Žeň objevů – rok 1979

V historii každé vědy lze vystopovat období pomalého růstu, náhlých zvratů (vyvolaných obvykle novou metodikou nebo pozorovací technikou), třídění nahromaděných poznatků, proměny teorií a pak zase pomalejšího a pro širokou veřejnost méně atraktivního růstu. Když před více než desetiletím začala Říše hvězd uveřejňovat přehledy o pokroku astronomie pod titulkem pietně archaickým, bylo to nepřímo způsobeno tím, že astronomie se ocitla v onom období náhlých zvratů, a pisatel si sám pro sebe chtěl udržet přehled v nepřehledném toku nejrozmanitějších a překvapivých astronomických informací. Pisateli se pak každoročně zdálo, že stačí ještě dvě, tři „Žně“ a bude se moci vrátit ke své běžné práci, aniž by cokoliv zanedbal. Astronomické objevy se však dostavují s neúprosnou pravidelností a kdykoliv si začínáme pyšně myslet, že už nás ve vesmíru nemůže nic ohromit, nalézáme jevy, nad nimiž nám nezbývá než ustrnout úžasem a přiznat si, že všechno je jinak.

Jen samotný výčet loňských objevů ve sluneční soustavě by vydal na ucelený seriál, a tak se ve shodě s tradicí omezíme pouze na ty poznatky, jež byly získány metodami pozemní astronomie; ostatně zásadní výsledky zjištěné sondami Veněra, Pioneer Venus, Voyager a Pioneer najde čtenář v paralelním přehledu kosmonautiky.

Systematické radarové sledování Venuše v letech 1964 až 1977 umožnilo zpřesnit periodu (retrográdní) rotace planety na hodnotu (243,01 ±0,03) dne. Odtud plyne, že není správný předpoklad o rezonanci periody s 2/3 oběžné periody Země (243,16 dne). Podle I. Shapira aj. není rotační osa planety přesně kolmá k oběžné rovině: odchyluje se od kolmice o 2,6°.

Několik prací bylo věnováno souvislostem mezi paleoklimatem a paleomagnetismem Země a společné astronomické příčině kolísání těchto veličin. Ze studií P. J. Smithe, J. B. Pollacka, D. Hayse aj. vyplývá, že změny paleoklimatu a paleomagnetismu jsou navzájem korelovány v tom smyslu, že když klesá intenzita zemského magnetického pole, je na Zemi v průměru tepleji a naopak. Oba úkazy souvisejí se změnami geometrie zemské dráhy: při vyšší excentricitě je na Zemi tepleji, tj. magnetické pole slábne. Excentricita zemské dráhy kolísá v periodě 23 000 let a táž perioda byla skutečně dokázána jak pro paleoklima, tak pro paleomagnetismus.

Možné vysvětlení spočívá v tom, že při větší excentricitě dráhy se porušuje konvekce v nitru Země, a tím se zmenšuje síla magnetického dipólu. Uvedené souvislosti jsou prokázány v intervalu posledních 800 000 let; v témže období byly nalezeny klimatické periody též o délce 42 000 a 100 000 let. První z nich patrně souvisí s periodou změny sklonu zemské dráhy k ekliptice (41 000 let).

Zajímavé statistiky o počtu velkých kráterů vzniklých dopadem meteoritů na Zemi uveřejnili R. Grieve, P. Robertson a D. Hughes. Letecké snímky a fotografie z družic umožnily odhalit na celé zeměkouli celkem 78 kráterů impaktního původu, z toho jen tři jsou starší než 300 milionů let. Nejpozději za 600 milionů let po dopadu zmizí na Zemi každá stopa po impaktním kráteru. Jinak není zásadní rozdíl ve vzhledu kráterů na Zemi a na Měsíci.

Před 4 miliardami let zažila obě tělesa období tzv. těžkého bombardování, které však brzo skončilo, a za poslední 3,4 miliardy let se frekvence srážek s meteority již neměnila. Tak vzniká na Zemi jeden kráter o průměru 1 km každých 1 400 let a kráter o průměru 10 km každých 140 000 let. Tyto údaje dobře souhlasí s odhadem počtu těles typu Apollo. L. Kresák však upozorňuje, že nemáme žádné pozorovací údaje o tělesech s průměrem 50 ÷ 100 m, a odhaduje, že s planetkami o průměru větším než 100 m se Země sráží jednou za 5 000 let.

Zajímavým dokladem o drastické změně dráhy je podle Z. Ceplechy případ „škrtajícího“ bolidu, jenž proletěl nad západní částí USA a Kanady dne 10. srpna 1972. Bolid o počáteční hmotnosti 100 ÷ 1 000 tun, pohybující se rychlostí 15 km/s, vletěl do zemské atmosféry prakticky tečně, pronikl až do výšky 58 km nad zemský povrch a poté se od Země opět vzdálil. Tímto vskutku těsným přiblížením se původní dráha bolidu typu Amor změnila na dráhu typu Apollo.

Moderní výpočetní technika umožňuje ostatně nejrozmanitější sondy jak do minulosti, tak i do budoucnosti drah těles sluneční soustavy. Nesmíme ji však příliš přeceňovat. Jen pro soustavu Země-Měsíc byly loni uveřejněny zcela protichůdné závěry. A. Anderson soudí, že Měsíc se oddělil od Země teprve před 3,7 miliardami let, během milionu let se od Země vzdálil a překročil Rocheovu mez. Naproti tomu F. Mignard popírá, že Měsíc byl kdy k Zemi blíže, než je Rocheova mez, a existoval už před více než 4 miliardami let jako samostatné kompaktní těleso.

Stále též není jasné, zda Měsíc vznikl v okolí Země (jako „bratr“ Země), byl dodatečně zachycen („manžel“ Země), anebo se od Země odštěpil („syn“ Země). Pro každou možnost lze nalézt pozorovací podporu a každá možnost se zároveň zdá být z jiných pádných důvodů vyloučena. Autoři se pouze shodují v tom, že v současné době se Měsíc od Země vzdaluje a že rychlost zemské rotace se díky měsíčním slapům zvolna brzdí, a to po dobu nejméně 2 miliard let.

Kosmická éra výzkumu Měsíce, započatá prvním návratem vzorku v r. 1969, znamená mj. přímo hrozivou publikační explozi. Podle S. Taylora bylo v posledním desetiletí publikováno na 50 000 stran literatury o našem nejbližším vesmírném sousedovi.

Na konci těchto „pozemských“ odstavců přehledu ještě jedna kuriozita. B. Hartline aj. objevili v zemské magnetosféře střídavé proudy proměnné intenzity. Detailní výzkum prokázal, že frekvence proudů je 50 Hz nad Evropou a 60 Hz nad Severní Amerikou a že jejich intenzita slábne o víkendech. Tím se potvrdil technický původ úkazu: z vedení vysokého napětí se do magnetosféry dostává elektrický proud, o nějž je díky ztrátám ve vedeních ošizen spotřebitel. Siločáry magnetického pole Země rozvádějí tento proud jakoby vlnovodem do celé magnetosféry prakticky beze ztrát.

Zapomeňme nyní na chvíli, že existují velké planety sluneční soustavy Jupiter a Saturn (všechny převratné objevy, jež se jich týkají, učinily kosmické sondy), a podívejme se krátce do oblastí, kam dosud kosmické sondy nedoletěly. Podle T. van Flanderna lze jen obtížně pochopit vlastnosti nedávno objevených prstenců planety Uranu. Prsteny jsou, jak známo, úzké, oddělené zřetelnými mezerami a jeden z prstenů je výrazně eliptický. To nelze dynamicky kloudně vysvětlit, protože eliptičnost stabilního prstenu by měla vymizet nejpozději za 20 let po jeho vzniku a poruchy ve dráze by měly způsobit tak rychlý rozsev částic ostatních prstenů, že bychom vůbec neměli pozorovat žádné mezery. Kromě toho je materiál prstenů mimořádně tmavý („černější než černý uhelný prach“), má téměř nulové albedo, a s něčím takovým se jinde ve sluneční soustavě rovněž nesetkáváme.

Znovu bylo potřebí výrazně revidovat rotační periodu Uranu, tentokrát na (24,0 ±0,25) hod. Také rotační perioda Neptunu je delší, než se uvádělo, a to 18,4 hod.

Snad je v souvislosti s nadcházejícím maximem sluneční činnosti, že velké množství zásadních prací se týká samotného Slunce. Po určitém váhání se dnes většina odborníků přiklání k názoru, že tzv. Maunderovo minimum sluneční činnosti v letech 1645–1715 je reálné. R. Herr uvádí, že během Maunderova minima vzrůstala rychlost sluneční rotace ze 13,3°/d za den až na 15,0°/d. Kromě toho se znovu hovoří o předchozích minimech v letech 1280–1350 a 1400–1600, jež jsou potvrzována zejména změnou obsahu radioaktivního nuklidu uhlíku v letokruzích stromů.

Periodou sluneční rotace z rozboru denních relativních čísel Slunce za 122 let se zabývali J. Knight aj. Dostali synodickou rotační periodu 12,07 dne, ve shodě s Dickeovým určením 12,22 dne, resp. 12,64 dne. Pokud by se uvedená měření dále potvrdila, znamenalo by to, že jádro Slunce rotuje rychle a že rotační energie se přenáší na povrch magnetickým polem. Podle W. Livingstona a T. Duvalla rotuje sluneční chromosféra o 3 % rychleji než fotosféra a rychlost rotace vzrůstá během maxima sluneční činnosti.

Mezitím J. Eddy a A. Boornazian přišli s dalším neortodoxním tvrzením: V letech 1863 až 1953 se měřil úhlový průměr Slunce pasážníkem observatoře v Greenwichi. Z měření vyplývá, že rozměry Slunce se během té doby zmenšily, a to o 2,25″ za století horizontálně a o 0,75″ za století vertikálně! Tato pozorování se dosud nepovažovala za průkazná, neboť jsou zatížena četnými pozorovacími chybami, ale oba zmínění autoři považují pokles průměru Slunce za reálný. To by ovšem znamenalo, že Slunce získává zářivou energii z gravitační kontrakce, jak to v minulém století navrhovali Helmholtz a Kelvin, a že tedy je skutečně všechno úplně jinak, než jak astrofyzikové tvrdí.

Když k tomu připočteme zjištění N. Jerjuševa aj., že rádiová emise Slunce jeví pulzace s periodou 160 min a že tyto pulzace zachovávají fázi vůči již dříve pozorovaným radiálním oscilacím Slunce, můžeme nabýt dojmu, že ve sluneční astrofyzice se začíná znovu (o důsledcích pro hvězdnou astrofyziku ani nemluvě). Přesto je na místě opatrná zdrženlivost. Všechny efekty jsou na hranici pozorovacích možností soudobé astronomie, a tak bude zřejmě nutné vyvinout lepší a přesnější pozorovací techniku tak, jak se o tom nyní vážně uvažuje při detekci slunečních neutrin.

Davisův experiment, v němž se neutrina zachycují pomocí atomů chlóru, není zřejmě s to zásadně rozhodnout o povaze termonukleárních reakcí v nitru Slunce. V nejlepším případě se totiž daří detekovat jen 0,01 % neutrinového toku Slunce, a odtud je přirozeně odvážné usuzovat na cokoliv. Proto se nyní vážně uvažuje o tom, že si astronomové pronajmou asi 50 tun gallia k experimentu, jenž by umožnil sledovat bilanci hlavní větve proton-protonového řetězce v nitru Slunce. Je-li teorie termonukleárních reakcí v pořádku, měl by v uvedeném objemu gallia vznikat jeden atom radioaktivního germania denně.

Potíž je ovšem v tom, že roční produkce gallia na světě dosahuje stěží 10 tun a že cena gallia pro zmíněný experiment by byla kolem 25 milionů dolarů (to je přibližně cena proponovaného 10m optického reflektoru). Nic však není ztraceno, neboť pokud se astronomům podaří opatřit potřebné finanční prostředky a nakoupit gallium, mohou nakonec počítat nejen s vědeckým, ale i s finančním ziskem: bude-li experiment trvat řekněme pět let, ceny surovin na světovém trhu mezitím určitě stoupnou a těch pár „špinavých“ atomů germania se v 50t hromadě gallia dočista ztratí. (Pokud se snad někdo ještě domníval, že astronomové jsou lidé nepraktičtí, odtržení od každodenních a přízemních starostí, budiž mu to důkazem, jak zásadně se mýlil).

Přejděme však rychle od pochybných surovinových transakcí do oblasti nezávislé na výkyvech světového trhu – ke hvězdné astrofyzice. Mnoho práce bylo vykonáno při studiu nejranějších fází hvězdného vývoje, a to jak experimentálně (pozorování infračervených zdrojů a molekulových maserových oblaků), tak i teoreticky. L. Lucy a E. Ricco ukázali, že při dynamickém hroucení prahvězdného oblaku dochází k poslednímu rozpadu na složky zhruba stejné hmotnosti. Tím lze vysvětlit, proč se většina hvězd vyskytuje ve dvojhvězdách s hmotovým poměrem blízkým jedné. To nevylučuje, že některé dvojhvězdy vznikají štěpením rychle rotující prahvězdy, avšak tento proces je mnohem vzácnější (přitom vznikají dvojhvězdy s hmotovým poměrem podstatně odlišným od jedné).

Experimentální studium těsných dvojhvězd se v poslední době soustřeďuje na skupinu typu RS CVn, což jsou těsné dvojhvězdy jevící některé znaky sluneční činnosti: silnou emisi vápníkových čar mimo zákryt a skvrny na chladnější sekundární složce, jakož i netepelnou rádiovou a rentgenovou emisi. Během loňského roku byly nejméně u tří hvězd uvedeného typu pozorovány rádiové výbuchy trvající několik hodin a opakující se případně v intervalu několika dnů.

A. Mallama a V. Trimbleová publikovali studii o souvislosti všech typů nov. Ukázali, že jde o dvojhvězdy s vyvinutým akrečním diskem kolem kompaktní složky. Přetok hmoty je nejrychlejší u rekurentních nov. Pokud by měl astronom trpělivost čekat 10⁵ let, pak ve shodě s uvedeným modelem musí za tu dobu některé trpasličí novy vybuchnout jako klasické novy, čímž by se model definitivně potvrdil.

J. Hutchings mezitím podal důkazy o tom, že známé novy V1500 Cygni a HR Delphini jsou těsné dvojhvězdy. Primární složky jsou v obou případech hvězdami hlavní posloupnosti s hmotností kolem 0,5 M_☉, zatímco sekundární složky jsou bílými trpaslíky o hmotnosti 1 M_☉. Oběžné periody jsou po řadě 0,14 a 0,17 dne. Prakticky stejné hodnoty odvodil týž autor pro novu DQ Herculis. D. Prialnik aj. počítali průběh překotných termonukleárních reakcí pro pomalé a rychlé novy a zjistili, že rozdíl v rychlosti exploze a celého jevu je dán hmotností bílého trpaslíka (0,8 M_☉ pro pomalou a 1,25 M_☉ pro rychlou novu) a hmotností vodíkové obálky 10^-4 M_☉ pro pomalou a 10^-5 M_☉ pro rychlou novu). Při výbuchu se rozptýlí 50 až 95 % hmoty obálky a celková vyzářená energie je řádu 10³⁸ J. Maximální svítivost novy dosahuje až 35 000násobku bolometrické svítivosti Slunce. Předností výpočtů je okolnost, že se nevyžaduje obohacení přetékajícího plynu o jádra C, N a O, jako u dřívějších Starrfieldových modelů.

Zatímco u nov se situace vyjasňuje, u supernov se komplikuje. Dosavadní teorie explozí vychází z představy o gravitačním kolapsu, ale nyní se zdá, že neexistuje způsob, jak v závěrečné fázi kolapsu odnést přebytečnou energii. Astrofyzikové se dosud spoléhali na neutrina, ale ta podle nejnovějších výpočtů vytvářejí degenerovaný Fermiho plyn, uvězněný v nitru supernovy. Kromě toho Šklovskij ukázal, že nelze rozumně objasnit existenci rádiového zdroje Cas A, jenž se všeobecně považuje za pozůstatek supernovy z r. 1667.

Tento vůbec nejjasnější rádiový zdroj nebyl identifikován opticky, ačkoliv se zdařilo identifikovat pozůstatek daleko starší supernovy v Krabí mlhovině. Šklovskij ukázal, že pokud by po výbuchu zbyla neutronová hvězda, museli bychom být dnes schopni zaregistrovat její rentgenové záření. Buď se tedy supernova při výbuchu dočista rozpadla, anebo se zhroutila v černou díru. Připomeňme ještě, že výbuch Cas A nebyl vizuálně vůbec zaznamenán, ač k němu došlo už po vynálezu dalekohledu a při vzdálenosti objektu 2,8 kpc by měla být jasnost supernovy nejméně -2,5 mag! Zdá se být prakticky jisté, že do přihrádky „supernovy“ jsme zařazovali objekty zcela odlišných osudů.

Pozůstatky supernov, ať tedy už tyto objekty vznikly jakkoliv, mají však jedno společné: jsou prakticky všechny zdroji rádiového záření a ty nejmladší září také v rentgenovém oboru spektra. O rentgenovou identifikaci pozůstatků supernov se v poslední době nejvíc přičinila družice HEAO-2, která byla po úspěšném navedení na dráhu v listopadu r. 1978 přejmenována na Einstein. Citlivost rentgenového teleskopu na palubě družice je zhruba 500krát vyšší než u předešlé generace teleskopů a rozlišovací schopnost dosahuje až 5″. Díky tomu vzrostl počet diskrétních rentgenových zdrojů na obloze na několik tisíc.

Rentgenová astronomie se stala neobyčejně rozsáhlým a málo přehledným odvětvím moderní astronomie. Poněvadž prakticky souběžně vychází detailní technický přehled o výsledcích rentgenové astronomie v II. dílu Hvězdářské ročenky (v nakl. Academia pod společným titulem „Pokroky v astronomii“), uvedeme nyní jen celkové dojmy z rozvoje této pozorovací disciplíny.

V poslední době se uvažuje o různých alternativách vysvětlení rentgenového záření velmi hmotných těsných dvojhvězd, v nichž primární složka je modrým veleobrem a sekundární je kompaktní hvězdou (bílý trpaslík, neutronová hvězda, černá díra). Donedávna se zdálo, že modří veleobři předávají hmotu sekundární složce pouze intenzivním hvězdným větrem. Nová pozorování však naznačují, že k přenosu přispívá také přetok rozsáhlé obálky (nikoliv vlastní fotosféry) veleobra přes Rocheovu mez. Přetékající obálka se podílí na celkovém přenosu hmoty rychlostí 10^-7 ÷ 10^-5 M_☉/r, a přitom zase není příliš hmotná, neboť pak by se rentgenový zdroj zadusil. Životní doba masivních rentgenových dvojhvězd se odhaduje na 10⁴ ÷ 10⁵ let.

Lehké rentgenové dvojhvězdy s úhrnnou hmotností složek menší než 5 M_☉ se vyznačují existencí jasného akrečního disku kolem sekundární složky, jíž je obvykle bílý trpaslík. Pokud tento trpaslík má intenzivní magnetické pole, pozorujeme tzv. polar – rentgenový zdroj s výraznou časově proměnnou polarizací. Oběžné periody dosud objevených polarů se pohybují vesměs kolem 0,1 d. Akreční rychlost je podstatně nižší než v předešlém případě, zhruba jen 10^-10 M_☉/r.

Významného pokroku se dosáhlo při teoretickém objasnění rentgenových záblesků tzv. zábleskových zdrojů (bursters). Zprvu se totiž zdálo, že mezi rentgenovými záblesky zdroje nezáří, ale teď víme, že dřívější méně citlivé teleskopy prostě nebyly s to trvalou složku záření zaznamenat. Nový model zábleskových zdrojů naznačuje, že jde o jakousi obdobu optických nov, tedy o těsné dvojhvězdy, v nichž však sekundární složka není bílým trpaslíkem, ale neutronovou hvězdou.

Primární složka předává do obálky neutronové hvězdy materiál bohatý na vodík. Když se vytvoří dostatečně tlustá obálka (řádově 10^-12 M_☉ vodíku), dojde v ní k překotné termonukleární reakci a my pozorujeme rentgenový záblesk. Pouze u velmi rychlých zábleskových zdrojů, jako je MXB 1730-335, se mohou uplatnit časové změny v rychlosti akrece plynu do magnetosféry neutronové hvězdy.

Neméně důležitá pozorování vykonala družice Einstein také při výzkumu rentgenových zdrojů v kulových hvězdokupách. Jelikož výskyt rentgenových zdrojů v kulových hvězdokupách je dokonce častější než v obecném galaktickém poli a jelikož v kulových hvězdokupách by podle dnešních představ o vývoji hvězd už neměly být žádné masivnější hvězdy, zdálo se, že tyto zdroje vznikly ve zhrouceném masivním jádře kulové hvězdokupy, tedy v černé veledíře o hmotnosti až 10⁵ M_☉. Přesná měření polohy zdrojů však prokázala, že zdroje neleží v optickém těžišti hvězdokup, ale ve vzdálenosti desítek obloukových vteřin od centra.

Znamená to, že se musíme smířit s tím, že i tyto zdroje jsou velmi hmotnými rentgenovými dvojhvězdami, a jde teď o to, jak vysvětlit jejich existenci. Pozorování z družice IUE totiž souběžně prokázala, že v kulových hvězdokupách jsou i dnes přítomny žhavé modré hvězdy typu Of (tedy hvězdy o stáří jen několik milionů let), což je přirozeně v příkrém rozporu s klasickou teorií, podle níž v kulových hvězdokupách skončila tvorba hvězd před mnoha miliardami let.

Rentgenové družice Einstein, Ariel a Hakucho (japonská družice) prokázaly loni existenci dalších přechodných rentgenových zdrojů, které intenzivně zářily po dobu jen několika hodin až několika dnů. Téměř ve všech případech jde o zdroje, které už byly zaznamenány v předešlých letech. To znamená, že přechodné zdroje jsou většinou rekurentní s periodou několika desítek měsíců. Družice Einstein odhalila celé skupiny rentgenových zdrojů, které se podařilo identifikovat jednak s jasnými blízkými hvězdami, jednak s trpasličími novami, dále se starými novami a hvězdami novám podobnými, se zákrytovými dvojhvězdami typu RS CVn, s emisními hvězdami třídy B, s pekuliárními hvězdami třídy A atd. Je skoro zřejmé, že při dostatečné citlivosti detektorů objevíme rentgenové záření skoro u každé bližší hvězdy.

Konečně nejvýznamnějším výsledkem družice Einstein je rozlišení rentgenových zdrojů, které se dosud slévaly v difuzní záření pozadí. Ukazuje se, že převážná většina těchto zdrojů souvisí s izolovanými extragalaktickými objekty, a nikoliv s horkým intergalaktickým plynem, jak se předběžně soudilo. Zhruba 70 % zdrojů jsou kvasary, dalších 14 % vzdálené kupy galaxií, 6 % Seyfertovy galaxie a 6 % obyčejné galaxie a radiogalaxie. Jen nepatrný zbytek připadá asi na horký (300 MK) intergalaktický plyn, jenž se ohřál v rané epoše vývoje vesmíru díky okolním kvasarům.

Zdrojem rentgenové emise kvasarů je zřejmě akrece na černé veledíry o hmotnostech 10⁶ ÷ 10⁸ M_☉. K podrobnostem modelu se ještě vrátíme v odstavci věnovaném výzkumu kvasarů. Na tomto místě bychom se měli stručně zmínit o vůbec nejzajímavějším objevu roku, jímž se stal rentgenový, rádiový a optický emisní zdroj SS 433. Pojmenování pochází z katalogu emisních objektů, který uveřejnili Stephenson a Sanduleak v r. 1977.

Emisní objekt byl nejprve ztotožněn s bodovým rádiovým proměnným zdrojem o souřadnicích α₅₀ = 19^h09,4^m, δ₅₀ = +4°54′ nedaleko hvězdy δ Aql. To zase umožnilo jeho identifikaci s rentgenovým zdrojem H 1908+050. V srpnu r. 1978 započali B. Margon aj. se spektroskopií objektu, jenž se na snímcích jevil jako hvězda 14 mag. Spektrum bylo plné emisních čar a polohy některých z nich vůbec nesouhlasily s laboratorními hodnotami pro známé prvky (jakoby se opakovala historie objevu kvasarů?).

Navíc Margon a jeho spolupracovníci záhy zjistili, že polohy některých čar se během doby podstatně mění – o desítky nanometrů během jediného měsíce. Posuv byl tak překvapivý, že astronomové se na krátký čas domnívali, že se jim deformuje spektrograf! Brzy se však ukázalo, že tentokrát není chyba na Zemi, ale v hlubinách kosmu. Každá emisní čára objektu SS 433 je dokonce trojitá. Základní složka má poměrně nízkou kladnou rychlost kolem 200 km/s, zatímco obě zbývající složky jsou výrazně posunuty k červenému a modrému konci spektra. Maximální hodnoty posuvu jsou -30 000 km/s a +50 000 km/s. Polohy těchto složek se však s časem plynule mění, tj. po určité době polohy obou putujících složek splynou a pak si dokonce vymění smysl posuvu. Celý jev je přísně periodický s periodou 164 dnů.

Už z tohoto velestručného popisu spektrálních změn je zřejmé, že s něčím podobným se astronomové dosud nikde nesetkali – například dosud největší modré posuvy jakéhokoliv objektu ve vesmíru nepřesáhly ani 1 000 km/s. Je přirozené, že objekt SS 433 vyvolal nesmírnou pozorovací aktivitu na mnoha místech na světě. Objev byl poprvé zveřejněn na „texaském“ sympoziu v Mnichově v prosinci 1978 a už na kongresu IAU v srpnu 1979 v Montrealu bylo objektu SS 433 věnováno stovka původních sdělení.

V našem přehledu je zcela nemožné věnovat těmto pracím přiměřenou pozornost, zmiňme se však alespoň o objevu Cramptona aj., že objekt je těsnou dvojhvězdou s poměrně malými hmotnostmi složek a s oběžnou periodou 13 dní, a dále o tom, že rádiový zdroj je patrně pozůstatkem supernovy v mlhovině W50, k jejímuž výbuchu došlo před několika desítkami tisíc let.

O předběžný model systému se zasloužili především M. Rees a A. Fabian, kteří navrhli mechanismus dvou protilehlých výtrysků plynu, a dále M. Milgrom, B. Margon a G. Abell, kteří tento základní model dále propracovali. Patrně jde o rentgenovou dvojhvězdu skládající se z vyvinuté hvězdy spektrální třídy F o hmotnosti asi 1,5 M_☉ a z neutronové hvězdy podobné hmotnosti. Neutronová hvězda jeví precesní pohyb s periodou 164 dnů díky slapovému působení primární složky.

Podle E. van den Heuvela aj. přetéká hmota z primární složky do akrečního disku neutronové hvězdy rychlostí až 10^-4 M_☉/r. To je takové množství hmoty, že je neutronová hvězda nemůže zvládnout – disk je příliš svítivý a tlak záření vyhání materiál opět pryč – tím vznikají zmíněné plazmové výtrysky, v nichž je plyn usměrněn do úzkých svazků a vyvrhován rychlostí až 80 000 km/s. Precesní osa svírá se směrem k pozemskému pozorovateli úhel 78°, takže během precesní periody 164 dnů se plynule mění sklon obou výtrysků vůči pozemskému pozorovateli, tedy i průměty radiálních rychlostí. Vrcholový úhel precesního kužele je asi 17°.

Tento kinematický model dobře vysvětluje pozorované jevy ve spektru. Asymetrie ve velikosti modrého a červeného posuvu je způsobena efektem teorie relativity, který se obvykle nazývá transverzální Dopplerův posuv (souvisí s dilatací času při jakémkoliv směru pohybu hmoty vůči pozorovateli) a který znamená vždy zdánlivé zvětšení vlnové délky záření.

Jelikož, jak jsme uvedli, objekt zřejmě vznikl po výbuchu supernovy, nezbývá nám než opakovat, že proces exploze supernovy může mít nejrozmanitější průběh a důsledky. Okolnost, že v případě objektu SS 433 je možné po desítky tisíc let urychlovat solidní množství plynné látky na relativistické rychlosti, bude přirozeně zajímat nejen ryzí astronomy, ale zejména fyziky, studující chování plazmatu v pozemských laboratořích.

Pro studium vlastností plazmatu jsou neméně významná také pozorování pulzarů a teorie emise záření v magnetosféře neutronové hvězdy. I zde odkazuji čtenáře na podrobnější a techničtější přehled ve Hvězdářské ročence. Nejzajímavějším pozorovacím výsledkem loňského roku je bezpochyby sdělení J. Taylora aj., kteří analyzovali sérii zhruba 5 milionů pulzů z binárního pulzaru PSR 1913+16. Pulzy byly zaznamenány radioteleskopem v Arecibu na frekvencích 430 a 1 410 MHz v letech 1974–1978. Vzájemná vzdálenost obou složek pulzaru je průměrně 700 000 km a oběžná rychlost dosahuje až 300 km/s. Kromě normálního trpaslíka o hmotnosti (1,39 ±0,15) M_☉ obsahuje systém neutronovou hvězdu (vlastní pulzar) o hmotnosti (1,44 ±0,15) M_☉. Dráha dvojhvězdy je výrazně excentrická (e = 0,62), takže se daly očekávat silné relativistické efekty. Skutečně bylo zjištěno relativistické stáčení periastra, dosahující hodnoty (4,226 ±0,002)° za rok. Oběžná perioda 7,75 h se ročně zkracuje o 101 μs a toto zkracování lze vyložit jako ztrátu energie systému vlivem vyzařování gravitačních vln rychlostí 10²⁶ W. Z obecné teorie relativity plyne roční zkracování periody o 76 μs, v uspokojivé shodě s měřeními. Tak byl právě při příležitosti 100. výročí narozenin A. Einsteina podán aspoň nepřímý důkaz existence gravitačního záření, jež teorie relativity předpovídá.

O stále nevyčerpaných možnostech rádiové astronomie svědčí i objev ohlášený I. Linscottem a J. Erkesem, kteří se v posledních letech zabývali sestrojením rychlého Fourierova procesoru, umožňujícího sledování profilů rádiových impulzů v reálném čase díky dostatečně kapacitní paměti RAM po dobu 51 ms. Během tohoto kratičkého intervalu tak zaznamenají 10⁵ měření, jež se během dalších 10 sekund přepíší na magnetickou pásku. Tím je rychlá paměť připravena k dalšímu záznamu v reálném čase. Oba autoři připojili ještě k procesoru zařízení kompenzující vliv mezihvězdné disperze rádiových signálů. (Rozptyl signálů na volných elektronech v mezihvězdném prostoru způsobuje, že signály pulzarů přicházejí nejdříve na nejvyšších frekvencích. Velikost disperze závisí přirozeně na tom, kolik volných elektronů se nalézá mezi zdrojem a pozemským pozorovatelem. Pokud je hustota volných elektronů v Galaxii všude stejná, pak je disperze úměrná vzdálenosti zdroje, a tak se také odhadují vzdálenosti pulzarů).

Přístroj nazvaný Mark II byl vyzkoušen u obřího radioteleskopu v Arecibu při studiu známé radiogalaxie M87 v souhvězdí Panny. Autoři tak našli podivuhodné pulzy, jejichž kmitočet rychle klesá s časem, trvající však jen zlomky ms. Impulzy za sebou následují v intervalu kolem 1 s. Jejich disperze je nejméně o dva řády větší než u galaktických pulzarů, ale navíc každý impulz má jinou hodnotu disperze.

V tuto chvíli je neobyčejně nesnadné najít přijatelné vysvětlení těchto úkazů. Je skoro jisté, že impulzy přicházejí z jádra radiogalaxie, z okolí černé díry. Jejich krátké trvání naznačuje, že vysílání se děje v oblasti o průměru nanejvýš 300 km. Úplnou záhadou je velká a nestejná hodnota disperze. Pouze 3 % disperze lze vysvětlit rozptylem na volných elektronech v naší galaxii a snad polovinu hodnoty disperze způsobuje intergalaktický plyn v kupě galaxií v souhvězdí Panny. Znamená to tedy, že v prostoru mezi kupami galaxií je velké množství volných elektronů (a tedy i dostatek hmoty pro kosmologické uzavření vesmíru)? Těžko říci, poněvadž pro jednotlivé impulzy se hodnota disperze mění v poměru 1 : 5, což znamená, že v okolí hypotetické černé díry se elektronová hustota silně mění. Navíc je třeba si uvědomit, že energie každého impulzu je řádově 10³⁰ J, tj. miliardkrát větší než v impulzech běžných galaktických pulzarů.

Je to právě tato velká energie impulzů, jež posiluje názor, že v jádře radiogalaxie M87 se nalézá černá díra o hmotnosti snad až 10⁹ M_☉. Tím se tato obří radiogalaxie podobá kvasarům, o nichž se rovněž domníváme, že obsahují černé veledíry. Zejména L. Ozernoj s řadou spolupracovníků odvodil z pozorování model založený na existenci černé veledíry obklopené akrečním diskem nebo kulovým obalem složeným z trosek hvězd, jež se neopatrně přiblížily do její blízkosti. Disk zásobuje černou díru hmotou, takže během doby se její hmotnost stále zvyšuje.

Podle H. Tananbauma aj. jsou minimální hmotnosti černých děr v jádře kvasarů 8.10⁵ ÷ 2.10⁸ M_☉. Hvězdy v blízkosti tak masivní černé díry se navzájem srážejí, resp. se slapově rozpadají, a odtud pochází zářivá energie, která způsobuje časovou proměnnost záření většiny kvasarů. S podobným modelem hvězdných srážek v blízkosti supermasivního jádra Seyfertových galaxií přišel nezávisle I. Šklovskij.

Několik studií bylo věnováno statistice kvasarů. Odtud vyplývá, že na jeden čtvereční stupeň oblohy ve vysokých galaktických šířkách připadá asi 10 kvasarů – všechny objekty slabší než 23 mag jsou nejspíš kvasary! To také znamená, že v dávné minulosti vesmíru byla prostorová hustota kvasarů až stokrát vyšší než dnes!

Důležitých výsledků bylo docíleno při objasnění povahy absorpčních čar ve spektru kvasarů. Ukazuje se, že tyto čáry vznikají jednak v mezilehlých (intervenujících) galaxiích, jednak v kupách galaxií, do nichž daný kvasar patří. Široké absorpce však odpovídají plynu, jenž je velkou rychlostí vyvrhován přímo z kvasaru. Jelikož byly nalezeny další absorpční čáry, příslušející 211 mm rádiové čáře mezihvězdného vodíku s červeným posuvem shodným s příslušným posuvem čar v optickém spektru, lze odtud vyvodit, že základní fyzikální konstanty se v posledních deseti miliardách let nezměnily o více než 1,5.10^-14 své dnešní hodnoty za rok.

Pozoruhodné jsou též výsledky týkající se časového sledování kvasarů s tzv. nadsvětelnými rychlostmi rozpínání. Takto byly zkoumány objekty 3C 120, 273, 279 a 345. Metodou rádiové interferometrie na velmi dlouhé základně (VLBI) byly vesměs zjištěny rychlosti rozpínání rádiových oblaků v rozmezí od 4násobku do 21násobku rychlosti světla. Pro některé hodnoty se však uvedené „nadsvětelné“ rychlosti s časem výrazně mění (v poměru až 1 : 2!) a po určité době interference zmizely úplně. To posiluje důvěryhodnost modelů, které vysvětlují „nadsvětelné“ rychlosti výtrysky relativistických částic vhodně skloněných k zornému paprsku.

Pokud by se někdo cítil zklamán, že radioastronomové nepotvrdili existenci nadsvětelných tachyonů, snad mu to vynahradí objev D. Walshe aj., kteří v březnu r. 1979 zkoumali spektra dvou (úhlově) blízkých kvasarů 0957+561 A, B. Kvasary jsou od sebe vzdáleny pouhých 6″ a oba mají touž jasnost (17 mag). Když zmínění autoři pořídili spektra obou objektů a prohlíželi je mikroskopem, měli v první chvíli pocit, že omylem dvakrát vyfotografovali spektrum téže složky. Obě spektra jsou totiž naprosto totožná, jak pokud jde o průběh spojitého spektra, tak i ve vzhledu a poloze emisních a absorpčních čar.

Emisní červený posuv složek A i B je z = 1,405 a absorpční posuvy jsou z = 1,39. Tak dokonalá shoda přivedla autory k myšlence, že snad ve skutečnosti pozorujeme dvakrát týž objekt, přičemž rozdvojení obrazu působí gravitační čočka – mezilehlá galaxie o hmotnosti 10¹² ÷ 10¹³ M_☉. Tento efekt předvídá teorie relativity, ovšem pravděpodobnost tak přesného seřazení objektů kvasar-galaxie-Země na jedné přímce je nepatrná. Že bychom byli dítky štěstěny a trefili se necelých 20 let po objevu prvního kvasaru tak přesně do černého? Zprvu se zdálo, že ano, poněvadž J. Gunn aj. nalezli na červeném snímku Haleovým dalekohledem galaxii s červeným posuvem z = 0,4, jež leží necelou obloukovou vteřinu na sever od jižní (B) složky dvojitého kvasaru. Podrobné radioastronomické zkoumání oblasti však hypotézu o gravitační čočce vyvrací, poněvadž rozložení rádiových izofot vůbec neodpovídá předpokládanému efektu. To ovšem neznamená, že by nás měl podvojný kvasar méně zajímat. Svědčí to o výskytu více kvasarů v jediné kupě galaxií, poněvadž při zmíněném emisním červeném posuvu a úhlové odlehlosti obou složek vychází jejich vzájemná lineární vzdálenost na pouhých 68 kpc. Navíc je tímto pozorováním opět posílena kosmologická hypotéza o povaze červeného posuvu ve spektrech kvasarů.

Pro milovníky neobjasněných záhad budou zajisté příjemným osvěžením výsledky výzkumu vzplanutí záření gama. V několika případech se totiž podařilo zaznamenat totéž vzplanutí na rozličných družicích a sondách vzájemně velmi vzdálených. Z časového posuvu záznamů a známé polohy družice v kosmickém prostoru lze pak podstatně zpřesnit polohu vzplanutí, a tím zvýšit naději na identifikaci zdroje. Ačkoliv takto bylo dosaženo rozlišovací schopnosti lepší než 1′, nepodařilo se ani v jednom případě nalézt v daném úseku oblohy nic pozoruhodného. Proto se stále více prosazuje názor, že za vzplanutí gama jsou odpovědné dosud neznámé kosmické zdroje v poměrně blízkém okolí Slunce (ve vzdálenosti menší než 100 pc!).

Zvlášť důležitá měření byla vykonána R. Mazecem aj. v rámci experimentu Konus na palubě kosmických sond Veněra 11 a 12. Ukazuje se, že vzplanutí gama jsou daleko početnější, než se dosud soudilo, neboť aparatura registrovala jedno vzplanutí v průměru za 2 dny. Vzplanutí jeví tak nápadnou koncentraci k rovině ekliptiky, že nechybějí názory, že tyto úkazy vznikají velmi blízko, někde na periferii sluneční soustavy!

Jak jsme již mnohokrát zdůrazňovali, další pokrok astronomie by byl nemyslitelný bez zdokonalování přístrojové techniky. Podívejme se proto nyní stručně na zprávy o astronomických přístrojích a observatořích. Britští astronomové rozmontovali svůj největší reflektor, 2,5m dalekohled I. Newtona (INT), a stěhují jej na místo s příhodnějším klimatem, na Kanárské ostrovy (La Palma). Sovětský 6m dalekohled (BTA) dostal nové primární zrcadlo s vyšší kvalitou optického povrchu. Podle sdělení člena-kor. AV SSSR V. V. Soboleva, který byl jmenován šéfem vědecké rady pro využití dalekohledu, lze nyní pomocí BTA fotografovat hvězdy do 25 mag a pořizovat spektra do 20 mag. Dánský 1,5m dalekohled postavený na observatoři ESO v Chile může při průměru obrazu hvězd pod 0,5″ (taková situace je na observatoři poměrně častá!) fotografovat hvězdy až 26 mag.

Kalifornská státní univerzita se vážně zabývá plánem postavit dalekohled o průměru zrcadla 10 m. Dalekohled by měl být hotov před koncem osmdesátých let, zrcadlo by bylo tenké a složené z izolovaných segmentů, jež by se během pozorování přizpůsobovaly okamžité deformaci optického obrazu (tzv. adaptivní optika opatřená čidly nepřetržitě registrujícími stav obrazu a upravujícími podle toho tvar segmentu). Montáž by byla altazimutální a pro dalekohled jsou vybrána místa s kvalitou obrazu lepší než 0,5″. Finanční náklady se odhadují na 50 milionů dolarů.

V loňském roce byly do provozu uvedeny velké dalekohledy na observatoři Mauna Kea na Havajských ostrovech, a to 3,6m francouzsko-kanadský dalekohled (CFHT), 3,8m britský infračervený teleskop (UKIRT) a 3m infračervený dalekohled NASA (IRTF). Spolu s již dříve instalovanými dalekohledy tak vznikl pozorovací komplex s největší optickou sběrnou plochou na světě – ostatně stěží by se našlo na zeměkouli místo s lepším obrazem a nižším obsahem vodních par, čímž jsou zejména podmíněna pozorování v infračervené oblasti spektra.

Také náš 2m dalekohled v Ondřejově zaznamenal loni přímo rekordní pozorovací sezónu. Za 135 pozorovacích nocí (předešlý rekord byl 128 nocí) a 780 hodin pozorování bylo pořízeno 337 vysokodisperzních spektrogramů. V měsících květnu a říjnu bylo docíleno vůbec nejvyšší relativní účinnosti dalekohledu (45 %; dosavadní rekord byl 39 %).

Radioastronomové mohou nyní využívat dokončenou Velkou anténní soustavu (VLA) v Novém Mexiku v USA s 27 anténami rozloženými podél obřího písmene Y o rozměrech 19 km × 19 km × 21 km.

Skupina předních sovětských astronomů a radioastronomů (V. Bujakas aj., mezi spoluautory jsou K. Feoktistov, N. Kardašev, A. Sagdějev a I. Šklovskij) vypracovala návrh na sestrojení kosmického radioteleskopu s parametry připomínajícími spíše science-fiction. Radioteleskop by se měl skládat ze soustavy reflektorů o průměru 1 ÷ 10 km (!) pracujících v pásmu milimetrových až metrových vln. Citlivost přístroje by se pohybovala na úrovni 30 pJy a úhlové rozlišení by dosáhlo 10^-10 obl. vteřiny. „Ohnisko“ reflektorů by se volně vznášelo v kosmu, což je jistá analogie ohniska obřího radioteleskopu v Arecibu, ovšem bez nutnosti nějakého kotvení lany apod. Autoři uvádějí, že pro budování takového monstra jsou vytvořeny v současné kosmonautice všechny technické předpoklady. Ostatně 1km anténa v kosmu přijde rozhodně levněji než stejný reflektor na Zemi! Navíc je možné budovat radioteleskop postupně, a tím s časem neustále zvyšovat jeho výkon.

Jelikož se blíží doba vypuštění kosmického teleskopu na oběžnou dráhu (teleskop má definitivně průměr hlavního zrcadla 2,4 m a má být vypuštěn koncem r. 1983), bylo rozhodnuto zřídit samostatný ústav (STScI) zabývající se vědeckým využitím tohoto zařízení. Po konkurzním řízení, jehož se zúčastnilo sedm amerických pracovišť, byla za sídlo ústavu zvolena Univerzita Johnse Hopkinse v Baltimore ve státě Maryland. Očekává se, že přístroj bude na oběžné dráze pracovat po dobu dvaceti let.

Naše astronomie utrpěla v loňském roce bolestné ztráty, neboť zemřeli tři význační astronomové, kteří se kromě vlastní vědecké činnosti významně podíleli na organizaci astronomické práce a vedení odborných pracovišť. Byli to dr. Ľ. Pajdušáková, dlouholetá ředitelka AsÚ SAV, člen-kor. ČSAV prof. E. Buchar, vedoucí Astronomické observatoře ČVUT, a prof. J. M. Mohr, bývalý vedoucí astronomických kateder UJEP v Brně a UK v Praze. Světová astronomie dále zaznamenala úmrtí A. Lallemanda (vynález elektronografické kamery), Y. Hagihary (nebeská mechanika), K. Reinmutha (objevitel 270 malých planet) a C. Bealse (hvězdná astrofyzika).

Význačný americký odborník na otázky plazmatu v astrofyzikálních podmínkách (vznik slunečního a hvězdného větru, pochody ve slunečních skvrnách a erupcích, vznik magnetických polí a interakce větru s magnetosférou) E. N. Parker se stal prvým nositelem Haleovy ceny a kromě toho obdržel Chapmanovu cenu britské Královské astronomické společnosti. Zlatou medaili téže Společnosti získal C. G. Wynne za konstrukce astronomické optiky. Janssenovu cenu Francouzské astronomické společnosti obdržel holandský astronom A. Blaauw, ředitel observatoří v Leidenu a ESO a prezident IAU, a to za práce v dynamice Galaxie a studium hvězdných asociací. Americký astrofyzik W. Fowler se stal držitelem medaile K. Bruceové, kterou uděluje Pacifická astronomická společnost. Za členy-korespondenty AV SSSR byli zvoleni radioastronom J. N. Parijskij a E. K. Charadze, který je tč. též jedním z místopředsedů IAU. Novým místopředsedou IAU se stal člen-koresp. SAV doc. Ľ. Kresák z ASÚ SAV.

Montrealský kongres IAU v srpnu 1979 byl dalším mezníkem v rozvoji světové astronomické spolupráce (viz též ŘH 12/1979, str. 245). Celkový počet členů IAU poprvé překročil 4 000. Byla přijata řada významných rezolucí (vybudování rovníkového radioteleskopu GERT, potřeba zachování řad relativních čísel sluneční aktivity, význam letu kosmických sond ke kometám, spojení komisí pro výzkum Měsíce a výzkum planet a jejich družic) a konaly se bohatě obeslané společné diskuse. Zvláštní diskuse byla věnována otázkám existence života ve vesmíru, v níž se mimo jiné objevil názor, že lidstvo je technicky schopno během nejbližších 10 milionů let kolonizovat celou Galaxii. P. Morrison se vyjadřoval velmi pesimisticky o pokroku ve studiu problému kontaktu s cizími civilizacemi, jehož bylo dosaženo za 20 let od publikace jeho práce (s Cocconim). C. Wetherill a W. Sullivan vyslovili domněnku, že blízké cizí civilizace (do vzdálenosti 12 pc, kam už doletěly signály našich televizních stanic) nemají zájem o komunikaci s námi, dokud se kvalita našich televizních programů nezlepší.

Odhady počtu vyspělých civilizací v Galaxii stále oscilují v širokých mezích, od jedné civilizace (E. Fermi, M. Hart) až po 1 miliardu civilizací (S. von Hoerner, N. Kardašev). N. Kardašev přišel s domněnkou, že optimální frekvence pro mezihvězdné spojení se nachází v pásmu 200 GHz (vlnová délka 1,5 mm), a uvádí pro to řadu teoretických i technických důvodů. Pokud nejsme s to se dohodnout ani na frekvenčním pásmu pro mezihvězdná spojení, naděje na úspěšný kontakt není přirozeně nijak závratná; podstatným přínosem však mohou být širokopásmové přijímače, jako zmíněná aparatura Mark II.

Podobné rozpory jsou i v názorech na existenci planet u okolních hvězd. Hart znovu upozornil, že hvězdy ranější než F7 a pozdnější než K1 se nehodí za hvězdy životodárné. Zatím však se astronomové ani nedohodli na tom, zda a kolik planet obíhá kolem proslulé Barnardovy hvězdy. Zdá se tedy, že v Montrealu převládl pesimismus, který navodil prof. I. Šklovskij na kongresu IAF v Praze v r. 1977. Naproti tomu je dnes více chuti vydat se do kosmu sami (podle známého úsloví o Mohamedovi a jeho hoře). G. Matloff a M. Mautner navrhli mezihvězdný kosmický let pomocí obří „sluneční plachty“, která by využívala energie slunečního větru a dovolila by výlet kosmické lodi o hmotnosti půl milionu tun a zrychlení 0,45 G k Proximě Centauri.

To je v této chvíli přirozeně čirá fantazie, stejně jako třeba spekulace, že deoxyribonukleová kyselina v bakteriofágu ΦX 174 je zašifrovaným vzkazem cizí civilizace! Střízlivější odborníci poukazují na to, že máme rozmanité a poměrně levné možnosti, jak cizí civilizace dále hledat. Můžeme například využít stávajících infračervených detektorů k hledání planet blízkých hvězd, neboť v infračerveném oboru jsou až pětkrát příznivější podmínky pro nalezení planety než v oboru vizuálním. Můžeme využívat aperturních anténních systémů radioteleskopů k hledání slabých kódovaných signálů a můžeme sami vysílat pomocí existujících radarů (nejsilnější radary dosahují výkonu 14 GW při šířce pásma pouze 0,1 Hz). Ostatně náladu odborné i laické veřejnosti snad nejpřesněji vystihl rektor Kalifornské univerzity Lee DuBridge: „Buď jsme ve vesmíru sami, anebo nejsme – v každém případě je to na pováženou!“