Žeň objevů – rok 1980

Pisatele, jenž se svého času zcela dobrovolně uvázal k přípravě přehledů o novinkách v astronomii, přepadaly v posledních letech stále častěji pochybnosti, zda má v této časově neustále náročnější činnosti pokračovat. S postupem doby se totiž „Žně“ stávaly čím dál subjektivnějším a neúplnějším záznamem o rozvoji astronomie a navíc téměř souběžně připravoval kolektiv našich specialistů „Přehled pokroků v astronomii“ pro Hvězdářskou ročenku. Leč právě ve chvíli, kdy rozhodnutí skončit s nikdy nevyhlášeným seriálem v Říši hvězd bylo na spadnutí, oznámilo nakladatelství Academia, že končí s vydáváním „Pokroků“ jako přílohy, resp. II. dílu Hvězdářské ročenky (poslední svazek vyjde asi na podzim r. 1981), a tak z nedostatku lepšího okamžitého řešení se autorovi těchto řádků vede jako onomu nedovtipnému převozníku z příběhu o dědu Vševědovi: dokud někomu rychle nehodí veslo, bude převážet sám. I když v pohádce se o tom explicitně nehovoří, je jisté, že dlouholetá praxe a dostatek času k přemýšlení přivedly převozníka k realizaci mnoha zlepšovacích námětů a racionalizačních opatření, jimiž si svůj úděl na vodě usnadňoval; nejinak je tomu i v našem případě. V našem výkladu, zvláště o výzkumu sluneční soustavy, se budeme doslova vyhýbat poznatkům získaným metodami kosmonautiky a stejně tak pomineme – až na krátké odkazy – záležitosti, o nichž se v Říši hvězd referovalo v průběhu minulého ročníku.

Zatímco těžiště výzkumu sluneční soustavy se loni díky kosmickým sondám Voyager jasně přesunulo na studium obřích planet Jupiter a Saturn, my si nejprve povšimneme zdánlivě méně efektního měření topografie planety Venuše radarem. Dopplerova měření prováděná řadu let radarem v Arecibu byla v r. 1979 doplněna detailními měřeními radarem umístěným na orbitální stanici Pioneer Venus Orbiter, což zvýšilo rozlišovací schopnost metody na stovky metrů ve vertikálním a desítky kilometrů v horizontálním směru. Vznikla tak první plastická mapa povrchu Venuše, byť s poměrně skrovným rozlišením v porovnání s pozemskými standardy. Vzhledem k tomu, že povrch Venuše je zahalen neprůhlednými mračny a teplota je tam tak vysoká, že prakticky znemožňuje souvislou činnost automatů na samotném povrchu, je však radarová metoda jedinou technicky schůdnou možností, jak se o topografii Venuše vůbec něco dozvědět. Z výsledků, které zveřejnili G. Pettengill a H. Masursky, vyplývá, že 60 % povrchu Venuše představuje plochý terén, 16 % tvoří údolí a bazény a 24 % náhorní planiny, vyšší aspoň o 1 km oproti plochému terénu. Největší planina je relativně 3 ÷ 5 km vysoká, 3 000 km dlouhá a 1 500 km široká. Nad tuto planinu o další 3 ÷ 6 km vyčnívají tři horské hřbety s rozměry až 500 km × 1 000 km. Nejvyšší pohoří na Venuši, zvané Maxwell, dosahuje převýšení až 11 km oproti průměrnému poloměru Venuše 6 051 km. Zatím není příliš jasné, jak mohl na Venuši s nevýraznou tektonickou činností takový útvar vzniknout a jak se udržel „nad hladinou“ (viz dále ŘH 61, 247 12/1980).

Zcela dramaticky se loni počala vyvíjet typicky interdisciplinární záležitost, populární i v nejširší laické veřejnosti, týkající se problému vyhynutí veleještěrů na Zemi. Podle W. Tuckera neexistuje žádná kloudná „přirozená“ příčina náhlého vymizení živočichů, kteří byli podle všech známek dobře přizpůsobeni tehdejšímu prostředí. Podrobnější datování z posledních let navíc prokázalo, že souběžně s veleještěry během řádově tisíce let vymřely dvě třetiny tehdejší živočišné populace Země, především všichni živočichové s hmotností přes 25 kg, ale též plankton v oceánech (s vápennými skořápkami), dírkovci, amoniti a belemniti. Jestliže se nedaří najít přiměřenou pozemskou příčinu takového katastrofického úkazu, je vcelku přirozené, že se hledá příčina kosmická. Řadu let koketovali přírodovědci s myšlenkou, že za katastrofu byl odpovědný výbuch blízké supernovy, řekněme ve vzdálenosti do 10 pc od Země. Analýza poměrného zastoupení některých nuklidů v zemské kůře však nikterak nenasvědčuje tomu, že by pozemský materiál byl obohacen štěpnými produkty takového výbuchu. Současně se však podařilo najít jinou anomálii, která svědčí ve prospěch katastrofické domněnky, ne zcela nepodobné téměř zapomenuté hypotéze barona G. Cuviera. L. W. Alvarez aj. totiž zjistili, že ve vrstvě hnědého jílu u města Gubbio ve střední Itálii nápadně vzrůstá poměrné zastoupení iridia v době odpovídající ostrému rozhraní mezi druhohorami a třetihorami, tj. před 65 miliony lety. Podobné zvýšení zastoupení iridia a osmia (až o dva řády oproti standardní hodnotě pro zemskou kůru) našli vzápětí další výzkumné skupiny jednak na několika místech v Itálii, jednak ve Španělsku, Dánsku a na Novém Zélandě. Jde tedy o celosvětovou anomálii a navíc přesně ve stejné vrstvě končí stopy po existenci vyhynulých živočichů. Oba úkazy mohou mít tedy případně touž kosmickou příčinu.

Onou příčinou by mohly být meteority, komety nebo asteroidy. Je totiž známo, že relativní obsah iridia v chondritech je o tři řády vyšší než v zemské kůře „standardního provedení“. Jestliže chondritické zastoupení iridia odpovídá jeho výskytu v prvotním materiálu sluneční soustavy, lze snadno pochopit, proč v zemské kůře je iridia a dalších těžkých prvků mnohem méně: diferenciací a stratifikací poklesly těžké prvky do nitra Země.

Orientační výpočty naznačují, že těleso, jež se srazilo se Zemí, muselo mít průměr kolem 10 kilometrů a hmotnost řádu 10sup>14 kg. Kompaktní útvar jako asteroid by vytvořil kráter o průměru do 200 km, jenže s velkou pravděpodobností dopadl asteroid do oceánu, čímž lze vysvětlit, že žádný vhodně velký a starý kráter nebyl na souši nalezen. (Důsledky pádu tělesa do vodního bazénu se patrně jako prvý zabýval L. Křivský – viz Kosmické rozhledy 2/1979, str. 98 a 164). Vlastní dopad způsobil katastrofu „lokálního významu“, jenže dlouhodobé následky byly skutečně globální. Podle citovaných výpočtů Křivského i dalších se totiž vypařením i přímým rozprášením dostalo do atmosféry řádově 10¹⁶ kg vodní tříště, prachu atd. a tento závoj zahalil Zemi na dobu nejméně několika desítek let. Denní sluneční světlo pronikající na zemský povrch tím bylo zeslabeno na hodnotu odpovídající 10 % světla měsíčního úplňku a při této nízké úrovni osvětlení přestala probíhat fotosyntéza. To podle dnes přijímané hypotézy způsobilo přerušení potravních řetězců a vyhynutí všech živočichů odkázaných na příjem velkého kvanta rostlinné stravy. Pokud by dopadlým tělesem byla kometa, mohla by k tomu přistoupit ještě otrava živých organismů kyanovodíkem a metylkyanidem, případně porušení klimatické rovnováhy oxidem uhličitým.

Jestliže další výzkumy prokáží, že katastrofická domněnka dobře vysvětluje pozorované paleontologické, geologické i biologické skutečnosti, naskýtá se ihned další otázka, jak často byl vývoj života na Zemi ovlivněn obdobnými srážkami. Vždyť během existence Země se odehrálo aspoň 10 srážek s kometami větších rozměrů a další množství srážek s asteroidy. J. A. O´Keefe soudí, že také tektitové impakty během pleistocénu mohly souviset s vytvářením prstenů v okolí Země, jež zastiňovaly sluneční záření a vedly ke změnám klimatu. Společně s A. F. Cookem vyslovil též domněnku o existenci dalšího dočasného prstenu Země na konci eocénu před 34 miliony lety. A tak se najednou zdá, že minulost Země je přímo protkána solidními kosmickými katastrofami. Poněvadž průměrný interval mezi srážkami se odhaduje na 60 milionů let, měli bychom se urychleně začít připravovat na přežití dalšího pádu asteroidu...

Jelikož astronomická pozorování naznačují, že v nejbližších letech nám záhuba v podobě zbloudilého asteroidu nehrozí, můžeme si zatím v klidu připomenout, že nejnovější katalog malých planet obsahuje již 2 289 označených planetek, mezi nimiž je i planetka s nejvzdálenější dráhou nazvaná Chiron. O historické podmíněnosti její dráhy svědčí studie H. Scholla, jenž řešil numericky poruchy dráhy způsobené planetami Jupiter, Saturn, Uran a Neptun. Z těchto výpočtů plyne, že Chiron se dostal na současnou dráhu v důsledku působení Saturnu před třemi až čtyřmi tisíciletími a tuto kvazistabilní dráhu opět opustí za 6 ÷ 8 tisíc let. Jeho „pobyt“ na dráze mezi Saturnem a Uranem je proto vlastně jen krátkou epizodou v jeho životě.

Ještě dramatičtěji se projevují poruchy ve stabilitě drah meteorických rojů. C. D. Murray aj. zkoumali numericky poruchy Jupiteru a Země na dráhu známého roje Kvadrantid. Poruchy působí tak rychlé změny dráhy, že Kvadrantidy byly na Zemi poprvé pozorovatelné teprve r. 1835 a každoroční setkávání s nimi skončí kolem r. 2100. Chceme-li proto zkoumat vlastnosti meteorů v delším období, zdá se, že bychom se měli uchýlit k odlišným způsobům detekce.

Jednu možnost skýtá sběr meteoritů a meteoritického prachu na Zemi, čímž lze studovat zbytky dopadlé na zemský povrch v intervalu statisíců až milionů let. Zdá se, že krajinou zaslíbenou pro meteoráře se stává Antarktida, kde jsou skoro ideální podmínky pro konzervaci a nálezy meteoritů. Ve sněhu se meteority nápadně odlišují, nízká teplota zpomaluje procesy eroze a naprostá absence průmyslového znečištění odstraňuje potíže s kontaminováním vzorků. Během r. 1979 nasbíraly japonská a americká expedice celkem 309 meteoritů o hmotnosti 300 kg, z toho jeden železný meteorit o hmotnosti 136 kg. V Antarktidě tak bylo mimo jiné nalezeno více chondritů než na celém „zbytku světa“, a dokonce i vzácné uhlíkaté chondrity. Průměrné stáří meteoritů z těchto nálezů se pohybuje kolem 10⁵ let; nejstarší vzorek ležel v ledu již 1,5 milionů let, takže tím je stanovena i spodní mez trvání zalednění Antarktidy. Pozoruhodné je zjištění, založené na rozboru zastoupení nuklidů hliníku, palladia a platiny, že některé částice v meteoritech jsou starší než sluneční soustava a představují nepřetvořený mezihvězdný materiál.

Rozbor záznamů o přeletech jasných bolidů umožnil C. Keaymu vytvořit hypotézu o vzniku hvizdů a jiných zvukových efektů při přeletu těchto těles. Realita akustických pozorování byla často popírána nebo se zdála být v rozporu s jakýmkoliv přijatelným fyzikálním způsobem vzniku. Keay tvrdí, že hvizdy vydávají předměty v okolí pozorovatele, na něž se přenesla energie pomocí elektromagnetického záření o velmi nízké frekvenci. Podobně lze vysvětlit i akustické efekty při pozorování některých polárních září.

Pokud jde o objevy týkající se obřích planet Jupiter a Saturn, odkazuji čtenáře na zprávy v ŘH 10/1980, str. 203 (nové Jupiterovy měsíce) a dále ŘH 9/1980, str. 183 a 12/1980, str. 250 (nové měsíce Saturnu). Zatímco na objevech dalších Jupiterových měsíců se podílely hlavně kosmické sondy, Saturnovy měsíce byly převážně zjištěny ze Země, díky tomu, že opět po 14 letech procházela Země rovinou prstenců, což usnadnilo pozorování slabých světlých stop měsíců. Nové měsíce jsou namnoze tak malé, že brzy vznikne problém, co ještě považovat za solidní družici a co je jen kámen nebo balvan na oběžné dráze. Navíc je zřejmé, že některé dráhy těchto těles jsou natolik nestabilní, že okamžitý počet těles obíhajících kolem obřích planet se bude měnit s časem.

O vzdálených planetách sluneční soustavy máme stále zcela kusé informace. Ani loňský rok nevybočil z tradice podstatných revizí pro rotační dobu planety Uran, jež nyní vychází na (16,2 ±0,3) h. Značným a naprosto neočekávaným překvapením je Drakeovo a Kowalovo konstatování, že prvním pozorovatelem planety Neptun byl – Galileo Galilei v r. 1612–13! V r. 1979 totiž publikoval S. Albers seznam vzájemných zákrytů planet, z nějž vyplývá, že v lednu r. 1613 měl být Neptun zakryt Jupiterem. Kowal si uvědomil, že v té době konal Galileo svá pozorování měsíců Jupiteru a velmi pravděpodobně by měl být v zorném poli jeho dalekohledů také Neptun. Prohlídka původních Galileových zápisků a náčrtků prokázala, že Galileo Neptun viděl a také jej zakreslil (přirozeně se domníval, že jde o běžnou hvězdu, Neptun byl v té době 7,7 mag). Tato kuriozita však znamená daleko víc než jen pouhou historickou zvláštnost. Galileova určení poloh byla natolik přesná (snad kolem 10″), že vzhledem k velké časové odlehlosti (234 let před Galleovým objevem Neptunu) mohou posloužit i dnes jako kontrola vypočtené oběžné dráhy této planety. Další kontrolu představuje Lalandovo měření z r. 1795, kdy tento autor sestavoval katalog asi 50 000 hvězd. Jelikož Galileova poloha se liší od vypočtené dráhy asi o 1′, je s Neptunem něco v nepořádku, takže možná budeme muset opět uvažovat o existenci další dosud neobjevené planety.

Jak známo, Pluto se k vysvětlení těchto odchylek vůbec nehodí a vše svědčí o tom, že dvojplaneta Pluto-Charon byla nejspíš odtrženou družicí Neptunu. Celá řada autorů se věnovala přesnějšímu určení základních fyzikálních parametrů těchto těles, a to jednak metodou skvrnkové interferometrie, jednak při zákrytu Charonu hvězdou 13 mag dne 6. dubna 1980. Různé údaje jsou stále značně nejisté a nedávají příliš konzistentní výsledky. Orientačně lze říci, že poloměr Pluta je nejpravděpodobněji 1 800 km, jeho hmotnost činí 0,002 M_Z (tj. 1,2.10²² kg) a střední hustota 500 kg/m³ (dvakrát řidší než voda v pozemských podmínkách). Charon má poloměr 1 000 km, hmotnost 0,001 M_Z a hustotu 1 500 kg/m³. Velká poloosa jeho dráhy vůči Plutu je asi 20 000 km, oběžná doba 6,3867 dne a sklon 105°.

Nejistoty při zkoumání vzdálených drobných těles sluneční soustavy lze jistě astronomům prominout; horší je, že ani výzkum blízkého, velkého a jasného Slunce není ušetřen přetrvávajících rozporů, o některých z nichž jsme se v posledních letech opakovaně zmiňovali. Stále není jednoznačně řešen problém existence slunečních oscilací. A. Severnyj aj. mají k dispozici už pět let souvislých měření o úhrnné pozorovací době 1 000 hodin. Odtud vychází zpřesněná perioda oscilací (160,10 ±0,004) min a amplituda řádu 100 m. Tato hodnota odpovídá modelu homogenního Slunce s centrální teplotou pouhých 6 MK a svítivostí o pět řádů nižší, než je pozorovaná hodnota. Přijmeme-li jako východisko z nouze oscilace kvadrupólového typu, měli bychom zase pozorovat periody 147 a 171 min, které nalezeny nebyly. G. Zacepin aj. poukazují v této souvislosti na pozorovanou skutečnost, že uvedené Severného oscilace občas vymizí a pak se znovu objeví, přičemž fáze jevu se zachovává. Snad probíhá v nitru Slunce velmi mocný děj, jenž se na povrchu projevuje již jen zcela nepatrně. Krymská měření byla doplněna a potvrzena v americkém Stanfordu P. Schererem aj. – nápadné je jak zachovávání amplitudy, tak i fáze na obou vzdálených observatořích. Naproti tomu poruchy způsobené atmosférou Země nezachovávají ani amplitudu, ani fázi, takže nemohou jev vysvětlit. Stále musíme mít na paměti, že jde o měření na samé hranici soudobých přístrojových možností, a tak si definitivní řešení problému patrně počká až na přístroje, jež budou o řád přesnější.

Stejně nejasná je situace kolem měření sekulárního smršťování Slunce, jak o tom před rokem začali diskutovat J. Eddy a A. Boornazian. Z rozboru greenwichských pozorování odvodili, že poloměr Slunce klesá o 0,1 % za století, tj. před pouhými 90 tisíci lety bylo Slunce dvakrát větší než dnes a za dalších 90 tisíc let by z něj byl hmotný bod. To je zajisté absurdní, a tak se pilně probírají archivy a navrhují se rozličná bizarní vysvětlení. Nejsilnějším argumentem ve prospěch slunečního smršťování se zdá být Claviovo pozorování zatmění Slunce v Římě dne 9. dubna 1567. Pokud by se poloměr Slunce neměnil, mělo by být toto zatmění v Římě totální. Clavius však pozoroval zatmění prstencové, tj. sluneční disk byl tehdy větší, než je dnes! Naproti tomu pozorování přechodů Merkuru přes sluneční kotouč v letech 1723–1973 nenasvědčuje změně průměru slunečního disku větší než 0,05″ za století. Dále měření sluneční konstanty v letech 1850–1937 vylučuje větší kolísání než 0,33 %, tj. průměr svítícího disku se nemohl změnit více než o 0,5″. Samozřejmě nelze zcela vyloučit oscilace průměru například během cyklů sluneční činnosti, ale i v tomto sporném případě bude nejlepší počkat na řádově přesnější měření. Uvažuje se o fotoelektrickém měření slunečního průměru dalekohledem s mimořádně malou světelností f/100, jenž by dovolil měřit průměr slunečního kotouče s chybou 0,01″. Stejně však bude třeba vyzbrojit se obzvláštní dávkou trpělivosti, neboť homogenní pozorovací řady by měly obsáhnout minimálně půl století.

Připomeňme ještě, že případné kolísání sluneční svítivosti o více než 0,3 % by se zřetelně poznalo na změnách pozemského klimatu a že během slunečního cyklu s největší pravděpodobností sluneční svítivost skutečně kolísá, a to dokonce s amplitudou 0,4 %, jak ukázali E. Spiegel, N. Weiss a G. Lockwood aj.

Naproti tomu jistého pokroku bylo docíleno při výzkumu odvěkého problému periodicity sluneční aktivity. N. Lomb a A. Andersen zpracovali moderními statistickými metodami relativní čísla slunečních skvrn za období let 1700 až 1964 a nalezli zde celkem 14 statisticky významných period, mj. 55letou a 90letou periodu. Pro střední relativní číslo právě uplývajícího maxima sluneční činnosti předpověděli hodnoty 111 pro r. 1979 a 102 pro r. 1980. Zatím se zdá, že skutečné hodnoty byly o něco vyšší. R. Howard a B. LaBonte zpracovali dvanáctiletou řadu měření rychlostních polí na slunečním disku a zjistili, že se zde střídají šířkové zóny s amplitudou 3 m/s. Během 22 let se zóny pozvolna přesouvají od pólů k rovníku a zde zanikají. Tak byla poprvé zjištěna souvislost makroskopických pohybů sluneční hmoty s velkorozměrovou strukturou během slunečního cyklu.

Největším pokrokem – a to nejen ve sluneční fyzice – se může ovšem stát objev nenulové klidové hmotnosti neutrin a s tím souvisejících neutrinových oscilací, oznámený loni na jaře sovětskými i americkými fyziky (viz ŘH 61/1980, 161). Pokud se objev definitivně potvrdí, znamenal by elegantní vyřešení dlouholetého problému chybějících slunečních neutrin ve známém Davisově experimentu. O dalších astrofyzikálních důsledcích objevu se zmíníme v příslušných odstavcích později.

Konečně na rozhraní mezi sluneční a stelární astronomií se pohybuje práce J. Kirka a D. Wilkinse, kteří důmyslným způsobem řešili otázku, zda Slunce není „tajná“ dvojhvězda. Pomineme-li problém se zařazením Jupiteru (případně i Saturnu) do kategorie planet či hvězd, diskutovala se už vícekrát možnost, že Slunce má vzdáleného málo svítivého hvězdného průvodce někde na pokraji své sféry gravitačního vlivu. I kdyby však takový průvodce unikl pozornosti díky malé svítivosti, zaznamenali bychom nepochybně jeho gravitační účinky, a to především na pohyb dlouhoperiodických komet. Z nepřítomnosti měřitelných poruch v pohybu komet odvodili autoři, že Slunce žádného takového průvodce nemá, byť by to bylo těleso i tak exotické, jako je neutronová hvězda nebo černá díra (o hmotnosti minimálně 1,5 ÷ 3 M_☉). Výjimečnost Slunce jako osamělé hvězdy v Galaxii se tím zdá být zřetelně prokázána.

Je-li osamělé Slunce výjimkou, pak jsou hvězdy v páru téměř pravidlem. Není tedy divu, že vývoji dvojhvězd se stále věnuje soustředěná pozornost. B. Paczyński a R. Sienkiewicz ukázali, jak se při vývoji kataklyzmických dvojhvězd uplatňuje gravitační záření. Kataklyzmické proměnné obsahují sekundární složku o malé hmotnosti, jež vyplňuje Rocheovu mez. Díky tomu se z povrchu sekundární složky ztrácí hmota, která je odevzdávána primární složce. Sekundární složka postupně degeneruje a stěhuje se z hlavní posloupnosti do stadia bílého trpaslíka. Oběžná doba soustavy se nejprve zkracuje, až dosáhne minima 80 min. Zkracování je důsledkem ztráty momentu hybnosti soustavy, jež je způsobena gravitačním zářením. V dalším vývoji soustavy oběžná perioda znovu vzrůstá. Tato teoretická představa je výborně ověřována pozorováním kataklyzmických dvojhvězd, pro ně byly zjištěny nejmenší oběžné periody kolem 81 min. Toto pozorování lze proto považovat za další nepřímý důkaz existence gravitačního záření. Autoři odhadují, že typická frekvence takto vzniklého gravitačního záření je kolem 4.10^-4 Hz a že úhrnný tok od všech dvojhvězd v Galaxii je na povrchu Země kolem 6.10¹⁷ Jy.

B. Paczyński a B. Rudak se dále zabývali vývojem symbiotických dvojhvězd. Zásadně jde o systémy, kde sekundární složka je degenerovaný trpaslík, zatímco primární složka ztrácí hmotu intenzivním hvězdným větrem. Část tohoto materiálu bohatého na vodík se ukládá v atmosféře degenerovaného trpaslíka, což vede buď ke stabilně hořící vodíkové obálce, anebo k rekurentním zábleskům obdobným vzplanutím rekurentních nov.

Kataklyzmickým proměnným byla též věnována loňská konference britských astronomů v Herstmonceux. Nejvíce prací se soustředilo na studium nov a trpasličích nov. Především je pozoruhodné, že bolometrická jasnost nov delší dobu po optickém maximu neklesá; nastává jen přesun do infračervené oblasti spektra. Absolutní hvězdná velikost nov v maximu je o necelý řád nižší než kritická tzv. Eddingtonova luminozita, při níž se gradient tlaku záření rovná dostředivé síle. Tato skutečnost svědčí o dominujícím vlivu tlaku záření na rozpínání plynných obalů nov. Přesun maxima záření do infračervené oblasti lze vysvětlit kondenzací horkých (1 300 K) prachových zrnek ve vnější obálce novy.

G. Bath a J. Pringle ukázali, že na rozdíl od klasických nov, kde je zdrojem výbuchu překotná termonukleární reakce na dně vodíkové obálky novy, u trpasličích nov se uplatňuje nestabilita v akrečním disku jako bezprostřední příčina výbuchu. Amplitudy výbuchu trpasličích nov jsou proto asi o dva až tři řády nižší než u nov klasických.

A. Bogess aj. dokázali z měření na družici IUE, že známá Nova Aquilae 1918 (V603 Aql) je dvojhvězdou. Pozorovali totiž zákryt akrečního disku, jenž obklopuje bílého trpaslíka, chladnou sekundární složkou. Oběžná doba 3 h 20 min je zcela typická pro klasické novy. Z infračervených pozorování Novy Cygni 1978 odvodil R. Joseph, že prachová zrnka začala kondenzovat zhruba měsíc po optickém maximu. Infračervená svítivost novy pak převyšovala zhruba 500krát svítivost Slunce.

Pozoruhodný objev obří planetární mlhoviny ohlásili A. Purgathofer a R. Weinberger. Při prohlídce palomarského altasu nalezli útvar o úhlových rozměrech 20′ x 20′ a souřadnicích α = 6^h 15^m a δ = 55° 38′. Jde o druhou největší planetární mlhovinu (po známé mlhovině Helix), v jejímž středu se nalézá hvězda 15 mag. Pravděpodobná vzdálenost mlhoviny je asi 140 parseků, tj. skutečný lineární průměr mlhoviny dosahuje 0,8 pc a centrální hvězda je bílým trpaslíkem!

Vzdálenosti takových objektů se ovšem odhadují obtížně. Svědčí o tom významná revize vzdálenosti Keplerovy supernovy (1604) z dosud uváděných 10 kpc na pouhé 3,2 kpc (I. Danziger a W. Goss). V této souvislosti zní až neuvěřitelně tvrzení Wang Jian-minga, že supernova z r. 1604 vzplanula ještě jednou v r. 1664, podobně jako známá supernova v souhvězdí Zajíce z roku 1006 měla opakovaně vzplanout v květnu r. 1016! R. Rood aj. navrhují, aby se prozkoumalo nuklidové složení antarktického ledu v hloubce 15 m pod dnešním povrchem, neboť v té vrstvě by se mělo zaznamenat odchylné zastoupení některých nuklidů, jež vznikly díky pronikavé radiaci z této mohutné supernovy.

Pravděpodobnou rádiovou identifikaci Tychonovy supernovy (1572) oznámili S. Gull a G. Pooley, když objevili téměř bodový rádiový zdroj na frekvenci 2,7 GHz, jehož poloha uspokojivě (na 40″) souhlasí s centrem optického pozůstatku supernovy. Poměrně nejzáhadnější historickou supernovou zůstává i nadále supernova v Cassiopei z r. 1667. A Fabian aj. odvodili z rentgenových měření na družici Einstein, že plyn, vysílající rentgenové záření, má hmotnost aspoň 15 M_☉, takže explodující supernova byla mimořádně masivní. Podobně K. Brecher a I. Waserman vypočítali, že hmotnost vyvrženého plynu byla aspoň 12 M_☉. Podle nich nastala exploze již r. 1657 (s chybou 3 roky). V r. 1680 pozoroval na tom místě oblohy Flamsteed hvězdu 6 mag, ale to se zdá být trochu málo na supernovu v naší Galaxii. Není vyloučeno, že mimořádná masivnost hvězdy způsobila, že při explozi se hvězda zcela rozprášila, takže po ní doslova nic nezbylo. Skutečně je nejvýš načase, aby v Galaxii co nevidět vzplanula solidní supernova, kterou bychom mohli zevrubně prozkoumat současnými metodami.

Kdybychom žili v galaxii NGC 6946, věděli bychom o supernovách snad už téměř vše, neboť v této soustavě jsou supernovy vyráběny téměř na běžícím pásu. V říjnu 1980 oznámil P. Wild vzplanutí již páté supernovy v galaxii NGC 6946, přičemž předešlé supernovy byly zaznamenány v letech 1917, 1939, 1948 a 1968.

Přímo fantastické množství prací bylo i vloni věnováno rentgenové astronomii. Čtenář snad promine, že do našeho přehledu se vejde jen několik telegrafických poznámek. A. Shafter aj. určili horní mez jasnosti sekundární složky prototypu masivní rentgenové dvojhvězdy – proslulého systému Cygnus X-1 (HDE 226868). Sekundární složka má svítivost menší než 2 % složky primární. Tím je značně posílena hypotéza, že sekundární složka této soustavy je vskutku černou dírou. Naproti tomu J. Armstrong aj. ze zpřesněné polohy rentgenového zdroje OAO 1653-40 odvodili, že zdroj není totožný s optickou proměnnou V861 Scorpii, která sama žádné měřitelné rentgenové záření nevysílá. Rentgenový zdroj 1653-40 obsahuje rentgenový pulzar s periodou 38 sekund a jeho optická identifikace je v tuto chvíli znovu otevřená, tj. úvahy o černé díře v dvojhvězdě V861 Sco se staly bezpředmětné.

Zato se podařilo opticky ztotožnit přechodný rentgenový zdroj Centaurus X-4 (C. Canizares aj.), jenž poprvé vzplanul v r. 1969 a opakovaně v květnu r. 1979. Zdroj má zároveň zábleskový charakter. Hvězda ztotožněná se zdrojem má v klidovém období 19 mag a během vzplanutí se její jasnost zvýšila na 13 mag. Během optického poklesu po maximu (rychlostí 0,12 mag za den) byl na sestupné větvi pozorován rentgenový záblesk, jenž převýšil šestkrát rentgenový tok v maximu. Podle M. Matsuoky aj. jde o dvojhvězdu, v níž sekundární složkou je neutronová hvězda akretující hmotu z pozdního chladného trpaslíka, spektrální třídy K3-K7. Oběžná perioda soustavy je 8,2 hod. Podle L. Kaluzienského aj. bylo vzplanutí v r. 1979 dvacetkrát slabší než výbuch v r. 1969 a celková uvolněná energie dosáhla hodnoty 3.10³⁶ J. Celá epizoda byla nejkratší ze všech dosud pozorovaných přechodných zdrojů (rentgenových nov).

Mezi zábleskovými zdroji znovu potvrdil svou výjimečnost tzv. rychlý blýskač (burster) MXB 1730-335. Ukázalo se, že záblesky obdobné rentgenovým vysílá také v mikrovlnné části spektra (O. Calla aj.). Jednotlivé záblesky nabíhají 5 ÷ 90 s, trvají 50 ÷ 480 s a pokles zabírá 10 ÷ 90 s. V srpnu 1979 nalezli H. Inoue aj. nový typ lichoběžníkových rentgenových impulzů o trvání 30 s až 10 min, jež se někdy vyskytují v celých sériích. S. Sato aj. hledali bezúspěšně obdobné záblesky v infračervené oblasti spektra. Zjistili však, že zdroj se nalézá v kompaktní kulové hvězdokupě, kterou objevil W. Liller. Nejnovější zprávy naznačují, že objekt vysílá i rádiové impulzy na frekvenci 4,1 GHz a snad i infračervené záblesky.

Pozoruhodnou teoretickou práci o povaze zábleskových zdrojů uveřejnili E. Ergma a A. Tutukov. Autoři dokazují, že způsob existence rentgenového zdroje závisí na rychlosti akrece hmoty na neutronovou hvězdu. Je-li rychlost akrece větší než 10^-10,5 M_☉/r, hoří vodík v obálce neutronové hvězdy stabilně a pozorujeme trvalý rentgenový zdroj. Pro přenos hmoty v rozmezí 10^-10,5 ÷ 10^-11,5 M_☉/r za rok se vodík zapaluje v déle trvajících záblescích („pomalé“ zábleskové zdroje). Při rychlosti přenosu menší než 10^-11,5 M_☉/r vzniká rychlý zábleskový zdroj a hoření vodíku vede okamžitě k zapálení helia v obálce neutronové hvězdy. Zajímavým důsledkem uvedených výpočtů je možnost překotné termonukleární reakce v obalu osamělé neutronové hvězdy, která akreuje mezihvězdnou látku rychlostí 10^-15 M_☉/r. Energie uvolněná při heliovém záblesku může dosáhnout až 10³⁷ J.

Úctyhodné množství studií bylo věnováno snad nejpozoruhodnějšímu hvězdnému objektu v Galaxii, a to systému SS 433 (autor si poznamenal 36 odkazů). Shrneme-li současný stav, lze konstatovat, že celý úkaz lze vysvětlit takto: Zhruba před 50 tisíci lety vzplanula na daném místě oblohy supernova, jež po sobě zanechala rychle rotující neutronovou hvězdu a expandující mlhovinu. Neutronová hvězda je členem dvojhvězdné soustavy s oběžnou periodou 13,1 dne, velikostí hlavní poloosy 15 milionů kilometrů a hmotnostmi složek srovnatelnými s hmotností Slunce. Z povrchu neutronové hvězdy vyvěrají dva zhruba protichůdné svazky, v nichž je plyn urychlován až na rychlost 80 000 km/s. Tyto svazky se střídavě naklánějí k nám a od nás v důsledku precesního pohybu rotační osy neutronové hvězdy, jehož perioda je 164 dnů. Kinetická energie výtrysků převyšuje o šest řádů zářivou energii Slunce. Teplota vyvrhovaného plynu je přitom překvapivě nízká, kolem 15 000 K. Příčinou výtrysků je mohutná (superkritická) akrece hmoty na neutronovou hvězdu rychlostí 10^-4 M_☉/r. Tolik hmoty najednou se nestačí uložit klidně na povrch neutronové hvězdy a je odvrhováno tlakem záření. Některé úkazy jsou však dosud záhadné. Rádiová měření naznačují šroubovicové pohyby plynu ve výtryscích („kosmická vývrtka“?) a výtrysky samy nejsou přesně protilehlé. Jejich vrcholové úhly se v r. 1979 rozevřely o 5°. Někteří autoři nacházejí periodické změny jasnosti, polarizace, atd. s periodou 6,5 dne, tedy zhruba poloviční, než je spektroskopicky určená oběžná perioda. Také vzdálenost zdroje není známa s uspokojivou přesností: odhady se pohybují v rozmezí 3 ÷ 5 kpc. Pro podporu teorie relativity, resp. existence tzv. transverzálního Dopplerova posuvu, je jistě potěšující, že střední poloha „pohyblivých“ složek spektrálních čar se nalézá u hodnoty +12 000 km/s, což je v souladu s teoretickou hodnotou transverzálního posuvu pro rychlost 75 000 km/s, jež zase dobře odpovídá pozorované hodnotě expanzní rychlosti plynu ve výtryscích.

Znovu se potvrzuje, jak obrovský význam pro astronomii i fyziku má pozorování neutronových hvězd – objektů, jejichž existence se předpokládala již před čtyřiceti lety, ale jež byly poprvé spolehlivě prokázány teprve objevem pulzarů. Pro ověřování teorie relativity má obzvláštní cenu, jestliže se pulzar nachází ve dvojhvězdě. K dnes již klasickému binárnímu pulzaru PSR 1913+16 přibyly loni dva další. Nejprve R. N. Machester aj. zjistili, že pulzar PSR 0820+02 je členem dvojhvězdné soustavy s velmi dlouhou oběžnou dobou kolem 1 700 dnů. Zdánlivé kolísání základní periody pulzaru 0,864 s umožnilo díky tomuto oběžnému pohybu určit „spektroskopické“ elementy systému. Projekce velké poloosy do roviny kolmé k zornému paprsku je 120 milionů kilometrů, dráha pulzaru je kruhová s oběžnou rychlostí 5 km/s a hmotnost druhé složky dvojhvězdy je 0,85 M_☉. Systém je od nás vzdálen asi 900 parseků. Podle I. S. Šklovského je možné, že pulzar v této oddělené dvojhvězdě vznikl gravitačním kolapsem masivní hvězdy, která neprošla stadiem supernovy (tzv. „nehlučný“ gravitační kolaps). V červnu r. 1980 oznámili M. Damashek aj. objev dalšího binárního pulzaru PSR 0655+64 s oběžnou periodou kolem 24 hodin. Dráha je kruhová; další parametry se teprve zjišťují. Na stejném místě oblohy se nalézá slabší rentgenový zdroj.

Nejistoty ve stavových rovnicích pro neutronové hvězdy se odrážejí ve stále nerozřešené otázce, jaká je maximální možná hmotnost neutronové hvězdy (to znamená, že hvězda hmotnější než tato horní mez se musí nutně zhroutit v černou díru). E. Zuiderwijk shrnul dosud publikované výpočty horní meze, jež se pohybují mezi hodnotami 1,4 ÷ 2,7 M_☉, a odvodil jako nejpravděpodobnější hodnotu hmotnost 1,74 M_☉. To je ve velmi dobrém souhlase s hodnotou (1,6 ±0,3) M_☉, kterou stanovil nezávisle J. Hutchings.

Před výbuchem supernovy, jež vede k pozůstatku v podobě pulzaru, má hvězda přirozeně mnohem vyšší hmotnost. Podle H. Shipmana a R. Greena je hmotnost předchůdců pulzarů omezena zdola i shora v mezích 5,0 ÷ 5,6 M_☉. Kromě toho mohou pulzary vzniknout po výbuchu supernov s původní hmotností vyšší než 15 M_☉; M. Arnaud a R. Rothenflug se zabývali otázkou, zda počet vzniklých pulzarů odpovídá frekvenci „příhodných“ supernov v Galaxii, a dospěli na základě stelárně statistických úvah k závěru, že průměrně vzniká jeden pulzar za 100 let, což je v souladu s pravděpodobnou frekvencí odpovídajících výbuchů supernov v Galaxii.

Radioastronomické metody hrají významnou úlohu nejen při studiu závěrečných etap hvězdného vývoje, kdy jsou hvězdy gravitačně zhroucené, ale též při pozorování hvězd před vstupem na hlavní posloupnost a dokonce i při zkoumání rozptýleného materiálu, z něhož hvězdy vznikají, tj. při studiu mezihvězdné hmoty. Objevy nových organických sloučenin v mezihvězdném prostoru z pozorování v pásmu milimetrových vln se však už zdaleka tak nehrnou jako v letech předešlých. R. Linke aj. nalezli vloni v rádiovém zdroji Sagittarius B šest čar na frekvencích 76 a 100 ÷ 102 GHz, příslušejících methanthiolu CH ₃ SH, a dále M. Frerking aj. objevili pět čar kyseliny thiokyanaté na frekvencích 82 ÷ 140 GHz.

Předloňský objev molekuly kyantetraynu posílil mimo jiné přesvědčení astronomů, že důležitou součástí mezihvězdného prachu je uhlík ve formě karbynu, jehož řetězec je stejný jako u kyantetraynu. Karbyn byl též nalezen v uhlíkatých chondritech a od r. 1968 jej lze připravovat též laboratorně. Tak by bylo možné vysvětlit přítomnost mnoha dosud neidentifikovaných spektrálních čar v mezihvězdném prachu. S. Kwok shrnul základní vlastnosti prachové složky mezihvězdné hmoty a dospěl k závěru, že silikátová zrnka v mezihvězdném prachu pocházejí z rozpínajících se obálek pozdních veleobrů, zatímco grafitová a karbynová zrnka vznikají z ionizovaného plynu rozpínajících se obálek planetárních mlhovin a nov. Mezihvězdný prach se vyznačuje pozoruhodnou odrazivostí v daleké ultrafialové oblasti spektra a jeho „ultrafialové albedo“ dosahuje 60 %, což je více než u nejlepších uměle připravených reflexních materiálů. Toto překvapivé zjištění komentoval nejmenovaný pracovník NASA návrhem, aby reflexní plochy plánovaného kosmického teleskopu byly pro zvýšení účinnosti posypány mezihvězdným prachem!

C. Fridlund aj. zkoumali z balonu molekulové mračno L 1551. Pozorováními v daleké infračervené oblasti spektra v rozmezí 72 ÷ 196 μm odvodili celkovou bolometrickou svítivost mračna na 25násobek bolometrické svítivosti Slunce. Uvnitř oblaku se nachází hvězda o nízké hmotnosti, která ještě nevstoupila na hlavní posloupnost. To lze považovat za téměř přímý důkaz vznikání hvězd kondenzací z rozptýlené mezihvězdné hmoty. Podobně infračervená pozorování globule B 335, vykonaná J. Keeneovou aj., prokázala existenci chladné (15 K) prachové složky o celkové hmotnosti 0,1 M_☉ a bolometrické svítivosti 5 L_☉.

Pro pochopení vývoje hvězd v Galaxii bude mít nepochybně značnou odezvu zjištění, že v kulové hvězdokupě M3 nebyly nalezeny skoro žádné spektroskopické nebo zákrytové dvojhvězdy. Stalo se tak na základě 75 let trvajících výzkumů měření vlastních pohybů a radiálních rychlostí 266 hvězd v této hvězdokupě. Astronomové K. Cudworth, J. Gunn a J. Griffin zkombinovali klasická měření vlastních pohybů s moderním určováním radiálních rychlostí fotoelektrickým spektrometrem a porovnáním rozptylů veličin odvodili vzdálenost hvězdokupy na (9,6 ±2,6) kpc. Stáří Galaxie odvozené z radioaktivní chronometrie rozpadové řady rhenium-osmium vychází v rozmezí 10,2 ÷ 16,1 miliardy let.

Sugestivní přehled o dnešních názorech na stavbu jádra Galaxie uveřejnil G. Wynn-Williams. Kdybychom se nacházeli v centru Galaxie, pozorovali bychom na obloze velké množství hvězd, z nichž nejjasnější by se jevily jako objekty 10 mag. Úhrnná záře hvězd by převyšovala měsíční světlo v úplňku. Kromě toho bychom tam mohli pozorovat očima růžové a zelené mraky ionizovaného plynu a úkazy jako vzplanutí novy nebo supernovy by byly poměrně běžné. Tvary souhvězdí by se měnily neobyčejně rychle. Zato bychom měli velmi zkreslené představy o vzdálenějších oblastech Mléčné dráhy a rovněž i o extragalaktických objektech, neboť jejich obrazy by byly zakryty mračny plynu a prachu. Úhrnná svítivost „centrálního parseku“ Galaxie dosahuje hodnoty až 10 ML_☉. V samotném jádře se nalézá hustý objekt o průměru menším než 10 AU, vysílající intenzivní rádiové záření. Tento objekt je patrně fyzickým středem Galaxie a možná obsahuje černou díru o průměru menším než 0,1 AU, tj. o hmotnosti řádu 10⁶ M_☉.

Ještě nižší odhad hmotnosti černé díry v jádře Galaxie uveřejnili V. Gurzadjan a L. Ozernoj na základě změřeného rentgenového toku z centra Galaxie. Domnívají se, že případná černá díra v jádře Galaxie má hmotnost maximálně 600 M_☉. Kdyby totiž byla hmotnost černé díry vyšší, projevilo by se to slapovým trháním okolních hvězd, a tedy i vysokým a proměnlivým rentgenovým zářením jádra. Mechanismus slapového trhání funguje v intervalu hmotností černé díry v rozmezí 10³ ÷ 3.10⁸ M_☉. Rozervané hvězdy jsou pak vtaženy do akrečního disku kolem černé díry, jehož hmotnost je menší než 10⁵ M_☉. (Tento model, jak známo, se dobře uplatňuje při vysvětlení proměnnosti záření kvasarů).

Černé díry velkých hmotností se podle M. Kafatose vyskytují v jádrech galaxií NGC 4151 a Cen A a jejich hmotnost dosahuje asi 10⁷ M_☉. Naopak zase Gurzadjan a Ozernoj popírají existenci černé veledíry v jádře obří radiogalaxie M87 a tvrdí, že k vysvětlení pozorovaných jevů zde stačí husté hvězdné jádro. C. Jenkins určil hmotnost jádra M87 na 10 GM_☉ a poměr hmotnosti a svítivosti jádra na 60 : 1 (hmotnost i svítivost se vyjadřuje ve slunečních jednotkách). Podle D. Fabricanta aj. vyplývá z rentgenových měření na družici Einstein, že galaxie M87 má rozsáhlé halo a její hmotnost do vzdálenosti 230 kpc od centra činí celkem 17 ÷ 40 TM_☉!

Zdá se, že i hmotnost jiných galaxií byla dosud podceňována. Svědčí o tom zejména výsledky měření svítivosti galaxií v daleké infračervené oblasti spektra. C. Telesco a D. Harper měřili v pásmu 30 ÷ 300 μm záření jader 7 galaxií. Hmotnosti jader se pohybují v rozmezí 5 ÷ 300 GM_☉ (NGC 1068). Naše Galaxie v centrální oblasti o poloměru 500 pc září jako miliarda Sluncí. Pozoruhodný je případ galaxie NGC 6946. V říjnu 1980 zde pozoroval P. Wild výbuch již 5. supernovy zaznamenané v průběhu sedmdesáti let (předešlé supernovy v této galaxii byly pozorovány v letech 1917, 1939, 1948 a 1968).

Nový katalog členů Místní soustavy galaxií publikoval loni S. van den Bergh. Uvnitř průměru 1,5 Mpc je nyní známo již 29 členů Místní soustavy. Rozměry bohatých kup galaxií se pohybují v rozmezí 5 ÷ 10 Mpc a tzv. nadkupy (superclusters) mají průměry několika desítek Mpc, mezi nimiž jsou proluky téhož řádu. K nadkupám patří systémy galaxií Virgo + Místní soustava, dále Perseus, Hydra + Centaurus a Coma Berenices. Jak uvádí M. Hausman, relativní rozměry galaxií nejsou nikterak zanedbatelné proti vzájemným vzdálenostem mezi galaxiemi. Proto musí docházet k vzájemným těsným přiblížením a přímým srážkám galaxií poměrně často.

Dlouho jsme si mysleli, že se při tom celkem nic neděje, neboť volné dráhy hvězd v galaxiích jsou tak značné, že k přímým srážkám hvězd nedochází, galaxie se prostoupí a jedině si navzájem „vymetou“ mezihvězdný plyn. Výpočty na rychlých počítačích však ukázaly, že srážka má přece jen mnohem výraznější důsledky. Hvězdy jsou citlivé na „kolektivní“ gravitaci druhé galaxie, a tak se při vzájemném průchodu obě galaxie deformují působením gravitačních sil. Efekt dynamického tření mezi hvězdami způsobí, že řada kulových hvězdokup spadne do jádra své galaxie, a podobně v kupě galaxií působí ta nejhmotnější jako kanibal, který slapově trhá a pohlcuje menší galaxie v kupě. Po jisté době se kanibal pozná i na dálku jako mimořádně svítivá a rozměrná galaxie.

Loňský rok znamenal jisté vyvrcholení v dosavadních snahách pochopit povahu kvazistelárních rádiových zdrojů a objektů. Především se dále zvyšuje počet identifikovaných kvasarů. Nový katalog A. Hewitta a G. Burbidge obsahuje již 1 476 kvasarů a k tomu 55 objektů typu BL Lac. W. Ku aj. identifikovali 35 kvasarů jako zdroje rentgenového záření v pásmu 0,5 ÷ 4,5 keV. Ukazuje se, že rentgenově září především opticky a rádiově nejsvítivější objekty. Dále se podařilo najít větší množství koincidencí kvasarů s galaxiemi. A. Stocton zjistil, že tyto těsné páry mají vesměs týž červený posuv. Proto J. Miller tvrdí, že kvasary se nacházejí přímo v galaxiích, a E. Burbidgeová se domnívá, že kolem některých kvasarů se pozoruje něco jako zárodky budoucích galaxií. Výzkum kvasarů se nyní rozvíjí i v oblasti milimetrového záření. K tomu se používá 5m Haleova reflektoru na Mt. Palomaru. H. Arp objevil kombinace kvasarů a galaxií, kde z měření rychlostí jakoby vyplývalo vyvržení kvasarů opačnými směry z jádra téže galaxie. Arpovy závěry kritizoval D. Weedman, jenž pro soubor 259 kvasarů na jižní obloze nenašel statisticky významnou souvislost s polohou blízkých galaxií. Také P. Wehinger aj. a S. Wyckoffová aj. nalezli kvasary, jež jsou přímo v jádru nějaké galaxie, a oba útvary mají vždy týž červený posuv.

Model kvasaru, jenž dobře vystihuje pozorované jevy, uveřejnili M. Abramowicz a T. Piran. Domnívají se, že jádrem kvasaru je černá veledíra obklopená tlustým akrečním diskem. Z disku vybíhají úzké výtrysky s vrcholovým kuželem do 20° a s rychlostí vyvržených částic až 70 % rychlosti světla. Výtrysky si zachovávají prostorovou orientaci po dobu nejméně jednoho milionu let. Čtenář zde zajisté tuší souvislost s modelem dnes tak proslulého galaktického rentgenového zdroje SS 433. Na model navazuje též práce Z. Horáka, jež se zabývá zářením z akrečního disku kolem kvasaru. Ukazuje, že maximum záření vychází z oblasti vzdálené od centra černé díry o devítinásobek jejího Schwarzschildova poloměru. Díky intenzivnímu gravitačnímu poli je záření gravitačním posuvem posunuto do červené oblasti spektra, a tím lze vysvětlit občas pozorovaný nadbytečný červený posuv některých kvasarů vůči odpovídajícím galaxiím (Arpovy páry).

Také proslulé nadsvětelné rychlosti expanze některých kvasarů (hodnoty 4 ÷ 19 c) jsou podle A. Marschera a J. Scotta dobře vysvětlitelné relativistickým, nicméně podsvětelným vyvržením materiálu z jádra kvasaru. V žádném případě totiž nepozorujeme smršťování složek, ale vždy jen rozpínání dvou protilehlých složek. Vyjdeme-li z Reesova modelu (z r. 1966), můžeme zjistit ze zdánlivé nadsvětelné rychlosti expanze skutečnou podsvětelnou (byť relativistickou) rychlost vyvržených částic vůči centru výbuchu. Když podle takto odvozené rychlosti zpětně extrapolujeme dobu, kdy částice byly v průsečíku obou vektorů rychlosti, zjistíme, že v takto vypočítané době došlo v daném kvasaru k rádiovému zjasnění, tedy zřejmě k výbuchu, který je příčinou celého úkazu. Zase zde tudíž objevujeme výtrysky, jejichž povaha je obdobná jako u zmíněného galaktického zdroje SS 433. Zdá se, že tento mechanismus vymršťování plynných mračen má velmi obecnou povahu, když se může uplatňovat v objektech tak rozdílných hmotností. Z Reesova modelu (jenž byl původně vytvořen pro vysvětlení rychlých změn rádiového toku kompaktních rádiových zdrojů) plyne, že zhruba u poloviny kvasarů bychom měli zjišťovat zdánlivé nadsvětelné rychlosti rozpínání.

Nejjasnější kvasar 3C 273 v souhvězdí Panny byl zkoumán M. Ulrichem aj. pomocí družice IUE. V daleké ultrafialové části spektra bylo objeveno osm absorpčních čar, jež nevykazují žádný červený posuv. Jde nepochybně o projekci kvasaru na plyn v halu naší Galaxie. Hmotnost černé díry v kvasaru 3C 273 odhaduje M. Kafatos dokonce na 10 GM_☉. Vůbec nejsvítivější kvasary nalezl I. Glass měřeními v infračervených pásmech JHK. Kvasary s červenými posuvy z = 3,27 (PKS 2126-15) a z = 3,13 (Q 0420-388) mají za předpokladu kosmologického výkladu červeného posuvu skutečný zářivý výkon 3.10⁴¹ W.

Neobvyklé změny rádiové jasnosti vykazuje prototyp třídy blazarů, objekt BL Lacertae. Podle V. Kurilčika byl pokles rádiové emise objektu v březnu r. 1975 zákrytem a dvě rádiové složky objektu se vzdalují od sebe zdánlivou rychlostí 15 ÷ 20 c. Silný rádiový výbuch objektu pozorovali počátkem května 1980 M. Aller aj. Rádiový tok se pohybuje kolem hodnoty 10 Jy, což je nejvyšší hodnota od r. 1974. Zdroj byl v minimu rádiové jasnosti (pod 2 Jy) v srpnu 1979.

Daleko nejvíce pozornosti budil i loni dvojitý kvasar 0957+561 A, B, jemuž bylo věnováno množství pozorovacích i teoretických studií v souvislosti s možností, že zde pozorujeme efekt gravitační čočky. V průběhu roku se výklad pozorování několikrát dramaticky změnil, ale v době, kdy vzniká tento přehled, se zdá být nanejvýš pravděpodobné, že celý úkaz je vskutku projevem složité gravitační čočky.

Sledovat všechny peripetie názorů na povahu dvojitého kvasaru by už dnes vydalo na samostatný článek. Pokusme se aspoň o stručné shrnutí. Dvojitý kvasar nalezl v r. 1978 R. Carswell v přehlídce rádiových zdrojů z observatoře Jodrell Bank. Vzdálenost složek A, B na obloze byla jen 5,7″ a to přimělo D. Walshe aj. k pořízení spekter. Totožné červené posuvy emisních čar z _e = 1,40 a absorpčních čar z_a = 1,39 pro obě složky a naprosto totožný vzhled spektra byly důvodem k vyslovení podezření, že jde o dva obrazy téhož kvasaru, tedy o efekt gravitační čočky.

Podle J. Lawrence popsal A. Einstein efekt gravitační čočky v práci z r. 1936, a to na základě upozornění českého inženýra Mandla. Einstein sám v práci poznamenal, že jde o úkaz velmi nepravděpodobný. Pozdější rozbory ukázaly, že v případě přesného seřazení vzdáleného bodového zdroje a bližšího hmotného útvaru (gravitátoru) na přímce procházející pozorovatelem bychom místo vzdáleného bodového zdroje pozorovali rovnoměrně zářící prstenec. Jestliže seřazení není dokonalé, vzniknou dva nestejně velké srpkovité obrazy a v extrémním případě dva body.

Když astronomové z Haleových observatoří vyfotografovali kamerou typu CCD ve stejném směru zčervenalou galaxii 18,5 mag, jejíž červený posuv z = 0,39, posílilo to možnost, že galaxie je kýženým gravitátorem a kvasary A, B jsou projevy gravitační čočky. Do pozorování byla zapojena právě dokončovaná obří anténní soustava VLA, avšak první výsledky naznačovaly složitou strukturu rádiových obrazů, jež se nedařilo vysvětlit hypotézou o gravitační čočce (B. Burke aj., P. Greenfield aj., D. Roberts aj.). Teprve využití plného výkonu soustavy VLA umožnilo počátkem r. 1980 P. Greenfieldovi aj. uvést hypotézu v soulad s rádiovým pozorováním. Hmotnost gravitátoru pak vyšla v rozmezí 0,2 ÷ 200 TM_☉. Rádiové složky obrazu byly označeny písmeny A-F, přičemž zdroje C-F souvisejí se základním obrazem A. U obrazů A a B byly pozorovány rádiové výběžky, ale ty patrně souvisejí s mezilehlou galaxií, resp. s celou kupou galaxií, kterou vyfotografovali P. Young aj. zmíněnou kamerou CCD.

Mezitím prokázali C. Dyer a R. Roeder, že v případě průchodu paprsků z kvasaru kupou galaxií s nespojitým rozložením hmoty se celý efekt gravitační čočky stává velmi komplikovaným, neboť gravitátor nelze považovat za hmotný bod. Jen centrální část gravitátoru pak působí jako spojná čočka a rozložení hmoty v kupě galaxií lze spíše zpětně určit ze vzhledu gravitačních obrazů původního kvasaru. Z efektu gravitační čočky však také vyplývá, že poměr intenzit jednotlivých obrazů musí být nezávislý na vlnové délce. Tuto předpověď se postupně podařilo ověřit v širokém rozsahu vlnových délek, od daleké ultrafialové oblasti (P. Gondhalekar a R. Wilson) až do blízké infračervené oblasti (M. Lebofsky aj., B. Soifer aj.). Svítivost mezilehlé galaxie přitom vychází 200 GL_☉. Rozdíl rychlostí složek A a B je skutečně neměřitelně malý: podle B. a D. Willsových činí 314 km/s při rychlosti vzdalování 2,1.10⁵ km/s! Mezitím R. Noble a D. Walsh potvrdili nezávislost poměru intenzit složek A a B na vlnové délce v pásmu od 290 nm až po decimetrové vlny, což vysoce zvýhodňuje hypotézu gravitační čočky.

Pokud v kvasaru dochází ke změnám svítivosti, mělo by se to projevit fázově posunutými změnami jasnosti obrazů A a B. V polovině r. 1980 pozoroval W. Keel relativní zjasnění složky B vůči složce A a v říjnu 1980 oznámili G. Beskin aj., že fotoelektrická měření na 6m dalekohledu v Zelenčukské prokázala kolísání jasností obou složek v barvách UBVR mezi prosincem 1979 a říjnem 1980. Podle předpovědi C. Dyera a E. Roedera by měl být časový posuv ve fázi změn jasnosti obrazů A, B v intervalu 0,03 ÷ 1,7 let, takže snad již záhy bude v této otázce rovněž jasno. V době, kdy uzavíráme tento přehled, stojí rozhodně akcie gravitační čočky na světové burze astronomických objevů velmi vysoko.

Jedním z důsledků objevu kvasaru-gravitační čočky je další posílení názoru, že kvasary jsou v kosmologických vzdálenostech úměrných velikosti jejich emisního červeného posuvu. Samotné vzdálenosti pak závisejí na správném určení hodnoty Hubbleovy konstanty H₀. Dlouhodobý trend snižování konstanty (a tedy zvětšování rozměrů i stáří viditelné části vesmíru) se zhruba před dvěma lety zastavil a nyní se obrací. Na základě luminozitní klasifikace spirálních galaxií typu Sb v blízkém okolí naší místní soustavy odvodili loni M. Stenning a F. Hartwick hodnotu H₀ = (75 ±15) km/s/Mpc. D. J. Westpfahl využil „principu obvyklosti“ a z předpokladu, že galaxie M31 a naše Mléčná dráha jsou ve vesmíru průměrné, stanovil hodnotu H₀ = 75 ÷ 80 (v týchž jednotkách). Tím se zkracuje vývojová škála vesmíru od velkého třesku a zejména okamžik vzniku galaxií se přibližuje vlastnímu velkému třesku, tj. galaxie a kvasary počaly vznikat patrně již několik málo milionů let po velkém třesku!

B. I. Fesenko se podrobně zabýval nedávnými pracemi, jež se snaží dokázat buňkovou strukturu systémů galaxií (tzv. Abellovy nadkupy), a tvrdí, že jde o iluzi, způsobenou zanedbáním výběrových efektů. Stále je tedy udržitelný názor, že na škále 100 Mpc je již vesmír homogenní a izotropní.

Předpoklad o tzv. hierarchické struktuře vesmíru měl mimo jiné objasnit známý Olbersův paradox (proč je v noci tma?) pro nekonečný vesmír. Loňská stať E. R. Harrisona ukázala, že astronomové celý problém zbytečně zkomplikovali, a navíc že je zde i řada historických nepřesností. Prvním, kdo si tzv. paradox uvědomil, nebyl totiž nikdo menší než Jan Kepler: ve svém spise Dissertatio cum Nuntio Sidereo, který vyšel v Praze v r. 1610, napsal: „Je-li toto pravda a jestliže existují slunce, která mají touž povahu jako naše Slunce, tážeme se, proč tato slunce ve svém úhrnu daleko nepřekonají naše Slunce, pokud jde o jasnost?“ Kepler sám řešil paradox tím, že zavrhl předpoklad o nekonečném oceánu hvězd. Domníval se, že hvězdný vesmír je konečný a má „kosmický okraj“. Pak přirozeně paradox nevzniká. Kepler považoval tento argument za hlavní důkaz konečnosti hvězdného vesmíru. Je pravděpodobné, že téhož paradoxu si byl vědom i Newton, ale ten se víc trápil jeho gravitační analogií: v nekonečném vesmíru působí na každý objekt neurčitě velká gravitační síla. Tento paradox řešil Newton předpokladem, že vesmír je dokonale homogenní a síly z opačného směru se vždy přesně ruší.

Paradox s temnotou nočního nebe si uvědomoval další velký astronom počátku 18. stol., E. Halley. Jeho vysvětlení bylo však i z hlediska tehdejší vědy naprosto chybné a je spíše s podivem, že chybu zprvu nikdo (ani sám Newton) neodhalil. Paradox dále zkoumal J. P. de Chéseaux v r. 1744 a vysvětloval jej absorpcí hvězdného světla v hypotetické mezihvězdné tekutině. Týž argument použil r. 1823 k odstranění paradoxu H. Olbers a po něm dostal paradox (paradoxně) své jméno. V r. 1848 poukázal J. Herschel na to, že Chéseauxovo i Olbersovo řešení je chybné: Absorbující látka se během krátké doby zahřeje a bude vysílat stejné množství záření, jaké pohlcuje. Herschel sám navrhl již zmíněné hierarchické řešení, jež počátkem tohoto století rozpracoval zejména C. Charlier. Podle toho se vesmír skládá z nekonečného počtu do sebe vnořených „vesmírů“ s postupně klesající střední hustotou. Takové řešení paradoxu je z filozofického hlediska velmi neuspokojivé, vesmír má privilegovaný střed a je zcela anizotropní v každé prostorové škále a samozřejmě je i v rozporu s pozorováním viditelné části vesmíru.

Prof. Harrison ukázal, že z hlediska obsahu energie ve vesmíru je paradox zcela nepochopitelný. Kdybychom totiž nakrásně veškerou hmotu vesmíru změnili v záření anihilací, dostaneme tepelné záření o teplotě nějakých 20 K, tedy žádný „oslepující jas“. Aby obloha byla skutečně „oslnivě jasná“, musel by být vesmír 10¹³krát hustší, než je dnes (takový stav existoval v éře záření v prvních tisíciletích po velkém třesku). A tu se už blížíme ke správnému výkladu. Nedostatečný obsah energie souvisí s tím, že hlavními producenty energie ve vesmíru jsou hvězdy, jejich hlavním zdrojem energie je termonukleární reakce a ta je časově omezena na dobu nejvýš 10¹⁰ let (pro hvězdy slunečního typu, jichž je asi ve vesmíru většina). Výpočty pak rychle ukáží, že k tomu, aby nastal „Keplerův paradox“ , musely by hvězdy v průměru zářit aspoň 10²³ let, a to je vyloučeno dokonce i v případě, kdyby navzdory vší moderní fyzice hvězdy zářily díky anihilaci své hmoty.

Konečná odpověď tedy zní, že ani v nekonečném homogenním vesmíru plném hvězd nedochází ke Keplerově paradoxu, poněvadž životní doba hvězd je příliš krátká ve srovnání se současnou „mezí dohlednosti“. Obvykle uváděné vysvětlení, že díky expandujícímu vesmíru je světlo vzdálených hvězd vzhledem k červenému posuvu zeslabeno tak, že paradox nenastává, je tedy přinejmenším nadbytečné. Paradox by nenastal ani ve statickém vesmíru!

Nejkouzelnější na celé zamotané historii je skutečnost, že správné řešení problému bylo známo již od poloviny minulého století a zasloužil se o ně nikoliv astronom nebo fyzik, ale básník E. A. Poe. Ve svém eseji „Heuréka“ z roku 1848 správně uvedl, že obloha není v noci jasná proto, že „vzdálenost neviditelného pozadí je tak nesmírná, že žádný paprsek z té dálky nás dosud nemohl dostihnout“. Snad je skoro symbolické, že k tomuto nečekanému rozuzlení (a správné řešení bylo plně v našich silách již před více než 60 lety, když Einstein uveřejnil svůj vztah E = m.c²!) došlo právě v roce, kdy jsme vzpomínali 350. výročí Keplerova úmrtí.

Obecnou otázkou délky platnosti fyzikálních zákonů ve vesmíru se zabývali A. Tubbs a A. Wolfe. Jelikož červené posuvy kvasarů, odvozené z optických a rádiových čar, navzájem dobře souhlasí, svědčí to podle autorů o globální invarianci fyzikálních zákonů nejméně od času -0,95t₀, kde t₀ je časový interval uplynulý od velkého třesku do současnosti. Co se děje v bezprostředním okolí singularity, je předmětem dohadů. Zajímavou práci uveřejnili J. Bekenstein a A. Meisels, kteří našli třídu vesmírných modelů, která nemá singularitu. Za tuto „výhodu“ je ovšem třeba zaplatit, a to předpokladem o proměnnosti klidové hmotnosti částic.

Jedním z důsledků moderní verze teorie velkého třesku by měla být podle S. Hawkinga existence prvotních černých děr, jež se postupně díky kvantově-mechanickým efektům „vypařují“ a nakonec explodují. Jak známo, minimální hmotnost prvotních černých děr, jež mohly přežít do současnosti, je řádu 10¹² kg. Lavinovitý vzrůst záření v posledním zlomku sekundy vypařování takové miniaturní černé díry se projeví především jako záblesk záření gama v pásmu kolem 10 MeV. Právě takové záblesky hledali indičtí astrofyzikové P. Bhat aj. pomocí scintilačních detektorů umístěných na hoře Ootacamund ve výši 2 200 m n.m. Negativní výsledek pokusu, jenž probíhal po dobu půldruhého roku v letech 1977–79, naznačuje, že miniaturních černých děr vybuchuje méně než 2,7.10³ na krychlový parsek za rok. Je to zatím nejostřejší horní mez pro počet prvotních černých děr.

O vyhlídkách na zaznamenání jiného předvídaného, ale dosud nepozorovaného efektu gravitačního kolapsu, tj. na zachycení gravitačních vln, referovali V. Braginskij aj. Podle jejich názoru budou mít gravitační antény příští generace hmotnost kolem 100 kg a budou schopny registrovat vibrace s amplitudou 10^-21 m!

V oboru astrofyziky vysokých energií se loni věnovalo nejvíce pozornosti analýze mimořádně intenzivního vzplanutí gama z 5. března 1979 (zdroj FXP 0520-66 v souhvězdí Mečouna). Vzplanutí dosáhlo stokrát vyšší intenzity než všechna dosud pozorovaná a bylo registrováno celkem devíti družicemi a sondami, jež se pohybovaly v různých místech sluneční soustavy. Tato meziplanetární síť umožnila postupně lokalizovat polohu zdroje s dostatečnou přesností, takže totožnost s objektem N 49 ve Velkém Magellanově mračnu je nepochybná (T. Cline aj.). Předešlé pochybnosti naznačující, že snad jde jen o náhodnou projekci zdroje vzplanutí gama na pozůstatek supernovy N 49, tak byly odstraněny. Tím se ovšem prohloubil už předtím obtížně řešitelný problém, jak vysvětlit skutečnou intenzitu vzplanutí, které samo trvalo jen zlomek sekundy, ale periodicky se opakovalo po 8,0 sekundách.

Rozborem všech pozorovacích údajů dospěli J. Terrell aj. k jasnému závěru, že zdrojem vzplanutí byla omezená oblast na povrchu rychle rotující neutronové hvězdy. Špičková svítivost úkazu dosáhla hodnoty 10³⁷ W. Slabší úkazy z téhož zdroje byly pozorovány ještě 6. března a 4. a 24. dubna 1979. To nasvědčuje možnosti, že neutronová hvězda je podrobena nějaké násilné „přestavbě“ své kůry a případně i nitra. V současné době je nejpopulárnější vysvětlení, které podal R. Ramaty. V tomto modelu je zdrojem energie vzplanutí anihilační a synchrotronové záření párů elektron-pozitron v silném magnetickém poli rychle rotující neutronové hvězdy. Energie je dodávána vlnovými pohyby vyvolanými neradiálními vibracemi celé neutronové hvězdy, čímž se ohřívají a urychlují částice v magnetosféře neutronové hvězdy. Vibrace neutronové hvězdy jsou patrně způsobeny zvýšenou akrecí materiálu na její povrch a jsou rychle utlumeny gravitačním zářením. Proto se nyní zkoumají existující záznamy z gravitačních antén současné generace, zda totiž v nich dodatečně nebude nalezen signál odpovídající zářivému vzplanutí z března 1979.

Ve světle tohoto překvapujícího poznatku se rychle zapomíná na alternativní vysvětlení. Setrvačnost publikací je samozřejmou příčinou, proč ještě během celého roku byla publikována řada úvah na téma, že zdroje vzplanutí gama jsou méně exotické. Nicméně i v těchto pracích se často opakuje motiv neutronové hvězdy, na níž dopadá náhle větší množství materiálu (kometa, planeta), takže je zřejmé, že astrofyzikové jsou již na správné stopě pravděpodobnému vysvětlení těchto bezmála mysteriózních úkazů.

Zatím nejpřesnější experiment astronomicky potvrzující závěry obecné teorie relativity byl ukončen za pomoci kosmické sondy Viking, jejíž vysílání bylo sledováno R. Reasenbergem aj. po dobu 14 měsíců. Během té doby se sonda dostala bezmála do zákrytu se Sluncem, a tak bylo možné zjišťovat s vysokou přesností relativistické opoždění signálů při průchodu podél sluneční hmoty. Opoždění dosáhlo hodnoty až 250 μs a díky tomu bylo možné ověřit předpověď teorie relativity s přesností na 0,1 %.

Pro další rozvoj fyziky má zajisté zásadní význam loňský objev kladné klidové hmotnosti neutrin (viz ŘH 8/1980, str. 161). Pokud se objev definitivně potvrdí, bude to mít samozřejmě závažné astronomické důsledky. Ještě před 8 lety vyslovil R. Lyttleton provokující tvrzení, že „v každém případě je zřejmé, že větší část hmoty ve vesmíru je neviditelná, takže astronomie je téměř docela teoretická záležitost“ . Nyní se zdá, že Lyttleton ani v nejmenším nepřeháněl: látka i záření jsou jenom nepatrnou ozdobou neutrinového oceánu, v němž je „rozpuštěna“ daleko největší část úhrnné hmotnosti vesmíru! Vždyť prvotních neutrin je pak aspoň 10⁹krát více než protonů a elektronů.

Nejpodrobněji se astrofyzikálními důsledky objevu kladné klidové hmotnosti neutrin zabývali J. Zeldovič a R. Sjunjajev a dále G. Bisnovatyj-Kogan. Uvažovali hmotnost neutrin kolem 5.10^-35 kg, neboli 30 eV/c². V tom případě je hustota neutrin ve vesmíru (řádově 6.10⁸ neutrin/m³) blízká kritické hustotě hmoty nutné pro uzavření vesmíru. Současně se poněkud snižuje horní mez pro stáří vesmíru od velkého třesku až na nějakých 10 miliard let. Poněvadž do tohoto stáří se „nevejde“ řada chronologií založených na nezávislých metodách určení stáří vesmíru, lze nesouhlasu naopak využít k odhadu horní meze klidové hmotnosti neutrin. Odtud vyplývá, že nejpravděpodobněji se klidová hmotnost neutrin pohybuje kolem 20 eV/c², a to je v souladu s dosud provedenými laboratorními experimenty. Nejpravděpodobnější hodnota stáří vesmíru pak vychází na 15 miliard let a hustota je tak nápadně blízká hustotě kritické, že se skoro vnucuje závěr, že je z nějakého nám dosud neznámého důvodu přesně rovna kritické hustotě, tj. vesmír se rozpíná parabolickou rychlostí a současně je i euklidovský. V tomto novém modelu mizí i dlouholetý problém s tzv. skrytou hmotou v galaxiích, vyplývající z příkrého nesouhlasu mezi dynamicky a luminozitně určenou hmotností kup galaxií, a docela přirozeně se vysvětluje i samostatný vznik galaxií. Podle G. Bisnovatého-Kogana původně vznikaly fluktuace v hustotě neutrin, když se chladnoucí neutrinový plyn stal nerelativistickým. Tak se vytvářely „balíky“ neutrin o hmotnostech řádu 10¹⁵ M_☉. Kolektivní gravitace neutrin v balíku způsobila gravitační akreci okolní látky, čímž vznikaly zárodky kup galaxií o typické hmotnosti 3.10¹³ M_☉. Odtud pak vznikaly i jednotlivé galaxie a v nich první pokolení hvězd.

Kromě toho, jak je čtenářům již známo, se tím dá elegantně objasnit výsledek Davisova pokusu s detekcí slunečních neutrin, takže termonukleární reakce v nitru Slunce je aspoň pro tuto chvíli zachráněna. Teoretickým vyjádřením podstaty celé „záchrany“ je „zákon“, který formulovali Zeldovič a Sjunjajev: „Současné mínění fyziků se kloní k názoru, že co se nutně nemusí rovnat nule, to se nule také nerovná.“

Ke dvacátému výročí článku Cocconiho a Morrisona, jímž začal věk hledání cizích civilizací (CETI), sestavili E. F. Mallove aj. obšírnou bibliografii studií věnovaných rozličným aspektům problému CETI a SETI. Zmíněný průkopnický článek (o hledání signálů civilizací na vlně 211 mm) byl otištěn v roce 1959. O osm let později bylo již na toto téma publikováno 230 prací a do roku 1979 celkem 2 700 prací. R. Freitas aj. se nicméně i dnes domnívají, že lepší než hledání signálů na rádiových vlnách je vysílání vlastních kosmických sond, které by se případně v prostoru automaticky „rozmnožovaly“. Nejnovějším příkladem je pasivní sonda Voyager, která, jak známo, nese na palubě speciální videodesku, navrženou C. Saganem aj. Přátele vážné hudby bude zajímat, že američtí astronomové vybrali pro desku úryvky ze skladeb J. S. Bacha (preludium a fuga C-dur, partita č. 3 E-dur pro housle a Braniborský koncert č. 2 F-dur), L. van Beethovena (5. symfonie, smyčc. kvartet op. 130), W. A. Mozarta (Kouzelná flétna) a I. Stravinského (Svěcení jara).

Poměrně pesimisticky se na otázku existence cizích civilizací dívá F. Tipler ve studii, v níž ukazuje, že optimisty v tomto směru jsou astronomové a fyzikové, zatímco evoluční biologové se kloní k názoru, že život na Zemi je jedinečný přinejmenším v naší Galaxii. Podle E. Argyla lze matematicky popřít hypotézu, že život na Zemi vznikl pouze náhodnými procesy. Vycházel z předpokladu, že po dobu 500 milionů let se každých 10 ms měnilo 10⁴³ molekul aminokyselin, přičemž jeden peptid obsahoval v průměru 10 aminokyselin. Nejsložitější „organismus“, který mohl vzniknout takovými náhodnými změnami, by obsahoval pouze 194 bitů informace. Kdybychom týž proces realizovali na miliardě planet, vzroste tím informační obsah nejsložitějšího takto vzniklého organismu pouze na 224 bitů. Přitom nejjednodušší viry obsahují 120 000 bitů informace a bakterie už 10⁷ bitů. Tyto výpočty podporují myšlenku o jedinečnosti organického života na Zemi, jak ji na základě zcela odlišných argumentů v posledních letech hájí I. S. Šklovskij.

Počátky kosmické aktivity lidstva, kterou se prozrazujeme my jako technicky vyspělá civilizace v kosmu, se datují od okamžiku, kdy byly vyslány první bezdrátové rádiové signály na krátkých vlnách. Nicméně to hlavní je jistě teprve před námi. R. Monti se zcela reálně zabývá možností získávat některé suroviny z malých planet typu Apollo a Amor, které se dostatečně přibližují k Zemi. Z asteroidů tohoto typu lze těžit železo, nikl, uhlík, vodík a dusík, případně i křemík pro kolektory slunečních elektráren, a to s menším energetickým nákladem, než kdybychom uvedené suroviny těžili na Měsíci. Projektem sluneční elektrárny bez pohyblivých částí (na oběžné dráze kolem Země) se u nás zabýval M. Pospíšil. Další práce však ukazují, že jakákoliv elektrárna na oběžné dráze přináší vážné starosti astronomům. V optickém i infračerveném oboru spektra by se zvýšil jas pozadí až o třetinu a v mikrovlnném oboru by byla patrně téměř znemožněna pozemní radioastronomie. Když k tomu připočteme ekologické problémy s tzv. rektenami (antény zachycující na zemském povrchu mikrovlnné záření), nezdá se být budoucnost kosmických elektráren tak růžová, jak se zpočátku soudilo.

Technické problémy hýbou nejen kosmonautikou, ale i astronomií snad ještě více než v minulosti. Především se už zcela konkrétně píše o mamutích optických soustavách. V Texasu uvažují o stavbě 7m reflektoru a dále o vícezrcadlovém teleskopu typu MMT (arizonský prototyp o ekvivalentním průměru 4,5 m). Texaský projekt počítá s osmi zrcadly o průměru 5 m s ekvivalentním průměrem 14 m. Kalifornský projekt 10m zrcadla vychází z „plástve“ 60 kusů hexagonálních zrcadel o průměru 1,4 m. Jelikož tloušťka zrcadel bude pouze 10 cm, bude hmotnost celé plástve pouhých 15 tun a to se příznivě odrazí na lehkosti mechanické montáže dalekohledu. Tyto přístroje by měly být v provozu ještě před r. 1990. Pro vzdálenější budoucnost se vážně uvažuje o částečně pohyblivých systémech s ekvivalentním průměrem 25 metrů. Důvodem pro stavbu tak obřích systémů je především účinný sběr světla: 25m reflektor soustředí za rok provozu tolik světla, jako všechny dosud postavené optické dalekohledy během celé historie astronomie dohromady! Nejnovější projekt zrcadla tohoto rozměru předložili N. Stěšenko aj. z Krymské observatoře. Uvažují kulovou plochu hlavního „zrcadla“ složeného z 500 hexagonálních zrcadel o průměrech kolem 1,2 m. Při koncentraci 80 % světla do kotoučku o průměru 0,5″ by bylo zapotřebí aktivní justáže primární plochy s přesností na 0,1″. Zorné pole přístroje při ohniskové délce 55 m by bylo asi 1′. Sekundární zrcadlo pro ekvivalentní ohnisko 200 m by mělo průměr 6 m, tj. jako je průměr dosud největšího dalekohledu světa BTA.

L. Sněžko uveřejnil výsledky Hartmannova testu pro nové primární zrcadlo 6m reflektoru v Zelenčukské. Podle jeho měření je 90 % energie koncentrováno do kotoučku o průměru 0,82″. Největší odchylky povrchu zrcadla od ideální plochy dosahují 4 μm.

Ondřejovský 2m reflektor pracoval v roce 1980 ve 134 nocích, což je druhý nejlepší výkon v historii dalekohledu. Během 596 hodin čistého expozičního času bylo získáno 393 spektrogramů o vysoké a střední disperzi. Dalekohled je nyní vybaven fotoelektrickým expozimetrem a doplněn elektronickými zesilovači obrazu, jež umožňují podstatné zkrácení expozičních časů zejména v červené oblasti spektra.

Vynikající výkony právě dokončené velké anténní soustavy (VLA) v Novém Mexiku přiměly astronomy k úvahám o dalším zdokonalení tohoto typu radioastronomických měření. Kanaďané navrhují vytvořit systém VLBA, jenž by sestával z osmi parabolických 25m antén rozmístěných podél 49. rovnoběžky od Vancouverova ostrova až po Nový Foundland. Aparatura by dosáhla v pásmu centimetrových vln rozlišovací schopnosti až 0,0004″! Náklady na stavbu se odhadují na 25 milionů dolarů, tj. necelou třetinu nákladů na výstavbu VLA. Američtí radioastronomové by chtěli postavit dvojrozměrný systém pod heslem „celá země – jediný radioteleskop“. V projektu se uvažuje o 25 parabolických anténách rozmístěných po celé ploše USA, od státu Massachusetts až po Havajské ostrovy. I tato soustava by měla pracovat v pásmu centimetrových vln a náklady na její výstavbu se odhadují na 40 milionů dolarů.

Pro devadesátá léta se tak uvažují tři nejvýznamnější projekty: rentgenová observatoř 3. generace, optické zařízení se sběrnou plochou odpovídající zrcadlu o průměru 10 ÷ 15 m a konečně „syntetický radioteleskop“ výše zmíněného typu. O právě probíhající technické revoluci v astronomii svědčí též zpráva o provozu Haleova 5m palomarského reflektoru, kde se nyní využívá klasické fotografie jen po 15 % pozorovacího času! Většinou se snímá s pomocí elektronických zesilovačů obrazu, televizních snímacích elektronek, čítačů fotonů, křemíkových detektorů a matic CCD (charge-coupled device). Od uvedení dalekohledu do chodu se kvantová účinnost detektorů zvýšila dvacetkrát. Kromě toho se dalekohledu využívá pro infračervená pozorování během dne, takže z průměrných 2 500 hodin pozorování ročně se využití přístroje zvýšilo na plných 3 500 hodin (rok má 8 770 hodin). Dosavadní Haleovy observatoře se organizačně rozčleňují tak, že provoz na Mt. Palomaru bude řízen Kalifornským technickým ústavem (Caltech), kdežto Mt. Wilson a Las Campanas v Chile budou podléhat Carnegiově ústavu.

Nový dalekohled o průměru 2 m byl v létě r. 1979 instalován na známé francouzské vysokohorské observatoři Pic du Midi de Bigorre ve výši 2 865 m n.m. Další dvoumetr VEB Carl Zeiss z Jeny byl loni slavnostně uveden do chodu v Bulharsku na hoře Rožeň ve výši 1 750 m n.m. Proti ondřejovskému dvoumetru zde byla uskutečněna řada zlepšení, zejména pokud jde o řídící elektroniku a také optiku: Dalekohled nemá primární ohnisko, ale zato systém Ritchey-Chrétien, jenž dovoluje proti klasickému Cassegrainovu systému využít rozsáhlejšího zorného pole zvláště pro přímou fotografii. Konečně v jižním Španělsku na hoře Calar Alto ve výši 2 160 m n.m. byla v září 1979 otevřena společná německo-španělská observatoř s největším reflektorem o průměru zrcadla 2,2 m. Kromě toho sem byla přenesena známá Schmidtova komora z Hamburské observatoře a ve výstavbě je reflektor o průměru zrcadla 3,5 m. Do r. 1982 zde bude v provozu pět středních a velkých dalekohledů, jež lze využívat zhruba po 200 nocí do roka.

Pozoruhodnou úvahu o relativním významu malých, středních a velkých přístrojů uveřejnil americký astronom H. Abt. Pro svou statistiku využil údajů o práci s dalekohledy arizonských observatoří a jako míru účinnosti volil počet citací vědeckých prací podle publikace Science Citation Index. V letech 1973–76 bylo na základě pozorování se zmíněnými dalekohledy publikováno celkem 445 prací, jež byly do konce roku 1979 citovány 4 179krát. Pro výpočet nákladů na jednotlivé přístroje počítal Abt s „poločasem rozpadu“ dalekohledu 75 let. Ze statistik vyplývá, že počet prací roste s 1,1 mocninou a počet citací s 1,5 mocninou průměru zrcadla. Naproti tomu provozní náklady rostou s 2,37 mocninou až 2,1 mocninou průměru zrcadla, čili z hlediska produktivity jsou malé dalekohledy (o průměru 0,4 ÷ 0,6 m) třikrát až čtyřikrát efektivnější než velké! To neznamená, že bychom neměli stavět velké přístroje, ale pro celou řadu problémů stačí zlepšit přídavné vybavení průměrného dalekohledu za zlomek pořizovací ceny nového obřího přístroje. Z Abtovy studie vyplývá, že na jednoho amerického astronoma připadá zařízení dalekohledu v hodnotě 10⁵ dolarů. V tomto přepočtu mají astronomové ze všech vědců přístup k nejdražším vědeckým aparaturám vůbec. Snad toto pomyšlení přispívá k zodpovědnosti, s níž se využívá pozorovacího času u všech velkých (ale správné by bylo i u všech malých) dalekohledů světa. Skutečně, pracovník každého výboru pro pozorovací čas vám může potvrdit, jaký nával žadatelů se hlásí o své místo na slunci (vlastně ve tmě).

Závěrečná společenská rubrika našeho přehledu se nemůže obejít bez výčtu významných ocenění, jichž se dostalo předním světovým astronomům. Maarten Schmidt, ředitel Haleových observatoří, obdržel Zlatou medaili britské Královské astronomické společnosti za práce o kvasarech a modelech Galaxie. Herschelovu medaili získal Gérard de Vaucouleurs za práce o kupách a nadkupách galaxií a za srovnávací katalog jasných galaxií. Chapmanovu medaili obdržel Eugene Parker za své práce o hydromagnetice (sluneční a hvězdný vítr). Medaili K. Bruceové, kterou uděluje Pacifická astronomická společnost, dostal George Herbig z Lickovy hvězdárny, jenž je znám svými pracemi o raných fázích hvězdného vývoje.

V uplynulém období zemřela řada astronomů, kteří se významně zapsali do historie moderní astrofyziky. Na sklonku roku 1979 to byla prof. Cecilia Payne-Gaposhkinová, známá svými zásluhami o spektrální klasifikaci a světová autorita v oboru výzkumu nov. Nestor britských astronomů prof. H. H. Plaskett zemřel v lednu 1980 ve věku 86 let. Byl znám svými výzkumy hvězdných spekter, plynných mlhovin i Slunce. Zasloužil se o konstrukci reflektoru I. Newtona, dosud největšího britského teleskopu. V květnu loňského roku zemřel nejúspěšnější astronom-amatér posledních desetiletí Američan Leslie C. Peltier. V letech 1925–1954 vykonal na sto tisíc odhadů jasností proměnných hvězd na hvězdárně, kterou si sám postavil. Kromě toho objevil 12 komet. Své celoživotní astronomické zkušenosti shrnul v autobiografii „Starlight Nights“ (Noci ozářené hvězdami). V SSSR zemřel akademik A. I. Oparin, tvůrce teorie vzniku života na Zemi z koacervátů. Ve Spojených státech zemřel H. L. Johnson, spoluautor fotometrického systému UBV, a dále Joseph Ashbrook, dlouholetý redaktor známého časopisu Sky and Telescope. Konečně čs. astronomie utrpěla velkou ztrátu úmrtím člena koresp. ČSAV a SAV prof. Vladimíra Gutha, významného odborníka v nebeské mechanice, meteorické astronomii a v kosmickém výzkumu, organizátora naší astronomie (dlouholetého vedoucího ondřejovské observatoře a býv. ředitele Astronomického ústavu SAV), pedagoga a popularizátora (viz též ŘH 8/1980, str. 169).

Nelze při této příležitosti nevzpomenout, že v loňském roce došlo ke zcela mimořádné události ve více než 600leté historii Univerzity Karlovy i naší astronomie: 19 uchazečů složilo úspěšně na matematicko-fyzikální fakultě v Praze rigorózní zkoušky z astronomie a astrofyziky a byli promováni doktory přírodovědy.

Na rozvoji astronomie se dnes podílí tolik zemí a pracovníků, že je ovšem velmi těžké vzpomenout všech, kdo k pokroku této vzrušující vědecké disciplíny přispěli a přispívají. Po kongresu v Montrealu má Mezinárodní astronomická unie 4 500 členů a na příštím kongresu v Patrasu v Řecku v srpnu 1982 bude patrně přijat pětitisící člen. Odtud lze odhadnout, že astronomií jako hlavním povoláním se dnes zabývá na světě okrouhle 20 000 osob. To samo vytváří obrovský tlak na publikace výsledků a ještě větší na čtenáře, kteří by ty publikace měli číst. P. Hilton vyjádřil toto dilema zcela dramaticky: „Stali jsme se společností psavců, kteří nečtou: prostě na to nemáme kdy. Děsivé je pomyšlení, že kdybychom po 18 hodin v jednom dni četli novou matematickou literaturu, měli bychom na konci té doby podstatně více věcí ke čtení než na počátku.“ Pisatel přehledu by si velmi přál, aby si přes tuto chmurnou vyhlídku čtenáři Říše hvězd našli chvíli na prokousání se letošní Žní: i když už dávno nestačíme sníst celý astronomický koláč, přece jen z něj můžeme vyždibovat hrozinky.