Žeň objevů – rok 1981

O astronomických objevech lze psát přehledové články, jak o tom mimo jiné svědčí náš seriál, ale dokonce i monografie, jak dokázal vloni prof. Martin Harwit. Ve své knize se zabývá jak definicí význačných astronomických objevů, tak i návodem, jak k dalším objevům dospět. První astronomické objevy (hvězdy, planety, novy, komety) byly učiněny v dávné minulosti, ale na ty další muselo lidstvo počkat až do doby, kdy se do astronomického výzkumu zapojila technika. Podle Harwita bylo až dosud učiněno celkem 43 astronomických objevů zásadní důležitosti, z toho 13 v posledních dvaceti letech.

Ze statistických úvah odtud plyne, že počet fundamentálních astronomických objevů je omezen – celkem je ve vesmíru k objevení na 130 význačných jevů a 90 % z nich bychom měli znát kolem r. 2200. Pak se astronomie začne podobat pozemské geografii – proslulých bílých míst značně ubude a budoucí astronomy lze jen politovat: nebudou mít téměř co objevovat a budou nejspíš paběrkovat na vysbíraných astronomických líchách. Harwit předvídá, že v současné době je na spadnutí nejméně pět zásadních objevů, a to objev diskovitých „hvězd“, důkaz existence černých děr a cizích civilizací, dále detekce gravitačních vln a konečně pozitivní pozorování kosmických neutrin.

Nejpozoruhodnější a ovšem i nejkontroverznější jsou Harwitovy závěry o podmínkách uskutečnění nových astronomických objevů:

Objevy obvykle vyplývají z výrazného technického zlepšení v pozorovacích prostředcích, tedy např. z pozorování v nové oblasti vlnových délek elektromagnetického záření, z lepší úhlové (resp. časové) rozlišovací schopnosti. Méně důležitý je rozměr dalekohledu. Velmi vzácně byly fundamentální objevy učiněny největšími přístroji své doby!
Jakmile se v astronomii prosadí nová technika, následuje objev bezodkladně, během týdnů či měsíců.
Nový přístroj záhy vyčerpá svou schopnost k fundamentálním objevům.
Nové kosmické jevy jsou často nalezeny fyziky nebo inženýry, tedy pracovníky vzdělanými mimo (klasickou) astronomii.
Dnešní fundamentální objevy se často docilují přístroji, jež byly původně určeny pro vojenské účely. Je to pravděpodobně proto, že jak vojáci, tak i astronomové potřebují systematické přehlídky určité oblasti oblohy.
Přístroje použité k objevu byly často přímo objevitelem konstruovány a konstruktér je výhradně užíval.
I když jsou objevy do jisté míry dílem náhody, lze za nimi vždy vidět vůli něco objevit a porozumět nečekanému

Odtud Harwit dospívá k doporučení pro další strategii astronomického výzkumu. Především by astronomové měli mít co nejsolidnější vzdělání ve fyzice, dále by měli být k astronomii vábeni pracovníci z přilehlých oborů vědy i techniky, měla by se omezit pravomoc rozličných poradních komitétů a agentur při rozhodování o výzkumných programech a větší podporu by měli dostat astronomové-výzkumníci, kteří již prokázali své tvůrčí schopnosti. Měly by být prioritně podporovány dlouhodobé (aspoň pětileté) výzkumné projekty a při hodnocení by se nemělo lpět na dodržení původního výzkumného plánu.

Harwitova studie vzbudí zajisté diskuse, ale rozhodně je cenná proto, že se zamýšlí nad smyslem a optimalizaci nelehké práce dnešních astronomů, kteří jsou často vystaveni protichůdným tlakům – vědeckým, organizačním i finančním.

V našich výročních přehledech se ve většině případů zabýváme objevy méně fundamentálního kalibru, než jaké má na mysli Harwit. Nicméně i pro většinu z nich, jak se zdá, platí Harwitem odvozená pravidla, jak si může čtenář celkem bez nesnází ověřit.

Loňský výzkum sluneční soustavy se bezpochyby soustředil především na studium výsledků kosmických sond Voyager 1 a 2, jež proletěly v blízkosti Saturnu, jeho prstenců a družic. „Za jediný týden jsme se toho o Saturnu dozvěděli více než za celé dosavadní dějiny lidstva,“ prohlásil proto plným právem vedoucí zobrazovacího týmu B. Smith. Říše hvězd již přinesla řadu informací o těchto výzkumech (ŘH 5/1981, str. 89; 9/1981, str. 182; 11/1981, str. 223), z nichž snad vůbec nejvýznamnější se týkají systému Saturnových prstenců.

Jak známo, v prstenci F zjistila sonda Voyager 1 „vlákna“ spletená do sebe, kdežto sonda Voyager 2 našla „copánky“ v Enckeově dělení, zatímco prstenec F se jevil dokonale hladký. Kromě toho astronomy upoutávají radiální paprsky v prstencích a okolnost, že každý prstenec se skládá z velkého množství „drážek“. Z měření změn jasnosti hvězdy Scorpii při zákrytu prstenci bylo možné odvodit, že těchto drážek je několik set tisíc. K tomu ještě přidejme zjištění, že v prstencích byly pozorovány bleskové výboje.

To vede astronomy k přesvědčení, že aspoň některé struktury („copánky“, „paprsky“) jsou projevem působení elektrostatických sil v prstencích. Drážková struktura a mezery (dělení) se předběžně vysvětlovaly jako rezonanční gravitační působení „pastýřských“ družic, obíhajících v blízkosti prstenců. Jelikož však předpokládané „pastýřské“ družice nebyly sondou Voyager 2 nalezeny, předběžné vysvětlení padlo a místo něj byl navržen mechanismus hustotních vln – docela obdobný tomu, jenž se uplatňuje při vzniku a udržování spirální struktury galaxií. Jinými slovy „kolektivní gravitace“ Saturnu, všech družic i prstenců samotných vede k drážkové struktuře, jež je vytvářena vlastně neustále jinými a jinými částicemi. Toto nové pojetí nalézá nečekanou souvislost mezi jevy odehrávajícími se ve zcela odlišných měřítkách a nejspíš znamená, že modely spirální struktury galaxií budou moci být ověřovány na „laboratorním modelu“ – soustavě Saturnových prstenců.

Stojí snad za zmínku, že ve světle nových pozorování ze sond získaly nečekaně na důvěryhodnosti pozemní pozorování W. Livingstona z r. 1958, B. Lyota z r. 1943 a E. Antoniadiho z r. 1896. Zmínění astronomové zakreslili jak „drážky“, tak „paprsky“ zcela ve shodě se snímky Voyagerů! R. S. Harrington a P. K. Seidelmann studovali dynamiku Saturnových družic, provizorně označených 1980 S1 a S3, jež mají prakticky shodnou oběžnou dobu i poloosu a „cestují“ takříkajíc v témže tunelu s proměnným odstupem. Proto se objevila přirozená otázka, jak je možné, že se dosud nesrazily. Oba autoři zjistili, že družice se od sebe v dráze střídavě vzdalují a pak zase přibližují, ale jejich lineární vzdálenost nikdy neklesne pod 40 000 km, takže srážka jim nehrozí. Hmotnosti obou těles jsou řádu 10^-9 hmotnosti planety Saturnu.

Zákryty též umožnily zlepšit údaje o prstencích planety Uranu, jichž je nyní známo již devět. Podle J. Elliota aj. jsou dráhy všech prstenců koplanární elipsy, jejichž excentricita klesá s rostoucími rozměry elips (výjimkou je prstenec ε). Hmotnosti jednotlivých prstenců jsou řádu 10¹³ ÷ 10¹⁴ kg. Rotační perioda Uranu vychází na 15,5 hodiny. To jsou ovšem údaje zjištěné ze Země. Lze si jen přát, aby se podařilo udržet v chodu sondu Voyager 2, jež se má k Uranu přiblížit v lednu r. 1986 a jež by mohla přinést jedinečné údaje o planetě, prstencích i družicích. Jak známo, jde o problém nejen technický, ale i ekonomický – NASA musí i na těchto úspěšných programech silně šetřit. Hezky to vystihl B. C. Murray: „Zdá se nám, že kosmický věk začal a skončil v jediné generaci. Dostáváme se blíže k planetám, podíváme se, jdeme zase pryč a dál už neděláme nic.“

Zákrytová metoda slavila další úspěch též u Neptunu, jenž se dne 24. května 1981 přiblížil ke hvězdě 52 Ophiuchi. Přitom H. Reitsema aj. zjistili krátký (8,2 s) pokles jasnosti hvězdy, způsobený velmi pravděpodobně zákrytem dosud neznámou (třetí) družicí Neptunu. Autoři pozorování odhadli, že jasnost objektu byla asi 20 mag, takže jeho průměr je zhruba 180 km. Od planety byl vzdálen 50 000 km. Naproti tomu se nepodařilo pozorovat zákryt případným prstencem Neptunu. Co však není, může být. Výpočty naznačují, že družice Triton se k Neptunu blíží po spirálové dráze a za pouhých 100 milionů let překročí Rocheovu mez, bude rozdrobena slapovými silami a kýžený prstenec vytvoří. Z infračervených měření jasnosti Neptunu odvodili R. Brown aj. novou hodnotu rotace Neptunu, a to (17,73 ±0,1) h.

Neobyčejným, byť i mírně opožděným překvapením bylo sdělení, že americká vojenská družice Solwind (P 78-1) zaznamenala 30. srpna 1979 srážku Slunce s kometou, označenou 1979 XI (Howard-Koomen-Michels). O této události přinesla již Říše hvězd podrobnější článek (ŘH 2/1982, str. 25).

Sluneční gravitace vzbuzuje ovšem pozornost mnohem zásadnější. Především někteří astronomové stále koketují s myšlenkou, že gravitační energie Slunce se mění v záření, takže termonukleární přeměna v nitru Slunce či hvězd má podružný význam. Tím, jak známo, by se rázem vyřešil problém chybějících slunečních neutrin. Nesouhlas teoretické hodnoty odvozené z termonukleárních reakcí J. Bahcallem (4,66 SNU) a nejnovější experimentální určení R. Davise (2,2 ±0,4) SNU není sice tak příkrý, aby z něj bylo nutné vyvozovat kategorické soudy, ale jsou tu i další podpůrné důkazy. Obsáhlý rozbor problému uveřejnil C. Rouse, jenž se přiklání k domněnce, že termonukleární procesy v nitru Slunce a hvězd vyvolávají gravitační smršťování a to je hlavním zdrojem zářivé energie hvězd!

Nedávno publikovaná pozorování o sekulárním zmenšování slunečního poloměru totiž také dobře odolávají kritice. D. Dunham aj. určili z rozboru průběhu hranic úplných zatmění Slunce, že za posledních 264 let klesl poloměr Slunce o (0,34 ±0,2)″. Jiní autoři udávají pokles v rozmezí 0,15 ÷ 1,0″ za století. Nejzevrubnější rozbor uveřejnil R. Gilliland, který srovnal výsledky měření slunečního poloměru odvozené pěti různými metodami za posledních 265 let. Z rozboru vyplývá, že se zde překládá několik period změn poloměru. Nejvýraznější cyklus je 76letý s posledním maximem poloměru v r. 1911 a poloviční amplitudou 0,2″ (relativní změna poloměru 0,02 %). Sluneční poloměr koreluje negativně se sluneční činností, tj. v období maxima sluneční činnosti je poloměr Slunce nejmenší a naopak. Poloviční amplituda této periodicity je 0,1″ (což odpovídá lineární změně o 73 km). Navíc autor připouští, že sekulárně klesá sluneční poloměr o 0,1″ za století.

Kdybychom brali tyto údaje za bernou minci, zřejmě by už nic nebránilo domněnce o gravitační kontrakci jako zdroji sluneční zářivé energie. Věc má ovšem řadu háčků. Zmíněné hodnoty nepříliš výrazně přesahují chyby měření, a to nejen chyby náhodné, ale zejména chyby systematické (měření úhlových rozměrů velmi jasného slunečního kotouče je technicky obtížné, ať už jde o přímé či nepřímé metody). Za druhé, časový interval, jenž je nyní k dispozici, nepříliš přesahuje délku údajného 76letého cyklu, takže si prostě musíme řadu století počkat – kvůli prodloužení časové základny. Není pak vyloučeno, že to, co se nyní považuje za „sekulární pokles poloměru“, se pak projeví jako velmi pomalá periodická oscilace. Do třetice, pulzování viditelného poloměru Slunce nemusí znamenat mnoho pro vnitřní části Slunce, kde je soustředěna rozhodující část sluneční hmoty. Proto doporučuji čtenáři vyčkat s definitivním úsudkem (a případným odsudkem termonukleární nebo kontrakční hypotézy).

Kdyby změny slunečního poloměru vskutku souvisely s gravitační kontrakcí, mělo by se to projevit na analogických změnách zářivého toku Slunce (hodnotě sluneční konstanty). Dlouhodobé řady měření nejsou bohužel příliš kvalitní a jsou zatíženy systematickými chybami (nepřesná korekce na absorpci zemské atmosféry). Teprve v posledních letech se sluneční konstanta měří z kosmického prostoru a dosud nejpřesnější hodnoty byly získány R. Wilsonem aj. z rozboru měření družice SMM, vypuštěné v době posledního slunečního maxima. Střední hodnota sluneční konstanty ve vzdálenosti 1 AU je podle toho (1369 ±7) W/m² a během 153 dnů měření kolísala o 0,05 %. Dvakrát byl pozorován pokles „konstanty“ o 0,2 % na dobu zhruba jednoho týdne. Zdá se, že tyto poklesy souvisejí s přechodným ukládáním zářivé energie v konvektivní zóně v aktivních oblastech na Slunci. Krátkodobé změny v intervalu hodin až dnů dosahovaly ±0,04 %.

Periodické a kvaziperiodické děje na Slunci jsou v poslední době vůbec středem pozornosti. Nejkratší dokázané změny jsou oscilace Slunce s periodou 5 minut, původně objevené R. Leightonem aj. v roce 1962. Odtud mimo jiné plyne, že hloubka konvektivní zóny na Slunci je aspoň 200 000 km. Několik let diskutovaný objev oscilací s periodou 160 minut se nyní zdá být definitivně potvrzen E. Fossatem aj. na základě nepřetržitých pozorování z oblasti jižního zeměpisného pólu. Na antarktické stanici byly v r. 1980 získány souvislé pozorovací řady, z nichž nejdelší trvala 120 hodin. Tato pozorování prokázala existenci jak 5minutových, tak i 160minutových oscilací – ve fázi shodné s pozorováními krymských astronomů. Také maximální amplituda 0,3 m/s je v dobré shodě s měřeními A. B. Severného aj., kteří udávají 0,5 m/s. Zvláštností 160minutových oscilací je, že občas ustanou a po čase se znovu objeví, přičemž fáze zůstává zachována.

Všechny tyto úkazy byly předmětem jednání 66. kolokvia IAU, které se vloni konalo na Krymské astrofyzikální observatoři AV SSSR. Přítomní odborníci se shodli na tom, že parametry slunečních oscilací lze nyní uvést v soulad s konvenčními představami o chemickém složení a struktuře slunečního nitra. V každém případě je zřejmé, že rozbor oscilací Slunce se stává samostatnou disciplínou („sluneční seizmologie“ ), jež může v budoucnu přispět k nepřímému poznání vnitřní stavby Slunce.

A. Claverie aj. se zabývali otázkou, jak rychle sluneční nitro rotuje. Z rozboru zmíněných 5minutových oscilací a ze studia profilů spektrálních čas odvodili, že nitro Slunce rotuje (úhlově) dvakrát až devětkrát rychleji než sluneční povrch. Ani tato rychlost však není dostatečná k tomu, aby nitro Slunce bylo výrazně zploštělé, jak to požaduje R. Dicke aj. pro nerelativistické vysvětlení stáčení perihelu Merkuru.

Periodicitu sluneční činnosti v dávné geologické minulosti Země se podařilo studovat díky vrstvičkám ledovcových usazenin v jižní Austrálii. Tyto vrstvy pocházejí z období prekambria a jsou staré 680 milionů let. Podle G. Williamse jeví usazeniny periodicity 11, 22, 145 a 290 let, jakož i nevýraznou 90letou periodu. Cyklus dlouhý 145 a 290 let souhlasí dobře s klimatickými cykly současnosti odvozenými z analýzy letokruhů dlouhověkých stromů. Studium ledovcových usazenin není přirozeně omezeno jen na toto jediné naleziště a skýtá potenciální možnost získat souvislé údaje o sluneční aktivitě za celé období od prekambria až do současnosti. Je jistě pozoruhodné, že přinejmenším na začátku a na konci tohoto intervalu se základní periody sluneční činnosti shodují.

Na závěr přehledu o slunečních výzkumech uveďme ještě, že na loňském lednovém sjezdu Americké astronomické společnosti byl předveden první film zachycující vývoj sluneční erupce v pásmu mikrovln. „Snímky“ s vysokou rozlišovací schopností 0,2″ byly pořizovány v 10sekundových intervalech anténní soustavou VLA, jež byla předloni uvedena do chodu poblíž města Socorro v Novém Mexiku. Toto nejdražší (79 milionů dolarů) a největší (19 × 21 × 21 km) pozemní astronomické zařízení má efektivní sběrnou plochu jako jedna 120m parabolická anténa, mezní citlivost 10^-4 Jy a rozlišovací schopnost v pásmu vlnových délek 13 ÷ 211 mm od 0,13″ do 2,1″. Od října 1980 pracuje nepřetržitě na význačných problémech sluneční, hvězdné, galaktické i extragalaktické astronomie a již první měsíce jeho činnosti jasně ukázaly, jak potřebná a účelná byla tato investice. S výsledky pozorování anténní soustavy VLA se v tomto přehledu ještě několikrát setkáme.

Jak jsme si ukázali, narážíme při výzkumu Slunce na nedostatečně přesvědčivé řešení otázky, proč tato nejbližší hvězda vůbec září. Nelze se tedy divit, jestliže závažné nejasnosti přetrvávají i při astrofyzikálním studiu hvězd vzdálenějších. Klasická teorie hvězdné stavby tvrdí, že hvězdy hmotnější než 60 M_☉ nejsou stabilní. Belgický astrofyzik P. Ledoux ukázal už před časem, že při vyšší hmotnosti hvězdy nastanou vibrace hvězdného tělesa, jež objekt rychle rozptýlí. Až do loňského roku byla tato základní představa dobře podporována pozorováním. Pokud se zdařilo určit hmotnost masivních hvězd, vždy vycházely hodnoty menší než asi 50 M_☉.

Nepřímé důkazy však naznačovaly, že některé typy hvězd mohou uvedenou hranici hmotnosti výrazně překročit. Hmotnost těchto hvězd byla odhadována nepřímo z jejich svítivosti, jež často vycházela vyšší než 1 ML_☉. Tomu by měla odpovídat hmotnost přinejmenším 70 M_☉. J. Lequeux aj. upozornili na okolnost, že všechny masivní hvězdy ztrácejí poměrně rychle hmotu, a právě tento úkaz skoro jistě mění podmínky stability velmi hmotných hvězd. Hvězda o hmotnosti 30 M_☉ ztrácí ročně 10^-6 M_☉, takže během svého relativně krátkého (6 milionů let) života ztratí celých 6 M_☉, což přirozeně ovlivní jak její strukturu, tak i samotný vývoj. Započtení vlivu ztráty hmoty tak autorům umožnilo rozšířit oblast stability až do hmotnosti 200 M_☉ a svítivosti 5 ML_☉.

Není vyloučeno, že ani to není poslední slovo, jak naznačují pozorování J. P. Cassinelliho aj., vykonaná prostřednictvím družice IUE. V mlhovině zvané Tarantula poblíž hvězdy 30 Doradus ve Velkém Magellanově mračnu byl objeven jasný uzlík o svítivosti 150 ML_☉ (nejsvítivější hvězdný objekt ve vesmíru předtím byla rekordní hodnota 38 ML_☉), označený R 136a. Pokud by šlo o hustý konglomerát žhavých hvězd typu O3, resp. WN3, muselo by jich být soustředěno v objemu o průměru 0,1 parseku nejméně 30 ÷ 100. To se zdá vysoce nepravděpodobné, a proto autoři dospěli k závěru, že jde o jedinou vysoce svítivou – a tedy i supermasivní – hvězdu o poloměru 100 R_☉ a hmotnosti v rozmezí 2 500 ÷ 3 500 M_☉. Efektivní teplota hvězdy R 136a se odhaduje na 60 kK. Profily spektrálních čar jsou typu P Cygni, což svědčí o expanzi obálky rychlostí 3 300 km/s a ztrátě hmoty hvězdy tempem 10^-3,5 M_☉/r.

Objekt může patrně existovat po dobu řádově 10⁶ let, ale jeho samotný vznik a relativní stabilita je pro současnou astrofyzikální teorii tvrdým oříškem. Klíč k řešení spočívá pravděpodobně v zahrnutí rychlé ztráty hmoty do výpočtů stavby této výjimečné hvězdy.

Na opačném konci stupnice hvězdných hmotností se loni umístila hvězda RG 0050-2722 v souhvězdí Sochaře. Podle J. Reida a G. Gilmora má absolutní vizuální hvězdnou velikost +19 mag, je vzdálena (25 ±6) pc, a z toho vyplývá hmotnost 0,023 M_☉. Tato červená (T_ef = 2 625 K) trpasličí hvězda má tedy hmotnost blízkou teoreticky udávané spodní mezi pro svítící hvězdy, takže tento „rekord“ by vlastně již neměl být překonán.

Ve shodě s Harwitovou předpovědí se zdá, že mezi nový typ nebeských těles zařadíme „diskovité hvězdy“, či lépe řečeno akreční disky. Jak uvádí J. C. Wheeler, první pozorovací náznaky pro jejich existenci byly zjištěny u kataklyzmických proměnných hvězd, zvláště pak u trpasličích nov, kde disky přispívají rozhodující měrou k celkové svítivosti dvojhvězdného systému. Po objevu rentgenových dvojhvězd nemůže už nikdo pochybovat o reálnosti akrečních disků a jejich zásadním významu pro hvězdnou astrofyziku.

Studium akrečních disků je principiálně omezeno tím, že neznáme mechanismy přeměny energie v jednotlivých částech disku, a musíme se spokojit s kvalitativními odhady. Wheeler to přirovnává k situaci, v níž se nacházela astrofyzika běžných (sférických) hvězd v době Eddingtonově, kdy se nevědělo nic určitého o zdrojích hvězdné energie.

Snad nejlepším příkladem „diskovité hvězdy“ je sekundární složka proslulé zákrytové dvojhvězdy ε Aurigae, kterou loni nazval M. Plavec „záhadou čtvrtstoletí“ (s ohledem na to, že termín „záhada století“ byl již uzurpován pro dvojhvězdu SS 433). Soustava má mimořádně dlouhou oběžnou dobu 27 let, během níž pozorujeme jen 2 roky trvající primární zákryt o nevelké hloubce 0,75 mag s „totalitou“ o trvání zhruba 1 roku. Zakrývající těleso musí být nutně velmi zploštělé, neboť i během „totality“ prosvítá spektrum primární složky – veleobra spektrální třídy F0 Ia. Jelikož příští zákryt začne již v červnu 1982 a skončí někdy v létě 1984, nelze než nezávidět všem, kdo mají technické prostředky ke komplexnímu výzkumu této „hádanky zabalené do tajemství uvnitř záhady“ .

Když se již zmiňujeme o obalech obklopujících hvězdy, sluší se připomenout, že v poslední době se podařilo vyfotografovat rozpínající se plynné obálky dvou známých nov nedávné minulosti. H. Becker aj. vyfotografovali v srpnu 1979 v červeném světle expandující obálku novy V1500 Cygni a zjistili, že obálka je asymetrická s převahou záření v severozápadním kvadrantu vůči mateřské hvězdě. Z úhlových rozměrů obálky a známé rychlosti rozpínání byla odvozena vzdálenost novy 1,35 kpc, z čehož ihned vyplývá absolutní vizuální hvězdná velikost novy v maximu M_v = -10 mag. Nova V1500 Cyg je tak druhou nejsvítivější novou v dějinách astronomie (po nově CP Pup, jež dosáhla -11,5 mag).

Mlhovinnou obálku kolem novy HR Delphini vyfotografoval v květnu 1981 v primárním ohnisku 3,6m reflektoru ESO v Chile L. Kohoutek. Mlhovina má oválný vzhled o rozměrech 3,7″ × 2,5″, takže je protažená v rovníkové rovině novy. Autor odtud odvodil vzdálenost novy HR Del (850 ±50) pc.

Až dosud jsme měli za to, že ve hvězdné astronomii neexistují dva typy těles, jež se od sebe liší více než novy od supernov. Tím více překvapují nejnovější výpočty proslulé skupiny modelářů výbuchů nov S. Starrfielda aj., která zjistila, že trpasličí novy mohou být bezprostředním předchůdcem supernov typu I, jsou-li dodrženy jisté astrofyzikální podmínky. Běžná trpasličí nova (proměnná hvězda typu U Gem) se pravděpodobně skládá ze dvou složek: normální hvězdy hlavní posloupnosti spalující vodík ve svém nitru a z bílého trpaslíka obklopeného dobře vyvinutým akrečním diskem. Hvězda hlavní posloupnosti se periodicky přibližuje k Rocheově mezi, a to vyvolává krátkodobé přetékání plynu do akrečního disku. Příliv plynu do disku je doprovázen krátkodobým zvýšením jasnosti hvězdy o 2 ÷ 6 mag v cyklech opakujících se po několika týdnech až jednom roku.

Nyní se ukázalo, že pokud je průměrný roční přetok hmoty v trpasličí nově dostatečně malý (řádově 10^-10 M_☉/r), nevyvolají ani opakované epizody ukládání plynu bohatého na vodík překotnou termonukleární reakci, jež by měla proměnit trpasličí novu v řádnou klasickou novu zhruba za 10⁵ let. Pomalá akrece materiálu totiž dovoluje, aby jádra prvků uhlíku, dusíku a kyslíku (potřebná k rozběhnutí překotné termonukleární reakce u klasických nov) z obalu bílého trpaslíka předčasně unikla. Bílý trpaslík se tak postupně „obalí“ poměrně tlustou vrstvou helia a vodíku a výpočty ukázaly, že za 10⁶ ÷ 10⁷ let se „vznítí“ celá hvězda, tj. dojde k výbuchu supernovy. Škoda, že správnost výpočtu se zatím nedá experimentálně prověřit, neboť naši praprapředkové měli evidentně jiné starosti než sledovat kolísání jasnosti tehdejších trpasličích nov – potenciálních kandidátů na supernovy současnosti. Výpočty tedy naznačují, že aspoň v některých případech je dvojhvězdnost příhodnou podmínkou pro budoucí explozi supernovy.

Sledování proměnnosti těsných dvojhvězd lze však i dnes, v době pokročilé astronomické techniky, co nejvřeleji doporučit široké obci astronomů-amatérů. K tomu stále stačí i ta nejjednodušší metoda – pozorování prostým okem. Dokládá to i loňský objev periodické proměnnosti jasné hvězdy HD 11241 = 1 Persei. Tato hvězda 5,5 mag a spektrální třídy B1,5 V je v našich zeměpisných šířkách pozorovatelná celoročně, ale přesto si až donedávna nikdo nepovšiml, že to je zákrytová dvojhvězda se zřetelným primárním a sekundárním minimem. Teprve v roce 1975 vyslovil podezření o její proměnnosti F. Rufener. Díky tomuto upozornění sledovali hvězdu 1 Per v dalších letech francouzští astronomové-amatéři. Zjistili, že světelná křivka vykazuje zákryty, a současně objasnili, proč tato proměnná nebyla odhalena dříve. Perioda světelných změn je poměrně dlouhá (skoro 26 dnů) a dráha je výrazně excentrická, takže sekundární zákryty nejsou přesně v polovině mezi primárními. P. North aj. odvodili loni na základě tohoto objevu parametry světelné křivky z vlastních fotoelektrických měření. Hloubka minim je po řadě 0,40 mag a 0,21 mag, oběžná perioda 25,94 d, excentricita dráhy e = 0,30 a sklon i = 88°. Primární minimum trvá 10,6 h a sekundární 16,5 h. Obě složky mají přibližně stejnou hmotnost 10 M_☉ a poloměr 4,3 R_☉. Při délce velké poloosy a = 100 R_☉ jde o oddělený systém s poměrně masivními složkami.

Hmotnost hvězd se zdá být určujícím parametrem též pro odhad produkce měkkého rentgenového záření. G. Vaiana aj. dospěli k tomuto závěru z předběžného rozboru rentgenových pozorování 143 zdrojů sledovaných umělou družicí Einstein. Rentgenový tok nezávisí na hodnotě povrchové gravitace hvězdy a pro pozdní hvězdy ani na efektivní teplotě. Rentgenově září prakticky všechny hvězdy podél celé hlavní posloupnosti, přičemž nejvydatnější zářivý výkon 10²⁴ ÷ 10²⁶ W mají rané hvězdy tříd O a B, zatímco pozdnější hvězdy vysílají 10²⁴ ÷ 10¹⁹ W. Odtud především plyne, že hvězdné koróny jsou zcela obecným úkazem u všech typů hvězd – jsou zdrojem emise měkkého rentgenového záření. Výsledky měření nesouhlasí s předpokladem, že koróny jsou ohřívány akustickými vlnami z chromosféry – přenos energie je zřejmě uskutečňován prostřednictvím magnetických polí.

Magnetické pole hraje zvlášť významnou úlohu při vysvětlení mechanismu rentgenové emise dvojhvězdných systémů, v nichž jedna složka je neutronovou hvězdou. Při interpretaci povahy těchto rentgenových zdrojů se v posledním období dosáhlo významného pokroku, jak to v přehledovém článku shrnul W. Lewin. Jak známo, rentgenové dvojhvězdy lze rozdělit na masivní (s úhrnnou hmotností složek větší než 15 M_☉) a lehké (s hmotností složek menší než zhruba 3,5 M_☉). Masivní dvojhvězdy jsou nutně velmi mladé objekty, tj. i příslušná neutronová hvězda je mladá. Její magnetické pole je intenzivní a osa magnetického dipólu svírá ostrý úhel s rotační osou neutronové hvězdy. Díky tomu vznikají v magnetosféře neutronové hvězdy horké skvrny a my na Zemi pozorujeme rentgenové pulzary s periodou řádově sekundy, což je vlastně odraz rotační periody neutronové hvězdy.

U lehkých systémů jde v průměru o hvězdy velmi staré – proto tyto dvojhvězdy bývají pozorovány i v tak letitých pospolitostech, jakými jsou kulové hvězdokupy. To znamená, že i neutronové hvězdy v těchto systémech jsou velmi staré, takže jejich magnetické pole se buď „vytratilo“, nebo se osa magnetického dipólu „srovnala“ s rotační osou neutronové hvězdy. U lehkých dvojhvězd proto nikdy nepozorujeme sekundové pulzace (neexistují horké skvrny). Některé z těchto systémů jsou však zdroji krátkodobých záblesků rentgenového záření trvajících několik desítek sekund a opakujících se v intervalu několika hodin. Rentgenová emise vyzářená v záblescích však činí jen asi 1 % rentgenové emise, kterou zábleskové zdroje vydávají trvale.

Zvláštní postavení mezi zábleskovými zdroji (z nichž řada byla pozorována uvnitř – nikoliv však přesně v centru – kulových hvězdokup) má tzv. rychlý zábleskový zdroj MXB 1730-335, objevený v souhvězdí Střelce poblíž galaktického centra v roce 1976. Zdroj vysílá několik tisíc záblesků denně. Energie jednotlivých záblesků se přitom liší až v poměru 1 : 10³ (u všech ostatních zábleskových zdrojů jsou tyto změny řádu 1 : 10). Po čase se zjistilo, že „rychlý blýskač“ produkuje dva druhy záblesků: rychlé a „speciální“. Speciální záblesky se vyskytují jednou za 3 ÷ 4 h a odpovídají svou povahou běžným zábleskům ostatních zábleskových zdrojů. Souhrn pozorování tak připravil půdu pro rozřešení záhady zábleskových zdrojů.

Ukazuje se, že nezhroucená složka tohoto typu dvojhvězd má poměrně malou hmotnost, 0,5 ÷ 0,7 M_☉. Mocná gravitace blízké neutronové hvězdy tuto složku slapově deformuje, a tak se plynný obal hvězdy bohatý na vodík přesouvá do tlustého akrečního disku kolem neutronové hvězdy. Z disku se vodík postupně ukládá na povrch neutronové hvězdy. Díky její mocné gravitaci (10¹¹krát větší než přitažlivost na zemském povrchu) se částice plynu urychlují a nabývají značné kinetické energie. Ta se vyzáří v podobě (stálého) rentgenového záření. Vodík uložený na povrchu neutronové hvězdy se termonukleárně mění v helium.

Neutronová hvězda je tedy obalena dvěma na sobě ležícími slupkami: vnitřní (převážně heliovou) a vnější (převážně vodíkovou). Výpočty ukazují, že jakmile se ve slupce nahromadí řádově 10¹⁸ kg materiálu, dojde k tzv. heliovému záblesku, při němž se helium explozivně změní v uhlík. Tento heliový záblesk se navenek projeví jako záblesk přídavného rentgenového záření – ovšem zářivý výkon v záblesku je asi 100krát menší než trvalá („gravitační“) rentgenová emise zdroje, což je ve velmi dobré shodě s pozorováním. K udržení zábleskového mechanismu s intervalem záblesků řádově hodiny stačí akrece plynu rychlostí 10¹⁴ kg/s (tj. řádově 10^-9 M_☉/r).

Rychle se opakující záblesky rychlého blýskače se tím přirozeně vysvětlit nedají. Proto se soudí, že tento úkaz je způsoben přerušovaným charakterem akrece plynu na zmagnetizovanou neutronovou hvězdu. Magnetosféra neutronové hvězdy patrně na čas dokáže zadržet přísun plynu, jenž však po několika desítkách sekund „prolomí“ magnetickou přehradu, a tím se enormně zvýší rentgenová emise. Je-li tento model správný, měly by „rychlé“ záblesky obsahovat řádově 100krát více energie než záblesky „speciální“. Pozorovaný poměr 120 : 1 je tedy výbornou podporou hypotézy.

Přestože se nyní vyjasnilo, že všechny rentgenové dvojhvězdy lze (s výjimkou proslulého zdroje Cyg X-1) vysvětlit jako kombinace neutronové hvězdy buď s masivní, nebo naopak s poměrně velmi lehkou hvězdou, otevřených otázek příliš neubylo. Tak například „rychlý blýskač“ bývá aktivní vždy zhruba půl roku a pak stejně dlouho „odpočívá“. V mnoha případech lehkých rentgenových dvojhvězd nepozorujeme vůbec žádné záblesky. A konečně vůbec nevíme, jak se daly dohromady tak nestejné hvězdy, jako je zhroucený neutronový objekt a málo hmotná hvězda hlavní posloupnosti. V kulových hvězdokupách, kde je prostorová hustota hvězd vysoká, může snad dojít k těsnému přiblížení a gravitačnímu zachycení složek, ale co si počít se systémy, které pozorujeme mimo kulové hvězdokupy?

Pokud by některý z expertů nebyl sdostatek vytížen problémy zábleskových zdrojů, lze mu nabídnout k louskání oříšek ještě složitější, již zmíněnou „záhadu století“ neboli objekt SS 433 = V1343 Aql. Modelem objektu se v uplynulém roce zabývali astrofyzikové zvučných jmen, jako I. Šklovskij, E. van den Heuvel, G. Bisnovatyj-Kogan a mnozí další. Teoretici se v podstatě shodují v tom, že systém je těsnou dvojhvězdou s oběžnou periodou 13 dnů. Zhroucená složka systému je neutronovou hvězdou obklopenou akrečním diskem, jenž jeví precesní pohyb s periodou kolem 164 dnů. Osa magnetického dipólu neutronové hvězdy je údajně kolmá k rotační ose, takže relativisticky urychlené částice proudí z pólů neutronové hvězdy a vytlačují z akrečního disku dva protilehlé výtrysky, jež pozorujeme díky „pohyblivým“ emisním čarám ve spektru. Akrece plynu je nadkritická; kombinuje se přetok přes Lagrangeův bod L₁ s hvězdným větrem žhavé hvězdy typu WN 7-9.

Největším problémem je loňský objev rychlého zkracování precesní periody, které dosahuje 35 hodin za jednu periodu. Kdyby byl tento trend trvalý, znamená to, že za pouhé půl století celý úkaz skončí, takže na vylepšování základního modelu by nebylo času nazbyt. Je však spíše pravděpodobné, že jde o záležitost dočasnou, takže solidnější závěry vyplynou teprve z víceletých pozorování.

Zkracování period je astrofyzikálně neobyčejně významné pozorování, jak snad nejpřesvědčivěji dokládá proslulý binární pulzar PSR 1913+16 objevený v roce 1974. Objekt se, jak známo, stal pozoruhodnou přírodní laboratoří relativistické fyziky, když se ukázalo, že se tam výrazně projevují efekty předvídané obecnou teorií relativity. Máme zde totiž k dispozici jednak téměř ideální hodiny (neutronová hvězda s periodou rotace 59 ms, vysílající rádiové záření v kuželu s vrcholovým úhlem 35°), jednak dostatečně masivní tělesa obíhající po silně excentrické dráze (e = 0,62). Proto se relativistické efekty uplatňují zcela zřetelně.

Nejdůležitější výsledky sedmiletého studia shrnuli J. Weisberg a J. Taylor. Příchody rádiových impulzů se zaznamenávaly 300m radioteleskopem v Arecibu. Analýza měření především ukázala, že rádiový kužel je vlastně dutý, neboť pulzar vysílá dvojitý impulz s vrcholy vzdálenými 6 ms. Přesnost měření příchodů impulzů je ±20 μs. Akumulace údajů za dlouhé časové údobí umožnila podstatně zvýšit přesnost určení oběžné doby dvojhvězdy a přitom odhalit několik relativistických efektů.

Prvním z nich bylo stáčení periastra (obdobné relativistickému stáčení perihelu Merkuru) rychlostí (4,226 ±0,002)°/r. Před třemi lety se ukázalo, že oběžná perioda 7,75 h se zkracuje o 0,04 s/r, zřejmě v důsledku ztráty energie dvojhvězdného systému gravitačním zářením. Konečně podrobný rozbor časů příchodu impulzů odhalil ještě další kolísání, vyvolané kombinovaným vlivem tzv. transverzálního Dopplerova posuvu (vlastně relativistickou dilatací času) a gravitačního červeného posuvu o velikosti (0,0043 ±0,0007) s.

Jelikož z pozorování přímo dostáváme velikost projekce hlavní poloosy dráhy do zorného paprsku a délku periastra, získáme soustavu rovnic, v nichž jako neznámé vystupují hmotnosti složek dvojhvězdy, délka velké poloosy a hodnota sklonu dráhy. Řešením systému rovnic zjišťujeme, že hmotnosti obou složek binárního pulzaru jsou prakticky shodné, a to (1,40 ±0,17) M_☉, sklon i = 46,9° a velká poloosa a = (9,6 ±l,2).10⁵ km. Obecná teorie relativity pak udává relativní zkracování oběžné periody gravitačním zářením dP/P = (-2,38 ±0,02).10^-12, ve velmi dobré shodě s pozorovanou hodnotou dP/P_O = (-2,5 ±0,3).10^-12, což mimochodem znamená, že během jednoho oběhu se velká poloosa dráhy zmenší o 3,1 mm.

Kapitolu o individuálních objektech v Galaxii uzavřeme pozoruhodným zjištěním O. Wilsona aj., kteří se v posledních 14 letech systematicky věnovali zjišťování chromosférické aktivity u hvězd pozdních spektrálních tříd. Ve vzorku zhruba 90 hvězd nalezli přibližně 15, jež jeví známky cyklické aktivity s periodami v rozmezí 7 ÷ 14 let. Z relativně krátkého časového období sledování nelze zatím dospět ke kvantitativním závěrům, ale už nyní je zřejmé, že aktivita mnohých hvězd nápadně připomíná jedenáctiletou periodicitu sluneční činnosti. Proto mají tyto výzkumy potenciálně značný význam pro lepší pochopení mechanismů aktivity i dlouhodobých „výpadků“ slunečního cyklu, jakým bylo proslulé Maunderovo minimum (1645–1715). Když k tomu připočítáme dnes již prokázanou skutečnost, že složky zákrytových dvojhvězd typu RS CVn jsou pokryty skvrnami, není divu, že moderní astrofyzika jakoby znovuobjevuje elementární pravdu, že „Slunce je také hvězda“.

Rozhlédneme-li se po slunečním okolí očima stelárně-statistickýma – jako to loni učinil S. van den Bergh – můžeme odhadnout tendence mladých hvězd shlukovat se do otevřených hvězdokup. Rozborem údajů pro 63 hvězdokup ve vzdálenostech do 750 pc od Slunce dospěl autor k závěru, že ve slunečním okolí se vytváří 0,5.10^-6 otevřených hvězdokup na čtvereční pc za rok. V rovině Galaxie v pásmu 3 ÷ 13 kpc od centra pak vzniká 250 nových otevřených hvězdokup za milion let.

Podle A. Rodgerse aj. se ani naše Mléčná dráha nevyhnula kanibalským sklonům, jež jsou, jak se zdá, charakteristické pro nejmasivnější členy galaktických kup. Přibližně před dvěma miliardami let pohltila menší galaxii, která byla patrně průvodcem známých Magellanových mračen. Za důkaz kanibalismu autoři považují existenci zhruba 700 milionů mladých hvězd na vnějším okraji Mléčné dráhy. Běžné mladé hvězdy v Galaxii se vyznačují vysokým obsahem kovů a poměrně malými prostorovými rychlostmi. Naproti tomu zmíněné „zdivočelé“ hvězdy na okraji Mléčné dráhy mají vysoké prostorové rychlosti. Autoři soudí, že zdivočelé hvězdy vznikly v průběhu srážky galaxií, a jsou tedy jediným pozorovatelným pozůstatkem po pohlcené satelitní galaxii, bohaté na mezihvězdný plyn. Hypotéza rázem vysvětluje rozličné obtíže, s nimiž se astronomové potýkají při studiu prostorového rozložení, rychlostí a chemického složení hvězd různých populací v Mléčné dráze. S ohledem na vysoce excentrické dráhy Magellanových mračen vůči centru naší Galaxie lze se nyní už jen otázat, kdy se i tyto soustavy stanou dalšími oběťmi gravitační nenasytnosti naší mateřské Galaxie.

Nové odhady hmotnosti blízkých galaxií vedou stále výš. S. van den Bergh odvodil hmotnost jádra galaxie M31 v Andromedě na (9 ±2).10 GM_☉ v oblasti o poloměru 3,5 kpc od centra. Do 16,5 kpc obsahuje již (2,4 ±1,2).100 GM_☉ a do 100 kpc podle J. Bahcalla a S. Tremaina již 1 TM_☉. Podle týchž autorů je ještě hmotnější spirální galaxie M101 („Větrník“) v souhvězdí Velké medvědice vzdálená od nás 3,8 Mpc. V kouli o poloměru 400 kpc obsahuje 2 TM_☉. D. Lynden-Bell odhadl hmotnost místní soustavy galaxií na 3,6 TM_☉ a její stáří na 16 miliard let, tj. soustava vznikla velmi záhy po velkém třesku.

Několik skupin pozorovatelů se věnovalo optickému i rádiovému studiu proslulé obří radiogalaxie Virgo A = M87. Technika mezikontinentální radiointerferometrie umožnila W. Cottonovi aj. sledovat pokračování známého výtrysku galaxie M87 až do samého centra soustavy. Tři skupiny radioastronomů (T. Hankins aj., P. McCulloch aj., J. Taylor a P. Backus) se marně pokoušely zopakovat předloňská pozorování milisekundových impulzů, ohlášených I. Linscottem a J. Erkesem. Přestože použité aparatury byly citlivější a souvislá pozorování trvala déle, nebyl nalezen žádný frekvenčně driftující signál, takže buď celý úkaz mezitím vymizel, anebo (což je pravděpodobnější) Linscott a Erkes se stali obětí nějakého typu rádiového rušení. K tomu ještě z observatoře Las Campanas v Chile přichází zpráva A. Dresslera, že se mu na snímcích získaných 2,5m DuPontovým dalekohledem podařilo v centru M87 rozlišit hvězdy, takže i domněnka o masivní černé díře v jádře této galaxie ztrácí na zajímavosti.

Poněkud jiný typ „díry“ nalezli R. Kirshner aj. při studiu prostorového rozložení galaxií v souhvězdí Bootes. Vycházeli při tom z měření červených posuvů pro 133 galaxií jasnějších než 16,3 mag v pásmu R. V tomto souboru byla jen jediná galaxie s rychlostí vzdalování v intervalu (15 000 ±3 000) km/s. Odtud plyne, že v objemu 10⁶ Mpc³ je hustota vesmírné látky snížena aspoň o jeden řád proti střední průměrné hustotě vesmíru – v této gigantické proluce nejsou prostě žádné svítivější galaxie. To je mimochodem v souladu s představou J. Ejnasta aj. o „buňkové“ struktuře nadkup galaxií.

Zatím nejvzdálenější galaxie zkoumali H. Spinrad aj. pomocí Wamplerova rastrovacího spektrofotometru u 3m reflektoru Lickovy hvězdárny. Tříleté úsilí, při němž spektrum radiogalaxií 3C 427.1 a 3C 13 bylo během 23 nocí integrováno po dobu 40 hodin, přineslo úspěch v podobě spekter, na nichž bylo možné změřit červený posuv spektrálních čar, ačkoliv signál z galaxií představoval jen 2 ÷ 3 % jasu nočního nebe. Z posuvu absorpčních čar byly po řadě odvozeny posuvy z = 1,050 a z = 1,175.

Nikdo zajisté nepochybuje o tom, že pro radiogalaxie platí Hubbleův vztah, a tak lze z těchto hodnot odvodit vzdálenosti za předpokladu, že známe Hubbleovu konstantu. Je-li H₀ = 75 km/s/Mpc, vycházejí odtud rekordní vzdálenosti 2,5 Gpc a 3,25 Gpc. Jelikož vlastní stáří galaxií se odhaduje na 6 miliard let, vznikly obě soustavy před 14 ÷ 16,6 miliardami let, tj. opět velmi záhy po velkém třesku.

Bez ohledu na změny v kalibraci velkých vzdálenosti tak lze oprávněně konstatovat, že pozorovací dosah astronomie se za posledních 20 let zdvojnásobil. Na tomto úspěchu se rozhodující měrou podílí podstatné zvýšení kvantové účinnosti detektorů optického záření. Lze očekávat, že nasazením nábojově vázaných detektorů (CCD) se podaří dosah dnešních dalekohledů zvětšit ještě o třetinu.

Zároveň se tím opět zlepšily vyhlídky kosmologické hypotézy o povaze červeného posuvu ve spektrech galaxií i kvasarů. Poprvé v historii astronomie byly pro galaxie změřeny červené posuvy větší než jedna. (Samy galaxie se svými ostatními parametry nijak neodlišují od galaxií bližších.) Další nepřímou podporou kosmologické hypotézy je pozorování absorpčního červeného posuvu ve spektru kvasaru PKS 1157+014 v pásmu rádiových vln, jak je uskutečnil A. Wolfe aj. pomocí 305m radioteleskopu v Arecibu. Kvasar má emisní červený posuv optických spektrálních čar z_e = 1,978 a kromě toho sedm systémů absorpčních čar s červenými posuvy v rozmezí 1,720 ÷ 1,988. Mezi nimi se nachází systém s širokou absorpcí v čáře Lyman-α, příslušející červenému posuvu z_a = 1,9438. Tento systém vykazuje mimořádně nízký stupeň ionizace, což naznačuje, že absorpce vzniká ve velmi hustém mračnu neutrálního vodíku, v němž je dostatečně absorbována 211 mm vodíková čára.

Autorům se podařilo po instalaci polovodičového předzesilovače chlazeného kapalným dusíkem v ohnisku antény vskutku pozorovat očekávanou posunutou rádiovou absorpci; odpovídající rádiový absorpční červený posuv z_ra = 1,9436 je ve výborné shodě s posuvem nalezeným v optickém pásmu. Jde o dosud největší absorpční rádiový posuv ve vesmíru pozorovaný. Absorpce pravděpodobně vzniká ve vodíkovém mračnu galaxie, jež je součástí kupy galaxií, v níž se nalézá i sám kvasar. Podle toho by absorbující mračno bylo několik málo megaparseků „před“ kvasarem ve směru k pozemskému pozorovateli.

Málokterý kvasar vzbuzuje v poslední době tolik zájmu, jako tzv. binární kvasar Q 0957+561 A, B v souhvězdí Velké medvědice. Za necelé dva roky od objevu se většina astronomů kloní k mínění, že jde o projev gravitační čočky – byť i „čočky“ značně zprohýbané. J. Miller aj. jakož i P. Young aj. potvrzují, že kvasar je fotometricky i spektrálně proměnný. To by mělo v budoucnu jednoznačně rozhodnout, jde-li o efekt gravitační čočky. Teorie totiž předvídá kolísání jasnosti obrazů až o 50 % během řádově sta let díky poruchám způsobeným relativním vlastním pohybem hvězd čočkující galaxie vůči kvasaru v pozadí.

P. Young aj. dále zjistili, že čočkující galaxie je členem kupy galaxií, jejíž střed leží 23″ západně od obrazů kvasaru (A, B). Detektor CCD umožnil v oblasti o průměru 3,5 zaznamenat během necelých 2 hodin integračního času celkem 400 objektů (většinou galaxií) do mezní hvězdné magnitudy 25,5 mag. Podle A. Stocktona se čočkující galaxie-gravitátor 1,00″ nachází severně a 0,19″ východně od jižního (B) obrazu kvasaru a úhlový průměr jejího jádra dosahuje 0,5″. Předpokládaný třetí obraz kvasaru (teorie udává, že gravitačních obrazů má být lichý počet) byl objeven M. Gorensteinem aj. v březnu 1981 metodou interkontinentální interferometrie. Tento třetí obraz prakticky koinciduje s polohou středu eliptické galaxie. Navíc P. Young aj. objevili v ultrafialové části spektra kvasaru absorpční systém s červeným posuvem z_a = 1,125 [shodným s přesností na (8 ±11) km/s pro oba obrazy kvasaru], jenž odpovídá nejspíš oblaku plynu vyvrženému z kvasaru rychlostí nejméně 37 500 km/s.

Tatáž skupina se zasloužila o prozkoumání trojitého kvasaru Q 1115+080 A, B, C, jenž byl objeven R. Weymannem aj. v roce 1980. Nejjasnější složka A je 15,8 mag, zatímco zbývající dvě (B, C) jsou zhruba o 2,5 mag slabší a vzdálené 1,8″ a 2,3″ od obrazu A. Emisní červený posuv z_e = 1,72 je pro všechny tři obrazy shodný. Mezilehlá čočkující galaxie nebyla v tomto případě objevena – je pravděpodobně příliš slabá. Vyšší jasnost obrazu A může být rovněž vyvolána gravitačním zesílením světla.

Na další případ možného efektu gravitační čočky upozornili B. Paczyński a K. Gorski. Jde o trojici kvasarů s červenými posuvy z_e v rozmezí 2,040 ÷ 2,054. Intenzity obrazů složek se na snímcích z roku 1980 podstatně liší od intenzit z palomarského atlasu, pořízených před čtvrt stoletím.

Všechna tato pozorování vyvolala mnoho pozornosti mezi teoretiky, kteří z různých hledisek posuzují obecný vliv efektu gravitační čočky na svítivosti a prostorovou hustotu kvasarů. Prvními, kdo se podrobně zabývali zmíněným efektem, byli J. a M. Barnothyovi již v roce 1968. Jejich závěry, v podstatě shodné s dnešními, nebyly však v té době přijaty se zvláštním zájmem, jednak proto, že tehdejší statistické vzorky byly nevelké, jednak pro snahu autorů podpořit tím kuriózní kosmologický model „vláknitého“ vesmíru.

Kvalitativně se nad efektem gravitační čočky pro galaxie zamýšlel již F. Zwicky v roce 1937. Nové analýzy z loňska jsou ovšem mnohem lépe podloženy teoreticky i experimentálně. E. Turnet se snaží pomocí nerozlišených gravitačních čoček vysvětlit zjištění M. Schmidta, že prostorová hustota kvasarů zdánlivě rychle roste s velikostí červeného posuvu. Jsou-li totiž mnohé kvasary zobrazeny bližšími, leč nerozlišenými galaxiemi, jejich zdánlivá svítivost bude často podstatně vyšší než ve skutečnosti a tento efekt je tím výraznější, čím je kvasar od nás dále. Podle C. Canizarese lze stejným způsobem objasnit existenci tzv. Arpových párů kvasar-galaxie, v nichž každý člen páru má výrazně jiný červený posuv. Arp, jak známo, to považuje za doklad, že červené posuvy kvasarů jsou aspoň zčásti nekosmologické. Podle Canizarese jde prostě o rozlišenou gravitační čočku, tj. vidíme jak vzdálený kvasar (resp. jeho zesílený obraz), tak i bližší čočkující galaxii. Autor ukazuje, že k zesílení jasnosti kvasaru postačí gravitační fokusace jednotlivou hvězdou v halu bližší galaxie. Je-li tomu tak, mělo by však přímkové seřazení objektů kvasar-hvězda-pozorovatel pominout během několika málo desetiletí, takže jasnost vzdáleného kvasaru by během doby měla výrazně poklesnout.

Také J. Tyson dospívá k podobným závěrům a soudí, že efekt gravitačních čoček se u kvasarů uplatňuje mnohem častěji, než jsme si dosud mysleli. Uvádí, že existenci tak extrémních případů, jako je binární kvasar nebo objekt Q 1115+08, lze objasnit jedině tehdy, když méně extrémních případů je poměrně dostatek. A tak se zdá, že předběžně skoro každý kvasar lze podezírat z toho, že díky nerozlišené galaxii na dráze zorného paprsku směrem k nám něco předstírá: přinejmenším příliš vysokou jasnost a v některých případech vícenásobnost. Teprve podrobnější rozbor metodami stelární statistiky může v budoucnu rozhodnout, zda je taková domněnka dostatečně oprávněná.

Jiný efekt, zvyšující zdánlivou jasnost kvasarů, objevil již v roce 1966 M. Rees. Zabýval se tehdy vzhledem relativisticky urychlených oblaků plynu a ukázal, že pokud se oblak pohybuje přibližně ve směru k pozorovateli, pozorujeme jej jako jasnější, neboť z hlediska vzdáleného pozorovatele je záření oblaku soustředěno převážně ve směru pohybu. Reesův model se nyní všeobecně uznává za nejlepší vysvětlení rádiových pozorování nadsvětelného rozpínání složek některých kvasarů a rádiových galaxií. Týž model totiž nenásilně zcela obecně vysvětluje i zdánlivě nadsvětelné rychlosti.

Jde zřejmě o oblaka vyvržená z centra kvasaru přibližně ve směru k nám. Vzdálený pozorovatel má díky relativistickým rychlostem expanze zkrácenou časovou stupnici, a pohyby mračen mu tedy připadají rychlejší, než ve skutečnosti jsou. Jestliže oblak expanduje rychlostí 99,99 % rychlosti světla, naměříme zdánlivou rychlost 71krát vyšší než rychlost světla apod. Lze namítnout, že je vysoce nepravděpodobné, aby všechna mračna směřovala přibližně k nám. S ohledem na zmíněné zdánlivé jasnosti ve směru pohybu oblaku je to prostě tak, že pokud mračno nesměřuje k nám, je málo intenzivní, takže ho prostě nepozorujeme a objekt klasifikujeme jako rádiově „tichý“ kvasar.

A tak jeden paradox překonává druhý. Nadsvětelné rychlosti expanze mračen některých kvasarů jsou zjevně fiktivní a teorie relativity se znovu skvěle potvrzuje. Je li tomu tak, jsou skutečné svítivosti kvasarů až o 3 řády nižší, než se mělo dosud za to, a tím se podstatně zjednodušuje tolik diskutovaná otázka energetického zdroje kvasarů. Svítivost kvasarů pak totiž není o mnoho vyšší než svítivost jader Seyfertových galaxií.

Loňské zjištění T. Pearsona aj., že složky známého kvasaru 3C 273 se v letech 1977–1980 od sebe vzdalovaly rychlostí 10násobku rychlosti světla, se tedy nyní považuje jen za další potvrzení správnosti Reesova modelu. Otázkám povahy kvasarů bylo ostatně věnováno zvláštní zasedání britské Královské astronomické společnosti v únoru 1981. Účastníci se shodli v názoru, že emisní čáry v kvasarech vznikají v objemu o průměru do 1 pc. V tomto objemu se nachází nesmírný počet diskrétních plynných mračen o úhrnné hmotnosti 100 M_☉. Ve vlastním centru se nalézá černá díra o hmotnosti řádu 10⁸ M_☉, jež svým slapovým působením trhá okolní hvězdy, resp. plynná mračna. Takto uvolněná energie se vysílá v podobě spojitého záření v celé oblasti elektromagnetického spektra. Je-li kvasar rádiově „hlučný“, je současně i zdrojem silného rentgenového záření.

Absorpční čáry ve spektrech kvasarů se mohou stát důležitou kosmologickou sondou, jak ukázali J. Oort aj., když studovali neidentifikované absorpční čáry v krátkovlnném křídle vodíkové čáry Lyman-α ve spektru velmi vzdálených kvasarů (s červeným posuvem z = 2,2 ÷ 3,3). Podle názoru autorů jde o vodíkové absorpce v plynných útvarech, jež jsou náhodně rozloženy podél dráhy zorného paprsku mezi kvasarem a pozemským pozorovatelem. Rozměry těchto plynných útvarů odhadli na 1 ÷ 10 kpc a průměrné intervaly mezi nimi jsou 150 Mpc.

To je hodnota téhož řádu jako intervaly mezi jednotlivými nadkupami galaxií, takže je pravděpodobné, že zmíněné absorpce vznikají přímo v nadkupách galaxií a udávají vlastně prostorové rozložení nadkup podél zorného paprsku. Studiem většího počtu kvasarů, rozmístěných po celé obloze, tak lze nepřímo zjistit i celkové prostorové rozdělení (a počty) nadkup.

Nadkupy galaxií mají typický průměr řádu 50 Mpc a podobají se poměrně plochým „lívancům“, kterýžto tvar si uchovaly již z raných stadií vývoje vesmíru. Kolaps „lívanců“ vedl ke vzniku kup galaxií a samotných galaxií. J. Oort (vskutku heroická postava holandské i světové astronomie, nar. r. 1900) zároveň ukázal, že většina nadkup obsahuje právě jeden kvasar do 20 mag; jen asi 3 % nadkup obsahují dva kvasary. To znamená, že přehlídkami kvasarů zjišťujeme současně i rozložení nadkup galaxií v kosmickém prostoru.

Toto rozložení může podle názoru některých autorů pozměnit předpokládanou izotropii mikrovlnného záření kosmického pozadí (reliktního záření). Měření z balonů v letech 1975–80 totiž přesvědčivě prokazují, že izotropie je jen přibližná. Infračervená a mikrovlnná měření v pásmu 0,5 ÷ 8,9 mm, vykonaná R. Fabbrim aj., S. Boughnem aj., M. Gorensteinem a G. Smootem z balonů a stratosférických letadel, dokazují existenci dipólové anizotropie, jež se považuje za projev pohybu Země (resp. centra Galaxie) vůči poli reliktního záření. Slunce a Země se pohybují rychlostí 300 ÷ 400 km/s směrem k souhvězdí Lva a Místní soustava galaxií „padá“ rychlostí 550 ÷ 600 km/s směrem ke kupě galaxií v souhvězdí Panny.

Poněkud nejistější je interpretace některých nových měření, jako kvadrupólové anizotropie (S. Boughn aj., R. Muller). Výsledky různých autorů totiž navzájem dobře nesouhlasí a celý efekt je jen nepatrně větší než odhadovaná střední chyba měření. Pokud kvadrupólová anizotropie vskutku existuje, nabízejí se dvě možná vysvětlení: Buď jde o projev počáteční anizotropie vesmíru, anebo o ovlivnění reliktního záření přitažlivostí galaktických kup. Jak je vidět, stále platí pravidlo, že čím více se blížíme k zásadním otázkám kosmologie, tím neurčitější a nepřesnější jsou výsledky měření. Tato nejistota se obráží v častých změnách názorů na fundamentální problémy kosmologie, což se mimochodem negativně projevuje i v nedůvěře širší veřejnosti ke kosmologickým hypotézám vůbec, jak na to nedávno upozornil na stránkách Říše hvězd (62, 257 12/1981) prof. O. Obůrka.

Pro ty čtenáře, kteří si libují v neortodoxním pohledu na kosmologii, bude jistě vzpruhou sdělení, že k neortodoxním teoriím se v poslední době přiklonili významní světoví specialisté. B. Bonnevier ze skupiny prof. H. Alfvéna kategoricky prohlašuje, že nesmíme ztotožňovat pozorovanou metagalaxii s celým vesmírem, takže extrapolace dnešních fyzikálních zákonů do „prvních tří minut vesmíru“ je neoprávněná a vesmír nikdy nebyl v singulárním stavu! Podobně J. Narlikar a G. Burbidge se zcela rozešli s kanonickou kosmologií a předpokládají, že geometrie vesmíru je euklidovská a červené posuvy galaxií a kvasarů lze vysvětlit jako projev pohybů po místní explozi, jež dala vznik nadkupě látkového vesmíru. Látková složka vesmíru se pak prostírá do vzdálenosti 6 Gpc a její stáří je 10 miliard let, kdežto polní (zářivá) složka vesmíru má charakteristický rozměr 600 Gpc a je stará 1 bilion let. Jak je vidět, v kosmologii více než v kterémkoliv jiném oboru přírodních věd je skutečně možné všechno.

Kanonická kosmolgie velkého třesku, jež se stala obecně uznávanou zhruba před dvěma desítkami let, se rozvíjí zejména v souvislosti se snahami fyziků o vytvoření jednotné teorie všech interakcí. Úspěchy sjednocené teorie elektromagnetické a slabé interakce (Weibergův-Salamův model) a pokrok kvantové chromodynamiky připravují půdu pro „velké sjednocení“ (grand unification theory neboli GUT) a v budoucnosti i pro teorii supergravitace. Jak známo, vůdčím motivem těchto snah je hledání symetrických, resp. supersymetrických vlastností částic a polí, a to se obráží v tendencích vysvětlovat vesmírný vývoj jako kaskádovité porušování původní supersymetrie. (Pisatel si uvědomuje, že toto vzrušující téma by si zasloužilo samostatný článek – nebo spíše seriál – psaný specialisty-kosmology a teoretickými fyziky.)

Podle F. Wilczeka byl vesmír zprvu zcela symetrický, ale též bez hmoty. V čase 10^-35 s došlo k prvnímu velkému porušení symetrie a vesmír se začal naplňovat hmotou. Při teplotě 10²⁷ K se energie „falešného vakua“ změnila v částice obvyklých typů. Tyto částice, zrozené z vakua, slouží posléze ke stavbě hvězd, planet i lidí. Postupné porušování symetrie vedlo též k oddělování jednotlivých interakcí, k mírné převaze částic nad antičásticemi, a tedy k vytvoření světa v té podobě, již dnes známe.

Vysoká izotropie a homogennost dnešního vesmíru se začíná považovat za důležitou počáteční podmínku stejně jako okolnost, že z moderních měření vyplývá, že průměrná hustota hmoty ve vesmíru je poměrně blízká tzv. kritické hustotě (při níž otevřený vesmír přechází v uzavřený). Britský fyzik S. Hawking to komentuje takto: „Jednou ze skutečností, která může člověka nejvíce ohromit, je okolnost, že vesmír je tak blízko hraniční čáry mezi zhroucením a trvalým rozpínáním“ . Výpočet totiž ukazuje, že v čase 10^-35 s nemohla být poměrná odchylka od kritické hustoty větší než 10^-49.

To je snad nejostřejší okrajová podmínka, jakou kdy věda vůbec stanovila, a vede v poslední době mnoho autorů k formulaci tzv. antropického principu. Principu poprvé použili sovětský kosmolog G. Idlis v roce 1958 a nezávisle na něm americký fyzik R. Dicke v roce 1961. Princip vychází ze skutečnosti, že aspoň na jednom místě ve vesmíru (tj. na Zemi) je život a že existence života vyžaduje vskutku pozoruhodnou souhru mnoha fyzikálních podmínek. Vesmír, jenž se realizoval popsaným kosmologickým vývojem, je takový, jaký je, právě proto, že je v něm život možný. Podle P. Daviese připouští kvantová fyzika existenci nekonečného množství vesmírů, z nichž některé jsou s tím naším téměř identické, kdežto další se od něho často velmi podstatně odlišují. Jen náš vesmír má však tu výsadu, že jsou v něm příhodné podmínky pro život – tedy i pro pozorovatele, kteří mohou studovat jeho vlastnosti. K „antropickým“ vlastnostem vesmíru je třeba především počítat pozorovanou izotropii a homogenitu, dále „příhodnou“ rychlost expanze (tj. vhodnou hodnotu Hubbleovy konstanty) a zejména vhodné velikosti základních fyzikálních konstant. Metodické síly antropického principu v poslední době úspěšně využívají i tak známé osobnosti současné astrofyziky, jako je akademik J. Zeldovič nebo teoretický fyzik S. Hawking.

J. Zeldovič společně s A. Dologovem se zabývali revizí odhadů stáří vesmíru ve světle zmíněných kosmologických domněnek a dospěli k minimální hodnotě 12 miliard let – spíše však o něco více než 15 miliard let. To je ve shodě s nejnovějšími určeními Hubbleovy konstanty rozpínání vesmíru, pro níž dostává S. van den Bergh H₀ = 50 km/s/Mpc a A. Sandage s G. Tammannem H₀ = (52 ±5) km/s/Mpc. Velmi opatrně lze tudíž konstatovat, že stáří vesmíru se pohybuje v rozmezí 12 ÷ 20 miliard let.

Kosmologické problémy byly rovněž na programu jubilejního 10. „texaského“ sympozia o relativistické astrofyzice, jež se konalo v prosinci 1980 v Baltimore. Sám předmět relativistické astrofyziky je vymezen neurčitě: zhruba lze říci, že jde o astrofyziku velmi vysokých energií a případně o tu část astrofyziky, kde se nevystačí s Newtonovým zákonem a Maxwellovými rovnicemi.

Kromě již zmíněné hypotézy o spontánním porušování symetrie v raném vesmíru, jež by měla vést k převaze hmotných částic nad antihmotnými a již by mohly zčásti ověřit připravované pokusy o určení životní doby protonu, se hovořilo zejména o kosmologických důsledcích kladné klidové hmotnosti neutrin. Jakkoliv by astrofyzikové kladnou klidovou hmotnost neutrin uvítali (lze tak vysvětlit jak Daviesův experiment s detekcí slunečních neutrin, tak i vznik hmotných fluktuací v raném vesmíru), experti jsou dosud velmi zdrženliví (nejmenovaný teoretik na sympoziu údajně vsadil 5 : 1 na to, že se nakonec potvrdí nulová klidová hmotnost neutrin).

Další referáty sympozia byly věnovány jednak anizotropii reliktního záření, jednak hledání zdrojů energie aktivních galaxií a galaktických kup. Podrobně byl diskutován kvasar-gravitační čočka a dále model kvasaru, v němž ústřední úlohu hraje černá veledíra získávající další hmotu akrecí.

V závěru sympozia se pozornost soustředila na kompaktní objekty, jako jsou pozůstatky supernov a vůbec neutronové hvězdy. Řada autorů se především snažila vysvětlit povahu zábleskových rentgenových zdrojů. Přitom se dosáhlo významného pokroku propracováním mechanismu heliových termonukleárních záblesků, jak jsme se o tom už zmínili.

Nepřímo s tím souvisí také pochopení povahy dosud zcela záhadných vzplanutí záření gama. V uplynulém roce byly uveřejněny poměrně přesné souřadnice několika úkazů z předešlých let. Nejintenzivnější vzplanutí z 5. března 1979 se nalézá v mlhovině N 49, která je pozůstatkem supernovy ve Velkém Magellanově mračnu. Všeobecně se soudí, že tato koincidence není náhodná, takže zdroj vzplanutí gama je mimořádně daleko a vyzářil neuvěřitelnou energii 10³⁵ J z oblasti o rozloze sotva několik desítek kilometrů. Přesto však zbývají pochybnosti: zpřesněné souřadnice ukazují, že zdroj neleží přesně v centru mlhoviny. Kdyby šlo přece jen o náhodnou projekci, mohli bychom totiž zdroj snadno „přemístit“ do okolí Slunce a energetická bilance by poklesla přibližně o šest řádů. E. Fenimore aj. zjistili, že rozdělení energie ve spektru zdroje odpovídalo nejprve černému tělesu o teplotě 350 MK a později 300 MK. Úkaz vyvolal také rentgenovou odezvu v podobě pulzaru s periodou 8,0 s, jehož záření odpovídalo černému tělesu o teplotě 140 MK. Série rentgenových pulzů pokračovala ještě 3 minuty po vzplanutí. Horká skvrna v magnetosféře neutronové hvězdy měla průměr maximálně 60 km.

Podle E. Mazece aj. se ve spektru vzplanutí vyskytují tzv. cyklotronové spektrální čáry, jež vznikají v magnetickém poli o indukci řádu 100 MT – tedy v magnetosféře neutronových hvězd. Další spektrální čáry v oblasti energií 400 ÷ 450 keV se vysvětlují jako anihilační čáry pozitron-elektron, jež jsou gravitačně posunuty z klidové hodnoty 511 keV. Jiné čáry patrně příslušejí železu a vykazují shodnou velikost gravitačního červeného posuvu (z ~ 0,25).

Podobně T. Cline aj. našli gravitačně posunuté emise ve spektru vzplanutí z 19. listopadu 1978. Velikost posuvu odpovídá gravitaci na povrchu neutronové hvězdy o hmotnosti 1,4 M_☉. Ačkoliv souřadnice zdroje byly určeny s přesností lepší než 1′, nepodařilo se na daném místě oblohy najít žádný optický protějšek do 22,5 mag. Vysoká galaktická šířka (b = -84°) nasvědčuje tomu, že jde o objekt v blízkém okolí Slunce.

J. Laros aj. určili přesnou polohu zdroje vzplanutí ze 6. dubna 1979, a přesto se jim na daném místě oblohy nepodařilo nalézt žádný optický, infračervený, rádiový nebo rentgenový objekt. Také tento zdroj se nalézá ve vysoké galaktické šířce (b = -60°) a jeho vzdálenost patrně nepřesahuje 50 pc od Slunce.

Tak se po letech tápání zvolna vynořují informace, které umožňují aspoň rámcově řešit problém vzplanutí gama. Zřejmě jde – až na možnou výjimku úkazu z 5. 3. 1979 – o zdroje v blízkém okolí Slunce (do 200 pc) nevelkých geometrických rozměrů (do 100 km), přičemž záření vzniká v silném magnetickém poli (jak o tom svědčí pozorované cyklotronové čáry) a v silném gravitačním poli (jak dokazuje červený posuv anihilační čáry a čar železa). Celkový počet úkazů v Galaxii lze odtud odhadnout na 2.10⁴/r, takže zdroje musí být nutně rekurentní. Typická energie jednoho vzplanutí je 5.10³¹ J.

Nepřítomnost optických objektů jasnějších než asi 22 mag na místech dobře zaměřených zdrojů odpovídá společně s předešlými skutečnostmi představě, že vzplanutí vzniká na povrchu (resp. v magnetosféře) neutronové hvězdy, jež je případně složkou dvojhvězdy. Z toho lze dále odvodit možné mechanismy vzplanutí. Buď jde o projev náhlé akrece většího množství hmoty (mezihvězdný plyn, kometa, asteroid), anebo o termonukleární záblesky.

První variantu propracovali R. Ramaty aj., kteří ukázali, že akrece materiálu způsobí vnitřní přestavbu a vibrace celé neutronové hvězdy; vibrace přenášejí energii do magnetosféry prostřednictvím urychlených částic, jež se mění na páry pozitron-elektron. Páry jsou uzamčeny v malém objemu díky mocnému magnetickému poli, takže se rychle ochladí a anihilují – to jsou pak vlastní vzplanutí gama, jež pozorujeme.

Naproti tomu S. Colgate aj. předpokládají, že akrece (pád tělesa, přetok z druhé složky dvojhvězdy) vyvolá překotnou termonukleární reakci v obalu neutronové hvězdy. Na rozdíl od rentgenových zábleskových zdrojů je zde vyšší intenzita magnetického pole, jež uzamkne plazma. Proto plazma dosahuje vyšších teplot i hustot a následkem toho velmi rychle chladne, přičemž se vyzařují fotony vysokých energií.

V průběhu loňského roku bylo zveřejněno několik variant tohoto základního schématu a autoři si často navzájem protiřečí. Není divu, vždyť přesných identifikací vzplanutí gama je jen hrstka a pozorovací údaje se omezují obvykle jen na krátkou chvíli maxima úkazu.

Astronomie záření gama má vůbec těžké začátky, hlavně pro nesmírné experimentální obtíže při detekci tohoto pronikavého záření. Ostatně i sama pronikavost záření je vlastně relativní. Jak známo, zemská atmosféra záření gama nepropouští pro silnou interakci s molekulami vzduchu, a naopak zvlášť tvrdé záření gama (s energiemi nad 500 TeV) se sráží s reliktním zářením kosmického pozadí, takže jeho volná dráha nepřevyšuje 10 kpc. Proto v pásmu zvlášť vysokých energií jsme s to pozorovat pouze zdroje uvnitř Galaxie.

Katalog trvalých zdrojů záření gama, sestavený B. Swaneburgem aj. na základě šestiletých pozorování družice COS-B, obsahuje pouhých 25 zdrojů s energiemi vyššími než 100 MeV. V katalogu se podařilo jednoznačně identifikovat jen 4 objekty, a to Krabí mlhovinu, pozůstatek po supernově v souhvězdí Plachet (Vela X), kvasar 3C 273 a mezihvězdné mračno poblíž hvězdy ρ Ophiuchi. Zdroje jeví silnou koncentraci ke galaktické rovině a ke galaktickému centru. Jsou vzdáleny 2 ÷ 7 kpc od Slunce a vyzařují průměrně 10²⁹ W, tj. o řád více než v rentgenovém a o několik řádů více než v rádiovém oboru spektra.

Extrémní konec elektromagnetického spektra není dnes jedinou hraniční oblastí astronomie. Periodicky se objevují zprávy o nových pokusech zachytit gravitační vlny z vesmíru. Jak známo, první Weberovy pokusy z r. 1969 nepřinesly úspěch, ale jen poznání, že bude potřebí sestrojit ještě citlivější detektory. Nové detektory by měly zaznamenat posuvy řádu 10^-21 m (!), a tak není divu, že konstrukce přijímacích aparatur patří k nejobtížnějším úkolům špičkové experimentální techniky.

Výzkumné práce probíhají současně na několika místech rozmístěných po celé zeměkouli (z časového zpoždění signálů by mělo být možné určit, odkud gravitační vlny přicházejí): v USA ve Stanfordu a v Baton Rouge, dále v Perthu v Austrálii a v Římě. Detektory mají být masivní krystaly niobu ochlazené na teplotu blízkou absolutní nule, při níž je niob supravodivý, takže může být magneticky nadnášen tak, aby byl izolován od všech zdrojů vibrací z okolního prostředí.

Nejpravděpodobnějšími zdroji intenzivního gravitačního záření jsou supernovy v údobí gravitačního kolapsu. Frekvence supernov v Galaxii je ovšem příliš nízká na to, aby experiment měl vyhlídky na brzký úspěch. Proto musí být citlivost aparatury dostatečná k zaznamenání kolapsu supernov v sousedních galaxiích, a to dále zvyšuje experimentální nároky.

Ostatně i technika v konvenčních oborech astronomie se stává stále nákladnější a náročnější. Pro devadesátá léta se ve Spojených státech uvažuje o stavbě gigantického optického teleskopu s průměrem sběrné plochy 15 m, jenž by měl stát 150 milionů dolarů. (O velkých dalekohledech příští generace psal nedávno v Říši hvězd podrobněji dr. P. Mayer – ŘH 62, 12/1981, str. 252).

Sovětská Akademie věd posuzovala nedávno prvních pět let činnosti dvou obřích přístrojů na Kavkaze, a to 6m reflektoru (BTA) a 565m radioteleskopu (RATAN). O 6m reflektoru referoval I. Kopylov, jenž uvedl, že první snímky v primárním ohnisku přístroje byly pořízeny v prosinci 1975, v r. 1976 byl zahájen zkušební a v r. 1977 pravidelný provoz teleskopu. V polovině r. 1979 bylo původní primární zrcadlo dalekohledu vyměněno za kvalitnější. Dalekohledem bylo dosud získáno přes 1 000 přímých fotografií a na 7 000 spekter hvězd, galaxií a kvasarů. Přitom bylo objeveno na 50 nových kvasarů a 50 Seyfertových galaxií. Rychlý fotometr umožňuje měřit jasnosti objektů s periodicitami 3.10^-7 ÷ 300 s. Odtud lze zejména určovat rozměry některých zdrojů záření. Zeemanův analyzátor v Nasmythově ohnisku dovoluje měřit magnetická pole hvězd jasnějších než 9,5 mag s přesností ±0,03 T. Mezní hvězdná velikost teleskopu ve spojení s elektronografickou kamerou je 26 mag.

Obdobně J. Parijskij shrnul údaje o radioteleskopu RATAN 600, jenž byl uveden do chodu v r. 1977. Výzkum se rozvíjí v oblasti sluneční, planetární, galaktické i extragalaktické radioastronomie. V pásmu centimetrových vln byla poprvé pozorována rádiová granulace Slunce. Bylo objeveno rádiové záření Jupiterových družic Io a Europy. V centru Galaxie bylo nalezeno seskupení 4 milionů pozdních hvězd. Tím byla vyvrácena možnost, že se v jádře Galaxie nalézá černá veledíra. Po dobu 100 dnů byl na centimetrových a decimetrových vlnách sledován proslulý zdroj SS 433.

Při přehlídkách extragalaktických zdrojů bylo objeveno 3 000 nových rádiových zdrojů, takže lze odhadovat, že v dosahu radioteleskopu RATAN je řádově 10⁶ zdrojů. Některé ze sledovaných zdrojů jsou patrně vůbec nejvzdálenější objekty dnes ve vesmíru pozorované. Odhaduje se, že po dalším zdokonalení pomocné aparatury bude RATAN s to registrovat rádiové záření kvasarů s červeným posuvem z ~ 50, jež by se opticky jevily jako objekty 30 mag. Ve výhledu je také příjem signálů v pásmu milimetrových vln.

Úspěch aperturně-syntetických rádiových zařízení, jako je sovětské UTR-2 pro pásmo dekametrových vln a americké VLA pro centimetrové vlny, přivedl kanadské radioastronomy na myšlenku postavit systém CASCADE sestávající z 8 antén o průměru 32 m, jež by byly rovnoměrně rozmístěny podél 49. rovnoběžky v délce 5 000 km. Očekávaná rozlišovací schopnost 0,0005″ na vlnové délce 15 mm by umožnila nově řešit četné otázky planetární i galaktické a extragalaktické radioastronomie.

Velká Británie připravuje stavbu optického altazimutálního teleskopu o průměru primárního zrcadla 4,2 m, jenž má být do r. 1986 vybudován na Kanárských ostrovech a ponese jméno W. Herschela. Dalekohled bude mít primární ohnisko f/3, Cassegrainovo (upravené též pro pozorování v infračerveném oboru spektra) f/15 a Nasmythovo f/35. Tím by se měl zlepšit přístup britských astronomů k pozorování s velkými dalekohledy. Jak uvádí časopis Observatory, v r. 1985 připadne na jednoho astronoma ve Velké Británii jen 2,75 jasných nocí u velkého dalekohledu za rok.

Zmíněné projekty se uskuteční navzdory četným finančním omezením, jež v poslední době postihují nejen astronomii, ale všechna odvětví základního výzkumu. První „obětí“ úsporných opatření se stalo úsilí o hledání cizích civilizací (SETI), jež představuje ovšem i nadále poměrně spornou vědeckou otázku. Přitom finanční rezervy by se zajisté našly, jak připomenul C. Panati: „Návštěvníci kin utratili 100 milionů dolarů, aby mohli shlédnout fantastický film o blízkých setkáních třetího druhu. Za tyto peníze bychom mohli být svědky skutečného blízkého setkání ještě během našeho života“ .

F. Hoyle a C. Wickramasinghe se v poslední době snažili najít důkazy, že v mezihvězdném prostoru jsou zrnka složitých organických látek a dokonce i bakterie. Usuzují tak z průběhu infračervených absorpčních spekter mezihvězdných mračen. Některá hydroxylová mračna údajně obsahují dehydrovanou celulózu. Většina ostatních specialistů však zůstává k těmto návrhům krajně nedůvěřivá.

Nejpesimističtější názor na existenci mimozemských civilizací vyslovil loni F. Tipler, jenž usoudil, že pravděpodobnost vzniku inteligentního života ve sluneční soustavě byla menší než 10^-11 (tedy jedna obydlená planeta v průměrné galaxii). Znovu je třeba připomenout, že tento pesimismus nevyvěrá z poznatků astronomických, nýbrž biologických. Trefně to vyjádřil sám F. Hoyle: „Informační obsah vyšších živých organismů je řádu 10^{40 000}. Pravděpodobnost, že tyto organismy vznikly náhodou za dobu od velkého třesku do dneška, je asi stejná jako to, že tornádo, které se přežene přes vrakoviště aut, zůstaví po sobě zbrusu nový obří dopravní letoun B 747“ .

Závěr našeho přehledu je jako vždy vyhrazen vzpomínce na zesnulé astronomy. V listopadu 1980 zemřela H. Swopeová, jež je známa především odvozením proslulého vztahu perioda-svítivost pro cefeidy a revizí (společně s W. Baadem) vzdálenosti galaxie M31. V lednu 1981 zesnula M. Shapleyová, jež se zabývala zejména určováním elementů zákrytových dvojhvězd, a v březnu B. Tinsleyová, jedna z předních odbornic ve výzkumu galaxií a v kosmologii. V lednu 1981 zemřel nositel Nobelovy ceny H. Urey, který se mimo jiné zabýval radioaktivní chronologií vesmírných objektů, vznikem života na Zemi, výzkumem meteoritů a nukleosyntézou. V březnu dále zemřeli C. Huffer, jenž se věnoval zejména fotoelektrické fotometrii zákrytových dvojhvězd, a polský astronom K. Kordylewski, dobře známý jako vydavatel Krakovské ročenky pro pozorovatele zákrytových dvojhvězd, sám velmi aktivní pozorovatel. Zaznamenali jsme též úmrtí známého francouzského astrofyzika D. Chalongeho.

Britská královská astronomická společnost udělila své Zlaté medaile C. Pekerisovi, M. Schmidtovi a B. Lovellovi. Eddingtonovu medaili dostal kosmolog P. Peebles. J. Taylor, jeden ze spoluobjevitelů binárního pulzaru, byl pozván k proslovení Darwinovy přednášky (o detekci gravitačních vln prostřednictvím binárního pulzaru). Cenu K. Bruceové, kterou uděluje Pacifická astronomická společnost, obdržel G. Herbig, známý svými studiemi o vzniku hvězd a mezihvězdném prostředí. Zlatý medailista M. Schmidt osvědčil neobyčejnou odvahu, když se rozhodl rezignovat na funkci ředitele Haleových observatoří a doporučil, aby se tato prestižní instituce rozdělila na dvě menší, lépe ovladatelné složky. Po dvanácti letech existence spojených observatoří tak vznikla staronová pracoviště observatoře na Mt. Wilsonu a v Las Campanas, řízená Carnegieho ústavem a vedená G. Prestonem, jakož i observatoř na Mt. Palomaru s přidruženou sluneční stanicí Big Bear, řízená Kalifornským technickým ústavem a vedená G. Neugebauerem.

E. Garfield, ředitel Ústavu pro vědecké informace ve Filadelfii, uveřejnil soupis 1 000 současných vědců, kteří byli nejvíce citováni v letech 1965–1978. Jde o soubor vzniklý prohlídkou impresivního počtu 67 milionů odkazů v 5 milionech publikovaných vědeckých pracích. K tomu, aby se vědec kvalifikoval do tohoto exkluzivního klubu, bylo zapotřebí aspoň 2 436 citací za uvedené období, tj. v průměru 174 citací ročně. Přestože astronomie zdaleka nepatří k rozsáhlým oborům s vysokou publikační činností, ve výsledném souboru je 11 astronomů (jména jsou seřazena podle počtu citací, v závorce jsou uvedeny ročníky narození): A. Dalgarno (1928), A. Sandage (1926), H. Gursky (1930), R. Giacconi (1931), D. Morton (1933), A. Cameron (1925), J. Bahcall (1934), I. Iben (1931), J. Ostriker (1937), E. Salpeter (1924) a J. Oke (1928). Garfield ještě zjistil, že „průměrný autor“ z tohoto elitního souboru publikoval 121 vědeckých prací, tj. 8,6 práce ročně. Množství citací není samozřejmě ani jediným, ani nejlepším ukazatelem kvality astronoma, jak ostatně poznamenal H. Abt: „Důvod, proč děláme astronomický výzkum, je v tom, že se o vesmíru chceme dozvědět důležitá fakta, nikoliv v získání dalších citací.“

Užitečnost vědeckých prací lze však pomocí citací do jisté míry porovnávat, jak ukázal Abt rozborem 326 prací, jež byly publikovány v prestižních amerických astronomických časopisech v roce 1961. Citační křivky vykazují maximum zhruba 5 let po publikaci vlastní práce, přičemž křivky pro teoretické a experimentální práce se navzájem neliší. Za 20 let po publikaci klesá roční počet citací na polovinu maximální hodnoty – nejcitovanější práce mají maximum později a pokles je povlovnější. Průměrná práce je citována 1,0krát ročně a 6 % prací nezískalo za 19 let ani jednu citaci. Nejvíce jsou citovány práce, jež jsou nejdelší.

Dlouhodobá analýza za léta 1910–1980 prokazuje, že průměrná délka publikovaných prací se za tu dobu zvýšila z méně než 3 tiskových stran na téměř 9 tiskových stran. Poměrné zastoupení teoretických prací se zvýšilo z 5 % na nynějších 33 %. Zatímco na počátku století se publikovalo převážně individuálně, dnes jsou teoretické práce publikovány ponejvíce dvěma spoluautory a experimentální třemi spoluautory.

Roční počet prací publikovaných v USA se až do konce II. světové války příliš neměnil (kolem 170 prací ročně). Po válce se za necelých osm let počet publikací zdvojnásobil a stále rostl až na současnou hodnotu přes 1 600 prací ročně. Měřeno počtem tiskových stran vzrostla astronomická produkce za posledních 70 let třicetkrát. Zdá se, že stejným tempem vzrůstá i objem informací o vesmíru, což si může čtenář snadno ověřit – třeba jen prolistováním „Žní objevů“ v posledních čtrnácti ročnících našeho časopisu.