Žeň objevů – rok 1983

Díky překotnému rozvoji pozorovací techniky se astronomické objevy v minulých letech dostávaly často na první stránky novin nebo do rozhlasových i televizních zpráv. Zdá se, že toto údobí zvolna končí. Především se již podařilo zotvírat všechna okna elektromagnetického spektra od hektometrových rádiových vln až po pronikavé záření gama a za druhé všude ve světě stagnují nebo se dokonce snižují prostředky věnované na základní vědecký výzkum. Tento „oddech“ ve studiu vesmíru však není tak úplně na škodu. V uplynulých letech se totiž nahromadilo nesmírné množství z větší části nezpracovaného (často dokonce ani neprohlédnutého) pozorovacího materiálu a jeho nynější zpracování přináší často překvapivé vědecké zisky. Kromě toho důkladnější zamyšlení nad nedávnými objevy a případně vyplnění mezer v objevovaných souvislostech přináší mnohem komplexnější a celistvější pohled na děje, které v kosmu probíhají.

Tak například z množství dílčích poznatků, získaných převážně kosmickými sondami, ale také radiolokací ze Země, se podařilo podstatně zlepšit naše vědomosti o planetě Venuši. Atmosféra Venuše je z 96 % tvořena oxidem uhličitým a zbytek představuje molekulární dusík s nepatrnou příměsí vodní páry. Povrch Venuše je neustále zcela zakryt mraky, které dosahují výšky až 20 km nad terénem. Další oblačné vrstvy se vyskytují mezi 48 a 70 km nad povrchem planety. Ve výšce 30 km nad planetou vane vítr ve směru východ-západ rychlostí 30 m/s a ve výšce 60 km rychlostí 100 m/s. V atmosféře Venuše byly pozorovány elektrické výboje (blesky) a na noční straně i ionosféra. Radarem byly získány údaje o výškopisu (topografii) planety s plošným rozlišením 10 000 km² a výškovým na 200 m. Z toho plyne, že 60 % povrchu Venuše tvoří roviny, 16 % prolákliny a 24 % horské oblasti. Jestliže za nulovou hladinu zvolíme střední poloměr planety 6 051,4 km, pak nejnižší deprese dosahuje relativní hloubky 2,9 km a nejvyšší převýšení má pohoří Maxwell Montes (10,8 km). V oblasti označené Beta a Afrodite Terra se velmi pravděpodobně nacházejí aktivní sopky, jejichž sopečné kužele dosahují relativní výšky až 6 km. Další zlepšení našich vědomostí o planetě, která se hmotností a rozměry nejvíce podobá Zemi, přinesou nepochybně nedávno vypuštěné sondy Veněra 15 a 16, jakož i plánované automatické stanice.

Pozoruhodným výsledkem nejnovějšího výzkumu kosmického prostoru jsou mnohé překvapivé poznatky týkající se naší Země jako kosmického tělesa. V. M. Canuto aj. se zabývali vznikem nejranější atmosféry Země v období budování sluneční soustavy. Především se ukazuje, že plynná složka sluneční pramlhoviny se rozptýlila během několika málo milionů let, zatímco proces nabírání (akrece) planetesimál, z nichž posléze vznikly planety, je řádově mnohem delší. To znamená, že téměř celý akreční proces vzniku planet probíhal v prostředí zbaveném volných plynů, takže atmosféry planet musí být až následným produktem poté, kdy tato pevná tělesa vznikla. Podle zmíněných autorů se na vzniku a složení zemské atmosféry zprvu podílely tyto procesy: srážky s kometami, vypaření tuhých těles (meteoroidů, planetek) srážejících se se Zemí a výron plynů ze zemského nitra při vulkanických procesech. Hlavní složky prvotní atmosféry byly podle toho kyslík (!), vodík a jejich jednoduché sloučeniny jako hydroxyl a formaldehyd.

Stáří Země, určené různými metodami, dává podle R. Hutchinsona shodně 4,5 miliardy let. (W. Conpston našel na hoře Narrayer v západní Austrálii krystal zirkonia starý 4,2 miliardy let.) V období od -4,4 do -3,8 miliard let postihlo Zemi tzv. těžké bombardování, kdy na Zemi (podobně jako na další vnitřní planety a na Měsíc) často dopadala volná menší tělesa rané sluneční soustavy. Pravděpodobně již před 3,8 miliardami let vznikl na Zemi život, a to jediným procesem. Bakteriální buňky jsou prokázány již ze stáří -3,5 miliardy let. Pro vznik života mělo patrně klíčový význam bombardování Země uhlíkatými chondrity, které snad pocházejí z komet, tj. z prvotního nepřetvořeného stavebního materiálu sluneční soustavy.

Zajímavé údaje o stavbě zemského tělesa poskytuje nejen geologie a geofyzika, ale také srovnávání s vlastnostmi planet zemského typu a s Měsícem (V. L. Barsukov a V. S. Urusov). Je vlastně překvapující, jak tenká je zemská kůra, jejíž tloušťka pod dny oceánů nepřesahuje 12 km, zatímco v místech kontinentů dosahuje až 65 km. Největší hmotnost i objem má pod kůrou se nalézající plášť o celkové tloušťce 2 900 km, který zaujímá 83 % objemu celé Země a 68 % její hmotnosti. Plášť je hlavní zásobárnou zemského tepla a zdrojem hlubinných zemětřesení a vulkanismu. Obsahuje zejména sloučeniny Si, Mg, O, Al, Fe a Ca. Hustota hornin pláště převyšuje 3,3 až 4,2krát hustotu vody a teploty se pohybují v rozmezí 1 000 ÷ 2 000 °C. Směrem ke středu Země pak následuje vnější jádro o tloušťce zhruba 2 200 km, které je roztavené. Posledních 1 215 km směrem ke středu Země představuje vnitřní krystalické jádro bohaté na železo a nikl. Podle D. L. Andersona má toto vnitřní jádro charakter skla. Barsukov a Urusov usuzují, že poloměr Země se za poslední 2 miliardy let zvětšil o 3 ÷ 4 %, což způsobilo praskání zemské kůry a posléze i rozlomení prakontinentů na dnešní oddělené světadíly. Tyto donedávna hypotetické pochody lze již studovat přímo pozorováním.

Mnohaleté sledování poloh retroreflektorů na Měsíci i na specializovaných umělých družicích pomocí laserových impulzů, dále rádiová měření na velmi dlouhých základnách metodou mezikontinentální interferometrie (VLBI), jakož i rádiová Dopplerova měření pohybu družic dramaticky zvýšila přesnost měření poloh a vzdáleností, takže například vzdálenost Země-Měsíc se běžně měří se standardní chybou ±200 mm a polohy specializované družice Lageos dokonce ±50 mm! Souběžně vzrůstá také přesnost časových měření, příkladně perioda rotace Země se měří s chybou ±0,5 ms. Odtud se podařilo určit například souřadnice zemských pólů s chybou ±110 mm, poloměr Země s chybou ±1,0 m, rychlost vzdalování Měsíce od Země (37 ±2) mm/r a směr pohybu litosférických desek, a tedy i kontinentů na Zemi (viz též ŘH 64, 11/1983, str. 225).

Velmi cenná jsou pozorování již zmíněné družice Lageos, vypuštěné v květnu 1976 na kruhovou dráhu ve výši 6 000 km nad Zemí se sklonem 73°. Družice o průměru 0,6 m má na svém povrchu 426 koutových odražečů, což umožňuje měřit její polohu (resp. vzdálenost) s přesností, která převyšuje hodnoty pro jakoukoliv jinou umělou družici. Jak ukázal D. E. Smith, poloměr dráhy družice se zmenšuje o 1 mm/d, tj. o jeden až dva řády více, než se očekávalo. Smith usuzuje, že rychlost poklesu ovlivňují změny v albedu Země, a tím i změny v působení tlaku záření na družici. W. M. Kaula odvodil ze změn v poloze uzlu dráhy Lageosu změny tvaru Země, způsobené patrně proměnností ledového příkrovu Země v polárních oblastech.

A. Mazaud aj. zkoumali průběh změn polarity zemského magnetického pole za posledních 100 milionů let. Jednotliví autoři zjistili, že zemské magnetické pole změnilo během té doby polaritu 174 ÷ 191krát a že každé „překlopení“ trvalo méně než 40 000 let. Zmínění odborníci objevili v těchto datech periodu 15 milionů let. Relativně vysoká frekvence „překlopení“ ukazuje, že život na Zemi se dokáže s těmito změnami zřejmě dobře vyrovnat, a domněnky o tom, že v období „překlopení“ dochází ke katastrofám ve vývoji života vzhledem k nedostatečné ochraně před působením pronikavého kosmického záření, nejsou tedy zřejmě oprávněné.

Výrazně se však změnil názor odborné vědecké veřejnosti na jinou katastrofickou domněnku, která ještě před několika málo lety vypadala neobyčejně nepravděpodobně, totiž na následky srážky Země s planetkami. Vědeckým rozborem problému se teoreticky zabýval H. C. Urey již v r. 1973 a u nás L. Křivský v r. 1978. Pak přišla proslulá práce L. a W. Alvarezových, F. Asara a H. Michelové z r. 1979, jež poukázala na anomální zastoupení iridia ve vrstvě z rozhraní druhohor a třetihor poblíž italského města Gubbio. V srpnu 1983 se konalo v Arizoně v USA samostatné sympozium o katastrofických následcích srážek s planetkami pro život na Zemi. V prvé řadě se ukazuje, že ke srážkám s planetkami o průměru řádu 10 km dochází zhruba jednou za 50 až 100 milionů let (L. Kresák, E. M. Shoemaker). Za druhé je zřejmé, že v minulosti Země došlo k několika událostem, jejichž následkem bylo hromadné vymírání živočichů. Největší taková katastrofa se udála na konci prvohor, v permu, před 225 miliony lety, kdy v historicky krátké době vyhynulo 95 % (!) druhů mořských živočichů – v tomto případě však vymírání mělo velmi pravděpodobně čistě pozemskou příčinu, totiž radikální změnu přírodních podmínek vlivem zmenšení rozsahu tzv. šelfových moří. Vcelku lze paleontologicky prokázat nejméně pět katastrof za posledních 570 milionů let.

Hlavním argumentem pro souvislost mezi uvedenými katastrofami a pády meteoritů, či spíše srážkami Země s planetkami, jsou nálezy anomálně vysokého zastoupení iridia v příslušných geologických vrstvičkách. Iridium je v zemské kůře velmi vzácné, kdežto v meteoritech je zastoupeno mnohem výrazněji. Jestliže tedy při dopadu obřího meteoritu (tj. malé planetky) se materiál tělesa rozptýlí v ovzduší a pak znovu klesá na povrch Země na velkém území, projeví se to ostře ohraničenou anomálií v zastoupení iridia po celé Zemi. To se vskutku podařilo prokázat pro ekologickou katastrofu před 65 miliony lety, na rozhraní druhohor a třetihor, jak jsme se o tom zmínili v předešlých výročních přehledech.

Od té doby geologové nezaháleli a potvrdili zmíněnou iridiovou anomálii již na 36 místech v různých částech zeměkoule, a to i na mořském dně v centrálních oblastech Tichého oceánu, kde byla zjištěna dokonce rekordní koncentrace, tisíckrát převyšující normální hodnoty pro zemskou kůru. V těchže vrstvách se obdobně zjistilo zvýšené zastoupení dalších kovů, jako je zlato, osmium, platina, rhodium, ruthenium, paladium, nikl a kobalt. L. W. Alvarez v přehledovém článku poukázal na fakt, že jsou dobré důkazy o tom, že proslulí veleještěři vymřeli v té době náhle, a nikoliv pozvolna, jak se dosud domnívají četní paleontologové a biologové, kteří myšlenku vnějšího zásahu při vymírání pozemské fauny a flóry odmítají. Úhrnem však v té době vyhynula celá polovina pozemských živočišných druhů a zdá se, že i větší část flóry. Tak například C. Orth prokázal, že zcela náhle poklesla koncentrace pylových zrn v uvedené geologické vrstvě přibližně 300krát! Velmi významnou podporou celé domněnky se staly výpočty provedené na zvlášť výkonných počítačích v Los Alamos. K tomu cíli byly použity programy pro hydrodynamickou simulaci následků výbuchů vodíkových pum – jde ovšem o výraznou extrapolaci, protože energie uvolněná při srážce s planetkou o průměru 10 km se odhaduje na ekvivalent 10⁸ megatun TNT (tj. 10²³ J), což je 10 000krát více než energie, která by se uvolnila současnými výbuchy všech jaderných zbraní, které se toho času nacházejí ve vojenských arzenálech všech atomových mocností!

Tyto výpočty prokázaly, že již několik hodin po vlastní srážce se do vysokých vrstev zemského ovzduší dostane v podobě drobných částeček prachu a kapiček vody nejméně dvacetkrát a možná stokrát více hmoty, než kolik činila hmotnost planetky (odhadovaná na řádově bilion tun). Výškovým prouděním se rozdrobený materiál velmi rychle rozptýlí podél celé zeměkoule a vytvoří téměř neprůhlednou slupku, která na dobu několika měsíců zeslabí sluneční záření na pouhou stotisícinu normální hodnoty. Podle výpočtů B. Toona dojde bezprostředně po srážce k několikadennímu zvýšení průměrné teploty atmosféry Země o 30 K, což případně mohlo stačit na zahubení větších živočichů, jako byli veleještěři. Pak však vlivem zeslabení slunečního svitu dojde k prudkému poklesu střední teploty na Zemi zhruba o 30 K oproti normálu, tj. asi na -15 °C, a to zahubí živočichy, kteří nejsou uzpůsobeni k přezimování. Navíc prakticky ustane fotosyntéza, takže se v oceánech přestane vytvářet plankton, čímž se naruší většina potravních řetězců, a tak je zkáza dokonána.

Další autoři (zejména J. D. O´Keefe a T. J. Ahrens) poukázali i na jiné nepříznivé vlivy, jako je vznik oxidů dusíku v atmosféře a z toho vznikající kyselé deště, jež především zahubily mořské živočichy s vápenatou skořápkou, a dále na zeslabení ozonové vrstvy, což mělo za následek pronikání škodlivého ultrafialového záření na zemský povrch. Je vlastně s podivem, že přes všechny uvedené nepříznivé následky se život na Zemi poměrně rychle vzpamatoval a hlavně že od té doby lze zaznamenat nástup savců, kteří nakonec stanuli na vrcholu pozemské pyramidy života.

Během krátké doby tak zprvu bizarní hypotéza o srážce Země s planetkou nabyla nejen na věrohodnosti, ale nutí nás přehodnotit i celkové pojetí biologické evoluce, do níž se ve shodě s opuštěnými názory Cuvierovými a Buffonovými vrací myšlenky o globálních kosmických katastrofách jako průvodním zjevu vývoje života na Zemi. Právem tedy připomíná D. Russell, že veleještěři byli sice dobře přizpůsobeni podmínkám panujícím na Zemi, a tak dominovali pozemské fauně celých 140 milionů let. Dopustili se však té chyby, že nevyvinuli inteligenci a technologii na zmírnění či prevenci následků srážky Země s nepříliš velkou planetkou, a proto vyhynuli!

Při příští srážce, kterou na základě statistiky o populaci planetek, jejichž dráhy křižují dráhu Země, musíme nutně čekat v bližší nebo vzdálenější budoucnosti, bychom patrně byli na řadě my, lidé. Není snad proto nijak pošetilé, že se docela vážně uvažuje o podstatném zlepšení pozorovacích údajů o členech populace planetek, které protínají zemskou dráhu nebo se k ní značně blíží. Jde o planetky typu Apollo, Amor a Aten, jichž známe úhrnem pouze 50, ačkoliv je pravděpodobné, že jejich skutečný počet přesahuje 1 300 objektů (myslím tím potenciálně „nebezpečné“ planetky s průměrem nad 10 km a hmotností nad bilion tun). Stewardova observatoř v Arizoně v USA připravuje program Spacewatch, v jehož rámci by se v příštích deseti letech měla sledovat další tělesa v blízkosti Země. Specializovaný teleskop by měl být schopen zaznamenávat tělesa o průměru nad 300 m až do vzdálenosti 0,3 AU od Země.

Pozoruhodnou studii o změnách sklonu zemské rotační osy vůči ekliptice publikoval W. R. Ward. V současné době sklon zemské osy kolísá v rozmezí 2°. Ukazuje se, že nevelká amplituda kolísání sklonu souvisí s přítomností poměrně hmotného Měsíce poblíž Země. Kdyby byla Země osamělou planetou, pak by sklon zemské osy kolísal vlivem poruchového působení planet v desetkrát větších mezích a precesní perioda rotační osy Země by byla třikrát delší. V budoucnosti se však Měsíc od Země natolik vzdálí, že jeho „ochrana“ stability sklonu pomine. Podle Warda k tomu dojde asi za 1,5 miliardy roků, kdy se Měsíc vzdálí na 424 000 km od Země. Poruchové rezonanční gravitační působení ostatních planet pak způsobí mírné rozkolísání sklonu v mezích 22 ÷ 30° (vůči pólu ekliptiky) trvající statisíce let, načež se sklon ustálí na nové hodnotě 34°. Jakmile Měsíc dosáhne střední vzdálenosti 434 000 km, sklon začne kolísat kolem nové střední hodnoty 52°, v širokých mezích 43 ÷ 60°. Je velmi pravděpodobné, že kdyby tyto oscilace sklonu nastaly v minulosti Země, nevyvinul by se zde život. To znamená, že existence dostatečně hmotného průvodce Země v dostatečně malé vzdálenosti od ní je další nutnou podmínkou pro rozvoj života. Je pozoruhodné, jak moderní astronomie přináší neustále nové důkazy o tom, že možnost existence života na Zemi je podmíněna vskutku jedinečnou souhrou příznivých kosmických okolností. Sám fakt, že rotační osa Země je šikmo skloněná k ekliptice, je podle J. D. O´Keefa a T. J. Ahrense důsledkem srážky Země s kosmickým tělesem o průměru kolem 1 000 km v nejranější etapě existence planetární soustavy. Nebýt toho, neměli jsme tedy v mírných zeměpisných pásmech čtyři roční doby.

Vztahy mezi klimatem, počasím a sluneční činností se kriticky zabýval A. B. Pittock, který ve svém přehledovém článku vyjádřil silné pochybnosti o souvislosti poloh sektorových hranic slunečního magnetického pole a pozemského počasí. Rovněž tak nepovažuje za prokázané statisticky dokládané korelace mezi cykly sluneční činnosti a počasím či klimatem. Podle jeho názoru jakékoliv korelace s jedenáctiletým, resp. dvaadvacetiletým cyklem je třeba prokázat na pozorovacím materiálu z intervalu minimálně 60 ÷ 80 let, resp. 100 ÷ 200 let; jinak je znehodnocuje šum meteorologických dat samotných. Pittock uvádí, že jediným reálným vztahem je korelace mezi ozářením Země Sluncem a pozemským klimatem. Ozáření se mění jednak vlivem změn parametrů zemské dráhy (na což poprvé poukázal Milankovič), jednak díky případným změnám skutečné svítivosti Slunce. Z pozorování na umělých družicích byly prokázány naprosto nepatrné změny svítivosti Slunce v období dnů až do jednoho roku.

Geologové a paleontologové mají dostatek důkazů o tom, že se svítivost Slunce v poslední miliardě roků měnila velmi málo. Jedenáctiletá a dvaadvacetiletá perioda sluneční činnosti je rovněž pozoruhodně stálý úkaz – byla geologicky prokázána na vrstvách ledovcových usazenin starých 680 milionů let. Pittock uzavírá, že spíš než hledání statistických korelací má smysl pokusit se nalézt fyzikální převodní mechanismy mezi Sluncem a Zemí a odtud potom řešit znovu otázku vztahů sluneční činnosti a pozemského klimatu a počasí. Soudí, že v tuto chvíli způsobí vědě menší škodu zavržení správných domněnek než zavedení chybných, fyzikálně nepodložených korelací.

V letošním přehledu jsme již připomněli, jaký význam připisuje současná astronomie Měsíci, pokud jde o vznik života na Zemi. Všimněme si Měsíce ještě jako samostatného kosmického tělesa. Pokud jde o jeho původ – Měsíc je starý 4,6 miliardy let a jen 300 milionů let poté se v podstatě podobal dnešnímu, tj. proběhla v něm gravitační separace hornin podle hustoty a vytvořila se jeho tuhá kůra. Ze tří standardních modelových situací vzniku Měsíce (odštěpení od Země; současný vznik se Zemí poblíž sebe; samostatný vznik a pozdější gravitační zachycení Zemí) lze již bezpečně opustit první možnost. Vyhlídky obou zbývajících hypotéz jsou stále vyrovnané a není vyloučeno, že je bude možné zkombinovat. Podle P. Cadogana mohl Měsíc vzniknout daleko od Země samostatně a při pozdějším gravitačním zachycení Zemí se dostal pod hranici Rocheovy meze, takže byl Zemí slapově roztrhán. Železné úlomky se vzdálily za hranice zemské přitažlivosti (dnes se s nimi znovu občas setkáváme v podobě železných meteoritů), zatímco z kamenných úlomků se na dráze kolem Země vytvořilo opět jednolité těleso – současný Měsíc. J. Stock a M. Woolfson usuzují, že povrchové vrstvy znovuzrozeného Měsíce se roztavily kombinovaným působením silné akrece (těžkého bombardování meteority) a zemskými slapy, protože Měsíc byl tehdy značně blíž Zemi než dnes. Podle jejich názoru se v té době na Měsíci projevoval aktivní vulkanismus. Naopak měsíční slapy na Zemi, přesněji slapové tření v oceánech, způsobily na jedné straně zpomalování rychlosti zemské rotace a na druhé straně pozvolné vzdalování Měsíce od Země, které (jak už jsme se zmínili) je nyní experimentálně přímo potvrzeno. R. Kerr a K. Hansen však uvádějí, že v minulosti byla disipace slapové energie v oceánech menší než dnes (oceány měly jiný tvar a hloubku, což porušovalo podmínky slapové rezonance); tím lze vysvětlit, proč se dříve Měsíc vzdaloval od Země menší rychlostí, takže také rotace Země se zvolňovala pomaleji než v současnosti.

V uplynulém roce se těžiště výzkumu planet sluneční soustavy nenápadně přesouvalo ke stále vzdálenějším tělesům – úměrně s tím, jak se od Slunce vzdalovaly sondy Voyager. Pokud jde o Jupiter, stojí jistě za zmínku ze sond určený poloměr planety 71 400 km a pólové zploštění 1 : 15 i nové výsledky analýzy pozorování družice Europa. Podle S. Squyrese aj. je střední hustota této Jupiterovy družice 3,03krát vyšší než hustota vody na Zemi, což nejspíš odpovídá jejímu složení z křemičitanů. Nejméně 6 % hmotnosti družice však představuje voda, převážně zmrzlá v ledové kůře o tloušťce přes 100 km. Na povrchu nejsou žádné krátery, jenom síť lineárních trhlin či rýh v ledovém krunýři družice. Zmínění autoři se domnívají, že v hloubce asi 30 km pod povrchem led roztál a změnil se v tekoucí vodu. Europa má totiž zřejmě nějaké vlastní zdroje tepla, neboť její teplota je 140 K, ač rovnovážná teplota v případě, že by družice byla pouze ozařována Sluncem, by činila jen 92 K. Možné zdroje tepla pocházejí buď z energie prvotních impaktů, z podpovrchové radioaktivity hornin, anebo také z kombinovaných slapů Jupiteru, Ganymeda a Io. Podle A. Cooka není dokonce vyloučeno, že i na Europě jsou aktivní sopky a na jejím povrchu je přítomna síra. Na definitivní závěry však budeme muset počkat až do r. 1995, kdy má k Jupiteru dospět plánovaná sonda Galileo, která umožní nesrovnatelně podrobnější průzkum celého komplexu obří planety a jejího systému. Očekává se, že na snímcích družic Jupiteru pak bude dosaženo rozlišení detailů o rozměrech 4 ÷ 20 m. Mezitím (usnesením příslušné komise Mezinárodní astronomické unie) vstoupila v platnost oficiální pojmenování a očíslování tří Jupiterových družic: J XIV Thebe (předběžně 1979 J2), J XV Adrastea (1979 J1) a J XVI Metis (1979 J3).

Navzdory těmto přírůstkům zůstává planetou s nejpočetnější rodinou družic Saturn, který jich má pravděpodobně aspoň 23, i když oficiálně pojmenovaných je zatím jenom 15. Nejnovější přírůstky oficiálního seznamu mají tato označení: S X Janus (1980 S 1), S XI Epimetheus (1980 S3), S XII Dione B (1980 S6), S XIII Telesto (1980 S13), S IX Calypso (1980 S25) a S XV Atlas (1980 S28). Družice S X a S XI byly spatřeny již r. 1966 A. Dollfusem a omylem považovány za jediné těleso. Pozoruhodnou studii o vývoji družice Hyperion a kráterech na ostatních Saturnových družicích uveřejnili italští astronomové P. Farinella aj. Domnívají se, že většina družic Saturnu prodělala v minulosti srážky s poměrně velkými tělesy, a v důsledku toho se nejméně jednou rozpadla na úzké prstence v původních dráhách, jež se poměrně rychle znovu složily do jediného tělesa. V případě Hyperionu se však nová akumulace tělesa nedokončila, takže Hyperion má dnes výrazně nepravidelný tvar (poměr hlavních os je 1 : 0,63 : 0,53) o středním průměru 285 km.

Nepochybně nejzajímavější družicí Saturnu však zůstává Titan, který svým průměrem 5 120 km připomíná spíše planetu než družici. Průměrná hustota Titanu je 1,9násobkem hustoty vody. Atmosféru Titanu tvoří dusík, metan, vodík, argon a směs uhlovodíků. Nejnověji B. Lutz aj. objevili v jeho atmosféře i oxid uhelnatý. Teplota povrchu 93 K je o 7 K vyšší než rovnovážná, což svědčí o přítomnosti skleníkového efektu. Atmosférický tlak na povrchu Titanu je 1,6krát vyšší než na Zemi. Z těchto i jiných důvodů nyní pohlížíme na Titan jako na hluboce zmrazenou Zemi, a tak se vážně uvažuje o vyslání speciální sondy do jeho atmosféry.

Také další družice Saturnu mají poměrně nízkou střední hustotu: od 1,4násobku hustoty vody pro Dione po 1,0násobek pro Tethys. Na družicích Rhea, Dione, Tethys a Mimas byly zjištěny krátery, z nichž nejpozoruhodnější je obrovský kráter Herschel na Mimasu. Průměr kráteru je 130 km a jeho stěny dosahují výšky až 5 km nad středním poloměrem družice, zatímco část dna kráteru je až 10 km pod úrovní středního poloměru. Centrální vrcholek má rozměry 20 km × 30 km a dosahuje výšky 6 km nad okolním dnem. Všechny družice prokazují jasné stopy bombardování velkými tělesy; Janus a Epimetheus jsou patrně produkty rozpadu jediného tělesa. Dvě družice (označené předběžně 1980 S26 a S27) zřejmě zajišťují stabilitu vnějšího prstence F ve vzdálenosti 140 000 km od Saturnu. Jejich gravitačním působením se dají vysvětlit přechodné poruchy tvaru prstenu (copánky a uzly). Částice v prstencích tvoří i větší balvany o průměru až 10 m, ale převážně jde o drobnější kusy s rozměry menšími než 1 m. Udivující je nepatrná tloušťka prstenců – jen několik desítek metrů. V prstencích byly zjištěny bleskové výboje, podporující domněnku o působení elektrostatických sil. Podle M. Kaisera aj. se bouřky vyskytují i v atmosféře Saturnu, jak vyplývá z pozorování rádiových impulzních záblesků o trvání 15 ÷ 40 ms na frekvencích 0,02 ÷ 40 MHz. Tím se mění také názory na povahu jevu SED (zkratka pro „Saturnův elektrostatický výboj“), jenž je atmosférickou bouřkou rotující nad rovníkem spolu s atmosférou planety v periodě 10 h 10 min.

Astronomové totiž dospěli k přesvědčení, že nízkofrekvenční vyzařování z bouřkového systému se může dostat do soustavy prstenců přes hranici ionosféry Saturnu v důsledku stínícího efektu samotných prstenců. Ve stínu je prahová frekvence ionosféry tak nízká, že záření SED pronikne navenek (J. Burns aj.). V tuto chvíli jsou tedy prokázány bleskové výboje v atmosférách čtyř planet sluneční soustavy: na Venuši (energie blesků řádu 10¹⁰ J), na Zemi (10⁹ ÷ 10¹² J), Jupiteru (10¹³ J) a Saturnu (až 10¹⁴ J).

Sonda Voyager 2 směřující k Uranu jako by už nyní vyvolávala zvýšený zájem o poznávání této vzdálené planety. Podle nejnovějších měření je poloměr Uranu 26 200 km a jeho pólové zploštění činí 1 : 30,3. R. H. Brownovi aj. se podařilo infračerveným teleskopem určit průměry družic Oberon na 1 630 km a Umbriel na 1 110 km. Hmotnost Umbrielu podle C. Veilleta činí pouze 0,4.10^-5 hmotnosti Uranu, takže průměrná hustota družice pak vychází pouze na 0,5 hustoty vody! O něco hustší je Ariel – má střední hustotu 2,2krát vyšší než voda a hmotnost 3,2.10^-5 hmotnosti Uranu. J. Clarke oznámil objev emisní čáry Lyman-α ve spektru Uranu, což se považuje za důkaz existence polárních září v ionosféře Uranu; tedy za nepřímé potvrzení přítomnosti silného magnetického pole planety. Objev byl nezávisle zveřejněn dvěma dalšími výzkumnými skupinami, vesměs na základě pozorování z družice IUE.

Na konci odstavce o výzkumu planet uveďme ještě revidovanou (pokolikáté už?) hodnotu rotační periody Neptunu 18,43 h a zpřesněné údaje pro dvojplanetu Pluto-Charon. Hmotnost Pluta podle toho činí 1,4.10²² kg (tj. 0,0023 M_Z) a Charonu 0,12 hmotnosti Pluta. Poloměr Pluta je pouze (1500 ±300) km a rotační perioda je synchronizována s oběžnou periodou Charonu na 6,378 dne. Vzájemná střední vzdálenost obou těles činí 20 000 km a hustota Pluta je právě rovna hustotě vody. Povrchová teplota Pluta 58 K znamená, že metan na jeho povrchu je ve zmrzlém stavu (J. Apt aj.).

M. Bailey se znovu zabýval problémem, čím je vlastně rušena dráha Neptunu, když nepatrná hmotnost Pluta k tomu očividně nestačí. Neptunovy dráhové odchylky by vysvětlila například přítomnost tělesa o hmotnosti Země obíhajícího ve vzdálenosti 50 AU od Slunce, ale to je velmi málo pravděpodobné (takové těleso by bylo již dávno prakticky jistě objeveno). Bailey soudí, že rozměry Oortova mračna komet jsou menší, než se dosud uvažovalo (příliš rozlehlé Oortovo mračno by nepřežilo setkávání s rozměrnými a velmi hmotnými molekulovými mračny v mezihvězdném prostoru), takže značná část hmoty komet je soustředěna ve vzdálenosti 50 ÷ 100 AU od Slunce. Podle P. R. Weismanna obsahuje Oortovo mračno 1,4.10¹² komet o úhrnné hmotnosti 1,2.10²⁵ kg (1,9 M_Z). Toto mračno komet pak svou gravitací způsobuje poruchy v dráze Neptunu, a hledání tzv. X. planety bude z toho důvodu neúspěšné. V každém případě však výzkum příčin poruch dráhy Neptunu může přinést nové světlo pro řešení složitých otázek vzniku a raného vývoje sluneční soustavy.

Zvýšená přesnost pozorování planet vedla k potřebě vypracování nové dynamické teorie jejich pohybu, která již plně respektuje efekty obecné teorie relativity. Jak uvádí J. Simon, bude se od r. 1984 používat pro výpočty efemerid nové planetární teorie pohybu, zatímco až dosud astronomové vystačili s klasickými teoriemi Le Verriera a Newcomba.

O zcela netradiční pohled na kosmogonii sluneční soustavy se pokusil známý teoretik Thomas Gold. Ukazuje, že různé části sluneční soustavy prošly rozličným nukleárním vývojem. Některé drobné tuhé částice zkondenzovaly během několika málo milionů let, zatímco v jiných případech trvala kondenzace až stamiliony let. Z takových náznaků Gold usuzuje, že Slunce bylo před vznikem planetární soustavy členem dvojhvězdy a že počátečním impulzem ke vzniku planet byl výbuch druhé složky dvojhvězdy v podobě supernovy, jejíž zhroucené jádro uniklo ze systému a vzalo s sebou i většinu vyvrženého materiálu. Zbylý materiál, z něhož se tvořily planety, pochází z různých slupek jaderného hoření supernovy, a není proto nijak zvlášť dobře promíchán. V tom případě je navíc možné, že těžšími prvky (kovy) byly při explozi obohaceny pouze vnější vrstvy Slunce, zatímco nitro Slunce je na kovy relativně chudé. To by mimo jiné rázem rozřešilo proslulý problém nedostatku slunečních neutrin. Potvrzení Goldovy domněnky by ovšem znamenalo, že planetární soustavy jsou mnohem vzácnější, než jak se převážně soudí – planetární systém by pak kolem sebe měla jenom jedna hvězda z tisíce.

Zajímavou studii o vzniku planet terestrického typu simulací na počítači uveřejnili S. J. Arseth a M. Lecar. Výpočet zahájili za předpokladu, že v planetární soustavě již vzniklo Slunce a že v pásmu vzdálenosti 0,5 ÷ 1,5 AU je v rovině ekliptiky rovnoměrně rozmístěno 200 těles o hmotnosti Měsíce. Jestliže ve výpočtu uvažujeme pouze vzájemnou přitažlivost měsíců a Slunce, pak již za pouhých 65 000 let se z tohoto „oblaku měsíců“ díky vzájemným setkáním vytvoří pět větších těles, z nichž má každé hmotnost přibližně 3/4 hmotnosti dnešní Země. Tento systém je pak dlouhodobě velmi stabilní a zatím není jasné, jak odtud vznikla dnešní dvojplaneta Země-Měsíc.

Při studiu raných fází vývoje sluneční soustavy jsou neocenitelné výsledky nejnovějších výzkumů planetek, jejichž soustavný a neokázalý výzkum probíhá jen na několika astronomických pracovištích ve světě – tím více nás může těšit, že v tomto oboru patří Československo k velmocím, ať už jde o vlastní pozorování, anebo o jejich teoretickou interpretaci. Ve svém referátu na kongresu IAU v Patrasu uvedl L´. Kresák, jak se v tomto století zkomplikoval dříve tak pravidelný obraz o menších tělesech sluneční soustavy. Ukázalo se, že některé družice planet jsou dodatečně zachycené planetky (4 vnější měsíce Jupiteru, Phoebe u Saturnu, Triton u Neptunu) a že existují četné planetky mimo hlavní pásmo asteroidů, např. skupina Trojanů, typy Apollo, Amor a Aten. Dále byly objeveny planetky s vysokým sklonem a naopak komety s kruhovými drahami; dvojice Pluto-Charon, která svou hmotností a rozměry patří spíše k planetkám než planetám; mimořádně vzdálené asteroidy Hidalgo a zejména Chiron atd. Kresák odtud uzavírá, že hranice mezi jednotlivými druhy drobných těles meziplanetární hmoty se stírají a že v dnešní podobě tohoto „smetí“ jsou vlastně zachyceny důležité stránky vývoje celé sluneční soustavy.

Na význam srážek pro vývoj asteroidů upozorňují především italští astronomové V. Zappala, P. Farinella aj. Nové názory se opírají zejména o obsáhlý pozorovací materiál o rotačních periodách planetek, který byl získán až v posledním desetiletí. Podle T. Michalowského jsou nyní známy světelné křivky téměř u 200 planetek, z nichž vyplývají nejčastější rotační periody v rozmezí 5 ÷ 12 hodin. Nejkratší rotační periodu – 2 h 16 min – má planetka (1566) Icarus a nejdelší – 62 dnů – planetka (288) Glauke. Podle italských astronomů je rozdělení period rotace planetek bimodální s maximy jednak 2 ÷ 3 h, jednak nad 50 h. Podle jejich názoru byly již objeveny všechny planetky s průměrem přes 200 km. Naproti tomu je známo jen asi 6 % těles s průměrem menším než 50 km. Všechny známé planetky prodělaly zřejmě během svého života srážky s jinými srovnatelně hmotnými tělesy a část z nich se přitom nejprve rozdrobila na „hromady smetí“. Pokud byl průměr původního tělesa větší než 100 km, způsobí vzájemná přitažlivost „hromady“ její opětné akumulování do jediného soudržného tělesa v astronomicky krátké době milionů let.

Růst zájmu o planetky přinesl i rekordní počet těles pojmenovaných v roce 1982 – bylo jich celkem 293 [mezi nimi je i planetka (2710) s nejčeštějším jménem – Veverka; dostala jméno po americkém vědci českého původu Joe Veverkovi]. Nejzajímavější planetku r. 1983 objevila družice IRAS dne 11. října pod předběžným označením 1983 TB. Jak vzápětí ukázal F. L. Whipple, její dráhové elementy souhlasí s elementy proslulého stálého meteorického roje Geminid. Tak dlouho a marně se hledala mateřská kometa nejvydatnějšího meteorického roje, až se nalezla – mateřská planetka (viz ŘH 4/1984, str. 69)!

Zpočátku bizarně vyhlížející domněnka o měsíčním původu meteoritu ALHA 81005, nalezeného v Antarktidě, se bezvadně potvrdila rozborem chemického zastoupení 30 ÷ 40 prvků, na čemž se podíleli V. Marvin a P. Warren aj. G. Ryder a R. Ostertag usuzují, že meteorit byl vymrštěn z Měsíce v okamžiku vzniku kráteru Giordano Bruno (poblíž severovýchodního okraje Měsíce) nanejvýš před 200 000 lety. Meteorit ALHA 81005 lze popsat jako regolitovou brekcii, která byla při impaktu stlačena maximálně tlakem 15 GPa. „Přelet“ na Zemi trval meteoritu pouze několik desítek tisíc let. Podobně D. Boggard a P. Johnson určili rozborem shergottitu z antarktického nálezu Elephant Morraine č. 79001 relativní zastoupení radioaktivních nuklidů argonu a xenonu, tak bezvadně připomínající údaje pro atmosféru Marsu, že je prakticky jisté, že tento shergottit (starý 1,3 miliardy let) opravdu pochází z Marsu a byl odtamtud vymrštěn (procesem ne zcela jasným) před 180 miliony let.

Jinou, až neuvěřitelně nepravděpodobnou, kuriozitou je dvojice meteoritů, která dopadla do města Wethersfield ve státě Connecticut v USA ve vzdálenosti pouhé 4 km od sebe – v intervalu 11 let! První meteorit dopadl roku 1971 a druhý 8. listopadu 1982 prorazil střechu rodinného domku, spadl do obývacího pokoje a tam převrátil (prázdnou) židli. Jeho hmotnost činila 2,7 kg.

Celá řada prací byla věnována novým pohledům na proslulý Tunguzský meteorit z roku 1908. V. Surdin aj. kritizovali domněnku o kometární povaze tunguzského tělesa, jelikož je známo, že kometární materiál má poměrně nízkou průměrnou hustotu srovnatelnou s hustotou vody a neobyčejně malou soudržnost, takže interakcí se zemskou atmosférou při rychlosti kolem 30 km/s a dlouhém průletu (viditelná dráha byla asi 460 km) by se těleso určitě postupně rozpadlo. Podle názorů sovětských autorů šlo o homogenní kamenný meteorit o hmotnosti 10⁵ ÷ 10⁶ t a průměru 100 m, který náhle vybuchl ve výšce 8 ÷ 16 km nad Zemí, přičemž se uvolnila energie 10¹⁷ J. Tyto závěry jsou ve shodě s nezávislým rozborem Z. Sekaniny, který rovněž upozorňuje na okolnost, že před hlavním výbuchem neprobíhala dílčí fragmentace meteoritu, takže muselo jít o relativně velmi soudržný materiál. Podle Sekaninova názoru šlo o miniaturní asteroid typu Apollo s afelem ve vzdálenosti 1,0 ÷ 1,5 AU od Slunce. Další podporou tohoto tvrzení jsou výpočty E. Shoemakera, jenž považuje za nejpravděpodobnější výšku (jediné) exploze Tunguzského meteoritu hodnotu 8,5 km. Předpokládá, že hustota meteoritu byla 2,4krát vyšší než hustota vody a při rychlosti střetu 20 km/s pak vychází průměr tělesa 60 m. Pro „přežití“ průletu atmosférou je při uvedené rychlosti a hustotě nutný průměr aspoň 150 m, a tak není divu, že těleso explodovalo ve vzduchu, a nevytvořilo tudíž kráter. Pro kometární hypotézu bylo nejsilnějším argumentem zjištění velmi jemných částeček v zemské atmosféře, projevujících se sérií mimořádně jasných nocí po výbuchu – dnes však víme, že takový jemný prach může být i následkem výbuchu běžného kamenného meteoritu. Sheomaker odhaduje energii výbuchu na ekvivalent 12 Mt TNT a frekvenci úkazů na jeden případ za 300 až 600 let.

Do téhož energetického pásma pak patří i proslulý arizonský meteorit, který na Zemi dopadl před 20 až 30 tisíci lety a vytvořil známý kráter Canyon Diablo. Energie dopadu se odhaduje na ekvivalent 15 Mt TNT; v tomto případě však šlo zřejmě o mnohem vzácnější železný meteorit, který pak i při menším průměru (kolem 40 m) mohl přežít průlet atmosférou při rychlosti kolem 20 km/s. Frekvenci takových pádů odhaduje Shoemaker na 6 000 až 50 000 let. Jeho studie obsahuje velké množství dalších pozoruhodných údajů a vztahů, které by si nepochybně zasloužily samostatný rozbor.

V našem přehledu se však nyní budeme věnovat analogické práci P. Weismanna, jež se zabývá dopady komet na Slunce. Víme, že v letech 1979–1981 byly družicovým koronografem Solwind pozorovány tři takové úkazy. Šlo vesměs o komety tzv. Kreutzovy skupiny, které mají perihel běžně ve vzdálenosti 1,2 ÷ 1,9 R_☉. Weismann poukazuje na to, že není nijak snadné objevit mechanismus, který „posune“ perihel komety pod 1,0 R_☉, což je nutným předpokladem srážky. Nestačí k tomu totiž gravitační poruchy planet nebo dokonce blízkých hvězd, ba ani působení negravitačních sil (výron plynů z komety) nebo rozpad komety slapovým působením při předešlém přiblížení ke Slunci. Weismann nakonec uvažuje dosti nepravděpodobný úkaz, totiž srážku s jinou kometou poblíž afelu! Tento vzácný jev mohl rozmístit trosky komet podél celé dráhy a díky němu dochází nyní ke srážkám trosek se Sluncem. Weismann také ukazuje na podivuhodnou odolnost kometárního jádra proti vypaření před vlastním setkáním se Sluncem. Jestliže ve shodě s Whippleovým modelem předpokládáme, že komety jsou převážně obaleny vodním ledem, pak při přibližování ke sluneční fotosféře rychlostí až 620 km/s se odpaří jen 5 ÷ 15 m tlustá povrchová vrstva jádra a k vlastnímu zániku tělesa dochází teprve při styku se sluneční fotosférou.

Loni sice nebyla pozorována žádná nová srážka komety se Sluncem, ale pro pozorovatele na Zemi byla úroda komet vskutku rekordní – celkem bylo nalezeno 22 komet, z toho 6 za účasti infračervené družice IRAS; po delší přestávce máme zase „čs. kometu“ Kowal-Vávrová (1983t). Na observatoři Arecibo detekovali velkým radioteleskopem rádiový odraz od jádra Enckeovy komety a odtud odvodili poloměr jádra 1,5 km a rotační periodu jádra 6 h.

Na závěr části našeho přehledu věnované objevům ve sluneční soustavě se obvykle zabýváme ústředním tělesem systému, samotným Sluncem. Tentokrát je počet nových výsledků tak značný, že se zmíníme pouze o některých směrech slunečního výzkumu. Především jsou detailně rozpracovávány otázky slunečních oscilací s periodami od 5 minut do 13 dnů. Odtud vyplývají důležité závěry zejména pro stavbu slunečního nitra, rychlou rotaci jádra, změny rotační rychlosti povrchu a další rysy stavby slunečního tělesa. Jiný okruh problémů se týká reality změn slunečního poloměru. J. Parkinson popírá realitu dlouhodobých sekulárních změn poloměru (smršťování Slunce), ale připouští jeho 80leté variace. Podobně S. Sofia aj. vylučují systematické změny poloměru Slunce mezi lety 1715–1925, avšak dokládají, že poté sluneční poloměr klesl o 0,5″ (tj. 375 km), kterážto velikost se udržela až do roku 1979. V. Prokudinová nalezla údajnou souvislost mezi velikostí slunečního poloměru a polohou barycentra sluneční soustavy. J. Leroy a J. Noens usuzují, že jeden cyklus sluneční aktivity trvá celých 17 let, takže další cyklus nastupuje již na sestupné větvi předchozího. Poslední minimum sluneční činnosti nastalo 1976,2 a příští se očekává kolem 1989,1.

Pokrokem znalostí fyzikálních mechanismů vzniku a průběhu slunečních erupcí se ve slavnostní přednášce na kongresu IAU v Patrasu zabýval C. de Jager. Nový model vychází z představy trubic magnetického toku, které se vynořují zpod fotosféry a překlenou neutrální čáry oblouky, zasahujícími vysoko do sluneční koróny. V první, impulzivní fázi erupce vznikají poblíž vrcholu oblouku trubice spršky vysoce energetických elektronů, které zpětně bombardují nízkou chromosféru a prudce ji ohřejí. Ve druhé, tzv. difuzní fázi ohřátý plyn z úpatí trubice stoupá konvektivně a vytváří mohutný oblak horkého plynu. Tento úkaz je doprovázen rázovou vlnou, která mění polohu rozhraní v horní části koróny. Několik hodin po velkých erupcích se vytvářejí smyčkové struktury o teplotě až 6 MK, které se mohou vzdálit na milion kilometrů od povrchu Slunce. Podle A. Maxwella se při velké erupci uvolňuje až 10²⁵ J energie během 30 s až 5 minut. Jev lze nejspíš charakterizovat jako rychle (stovky km/s) se pohybující magnetickou poruchu doprovázenou rázovou vlnou a přechodnými úkazy v koróně. Erupce vyvrhuje řádově 10¹⁰ tun hmoty ve formě žhavého plynu. E. Chupp aj. pozorovali přímo na Zemi zvýšený tok slunečních neutronů po erupci z 21. června 1980. Neutrony s energiemi nad 50 MeV přicházely se zpožděním 500 ÷ 1 000 s proti záření gama a zvýšený tok byl pozorován po dobu 17 minut.

Přehledovou stať o změnách sluneční konstanty uveřejnili J. A. Eddy aj. Na základě měření z družic se ukázalo, že celkový zářivý výkon Slunce kolísá v rozmezí 0,1 ÷ 0,3 % (přesnost družicových měření je řádově 0,01 %). Změny lze dobře vysvětlit úbytkem záření v oblasti slunečních skvrn, přičemž energie zadržená skvrnami se nevyzáří po dobu nejméně jednoho roku. Následkem toho se mění povrchová teplota na Zemi o zlomky stupně, což je pro předpovídání počasí i kolísání klimatu zanedbatelné. Proto lze také jen na hranici chyb odhalit případnou korelaci mezi sluneční činností a změnami střední teploty zemského povrchu v jedenáctiletém, resp. osmdesátiletém cyklu sluneční činnosti. Podle L. Currieho je střední amplituda teplotních změn ve slunečním cyklu jen 0,18 °C. K obdobnému závěru dospěl nezávisle rovněž R. Kerr.

Zpřesněné metody výzkumu hvězd umožňují nalézat nové a nové analogie se Sluncem. J. D. Dorren a E. F. Guinan studovali pět osamělých blízkých trpasličích hvězd slunečního typu a objevili u nich změny jasnosti, svědčící o výskytu chladnějších skvrn na jejich povrchu. Skvrny pokrývají v průměru až 5 % povrchu těchto hvězd. M. A. Smith rozborem vysoce přesných měření radiálních rychlostí červených veleobrů Aldebaran a Antares objevil periodické kolísání v trvání 110, resp. 97 min, jež by snad mohlo být obdobou 5min oscilací objevených před časem na Slunci.

Řada prací byla věnována studiu vlastností mimořádně masivních hvězd. Podle J. R. Bonda aj. měly hvězdy III. populace (první pokolení hvězd po velkém třesku) hmotnosti nad 200 M_☉, aby ve svém nitru vyrobily dostatečné množství helia, které se dostalo až do atmosfér a posléze explozemi do mezihvězdného prostoru dříve, než se samotné objekty zhroutily do masivních černých děr. V současné době je nejznámějším příkladem mimořádně masivní hvězdy objekt R 136a uprostřed mlhoviny 30 Doradus ve Velkém Magellanově mračnu. D. C. Ebbets a P. S. Conti přinesli ze spektroskopie další důkazy, že jde o jediný masivní objekt o hmotnosti kolem 2 kM_☉. N. Panagia aj. na základě infračervené fotometrie odhadují ztrátu hmoty hvězdy na 5.10^-4 M_☉/r a bolometrickou svítivost na 60 ML_☉. J. V. Feitzinger aj. z ultrafialových měření na družici IUE určili ztrátu hmoty obdobně na 3.10^-4 M_☉/r. Prakticky tytéž údaje odvodili B. D. Savage aj., kteří určili povrchovou teplotu hvězdy na 75 kK, poloměr na 50 R_☉ a životní dobu tohoto hvězdného monstra odhadli na 2 miliony let.

P. Massey a J. B. Hutchings zjistili z ultrafialových měření v galaxii M 33, že soustava obsahuje nejméně sedm mimořádně svítivých hvězd o bolometrické magnitudě -12 ÷ -14 mag, které se podobají objektu R 136a a ozařují rozsáhlé oblasti ionizovaného vodíku ve svém okolí. Další mimořádně svítivou hvězdou je proměnná η Carinae, studovaná v poslední době J. Meaburnem aj. metodou skvrnkové interferometrie. Jde skoro určitě o osamělou hvězdu s hmotností 100 M_☉ a svítivostí 10⁷ L_☉, která je od nás vzdálena 2,8 kpc. Před r. 1845 byla +4 mag, pak se zjasnila na -1 mag a zůstala na této úrovni celých 10 let, načež zeslábla až na +7 mag do r. 1880. O devět let později se zjasnila na 5,5 mag a znovu zeslábla. Od r. 1940 se její jasnost zvýšila na současnou hodnotu 6 mag. Z interferometrických měření vychází poloměr hvězdy na 42 AU (9 000 R_☉), ale z největší části jde zřejmě o prachovou obálku hvězdy, neboť η Car je v infračerveném pásmu 10 ÷ 20 μm vůbec nejjasnějším objektem na obloze. Jak známo, podle některých náznaků se usuzuje, že hvězda během několika tisíc let vybuchne jako supernova.

Zrod izolované hvězdy v objektu HH57 ohlásili J. Graham a J. A. Frogel. V severozápadním výběžku objektu zpozorovali bodový hvězdný objekt, který září zejména v blízké infračervené oblasti a objevil se až po r. 1976. Objekt 1629-448 je t. č. vizuálně 16 mag, avšak 5 mag v pásmu 4,8 μm.

Také C. Bertout ohlásil objev prahvězdy, která je jižní složkou známé proměnné hvězdy T Tauri. Hmotnost prahvězdy činí asi 2 ÷ 3 M_☉ a její svítivost asi 10 ÷ 15 L_☉. Objekt je obklopen plynoprachovou obálkou, která ve vizuálním oboru zeslabuje světlo prahvězdy snad až o 19 mag. Prahvězda ročně získává akrecí 10^-8 M_☉ a poloměr ionizované obálky prahvězdy dosahuje 10 miliard km (70 AU).

Jako každoročně bylo i v uplynulém roce věnováno hodně pozornosti výzkumu těsných dvojhvězd. Pozoruhodný přehledový článek o těsných dvojhvězdách v kulových hvězdokupách uveřejnila V. Trimbleová. Vychází přitom ze skutečnosti, že v kulových hvězdokupách a podobně i v galaktickém halu nejsou pozorovány ani spektroskopické, ani zákrytové dvojhvězdy. Naproti tomu rentgenové dvojhvězdy se v kulových hvězdokupách vyskytují až stokrát častěji než v okolním galaktickém poli. Trimbleová připomíná, že se nyní všeobecně soudí, že rentgenové dvojhvězdy vznikly dodatečně, zachycením hvězd hlavní posloupnosti při jejich přiblížení k již existujícím izolovaným neutronovým hvězdám. Její názor podporuje skutečnost, že v kulových hvězdokupách byly nedávno objeveny rentgenové dvojhvězdy, kde jednou složkou systému je hvězda hlavní posloupnosti ztrácející hmotu ve prospěch druhé složky – bílého trpaslíka. Tyto dvojhvězdy běžně klasifikujeme jako tzv. kataklyzmické proměnné hvězdy. Je téměř nesporné, že i tyto systémy vznikají druhotně, slapovým zachycením, a autorka proto uzavírá svůj článek domněnkou, že v období tvorby hvězd II. populace nebyly vytvořeny vhodné podmínky pro vznik dvojhvězd – k tomu mělo dojít až později, v době vznikání hvězd I. populace.

J. C. Kemp aj. zjistili zvýšení polarizace světla Algolu během zákrytu, což lze dobře vysvětlit rozptylem světla na volných elektronech v atmosféře teplejší složky, jak předpověděl již r. 1946 S. Chandrasekhar. Náhlou změnu polarizace záření zákrytové dvojhvězdy ε Aurigae naměřili G. Henson aj. počátkem prosince 1982, těsně před počátkem totality právě probíhajícího zákrytu této výjimečné dvojhvězdy. Podle pozorování z družice IUE lze odvodit, že hloubka zatmění roste s klesající vlnovou délkou záření – v pásmu kolem 150 nm činí tento zisk až 1mag proti vizuálnímu oboru. Počátek zatmění (1. kontakt) nastal 22. července 1982. Podle R. D. Chapmana aj. vyplývá z ultrafialových spekter dvojhvězdy, že opticky jasnější složka má spektrum třídy F0 Ia (veleobr) a že oblak prachu a plynu kolem primární složky vyplňuje Rocheovu mez, takže přetéká směrem k sekundární složce, kolem níž vytváří tlustý akreční disk o poloměru 800 R_☉. Teplotu akrečního disku odhadli v rozmezí 1 ÷ 2 kK. Rychlé změny jasnosti a vzhledu spektra pozorovali jednak jihokorejští a jednak američtí astronomové v období začátku totality v lednu 1983. Předběžně se soudí, že by mohlo jít o aktivitu obdobnou erupcím na Slunci – přirozeně v mnohem mohutnějším provedení. Právě končící zatmění ε Aurigae umožnilo astronomům na celém světě využít ke studiu tohoto vzácného úkazu všech vymožeností dnešní astronomické techniky, a tak není pochyby o tom, že v dohledné době se pronikavě zlepší naše vědomosti o dvojhvězdě, která patří k nejzáhadnějším objektům Galaxie. Potvrzují se tak prorocká slova O. Struveho, že „historie ε Aurigae se v mnoha směrech podobá historii astrofyziky od počátku 20. století“ .

M. M. Shara a A. F. J. Moffat prokázali fotometricky i spektroskopicky, že k těsným dvojhvězdám patří také nova, která vzplanula r. 1783 a je označena WY Sge. Série spekter hvězdy, která je nyní 19 mag, prokázala emise typické pro kataklyzmické proměnné hvězdy. Hloubka minim přesahuje 2 mag a oběžná perioda činí zlomek dne. Totalita trvá 20 min. J. G. Cohen a A. J. Rosenthal objevili na přímých fotografiích mlhovinové obálky kolem nov FH Serpentis (vzplanutí r. 1970) a V533 Herculis (vzplanutí r. 1963). Celkem změřili rozměry 10 obálek kolem rozličných nov a odtud odvodili, že hmotnosti rozpínajících se plynných obalů činí 10^-5 ÷ 10^-4 M_☉ a že se rozpínání děje konstantní rychlostí.

Porovnáním rychlosti přenosu hmoty v novách a v trpasličích novách se zabýval J. Smak. Zjistil, že pro normální novy je rychlost přenosu tak veliká, že vnější části akrečního disku se dopadajícím materiálem dostatečně ohřívají, a tím je zabráněno nestabilitám v akreci. Naproti tomu u trpasličích nov dochází k akrečním nestabilitám, jež se pak projevují rychle se opakujícími vzplanutími těchto nov. O. G. Taranovová a B. F. Judin zkoumali fotometricky novám podobné proměnné V1016 Cygni a HM Sagittae v 10 pásmech v opickém a infračerveném úseku spektra. Zjistili, že tyto symbiotické proměnné se svými vlastnostmi blíží pomalým novám a jsou zcela určitě těsnými dvojhvězdami. Jejich práce je významným příspěvkem do dlouhé diskuse o tom, zda „symbiotičnost“ hvězdy je vyvolána její dvojhvězdnou povahou, nebo nestabilitami v plynném obalu osamělé hvězdy.

V loňském roce se obnovil zájem teoretických astrofyziků o studium bílých trpaslíků (snad teoretici vytušili, že koncem roku obdrží S. Chandrasekhar Nobelovu cenu právě za dnes již klasický výklad stavby bílých trpaslíků!) a k nejpozoruhodnějším výsledkům patří tvrzení R. Mochkovitche o tom, že během několika miliard let se teplota bílého trpaslíka sníží z 20 MK asi na 3 MK, což způsobí krystalizaci uhlíku a kyslíku a hvězda paradoxně při velmi vysoké teplotě „zmrzne“. K podobnému závěru dospěli také japonští astrofyzikové S. Ichimaru aj., kteří navíc zjistili, že krátkodobě může mít bílý trpaslík zcela amorfní strukturu a podobat se – sklu! Stěží si lze představit něco bizarnějšího než zmrzlou skleněnou kouli o hmotnosti našeho Slunce a teplotě 3 miliony kelvinů – astrofyzikové však ukazují, že tento paradoxní stav je metastabilní a hvězda v něm setrvá maximálně 10⁵ let.

K. Ischida aj. studovali prostorové zastoupení bílých trpaslíků v okolí našeho Slunce a zjistili, že na krychlový parsek připadá 0,0005 bílého trpaslíka. Jelikož střední hustota hmoty v Galaxii se odhaduje na 0,15 M_☉/pc³, plyne odtud, že nepozorovaní bílí trpaslíci nemohou výrazně přispět k tzv. „skryté hmotě“ v galaxiích.

F. Seard aj. se pokusili o odhad hmotnosti zbytku supernovy z r. 1572 (Tychonova supernova) na základě podrobných rentgenových měření. Odvodili, že při vzdálenosti supernovy 3 kpc je hmotnost materiálu, který je odpovědný za rentgenové záření, asi 4 M_☉. Při vlastní explozi bylo do mezihvězdného prostoru vyvrženo mračno o hmotnosti 2 M_☉ a tlakem záření a hvězdným větrem byly vymeteny další 2 M_☉. Supernova patřila zřetelně k typu I.

Modelovými výpočty exploze supernov typu II se zabýval W. Hillebrandt. Předpokládal, že předchůdcem tohoto typu supernov jsou masivní hvězdy o hmotnostech 8 ÷ 15 M_☉. Při výbuchu se odvrhne hmota vždy větší než 6 M_☉, bohatá na vodík. Tyto supernovy tedy nepřispívají k obohacení mezihvězdného prostředí o těžší prvky (kovy). Pozůstatkem po výbuchu supernovy je neutronová hvězda s hmotností 1,2 ÷ 1,4 M_☉, ale v některých případech nezbude vůbec nic (například rádiový zdroj Cas A je pozůstatkem po výbuchu supernovy typu II, kde se nepodařilo objevit žádný hvězdný zbytek). Rychlosti expanze plynných obalů dosahují až 10 000 km/s a celková uvolněná energie při výbuchu je řádově 10⁴⁴ J. Hvězdy o hmotnosti vyšší než 12 M_☉ však zřejmě vůbec nevybuchnou, což mimo jiné omezuje pravděpodobnost gravitačního zhroucení hvězdného zbytku v černou díru. Frekvenci supernov typu II v Galaxii odhadl autor na 0,023 případů ročně. V další práci ukázali Hillebrandt aj., že při hmotnosti předchůdce nižší než 8 M_☉ zbude po výbuchu pouze bílý trpaslík (nikdy ne neutronová hvězda), anebo se hvězda zcela rozpadne. Z toho tedy vyplývá, že neutronové hvězdy vznikají pouze z hvězd v relativně úzkém intervalu hmotností 8 ÷ 12 M_☉. V teorii supernov zbývá ještě stále mnoho nejasností. Z pozorování například usuzujeme na to, že v průměrné spirální galaxii by mělo vzplanout 6 supernov za století, leč v jedné z nejlépe sledovaných galaxií, M31 v Andromedě, jsme od r. 1885 pozorovali pouze jedinou (S And).

Mezi rentgenovými dvojhvězdami zaujala loni zvláštní místo soustava LMC X-3 ve Velkém Magellanově mračnu. A. Cowleyová aj. dokázali z optické spektroskopie systému, že jde o spektroskopickou dvojhvězdu s oběžnou periodou 1,70 dne a funkcí hmotnosti 2,3 M_☉. Protože primární složka je hvězdou hlavní posloupnosti spektrální třídy B3, plyne z toho, že kompaktní složka má hmotnost vyšší než 9,0 M_☉, a je tudíž velmi pravděpodobně černou dírou. Jde o prvního kandidáta na černou díru za hranicemi naší Galaxie. Při vzdálenosti objektu 55 kpc vychází pak rentgenový zářivý výkon na 4.10³¹ W. B. Paczyński určil minimální hmotnost zhroucené složky dvojhvězdy na 10 M_☉ a maximální hmotnost složky na hlavní posloupnosti 6,6 M_☉. Pozorovanou rentgenovou svítivost zdroje lze pak vysvětlit trvalým přetokem hmoty mezi složkami akreční rychlostí 10^-7 M_☉/r. Naproti tomu M. Weisskopf aj. vyslovili pochybnosti o přítomnosti černé díry v této soustavě, a to na základě rozboru rentgenových charakteristik zdroje LMC X-3, odvozených ze sledování na družici Einstein. Autoři usuzují, že jedině známá dvojhvězda Cyg X-1 jeví charakteristiky rentgenového záření, jež jsou v souladu s přijatým modelem akrece hmoty na černou díru. Mezitím kanadská skupina, tentokrát pod vedením J. Hutchingse, zveřejnila údaje, z nichž vyplývá, že také rentgenový zdroj LMC X-1 je spektroskopická dvojhvězda se zhroucenou složkou, odpovídající svou hmotností nejspíš černé díře.

Pozoruhodnou práci o výskytu kompaktních hvězd v kulových hvězdokupách zveřejnili P. Hut a F. Verbunt. Ukazuje se, že v kulových hvězdokupách se často vyskytují jak rentgenové dvojhvězdy (v nichž kompaktní složkou jsou neutronové hvězdy), tak i kataklyzmické proměnné hvězdy obsahující degenerované bílé trpaslíky. Mnohé z rentgenových zdrojů v kulových hvězdokupách jsou patrně trpasličí novy s rentgenovým zářivým výkonem 10²⁵ ÷ 10²⁷ W, takže četnost nov je zde mnohem vyšší než v galaktickém disku. To nutně znamená, že v kulových hvězdokupách se musí uplatňovat účinné mechanismy zachycování osamělých hvězd. Nejjednodušší je zachycení kompaktní osamělé hvězdy již existující těsnou dvojhvězdou (spojené s odvržením jedné složky z dvojice v gigantickém kosmickém kulečníku); ale také zachycení osamělé hvězdy kompaktní hvězdou není nijak vzácné. Tím lze ostatně nejlépe vysvětlit záhadný nadbytek rentgenových zdrojů v kulových hvězdokupách proti obecnému galaktickému poli. P. Hertz a J. E. Grindlay odhadují, že hmotnosti bílých trpaslíků v kulových hvězdokupách jsou v průměru o něco nižší než 1,0 M_☉ a že úhrnný počet bílých trpaslíků v kulových hvězdokupách dosahuje 13 000.

R. A. Stern aj. uveřejnili pozorování mohutné rentgenové erupce v otevřené hvězdokupě Hyády, u zákrytové dvojhvězdy HD 27130, která má oběžnou periodu 5,6 dne a skládá se z trpasličích hvězd tříd G a K. Rentgenová svítivost zdroje vzrostla v září r. 1980 až na 10²⁴ W a opět klesla na klidovou hodnotu během 2 500 s. Podle citovaných autorů šlo o gigantickou obdobu sluneční erupce, při níž teplota v oblasti vzplanutí vzrostla až na 40 MK a erupce zabírala 10 % povrchu hvězdy.

Mnoho pozornosti se stále soustřeďuje na unikátní rentgenový zdroj SS 433 (V1343 Aql) , proslulý dvěma protilehlými výtrysky plynu, v nichž hmota dosahuje vůči hvězdě rychlosti až 27 % rychlosti světla. Podrobný fyzikální model objektu předložili C. Shukre aj. Domnívají se, že magnetická a rotační osa neutronové hvězdy v tomto případě téměř splývají. Zdrojem vyvrhovaného materiálu jsou nestability v masivním akrečním disku. Z akrečního disku dopadá hmota na neutronovou hvězdu, jejíž magnetické pole dosahuje indukce až 10⁸ T, takže usměrňuje proudící plyn do oblastí polárních čepiček, které si z toho hlediska můžeme představit jako trysky o vrcholovém úhlu kolem 3°. Magnetické pole vytváří navíc dočasné zábrany, které se protrhnou teprve tehdy, když hmotnost akreovaného materiálu přesáhne jistou mez. Proto má proces akrece nárazový charakter a materiál z polárních čepiček je znovu vystřelován do okolního prostoru v úzkém svazku rychlostí 57 % rychlosti světla (úniková rychlost na povrchu neutronové hvězdy je totiž 0,5 c, takže pomaleji vyvržený materiál se nedostane příliš daleko od hvězdy a nepozorujeme jej). Koncentrace akrečního proudu do oblasti polárních čepiček, které zabírají sotva 1 % celkového povrchu neutronové hvězdy, znamená, že vlastní akrece je vysoce nadkritická a usměrněná, a to stále do stejného směru.

Modelem lze mimo jiné vysvětlit, proč jsou jevy typu SS 433 tak ojedinělé – málokdy se stane, aby rotační a magnetická osa neutronové hvězdy téměř splývaly. Silná gravitace akrečního disku stačí sama vyvolat precesi rotační osy neutronové hvězdy, což se projevuje periodou zhruba 164 dnů v radiálních rychlostech obou výtrysků. K precesi však přispívá i silné magnetické pole neutronové hvězdy. Poloměr akrečního disku se odhaduje na 10⁴ km a jeho hmotnost na 4.10^-7 M_☉. Poloměr magnetosféry je řádu 3.10³ km a poloměr vlastní neutronové hvězdy 10 km. Výtrysky plynů ztrácí hvězda ročně 10^-6 M_☉; každý výbuch je vyvolán dopadem chuchvalce plynu o hmotnosti řádu 3.10^-6 M_☉. Předností modelu je i přirozené vysvětlení celého úkazu, jehož zdrojem energie je v podstatě gravitace neutronové hvězdy. Nepochybně se zde nabízejí možnosti model dále zobecnit na objekty podstatně větší a masivnější, totiž na jádra některých radiogalaxií a případně i na kvasary! Máme vlastně štěstí, že tak blízko nás, ve vlastní Galaxii, můžeme pozorovat mechanismus, který se uplatňuje i při vůbec nejmohutnějších energetických přeměnách, které jsme dosud ve vesmíru poznali.

Výzkum zábleskových zdrojů záření gama pokračoval loni zejména dvěma směry. Předně se rozšířily snahy o možnou optickou identifikaci vzplanutí gama z 19. listopadu 1978 a za druhé se znovu obrací pozornost k unikátnímu zdroji vzplanutí z 5. března 1979 v souhvězdí Mečouna. H. Pedersen aj. našli v chybové plošce zdroje z 19. 11. 1978 dva slabé optické objekty, z nichž jeden je v červeném oboru spektra proměnný a průměrně dosahuje 24 mag. Autoři soudí, že by mohlo jít o optický protějšek vzplanutí gama, což by podporovalo domněnku, že zdroje se nacházejí v soustavách těsných dvojhvězd, a nikoliv na povrchu osamělých neutronových hvězd. K odchylným závěrům dospěli B. Schaefer (autor první optické identifikace) a G. Ricker, kteří oblast zkoumali až do 24 mag v modré a žluté oblasti spektra a nenašli žádný vhodný objekt. I oni však soudí, že objekt je patrně těsnou dvojhvězdou s akrečním diskem kolem zhroucené složky. Zato J. Grindlay aj. zjistili z rozboru údajů družice Einstein, že objekt GBS 0117-29 je trvalým zdrojem rentgenového záření, i když poloha rentgenového objektu příliš nesouhlasí se Schaeferovým optickým protějškem.

B. Schaefer aj. mezitím ohlásili dva další možné optické kandidáty pro vzplanutí z 5. 11. 1979 a 13. 1. 1979. Optické záblesky byly objeveny na archivních snímcích z r. 1901, resp. 1944, kdy zdroje mohly na dobu 1 s zazářit jako hvězdy 7,6 mag a 4,3 mag. Odtud znovu vyplývá, že záblesky daného zdroje jsou rekurentní a perioda opakování se nyní odhaduje asi na 2/3 roku. U nás se hledání optických záblesků na bohatém archivním materiálu ze sítě pro sledování jasných bolidů ujali R. Hudec aj. Ukázali, že síť celooblohových komor a metodika snímkování je neobyčejně příhodná pro vyhledávání optických záblesků (pro období po r. 1955), ale i pro simultánní optická a gama měření. Pro optický záblesk trvající 2 s vychází mezní hvězdná velikost snímků na 3,2 ÷ 3,7 mag. V současné době je k dispozici asi 7 700 hodin expozic, tj. téměř dvojnásobek doby, kterou pokryl B. Schaefer z harvardských archivů. Na rozdíl od Schaefera však Hudec aj. nenalezli ani jednu koincidenci – spolehlivost jejich výsledku přitom zvyšuje okolnost, že velmi často je daná část oblohy pod dohledem dvou či více kamer, takže lze mnohem věrohodněji vyloučit náhodné kazy v emulzi apod.

Mimořádně intenzivní vzplanutí gama z 5. 3. 1979 není, jak se zdá, jediným projevem činnosti příslušného (dosud neznámého) zdroje. S. Goleněckij aj. zjistili rozborem záznamů z aparatury Konus na sondách Veněra 13 a 14, že 1. 12. 1981 a 2. 1. 1982 se zdroj znovu oživil, takže celkem bylo zachyceno nejméně pět sekundárních vzplanutí objektu. Poslední z nich trvala velmi krátce, 1,5 ÷ 3,5 s. Rekurence je podle sovětských autorů důkazem, že objekt je lokální, tj. v naší Galaxii. Naproti tomu D. Ellison a D. Kazanas přišli s modelem zemětřesení jádra neutronové hvězdy a tvrdí, že právě tak lze vysvětlit enormní energii hlavního vzplanutí, vyplývající z předpokladu, že zdroj je vzdálen 55 kpc, jak naznačuje jeho poloha promítající se na zbytek supernovy z Velkého Magellanova mračna.

S ohledem na právě uvedené problémy s identifikací zdrojů vzplanutí gama lze nanejvýš ocenit úspěšnou optickou a rentgenovou identifikaci trvalého zdroje záření gama, jenž dostal přezdívku „Geminga“ (podle souhvězdí Blíženců a Vozky) a který je druhým nejjasnějším zdrojem v pásmu záření gama na celé obloze (v Katalogu z družice COS-3 má označení GG 195+04). G. Bignami aj. nejprve objevili odpovídající rentgenový zdroj, jehož poloha je určena s přesností na 3″, a potom B. Caraveová aj. nalezli i optický objekt 21 mag (0631+178). Navíc J. Zyskin a D. Mukanov nalezli periodicitu 59 s v záření o energii nad 1 TeV v letech 1979 a 1981. Podle názoru A. Stronga je zdrojem všech těchto úkazů osamělá neutronová hvězda vzdálená řádově 100 pc. Povrchová teplota hvězdy dosahuje 300 kK a její rentgenová svítivost činí 10²³ W. Hvězda v optickém oboru vyzařuje tisíckrát méně než v oboru rentgenovém a v rádiovém spektru se nedá vůbec zachytit. Záhadou je mimořádně vysoká intenzita pronikavého záření gama, o jejíž příčině zatím nic nevíme.

P. McCulloch aj. pozorovali další „skok“ v periodě pulzaru 0833-45 v souhvězdí Plachet. Je to již pátý „skok“ od r. 1969 a došlo k němu v říjnu 1981. Tentokrát se perioda zkrátila jen o 102 ns (předchozí „skoky“ dosahovaly 174 ÷ 272 ns), ale díky souvislému pozorování celého průběhu „skoku“ se podařilo stanovit zatím nejpodrobnější model stavby neutronové hvězdy. „Skoky“ v periodě pulzarů se totiž vysvětlují jako zemětřesné úkazy, a mohou proto obdobně jako v pozemské seizmologii posloužit k odhalení stavby nitra neutronové hvězdy. Z úkazu v r. 1981 autoři zjistili, že neutronová hvězda má jádro, plášť i kůru.

Podstatně se také podařilo zlepšit údaje o dlouhoperiodickém binárním pulzaru PSR 0820+02, objeveném r. 1977. R. Manchester aj. zjistili, že pulzar je složkou dvojhvězdy s oběžnou dobou 1 232 dnů (3,4 let) a projekcí velké poloosy 0,325 AU. Dráha je téměř kruhová (e = 0,01) a stáří odvozené ze sekulárního prodlužování periody impulzů dosahuje 1,1.10⁸ let. Pulzní perioda činí 0,865 s a vzdálenost pulzaru se odhaduje na 850 pc. Pravděpodobně šlo původně o soustavu dvou bílých trpaslíků, z nichž jeden se přibíráním hmoty dostal přes Chandrasekharovu mez a zhroutil se v neutronovou hvězdu.

Vývojem „klasického“ binárního pulzaru PSR 1913+16 se zabývali G. Srinivasan a E. van den Heuvel. Domnívají se, že rychlé otáčky pulzaru lze vysvětlit akrečním roztočením při přenosu hmoty z druhé složky. Jelikož systém jeví velkou výstřednost dráhy, vyplývá z toho, že i druhá složka již vybuchla jako supernova, takže kolem sebe obíhají dvě neutronové hvězdy, v souladu s hodnotami hmotností obou složek.

Nejvíce pozornosti se loni přirozeně dostalo nedávno objevenému milisekundovému pulzaru 1937+215, který je západní složkou rádiového zdroje 4C 21.53 (dvojitá východní složka s pulzarem zřejmě nijak nesouvisí, neboť jde o dvojitý extragalaktický zdroj; nešťastná shoda okolností zřejmě přispěla k tomu, že milisekundový pulzar byl rozpoznán teprve nyní, ač ho radioastronomové sledovali celých 20 let). Jeho perioda impulzů činila 0,001 557 806 448 85 s (±1.10^-14 s) a prodlužování periody dP/P je rovno (1,058 ±0,009).10^-19 s/s. V souvislosti s těmito údaji vznikla otázka, jak je možné odvodit tak přesné údaje o periodě i jejím prodlužování (viz též V. Ptáček, ŘH 10/198š, str. 213). Vysvětlení spočívá v tom, že měříme střední hodnoty impulzní periody pro velký počet period, čímž se hodnota periody nesmírně zpřesní. Při měření délky jedné periody s přesností na 0,5 μs odvodíme při průměru z milionu period (tj. cca za půl hodiny pozorování!) střední periodu s chybou menší než 1 pikosekunda. Veličina dP/P je pak známá s chybou, která je rovná této přesnosti dělené počtem period, takže již za pouhé dva dny dostaneme dP/P s chybou řádu 10^-19 a za 200 dnů řádu 10^-21. V podstatě jde o obdobnou záležitost, jako když proměnáři určují střední periody zákrytových dvojhvězd s chybou zlomků sekund, ač vizuální určení okamžiku jednoho minima je sotva přesnější než 0,1 hodiny. Zatím není jasné, jak přesný normál času reprezentuje milisekundový pulzar – není vyloučeno, že periodu lze extrapolovat s vyšší přesností, než činí dlouhodobá stabilita atomových hodin – potíž je ovšem v tom, že krátkoperiodické pulzary jsou obzvlášť náchylné ke „skokům“ v periodě, jako už zmíněný pulzar v Plachtách. Proto není příliš pravděpodobné, že bychom se v budoucnu vrátili k takto zmodernizovaným astronomickým normálům času.

Dosavadní výzkum milisekundového pulzaru přinesl mnoho dalších závažných výsledků. Jeho vzdálenost se odhaduje na 5 kpc, hmotnost v rozmezí 0,7 ÷ 1,2 M_☉, střední hustota činí aspoň 2.10¹⁷ kg/m³ (z podmínky stability vůči odstředivé síle) a moment setrvačnosti aspoň 1,6.10³⁸ kg.m² (B. Datta, A. Ray). F. Smith připomíná, že kinetická energie rotujícího pulzaru dosahuje 10⁴⁴ J a body na povrchu neutronové hvězdy se pohybují obvodovou rychlostí 43 000 km/s. S. Djorgovski se pokusil o optickou identifikaci pulzaru a našel údajně červenou hvězdu na hranici viditelnosti. R. Manchester aj. dokonce tvrdí, že objekt vykazuje periodické změny jasnosti souhlasné s pulzní periodou pulzaru. Tato choulostivá měření však vyžadují další potvrzení.

Jinak se všeobecně soudí, že tento pulzar má mimořádně slabé magnetické pole řádu 10⁵ T (proti běžným 10⁸ T) a jeho stáří nepřevyšuje 1 milion let. Nízká hodnota dP/P je tudíž důsledkem nedostatečného brzdění neutronové hvězdy ve slabém magnetickém poli, nikoliv důkazem extrémního stáří pulzaru. Příčinu rychlé rotace neutronové hvězdy hledají mnozí autoři (např. K. Brecher a G. Chanmugan) v sekundárním roztočení pomaleji rotující neutronové hvězdy proudem dopadajícího plynu z druhé složky anebo tím, že osamělá hvězda (předchůdce pulzaru) ztratila své magnetické pole dříve, než se gravitačně zhroutila.

Mnohem nadějněji však vypadá vysvětlení H. Henrichse a E. van den Heuvela, kteří soudí, že původně šlo o těsnou dvojhvězdu složenou ze dvou neutronových hvězd. Kdyby jejich hmotnosti byly 1 M_☉ a původní oběžná perioda 6 hodin, pak při výstředné dráze (e = 0,8) budou hvězdy vyzařovat tolik gravitačního záření, že za pouhých 50 milionů let po svém vzniku se k sobě spirálovitě přiblíží na vzdálenost 30 km. V té chvíli bude jejich oběžná perioda řádu 1 ms a rotace obou složek budou synchronizovány s oběhem. Vzápětí hvězdy splynou, a pokud jejich úhrnná hmotnost nepřesáhne mez pro úplný gravitační kolaps (Landauova-Oppenheimerova-Volkoffova mez), stane se z nich velmi rychle rotující neutronová hvězda s milisekundovou periodou. Výpočty pravděpodobnosti takového mechanismu naznačují, že v Galaxii by měly být t. č. zhruba tři takové pulzary.

První z nich byl tedy objeven koncem r. 1982 a druhý následoval loni. Objev ohlásili V. Boriakoff aj. v květnu. Pulzar PSR 1953+290 má pulzní periodu 6,13 ms (dP/P ≤ 6.10^-16 s/s) a je členem dvojhvězdy s oběžnou dobou 120 dnů. Pohybuje se po kruhové dráze s projekcí velké poloosy 0,9.10⁷ km a je od nás vzdálen asi 3,5 kpc. Zdá se, že v tomto případě byl dnešní pulzar původně bílým trpaslíkem, jenž získával z druhé složky (rovněž bílého trpaslíka) akrecí hmotu, až se tak dostal přes Chandrasekharovu mez a zhroutil se na neutronovou hvězdu. J. Maddox odtud usuzuje, že jsou dvě třídy pulzarů. Ty první vznikly výbuchem supernovy, mají silné magnetické pole řádu 10⁸ T a impulzní periody kolem 1 s. Ty druhé jsou členy těsných dvojhvězd, byly původně bílými trpaslíky, kteří získali akrecí hmotu, a pak se teprve zhroutili na velmi rychle rotující neutronové hvězdy. Mají relativně slabé magnetické pole (dosud známe jen 4 pulzary ve dvojhvězdách, zatímco celkový počet pulzarů se blíží 400). Akreční roztočení vysvětluje dnešní krátkou periodu této třídy pulzarů (P. Joss, S. Rappaport, B. Paczyński, G. Savonije atd.).

Objev prvního extragalaktického rádiového pulzaru ohlásili P. McCulloch aj., když zjistili, že pulzar PSR 0529-66 s periodou 0,98 s patří zřejmě do Velkého Magellanova mračna. Pomocí 65m radioteleskopu v Parkesu prohlédli zatím pouhých 7 čtverečních stupňů oblohy, takže lze zajisté očekávat, že objevy dalších extragalaktických pulzarů budou následovat.

Výsledky družice IRAS, která v loňském roce prováděla první soustavnou přehlídku oblohy ve středním infračerveném pásmu, se stanou nepochybně odrazovým můstkem k podrobnějšímu průzkumu „vlažného“ vesmíru. Překvapením byl vcelku náhodný objev prachového prstence kolem Vegy, vzdálené od nás 8 pc. Prstenec sahá do vzdálenosti 80 AU od Vegy a teplota prachu v něm dosahuje 90 K. Zatím lze usuzovat, že prstenec se skládá převážně z částeček o průměru větším než 1 mm a že jeho úhrnná hmotnost dosahuje asi 0,001 M_☉. To zavdalo podnět ke spekulacím, že by mohlo jít o zárodečné stadium vzniku planetární soustavy kolem této poměrně mladé (stáří je menší než 1.10⁹ let) a hmotné (3 M_☉) hvězdy.

Nedávno zesnulý holandsko-americký astronom B. J. Bok shrnul v jedné ze svých posledních prací změny v našem pohledu na stavbu Galaxie. Její poloměr se nyní odhaduje na 60 ÷ 100 kpc a hmotnost na 6.10¹¹ ÷ 2.10¹² M_☉. Galaxie se skládá ze středové výdutě, tenkého disku o poloměru 10 kpc (obsahujícího také Slunce), vnější obálky (hala) o poloměru 25 kpc, obsahujícího zejména hvězdy II. populace, a velkého hala nebo též galaktické koróny, v níž se nachází tzv. skrytá hmota. Podrobný, hlavně radioastronomický, průzkum poukázal na význam obřích molekulárních mračen o hmotnostech 10⁶ M_☉, kterých je v Galaxii řádově 5 000. F. Thielemann aj. odvodili z produktů radioaktivního rozpadu thoria, uranu a plutonia nezvykle vysoké stáří Galaxie – 20,8 miliardy let.

Řada překvapivých poznatků o Galaxii vyplynula také z jednání sympozia IAU, uspořádaného při příležitosti 100. výročí založení proslulé Kapteynovy laboratoře v Groningenu v Holandsku. Oběžná rychlost Slunce kolem středu Galaxie vychází nyní na 250 km/s. Kromě standardních složek obsahuje Galaxie jak masivní molekulární mračna o průměru až 10 000 světelných let, tak spoustu prachu, který září v infračervené oblasti spektra. Zvláštní je postavení oblasti vlastního galaktického jádra o poloměru jednoho pc. J. Oort považuje nedávný objev záření gama z tohoto jádra za důkaz existence černé veledíry o hmotnosti 10⁶ M_☉; nicméně, protože chybějí podrobnější pozorovací údaje, problém jádra Galaxie je dosud otevřený. Stejně tak jsou značné nejasnosti s průběhem spirálních ramen – pozorování v různých částech elektromagnetického spektra totiž navzájem nikterak nesouhlasí. Pozoruhodný je vzrůst lineární rotační rychlosti nejméně do vzdálenosti 15 kpc od centra. To znovu připomíná, že vnější části Galaxie obsahují tzv. skrytou hmotu, o jejíž povaze vůbec nic nevíme. Galaxie není proto o nic méně tajemnou soustavou, než byla před sto lety.

Nesmírné množství prací je věnováno studiu velmi vzdálených galaxií a zejména kvasarů. Nemá-li náš přehled přesáhnout délku ročníku, je třeba se omezit pouze na několik postřehů. Tzv. nadsvětelné rychlosti rozpínání složek kvasarů, pozorované metodami rádiové interferometrie (VLBI), se vysvětlují stále dokonalejšími modely, při nichž z jádra kvasaru je relativistickou, leč podsvětelnou rychlostí vyvržen plazmový oblak letící přibližně k pozorovateli. Tím vznikají iluze nadsvětelných rychlostí i relativistické usměrnění rádiového záření ve směru pohybu oblaku. Souvislost kvasarů s galaxiemi je prokazována stále přesvědčivěji snímky i spektry, na kterých se v bezprostředním okolí jasného kvasaru pozorují jevy příslušející obřím spirálním či eliptickým galaxiím. Efekty gravitační čočky nemohou vysvětlit vysoké svítivosti kvasarů. Zároveň lze vyloučit, že by skrytá hmota vesmíru sestávala z těles o hmotnosti 1 ÷ 10³ M_☉, protože pak by byly efekty gravitační čočky mnohem častější (G. Setti, G. Zamorani). Kvasary patrně vznikají později než hvězdy II. populace, neboť mají normální obsah kovů. Je pravděpodobné, že po několika miliardách let se aktivita kvasaru vyčerpá, akrece plynu a prachu na černou veledíru v jádře kvasaru skončí a kvasar přestane být pozorovatelný.

Akrecí hvězd na černé veledíry v jádrech kvasarů se podrobněji zabývali R. Nolthenius a J. Katz, jakož i G. Bicknell a R. Gingold. Obě dvojice autorů dospívají ke shodnému závěru, že jakmile se hvězda o hmotnosti 1 M_☉ přiblíží k černé veledíře o hmotnosti 10⁴ M_☉ na vzdálenost desetinásobku Schwarzschildova poloměru, začne vlivem slapového ohřevu v jejím nitru intenzivně probíhat cyklus termonukleárních reakcí CNO, což posléze vede k obohacení materiálu v okolí kvasaru o tyto produkty. Hvězda sama se nakonec slapově rozpadne a protáhne do úzkého pásku hmoty podél původní dráhy, jenž stéká v oddělených chuchvalcích do samotné černé díry. J. Wheeler k tomu poznamenává, že černá veledíra si svůj oběd nejenom ohřeje, ale také rozkrájí, aby jí snad nezaskočilo. J. Hutchings a B. Campbell soudí, že kvasary mohou souviset s dvojicemi galaxií v interakci. Mohlo by jít o mechanismus související se slapovým zachycením plynu jedné galaxie druhou.

Tím se dostáváme k otázkám velkorozměrové struktury vesmíru, které patří v poslední době k velmi často diskutovaným. Rozhodující význam pro pokrok našich vědomostí o struktuře vesmíru má rychlý vzrůst počtu údajů o galaxiích a kvasarech. Jak ukázal G. Chincarini, v letech 1935–1955 bylo změřeno 920 červených posuvů pro galaxie, zatímco do r. 1980 přibylo dalších 7 330 červených posuvů pro galaxie a 1 800 posuvů pro kvasary. Do r. 1982 se podařilo rozlišit 330 kup galaxií a několik desítek nadkup. V loňském roce K. H. Schmidt napočítal již 576 kup galaxií. Tak se daří zkoumat prostorovou strukturu vesmíru v měřítkách do 50 Mpc. Na 90 % galaxií se vyskytuje v jakýchsi vláknech (nudlích), zabírajících pouhých 10 % daného objemu. Mezi „nudlemi“ je velmi málo svítící hmoty – od r. 1981 víme o existenci obrovitých proluk mezi kupami galaxií.

J. Zeldovič, J. Ejnasto a S. Šandarin připomínají, že relativní rychlosti galaxií jsou vůči těmto rozměrům tak malé, že za celou dobu své existence se příliš nevzdálily od míst svého vzniku, takže vskutku pozorujeme původní nehomogenní strukturu vesmíru. Odtud plyne, že poruchy homogenity se v raném vesmíru týkaly jak látky, tak i záření. Podle citovaných autorů to vedlo nejprve ke vzniku plochých struktur („lívanců“ ), které se posléze dělily na nadkupy, kupy a konečně i na jednotlivé galaxie. Dvourozměrné simulace problému na počítači, provedené A. Melottem, velmi dobře souhlasí s analytickým řešením sovětských autorů. Stejné výsledky obdržel při obdobných simulacích také klasik této disciplíny, R. Miller. O třírozměrnou simulaci se úspěšně pokusili A. Klypin a S. Šandarin, kteří ukázali na souboru 32 769 hmotných částic, že vývoj ke struktuře začíná „lívanci“, po nichž se objevují síťové struktury a chuchvalce spojené tenkými vlákny. Hmotnosti chuchvalců dobře odpovídají experimentálně zjištěným hmotnostem Abellových kup galaxií. Ze dvou možností vývoje vesmíru (adiabatický nebo izotermální) vše nasvědčuje platnosti adiabatického modelu, tj. z prvotních poruch vznikají nejprve nadkupy, jež se dále dělí na kupy a konečně na jednotlivé galaxie; (izotermální model předpokládá přímý vznik galaxií z prvotních poruch a tyto soustavy se posléze shlukují v kupy a nadkupy). G. Chincarini aj., kteří zkoumali dvě nadkupy v oblasti souhvězdí Vlasů Bereniky a Perseus-Ryby, obdrželi pro příslušné „lívance“ rozměry 14 × 16 Mpc, resp. 12 × 24 Mpc. Třetí rozměr nadkup dosahuje sotva několika málo Mpc a jejich úhrnná hmotnost bývá řádu 10¹⁵ ÷ 10¹⁶ M_☉.

Studium velorozměrové struktury vesmíru umožňuje ověřovat důsledky rozličných modelů vývoje raného vesmíru, zejména pak vznik poruch v původně homogenním poli látky a záření. Tvorbou poruch se patrně poprvé teoreticky zabýval známý fyzik E. Lifšic již r. 1946 a uceleněji pak počátkem 70. let J. Zeldovič a jeho spolupracovníci. Nová pozorování vcelku souhlasí s teoretickými výpočty, i když – jak například poukázal J. Ejnasto – mnoho otevřených otázek zbývá. Teoreticky to souvisí s pokračující nejistotou o klidové hmotnosti neutrin, na níž výpočet poruch závisí zcela podstatně. Dále se posilují vazby mezi kosmologií a výsledky moderní částicové fyziky. Plodem této spolupráce je zejména nová teorie inflačního vesmíru, která pomocí spontánních porušení symetrie interakcí vysvětluje nenásilně pozoruhodné pozorované vlastnosti současného vesmíru (homogenitu a izotropii, plochost, nepřítomnost těžkých magnetických monopólů, asymetrii mezi hmotou a antihmotou).

V listopadu 1983 se konalo v Ženevě pod patronací organizací CERN a ESO první sympozium věnované společným problémům částicové fyziky a kosmologie, které svým jednáním znovu podtrhlo užitečnost „velkého sjednocení“ kosmologie a částicové fyziky. Jedním z nejpřesvědčivějších důvodů k posílení důvěry mezi fyziky a kosmology se zajisté stal loňský objev tří intermediálních bosonů na urychlovači SPS v CERN. Bosony W^± a Z° byly předvídány teorií elektroslabé interakce, kterou před 15 lety vypracovali S. Weinberg, A. Salam a S. Glashow. Teorie předvídala hmotnosti bosonů W (83 ±3) GeV/c² a Z (94 ±3) GeV/c², a experimenty daly (81 ±2) GeV/c², resp. (93 ±2) GeV/c². Tento velký úspěch experimentální částicové fyziky znamená nejen definitivní přijetí teorie sjednocení interakcí při vysokých energiích, ale i potvrzení správnosti kosmologického modelu raného vesmíru nejméně do času 10^-9 s po velkém třesku.

Současná fronta kosmologie raného vesmíru se tedy posunula do časových intervalů 10^-9 ÷ 10^-43 s. Na toto téma se nyní publikuje tolik pozoruhodných studií, že by si zasloužily samostatný přehled. Pozornost kosmologů se znovu obrací také k budoucímu vývoji vesmíru. D. Page a M. McKee ukázali, že ani v trvale expandujícím vesmíru se nepřibližujeme k termodynamické rovnováze, populárně označované jako „tepelná smrt“. V rozpínajícím se vesmíru totiž částice chladnou rychleji než záření, takže odchylky od termodynamické rovnováhy se budou časem zvětšovat! D. Dicus aj. se zabývali šesti fázovými přeměnami v budoucím trvale expandujícím vesmíru. V čase 10¹⁴ let po velkém třesku vyčerpají všechny hvězdy zásoby nukleárního paliva, v čase 10¹⁷ let následkem blízkých přiblížení hvězd ztratí všechny hvězdy své planetární soustavy a v čase 10¹⁸ let následkem týchž hvězdných přiblížení některé hvězdy opustí hranice svých mateřských galaxií, zatímco většina jich spadne do jádra galaxie, kde se budou vytvářet černé veledíry. Bludné hvězdy mezi galaxiemi se díky rozpadu protonů začnou „radioaktivně“ ohřívat na teploty 3 ÷ 100 K ve stáří nad 10²⁰ let (v té době bude teplota reliktního záření už jen 10^-13 K). Jakmile vesmír dosáhne stáří 10³² let, rozpadne se již většina protonů a vesmír bude vyplněn zředěným pozitronově-elektronovým plynem, fotony, neutriny a černými veledírami. Konečně po 10¹⁰⁰ letech se díky Hawkingově procesu počnou černé veledíry intenzivně vypařovat, až se nakonec zcela vyzáří.

Je-li vesmír uzavřený, není pro tento vývojový scénář dost času. Vesmír za několik desítek miliard let dosáhne maxima expanze a pak se začne smršťovat, přičemž elementární částice získají více energie, než kolik jí měly v době svého vzniku, tj. ve vesmíru se globálně nezachovává energie! Vesmír se smrští do singularity a z této situace patrně není úniku. A. Guth a M. Sher totiž ukázali, že není možné, aby se před ukončením kolapsu vesmír jaksi „odrazil“ sám od sebe a začal znovu expandovat v dalším dlouhém cyklu. Myšlenka „oscilujícího“ vesmíru pochází původně od známého relativisty R. Tolmana z r. 1934. Přesto, že jde o esteticky velmi přitažlivou koncepci, není dnes přijímána s nadšením; jednak kvůli problémům se směrem plynutí času v okolí singularit, jednak pro námitky termodynamické (díky „přídavné“ energii fotonů by totiž každý následující cyklus trval déle než předchozí).

Další, až bizarně znějící úvahy se pokoušejí vysvětlit zrod vesmíru kvantovou fluktuací vakua (P. Davies, J. Zeldovič, A. Vilenkin, J. Gott atd.). Odtud pak vzniká až neskutečně znějící otázka, zda je „naše“ vakuum stabilní či nestabilní (M. Turner a F. Wilczek, P. Hut a M. Rees). Jestliže v raném vesmíru došlo k jednomu či více fázovým přechodům ve stavu vakua, není totiž vyloučeno, že ani dnes není vakuum v nejnižším možném stavu. Vlivem náhodného podnětu (např. vyrobením zvlášť energetické částice v některém urychlovači nebo vznikem zvlášť energetické částice kosmického záření) by mohlo vesmírné vakuum přeskočit náhle do nižšího energetického stavu, což by vedlo k zániku současného stavu vesmíru (bublina pravého vakua by se rozšiřovala rychlostí světla! ). Naštěstí je tento kosmologický horror naprosto nepravděpodobný, jak vyplývá z prosté okolnosti, že vesmír v dnešní fyzikální podobě trvá přinejmenším již 15 miliard let. Při této příležitosti nemohu nepřipomenout paradoxní výrok J. Zeldoviče, že „fyzikální vakuum představuje sice nepřítomnost reálných částic, ale jeho vlastnosti závisí na tom, které částice jsou nepřítomny“ .

V loňském roce se také znovu rozvířila diskuse o tom, zda vesmír jako celek rotuje, a to úhlovou rychlostí 10^-8″/r (jedna úplná otočka by trvala 10¹⁴ let), jak tvrdí např. P. Birch. Všeobecně se má za to, že nic takového pozorování neprokazují (E. Plinney a R. Webster). Pro neutrina se nepodařilo potvrdit předpoklady o jejich údajných oscilacích (F. Boehm aj.) a sovětští autoři nyní odhadují horní mez hmotnosti neutrin, zjištěnou ve svých experimentech, na 20 eV/c² či dokonce jen 5 eV/c² (při tak nízké hmotnosti neutrina přestávají mít jakýkoliv význam pro kosmologii). Naproti tomu se zatím experimentálně nedaří ověřit předpověď teorií velkého sjednocení (GUT) o rozpadu protonu. Spodní mez života protonu na základě probíhajících experimentů dosahuje již 10³² let, tj. nejméně o řád více, než teorie GUT předvídaly.

Solidnost stability protonu povzbuzuje astronomy k přípravě programů, jejichž realizace si vyžádá dlouhodobé úsilí. Loňský rok byl ve znamení obnoveného úsilí o hledání cizích civilizací (SETI) – v březnu 1983 C. Sagan zahájil pozorování případných umělých rádiových signálů rozbitím láhve šampaňského o anténu 25m radioteleskopu Harvardovy observatoře. Nová strategie spočívá v systematickém prohledávání oblohy v širokém pásmu frekvencí 1 ÷ 10 GHz pomocí paralelně pracujících úzkopásmových analyzátorů, přičemž měření jsou vyhodnocována počítačem, který sám provede předběžný výběr „podezřelých“ signálů. S. Bowyer aj. započali v Berkeley s projektem SERENDIP, jenž lze realizovat kterýmkoliv radioteleskopem souběžně s jeho normálním výzkumným programem.

Teoretickým rozborem naděje na kontakt pomocí rádiových vln se zabývali D. Frisch a M. Melia. Soudí, že nejnadějnější je zaměřit výzkum do úzkého kužele ve směru ke galaktickému jádru, kde je v dosahu příjmu umělých signálů se vzdáleností menší než 1 kpc nejméně 1 000 hvězd slunečního typu. I. Maročnik a L. Muchin usuzují, že vyspělé civilizace se vyskytují v „pásu života“ ve vzdálenosti 10 kpc od jádra Galaxie, přičemž podnětem ke vzniku i zániku života na dané planetě je výbuch nepříliš vzdálené supernovy. Z každých 10 civilizací v tomto pásmu jsou tři pokročilejší než my a sedm proti nám zaostává.

Z astronomických přístrojů, které loni úspěšně pracovaly na oběžné dráze, jsme se již zmínili o družici IRAS. Stejně úspěšná je i sovětská družice ASTRON, vypuštěná v březnu 1983 na protáhlou eliptickou dráhu s oběžnou dobou 98 hodin. Na její palubě je 0,8m reflektor určený pro studium ultrafialových spekter v pásmu 115 ÷ 350 nm a dále rentgenové spektrometry. Předběžně zveřejněné výsledky jsou neobyčejně slibné, ale i v tomto případě úplné zpracování měření potrvá řadu let.

Úspěšný pokus o radiointerferometrii na velmi dlouhé základně (VLBI) v pásmu milimetrových vln uskutečnili A. Readhead aj. při studiu vnitřní struktury jádra galaxie NGC 1275 (rádiový zdroj 3C 84). Na frekvenci 89 GHz (tj. vlnová délka 3,4 mm) docílili úhlového rozlišení řádu 0,0001″! Submilimetrový teleskop pro vlnové délky 0,3 ÷ 1,0 mm budují společně Velká Británie a Holandsko na sopce Mauna Kea na Havajských ostrovech. Teleskop o průměru reflektoru 15 m má být dohotoven v r. 1986 a bude dálkově řízen z centrály v Edinburghu ve Skotsku.

Závěr přehledu již tradičně věnujeme cenám a jiným uznáním význačných astronomů. Zajisté na prvním místě je třeba připomenout, že loňskou Nobelovu cenu za fyziku dostali přední astrofyzikové S. Chandrasekhar (za teorii hvězdné stavby, zvláště pak pro bílé trpaslíky) a W. A. Fowler (za objevy v nukleosyntéze prvků ve hvězdách). Akademik A. Severnyj, ředitel Krymské observatoře AV SSSR, obdržel ke svým 70. narozeninám Leninův řád. Cenu za popularizaci astronomie Pacifické astronomické společnosti obdržel již podruhé B. J. Bok, který rovněž dostal Russellovu cenu Americké astronomické společnosti. Další ceny téže Společnosti obdrželi kosmolog P. J. E. Peebles, astrofyzikové R. Blandford a M. Davis a známý odborník na dynamiku Galaxie G. Contopoulos. Zlaté medaile Britské královské astronomické společnosti získali astrofyzik M. J. Seaton a americký senior v oboru výzkumu meziplanetární hmoty F. L. Whipple. Další medaile obdrželi autor spektrální klasifikace W. M. Morgan a průkopník radioastronomie G. Reber.

V témže roce jsme však zaznamenali velký počet úmrtí předních astronomů: R. d'E. Atkinsona (spoluautora hypotézy o termonukleárních reakcích ve hvězdách), N. A. Kozyreva (přechodné úkazy na Měsíci atd.), O. Heckmanna (kosmologie; býv. prezident IAU), B. Šternberka (viz ŘH 5/1983, str. 106), Z. Knittla (optika, historie astronomie), A. A. Michajlova (astrometrie; nestor sovětské astronomie), B. J. Boka (výzkum Galaxie), V. A. Krata (sluneční fyzika; ředitel Pulkovské observatoře), G. O. Abella (velkorozměrová struktura vesmíru) a P. Swingse (astrofyzika; býv. prezident IAU).

Čtenář, který dosud neumdlel, se jistě spolu s pisatelem podiví, že navzdory všem omezením astronomických objevů stále rychle přibývá – proti loňskému přehledu se rozsah letošní statě zdvojnásobil! Je to ale zcela v souladu s trendem, který v nejnovější odborné literatuře vyhmatal počítač známého filadelfského Ústavu pro vědecké informace. Z celého spektra fyzikálních článků, publikovaných v r. 1981, vybral 101 prací, jež jsou v současné době odborníky nejčastěji citovány. Mezi touto „smetanou“ najdeme plných 16 článků z astronomie, astrofyziky a případně kosmologie. Nejvíce citací vůbec získal s převahou mladý americký kosmolog Alan Guth za svou studii o inflačním modelu vesmíru, publikovanou v časopise Physical Review D 23 (1981), str. 347. V těsném závěsu za ním jsou pak práce obsahující výsledky sondy Voyager 1 při jejím přiblížení k Saturnu, pozorování z kosmických sond Veněra a družice COS-B a měření, vykonaná v ultrafialovém a infračerveném oboru spektra. I v této statistice se jakoby v křišťálové kouli odráží široký záběr soudobé astronomie a vyhlídky pro nové objevy v letošním roce jsou zajisté slibné. Přitom, jak připomíná V. A. Ambarcumjan, „nejvýznamnější objevy nelze předvídat. Kdybyste je předpověděli, pak to nejsou tak moc velké objevy.“