Žeň objevů – rok 1984

V předešlých přehledech o pokrocích astronomie jsem obvykle zdůrazňoval subjektivnost výběru; ostatně objektivnější kritéria neexistovala anebo byla nedostupná. Naštěstí se tato situace díky počítačovým metodám zpracování bibliografických informací mění, takže v úvodu letošního přehledu se můžeme porozhlédnout po trendech rozvoje astronomie, jak vyplývají z metod citační analýzy, zveřejněných ředitelem Ústavu pro vědecké informace ve Filadelfii E. Garfieldem a význačným americkým astrofyzikem H. A. Abtem. Z těchto studií vyplývá, že za posledních třicet let vzrostl počet profesionálních astronomů zhruba patnáctkrát a tomu úměrně i rozsah astronomických publikací, přestože nároky na kvalitu prací vzrostly (zhruba pětinu článků redakční rady odborných časopisů zamítly). Hlavní astronomické poznatky jsou uveřejňovány ve 25 klíčových odborných časopisech. V americkém „The Astrophysical Journal“ se publikuje přibližně polovina citovaného výzkumu. Naši astronomickou veřejnost potěší, že mezi klíčovými časopisy figuruje také „Bulletin of the Astronomical Institutes of Czechoslovakia“ (obsah tohoto dvouměsíčníku Říše hvězd pravidelně uveřejňuje). V klíčových časopisech bylo v roce 1982 zveřejněno na 4 500 článků, zatímco úhrnný počet astronomických prací podle publikace „Astronomy and Astrophysics Abstracts“ činil v témže roce 17 250 kusů (pro zajímavost: podkladem pro tuto Žeň objevů jsou výpisky z 1 150 statí).

Dlouhodobě nejvíce citované studie jsou infračervená měření hvězd amerického autora H. L. Johnsona, dále klasifikace hvězdných spekter H. L. Johnsona a W. W. Morgana a konečně měření červeného posuvu pro galaxie M. L. Humasonem, N. U. Mayallem a A. R. Sandagem. K nejčastěji zkoumaným objektům patří jasné hvězdy Vega, Arkturus, Sirius, Betelgeuze a Aldebaran, dále planetární mlhoviny a rentgenové zdroje Cyg X-1 a HZ Her. V poslední době k nim přibyly galaxie M31 a Velké Magellanovo mračno, pulzar v Krabí mlhovině a milisekundový pulzar 1937+214, kvasar 3C 273, radiogalaxie Cen A, mlhovina v Orionu M42 a exotická těsná dvojhvězda SS 433.

V posledních letech vzbudily největší ohlas studie na pomezí kosmologie a částicové fyziky (problematika velmi raného vesmíru) a experimentální výsledky ze sond Voyager. Tyto práce se dokonce umístily v čele nejvíce citovaných fyzikálních publikací (1., 2. a 4. místo). Obdobné trendy se projevily i na 6. evropské fyzikální konferenci v srpnu 1984 v Praze (viz ŘH 11/84, str. 237), na níž bylo astronomickým, resp. astrofyzikálním problémům vyhrazeno dostatek prostoru na zasedáních, jež patřila k nejvíce navštěvovaným. S přihlédnutím ke všem uvedeným statistikám se můžeme s větším odhodláním pustit do zdolání přívalu nových astronomických poznatků.

Nová pozorování povrchu planety Venuše, vykonávaná především radarem s bočním svazkem na palubě kosmických sond Veněra 15 a 16 a dále 305m radiolokátorem na observatoři Arecibo, odhalila existenci pozoruhodných topografických struktur v podobě dlouhých rovnoběžných pásů o délce až 9 000 km a šířce 10 km, zlomů, horských hřebenů a kruhových (patrně impaktních) kráterů o průměru 100 ÷ 200 km. Z různých nepřímých náznaků usuzuje L. Esposito, že na Venuši dochází k vulkanickým výbuchům, takže některé z rozpoznaných horských vrcholů jsou fakticky činné sopky (podrobnosti obsahuje např. článek P. Lály ve Vesmíru 6/64, str. 167 a ŘH 3/84, str. 63).

Při studiu Země jako astronomického tělesa se podobně jako v předešlých letech dále rozvíjely rozličné katastrofické domněnky – věnovalo se jim i specializované sympozium na 6. evropské fyzikální konferenci. R. A. Kerr upozornil na spoluúčast změn skleníkového efektu oxidu uhličitého při vzniku ledových dob. Během poslední doby ledové vrcholící před 18 tisíci lety byla totiž koncentrace CO₂ v zemské atmosféře o 15 ÷ 40 % nižší než dnes. Kolísání zastoupení CO₂ v zemské atmosféře souvisí s nevratným odebíráním CO₂ mikroorganismy na povrchu oceánů. Tyto mikroorganismy po odumření klesají do hlubin oceánů, kde se CO₂ váže ve vápencových usazeninách, a nevrací se tudíž zpět do atmosférického koloběhu. Prvotní příčinou vzniku dob ledových jsou, ve shodě s Milankovičovou hypotézou ze čtyřicátých let našeho století, změny některých parametrů zemské dráhy kolem Slunce (změna excentricity, sklonu a argumentu perihelu). S tímto všeobecně přijímaným názorem nesouhlasí – jako obvykle – Sir Fred Hoyle, jenž poukazuje na skutečnost, že v průběhu roku se příjem sluneční energie na celý povrch Země vyrovná. Proto uvažuje o proměnném přísunu kosmických kondenzačních jader, jež zapráší zemskou atmosféru; leč ani tato Hoyleova domněnka si zatím nezískala příliš mnoho přívrženců. Pokud se v zemské atmosféře objevuje víc prachu, pak to bývá ponejvíce díky zcela pozemským příčinám. V souvislosti s teorií „nukleární zimy“ vykonali odborníci v poslední době velké množství modelových výpočtů na velkých počítačích. Řada sovětských i amerických autorů dospěla nezávisle k obdobným výsledkům, že totiž exploze řádově 5 Gt TNT – zhruba 40 % současného jaderného potenciálu velmocí – by způsobila znečištění atmosféry Země takovým množstvím prachu a kouřových částeček, že by to vedlo k silnému ochlazení zemského povrchu o několik desítek stupňů proti normálu po dobu 100 ÷ 300 dnů po nukleárním konfliktu. Někteří autoři sice kritizují tyto simulace jako příliš schematické, avšak meteorologické údaje z historické minulosti naznačují, že efekt silného ochlazení je postižen v zásadě správně. Svědčí o tom mimořádně chladné léto na severní polokouli následující po výbuchu sopky Tambora r. 1815, podobně jako podle R. Stotherse neobvyklý průběh léta roku 536 n. l. Země tehdy byla 18 měsíců obklopena aerosolovým oblakem, složeným patrně z drobných křemičitých částeček, což mimo jiné způsobovalo zdánlivé západy Slunce již ve výši 30° nad obzorem. Nedostatečný sluneční svit vyvolal masivní neúrodu (ovoce v mírných zeměpisných šířkách vůbec nedozrálo) a prakticky celoroční zimu. Mračno prachu bylo pravděpodobně pozůstatkem po výbuchu vulkánu v rovníkových oblastech Země (nejspíš v oblasti Nové Guineje) – vulkanický prach z té doby bohatý na síru byl vskutku nalezen v usazeninách až v Grónsku. Prý šlo o největší sopečný výbuch na Zemi za poslední tři tisíciletí.

Pozorování i výpočty, o nichž jsme psali v ŘH 3/85, úzce souvisí s dalším oblíbeným tématem loňských „Žní“ – s katastrofickými srážkami Země s planetkami či kometami. Hypotéza o impaktu před 65 miliony lety získala významnou podporu díky tomu, že J. Luck a K. Tukerian stanovili poměr nuklidů osmia 187 a 186 v horninách na rozhraní druhohor a třetihor. Tento poměr 1,3 ÷ 1,6 je blízký poměrům v meteoritech (1,0) a výrazně se odlišuje od normálního poměru v zemské kůře (10). B. Bohor aj. nalezli v hraniční vrstvičce důkazy tlakové metamorfózy hornin, jež lze vysvětlit nárazovými tlaky řádu 10¹⁰ Pa, což je o dva řády víc, než by odpovídalo případným vulkanickým jevům pozemského původu. J. Smit a F. Kyte odtud odvodili, že mikrotektitové kuličky z tohoto období, nalézané po celé zeměkouli, vznikly rychlou krystalizací kapaliny, jež se ohřála tlakovou vlnou při impaktu. Usuzují, že planetka dopadla do oceánu a že šlo o jediné kompaktní těleso, a ne o roj komet.

Tato bizarní alternativa se loni těšila nezvyklé pozornosti. Nejprve Z. Sekanina a D. Yeomans podrobili zevrubnému rozboru blízká přiblížení známých komet z Marsdenova katalogu k Zemi a odtud odvodili, že ke srážkám komet se Zemí dochází jednou za 33 ÷ 64 milionů let. Poté „vybuchla bomba“: D. Raup a J. Sepkoski ukázali, že k vymírání mořské fauny v posledních 300 milionech let došlo zejména ve 12 krátkých obdobích, oddělených shodným intervalem 26 milionů let. Hned nato si M. Rampino a R. Stothers všimli, že z 88 dochovaných velkých impaktních kráterů, jejichž stáří známe, vyplývá, že k nárazům docházelo periodicky v intervalu 28 ÷ 31 milionů let. Současně dospělo několik autorů nezávisle k názoru, že za tyto jevy nesou odpovědnost – komety! Hledal se proto mechanismus, jenž by vyvolal periodické „nalétání“ většího množství komet na Zemi v intervalu kolem 30 milionů let. R. Muller a řada dalších astronomů usoudila, že by mohlo jít o periodické gravitační poruchy v oblasti Oortova mračna komet, vyvolávané například trpasličím hvězdným průvodcem Slunce, jenž se pohybuje v silně výstředné dráze o poloose 90 000 AU v periodě 26 milionů let. Tato hypotetická málo svítivá hvězda dostala přiměřeně zlověstný název Nemesis. Rampino a Stothers alternativně navrhli jako možný periodický impulz kmitavý pohyb Slunce vůči galaktické rovině souměrnosti s periodou 33 milionů let – gravitační poruchy by pak vyvolávala obří mezihvězdná mračna o hmotnosti 10⁴ M_☉ nalézající se přímo v rovině souměrnosti. S. Clube a W. Napier uvažovali o zachycení celého Oortova mračna komet při průchodu Slunce obřím molekulovým mračnem.

Ať už by byl původ gravitačních poruch jakýkoliv, prakticky by to mělo znamenat, že po dobu několika set tisíc let by na pradávné pozemské obloze bylo vidět stovky komet a každý den by se na nebi objevila dvě nová kometární tělesa! Během jedné epizody „rojení komet“ by tak došlo k několika desítkám srážek kometárních jader se Zemí, což by víc než postačilo k záhubě většiny zemské fauny a flóry.

Brzy ale přišlo vystřízlivění. Dráha hypotetické Nemesis by byla natolik nestabilní, že by nepřežila víc než několik málo oběhů kolem Slunce. Průchody Slunce rovinou souměrnosti Galaxie časově nesouhlasí s pozorovanými údobími masového vymírání organismů. Samotné periodicity nejsou dostatečně jasně vyznačeny a aspoň některé katastrofy souvisejí spíš s ústupem moří. Například v pozdním permu před 225 miliony let došlo k zatím největšímu doloženému vymření pozemské fauny a flóry, které zřetelně odpovídá údobí výrazného zmenšení rozsahu šelfových moří. Autor tohoto názoru P. Ehrlich navíc připomíná, že druhou největší katastrofu můžeme čekat už v příštím století – ačkoliv žádný kometární roj není na obzoru. Vyplývá to z extrapolace tempa vymírání rostlin a živočichů, na čemž se zřejmě významnou měrou podílí sám člověk.

Když rozebíráme zhoubné mechanismy vyvolávající masové vymírání živých organismů na Zemi, můžeme se s E. Buffetautem právem ptát, jak to, že aspoň část živočichů prodělala kritické události před 65 miliony let bez zvláštních potíží. Autor ukazuje, že bez úhony přežili zejména sladkovodní živočichové, jakoby na ně zmíněné ničivé mechanismy neúčinkovaly. Katastrofická kosmická domněnka, jak je vidět, není bez kazů. Teprve další studium a obsáhlejší empirické údaje mohou složité klubko problémů trochu rozmotat. Zato dlouhodobě – pokud jde o poslední kosmickou katastrofu Země – máme patrně jasno. S. Vila se zabýval výpočtem rozměrů Slunce v závěrečné etapě termonukleárního vývoje, když se Slunce stane červeným obrem. Ukazuje se, že maximální poloměr rozsáhlé atmosféry Slunce dosáhne hodnoty 320 milionů km, a v tomto obalu nepřežije Země jako pevné těleso víc než 5 000 let. Podobně skončí ve sluneční soustavě všechny planety zemského typu.

Zajímavé výsledky získali vědci při studiu prstenců velkých planet. Tloušťka Saturnových prstenců počítaná teoreticky vychází na pouhých 100 m, což je v dobré shodě s přímými měřeními sond Voyager. Zákryty rádiových zdrojů však ukazují na tloušťku 20 ÷ 25 m pro prstenec A a jen 10 m pro prstenec C. Prstence planety Uran poprvé zpozorovali na observatořích Mauna Kea na Havajských ostrovech a Siding Spring v Austrálii v infračerveném oboru spektra. Zákrytovou metodou však nebyl objeven prstenec u Neptunu a nejasná je i interpretace pozorování těsného setkání Neptunu s hvězdou SAO 186 000 z 22. 7. 1984, kdy na observatoři ESO v Chile J. Gutierrez a J. Manfroid pozorovali poklesy jasnosti hvězdy, jež by odpovídaly pohybu několika těles o průměru 10 km po téže dráze s poloměrem třikrát převyšujícím poloměr Neptunu.

Domněnku o genetické souvislosti Pluta a Neptunova měsíce Tritonu kritizoval W. Mc Kinnon. Ukázal, že zachycení Tritonu Neptunem nemohlo souviset s vymrštěním Pluta z této soustavy. Pluto podobně jako Triton jsou navzájem nezávislí příslušníci systému původních planetesimál sluneční soustavy a Triton sám byl jednoduše zachycen Neptunem, bez účasti dalšího tělesa.

Loni jsem psal o tom, jak nové výzkumy stírají ostré předěly mezi drobnými tělesy sluneční soustavy. Nyní, jak se zdá, postihl podobný osud i ostré dělení větších objektů na planety a hvězdy. Podle G. Coleho je maximální poloměr planety řádu 10⁸ m a hmotnost 3.10²⁷ kg (1,5násobek hmotnosti Jupiteru). Při hodnotách nad těmito mezemi se materiál tělesa působením elektronového a protonového tlaku hroutí. To vše platí za předpokladu, že se hmotnost objektu během vývoje podstatně nemění, což nemusí být vždy splněno, jak nejnověji ukázali M. Livio a N. Soker.

Je-li osamělá hvězda obklopena planetami, může jim v určitých etapách svého života předat tolik hmoty, že se některá z planet změní ve hvězdu! Zejména dostatečně hmotná planeta v atmosféře červeného obra získá tolik hmoty, že se stane hvězdným trpaslíkem. Obr mezitím ztratí vnější vrstvy a výsledkem podivuhodné metamorfózy je trpasličí dvojhvězda! Díky odporu prostředí se nový trpaslík může přiblížit k původnímu obru až na setinu dřívější vzdálenosti a dosáhnout hmotnosti 0,14 M_☉ – dostatečně vysoko nad mezí, při níž se v něm rozhoří termonukleární reakce.

Zdá se, že právě takový systém objevili D. Mc Carthy aj. na observatoři KPNO a Steward v Arizoně. Skvrnkovou interferometrií zjistili v infračervených pásmech H a K, že hvězda van Biesbroeck 8 má poměrně chladného průvodce v úhlové vzdálenosti 1″. Hlavní složka je trpaslík o hmotnosti řádu 0,1 M_☉ a teplotě 3 250 K, vzdálený od nás 6,5 pc. Nově objevená vedlejší složka má hmotnost 0,03 M_☉, svítivost 3.10^-5 L_☉ a poloměr 0,09 R_☉. Efektivní teplota tohoto průvodce dosahuje pouze 1 360 K, takže objekt se nekvalifikuje do hvězdné kategorie (minimální hodnoty pro hvězdy spalující vodík), a patří tudíž mezi tzv. hnědé trpaslíky. Objev byl koncem roku široce komentován jako důkaz existence první extrasolární planety, ale jak vidíme z kvantitativních údajů, lze jej nejspíš považovat za důkaz spojitého přechodu mezi tělesy typu planet a hvězd.

Oživení zájmu o studium planetek, ke kterému loni došlo, má zřejmě trvalejší povahu. V roce 1984 byl překročen počet 3 000 katalogizovaných planetek a podle Ľ. Kresáka astronomové sledují bezmála 7 090 těchto těles. Proto přibývá i statistických studií o základních fyzikálních a kinematických vlastnostech těchto objektů. Objevují se i četné pokusy o experimentální simulaci podmínek při vzniku, akreci a drobení planetek. D. Hughes ukázal, že planetky s průměrem nad 260 km náležejí k původní populaci těles a jejich průměrná rotační perioda činí 7,3 h. Menší planetky vznikly převážně srážkami a rozpadem větších těles. Interval mezi následujícími srážkami je úměrný odmocnině průměru planetky. Podle H. Alfvéna mají tělesa sluneční soustavy při střední hustotě 3 000 kg/m³ základní rotační periodu 8,8 h, což souvisí s tím, že tělesa vznikla akrecí, a ta je možná tehdy, když obvodová rychlost rotace dosahuje asi třetinu únikové rychlosti. K obdobným závěrům dospěla nezávisle řada dalších autorů; pouze S. Dermott aj. kladou rozmezí mezi prvotními planetkami a fragmenty k průměru 120 km.

K nejzajímavějším planetkám objeveným v posledních letech patří objekt 1982 DB, jenž má podle E. Helinové a dalších vědců průměr pouhého 0,5 km a patří svou drahou k typu Apollo (afel 1,49 AU, perihel 0,95 AU, oběžná perioda 1,82 let). Protože objekt křižuje dráhu Země, hodil by se dobře k vyslání sondy, která by odebrala vzorky hornin. Autoři uvádějí, že v letech 1988–2002 existuje celkem 12 vhodných startovních oken, přičemž let návratové sondy by trval 3 ÷ 4 roky.

V červnu 1984 astronomové objevili planetku 1984 QA, jenž má velkou poloosu menší než 1 AU (přesně 0,99 AU; e = 0,47) a obíhá v periodě 0,99 let po dráze skloněné k ekliptice o 10°. Konečně J. Gibson objevil 5. 9. 1984 těleso 1983 TB při dalším návratu (první objev patří, jak známo, družici IRAS – viz ŘH 4/84, str. 69) – jde o mateřské těleso meteorického roje Geminid, jež bylo zprvu považováno za planetku, ač je fakticky vyhaslým jádrem komety. Budoucím vývojem jeho dráhy se zabývali K. Fox aj., kteří ukázali, že v r. 1987 se objekt přiblíží k Zemi na 2,8.10⁷ km a dosáhne 12 mag (jeho průměr je 3,3 km, což je typický rozměr kometárních jader) a v roce 2287 dokonce na 1,6.10⁶ km, kdy dosáhne 6 mag. Poté se vlivem poruch vzdálí od Země – bude jistě zajímavé, jak to ovlivní vydatnost meteorického roje Geminid.

Praktický přímý důkaz fragmentace planetek podala analýza čínského meteoritu Jilin z března 1976. Z rozboru zastoupení radionuklidů hliníku se podařilo prokázat, že před dopadem byl meteorit součástí tělesa o průměru 1,5 m, jež se pohybovalo samostatně kosmickým prostorem po dobu 0,4 milionu let. Tehdy se těleso odtrhlo od jiného většího objektu o průměru 10 m, který se pohyboval v kosmickém prostoru nejméně 10 milionů let. I. Halliday a další vědci zjistili z rozborů dat fotografických sítí pro sledování bolidů, že na Zemi dopadají kamenné meteority, jejichž dráhy ve sluneční soustavě jsou přímé (prográdní), mají malý sklon k ekliptice, perihel v prostoru mezi Venuší a Zemí a afel v hlavním pásmu asteroidů. Relativní rychlosti srážky se Zemí musí být totiž poměrně malé, nanejvýš 25 km/s a spíše jen 15 km/s. Na Zemi dopadá v podobě kamenného meteoritu obvykle jen 10 % hmoty, s níž do atmosféry vnikne.

Antarktická naleziště už vydala přes 6 000 kusů meteoritů, mezi nimiž K. Yanai a H. Kojima nalezli další lunární meteorit Yamato 791197 o hmotnosti 25 g. Tvoří jej plagioklas s pyroxenem a olivínem v podobě tlakově přeměněných hornin. O pravděpodobnosti vymrštění úlomků z Měsíce či Marsu při nárazu jiného meteoritu svědčí ostatně i vlastnosti tektitů, které vznikly podobným způsobem na Zemi a jsou přímým dokladem vysokých rychlostí úlomků vzniklých při impaktu.

Snad nejztřeštěnější domněnku loňského roku vyslovila známá americká astronomka K. Brecherová, když si povšimla neuvěřitelné koincidence mezi rozličnými impaktními úkazy na Zemi i na Měsíci. V ranních hodinách 25. 6. 1178 pozoroval canterburský mnich Gerváz zdánlivé „rozštěpení horního růžku měsíčního srpku a plamen odtud vyšlehnuvší“ . Pokud bylo toto pozorování reálné, mohlo snad souviset s impaktem, jímž se vytvořil kráter Giordano Bruno. Další velký impakt nastal pro změnu na Zemi, a to 30. 6. 1908 – jde o známý Tunguzský meteorit. Konečně třetí úkaz se týká znovu Měsíce – seizmometry instalované posádkami Apollo zaznamenaly ve dnech 22.–26. 6. 1975 impakty 10 ÷ 15 meteoritů denně (normální četnost byla o řád nižší). Jak poukázala K. Brecheroá, všechny tyto neobvyklé úkazy nastaly v tutéž dobu roku – koncem června, kdy je v činnosti denní meteorický roj β Taurid, o němž se domníváme, že souvisí s krátkoperiodickou Enckeovou kometou. V podobné dráze se navíc pohybují planetky (2212) Hephaistos a 1982 TA. Brecherová se proto obírá lákavou myšlenkou, že jádro Enckeovy komety se někdy před rokem 1178 rozdrobilo na více úlomků, které vytvořily „canterburský roj“ meteoroidů o rozměrech až jeden kilometr a hmotnostech až 10¹² kg. Podle Brecherové bude roj v létě 1985 vzdálen od Země 30 milionů km a k dalšímu setkání s ním dojde znovu v červnu 2042, kdy snad lze čekat nový „ohňostroj“ na Měsíci nebo na Zemi! Rozpadem komet se rovněž zabýval Z. Sekanina, který poukázal na pozorování, kdy před zánikem je hlava komety zřetelně nesférická a jeví výrazné fluktuace jasnosti. Je rovněž znám případ komety 1887 I, u které nebyla vůbec pozorována koma, ale jen chvost.

Loni byl vyrovnán i rekord z předešlého roku – astronomové opět objevili 22 komet. Mezi nimi je i nejnovější „československá“ kometa 1984 n (Kowal-Mrkos) a 4 komety objevené manželi C. a E. Shoemakerovými na Mt. Palomaru (1984 q, r, s, u).

Blížící se Halleyova kometa (1982 i) samozřejmě vyvolává horečnou organizační, teoretickou i experimentální aktivitu, z níž už vyplývají četné nové poznatky. Analýzou struktury meteorického roje Orionid, jenž souvisí s Halleyovou kometou, se zabývali B. McIntosh a A. Hajduk. Sledovali změny dráhy roje až do r. 1404 př. n. l. Ukázali, že Orionidy byly mimořádně výrazné v letech 443, 446 a 530 n. l. a že celková hmotnost části roje činí (2 ÷ 5).10¹⁴ kg. Autoři odhadují, že vlastní jádro komety má dosud hmotnost 6,5.10¹³ g, takže se z větší části už vyčerpalo a jeho aktivita skončí v nedaleké budoucnosti. To souhlasí s odhadem I. Ferrína, který z poklesu absolutní jasnosti komety 0,06 mag/oběh odhaduje, že kometě zbývá ještě asi 2 900 let života.

Analýzou snímků z návratu v roce 1910 odvodili S. Larson a Z. Sekanina rotaci kometárního jádra, jež se projevuje spirální strukturou kometární hlavy. Konkrétní důkazy o rotaci jádra podávají též probíhající měření rychlých změn jasnosti komety ve vzdálenosti nad 8 AU od Slunce, kde ještě tolik neruší aktivita komy. Naneštěstí se údaje z různých observatoří obtížně převádějí na společný základ, takže rotační periody vycházejí v širokých mezích 10 ÷ 51 h. J. Lecacheux aj. považují za nejpravděpodobnější rotační periodu 16 h, i když i v jejich materiálu jsou náznaky periodicit 15 ÷ 38 h. Krátkodobé (24 h) variace jasnosti v oboru B dosahují až 1,7 mag. Na jaře 1984 se modrá (B) magnituda komety pohybovala kolem 23 mag a na podzim téhož roku byla červená (R) magnituda kolem 21 mag. Koncem roku byly vypuštěny sovětské sondy Vega 1 a 2, jejichž části mají zkoumat Halleyovu kometu z bezprostřední blízkosti. O riskantnosti operace svědčí i tyto údaje: srážka sondy s částicí komety o hmotnosti 0,1 g vyvolá explozi srovnatelnou s výbuchem ručního granátu. Srážka s částicí o hmotnosti 0,03 g stačí pootočit anténu družice o 1°, a tím přerušit rádiové spojení se Zemí.

Na závěr „kometárního okénka“ připojuji malý jazykový koutek. Celá desetiletí jsme jméno tolik očekávané komety vyslovovali „Halejova“ , ale nyní nás ve sdělovacích prostředcích učí výslovnosti „Helyova“ . Obojí je ovšem špatně, jak připomněl C. A. Ronan, neboť původní výslovnost příjmení slavného královského astronoma zněla jako „Hůly“, takže bychom měli mluvit o kometě „Hůlyově“ !

Přehled o novinkách ve sluneční soustavě uzavíráme poznámkami o Slunci. Loni se rozmnožily důkazy o realitě stošedesátiminutových oscilací slunečního povrchu, a to pozorováními v rádiovém oboru spektra v pásmu 8 ÷ 13 mm (V. A. Jefanov aj.), v ultrafialovém oboru (čára Ca XIX) a v pásmu tvrdého rentgenového záření (V. Kasinskij a V. Kotov). Za 20 let od objevu krymských astronomů bylo tomuto tématu věnováno víc než 200 prací, ale stále chybí jednoznačné teoretické vysvětlení, které by bylo v souladu s modelem vnitřní stavby Slunce.

Díky družici SMM a radiometru ACRIM na její palubě se konečně podařilo spolehlivě určit krátkodobé změny sluneční konstanty, jejíž střední hodnota ve vzdálenosti 1 AU od Slunce činí 1 368,2 W/m². Radiometr ji dokáže měřit s chybou 0,005 %, podstatně menší než veškerá předešlá měření, o něž se sluneční astrofyzika pokouší už od roku 1837. Největší poklesy „konstanty“ dosáhly až 0,3 % nominální hodnoty a korelují jednoznačně s proměnnou plochou slunečních skvrn. Za období let 1980–1984 byl zaznamenán sekulární pokles „konstanty“ o 0,4 %, což patrně souvisí s průběhem jedenáctiletého slunečního cyklu.

Oprava družice SMM přišla právě včas, aby její přístroje mohly sledovat gigantickou erupci z 24. 4. 1984, která byla nejmohutnější za poslední dekádu (je pozoruhodné, že největší erupce se pravidelně pozorují na sestupné větvi slunečního cyklu; během půl roku po opravě SMM byly zaznamenány 4 z 5 největších erupcí v období let 1980–84). Úkaz se nejprve projevil záblesky tvrdého rentgenového záření a potom v širokém spektrálním pásmu zahrnujícím i oblast záření gama. Částice v prostoru erupce dosáhly energií přes 40 MeV za méně než 2 s! D. Rust aj. zjistili, že erupce vznikají v koróně v oblastech o rozměru pod 500 km v místě, kde se protínají dvě magnetické smyčky. V prvních minutách postupuje zjasnění v rentgenovém oboru spektra rychle podél smyček směrem k jejich patám, zakotveným ve fotosféře. Tepelná energie erupce se tudíž přenáší do chromosféry vedením elektrony rychlostí 800 ÷ 1 600 km/s, takže primární je koronální jev, kde se nejvíc zářivé energie uvolňuje v ultrafialové a rentgenové oblasti spektra při teplotách 10⁴ ÷ 10⁷ K. Podle H. Zirina klasický projev erupce – totiž zjasnění chromosférické vodíkové čáry H-α – představuje jen „červený plášť toreadora, jímž se dráždí býk ukrytý v koróně“ .

B. V. Somov usuzuje, že spouštěcím mechanismem erupce je vynoření nové konfigurace magnetického pole z fotosféry. Tím se magneticky zkratují protínající se smyčky ve výši asi 10⁴ km nad fotosférou v oblasti, kde elektronová hustota dosahuje hodnoty 10¹⁷ el/m³. Podle S. I. Syrovatského aj. počíná krátkovlnné záření v oblasti budoucí erupce růst už 20 minut před zkratem, kdy vzniká tzv. proudová vrstva. Následuje impulzní (explozivní) fáze erupce trvající necelou minutu, jež se skládá z posloupnosti několikasekundových záblesků. Během nich se urychlují atomová jádra i relativistické elektrony a vzniká kosmické záření o energiích částic až 10 GeV. Úhrnná energie této fáze dosahuje hodnoty až 3.10²⁵ J. Poté následuje tepelná (rozpadová) fáze erupce, trvající desítky minut, doprovázená šířením rázových vln. Nový pohled na mechanismus erupcí jasně prokazuje, jak významné je komplexní pozorování úkazu ve všech pásmech elektromagnetického spektra, jakož i sledování částic kosmického záření. Družice SMM prokázala také výskyt rychlých neutronů o energiích 20 ÷ 1 000 MeV, jejichž výron při erupcích je vzácný a trvá nanejvýš 1 minutu.

Tím se rovněž vytvářejí předpoklady pro chápání obdobných jevů na hvězdách, protože citlivá měření prokazují existenci erupční aktivity prakticky u všech dostatečně blízkých hvězd. Slunce samo je podle měření I. Furenlida a T. Meylana neobyčejně podobné jasnější složce dvojhvězdy α Centauri. Efektivní teplota Slunce je vůči této hvězdě jen o 20 K vyšší a gravitační zrychlení na povrchu pouze o 20 % nižší. Rovněž hmotnosti obou hvězd jsou velmi podobné, takže jde téměř o dvojčata, což je tím pozoruhodnější, že α Cen je vlastně nejbližší soustava hvězd. S ohledem na uvedené koincidence ani příliš nepřekvapuje, že E. Fossat spolu s dalšími vědci objevili u α Cen pětiminutové oscilace poloměru shodné se známými oscilacemi u Slunce.

B. Margon aj. oznámili objev nejvzdálenější hvězdy naší Galaxie. Tato hvězda 18 mag v souhvězdí Vah je od centra vzdálena 400 000 světelných let, tj. čtyřikrát dál, než činí poloměr galaktického disku. Jde o červenou uhlíkovou hvězdu -2,5 absolutní hvězdné velikosti. Jinak ovšem největší „hvězdnou“ událostí uplynulého roku byl bezpochyby konec zákrytu nejpodivuhodnější těsné dvojhvězdy ε Aurigae. Tato zákrytová soustava s nejdelší oběžnou periodou 27,06 let byla při zákrytu v období srpen 1982 až červen 1984 poprvé v historii sledována v širokém spektrálním rozsahu od ultrafialového pásma kolem čáry Ly-α (družice IUE) až po infračervenou oblast do 20 μm (D. Backman aj.). Výsledky pozorování dramaticky podtrhly skutečnost, že k realistickému chápání komplikovaných dějů ve vesmíru jsou údaje ze širokého oboru vlnových délek naprosto nezbytné. Celou řadu záhad obklopujících tento systém se tak totiž podařilo prakticky naráz rozřešit.

Základní výsledky shrnula v přehledovém článku prof. M. Hacková, která uvedla, že nejvýraznější pokles jasnosti o 1,0 mag nastal v pásmu 160 ÷ 300 nm. Na kratších vlnách amplituda minima dosáhla jen 0,2 mag a pod 130 nm se zákryt vůbec neprojevil! Naopak pro blízkou infračervenou oblast byla amplituda minima téměř nezávislá na vlnové délce v rozmezí 1 ÷ 4,8 μm a činila 0,7 mag. Pak však s rostoucí vlnovou délkou amplituda zákrytu klesala na 0,3 mag při 20 μm. Podle spektrofotometrických měření je primární (zakrývaná) hvězda spektrální třídy F0 Ia o teplotě 7 700 K a poloměru 100 R_☉.

Struktura sekundární (zakrývající) složky je zřejmě neobyčejně komplikovaná. Jádrem složky je totiž poměrně teplý modrý trpaslík o povrchové teplotě 10 kK a poloměru 3 ÷ 5 R_☉, který je zahalen rozsáhlým prstencem prachových částic o poloměru 1 500 R_☉, (řádově 10 AU). Prachové částice mají minimální rozměry větší než 10 μm a jejich životní doba v prstenci je krátká – řádově 10⁴ roků, z čehož plyne relativní mládí této konfigurace: sekundární složka se teprve jako hvězda formuje a dosud se nezbavila prachoplynového obalu z období svého vzniku! Plynná slupka kolem sekundární složky má kulový tvar, je silně ionizována vlastním modrým trpaslíkem a v jejím spektru pozorujeme ultrafialové emisní čáry, které předešlé modely nedokázaly rozumně objasnit. Polární vrstvy slupky totiž nejsou kryty prachovým prstencem, takže jejich spektrum můžeme pozorovat stále, tj. i mimo zákryt. Prachové částice v prstenu jsou rovněž ohřívány modrým trpaslíkem na teplotu 500 K. Jistým problémem je odhadovaná vysoká hmotnost celého komplexu zakrývající složky v rozmezí 4 ÷ 15 M_☉. Přesnější údaj o hmotnosti bude znám až koncem století – z rozboru změn radiálních rychlostí ultrafialových emisních čar, jež se pozorují teprve od roku 1978 z družic.

Pokud je uvedený model v zásadních rysech správný, lze ihned pochopit, proč je systém ε Aurigae zcela ojedinělý: jde totiž o časově velmi krátkou epizodu raného vývoje těsné dvojhvězdy. Ostatně V. Trimbleová ve svém populárně vědeckém přehledu těsných dvojhvězd přesvědčivě ukázala, že jediný systém může během svého vývoje prodělat neobyčejně velký počet rozličných přeměn a pokaždé jej pozorovatel zařadí do jiné kategorie – dvojhvězda se tak „převléká“ za raný systém jako je ε Aurigae, ale posléze se může stát polodotykovou soustavou typu Algol, později kontaktní těsnou dvojhvězdou a pak třeba exploduje jako nova nebo supernova. Mezitím může být i rentgenovou dvojhvězdou, trpasličí novou, modrým „loudalem“ , symbiotickou hvězdou atd. To všechno je důsledek jednak počátečních podmínek vzniku, jednak vývojové fáze, v níž dvojhvězdu právě zachytíme.

Většina těsných dvojhvězd nakonec svou podvojnost zruší – stává se tak někdy během exploze supernovy anebo splynutím obou složek v důsledku brzdění oběžného pohybu jedné z nich gravitačním zářením nebo odporujícím prostředím (plynným obalem rozsáhlé druhé složky). Dvojhvězdnost je zkrátka sama téměř vždy jen delší či kratší epizodou ve vývoji hvězd; ovšem epizodou, která skýtá nepřeberné možnosti komplikací a osobitých alternativ, a činí tak z výzkumu dvojhvězd nejplodnější kapitolu hvězdné astrofyziky.

Podle B. Paczyńského je ustálený poměr jednotlivých a vícenásobných soustav v galaktickém disku 45 : 46 : 8 : 1 pro systémy s jednou, dvěma, třemi a čtyřmi složkami. V galaktickém halu, tvořeném staršími hvězdami druhé populace, je většina hvězd osamělých, z čehož nepřímo plyne, že v raných fázích vývoje galaxií nebyly vhodné podmínky pro vznik dvojhvězd, resp. že tehdy vzniklé dvojhvězdy už zase zanikly splynutím nebo rozpadem soustav.

Nejčastější vícenásobné konfigurace sestávají z těsné dvojice a třetí vzdálené složky anebo ze dvou těsných dvojic oddělených větší mezerou – jiné konfigurace jsou totiž málo stabilní. Vzdálenosti mezi složkami se pohybují v širokých mezích 3.10⁶ ÷ 3.10¹² km (při větších vzdálenostech složek se už příliš rušivě uplatňují gravitační poruchy okolního hvězdného pole) a oběžné doby od 17,5 minut (kataklyzmická dvojhvězda AM CVn) po 3 miliony let. Nejvíce oběžných dob (20 %) připadá na systémy s periodami 1 ÷ 100 dnů. Z obecného astrofyzikálního hlediska však mají podstatný význam interakce mezi složkami dvojhvězd, které se projevují zejména přenosem hmoty mezi složkami (přetokem přes Rocheovu mez nebo hvězdným větrem), vznikem společných plynných obálek kolem celé soustavy, vytvářením akrečních disků a radiálních výtrysků plynu. Zvlášť tlusté akreční disky se tvoří kolem kompaktních (gravitačně zhroucených) složek, neboť malý poloměr těchto hvězd znamená vysokou vazbovou gravitační energii na povrchu hvězd, a to zvyšuje účinnost celého mechanismu vzniku a udržování akrečního disku.

Na rozdíl od plynu v samotné hvězdě, jehož stabilita je udržována gradientem tlaku plynu, je stabilita plynu v akrečním disku udržována odstředivou silou vznikající oběhem částic kolem hvězdy. Podle Keplerova zákona rotují vnitřní části akrečního disku rychleji než vnější, čímž vzniká uvnitř disku střižný tok a díky viskozitě disku se směrem ven přenáší nejen tepelné záření, ale i moment hybnosti. Tento přenos záření a hybnosti nakonec způsobuje, že plynové částice v disku proudí po spirále k povrchu kompaktní hvězdy. Má-li se tedy disk dlouhodobě udržet, musí být hmota zvnějšku trvale dodávána – k tomu se nejlépe hodí druhá složka dvojhvězdy, zejména když vyplňuje Rocheovu mez.

V řadě akrečních disků pozorujeme rozmanité krátkodobé i dlouhodobé nestability, jež jsou vyvolávány částečnou ionizací vodíku a helia ve vnějších oblastech disku. Tím se dá výborně modelovat zejména průběh změn jasnosti tzv. trpasličích nov. Tento mechanismus objevila nezávisle řada autorů v průběhu let 1979–1982. Ukazuje se, že akreční disk kolem trpasličí novy osciluje mezi dvěma stabilními stavy: horkým, vysoce viskózním, opticky tlustým diskem a chladnějším, málo viskózním, opticky tenkým diskem.

Pokud do hry vstoupí silné magnetické pole zhroucené hvězdy, pozorujeme rentgenové dvojhvězdy, a to ve dvou rozdílných „provedeních“. Známější jsou masivní soustavy s úhrnnou hmotností nad 15 M_☉, které mají vysokou rentgenovou svítivost (10³¹ W) a relativně malé stáří. Přenos hmoty se děje převážně hvězdným větrem, avšak během spirálovitého dopadu materiálu na omezenou oblast povrchu zhroucené neutronové hvězdy (v oblasti kolem magnetických pólů) se neutronová hvězda roztáčí na stále vyšší obrátky. Tento úkaz vysvětluje, proč se periody rentgenových pulzarů dlouhodobě zkracují (na rozdíl od period běžných rádiových pulzarů).

Méně svítivé (10²⁸ W) rentgenové dvojhvězdy mají úhrnnou hmotnost nižší než 1 M_☉. Hvězda hlavní posloupnosti vyplňuje Rocheovu mez a kolem kompaktní hvězdy vzniká akreční disk. Systémy jsou staré, takže magnetické pole neutronové hvězdy už o mnoho řádů zesláblo a nebrání ukládání plynného materiálu po celém povrchu zhroucené hvězdy. Tenká slupka bohatá na vodík se zespodu prohřívá, až v ní proběhne termonukleární reakce, při níž se změní spodní část slupky v helium. I to se ohřívá a posléze explozivně hoří na uhlík. Tento výbuch pozorujeme jako prudké zvýšení rentgenového toku zhruba o dva řády, přičemž se celá akreovaná slupka vodíku a helia rozfoukne, aby se po několika hodinách až dnech úkaz opakoval – to jsou tzv. zábleskové rentgenové zdroje (burstery). Podle J. van Paradijse lze odhadnout efektivní poloměr oblasti zasažené výbuchem na 8,5 km, což dobře odpovídá představám o rozměrech neutronových hvězd.

V. Trimbleová odvozuje z rozboru vývojových drah pro zhroucené složky dvojhvězd, že hvězdy s počáteční hmotností nižší než 10 ÷ 12 M_☉ končí jako bílí trpaslíci – projevují se pak jako planetární mlhoviny, novy, trpasličí novy nebo případně supernovy typu I. Jsou-li počáteční hmotnosti vyšší než 10 ÷ 12 M_☉, končí zhroucené složky jako neutronové hvězdy, tj. pozorujeme rádiové pulzary, polary a rentgenové zdroje. Jedině tehdy, jestliže byla počáteční hmota složky výrazně vyšší než 50 M_☉ – tedy velmi vzácně – skončí zhroucený objekt jako černá díra. Ostatně dosud jsou známy pouze dva pravděpodobní kandidáti ve dvojhvězdách, a to Cyg X-1 a LMC X-3.

Do značné míry unikátním objektem je systém SS 433 (= V1343 Aql), jenž je rovněž těsnou dvojhvězdou s oběžnou dobou 13,1 dnů a precesní periodou akrečního disku kolem zhroucené složky 164 dnů. Zvláštností zdroje jsou dva protilehlé radiální výtrysky plynu, v nichž se hmota vzdaluje od hvězdy rychlostí 80 000 km/s. B. Margon a další vědci nedávno zjistili, že intenzita spektrálních čar výtrysků silně kolísá, přičemž změny v obou protilehlých výtryscích jsou časově synchronizovány, což svědčí o nestabilitách samotného urychlovacího procesu. Kromě toho řada autorů objevila emisi záření gama v pásmech 1,2 ÷ 1,5 MeV, nasvědčující vysoké hodnotě přenosu hmoty z akrečního disku na povrch kompaktního objektu řádově 10^-4 M_☉/r. Tím je jednak dána horní mez stáří útvaru (několik tisíc let), jednak potvrzena kompaktnost objektu – pouze v okolí neutronových hvězd lze dostatečně účinně přeměňovat kinetickou energii částic v záření. Samotná povaha objektu je však dosud sporná – někteří autoři usuzují, že by mohlo jít o černou díru.

V tom případě však nabývá výzkum objektu SS 433 ještě více na významu – do značné míry se totiž svými vnějšími charakteristikami podobá aktivním jádrům galaxií, resp. kvasarům! Řada autorů se proto domnívá, že příroda nám prokázala obzvláštní laskavost, když do vzdálenosti pouhých 5 kpc umístila objekt, na němž lze jako na modelu zkoumat podivuhodné vlastnosti vzdálených kvasarů – zejména lákavé je studium oněch protilehlých výtrysků, které jsou tak typickým projevem mnohých extragalaktických rádiových zdrojů. Také Paczyński upozorňuje na zajímavé analogie mezi projevy akrečních disků v trpasličích novách a v kvasarech.

Rovněž tzv. symbiotické hvězdy, jevící současně spektrální charakteristiky žhavých i chladných hvězd, jsou zcela nepochybně těsné dvojhvězdy, kde opticky jasnější složkou je červený obr o průměrné teplotě 2,5 kK a druhou složkou je kompaktní žhavá hvězda o teplotě 50 ÷ 100 kK.. Objekty jeví optické nestability a náhlá zvýšení jasnosti až o 5 mag. Infračervená měření prozrazují, že červený obr je obklopen prachovým obalem tvořeným grafitem a silikáty, kdežto ultrafialová, resp. rentgenová pozorování zase svědčí o vysoké teplotě žhavé složky, která připomíná jádra planetárních mlhovin, čili žhavé bílé trpaslíky. Systémy mají značné rozměry, jak o tom svědčí oběžné doby od několika set dnů do 44 let (R Aqr). Zvláštností systému R Aqr je výrazně eliptická dráha, což se projevuje přenosem hmoty pouze v okolí periastra. Tento systém je navíc charakterizován optickým i rádiovým výtryskem. K nejvíce studovaným symbiotickým hvězdám patří v poslední době objekty RR Tel, CI Cyg, HM Sge, V1016 a 1329 Cyg. G. Wallerstein aj. usuzují, že erupce systémů souvisejí s explozivní aktivitou na povrchu bílých trpaslíků, jejichž expandující obal se střetává s hvězdným větrem od proměnného červeného obra (miridy).

Supernovy jako největší hvězdné exploze ve vesmíru jsou neustále předmětem intenzivního pozorovacího i teoretického výzkumu. Díky trpělivé práci pozorovatelů se do loňského roku podařilo shromáždit údaje o 470 supernovách převážně v nejbližších cizích galaxiích. Kromě toho je registrováno 145 pozůstatků supernov v naší Galaxii. Pro supernovy typu I jsou pozorovány rychlosti rozpínání plynných obalů až 10 000 km/s, kdežto u supernov typu II je tato rychlost zhruba poloviční. Spektra supernov typu I neobsahují v maximu vodíkové čáry, na rozdíl od supernov typu II. Supernov typu I je asi o pětinu více a vyznačují se proti SN typu II standardním průběhem světelné křivky. Supernovy typu II se nepozorují v eliptických galaxiích, nýbrž jen v ramenech spirálních galaxií.

Speciálním případem je pozůstatek supernovy Cas A, po níž zřejmě nezůstal kompaktní zbytek, a v expandující mlhovině se pozoruje přebytek prvků O, S, Ar a Ca (je to důkaz termonukleárního hoření kyslíku ve hvězdě). Zvláštní je i pozůstatek Tychonovy supernovy z roku 1572, kdy k explozi patrně došlo v jádru planetární mlhoviny, a pozůstatek supernovy známý jako Smyčka v Labuti (Cygnus Loop), kdy se exploze odehrála uvnitř obřího molekulového mračna. Narůstající interval, který nás dělí od úrody galaktických supernov v 16.–17. století, zvyšuje naděje na explozi další supernovy v nevelké vzdálenosti od Slunce, a tak je jistě namístě řečnická otázka O. G. Richtera a M. Rosy, zda jsme na takovou prvořadou astrofyzikální událost experimentálně připraveni?

Prvním projevem exploze bude elektromagnetický impulz v pásmu dekametrových až decimetrových vln, takže k objevu může přispět každý radioamatér nebo televizní či rozhlasový maniak. Pak se objeví tok fotonů rentgenového záření v pásmu 2 ÷ 10 keV (a samozřejmě i krátký impulz gravitačního a neutrinového záření, pokud budeme mít dostatečně citlivé aparatury k jejich zachycení) a konečně optický objekt, který může dosáhnout až -9 mag nebo i -12 mag zdánlivé magnitudy! Na Zemi nemáme dostatečně málo citlivá zařízení k přesné fotometrii a spektroskopii tak jasného bodového zdroje – podle předpokladů bychom totiž potřebovali teleskop o průměru „objektivu“ 0,05 mm! Patrně by se nakonec nejvíce hodily přístroje užívané pro výzkum Slunce.

Richter a Rosy nalezli pro supernovy typu II v galaxiích M83 a M101 i korelaci s polohami oblastí ionizovaného vodíku, což by nasvědčovalo mimořádně vysoké hmotnosti předchůdců tohoto typu supernov. S tím souhlasí i zjištění V. Utrobina o mimořádné hmotnosti předchůdce supernovy 1961v z galaxie NGC 1058, který odvodil z kinetické energie exploze 1,8.10⁴⁵ J hmotnost předchůdce na 2 kM_☉ (!) a jeho poloměr na 100 R_☉. V galaxii M83 (NGC 5236) objevil R. Evans v polovině roku 1983 supernovu, která dosáhla maxima jasnosti (11,5 mag) až 2 týdny po objevu (při objevu byla 13 mag). Díky tomu se podařilo komplexně v optickém, ultrafialovém, rentgenovém i infračerveném oboru zjistit premaximální průběh změn jasnosti i vzhledu spektra pro supernovu typu I.

Velké množství studií se zabývalo modely vývoje a mechanismy přeměny energie zdrojů záření rentgenového a gama. I tyto úkazy jsou ponejvíce spjaty s vývojovými stadii těsných dvojhvězd, které obsahují aspoň jednu neutronovou hvězdu či výjimečně černou díru. Pozorování objektů Cyg X-1 a SMC X-3 vesměs dále podporují představu o černých dírách s hmotností kolem 10 M_☉ v těchto soustavách.

Rovněž zábleskové zdroje záření gama (GRB) se všeobecně považují za neutronové hvězdy – méně shody je však v názoru na povahu zábleskového mechanismu, protože zdroje vysílají nečekaně nízký tok v přilehlém oboru rentgenového záření. S. V. Golenickij aj. přinesli důkazy o rekurentní povaze proslulého zdroje z 5. 3. 1979 (GRB 0526-66), a to v pásmu tvrdého rentgenového záření (energetické maximum 26 ÷ 35 keV). V letech 1981–82 zjistili nejméně 12 sekundárních vzplanutí, jež považují za důkaz malé vzdálenosti objektu v rozmezí 30 ÷ 100 pc. Naproti tomu I. S. Šklovskij a J. G. Mitrofanov kladou objekt do vzdálenosti Velkého Magellanova mračna a považují ho za velmi starou izolovanou neutronovou hvězdu. Případné optické identifikace záblesků, jež by mohly celou záležitost rázem objasnit, zůstávají i nadále rozporné – stále není vyloučeno, že předešlé zprávy o identifikacích jsou jen důsledky „hvězdných“ kazů ve fotografických emulzích přehlídkových snímků oblohy. Podobnými problémy trpí identifikace trvalých zdrojů záření gama.

V Říši hvězd (3/84, str. 51) se kladl otazník nad existencí zdroje Geminga (2CG 195+4 = 0630+18), ale v průběhu roku 1984 se ukázalo, že objekt nepochybně existuje přinejmenším v oboru záření gama a v přilehlé oblasti rentgenového záření. Optických kandidátů je dokonce několik, od neutronové hvězdyz = 1,2. V každém případě je však už nyní zřejmé, že nepoměr mezi optickou a gama svítivostí objektu je bezmála nevysvětlitelný. Rentgenové záření Gemingy jeví periodicitu 59 s a také 160 minut, což přivedlo několik autorů k názoru, že tento zdroj rozechvívá ve stejném rytmu Slunce k vynuceným oscilacím. Několik krátkých sdělení v průběhu loňského roku však takovou koincidenci přesvědčivě vyvrátilo.

Zato se několika skupinám pozorovatelů podařilo prokázat modulaci záření gama ze zdroje Cygnus X-3. Z rentgenových měření je totiž známa perioda 4,8 hodiny, kterou postupně potvrdily i detektory Čerenkovova záření pro energie až 2 PeV (J. Lloyd-Evans aj.). Objekt je zcela určitě magnetickou neutronovou hvězdou ve dvojhvězdě a jeho úhrnná svítivost převyšuje 3.10⁵krát svítivost Slunce. J. Hecht a L. Torrey našli zmíněný zdroj dokonce pomocí spršek mionů v detektoru, umístěném v hloubce 600 m pod zemským povrchem. Z toho plyne, že zdroj emituje i fotony s energií až 100 PeV! Jelikož fotony gama, na rozdíl od částicové složky primárního kosmického záření, uchovávají směrovou informaci o místě svého vzniku, získali tím astronomové vlastně první přímý důkaz o zdrojích pronikavého kosmického záření v Galaxii. Podle J. Wdowczyka a A. Wolfendala stačí třicet zdrojů obdobných Cyg X-3 k tomu, aby se vysvětlil celkový tok galaktického kosmického záření v okolí Země.

Pro studium vlastností a zejména vývoje pulzarů má klíčový význam pochopení původu a určení charakteristik tzv. milisekundového pulzaru PSR 1937+214, objeveného radioteleskopem v Arecibu. Od té doby se systematicky měří časy příchodu impulzů, takže během necelých dvou let souvislých pozorování se M. Davisovi a jeho spolupracovníkům podařilo stanovit impulzní periodu s přesností na 13 platných cifer. Jelikož základní perioda se prodlužuje velmi zvolna a lineárně, lze milisekundového pulzaru využít jako nezávislého časového normálu jak v astrometrii, tak v ověřování některých efektů teorie relativity. Podle J. Cordese a D. Stinebringa jsou impulzy ve frekvenčním pásmu 0,3 ÷ l,4 GHz vyzářeny z oblasti o tloušťce 4 km (měřeno ve směru zorného paprsku). A. Cheng odhadl vzdálenost milisekundového pulzaru na 2,3 kpc a D. Backer jeho rotační energii na 10⁴⁵ J a stáří na méně než 10⁷ let.

A. Ray a B. Datta použili údajů pro milisekundový pulzar ke zpřesnění odhadu parametrů neutronových hvězd. Ukazuje se, že minimální hmotnost neutronové hvězdy činí aspoň 0,4 M_☉ a maximální poloměr 15 km. E. van den Heuvel a P. Bonsema dále rozvinuli domněnku, že milisekundový pulzar vznikl splynutím neutronové hvězdy a masivního bílého trpaslíka. Jestliže původní oběžná doba systému bílý trpaslík – neutronová hvězda byla kratší než 16 hodin a hmotnost bílého trpaslíka přesahovala 0,7 M_☉, pak ztráty energie systému způsobené gravitačním vyzařováním vedou ke zmenšování vzdálenosti obou těles; bílý trpaslík nakonec dosáhne Rocheovy meze a ztratí větší část hmoty přetokem plynu na neutronovou hvězdu. Tím se neutronová hvězda roztočí na vysoké obrátky, které pozorujeme jako milisekundový pulzar.

Proti tomuto vývojovému scénáři namítají R. Kochar a C. Sivaram, že splynutí složek dvojhvězdy by spíš vedlo ke vzniku černé díry, kdežto akrece z disku by trvala příliš dlouho (10¹⁰ let), v rozporu s odhadovaným stářím objektu. Sami alternativně navrhují dvojhvězdu tvořenou dvěma neutronovými hvězdami o hmotnostech 1,3 a 0,8 M_☉, jejichž středy jsou vzdáleny pouze 33,5 km. Hvězdy obíhají kolem sebe v periodě pouhé 3 ms, přičemž mají vázanou rotaci. Akrecí 0,1 M_☉ na hmotnější složku se neutronová hvězda roztočí na rychlost kolem 1 000 obrátek za sekundu, zatímco druhá složka se po dotyku s Rocheovou mezí rychle rozpadá. Titíž autoři ukázali, že z pozorované hodnoty zpomalování rotace milisekundového pulzaru (dP/P = 1,2.10^-19) vyplývá relativně velmi nízká hodnota magnetické indukce na povrchu neutronové hvězdy řádu kT a ztráta rotační energie tempem 2.10²⁹ W. Při známé vzdálenosti milisekundového pulzaru odtud vychází nepatrná zdánlivá jasnost objektu 38 mag.

U jiných pulzarů však může magnetická indukce na povrchu nabýt vpravdě nevídaných hodnot až 10¹⁰ T, jak uvádí V. Lipunov. Krychlový centimetr tohoto intenzivního pole by pak měl díky samotné magnetické energii hmotnost kolem 4 kg! Není divu, že tak silná pole mají tendenci k rychlé disipaci energie, takže takové pulzary patrně nikdy přímo nezpozorujeme.

Binárními pulzary se podrobně zabýval E. van den Heuvel a R. Taam. Ačkoliv zatím známe pouze 4 případy, autoři se odvážně pustili do jejich klasifikace a rozdělili je na dva základní typy – podle délky oběžné doby a hmotnosti sekundární složky. Buď je oběžná perioda krátká (pod 25 h) a hmotnost sekundáru vysoká (1,0 ÷ 1,4 M_☉), anebo je perioda dlouhá (stovky až tisíce dnů), dráha dokonale kruhová a sekundární složka má nízkou hmotnost pod 0,4 M_☉.

Při vysoké počáteční hmotnosti a srovnatelné velikosti obou složek probíhá proces přenosu hmoty překotně, kolem celého systému vznikne společná konvektivní obálka, v níž se složky pohybují vlastně v odporujícím prostředí, takže jejich dráhy mají podobu zužujících se spirál. Trvání této epizody odhadují autoři na 10⁵ let. Naproti tomu široké páry původně neobsahovaly neutronovou hvězdu, nýbrž bílého trpaslíka. Během vývoje došlo rovněž k přenosu hmoty, jenž vyvolal zhroucení bílého trpaslíka na neutronovou hvězdu (o takové možnosti už před časem uvažovali J. Whelan a I. Iben). Přenos hmoty musí být dostatečně rychlý (nejméně 10^-8 M_☉/r) – jinak by se totiž akreovaná hmota opět rozptýlila při rekurentních výbuších novy. Během hroucení bílého trpaslíka vzniká silné magnetické pole dynamovým mechanismem v hroutícím se tělese. Tento scénář výborně vysvětluje skutečnost, že silná magnetická pole neutronových hvězd pozorujeme v systémech, jež jsou fakticky staré (řádově 10⁹ let). Po větší část té doby však byl dnešní pulzar bílým trpaslíkem; na neutronovou hvězdu se zhroutil až nedávno, takže její intenzivní magnetické pole dosud nestačilo zeslábnout.

Za nejvýznamnější objev radioastronomie posledních let lze zřejmě označit rozpoznání existence obřích molekulových mračen v Galaxii. Základy objevu položili R. Wilson, K. Jefferts a A. Penzias v roce 1969, když nalezli záření oxidu uhelnatého na vlnové délce 2,6 mm (frekvence 115 GHz). Ukázalo se, že studium galaktického rozložení této molekuly se výborně hodí k mapování struktury mezihvězdné hmoty v Galaxii a zejména pak ke studiu oblastí s vyšší hustotou mezihvězdného vodíku, jenž se v tomto případě vyskytuje v molekulární formě (molekula H₂ nemá žádnou vhodnou spektrální čáru v mikrovlnném nebo rádiovém spektru).

N. Scoville a další odborníci uskutečnili v průběhu sedmdesátých let celkovou přehlídku Galaxie v čáře CO a zjistili, že zejména ve vnitřních oblastech Galaxie se mezihvězdná látka koncentruje do několika tisíc obřích molekulových mračen. Zatímco průměrná hustota hmoty v Galaxii činí 10⁵ ÷ 10⁷ vodíkových molekul/m³, v obřích molekulových mračnech se pohybuje v rozmezí 10⁸ ÷ 10⁹ molekul/m³. Typické obří mračno má průměr 20 ÷ 60 pc a hmotnost 10⁵ ÷ 10⁶ M_☉. Jsou to tedy vlastně nejmasivnější útvary v Galaxii vůbec. Úhrnná hmotnost obřích molekulových mračen v Galaxii se odhaduje na 3,5.10⁹ M_☉ (hmotnost atomárního vodíku činí asi 3.10⁹ M_☉).

Podle D. Sanderse aj. se mračna nejvíce koncentrují v centrální oblasti do vzdálenosti 1,5 kpc od jádra Galaxie a dále v prstenu o poloměru zhruba 6 kpc. Molekulární vodík byl detekován ještě ve vzdálenosti 16 kpc od jádra – jeho rozložení však příliš nesouhlasí s průběhem spirální struktury Galaxie, zjištěné klasickým způsobem z 211 mm čáry atomárního vodíku. Považuje se prakticky za jisté, že právě z obřích molekulových mračen vznikají postupně hvězdy. Typickým případem je známá velká mlhovina v Orionu (M42), jež je jádrem obřího molekulového mračna o průměru až 50 pc a hmotnosti 2.10⁵ M_☉. Záhadou zůstává poměrně nízká efektivnost procesu tvorby hvězd v mračnech – jedině díky tomu se mračna dosud zcela nezměnila ve hvězdy. Zdá se tedy, že existuje nějaký samočinný mechanismus brzdící překotnou tvorbu hvězd v mračnech, a lze se jen dohadovat, že v eliptických galaxiích a v kulových hvězdokupách, kde už hvězdy nevznikají, byl tento mechanismus porušen.

Podle R. Gehrze aj. dochází k fragmentaci mračen a smršťování fragmentů rozličnými podněty, například rázovou vlnou vybuchující supernovy nebo průchodem mračna hustotní vlnou Galaxie. Fragment obsahuje jádro s hustotou 10¹¹ molekul/m³ o hmotnosti 100 ÷ 1 000 M_☉ a průměru do 1 pc, jež se nejprve volně smršťuje gravitací a přitom jeho hustota stoupá, leč teplota nejprve klesá až na 10 K. Poté následuje rychlý kolaps, při němž hustota plynu stoupá až na 10¹⁶ molekul/m³ během pouhých 10⁴ ÷ 10⁵ let. V této fázi se jádro štěpí na jednotlivé prahvězdné soustavy (dvojhvězdy nebo osamělé hvězdy obklopené planetárním diskem). Jakmile se zárodek stává vzhledem k vlastnímu záření opticky tlustým, začíná třetí fáze vzniku hvězdy, kdy se zastaví kontrakce volným pádem a centrální teplota zárodku rychle vzrůstá až na 1,8 ÷ 2 kK. Přitom hustota dosahuje hodnot 10²⁶ atomů/m³ a jeho rozměr klesne pod 0,5 AU. Vnější okraj pramlhoviny má stále rozměry řádu 10² AU a poměrně nízkou teplotu: asi 100 K.

Pozorovací podporu pro toto vývojové schéma poskytla zejména pozorování infračervené družice IRAS, která v mnoha komplexech temných mračen resp. v globulích objevila infračervené zdroje, které jsou nepochybně dokladem vzniku prahvězd, zahalených prachovými závoji o teplotě 30 ÷ 800 K. Přitom hmotnosti prahvězd jsou často srovnatelné s hmotností Slunce, takže družice IRAS nalezla dlouho hledaný chybějící článek ve vývoji hvězd malých hmotností. Tyto hvězdy vyzařují během prvních sto tisíc let své existence až desetinásobek dnešní úhrnné svítivosti Slunce.

Kolem zhruba 50 blízkých osamělých hvězd ranějších spektrálních tříd byl nalezen přebytek infračerveného záření v pásmu 25 ÷ 100 μm, jenž se všeobecně považuje za důkaz přítomnosti prachových obalů kolem konstituovaných hvězd. Tyto obaly jsou stacionární; nelze je vysvětlit únikem hmoty z hvězdy, takže jejich stáří je srovnatelné se stářím samotných hvězd (řádu 10⁸ ÷ 10⁹ let). Mají-li prachová zrnka po celou dobu zaujímat prstencový prostor kolem mateřské hvězdy, musí odolávat vlivům tlaku záření a Poyntingova-Robertsonova efektu, takže jejich rozměry činí minimálně 1 mm, což je o několik řádů víc než běžné rozměry mezihvězdných prachových zrnek. Z toho lze nepřímo usoudit, že rozměry zrníček časem rostou vlivem vhodného slepovacího mechanismu a že z prachových prstenců posléze vzniknou planetesimály či dokonce tělesa planetárních rozměrů a hmotností. Obecně to znamená, že vznik planetárních soustav kolem hvězd je běžný a zákonitý proces, i když přímý důkaz existence extrasoláních planet dosud nemáme. (Úhrnná hmotnost prachového obalu Vegy se odhaduje na 300násobek M_Z.)

Družice IRAS zjistila i vláknité struktury (ciry) v celé oblasti Galaxie, zejména v pásmu kolem 100 μm. Teplota prachových zrnek v cirech se pohybuje v rozmezí 25 ÷ 50 K, což je relativně hodně, takže zrnka musí dobře absorbovat záření hvězd. Z toho důvodu se soudí, že jde v podstatě o grafit. Obrazně řečeno lze infračervený galaktický cirus považovat za hvězdný smog.

Infračervená pozorování umožňují proniknout i k jinak nepřístupným oblastem v jádře Galaxie. K. Lo a M. Claussen se zabývali pozorováními oblastí centrálních tří parseků Galaxie a usoudili, že dynamické procesy zde lze nejlépe vysvětlit existencí černé díry o hmotnosti 3 MM_☉. Také N. Kardašev aj. usuzují, že v jádře Galaxie je jedna či dokonce dvě černé díry řádově téže hmotnosti (rádiový objekt Sgr A). Oblast jádra září prakticky ve všech oborech spektra, a to nejvíce v optickém, infračerveném a ultrafialovém oboru (řádově 10³⁴ W). Rychlost tvorby hvězd v centru Galaxie převyšuje dvacetkrát galaktický standard. Také 10 % červených veleobrů Galaxie se nachází v této oblasti. V centrální oblasti pozorujeme hvězdokupu o úhrnné hmotnosti řádu 10¹⁰ M_☉, z níž se odvíjejí dvě spirální ramena sahající do vzdálenosti až 4,5 kpc od jádra a 120 pc od jádra vidíme objekt Sgr B2, jenž je největším kompaktním objektem Galaxie vůbec. Má průměr 30 pc a hmotnost 3 MM_☉.

M. Hawkins získal další důkaz o vysoké hmotnosti celé Galaxie, když nalezl proměnnou hvězdu typu RR Lyrae (R 15) v souhvězdí Jeřába. Hvězda 20 mag je vzdálena 60 kpc od centra Galaxie a 45 kpc od její roviny. Jelikož její prostorová rychlost činí 465 km/s, lze odtud odhadnout hmotnost Galaxie do vzdálenosti 60 kpc, a to 1,4 TM_☉.

Minule jsem se zmínil o tom, že se 108. sympozium IAU věnovalo struktuře a vývoji nejbližších sousedů Galaxie – Magellanových mračen. Ukazuje se, že vývoj Mračen probíhal povlovněji v porovnání s naší Galaxií, v níž zprvu vznikalo mnoho zejména masivních hvězd, které posléze vybuchly jako supernovy, a tak obohatily materiál Galaxie o těžší prvky (kovy). Mračna mají totiž nižší úhrnnou hmotnost, takže se gravitačně hroutila pomaleji, a díky tomu mají dodnes 3 ÷ 6krát nižší obsah kovů než Galaxie; obsahují také relativně méně prachu a mají i více hvězd o velmi vysoké hmotnosti – mezi nimi je i rekordně hmotný objekt R 136a. D. Mathewson a V. Ford dokonce tvrdí, že Malé Magellanovo mračno je složeno ze dvou samostatných útvarů navzájem vzdálených 6 kpc a pohybujících se vůči sobě rychlostí 30 km/s. R. Schrommer aj. tvrdí, že skutečná vzdálenost Velkého mračna činí pouze 45 kpc, což by ve svých důsledcích vedlo k dalšímu zvýšení beztak už nepříjemně vysoké hodnoty Hubbleovy konstanty rozpínání vesmíru.

Družice IRAS prokázala, že vzájemný poměr infračervené a optické zářivosti galaxií se mění v neobyčejně širokých mezích. Jestliže pro naši Galaxii je tento poměr blízký jedné, pro známou galaxii M31 dosahuje hodnoty pouze 0,03, ale u pekuliárních galaxií dosahuje hodnot až 500. Vysoké hodnoty poměru souvisejí úzce s rychlostí tvorby nových hvězd ve zmíněných soustavách. V extrémně aktivních galaxiích se za jediný rok změní 400 M_☉ mezihvězdného prachu a plynu na hvězdy. Infračervený zářivý výkon takových soustav převyšuje až dvoubilionkrát úhrnnou svítivost Slunce. Tak se postupně podařilo ztotožnit původně záhadné infračervené zdroje objevené družicí IRAS s galaxiemi, v nichž probíhá překotná tvorba hvězd.

Neuvěřitelnou renesanci prožívá dávno navržená a posléze kategoricky zavržená myšlenka o srážkách galaxií jako příčině anomálních jevů pozorovaných u exoticky vyhlížejících hvězdných soustav. Před více než třiceti lety ji navrhl W. Baade k vysvětlení anomálií ve vzhledu rádiového zdroje Cygnus A a dokonce se kvůli tomu vsadil se svým kolegou R. Minkovským o láhev whisky. Minkowski namítal, že srážka galaxií v bezbřehých hlubinách kosmu je zcela nepravděpodobný úkaz. Nicméně ze spekter zdroje Cygnus A oba usoudili, že přece jen jde o srážku, a Minkowski láhev koupil. Baade ji však doma založil a o pár dnů později mu ji Minkowski při návštěvě vypil. Zdálo se, že právem, neboť srážková domněnka upadla na několik desetiletí v nemilost. Kdyby byli oba slovutní astronomové naživu, asi by užasli nad pozorováním L. Thompsona, který na snímcích CCD s vysokým rozlišením objevil přímý důkaz srážky v centrálních 2 kpc zdroje Cygnus A.

Podobně K. Ebneterová a B. Balick tvrdí, že proslulý rádiový zdroj Centaurus A (dobře známý díky tlusté vrstvě prachu v galaktické rovině objektu) je projevem srážky obří prachové eliptické galaxie s menší spirální soustavou. Ke srážce došlo před miliardou let a jejím dokladem jsou optické, rádiové i rentgenové výtrysky z oblasti jádra, kde zdrojem vyvrhování hmoty je pohlcování plynných disků obou galaxií. Při zmíněných srážkách dochází i k překotné tvorbě hvězd.

R. Sanders a W. van Oosterom poukázali na význam akrečních disků kolem černých veleděr v jádrech galaxií či kvasarů. Jestliže je hmotnost centrální černé veledíry > 10⁴ M_☉ a 8 M_☉, pak se v jejím okolí vlivem mocných slapových sil trhají celé hvězdy a vytvářejí tlusté akreční disky. Hvězdnému materiálu z disku trvá zhruba 200 let, než ho pohltí černá díra. Jelikož intervaly mezi následujícími zachyceními hvězd jsou zhruba padesátkrát delší, projeví se to nestabilitami v přísunu materiálu do černé díry, a tedy v prudkých změnách jasnosti kvasarů, což vskutku pozorujeme. Trvání aktivní fáze kvasaru odhadují autoři na pouhých 10⁷ let, takže ve vesmíru je nyní podstatně víc mrtvých kvasarů. Jestliže v rané fázi vývoje galaxie je v jádře soustavy zárodečná černá díra o hmotnosti řádu 10 M_☉, pak doroste na hmotnost 10⁷ M_☉ během 2 miliard let. S ohledem na vývojové efekty lze tudíž očekávat maximální počet kvasarů s červeným posuvem kolem hodnoty z = 2,5.

Jakmile hmotnost černé díry naroste nad 10⁹ M_☉, poklesnou slapové síly nad Schwarzschildovým poloměrem natolik, že zachycené hvězdy začínají být pohlcovány vcelku. Pohlcení jediné hvězdy stačí na vyvolání aktivity jádra galaxie v podobě Seyfertovy fáze, jež by měla trvat zhruba 200 let. Tento závěr potvrdí anebo vyvrátí pozorování. Zmíněná představa se velmi dobře shoduje s pozorováními aktivity, zářivých výkonů a rádiových charakteristik převážné většiny kvasarů; tj. různé metody dávají řádově shodnou hmotnost černých děr v kvasarech kolem 10⁸ M_☉. Hutchings aj. uvádějí, že spojité spektrum kvasarů vzniká v tlustém akrečním disku kolem černé díry. Šířka emisních čar prozrazuje, že zářící materiál byl podroben termonukleárnímu přepracování už v nitrech hvězd, a pro 130 bližších kvasarů (z < 0,7) se podařilo dokázat, že leží uvnitř galaxií. Většina těchto galaxií je buď členem kompaktního shluku, anebo interaguje s jinou galaxií. Rádiové výtrysky z jádra kvasaru jsou často jednostranné a jeví precesní pohyby. To ve shodě s modelem založeným na pozorování galaktického objektu SS 433 nasvědčuje možnosti, že jádra kvasarů jsou podvojná. Kolem kvasarů pozorujeme často až tisíce plynných mračen, jež se velkými rychlostmi vzdalují od centra kvasaru.

J. Biretta, R. Moore a další vědci uvádějí, že kvasar 16 mag 3C 345 (z = 0,6) vykazuje nadsvětelnou rychlost neradiálních výtrysků, jež jsou jednosměrně vyvrhovány zdánlivými rychlostmi 10 ÷ 17krát převyšujícími rychlost světla. M. Camenzind nalezl velmi přijatelný model, kdy je nerelativistický tepelně zářící výtrysk dostižen svazkem relativistických částic, díky čemuž pozorovatel pozoruje zdánlivé vysoce nadsvětelné rychlosti. Obdobně S. Neffová a R. Brown zjistili z rádiových pozorování anténou VLA, že nejméně 60 kvasarů vykazuje jednostranné výtrysky, kde stabilní plynný lalok se čas od času rozzařuje přílivem elektromagnetického záření, čímž se simuluje nadsvětelná rychlost. Jednostrannost výtrysků je však nejspíš jen zdánlivá – při relativistických rychlostech vyzařují výtrysky převážně jen ve směru svého pohybu (tedy silně anizotropně), takže protilehlý výtrysk prakticky nelze ze Země pozorovat.

Podle E. Turnera lze u kvasarů pozorovat silné vývojové efekty. Zdá se, že nejvíc kvasarů je koncentrováno do intervalu červených posuvů z mezi 3,0 ÷ 3,5, a dále je už zřejmé, že jen nepatrný zlomek (3 %) kvasarů jsou rádiově „hlučné“ objekty. Zatím není jasné, čím je „hlučnost“ způsobována, neboť optické a ultrafialové spektrum obou druhů kvasarů se nijak výrazně neliší. Družice IRAS sledovala infračervené záření několika kvasarů až do vlnových délek kolem 100 μm, a ani zde se nenašel žádný podstatnější rozdíl v průběhu spektra. Z toho vyplývá, že rozdíly bude možné odhalit až v submilimetrovém spektrálním pásmu, a tím snad lépe pochopíme jejich fyzikální příčiny. Absorpční čáry ve spektru kvasarů jsou rovněž dvojího druhu: vodíkové absorpce pocházejí z nezkondenzované prvotní hmoty vesmíru kolem kvasaru. Absorpce těžších iontů přísluší mezilehlým galaxiím. Kvasary se tak stávají významným pomocníkem při studiu rozložení galaxií i temné prahmoty z období raného vesmíru.

Speciálním případem sondování struktury vesmíru se stal i proslulý objev kvasarů zobrazených gravitační čočkou – mezilehlou galaxií. Zdá se, že v průměru každý stý kvasar je rozštěpen a zesílen efektem gravitační čočky. Tyto případy jsou mnohonásobně důležité, například jako test obecné teorie relativity; slouží však i k určení celkové (dynamické) hmotnosti mezilehlé galaxie a k nezávislému stanovení rychlosti rozpínání vesmíru. R. Florentin-Nielsen určil ze zpoždění světelných změn mezi rozštěpenými složkami kvasaru 0957+561, že Hubbleova konstanta činí H₀ = 77 km/s/Mpc. Snad se při této příležitosti sluší připomenout, že efekt zesílení jasnosti obrazu gravitační čočkou objevil už v roce 1920 sám A. Eddington.

H. Kühr aj. studovali kvasar S5 0014+81 v souhvězdí Cefea, jenž je opticky 16,5 mag při posuvu z = 3,41. Ukázalo se, že kvasar opticky vyzařuje výkon 1,2.10⁴¹ W (300 bilionů Sluncí), a je tudíž nejsvítivějším stabilním objektem ve vesmíru (v normalizované vzdálenosti 10 pc by zářil milionkrát více než Slunce na pozemské obloze). Velkou záhadou se stávají důkazy velmi rychlé proměnnosti některých kompaktních objektů. A. Grauer zjistil krátkodobé (půlhodinové) variace optické jasnosti velmi svítivého kvasaru 4C 29.45 a jiní autoři objevili několikaminutové kolísání milimetrového rádiového toku prototypu 3C 273. Rychlou proměnnost vykazuje i rentgenové záření kvasaru 1525+227. Formálně vzato by pak příslušné kvasary neměly být větší, než je dráha světla za dobu shodnou s uvedenými časovými intervaly. Tak malým rozměrem kvasarů lze však sotva uvěřit; spíš jde o důkaz, že pozorovaná aktivita zasahuje jen malou část akrečních disků kolem černé veledíry.

Neobyčejně rychle se rozvíjí poznávání velkorozměrové struktury vesmíru. Výsledků je tolik, že se o nich můžeme zmínit pouze útržkovitě. J. Oort upozornil znovu ve svém souhrnném článku na to, jak vhodné jsou kvasary k vyznačení polohy nadkup galaxií. Jednotlivé nadkupy mají řádově 10³ členů a dosahují hmotnosti 10¹⁵ M_☉. Jejich průměr se pohybuje až kolem 10 Mpc. Podle P. Peeblese se homogenita vesmíru začíná projevovat už na délkových škálách nad 30 Mpc, leč D. Helfand poukazuje na reálnost hmotných filamentů (špaget) dlouhých až 60 Mpc o hmotnosti 10¹⁶ M_☉. Všeobecně se má za to, že správný je adiabatický scénář vývoje nehomogenit v raném vesmíru, tj. že současně byla porušena termodynamická rovnováha pro látku i pro záření. V tom případě jsou nadkupy prvotním projevem nehomogenit (Zeldovičových „lívanců“ a případně „špaget“), z nich posléze vznikají kupy a konečně jednotlivé galaxie. Nedávné nadšení nad možností, že zárodky nehomogenit byly masivní balíky hmotných neutrin, se zvolna vytrácí, neboť simulované výpočty trojrozměrné struktury vesmíru tuto myšlenku příliš nepodporují (nehledě na skepsi částicových fyziků, pokud jde o laboratorní měření kladné klidové hmotnosti neutrin).

Takové výpočty loni uveřejnili J. Centrellaová a A. Melott. Mohou tak dobře reprodukovat pozorované ploché i lineární struktury, jakož i rozsáhlé zhruba kulovité proluky (angl. voids) mezi nimi. Největší prokázanou prolukou je podle R. Kirshnera oblast v souhvězdí Bootes, kde ve vzdálenosti 1 Gpc od nás vidíme proluku o průměru 100 Mpc. Jako kondenzační částice se nyní místo neutrin uvažují spíše „studené“ hypotetické částice s malou klidovou hmotností, a to fotina, gravitina nebo axiony.

Nezasvěcenec se právem zeptá, proč se k vysvětlení tak základního faktu, jako je velkorozměrová struktura vesmíru, zavádějí neprokázané elementární částice. Důvodem je sílící přesvědčení, že průměrná hustota vesmíru je velmi blízká hustotě kritické (nutné k uzavření vesmíru), kdežto z jiných argumentů jasně plyne, že baryonová hmota vesmíru nepředstavuje víc než 15 % kritické hustoty. Proto musíme zbylých 85 % hledat v nebaryonové složce, což je úkol velmi obtížný s ohledem na nepatrnou klidovou hmotnost kterékoliv známé nebaryonové částice. Celý problém souvisí s předpokládanou existencí skryté látky vesmíru, která se neprojevuje zářením v jakékoliv oblasti spektra, ale jejíž existence vyplývá z dynamiky galaxií i galaktických kup. Jen někteří autoři, jako např. J. Tohline a M. Milgrom, si myslí, že problém skryté látky neexistuje, neboť ve velkých vzdálenostech se uplatňují odchylky od klasického gravitačního zákona, takže vlastně počítáme podle nevhodných formulí. Zatím se nikomu nedaří spor jednoznačně vyřešit; rozličné modelové výpočty lze totiž vhodným „laděním“ volných parametrů „přizpůsobit“ pozorováním. Naštěstí, jak poukázal M. Davis, „vesmír je jedinečný v tom, že velmi pomalu zapomíná na počáteční podmínky“, takže lze očekávat, že informace o jeho raném vývoji se nakonec přece jen podaří vydobýt ze stále rostoucí záplavy pozorovacích údajů.

Další rozsáhlý okruh problémů vyplývá ze stále přesněji prokazované izotropie reliktního záření o teplotě (2,74 ±0,09) K. Zatím se podařilo prokázat jedině dipólovou anizotropii reliktního záření o amplitudě 3 mK, jež souvisí s pohybem Slunce, resp. Galaxie vůči kupě galaxií v souhvězdí Panny. Naproti tomu ohlašovaná kvadrupólová složka anizotropie se (k úlevě mnoha teoretiků) nepotvrdila. Fluktuace malých úhlových rozměrů se zdají být bezpečně nižší, než předvídaly všechny teorie. E. Fomalont aj. zjistili v pásmu 4,9 GHz, že horní meze fluktuací na vzdálenost 6″, 18″, 30″ a 60″ jsou po řadě 0,3 %, 0,1 %, 0,08 % a 0,05 %.

J. Uson a D. Wilkinson a M. Birkinshaw aj. prokázali pečlivým měřením spektrálního průběhu reliktního záření pokles teploty o 1 mK ve směru k sedmi kupám galaxií. Tento efekt předpověděli R. Sunjajev a J. Zeldovič v roce 1972, když si uvědomili, že kupy galaxií obsahují horký mezigalaktický plyn, jehož elektrony se srážejí s fotony reliktního záření, čímž interagující fotony získávají energii a přesunou se do oblasti kratších vlnových délek (inverzní Comptonův jev). V mikrovlnné oblasti se to projeví naopak úbytkem fotonů, tj. efektivně snížením teploty reliktního záření. Efekt má značný význam pro studium reliktního záření i vlastností kup galaxií, takže kosmologie tím získala nový prostředek k ověřování vývojových scénářů pro vesmír.

C. Hogan a M. Rees rozpracovali některé důsledky možné existence tzv. kosmologických strun, postulovaných moderní teorií velkého sjednocení fyzikálních interakcí. Struny jsou jednorozměrovými stabilními topologickými defekty v rozpínajícím se raném vesmíru a podle A. Vilenkina mají tvar buď uzavřených smyček, nebo nekonečných „provázků“. Přestože jejich příčný průřez není větší než 10^-32 m, jejich hmotnost na 1 m délky dosahuje 10²¹ kg (!), a měly by být proto detekovatelné. Uvažuje se zejména o efektu gravitační čočky; dále o tom, že „záhyby“ na struně budou silným zdrojem gravitačního záření – tím by měla být například ovlivněna perioda proslulého milisekundového pulzaru tak, že během několika let pozorování by se integrovaný vliv kosmologických strun již měl projevit. Uzavřené struny v raném vesmíru by mohly být kondenzačními jádry pro vznik černých veleděr o hmotnosti 10⁶ M_☉, což bychom velmi potřebovali pro vysvětlení existence prvotních kvasarů, které – jak se zdá – nejsou o nic mladší než prvotní galaxie.

Ani v loňském roce se nijak nepokročilo ve sjednocení hodnot Hubbleovy konstanty expanze vesmíru, takže publikované údaje se liší v rozmezí H₀ = 50 ÷ 74 km/s/Mpc. Tomu odpovídá hustota baryonové látky vesmíru v rozmezí (3 ÷ 7).10^-28 kg/m³. Příčina nejistoty skoro určitě spočívá v potížích s kalibrací vzdáleností nejbližších galaxií a pravděpodobně se ji nepodaří odstranit jinak, než získáním podstatně kvalitnějších údajů Hubbleovým kosmickým teleskopem, jehož vypuštění se plánuje na srpen 1986.

V teorii raného vesmíru se vše stále točí kolem rozličných variant inflační hypotézy. Z přehledové statě A. Lindeho stojí za glosu aspoň některé převratné myšlenky. Linde především připomíná fantastický pokrok tohoto oboru v posledním desetiletí, když se podařilo teoreticky zvládnout chování hmoty při hustotách o 80 řádů (!) vyšších, než mají jádra neutronových hvězd, a při energiích částic do 10²⁸ eV (při vyšších energiích se začínají uplatňovat kvantově gravitační efekty, pro něž neexistuje odpovídající teorie). V tomto širokém pásmu hustot dochází při rozpínání vesmíru k celé řadě fázových přechodů, při nichž jsou porušovány základní symetrie, a vesmír je tak „naplňován“ komplikovanějšími strukturami.

Linde nejprve uvažuje o stavu, kdy hustota hmoty ve vesmíru dosahovala 10⁹⁵ kg/m³ a střední energie částic 10²⁷ eV (čas 10^-43 s po velkém třesku). V čase 10^-35 s se porušuje symetrie velkého sjednocení (GUT) při energii 10²⁴ eV. V té době se počínají oddělovat leptony od kvarků a narušuje se baryonová symetrie vesmíru. Pak následuje „kalibrační poušť“ energií 10²² ÷ 10¹² eV a až při energiích 10¹¹ eV (v čase 10^-10 s) dojde k dalšímu fázovému přechodu (rozpad elektroslabé interakce). Při energii 10⁸ eV (čas 1 μs) vznikají z kvarků hadrony a mezony a narušuje se parita ve slabých interakcích. V intervalu prvních 3 minut vznikají jádra H, He a Li a v prvních milionech let atomy týchž prvků (reliktní záření se odtrhává od látky v intervalu 10⁵ ÷ 10⁶ let po velkém třesku). Podle Lindeho došlo k inflaci (překotnému rozepnutí) vesmíru kdykoliv v časech mezi 10^-43 ÷ 10^-25 s po velkém třesku, a to nezávisle na fázových přechodech (z původní myšlenky A. Gutha tedy zbývá docela málo).

Podstatné je, že překotné rozepnutí vesmíru sníží prakticky na nulu hustotu všech částic, které vznikly před inflační fází. Tím se bezvadně řeší problém magnetických monopólů, doménových stěn a jiných „příšer“ z arzenálů teoretické fyziky. Podle Lindeho je inflace prostým důsledkem chaotických poměrů v počátečních fázích vývoje vesmíru– jinými slovy, k inflaci dojde, ať byly podmínky v nejranějším vesmíru jakékoliv. Tím se naneštěstí principiálně uzavírá cesta k empirickému poznání oněch prvotních chaotických podmínek.

Linde v souladu s celkovým trendem zdůrazňuje také úlohy proměnných vlastností vakua v jednotlivých fázích vesmírného vývoje. Hustoty energie vakua se totiž měnily skokem od hodnoty 10⁸³ kg/m³ přes 10²⁸ kg/m³ a 10¹⁷ kg/m³ až k dnešnímu stavu, kdy je tato hustota blízká či přesně rovna nule. Poukazuje na to, že tak perfektní přechod hustoty energie vakua k nule musí mít nějakou hlubokou, dosud neodhalenou fyzikální příčinu. Jelikož tlak vakua má opačné znaménko než hustota energie, plyne z toho, že se projevuje jako „záporná gravitace“ , tzn. vede k překotnému rozpínání vesmíru. To je zároveň moderní výklad kosmologické konstanty v Einsteinových rovnicích pole.

Tím se Linde dostává k dalšímu vzrušujícímu problému moderní kosmologie, totiž ke kvantovému vzniku vesmíru z ničeho, jak to navrhli E. Tryon, A. Starobinskij, L. Griščuk, J. Zeldovič a A. Vilenkin v letech 1973–1984. A. Linde, D. Page a S. Hawking se totiž nyní pokoušejí „sjednotit“ kvantový zrod vesmíru z ničeho s možnostmi nabízenými modelem trvale oscilujícího vesmíru. Zdá se, že úhrnná energie uzavřeného vesmíru, jež se skládá z hmoty – energie látky a záření vesmíru a gravitační potenciální energie vesmíru (ta má záporné znaménko), je rovna přesně nule. Podle Lindeho je možné, že vesmír se skládá z „ostrovů“, z nichž na každém jsou jednoznačně určeny vlastnosti elementárních částic, hustota energie vakua a dokonce i počet prostorových dimenzí! Různé ostrovy však mohou mít různé charakteristiky – díky inflaci leží tyto „ostrovy“ navzájem za svými horizonty, takže nejsme a nebudeme svědky žádných „podivností“ ve vzdálených oblastech námi pozorovatelného vesmíru, jenž je vlastně jen jedním vesmírným „ostrovem“ .

Můžeme se ptát, jak se stalo, že z širokého spektra možností je náš „ostrov“ právě tak „příjemný pro život“. Linde prohlašuje, že „vesmír je takový, jaký je, poněvadž kdyby byl jinačí, nebylo by nikoho, kdo by mohl klást tyto hloupé otázky“ , čímž svérázným způsobem zformuloval proslulý antropický princip. Tomuto principu je věnován i pozoruhodný příspěvek J. Šklovského (ŘH 2/85, str. 25) a poněkud kontroverzní článek A. Finkbeinerové, jež rozebírá rozmanité formulace slabého, silného, účastnického a konečného antropického principu, který J. Barrow formuloval takto: „Ve vesmíru se musí objevit způsob inteligentního zpracování informace, a jakmile k tomu dojde, tento způsob už nikdy nezanikne“ . Přes svou vnitřní rozpornost provokuje antropický princip mnoho diskusí, do nichž zasahují nejpřednější odborníci. Přitom tyto diskuse nejsou nové – už v minulém století se antropickým principem zabýval L. Boltzmann a počátkem tohoto století řešil P. Ehrenfest přidruženou otázku, proč je prostor právě trojrozměrný.

Ve 20. letech našeho století přišli T. Kaluza a O. Klein s myšlenkou vícerozměrných prostorů (ve fyzikálním slova smyslu) a k té se nyní kosmologie znovu obrací. Zdá se, že vesmír vznikl kvantově z ničeho jako jedenáctirozměrné prostoročasové kontinuum, avšak v průběhu raného vývoje se z důvodů zaujetí nejnižšího energetického stavu sedm prostorových rozměrů infinitesimálně smrštilo, zatímco tři zbývající se inflačně zvětšily. Ranému vesmíru to prostě chvíli trvalo, než z chaotického zárodku nabyl dnešních podivuhodných a „antropických“ vlastností. Možná, že si v tuto chvíli kladete otázku, zda ještě čtete populárně vědecký článek, anebo výplod autora sci-fi. Ujišťuji vás, že zmíněné úvahy byly vesměs publikovány autory zvučných jmen v renomovaných odborných časopisech. Tento překvapivý vývoj je vlastně důsledkem „velkého sjednocení“ astronomické kosmologie a současné částicové fyziky, jak to pravidelně demonstrují početné mezinárodní akce, na nichž se setkávají představitelé obou donedávna tak vzdálených směrů fyziky. Snad nejstručněji postihl situaci J. Ellis, když poznamenal, že „částicová fyzika a kosmologie mají před sebou nádhernou minulost“ .

Fyzika elementárních částic slaví v těchto letech pronikavé úspěchy zejména díky experimentálnímu potvrzení teorie sjednocené elektroslabé interakce na urychlovači SPS v CERN (C. Rubia a S. van der Meer se v roce 1984 stali za objev intermediálních bosonů nositeli Nobelovy ceny za fyziku). V Ženevě byly také získány důkazy o existenci předvídaného 6. kvarku („top“) s energií 30 ÷ 50 GeV. O těchto pracích jsme přinesli zprávu v souvislosti s 6. evropskou fyzikální konferencí (ŘH 2/85, strana 31), takže připojuji jen zmínku o pozoruhodné, byť silně bizarní úvaze A. De Rújuly, který poukázal na „poušť nestability“ mezi stabilními nuklidy s atomovými hmotnostmi 1 až 263 a s neutronovými hvězdami s atomovou hmotností řádu 10⁵⁷. Ve srovnání s tímto rozsahem (55 řádů) je dříve zmíněná „kalibrační poušť“ částicové fyziky směšně nepatrná (rozsah jen 13 řádů). De Rújula společně s S. Glashowem proto usoudili, že by mohly existovat stabilní oázy uvnitř „pouště nestability“ v podobě „balíků“ kvarků u, d, s. E. Witten se domnívá, že „balíky“ by mohly vzniknout fázovými přechody baryonové látky ve velmi raném vesmíru. Tím by se pak dal dobře vysvětlit nesoulad mezi dnešní nízkou hustotou baryonové látky a kritickou hustotou vesmíru.

De Rújula nazval ony útvary „nuklearity“ a pokusil se stanovit jejich vlastnosti, které by snad šlo zjistit astronomickými pozorováními. Rozměry nuklearitů by se měly pohybovat v rozmezí 10^-15 ÷ 10³ m a hmotnosti v intervalu 10^-27 ÷ 10³⁰ kg. Nuklearity s hmotností vyšší než 4.10^-17 kg prolétnou volně zemskou atmosférou a při hmotnosti vyšší než 10^-3 kg pronikají dokonce celou zeměkoulí. Nuklearity s hmotností nižší než 3.10^-13 kg se zabrzdí a ukládají v zemské kůře. Při průchodu nuklearitů atmosférou Země bychom tedy mohli případně pozorovat úkazy obdobné meteorům: od nich by se však měly lišit výškou vzplanutí (6 ÷ 60 km pro nuklearity; 90 km pro běžné meteoroidy) a rychlostmi řádu 10² km/s. De Rújula soudí, že roční přírůstek hmoty Země může díky nuklearitům dosahovat 10⁶ kg. Další údaje by se podle jeho soudu mělo podařit získat v zařízeních pro studium rozpadu protonů (tyto experimenty zatím dávají pro protony jednoznačně negativní výsledky, takže spodní mez pro poločas rozpadu protonu je aspoň 1.10³² let).

Astronomické experimenty vedou zároveň k ostřejší horní mezi pro časovou změnu gravitační konstanty. Z měření pohybu sond Viking v letech 1976–1982 se podařilo rádiově určit vzdálenosti sond s přesností na 10 metrů. To umožnilo použít několika nezávislých způsobů pro hledání změn gravitační konstanty. Jednotlivé výsledky navzájem velmi dobře souhlasí. Ukazuje se, že relativní roční změna hodnoty gravitační konstanty rozhodně nepřevyšuje 10^-11.

Po jistém útlumu se znovu a na vyšší úrovni rozvíjejí experimenty hledající známky existence cizích civilizací. Nově zřízená 51. komise IAU uspořádala první sympozium o mimozemském životě v červnu 1984 v Bostonu. Podle prezidenta komise M. Papagiannise jsou dvě možné strategie hledání: buď objevovat známky pokročilého, anebo příznaky primitivního života. Pro druhý úkol jsme asi lépe technicky vybaveni: například je myslitelné, že v nejbližších desetiletích se podaří prokázat existenci extrasolárních planet (kosmickým teleskopem nebo průběžnou fotometrií řádově 10⁴ hvězd s cílem zjistit přechody planet před hvězdami) a případně na nich dokázat (infračerveným spektrometrem) přítomnost volného kyslíku a vody.

První úkol sice vypadá atraktivněji, ale vyhlídky jsou nejasné. Stále totiž nevíme, jak dlouho se vyspělá civilizace na dané planetě udrží, jednak s ohledem na obtíže, které souvisejí s dlouhodobým uchováním tekuté vody na planetě (to se zdá být naprosto nezbytnou podmínkou existence organického života), a jednak kvůli negativní zpětné vazbě: pozemská zkušenost ukazuje, jak je pro civilizace těžké ubránit se vlastní degradaci (znehodnocení životního prostředí, války). Jestliže je vznik civilizací v Galaxii jen trochu běžný, pak v průběhu posledních pěti miliard let jich vzniklo kolem miliardy a žádná z nich nedokázala kolonizovat Galaxii, ačkoliv by to neměl být zvlášť obtížný problém (s technikou o něco málo pokročilejší než naše lze dosáhnout cíle za pouhých 10 milionů roků). Je ale možné, že jsme stopy kolonizace dosud neobjevili, takže z tohoto hlediska má zřejmě největší význam úsilí o objevení stop kolonizace uvnitř naší sluneční soustavy, což je docela reálná úloha.

Nezávisle na těchto úvahách se však znovu rozvíjí program naslouchání případným umělým rádiovým signálům. Pokrok mikroelektroniky umožňuje souběžné sledování signálů na desítkách tisíc kanálů v širokém frekvenčním pásmu a hlavně automatický výběr „podezřelých“ úkazů ze záplavy rádiového „balastu“. Další výhodou nově navržených programů je jejich slučitelnost s radioastronomickým výzkumem, takže nové programy SETI nijak nenarušují běžný výzkum příslušným obřím radioteleskopem.

Zajímavou úvahu o raném vývoji života na Zemi uveřejnil H. Pflug. Poukazuje na to, že nejstarší mikrofosilie bakterií jsou běžné až do stáří 3,8 miliardy let před současností. Když uvážíme, že pevná kůra Země není starší než 4,2 miliardy let, zbývá na vznik bakterií interval nanejvýš 400 milionů let a spíše ještě mnohem méně. Uvážíme-li, že bakterie obsahují řádově 10⁴ různých organických sloučenin, zdá se nutné předpokládat vznik a vývoj prebiotického materiálu, a na to asi na Zemi nebylo dost času.

Pflug proto soudí, že součástí procesu vzniku života na Zemi byla dodávka dostatečného množství prebiotického materiálu z kosmu – v meteoritech a kometách, čímž se kauzální řetězec prodlužuje až k mezihvězdným molekulovým mračnům, v nichž bylo nalezeno nejméně 10 organických molekul nezbytných pro život. To je tedy moderní obdoba Arrheniovy panspermie: vesmírem se dopravuje prebiotický materiál, jenž se pak na vhodných planetách stává předchůdcem primitivního života.

Od dávné minulosti Země se v závěru „Žní“ přenesme do přítomnosti a podívejme se, jaké přístroje astronomové uvádějí do provozu nebo plánují pro nejbližší budoucnost. Po pětileté přestávce (způsobené stěhováním) se loni podařilo uvést do chodu britský 2,5m reflektor I. Newtona na La Palmě (Kanárské ostrovy). Na Evropské jižní observatoři (ESO) v Chile začal pracovat 2,2m reflektor s vynikající kvalitou optického zobrazování. Tato observatoř plánuje řadu složenou ze čtyř 8m reflektorů pro devadesátá léta. Pokračuje financování plánovaného 10m reflektoru kalifornské univerzity, který bude pravděpodobně zbudován na Havajských ostrovech; naproti tomu 7,6m reflektor texaské univerzity nemá zatím vhodného mecenáše. Komplexní optickou, infračervenou a rádiovou observatoř buduje Irák na hoře Korek (2 100 m n. m.), kde má být v příštím roce instalován 3,5m reflektor a později 30m radioteleskop pro milimetrové vlny. Skandinávské země plánují do roku 1988 na Kanárských ostrovech 2,5m reflektor a Švédsko ve spolupráci s ESO hodlá do r. 1987 postavit submilimetrový radioteleskop o průměru 15 m. Velmi přesný 15m mikrovlnný teleskop pro oblast 0,3 ÷ 13 mm staví také V. Británie. Stávající 3,6m reflektor ESO se nyní rutinně používá v oblasti submilimetrových a milimetrových vln. Konečně Japonci chtějí v nejbližších letech postavit na Havajských ostrovech 7,6m reflektor. Rovněž USA plánují stavbu složeného teleskopu ze čtyř 7,6m zrcadel na společné montáži (zvětšená verze stávajícího přístroje MMT v Arizoně).

Souběžně s tím lze pozorovat snahu o „vyhnání astronoma od dalekohledu i z kopce, na němž hvězdárna stojí“ . Efektivní využití velkých přístrojů přímo volá po automatizaci celého pozorovacího procesu a klesající náklady na dálkovou komunikaci (v protikladu s rostoucími cenami zaoceánských letenek) poprvé umožňují, aby astronom ovládal přístroj, s nímž právě pozoruje, z terminálu ve své domovské instituci třeba na opačné straně zeměkoule. Jelikož stejným způsobem si astronomové museli zvyknout pracovat u přístrojů na družicích (IUE, IRAS, Astron, budoucí Hubbleův kosmický teleskop), zdá se, že romantické období, kdy astronom trávil hvězdné noci vysoko v horách v těsné kabině (a notné zimě) primárního ohniska obřího teleskopu, zvolna končí.

Ještě větší revoluci prodělávají přídavné systémy v ohnisku velkých přístrojů. Klasická fotografie se na velkých observatořích používá už jen pro přehlídky širokoúhlými komorami, ale ani zde není její pozice neotřesitelná. Plánovaný 1,8m teleskop Spacewatch pro hledání velmi malých planetek v okolí Země má být vybaven polovodičovým snímačem CCD o rozměru 512 × 320 prvků. Tyto prvky se dokonce začínají úspěšně využívat i tam, kde dosud suverénně vládly fotonásobiče – totiž pro přesnou hvězdnou fotometrii. U 5,1m reflektoru tak fotometrují hvězdy až 25 mag.

Souběžně s tím se zvyšují i možnosti vysokodisperzní spektroskopie. Radiální rychlosti hvězd lze určovat s chybou pouhých ±6 m/s a spektra o vysoké disperzi lze pořídit i pro objekty 18 mag. Mikroprocesory zase umožňují zvýšit kvalitu obrazu nejen systémy aktivní optiky (tím se korigují mechanické deformace zrcadla a průhyby tubusu), ale také tzv. adaptivní optikou, kdy se až tisíckrát za sekundu zjišťují poruchy vlnové fronty vstupující do teleskopu a podle toho „dolaďují“ zrcadla.

J. Sulentic a J. Lorre upozorňují, že výpočetní technika může nakonec přispět k renesanci astronomické fotografie, a to díky digitálním metodám zpracování obrazů. Digitalizace totiž umožňuje libovolně prodloužit životnost starých archivních fotografií jejich elektronickým přepisem na vhodné paměťové médium. Jelikož je přepis digitální, otevírají se tak mnohé možnosti pro zlepšení kvality obrazu, zejména zvýšení kontrastu, barevného zobrazení soupravy snímků pořízených v různých filtrech, potlačení šumu, zvýšení rozlišovací schopnosti, zlepšení dynamiky, sčítání snímků atd. Takto se například zpracovávají snímky Halleyovy komety z let 1909–1911 a podařilo se získat z původního fotografického materiálu nové užitečné informace.

Svým způsobem je paradoxní, že zatímco většina astronomů se snaží stěhovat své přístroje co nejvýš a nejraději za hranice zemské atmosféry, probíhá paralelně právě opačný trend zakopávat speciální přístroje co nejhlouběji do země. Řada laboratoří vybudovala podzemní stanice pro detekci určitých typů elementárních částic. Důvodem k neobvyklému umístění detektorů je snaha co nejvíce potlačit rušivý vliv kosmického záření, které znehodnocuje taková pozorování na zemském povrchu. Podzemní stanice pracují v SSSR (Baksanská observatoř na Kavkaze), Indii (Kolar), Itálii (Gran Sasso), Francii (Fréjus) a USA (Cleveland). V mezinárodní spolupráci (USA, Japonsko, Švýcarsko a NSR) byl koncem minulého roku uveden do chodu experiment DUMAND v Tichém oceánu poblíž Havajských ostrovů, kde byly instalovány až 500 m dlouhé řetězce fotodetektorů, jež mají registrovat Čerenkovovo záření vznikající při průchodu kosmických neutrin mořskou vodou.

V závěru se podívejme na hlavní ceny a jiná uznání, kterých se loni dostalo význačným astronomům. Ceny Americké astronomické společnosti obdrželi M. Rees (britský astrofyzik), H. Friedmann (průkopník kosmické astronomie) a I. Shapiro (odborník v relativistické astronomii a nový šéf Harvardova-Smithsonionova centra pro astrofyziku). Leonardovu medaili dostal sovětský astronom B. Levin. Medaili K. Bruceové, kterou uděluje Pacifická astronomická společnost, získal známý sovětský kosmolog akademik J. Zeldovič. Neméně proslulému sovětskému astrofyzikovi akademiku V. Ambarcumjanovi udělila k 75. narozeninám ČSAV zlatou čestnou plaketu „Za zásluhy o vědu a lidstvo“ . Medaile Britské královské společnosti dostali S. Runcorn za výzkumy Země, Měsíce a planet, J. Zeldovič za studie gravitace, kosmologii a astrofyziku a D. Lynden-Bell za výzkum dynamiky hvězdných soustav. I. Iben byl poctěn právem přednést Darwinovu přednášku za svůj významný podíl na teorii hvězdného vývoje. Z našich astronomů byl Z. Ceplecha vyznamenán Merrillovou cenou Americké akademie věd (ŘH 6/84, str. 120), V. Letfus obdržel stříbrnou čestnou plaketu ČSAV „Za zásluhy ve fyzikálních vědách“ a M. Burša byl zvolen členem korespondentem ČSAV (ŘH 8/84, str. 171).

Loni jsme zaznamenali úmrtí C. D. Shanea (bývalého ředitele Lickovy observatoře v USA), L. Binnendijka (těsné dvojhvězdy), E. L. Krinova (meteority), A. Purgathofera (přístrojová technika, planetární mlhoviny), F. Linka (vysoká atmosféra, Měsíc aj. – ŘH 11/84, str. 238) a P. A. M. Diraka (částicová fyzika, kosmologie).

Tak probíhá před našima očima výměna astronomických generací, z nichž každá přispívá vkladem do neustále rozsáhlejší pokladnice vědomostí o vesmíru, který se nám jeví každým rokem stále podivuhodnější. H. A. Abt nedávno poznamenal, že „většina z nás shledává astronomii s týdenním intervalem mezi závažnými objevy mnohem více vzrušující než před třiceti lety“. Potvrzením Abtova tvrzení je i tento seriál.