloupnosti. Zjistil, že většina planet se během svého vývoje nevyhne jednomu z extrémů, tj. buď na nich dojde k překotnému a trvalému zalednění, anebo k překotnému a trvalému přehřátí vlivem skleníkového efektu. Kolem hvězd s hmotností menší než 0,84 M_☉, tj. spektrální třídy K1 V, se již vůbec ekosféry nevyskytují a pro hvězdy hmotnější jsou ekosféry daleko užší, než se dosud soudilo.

Není proto divu, že velké projekty SETI (hledání cizích civilizací) se nejspíš vůbec neuskuteční, a tak mají naději jen poměrně skrovné pokusy, jako byla přehlídka 200 blízkých hvězd do vzdálenosti 25 pc vykonaná na observatoři Arecibo na vlnové délce 211 mm. Jiný pokus probíhá od října 1978 na stanici pro sledování kosmických sond v Goldstone. Pro hledání cizích civilizací je zde k dispozici širokopásmový milionkanálový (!) přijímač, jenž bude používán po dobu pěti let k zachycování eventuálních umělých signálů z hloubek kosmického prostoru. Pesimisté odhadují, že jedna civilizace připadá zhruba na 10 000 galaxií, a to skutečně není nijak nadějné číslo.

Z přístrojových novinek loňského roku je jistě nejzávažnější zahájení pravidelného provozu velké anténní soustavy (VLA) v Novém Mexiku koncem února 1978. Soustava umožňuje sledování rádiových zdrojů s nevídanou rozlišovací schopností zlomků obloukové vteřiny, tj. v principu lze pořizovat rádiové „fotografie“ oblohy s rozlišovací schopností podstatně vyšší než v oboru optické astronomie. Na oběžnou dráhu kolem Země byly vypuštěny umělé družice pro pozorování v ultrafialové oblasti spektra v rozmezí 115 ÷ 320 nm (IUE) a pro sledování měkkého rentgenového záření v pásmu energií 0,2 ÷ 0,4 keV (HEAO-2). Konečně stojí za zmínku chirurgická oprava největšího astronomického objektivu světa – refraktoru Yerkesovy observatoře. V objektivu o průměru 1 m a hmotnosti 227 kg byla zjištěna jemná trhlina. Jelikož bylo zapotřebí zabránit postupnému šíření trhliny, vyvrtali optici na konci trhliny kruhový otvor o průměru 8 mm napříč čočkou. Tím se skutečně podařilo objektiv zachránit.

Ondřejovský dvoumetrový dalekohled byl loni používán jen po dobu 74 nocí a za 323 hodin pozorování bylo získáno 192 spektogramů v ohnisku coudé, mezi nimi třítisící spektrogram od doby zahájení provozu v r. 1967. Na nízkém využití dalekohledu se nejvíce „podílelo“ počasí: za celý rok bylo v Ondřejově jen 68 jasných a 33 polojasných nocí – to je 25 % záporná odchylka od normálu.

V závěru našeho přehledu se již tradičně objevují „společenské zprávy“. V uplynulém období zemřelo několik význačných astronomů: Su-Shu Huang (těsné dvojhvězdy), B. V. Kukarkin (proměnné hvězdy), J. N. Lipskij (kartografie Měsíce), P. J. Treanor (fotometrie hvězd) a A. D. Thackeray (astrofyzikální výzkum jižní oblohy, zvláště Magellanových mračen).

A. Penzias a R. Wilson obdrželi Nobelovu cenu a Herschelovu medaili za objev mikrovlnného záření kosmického pozadí (viz ŘH 1 – 2/1979), V. Szebehely se stal prvním nositelem Brouwerovy medaile za své práce z nebeské mechaniky, E. M. Burbidgeová dostala cenu K. Janského za výzkum radiogalaxií a kvasarů, J. G. Bolton zlatou medaili britské Královské astronomické společnosti za svůj přínos k rozvoji radioastronomie. H. van den Hulst Bruceovu medaili Pacifické astronomické společnosti za předpověď existence 211 mm rádiové čáry vodíku a W. A. Fowler získal Eddingtonovu medaili za svůj přínos k teorii nukleogeneze ve vesmíru. Další zlaté medaile britské Královské astronomické společnosti byly uděleny L. Spitzerovi za výzkum mezihvězdného prostředí a J. van Allenovi za studium magnetosféry Země. U nás obdrželi ke svým životním jubileím stříbrné plakety „Za zásluhy o rozvoj ve fyzikálních vědách“ pracovníci Astronomického ústavu ČSAV člen-koresp. ČSAV M. Kopecký, RNDr. Z. Ceplecha, DrSc., a RNDr. I. Zacharov, CSc.

Ve Spojených státech nastaly změny v obsazení dvou hlavních ředitelských míst na observatořích v Kalifornii a v Arizoně. Novým šéfem Haleových observatoří se stal astronom holandského původu Maarten Schmidt, známý široké veřejnosti hlavně identifikací vodíkového spektra kvasaru 3C 273, a Národní observatoř na Kitt Peaku v Arizoně povede nyní význačný teoretický astrofyzik britského původu G. R. Burbidge.

Celkový počet astronomů na světě se nyní odhaduje na 6 000; v přepočtu na obyvatele vede Velká Británie (13 astronomů na milion obyvatel) a Holandsko (10). Průměrný astronom produkuje necelá tři vědecká sdělení do roka, jak vyplývá ze statistiky v referátovém časopise Astronomy and Astrophysics Abstracts; z toho referáty, na nichž je založena „Žeň objevů“, dosahují pouhých 6 % – i to nepatrné procento však letos představuje solidní počet 986 prací! Průměrný roční přírůstek astronomické literatury se pohybuje kolem 5 %, tj. její množství se zdvojnásobuje každých 15 let.

Už z toho je patrné, oč subjektivnější je náš přehled rok od roku. Nemáme však jinou alternativu, pokud nechceme nahradit tento typ článku výpisem z paměti svědomitého počítače, kterému přirozeně neunikne vůbec nic. Není ovšem sporu o tom, že mnohé z loni uveřejněných 17 000 astronomických sdělení jsou důsledkem hesla, kterým se řídí astronomové stejně živelně jako pracovníci jiných vědeckých oborů: „Polish a little and publish a lot“ (Mírně češ a mocně piš!). Právě proto je výběr nejzajímavějších astronomických novinek roku záležitostí tak vzrušující, že by mi přišlo líto svěřit jej počítači.