Žeň objevů – rok 1986

• 1. Sluneční soustava
• 2. Hvězdný vesmír
• 3. Galaxie a kvasary
• 4. Kosmologie
• 5. SETI
• 6. Přístroje a astronomové

Když jsem v r. 1966 napsal do Říše hvězd nevelký článek s názvem spíše agrotechnickým, nenapadlo mne ani v nejmenším, že jsem si v té chvíli upletl dlouholetý bič na sebe, ale i na čtenáře. Myslím, že tehdy málokdo tušil, že příval nových objevů za uplynulý rok nemá charakter náhodné povodně, nýbrž vytrvalé a nekončící potopy. Tak se stalo, že letos zvu čtenáře už podvacáté k absolvování maratonu, v jehož cíli nečeká účastníky nic zvlášť uspokojujícího; snad jedině vyhlídka, že napřesrok se ještě náročnější trať poběží znovu.

1. Sluneční soustava

V průběhu roku se objevily další podrobnosti o průzkumu planety Venuše balonovými sondami. Jak známo, sondy VEGA 1 a 2 nesly na palubě přistávacích modulů složené teflonové aerostaty, jež úspěšně fungovaly po dobu 46 hodin ve výšce 54 km nad povrchem planety. V této výši je „příjemná“ teplota 32 °C, což umožnilo použít pro aparaturu polovodičové elektronické prvky (na povrchu Venuše je tak horko, že tam fungují jedině klasické elektronky), a také doba činnosti aparatur se podstatně prodloužila v porovnání s průletovými moduly (všechny dosud použité průletové moduly sbíraly data o atmosféře Venuše po dobu kratší než 1 hodina). Poloha aerostatů byla zaměřována metodou VLBI ze Země s přesností ±1 km. Na monitorování poloh balonů se podílelo celkem 10 zemí a výsledkem je přesně určená trajektorie dlouhá 11 000 km. Lety aerostatů potvrdily superrotaci atmosféry Venuše – ve výši 54 km je střední rychlost větru horizontálně 70 m/s. Vertikální proudy dosahují až 11 km/h nad pohořím Terra Afroditae a jsou nejspíš odrazem turbulence nad těmito terénními vyvýšeninami.

Hlavní oblačná vrstva Venuše má podle V. I. Moroze tloušťku 20 km a obsahuje průměrně 10⁸ částic/m³. Horizontální „dohlednost“ v této vrstvě je řádu kilometrů. Zde se vznášejí kapičky síry a kyseliny sírové v koncentraci 1 mg/m³. Zatímco teplota vzduchu činí 735 K, až do výšky 55 km nad povrchem lineárně klesá na pouhých 230 K. To je vlastně přímým potvrzením silného skleníkového efektu na povrchu Venuše, vyvolaného převahou oxidu uhličitého v její atmosféře. Tím je současně dán i výrazný rozdíl mezi poměry na Zemi a na Venuši. Venuši chybí tekutá voda (oceán), jež by byla výborným rozpouštědlem CO₂ (na Zemi se přebytečný oxid uhličitý nakonec ukládá ve formě vápence na dně oceánu; tento mechanismus zachránil Zemi před přehřátím a do značné míry brzdí zvyšování koncentrace CO₂ v zemské atmosféře i v současnosti).

Odtud přirozeně plyne otázka, proč není na Venuši voda (či případně kde se vzala voda na Zemi). Moroz uvažuje čtyři možné mechanismy:

1. v době vznikání sluneční soustavy byla oblast kolem 0,7 AU chudá na vodu;
2. voda je na Venuši vázána v horninách;
3. původní voda se rozložila na vodík a kyslík, přičemž vodík posléze z atmosféry vyprchal;
4. voda se odpařila a vyprchala při kosmické katastrofě v rané etapě vývoje planety (impakt protoplanety o hmotnosti zhruba jako Mars).

Vysoký poměr deuteria k lehkému vodíku, zjištěný sondou Pioneer Venus roku 1979, svědčí nejvíce ve prospěch možnosti c). Tomu též odpovídá skutečnost, že horniny na povrchu Venuše mají extrémně vysoký obsah kyslíku. Nicméně i v tomto případě zbývá vysvětlit, proč bylo na Venuši původně (před rozkladem na vodík a kyslík) asi tisíckrát méně vody, než dnes obsahují pozemské oceány.

Tento problém se stává závažnějším též ve světle loňských detailních pozorování jádra Halleyovy komety a družic Uranu: všechna tato tělesa obsahují množství ledu, takže se zdá skoro jisté, že prvotní materiál sluneční soustavy byl na vodu bohatý a mohl být transportován v podstatě do kteréhokoliv koutu vznikajícího planetárního systému. K problému vody na tělesech sluneční soustavy se ostatně budeme v našem přehledu ještě několikrát vracet; už nyní však můžeme znovu ocenit, jakou výsadou Země je vodní oceán, jenž zřejmě podstatně přispěl ke vzniku a rozvoji pozemského života.

S velice exotickým objevem totiž právě loni přišli L. Frank aj., když analyzovali ultrafialové snímky zemské atmosféry pořízené na družici Dynamics Explorer I. Na snímcích zobrazujících kyslíkovou aureolu Země totiž nalezli efemérní tmavé skvrny, které přisoudili ledovým balvanům o průměru kolem 12 m a hmotnosti řádu 100 tun. Autoři soudí, že za jedinou minutu spadne na Zemi průměrně 20 takových balvanů rychlostí asi 40 km/s! Autoři usuzují, že jde o velmi křehké balvany s průměrnou hustotou 10krát nižší, než je hustota vody za běžných podmínek. Kdyby se tato fantasticky znějící domněnka potvrdila, znamenalo by to, že za pouhý rok získáme tímto ledovým bombardováním 10¹² kg vody, takže za pouhých 5 milionů let přibude „celá zemská atmosféra“ hmoty. Pozemská voda by pak pocházela téměř výlučně z kosmu (z komet?), stejně jako voda na Marsu (ukrytá dnes pod povrchem této planety).

Výrazný deficit vody na Venuši by se pak stal ještě záhadnější – museli bychom předpokládat, že ledové balvany se Venuši vyhýbají nebo včas v meziplanetárním prostoru roztají. Jenže tato bezmála neuvěřitelná možnost má svou vadu na kráse, na niž upozornil P. M. Millman. Obdobné ledové balvany by musely souběžně bombardovat také povrch Měsíce, což by se nutně projevilo na záznamech měsíčních seizmometrů. Jejich citlivost byla tak vysoká, že by zaznamenala pád 10kg objektu kamkoliv na povrch Měsíce. Nic takového se však nezjistilo, takže skutečná frekvence ledového bombardování může být nanejvýš o 8 řádů nižší, než udávají Frank aj. Nejspíš tedy ani z této potenciální senzace mnoho nezbude.

Nová pozorování umožňují nicméně stále častěji a důkladněji porovnávat podmínky na sousedních nebeských tělesech, a to přirozeně skvěle pomáhá při zkoumání fyzikálně chemických podmínek na Zemi. B. M. Cordell upozornil na skutečnost, že periodické kolísání dráhových elementů Marsu je výraznější než u Země, takže bychom měli očekávat zřetelnější proměny klimatických poměrů na této blízké planetě. Jak známo, ledové doby na Zemi se vysvětlují pomocí Milankovičovovy domněnky o cyklických změnách sklonu, excentricity a precese. Zatímco sklon zemské osy kolísá jen o 2°, u Marsu je to celých 13°. Podobně excentricita zemské dráhy se pohybuje v rozmezí 0 ÷ 0,06, kdežto u Marsu 0 ÷ 0,14. Precesní perioda Země činí 25 800 let, kdežto u Marsu 175 000 let.

Navíc je modelování klimatu na Marsu snazší, neboť tam není tekutý oceán jako obrovský rezervoár tepla. O toto modelování se pokusili J. Pollack aj. a zjistili, že na povrchu Marsu se v obdobích interglaciálu mohla vyskytnout tekutá voda a sníh. Dokladem jsou vyschlá koryta řek, projevy sesuvů zeminy (kvůli spodní vodě) a horniny, v nichž je voda vázána chemicky. Všeobecně převládá mínění, že na povrchu Marsu se dají nalézt doklady proměnného klimatu, jež lze korelovat se známými astronomickými efekty snadněji než na Zemi, a tak prostřednictvím Marsu lépe porozumět vlastní Zemi.

Zatím nám ovšem činí značné potíže získat pro Zemi dostatečně přesná a reprezentativní data, z nichž lze při vytváření modelů a domněnek vycházet. Ani tak prostý údaj, jakým je průměrná teplota zemského povrchu, se dosud nedařilo určit s potřebnou spolehlivostí. Nyní však P. D. Jones aj. získali homogenizované údaje pro souš i oceány a obě zemské polokoule za období od r. 1861 do r. 1984. Z této dosud nejlepší statistiky vyplývá, že druhá polovina 19. století byla charakterizována povlovným vzestupem teploty, jež se ve 20. století výrazně urychlil, až do roku 1940. Pak následovalo 35 let stabilní průměrné teploty Země a od poloviny 70. let se Země znovu začala oteplovat. Úhrnné oteplení Země za celé údobí však činí pouze 0,5 °C. Je jistě zajímavé (a možná poněkud varující), že tři nejteplejší roky celého sledovaného údobí patří do nejžhavější současnosti – byly to roky 1980, 1981 a 1983.

Vyšší přesnost a četnost seizmických měření umožnila souběžně získat kvalitativně dokonalejší údaje o zemském nitru. Počítačovou tomografií lze totiž studovat seizmické řezy napříč Zemí v nejrůznějších směrech. Tak se postupně zjistilo, že vlastní jádro Země není dokonalá koule. Na styku se zemským pláštěm vytváří hluboké brázdy a vysoká pohoří – jádro je prostě „hrbolaté“ s rozkmitem nerovnosti až 10 km. Vyvýšeniny jádra se nacházejí pod východní Austrálií, centrální částí severního Atlantiku, severovýchodním Pacifikem, Střední Amerikou a jižní částí Střední Asie. Největší údolí bychom nalezli pod jihozápadním Pacifikem, východní Indií, Evropou a Mexikem. M. A. Spiethová aj. nyní potvrdili původní výsledky O. Gudmundsona aj. a ukázali, že při rotaci naráží železo-niklová kapalina jádra na tyto hrboly, a to způsobuje jak drobné změny v rychlosti zemské rotace, tak variace zemského magnetického pole. Současná přesnost měření rychlosti zemské rotace jak pomocí družic (Lageos) a měsíčních retroreflektorů, tak metodou mezikontinentální radiointerferometrie dovoluje rozlišit jednotlivé složky proměnné rychlosti zemské rotace.

Část z nich odpovídá přenosu momentu hybnosti mezi tekutým jádrem a tuhým (plastickým) zemským pláštěm. Pro výzkum vnitřní struktury Země roste význam přesných měření s časem, takže během nejbližších desetiletí lze očekávat, že se podaří získat další překvapivé podrobnosti.

Bezpochyby největším překvapením v našem nejbližším kosmickém okolí je úspěch domněnky o vzniku Měsíce srážkou dvou těles v rané etapě vývoje sluneční soustavy. Tuto domněnku vyslovil jako první již roku 1971 známý estonský astronom E. J. Öpik, a to v podstatě z čirého zoufalství nad zjevným neúspěchem všech konvenčních představ o původu Měsíce (v té době byly k dispozici první geochemické analýzy vzorků měsíčních hornin). Öpikovu myšlenku propracovali v polovině sedmdesátých let W. K. Hartmann a D. R. Davis a dále A. G. W. Cameron a W. R. Ward. Pak se však muselo čekat na nástup nové generace superpočítačů, umožňujících přesnější simulace navrženého procesu.

Výpočty uskutečnili vloni hned tři výzkumné týmy X. L. Slatteryho, W. Benze a H. J. Meloshe a vesměs se shodují v tom, že celý proces je vysoce pravděpodobný a typický. V době vytváření velkých planet sluneční soustavy z planetesimál se nejprve asi za 1 000 let zkoagulují částečky o průměru 10 mm. Během dalších 10³ let z nich vznikají zhustky o průměru až 5 km. Odtud řádově za 20 000 let vznikají planetesimály o poloměru až 500 km a hmotnosti až 10²¹ kg. Tento prvotní vývojový proces probíhá až překotně rychle a je ukončen za méně než milion let. Další vývoj propočítal v r. 1985 G. W. Wetherill (jak jsem o tom psal v loňském přehledu) a dovodil, že během řádově 10⁸ let dochází k četným srážkám a akumulaci protoplanet.

Když byla takto Země hotova asi ze 70 %, mohlo na ni podle zmíněných simulovaných výpočtů narazit těleso o hmotnosti cca 30 % dnešní Země, a to téměř tečně a poměrně malou rychlostí 4 km/s. Při nárazu se jádro menšího tělesa zabořilo do Prazemě, kdežto jeho plášť se vypařil společně s částí pláště Prazemě. Z vypařeného materiálu vzniká prelunární disk plynu a prachu, z něhož postupně akumuluje velké hmotné těleso – dnešní Měsíc. Objekt se rychle vzdálil na Rocheovu mez, takže odolal drobivému účinku slapových sil. Hypotéza a modelová simulace přesvědčivě vysvětlují, proč má soustava Země Měsíc tak velký moment hybnosti a proč na Měsíci chybějí těkavé prvky, ač se současně pozorují nápadné shody v chemickém složení měsíčních hornin a zemského pláště.

S. K. Runcorn z měření magnetické orientace různě starých měsíčních hornin usuzuje, že přeorientovávání magnetické osy na Měsíci v časech -4,2; -4,0 a -3,85 miliard let souvisí s dopadem velkých družic Měsíce na hlavní těleso, čímž se měnila též poloha rotační osy Měsíce. To by znamenalo, že původní obří srážka vedla k vytvoření více těles nestejných hmotností na oběžné dráze kolem Země. Podružná tělesa se však dostala pod měsíční Rocheovu mez, rozpadla se postupně na více objektů, jež se nakonec zřítily na povrch Měsíce, kde vytvořily obrovské bazény – měsíční moře. Dnes je prostor mezi Zemí a Měsícem pozoruhodně „čistý“. Jak uvádějí M. J. Longo a R. Morris, radarová sledovací síť NORAD byla v r. 1982 využita k hledání drobných těles přirozeného původu v okolí Země. Do vzdálenosti 400 km od povrchu neexistují žádné objekty s průměrem větším než 50 mm a do vzdálenosti 10 000 km rovněž nic s průměrem nad 0,4 m. Pro oblast 10 000 až 300 000 km stanovil již dříve C. W. Tombaugh, že tam nejsou souvislé objekty s průměrem větším než 1 ÷ 60 metrů. Je zřejmé, že v tomto prostoru prakticky neexistují dlouhodobě stabilní dráhy: každé hmotnější těleso se dříve či později zřítí buď na Zemi, nebo na Měsíc.

Impakty na Zemi jsou brzo zahlazeny geologickou aktivitou, zatímco na Měsíci jsou uchovávány bezmála neporušené stopy. Podle Ž. F. Rodionovové aj. bylo na Měsíci objeveno celkem 14 825 kráterů o průměru nad 10 km. Na plochu 1 milionu km² připadá na „pevninách“ 442 objektů, kdežto v „mořích“ jen 73 kráterů. Z nich je 19 % zachováno dobře, 54 % jeví menší známky porušení, hůře je zachováno 21 % a 6 % je téměř nezřetelných. Měsíc, nacházející se poblíž Země a prakticky stejně starý jako Země, se tak stává vynikajícím očitým svědkem kosmického vývoje i pro Zemi: na jeho povrchu jsou dobře zaznamenány stopy událostí, které se v příslušné úměrnosti odehrávaly též na naší Zemi.

Impakty obřích rozměrů byl podle J. R. Olsona poznamenán i vývoj Marsu. Ke třem nejtěžším impaktům mělo dojít před 3,8 miliardami let poblíž severního pólu Marsu a dále v oblastech Hellas Planitia a Argyre Planitia. Olson usuzuje, že impakty podnítily marsovský vulkanismus, jehož stopy pozorujeme dodnes v podobě obřích vyhaslých štítových sopek. Vulkanismus přispěl k vytvoření hustší atmosféry planety a k uvolnění velkého množství vody. O nepřímých dokladech o existenci vody na Marsu jsme se již zmiňovali při úvahách o podobnosti klimatických cyklů na Zemi a na Marsu. Na snímcích z Marsu byly objeveny sedimentární vrstvy i další jevy podporující názory o existenci podpovrchové vody či dokonce oceánu (M. Carr) o slušné tloušťce až 1 km, resp. o věčně zmrzlé půdě (permafrostu).

Někteří odvážnější radikálové dokonce opět propagují myšlenku o existenci primitivního života na povrchu Marsu. Patří k nim především G. V. Levin a P. A. Straatová, kteří znovu posoudili výsledky biologických experimentů na palubě přistávacího modulu sondy Viking v r. 1976. Podle jejich názoru byl výsledek jednoho z experimentů jednoznačně pozitivní – a právě tento experiment je svou povahou citlivějším testem na přítomnost mikroorganismů než zbylé dva, jež daly negativní výsledky. Na podporu svého názoru uvádějí i časové změny vzhledu a zabarvení kamenů v okolí sondy, jež připisují růstu jakýchsi marsovských lišejníků. Taková tvrzení zajisté zůstanou otevřená, ba kontroverzní, přinejmenším do chvíle, než bude na Mars vyslána dokonalejší sonda, snad již koncem příštího desetiletí.

Kosmické sondy hrají při výzkumu sluneční soustavy roli vskutku nezastupitelnou. Opravdovým přeborníkem v tomto směru se stala sonda Voyager 2, vypuštěná roku 1977 a zkoumající postupně Jupiter, Saturn a nejnověji Uran. M. R. Showalter aj. podrobným rozborem snímků z r. 1979 objevili druhý prstenec Jupiteru o průměrné jasnosti pouhých 5 % hlavního prstence. Nově objevený prstenec se nalézá na vnější straně hlavního prstence a podle všeho je nestabilní s odhadovanou životností pouze 10⁴ let. Sledování Saturnovy družice Hyperionu s nepravidelným tvarem o hlavních rozměrech 360 × 210 km postupně potvrzuje odhad J. Wisdoma z r. 1983, že tato podivuhodná družice nemá žádnou stálou osu rotace – převaluje se v prostoru chaoticky, což je pro tak velké těleso ve sluneční soustavě zřejmý unikát. E. A. Marouf a G. L. Tyler objevili na snímcích Voyageru dodatečně další dvě družice – „pastýřské“ – pro prstenec v Cassiniho dělení. Jsou předběžně označeny 1980 S35 a S36, obíhají ve vzdálenostech 118 213 a 119 269 km od centra Saturnu; jejich poloměry se odhadují na 10 km a hmotnosti na 10^-11 hmotnosti Saturnu.

Nesporným vyvrcholením dosavadní jedinečné kariéry sondy Voyager 2 se ovšem stal její průlet kolem Uranu dne 24. ledna 1986. Jestliže „každé setkání má své krize, tak v tomto případě bylo krizí samo setkání“, poznamenal jeden ze šéfů projektu (od počátku projektu Voyager se v této funkci vystřídalo 6 osob). Životnost sondy byla totiž původně plánována jen na 5 let, takže v jednu chvíli dokonce hrozilo, že nebudou peníze na udržení rádiového spojení během letu sondy od Saturnu k Uranu. Vždyť jenom vylepšení pozemní sledovací sítě obřích radioteleskopů si vyžádalo náklad 100 milionů dolarů.

Kromě toho se při průletu kolem Saturnu zasekla pointovaná plošina, ale nakonec se podařilo jak ji uvolnit, tak zjistit příčinu – příliš rychlé otáčení plošinou způsobilo únik maziva z kritických třecích ploch. Potíže byly též s palubním přijímačem, který vysadil, a záložní nemá automatické vyrovnávání frekvence, což komplikuje vysílání povelů. Dále pak vibrace sondy, způsobené rozbíháním a zastavováním palubního magnetofonu, rozmazávaly snímky. Konečně pár hodin před samotným průletem dostali operatéři rádiové sledovací sítě naléhavou prosbu od vedení projektu Giotto: sonda se chybně zorientovala, takže hrozilo bezprostřední nebezpečí ztráty spojení právě v době, kdy se Giotto nacházela mimo dosah evropské sledovací sítě. I tuto komplikaci však američtí inženýři úspěšně zvládli: vhodnými signály přiměli sondu Giotto k opravě orientace právě včas, aby se pak mohli soustředit na to, jak si Voyager 2 poradí s naprogramovanými úlohami.

Programování Voyageru 2 pro průlet u Uranu vyžadovalo nesmírné úsilí. Všech 6 palubních počítačů bylo přeprogramováno, takže v tom smyslu měl Voyager v r. 1986 lepší parametry než při svém startu před devíti lety. Celkem šlo o milion řádků počítačových instrukcí, z nichž poslední byly předány na palubu Voyageru pouhé 3 dny před průletem (s ohledem na „světelný čas“ kolem 2 a 3/4 hodiny musela být celá průletová sekvence naprogramována předem, bez možnosti jakéhokoliv zásahu v průběhu měření). Poprvé bylo použito úsporného způsobu komprese palubních dat, čímž se ušetřilo 60 % kapacity přenosové trasy. Díky tomu se dařilo přenést jeden obrázek televizní kamery za 4 min (rychlost 21,6 kbit/s), místo původně plánovaných 13 minut, a to při zachování stejné rozlišovací schopnosti jako u Saturnu. Také „jízdní řád“ sondy byl vypočten roku 1981 s vynikající přesností: sonda se při průletu kolem Uranu předběhla o pouhou jednu minutu a její poloha byla známa s chybou pouze 40 km (při vzdálenosti bezmála 3 miliard km).

Během několika hodin jsme se tak o planetě a jejím okolí dozvěděli neporovnatelně více než předtím za celá dvě století. Hmotnost Uranu je o 0,25 % větší, než vyplývalo z pozemních měření, a tato drobná nepřesnost málem způsobila, že kamera sondy nenašla na svých místech Uranovy družice známé z pozemních pozorování. Nakonec však vše dopadlo snad ještě lépe, než čekal i ten největší optimista. Televizní kamera pořídila na 6 000 snímků planety, družic a prstenců a tempem 200 snímků za den je pak sonda odvysílala na Zemi. Podle M. D. Desche aj. má planeta kamenné jádro o hmotnosti 6,6 M_Z, vodíkový plášť o hmotnosti 3,7 M_Z a ledovou kůru o hmotnosti 4,4 M_Z. Otáčí se kolem své osy jednou za 17,24 hodiny. Další autoři však dávají přednost modelu, v němž roztavené kamenné jádro má poloměr 8 000 km, nad nímž se nalézá oceán vody, metanu a čpavku o tloušťce 10 000 km, a konečně atmosféru z molekulárního vodíku a helia a tloušťce 7 000 km. Na vnější hranici atmosféry je teplota 52 K, v nitru planety až 10 000 K. Helium představuje asi 12 ÷ 15 % zastoupení vodíku. V atmosféře byly dále zjištěny stopy uhlíku, dusíku, kyslíku, metanu a acetylenu.

Jak známo, rotační osa Uranu je orientována „naležato“, takže v současné době je severní pól planety v dlouhodobé temnotě (trvající 42 let). Tím větším překvapením jsou měření rozložení teploty na povrchu Uranu. Celá planeta je v prvním přiblížení stejně teplá: zmíněný severní pól je vůbec nejteplejší oblastí! Nejchladnější jsou pásy v mírných „zeměpisných“ šířkách mezi rovníkem a pólem planety. Na povrchu Uranu nebyly zjištěny žádné výrazné podrobnosti, jen slabé pásy rovnoběžné s rovníkem, svědčící o zonální cirkulaci atmosféry. Rychlost větru může dosahovat až 480 km/h, a to ve směru rotace, což je anomálie proti všem dosud zkoumaným planetám. Magnetické pole planety je relativně silné, avšak rovněž anomální: magnetická osa totiž neprochází centrem planety, nýbrž je „vyosena“ asi o 8 000 km, a navíc je silně skloněna pod úhlem 60° k ose rotace. Změřené magnetické pole Uranu je sice o 25 % slabší než magnetické pole Země, ale v přepočtu na jednotkový poloměr je ve skutečnosti 50krát intenzivnější. Magnetické pole Uranu je příkladem „šikmého rotátoru“ – modelu rotujícího magnetického pole, jehož užíváme při výzkumu pulzarů.

Na sluneční straně planety byl pozorován další jedinečný jev – zvláštní světélkování atmosféry, nazvané elektrozáře. Soudí se, že elektrozáře vzniká bombardováním molekul vodíku pomalými elektrony z radiačních pásů planety. Tím se vodíkové molekuly rozpadají na lehčí osamělé atomy, které pak snadno unikají z oblasti atmosféry do okolního prostoru. Tato zředěná atomární vodíková atmosféra může sahat až do oblasti prstenců a při atomární hustotě 10⁸ ÷ 10⁹ atomů/m³ působí jako odporující prostředí značně zkracující životnost drobných (submetrových) částic v prstencích. To výborně souhlasí s pozorováními prstenců Uranu, v nichž zřetelně chybějí menší částice. Typické rozměry stavebních kamenů prstenců se pohybují v rozmezí 0,1 ÷ 30 m. Jejich albedo nedosahuje ani 5 %, tj. částečky nejsou pokryty ledem. Sonda potvrdila existenci všech dosud ze Země zjištěných prstenců a odhalila existenci dalších, jakož i drobného materiálu v mezerách mezi tenkými hlavními prstenci. Konfigurace prstenců je zřetelně ovlivněna přítomností početné rodiny družic Uranu, jichž je nyní známo celkem 15, a některé působí jako tzv. pastýřské družice, tj. zabraňují svou gravitací částečkám úzkých prstenců, aby se rozprostřely do šířky v radiálním směru.

K největším překvapením celého průletu patřily detailní snímky obřích družic Uranu, objevených již dávno ze Země. Všechny jeví neklamné známky geologické aktivity, alespoň zčásti spojené s uvolňováním radioaktivního tepla. Nejstarší povrchy mají Oberon a Umbriel. Na Titanii byly zjištěny mladší impaktní krátery a Ariel je zřetelně geologicky nejmladší. Překvapením je poměrně vysoká střední hustota (1,3 ÷ 1,65krát hustota vody) všech těchto družic, svědčící o tom, že obsahují podstatná kamenná jádra.

Naprostou záhadu představuje nejmenší z těchto klasických družic – Miranda – o průměru pouhých 500 km. Díky blízkému přiblížení sondy byly na povrchu této družice rozlišeny detaily o rozměru pouhých 600 m a nejrozmanitější druhy terénu včetně obrovských převýšení a hlubokých údolí s amplitudou až 25 km. Nikde jinde ve sluneční soustavě nejsou tak nápadně odlišné terény poskládány na tak malém prostoru a geologové zde získali naprosto unikátní možnost ověřovat účinnost rozličných geologických mechanismů bezmála v laboratorních podmínkách. Miranda dělá dojem družice, jež se při nějakém minulém nárazu rozpadla a pak se opět postupně gravitačně „slepila“ na bizarně vyhlížející útvar. Uran – první planeta, jejíhož objevitele známe jménem, těleso ležící zdánlivě na nepříliš vábné periferii sluneční soustavy − se tak rázem zařadil mezi objekty, jejichž hlubší poznání může odhalit mnohá z dávných kataklyzmat, jimiž sluneční soustava prošla zejména v prvních etapách své existence.

Mezitím však v polovině února 1986 byly povelem ze Země zapáleny manévrovací motory sondy Voyager 2 na nezvykle dlouhou dobu – 2,5 hodiny. Tento manévr navedl sondu na krátkou cestu k Neptunu, k němuž má dorazit 25. srpna 1989 (raketa směřující ze Země přímo k Neptunu by na takovou pouť potřebovala plných 30 let). Na Zemi mezitím probíhají úpravy sledovacích antén, jež mají zaručit, aby signály z oblasti Neptunu byly přijímány v téže udivující kvalitě, jako signály od Uranu a jeho podivuhodné rodiny.

Jestliže se při výzkumu obřích těles slunečního systému pozornost soustředila na Uran díky bezchybné činnosti kosmické sondy Voyager, pak celá flotila kosmických sond způsobila, že pokud jde o tělesa malá, patřil zájem odborné i laické veřejnosti v uplynulém roce zcela bezvýhradně nejproslulejší z komet – kometě Halleyově. O kometě se psalo tolik, že mnoho čtenářů shledá tuto část přehledu jaksi nadbytečnou. Pisatel se však nemíní tak lehce vzdát jedinečné příležitosti svého života poreferovat o průletu komety Halley perihelem v r. 1986 a o tom, co vše se kolem toho v astronomii odehrálo.

Kometu, jak známo, pozorovali profesionálové i amatéři v rámci mezinárodního programu IHW – International Halley Watch (Mezinárodní sledování komety Halley). Odhaduje se, že na programu spolupracovalo přes 2 000 astronomů profesionálů i amatérů z 54 zemí, kteří vykonali přibližně 20 000 pozorování. Jejich zpracování nebude navzdory veškerému pokroku v záznamové a informační technice jednoduché – právě pro ten obrovský objem dat.

První příznak produkce prachu v komě Halleyovy komety v říjnu r. 1984 pochází ze vzdálenosti 5,9 AU, kdy teplota jádra dosáhla 140 K. Systematická pozorování se obnovila po konjunkci komety se Sluncem, počínaje 19. 7. 1985, kdy ji jako první vyfotografoval dánský astronom R. West. Od té doby se jasnost komety zvyšovala v podstatě ve shodě s efemeridou, v listopadu 1985 začala být dostupná triedrem (na horách i očima – první takové pozorování je hlášeno z USA z 8. 11.) a od prosince 1985 i prostým okem – přirozeně jen za dobrých vnějších podmínek. Chvost komety, poprvé zpozorovaný v listopadu 1985, začal jevit značnou aktivitu; zejména počátkem ledna 1986 bylo pozorováno „utržení“ plazmového chvostu a zesílená aktivita komy. Koncem ledna 1986 dosáhla kometa 3,5 mag a jevila při pozorování očima chvost dlouhý 1° – to bylo asi optimální období pro pozorování v našich zeměpisných šířkách.

Po průchodu perihelem dne 9. 2. 1986 se ve shodě s předpoklady aktivita komety silně zvýšila. Po průchodu byla poprvé ze Země zpozorována dne 15. 2. 1986 opět R. Westem. 24. února měla kometa celkem 7 chvostů, včetně protichvostu směřujícího ke Slunci. Zatímco před perihelem byla produkce prachu asi 10krát menší než produkce plynu, po perihelu se obě složky téměř vyrovnaly. Nejvyšší hodnoty úniku byly změřeny 13. 2. 1986, kdy z jádra unikalo 35 t prachu a 35 t plynu za 1 s. Kometa byla v té době viditelná pouze na jižní polokouli. Pozorovatelé na severní polokouli ji opět spatřili až koncem dubna a počátkem května, kdy se dala opět pohodlně sledovat triedrem. Z dosahu běžných amatérských teleskopů se kometa vzdálila v červenci 1986 a nyní je již objektem vhodným jen pro velké přístroje.

Dne 11. 4. 1986 se kometa nejvíce přiblížila k Zemi (0,42 AU), ale snad nejkrásnější zážitek prožili pozorovatelé během úplného zatmění Měsíce dne 24. dubna 1986, kdy byl chvost Halleyovy komety pozorovatelný v délce až 42°. Ostatně ještě v květnu 1986 měla kometa chvost dlouhý 3 ÷ 7°. Pomineme-li zkrátka na chvíli nevýhodnou situaci pozorovatelů na severní polokouli, nelze nakonec tvrdit, že nynější průlet Halleyovy komety přísluním byl tak beznadějně nepříznivý. Úhrnná doba pro pozorování komety malými přístroji byla dokonce vůbec nejlepší za celou historii sledování komety! V porovnání s předešlým návratem byla také kometa ve srovnatelných vzdálenostech od Slunce 2krát až 3krát aktivnější. Jinak je ovšem pravda, že zdánlivá maximální jasnost komety byla tentokrát nejnižší za celou historii (3,6 mag), zatímco nejvyšší (-0,3 mag) byla při přiblížení roku 1066. Z tohoto hlediska byl minulý návrat roku 1910 historicky třetím nejpříznivějším (+0,3 mag). Naši potomci však mají dobré vyhlídky – v srpnu 2061 by měla být kometa zhruba +1 mag a v květnu 2134 by měla přesáhnout jasnost Jupiteru!

Pozemní pozorování a analýza výsledků z roku 1910 umožnily předpovědět, že jádro komety je mimořádně tmavé, že doba jeho rotace je něco kolem 2,2 dne a že na povrchu jádra existují izolované, v podstatě lineární, zdroje prachových a plynných výtrysků, které se aktivují tehdy, když jsou přivráceny ke Slunci. Infračervená spektra z létající laboratoře KAO prokázala spektrální čáry příslušející mateřským molekulám vody.

Poziční měření umožnila zpřesnit efemeridu komety, tolik potřebnou pro správné navedení flotily kosmických sond, které se dostavily na schůzku s kometou ve vzdálenosti 0,8 AU od Slunce v tomto pořadí: 6. 3. – VEGA 1, 8. 3. – Suisei, 9. 3. – VEGA 2, 11. 3. – Sakigake, 14. 3. – Giotto a 22. 3. – ICE. Poslání jednotlivých sond se vhodně doplňovalo, takže navzdory značně riskantnímu manévru sond VEGA a zejména Giotto se úhrnem podařilo získat naprosto jedinečný pozorovací materiál, který rázem posunul studium komet o neuvěřitelný skok vpřed. V době, kdy píši svůj přehled, neuplynul od onoho historického setkání sond a komety ještě ani rok, a již byly publikovány obsáhlé souhrny výsledků ve vedoucích vědeckých časopisech Nature, Science a Pisma v Astronomičeskij žurnal. Konala se četná mezinárodní sympozia a konference a pro nás je potěšitelné, že na všech těchto akcích se významnou a často rozhodující měrou podíleli čs. specialisté, kteří právě v minulém roce dokázali, že čs. kometární škola patří k nejpřednějším na světě.

Široká veřejnost se patrně nejvíce zajímala o to, jaký je skutečný vzhled kometárního jádra. Jádro Halleyovy komety je mimořádně tmavé (albedo 0,03) a má nepravidelný tvar „burského oříšku“ o hlavních rozměrech 15 × 8 × 8 km. (Poslední snímek z Giotta byl pořízen ze vzdálenosti 1 350 km od jádra.) Tmavost jádra způsobuje zvláštní porézní kůra o tloušťce snad jen několika mm, která se stále obnovuje a současně propouští plyny a prach z vnitřku komety. Na povrchu jádra se nacházejí velké terénní nerovnosti („krátery“ o průměru přes 1 km, dlouhé hřebeny či údolí a svahy se sklony do 15°) a přes tucet zmíněných aktivních zdrojů výtrysků. Hustota plynu a prachu v jasných výtryscích převyšuje až 25krát střední hustotu výtrysků v okolní komě. Úhrnná hmotnost jádra se odhaduje řádově na 10¹⁴ kg, přičemž při každém obletu se odtaví, resp. odpaří, 1 ÷ 10 m vrstvy povrchu jádra. Plocha povrchu jádra se odhaduje na 400 km², přičemž během jedné rotační otočky z plochy 1 m² uniknou asi 2 kg hmoty. Ve větší vzdálenosti od Slunce se teplota jádra pohybuje kolem 60 K. Povrch se však postupně prohřeje až na 400 K; nicméně silný teplotní gradient způsobuje, že prohřátí se týká jen tenké povrchové vrstvičky.

Gravitační zrychlení na povrchu jádra dosahuje 1,5 mm/s², takže úniková rychlost činí 9 m/s. To znamená, že vyvržené částice s hmotností nad 0,01 g se kolem komety pohybují po balistických drahách, kdežto méně hmotné částice unikají a vytvářejí prachovou komu. Kulový hustý oblak prachu sahající do výšky 3 ÷ 4 km nad povrch je tvořen prachovými částicemi, jež dosáhly kruhové rychlosti 6 m/s – tím lze vysvětlit, proč bylo pro sondy tak obtížné přímo zobrazit detaily povrchu. Ve výši 20 km nad povrchem jádra klesá hustota částic zhruba 30krát a ve vzdálenosti 1 000 km obsahuje jeden krychlový kilometr již jen 1 000 částic s úhrnnou hmotností do 0,1 g. Výjimkou jsou pásma jasných prachových výtrysků, v nichž je hustota prachu asi 25krát vyšší než v okolí. Zdrojem výtrysků jsou již zmíněné lineární či kruhové trhliny na povrchu, které se aktivují při přivrácení ke Slunci. Úhrnná plocha aktivního terénu jádra dosahuje 20 km², tj. 5 % plochy celého jádra.

Prachová vnitřní koma sahá do vzdálenosti 80 000 km a vnější koma dokonce do 300 000 km od jádra. Sondy zjistily přítomnost prachových částic komety už ve vzdálenosti 7,8.10⁶ km a plynu dokonce v 35.10⁶ km (japonská sonda Suisei byla zasažena v podstatě obřími – miligramovými – částicemi již ve vzdálenosti 150 000 km od jádra). Při maximálním přiblížení utrpěly sondy značné šrámy. Na stanici VEGA 1 se snížil příkon slunečních článků o 45 % a na sondě VEGA 2 dokonce o 80 %. Giotto bylo doslova proděravěno částicemi o úhrnné hmotnosti 2 gramy, jež kromě jiných škod připravily těleso sondy o 0,9 kg materiálu. Ukázalo se, že modelové výpočty rozložení kometárního prachu, vykonané před letem, sice správně ocenily celkové riziko srážek (sonda Giotto měla podle výpočtu naději na přežití 50 : 50), ale podcenily zastoupení velmi drobných částeček prachu; počet částic roste až do hmotnosti 10^-21 g pro jednotlivá zrnka – to jsou částečky s průměrem menším než 0,01 μm, opticky dokonale průhledné. Tak drobné částice se normálně vyskytují pouze v mezihvězdném prostoru a naznačují, že komety opravdu představují původní materiál, z něhož vznikala sluneční soustava.

Svým způsobem nejcennější a nejobjektivnější výsledky poskytly hmotové spektrometry na sondách VEGA a Giotto. Potvrdily přítomnost lehkých prvků, vodíku, uhlíku, dusíku a kyslíku, a dále těžších kovů Na, Mg, Ca a Fe. Ze sloučenin byla prokázána voda a kyselina uhličitá, dále silikáty a organické látky, resp. uhlíkaté sloučeniny dusíku, kyslíku a vodíku. Extrapolací a průměrováním údajů se dalo zjistit, že kometa během obletu ztrácí průměrně 5.10¹¹ kg hmoty, z toho asi 1/3 představuje voda.

Studium interakce kometárního plazmatu a slunečního větru vedlo k detekci klasické obloukové rázové vlny 400 000 km před kometou. Přechodová oblast má tloušťku 40 000 km. Tato pozorování vlastně nepřinesla žádné zvláštní překvapení a jsou dokladem toho, že fyzika plazmatu je již velmi dobře rozpracována.

Celkově lze říci, že koordinovaná pozorovací kampaň (bezpochyby nejrozsáhlejší a nejlépe dotovaná v celých dějinách kometární astronomie) potvrdila platnost Whippleova modelu „špinavě sněhové koule“, ale neodhalila pravou příčinu pozorované výtryskové aktivity komety ani nevysvětlila neobyčejně nízké albedo kůry jádra. Dosud nedořešenou otázkou zůstává doba rotace jádra. Pozemní měření i kosmické sondy nejprve jednoznačně dávaly délku periody v rozmezí 52 ÷ 54 h. Jak však posléze uvedl Z. Sekanina, není vyloučeno, že jde o precesní periodu dlouhé osy jádra (aproximovaného sféroidem s poměrem os 1,9 : 1), zatímco skutečná rotační perioda je delší – 7,4 dne. V každém případě Halleyova kometa si ono koordinované úsilí plně zasloužila. Ukazuje se, že jde o kometu výjimečně velkou a překvapivě aktivní, což je až udivující s ohledem na to, že má krátkoperiodickou dráhu, která ji již mnohokrát přivedla do perihelu, čímž se jádro značně vyčerpalo. Její budoucí aktivní životnost se odhaduje ještě na několik desítek obletů.

Sonda Giotto se má znovu vrátit do blízkosti Země 2. července 1990. Pokud bude v té době funkce přístrojů uspokojivá, bude navedena na dráhu, jež by ji 14. 7. 1992 přivedla do blízkosti komety Grigg-Skjellerup. Velmi cenné výsledky poskytla též kosmická sonda ICE, zkoumající jak oblast interakce slunečního větru a plazmatu komety Halley, tak zejména okolí komety Giacobini-Zinner (dne 11. září 1985 byla v minimální vzdálenosti 7 860 km od jádra přímo v ose chvostu!). O prvních výsledcích jsem již psal loni a na podrobnosti mezitím zveřejněné letos nezbývá místo. Chtěl bych jen poznamenat, že v porovnání s Halleyovou kometou se jevila jako kometa s malou produkcí prachu i plynu a se slabě vyvinutou přechodovou oblastí mezi kometárním plazmatem a slunečním větrem. Nicméně právě možnost porovnání aktivity obou těles při pozorování sondami zblízka neobyčejně prospělo celému kometárnímu výzkumu.

Výčet pozorování z kosmických sond uzavřu ještě krátkým sdělením R. Howarda aj., kteří v archivním materiálu „sestřelené“ umělé družice P 78-1 objevili ještě jednu, v pořadí celkem šestou, kometu v těsné blízkosti Slunce. Kometa Solwind 6 byla pozorována koronografem družice dne 25. 9. 1983 ve vzdálenostech 8,1 ÷ 2,3 R_☉, měla chvost a byla poměrně jasná. Patří nepochybně ke Kreutzově skupině komet (stejně jako předtím objevené komety Solwind 4 a 5) a možná o vlas unikla srážce se Sluncem (perihel měla ve výši 400 000 km nad slunečním povrchem). Dodatečně byla označena jako kometa 1983 XX. Jiný pozoruhodný objev ohlásili M. Sykes aj., kteří zpracovávají infračervenou přehlídku oblohy družicí IRAS. Zjistili, že komety zanechávají podél svých oběžných drah „kondenzační stopy“ teplého prachu, takže jejich orbitální elipsy ve sluneční soustavě je infračerveně „vidět“.

V souvislosti se zvýšeným zájmem o komety se řada autorů kriticky zabývala Oortovou domněnkou o existenci zásobárny komet ve vzdálenosti kolem 50 000 AU od Slunce. Především není zcela jasné, zda je tento oblak, obsahující řádově 10¹² komet, stabilní vůči poruchám (přiblížení hvězd, setkání s molekulovými mračny Galaxie) po celou dobu existence sluneční soustavy. To pak nutně znamená, že komety ztracené poruchami z Oortova mračna musí být doplňovány ze zdroje, který je vůči poruchám odolnější – to jest z vnitřních oblastí sluneční soustavy (zachycování mezihvězdných „trampů“ není dostatečně účinné). Tak se vytvořila koncepce diskovitého vnitřního Oortova mračna mezi 30 AU a 20 000 AU od Slunce. Podle P. R. Weissmana obsahuje vnitřní mračno dokonce 10¹⁴ komet, které se nejprve přesouvají do vnějšího kulově souměrného mračna, a teprve odtamtud (vzácně) doputují díky poruchám zpět ke Slunci po velmi výstředné eliptické dráze – stanou se pozorovatelnými kometami.

Týž autor popírá existenci X. planety nebo hvězdného souputníka Slunce; úhrnné gravitační působení obou Oortových mračen není nikterak zanedbatelné, neboť jejich hmotnost dosahuje nejméně 100násobku M_Z; je tudíž srovnatelná se souhrnnou hmotností všech planet sluneční soustavy a je udivující, že tak značná hmota může být pozorovatelům dokonale skryta. L. S. Maročnik a G. B. Šolomickij usuzují, že skrovná naděje na detekci vnějšího Oortova mračna zbývá v oblasti submilimetrové astronomie, jež se teprve počíná rozvíjet. Naproti tomu není vyloučeno, že infračervené prachové disky, objevené družicí IRAS kolem cca 30 blízkých hvězd, jsou vlastně dokladem existence (vnitřních) Oortových mračen kolem těchto cizích hvězd.

Celá domněnka vypadá lákavě také proto, že jádro Halleyovy komety je stejně tmavé či tmavší než povrch malých družic Saturnu a Uranu, resp. částic Uranových prstenců. To by znamenalo, že uvedené typy těles mají společné předchůdce právě ve vnitřním Oortově mračnu. Zbývá vysvětlit, kde se v kometách vzala voda – tedy vlastně led. Pozoruhodný mechanismus navrhl C. R. ODell: částice z vnitřního Oortova mračna jsou vypuzovány tlakem záření na vysoce excentrické dráhy až na hranice našeho systému, kde si na sebe naberou „mezihvězdnou jinovatku“, a tu pak přímo nebo zprostředkovaně předají kometárním jádrům. Pověstný koloběh vody, jenž jsme zvyklí předvádět žáčkům ve škole v hodinách vlastivědy, tak nabývá vpravdě kosmických rozměrů.

Dokonce lze s jistou věrohodností sestrojit vývojovou posloupnost: kometa cirkulující ve vnějším Oortově mračnu nabírá „mezihvězdný led“ a pak se díky gravitační poruše stane dlouhoperiodickou kometou. Při každém návratu ke Slunci těkavé látky sublimují, takže na povrchu komety se vytváří zprvu porézní tmavá kůra, propouštějící plyn i prach. Mezitím se dráha komety změní na krátkoperiodickou, což urychlí stárnutí komety (četnost návratů do perihelu vzrůstá). Kůra se postupně „zaslepuje“ a aktivita komety tím vyhasíná. Vzniká vyhaslá kometa, k nerozlišení od planetky. Když družice IRAS objevila roku 1983 planetku 3 200 (Phaeton), jejíž dráha se shoduje s drahou meteorického roje Geminid, usoudili mnozí autoři, že právě toto těleso představuje vyhaslé kometární jádro. Dosud zjištěné vlastnosti Phaetonu jsou však velmi odchylné od čehokoliv, co jsme předtím poznali. Rotuje velmi rychle s periodou 4 hodin, má dost vysoké albedo (0,11) a jeho spektrum neodpovídá spektru běžných planetek, i když v zásadě jde o silikátové „kamení“. Rozhodně však není převážně tvořen ledem, neboť při udané rychlosti rotace by se rozpadl odstředivou silou.

Obdobně se dynamická nestabilita stala argumentem proti údajné existenci průvodců (družic) planetek. Možná existence takových družic vyplynula z fotoelektrických měření zákrytů hvězd planetkami. S. Weidenschilling nyní ukázal, že taková konfigurace těles nemůže být při nízké gravitaci v okolí planetek stabilní a rychle by se rozpadla. To značí, že planetky jsou vesměs osamělými objekty.

K úplně nejdrobnějším částicím meziplanetární hmoty patří, jak známo, mikrometeority. D. E. Brownlee je studuje již řadu let přímo na místě ve vysoké atmosféře Země, kde je zachycují sondážní rakety na lepkavý povrch „detektoru“. Exponované povrchy se pak studují v laboratoři elektronovým mikroskopem a mikrosondami. Tak se podařilo identifikovat silně porézní Brownleeho částice, které skoro určitě pocházejí z komet. Stejná metoda sběru byla použita též při opravě umělé družice SMM, odkud vzorky přivezli zpět na Zemi kosmonauti. Nyní M. R. Laurance a D. E. Brownlee zjistili, že pro hmotnosti 10^-11 kg se tok přirozených mikrometeoritů bombardujících družici ve výši 550 km nad Zemí vyrovnává s tokem úlomků z družic a raket v zemském okolí. Při hmotnosti 10^-15 kg je pak umělých úlomků již stokrát více než mikrometeoritů z kosmu! Nechybějí proto výpočty, které ukazují, jak roste riziko poškození důležitého kosmického přístroje na oběžné dráze srážkou třeba s odloupnutou střepinkou emailu z jiné družice.

Na ještě větší riziko nedávno upozornili američtí astronomové. Kdyby dnes někam na Zemi dopadl obří meteorit, pak v prvním afektu by mohla postižená země usoudit, že se stala obětí vojenského útoku zbraní hromadného ničení (při dostatečné hmotnosti meteoritu jsou ničivé efekty opravdu podobné – s výjimkou pronikavé radiace). Z toho důvodu, jak uvádí známý americký odborník E. Shoemaker, přijaly obě supervelmoci příslušná technická opatření, aby kosmickou povahu takového „útoku“ ihned identifikovaly a postižený stát vhodně informovaly: vždyť jinak by taková katastrofa opravdu mohla vyvolat nedozírné následky rozpoutáním světové války. Srážky s obřími meteority jsou naštěstí poměrně vzácné – nejpesimističtější odhady se pohybují kolem jednoho případu za tisíc let. Mnohem četnější jsou přirozeně dopady těles, která mohou ohrozit jednotlivé osoby. Kanadští astronomové I. Halliday aj. využili statistických údajů o pádech meteoritů, získaných za 9 let provozu kanadské prérijní sítě, k novému posouzení odhadu pravděpodobnosti zranění či zabití člověka meteoritem. (Historicky je doloženo zranění spící ženy meteoritem dne 30. 11. 1954 v USA; dále existují ne zcela určité zprávy o zabití františkánského mnicha meteoritem v Miláně někdy v první polovině 17. stol.). Nejprve počítali pravděpodobnost zásahu člověka na otevřeném prostranství meteoritem o hmotnosti nad 1 gram. Odtud odvodili, že na světě je jedna osoba zasažena meteoritem v průměru každých 9 let!

Pro poškození střech budov vzali za základ minimální hmotnost meteoritu 0,2 kg a odtud spočítali, že za rok je na světě poškozeno pádem meteoritu 16 střech budov. Většina z těchto impaktů zůstává přirozeně nepovšimnuta a následné zatékání střechy se připisuje banálním pozemským příčinám. (Pojišťovny tak konečně získaly spolehlivé podklady pro případ, že by se někdo hodlal pojistit proti kosmickým rizikům.)

V minimu sluneční činnosti byla podle měření radiometru ACRIM na družici SMM sluneční konstanta v mezích měřicích chyb opravdu konstantní: 1 373 W/m². To je uklidňující s ohledem na skutečnost, že v letech 1980–1985 sluneční konstanta spojitě klesala průměrným tempem 0,015 % ročně. Kdyby se takový trend udržel po dobu několika desetiletí, mělo by to nevyhnutelně pro Zemi zřetelné klimatické důsledky (J. Eddy uvádí, že změna sluneční konstanty o 0,2 % se již klimaticky projeví; pokles konstanty o 1 % stačí na vyvolání malé ledové doby). Zdá se však, že pozorovaný pokles je jen sestupnou částí cyklické variace sluneční konstanty, související patrně s 22letým magnetickým cyklem sluneční aktivity.

Problém slunečního cyklu dostal nový rozměr pozorováním G. E. Williamse, který zkoumal vrstvičky sedimentů v prekambrijských horninách před 680 miliony lety. Vrstvičky jeví přesně stejnou 11letou periodičnost, nepochybně způsobenou sluneční aktivitou, jako by vznikly teprve včera. Autor dokonce nenašel žádné prekambrijské vymizení aktivity, obdobné proslulému Maunderovu minimu, takže poněkud pochybuje o reálnosti minima.

Přetrvávajícím problémem při studiu Slunce jako hvězdy zůstává deficit slunečních neutrin. V poslední době se stalo bezmála módou řešit tuto otázku argumenty vypůjčenými z částicové fyziky a kosmologie zároveň. Jak známo, kosmologický problém skryté hmoty se dnes teoreticky řeší předpokladem existence slabě interagujících málo hmotných částic (neutrin, fotin, axionů, gravitin atp.), a tak se někteří autoři snaží využít téhož principu předpokladem, že hypotetické slabě interagující částice (označované též jako kosmiony anebo zkratkou WIMP) se koncentrují uvnitř Slunce a ochlazují centrální oblasti. Důsledkem nižší teploty nitra je nižší produkce neutrin, než jak vyplývá z dosavadních modelů.

Jiné řešení navrhl H. Bethe. Vyšel z práce S. Mišejeva a A. Smirnova o změně modů neutrin v husté látce centrálního Slunce a o závislosti hmotnosti elektronových neutrin na hustotě okolního prostředí. To by se nakonec projevilo přechodem elektronových neutrin do modu mionových neutrin, která nelze registrovat dosavadními experimenty. Většina odborníků si však uvědomuje, že řešit tak důležitou otázku pouze na základě jediného experimentu je riskantní. Proto se vkládá hodně naděje do realizace nových způsobů detekce slunečních neutrin jednak v SSSR, jednak v západní Evropě. První výsledky by měly být známy po roce 1990.

Neobyčejně dynamicky se rozvíjí nové odvětví nepřímého experimentálního výzkumu slunečního nitra pomocí oscilací slunečního povrchu. Všeobecně se již ujal název metody jako helioseizmologie. Předpokládá se totiž, že povrchové oscilace jsou projevem akustických vln procházejících celým nitrem Slunce a testujících tudíž jeho fyzikální vlastnosti. Experimentální počátek helioseizmologie spadá do roku 1960, kdy R. Leighton aj. objevili 5minutové oscilace, které teoreticky objasnil roku 1970 R. Ulrich právě jako akustické vlny slunečního nitra. Potvrzením zásadní správnosti teorie se stala nepřetržitá 5denní pozorování oscilací v Antarktidě a posléze ještě delší tříměsíční řada ze stanic podél obvodu Země.

Jak uvádí J. Toomre, z dosavadních měření lze odvodit, že ve vnějších 30 % slunečního poloměru (obsahujících jen 1 % sluneční hmoty) probíhá turbulentní konvekce plynu, kdežto termonukleární reakce je omezena na centrálních 25 % poloměru Slunce. Sluneční zploštění 1,7.10^-7 určené z oscilací je tak malé, že nemůže ovlivnit pozorované nadbytečné stáčení perihelu Merkuru, takže je jasné, že stáčení je relativistický úkaz. Je přirozené, že všechna tato měření i odpovídající teorie mají klíčový význam i pro pochopení struktury ostatních hvězd.

2. Hvězdný vesmír

Výzkum jednotlivých hvězd stále častěji využívá netradiční metody skvrnkové interferometrie, umožňující rozlišení těsných a málo svítivých složek blízkých hvězd. Metoda je zvlášť slibná v infračervené oblasti, kde se nacházejí maxima zářivého toku substelárních objektů, jimž se začalo říkat hnědí trpaslíci. D. W. McCarthy, objevitel prvního hnědého trpaslíka VB 8B, sledoval stejným postupem již 50 blízkých hvězd s rozlišením až 0,1″. Se svými spolupracovníky tak objevil 21 průvodců, což potvrzuje, jak vzácnou výjimkou je skutečně izolovaná hvězda.

Přehled o dnešních možnostech hledání průvodců blízkých hvězd publikoval A. A. Tokovinin. Velmi nadějné jsou nepřímé metody, kdy například skvrnková interferometrie umožňuje relativní měření poloh složek ve dvojhvězdě s přesností až 10^-4 obloukové vteřiny. Kdyby se podařilo tuto přesnost zvýšit ještě o 2 řády, mohli bychom takto detekovat planety o hmotnosti Země u nejbližších dvojhvězd. Kolísání radiální rychlosti mateřské hvězdy bychom museli změřit s chybou do ±10 m/s, abychom zjistili odchylky vyvolané gravitačním působením planet na hvězdu. Takový projekt pro 15 blízkých hvězd slunečního typu rozběhl B. Campbell. Přesné polohy hvězd na 0,003″ lze též dostat velmi rychle pomocí zobrazovacích matic CCD. To umožňuje neobyčejně zvýšit i přesnost měření vlastních pohybů a případné odhalení vlnivého pohybu způsobeného neviditelným průvodcem sledované hvězdy. Touto metodou byl vlastní pohyb Prokyonu po obloze zjištěn během jednoho týdne!

Pro poznání průběhu vývojové fáze, při níž z útržků mezihvězdných molekulových mračen vznikají nové hvězdy, jsou nejcennější infračervená pozorování. C. J. Lada aj. tak podrobně studovali objekt 16293-2422, objevený družicí IRAS v souhvězdí Hadonoše poblíž hvězdy Antares. Zdroj je vzdálen 160 pc a při teplotě povrchu pouze 40 K vysílá v infračerveném oboru 20krát více energie než Slunce v celém spektru. Průměr objektu je asi 1 600 AU. Vše nasvědčuje tomu, že pozorujeme prahvězdu dosud ve stadiu gravitačního kolapsu, i když jako ve většině podobných případů astronomové zde až donedávna pozorovali pouze bipolární výron hmoty směrem ven. Teprve mikrovlnná měření na frekvenci 245 GHz P. R. Maloneyem aj. odhalila posunuté čárové emise CO, svědčící o dostředivých pohybech v oblasti o poloměru 3 000 AU a hmotnosti 0,1 M_☉. Jádro kolabujícího útvaru má poloměr 3 R_☉ a hmotnost 0,25 M_☉. Lada soudí, že jde o prahvězdu starou nanejvýš 30 000 let, která během nejbližších 100 000 let „doroste“ na hvězdu o hmotnosti Slunce.

Pozorování svědčí o tom, že prahvězda přibírá hmotu z akrečního disku a současně ji částečně vrací v podobě polárních výtrysků, které se pozorují snáze a pro astronomy byly nečekaným překvapením. S. A. Colgate a A. G. Petschek však nalezli geniálně jednoduché vysvětlení. Každý útržek mezihvězdného mračna má nutně nezanedbatelný moment hybnosti. Při kontrakci na hvězdu se poloměr útvaru zmenší o 8 řádů, avšak stabilita hvězdy vyžaduje, aby povrchová rychlost rotace hvězdy nepřevýšila řádově 100 km/s. To značí, že moment hybnosti hvězdy musí být 10⁶ ÷ 10⁸ krát nižší než moment hybnosti původního mračna, což přirozeně není žádná maličkost. Silný výtok hmoty, odnášející s sebou přebytečný moment hybnosti, je tedy společně s viskozitou v akrečním disku kolem prahvězdy hlavním prostředkem, jak se hvězda nadbytečného momentu hybnosti zbavuje; jinak by zkrátka dodnes ani jedna stabilní hvězda nemohla vzniknout.

Zvláštní problém zde představuje vznik hvězd v době raného vesmíru, kdy se vesmírná látka skládala pouze z vodíku a helia. Tyto hvězdy I. generace(populace III) dosud nikdo nepozoroval; i v nejstarších kulových hvězdokupách jsou všechny hvězdy již „znečištěné“ produkty termonukleárních reakcí. R. Cayrel nyní zformuloval domněnku, podle níž v prvotních mezihvězdných mračnech (v nichž nebyly kovy přítomny) mohly vznikat pouze velmi masivní hvězdy s hmotnostmi 50 ÷ 100 M_☉. Tyto masivní hvězdy čistě z vodíku a helia měly přirozeně krátkou životnost a brzo vybuchly jako supernovy. Tím obohatily mezihvězdnou látku o kovy, které pak „zašpinily“ materiál hvězd II. generace (populace II) na pozorované hodnoty. Tehdy už totiž původní fyzikální omezení na vysokou minimální hmotnost vznikajících hvězd pominulo. Málo masivní dlouhožijící hvězdy populace II proto pozorujeme ještě i dnes. Po odečtení střední rotační rychlosti v Galaxii zbývá přebytek 470 km/s, což je více než úniková rychlost v daném místě Galaxie (320 km/s)! To ovšem znamená, že tento pár jednou opustí Galaxii, ačkoliv v současné době směřuje k jejímu středu. Jelikož jde o podtrpaslíky třídy K0 (hvězdy s dlouhou výdrží), jde o výborný dopravní prostředek pro předávání vzkazů mezi galaxiemi.

B. E. Schaefer studoval infračervené dvojhvězdy v katalogu družice IRAS a zjistil, že pouze 32 z 260 objektů obsahuje kompaktní složky (bílé trpaslíky, neutronové hvězdy). Kolem novy RR Pictoris (z roku 1925) objevil statickou prachovou obálku ve vzdálenosti 1 AU od hvězdy. Pro Novu Sagittarii 1982 nalezl důkazy jak pro prach vytvořený během nynějšího vzplanutí, tak i prachová zrnka zbylá z výbuchů předešlých. S. Starrfield aj. spočítali modely výbuchu nov s velkou amplitudou jasnosti, jako byla V1500 Cygni. Ukázali, že výbuch proběhl na povrchu bílých trpaslíků, složených z prvků O, Ne a Mg, jejichž hmotnost před kontrakcí dosahovala 8 ÷ 12 hmotností Slunce a při výbuchu činí asi 1,25 M_☉. Novy tohoto typu se prozrazují silným zastoupením kyslíku, neonu, hořčíku a hliníku v rozpínajících se plynných obalech. Tvorba prachu je zesílena u nov, které mají v obálkách uhlík. Mezi výbuchy není zřejmě přetok hmoty k bílému trpaslíku plynulý, poněvadž pozorování nedávných nov dává příliš vysoké hodnoty řádu 10^-8 M_☉/r. Nejspíše po několika stoletích přetok ustane a obnoví se až těsně před dalším výbuchem (v intervalu řádu 10⁵ let).

Jestliže je akrece hmoty velmi nízká, nedochází k explozím novy, ale bílý trpaslík nenápadně dospěje až k Chandrasekharově mezi hmotnosti (1,4 M_☉), kdy exploduje v podobě supernovy typu I. Bílí trpaslíci jsou v mnoha směrech astrofyzikálně pozoruhodné objekty. Zásluhou S. Chandrasekhara byla v jejich nitrech prokázána relativistická degenerace a postupně výborně potvrzena pozorováním. Odtud odvozená Chandrasekharova mez se stala důležitým kritériem pro zjišťování hvězdných osudů.

Ostatně bílí trpaslíci jsou hvězdy rekordně dlouhověké – za 100 miliard let to budou jediné typy svítících hvězdných objektů ve vesmíru vůbec! V těchto velkolepých přírodních laboratořích se setkáváme s hustotami 10⁵krát vyššími, než známe na Zemi, s gravitačním polem 10⁵krát intenzivnějším než na hvězdách a magnetickým polem tisíckrát silnějším než v laboratoři (některé čáry vznikající v tak silném magnetickém poli nelze na Zemi vůbec vyvolat). G. D. Schmidt aj. objevili, že indukce magnetického pole bílého trpaslíka PG 1031+234 v souhvězdí Lva dosahuje až 7.10⁴ T, přičemž magnetická osa je k rotační ose skloněna pod úhlem 35°. Jeho rotační perioda činí 3,4 hodiny.

Vloni také proběhla zajímavá diskuse o nejbližším bílém trpaslíku, Siriu B. Ve starověké literatuře se totiž údajně vyskytují zprávy o červené barvě hvězdy Siria, což by znamenalo, že přechod od červeného obra k bílému trpaslíku proběhl astrofyzikálně rychle, řádově za 1 000 let – a nezanechal ani nejmenší stopy v okolí systému. W. Schlosser a W. Bergmann dokonce nalezli překvapující záznam o červené barvě Siria ještě v polovině 6. stol. n. l. v modlitebních instrukcích Řehoře z Toursu. Jejich sdělení je však evidentně založeno na nesprávné identifikaci hvězdy – ve skutečnosti měl Řehoř na mysli červenou obří hvězdu Arktur! Čínské záznamy z 1. stol. n. l. naproti tomu popisují Siria jako bílou hvězdu. Zdá se, že teoretičtí astrofyzikové tedy mohou spát o něco pokojněji.

Jejich spánek však nepochybně ruší výsledky poslední pozorovací kampaně kolem zákrytu dlouhoperiodické těsné dvojhvězdy ε Aurigae. Komplexní studium zákrytu v letech 1982–1984 ve všech dostupných spektrálních oborech spektra sice přineslo objasnění některých záhad, ale nastolilo nové. Hlavní složka je veleobrem spektrální třídy F. Svou svítivostí 1,2.10⁵ L_☉ patří k nejjasnějším v Galaxii. Končí svůj vývoj ve stadiu veleobrů a patrně se již smršťuje na bílého trpaslíka. Její hmotnost se pohybuje mezi 15 a 30 M_☉. Sekundární složka má hmotnost asi 13 M_☉, ale je zahalena neprůhledným oblakem relativně studeného prachu o teplotě pouhých 500 K. Oblak má tvar disku o délce 9 AU a tloušťce 1 AU; jeho hmotnost činí jen zlomek M_☉. Je záhadou, že hmotný sekundár vydává tak málo záření, ale není vyloučeno, že jde ve skutečnosti o těsnou dvojhvězdu a že převážná část zářivého toku uniká ve směru k pólům, což se nepřímo potvrzuje přebytkem ultrafialového záření v rozsáhlém ionizovaném plynném obalu. Existence dvojhvězdy by pomohla vysvětlit existenci „díry“ v prachovém disku, která se projevila mírným zjasněním systému právě uprostřed totality. Toto zjasnění se nepozorovalo při zákrytu v roce 1928 a mělo menší amplitudu v roce 1956, což by mohlo souviset s precesním pohybem disku. Není tedy vyloučeno, že při příznivém sklonu disku bychom nakonec při některém z budoucích zákrytů centrální dvojhvězdu přímo zpozorovali. Kdysi Říše hvězd (ročník 45/1964, č. 4, str. 77) otiskla jako aprílový žert článek s názvem „Tunelové zákrytové proměnné hvězdy“, převzatý z polské Uránie, 1963, str. 102. Když jsem se tomu tehdy srdečně zasmál, nikdy by mne nenapadlo, že o necelé čtvrtstoletí později se takovým „modelem“ budou zabývat docela vážně přední specialisté v oboru.

Velké množství závažných prací bylo loni věnováno supernovám. Především se známému lovci supernov R. O. Evansovi podařilo v květnu 1986 objevit supernovu 1986g v blízké radiogalaxii Centaurus A (NGC 5128), a to celý týden před dosažením maxima jasnosti. Supernova patří k typu I a v maximu dosáhla zdánlivé vizuální jasnosti 12 mag, takže kdyby nebyla zeslabena extinkcí světla v prachovém mezihvězdném mračnu, stala by se nepochybně nejjasnější supernovou tohoto století (extinkce zde dosáhla 4 mag). Tím se podařilo nezávisle určit i vzdálenost galaxie Cen A v rozmezí 2 ÷ 3 Mpc. R. Evansovi se podařil ještě jeden husarský kousek, když v říjnu 1986 objevil supernovu 1986l v galaxii NGC 1559 s maximální zdánlivou jasností 13,5 mag. V téže galaxii totiž týž pozorovatel objevil supernovu 1984j, což je samo o sobě nevídané, když uvážíme, že průměrný interval mezi vzplanutím supernov v jedné galaxii se odhaduje na 30 ÷ 40 let.

A. V. Filippenko a W. L. W. Sargent studovali spektrum jedinečné supernovy 1985f v galaxii NGC 4618 v optickém a blízkém infračerveném oboru. Objevili tam emise řady těžších prvků (O, Ca, C, Mg, Na, Fe, N, Si, Ba, Mn), avšak žádné čáry vodíku a helia a vůbec žádné absorpce. Odtud autoři usuzují, že v tomto případě explodovala masivní Wolfova-Rayetova hvězda, jež nejprve odvrhla obálku z vodíku a helia, teprve pak došlo k vlastní detonaci. Podle M. C. Begelmana a C. L. Sarazina činila explodující hmotnost hvězdy 50 M_☉, z čehož asi 10 % představoval samotný kyslík. Světelná křivka supernovy po maximu odpovídá poločasu rozpadu radioaktivního kobaltu 56, jenž vznikl v průběhu exploze.

Nedávno uplynulo sto let od pozorování první extragalaktické supernovy S And v galaxii M31 a k tomuto jubileu shrnul dostupné údaje G. de Vaucouleurs. V době, kdy se o samostatné třídě supernov ještě nic nevědělo, vzplanula pouhých 16″ od centra velké spirální mlhoviny v Andromedě „nova“, která v srpnu 1885 byla na hranici viditelnosti očima (maxima dosáhla 21. 8. 1885; V = 5,85 mag). V maximu měla oranžovou barvu (B-V = +1,3 mag) a posléze „zbělela“ na B-V = +0,6 mag. Za tři týdny po maximu klesla její jasnost o 3 mag. Neurčitě popisované spektrum (fotografický záznam spekter ještě neexistoval) vcelku dobře odpovídá supernovám typu I. O této klasifikaci se tehdy přirozeně nevědělo, takže objekt byl považován za obyčejnou novu a použit jako argument proti samostatné „ostrovní“ existenci mlhoviny; usuzovalo se, že mlhovina musí být velmi blízko, na okraji naší Galaxie. Kdo mohl tehdy tušit, že tímto pozorováním začíná nová epocha astrofyzikálního výzkumu závěrečných stadií hvězdného vývoje a teorie nukleogeneze těžkých prvků ve vesmíru?

Systematické hledání supernov v cizích galaxiích, iniciované ve třicátých letech našeho století F. Zwickym, má netrpělivým astronomům vynahradit historickou smůlu, že poslední supernovy v naší Galaxii vzplanuly vesměs ještě před vynálezem dalekohledu a objevem spektroskopie. Až dosud se díky několika výzkumným programům daří ročně objevovat kolem tuctu supernov; v posledních letech profesionálním observatořím úspěšně konkuruje australský astronom amatér R. Evans, který prohlíží galaxie 0,4m teleskopem vizuálně. V příštích letech se však situace zřejmě kvalitativně změní, neboť bude uveden do chodu automatický 0,75m reflektor Leuschnerovy observatoře v Kalifornii. Přístroj pořídí během jasné noci na 400 snímků galaxií a počítač je ihned porovná s předlohami uloženými ve své paměti. Očekává se, že tímto způsobem se bude objevovat řádově stovka supernov za rok, a to prakticky ihned po počátku vzestupu jasnosti, jenž je u supernov zřetelně pomalejší než u běžných nov.

Jak známo, supernovy dnes podle vzhledu světelné křivky a spekter řadíme do dvou hlavních tříd I. a II. Supernovy typu I jsou v maximu asi o 2 mag jasnější (absolutní hvězdná velikost až -19 mag), a po maximu jejich jasnost pomalu klesá. Ve spektru chybějí vodíkové čáry a rychlosti expanze obálky se pohybují v rozmezí 10 ÷ 25 tisíc km/s. Supernovy typu II mají na sestupné větvi světelné křivky záhyb, obsahují vodíkové čáry ve spektru a jeví nižší rychlosti expanze 6 ÷ 20 tisíc km/s. I. typ supernov se vyskytuje v discích spirálních i eliptických galaxií, kdežto II. typ v ramenech spirálních galaxií. V naší Galaxii je četnost typu I mírně vyšší (1krát za 36 let) v porovnání s typem II. (1krát za 44 let). Všeobecně se soudí, že příčinou exploze typu I je akrece vodíku na bílého trpaslíka složeného z uhlíku a kyslíku, vedoucí k termonukleární detonaci, kdežto typ II představuje gravitační kolaps masivní hvězdy s hmotností nad 9 M_☉.

H. A. Bethe a G. Brown uvádějí, že supernovy vyzáří během několika měsíců tolik energie, jako Slunce za svou dosavadní existenci (10⁴⁴ J), což je však jenom zlomek celkové energie při kolapsu uvolněné: 10⁴⁵ J představuje kinetická energie expandující obálky a 10⁴⁶ J odnášejí neutrina vskutku bleskově – za pouhou jednu s. Oba autoři pak shrnuli dnešní názory na mechanismus exploze supernov typu II, opřený jak o astrofyzikální poznatky, tak i o rozsáhlé simulace jevu na výkonných superpočítačích. T. A. Weaver počítal termonukleární vývoj hvězdy o počáteční hmotnosti 25 M_☉. Zjistil, že nejdéle probíhá termonukleární reakce přeměny vodíku na helium – 7 milionů let. Další intervaly jsou kratší: helium hoří jen 500 tisíc let, uhlík 600 let, neon 1 rok a kyslík 6 měsíců. Pak při teplotě nitra 400 MK hoří jediný den křemík a vše je připraveno pro závěrečnou efektní scénu – vlastní výbuch.

Potíž je v tom, že realistická simulace onoho závěrečného stadia vyžaduje složité výpočty, při nichž je třeba vědět, co smíme zanedbat – celou řadu procesů je třeba prostě odhadnout. Ve hvězdě vzniká inertní jádro o hmotnosti Chandrasekharovy meze (1,2 ÷ 1,5 M_☉), které se gravitačně zhroutí během jediné sekundy. Protony a elektrony inertního jádra se přitom změní na neutrony (zárodek příští neutronové hvězdy) a neutrina, jež odnášejí velké množství energie. T. J. Mazurek a K. Sato zjistili, že jakmile inertní jádro dosáhne hustoty 4.10¹⁴ kg/m³, stává se pro neutrina neprůhledné a energie nemůže unikat. Největší hmotnost, jež se může dále hroutit jako celek, tím klesne na 0,9 M_☉, neboť jedině látka uvnitř tohoto jádra okamžitě navzájem komunikuje prostřednictvím zvukových a rázových vln. Kolaps bleskově (během ms!) pokračuje až k hustotě inertního jádra 2,7.10¹⁷ kg/m³, kdy se vytvoří expandující rázová vlna, šířící se postupně ven z hvězdy. Během několika dnů dosáhne rázová vlna povrchu hvězdy a začíná úkaz supernovy pro vnějšího pozorovatele.

O tom, o jak obtížné výpočty jde, svědčí údaj J. R. Wilsona: aby mohl studovat průběh rázové vlny ve hvězdě po dobu 1 s, potřeboval 100 hodin výpočetního času na superpočítači Cray! Z výpočtů řady autorů plyne, že vždy jen poměrně malá část původní hmoty hvězdy nakonec zkolabuje: při původní hmotnosti hvězdy 9 M_☉ vzniká neutronová hvězda o hmotnosti 1,35 M_☉ a teprve při původní hmotnosti 25 M_☉ vzniká černá díra o hmotnosti 5 M_☉. Všechna zbylá hmota hvězdy se při výbuchu rozmetá expanzí. Ideální kontrolou správnosti výpočtů by byla detekce neutrin uvolněných během první fáze hroucení hvězdy. Realističtější možností je určení chemického složení produktů exploze, což je předběžně v uspokojivém souladu s pozorováním pro všechny prvky s atomovými čísly 6–26 (C–Fe). Výpočty také naznačují, že za určitých počátečních podmínek se může rozpadnout celá hvězda, takže po ní nezbude žádný kompaktní celek – to je patrně případ pozůstatku supernovy Cas A.

Zhroucené produkty explozí supernov jsou tedy ponejvíce neutronové hvězdy a jen zcela výjimečně černé díry. V nejnovějším přehledu V. M. Ljutého a A. M. Čerepaščuka se uvádějí jen čtyři nadějní kandidáti na „hvězdné“ černé díry, a to Cygnus X-1 (hmotnost kompaktní složky nad 7 M_☉), SS 433 (hmotnost nad 6 M_☉), LMC X-1 (nad 7 M_☉) a A 0620-00 = V616 Mon (nad 5 M_☉). Je pozoruhodné, jak rozmanité rentgenové charakteristiky uvedené objekty téže třídy předvádějí.

W. Priedhorsky aj. ohlásili objev rentgenové dvojhvězdy s nejkratší orbitální periodou mezi dvojhvězdami vůbec. Jde o rentgenový zdroj 4U 1820-30, jehož rentgenový tok jeví 3 % amplitudu změn s periodou pouhých 11,5 minuty – patrně jde o bílého trpaslíka, který obíhá kolem neutronové hvězdy po dráze s poloměrem 50 000 km. F. B. Morgan aj. zjistili, že orbitální perioda se s časem v mezích chyb nemění. Podaří-li se zvýšit přesnost měření zhruba trojnásobně, mělo by však být již odhaleno sekulární zkracování periody díky vyzařování gravitačních vln.

Ze všech rentgenových dvojhvězd však již delší dobu budí největší pozornost tajemný objekt Cygnus X-3, o němž víme, že je mimořádně daleko (11 kpc), takže patří k nejsvítivějším objektům Galaxie. Je to zákrytová těsná dvojhvězda s periodou 4,8 h, pozorovaná v širokém pásmu frekvencí 1.10⁹ ÷ 1.10¹⁵ Hz. Opticky se však objekt dosud nepodařilo identifikovat (je slabší než 23 mag); zato je pozorovatelný v infračervené oblasti. Čas od času se podstatně zvyšuje jeho rádiová jasnost – poprvé na sebe upoutal pozornost v září r. 1972, kdy se stal nejjasnějším rádiovým zdrojem na obloze (jeho rádiová jasnost se zvýšila o tři řády). K těmto výbuchům dochází periodicky vždy po 367 dnech, ale jejich mohutnost kolísá. Při výbuchu v říjnu 1982 objevil K. Johnston rázovou vlnu expandující rychlostí 1/3c! Poslední pozorovaný výbuch ve dnech 3.–13. října 1985 byl dosud nejmohutnější. Byl sledován ve všech spektrálních pásmech a také monitory kosmického záření. V roce 1985 bylo v podzemních detektorech částic kosmického záření poprvé zjištěno, že Cygnus X-3 produkuje sekundární miony, jenže jsou tu háčky: miony nezaznamenaly všechny podzemní stanice a tok mionů je vždy jen dočasný. Hlavním důvodem, proč jsou ony miony vůbec spojovány se zdrojem Cyg X-3, je jejich periodický výskyt s periodou 4,8 h a závislost jejich frekvence na zenitové vzdálenosti zdroje. Fyzikové samozřejmě vědí, že nestabilní miony jsou sekundární produkty vznikající při interakci primárních částic ze zdroje se zemskou atmosférou nebo horninami v okolí detektoru. Tyto primární částice musí být nutně elektricky neutrální; jinak by nezachovávaly směr a fázi vůči rentgenovým fotonům. Fotony se však nehodí, neboť jejich tok je třistakrát nižší, než aby se tak vysvětlila produkce mionů. Neutrina by zase nejevila závislost na zenitové vzdálenosti zdroje. Neutrony jsou ve volném prostoru nestabilní a dokázaly by sem doletět pouze tehdy, kdyby měly energie nad 1 PeV (díky dilataci času při rychlostech blízkých c), což je vysoce nepravděpodobné. Proto se čím dál tím více prosazuje názor, že kompaktní složka ve dvojhvězdě Cyg X-3 není běžná neutronová hvězda, ale podivná kvarková hvězda skládající se z masivního „balíku“ kvarků s vůněmi u, d, s. Když na kvarkovou hvězdu dopadá plyn z normálního hvězdného průvodce, vede to k výronu částic H (vázaný stav tří dvojic kvarků u, d, s) o hmotnosti 2 protonů, avšak elektricky neutrálních. Samozřejmě existují i jiné varianty základního nápadu, ale dříve než se pro některý rozhodneme, bude potřeba podstatně zlepšit množství i kvalitu pozorování – zatím jde totiž jen o desítky mionů, a tedy o úkazy těsně nad hranicí pozorovacích chyb.

Pro výzkum zábleskových zdrojů záření gama (GRB) má klíčový význam případná optická identifikace zdrojů. Zatím nejnadějnější případ ohlásil R. Hudec, který prohlédl 1 733 fotografických snímků observatoře v Sonnebergu (úhrnná expoziční doba 0,2 roku) pro oblast zábleskového zdroje gama 1810+31 (Hercules) z 25. 3. 1979. Ve třech případech (27. 3. a 31. 8. 1946 a 27. 4. 1954) nalezl uvnitř chybové plošky ve vzdálenosti pouze 6,5′ od jejího středu bodové obrazy odpovídající krátkodobému hvězdnému záblesku. Za předpokladu trvání záblesku 1 s vychází optická magnituda mezi 4 ÷ 7 mag, tj. poměr toku v oboru gama a optickém (10² ÷ 10³) : 1. Jde zatím o nejspolehlivější případ identifikace. Autor se mezitím pustil do ještě rozsáhlejšího projektu prohlídky snímků čs. celooblohové sítě pro sledování bolidů, která pro vybrané zdroje gama může dát až 20 let souhrnné expozice, a měla by tedy jednoznačně vyřešit jak otázku poměru zářivého toku, tak i rekurence jevů.

Pozoruhodné je též ztotožnění stálého zdroje záření gama 2CG 065 s rádiovým pulzarem PSR 1953+29 s periodou 6,1 ms. Pulzar je od nás vzdálen 2,7 kpc a projevuje se i periodickými pulzy v pásmu 1 TeV, kde vysílá výkon řádu 10²⁸. W. L. A. Rawley aj. určili, že jde o pulzar ve dvojhvězdě s oběžnou periodou 117,35 dne a téměř kruhovou dráhou (e = 0,0003). Prodlužování periody je nejmenší mezi všemi známými pulzary a činí relativně jen 1.10^-20.

Další milisekundový a současně binární pulzar nalezl D. J. Segelstein aj. v poloze 1855+09. Má pulzní periodu 5,4 ms a orbitální periodu 12,33 dne (výstřednost e = 0,002). Je od nás vzdálen 350 pc. Také tento pulzar jeví nepatrné prodlužování periody (relativně 2.10^-20), což svědčí o nízké indukci magnetického pole 3.10⁴ T. Celkem je tedy již známo 7 binárních pulzarů a 3 milisekundové pulzary. Zdá se, že jejich charakteristiky podporují domněnku E. P. J. van den Heuvela z r. 1984, že jde o staré systémy (proto je magnetické pole již slabé), v nichž se neutronové hvězdy dodatečně roztočily na vysoké obrátky postupnou akrecí hmoty z hvězdného průvodce.

Existence milisekundových pulzarů s nepatrnou změnou rotační periody dává vyhlídky na podivuhodný způsob detekce gravitačního záření kosmického pozadí pomocí vzájemného srovnávání skoků v periodě milisekundových pulzarů. Přitom skutečný počet milisekundových pulzarů v Galaxii je zřejmě mnohem vyšší, než kolik jich pozorujeme; objevují se totiž velmi obtížně. Podle R. Naryana vzniká v Galaxii 1 pulzar každých 50 let s průměrnou počáteční periodou rotace 0,7 s a střední indukcí magnetického pole 10^8,5. T. E. Asseová zjistila, že největší část (99 %) rotační energie pulzaru odnáší magnetodipólové záření o velmi nízké frekvenci, odpovídající rotační periodě. Pouze 1 % připadá na pozorované impulzní záření v optickém a rádiovém oboru spektra. Možnosti přímé detekce nízkofrekvenčního magnetodipólového záření na Zemi pomocí citlivých supravodivých detektorů (skvidů) se zabývali M. Odehnal aj. Ukázali, že citlivost detektorů je již postačující pro detekci usměrněného záření pomalu rotujících pulzarů vzdálených méně než 500 pc.

A. Lynne pozoroval počátkem roku 1986 dosud největší skok v pulzní periodě u pulzaru PSR 0355+534, v relativní míře 4.10^-6 (perioda činí 0,16 s). Dnes již převládá mínění, že studium skoků v periodě umožňuje odhalit některé vlastnosti vnitřní stavby neutronových hvězd. Na povrchu neutronové hvězdy se nachází pevná mříž z atomových jader. K povrchu přiléhá vnější kůra o tloušťce 200 m s jadernou mřížkou a degenerovanými elektrony. Při hustotě látky nad 4.10¹⁴ kg/m³ se z jader uvolňují neutrony a vzniká z nich supratekutá kapalina ve vnitřní kůře tlusté 1 km. Jakmile hustota látky stoupne nad 2,4.10¹⁷ kg/m³, rozpustí se zbylá atomová jádra a zbudou degenerované elektrony a supratekuté neutrony a protony. To už se nalézáme ve vnějším jádru neutronové hvězdy o tloušťce 10 km. Supratekuté protony a neutrony vytvářejí odděleně mikroskopické víry, čímž se komplikuje rotace vnějšího jádra neutronové hvězdy. Pohyb protonů indukuje extrémně intenzivní magnetické pole až řádu 10¹¹ T, kdežto supratekuté neutronové víry se ukotvují na vnitřní kůře. Navenek rotuje neutronová hvězda jako tuhé těleso, ale vlivem brzdění ve vnějším magnetickém poli dochází k napětí na rozhraní kůry a neutronových vírů, které se čas od času odtrhnou a znovu ukotví jinde – to je fyzikální podstata pozorovaných skoků v periodě pulzarů. Podmínky ve vnitřním jádře neutronové hvězdy nejsou zatím zcela jasné. Někteří autoři usuzují, že jde o kondenzaci pionů s hustotou až 8.10¹⁸ kg/m³, či o „kvarkovou polévku“ – prostě, že právě zde lze hledat prvky nové fyziky.

Přehled o výsledcích dekametrové radioastronomie publikoval A. A. Konovalenko. V tomto pásmu se sešlo několik technických obtíží najednou. Především je zde vysoká úroveň poruch – zemská ionosféra toto záření většinou nepropouští a pozemní rušení je zejména díky rozhlasu neobyčejně silné. Za druhé s ohledem na délku vlny mají přijímací antény nutně obrovské rozměry, takže zatím nepřipadá v úvahu instalovat je v kosmu. Za třetí při běžných teplotách kosmických objektů je dekametrové tepelné záření zanedbatelné, takže je třeba se soustředit na emisi z netepelných zdrojů. Skupina radiofyziků z Charkova začala se stavbou detekční aparatury v r. 1973 a po pětiletém úsilí skutečně dekametrovou emisi ze vzdáleného vesmíru objevili. Nyní mají k dispozici obří anténu UTR-2 s bezmála kilometrovými „rameny“, jež pracuje v pásmu 10 ÷ 30 MHz, zejména v období minima sluneční činnosti.

K největším úspěchům skupiny patří objev rekombinačních spektrálních čar vysoce vzbuzených atomů vodíku a uhlíku na hladinách s hlavním kvantovým číslem vyšším než 100. V difuzních mezihvězdných mračnech tak našli rekombinační čáry uhlíku pro hladiny n = 603 ÷ 732. Takto lze sledovat rozložení uhlíku prakticky po celé Galaxii, ač koncentrace uhlíku je o 4 řády nižší než vodíku. To má obzvláštní význam s ohledem na studium rozložení organických sloučenin ve vesmíru. V pásmu 20 ÷ 30 MHz se vyskytuje na 100 rekombinačních čar, ale jejich studium je pracné: jediný spektrální profil se musí integrovat několik týdnů.

Život představuje ojedinělý jev, známý ve vesmíru pouze na Zemi. Je vázán na určitý způsob existence a vývoje složitých organických molekul. Podmínky pro vznik takových útvarů přesně neznáme. Pokládá se však za jisté, že jsou důsledkem základních fyzikálně chemických vlastností neživé hmoty vůbec. Ve shodných podmínkách vzniká ve vesmíru život vždy, zákonitě a nevyhnutelně.

3. Galaxie a kvasary

K nejzávažnějším výsledkům při studiu vlastní Galaxie patří zřejmě drastická revize rozměrů soustavy směrem k nižším hodnotám. Nejprve L. V. Jurevič z rotačních křivek maserů OH určil vzdálenost Slunce od centra Galaxie na 8,2 kpc, ale vzápětí M. Reid aj. uveřejnili výsledky obsáhlých měření statistických paralax vodních maserů v Galaxii metodou VLBI. Tím lze totiž měřit vlastní pohyby maserových zdrojů s nevídanou přesností ±10^-5 obl. vteřiny! Jenom zpracování bilionů dat na počítači si vyžádalo jeden rok strojového času, ale výsledek stojí za to. Vzdálenost centra Galaxie od Slunce činí pouze (7,1 ±1,2) kpc, tedy o čtvrtinu méně, než se dosud uvádělo. To vede rovněž ke zmenšení celkové hmotnosti Galaxie, k redukci škály extragalaktických vzdáleností i ke snížení odhadu zářivého výkonu extrémně intenzivních zdrojů ve všech spektrálních oborech.

Díky pokroku pozorovací techniky jsme mohli zaznamenat hned několik nových rekordů ve světě galaxií a kvasarů. K. H. Cook aj. rozlišili první dvě cefeidy v galaxii M101 pomocí kamery CCD u 4m teleskopu na Kitt Peaku. O. Lefévre objevil při vynikajícím seeingu 0,7″ kupu více než 100 galaxií do mezní hvězdné velikosti R = 25,3 mag s červeným posuvem z = 1,21 kamerou CCD u 3,6m CFHT teleskopu. S. Djorgovski aj. nalezli poblíž kvasaru 1614+051 v Herkulovi emisní objekt 24,6 mag, který identifikovali jako galaxii s rekordním červeným posuvem z = 3,22. Věk této galaxie činí tedy asi jen 6 % nynějšího stáří galaxií a představuje obraz vesmíru ve 20 % jeho dnešního stáří. C. Hazard aj. objevili kvasar 1208+1011 s červeným posuvem z = 3,8 a vzápětí S. Warren a P. Hewett nalezli v souhvězdí Sochaře kvasar 20 mag s posuvem z = 4,01 – pozorovaný tedy v době odpovídající 10 % dnešního stáří vesmíru (93 % poloměru světočárového kužele).

F. Schweizer upozornil na fakt, že vzdálenosti mezi galaxiemi převyšují jejich vlastní rozměry jen o 1 ÷ 2 řády, takže těsná setkání či průniky galaxií jsou častými jevy. A. a J. Toomreovi dokázali výpočty v roce 1972, že podivuhodné výběžky, vlákna a deformace galaxií jsou způsobeny vzájemným gravitačním působením interagujících galaxií, a dále, že eliptické galaxie vznikají ze spirálních soustav splynutím. Průnik galaxií, jak známo, nevede ke srážkám hvězd, nýbrž jen mezihvězdného plynu, čímž se podnítí překotná tvorba (angl. starburst) nového pokolení hvězd. Tyto modely se nyní daří výborně ověřovat pozorováním blízkých galaxií, jejichž morfologie je dobře známa. Ostatně D. Mathewson snesl řadu důkazů, že nejbližší průvodci naší Galaxie – Velké a Malé Magellanovo mračno – se asi před 2 miliardami let setkaly a přitom se Malé Magellanovo mračno rozpadlo na dvě složky, jejichž existenci se podařilo prokázat z rozdílných rychlostí pohybu.

Podle C. M. Gaskella vybuzuje interakce galaxií také aktivitu jejich jader, což nakonec může vést i ke vzniku kvasarů s párem černých veleděr v centru. Obsáhlý přehled o čtvrtstoletí studia kvasarů připravili V. Trimbleová a L. Woltjer. Samotná definice kvasaru se během té doby změnila. Dnes soudíme, že jde o kosmologicky vzdálené kompaktní objekty, jejichž zdrojem energie je akrece hmoty na černou veledíru o hmotnosti řádu 10⁶ ÷ 10¹⁰ M_☉. Na jeden čtvereční stupeň oblohy připadá asi 20 kvasarů jasnějších než 20 mag; z toho asi 3 000 mají změřený červený posuv v intervalu 0,1 ÷ 4,0. Jejich zářivý výkon přesahuje svítivost běžných galaxií o 2 ÷ 3 řády. V okolních rádiových výtryscích se často pozorují zdánlivé nadsvětelné rychlosti expanze, svědčící o relativistických výronech nabitých částic. Kosmologická povaha červeného posuvu kvasarů je nyní bezpečně zaručena mnoha nezávislými argumenty, stejně jako existence černých veleděr v centru kvasarů. Životní doba aktivních kvasarů je však kosmologicky krátká - patrně jen 10⁸ let. Úbytek počtu kvasarů s posuvem z větším než 3 je patrně reálný jev a souvisí s tím, že v době 10 % dnešního stáří vesmíru kvasary teprve začaly vznikat. Se zdokonalováním měřicí techniky a nakupením dalších údajů se stávají kvasary významné jak pro fyziku gravitačního kolapsu a relativistickou astrofyziku, tak i pro řešení kosmologických otázek.

K nejzajímavějším aplikacím při studiu kvasarů patří nepochybně efekty gravitační čočky, pozorované již v 7 případech. „Naštěstí“ se však nepotvrdilo tvrzení E. L. Turnera aj. o gravitační čočce u kvasarů 1146+111 B, C, kde měla úhlová vzdálenost rozštěpeného obrazu dosáhnout 2,6′. Znamenalo by to totiž nepřiměřeně velkou koncentraci hmoty tvořící gravitační čočku nejspíš v podobě tzv. kosmologické struny.

4. Kosmologie

Kosmologické výzkumy se rozšiřují tempem, které by si zasloužilo samostatný přehled. M. Gellerová aj. zjišťovali prostorové rozložení 1 100 galaxií do 100 Mpc od nás a objevili, že galaxie jsou soustředěny podél stěn prázdných buněk o průměru až 50 Mpc. Celé rozložení připomíná bublinky pěny, ve shodě s předpovědí J. Ostrikera a L. Cowieho z r. 1981. Je však třeba připomenout, že průzkum zatím shrnul jen 1 % objemu viditelné části vesmíru, takže rozsáhlejší studie mohou přinést ještě značné změny názorů na velkorozměrovou strukturu vesmíru, tolik důležitou pro poznání procesů vzniku galaxií i pro úvahy o raném vesmíru.

Brzdou dalšího pokroku se však stává čím dál zřetelnější problém skryté hmoty vesmíru, jež představuje patrně asi 90 ÷ 97 % jeho úhrnné hmoty. O rozložení skryté hmoty nemáme kloudnou představu, stejně jako o její povaze; patrně jde o slabě interagující nebaryonové částice, předvídané teoriemi velkého sjednocení či supersymetrie interakcí.

Další potenciální problém signalizují dosavadní měření anizotropie reliktního záření. Toto záření se oddělilo od látky ve stáří 0,5 milionu let po velkém třesku (z ≈ 1 000) a představuje tudíž vynikající sondu pro studium prostorového rozložení látky dávno předtím, než vznikaly galaxie či kvasary. Tehdejší prvotní fluktuace hustoty látky by se proto měly projevit jako fluktuace teploty reliktního záření; na úhlové škále 10′ s přesností až 2.10^-5 však nebyly žádné fluktuace zjištěny. Pokud ani po dalším, zhruba dvojnásobném zvýšení přesnosti měření nebudou žádné fluktuace rozpoznány, pak je se současnými představami o vývoji raného vesmíru něco ve zcela zásadním nepořádku.

Kam se v kosmologii podíváme, narážíme zkrátka na závažné svízele, které zejména fyzikové zamýšlejí řešit opravdu od základu. Tím základem (Univerzální Teorií Všeho) se má stát teorie superstrun, založená na pracích J. Schwarze, A. Nevena, J. Scherka, V. Nambua, M. Greena a dalších (dnes se na toto téma publikuje v odborné literatuře na 100 prací za měsíc!). Teorie superstrun představuje elementární částice jako jednorozměrné otevřené či uzavřené vibrující a rotující struny. Takto lze matematicky reprezentovat libovolnou elementární částici a všechny interakce popisovat jako spojování a rozpad strun. Matematický popis superstrun a jejich chování je mimořádně komplikovaný i pro odborníky, ale odměna je natolik lákavá, že se po této obtížné cestě pouštějí téměř všichni přední teoretičtí fyzikové na světě. Teorie superstrun vychází z Kaluzovy-Kleinovy vícerozměrové reprezentace prostoročasu; počet dimenzí se však nyní ustálil na 10, z nichž jen 6 se v rané fázi vývoje vesmíru bleskurychle „svine“ tak, že nejsou pozorovatelné.

Zatím je nemožné teorii superstrun experimentálně ověřit, protože dosud nebyly zformulovány vhodné testy. V tuto chvíli se fyzikové zabývají především matematickými aspekty této vpravdě revoluční myšlenky, jejíž převratnost bývá nezřídka srovnávána se zrodem kvantové mechaniky ve 20. letech tohoto století. Už teď je však zřejmé, že pokud vůbec dojde k nějakému ověřování, bude to spíše na modelech velmi raného vesmíru než ve fyzikálních laboratořích. Kosmologie tím nabývá výrazně interdisciplinární charakter na pomezí astronomie, fyziky a matematiky.

5. SETI

Podobně interdisciplinárním oborem je od počátku úsilí o hledání projevů mimozemských civilizací. 51. komise IAU byla na kongresu v Dillí přejmenována a nese nyní interdisciplinární název „Bioastronomie“ (hledání mimozemského života). Členy komise je na 270 specialistů z různých oborů přírodních věd, kteří se kromě teorie zabývají stále důmyslnějšími přehlídkovými programy. Rádiové přehlídky se uskutečnily již na observatořích sedmi zemí a zahrnují celkem na 120 000 hodin pozorování. (Historicky nejstarší projekt OZMA na jaře r. 1960 představoval 200 hodin pozorování; dnešní programy díky pokroku měřicí techniky i metod zpracování signálů dosahují za jedinou sekundu téže účinnosti jako 16 tisíc projektů OZMA.) Pozoruhodný pokus vykonali radioastronomové u 305m antény v Arecibu, když analyzovali rádiové vyzařování Země v pásmu 150 ÷ 500 MHz odražené od Měsíce. Ve shodě s teoretickými předpověďmi zde nalezli signály silných pozemních televizních stanic a vojenských radiolokátorů. Nejvýkonnější vojenský radar v americkém Texasu (impulzní výkon 14 GW) by byl rozlišitelný při použití aparatury z Areciba ještě ve vzdálenosti 20 světelných let od Země. Zpracování signálů umožňuje rozlišit užitečný signál i při vysoké úrovni šumu – tak se například podařilo ještě v r. 1985 zachytit a rozlišit signály sondy Pioneer 10 vypuštěné v r. 1972 a směřující nyní mimo sluneční soustavu, ač výkon palubního vysílače činí pouze 1 W.

M. J. Harris se zabýval otázkou, zda bychom byli schopni zaznamenat let cizí „fotonové“ rakety při rychlosti blízké c, užívající jako paliva antihmotu. Taková fotonová raketa se nutně prozradí vysíláním záření gama, které budeme registrovat jako bodový zdroj s velkým vlastním pohybem. Plánovaná družice GRO (má být vypuštěna r. 1988) bude s to zachytit a rozlišit takový umělý zdroj až do vzdálenosti 300 pc.

6. Přístroje a astronomové

V září 1985 se započalo na sopce Mauna Kea na Havajských ostrovech s výkopy pro stavbu kopule obřího 10m Keckova reflektoru konsorcia kalifornských univerzit. Primární zrcadlo bude tvořeno 42 segmenty o průměru 1,8 m a tloušťce pouze 76 mm, z nichž každý bude mít hmotnost 700 kg. Zrcadlo má být hotovo r. 1988 a observatoř již r. 1990, takže „první světlo“ v teleskopu lze očekávat r. 1991. Projektů nových strojů rychle přibývá a část z nich se už začíná realizovat, takže v 90. letech se schopnosti pozemní optické a infračervené astronomie opět řádově zlepší. Souběžně s tím se dále zvyšují schopnosti detektorů zejména v pásmu infračerveného záření, kde jsou již k dispozici dvojrozměrné zobrazovací matice a spektrometry s vysokým rozlišením pro pásmo 1 ÷ 5 μm.

Koncem roku 1986 začal zkušební provoz mikrovlnného teleskopu J. C. Maxwella s průměrem parabolické antény 15 m. Přístroj vybudovali britští a holandští odborníci na sopce Mauna Kea. Jelikož plocha parabolické antény je přesná na 0,03 mm, bude přístroj pracovat i v submilimetrové oblasti pro vlnové délky nad 0,5 mm. Tím se překlene dosud neprozkoumané pásmo elektromagnetického záření, v němž září zejména chladná meziplanetární a mezihvězdná hmota.

E. F. Borra aj. experimentovali s prototypem kapalného rotujícího zrcadla o průměru 1 m. Při světelnosti f/4,7 získali obraz bodového zdroje o průměru 2″. Autoři uvádějí, že na Měsíci by na tomto principu bylo možné zbudovat stacionární teleskop s průměrem primárního zrcadla až 30 m.

Z aparatur v kosmu prokázal rekordní výdrž 1W vysílač na palubě kosmické sondy Pioneer 6, vypuštěné r. 1965 na dráhu s perihelem 150.10⁶ km a afelem 169.10⁶ km, neboť jeho vysílání zachytila americká stanice sítě DSN ještě v prosinci r. 1985. Kosmické plány organizace NASA byly po havárii Challengeru podstatně zredukovány. Z velkých projektů se udržely pouze CRAF – setkání s kometou Tempel 2 a planetkami a AXAF – pokročilá družice pro sledování rentgenového záření z kosmu, plánovaná na rok 1989 s životností 15 let.

Hubbleův kosmický teleskop má být vypuštěn v listopadu 1988 raketoplánem Atlantis. I když se, jak doufáme, podaří dostat tento rekordně drahý přístroj (v ceně 1,2 miliardy dolarů) na oběžnou dráhu bezpečně, nikterak tím nekončí obtíže, s nimiž se bude muset potýkat. Ačkoliv bylo v přípravných pracích pro jeho pointační teleskopy vybráno na 40 milionů hvězd, není vyloučeno, že část bude nepoužitelná proto, že jde o těsné vizuální dvojhvězdy (na Zemi nerozlišitelné, ale v kosmu ano), což naruší pointační proces. K poruchám pointace může také docházet vlivem vstupu umělých družic či jejich úlomků do zorného pole pointačních teleskopů. Tyto úlomky se podle M. M. Shary a M. D. Johnstona mohou stát dokonce přímým ohrožením teleskopu při vzájemné srážce. Během 17 let provozu teleskopu v kosmu je pravděpodobnost jeho zničení umělým fragmentem anebo přírodním meteoritem 1%. Autoři odtud odvozují, že Hubbleův teleskop je posledním optickým přístrojem této třídy, který bude pracovat na nízké oběžné dráze – příští generace teleskopů bude zřejmě muset na bezpečnější geostacionární dráhu.

J. G. Hills navrhuje umístit do Lagrangeových bodů soustavy Země-Slunce umělou dvojhvězdu ze dvou několikatunových wolframových koulí. Při kontaktu by byla oběžná doba koulí 93 minut, při vzdálenosti 100 m od sebe již 200 dnů. Měřením parametrů dráhy by se jednak zvýšila přesnost určení gravitační konstanty asi o dva řády (současná relativní přesnost gravitační konstanty 10^-5 je nejhorší ze všech pro primární fyzikální konstanty), jednak by se ověřila případná existence 5. interakce (s dosahem údajně asi 200 m). V případě, že by jedna z koulí byla z odlišného materiálu (ba dokonce i z antihmoty), mohlo by se tak zkoumat, zda gravitační konstanta nezávisí na baryonovém čísle.

S ještě zajímavějším projektem přišli V. B. Braginskij a K. S. Thorne. Na oběžnou dráhu kolem Země mají být umístěny dvě 20 kg koule spojené tenkým kabelem o délce 25 km. Doprostřed kabelu bude vložena měkčí pružina umožňující indikovat protažení kabelu o hodnoty řádu 10^-13 až 10^-15 m vlivem průchodu gravitační vlny soustavou. Tento systém by pracoval nejúčinněji pro gravitační vlny s nízkou frekvencí řádu 0,1 ÷ 0,01 Hz a mohl by dosáhnout relativní citlivosti 10^-17 ÷ 10^-21. (Teorie udává pro pravděpodobné zdroje gravitačního záření potřebu relativní citlivosti řádu 10^-20 ÷ 10^-22.)

Pro detekci gravitačních vln na Zemi se vyvíjejí obří laserové interferometry o délce ramen až 4 km, tvořené trubicemi o průměru 1 m, vyčerpanými na vysoké vakuum. Přístroj vyžaduje frekvenčně vysoce stabilizovaný laser s výkonem 20 ÷ 30 W a zrcadla s odrazivostí lepší než 0,99995! Plánuje se výstavba stanic v Kalifornii, ve státě Massachusetts a v NSR, jež budou navzájem synchronizovány kvůli lepšímu odlišení vlastního signálu od šumu.

Pokrok radiotechniky se projevil zcela nečekaně také při měření poloh astronomických objektů. Metodou VLBI (mezikontinentální radiointerferometrie) lze nyní určit roční změnu poloh zdrojů s chybou pouhých 20 obloukových mikrovteřin (!), což dává možnost přímého měření trigonometrických paralax bodových rádiových zdrojů až do vzdálenosti 15 kpc. Rádiová astronomie tak podstatně překonala optickou, kde trigonometrické paralaxy lze získat jen do vzdálenosti 50 pc. Odtud lze očekávat výrazný pokrok i při řešení problému kalibrace extragalaktických vzdáleností.

Národní vědecká nadace USA plánuje vybudovat čtyři národní centra superpočítačů pro náročné vědeckotechnické výpočty. V roce 1990 by centra měla dostat superpočítače řádově 100krát výkonnější, než je dnešní Cray-1. Naproti tomu ve Velké Británii způsobilo nemalé vzrušení rozhodnutí britské vědecké rady SERC zrušit Královskou britskou observatoř v Herstmonceux a přestěhovat zařízení i osazenstvo do Cambridge.

Nejnovější statistika o stavu Mezinárodní astronomické unie (IAU) obsahuje řadu zajímavých údajů. V r. 1985 po sjezdu v Dillí přesáhl počet členů IAU 6 000, což je právě o řád více než měla Unie v roce 1945! Členové pocházejí z 52 zemí, přičemž téměř polovina je z Evropy a třetina z obou Amerik. Nejpočetněji jsou zastoupeny Spojené státy (28 %), dále následují Francie, SSSR a Velká Británie (po 7 %). ČSSR se 77 členy zaujímá 15. místo (9. v Evropě). Naše relativně nejpočetnější zastoupení je v komisích pro výzkum meteorů, komet a těsných dvojhvězd. Celkem pracuje v unii t. č. 40 komisí, z nichž nejpočetnější je komise pro radioastronomii, která má sama na 600 členů. Průměrný věk členů unie je 48 let a 10 % členů tvoří ženy.

Tuto část přehledu tradičně doplňuje přehled o cenách a vyznamenáních pro naše i zahraniční astronomy. Ředitel ASÚ ČSAV, člen korespondent ČSAV Václav Bumba obdržel ke svým šedesátinám Řád práce a vedoucí katedry astronomie a astrofyziky UK v Praze prof. Vladimír Vanýsek zlatou plaketu ČSAV „Za zásluhy ve fyzikálních vědách“, Zdeněk Ceplecha a Petr Pecina získali Cenu ČSAV za soubor prací o interakci bolidů se střední atmosférou. Herschelovu medaili britské Královské astronomické společnosti dostali R. Wilson a A. Boggess za svůj podíl na vývoji a provozu úspěšné družice IUE (pracuje nepřetržitě již od ledna 1978 a získává unikátní materiál pro dalekou ultrafialovou oblast spektra). Chapmanova medaile téže společnosti byla udělena P. Goldreichovi (pulzary, dynamika sluneční soustavy, družic a prstenců). Národní medaili USA za vědecké zásluhy obdržel B. M. Oliver, průkopník projektů SETI. Prestižní cenu C. W. Bruceové udělila Pacifická astronomická společnost prof. F. L. Whippleovi a současně rozhodla o ceně pro astronoma amatéra – loni ji dostal belgický meteorolog Jean Meeus. Crafoordovu cenu švédské Akademie věd obdržel L. Spitzer (výzkum mezihvězdného prostředí) jako první astronom vůbec. Ústav pro vědecké informace ve Filadelfii udělil cenu za vědecké přehledové články známé astronomce V. Trimbleové.

V letech 1985–1986 jsme zaznamenali úmrtí význačných astronomů B. E. Markarjana (SSSR; výzkum galaxií), L. H. Biermanna (NSR; meziplanetární plazma), E. M. Lifšice (SSSR; teoretická fyzika a astrofyzika), J. P. Coxe (USA; teorie pulzací cefeid), J. A. Hynka (USA; obecná astrofyzika, UFO), H. H. Niningera (USA; meteority; nar. 1887!), L. La Paze (USA; meteory), K. F. Ogorodnikova (SSSR; dynamika hvězdných soustav) a u nás Š. Pintéra (vztahy Slunce-Země).

Podle citační analýzy Ústavu pro vědecké informace ve Filadelfii byly v poslední době nejvíce citovány astronomické výzkumy z let 1983–84 týkající se vývoje a struktury galaxií, velkorozměrové struktury vesmíru a kosmologie raného a velmi raného vesmíru. Podobně byly hojně citovány práce o chemickém složení hvězd v kulových hvězdokupách ve vztahu k vývoji hvězd, o molekulárním proudění v okolí tvořících se hvězd a o vývoji kvasarů. Jak je patrno z letošního přehledu, jsou tyto přední fronty astronomického výzkumu stále aktivní a přinášejí neustále se prohlubující pohled na celkovou stavbu i vývoj vesmíru.

Bývá tradicí, že na konci výročního přehledu najdou čtenáři krátký a výstižný citát. Snad mi prominou, že ten jubilejní bude mimořádně dlouhý. Pochází od význačné americké astronomky S. C. Wolffové: „Chápu, že existuje mnoho navzájem si konkurujících požadavků na finanční zdroje, ale přesto nemohu uvěřit, že selžeme v porovnání s mnohými údajně primitivními společenstvími, která byla zřejmě ochotna vydávat nemalé prostředky na porozumění stavbě nebes. V porovnání s tím, co představoval ve své epoše Stonehenge, je to, co nyní požadují astronomové, docela skromné. Naše současné vědomosti o vesmíru a o našem postavení v něm jsou důsledkem úsilí všech předešlých generací. Je nyní na nás, abychom prodloužili tento řetězec tak, aby ti, kdo přijdou po nás, mohli stavět na tom, co jsme se naučili, a na technice, kterou jsme rozvinuli.