Žeň objevů – rok 1985

Při výzkumu planet sluneční soustavy se loni soustředilo nejvíce pozornosti na Venuši – postupně byly zveřejněny výsledky radiolokačních měření topografie povrchu planety, údaje z kosmických sond Veněra 15 a 16 (pracujících od října 1983 do července 1984) a konečně i předběžné zpracování měření z modulů kosmických sond Vega 1 a 2. Odtud vyplývá, že Venuše je geologicky téměř tak aktivní jako Země – především díky mocnému vulkanismu, jehož nepřímým důkazem je sama existence tlusté a husté atmosféry planety. Mnohé hory na Venuši jsou ve skutečnosti štítovými sopkami havajského typu – zejména v oblasti pohoří Beta Regio. Vulkanismus uvolňuje z nitra planety plyny, které se stávají hlavními složkami atmosféry Venuše, a protože na planetě chybí tekutá voda, neexistuje způsob, jak atmosféru zbavit oxidu uhličitého (na Zemi je přebytečný CO₂ absorbován v oceánech a ukládán nakonec ve vápenci na mořském dně). Také síra a sirné sloučeniny v atmosféře Venuše pocházejí zjevně ze sopečné činnosti. Obsah oxidu siřičitého v atmosféře silně závisí na čase (v letech 1978–1983 kleslo jeho zastoupení v ovzduší Venuše desetkrát), což lze nejsnáze vysvětlit proměnnou vulkanickou činností.

Přistávací moduly sond Vega vypustily do atmosféry Venuše balony-aerostaty, které získaly mimo jiné přímé důkazy o tzv. superrotaci atmosféry (v určitých výškách nad pevným povrchem Venuše proudí atmosféra ve směru rotace planety rychleji, než se otáčí samotný povrch), o vertikálních poryvech větru a silné turbulenci ve výškách 54 km nad povrchem planety. Na noční straně Venuše byly zaznamenány změny osvětlení a jasné záblesky, jejichž povahu neznáme. Podařilo se také podrobně určit chemické složení atmosféry, tvořené z 96,5 % oxidem uhličitým (katalog spektrálních čar CO₂, získaný z pozorování, převyšuje svou kvalitou a úplností nejlepší obdobné katalogy z pozemských laboratoří) a z 3,5 % dusíkem – všechny ostatní prvky a sloučeniny se vyskytují jen v nepatrných příměsích.

Nových výsledků bylo loni dosaženo při rozboru změn rychlosti zemské rotace. Tyto změny se dají studovat na rozličných časových škálách: zhruba od roku 700 př. n. l. lze rychlost rotace kontrolovat na základě historických údajů o zatměních Slunce a Měsíce a odtud plyne, že za zpomalování zemské rotace v tomto intervalu je opravdu odpovědné slapové brzdění Měsícem a Sluncem. Jelikož ani pevná země, ani oceány nejsou dokonale pružné, reagují na slapovou deformaci se zpožděním a příslušné hmotné výdutě jsou poněkud strhávány zpět měsíční gravitací. Tím se prodlužuje délka dne o 1 ÷ 2 ms/století. Jelikož ztráta momentu hybnosti rotující Země musí být vyrovnána příslušným růstem momentu hybnosti obíhajícího Měsíce, Měsíc se od Země vzdaluje. Pokud by v minulosti bylo brzdění zemské rotace stejné jako nyní, znamenalo by to, že před 1,5 miliardou let byl Měsíc pod hranicí Rocheovy meze, tj. byl by zemskými slapy roztrhán na prstenec. Jelikož však existují přesvědčivé důkazy o tom, že Měsíc existoval jako samostatné kompaktní těleso mnohem dřív, je zřejmé, že v minulosti bylo slapové tření v zemských praoceánech menší než dnes, a Měsíc se proto od Země vzdaloval pomaleji než nyní.

Proměnnost zemské rotace byla poprvé zjištěna přímo (z pozorování zákrytů hvězd Měsícem) v roce 1915 a přesnost měření se dramaticky zvýšila, když byly do praxe postupně uvedeny křemenné a atomové hodiny. Současná měření se opírají o techniky pozorování zavedené do praxe počínaje rokem 1969. Jde o laserovou lokaci Měsíce retroreflektory instalovanými na povrchu Měsíce v letech 1969–1973, o laserovou lokaci geodetických umělých družic Země a konečně o rádiovou interferometrii bodových kosmických zdrojů (kvasarů) na mezikontinentálních základnách. Klasické astronomické metody umožňují určit délku dne s přesností 0,3 ms během 5 dnů a laserové, resp. rádiové metody dosahují přesnosti lepší než 0,1 ms za 3 ÷ 5 dnů.

Kombinací uvedených postupů se podařilo odhalit změny, které se překládají přes základní lineární trend prodlužování délky dne. Podle J. Wahra pozorujeme především nepravidelné fluktuace délky dne v rozmezí 4 ÷ 5 ms a v údobích 20–30 let, dále pak rychlejší variace s menší amplitudou v intervalech od dvou týdnů do 5 let. D. J. Bělocerkovskij uvádí, že například v letech 1978–1982 se rychlost zemské rotace zvyšovala, takže délka dne se zkrátila celkem o 0,7 ms, a posléze se začala opět prodlužovat – do konce roku 1983 o 0,2 ms. Od roku 1900 do konce roku 1983 se délka dne úhrnem prodloužila o 2,3 ms. Přesnost měření je nyní taková, že kromě slapových variací lze sledovat i další dynamické faktory, jako je výměna momentu hybnosti mezi Zemí a atmosférou.

Pozoruhodné údaje o velmi rané minulosti Země shrnul V. I. Suldiner. Nejstarší na povrchu doložené horniny pocházejí z období před 3,8 miliardami let – po starších horninách se na zemském povrchu nic nedochovalo. Jelikož i v nejstarších horninách (z oblasti Grónska) byly nalezeny zkamenělé mikroorganismy, není vyloučeno, že život se na Zemi objevil ještě dřív – v době, kdy zde panovaly zcela odlišné fyzikálně chemické podmínky než dnes. Autor uvádí, že velmi raná Země byla obklopena hustou atmosférou s tlakem 360krát vyšším, než je dnes, a s teplotou povrchu 600 °C. Hlavními složkami tehdejší atmosféry byly vodní pára (přes 80 %), oxid uhličitý (12 %) a kyselina solná (3 %). Před 4 miliardami let klesla teplota povrchu na 200 °C a atmosférický tlak na stopadesátinásobek současné hodnoty. Je s podivem, že život se mohl rozvíjet v tak pro nás neuvěřitelně drsných podmínkách, ale životaschopnost mikroorganismů zřejmě podceňujeme. Svědčí o tom sdělení A. Imšeněckého, že při letech sondážních raket byly objeveny mikroorganismy ještě ve výšce 84 km nad Zemí, tedy v oblasti, kde panuje vysoké vakuum a kam nerušeně přichází ultrafialové i rentgenové záření ze Slunce.

Zajímavé bylo pokračování diskuse o překlápěních magnetické polarity Země a jejich souvislosti s masovým vymíráním biologických druhů. Někteří autoři se pokusili dokázat, že k těmto magnetickým překlápěním dochází periodicky po 30 milionech let, což je periodicita, s níž jsme se setkali už loni při úvahách o existenci zkázonosného hvězdného souputníka Slunce nazvaného Nemesis. Podle D. Raupa nastalo za posledních 165 milionů let 296 magnetických překlopení, přičemž minimum výskytů překlopení připadá na období 83 až 118 milionů let před současností. Poslední maximum počtu překlopení nastalo před 10 miliony let. Raup se domnívá, že primární příčinou periodicity 30 milionů let je periodicita impaktů komet či planetek na zemský povrch. Ať už je důvod této periodicity jakýkoliv, jeho přímým důsledkem je periodické vymírání rostlin a živočichů na Zemi a nepřímým důsledkem by snad mohla být i překlápění magnetické polarity. V každém případě na definitivní potvrzení či vyvrácení naznačených souvislostí si budeme muset ještě delší dobu počkat (doufejme, že méně než 20 milionů let, které chybějí do hypotetického příštího impaktního maxima).

O shlucích impaktů, vyvolaných buď hvězdou Nemesis obíhající po protáhlé eliptické dráze, nebo X. planetou, anebo průchody Slunce rovinou Galaxie, se loni psalo hodně, ale výsledný dojem je jednoznačný: žádný z navržených mechanismů není nikterak přesvědčující a spíš se potýká se zásadními námitkami plynoucími z pozorování: zejména nepozorujeme žádné periodicity impaktů na Měsíci (a zde je k dispozici bohatý materiál o zcela zachovalých kráterech nejrůznějšího stáří) ani na Marsu.

Jediný dobře doložený impakt je stále onen Alvarezův případ na rozhraní druhohor a třetihor před 65 miliony lety. B. Bohor aj. ukázali, že křemenná zrnka z té doby jeví rýhovité struktury rovnoběžné s osami krystalové mřížky, což je důkazem rázových tlaků až 15 GPa, a tedy jednoznačným dokladem o impaktu velkého kosmického objektu. Ještě pozoruhodnější důkaz podali W. Wolbach aj., když analyzovali vzorky jílu z uvedeného časového údobí, nasbírané v Dánsku, Španělsku a na Novém Zélandu. Ve všech třech vzorcích objevili několikařádové zvýšení množství grafitizovaného uhlíku, který autoři považují za saze vzniklé při rozsáhlých požárech vegetace hořící za sníženého přívodu kyslíku. Autoři soudí, že požáry způsobil ohnivý záblesk při dopadu obřího meteoritu o kinetické energii 10²³ J.

V případě, že by meteorit dopadl do oceánu, stačil by ohnivý záblesk vyvolat požáry porostu na kontinentech vzdálených tisíce kilometrů od místa dopadu. Ze studie také vyplývá, že je vyloučeno, aby při obřích impaktech byl na Zemi přinesen jakýkoliv prebiotický organický materiál, neboť ohnivý záblesk jej spolehlivě rozloží na vodík a oxid uhelnatý. Tím se zdá být vyvrácena domněnka o tom, že při dopadu jádra komety na Zem by se sem mohly dopravit složité organické látky, ba dokonce cizí mikroorganismy. Souběžně s tím jsou však rozloženy (pyrolyzovány) i případné toxické látky, známé z rozboru kometárních spekter (kyan a kyanovodík).

Autoři uvádějí nejméně 3 následné mechanismy, které po impaktu obřího meteoritu působí při vymírání rostlin a živočichů na Zemi. Saze vzniklé při požárech zastiňují sluneční svit ještě účinněji než vymrštěné rozdrcené horniny či vodní tříšť, takže spolehlivě přeruší na dlouhou dobu fotosyntézu. Působením vysoké teploty pak v atmosféře vznikají látky pro živé organismy jedovaté (pyrotoxiny). Nakonec dojde k prudkému a dlouhotrvajícímu ochlazení zemského povrchu mechanismem „nukleární zimy“ (výbuchem všech skladovaných jaderných náloží by se uvolnila energie pouhých 3.10¹⁹ J). Z těchto výpočtů je patrné, že kosmické katastrofy jsou sice vzácné, ale když k nim dojde, mají vpravdě kosmické rozměry.

Lidská přirozenost nás nutí pohlížet na takové katastrofy jednoznačně negativně, jenže ve vesmíru je i tohle zlo k něčemu dobré, jak v poslední době ukazuje celá řada modelových výpočtů na velmi výkonných počítačích. G. Wetherillovi se podařilo poprvé uskutečnit trojrozměrné modelové výpočty akumulace terestrických planet z planetesimál o průměru 1 km. Srážkami v pásmu 0,7 ÷ 1,1 AU od Slunce se z planetesimál za pouhých 10⁵ roků vytvoří zhruba 4 000 těles o hmotnosti kolem 3.10²¹ kg. Za dalších 9,4 milionu let z nich vzniknou 2 tělesa s hmotností větší než 3.10²⁴ kg s malým sklonem a nepatrnou excentricitou oběžné dráhy (tj. zárodky dnešní Venuše a Země) a dále větší počet méně hmotných těles s hmotnostmi řádu 10²³ ÷ 10²⁴ kg. Během dalších 200 milionů let se všechna menší tělesa srazí buď s „Pravenuší“, nebo „Prazemí“, až na několik málo výjimek (Merkur a Mars). V závěru akumulačního procesu se Prazemě srážela s tělesy o hmotnostech až třikrát převyšujících hmotnost dnešního Marsu rychlostmi až 9 km/s. Kinetická energie těchto obřích impaktů se pohybovala kolem 5.10³¹ J a stačila k roztavení celé Prazemě. V této fázi došlo k hustotní diferenciaci uvnitř zemského tělesa a k vytvoření kovového (převážně železného) jádra, jakož i k odpaření původní atmosféry Země.

Tyto výpočty doplnili W. Ward a A. Cameron srážkovým modelem vzniku Měsíce. Podle obou autorů se v závěru akumulační fáze Země tečně srazila s tělesem o hmotnosti větší než 1/10 dnešní hmotnosti Země rychlostí asi 10 km/s, přičemž se roztavily a vypařily horniny zemského pláště i dopadnuvšího tělesa. Díky velkému gradientu tlaku plynu se část vypařeného materiálu postupně dostala až do vzdálenosti větší než je poloměr Rocheovy meze, kde se z něho za pouhých 100 let akumuloval dnešní Měsíc. Mechanismus postupné akcelerace vyvrženého materiálu rozpínajícím se horkým plynem je tak účinný, že za Rocheovu mez lze vynést až dvojnásobek dnešní hmoty Měsíce a dvojnásobek jeho dnešního momentu hybnosti.

Originální domněnka rázem řeší celou řadu problémů dosavadních standardních úvah o štěpení, gravitačním zachycení nebo souběžném vzniku Země a Měsíce. Zejména se tím řeší problém velkého momentu hybnosti soustavy Země-Měsíc a podobností i rozdílů v chemickém složení obou těles. Impaktní katastrofický původ družic velkých planet pak rovněž dovoluje pochopit pozorovanou rozmanitost výsledných produktů (od miniaturních družic Marsu až po dvojici Pluto-Charon) a neexistenci družic u Venuše a Merkuru.

Pokud jde o Měsíc, ukázal S. Runcorn, že během jeho raného vývoje došlo nejméně ke čtyřem velkým impaktům, při nichž se na povrch Měsíce zřítily jeho družice – v místě dopadu pozorujeme gravitační anomálie – maskony. Přitom se pokaždé skokem měnila poloha rotační osy Měsíce, a to v časech 4,2; 4,0; 3,85; 3,2 miliardy let před současností. Tyto hodnoty odvodil Runcorn ze změn orientace magnetického pole Měsíce, o němž soudí, že jeho dipólová osa vždy souhlasila s rotační osou Měsíce.

Také sklon rotační osy Marsu se během doby mění, jak tvrdí M. Carr a E. Jakosky. Podle jejich výpočtů se sklon osy k ekliptice mění výrazně v intervalu 10⁶ let. V době, kdy je největší, dochází k sublimaci polárního ledu na vodní páru, která se zkondenzuje na dešťové srážky v nízkých areografických šířkách a projeví se „přívalovými“ řekami, rozrývajícími povrch planety. Podle A. Younga není na barevných snímcích Marsu správně reprodukována barva marsovského povrchu – ve skutečnosti je povrch planety tmavě hnědožlutý. Také na Venuši převládá tmavě hnědá barva hornin, kdežto Merkur je tmavě hnědošedý, podobně jako náš Měsíc (měsíční prach se jeví dokonce jako zcela černý – odráží a rozptyluje jen 7 % dopadajícího slunečního světla). K největším barevným zkreslením došlo při reprodukci televizních záběrů sond Voyager, takže planety Jupiter i Saturn jsou ve skutečnosti žlutošedé a podivuhodná družice Io je žluto- až šedobílá, případně světle žlutozelená! Největší záhadou zůstává barevnost mračen v Jupiterově atmosféře; žádná ze známých složek Jupiterovy atmosféry totiž barevná není.

Největší záhadou Saturnu se zjevně stala otázka samotné existence jeho prstenců. Podle výpočtů D. Davise aj. se drobné částice v prstencích neustále akrečně spojují a během několika týdnů vytvářejí až 10metrové balvany, které se pak účinkem slapových sil opět rozpadají, a celý proces se neustále opakuje. Tento mechanismus může fungovat neomezeně dlouho a lze jím vysvětlit mimořádně malou tloušťku prstenců (danou v podstatě rozměrem největších dočasně akumulovaných balvanů) i optické charakteristiky, které určují tělíska o rozměrech řádu centimetrů. Naproti tomu F. Shu a G. Steward aplikovali na stabilitu prstenců Krookovu rovnici, odvozenou před časem ve fyzice plazmatu, a objasnili tak existenci spirálních hustotních vln v prstenci A. Tvrdí, že se částice chovají jako led ochlazený na 165 K, a své výpočty dokládají souhlasem s laboratorními měřeními. V tom případě je mechanismus opakované akrece vyloučen, ale objevuje se nová nesnáz: prstence jsou totiž potom jen dočasným jevem, neboť vlivem přenosu momentu hybnosti z prstenců na Saturnovy družice by se měl prstenec A zhroutit do prstence B za pouhých 100 milionů let. Čím podrobnější údaje se daří shromáždit o okrajích a mezerách mezi jednotlivými „řádky“ prstenců, tím obtížnější je sestrojit vyhovující teorii, přičemž dnes už je jasné, že dobrý model chování prstenců by pomohl vyřešit i řadu problémů kolem vzniku prvotní sluneční pramlhoviny a dokonce i vývoj spirální struktury v galaxiích.

V posledním desetiletí byly prokázány méně výrazné prstence také u ostatních velkých planet sluneční soustavy, s výjimkou Neptunu. Při pozorování zákrytů hvězd Neptunem v letech 1981–1983 nebyly nalezeny žádné důkazy o existenci prstence, ale poté se situace dramaticky změnila. První pravděpodobnou detekci poklesu jasnosti hvězdy vyvolanou prstencem ohlásil W. Hubbard při pozorování zákrytu dne 22. 7. 1984. Prstenec však zřejmě není tak pravidelný, jak by se slušelo – má v různých dobách rozličnou šířku a místy je dokonce přerušený. Tyto nečekané vlastnosti potvrdila při dalším zákrytu 20. 8. 1985 pozorování na observatořích ESO a CTIO (Chile) a CFHT (Havajské ostrovy). Obloukovité objekty se pohybují kolem Neptunu ve vzdálenosti 51 000, 74 000 a 94 000 km od centra planety, tj. ve vzdálenostech 1,8 ÷ 3,4 poloměru planety. Horní mez poloměru prstence představuje ovšem ihned další záhadu: leží totiž výrazně vně Rocheovy meze (2,5 poloměru planety), takže podle našich vědomostí by se v této vzdálenosti od centra měly jakékoliv drobné částice poměrně rychle spojit v jedinou družici. Dosavadní pozorování skýtají tedy dosti podnětů k přemýšlení pro teoretiky, ale snad bude moudřejší s definitivními závěry trochu počkat. Kdo má dost trpělivosti, stejně se nakonec pořádného prstence kolem Neptunu dočká. J. Elliot si totiž povšiml faktu, že družice Triton obíhá kolem Neptunu po stále se zužující spirále, takže za 10⁸ let se dostane pod Rocheovu mez a slapově se rozdrobí na solidní prstenec!

Jestliže prstence kolem Neptunu přidaly této planetě na záhadnosti, jiné přetrvávající problémy se možná podařilo definitivně sprovodit ze světa. G. Taylor upozornil na nesprávnou interpretaci proslulých Galileových pozorování Neptunu z let 1612–1613, takže údajná odchylka o 1′ od zpětně počítané dráhy je fiktivní. B. Smith a R. Terrill pozorovali atmosféru Neptunu v infračerveném pásmu a odvodili odtud novou, a snad již konečně správnou, periodu rotace planety – 17,8 hodiny.

Nejvzdálenější dvojplaneta Pluto-Charon se nedávno dostala do vhodné geometrické konstelace vůči Zemi, takže ve shodě s předpovědí se při oběhu kolem společného těžiště počala vzájemně zakrývat. První pozorování parciálního zákrytu se podařilo R. Binzelovi aj. dne 16. 1. 1985. Zákryt trval téměř 2,5 hodiny a magnituda B přitom poklesla maximálně o 0,04 mag; zákryty se postupně prohlubují a prodlužují, a to do r. 1988. Celá zákrytová epizoda skončí r. 1991 – pak si opět 124 let počkáme na příští konstelaci. Z dosavadních měření se však podařilo získat velmi důležité údaje o obou tělesech. Relativní albedo Charonu je o 30 % nižší než albedo Pluta, velká poloosa oběžné dráhy měří 19 300 km a součet hmotností obou těles činí 1,4.10²² kg (pouze 0,002 M_Z), přičemž Pluto je desetkrát hmotnější než Charon.

Tyto parametry znovu poukazují na okolnost, že dvojice Pluto-Charon do seznamu velkých planet sluneční soustavy vlastně nepatří – spíše bychom ji měli považovat za zbloudilou dvojplanetku. Ještě větší potíže s klasifikací objektu jsme zaznamenali u podivuhodného tělesa 1983 TB, které je nyní formálně zařazeno jako planetka pod číslem 3200 (Phaeton). Jak známo, byl objekt nalezen družicí IRAS a posléze identifikován jako mateřské těleso význačného meteorického roje Geminid. Genetické úvahy tudíž přivedly astronomy k názoru, že Phaeton je jádro „vyhaslé“ komety, jenomže nová infračervená pozorování tento názor vůbec nepodpořila. Albedo Phaetonu dosahuje 11 % a reflexní spektrum odpovídá planetkám typu Apollo: jde o horniny, a nikoliv o „špinavý led“. Průměr tělesa činí asi 5 km a doba jeho rotace je blízká 4 hodinám. Podle S. Greena aj. jsou všechny charakteristiky Phaetonu prostě typicky planetkové: nápadná je pouze malá vzdálenost perihelu – nejmenší mezi všemi známými planetkami. Proto nyní někteří autoři (např. J. Davies) rozvíjejí myšlenku, že Geminidy vznikly srážkou Phaetonu s jiným tělesem, a životnost takto netypického meteorického roje (jde vlastně o úlomky rozptýlené při srážce) odhadují na řádově 10⁴ let.

Jsou-li Geminidy zcela jedinečným meteorickým rojem, jak potom správně zařadit roj hmotných těles, jehož údajnou existenci obhajuje K. Brecher? Hovoří o tzv. canterburském roji meteoritů (název odvozuje z pozorování britského mnicha Gerváze z Canterbury, jenž r. 1178 zaznamenal úkaz, který Brecher považuje za doklad impaktu obřího meteoritu na Měsíc). Roj podle Brecherových výpočtů obsahuje řadu těles o průměru 1 km či více a pohybuje se po dráze Enckeovy komety v „trubici“ o průměru 15 milionů km.

Úhrnnou hmotnost roje autor odhaduje na 10¹⁴ kg. Největším tělesem „roje“ je přirozeně samo jádro komety a dále planetky č. 2212 a 1982 TA. Také „pravý“ meteorický roj severních Taurid má patřit k canterburskému souboru těles. Výpočty prokazují, že stabilita takového proudu je krátká, řádu 10³ let.

Jinou pozoruhodnou nestabilitu objevil J. Wisdom v pásmu planetek ve vzdálenosti 2,5 AU – v této tzv. chaotické zóně obíhají úlomky planetek dlouhou dobu po stálé dráze, aby posléze v důsledku nepatrné změny oběžných parametrů odletěly docela jinam. Ve 20 % případů je chaotická změna dráhy zavede do blízkosti naší Země a zhruba 2/3 těchto „křížičů“ nakonec dopadnou na Zemi, a to během místního odpoledne. Podle G. Wetherilla jsou zdrojem „chaotických“ meteoritů zejména planetky č. 11 Parthenope, 17 Thetis a 29 Amphitrite. Tím zajímavější budou údaje, které má získat v prosinci r. 1986 sonda Galileo při průletu kolem planetky č. 29 v minimální vzdálenosti 10 000 km.

Blízkost komety Giacobini-Zinner (1984e) k Zemi vedla k očekávanému, byť jen několikahodinovému výraznému zvýšení aktivity meteorického roje Drakonid dne 8. října v dopoledních hodinách světového času. Úkaz byl zčásti pozorován J. Bortlem v USA a početnou skupinou japonských pozorovatelů (S. Nakano aj.), kteří udali maximální frekvenci až 300 meteorů v hodině. O měsíc předtím, 11. září 1985, došlo k historickému prvnímu setkání kosmické sondy s kometou. Sérií důmyslných manévrů, navržených R. Farquharem, při nichž sonda ISEE-3 nejprve pětkrát proletěla kolem Měsíce, se totiž podařilo nasměrovat tohoto kosmického veterána (vypuštěného roku 1978) do chvostu periodické komety Giacobini-Zinner (1984e).

Ačkoliv přístroje sondy byly konstruovány pro jiné účely, podařilo se jimi získat velmi cenné údaje o fyzikálních podmínkách v okolí komety i o interakci kometárního chvostu se slunečním větrem. Sonda, přejmenovaná na ICE, začala registrovat vysoce energetické částice asi 20 hodin před průletem osou chvostu, tj. ve vzdálenosti 1,7 milionu km od jádra komety. Ve vzdálenosti 800 000 km od jádra byla už přítomnost kometárních částic zcela průkazná. Převážně šlo o ionty vody a oxidu uhelnatého. Asi 100 minut před průletem prošla sonda interaktivní oblastí mezi slunečním větrem a magnetosférou komety, aniž by zaregistrovala očekávanou rázovou vlnu. V této oblasti se zvýšila hustota částic v porovnání s hustotou slunečního větru dvakrát až třikrát a byly zde nalezeny intenzivní turbulence kometárního plazmatu. Uvnitř iontového chvostu bylo pozorováno prudké zvýšení elektronové teploty ze 150 na 500 kK. Průlet chvostem sondě trval 20 minut a byl úplně hladký – sonda se srážela s miniaturními částečkami komety maximálně jedenkrát za sekundu: pohybovala se ovšem vůči jádru komety rychlostí pouze 21 km/s a ve vzdálenostech nad 8 000 km, což snížilo riziko ničivé srážky v porovnání se setkáními sond Giotto a Vega s Halleyovou kometou. Celková doba, po níž se sonda ICE pohybovala uvnitř interaktivní oblasti, mírně přesáhla 3 hodiny.

R. M. Goldsteinovi aj. se podařilo v polovině května r. 1983 zaregistrovat radarové odrazy od komety 1983d (IRAS – Araki – Alcock) v pásmu centimetrových vln při výkonu vysílače 400 kW ve vzdálenosti komety 5 ÷ 11 milionů km od Země. Analýza měření prokázala, že jádro komety má poloměr kolem 4 km a jeho povrch se podobá planetkám typu Apollo a Amor. Perioda rotace jádra dosahuje 1–2 dny. M. Hanner aj. určili z infračervených pozorování poloměr jádra na 5 km a zjistili, že zastoupení ledu na povrchu komety je nízké. Kolem vlastního jádra komety se rozprostírá oblak prachu, přičemž z jádra se za sekundu uvolňovalo asi 100 kg prachových částic. Zatímco teploty částeček kolem jádra přesahují 300 K, pod povrchem kometárního jádra teplota rychle klesá až na 50 K.

Jak oznámili N. Sheeley aj., americká družice P78-1 zaznamenala ještě dvě komety, které se těsně přiblížily ke Slunci. Kometa Solwind 4 byla družicí sledována 4. listopadu 1981 ve vzdálenostech 10,5 ÷ 3,3 R_☉ a kometa Solwind 5 dne 28. července 1984 ve vzdálenostech 6,7 ÷ 2,7 R_☉. Solwind 4 proletěla ve vzdálenosti pouhých 0,5 milionu km nad slunečním povrchem, kdežto Solwind 5 se patrně se Sluncem srazila. Samotnou družici P78-1 však potkal v září 1985 neobyčejně smutný osud. Stala se totiž terčem protidružicového projektilu typu ASAT, který vypustilo americké vojenské letectvo. Původní vyhlášení americké vlády tvrdilo, že byla zasažena „nefungující družice“, ale postupem doby se ukázalo, že některé přístroje – mezi nimi sluneční koronograf Solwind – dosud předávaly bezchybná data. Jak se zdá, vědci používající koronograf nebyli o chystaném zničení objektu předem zpraveni, takže náhlé přerušení vysílání údajů z družice je zaskočilo. Zásahem projektilu se družice rozpadla na více než 100 úlomků o rozměrech nad 10 cm. Ztráta je tím bolestnější, že Solwind začal předávat data 3 roky po posledním minimu sluneční činnosti a pracoval úspěšně více než 6 let, takže byla jistá naděje, že by mohl shromáždit kvalitní údaje o stavu koróny za celý jedenáctiletý cyklus sluneční činnosti.

Kometou, která budila v r. 1985 přirozeně největší pozornost, byla zajisté P/Halley (1982i) , objevená ve vzdálenosti 11,04 AU. (Kupodivu nejde o rekord: v roce 1931 byla pozorována kometa Stearns 1927 IV až do vzdálenosti 11,52 AU). Nyní je již zřejmé, že v době objevu sledovali astronomové pouze světlo rozptýlené a odražené samotným jádrem komety. Ještě ve vzdálenosti 8 AU od Slunce nebyla zjištěna systematická sublimace plynů z jádra, i když výrazné kvaziperiodické jasnosti byly podle Z. Sekaniny aspoň zčásti způsobeny prachem, vytvářejícím kolem komety nestejnoměrně rozptylující obal. Jádro komety je patrně silně zploštělé a jeho poloměr se v různých směrech pohybuje od 1 do 3 km. S. Wyckoffová aj. sledovali kometu spektroskopicky i fotometricky a zjistili, že k souvislému vypařování materiálu z jádra došlo poprvé někdy mezi listopadem 1984 a únorem 1985, když byla kometa přibližně 6 AU od Slunce. Podle arizonských autorů došlo tehdy vlivem ohřátí Sluncem k roztržení prachového pláště kolem jádra a k vytvoření prachové a posléze i plynné komy. Těsně poté (12. března 1985) se podařilo kometu u nás poprvé vyfotografovat – Maksutovovou komorou hvězdárny na Kleti.

Poměrně skličující údaje o životnosti této nejslavnější komety zveřejnili A. Delsemme a D. Yeomans. Odhadují, že kometa ztrácí přes 100 kg hmoty za sekundu, takže za poslední čtyři století se poloměr jádra zmenšil o 10 %, absolutní jasnost o 0,2 mag a hmotnost dokonce o 30 %. Autoři odtud usuzují, že současná hmotnost komety je stěží 10¹⁴ kg a k vymizení její aktivity dojde za pouhých 1 300 let. Novinky z pozorování ve sluneční soustavě uzavřeme poznámkou o sledování Slunce v oboru mikrovln anténním systémem VLA s vysokým rozlišením. Při úhlovém rozlišení 1″ a časovém sledu po 10 s se M. Kundovi a K. Langovi podařilo ukázat, že již desítky minut před sluneční erupcí dochází ke změnám konfigurace magnetického pole, díky nimž se vynořují koronální smyčky a dochází k jejich vzájemné interakci. Bezprostřední příčinou erupce je pak zkratování povrchu dvou uzavřených smyček, čímž se urychlují elektrony a uvolňuje energie v pásmu mikrovln. Obdobné mikrovlnné záření bylo nyní objeveno také u jiných blízkých hvězd hlavní posloupnosti; nejspíš jde o doklad téže aktivity na okolních hvězdách.

J. Bahcall aj. znovu přehodnotili výpočty očekávaného toku slunečních neutrin v Davisově experimentu a dospěli k hodnotě (5,8 ±2,2) SNU, zatímco průměrná hodnota z pozorování v letech 1970–1983 činí (2,1 ±0,3) SNU. Tento nesouhlas není v mezích chyb tak příkrý, jak se donedávna zdálo, ale rozhodující slovo zřejmě přísluší rozbíhajícím se experimentům s galliovými detektory, kde bude možno registrovat podstatně vyšší toky nízkoenergetičtějších neutrin.

Přestože je technicky vzato sluneční soustava planet dosud astronomicky jedinečná, nepřímé důkazy svědčí stále přesvědčivěji o tom, že podobné soustavy mohou existovat také u jiných hvězd. S. Beckwith aj. zkoumali metodou skvrnkové infračervené interferometrie 5 blízkých hvězd, o nichž soudíme, že se nacházejí vývojově ještě před hlavní posloupností. U proměnných hvězd HL Tau a R Mon přitom objevili rozsáhlé prachové struktury o rozměrech 320 × 200 AU, resp. 1 300 × 1 300 AU, s minimálními úhrnnými hmotnostmi 1 a 10 M_Z. Tyto struktury nemohly vzniknout z materiálu ztraceného hvězdami v průběhu dosavadní existence, takže je prakticky jisté, že jde o prachové halo z rané fáze vytváření protoplanetárních disků kolem mateřských hvězd. Podobně B. Smith a R. Terrile prokázali infračervenými pozorováními existenci prachového disku kolem hvězdy β Pictoris. Hvězda sama je stará řádově 10⁸ let a při hmotnosti 2 M_☉ a svítivosti 10 L_☉ teprve sestupuje na hlavní posloupnost (patří ke spektrálnímu typu A5). Je od nás vzdálena 15 pc a prachový prstenec se nachází ve vzdálenosti 100–400 AU od hvězdy. Dynamické úvahy vedou k závěru, že z prstence se časem musí zkondenzovat planety.

Také objev málo hmotného průvodce hvězdy van Biesbroeck 8 přiměl astrofyziky k podrobnějšímu zkoumání vývojových posloupností pro objekty, které jsou příliš hmotné na klasické planety, avšak málo hmotné na řádné hvězdy. Souhrnně se pro tyto útvary ujal název „hnědí trpaslíci“ . První soustavnou síť modelů pro hnědé trpaslíky předložili L. Nelson aj., když počítali vývoj těles s hmotností 0,01 ÷ 0,1 M_☉. Ukazuje se, že pro hmotnosti nižší než 0,08 M_☉ nedokáže termonukleární reakce přeměny vodíku v helium ustavit v objektu termodynamickou rovnováhu, takže tím je definována minimální hmotnost „řádné“ hvězdy.

Průvodce hvězdy van Biesbroeck 8 je udržován v rovnováze tlakem degenerovaného elektronového plynu při středové teplotě něco přes 1 MK a centrální hustotě řádu 10⁶ kg/m³. Hlavní hvězda systému patří k velmi slabým a červeným hvězdám a nachází se zřejmě poblíž spodní kritické hranice hmotnosti pro řádné hvězdy. Objekt je starý zhruba 5 miliard let a hlavní složka si se svým průvodcem nikdy nevyměňovala hmotu. Snad nejdůležitějším výsledkem obdobných úvah je možnost, že díky velkému počtu neobjevených hnědých trpaslíků o hmotnosti 0,01 ÷ 0,07 M_☉ může být v Galaxii skryto úctyhodné množství hmoty. V této souvislosti připomeňme jasnozřivý názor J. Oorta z r. 1965, že v podobě takto málo hmotných – leč početných – objektů je skryta „neviditelná“ hmota naší Galaxie.

Studium neviditelných objektů v Galaxii patří přirozeně k nejzapeklitějším problémům astrofyziky. Zvlášť nesnadné je postihnout proces kondenzace hvězd z mezihvězdné látky, neboť – jak uvádí A. P. Boss – poměr hustot mladých hvězd a temných mezihvězdných mračen dosahuje hodnoty 10²⁰ ÷ 1. Mračna lze zčásti pozorovat v pásmu mikrovln a mladé hvězdy pozorujeme v optickém oboru – jenže přechodná stadia mezi oběma hustotními extrémy nejsou pozorovatelná v kterémkoliv spektrálním pásmu. Nezbývá, než se spokojit se simulací procesu kondenzace, kontrakce a kolapsu na rychlých superpočítačích. Ukazuje se totiž, že výpočet jediného vývojového modelu vzniku hvězdy z mezihvězdné hmoty vyžaduje uskutečnit více aritmetických operací, než kolik lidé úhrnem provedli do roku 1940!

Simulace prokázaly, že původní nesymetrický rotující oblak mezihvězdné hmoty se rychle hroutí ve dvou následných stadiích dynamického kolapsu. Když se v průběhu prvního kolapsu jádro prahvězdy zahřeje, rozpadají se molekuly vodíku na atomy, tím se jádro útvaru ochladí a kolaps může pokračovat. Po každém stadiu následuje akrece hmoty na stabilní jádro. Během dynamického kolapsu se oblak popřípadě rozpadá na více zhuštěnin – budoucích prahvězd. Je-li zárodečné mračno osově symetrické, zploští se v čočkovitý útvar, který se přemění v prstenec, a ten se potom rozpadne na prahvězdy. Z dostatečně nesymetrického oblaku vznikají nakonec těsné dvojhvězdy. Zásadně platí, že původní mračno s hmotností řádu 10⁵ M_☉ se musí rozpadnout nejméně na stovky fragmentů, protože hvězdy vznikají v kupách maximálně o stovkách členů.

První úspěšný model vzniku hvězd uveřejnil r. 1968 R. Larsson. Ukázal, že řídké mračno je nejprve ohříváno ultrafialovým zářením okolních hvězd. V průběhu kontrakce mračno houstne a přestane být pro toto záření průhledné. Hustší mračno tak vychladne (vyzařováním v infračerveném oboru) až na 10 K. Jestliže jeho hustota vzroste na 10¹⁷ částic/m³, projeví se vlastní gravitace tím, že nastává zmíněný dynamický kolaps. Tato fáze končí při hustotě 10²⁰ částic/m³, když se zárodek ohřeje na 100 K, a poloměru oblaku 5 AU. Při hustotě 10²² částic/m³ však teplota vzroste na 2 000 K a dojde k disociaci molekul vodíku. Druhé stadium dynamického kolapsu končí při teplotě 10⁵ K a hustotě 10³⁰ částic/m³, to jest 10³ kg/m³. Pak pokračuje akrece hmoty na jádro, které má rozměry již jen několikrát větší, než jsou rozměry dnešního Slunce. Konec akrece znamená, že vznikla mladá hvězda hlavní posloupnosti.

Pozdější Larssonovy modely popisovaly vývoj osově symetrických rotujících mračen, ale neřešily problém přebytečného momentu hybnosti: původní rotující mračno mělo až 10⁷krát větší moment hybnosti než Slunce. Ostatně s podobnou situací se setkáváme přímo ve sluneční soustavě: převážnou část momentu hybnosti nesou planety, a nikoliv ústřední hvězda.

Teprve Boss nalezl nyní způsob, jak lze díky gravitační interakci mezi částicemi rotujícího mračna zbrzdit rotaci jádra a předat moment hybnosti materiálu na periferii útvaru.

Vývojem hvězd a dvojhvězd v intervalu hmotnosti 1 ÷ 12 M_☉ se zabývali I. Iben a A. V. Tutukov. Ukázali, že dvojhvězdy a osamělé hvězdy mají společné počáteční stadium gravitační kontrakce, dále „pobyt“ na hlavní posloupnosti a konečně stadium bílých trpaslíků. Kontrakce hvězdy s hmotností 1 M_☉ trvá 30 milionů let, kdežto třeba pro hmotnost 9 M_☉ pouze 100 000 let. Rozdíly, jak známo, spočívají ve výměně hmoty přes Rocheovu mez v soustavách těsných dvojhvězd. Proces výměny se může opakovat až pětkrát, a tím vznikají rozdíly v chemickém složení i hmotnosti složek před závěrečným stadiem hvězdného vývoje. Všechny osamělé hvězdy s původní hmotností nižší než 9 M_☉ končí jako bílí trpaslíci složení převážně z uhlíku a kyslíku. Dvojhvězdy končí jako bílí trpaslíci složení z helia (při počáteční hmotnosti pod 2,3 M_☉), uhlíku a kyslíku (hmotnosti 2,3 ÷ 10 M_☉) či kyslíku a neonu (10 ÷ 10,5 M_☉). Z méně hmotné složky se však nakonec vytvoří akreční disk kolem složky hmotnější, což může vzácně vést k překročení Chandrasekharovy meze a následné explozi supernovy typu I, nebo naopak k přímému zhroucení na neutronovou hvězdu – tak lze vysvětlit vznik osamělých rychle rotujících rádiových pulzarů.

Problémem existence dvojhvězd v kulových hvězdokupách se zabýval J. Hills. Zjistil, že častá přiblížení k cizím hvězdám způsobují zmenšení velké poloosy dráhy a zvýšení její výstřednosti – tyto dráhové tendence usnadňují brzké splynutí obou složek v jedinou hmotnější hvězdu. Široké páry vizuálních dvojhvězd se naopak díky blízkým přiblížením cizích hvězd rozpadají. Z těchto důvodů pozorujeme dnes v kulových hvězdokupách poměrně málo dvojhvězd – rentgenové dvojhvězdy v nich pozorované vznikly zřejmě teprve nedávno zachycením.

Zásluhou G. Weigelta aj. se loni podařilo zlikvidovat vážný problém údajné existence supermasivní hvězdy R136 A v emisní mlhovině Tarantule (NGC 3603) u hvězdy 30 Doradus ve Velkém Magellanově mračnu. O tomto objektu se několik let tvrdilo, že jde o jediné těleso s hmotností aspoň 1 500 M_☉. Metodou skvrnkové interferometrie u dánského 1,5m reflektoru v Chile se však podařilo objekt rozlišit nejméně na 6 složek rozmístěných v plošce o průměru pouhé 1″. Zřejmě jde o velmi hustou kupu masivních hvězd třídy O.

Zákryt podivuhodné dvojhvězdy ε Aurigae skončil v květnu 1984 a R. Stencel shrnul hlavní výsledky pozorovací kampaně, jež poprvé v historii pokrývala téměř všechny spektrální obory. Systém se skládá z vysoce vyvinutého veleobra F Iia a exotického průvodce (případně podvojného!) obklopeného akrečním diskem. U veleobra o poloměru 1,4 AU probíhá hoření helia ve slupce, anebo se objekt již smršťuje na bílého trpaslíka. Akreční disk kolem sekundáru má poloměr 5 AU a rotační periodu 3 roky. Teplota vnějšího okraje disku činí 520 K. Podvojnost sekundární složky spektrální třídy B by umožnila lépe vysvětlit velkou hmotnost a relativně malou svítivost objektu, odhadovanou na stonásobek bolometrické svítivosti Slunce. Zbývající nejasnosti by měla pomoci odstranit pozorování systému v kvadratuře (roku 1989) a v sekundárním minimu (roku 1996).

Zatímco luštění záhad kolem ε Aurigae zůstane úkolem pro příští dekádu, při studiu klasických nov pomáhají současná pozorování zlepšit naše znalosti o novách, které vzplanuly v minulosti. V tomto směru k nejzajímavějším pozorováním patří studium vlastností postnovy CK Vulpeculae, která vzplanula r. 1670, a je tedy s převahou nejstarší zaznamenanou novou, jejíž polohu dobře známe. Očima byla pozorována v letech 1670, 1671 a 1673, což je samo o sobě jedinečný případ mezi novami. Při vzdálenosti 550 pc, odvozené z úhlových rozměrů a rychlosti expanze plynné mlhoviny M. Sharou aj., vychází absolutní hvězdná velikost novy v maximu o 6 mag slabší než u běžných nov. To odpovídá velmi nízké rychlosti expanze plynné obálky 60 km/s a malé rychlosti přenosu hmoty mezi složkami dvojhvězdy, přibližně 10^-11,5 M_☉/r.

Neméně pozoruhodnou analýzu infračervených měření Novy Aquilae 1982 uveřejnili P. Roche aj., kteří novu sledovali mřížkovým spektrometrem s čidlem chlazeným kapalným heliem v pásmu 8 ÷ 13 μm. Nova dosáhla optického maxima 6 mag koncem ledna 1982 a za 40 dnů poté zeslábla na 13 mag. Po dalších dvou měsících se o něco zjasnila na 12 mag. Infračervená pozorování prokázala tvorbu prachových zrnek již 37 dnů po maximu. Silné prachové emise byly pozorovány britským infračerveným teleskopem UKIRT a 2,2m teleskopem na Havajských ostrovech i anglo-australským teleskopem v Siding Spring 140 ÷ 280 dnů po maximu. Z měření vyplývá, že expanze plynných obalů kolem novy probíhala rychlostmi 3 800 a 10 000 km/s a že ve vyvrženém materiálu byly nadprůměrně zastoupeny neon (730krát oproti slunečnímu standardu), dusík (320krát), uhlík (24krát) a kyslík (22krát). Tyto anomálie jsou důležitou podporou dnes všeobecně uznávané teorie o termonukleární povaze výbuchů nov, přičemž podmínkou překotnosti exploze je právě obohacení materiálu vybuchující slupky bílého trpaslíka prvky C, N a O.

Kuriozitou při objevu „jižní“ Novy Muscae 1983 se podle J. Krauttera aj. stala cesta, jíž se zpráva o vzplanutí novy rozšířila. Nova byla objevena W. Lillerem na observatoři Cerro Tololo v Chile. Jak je zvykem, poslal autor sdělení o objevu do Centra pro astronomické telegramy v Cambridge (USA), odkud šel ihned telex na Nový Zéland. Tamější astronomové pak stejně bleskově poslali žádost o spektroskopická pozorování novy na observatoř ESO v La Silla, vzdálenou pouhých 500 km od Cerro Tololo – zpráva však mezitím urazila celých 35 000 km. Tu se ukázalo, že pro hlavní 3,6m teleskop byla nova v maximu (7 mag) příliš jasná, takže přístroj bylo třeba rozostřit, aby bylo možné pořídit rozumně exponovaná spektra. Studium této pozoruhodné novy posléze probíhalo komplexně jak v optickém oboru spektra, tak rovněž pomocí přístrojů na umělých družicích IUE a EXOSAT.

Nova, která dosáhla maxima v polovině ledna 1983, zeslábla o 3 mag za 40 dnů – pak se však její vizuální jasnost neměnila po dobu 10 měsíců. Patnáct měsíců po maximu bylo pozorováno její rentgenové záření, což lze podle M. Ogelmana aj. interpretovat jako tepelné záření vlastního povrchu explodující hvězdy. Jde vlastně o první případ zachycení rentgenové emise novy a teplota povrchu bílého trpaslíka vychází na 350 kK. Kombinace pozorování z různých spektrálních oborů prokazuje, že novy vysílají přebytek zářivé energie mnohem déle, než jak vyplývá z vizuálních světelných křivek: v červnu 1984 byl totiž pozorován nový výbuch pouze v ultrafialovém oboru spektra a rentgenový tok z novy zůstal konstantní až do poloviny prosince 1984. Z kombinace všech pozorování vyplývá, že nova je od nás vzdálena 5 kpc a hmotnost bílého trpaslíka v soustavě činí 1 M_☉.

Vloni se také podařilo objevit dosud nejvzdálenější novy, a to v obří galaxii M87 v souhvězdí Panny. C. Pritchet a S. van den Bergh využili skvělých podmínek u 3,6m reflektoru CFHT na Havajských ostrovech a čidel typu CCD k pozorování dvou nov, které v maximu (!) jasnosti dosáhly 24,1 mag a 24,9 mag v modrém spektrálním oboru.

Další kuriozitou, jež se týká chemicky pekuliární hvězdy HD 37776 v Orionu, je objev I. Thompsona a J. Landstreeta, kteří zjistili dvojitou vlnu kruhové polarizace v křídlech čáry H-β s amplitudou 0,2 T během základní (rotační) periody 1,54 dne. Autoři odtud usuzují, že hvězda má kvadrupólové magnetické pole, což by byl samozřejmě první pozorovaný případ pro hvězdy vůbec.

Podobným překvapením je optická identifikace rentgenového pulzaru PSR 0540-69 ve Velkém Magellanově mračnu, o niž se zasloužili J. Middleditch a C. Pennypacker na observatoři Cerro Tololo. Zjistili, že pulzar s periodou 50 ms je opticky hvězdou 23 mag a že energie optických záblesků dosahuje 2 % záření pozůstatku supernovy. Pulzar se značně podobá pulzaru v Krabí mlhovině, je starý přibližně 1 700 let a magnetické pole na povrchu neutronové hvězdy dosahuje indukce 400 MT. Rádiové záření pulzaru zjištěno nebylo, což snad lze vysvětlit „rozmytím“ impulzu velkou rádiovou disperzí signálu.

Z rentgenových zdrojů vzbudil loni zvlášť mimořádný rozruch už tak dost proslulý objekt Cygnus X-3, objevený již roku 1966. V září 1972 se totiž na dobu několika dnů stal nejjasnějším zdrojem na obloze v rádiovém oboru spektra a od té doby se čas od času rádiová vzplanutí opakují. Rentgenový signál jeví periodicitu 4,8 hodiny, což se považuje za oběžnou dobu v soustavě těsné dvojhvězdy, kde jedna složka je neutronovou hvězdou. V roce 1979 oznámili J. I. Nešpor aj. na základě šestiletých měření Čerenkovovými detektory na Krymu, že ze zdroje přichází modulovaný tok vysoce energetických fotonů záření gama s energiemi do 1 TeV.

Objev byl posléze potvrzen na dalších observatořích v USA, Velké Británii a NSR; tím se zdroj Cygnus X-3 rázem zařadil mezi nejpozoruhodnější objekty Galaxie. Při odhadované vzdálenosti kolem 15 kpc jde totiž o nejvýkonnější zdroj gama v celé Galaxii, produkující fotony o energiích až 10¹⁶ eV. Předběžné výpočty pak naznačily, že tím by se dal vysvětlit i celkový tok vysoce energetického (až 10¹⁷ eV) kosmického záření z Galaxie, jenž produkci fotonů gama ve zdroji Cyg X-3 nepochybně doprovází.

V poslední době oznámili vedoucí pokusných podzemních laboratoří v USA (Minnesota a Cleveland) a v západní Evropě (Mt. Blanc), že v detektorech objevili spršky mionů jevící rovněž periodicitu 4,8 hodiny a intenzitu závisející na výšce zdroje Cyg X-3 nad obzorem detektoru. Tato vpravdě senzační pozorování by znamenala, že miony jsou druhotné produkty interakcí neznámých elektricky neutrálních částic, vysílaných zdrojem Cyg X-3 a pohybujících se stejnou rychlostí mezihvězdným prostorem, se zemskou atmosférou! Dříve však, než se mohly rozvinout spekulace o novém typu částic, přišla studená sprcha: ostatní podzemní laboratoře mionové spršky nezaznamenaly, takže aspoň pro tuto chvíli je částicová fyzika zachráněna. Astronomie záření gama je zkrátka vůči ostatním spektrálním pásmům v nevýhodě, jelikož celkový počet vysoce energetických fotonů je opravdu velmi malý – téměř bez nadsázky stále platí, že se zde vyskytuje více astronomů než fotonů.

Tím spíš je třeba hodnotit sdělení J. Dowthwaita aj. o objevu periodicky modulovaného záření gama od rádiového pulzaru v Krabí mlhovině v pásmu 1 TeV. Vysoce energetické fotony přicházejí ve fázi s optickými i rádiovými pulzy, což mimo jiné dokazuje nezávislost rychlosti šíření elektromagnetického signálu na vlnové délce v dosud nejširším rozsahu.

G. Stokes aj. přidali již pátý objekt na seznam binárních rádiových pulzarů. Pulzar PSR 2303+46 má impulzní periodu 1,066 s a oběžnou dobu 12,34 dne. Patří k binárním pulzarům s vysokou excentricitou (e = 0,66) a je od nás vzdálen 2,3 kpc. Objekt je ve velké vzdálenosti (500 pc) od galaktické roviny a vznikl postupným zhroucením dvou masivních hvězd s původní hmotností řádu 10 M_☉. Stáří systému přesahuje 20 milionů let a autoři soudí, že jako pulzar pozorujeme mladší z obou neutronových hvězd, jež rotuje kolem osy pomaleji než její zhroucený protějšek.

Dlouhodobou stálostí periody milisekundového pulzaru PSR 1937+21 se zabývali M. Davis aj. Po odečtení známých vlivů, jež způsobují zdánlivou změnu periody pulzaru, se ukazuje, že střední odchylka základní periody nepřesahuje 1 μs za rok, a s prodlužující se dobou přesných měření by mělo být možné snížit tuto hodnotu ještě o dva až tři řády. Tím by se opravdu překonala kvalita i těch nejdokonalejších laboratorních časových normálů. Podmínkou ovšem je, aby milisekundový pulzar nevykázal v budoucnosti skoky v periodě, jak je občas pozorujeme u jiných rychlých pulzarů. Kromě toho by bylo zvlášť cenné, kdyby se podařilo nalézt další objekty s periodami řádu milisekundy pro nezávislá časová měření. Už nyní se však stává milisekundový pulzar důležitým prostředníkem pro odvozování kosmologických charakteristik raného vesmíru i pro ověřování obecné teorie relativity.

Ze statistického rozboru vlastností 316 rádiových pulzarů odvodili A. Lyne aj., že v Galaxii je aktivních 200 000 pulzarů, jejichž škálová výška vůči rovině Galaxie činí 400 pc. V průměru vzniká jeden pulzar za 30 ÷ 120 let a jejich životnost, daná poločasem rozpadu magnetického pole, dosahuje průměrně 9 milionů let. Mezitím R. Dewey aj. objevili radioteleskopem v Green Banku 34 nových pulzarů na frekvenci 390 MHz.

Rozsáhlou studii o supratekuté neutronové kapalině v neutronových hvězdách publikovali D. Pines a M. Ali Alpar. Vycházejí přitom z úvah sovětských fyziků Migdala, Ginzburga a Kiržnice, kteří uvažovali o supratekutosti v neutronových hvězdách již počátkem 60. let, tedy ještě před objevem rádiových pulzarů. Existence pulzarů však podstatně prohloubila naše představy o struktuře neutronových hvězd, které jsou z několika slupek. Atmosféra neutronové hvězdy dosahuje tloušťky jen několika málo metrů a hustoty až 7.10⁹ kg/m³. Pod ní je vnitřní kůra o tloušťce několika kilometrů a hustotě až 2,4.10¹⁷ kg/m³, představovaná vysoce degenerovanou supratekutou neutronovou kapalinou. Uvnitř kůry je konstantní teplota kolem 500 MK. Rychlou rotací neutronové hvězdy vznikají v kapalině vírové proudnice, jež jsou zakotveny ve vnější kůře, takže kapalina rotuje společně s vnější kůrou jako tuhé těleso.

Postupné zpomalování rotace neutronové hvězdy však vede čas od času k odtržení vírových proudnic, což se navenek projeví skokem v periodě. Tyto skoky byly pozorovány celkem u pěti pulzarů, a to nejčastěji u pulzarů v Krabí mlhovině a v souhvězdí Plachet. Jejich společným znakem je rychlý náběh skoku v intervalu kratším než den a mimořádně dlouhá relaxace impulzní periody, trvající týdny. Relativní amplituda skoků dosahuje hodnot 10^-9 až 10^-6. Uvedené příznaky jsou v příkrém rozporu s původně navrženým mechanismem hvězdotřesení, kdežto vysvětlení odtržením a novým zakotvením vírových proudnic v supratekuté kapalině výborně odpovídá pozorovaným údajům. Dospíváme tak k závěru, že supratekutost v přírodě není omezena na teploty blízké absolutní nule – může se vyskytovat za vysokých hustot a teplot na skutečně makroskopické škále, totiž v nitru neutronových hvězd.

Rádioví astronomové slavili v loňském roce úspěchy při objevování dalších, neobyčejně exotických molekul v mezihvězdných mračnech. R. Loren aj. nalezli methyldiacetylen (CH₃C≡CC≡CH) v pásmu 20,4 ÷ 24,4 GHz: L. Snyder aj. identifikovali methylkyandiacetylen (CH₃C≡CC≡CCN) na 19 a 25 GHz jako první desetiatomovou molekulu v mezihvězdném prostoru. F. Comes aj. zaregistrovali čáru 216,4 GHz příslušející sloučeníně CCD (pozor, jde o chemickou látku, nikoliv o křemíkový detektor!) a P. Thaddeus aj. objevili propnylidin (CH₃,HC≡CC•••) s čarami na frekvencích 33,76 a 164 GHz. Společným rysem nových objevů se stává skutečnost, že mnohé z těchto sloučenin se předtím nikdy nepodařilo připravit laboratorně. Naopak, jejich kosmická detekce vede dodatečně k úspěšné laboratorní syntéze. Celkem známe přes 60 mezihvězdných sloučenin: 14 dvouatomových, 12 tříatomových, 10 čtyřatomových, 7 pětiatomových, 3 šestiatomové, 5 sedmiatomových, 2 osmiatomové, 5 devítiatomových a po jedné deseti-, jedenácti- a třináctiatomové (HC₁₁N – kyanodekapentayn).

Při studiu mezihvězdného prostředí však v poslední době stoupá relativní význam pozorování na ještě vyšších frekvencích submilimetrového a infračerveného pásma. Souvisí to především s faktem, že průměrná teplota mezihvězdné látky (kolem 50 K) určuje podle Planckova zákona, že právě v těchto pásmech vydává mezihvězdná látka nejvíce záření. Submilimetrové pásmo je technicky málo rozvinuté – nejenže je z větší části nepřístupné pozemským pozorováním díky silné absorpci v atmosféře, ale neexistují ani dostatečně citlivá čidla záření. Snad nejúspěšnější pokusy v tomto směru vykonali v poslední době na Evropské jižní observatoři v Chile E. Krugel a A. Schulz, kteří ukázali, že za příznivých podmínek lze sledovat rozložení molekuly CO v mezihvězdném prostoru i v okolí prahvězd, zejména v čáře 0,65 mm. Tzv. infračervený cirus, odhalený družicí IRAS v pásmu 0,06 ÷ 0,012 mm, je podle F. Boulangera aj. projevem interakce prachových silikátových a grafitových zrníček s fotony viditelného světla. Zrníčka jsou uvnitř mračen neutrálního vodíku a procházející záření je na omezenou dobu zahřívá na vyšší teplotu.

Infračervená pozorování v pásmu 1,65 ÷ 20 μm přispěla též rozhodujícím způsobem k odhalení pozoruhodné struktury vlastního jádra naší Galaxie. Studium čáry ionizovaného neonu na vlnové délce 12,8 μm přivedlo E. Serabyna a J. Lacyho k názoru, že v centru rádiového zdroje Sgr A West, jenž je všeobecně považován za geometrický střed Galaxie, se nalézá černá veledíra s hmotností přibližně 4 MM_☉. Zkoumali totiž pomocí uvedené čáry pole rychlostí v centrálních 2 pc Galaxie a objevili tak rychlé proudy plynu, které vyžadují vysokou centrální hmotnost tělesa neobyčejně malého poloměru. Tyto vývody nezávisle potvrdili M. Crawford aj., kteří sledovali centrální oblast v čáře neutrálního kyslíku (63 μm a 146 μm) a čarách C a CO v submilimetrovém pásmu spektra. Kolem černé veledíry pozorujeme ionizovaný plyn o nízké hustotě v dutině o poloměru 1,7 pc a koncentrovanou hvězdokupu s úhrnnou hmotností asi 1,2 MM_☉. Konečně v rozmezí 1,7 ÷ 10 pc od centra rotuje plynný disk o hustotě 10¹¹ částic/m³ a teplotě 300 K, který má hrudkovitou strukturu.

Klíčem k rozpoznání struktury jádra jsou zřejmě rádiová pozorování s nejvyšším možným rozlišením – nejdále se dostali K. Lo aj. systémem mezikontinentální interferometrie, když docílili lineárního rozlišení pouhých 20 AU. Společně s pozorováními anténou VLA v Novém Mexiku se tak podařilo objevit složitou strukturu proudů směřujících do jádra, od jádra i rotujících po kruhové dráze kolem něho. K tomu přistupuje vliv poměrně silného (10 nT) magnetického pole neznámého původu. Podle M. Waldropa patrně pozorujeme turbulentní následky mohutné exploze, k níž došlo v jádře Galaxie před 30 miliony let. Není vyloučeno, že jde o cyklický proces, při němž se při explozi počne od černé díry šířit rázová vlna, která „vymete“ prostor až k prstenci ve vzdálenosti 3 kpc od centra. Mezitím však začne tento materiál znovu padat do centra, a když se tam vrátí, dojde k nové explozi atd.

Z mnoha důvodů se zdá, že mezi jádrem naší Galaxie a jádry aktivních či Seyfertových galaxií, resp. kvasary, je pouze kvantitativní rozdíl: jednotlivé typy objektů se liší hmotností centrální černé díry. V tu chvíli nabývá další výzkum jádra Galaxie nový rozměr: máme zde patrně jedinečnou možnost pozorovat „zblízka“ mechanismus uvolňování zářivé energie, který se projevuje ve větší míře i u nejsvítivějších vzdálených kvasarů!

Obří anténní soustava VLA se uplatnila také při objevu nového typu proměnných rádiových zdrojů v blízké galaxii M82. P. Kronberg a R. Sramek pozorovali s vysokým rozlišením 0,34″ (lineárně 5,3 pc) galaxii M82, vzdálenou od nás 3,2 Mpc. Opakovaná měření po dobu bezmála tří let na frekvenci 4,9 GHz odhalila výskyt více než 40 izolovaných rádiových zdrojů, jejichž rádiový tok s časem rychle klesal. Autoři soudí, že v této galaxii probíhá překotná tvorba masivních hvězd, jejichž vývoj brzy končí výbuchy supernov. Rádiové zdroje by pak měly být dokladem těchto explozí, doprovázených silným výronem zářivé energie v daleké infračervené i rádiové oblasti spektra. Ze statistiky vyplývá, že v galaxii M82 dochází k výbuchu supernovy po 3 až 5 letech a že tím lze zcela vysvětlit pozorovaný infračervený přebytek záření galaxie (6.10³⁶ W).

Ve skutečnosti zdaleka nejde o jedinečný případ. J. Houck aj. prokázali, že neidentifikované zdroje dlouhovlnného infračerveného záření ve vysokých galaktických šířkách, objevené družicí IRAS, jsou vesměs vzdálené galaxie, jejichž infračervený přebytek záření je úctyhodný – v tomto pásmu září o 2 až 3 řády více než opticky. Úhrnná svítivost 5.10¹¹ ÷ 5.10¹² L_☉ je srovnatelná se svítivostí kvasarů a přitom se téměř celá vyzáří v infračerveném oboru spektra. Není vyloučeno, že i tato anomálie souvisí s překotnou tvorbou hvězd, jejíž příčina zůstává zatím skryta.

Mezitím H. Spinrad a S. Djorgovski neúnavně pokračovali ve snaze nalézt obzvláště vzdálené rádiové galaxie pomocí opticky měřených červených posuvů. Stávající rekord z = 1,82 pro radiogalaxii 3C 256 patrně nebude mít dlouhé trvání, neboť autoři jsou schopni zaznamenat spektra galaxií až 24 mag!

Zkoumání vzdálených galaxií umožňuje poprvé studovat přímo velkorozměrovou strukturu vesmíru, jež se jeví jako síť vláken a plošek na škále řádu 100 Mpc. Dosud největší strukturu odhalili J. Burns a D. Batuski ze spekter galaxií 2,1m reflektorem na Kitt Peaku. Zjistili, že ve směru od souhvězdí Persea k souhvězdí Pegasa se táhne „trubice“ o tloušťce 15 Mpc a o délce 300 Mpc, představující dosud největší „supernadkupu“ galaxií. Tato supersoustava jeví stejně zjevné příznaky existence skryté hmoty (dark matter), jaké jsou nalézány v měřítkách galaxií a obyčejných kup i nadkup. Proto se problém skryté hmoty vesmíru stává jedním z nejzávažnějších astrofyzikálních problémů současnosti, jelikož – jak známo – přebytek skryté hmoty nad pozorovanou dosahuje poměru až 1 : 10, a to ve všech rozměrových škálách.

Všeobecně se soudí, že skrytá hmota je z větší části nebaryonové povahy, tj. nejde ani o prvotní černé díry, ani o bludné planety, asteroidy, meteoroidy apod. Současně se přitom musí řešit problém, jak se z původní víceméně homogenní „kosmologické polévky“ vytvořily galaxie a jejich seskupení, zatímco skrytá hmota si z větší části zachovala svou homogennost. To vše dohromady vytváří složitý komplex navzájem propojených otázek, jež zasahují jak do klasické astronomie, tak i do moderních partií částicové fyziky.

Dosud není zcela jasné, čím to, že se galaxie vytvořily brzy po velkém třesku – patrně již v průběhu 1 miliardy let. Stejně tak nevíme, zda nejprve vznikaly zárodky nadkup a kup galaxií (adiabatický scénář), anebo nejprve kondenzovaly jednotlivé galaxie, které se posléze shlukovaly do kup a nadkup (izotermální scénář). Konečně je znepokojující, že kandidátů na skrytou hmotu v částicové fyzice je podezřele mnoho: axiony, fotina, kvarkové nuggety, slabě interagující masivní částice, aniž by pro existenci kteréhokoliv z nich byl aspoň slabý důkaz. Proto se možná nelze divit A. MacRobertovi, že přichází s radikálním řešením – ve vesmíru žádná skrytá hmota není, neboť při analýze zmíněných kosmologických pozorování prý vycházíme z nesplněných předpokladů o gravitační stabilitě kup a nadkup galaxií! Další pokrok v objasňování problému skryté hmoty je nesporně vázán na rozsáhlejší a přesnější výzkumy, což je zřejmě úkol pro příští generaci pozemních i kosmických teleskopů.

V minulém roce se dosáhlo velmi povzbuzujícího pokroku ve výzkumu vzdálených kvasarů, jež se čím dál tím více jeví jako extrémní případy aktivních jader galaxií. Postupně se stále přesvědčivěji dokazuje předpoklad, že rádiové záření výtrysků je relativisticky usměrněno ve směru pohybu částic. Tím se souběžně daří řešit i známý problém zdánlivých nadsvětelných rychlostí rádiových „uzlíků“ vůči jádru kvasaru. Všeobecně se potvrzuje původní Reesův názor, vyslovený již r. 1966, že jde o efekt projekce relativistického svazku směřujícího téměř přesně k pozorovateli do roviny kolmé k zornému paprsku. Shoda panuje i v názoru na mechanismus zářivé přeměny urychlováním hmoty hvězd a mezihvězdné látky v silném gravitačním poli černé veledíry s hmotností řádu 10⁸ ÷ 10⁹ M_☉. To tedy znamená, že kvasary se vesměs vytvářejí v jádrech již vzniklých galaxií a po určité době jejich aktivita končí vyčerpáním látky schopné akrece na černou díru.

Nejsvítivějším kvasarem je objekt S 5 0014+81 s červeným posuvem z = 3,41, jehož celková svítivost dosahuje hodnoty 5.10⁴¹ W (řádově 1 PL_☉!). Svým způsobem unikátní pozorování se zdařilo v květnu 1983 B. Campbellovi aj., když objevili hvězdu 20 mag ve vzdálenosti 2″ na jihovýchod od kvasaru 1059+730 se z ~ 0,009 (vzdálenost cca 600 Mpc). Hvězda za dva roky zeslábla o 2 mag, takže je nejvýš pravděpodobné, že šlo o supernovu typu II s absolutní hvězdnou velikostí v maximu -17,6 mag. Absolutní hvězdná velikost kvasaru vychází na -21,7 mag a okolní galaxie asi -20,7 mag. Tím byla jednak objevena vůbec nejvzdálenější supernova, jednak nezávisle potvrzena kosmologická škála vzdáleností pro kvasary i jejich koincidence s galaxiemi.

Studium gravitačně deformovaných obrazů kvasarů ( „gravitačních čoček“ ) potvrzuje základní myšlenku, že jde o úkazy vzniklé ohybem světelných i rádiových paprsků z bodových kvasarů v gravitačním poli mezilehlých galaxií. Známe šest „čoček“ se vzdálenostmi obrazů od 2,3″ do 7,1″ a očekává se, že počet takových koincidencí dosáhne 1 % z celkového počtu objevených kvasarů, především pro největší hodnoty červených posuvů. Kromě potvrzování efektu obecné teorie relativity přispívá studium gravitačních čoček k prověřování úvah o existenci tzv. kosmologických strun a k nezávislému odhadu velikosti skryté hmoty v halech galaxií.

Nepřímou metodou ke studiu rozložení hmoty v raném vesmíru se stalo měření anizotropie reliktního záření, jež dává stále nižší hranici pro velikost raných fluktuací. J. Uson a D. Wilkinson zjistili, že při úhlovém rozlišení 4′ nedosahují relativní fluktuace teploty reliktního záření meze 2.10^-5, (což podle V. N. Lukaše není již příliš daleko od teoretické předpovědi 5.10^-6). Probíhající experimenty umožňují testovat správnost našich modelů rozložení hmoty v raném vesmíru dokonce s vyšší přesností, než když k tomu cíli studujeme rozložení galaxií v prostoru. Podle M. Aaronsona lze prostorový pohyb Galaxie vůči poli izotropního reliktního záření složit ze dvou vektorů, a to z lokálního padání Galaxie směrem ke kupě galaxií v souhvězdí Panny rychlostí 333 km/s a z globálního pádu soustavy směrem k nadkupě Hydra-Centaurus rychlostí 310 km/s. Výsledkem je vektor rychlosti o velikosti 600 km/s ve směru k souhvězdí Lva. Uvedená hodnota dobře souhlasí s rychlostmi vztaženými k 10 kupám galaxií, které se nacházejí mimo naši vlastní nadkupu.

Pozorované vlastnosti reliktního záření podněcují kosmology ke stále odvážnějším úvahám o vlastnostech vesmíru, zejména v jeho nejranější vývojové fázi. Zatímco nyní představuje hustota energie reliktního záření jen 1/1000 hustoty energie normální látky, v raném vesmíru tomu bylo právě naopak: záření mělo velkou převahu, která se dodnes jeví v poměru počtu fotonů a baryonů 10⁹ : 1. Tento fakt zase souvisí s nepatrnou asymetrií v zastoupení hmoty a antihmoty v raném vesmíru. Podle M. Longaira patří prvotní mírná asymetrie v zastoupení baryonů a antibaryonů k opravdovým záhadám kosmologie, podobně jako skutečnost, odvozená ze zmíněné vysoké izotropie reliktního záření, že ve velmi velkém měřítku byl raný vesmír neobyčejně homogenní. Naproti tomu ve středních měřítkách (řádu 10⁸ Mpc) pozorujeme zcela nápadnou strukturu: zhruba 1/8 prostoru obsahuje galaxie, kupy a nadkupy, zatímco zbytek je téměř úplně prázdný. Má-li mít kosmologická teorie naději na všeobecné přijetí, musí umět co nejpřirozeněji vysvětlit všechna tato fakta.

Dokonalá teorie přirozeně neexistuje, ale přece jen se objevují jakési základní obrysy, spojené s pracemi P. Daviese, S. Hawkinga, J. B. Zeldoviče, A. Vilenkina, D. Liebschera, I. D. Novikova a dalších. Největší problémy se pochopitelně týkají samotné počáteční singularity, kterou obvykle nazýváme velkým třeskem. S. Hawking, který spolu s R. Penrosem dokázal před časem nevyhnutelnost prostoročasových singularit v obecné teorii relativity, přichází nyní s tvrzením, že zahrnutím efektů kvantové mechaniky do kosmologie se prvotní singularita ve čtyřrozměrném prostoročase „rozmaže“ a tvoří plochu bez okrajů. V tom případě lze podle Hawkinga tvrdit, že „okrajové podmínky pro vesmír spočívají v tom, že žádné nejsou“ . To znamená, že stávající či budoucí fyzika může úspěšně popisovat vývoj vesmíru, až na nejbližší okolí singularity. Čas má počátek, a v uzavřeném modelu vesmíru i konec, a události „před“ velkým třeskem nemohou mít žádný vliv na pozdější stav vesmíru.

Podle P. Daviese měl zárodečný vesmír extrémně vysokou (nekonečnou?) teplotu a Planckovy rozměry a díky kvantovým fluktuacím „tuneloval“ z ničeho do tzv. de Sitterova vesmíru. Tento vesmír rychle expanduje – dochází k jevu, kterému se říká inflace (prudké rozfouknutí) vesmíru. Příčinou jevu je okolnost, že velmi raný vesmír se nacházel ve stavu, který fyzikové popisují jako „falešné vakuum“ . Studiu vlastností „falešného vakua“ se v posledních pěti letech věnuje na 1 000 fyziků, kteří na toto téma publikovali již 600 původních prací. „Falešné vakuum“ vykazuje vysokou hustotu energie a záporný tlak, jenž se projeví inflačním rozfouknutím prostoru a přeměnou energie „falešného vakua“ v reálnou látku a zářivá pole vesmíru. Inflací se prudce sníží entropie vesmíru – Davies to přirovnává k „natažení“ vesmírných hodin, které od té doby až dosud „dobíhají“, tj. entropie se zase zvyšuje.

Inflace tak přirozeně vysvětluje okolnost, že vesmír je „vyladěn“ na kritickou rychlost rozpínání (plochý model vesmíru), dále velkorozměrovou homogenitu vesmíru, jakož i nepřítomnost pozorovatelného počtu topologických defektů v něm. K těmto defektům počítáme magnetické monopóly (s hmotností převyšující 10¹⁶krát hmotnost protonu), kosmologické struny (s hmotností 10¹⁸ kg/m délky struny) a doménové stěny (s hustotou až 10⁴⁹ kg/m³!). Řečeno Daviesovými slovy „inflace působí jako proces, jenž vytvoří dnes pozorovaný vesmír bezmála z čehokoliv, co bylo na počátku“.

Podle M. Longaira je tento způsob uvažování o raném vesmíru fyzikálnější, než vysvětlovat pozorované vlastnosti vesmíru i jeho speciální rysy v raných fázích tzv. antropickým principem. Současná fyzika nemá zásadní potíže popsat vývoj vesmíru od času 10^-10 s po velkém třesku dodnes, snad s jedinou výjimkou: není dost jasné, co představuje skrytou hmotu vesmíru, která je téměř určitě nebaryonové povahy, a přitom jí musí být právě tolik, aby doplnila hustotu baryonové hmoty přesně na hustotu kritickou! S tím souvisí i problém vzniku galaxií. Zdá se, že galaxie vznikly velmi brzo, tj. že v homogenním prvotním vesmíru se musely rychle vytvořit přiměřeně velké nehomogenity tvořené jak baryonovou, tak nebaryonovou hmotou (skrytá hmota se zřejmě koncentruje do galaktických hal a obalů kup i nadkup), a to buď přímo v rozměrech galaxií, anebo na úrovni nadkup galaxií (lívance a špagety). V prvním případě (izotermální scénář) se galaxie posléze shlukovaly do kup a nadkup. V druhém případě (adiabatický scénář) se hmota nadkup teprve druhotně diferencovala na kupy a jednotlivé galaxie. Trochu podezřelá zůstává okolnost, že se dosud nepodařilo nalézt hvězdy III. populace (tedy I. generace), složené pouze z prvotního vodíku a helia: všechny hvězdy, které v galaxiích pozorujeme, jsou zřetelně obohaceny o těžší prvky (kovy), což lze pochopit, jestliže v raném vesmíru vznikaly pouze velmi hmotné hvězdy, jejichž životní cyklus je dostatečně krátký.

Jak je patrné, v kosmologii zbývá dostatečné množství otevřených otázek a libovolných parametrů, jež zaručují, že i v budoucnosti si tato disciplína zachová pověst oboru, v němž nikdo o ničem nepochybuje, ale přitom se všichni stále mýlí. Ve světle předešlých diskusí pak zní až neuvěřitelně optimisticky závěr A. Sandage a G. Tammanna, že se podařilo zlepšit vzájemný souhlas nezávislých určení stáří vesmíru od velkého třesku, když nejnovější hodnota Hubbleovy konstanty dává stáří 19,5 miliard let, z nukleogeneze prvků vyplývá stáří 20 miliard let a z trvání kulových hvězdokup stáří 18 miliard let.

V zajímavém přehledovém článku uvádějí S. Shapiro aj., že ke zkoumání vlastností nejranějšího vesmíru se lépe než optická astronomie a studium elementárních částic hodí rozpracovávané metody detekce gravitačního záření. Z teorie relativity plyne, že v zásadě existují tři typy dostatečně intenzivních zdrojů gravitačních vln, a to zdroje impulzní (kolaps jádra hvězdy nebo galaxie, srážka kompaktní hvězdy s jiným objektem), periodické (těsné dvojhvězdy s velmi masivní složkou; nesféricky deformované rychle rotující kompaktní hvězdy) a stochastické (vznikají překryvem impulzních zdrojů; případně jde o zbytkové záření velmi raného vesmíru). Právě studium stochastického gravitačního záření (gravitační obdoby elektromagnetického reliktního záření) by mohlo jednou vést k přímému určení vlastností vesmíru v čase 10^-44 s – tedy v éře platnosti supersymetrické interakce.

Studium gravitačních vln se ovšem dlouho omezovalo pouze na teoretické spekulace. Ačkoliv jejich existence vyplývá z obecné teorie relativity, v r. 1922 poznamenal A. Eddington ironicky, že gravitační vlny se patrně šíří rychlostí zbožných přání, a dokonce i sám A. Einstein ve třicátých letech pochyboval, že takové vlny opravdu existují! Teprve důkladnější analýza problému v polovině našeho století potvrdila, že vlny musí existovat, i když jejich detekce bude zajisté velmi obtížná. Obtížné jsou ostatně i samotné výpočty, neboť nelineární parciální diferenciální Einsteinovy rovnice pro gravitační pole společně s relativistickými rovnicemi hydrodynamickými je třeba řešit aspoň dvojrozměrně (v jednorozměrném zjednodušení neobdržíme žádné gravitační vlny), což je na hranici možností soudobých superpočítačů, a realističtější trojrozměrná řešení nejsou dosud možná vůbec.

Až v roce 1977 spočítal L. Smarr průběh emise gravitačních vln při srážce dvou černých děr a r. 1980 S. Shapiro a S. Teukolsky poprvé spočítali průběh vzniku nerotující kulové souměrné černé díry gravitačním kolapsem. První výpočet kolapsu rotující nesférické hvězdy pochází teprve z r. 1985. Pro odhady naděje na detekci záření jsou důležité jak frekvenční rozsah detektoru, tak frekvence příslušného jevu v blízkém kosmickém okolí. Relativní amplituda gravitačních vln v detektoru se vyjadřuje bezrozměrnou veličinou h, jež pro průkopnické Weberovy experimenty v r. 1959 dosáhla hodnoty řádu 10^-15.

Výpočty naznačují, že z impulzních zdrojů lze čekat vlny s frekvencemi 1 ÷ 10⁴ Hz nebo 10^-4 Hz, kdežto periodické zdroje vyzařují nejvíce ve frekvenčním rozsahu 10^-4 ÷ 10^-2 Hz a frekvence u stochastických zdrojů lze předpovědět s obtížemi. Amplituda h z impulzních zdrojů může dosáhnout hodnot 10^-20, ze stochastických 10^-22 a z periodických 10^-24. Současné detektory, vyvíjené nezávisle asi 12 výzkumnými skupinami v USA, Velké Británii, Kanadě, západní Evropě, SSSR, Číně, Japonsku a Austrálii, dosahují citlivosti h = 10^-18. Jakmile se tudíž podaří zvýšit citlivost těchto aparatur o další 2 ÷ 3 řády, bude možné vytvořit celosvětovou sledovací síť, v níž se bude využívat jednak „laděných antén“, tvořených pevnými tyčemi, krystaly nebo skvidy (supravodivými interferometry) chlazenými na teploty pod 1 K, jednak širokopásmových optických vakuových interferometrů s délkou ramen až 10 km. Pro nízkofrekvenční složku gravitačního záření jsou patrně nejvýhodnější kosmické sondy – tak například přesné sledování pohybu sondy Voyager 1 by umožnilo v principu detektovat nízkofrekvenční gravitační vlny v rozsahu 10^-4 ÷ 10^-2 Hz s amplitudou řádu 10^-14. Astronomové dosud podali jediný nepřímý důkaz existence gravitačního záření, a to díky proslulému binárnímu pulzaru, jehož oběžná dráha se zkracuje relativní rychlostí ( 2,4 ±0,09).10^-12, což je ve shodě se ztrátou energie soustavy gravitačním vyzařováním, počítanou podle vztahů obecné teorie relativity ( 2,403 ±0,002).10^-12.

Prolínání astronomie a částicové fyziky přináší stále více nových podnětů pro další pokrok obou disciplín. V houštině nových prací, pojmů a vztahů se patrně dost těžko orientují i specialisté, a v našem přehledu se proto omezím jen na několik zcela osobních dojmů. Souhrnně lze snad uplynulý rok považovat za rok velkého vystřízlivění. Souvisí to nejspíš s originální formulací nového „Parkinsonova zákona“ pro částicovou fyziku, jehož autorem je A. de Rújula. „Když statistický soubor dat vzrůstá, důkazy pro existenci jevů slábnou.“ Ve shodě s R. Schwittersem musíme tedy konstatovat, že klidová hmotnost neutrin je přece jen nejspíš přesně rovna nule, že neutrina nemohou oscilovat, protony se nerozpadají (aspoň ne s poločasem rozpadu kratším než 2.10³² let) a magnetické monopóly neexistují. Excentričtí anarchisté (k nimž ovšem de Rújula sám nesporně patří) si již samosebou pospíšili s nápady, jako je například možnost stabilní existence „kvarkových nuggetů“ o hmotnosti 10³⁰ kg (!), jimiž by se mimo jiné dala vysvětlit skrytá hmota vesmíru, anebo částic WIMP (slabě interagující masivní částice), které by astronomům posloužily dokonce hned dvakrát. Hypotetické částice WIMP (zvané též kosmiony) s hmotností 5krát až 60krát vyšší, než je hmotnost protonu, by mohly z nitra Slunce odnášet „nenápadně“ tepelnou energii, takže centrální teplota Slunce by byla nižší, než dosud v modelech uvažujeme. Pak bychom již „zcela přirozeně“ objasnili nižší neutrinový tok, který velice citlivě závisí na centrální teplotě Slunce. A tytéž kosmiony se podle D. Spergela a W. Presse výborně hodí za kandidáty na již zmiňovanou skrytou hmotu vesmíru. Mám pocit, že hlavní „předností“ uvedené myšlenky je tvrzení o velmi slabé interakci kosmionů s běžnou hmotou, a tudíž neobyčejně obtížný experimentální důkaz, že takové částice neexistují!

Pozoruhodný přehledový článek o vztahu částicové fyziky a astrofyzikyuveřejnil M. J. Chlopov, jenž cituje J. B. Zeldoviče, že vesmír představuje obří a technicky nejdokonalejší urychlovač částic, a hned dodává, že se nyní ukazuje, jak vesmír může sloužit i jako detektor laboratorně nezjistitelných částic. Tak například existence určitých typů hvězd zdola ohraničuje minimální hmotnost hypotetických částic vystupujících v teorii velkého sjednocení (GUT), zvaných axiony. Intenzita mezihvězdného magnetického pole v Galaxii omezuje shora počet magnetických monopólů. Existence deuteria je zase důkazem přítomnosti nebaryonové složky vesmírné hmoty atd. Astrofyzikální pozorování se zkrátka stávají nelítostnou a často jedinou možnou prověrkou správnosti našich představ o vlastnostech, počtu i samotné existenci rozličných typů elementárních částic.

Stejně tak jsou astronomická pozorování často nejvhodnější metodou pro ověřování postulátů speciální i obecné teorie relativity. C. Barnet aj. určovali aberační konstantu z poloh vzdálených kvasarů a odtud odvodili, že rychlost světla se během celého trvání vesmíru nezměnila o více než 0,4 %. D. Allen aj. využili ke kontrole předpovědi dilatace času ve speciální teorii relativity čtyři umělé družice a tři pozemní stanice v USA, Japonsku a Evropě. Jestliže mezi těmito stanovišti, vybavenými vesměs atomovými hodinami, budeme vysílat synchronizační signály, bude zpoždění signálů záviset na tom, zda je vysíláme po směru, či proti směru zemské rotace. Jde vlastně o přesnější obdobu proslulého experimentu J. Hafeleho a R. Keatinga z r. 1971, kdy se kolem světa vozily atomové hodiny v tryskovém letadle. Při leteckých experimentech se hodiny převážené směrem východním zpozdí o 206 ns oproti hodinám stacionárním, kdežto při letu západním směrem se o stejnou hodnotu předběhnou. Družicová měření probíhala po dobu tří měsíců, přičemž se uskutečnilo celkem 90 „přenosů“ signálů oběma směry. Dilatace času tak byla potvrzena s přesností na 2 %. Konečně J. Chandler aj. určili z přesných měření vzdáleností sond Viking na Marsu maximální relativní změnu gravitační konstanty hodnotou (5 ±2).10^-11/r.

Pro jednotnou teorii pole, která by měla zahrnovat všechny čtyři interakce, se v poslední době stále více prosazují myšlenky poprvé vyslovené v průběhu dvacátých let T. Kaluzou a O. Kleinem. Kaluza přišel s myšlenkou „skrytých“ prostorových rozměrů, což by umožnilo jednotně popsat elektromagnetismus i gravitaci. Klein posléze ukázal, že Kaluzovu myšlenku lze sladit s požadavky kvantové mechaniky. Současné pokusy o nalezení supersymetrické teorie překvapivě ukázaly, že z matematického hlediska je teorie nejelegantnější v jedenáctirozměrném prostoročasovém provedení. Fyzikové zase ukázali, že právě v 11 rozměrech existuje pouze jediná varianta teorie supergravitace. To by znamenalo, že velmi raný vesmír byl opravdu jedenáctirozměrný, avšak již v jeho nejranější fázi došlo k porušení supersymetrie a prudkému hroucení 7 rozměrů (1 pro elektromagnetickou, 2 pro slabou a 4 pro silnou jadernou interakci) a stejně prudké expanzi tří zbývajících prostorových dimenzí (11. rozměrem je čas).

Částice ve velmi raném vesmíru nebyly bodové, nýbrž lineární útvary, jimž se začalo říkat superstruny. Tato změna v popisu částic se přirovnává k přechodu od reálných ke komplexním číslům v čisté matematice. Zavedení superstrun totiž zbavuje kvantovou fyziku nekonečných a divergujících veličin.

Tím se dostáváme k tématu, které ještě před čtvrtstoletím patřilo výhradně do oblasti vědeckofantastické literatury: ke hledání mimozemských civilizací. Tehdy F. Drake započal se skrovným projektem rádiového naslouchání OZMA a od té doby astronomové nové téma už nikdy neopustili; za posledních 25 let se uskutečnilo či dosud probíhá celkem 45 rádiových přehlídek, jejichž cílem je odhalit signály umělého mimozemského původu. Konečně v r. 1982 zřídila Mezinárodní astronomická unie komisi č. 51, jež se zabývá vědeckými aspekty problému hledání či existence života ve vesmíru (komise má již přes 200 členů). Problémem se s obvyklou mírou originality zabýval I. S. Šklovskij ve svém populárně vědeckém článku, který vyšel těsně po jeho smrti. Shodně s J. Ferrisem dospívá k závěru, že život na Zemi vznikl přímo zde, a to nejpozději 800 milionů let po utvoření zeměkoule – zásadně tedy odmítá myšlenku panspermie v jakékoliv podobě. Dále připomíná, že skutečnost „mlčícího vesmíru“ je důležitým poznatkem, který se dá nejspíš vysvětlit tak, že existují principiální omezení rozvoje inteligentního života na dané planetě. Šklovskij připomíná, že přehlídka biologické evoluce na Zemi představuje jediný hřbitov druhů: znaky původně užitečné nakonec hypertrofují a vedou k zániku druhu. Pak by urychlující se vývoj lidského rozumu mohl znamenat obdobnou hypertrofii a vést k záhubě lidstva. Šklovskij nepovažuje argument, že naše přehlídky oblohy jsou dosud v začátcích, za dostatečné vysvětlení „hrobového ticha“ vesmíru. Tvrdí, že hledání projevů cizích civilizací se nedá srovnávat s hledáním příslovečné jehly v kupě sena, nýbrž spíše šídla v pytli.

Naproti tomu R. Freitas kritizuje formulaci tzv. Fermiho paradoxu („kde k čertu jsou?“) s poukazem na to, že ani ve sluneční soustavě nebyl dosud podán dostatečný důkaz nepřítomnosti artefaktů cizích civilizací. Odhaduje, že k ověření neexistence umělých předmětů je třeba zkoumat povrch kosmického tělesa s rozlišením 1 ÷ 10 m, což ani na zemském povrchu není nikterak běžné: metodami dálkového či lokálního průzkumu bylo s tímto rozlišením prozkoumáno jen 10 % souše. Ještě horší je to s průzkumem Měsíce (1 % povrchu), Marsu (0,1 % povrchu) a Venuše (10^-7 % povrchu), takže o nějakých kategorických popřeních čehokoliv nelze vůbec hovořit.

S pozoruhodnou úvahou na téma hledání (SETI) přichází J. Almár, který rozvíjí Harwitovu myšlenku o konečném počtu význačných přírodních astronomických jevů, jichž je dosud známo asi 45 a dalších 100 ÷ 400 zbývá objevit. Almár připomíná, že pokud existují mimozemské civilizace, musí se projevovat velkým počtem umělých astronomických jevů (kosmické sondy, mikrovlnné záření rozhlasu a televize, telemetrie, řízená termonukleární reakce apod.), takže by úhrnný počet astronomických jevů ve vesmíru byl potom větší než řekněme 500. S geniálně prostým doplňkem této analýzy přichází S. Giess. Vžijme se na chvíli do situace cizí civilizace, která zachytí umělé projevy civilizace pozemské; pak vůbec nejjednodušší a zaručeně srozumitelné pro příjemce je – poslat tento signál nezměněný zpět k odesílateli. Znamená to, že mezi umělými astronomickými jevy bychom měli především hledat – naše vlastní televizní a rozhlasové vysílání na velmi krátkých vlnách, ovšem zpožděné o několik let až desetiletí!

Zajisté je velmi obtížné odhadnout, jakými pozorovacími či naslouchacími prostředky případní mimozemšťané vládnou. Stačí si uvědomit, jak rychlého pokroku dociluje naše vlastní astronomická technika. Haleův 5,1m reflektor ve spojení se zobrazovací maticí typu CCD o rozměrech 800 × 800 pixelů již zachycuje hvězdné objekty 26 mag (!) a ani to, zdá se, není poslední slovo pozemní optické astronomie. R. Smithson aj. úspěšně vyzkoušeli metodu adaptivní optiky, při níž se obraz astronomického objektu uměle rozčlení na řadu menších, a tím se zjistí rozsah porušení obrazu neklidem atmosféry. Podle toho se adjustuje primární zrcadlo a výsledný obraz v ohnisku pak dosahuje kvality dané geometrickými vlastnostmi použité optiky. U vakuového slunečního věžového teleskopu na observatoři Sacramento Peak tak získali pětinásobně lepší rozlišení slunečního povrchu než v klasickém uspořádání a obdobná metoda již funguje i při zobrazování hvězd jasnějších než 12 mag. Je zřejmě jen otázkou času, kdy se stejným způsobem podaří dále zvýšit nominální výkon projektovaných složených obřích teleskopů s efektivními rozměry 15 m (např. ESO plánuje řadu čtyř 8m zrcadel pro devadesátá léta).

Pro technologii výroby složených zrcadlových systémů má zřejmě zásadní cenu kouzelný nápad R. Angela, který při výrobě skleněných borosilikátových disků začal používat – rotující sklářskou pec. Prototyp umožňuje odlévat disky o průměru 1,8 m, přičemž se pec, v níž teplota roztaveného skla dosahuje hodnoty 1 200 °C, otáčí rychlostí 8 ÷ 15 obrátek za minutu. Odklopením víka klesne teplota v peci na 600 °C a disk utuhne s horní stranou ve tvaru rotačního paraboloidu s přesností ±1 mm. Voštinová struktura zaručuje rychlé vyrovnání teploty skla s teplotou okolí a přibližný paraboloid zrychluje a zlevňuje broušení a leštění optické plochy. Při dosavadních zkouškách musel ovšem řídící technolog rotovat spolu s pecí, což při několikahodinovém „kolotočování“ není snadné: nástrahy mořské nemoci překonal jediný člověk – D. Watson z arizonské univerzity. U projektované obří pece pro 8m zrcadla bude samozřejmě celá operace řízena počítačem. Angel odhaduje, že se tímto technologickým postupem podaří vyrobit každé 8m zrcadlo za pouhých 6 týdnů, čtyřikrát rychleji než klasickou sklářskou a brusičskou technologií.

Moderní technika však vniká do optické astronomie i u zařízení zdánlivě standardních. L. Boyd aj. popisují úspěšný pokusný provoz plně automatizovaného fotoelektrického teleskopu, řízeného mikropočítačem, na Fairbornově observatoři v Arizoně. Realizace projektu trvala čtyři roky a od konce roku 1983 systém bezvadně pracuje při sledování zákrytových dvojhvězd. Na paměťovém disku jsou uloženy údaje o proměnných a srovnávacích hvězdách, které se čas od času aktualizují. Zbytek obstará počítač bez zásahu lidské ruky. Automaticky pracující čidla zjistí, zda se může začít pozorovat s ohledem na počasí a noční dobu. Podle seznamu programových hvězd pak počítač vybere ty, které jsou příhodné pro pozorování, a za pomoci fotometru hvězdy na obloze vyhledá. Poté následuje rutinní měření ve zvoleném barevném systému. Počítač rovněž zabezpečuje základní zpracování údajů, které se několikrát do roka dálkově přenášejí přímo na terminál na astronomově stole. Vzhledem k vynikajícím výsledkům tohoto systému se nyní plánuje výstavba automatizovaného fotometrického reflektoru s průměrem zrcadla 0,9 m, jenž bude dokonce pracovat na zakázku pro různé instituce. Tak bere pomalu za své romantika vysedávání v krkolomných polohách u Cassegrainova ohniska za nocí často více než chladných. Může se opravdu stát, že za pár let se astronom-pozorovatel dostane na hvězdárnu jedině z čiré zvědavosti během vlastní dovolené!

Aby však tyto poznámky neodradily zejména astronomy-amatéry, připomeňme zcela neautomatický program astronoma-amatéra Roberta Evanse, který se zaměřil na objevování supernov v cizích galaxiích. K tomu cíli se naučil nazpaměť vzhled oblohy v zorném poli teleskopu zachycujícím kolem 700 (!) galaxií a každou jasnou noc zjišťuje, zda se v těchto oblastech neobjevil nový hvězdný objekt – potenciální supernova. Kontrola jedné galaxie mu zabere pouhou minutu, a tak není divu, že úspěšně konkuruje všem profesionálním programům. Evans již objevil 10 supernov v cizích galaxiích, z toho ve 4 případech nalezl objekty ještě před dosažením maxima jasnosti – není jistě třeba zvlášť zdůrazňovat, jaký význam má takový včasný objev pro astrofyzikální výzkum supernov.

Z radioastronomických zařízení právě dokončovaných uveďme aspoň Maxwellův radioteleskop pro submilimetrové pásmo, zhotovený ve spolupráci britských a holandských astronomů a zbudovaný na úbočí sopky Mauna Kea na Havajských ostrovech ve výšce 4 100 m n. m. Průměr velmi přesné (odchylky ±50 μm) parabolické antény činí 15 m a celý systém je konstruován tak, aby umožnil měření až do vlnové délky 0,4 mm. V tomto pásmu lze očekávat objevy mezihvězdných molekul, jež pro velkou reaktivitu nelze připravit v pozemských laboratořích, a studovat krátkovlnné křídlo křivky reliktního záření kosmického pozadí.Vlastní přijímač i detektory budou hluboce chlazeny až na teploty pod 1 K.

Nová pozorování jsou však hlášena i z opačného dlouhovlnného konce rádiového spektra. Sovětští radioastronomové A. A. Jeršov aj. pozorovali pomocí charkovského dekametrového radioteleskopu UTR-2 rekombinační čáru vodíku o vlnové délce 1,25 m ve směru k jádru Galaxie a rekombinační čáry uhlíku o vlnových délkách 10 ÷ 18 m ve směru ke zdroji Cas A, Ori B atd. Pozoruhodná je zvlášť okolnost, že tyto spektrální čáry mají podstatně větší vlnové délky než kterékoliv rádiové spektrální čáry pozorované v laboratoři a odpovídají přechodům u hlavních kvantových čísel n 603 ÷ 732 (v laboratoři se dosáhlo „jen“ n = 290). Elektronové obaly tak silně vzbuzených atomů (téměř na hranici ionizace) mají vpravdě gigantické rozměry – až 0,1 mm („běžné“ atomy bývají milionkrát menší).

Radiofrekvenční metody se však zřejmě brzy uplatní i v oboru, kde by to člověk vůbec nečekal – totiž při konstrukci velmi přesných časových normálů. V poslední době se totiž rozvíjí technika radiofrekvenčního „chlazení“ izolovaných iontů na teploty pod 0,01 K. Při této nízké teplotě lze zkoumat nerušené hyperjemné přechody mezi elektronovými hladinami s relativní přesností lepší než 10^-15 a odtud vede cesta k sestrojení časových normálů o dva řády přesnějších než stávající cesiové hodiny (chyba 1 s až za 50 milionů let).

Ze zpráv, které příliš nepotěší, uveďme, že dne 25. června 1985 byl ukončen provoz proslulého 2,5m Hookerova reflektoru na Mt. Wilsonu v Kalifornii. Při posledním pozorování byl pietně nastaven na Capellu, kam byl tento svého času největší reflektor světa poprvé zamířen po svém dokončení v r. 1917. Dne 27. listopadu jsme si zase měli (ale neučinili tak) připomenout 100. výročí první fotografie meteoru. O toto světové prvenství se zasloužil prof. L. Weinek v Praze se svými asistenty dr. G. Grussem a dr. V. Láskou.

Vzpomeňme tedy aspoň světových astronomických osobností, jež v průběhu roku zemřely. Byl to především I. S. Šklovskij (viz ŘH 6/1985, str. 113), dále přední polský astronom S. Piotrowski (zákrytové dvojhvězdy), Holanďan L. Plaut z Groningenu (stelární statistika, struktura Galaxie) a význačný norský teoretický astrofyzik S. Rosseland.

U nás byl člen korespondent ČSAV L. Perek vyznamenán stříbrnou čestnou plaketou ČSAV „Za zásluhy o vědu a lidstvo“ a člen korespondent ČSAV V. Bumba obdržel Řád práce. V SSSR dostal akademik V. V. Sobolev (teoretická astrofyzika) ke svým sedmdesátinám titul hrdina socialistické práce; akademik J. B. Zeldovič se stal prvním nositelem Dirakovy medaile Mezinárodního centra pro teoretickou fyziku v Terstu za svůj přínos k relativistické astrofyzice. Britská Královská astronomická společnost udělila své medaile T. Goldovi (fyzika planet), S. Hawkingovi (obecná relativita a kosmologie) a P. Goldreichovi (dynamika planetárních prstenců). Pacifická astronomická společnost ocenila výzkumy britského teoretika T. G. Cowlinga a dále amerických astronomů O. C. Wilsona (studium hvězdné emise vápníku; efekt Wilsonův-Bappův) a D. Cruikshanka (výzkum malých těles sluneční soustavy). Společnou cenu amerických vědeckých společností pro fyziku a astronomii obdržela S. M. Faberová za výzkum galaxií a Národní vědeckou medaili, udělovanou prezidentem USA, dostala E. M. Burbidgeová (teoretická astrofyzika, výzkum kvasarů).

Novým ředitelem největší francouzské observatoře Haute Provence se stal P. Véron a v britském Jodrell Banku (viz též ŘH 1/1986, str. 16) je to F. Graham Smith. V červnu 1985 byly králem Juanem Carlosem slavnostně inaugurovány observatoře Tenerife a La Palma na Kanárských ostrovech, kde již úspěšně pracuje britský 2,6m reflektor I. Newtona (seeing přístroje bývá často lepší než 0,5″!) a dánsko-britský automatický průchodní stroj Carlsberg, jenž dokáže změřit během roku 200 000 průchodů hvězd poledníkem. Předběžně se zdá, že vrcholky hor na Kanárských ostrovech skýtají stejné, ne-li lepší, podmínky pro astronomická pozorování jako Mauna Kea na Havaji, takže zejména západoevropské země zde postupně budují řadu unikátních astronomických zařízení.

Nakonec ještě krátká zmínka o citační analýze astronomických a astrofyzikálních prací. E. Garfield hodnotil metodou citační analýzy přínos nedávných (r. 1983) laureátů Nobelovy ceny za fyziku S. Chandrasekhara a W. Fowlera. Prof. Chandrasekhar je průměrně citován skoro 550krát za rok. Charakteristickým rysem jeho práce je soustředění na určitý okruh astrofyzikálních problémů po dobu 5–10 let. Publikace řady speciálních prací je pak autorem vždy uzavřena vydáním monografie, jež se jaksi automaticky stává základním a trvalým dílem svého oboru, načež se Chandrasekhar zaměří na něco jiného. Takovými mezníky v jeho díle se staly monografie o vnitřní stavbě hvězd, rovnici přenosu záření a dynamice hvězdných soustav. Během 2. světové války studoval autor stochastické problémy ve fyzice i astronomii, v padesátých letech se věnoval otázkám hvězdné hydrodynamiky, v 60. letech zkoumal rovnovážné stavy rotačních elipsoidů v obecné relativitě a v poslední dekádě se zabýval matematickou teorií černých děr.

Práce prof. Fowlera jsou ročně citovány v průměru více než 200krát, z toho suverénně nejčastěji proslulá práce o nukleogenezi prvků ve hvězdách z r. 1957 (společně s manželi Burbidgeovými a F. Hoylem) – až dosud citována více než 800krát. Fowler společně s Hoylem již v roce 1963 zformulovali otázku existence nadhvězd – koncepci, která neobyčejně přispěla k řešení záhady tehdy právě rozpoznaných kvasarů.

Prof. S. Chandrasekhar figuruje na prvním místě v citační analýze V. Trimbleové, která se zabývala hodnocením současných amerických astronomů a aktivních vědeckých ústavů podle počtu odkazů na původní vědecké práce. V první desítce se dále umístili: C. Mooreová (spektroskopie), H. Bethe (nukleosyntéza ve hvězdách), A. Sandage (pozorovací kosmologie), L. Spitzer (mezihvězdná hmota), E. Parker (magnetohydrodynamika), H. Johnson (fotoelektrická fotometrie), S. van den Bergh (astrofyzika elementárních částic) a P. Goldreich (kosmogonie a dynamika sluneční soustavy).

Mezi nejúspěšnější americké astronomické instituce patří podle téže analýzy univerzity v Tucsonu (Arizona), Berkeley (Kalifornie), Chicagu a Urbaně (Illinois), Austinu (Texas) a Princetonu (New Jersey), dále kolumbijská univerzita v New Yorku, Yaleská univerzita v New Havenu a Harvardova univerzita v Bostonu, stejně jako proslulé výzkumné ústavy MIT (Massachusetts) a Caltech (Kalifornie).

V závěru práce autorka shrnuje, že mezi americkými astronomy se v analýze nejvíce prosadili starší teoretikové, kteří obdrželi řadu vědeckých cen a zabývají se astrofyzikou vysokých energií nebo kosmologií – a navíc pracují na některém z prestižních ústavů. Práce z optické astronomie se citují více než výzkumy v rádiové a rentgenové astronomii a dále studie týkající se hvězd a galaxií jsou citovány v průměru dvakrát častěji než příspěvky věnované Slunci a sluneční soustavě. Že by to byl návod i pro naše domácí poměry?

Citované statistiky, ale i celý, právě končící, přehled o rozvoji astronomie a příbuzných věd za pouhopouhý jediný kalendářní rok ukazují jednoznačně, že díky souhrnnému úsilí význačných vědců i jejich nesčetných, většinou zcela anonymních, spolupracovníků naše poznání světa opět významně postoupilo kupředu. Abychom však snad v tuto chvíli nepropadli přílišnému sebeuspokojení, připomeňme na závěr výrok K. E. Ciolkovského: „Všechny naše znalosti – minulé, současné i budoucí – jsou nicotné ve srovnání s tím, co nikdy nepoznáme.“