Žeň objevů – rok 1982

Je zajímavé, jak rychle se zapomnělo na neúspěch předpovědi J. Gribbina a J. Plagemanna o katastrofách na Zemi v důsledku neobvyklého seřazení planet v roce 1982. Hluboko v lidské psychologii je zřejmě zabudován obvod, který potlačuje nepříjemné informace, a této okolnosti dovedně využívají šarlatáni a polovědci minulosti i současnosti. Bez ohledu na ně mohli milovníci oblohy v průběhu minulého roku zhlédnout pozoruhodné představení, kdy se očima viditelné planety shromažďovaly a zase rozcházely v jednom kvadrantu ekliptiky – se Zemí to přirozeně ani nehnulo.

Síly, které pohybují Zemí, či přesněji zemskou kůrou, jsou nepochybně ukryty uvnitř Země. Nejnovější statistika praví, že v průměru za rok zaznamenáme na Zemi 1,1 katastrofálních zemětřesení o intenzitě vyšší než 8,0 na Richterově stupnici, dále 18 ničivých zemětřesení o síle 7,0 ÷ 7,9 a 120 mohutných o intenzitě 6,0 ÷ 6,9. Úhrnná plocha území postižených katastrofálními zemětřeseními činí za rok průměrně 2 miliony km². Je dobré si připomenout tyto průměrné hodnoty, jestliže má člověk někdy pocit, že zemětřesení je tolik, že to musí mít zvláštní (nejlépe pak kosmickou) příčinu.

Kosmické příčiny je zkrátka potřebí vyhradit pro katastrofy daleko grandióznější – takovými jsou především srážky Země s malými planetami (asteroidy). Zprvu divoce vyhlížející domněnka o srážce Země s asteroidem před 65 miliony let (na rozhraní druhohor a třetihor) získává postupně na přesvědčivosti; kromě toho se objevily náznaky, že k dalšímu impaktu došlo též před 34 miliony let. Diskuse se proto spíše přenáší na otázku druhotných následků takového úkazu. Zprvu se zdálo, že nejzávažnějším druhotným následkem je zastínění atmosféry prachem nebo vodní tříští vymrštěnými do ovzduší při vlastní srážce. Výpočty B. Toona však naznačují, že drobné částice ve stratosféře mají tendenci se navzájem slepit, a tím je podstatně urychleno jejich vypadávání z ovzduší. Pak by zastínění zemského povrchu po impaktu trvalo jen několik málo měsíců a patrně by nezpůsobilo předvídanou ekologickou katastrofu. Jisté poznatky v tomto směru přinášejí dodatečné studie dlouhodobých důsledků velkých vulkanických výbuchů (Krakatoa 1888, Sv. Helens 1980, El Chichonal 1982).

Při výzkumu ostatních planet sluneční soustavy poutal na sebe vloni stále největší pozornost Saturn, a to hlavně díky stále se rozrůstající rodině družic. Údaje o nich přinášela průběžně Říše hvězd (1982, str. 59, 127 a 172). A. Dollfus a S. Brunier se přitom pokusili o výklad mnohaletých zmatků kolem Saturnovy X. družice nazvané Janus, objevené Dollfusem již v roce 1966. Družice je zřejmě totožná s objektem označeným jako 1980 S1, má oběžnou periodu 0,6945 dne a délku velké poloosy 151 500 km, tj. 2,525 poloměru planety. Kromě toho se však prakticky po téže dráze pohybuje ještě jedno těleso, rovněž objevené Dollfusem jako družice 1966 S2, která je zase totožná s objektem 1980 S3. Protože v mezidobí mezi Dollfusovými pozemními pozorováními a letem Voyagerů byla vícekrát pozorována obě tělesa (nikoho však nenapadlo, že kolem Saturnu obíhají v téže vzdálenosti), astronomové se snažili spočítat jedinou dráhu, a tak jim často vycházely absurdity – to byl důvod, proč se o realitě Januse až donedávna pochybovalo. Dnes víme, že jde o dvě protilehlá tělesa, a tak pojmenování jasnějšího z nich jako Janus se zdá být dodatečně velmi výstižné – družice Janus má podobně jako mytologický bůh svou druhou tvář – družici 1966 S2 neboli 1980 S3.

Zdaleka nejzajímavější výsledky však i nadále poskytuje výzkum Saturnových prstenců. Tloušťka prstenců je vskutku malá, neboť se pohybuje v rozmezí 0,6 ÷ 1,6 km. Proslulé radiální paprsky rotují s periodou 10 h 40 min, což je rovno rotační periodě magnetického pole Saturnu a dále posiluje myšlenku, že jde o elektrostaticky řízený úkaz. Paprsky jsou pravděpodobně mikrometrové částice prachu elektricky nabité a magneticky vyzdvižené mimo rovinu prstenců. V radiálním směru jsou dlouhé 10 ÷ 20 tisíc kilometrů a pohybují se přibližně keplerovskou rychlostí kolem planety. Zanikají zhruba po něco více než jedné otáčce a obnovují se po průchodu oblastí Saturnem zastíněnou (C. Porco, G. Danielson, R. Eplee, B. Smith). Příčinou jejich vzniku je zřejmě zvláštní elektrostatický výboj, objevený J. Warwickem aj. a popsaný D. Evansem aj. Těleso odpovědné za vznik či udržování výboje obíhá po kruhové dráze o poloměru 108 950 km za 10 h 10 min kolem Saturnu a vytváří v prstenci B mezeru o šířce 150 metrů.

Jestliže počet družic planet sluneční soustavy utěšeně vzrůstá, u planet samých tomu bude nejspíš naopak. V poslední době totiž dále sílí podezření, že Pluto nelze považovat za normální planetu. Díky průvodci Charonu bylo totiž možné se slušnou přesností určit hmotnost obou těles, a ta je ve srovnání s planetami nepatrná, jen řádu 10²² kg (řádově 10^-3 M _Z). Když k tomu připočítáme neobvyklou hodnotu výstřednosti dráhy i sklonu k ekliptice, vypadá to spíše na planetku jako je Chiron apod. Teoretický rozbor D. Lina a P. Farinella aj. znovu vzkřísil myšlenku, že Pluto-Charon byl kdysi měsícem Neptunu. Zhruba před 100 miliony let se k Neptunu přiblížilo jiné hmotné těleso – jeho dnešní měsíc Triton – o hmotnosti zhruba 20krát vyšší, než mají Pluto a Charon. V té době byl Pluto jediným tělesem a obíhal jako Neptunův měsíc. Setkání Neptunu s Tritonem vedlo k zachycení Tritonu a vyvržení Pluta z Neptunovy gravitační sféry. Přitom se Pluto natolik „poškodil“, že se rozpadl na více částí – jednou z nich by mohla být dnešní Neptunova družice Nereida a další dnešní průvodce Pluta Charon.

Srážky a blízká přiblížení se vůbec staly populárním námětem teorií i pozorování: v loňském roce byla zveřejněna pozorování dalších setkání Slunce s kometami Kreutzovy skupiny (viz též ŘH 1982, str. 215). Dne 26.–27. 1. 1981 se ke Slunci přiblížilo těleso, které ve vzdálenosti 3 slunečních poloměrů mělo zdánlivou jasnost -2,5 mag a prošlo přísluním ve vzdálenosti 1,05 R_☉. Další takové těleso se přiblížilo ke Slunci 19.–20. 7. 1981, a jelikož jeho perihel byl ve vzdálenosti 0,92 R_☉, ve Slunci zřejmě zaniklo. Obě pozorování byla vykonána koronografem instalovaným na americké vojenské družici P78-1 (D. Michels). U nás D. Chochol aj. objevili ve spektru sluneční koróny z 31. 8. 1979 čáry Si II, Ni II a Fe II, které vznikly vypařováním prachových částeček rozptýlených za kometou 1979 XI, jež rovněž dopadla do Slunce (ŘH 1982, str. 258).

Teorií jevu se zabýval P. Weismann. Kreutzova skupina komet má nejméně 13 členů a vyznačuje se vzdáleností perihelu kolem 2 R_☉ a afelem ve vzdálenosti 180 AU – oběžnou dráhu lze tedy velmi dobře nahradit úsečkou, na jejímž jednom konci je Slunce. Vzhledem k vysoké hodnotě sklonu i k ekliptice (i = 143°) nemohou gravitační poruchy planet ovlivnit vzdálenost perihelu, a tak je potřeba předpokládat, že se kometa nejprve srazila s jiným tělesem a teprve pak mohla spadnout na Slunce. Při přiblížení ke Slunci na vzdálenost menší než 2,44 R_☉ se kometa slapově rozpadá (Rocheova mez), ale jelikož jádro komety sublimuje jen do nevelké hloubky 10 ÷ 15 m, dopadnou tuhé částice jádra přímo do fotosféry.

Odstavec o kometách můžeme stěží uzavřít jinak než připomínkou objevu Halleyovy komety (1982i), k němuž došlo 16. října 1982 na observatoři Mt. Palomar. Skupina osmi astronomů vedená D. Jewittem si vypůjčila vzácný pozorovací čas u 5,1m Haleova reflektoru a k detekci použila nejcitlivější a nejrozměrnější polovodičový detektor typu CCD (nábojově vázaný prvek), jehož kvantová účinnost se pohybuje až kolem 80 % (nejlepší fotonásobiče dosahují 20 %, fotografická deska jen asi 1 %). Kometa byla zaznamenána na pěti osmiminutových expozicích velmi blízko předpověděného místa (viz ŘH 1982, str. 236). Byla zhruba 25 mag v modré části spektra (detektor CCD zaznamenal jeden foton od komety v průměru za 6 s), vzdálená celých 11 AU od Slunce. Odtud ihned vyplývá, že jádro Halleyovy komety má poloměr pouze 1 400 metrů. Dodatečně se tak ukázalo, že titíž autoři jen těsně minuli příležitost k objevu v prosinci r. 1981, kdy byla kometa jen o něco slabší, než je mez detektoru CCD ve spojení s palomarským zrcadlem.

Přesto je říjnové pozorování nečekaně brzké a umožňuje s předstihem zlepšovat výpočet efemeridy, tak nutné pro plánování letů kosmických sond Vega, Giotto a Planet A. Jelikož v uvedené vzdálenosti od Slunce není kometa pravděpodobně Sluncem excitována, umožnilo to poprvé dostatečně spolehlivě určit geometrické rozměry vlastního jádra. V blízké budoucnosti budeme moci zřejmě přímo zaznamenat nástup aktivity jádra. Nejnověji určená hmotnost jádra Halleyovy komety činí 3,4.10¹³ kg. Toto těleso se v průběhu nejbližších let stane nepochybně nejlépe zkoumanou kometou v dějinách; právě včas započal v loňském roce svou činnost výbor pro mezinárodní sledování Halleyovy komety (IHW) se středisky v Pasadeně, Stony Brooku (USA) a v Bamberku (NSR) – Československo v něm zastupuje prof. V. Vanýsek.

Ještě jedna kometa se loni proslavila, i když jsme ji přímo vůbec nepozorovali – jde o mateřskou kometu 1861 I známého pravidelného meteorického roje Lyrid. Američtí pozorovatelé ve státech Florida a Colorado pozorovali 22. 4. 1982 prudké zvýšení frekvence Lyrid na 75 met./h po dobu asi 1 h (ŘH 11/1982).

W. Cassidy a L. Rancitelli shrnuli neobyčejně úspěšné výsledky hledání meteoritů v Antarktidě v oblastech Allan Hills a Yamato Mts., kde bylo v posledních deseti letech nalezeno celkem 4 850 jednotlivých meteoritů z 50 ÷ 500 různých pádů. Antarktické meteority tak přispívají již plnými 25 % k celkovému počtu meteoritů v muzeích, což je dáno především tím, že ve sněhu a ledu šestého kontinentu se meteority jednak podstatně lépe hledají, jednak dobře konzervují. K nejvzácnějším nálezům patří objev 8 kg shergottitu – meteoritu, jenž údajně mohl být vyvržen ze sopek Marsu. Stáří nalezených meteoritů je vesměs nižší než 1,3.10⁹ let a v naprosté většině (93 %) jde o kamenné meteority. Železné meteority jsou v nálezech zastoupeny 6 % a smíšené 1 %. Jelikož podrobné hledání meteoritů proběhlo dosud na ploše pouhých 500 km², lze čekat v blízké budoucnosti další objevy, už proto, že antarktické meteority jsou nalézány prakticky nedotčené civilizačními vlivy a za dobře dokumentovaných okolností. Ochraně vzorků antarktických meteoritů se právem věnuje stejná péče jako měsíčním horninám; vždyť i jejich význam pro pochopení minulého vývoje sluneční soustavy je přinejmenším srovnatelný.

V posledních letech jakoby znovu vzrůstal zájem o ústřední těleso celé soustavy – Slunce, a to zejména díky novým pozorováním nekonvenčními pozorovacími technikami. H. Fitze a A. Benz se pokoušeli získat rádiové ozvěny od Slunce v mikrovlnném pásmu 2 380 MHz. Přestože použili jeden z nejvýkonnějších pozemských radiolokátorů v Arecibu a pracovali s výkonem 250 kW, nedostali žádný odraz, což znamená, že odrazivost Slunce pro mikrovlny je aspoň o čtyři řády nižší než pro metrové vlny, což žádná teorie koronálního plazmatu nedokáže uspokojivě vysvětlit.

L. Oster aj. uveřejnili údaje o změnách ozáření Sluncem získané jednak družicí Nimbus 7 (pracující po dobu několika let), jednak sondou SMM (za 153 dnů). Ukazuje se, že zářivý výkon Slunce je pravděpodobně stálý, ale záření v daném směru mírně závisí na rozložení aktivních oblastí. Přerozdělení energetického toku v daném směru je vlastně způsobeno magnetickým polem, takže ve směru kolmém na sluneční skvrny je záření zeslabeno, kdežto tangenciálně je zesíleno. Sama sluneční činnost je podle názoru J. Blizarda ovlivněna změnami Slunce vůči těžišti sluneční soustavy. Vzájemná poloha těžiště a slunečního středu se totiž během doby výrazně mění v rozmezí vzdálenosti 0,01 ÷ 2,17 R_☉. Odpovídající oběžný moment Slunce pro každý čas se dá přirozeně snadno spočítat, a tu se ukazuje, že jeho změny korelují se změnami sluneční činnosti s korelačním koeficientem 0,7. To by znamenalo, že polovinu změn sluneční činnosti lze přisoudit změně polohy Slunce vůči těžišti sluneční soustavy, a tyto změny jsou nejvíce ovlivňovány polohou Jupiteru – jakoby se zde ve fyzikálně přijatelnější podobě oprašoval Gribbinův „Jupiterův efekt“. Osobně doporučuji velkou zdrženlivost: dlouhodobá minima sluneční činnosti, jako je známé Maunderovo minimum, budiž mementem pro všechny, kdo chtějí odhalit prostou příčinu sluneční aktivity. To už mnohem věrohodněji vypadá zjištění L. Novembera aj. o existenci buňkové struktury sluneční fotosféry na škále 5 ÷ 10 tisíc km. Tato mezogranulace zapadá zhruba doprostřed mezi známou granulaci o typických rozměrech buněk kolem 1 000 km a supergranulaci o rozměrech buněk 30 ÷ 150 tisíc km. Minimální životní doba mezogranulí se pohybuje kolem 2 hodin a v jednotlivých buňkách byly zjištěny vertikální pohyby o amplitudě až 60 m/s.

Ani v loňském roce se nepodařilo jednoznačně vyřešit dva přetrvávající problémy týkající se Slunce: prakticky nic se nezměnilo ve výkladu pozorovaného nedostatku slunečních neutrin, takže se stále častěji hovoří o tom, že se přece jen uskuteční nákladný experiment s detekcí neutrin v galliu. Za druhé se stále diskutuje o tom, zda a jak se mění rozměry Slunce s časem. Z teorie je zřejmé, že k výrazným změnám slunečního poloměru v dlouhých geologických dobách nedocházelo, neboť to by se projevilo význačnými změnami sluneční svítivosti. Z paleontologických nálezů máme dostatek důvodů k tvrzení, že za posledních pět set milionů let se sluneční konstanta nezměnila o více než 20 %, takže poloměr Slunce se nemohl změnit o více než 30″. K vysvětlení sluneční svítivosti pouhou gravitační kontrakcí by stačilo smršťování poloměru tempem 4.10^-5″/r (za 20 milionů let by se Slunce zhroutilo do černé díry), což je evidentně nemožné. Teorie termonukleární reakce vyžaduje růst slunečního poloměru tempem 3,3.10^-8″/r, tj. 17″ za půl miliardy let, což je ve shodě s uvedenými paleontologickými úvahami.

Tím však není vyloučeno, že se slunečním poloměrem se něco děje na kratších časových škálách; takové změny však nutně musí být cyklické, anebo se týkají jen fotometrických charakteristik povrchu Slunce – stačí například, aby se nepatrně změnilo okrajové ztemnění Slunce nebo teplota sluneční fotosféry, a projeví se to zdánlivou změnou slunečních rozměrů. A. Endal a L. Twigg rozebrali z tohoto hlediska zejména pozorování některých slunečních zatmění v letech 1715–1980 a dospěli k závěru, že na počátku tohoto údobí bylo Slunce statisticky významně větší než dnes. Ke změně poloměru však nejspíš došlo poměrně náhle někdy mezi lety 1925 a 1976 a velikost této změny činí (6 ±1).10^-4 v relativní míře. Jelikož tato změna nebyla doprovázena odpovídající změnou svítivosti (změna svítivosti byla určitě menší než 5.10^-3 v relativní míře), znamená to, že jde o povrchový jev. Autoři usuzují, že fyzikální mechanismus, jenž se projeví pozorovanou změnou poloměru, má sídlo v hloubce asi 27 000 km pod povrchem Slunce, a to ukazuje, o jak „okrajovou“ záležitost jde. R. Howard a B. LaBonte zveřejnili výsledky svých fotoelektrických měření rozměrů Slunce, která probíhala na observatoři Mt. Wilson od roku 1974. Nenalezli žádné změny až po práh citlivosti metody 0,1″. Tvrdí, že poloměr Slunce je konstantní s hodnotou (-0,2″ ±1,6″) za století, což je ovšem časová extrapolace z osmileté pozorovací řady.

Slunce se zkrátka nechová zcela tak, jak mu předepisují učebnice astrofyziky, ale v tomto směru není mezi hvězdami žádnou výjimkou. Tytéž učebnice například praví, že nejméně hmotné hvězdy, jež ještě jsou s to zářit díky vnitřním zdrojům energie, mají hmotnost 0,07 M_☉. I. Reid a G. Gilmore však loni určili základní parametry hvězdy RG 0050-2722, jež je od nás vzdálena 25 pc a jejíž absolutní hvězdná velikost je slabší než +19 mag. Při povrchové teplotě 2 600 K tomu odpovídá hmotnost 0,023 M_☉, tj. dvacetinásobek hmotnosti Jupiteru. Tato nejméně svítivá a nejméně hmotná hvězda v Galaxii je současně i nejchladnějším bílým trpaslíkem. Téměř současně oznámili B. Margon aj., že vedlejší složka proměnné hvězdy BE UMa je nejteplejším bílým trpaslíkem s povrchovou teplotou 100 kK.

Další objev ohlásili kanadští astronomové z Dominion Astrophysical Observatory. Podařilo se jim identifikovat pozůstatek novy CK Vulpeculae, jež vzplanula roku 1670, kdy dosáhla 3 mag. Nova není zaznamenána na snímcích z palomarského atlasu, ale nyní se trochu probudila, takže na fotografii 3,6m reflektorem je vidět i s jemnou mlhovinou – rozpínající se plynnou obálkou. Toho času jde tedy o nejstarší známý pozůstatek novy, který můžeme na obloze pozorovat.

Ultrafialová spektra jasných hvězd třídy B s emisními čarami prokázala, že bude potřebí opravit odhadované hodnoty ztráty hmoty dokonce o několik řádů. Rozbor spekter z družice IUE pro hvězdy α Eri, δ Cen a π Aqr uveřejnil J. de Freitas Pacheco a obdržel poměrně nízké hodnoty úniku hmoty do mezihvězdného prostoru řádu 10^-9 ÷ 10^-10 M_☉/r, tedy aspoň stokrát menší než se dosud uvažovalo.

Nejlepšího hvězdného kandidáta na černou díru objevili A. Cowleyová aj. při studiu spekter rentgenové dvojhvězdy LMC X-3 ve Velkém Magellanově mračnu. Spektrum veleobra třídy B3 vykazuje periodické změny vyvolané oběžným pohybem kolem těžiště dvojhvězdy, jejíž zhroucená sekundární složka má hmotnost určitě větší než 6 M_☉.

H. Bhatt hledá vysvětlení pro pozorovanou skutečnost týkající se rozložení pulzních period pro rentgenové pulzary. Pozorované rozložení má minimum v intervalu 10 ÷ 100 s, což autor vykládá jako výsledek působení kroutícího momentu, vznikajícího akrecí plynu na neutronovou hvězdu. Díky tomu se perioda rotace neutronové hvězdy zpomalí pod 10 s v případě, že přenos hmoty probíhá přes Rocheovu mez, a nad 100 s, jde-li o akreci hvězdného větru u masivních těsných dvojhvězd. Periody rentgenových pulzarů se pohybují v intervalu 1 ÷ 1 000 s; dosud jich pozorujeme na celé obloze pouze 17 a jejich rentgenové svítivosti se pohybují v rozmezí 10²⁶ ÷ 10³² W. Výjimkou je nově objevený rentgenový pulzar MSH 15-52, který podle měření F. Sewarda a F. Harndena má periodu 0,150 s. Nachází se v souhvězdí Kružítka blízko galaktické roviny ve vzdálenosti 4,2 kpc.

U zábleskového rentgenového zdroje 4U 1915-05 objevil N. White a J. Swank periodické absorpce rentgenového záření s periodou 50 minut. Jde nepochybně o zákryty rentgenového zdroje ve dvojhvězdě, čímž byl podán prvý přímý důkaz, že zábleskové zdroje (burstery) jsou vskutku těsnými dvojhvězdami. F. Walter aj. potvrdili zmíněnou periodu a ukázali, že zákryt působí plynný proud ve dvojhvězdě. Současně objevili pravděpodobný optický protějšek rentgenového zdroje jako hvězdu 22 mag.

S. Starrfield aj. rozšířili své modely překotných termonukleárních reakcí na povrchu degenerovaných hvězd také pro případ, že zhroucenou hvězdou je neutronová hvězda o poloměru 10 a 20 km. Obdrželi tak termonukleární záblesky v intervalu od 2 000 s až po více než 1 den s maximální efektivní teplotou 33 MK a svítivostí až 2.10⁵ L_☉. Tyto výsledky porovnávali s energií uvolněnou při pádu plynného mračna do magnetosféry neutronové hvězdy a ukázali, že pro vysvětlení zábleskových a přechodných rentgenových zdrojů se podstatně lépe hodí mechanismus překotné termonukleární reakce.

B. Margon aj. upozornili na podivné chování záhadného rentgenového zdroje SS 433 (V1343 Aql) , jehož precesní perioda 164 dnů se několik let poměrně rychle zkracovala, zatímco v posledních dvou letech se ještě rychleji prodlužuje. Systematické sledování tohoto podivuhodného objektu, jenž je podle Margona „hvězdou, která proslavila svůj katalog“ , přinese zřejmě ještě další překvapení.

M. Damashek aj. vykonali přehlídku rádiových pulzarů severně od 20° deklinace pomocí 92m radioteleskopu NRAO. Objevili při tom 23 nových pulzarů, přičemž nejpozoruhodnější z nich je objekt PSR 0655+64 s impulzní periodou 0,196 s, který jeví periodické kolísání periody s amplitudou 114 μs. Jde nepochybně o odraz oběžného pohybu pulzaru ve dvojhvězdě. Dráha má neměřitelně malou výstřednost a oběžná perioda činí 24 h 41 min. Pulzar je vzdálen přibližně 280 parseků a rotační perioda se velmi málo prodlužuje. Průvodcem neutronové hvězdy je málo hmotný objekt s hmotností 0,7 ÷ 1,5 M_☉, jehož absolutní hvězdná velikost je větší než 13 mag.

Největším překvapením je ovšem objev milisekundového pulzaru, který ohlásili D. Backer aj. na základě pozorování 300m radioteleskopem v Arecibo. Pulzar 1937+215 se nalézá v souhvězdí Lištičky jako kompaktní složka plošného rádiového zdroje 4C 21.53 a má základní impulzní periodu 1,56 ms a disperzní míru 75 el. pc/cm³. To znamená, že mateřská neutronová hvězda rotuje kolem své osy zhruba 20krát rychleji než známý pulzar v Krabí mlhovině, a je tedy nedaleko meze roztržení tělesa odstředivou silou (viz ŘH 4/1983, str. 74).

Ke studiu vnitřní stavby neutronových hvězd přispívá přirozeně i pozorování náhlých skoků v periodě některých pulzarů, zvláště pak u pulzarů v souhvězdí Plachet a v Krabí mlhovině. Ke skokům u pulzaru Vela X dochází v intervalech 2,5 ÷ 4,1 let, což je příliš často, než aby šlo jev vysvětlit „zemětřeseními“ neutronové hvězdy (předvídaná rekurence je řádu staletí). To znamená, že jev vzniká v jádře neutronové hvězdy, jež se chová jako suprakapalina. Každé zpomalení rotace vede díky zmenšení odstředivé síly k popraskání kůry neutronové hvězdy. Kůra se tím „slehne“ o několik tisícin milimetru a to stačí na opětné zvýšení rychlosti rotace s ohledem na potřebu zachovat moment hybnosti hvězdy.

Donedávna zcela záhadná vzplanutí gama jsou nyní všeobecně považována za další projev rozmanitosti v chování neutronových hvězd (viz ŘH 5/1982, str. 92). T. Cline aj. znovu zpřesnili polohu výjimečně intenzivního vzplanutí z 5. března 1979, takže chybová ploška je nyní pouze 0,1 obl. minuty². Zdroj se nalézá v oblasti pozůstatku supernovy N49 ve Velkém Magellanově mračnu, ale neleží přesně v jeho centru. Ve spektru byla nalezena emisní čára o energii 400 keV, což se považuje za anihilační čáru 511 keV posunutou gravitačním červeným posuvem z = 0,25 do oblasti nižších energií. Tento rys společně s krátkým náběhem vzplanutí (méně než 0,2 ms) se považuje za přesvědčivý důkaz, že jde o jev na povrchu neutronové hvězdy. Tímtéž objektem (FXP 0520-66) se zabývali též E. Mazec aj., kteří jej považují za velmi vzácný (je představitelem méně než 10 % pozorovaných vzplanutí gama) a na rozdíl od jiných autorů se domnívají, že jde o neutronovou hvězdu uvnitř Galaxie, dokonce o řád bližší než u ostatních zdrojů vzplanutí gama (autoři tím vysvětlují velkou intenzitu záblesku, jakož i pozorování sekundárních slabších úkazů ve dnech 6. března, 4. a 24. dubna 1979)! Zatímco běžná vzplanutí gama jsou dlouhá – tj. náběh trvá 1 ÷ 5 s a celkové trvání (až po intenzitu 1/e maxima) je 1 ÷ 100 s – tento zvláštní úkaz měl náběh desítek milisekund a exponenciální trvání jen 0,1 s.

Mazec aj. soudí, že dlouhá vzplanutí jsou projevem sporadické akrece hmoty v těsné dvojhvězdě, kdežto krátká jsou důkazem překotné termonukleární detonace na povrchu neutronové hvězdy podle modelu Ergmové a Sunjajeva z roku 1980. Spektrální analýza záření vzplanutí svědčí o tom, že jde o tepelné brzdné záření zmagnetizované plazmy o kinetické teplotě 50 ÷ 1 000 keV a intenzitě magnetického pole až 10⁹ T!

Pokrok v chápání povahy vzplanutí gama vedl k řadě teoretických prací, jež rozebírají možné fyzikální mechanismy, při nichž se náhle uvolňuje velké množství záření gama a rentgenového záření. Všeobecně se má za to, že základní příčinou je akrece hmoty na neutronovou hvězdu, a to buď z mezihvězdného prostoru, či ze druhé složky dvojhvězdy, anebo v důsledku srážky s chuchvalcem mezihvězdného materiálu či dokonce s kompaktním tělesem, jako je malá planeta. W. Howard aj. počítali průběh srážky neutronové hvězdy s ocelovým kulovým asteroidem o průměru 4 km. Volný pád ze vzdálenosti 10 000 km od neutronové hvězdy o hmotnosti 1,4 M_☉ trvá jen 1 s, přičemž při dopadu má asteroid rychlost asi 1/3 rychlosti světla. Slapovým působením se přitom deformuje na těleso ve tvaru nabroušené tužky s hrotem o průměru 200 m a vlastním tělesem o průměru 800 m a délce 70 km (ve směru letu). Při dopadu se během méně než 1 ms změní kinetická energie asteroidu v záření gama. S. Colgate a A. Petschek ukázali, že za přítomnosti silného magnetického pole vznikne místo tužky tenký pásek o tloušťce 3 mm, šířce 1 km a délce mnoha desítek kilometrů, jehož střední hustota dosáhne 10⁹ kg/m³!

Jakkoliv efektní jsou tyto výpočty, jednoznačně z nich plyne, že frekvence srážek malých planet s mateřskou neutronovou hvězdou by měly být mnohem nižší, než se nyní pozoruje, tj. řádově jeden úkaz za milion let. Jelikož všechno nasvědčuje tomu, že ve skutečnosti se vzplanutí opakují řádově během 1 ÷ 100 let, považuje se téměř za jisté, že příčinou je pomalá akrece materiálu bohatého na vodík či helium na povrch neutronové hvězdy. Takové výpočty uveřejnili S. Woosley a R. Wallace, B. Fryxell a J. Hameury aj. Modely vzplanutí se shodují v tom, že stačí akrece vodíku tempem 10^-13 M_☉/r, aby docházelo k nestabilitám v termonukleárním hoření na povrchu neutronové hvězdy. Jakmile slupka na povrchu neutronové hvězdy dosáhne hmotnosti 3.10²⁰ kg (10^-10 M_☉), nastane překotná termonukleární reakce, při níž se vodík explozivně mění v helium, a to vzápětí také detonuje. Modely dávají správné hodnoty rychlosti úkazu i přiměřené hodnoty uvolněné energie řádu 10³² J a předpovídají rekurence kratší než století.

Nepřímou podporu modelu poskytlo unikátní zjištění B. Schaefera, že zdroj vzplanutí gama z 19. 11. 1978 (FXP 0116-289) se nalézá na místě, kde dne 17. 11. 1928 na krátkou dobu vzplála hvězda 3 mag. Autor totiž prohlédl archivní desky Harvardovy observatoře a zjišťoval případné optické úkazy na místech tří známých zdrojů vzplanutí gama. Celkem šlo o více než půl roku kumulovaných expozic oblohy v letech 1889–1979. V tomto souboru se vyskytuje jediný optický jev, který byl téměř určitě vyvolán zábleskem hvězdy 3 mag o trvání řádu 1 s!

Modely vzplanutí gama vskutku předvídají i krátkodobou optickou emisi, a tak – pokud se potvrdí Schaeferovo pozorování – to znamená, že alespoň v jednom případě se vzplanutí opakovalo po 50 letech, což jednoznačně podporuje termonukleární model úkazů a vylučuje hypotézu o srážkách s asteroidy. Schaeferův objev podnítil rozsáhlé hledání obdobných koincidencí v archivních materiálech z jiných observatoří; to je přirozeně velmi piplavá práce. Jen několik vzplanutí gama má dostatečně spolehlivě určené souřadnice a optické pokrytí oblohy je velmi sporadické (oblačnost, svit Měsíce). Navíc jsou fotografické emulze většinou plny kazů, které mohou simulovat záblesky, takže na jednoznačnější závěry si zřejmě ještě nějakou dobu počkáme.

Zdá se tedy, že výzkum neutronových hvězd odpovědných za vzplanutí gama může rozvinout i naše poznatky o hmotě akreované z mezihvězdného prostoru. Tato složka galaktické látky je dosud známa zcela nedostatečně, jak o tom svědčí loňský objev M. Jury a W. Smitha, kteří v absorpčním spektru hvězdy ζ Oph objevili mezihvězdnou čáru na vlnové délce 780 nm, která přísluší neutrálnímu rubidiu. Jde o nejtěžší chemický prvek dosud objevený v mezihvězdném prostoru (protonové číslo 37, tj. prvek vzniká zachycováním neutronů při výbuchu supernovy, nikoliv při termonukleárních reakcích ve hvězdách).

Studium mezihvězdné i mezigalaktické hmoty začíná být zřetelně Achillovou patou moderní astronomie. Z nejrůznějších náznaků tušíme, že vesmír obsahuje mnoho neviditelné hmoty; je jí úhrnem nejméně o řád a možná o dva řády více než hmoty viditelné – velká část je zřejmě „ukryta“ v korónách samotných galaxií a o její povaze se toho ví velmi málo. Také rozložení hmoty ve vesmíru je známo zcela nedostatečně. Z teorie expandujícího vesmíru odvodili J. Zeldovič a S. Šandarin, že galaxie by měly vytvářet nehomogenní shluky, oddělené prolukami o objemech řádu 10⁶ Mpc³. Objev takových proluk ohlásili předloni J. Kirshner aj. ve směru souhvězdí Bootes, ale jejich práce je nyní kritizována V. Balzanem a D. Weedmanem a dále N. Sanduleakem a P. Peschem. Zmínění autoři nalezli řadu galaxií Markarjanova typu, jejichž červené posuvy spadají právě do oblasti uvažované mezigalaktické díry. Není ovšem známo, zda jsou Markarjanovy galaxie typickou galaktickou populací, takže celý problém zůstává otevřen. Další pokrok závisí na řádovém rozšíření údajů o červeném posuvu galaxií, pročež se pozorovatelé u velkých dalekohledů předhánějí v úsilí, s nímž pořizují a měří červené posuvy ve spektrech velmi vzdálených galaxií či kvasarů.

Galaxie a kvasary – a to dnes víme prakticky bez jakýchkoliv pochybností – spolu prostorově i geneticky souvisejí. J. Tyson aj. potvrdili, že kolem proslulého kvasaru 3C 273 v souhvězdí Panny je mlhovina červené barvy, což je vlastně zčervenalé světlo obří eliptické galaxie v příslušné kupě galaxií. Hmotnost kvasaru odhadli C. Dyer a R. Roeder na 5.10¹³ M_☉. T. Boroson a J. Oke objevili červeně posunuté absorpční čáry odpovídající průměrnému spektru hvězd třídy A7 v okolí kvasaru 3C 48. To znamená, že tento kvasar leží v jasně spirální galaxii, která je 100krát svítivější než Mléčná dráha. Konečně J. Hutchings aj. nalezli mlhovinné obaly kolem všech 29 kvasarů, které zkoumali na snímcích velkým 3,6m teleskopem CFHT. Odtud nejspíš plyne, že kvasary představují počáteční fázi vývoje některých galaxií, kdy se kolem černé veledíry – vlastního kvasaru – tvoří a zase hned slapově trhají hvězdy.

Podle statistiky, kterou zveřejnili L. Woltjer a G. Setti, je na obloze jen asi sto kvasarů do 15 mag, tj. 10^-4 počtu hvězd do téže mezní hvězdné velikosti. Kolem 20 mag je však již řádově 10⁵ kvasarů, tj. 10^-2 počtu hvězd, a do 24 mag je 10⁹ kvasarů, tj. týž počet jako hvězd, ale stále ještě jen 10 % počtu galaxií do téže mezní hvězdné velikosti. Hledání tak slabých kvasarů je metodicky obtížné, poněvadž běžná kritéria (koincidence s rádiovými zdroji či ultrafialový přebytek záření ve spektru) pro velmi slabé – a tedy i vzdálené – objekty selhávají. Někdy se daří nalézt kvasary pomocí rentgenového záření, ale naneštěstí toho času nepracuje žádná dostatečně výkonná družice pro detekci rentgenového záření.

Tyto potíže se projevují například rozpornými tvrzeními o prostorové hustotě kvasarů s mimořádně velkými červenými posuvy. P. Osmer na základě přehlídky 4m dalekohledem CTIO v Chile soudí, že se ve vesmíru nevyskytují kvasary s červeným posuvem větším než 3,7 – což by ukazovalo na časovou hranici, před níž ve vesmíru kvasary ještě neexistovaly. Naproti tomu G. Mather a L. Nottale usuzují, že prostorová hustota kvasarů se nemění nejméně do hodnot červeného posuvu z = 6.

K tomu poznamenejme, že B. Peterson aj. oznámili objev nejvzdálenějšího a nejsvítivějšího kvasaru PKS 2000-330 v souhvězdí Střelce, jenž se jeví opticky jako modrá hvězda 19 mag a rádiově byl identifikován v Parkesu již v roce 1971. Spektrum obsahuje 6 čar, jejichž červený posuv z = 3,78 je novým rekordem (vzdalování 91 % rychlosti světla) – viz ŘH 12/1982, str. 258.

Pokud jde o svítivost, má tento objekt vážného konkurenta v kvasaru 3C 345, jenž byl pozorován P. Harveyem aj. v daleké infračervené oblasti (pásmo 50 a 100 μm) pomocí létající infračervené observatoře KAO. Velký infračervený přebytek tohoto poměrně blízkého kvasaru (vzdálenost 1,2 Gpc) odpovídá svítivosti 4.10¹³ L_☉, tj. více než o dva řády vyšší než u obřích galaxií.

Třetí případ kvasaru zobrazeného gravitační čočkou nalezli D. Weedman aj. Kvasar 2345+007 se skládá ze složek o vzájemné úhlové vzdálenosti 7,3″ se zdánlivými jasnostmi 19,5 mag a 21 mag. Složky mají červené posuvy 2,152 a 2,147. C. Dyer a R. Roeder soudí, že také pár 1038+528 je kvasarem zobrazeným bližším kvasarem jako gravitační čočkou! Odtud lze odhadnout hmotnost bližšího kvasaru na 7.10¹³ M_☉. To obecně znamená, že mimořádné svítivosti kvasarů souvisejí zcela zřetelně s jejich mimořádnými (vůči běžným galaxiím) hmotnostmi.

Dvacet let zkoumání kvasarů pomohlo přece jen vyjasnit dva základní problémy – tj. kvasary jsou zřejmě ve vzdálenostech, které plynou z kosmologického výkladu červeného posuvu v jejich spektrech, a základním energetickým mechanismem je přeměna gravitační energie v záření v okolí těles, která jsou nejspíše supermasivními černými dírami (černými veledírami). Rozhodující úlohu při tom hraje magnetické pole, jež přenáší rotační a orbitální energii na vzdálené zářící částice (D. MacDonald a K. Thorne).

Naproti tomu uplynulých dvacet let spíše zkomplikovalo základní problém observační kosmologie, totiž určení stupnice vzdáleností ve vesmíru. Jak známo, přímé metody měření vzdáleností (trigonometrie, pohyby otevřených hvězdokup) selhávají již uvnitř naší Galaxie. Všechny ostatní indikátory vzdáleností jsou nepřímé a relativně nejlépe vyhovují svítivé hvězdy jako cefeidy, novy a supernovy. Nicméně už zde nastávají problémy s určováním nulových bodů atp., takže s výjimkou blízkých galaxií v místní soustavě nemáme příliš spolehlivou základní kalibraci vzdáleností galaxií. To se pak velmi rušivě projevuje, když přecházíme do kosmologických vzdáleností a chceme odvozovat vzdálenosti galaxií či celých kup a nadkup z Hubbleova vztahu. Základním parametrem je zde, jak známo, hodnota Hubbleovy konstanty H₀, a v tomto směru se situace v poslední době spíše zhoršuje (viz též ŘH 12/1982, str. 247). A Sandage a G. Tammann sice odvozují hodnotu H₀ = (50 ±7) km/s/Mpc v souladu s Fridmanovým modelem vesmíru, jenž pro decelerační parametr q = 0 dává teoretickou hodnotu H₀ = (46 ±6) km/s/Mpc při stáří vesmíru (17 ±2) miliardy let (tuto hodnotu lze určit z pozorovaného stáří hvězd v kulových hvězdokupách). Naproti tomu D. Hanes revidoval Sandageovu-Tammannovu metodu a dostal H₀ = (76 ÷ 12) km/s/Mpc a nevylučuje ani H₀ kolem 100 km/s/Mpc.

Tím vzniká vážný rozpor mezi stářím vesmíru odvozeným na jedné straně z Hubbleovy konstanty (cca 10 miliard let) a na druhé straně stářím vypočítaným z věku kulových hvězdokup a z radioaktivního rozpadu různých nuklidů (16 ÷ 20 miliard let). Rozličná vysvětlení nesouhlasu jsou sice početná, ale značně „divoká“, takže se prostě musíme na čas smířit s tím, že v této základní otázce nemá současná kosmologie příliš jasno.

Zato velmi mnoho užitečné teoretické práce bylo vykonáno při studiu počátečních a závěrečných fází vývoje vesmíru. Nejranější fází vesmírného vývoje se zejména zabývají L. Griščuk a J. Zeldovič, kteří poukazují na neznámou povahu počáteční kosmologické singularity. K jejímu budoucímu studiu je zřejmě zapotřebí vybudovat kvantovou teorii gravitace. Zatímní vývojový scénář pro vesmír vypadá podle citovaných autorů tak, že „na počátku byl čas, kdy nebyl žádný čas“, neexistovaly žádné hmotné částice a žádný prostor. Kosmologickou singularitu lze odstranit spontánním vznikem vesmíru z ničeho, jak poprvé ukázal Tryon v roce 1973 (Nature 246, 396). Počáteční stav lze pak popsat jako fluktuace vakua všech fyzikálních polí. Jako výsledek kvantových fluktuací se objevila uzavřená geometrie prostoročasu, v níž klasické relativistické gravitační pole hrálo roli vnějšího pole vůči všem ostatním kvantovým polím. Tak došlo k polarizaci vakua vnějším gravitačním polem a ke vzniku vesmíru, který již můžeme fyzikálně popisovat v rámci současných teorií velkého sjednocení fyzikálních interakcí.

Tento vesmír je především vysoce homogenní i izotropní v měřítkách nad 100 Mpc, ačkoliv podle standardního modelu nebyly částice v raném vesmíru v kauzálním styku. Střední hustota hmoty ve vesmíru byla neobyčejně blízko hustoty kritické, tj. kinetická energie expanze vesmíru je velmi blízká gravitační potenciální energii – například v raných obdobích vzniku lehkých prvků je tato rovnost splněna s relativní přesností lepší než 10^-15, což je přímo neuvěřitelná shoda. V původně homogenním vesmíru se v důsledku adiabatické expanze začaly vytvářet poruchy hustoty menších měřítek – zárodky kup galaxií. Vesmír jeví vysokou baryonovou asymetrii (baryonů je mnohem více než antibaryonů) a fotonovou asymetrii (fotonů je 10⁹krát více než baryonů), takže specifická entropie vesmíru je vysoká a opravňuje nás hovořit o horkém počátečním vesmíru. Pokud je tento scénář rámcově správný, měli bychom časem nalézt gravitační záření kosmického pozadí obdobné reliktnímu záření elektromagnetickému.

V další práci ukázal I. Rozental, že strukturu vesmíru pravděpodobně určují numerické hodnoty některých základních fyzikálních konstant, a to relativní hodnoty konstant čtyř fyzikálních interakcí, rozměrovost prostoru, poměr hmotností elektronu a nukleonu a konečně rozptyl hmotností částicových multipletů. Autor ukazuje, že již poměrně malé změny hodnot kterékoliv z konstant by vedly k vesmírům drasticky odlišným od našeho (například k vesmíru bez atomů nebo molekul či bez hvězd a galaxií). V tomto smyslu autor vlastně rozvíjí proslulý antropický princip, o němž jsme na tomto místě pojednali před rokem.

D. Page a M. McKee se zabývali budoucím vývojem trvale expandujícího vesmíru s ohledem na nové výsledky částicové fyziky, tj. že neutrina mají (snad) hmotnost větší než nula a že proton má poločas rozpadu řádu 10³¹ let. V tom případě během 10³⁰ let zaniknou hvězdy i galaxie v dnešní podobě. Veškerý materiál (mezihvězdný plyn a prach, planety a menší kompaktní tělesa, černí trpaslíci, neutronové hvězdy i hvězdné černé díry) splyne do černých veleděr o hmotnostech nadkup galaxií. Rozpad protonů však povede k vytvoření pozitronů, fotonů i gravitonů, takže za 10³³ let budou ve vesmíru černé veledíry, stabilní pozitrony, fotony a případně elektrony. Tyto černé veledíry se Hawkingovým mechanismem vypaří za 10¹⁰⁸ let. Vznikne tak pozitronově-elektronové plazma, jež už ve stáří nad 10¹⁰⁰ let bude dominující složkou vesmíru. Páry pozitron-elektron se přemění v záření v intervalu 10 ¹¹⁶ ÷ 10 ²³⁰ let, čímž přestane být další vývoj expandujícího vesmíru fyzikálně zajímavý. Netrapme se však více pochmurnými vyhlídkami expandujícího vesmíru a vraťme se k astrofyzikálním perspektivám nejbližší budoucnosti.

S. P. Boughn aj. z Princetonské univerzity uveřejnili negativní výsledky hledání gravitačních vln pomocí 4,8t hliníkového válce chlazeného na teplotu kapalného helia po dobu delší než jeden rok. Ačkoliv mohli zaznamenat vibrace o amplitudě 10^-18 (tj. přístroj je asi 10³krát citlivější než původní aparatura J. Webera), nezaznamenali žádné signály. To je v podstatě ve shodě s rozborem J. Dymnikovové aj., kteří ukázali, že od aktivních jader galaxií a případně od kulových hvězdokup lze čekat záblesky gravitačního záření s relativní amplitudou 10^-19 ÷ 10^-21 v pásmu frekvencí 10^-5 ÷ 10^-4 Hz. Nízkofrekvenční signály by se snad daly zachytit rozborem přesných drah kosmických sond, zatímco vysokofrekvenční složku lze principiálně zjistit gravitačními anténami na zemském povrchu.

Přehled o stavu možností detekce gravitačních vln z vesmíru publikoval R. Drever, jenž především poukázal na skutečnost, že gravitační vlny vznikají při urychlování těžkých hmot. Urychlujeme-li však jakékoliv těleso daným směrem, znamená to prakticky, že musíme jinou hmotu vrhnout protilehlým směrem, takže výsledné gravitační záření obou objektů se „skoro“ zruší. Jestliže je přesto naděje na detekci gravitačního záření, vděčíme za to kvadrupólovému momentu celého systému opačně urychlovaných hmot, jenž se urychlováním změní a vede k vyzáření energie v podobě gravitačních vln. Není proto divu, že takto uvolněná energie je velmi slabá; přispívá k tomu okolnost, že relativní hodnota konstanty gravitační interakce je extrémně nízká, například gravitační síla mezi protony je 10^-27 krát menší než jejich vzájemné elektrostatické působení.

Vzniklé gravitační záření registrujeme na Zemi vhodným detektorem (gravitační anténou), což je v zásadě soustava dvou testovacích těžkých těles. Průchodem gravitační vlny dochází k deformaci prostoru, což se projeví malou změnou vzájemné vzdálenosti testovacích hmot. Jsou-li testovací hmoty vzdáleny 1 m od sebe, pak supernova v naší Galaxii (přesněji gravitační kolaps jádra hvězdy, která vybuchuje jako supernova) způsobí posuvy testovacích hmot o 10^-17 m (průměr jádra atomu je 10^-15 m)! Podobně supernova v kupě galaxií v souhvězdí Panny dá posuvy řádu 10^-20 m. Téhož řádu je úhrnné gravitační záření vznikající oběhem všech dvojhvězd v Galaxii. Gravitační záření vznikající rotací pulzaru v Krabí mlhovině by dalo posuvy 10^-24 ÷ 10^-27 m, čímž se však dostáváme do nesnází díky Heisenbergově relaci neurčitosti.

Drever odhaduje, že citlivost soudobých aparatur bude potřeba zvýšit ještě o šest řádů, abychom obdrželi rozumný počet řádově 10 gravitačních úkazů do roka. Jako pozemské gravitační antény připadají v úvahu zejména silně chlazené těžké hmoty nebo obří safírové krystaly s detektory na principu supravodivých skvidů anebo obří optické interferometry. Mimo Zemi lze využít extrémně přesných měření poloh kosmických sond a případně vibrací velmi hmotných těles, jako je Měsíc. Není sporu o tom, že objev gravitačního záření by zásadně změnil obraz soudobé astronomie; i největší optimisté však soudí, že k detekci nedojde dříve než koncem tohoto století.

Také některé nové výsledky ve fyzice elementárních částic se bezprostředně dotýkají astrofyziky. Tak B. Cabrera ze Stanfordovy univerzity oznámil pravděpodobný objev magnetického monopólu pomocí supravodivého skvidu dne 14. 2. 1982 – další rozbor však posuzuje velmi skepticky možnost, že Cabrerou pozorovaný úkaz je vskutku projevem magnetického monopólu. J. Vuilleumeir aj. nezjistili u švýcarského výzkumného reaktoru Gosgen žádné oscilace neutrin, v rozporu s teoriemi velkého sjednocení, jež předvídají nenulové a navzájem různé hmotnosti tří typů neutrin (nejtěžší by mělo být neutrino τ a nejlehčí elektronové neutrino).

Jak uvádí N. Dombey, teorie velkého sjednocení nevylučují možnost, že ve velmi chladném vesmíru nabude při dalším porušení symetrie kladnou klidovou hmotnost i částice, jejíž nulová klidová hmotnost se má bezmála za posvátnou, totiž foton! K ověření takové možnosti je ovšem potřeba docílit extrémně nízkých teplot (pod 0,05 K), pročež Clark aj. připravují experiment, který by umožnil zjistit klidovou hmotnost „chladného“ fotonu, jestliže dosahuje hodnoty aspoň 1 neV/c².

Z nových metodických postupů uveďme alespoň jediný, který nevyžaduje žádnou složitou moderní techniku, a je tudíž v principu přístupný i astronomům-amatérům. D. Malin si všiml skutečnosti, že fotografický záznam astronomického objektu je fakticky trojrozměrný, tj. proniká do hloubky emulze. To naopak znamená, že slabé partie obrazů mlhovin a jiných plošných zdrojů jsou zachyceny převážně v povrchové vrstvě emulze, a odtud je můžeme vhodným postupem podstatně zvýraznit vůči pozadí. Malinův postup spočívá v tom, že se originální negativ prosvětluje rozptýleným světlem, jež slouží k vytvoření kontaktní kopie. Metoda je nenáročná a mimořádně úspěšná, jak autor doložil na snímcích mlhovin i galaxií, obsahujících dříve nevídané množství jemných podrobností.

Mírné oživení zaznamenala loni kontroverzní otázka existence či hledání cizích civilizací. Vnějším projevem této okolnosti je ustavení samostatné 51. komise IAU „Hledání mimozemského života“ s M. Papagiannisem jako jejím prvním prezidentem. Současně se americké NASA podařilo uvolnit aspoň část fondů na projekty hledání cizích civilizací, které byly zablokovány americkým Kongresem na základě tzv. Proxmirova dodatku (zřejmou zásluhu na pacifikaci senátora Proxmira má prof. C. Sagan, který s ním o uvedené otázce dlouze diskutoval). S. Wallenhorst se zabýval současným tvarem proslulé Drakeovy rovnice z roku 1961, vyjadřující pravděpodobnost existence cizích civilizací v Galaxii. Jestliže původní hodnoty uvažované v Drakeově rovnici vedly k odhadu průměrné vzdálenosti mezi civilizacemi řádu 100 pc, nová revize udává průměrnou vzdálenost 2 kpc, takže naše přehlídka by měla zahrnout řádově 10⁹ hvězd. F. Tipler a M. Hart uvedli rozumné důvody pro poměrně rychlou kolonizaci Galaxie nejpokročilejší civilizací v době kratší než 10⁷ let. Hart ukázal na malé a časově proměnné hranice ekosfér kolem hvězd slunečního typu. Nicméně hlavními pesimisty při diskusích o existenci mimozemských civilizací zůstávají biologové, kteří snesli postupně řadu argumentů proti snadnosti vzniku života i za příhodných fyzikálně-chemických podmínek (nakonec i na Zemi se vznik života podařil patrně pouze jednou: všechny živé organismy jsou pravděpodobně potomky jediné prvotní buňky a souhra náhod, jež vedla ke vzniku, udržení a rozvoji pozemského života, obsahuje stále delší spis přímo neuvěřitelně nepravděpodobných koincidencí).

V loňském roce jsme zaznamenali úmrtí řady významných zahraničních astronomů: J. A. Whelana (teoretická astrofyzika, akreční disky), J. Neymana (statistická kosmologie), K. Serkowského (polarometrie), V. Bappu (prezident IAU, hvězdná astrofyzika), E. Linfoota (astronomická optika), G. A. Abettiho (sluneční fyzika), O. Melnikova (sluneční fyzika), D. O´Connella (těsné dvojhvězdy), F. Maliny (astronautika) a u nás prof. O. Obůrky (viz ŘH 3/1983, str. 56).

Britská královská astronomická společnost udělila Herschelovu medaili G. de Vaucoulersovi, známému odborníku na morfologii galaxií, a zlatou medaili R. Giacconimu, řediteli Ústavu pro kosmický teleskop. Pacifická astronomická společnost udělila medaili K. Bruceové E. M. Burbidgeové, jež studuje zejména galaxie a kvasary. Stejnojmennou amatérskou medaili obdržel G. Alcock z Anglie, objevitel řady nov a komet.

Velmi originální studii předložili N. Koževnikov a A. Šarov, když sestrojili histogramy roků narození a délek života 4 245 význačných vědeckých a uměleckých osobností 19. a 20. století. Zjistili, že délky života jsou poměrně vlnitou funkcí se značnou amplitudou s periodami 2,7; 5,5 a 11 roků (nejvýraznější je vlnovka s periodou 5,5 roku) a že nejvíce významných lidí se rodí v době extrémů sluneční činnosti.

Filadelfský Ústav pro vědecké informace uveřejnil seznam 105 vědeckých prací ve fyzice, jež byly publikovány v roce 1979 a získaly v letech 1979–1980 nejvíce citací. V tomto souboru je astronomie a astrofyzika zastoupena celkem 18 pracemi. Vůbec nejvíce byla citována práce B. Kurucze o modelech atmosfér pro hvězdy hlavní posloupnosti (195 citací). Na dalších místech jsou pak soubory prací o pozorováních z družice Einstein (31 spoluautorů, 136 citací) a o výsledcích kosmické sondy Voyager 1 při průletu kolem Jupiteru (22 spoluautorů, 122 citací). Experimentální práce jsou citovány pětkrát častěji ve srovnání s teoretickými.

Statistikou prací amerických astronomů se jako obvykle zabýval H. Abt. Tentokrát zkoumal publikační historii 115 amerických astronomů, kteří uveřejnili v letech 1945–1980 celkem 2 988 prací. V časovém rozložení četnosti prací objevil dvě maxima, jedno v době získání akademické hodnosti Ph. D. (tj. zhruba naše CSc.) a druhé 5–8 let po doktorátu. Pak si většina astronomů zhruba po čtvrtstoletí udržuje konstantní produktivitu. Výjimkou jsou špičkoví astronomové, kteří od doktorátu podávají stále vyšší výkony a maxima dosahují až o 27 let později. Ke špičce řadí Abt 11 % astronomů daného souboru, kteří se zpočátku podílejí na 30 % a později dokonce na 65 % celkové roční astronomické produkce ve Spojených státech. Není vyloučeno, že obdobný soubor pro jiné země by prokázal podobné či přímo shodné rysy, takže Abtovy výzkumy by měli zvlášť pečlivě studovat zejména manažeři vědy.

O rychlém pokroku astronomie svědčí nejenom tento přehled, ale také výsledky posledního, v pořadí již 18. valného shromáždění Mezinárodní astronomické unie (IAU) , které se konalo v srpnu 1982 v Patrasu v Řecku (viz ŘH 12/1982, str. 245). Na práci IAU se nyní podílí 5 200 členů z 50 zemí světa. Československo je zastoupeno 1 % členů. Ve výkonných orgánech Unie pracuje člen korespondent SAV Ľ. Kresák jako jeden ze šesti viceprezidentů výkonného výboru a jako viceprezident 15. komise (komety). Dále je doc. A. Mrkos viceprezidentem 6. komise pro astronomické telegramy. Přesto se nám však nedaří udržovat si vynikající postavení, které čs. astronomie v této vrcholné mezinárodní astronomické instituci donedávna měla. To má zajisté řadu vnějších i vnitřních příčin, jež musí analyzovat odpovědní činitelé. Zmiňuji se však o tomto faktu, abychom si i na něm ukázali, že v současné astronomii není žádný vědecký či organizační výsledek trvalý – chceme-li si udržet kontakt s astronomickým děním, musíme o to cílevědomě usilovat – ať už v oboru pracujeme aktivně, anebo si o něm jenom čteme v Říši hvězd.