Žeň objevů – rok 1987

• 1. Planety a jejich družice
• 2. Drobná tělesa sluneční soustavy
• 3. Slunce a hvězdy
• 4. Supernovy a neutronové hvězdy
• 5. Galaxie a kvasary
• 6. Kosmologie
• 7. Přístroje a astronomie

Astronomickou událostí číslo jedna bylo loňského roku bezpochyby vzplanutí supernovy 1987A ve Velkém Magellanově mračnu zpozorované 24. února opticky a dodatečně identifikované pomocí neutrin, resp. antineutrin, v podzemních detektorech částic již 23. února. Plných 12 % výpisků v mém poznámkovém sešitě za loňský rok tvoří výtahy z prací věnovaných této jedinečné události (letošní Žeň vzniká destilací údajů z bezmála 1 300 astronomických prací a sdělení). Jelikož však Říše hvězd své čtenáře o celém úkazu i jeho teoretickém pozadí soustavně informuje, není třeba v našem přehledu porušit ustálené schéma a můžeme se jako obvykle nejprve zaměřit na objekty mnohem bližší.
Letošní přehled pokroků astronomie a příbuzných věd věnuji památce JUDr. Karla Otavského (1905–1987) z Černošic, význačného českého astronoma-amatéra, který proslul konstrukcí astronomických přístrojů. Známé jsou zejména neobyčejně kvalitní snímky slunečních protuberancí, které získával na své nízko položené observatoři.

1. Planety a jejich družice

Pomocí velké anténní soustavy VLA v Novém Mexiku se podařilo J. O. Burnsovi aj. na frekvenci 5 GHz (vlnová délka 60 mm) zmapovat podpovrchové vrstvy planety Merkuru s úhlovým rozlišením 1″. Na této frekvenci lze měřit záření vycházející z hloubky až 0,7 m pod povrchem. Tak se podařilo ukázat, že nejteplejší podpovrchové oblasti se nalézají podél Merkurova rovníku, ale zejména, že Merkur nemá žádné přídavné (vnitřní) zdroje tepla – vyzařuje přesně tolik, kolik dostává od Slunce. Velké naděje na rádiové zobrazování povrchu se nyní vkládají do chystaných projektů mapování povrchu Venuše systémem radaru s bočním svazkem, neboť optické zobrazení zde nepřipadá pochopitelně v úvahu. Zejména by se tak konečně mělo zjistit, zda je Venuše pokryta impaktními krátery po dopadech meteoritů, nebo krátery vulkanickými.

Metody kosmického výzkumu umožňují nový pohled na Zemi jako kosmické těleso. Využívá se přitom poznatků z mnoha specializací, geofyziky, meteorologie, metrologie, chemie i biologie. Začal komplexní průzkum periodicky se objevujících ozonových děr nad Antarktidou, jejichž původ je stále nejasný. Při destrukci ozonu hrají totiž rozhodující úlohu chlór a sloučeniny dusíku, jenže nikdo neví, odkud se převážně berou a proč se koncentrují právě nad jižním pólem planety. Sloučeniny dusíku navíc přispívají k růstu skleníkového efektu podobně jako oxid uhličitý a methan. Roční přírůstek oxidů dusíku dosahuje nyní 0,2 ÷ 0,3 %, kdežto methanu přibývá ročně o 1,3 % a oxidu uhličitého asi o 0,25 %. Za část zmíněného růstu může člověk přímo (spalovací motory, výroba umělých hnojiv, používání chlorfluorokarbonů v průmyslu) nebo nepřímo (na růstu produkce methanu se podílí asi 10₉ krav). Další část procesů je však na činnosti člověka nezávislá (bleskové výboje, vulkanismus, termiti – na každého člověka připadá dnes asi 1 tuna termitů!). Jestliže se však rostoucího skleníkového efektu obáváme, v minulosti tomu bylo jinak. Před 4 miliardami let byla svítivost Slunce snad až o polovinu nižší než dnes, a přesto teplota povrchu Země byla téměř stejná jako nyní. Soudíme, že tehdy byl skleníkový efekt mnohem výraznější než dnes, nejspíš zásluhou tisíckrát (!) vyšší koncentrace oxidu uhličitého v zemské atmosféře.

Přesná trigonometrická měření poloh vzdálených kvasarů metodou mezikontinentální radiointerferometrie umožňují zlepšit naše vědomosti jak o kolísání rychlosti zemské rotace, tak o pohybech litosférických desek. Vzájemné pohyby kontinentů lze určit s přesností na 10 mm ročně a polohu zemské rotační osy na zlomek úhlové vteřiny. Sezonní kolísání rychlosti zemské rotace dosahuje amplitudy 30 ms v délce trvání dne tak, že Země rotuje nejrychleji v květnu a nejpomaleji na přelomu září a října. Toto kolísání souvisí s třením vzduchu o zemský povrch a bylo objeveno tehdy, když se podařilo spolehlivě odečíst proměnný vliv slapů Měsíce a Slunce.

Pro ovlivnění rychlosti rotace Země mají větší význam spíš slapy v pevné kůře spíše než v oceánech. V zeměpisné šířce 55° se mění poloměr pevné kůry Země vlivem slapů až o 0,4 m. Na volném oceánu by slapy od Měsíce dosahovaly hodnoty 0,5 m a od Slunce 0,2 m. Podle výpočtů vykonaných v Ústavu technické kybernetiky AV SSSR jsou důsledkem slapů mořské proudy, při nichž se všeobecně přenáší voda oceánů z východu na západ rychlostí až 1 500 km/h v okolí rovníku. Hladina oceánů je vlastně neustále „šikmá“, jak prokázala přesná topografická měření z umělých družic.

Dalším zdrojem kolísání rychlosti zemské rotace jsou nehomogenity ve vnitřní struktuře Země. Zde se navzájem doplňují astronomické metody měření rychlosti rotace s podrobným seizmickým průzkumem (seizmickou tomografií) od počátku tohoto desetiletí. V roce 1986 bylo už jasné, že jádro Země není sféricky symetrické, což vlastně vyvolává tektonickou aktivitu. Ta má své krátkodobé projevy v podobě zemětřesení a vulkanismu i dlouhodobé jevy, tj. rozšiřování mořského dna a tvorbu pohoří. Poloměr tekutého zemského jádra činí 3 477 km, avšak s „hrboly“ o poloviční amplitudě až 6 km – existence těchto hrbolů ovlivňuje zpětně rychlost zemské rotace, jak se nedávno podařilo přímo změřit.

Experimenty v laboratořích vysokých tlaků vedly k významné revizi odhadu centrální teploty Země směrem nahoru k hodnotě 6 900 K (nitro Země je tedy teplejší než povrch Slunce!). Teplota tavení železa totiž stoupá výrazně s rostoucím tlakem. Zatímco při „pokojovém“ tlaku činí pouze 1 800 K, při tlaku 100 GPa, odpovídajícímu poměrům v hloubce 2 500 km pod povrchem Země, taje železo teprve při 3 500 K, a přitom tlak v centru Země dosahuje nejméně 300 GPa.

J. Goldstein uveřejnil výsledky výpočtů osudů planet v době, kdy mateřská hvězda přejde z hlavní posloupnosti do stadia červeného obra. Ukázal, že pohyb po spirále smrti ve zředěné rozsáhlé atmosféře červeného obra způsobí definitivní zánik planet s počáteční hmotností nižší než 1 % hmotnosti hvězdy. Naproti tomu tělesa hmotnější než 1,25 % hmotnosti mateřské hvězdy naberou akrecí tolik hmoty, že se sama změní ve hvězdu a spirálový pohyb se tím přeruší – systém se změní v těsnou dvojhvězdu s neobyčejně dlouhou další životností. Tím je přirozeně vyřčen jednoznačný ortel nad příliš lehkou Zemí, která v té době (zhruba za 5.10₉ let) vstoupí vysoce nadzvukovou rychlostí (7 machů) do zředěné atmosféry (planetární mlhoviny) slunečního obra a za pouhých 200 let poté se zcela vypaří.

Této závěrečné a definitivní katastrofě Země předcházejí – jak známo – početnější katastrofy dílčí, z nichž největší pozornost stále budí impakty planetek a kometárních jader na zemský povrch. Údajné periodicity těchto úkazů, odrážející se v periodicitě vymírání pozemských organismů, se příliš nepotvrdily – jednotliví autoři nalézají rozličné délky intervalů mezi vymíráními. Tím pozbývá smyslu hledání odpovídajících kosmických periodických mechanismů. Vztahy mezi masovým vymíráním organismů a kosmickými katastrofami nejsou ostatně nijak jednoznačné. Odpůrci této souvislosti poukazují na fakt, že vymírání bývá selektivní, kdežto kosmické katastrofy by měly postihnout celou faunu a flóru bez výjimek. Není také jasné, zda příslušná masová vymírání proběhla tak rychle, jak hypotéza kosmického impaktu požaduje (za 10 ÷ 100 let). Rozlišovací schopnost paleontologického datování je totiž podstatně horší (10₄ let). Alvarezova iridiová anomálie, jejíž nalezení ve vrstvě na rozhraní druhohor a třetihor vlastně celou diskusi vyvolalo, nebyla objevena ve vrstvách odpovídajících jiným masovým vymíráním.

Přitom astronomická statistika vypadá přesvědčivě. Většina autorů se shoduje v odhadech, že Země se sráží s planetkami o průměru nad 1 km za milion let (tento údaj nezávisle potvrzuje četnost impaktních kráterů na Měsíci) a s jádrem tuctové komety dokonce o něco častěji. Tyto impakty by měly vytvořit krátery o průměru nad 10 km. Působí však zřejmě pouze lokální katastrofy – jinak bychom z vymírání vlastně nevyšli. Vskutku ničivé globální katastrofy kosmického původu jsou zkrátka vzácnější a odhady jejich výskytu se pohybují v rozmezí 50 ÷ 100 milionů let. Tím více překvapuje, že dosud byla nalezena jen jedna či dvě iridiové anomálie za posledních 500 milionů let. Se zajímavou syntézou obou konkurujících mechanismů přišel nedávno M. R. Rampino. Domnívá se, že těleso, jež způsobilo katastrofu na přelomu druhohor a třetihor, prorazilo při dopadu zemskou kůru a vniklo do hloubky 20 ÷ 40 km pod povrch, čímž druhotně vyvolalo silný vulkanismus, který hubil živočichy a rostliny po delší dobu a selektivně. Vulkanismus opravdu nelze podceňovat: za pouhých 220 let moderní doby jsme na Zemi měli celkem čtyři obří vulkanické exploze (sopky Agung, Krakatoa, Tambora a anonymní vulkán v Antarktidě, takže na časové stupnici 10₆krát delší zřejmě dochází k sopečným explozím ještě o několik řádů intenzivnějším.

Spolehlivější údaje o impaktech by měly ostatně nejsnáze poskytnout dochované impaktní krátery, které byly až dosud objevovány zejména z leteckých a družicových snímků. Eroze a denudace, jakož i tektonické projevy (podsouvání litosférických desek) totiž geologicky velmi rychle krátery zahlazuje. Teprve loni se podařilo objevit L. F. Jansovi a G. Piperové první podmořský kráter v kontinentálním šelfu u pobřeží kanadské provincie Nova Scotia. Kráter má průměr 45 km a hloubku 2,8 km. Uprostřed se nalézá centrální vrcholek o průměru 11,5 km a výšce 1,8 km. Impaktní původ kráteru byl geologicky jasně ověřen a jeho stáří odhadnuto na 50 milionů let (raný eocén). Kráter vytvořilo těleso o původním průměru 2 ÷ 3 km. Statisticky by mělo být podmořských impaktních kráterů zhruba dvakrát více než kráterů na souši – v současné době je však známo na 70 kráterů na pevnině, což zřetelně ukazuje, s jak zkreslenými údaji zatím pracujeme.

Mnohem přesnější zprávy máme o překlápění polarity zemského magnetického pole, jež se často počítá k potenciálním globálním katastrofám. Počátkem šedesátých let se totiž objevil názor, že během překlápění ztrácí Země dočasně ochranu před dopadem energetických částic slunečního větru a kosmického záření, což se negativně projeví genetickými deformacemi a vymíráním vyšších organismů. Odběr vzorků pro paleomagnetická měření vskutku prokázal, že četnost překlápění, z nichž každé trvá okrouhle 10₄ let, není malá. V průměru se za milion let pozorují 3 překlopení, ale od konce třetihor jejich četnost výrazně vzrostla. Za posledních 4,5 milionu roků bylo totiž zjištěno celkem 23 překlopení. Časové rozlišení paleomagnetické metody není dostatečné, abychom mohli spolehlivě rekonstruovat vlastní průběh překlápění.

Podle J. A. Jacobse klesá zprvu intenzita magnetického pole Země po dobu několika tisíc let na třetinu až čtvrtinu nominální hodnoty, přičemž se původní směr magnetického dipólu zachovává. Pak ale začnou magnetické póly „kličkovat“ a poměrně rychle si vymění polohu. Nejspíš to znamená, že v době „kličkování“ se dipólové pole rozpadá na multipólové, takže průměrná intenzita pole nikdy neklesne na nulu a Země je stále chráněna – byť slabším magnetickým štítem – před energetickými částicemi. Tomu ostatně odpovídá skutečnost, že s posledními nejlépe doloženými překlopeními není spjata žádná epizoda vymírání. Jacobs též pochybuje o údajných souvislostech mezi intenzitou zemského magnetického pole a klimatem, které se mění v cyklech daleko kratších. V dávnější minulosti mezi 45 a 75 miliony lety před současností byla ostatně překlopení magnetického dipólu vzácnější (jedno překlopení za 1 milion let) a v době 85 ÷ 107 milionů let před současností se dokonce pole nepřeklápělo vůbec! Před tímto datem četnost překlopení směrem do minulosti mírně vzrůstala. Nejstarší souvislé paleomagnetické záznamy pocházejí z doby 165 milionů let před současností.

Zajímavé podrobnosti o Velké červené skvrně na povrchu Jupiteru zveřejnil M. V. Nezlin. Jde o mimořádně stabilní útvar, který již v roce 1665 popsal G. Cassini. Nachází se na jižní polokouli planety v jovigrafické šířce 22° a má podobu eliptického oválu s osami 25 000 a 12 000 km. Jde o obří vertikální vír s periodou rotace jeden týden kolem vlastní osy. Otáčí se tedy mnohem pomaleji, než kolik činí doba rotace samotné planety, a tím se liší od zemských uragánů. Skvrna pomalu driftuje západním směrem rychlostí 3 ÷ 4 m/s, takže oběhne planetu za 10 ÷ 15 let. V moskevském Ústavu atomové energie se úspěšně pokusili experimentálně modelovat podmínky vzniku a udržení takového víru. Ukazuje se, že jde o tzv. Rosbyho soliton, jehož existence je podmíněna velikostí nejdelší vlny, která může existovat v mělké kapalinové nádrži na povrchu rotujícího tělesa. Vzhled Rosbyho solitonu ovlivňuje také působení Coriolisovy síly. Rovněž bílé ovály, pozorované v Jupiterově atmosféře, jsou dlouhodobě stálé útvary, vznikající podobným mechanismem.

Zatímco na snímcích Jupiteru atmosféra hýří rozmanitostí i barevností, vzhled atmosféry Uranu je podstatně fádnější. Její modrozelené zbarvení způsobuje methan a její nízký kontrast (do 5 %) pozoruhodná izotermnost atmosféry, která má všude téměř stejnou teplotu kolem 60 K. Cirkulaci v atmosféře ovlivňuje vnitřní zdroj tepla (podobně jako u Jupiteru a Saturnu), který představuje asi 30 % dopadajícího slunečního záření. Počítačová analýza snímků ze sondy Voyager odhalila oblačné pásy koncentrické vůči pólům rotace, jež obíhají proti směru hodinových ručiček s periodami 14 ÷ 17 hodin. To znamená, že větry v atmosféře Uranu se pohybují od východu k západu podobně jako na ostatních planetách s atmosférou. S ohledem na nezvyklý sklon rotační osy Uranu k ekliptice (98°) se posledních 20 let nachází severní pól planety v temnotě. Během celého oběhu Uranu kolem Slunce se na něm vystřídají roční doby dvakrát. Nezvyklý sklon se vysvětluje závěrečnou srážkou v období akumulace planety, kdy se zárodečný Uran tečně srazil s tělesem o hmotnosti naší Země.

Rotaci planety 17,24 h lze přesně odvodit jedině z periody rotace jejího magnetického pole, jehož osa svírá s rotační osou úhel plných 60° (u Země činí tento úhel 11,7°). Podle M. Acuny aj. probíhá na Uranu právě nyní proces překlápění magnetické polarity. Magnetosféra Uranu je na sluneční straně silně stlačena slunečním větrem a dosahuje rozměrů pouze 590 000 km, kdežto na odvrácené straně je vytažena do chvostu o délce až 6.10₆ km. V magnetosféře se vyskytují silné radiační pásy, jejichž záření je tak intenzivní, že radiačně mění povrch družic a částeček v prstencích – tím lze vysvětlit jejich mimořádně nízké albedo (0,04 ÷ 0,05). G. Andronicovi aj. se ostatně podařilo laboratorně ověřit, že iontové bombardování organických látek vyvolává jejich ztmavnutí v širokém spektrálním oboru v rozmezí 0,3 ÷ 2,5 μm.

Ultrafialová emise, pozorovaná na osvětlené straně atmosféry planety a nazvaná elektrozáře, se podle J. Clarka aj. dá vysvětlit tak, že sluneční záření disociuje atmosférický plyn, jehož nabité ionty odnáší sluneční vítr. Pohybem iontů vzniká dynamový efekt, čímž se urychlují jak ionty, tak elektrony. Urychlené elektricky nabité částice excitují vodíkové atomy a nutí je tak k ultrafialové emisi. Zářivý výkon elektrozáře se odhaduje na 10¹² W. Autoři soudí, že obdobný jev bude zjištěn také u Neptunu.

Zvláštností soustavy 11 prstenců jsou mimořádně ostré okraje a malá šířka v rovině rovníku Uranu. Chybějí v nich zcela drobné částečky, takže typický průměr kamenů v prstencích činí 0,3 m a největší balvany dosahují až 30 m. Oběžná perioda částeček v prstencích kolem 7 h je podstatně kratší než rotační perioda planety, takže částice jsou brzděny zředěnou vnější atmosférou planety, a to zřejmě způsobilo vymetení drobných zrnek brzo poté, co prstence vznikly, řádově během století. Stejný osud potkává drobné úlomky ze srážek větších balvanů v prstencích. Ostatně životnost samotných prstenců je zřejmě kratší než životnost sluneční soustavy a činí maximálně 600 milionů let. Tak se nabízí domněnka, že prstence vznikly až dodatečně, srážkou Uranu s nějakou zbloudilou planetesimálou. V tom případě by mohly prstence poskytnout mimořádně zajímavé údaje o celém procesu akumulace těles ve sluneční soustavě.

Impakty také zřejmě ovlivnily dnešní vzhled nejpodivuhodnějšího tělesa sluneční soustavy vůbec – Mirandy. Povrch této nevelké družice je tak zpřeházený, že je skoro jisté, že již hotová družice se nárazy nejméně 5krát rozpadla a znovu poskládala na původní oběžné dráze. Podle R. Marcialise a R. Greenberga se během skládání na své dráze chaoticky převalovala, což vedlo ke slapovému ohřevu a plastickému přetváření jejího nitra (podobnou chaotickou rotaci vykazuje dosud Saturnův měsíc Hyperion a snad i protáhlá a nepravidelná jádra některých komet).

Zatímco bohatý materiál (30 Gbitů) z průletu sondy Voyager 2 se stále ještě zpracovává, neúnavná sonda se zvolna blíží k Neptunu, kam dospěje 25. srpna 1989 ve 4 h UT. Izotopový generátor elektrické energie s nominálním výkonem 470 W mezitím zeslábne na 350 W, takže všechny přístroje sondy nebudou moci pracovat současně, ale přesto všichni věří, že údaje od Neptunu budou stejně kvalitní jako od Uranu – s tím cílem probíhá rekonstrukce pozemních přijímacích zařízení a zlepšuje se i způsob zpracování informací a řízení experimentu. Sonda se má přiblížit k centru Neptunu až na 29 140 km (chyba v určení polohy u Uranu činila ±23 km), tj. proletí asi 5 000 km nad vrcholy oblačné přikrývky planety. Za dva dny potom proletí 38 000 km od družice Triton (minimální vzdálenost od Nereidy dosáhne 4,7 milionu km) a pak už bude volně brázdit meziplanetární prostor rychlostí 3,4 AU za rok směrem k souhvězdí Tukana. Kdyby šlo vše optimálně, bude možné se sondou udržet spojení až do roku 2013, kdy výkon izotopového generátoru klesne na 245 W (hydrazin pro udržení orientace sondy v prostoru vydrží dokonce do roku 2030). Obou sond Voyager se mezitím téměř nepřetržitě užívá k pozorování objektů ve vzdáleném vesmíru ve střední a daleké ultrafialové oblasti spektra do mezní vlnové délky 50 nm (jednotlivé expozice představují kosmické rekordy svého druhu – trvají i více než 2 týdny).

Jedinou planetou, která v dohledné době nebude zkoumána kosmickými sondami zblízka, zůstane zřejmě nadlouho Pluto, či přesněji Pluto s Charonem. Donedávna byly údaje o této nejpozději objevené planetě sluneční soustavy velmi kusé - vždyť Plutův průvodce Charon byl rozpoznán teprve v roce 1978. Právě včas, abychom se mohli připravit na sérii vzájemných zákrytů obou těles, jež započala v lednu 1985. V loňském roce série vrcholila, takže minima byla nejhlubší (0,55 mag, resp. 0,24 mag) a nejdelší (až 79 minut) a průběh světelných změn nejvýraznější. Ačkoliv celá série skončí teprve v roce 1990, již nyní jsou k dispozici tak dobrá měření, že to podstatně rozhojnilo naše informace o této podivné miniaturní dvojplanetě.

Stále zpřesňované hodnoty poloměrů obou těles se nyní pohybují kolem 1 120 km pro Pluto (2/3 poloměru Měsíce) a 600 km pro Charon s relativní chybou pod 5 %. Délka velké poloosy oběžné dráhy Charonu činí 19 000 km a hmotnost soustavy 1,4.10²² kg, tj. 18 % hmotnosti našeho Měsíce. Tak nízká hodnota vlastně degraduje Pluta z pozice planety spíše do hodnosti družic planet. Vskutku také nechybějí názory, že Pluto byl původně družicí Neptunu a při nějaké katastrofické události unikl ze sféry jeho přitažlivosti, přičemž se rozpadl na dvě samostatná tělesa. Jeho střední hustota činí 2 000 kg/m³ a jeho albedo dosahuje 0,6 (Charon je o něco tmavší s albedem 0,4). Od roku 1950 povrch Pluta ztmavl téměř o třetinu, což si vysvětlujeme tak, že jeho rovníkové oblasti jsou tmavší než polární (snad jde o polární čepičky?). Rotační osa Pluta je totiž podobně jako u Uranu „ležatá“ vůči oběžné rovině, se sklonem 93°.

Podle všeho má Pluto atmosféru z methanu, kdežto Charon je pokryt vodním ledem a vlastní atmosféru nemá. V červnu 1987 zpozoroval D. Tholen poprvé odděleně obě tělesa 2,3m teleskopem havajské univerzity na observatoři Mauna Kea – v té době byla jejich vzájemná úhlová vzdálenost pouze 0,75″. Podmínky k pozorování se obecně zlepšují, jelikož v září 1989 projde Pluto přísluním ve vzdálenosti 29,5 AU. Odhaduje se, že v té době dosáhne jeho vizuální magnituda 13,5 mag(v době objevu v roce 1930 byl Pluto 16. vizuální hvězdné velikosti). Naši astronomové-amatéři i širší veřejnost s přístupem k teleskopu o průměru objektivu (zrcadla) alespoň 0,25 m mají tudíž v nejbližších dvou letech jedinečnou příležitost uvidět Pluto na vlastní oči. Obdobná možnost se bude opakovat až za čtvrt tisíciletí, takže neváhejte – podrobnosti obsahuje Hvězdářská ročenka.

Pluto byl v roce 1983 dokonce na hranici detekce i pro infračervenou družici IRAS. Nakonec byl úspěšně zaznamenán pouze v dlouhovlnných kanálech na 60 a 100 μm. Odtud odvozená střední teplota povrchu obou (družicí nerozlišených) těles činí 51 K.

V průběhu zpracovávání obsáhlého pozorovacího materiálu ze série zákrytů se také definitivně potvrdilo, že obě tělesa rotují kolem své osy za dobu shodnou s oběžnou periodou, tj. za 6,3872 dne. Jde tedy o klasický případ vázané rotace (synchronismu) – obě tělesa k sobě neustále natáčejí stejné polokoule. Znamená to, že slapové síly již v obou případech „dosáhly svého“ a systém je dynamicky vyvinut až do konce. Simulace na superpočítači prokázala, že z orbitálních parametrů dráhy Pluta vůči Slunci se s časem nejvíce mění sklon dráhy k ekliptice, který kolísá mezi 14,3° a 17,2° během 3,8.10⁶ let.

Obdobně lze dnes studovat vývoj dráhových parametrů pro všechny vnější planety sluneční soustavy v intervalu ±100 milionů let od současnosti. Na této časové stupnici jsou dráhy vnějších planet vesměs stabilní – to znamená, že dráhové parametry oscilují kolem jistých středních hodnot. Numerické simulace na superpočítačích dovolují též poměrně realisticky sledovat raný vývoj sluneční soustavy, kdy se z planetesimál postupně akumulovaly planety. Podle S. I. Patova nejnovější simulace podporují Safronovův názor vyslovený poprvé v roce 1972, že hmotnost sluneční mlhoviny, z níž se utvořily planety, představuje jen 5 % hmotnosti samotného Slunce. Pouze 1,5 % hmotnosti zárodečné mlhoviny představoval led a prach. Při srážkách planetesimál větší část hmoty mlhoviny unikala do mezihvězdného prostoru a jen několik procent její hmotnosti opravdu akumulovalo na planety a další drobná tělesa sluneční soustavy. Odtud vychází, že hmotnost kamenných jader Jupiteru a Saturnu činí pouze 15 ÷ 25násobek M_Z, kdežto zbytek je zachycený plyn. Jádra Uranu a Neptunu obsahují 11 ÷ 13násobek M_Z v podobě kamenných jader. Podle P. Campbella proběhla akumulace vnějších planet velmi rychle – nejpozději během 10 milionů let.

Akumulace terestrických planet trvala déle; ve zjednodušeném numerickém experimentu M. Lecara a S. J. Aarsetha počítali autoři vývoj 200 planetesimál o hmotnosti dnešního Měsíce. Během 50 milionů let by z nich mělo vzniknout šest těles, z nichž největší by dosáhlo 2/3 M_Z. Odtud lze odhadnout, že plný vývoj soustavy vnitřních planet trval řádově 100 milionů let. V první miliardě let se pláště Venuše, Země a snad i Marsu intenzivně odplyňovaly, čímž vznikala prvotní atmosféra planet, jež však byla ihned ničena silným bombardováním dosud volnými planetesimálami. Na Zemi způsobil impakt planetesimály o průměru 1 km únik 10^-6 původní atmosféry. Tak postupně uniklo zejména velké množství vody – například Země ztratila několik násobků hmotnosti dnešních oceánů a Venuše ztratila 100krát více vody, než jí má dnes (zásoba vody na Venuši se odhaduje na 10^-5 dnešní hodnoty pro Zemi).

P. Gaudon a A. Cazenave vykonali numerické experimenty s cílem zjistit, jaká je pravděpodobná původní perioda rotace planet vzniklých akumulací. Odtud vychází jednoznačná asymetrie smyslu rotace, tj. v naprosté většině budou akumulovaná tělesa rotovat v přímém směru (prográdně), v souladu se skutečností. Původní periody rotace měly činit několik hodin. Jejich výrazné zpomalení u Merkuru, Venuše a Země způsobily slapové síly – pouze dlouhá rotační perioda Marsu je zřejmě původní.

Odstavec o velkých tělesech sluneční soustavy uzavřeme zjištěním, že navzdory opakovaným a široce zveřejňovaným názorům o údajné existenci X. planety pozorování ničemu takovému nenasvědčují. Žádné takové těleso nebylo nalezeno při přehlídkách infračervené družice IRAS a rovněž nebyly odhaleny žádné poruchy přesně měřených drah kosmických sond Pioneer 10 a 11, které se nyní pohybují na samé periferii planetárního systému.

2. Drobná tělesa sluneční soustavy

Do konce roku 1986 bylo označeno celkem 3 533 planetek, z toho jsou už jen tři nepotvrzené. O tento obdivuhodný pořádek v katalogu planetek, jejichž dráhy jsou vystaveny všemožným poruchám, se nejvíce zasloužil B. G. Marsden, který trpělivě rekonstruoval okolnosti všech sporných pozorování. Pracovníci Laboratoře tryskového pohonu (JPL) v Pasadeně zveřejnili loni katalog všech pozorování planetek i komet vykonaných infračervenou družicí IRAS v roce 1983. Celkem bylo zaregistrováno 1 811 známých planetek a 22 známých komet. Družice dále zaznamenala prachové vlečky za kometami a prach vzniklý při srážkách planetek v pásu mezi Marsem a Jupiterem. Mnohé planetky se zřejmě při srážkách rozbily a posléze znovu složily. Podél prachového pásu je koncentrace planetek vskutku největší, s maximem o něco blíž k Marsu než k Jupiteru. Menší seskupení planetek se nalézá ve vzdálenosti Jupiteru, zatímco blíže ke Slunci než Mars jsou již planetky AAA (Apollo, Amor, Aten), setkávající se se Zemí. Jedině v těchto případech můžeme pozorovat tělesa o průměru kolem 1 km (vzdálenější planetky jsou nutně větší – jinak bychom je nemohli spatřit). Většina z nich se dříve nebo později buď přímo se Zemí srazí, anebo alespoň dodává na Zemi kamenné meteority – chondrity. Pro budoucí kosmonautiku se mohou hodit jako výhodné surovinové zdroje. Ačkoliv jich dosud známe necelou stovku, skutečný počet těles AAA s rozměrem nad 1 km činí řádově 10³ objektů. To je překvapivě mnoho, a tak je téměř jisté, že mezi planetkami AAA se skrývají i jádra vyhaslých komet. Tak například proslulá Enckeova kometa má stejnou dráhu jako planetky typu Apollo, a ačkoliv se na nynější dráze nalézá pouze několik tisíc let, poměrně brzo vyhasne (přibližuje se ke Slunci každých 3,3 roku – nejčastěji ze všech známých komet).

O neostrém rozhraní mezi planetkami a kometami podrobně uvažovali W. K. Hartmann aj. Soudí, že mnohá tělesa z vnější oblasti planetárního systému mají ve své kůře a plášti tolik těkavých látek, že bychom je pozorovali jako komety, kdyby se tato tělesa více přiblížila ke Slunci. Podle toho by pak jádra komet byla planetesimálami, jež vznikly tak daleko od Slunce, že se obalily ledovým pláštěm. Přímo to dokázali S. Dermott a P. Thomas pro Saturnovu družici Mimas, která má kamenné jádro o poloměru 100 km a hmotnosti 1/5 úhrnné hmotnosti družice. To je obklopeno 100 km tlustým ledovým pláštěm. Trvalé zalednění povrchu planetek či družic je možné od vzdálenosti 2,8 AU. Planetky v Jupiterových libračních bodech (Trojané) jsou již zcela bezpečně trvale pokryty ledem. Organické látky rozptýlené v ledu vytvářejí charakteristické tmavé zbarvení těchto těles, což je ve shodě s pozorováním, že planetky bližší než 2,7 AU od Slunce mají vyšší albedo než planetky a družice vzdálenější.

Panenské komety, vzniklé v oblasti Jupiteru a Saturnu, byly poruchovým gravitačním působením obou planetek dávno převážně vypuzeny ze sluneční soustavy, takže vnější Oortovo mračno vzniklo spíše z komet utvořených mezi Uranem a Neptunem. Tato tělesa se skládají asi z 85 % ledu a jen 15 % prachu. Hartmann aj. se domnívají, že ke spícím kometám, jež by obnovily výron těkavých látek, kdyby se dostaly blíže ke Slunci, patří i poměrně velké planetky (944) Hidalgo (průměr 40 km) a (2 060) Chiron (průměr 250 km, rotační perioda 5,9 h). Společným rysem všech typů kometárních jader je mimořádně nízké albedo kolem 0,05, způsobené radiačně ztemnělými organickými příměsmi v ledu.

Podle H. Campinse aj. jsme v roce 1984 pozorovali obnažené jádro periodické komety Neujmin 1 (1984c), která se svými spektrálními charakteristikami podobá planetkám typu D. Nesférické jádro o rozměrech 9 × 11 km je neobyčejně tmavé s albedem 0,02 ÷ 0,03. Obíhá po dráze s periodou 18,2 roku a výstředností 0,78 – o jeho kometární pasivitě svědčí také nepřítomnost negravitačních efektů.

Loňský rok byl vůbec bohatý na neobvyklá pozorování a zápisy do pomyslné Guinessovy kometární knihy rekordů. Tak se například ukázalo, že kometa Machholz (1986e) má ze všech komet (s výjimkou Kreutzovy skupiny) rekordní minimální vzdálenost přísluní 19.10⁶ km (0,13 AU). Dosavadní rekord držela Enckeova kometa, pozorovaná loni již při svém 53. návratu ke Slunci – 0,34 AU. (Enckeova kometa je od roku 1971 pozorována podél celé dráhy, tj. i v odsluní). Machholzova kometa má rovněž mezi všemi kometami rekordně vysoký sklon k ekliptice – plných 60°. Oběžná perioda 5,3 roku je delší než u Enckeovy komety vzhledem k větší výstřednosti 0,96. V odsluní se tak kometa dostává až za dráhu Jupitera do vzdálenosti 6,0 AU. K. J. Meecheová a D. Jewitt pozorovali kometu Bowell (1982 I) v rekordní vzdálenosti od Slunce 13,6 AU. I v této vzdálenosti jeví kometa ještě komu, expandující rychlostí 1 m/s. K její registraci stačil 2,1m teleskop na Kitt Peaku, přirozeně ve spojení s maticovým detektorem CCD (RI 800 × 800).

Rekord století v objevování komet překonal australský astronom-amatér William A. Bradfield objevem komety 1987s, která byla koncem roku v našich zeměpisných šířkách dokonce viditelná očima. Stal se tak prvním člověkem v tomto století, který objevil více než 12 komet. Loňský rok byl ostatně zvlášť úrodný na komety, a to patrně zásluhou systému Spacewatch, jenž od jara 1984 objevuje planetky i komety vlastně automaticky při mezní hvězdné velikosti 19,6 mag. Poprvé v historii astronomie nevystačila Centrála pro astronomické telegramy s předběžným označením komet písmeny latinské abecedy, když již 18. října byla na Mt. Palomaru objevena 27. kometa Mueller (1987a₉). Tento den se poprvé v historii astronomie podařilo během 24 hodin objevit 3 různé komety. Za celý rok bylo nalezeno úhrnem 33 komet (dosavadní rekord držel rok 1983 s pouhými 22 kometami).

Souhrnný přehled o krátkoperiodických kometách zveřejnili N. A. Běljajev aj. v katalogu vydaném péčí Astronomického ústavu SAV. Z krátkoperiodických komet bylo 81 objektů pozorováno při více než jednom návratu, kdežto 47 komet pouze jednou. 12 komet nebylo při dalších návratech nalezeno vůbec, z toho asi 4 již zřejmě zanikly.

Několik statistických studií se zabývalo frekvencí dopadů komet na planety a zejména na Zemi. Výsledky jsou však silně rozporné. A. Stern uvažoval nejen vlastní komety, ale také komety interstelární a zachycené z cizích Oortových mračen. Podle jeho výpočtů dopadlo během celé existence sluneční soustavy nejvíce komet na Jupiter – totiž 540. Na každou terestrickou planetu dopadlo za stejnou dobu pouze 5 až 10 komet. Naproti tomu D. Olsson-Steel uvádí patrně realističtější odhady, že na Zemi dopadá jedna kometa za 1 ÷ 2 miliony let, přičemž srážky s planetkami jsou zhruba 5krát častější. Jupiter vychytává komety o 2 až 3 řády účinněji než Země, ostatní terestrické planety o něco méně účinně než Země. Úhrnem vzniká na Zemi jeden kráter s průměrem nad 10 km každých 130 tisíc let.

Stejně tak nejisté jsou odhady úhrnné hmotnosti komet ve vnějším Oortově mračnu. P. Weissman soudí, že jde o 25násobek M_Z, kdežto sám J. H. Oort ve své druhé Halleyově přednášce (první měl již v roce 1951) tuto hmotnost odhaduje na pouhou 1/60 M_Z. Podle Oorta sahá vnější mračno od vzdálenosti 36 000 ÷ 200 000 AU, s maximální koncentrací komet ve vzdálenosti 54 000 AU. Hustota sluneční pramlhoviny byla však v této vzdálenosti tak nepatrná, že tam komety nemohly vzniknout – vytvořily se v pásmu mezi Saturnem a Neptunem. Blízká setkání těchto původních ledových konglomerátů s planetami vedla k postupné difuzi do kometárního mračna (poruchami od planet se ovlivňuje velká poloosa kometární dráhy). Jakmile se začne uplatňovat rušivé působení cizích hvězd, mezihvězdných mračen a galaktických slapů (ve vzdálenosti nad 30 000 AU), začnou se tím měnit všechny dráhové elementy, takže z původního kometárního disku se stává sférický útvar (halo). Oproti původní Oortově představě, že za zpětný návrat komet do nitra sluneční soustavy mohou těsná přiblížení Slunce s cizími hvězdami, se nyní ukazuje, že rozhodující silou jsou galaktické slapy, poprvé zvažované v roce 1983 J. Bylem. Podle M. V. Torbetta dodávají slapy do nitra sluneční soustavy 100 komet ročně, zatímco setkání s cizími hvězdami pouze 55 komet za rok. J. Heisler aj. uvádějí, že slapové síly Galaxie vytrhávají komety z Oortova mračna do mezihvězdného prostoru, takže se jen málokdy stane, že některá z nich zamíří do nitra sluneční soustavy a my na Zemi ji můžeme zpozorovat.

Pozorovat jednotlivé komety přímo v Oortově mračnu je zcela mimo možnosti soudobé astronomické techniky. Přesto se někteří autoři zabývají otázkou, zda by bylo možné existenci mračna odhalit přímo. L. S. Maročnik a G. B. Šolomickij usoudili, že spíše bychom měli objevit hustší a bližší vnitřní Oortův disk, jehož kamenná jádra by měla maximálně zářit v submilimetrovém pásmu na vlně 0,3 mm a ledové pláště jader na 0,1 mm. K tomu by však bylo potřeba vyslat dostatečně citlivý submilimetrový teleskop do kosmického prostoru. Je paradoxní, že Oortova mračna komet zřejmě pozorujeme u několika blízkých hvězd. Nejproslulejší je prachový disk u hvězdy β Pictoris (sp. A5, hmotnost 1,5 M_☉, vzdálenost 54 světelných let, poloměr 1 000 AU) a další byly zjištěny u Vegy, α PsA a ε Eri. Podle P. R. Weissmana lze očekávat, že komety z vnitřního Oortova mračna by měl zaznamenat Hubbleův kosmický teleskop.

A. Stern a M. Shull uvádějí, že střední teplota látky v Oortově mračnu se pohybuje kolem 10 K, ale jednotlivá kometární jádra se čas od času přece jen mírně zahřejí na teploty 30 ÷ 40 K, a to při srážkách s mezihvězdným plynem relativní rychlostí až 400 m/s. Tím se za dobu existence sluneční soustavy z povrchu komet odrolila vrstvička tlustá až 80 mm, a naopak mezihvězdné částečky se přilepily na povrch jader. Blízká přiblížení s cizími hvězdami a působení srážek vymetla z Oortova oblaku všechny objekty s průměrem menším než 10 metrů. Bývá zvykem přirovnávat Oortovo mračno k mrazničce, kde se při nízké teplotě uchovává nezměněný materiál sluneční soustavy. Ze zmíněných výpočtů vyplývá, že to není docela pravda: kosmická mraznička má občas pootevřená dvířka.

Odstavec věnovaný kometám lze stěží uzavřít jinak než nostalgickou vzpomínkou na nedávný návrat Halleyovy komety. Kometa je stále ještě v dosahu většiny astronomických teleskopů. Počátkem roku 1987 byla 13 mag a koncem roku 14,5mag. Vědecké výsledky nejobsáhlejší pozorovací kampaně v dějinách astronomie vůbec se stále ještě zpracovávají (viz například ŘH 11/1987, str. 210). V rámci kampaně IHW se budou výsledky shromažďovat až do března roku 1989 a pak se zveřejní obsáhlý katalog údajů, patrně do konce roku 1990. Nejdůležitější data budou uložena na kompaktním disku CD v rozsahu asi 20 MB (úplný soubor dat se odhaduje na 40 Gb), takže majitelé superhi-fi CD přehrávačů si budou moci zajímavým způsobem rozšířit diskotéku. Milovníky historických kuriozit zase zaujme zjištění, že když německý astronom-amatér J. G. Palitsch objevil Halleyovu kometu na Vánoce roku 1758, netušil, o jaké těleso jde – myslel si, že jde o návrat Hájkovy komety z roku 1580. O správnou identifikaci Palitschova pozorování se zasloužil drážďanský profesor matematiky G. Heinsius v lednu 1759.

M. Kresáková se zabývala korelacemi mezi výskytem jasných komet v letech 461 až 1539 n. l. a meteorickými roji. Zjistila, že jen v 0,5 % případů byly tyto komety doprovázeny meteorickými roji. Obráceně 7 % zaznamenaných rojů má v uvedeném souboru známou mateřskou kometu. J. O'Keefe a T. Ahrens patrně nalezli vhodný mechanismus pro šetrné vymrštění meteoritů z povrchu Marsu. V pozemských sbírkách existuje totiž 8 meteoritů typu SNC (nazvaných podle počátečních písmen hlavních nalezišť), které jeví všechny charakteristiky odpovídající horninám na Marsu. Rozbory prokázaly, že horniny těchto meteoritů krystalizovaly před 1,3.10⁹ lety v silném gravitačním poli nějaké planety a obsah nuklidů argonu odpovídá atmosféře Marsu. Oba autoři vystřelovali 30g projektily rychlostí 7 km/s do běžné horniny. Při kolmém střetu se hornina v místě dopadu projektilu vypařila, kdežto při tečném střetu se poškodil pouze sám projektil. Při šikmé srážce pod úhly 25 ÷ 60° se však ve směru letu objevil plynový výtrysk s rychlostí 20 km/s. Ten by byl schopen odnést zpět do kosmu kousky horniny, aniž by byly poškozeny či roztaveny impaktem. Pro opuštění Marsu stačí, aby meteority nabyly rychlosti 5 km/s.

Nové údaje o Tunguzském meteoritu uveřejnili M. I. Korina aj. Zjistili v celé oblasti pádu přebytek iridia, odpovídající jeho uložení v roce 1908. V přepočtu odtud vychází úhrnná původní hmotnost meteoritu 10⁹ kg, v dobré shodě s astronomickými a geofyzikálními odhady, takže odtud zřetelně vyplývá, že meteorit patřil do třídy velmi malých planetek. S tímto názorem však nesouhlasí známí sovětští odborníci B. J. Levin a V. A. Bronšten, kteří odhadují jeho střední hustotu na 1 000 kg/m³, což by spíše nasvědčovalo kometárnímu původu, jak před několika lety navrhl Ľ. Kresák.

S. Epstein aj. objevili ve známém murchisonském meteoritu aminokyseliny, zřejmě mezihvězdného původu. Úhrnný počet nalezených meteoritů deponovaných v muzeích není nikterak velký – řádově jde o tisíce vzorků různých pádů. Roční přírůstek je nepatrný, v průměru pouhých 6 kusů. Úlomků je přirozeně více – jen v Antarktidě jich bylo již nasbíráno 7 500 a toto loviště není zdaleka vyčerpáno. Radarem lze totiž hledat meteority o průměru větším než několik centimetrů do hloubky až 10 m pod povrchem ledu a při leteckém průzkumu lze za hodinu prohlédnout území o rozloze 3 000 km². Podobně se od roku 1984 začaly hledat meteority a kosmický prach u grónského pobřeží.

3. Slunce a hvězdy

Meteority nám dokonce mohou podat zprávu o aktivitě raného Slunce v době tvorby sluneční soustavy. Jak ukázali M. W. Cafee aj., vyšší zastoupení nuklidů ²¹Ne a ³⁸Ar v meteoritech svědčí o vysokém toku protonů z raného Slunce. To znamená, že Praslunce se podobalo proměnným hvězdám typu T Tauri, z nichž proudí velké množství energeticky nabitých částic v podobě tzv. hvězdné vichřice. Záznamy o sluneční aktivitě před 700 miliony lety studovali G. Williams a W. a C. Sonettovi na laminovaných vrstvách hornin v jižní Austrálii. Změny laminování zřetelně odrážejí 11letý i 22letý cyklus sluneční činnosti, jakož i delší cyklus s periodou 314 let (celkem bylo studováno období dlouhé 19 000 let). Je až udivující, jak stabilní je periodicita sluneční činnosti v dlouhém časovém úseku, když uvážíme, jak složité vztahy jsou ve hře. Na vzniku sluneční činnosti se totiž podílí jak magnetické pole Slunce, tak i konvektivní proudění pod jeho povrchem a diferenciální rotace Slunce. V roce 1979 zjistili S. F. Martin a K. I. Harvey, že na Slunci se cykly aktivity fakticky přes sebe překládají, takže jednotlivé cykly trvají průměrně asi 18 let. Jejich názor nyní rozvíjejí P. R. Wilson aj. zjištěním, že nový cyklus se nejprve projevuje ve vysokých heliografických šířkách a posouvá se směrem k rovníku během 18 ÷ 22 let. Výskyt skvrn představuje závěrečnou fázi onoho základního dlouhého cyklu. Právě na jaře 1987 jsme se ocitli v posledním minimu výskytu skvrn a další maximum můžeme očekávat v roce 1992.

E. Ribeset aj. se zabývali zmíněným 314letým cyklem sluneční činnosti, který uvádějí do souvislosti se známým Maunderovým minimem v 17. století. Využili k tomu dlouhé série měření slunečního průměru J. Picardem a jeho následovníky v letech 1666 až 1719. Z měření vyplývá pokles průměru o 3″ během období 1683–1718 a tomu odpovídající snížení úhlové rychlosti rotace Slunce. Autoři tvrdí, že v průběhu 11letého cyklu se průměr mění až o 2 000 km, přičemž je největší v době minima. Jelikož rozměry průměru se odrážejí ve změnách rychlosti sluneční rotace, považují autoři kolísání průměru Slunce za reálný jev. Takové vysvětlení uspokojuje astrofyziky, kteří se přirozeně nechtěli smířit s údajným sekulárním smršťováním slunečního poloměru v posledních třech stoletích.

Je pozoruhodné, že těsně před posledním minimem ve dnech 4.–7. února 1986 byla na Slunci zpozorována velmi silná erupce, po níž ve dnech 8.–9. února následovala na Zemi nejsilnější magnetická bouře za posledních 40 let. Projevila se elektrickými poruchami na telekomunikačních družicích, měřitelnými změnami drah navigačních družic a haváriemi dálkových tras vedení vysokého napětí, jakož i poruchami v pozemní telefonní a mikrovlnné síti. Sluneční erupce samy vykazují mnohem kratší periodicitu 152 dnů, poprvé rozpoznanou na záznamech z družice SMM v roce 1984. Nyní ji pro cyklus 1965–1975 potvrdili T. Bai a P. A. Sturrock. Příčina této periodicity není známa.

V nejbližších letech lze očekávat, že mnohé z nadhozených problémů se podaří nově řešit metodou helioseizmologie. Jak známo, povrch Slunce vibruje v mnoha periodicitách od 2,5 minuty do několika hodin, což je následek interference akustických vln probíhajících slunečním nitrem. Teorie jevu je tak dobře propracována, že umožňuje studovat vlastnosti jinak nepřístupného slunečního nitra a odvozovat údaje o jeho struktuře, rychlosti rotace, ba i o chemickém složení. Z iniciativy americké Národní sluneční observatoře (NSO) se nyní chystá ambiciózní projekt GONG komplexního měření rychlostních polí na Slunci na šesti pozemních stanicích, rozmístěných podél 30° severní, resp. jižní šířky rovnoměrně po obvodu zeměkoule. Od r. 1990 po dobu devíti let se mají shromažďovat údaje o vibracích Slunce prakticky nepřetržitě (časový pokryv má dosáhnout 96 % úhrnné doby). Přesnost rychlostních měření bude lepší než 1 m/s a každou minutu bude proměřeno rychlostní pole v 65 000 bodech na slunečním disku. Na jediné stanici tak bude denně získáno na 200 MB údajů a úhrnný projekt představuje úděsný objem 1 TB informací. Organizační a výpočetní problémy projektu GONG nelze vlastně s ničím porovnávat. Má se na něm podílet 100 astronomů ze 40 pracovišť, ale náklady jsou skrovnější, než jak jsme si v kosmickém věku zvykli – pouhých 15 milionů dolarů. Za tuto cenu bychom měli koncem století vědět o Slunci – nejbližší hvězdě – tolik, že se tím zásadně zlepší jak naše vědomosti o povaze sluneční činnosti, tak i o hvězdách vcelku.

V posledních letech totiž byly objeveny obdobné vibrace povrchu také u některých jasných hvězd, zejména α Centauri A a Prokyonu. Hvězdám ve slunečním okolí se v poslední době věnuje vůbec zvýšená pozornost, jednak proto, že se zde hledají důkazy existence extrasolárních planet a jednak kvůli možnosti objevení přechodných objektů mezi hvězdami a planetami – tzv. hnědých trpaslíků. Tento výzkum na hranici experimentálních možností zaznamenává jak nečekaná vítězství, tak i hořké prohry.

K těm nejtrpčím patří odvolání objevu hnědého trpaslíka u hvězdy van Biesbroeck 8, oznámeného v r. 1984 D. W. McCarthym aj. Nejprve M. F. Skrutskie aj. nenašli při infračervené přehlídce 60 hvězd do vzdálenosti 40 světelných let vůbec žádné průvodce s teplotou povrchu nad 1 000 K, a nepotvrdili tedy ani existenci zmíněného hnědého trpaslíka, který měl mít teplotu 1 300 K. Potom oznámili C. Perrier a J. M. Mariotti, že hnědého trpaslíka VB8 B marně hledali infračervenou skvrnkovou interferometrií 3,6m teleskopem ESO, a stejně se v roce 1988 vedlo i autorům objevu D. W. McCarthymu aj. Pokud vyloučíme silnou proměnnost (hnědý trpaslík by musel za 2 roky zeslábnout alespoň o 3 mag v pásmu 2,2 μm) nebo vysokou excentricitu dráhy, znamená to, že původní pozorování bylo falešné, tj. že vzniklo uměle v procesu zpracování interferometrických měření.

V tu chvíli přišli jako na zavolanou B. Zuckerman a E. E. Becklin s pozoruhodným objevem průvodce blízkého (46 svět. let) bílého trpaslíka v souhvězdí Ryb Giclas 29-38B, jehož hmotnost spadá do rozmezí pro hnědé trpaslíky (0,04 ÷ 0,08 M_☉), svítivost činí pouze 5.10^-5 L_☉, teplota povrchu 1 200 K a poloměr 0,15 R_☉. Teplota bílého trpaslíka 29-38A činí 11 500 K a svítivost 2.10^-3 L_☉. V jeho okolí nebyl zjištěn žádný prachový disk, takže existence hnědého trpaslíka v systému se dobře hodí k vysvětlení, kde zmizel při vzniku hvězdy přebytečný moment hybnosti. Stejní autoři hledali marně infračervené záření hnědých trpaslíků v otevřených hvězdokupách Hyády a Plejády až do hmotnosti 0,03, resp. 0,015 M_☉.

Z toho všeho odvozuje A. P. Boss, že existuje reálný předěl mezi hvězdami s hmotností nad 0,08 M_☉ a objekty s hmotnosti pod 0,01 M_☉ (10násobek hmotnosti Jupiteru), způsobený podmínkami, za nichž probíhá fragmentace mezihvězdných mračen. To je možná trochu předčasný úsudek, ale rozhodně je zřejmé, že se hnědí trpaslíci nehodí k vysvětlení nedostatku svítící hmoty v porovnání s dynamicky určenou hmotností Galaxie.

D. W. McCarthy se spolupracovníky na Stewardově observatoři v Arizoně mezitím našli metodou infračervené skvrnkové interferometrie dvě hvězdy o velmi nízké hmotnosti. Je to jednak průvodce hvězdy Gliese 623B s hmotností 0,084 M_☉ a jednak průvodce hvězdy Gliese 866B s hmotností 0,11 M_☉. Jde o hvězdy vzdálené od nás 24, resp. 11 světelných let, takže infračervený signál je dostatečně silný, aby výsledky nebyly znehodnoceny šumem, a proto lze jejich reálnosti důvěřovat. V. Lindsay aj. ostatně z rozboru radiální rychlosti hvězdy Gliese 623 nalezli periodické změny svědčící o existenci průvodce s hmotností 0,10 M_☉, čímž jsou arizonská měření alespoň nepřímo ověřena. Podobně kanadští astronomové z Dominion Astrophysical Observatory odhalili periodická kolísání radiálních rychlostí blízkých hvězd ε Eri a 61 Cyg, svědčící o přítomnosti průvodců s hmotností větší než 2 hmotnosti Jupiteru, což by byl vlastně první solidní důkaz existence extrasolárních planet.

Jiný nepřímý důkaz přinesli S. Beckwith a A. Sargentová z rozboru radiálních rychlostí rádiové čáry oxidu uhelnatého. Zkoumali 6 mladých hvězd slunečního typu a přitom zjistili, že proměnná HL Tau, vzdálená od nás 520 světelných let, je obklopena prstencem prachu a plynu s keplerovskou rotací. Autoři soudí, že to je příznak existence protoplanetárního disku o poloměru 1 000 AU a hmotnosti 0,1 M_☉, v němž se právě nyní akumulací tvoří planety. Náznaky disku byly objeveny i u prototypu raných objektů – hvězdy T Tau.

Několik skupin autorů studovalo v širokém spektrálním pásmu prachový disk kolem hvězdy β Pictoris, objevený v r. 1984. Ukazuje se, že odrazost Jupiteru, takže téměř určitě se tam již vytvořily planety, i když je dosud neumíme pozorovat. Tak mocný disk je však zřejmě spíše výjimkou, jak dokazují negativní výsledky hledání obdobných disků ivost částic disku nezávisí na vlnové délce, takže jde zaručeně o částice s rozměry většími než 1 μm. Úhrnná hmotnost nesymetrického disku o poloměru 900 ÷ 1 100 AU přesahuje hmotnu celé stovky blízkých hvězd.

Větším úspěchem skončilo hledání protostelárních disků kolem hvězd o sluneční hmotnosti v jádře Velké mlhoviny v Orionu. E. Churchwell aj. sledovali obří anténou VLA 22 kompaktních rádiových zdrojů o skutečných poloměrech 27 ÷ 230 AU, které se v 15 případech podařilo ztotožnit s optickými nebo infračervenými mlhovinovými kondenzacemi. N. R. Walborn a J. C. Blades zjistili, že v obří mlhovině kolem hvězdy 30 Doradus se nedávno vynořily z protostelárních zámotků dvě rané hvězdy spektrální třídy O. Vůbec nejúspěšnějším lovcem prahvězd se však stala infračervená družice IRAS, jež zaznamenala infračervené záření několika set prahvězd do vzdálenosti stovek světelných let od Slunce. Povrch prahvězd dosahuje teplot kolem 5 kK, ale zdrojem jejich záření je pokračující gravitační kontrakce, nikoliv termonukleární reakce. Kolem běžné prahvězdy rotuje plynoprachový disk o střední teplotě 400 K, ohřívaný zevnitř. Ještě dále od centra prahvězdy se nalézá plynoprachový zámotek o teplotě kolem 50 K, z nějž materiál dosud padá směrem k centru kondenzace. Když vývoj kondenzace dostatečně pokročí, objeví se nad diskem i pod ním směrované výtrysky molekulárního plynu. Ty lze nejsnáze pozorovat v mikrovlnném pásmu v čáře CO. Zámotky vyznačené zářením CO mají velmi nízkou teplotu 10 ÷ 15 K a rozměry zlomků světelného roku. Jejich kolaps skončí nejpozději během 10⁵ let. Příslušnými mikrovlnnými a infračervenými pozorováními tak byla spolehlivě rozpoznána tato nejranější etapa hvězdného vývoje.

Družice IRAS pomohla objasnit i důležité aspekty závěrečných fází hvězdného vývoje. Zpět do interstelárního prostředí se totiž v Galaxii ročně vrací nejméně 0,7 M_☉ hmoty obohacené o kovy v průběhu termonukleárního vývoje hvězd. Na této hodnotě se nejvíce podílejí červení obři a veleobři: ztrácejí každý až 10^-5 M_☉ za rok. To je hodnota tak drastická, že většina hvězd klesne pod Chandrasekharovu mez pro hmotnost bílých trpaslíků dříve, než se začne gravitačně hroutit. To se zejména týká všech hvězd s počáteční hmotností nižší než 8 M_☉. Mezihvězdná hmota současné Galaxie je následkem toho tak silně obohacena kovy, že to mění celkové podmínky pro zrod hvězd. Tím lze naopak vysvětlit, proč nepozorujeme prvotní hvězdy III. populace, složené jen z vodíku a helia, vzniklé již 10⁸ let po velkém třesku. Zárodečné kondenzace zřejmě fragmentovaly na příliš masivní hvězdy, takže jejich vývoj proběhl příliš rychle (během 5.10⁷ let), než aby se dochovaly do dnešní doby. Pokud by totiž v nejranějších dobách tvorby hvězd v Galaxii vznikaly hvězdy III. populace s hmotností nižší než 0,8 M_☉, byly by dosud pozorovatelné.

Přesnost měření fyzikálních a geometrických parametrů hvězd rychle roste následkem zavedení nových citlivých měřících metod i pokročilé výpočetní techniky. Zmínil jsem se již o tom, že u blízkých hvězd byly nalezeny z Dopplerových posuvů čar vibrace obdobné slunečním, a stejnou metodou se u blízkých sedmi hvězd podařilo D. Dravinsovi objevit hvězdnou granulaci. Rozměry granulí se pohybují v rozmezí 10³ ÷ 10⁴ km pro hvězdy α Cen B (sp. K1 V) a β Hyi (sp. G2 IV).

Kanadští astronomové na Dominion Astrophysical Observatory ve Victorii dokáží nyní měřit radiální rychlosti blízkých hvězd s přesností 20 ÷ 30 m/s, což umožňuje zejména hledat případné extrasolární planety. Až na výjimky jsou však s touto přesností radiální rychlosti hvězd stálé. Podobně R. S. Harrington měří s nebývalou přesností vlastní pohyby Barnardovy hvězdy pomocí 1,55m astronomického reflektoru americké Námořní observatoře. Na základě zpracování 443 snímků z let 1972–1986 určil relativní paralaxu s chybou ±0,0015″ a vlastní pohyb s chybou ±0,0003″. S touto přesností měření nenašel žádná kolísání vlastního pohybu, jež by bylo možné připsat gravitačnímu působení planetárních těles.

V loňském roce bylo ukončeno třetím svazkem III. vydání Generálního katalogu proměnných hvězd pod redakcí P. N. Cholopova. Katalog obsahuje údaje o 28 277 proměnných hvězdách. Mezitím do konce roku 1986 vzrostl počet pojmenovaných proměnných hvězd na 29 767. Mezi proměnnými hvězdami dnes budí nejvíce zájmu těsné dvojhvězdy, které se aktivně ovlivňují zářením, gravitací i výměnou hmoty. Nejkratší oběžnou periodu 11,5 minuty pozorujeme u rentgenové dvojhvězdy AU 1820-30. Takto krátké oběžné periody jsou vzácné: dosud známe jen 5 soustav s oběžnou dobou kratší než 1 hodina. Rentgenové pulzary umožnily odvodit střední hodnotu hmotnosti neutronových hvězd (1,4 ±0,3) M_☉ ve výtečné shodě s teorií. Jen vzácně se v rentgenových dvojhvězdách vyskytují černé díry – nadějní kandidáti se nalézají v soustavách Cyg X-1, SS 433, LMC X-3 a A 0620-00. Pro kompaktní složky v těchto objektech vycházejí hmotnosti nad 6 M_☉.

Podle N. I. Šakury a K. A. Postnova se vývoj dvojhvězd rozvětvuje podle toho, zda alespoň jedna složka má počáteční hmotnost nad 10 M_☉. Jestliže tomu tak je, skončí vývoj těsné dvojhvězdy nutně výbuchem supernovy. Při nižších hmotnostech složek dojde k explozi supernovy jen za specifických okolností. U hvězd slunečního typu s počáteční orbitální periodou kratší než 10 hodin nelze zanedbat vliv gravitačního vyzařování na vývoj soustav. Soustava tím totiž ztrácí tolik energie, že poloosa oběžné dráhy se vydatně smršťuje a dostáváme některou variantu kataklyzmické proměnné hvězdy. Podle modelových výpočtů by však výsledná oběžná perioda soustavy neměla nikdy klesnout pod 80 minut, což souhlasí s pozorováními.

Pro vznik neutronové hvězdy po explozi supernovy typu I je rozhodující chemické složení kolabujícího bílého trpaslíka. Jestliže se bílý trpaslík skládá z uhlíku a kyslíku, vede exploze supernovy k úplnému rozpadu hvězdy. Je-li však bílý trpaslík složen z kyslíku, neonu a hořčíku, může po přetoku hmoty z druhé složky a následné překotné termonukleární reakci vzniknout neutronová hvězda, dokonce i s hmotností nižší, než je Chandrasekharova mez.

Při silnějším přetoku hmoty na bílého trpaslíka pozorujeme paradoxně méně dramatické úkazy v podobě explozí nov, rekurentních nov a trpasličích nov. M. Livio soudí, že rychlá akrece způsobuje úkaz trpasličí novy, přičemž intervaly mezi explozemi se zvolna zkracují. Pak následuje tichá pauza, po níž bílý trpaslík exploduje jako klasická nova. Po dobu zhruba 10 let po této explozi je druhá složka silně ozařována, což podněcuje zvýšený přetok hmoty tempem až 10^-8 M_☉/r. Ten však zvolna klesá na klidovou hodnotu řádu 10^-11 M_☉/r. Nastává fáze přezimování, jak o tom svědčí současná pozorování starých nov CK Vul (explodovala r. 1670) a WY Sge (explodovala r. 1783). Přetok opět vzroste několik desítek let před dalším výbuchem (tj. řádově za 10⁴ ÷ 10⁵ let). Podle D. Prialnika dochází u průměrné novy k překotné termonuklární reakci ve vodíkové slupce bílého trpaslíka složeného z uhlíku a kyslíku. Bílý trpaslík získává vodíkovou slupku akrecí z druhé složky dvojhvězdy s oběžnou periodou 3 ÷ 10 h. Při explozi se rozmetá do okolního prostoru asi 6.10^-6 M_☉ a hvězda dosáhne maximální svítivosti 3.10⁵ L_☉ (10³² W). V dlouhodobé perspektivě se hmotnost bílého trpaslíka přece jen snižuje a jeho povrch chladne. To znamená, že trvá déle, než se akrecí vytvoří nová vodíková slupka potřebná k další detonaci, takže intervaly mezi explozemi novy se zvolna prodlužují.

Podle W. Lillera a B. Mayera vzplane v Galaxii ročně (73 ±24) nov, z čehož pozorujeme jen 3,5 novy ročně. Nejúspěšnějím současným objevitelem je japonský astronom-amatér M. Honda, který objevil 7 nov za 9 let. Dürbeckův katalog a atlas galaktických nov obsahuje 277 položek, z toho 215 klasických nov, 16 hvězd novám podobných, 6 rekurentních a 6 rentgenových nov. Téměř 200 nov lze pozorovat i v době minima. Zbylé objekty katalogu bychom vlastně neměli jako novy klasifikovat.

V květnu r. 1987 bylo zaznamenáno krátké vzplanutí rekurentní novy U Scorpii, která předtím vybuchla v letech 1863, 1906, 1936 a 1979. Celá epizoda trvala patrně jen 2 týdny a v maximu hvězda dosáhla 10,8 mag. V druhé polovině září r. 1987 vybuchla nova ve Velkém Magellanově mračnu, která v maximu dosáhla 9,5 mag. J. Kaluzný a I. Semeniuková sledovali změny jasnosti novy V1500 Cygni po 11 letech od exploze a zjistili, že perioda proměnnosti 3,3 hodiny je stále přítomna. Byla to nejrychlejší a druhá nejjasnější nova tohoto století. Nejjasnější byla nova GK Per, jež v únoru 1901 dosáhla 0,2 mag a nyní je 13,1 mag. Podle G. D. Schmidta a H. S. Stockmana jeví nova V1500 Cygni kruhovou polarizaci s amplitudou 3 % v periodě shodné s optickou proměnností, což je zřetelným důkazem silného magnetického pole bílého trpaslíka. Patří tedy k tzv. polarům.

Rekordní magnetické pole pro bílého trpaslíka PG 1031 + 234 změřili W. B. Latter aj. pomocí Zeemanova efektu. Indukce pole činí 2.10⁴ ÷ 1.10⁵ T, takže čáry jsou zřetelně rozštěpeny (rozštěpy čar nastávají při indukci > 10² T). I tento bílý trpaslík vykazuje silnou a proměnnou kruhovou optickou polarizaci s periodou 3,4 h, což je v tomto případě perioda rotace bílého trpaslíka.

Souhrnné údaje o bílých trpaslících zveřejnili S. D. Kawaler a D. E. Winget. Jakmile v kompaktní hvězdě nastane elektronová degenerace, hvězda pomalu chladne, aniž by přitom měnila své rozměry. Jelikož volné elektrony vedou dobře teplo, je bílý trpaslík prakticky izotermální. Vnější slupka, oddělující horké nitro o teplotě 10⁷ K od chladného kosmického prostoru, obsahuje pouze 0,01 % hmotnosti bílého trpaslíka a sahá do hloubky 50 km pod povrch. Jelikož povrchová teplota bílých trpaslíků je řádu 10⁴ K, značí to, že v prvních 50 km vzniká fantastický teplotní gradient 200 K/m! Převážná většina (80 %) bílých trpaslíků náleží k typu DA, který se vyznačuje pouze vodíkovými čarami ve spektru. Zbytek patří k typu DB, jenž je charakterizován výhradně čarami helia. Typ DC je bez čar a vyskytuje se ojediněle.

Hmotnosti většiny bílých trpaslíků se pohybují v rozmezí 0,5 ÷ 0,7 M_O.. Jelikož Chandrasekharova mez činí 1,4 M_☉, je poněkud překvapující, že hmotnost bílých trpaslíků je tak nízká. Víme však, že červení obři či veleobři jako předchůdci bílých trpaslíků velmi efektivně ztrácejí hmotu tempem až 10^-4 M_☉/r. Děje se tak zejména intenzivním větrem i odvrhováním plynných obalů v podobě planetárních mlhovin. Když se nakonec obnaží žhavé jádro hvězdy – vlastní bílý trpaslík – je mu předurčeno pomalu chladnout. Teprve za 1 miliardu let bílý trpaslík natolik vychladne, že se v jeho nitru začnou uplatňovat coulombické síly mezi ionty, a za vysokého tlaku nitro bílého trpaslíka postupně zkrystalizuje. Za 10¹⁰ let se celý bílý trpaslík stane jediným obřím krystalem, který prakticky nezáří, ač jde téměř doslova o diamantové hvězdy (skládají se převážně z jader uhlíku).

4. Supernovy a neutronové hvězdy

Podle S. van den Bergha vybuchují v naší Galaxii novy 4 000krát častěji než supernovy, takže za století explodují v průměru dvě supernovy, což je zase 12krát vyšší četnost než pro supernovy ve Velkém Magellanově mračnu. Rozborem pozorování úspěšného lovce supernov australského astronoma-amatéra reverenda R. Evanse zjistil, že průměrná frekvence supernov typu I činí v souboru 1 017 galaxií 0,3 případu za století, kdežto supernovy typu II jsou asi 4krát četnější. Evans totiž za pět let vykonal celkem 50 000 pozorování zmíněných galaxií, přičemž našel 15 supernov. Nyní se zhodnotila i jeho negativní pozorování.

Ve světle této statistiky snad ještě více vynikne jedinečná událost, k níž došlo koncem února 1987 ve Velkém Magellanově mračnu. Jelikož Říše hvězd již přinesla údaje o explozi supernovy 1987 A (ŘH 7/87, str. 132), omezím se jen na několik shrnujících poznámek. Už samotné okolnosti objevu jsou více než kuriózní. Dvacetidevítiletý Kanaďan Ian Shelton z torontské univerzity pracuje na observatoři v Las Campanas v Chile s 0,6m reflektorem, ale už delší dobu mu bylo líto, že 70 let starý 0,25m Carnegiův refraktor na téže observatoři zahálel. Rozhodl se proto využívat ho souběžně k přehlídkovým snímkům Velkého Magellanova mračna s tím, že na těchto fotografiích bude hledat proměnné hvězdy. Tento dlouhodobý paralelní program zahájil shodou okolností v noci z 21. na 22. února 1987. Snímek však nebyl dobře zaostřen, a nedal se proto použít. Teprve příští noc pořídil kvalitní snímek, na němž nebylo nic neobvyklého. Expozice v noci z 23. na 24. února byla tudíž třetí v pořadí a po jejím skončení v 5h UT Shelton váhal, zda má snímek ještě vyvolat, poněvadž byl dost unaven, ale nakonec s exponovanou deskou do temné komory přece jen zašel. Po ustálení si mokrou desku zběžně prohlédl a přitom si všiml zřetelného tmavého bodu poblíž negativního obrazu mlhoviny 30 Doradus. Zprvu si myslel, že jde o kaz v emulzi, ale pro jistotu se vyšel podívat před kopuli a spatřil v daném směru hvězdu 4,5 mag! Šel se zeptat kolegů, zda o hvězdě něco nevědí, a dozvěděl se jednak, že noční asistent O. Duhalde si hvězdy všiml kolem místní půlnoci (ale nikomu to předtím neřekl) a jednak, že modul vzdálenosti Velkého Magellanova mračna je 18,5 mag, tj. absolutní hvězdná velikost hvězdy je -14 mag, kdežto novy dosahují maximálně -10 mag. Pokud tedy nejde o náhodnou projekci a hvězda patří do Velkého Magellanova mračna, musí jít o supernovu.

Shelton se ihned pokoušel zatelefonovat do Cambridge v USA, kde je centrála pro astronomické telegramy, ale nemohl dostat spojení. Nakonec zprávu odvezl noční asistent na motocyklu do městečka La Serena a odtamtud zprávu poslal z pošty dálnopisem. Toto sdělení dorazilo do Cambridge právě půl hodiny před telegramem 75letého novozélandského astronoma-amatéra A. Jonese, jenž supernovu nezávisle spatřil v 9h UT. O 40 minut později rozesílal již B. Marsden první telegram se senzační zprávou o supernově viditelné očima na všechny světové observatoře. V 19h UT téhož dne započali jihoafričtí astronomové s fotoelektrickou fotometrií a fotografickou spektroskopií objektu (v Las Campanas v době objevu byla supernova již příliš nízko nad obzorem pro velký 2,5m teleskop) a v téže době ji začala sledovat ultrafialová družice IUE. Během prvního měsíce po objevu vydalo ústředí v Cambridgi rekordní počet 35 cirkulářů IAU s expresními informacemi.

V době exploze naneštěstí nepracovala vysoce citlivá kryogenní zařízení pro detekci gravitačních vln, jejichž citlivost by byla snad právě stačila na záznam krátkého impulzu gravitačního záření, ohlašujícího kolaps jádra modrého veleobra Sk-69°202. Jediným téměř přímým dokladem kolapsu se tak stala neutrina, jež podle teoretického předpokladu odnesla energii 3.10⁴⁶ J během několika sekund. Ta se však uvolňují s několikasekundovým zpožděním, daným dočasnou neprůhledností hustého plynu kolabující hvězdy pro neutrina. Odhaduje se, že úhrnem bylo vysláno 10⁵⁸ neutrin, z nichž čtverečním metrem zemského povrchu prošlo 10¹⁴ neutrin a každý čtyřtisící člověk na Zemi pocítil jednu interakci s nimi ve svém těle. Tyto interakce přirozeně nikdo nezaznamenal; se štěstím se to povedlo v čase 7h 35min UT dne 23. února 1987 v pozemních detektorech částic v Japonsku a v USA. V americkém detektoru IMB ve státě Ohio totiž pro výpadek proudu nepracovala čtvrtina z 2 048 zapojených fotonásobičů a v japonském detektoru skončili rutinní kalibraci zařízení jen několik minut před příchodem neutrin ze supernovy. Navíc jim další den vypadl proud, což znemožnilo dodatečnou přesnou časovou kalibraci záznamů.

Analýza oněch 19 neutrin, resp. antineutrin přesvědčila astrofyziky, že v zásadě měly pravdu modelové výpočty průběhu kolapsu a následné exploze supernovy. Je však překvapující, že explodoval modrý, a ne červený veleobr a že hvězda nejevila od r. 1934 do doby několika hodin před explozí žádné měřitelné změny optické jasnosti. Udivující je též, že rázová vlna po kolapsu proběhla celou hvězdou za pouhé 3 hodiny – svědčí to o poměrně malých rozměrech hvězdy-předchůdce.

Brzo po výbuchu bylo zaznamenáno rádiové záření na decimetrových vlnách, které však opět zmizelo již počátkem března 1987. Rentgenové záření objevila japonská družice Ginga a sovětská orbitální stanice Mir (experiment Kvant) teprve v polovině srpna. Záření bylo extrémně tvrdé s maximem v oblasti 25 ÷ 300 keV a dosáhlo výkonu 2.10³¹ W. Světelná křivka supernovy se neustále odlišuje od všech předpovědí. Po rychlém nástupu z 12,3 mag na cca 4,5 mag se jasnost supernovy dále pozvolna zvyšovala a dosáhla maxima 80 dnů po kolapsu (kolem 20. 5.), kdy byla 2,8 mag. Od té doby jevila exponenciální pokles jasnosti, jenž skončil 250 dnů po kolapsu. Toto anomální chování se vysvětluje radioaktivním rozpadem nuklidů ⁵⁶Ni a ⁵⁶Fe, což je normálně typickým projevem supernov typu I (SN 1987A se všeobecně klasifikuje jako supernova typu II).

Příslušnost supernovy do Velkého Magellanova mračna potvrdila pozorování celého „lesa“ interstelárních absorpčních čar vápníku a sodíku odpovídající mezihvězdným mračnům jak v této nejbližší cizí galaxii, tak i v intergalaktickém prostoru a v naší Galaxii. Hvězda tvořila malou skupinku s dalšími dvěma složkami, které se nacházejí v úhlové vzdálenosti 1,4″ a 2,65″ od supernovy a jsou rovněž modrými objekty 15,3 mag a 15,7 mag. Jelikož tyto hvězdy vznikly téměř určitě současně a jelikož jejich hmotnost činí až 10 M_☉, vyplývá odtud, že hmotnost supernovy před výbuchem byla vyšší – odhady se pohybují v rozmezí 15 ÷ 20 M_☉. Systém tří hvězd patří do obří oblasti ionizovaného vodíku kolem hvězdy 30 Doradus, která je největší v celé místní soustavě galaxií. Obsahuje řadu velmi mladých masivních hvězd, takže pravděpodobnost exploze supernovy právě zde byla vlastně poměrně vysoká.

Většina astronomů se shoduje v názoru, že to nejlepší při pozorování supernovy máme před sebou, ačkoliv (spíše právě protože) SN 1987A přestala být koncem r. 1987 pozorovatelná prostým okem. Jakmile se totiž opticky zředí plynný obal supernovy, budeme moci nahlédnout dovnitř ke zdroji všeho toho ohňostroje a podle rozličných předpovědí pozorovat rentgenové i gama záření, rádiový pulzar a jiné projevy neutronové hvězdy, která patrně zbyla na místě modrého veleobra. Robert Kirshner, jeden z nejpilnějších astronomů studujících supernovu, vyjádřil současný stav jejího výzkumu výstižně slovy: „Tahle supernova – to je jako když se vám narodí miminko. Nejprve máte nesmírnou radost – a ta se dále zvětšuje –, jenže současně musíte miminko vypiplat, a to je také velmi tvrdá práce.“ Přitom naše radost může opravdu v dohledné době znovu vzrůst. Už od r. 1604 totiž čekáme na supernovu v naší Galaxii a – jak poznamenal neúnavný statistik S. van den Bergh – v tuto chvíli jsou na cestě k nám zprávy o explozi 500 supernov v naší Mléčné dráze.

Jsou-li supernovy vzácné, pak ještě o řád vzácnější jsou rentgenové dvojhvězdy, jichž je v Galaxii známo pouze několik desítek a jejichž rozmanité projevy nás neustále dokáží překvapovat či úplně zaskočit. K takovým překvapením zajisté patří objev rentgenové dvojhvězdy s nejkratší orbitální periodou, ohlášený L. Stellou aj. Tito autoři zpracovávali měření z dnes již nefungující družice Exosat a zjistili, že rentgenové záření zdroje 4U 1820-30 v kulové hvězdokupě NGC 6624 je modulováno s periodou 11 minut a amplitudou 3 %. Pozorování lze interpretovat jako oběžný pohyb opravdu těsné dvojhvězdy s délkou velké poloosy pouhých 133 000 km (hvězdokupa i dvojhvězda jsou od nás vzdáleny 20 000 světelných let). Hlavní složkou systému je neutronová hvězda o hmotnosti 1,3 M_☉, kolem níž obíhá bílý trpaslík o hmotnosti 0,05 M_☉. Jeho neuvěřitelně nízkou hmotnost lze vysvětlit tím, že vyplňuje Rocheův lalok a ztrácí hmotu ve prospěch neutronové hvězdy, takže se časem zcela vypaří.

K osobitým projevům neutronových hvězd patří i silné záření gama, které bylo zjištěno zejména u mladých pozůstatků supernov v Plachtách a v Býku (Krabí mlhovina). Tento poznatek podnítil čínského astronoma Žen-Ru Wanga k pokusu ztotožnit i další zdroje záření gama s pozůstatky historických supernov z čínských archivů. Podle koincidencí v polohách usoudil, že zdroj záření gama 2CG 353+16 v souhvězdí Štíra je pozůstatkem supernovy ze 14. století př. n. l. – jde o vůbec nejstarší záznam o supernově. Další zdroj 2CG 054+01 odpovídá supernově z r. 1230, která byla vidět očima přes tři měsíce. Konečně záhadný zdroj Geminga (2CG 195+04) by měl být totožný s pozůstatkem supernovy z r. 437 n. l.

J. L. Attela aj. publikovali druhý katalog zábleskových zdrojů záření gama, které byly zachyceny 10 kosmickými aparaturami mezi zářím 1978 a únorem 1980. Z nich 80 má zaručené polohy. Žádný z katalogizovaných zdrojů nevzplanul v tomto údobí opakovaně, takže odtud vyplývá minimální rekurence řádu měsíců až let. Výjimkou je měkký rekurentní zdroj GRB 790107 (1806-20), který podle J. G. Larose aj. vzplanul v letech 1979–1986 nejméně 100krát, z toho v jediné hodině dne 16. 11. 1983 celkem 10krát. Každé vzplanutí je charakterizováno krátkým náběhem i poklesem řádu 100 ms a měkkým spektrem v pásmu 30 ÷ 40 keV. M. Livio a R. E. Taam soudí, že neutronová hvězda je obklopena Oortovým kometárním mračnem, jehož zachovaná kometární jádra dopadají na hvězdu v tak svižném tempu. Rekurenci vykazuje také proslulý zdroj GRB 790305 v poloze 0526-66. Podle S. V. Goleněckého aj. vzplanul opakovaně celkem 16krát za 4 roky od prvního superintenzivního vzplanutí. Podle sovětských autorů je rekurence důkazem toho, že zdroj je fakticky blízko (do 100 pc) a na mlhovinu N 49 se promítá náhodně. Pak se pohybují energetické výdaje jednotlivých vzplanutí kolem 10³² J, což je přiměřené.

Dosud zůstává nevyjasněná možnost optických koincidencí zábleskových zdrojů gama. Nejrozsáhlejší materiál z archivů observatoří v Sonnebergu a v Ondřejově zveřejnili R. Hudec aj. Až na jednu výjimku (GRB 790329b) je výsledek prohlídek záporný; nepodařilo se nalézt žádné koincidence v reálném čase ani koincidence archivní. Z těchto měření vyplývají již dosti ostré hranice jak pro poměr optické a gama svítivosti zdrojů, tak pro intervaly rekurence. Předností tohoto jedinečného materiálu je jednak délka zkoumaného intervalu (nejstarší snímky v Sonnebergu jsou z r. 1928 a v Ondřejově z r. 1951) a jednak vícenásobné pokrytí téže části oblohy, což téměř vylučuje lokální efekty a vady v emulzích.

Snad nejvíce údajů o vlastnostech neutronových hvězd se však tradičně daří získávat studiem rádiových pulzarů, jichž je známo již na 500. V poslední době budí největší zájem existence milisekundových pulzarů s periodou kratší než 10 ms. Vyznačují se vesměs neobyčejně malým brzděním rotace, což vysvětlujeme tak, že indukce magnetického pole těchto pulzarů je nejméně o řád nižší než u pulzarů klasických. V loňském roce se podařilo objevit milisekundové pulzary v kulových hvězdokupách M28 (NGC 6626) a M4 (NGC 6121). První z nich, PSR 1821-249, objevili A. G. Lyne aj. zpracováním 16.10⁶ měření na superpočítači Cray-XMP. Je od nás vzdálen 19 000 světelných let a nachází se 10″ od centra kulové hvězdokupy, 2 000 světelných let pod galaktickou rovinou. Jeho impulzní perioda 3,05 ms se zpomaluje tempem 10^-18 s/s, což odpovídá magnetickému poli o indukci 2.10⁵ T. A. Brinklow aj. nalezli pulzar s periodou 11,1 ms v kulové hvězdokupě M4 pomocí 76m radioteleskopu v Jodrell Banku, rovněž zpracováním obsáhlých měření na superpočítači Cyber 205. Pulzar je od nás vzdálen 6 500 světelných let.

Všeobecně se má za to, že milisekundové pulzary vznikly z neutronových hvězd dodatečně, roztočením hvězdy na vysoké obrátky akrecí materiálu z průvodce, který vyplnil Rocheův lalok. Tato omlazovací kůra sice obnoví rádiové záření pulzarů, ale nezvyšuje intenzitu magnetického pole, jehož poločas rozpadu u běžné neutronové hvězdy činí pouze 10⁶ ÷ 10⁷ let. Akrece tempem 10^-8 M_☉/r dokáže neutronovou hvězdu roztočit na 500 ÷ 1 000 obrátek za sekundu během pouhých 10⁷ let. Absence silného magnetického pole způsobí, že jednou roztočená neutronová hvězda se brzdí neobyčejně málo, na periodu 10 ms se zpomalí teprve za 2.10¹⁰ let, což je horní mez dosavadního stáří vesmíru. Předchůdci milisekundových pulzarů jsou patrně málo masivní rentgenové dvojhvězdy; je však záhadou, kam se průvodci, dodávající hmotu, poděli u izolovaných milisekundových pulzarů.

Akrece na neutronovu hvězdu je 12krát účinnějším zdrojem energie než termonukleární reakce. Normální neutronová hvězda se skládá z 10⁵⁷ nukleonů, z toho asi 95 % představují neutrony. C. Alcock aj. soudí, že ani tato konfigurace hmoty není nejstabilnější, takže neutronové hvězdy se po čase mění na podivné kvarkové hvězdy, skládající se převážně z podivných kvarků s. Trochu to připomíná Wittenovy kvarkové nuggety, neboť podivné hvězdy nemají spodní mez hmotnosti, kdežto horní mez činí asi 2 M_☉ při poloměru 10 km. Nejpravděpodobnějším kandidátem podivné kvarkové hvězdy je rentgenový zdroj Cygnus X-3, jenž čas od času vysílá energetické záření neznámé povahy, jak jsme podrobněji uvedli v loňském přehledu.

A. Burrows shrnuje, že hvězdami, v nichž se zapálí termonukleární reakce, jsou všechna tělesa s původní hmotností vyšší než 0,08 M_☉. Ve hvězdách s hmotností do 0,25 M_☉ proběhne pouze hoření vodíku, ale helium se nikdy nezapálí. Pro hvězdy mezi 0,25 M_☉ a 8 M_☉ se posléze helium zapálí, ale uhlík zůstane trvale popelem. Slunce skončí jako bílý trpaslík s hmotností 0,6 M_☉. Teprve pro hvězdy s hmotnostmi 8 ÷ 10 M_☉ se zapálí i uhlík a vzniknou tak hvězdy s jádry z kyslíku, neonu a hořčíku. Pro hvězdy v rozmezí 10 ÷ 12 M_☉ proběhne úplný cyklus termonukleárních reakcí až ke stabilnímu železu. Jedině hvězdy v rozmezí původních hmotností 30 ÷ 60 M_☉ skončí nakonec jako hvězdné černé díry. I když hvězd s touto hmotností je v Galaxii málo, přesto z funkce hmotnosti a hvězdné statistiky plyne, že v Galaxii existuje dnes řádově 10⁶ hvězdných černých děr, z nichž je nepřímo prokázáno stěží půl tuctu.

5. Galaxie a kvasary

Kvasary již několikrát posloužily astronomii při studiu na první pohled velmi odlehlých problémů. Na začátku letošního přehledu jsem se zmínil o tom, jak měření poloh kvasarů umožňuje studovat změny rotace Země a pohyby litosférických desek. Před 20 lety studium rádiové scintilace kvasarů vedlo k epochálnímu objevu pulzarů a před necelými 10 lety tak byla objevena první gravitační čočka jako nezávislý doklad správnosti obecné teorie relativity. Nyní přicházejí R. L. Fiedler aj. s dalším neuvěřitelným objevem, o nějž se zasloužilo pozorování kvasarů na rádiových vlnách na frekvenci 2,7 GHz. Zmínění autoři si všimli, že rádiový tok tří kvasarů se náhle zhruba na týden snížil, a z toho usoudili, že jde o absorpci rádiového záření v mračnech ionizované látky v naší Galaxii. Tato mračna mají v průměru pouze několik astronomických jednotek, pohybují se v příčném směru rychlostí asi 250 km/s a jejich hmotnosti se odhadují v průměru na 10¹⁸ kg, což je přibližně hmotnost větší planetky. I když úhrnná hmotnost takových kompaktních ionizovaných mračen v Galaxii nepřesahuje 100 M_☉, jejich celkový počet převyšuje o tři řády počet hvězd v Galaxii, a činí z nich tedy nejpočetnější populaci objektů vůbec – a přitom až do loňska jsme o nich neměli nejmenší tušení!

Radioastronomové mezitím pokračovali v identifikaci dalších mezihvězdných molekul. F. Combesová aj. nalezli v rádiovém zdroji Sgr B2 aceton v pásmu frekvencí 19 ÷ 25 GHz a B. Turner a J. Bally nalezli v témže zdroji nitrid fosforu PN na frekvencích 94 ÷ 235 GHz. Tím stoupl počet známých mezihvězdných molekul na 65. Dalších 150 čar přísluší podle odhadu 50 dosud neidentifikovaným molekulám. Laboratorní data pro exotické molekuly se totiž v pozemských podmínkách prakticky nedají získat.

To zvlášť dramaticky potvrdili sovětští astronomové studující dlouhovlnné rádiové spektrum radioteleskopy RT-22 v Puščinu a UTR-2 poblíž Charkova. Studovali teoreticky a posléze experimentálně spektrum vysoce excitovaných atomů s přeskoky elektronů na vysokých energetických hladinách s kvantovými čísly 100 ÷ 733. Odpovídající spektrální čáry spadají do oblasti centimetrových až dekametrových rádiových vln a jejich intenzita je teoreticky tak nepatrná, že po dlouhou dobu nikdo nedoufal, že se je podaří vůbec zaregistrovat (intenzita čar totiž klesá s 5. mocninou hlavního kvantového čísla n). Navíc se v dlouhovlnném pásmu silně uplatňuje atmosférický šum a průmyslové poruchy, takže pozorování je možné obvykle jen v období minima sluneční činnosti.

K prvnímu průlomu došlo roku 1964, kdy v Puščinu a Pulkově radioastronomové objevili čáry příslušející přeskokům kolem 105. až 90. hladiny v pásmu centimetrových vln. V roce 1979 A. A. Konovalenko a L. D. Sodin nalezli čáru o vlnové délce 11,5 m (26 MHz) ve směru ke zdroji Cas A, odpovídající přeskoku mezi 632. a 631. hladinou uhlíkového atomu. Konečně charkovským dekametrovým radioteleskopem se podařilo nalézt čáru uhlíku o vlnové délce 18 m (16,7 MHz), odpovídající přeskoku mezi 733. a 732. hladinou. Uhlíku je v mezihvězdném prostoru sice asi o 4 řády méně než vodíku, ale jeho ionizační potenciál 11,2 eV je nižší než u vodíku (13,6 eV), takže uhlík v mezihvězdném prostoru snáze přichází o elektrony a při následné rekombinaci snáze vyzařuje příslušné spektrální čáry. Dekametrová spektroskopie naznačila, že v mezihvězdném prostoru mohou existovat vzbuzené atomy s elektrony až na tisící energetické hladině. Rozměry těchto atomů jsou milionkrát větší než v běžných laboratorních podmínkách – dosahují totiž viditelných rozměrů kolem 0,1 mm!

Rádiová měření vlastních pohybů molekulových mračen, vykonaná M. Reidem aj., vedla k podstatné revizi rozměrů Galaxie, pro níž nyní vychází vzdálenost Slunce od jádra Galaxie pouze 23 000 světelných let. K podobné hodnotě 25 000 světelných let nyní dospěli J. A. Caldwell a J. M. Coulson na základě určování vzdáleností a radiálních rychlostí cefeid. Podle této revize obíhá Slunce kolem centra Galaxie rychlostí 230 km/s.

Rádiový zdroj Sgr A^nevykázal za 5 let radioinferometrických měření žádný vlastní pohyb, takže jde s jistotou o fyzikální i geometrický střed Galaxie, a nejspíš o černou veledíru s hmotností 4.10⁶ M_☉. Ještě masivnější černou veledíru 1.10⁷ M_☉ obsahuje podle J. Kormendyho jádro galaxie M31 v Andromedě. Tato galaxie je od nás vzdálena 2,3 milionu světelných let a představuje nejsvítivější galaxii v místní soustavě s absolutní hv. velikostí -21,6 mag. Naše Mléčná dráha je o 1 mag slabší a na třetím místě je galaxie M33 s -19,1 mag. Vynikající snímky detailů v galaxii M33 pořídili v průběhu posledních 8 let astronomové marseillské observatoře pomocí sovětského 6m reflektoru. Umožnilo jim to podrobně zkoumat bubliny, smyčky a filamenty mezihvězdného prostředí, v němž probíhají mocné energetické změny.

Počítačové simulace prokázaly, že během nejbližších 3 miliard let se naše Galaxie přiblíží k obří galaxii M31. Podobné simulace dokazují, že před 200 miliony let se srazily Velké a Malé Magellanovo mračno; to se projevilo deformacemi tvaru méně hmotného Malého mračna, které slapové síly naší Galaxie v astronomicky blízké budoucnosti zcela roztrhají. Slapový ohřev naší Galaxie působí v současné době překotnou tvorbu hvězd v obou mračnech, jak prokázala infračervená měření z družice IRAS. Naopak zase slapové působení Velkého Magellanova mračna ovlivňuje vzhled spirální struktury naší Galaxie. Ke všem těmto počítačovým simulacím potřebujeme současné nejvýkonnější superpočítače 4. generace, neboť realistický výpočet průběhu interakce dvou galaxií vyžaduje počítat vzájemné působení nejméně 10⁶ hmotných bodů (každý z nich reprezentuje 10⁵ hvězd, takže stále jde o silné zjednodušení skutečného problému).

Rozvoj pozorovací techniky umožnil dosáhnout vpravdě fantastických výkonů při studiu vzdálených galaxií. R. A. Windhorst aj. hledali optické protějšky slabých rádiových zdrojů na dlouze exponovaných snímcích 4m teleskopem CTIO. Podařilo se jim identifikovat 50 % zdrojů s optickými protějšky do 23 mag (v oboru V), 85 % do 24,5 mag (v oboru R) a 97 % zdrojů do 26,5 mag (rovněž v oboru R). Odtud usuzují, že zmíněné rádiové zdroje představují extrémně vzdálené galaxie se silnou tvorbou hvězd, která – jak ukazuje zkušenost s družicí IRAS – se vždy projeví přebytkem v červené a infračervené oblasti spektra.

V kupě galaxií v souhvězdí Vlasů Bereniky, vzdálené od nás 330.10⁵ světelných let, se nyní podařilo snímkovat kulové hvězdokupy do limitní hvězdné velikosti 25,7 mag a konečně J. A. Tyson a P. Seitzer pořídili 4m teleskopem CTIO 12 šestihodinových snímků oblasti jižního galaktického pólu ve třech filtrech s mezní hvězdnou velikostí 27 mag! Většina objektů na těchto vynikajících snímcích jsou vzdálené galaxie, patrně s červenými posuvy z v intervalu 6 ÷ 10. Jsou vesměs nápadně modré, což znamená, že je v nich mnoho mladých masivních hvězd, v souladu s představou, že tyto galaxie pozorujeme ve stáří 1 ÷ 2 miliardy let po velkém třesku. E. Baron a S. D. White soudí, že radiogalaxie 3C 326.1 s červeným posuvem z = 1,8 je případem protogalaxie, kde teprve 60 % mezihvězdné látky zkondenzovalo na hvězdy. Tvorba hvězd tam dosud probíhá překotně, tempem 300 M_☉/r (v naší Galaxii stěží 1 M_☉/r). Ještě zřetelnější protogalaxií v naší poměrné blízkosti (z = 0,08, d = 215 Mpc) objevili G. D. Bothun aj. Jde o galaxii Malin 1 (1234+146) s průměrem plných 750 000 světelných let a s ohromujícím množstvím mezihvězdného neutrálního vodíku o hmotnosti 1.10¹¹ M_☉ (naše Galaxie ho má 30krát méně). Tím více je udivující, že tato protogalaxie se nachází v kosmologické proluce v souhvězdí Panny. S. M. Simkinová objevila pomocí antény VLA obří rádiové halo galaxie NGC 262 o průměru 1,3 milionu světelných let. Vůbec největší rádiový chvost vykazuje podle J. P. Velléeho a R. S. Rogera galaxie IC 711 – jeho hlavní osa měří plné 3 miliony světelných let.

Velkým překvapením při hluboce exponovaných snímcích galaxií je však objev obřích svítících oblouků G. Soucailovou aj. a R. Lyndsem a V. Petrosianem. Tyto oblouky o úhlové délce až 110° se pozorují v jádrech tří Abellových kup A 370, A 2218 a A 2242-02. Jsou poměrně úzké a vynikají stejnorodostí a nápadně modrou barvou. Po jistém váhání nad jejich podstatou nyní získal na vážnosti zprvu bizarní nápad B. Paczyńského, že jde o projevy gravitačních čoček, přičemž zobrazována je buď galaxie, nebo kvasar a zobrazující čočka (gravitátor) je masivní eliptická galaxie nebo dokonce celá kupa galaxií. Statistické odhady praví, že při počtu známých kup kolem 2 000 v intervalu červených posuvů 0,25 ÷ 1 bychom měli pozorovat asi 20 oblouků. Jelikož zatím bylo prohlédnuto asi 400 kup, statistika nadějně souhlasí a navíc G. Soucailová aj. změřili červený posuv modrého oblouku v kupě A 2244-02 (z = 0,724) pomocí emisních čar 0 II a Mg II. Jelikož kupa sama má z = 0,33, nelze vlastně úkaz jinak než efektem gravitační čočky kloudně vysvětlit. V tomto případě by byl zobrazovaným objektem kvasar, jehož světlo by bylo gravitační čočkou současně zesíleno. Obdobné gravitační zesílení světla může podle O. Le Févra aj. vysvětlit mimořádnou svítivost obří radiogalaxie 3C 324 s červeným posuvem z = 1,21. Spektra 3,6m reflektorem CFHT totiž prokázala přítomnost mezilehlé galaxie se z = 0,84, která je odpovědná za tuto gravitační fatu morgánu.

Když před půl stoletím F. Zwicky počítal pravděpodobnost gravitačního zobrazení vzdálených zdrojů galaxiemi, sotva mohl tušit, že dnes budeme znát již 7 dobře ověřených případů gravitační čočky, při níž vzdáleným zdrojem je více méně bodový kvasar. Loni však S. Djorgovski aj. získali důkazy, že dvojitý kvasar poblíž rádiového zdroje PKS 1145-071 není rozdvojen gravitační čočkou, ač úhlová vzdálenost obou obrazů činí jen 4,2″ a jejich červený posuv je shodný (z = 1,345). Ukázali totiž, že jen jedna složka je zdrojem rádiového záření, kdežto druhá je rádiově tichá (efekt gravitační čočky nezávisí na vlnové délce záření). Odtud vychází, že jde o reálný (fyzický) pár zhroucených supermasivních objektů s úhrnnou hmotností 10¹¹ M_☉ – nejméně o řád vyšší, než se dosud pro kvasary uvažovalo.

Téměř na pokraji sci-fi se zdá být nejnovější úvaha B. Paczyńského o gravitačních mikročočkách v halu naší Galaxie. Jsou-li tam objekty hmotnější než 10^-6 M_☉ (planety o hmotnosti Marsu či větší), bude docházet vlivem vlastních pohybů k zákrytům hvězd v okolních galaxiích, a tím k dočasnému růstu jejich jasnosti efektem gravitační čočky. Pro uvedené hmotnosti čoček vychází minimální trvání zákrytu na 2 hodiny, takže podle návrhu autora bychom měli po dobu několika let nepřetržitě monitorovat jasnosti 10⁶ nejjasnějších hvězd ve Velkém Magellanově mračnu a z krátkých zvýšení jasnosti odhalit nepřímo četnost masivních objektů v halu Galaxie.

Velký pokrok při studiu kvasarů se odráží v údajích z nejnovějšího katalogu kvazistelárních objektů, uveřejněného A. Hewittovou a G. Burbidgem. Katalog měl uzávěrku v září 1986 a obsahuje údaje o 3 681 objektech, z nichž je 87 blazarů. Pro porovnání: v I. katalogu z r. 1977 se nacházelo 637 kvasarů, v r. 1980 jich bylo známo 1 550 a v r. 1985 2 900. Podle D. Cramptona pozorujeme maximum četnosti kvasarů pro červený posuv z = 1,7. Autor dále soudí, že pro větší z počet kvasarů reálně klesá, zvláště pro červené posuvy větší než 3,3. To však může být z větší části způsobeno výběrovými efekty při hledání kvasarů. Většina kvasarů totiž rádiově nezáří a opticky se hledají těžko, neboť při velkých červených posuvech nejsou nápadné přebytkem ultrafialového záření (tento přebytek se sám přesune do červené oblasti spektra). V uplynulém roce se totiž podařilo kombinací přímých filtrových fotografií a nízkodisperzních přehlídkových snímků objevit celkem 6 kvasarů s červenými posuvy většími než 4. Současný rekord drží kvasar 0051-279 (20 mag) v souhvězdí Sochaře, objevený S. J. Warrenem aj. s červeným posuvem z = 4,43.

Mnoho nových poznatků o kvasarech vyplývá z infračervené přehlídky družicí IRAS, při níž bylo zaznamenáno 74 kvasarů v pásmu 60 a 100 μm a dokonce plných 162 blazarů. Tyto infračervené „hlučné“ objekty představují jednak spojovací článek mezi extrémně zářivými Seyfertovými galaxiemi a galaxiemi s aktivními jádry, jednak spojku mezi rádiově hlučnými a rádiově tichými kvasary. Podle všeho se zdá, že infračervené blazary s fantastickou svítivostí až 10¹⁵ L_☉ představují srážky galaxií, které způsobí vymetení mezihvězdného prachu a plynu a rovněž jeho akreci na centrální černou veledíru.

Tato černá veledíra rotuje a rotační osa jeví precesi s periodou stovek roků, což se zajímavým způsobem odráží na výtryscích částic i záření, usměrněných do úzkých kuželů, obdobně jako je tomu v miniaturním provedení u kompaktní složky podivuhodné dvojhvězdy SS 433 v naší Galaxii. Podle B. V. Komberga tak lze přirozeně vysvětlit i známé nadsvětelné rychlosti výtrysků (uzlíků) v řadě kvasarů. Tryskající relativistické částice či záření prostě ozařuje již existující vnější mračna prachu a plynu, což se nám zdálky jeví jako nadsvětelný pohyb. (Kdybychom světlometem otáčejícím se kolem dokola 10⁴krát za sekundu osvětlovali mraky ve výšce 5 km nad Zemí, bude po nich světelná skvrna klouzat nadsvětelně.)

Zcela kuriózní vysvětlení mocné zářivosti kvasarů nabídli Z. J. Courvoisier a D. Kunth. Jde vlastně o intelektuální taškařici, založenou však kupodivu na docela standardní fyzice bez černých děr nebo supravodivých kosmologických strun. Předpokládejme, že existuje pokročilá civilizace, která míní potrápit pozemské astronomy něčím neobvyklým. Posbírá tedy v přilehlém kosmickém okolí 10³ M_☉ vodíku pro soustavu termonukleárních elektráren. Posbírá dále 5.10³ M_☉ křemíku, sodíku, mědi, wolframu atd. na výrobu 10³⁶ kusů 100W žárovek. Do krychle o hraně 1 AU lze všechny žárovky srovnat se vzájemným odstupem 15 cm. Montéři (nebo roboty?) oné civilizace posléze žárovky připojí na termonukleární elektrárnu a dostanou tak zářivý výkon 10³⁸ W, což postačí na simulaci standardního kvasaru (žárovky lze pro zvýšení realistického dojmu čas od času hromadně zapínat a vypínat, abychom napodobili rychlou proměnnost kvasarů). Ona cizí civilizace musí být ovšem svému záměru vskutku oddána, aby totiž včas stihla usadit všechny žárovky a propojit je s elektrárnou. Každou sekundu je třeba zapojit 10¹⁹ žárovek, aby se to od velkého třesku do dneška vůbec stihlo.

6. Kosmologie

Především bychom konečně rádi věděli, kdy vlastně k velkému třesku došlo. Loni publikované hodnoty Hubbleovy konstanty H₀ se stále navzájem silně liší v intervalu 40 ÷ 102 km/s/Mpc,, čemuž odpovídá Hubbleovo stáří od 9,6 do 24,4 miliardy let a skutečné stáří rovné jen 2/3 zmíněných hodnot. Zevrubnou analýzu nezávislých určení stáří vesmíru publikoval W. A. Fowler, jemuž porovnáním různých nezávislých metod nakonec vychází skutečné stáří vesmíru kolem 11 miliard let (H₀ = 57).

Pro blízké galaxie pozorujeme odchylky od ideálního Hubbleova vztahu, které svědčí o systematických pekuliárních pohybech místní soustavy a i místní nadkupy galaxií ve směru k souhvězdí Jižního kříže, kde se ve vzdálenosti přes 300 milionů světelných let zřejmě nalézá mimořádně masivní soustava galaxií s hmotností nejméně 10¹⁶ M_☉. Nakupení nelze pozorovat přímo, neboť se nalézá v opomíjeném pásmu galaxií. Tento závěr vyplývá z pětiletého studia pohybů nejméně 400 galaxií a je nezávisle podporován měřením dipólové anizotropie reliktního záření, vůči němuž se místní soustava galaxií pohybuje rychlostí 600 km/s a vzdálená nadkupa Hydra-Centaurus dokonce rychlostí 1 000 km/s.

Odtud nepřímo vyplývá, že vesmír je nehomogenní na daleko větší prostorové stupnici, než se dosud soudilo. To je na pováženou s ohledem na vynikající homogenitu pole reliktního záření (po odečtení dipólové anizotropie) v relativním měřítku nejméně 2.10^-5. Velkorozměrová struktura vesmíru se donedávna přirovnávala k mýdlové pěně, kde se galaxie nacházejí na stěnách bublin a uvnitř jsou proluky bez galaxií. Nyní se zdá, že pěna je pouhým detailem v pravém velkorozměrovém rozložení, v němž jsou proluky navzájem propojeny, a rovněž nadkupy galaxií vytvářejí struktury větších rozměrů, pospojované navzájem svítícími filamenty a mosty (o délce přes 1,3 miliardy světelných let). Musíme si totiž uvědomit, že až dosud jsme byli schopni zjišťovat trojrozměrnou strukturu galaxií pouze v přilehlém 1 % objemu vesmíru (červené posuvy z ≥ 0,05), takže její extrapolace byla zkrátka příliš nejistá.

Vývoj v tomto oboru kosmologie je díky pokroku pozorovací techniky opravdu rychlý: vždyť první nadkupy galaxií byly rozpoznány teprve r. 1978 (dnes jich známe nejméně 12 a některé obsahují až 40 kup; místní nadkupa má jádro tvořené 11 kupami a halo složené z 50 kup galaxií) a první proluky až r. 1981 (dnes jich známe 30 a největší z nich mají průměr 250 milionů světelných let).

Složitost velkorozměrové struktury vesmíru dále komplikuje skutečnost, že alespoň 90 % hmoty vesmíru vůbec nepozorujeme – projevuje se pouze nepřímo svou gravitací. Podle J. Silka to zčásti souvisí se samotným procesem vzniku galaxií v raném vesmíru. Ty se totiž vytvářejí jen z největších hustotních fluktuací, kdežto menší fluktuace k tvorbě galaxií nevedou – a takových nedostatečných fluktuací je převážná většina. Tím lze vysvětlit výskyt proluk. Pouze menší část skryté hmoty vesmíru mohou představovat baryony v podobě menších, málo masivních objektů o hmotnosti 10¹⁸ ÷ 10²⁷ kg (planetky až Jupitery). Ty se nejspíš koncentrují v galaxiích a v principu mohou vysvětlit, proč dynamická hmotnost galaxií je o řád větší než hmotnost odvozená z výskytu svítivých objektů (hvězd a mezihvězdných mračen).

Větší část skryté látky vesmíru však nepodléhá fluktuacím pro slabost interakce s běžnou látkou. Jsou to chladné nebaryonové částice, jejichž existence vyplývá buď z požadavků symetrie v teoriích velkého sjednocení (axiony), anebo přímo ze supersymetrických teorií (fotina, gravitina apod.). Neutrina se jako kandidáti na skrytou hmotu nehodí nejméně ze dvou důvodů: neumožňují včasný zrod galaxií a nemají dostatečnou klidovou hmotnost.

Spekulace o povaze skryté látky nejsou ovšem nijak u konce, jak o tom svědčí výsledek kuriózního hlasování na 117. sympoziu IAU, jež bylo celé věnováno tomuto problému. Skrytou látku kosmologové potřebují především proto, aby se dostali do blízkosti kritické hustoty vesmíru, na rozhraní mezi uzavřenými a otevřenými modely. Obvykle to vyjadřujeme bezrozměrným faktorem Ω, jehož hodnota pro kritickou hustotu je přesně 1 a pro podkritickou hustotu je menší než 1. Při hodnotě Ω > 1 by byl vesmír uzavřený. Hlasování dopadlo takto:

A tak i nadále platí výrok I. D. Novikova, že otázka, zda je vesmír otevřený, zůstává otevřenou.

I. D. Novikov byl nesporně hvězdou loňského X. evropského regionálního zasedání IAU v Praze, na němž hovořil o nejnovějším vývoji v kosmologii. Ten je spjat s pojmem kosmické inflace, kterou v noci 6. 12. 1979 vymyslel A. Guth jako odpověď na otázku, proč je vesmír nutně tak plochý (tj. tak blízko hodnoty Ω = 1). Guth tehdy pracoval na katedře teoretické fyziky Stanfordovy univerzity v Kalifornii a po celonočním odvozování rovnic pro překotné rozfouknutí vesmíru stačil ráno zajet na cestě do práce rekordní čas na svém bicyklu. Guth při svých úvahách využil skutečnosti, že raný vesmír je velmi stejnorodý (jak o tom svědčí homogenita reliktního záření) a horký, takže fyzika raného vesmíru je podstatně jednodušší než třeba fyzika zemské atmosféry. Proto se dají osudy raného vesmíru spočítat snáze než třeba předpovídat počasí na den dopředu.

Původní Guthova domněnka byla postupně řadou autorů zdokonalena. V nejnovějším provedení inflace představuje podle A. D. Lindeho velmi univerzální proces, který nejenže vysvětluje speciální vlastnosti našeho vesmíru (plochost, homogenitu, nepřítomnost topologických defektů), ale dává smysl i kontroverznímu antropickému principu. Inflace totiž probíhá zákonitě i ve většině ostatních zárodečných fluktuací – minibublinách cizích vesmírů, které neustále vznikají z prostoročasové pěny kvantovými fluktuacemi vakua. Speciální vyladění našeho vesmíru, na které poukázal antropický princip, pak není nijak překvapující: v různých minibublinách budou mít soubory fyzikálních konstant všechny možné kombinace hodnot a v mnoha z nich nastane inflace, která bude probíhat odlišným tempem v různých počtech geometrických rozměrů. Náš vesmír je takový, jaký je, prostě proto, že souběžně s ním existuje nekonečné množství paralelních vesmírů, které se od toho našeho více či méně liší. Za svou odlišnost však platí faktem, že v nich většinou nemohou existovat inteligentní pozorovatelé. Všechny tyto vesmíry jsou kauzálně propojeny v jediném časoprostorovém bodě – v počáteční singularitě. Podle Lindeho z velkolepého divadla světa vidíme jen nepatrný výsek jedné scény, ale i to je ohromující podívaná.

Podle G. F. R. Ellise máme ostatně i v rámci naší vesmírné bubliny nesmírné štěstí, že můžeme pěstovat kosmologii. V raném vesmíru to totiž zajisté nešlo, neboť reliktní záření bylo tak horké, že vesmír byl kvůli volným elektronům neprůhledný pro elektromagnetické záření. Kromě toho z vodíku a helia nelze postavit žádný měřící přístroj. Toto omezení se týká celé první miliardy let po velkém třesku, kdy ještě nebyly k dispozici těžší prvky pro sestavení měřících nástrojů ani pro inteligentní mozky. Pokud se vesmír rozpíná trvale, skončí epocha kosmologických pozorování nejpozději za 100 miliard let, kdy následkem expanze budeme s to sledovat jen místní soustavu galaxií, takže už nebudeme moci experimentálně ověřovat platnost Hubbleova zákona. Pokud se expanze vesmíru změní v kontrakci (Ω > 1), potrvá epocha observační kosmologie jen do chvíle, kdy život ve vesmíru bude definitivně zničen stále teplejším reliktním zářením. Ellis odtud usuzuje, že naše kosmologické domněnky odrážejí spíše podmínky epochy, v níž vznikly, než pravé vlastnosti vesmíru. Vždyť i sama formulace kosmologických otázek je zajisté ovlivněna dobou, v níž byly otázky položeny. Ellis považuje za pozoruhodný fakt, že epocha observační kosmologie se patrně kryje s epochou přípustné existence života ve vesmíru. Nicméně v některých obdobích epochy života není ani principiálně možné získat správnou představu o vesmíru, protože pozorování dávají příliš nedostatečné a dokonce zkreslené podklady pro kosmologické domněnky.

7. Přístroje a astronomie

Tak například teorie velkého sjednocení předvídají poločas rozpadu protonu 10³² let, což se experimentálně nepotvrzuje. Jestliže však je stabilita protonu vyšší – poločas snad až 10⁴⁷ let, jak tvrdí někteří autoři – stěží nalezneme způsob, jak tento údaj experimentálně ověřit, neboť pak bychom museli jako detektorů využít protonů v celém tělese Země. Se stejnými obtížemi se setkávají teorie superstrun, vysvětlující jednotně všechny čtyři interakce elementárních částic. Dosud se totiž budují pouze na základě důmyslných matematických konstrukcí, ale nedaří se navrhnout experimentální testy, kterými bychom je mohli ve fyzikálních laboratořích anebo ve vesmíru spolehlivě ověřit. Šéf obřího amerického urychlovače Tevatron L. Lederman vyjádřil ideál současné fyziky slovy: „Chceme vysvětlit celý vesmír pomocí jediné a jednoduché formule, kterou můžete nosit vytištěnou na tričku.“ Jak se zdá, bavlna na tato trička se dosud neurodila.

Z problémů společných částicové fyzice a kosmologii stále nejvýše vyčnívá problém hmotnosti neutrin a otázka přímé detekce gravitačních vln. Laboratorní horní mez klidové hmotnosti neutrin se odhaduje na 25 eV/c², kdežto pozorování neutrin ze supernovy 1987A dávají horní mez 11 eV/c², či spíše ještě méně. Deficit slunečních neutrin zůstává i nadále znepokojující, a tak se s napětím očekávají výsledky měření z baksanské observatoře na Kavkaze, z tunelu pod Gran Sasso v Itálii a z podzemních observatoří v Japonsku a USA. První spolehlivá měření lze očekávat již roku 1990.

Zatím žádné gravitační vlny nebyly zaznamenány ani při sledování změn rychlosti letu kosmické sondy Pioneer 11, ani pomocí kryogenních detektorů gravitačních vln v USA a Itálii. Větší naděje se vkládají do laserových interferometrů s velmi dlouhou základnou, jež se budují v USA, Velké Británii a NSR a jež by měly fungovat v první polovině 90. let.

Fantastický pokrok čeká pozemní optickou astronomii, neboť plány na výstavbu obřích zrcadlových teleskopů se již začínají realizovat. Nejdále pokročila výstavba 10m Keckova teleskopu konsorcia kalifornských univerzit na vrcholu sopky Mauna Kea na Havajských ostrovech. Kopule je už dokončena a začíná se s montáží teleskopu. Do USA byla již dodána první tři segmentová zrcadla o průměru 1,8 m – celkem jich bude potřeba 36. První světlo z teleskopu se očekává r. 1991, 14 let po zahájení projektu. V roce 1992 má být dokončen binokulární teleskop 2 × 8 m s délkou základny 23 m (Columbus) na Mt. Grahamu v Arizoně, sloužící zejména jako obří interferometr. V témže roce má vícezrcadlový teleskop MMT v Arizoně dostat jedno 6,5m zrcadlo. Už teď je vlastně obřím interferometrem o délce základny 6,9 m a svůj výkon prokázal věrným interferometrickým zobrazením geostacionární družice o průměru 13 m s rozlišením 0,5 m. V polovině 90. let bude pracovat další 8m teleskop na chilské observatoři Las Campanas a spektroskopický 8m teleskop v Texasu. Japonci hodlají vybudovat 7,6m teleskop na Havajských ostrovech (patrně poslední velký teleskop na Mauna Kea, kde už začíná pěkná tlačenice) a konsorcium 9 německých univerzit plánuje výstavbu 10m teleskopu DGT. Britští astronomové hodlají postavit obří Schmidtovu komoru s průměrem primárního zrcadla 5,2 m a polem 2°. Pomocí vláknové optiky by měla komora zvládnout současné pořízení 1 000 spekter. Podle všeho vypadne 5,1m Haleův reflektor na Mt. Palomaru z první desítky největších teleskopů světa ještě před rokem 2000.

Střední dalekohledy o průměru 2,2 m, resp. 23,3 m uvedli nedávno do chodu mexičtí a indičtí astronomové. Konečně v létě roku 1987 byl zahájen provoz 4,2m Herschelova teleskopu na ostrově La Palma. Teleskop WHT je ze 4/5 financován Velkou Británií a z 1/5 Holandskem.

Velké optické dalekohledy jsou čím dál více využívány také pro infračervenou astronomii, a to zejména během dne. Pro špičkové nároky bude sloužit letecká observatoř SOFIA na palubě upraveného letounu B-747, která ponese zrcadlo s průměrem 3 m a která počátkem 90. let více než nahradí úspěšnou Kuiperovu leteckou observatoř KAO. Podobně družice IRAS dostane roku 1993 svého pokračovatele – družici ISO, vypuštěnou raketou Ariane na 12h dráhu. Životnost družice ISO bude 18 měsíců a spektrální rozsah 3 ÷ 200 μm při citlivosti až 3krát vyšší, než měla družice IRAS.

Počátkem ledna 1988 oslavila 10 let velmi úspěšné činnosti ultrafialová družice IUE, nejúspěšnější astronomická umělá družice vůbec. Její nominální životnost byla plánována na 3 roky, takže notné přesluhování navzdory problémům s gyroskopy (ze šesti pracují již jen dva) se astronomům bohatě vyplatilo. Žádné astronomické zařízení se totiž nemůže pochlubit obdobnou účinností: na základě pozorování z družice IUE bylo již zveřejněno přes 1 000 vědeckých prací.

Koncem roku 1986 byly uvedeny do chodu submilimetrové teleskopy na Mauna Kea. Kalifornský 10,4m teleskop je určen pro rozsah 0,3 ÷ 1 mm a britsko-holandský Maxwellův 15m teleskop pracuje v pásmu 0,8 ÷ 4 mm. Oba přístroje lze užít spřaženě jako interferometr o základně 160 m. Na hoře Pico Veleta ve Španělsku byl zahájen provoz 30m radioteleskopu IRAM, jenž pracuje v milimetrovém pásmu nad 0,87 mm, a v observatoři ESO v Chile stojí jeho 15m replika SEST. Také povrch obřího radioteleskopu v Arecibu bude znovu překonstruován, aby umožnil pozorování až po vlnovou délku 2 mm.

Zatímco optičtí astronomové netrpělivě čekají na vypuštění Hubbleova kosmického teleskopu patrně koncem r. 1989 (měsíční náklady na jeho skladování dosahují 7 milionů dolarů), chystá se celá řada dalších pozoruhodných projektů, z nichž pro astronomii má asi největší význam vypuštění astrometrické družice HIPPARCOS, plánované agenturou ESA na r. 1989. V r. 1993 má být vypuštěna sonda CRAF pro setkání s kometou Tempel 2 a průlet kolem planetky 46 Hestia. Pracovníci JPL v Kalifornii rozpracovávají návrh sondy TAU (Tisíc Astronomických jednotek), jež by pomocí iontového motoru dosáhla za 10 let jeho provozu rychlosti 100 km/s ve vzdálenosti 10¹⁰ km od Země a pak by volným letem dospěla do 10³ AU od Slunce během 50 let. Sonda by nesla na palubě přes 2 t vědeckého zařízení a generátor elektrické energie s výkonem 1 MW. Měla by být určena zejména pro přesnou astrometrii i pro přímý výzkum meziplanetárního prostoru (vnitřního Oortova disku komet). Její vypuštění se plánuje na rok 2005.

Loni uplynulo právě 100 let od historického Michelsonova-Morleyho interferometrického experimentu, prokazujícího nezávislost rychlosti šíření světla na pohybu zdroje. Stojí jistě za zmínku, že interferometrická metoda slaví v astronomii právě v současnosti skvělé úspěchy. Jsou na ní založena radioastronomická měření poloh a struktur rádiových zdrojů – nejnověji na základnách až o 40 % delších, než je průměr Země, neboť se podařilo spřáhnout 64m pozemní radioteleskopy se 43,9m anténami geostacionární družice TDRS. Využívá se pro měření průměrů hvězd v intenzitních interferometrech se základnami až několik set metrů i pro zobrazení povrchů hvězd metodou skvrnkové interferometrie. Již v blízké budoucnosti se patrně podaří vynést interferometrické systémy na oběžné dráhy kolem Země a tak docílit nevídané rozlišovací schopnosti řádu 10^-6 úhlové vteřiny. Tento pokrok by byl nemyslitelný bez rozvoje výpočetní techniky. Syntetické rádiové snímky zdrojů z obří antény VLA se zpracovávají na superpočítači Cray X-MP firmy Digital Productions v Los Angeles v době, kdy pracovníci firmy spí (počítač normálně slouží k vybarvování starých černobílých hollywoodských filmů a k tvorbě nových filmů počítačem).

Od loňského roku mají dvě přední světové observatoře nové šéfy. Ředitelem 6m teleskopu (BTA) se stal V. F. Afanasjev a koncem roku 1987 odešel z funkce dlouholetý generální ředitel Evropské jižní observatoře (ESO) prof. L. Woltjer. Bude vystřídán dalším Holanďanem prof. H. van der Laanem. Proslulá Královská greenwichská observatoř v Sussexu byla zrušena a její zařízení i personál se stěhují do Cambridge. James Hesser převzal vedení Dominion Astrophysical Observatory (DAO) v Kanadě a současně se stal prezidentem Pacifické astronomické společnosti. Astronom českého původu M. Harwit byl jmenován ředitelem nejnavštěvovanějšího muzea světa – Smithsonova muzea (Smithsonian Museum) ve Washingtonu, D. C.

Americká asociace pozorovatelů proměnných hvězd AAVSO oslavila 75 let své existence. V současné době má 1 300 členů ve 40 zemích světa. Jejím nejpilnějším pozorovatelem za celou dobu je Novozélanďan Albert Jones. Francouzská astronomická společnost SAF si r. 1987 připomněla dokonce sté jubileum. Při té příležitosti udělila 12 pamětních medailí zasloužilým astronomům-amatérům z celého světa, z toho jednu budovatelům hvězdárny ve Rtyni v Podkrkonoší, jak jsme o tom již psali (ŘH 1/1988).

Z našich astronomů dostali zlaté plakety ČSAV Za zásluhy o rozvoj fyzikálních věd prof. V. Vanýsek a doc. A. Mrkos. Člen koresp. SAV Ľ. Kresák byl zvolen zahraničním členem britské Královské astronomické společnosti. Tato společnost udělila své Zlaté medaile J. B. Zeldovičovi, M. J. Reesovi a A. Dalgarnovi. Eddingtonovu medaili obdržel B. Paczyński za své výzkumy vývoje těsných dvojhvězd. Kosmolog S. W. Hawking obdržel Dirakovu medaili Mezinárodního centra pro teoretickou fyziku v Terstu a J. Bellová-Burnellová se za svůj podíl na objevu pulzarů stala první nositelkou ceny B. M. Tinsleyové, kterou začala udělovat Americká astronomická společnost. Tato společnost udělila spolu s Americkou fyzikální společností Heinemannovu cenu H. Spinradovi za objevy v astrochemii. Medaili K. Bruceové Pacifické astronomické společnosti dostal E. E. Salpeter za svůj objev termonukleární reakce syntézy uhlíku ze tří jader helia. S. Chandrasekhar se stal prvním nositelem Schwarzschildovy medaile německé Astronomické společnosti (AG) a R. Z. Sagdějev obdržel za svůj rozhodující podíl na úspěchu projektu Vega titul hrdiny socialistické práce a Leninův řád. Konečně pak nestor světových astronomů Holanďan J. H. Oort (nar. 1900) získal japonskou cenu Kyota, dotovanou částkou 300 tis.dolarů.

V loňském březnu zemřel ve věku 94 let legendární spoluzakladatel kvantové fyziky Francouz Louis de Broglie, nositel Nobelovy ceny z r. 1929. V prosinci pak náhle skonal akad. J. B. Zeldovič (viz ŘH 2/1988, str. 27), neméně význačná postava současné relativistické astrofyziky a kosmologie. Koncem dubna 1987 zahynul ve věku 37 let nadaný americký astronom M. Aaronson při pozorování 4m Mayallovým teleskopem v Arizoně. Vodicí kolejnice štěrbiny kopule narazily na dveře ochozu právě ve chvíli, kdy vycházel ven zkontrolovat počasí. Přestože bezpečnostní spínač ihned vypnul proud, setrvačnost 500 t kopule způsobila tragickou nehodu. V dubnu 1987 zemřel ve věku 73 let známý sovětský sluneční fyzik akad. A. B. Severnyj. V červenci zesnul význačný dánský astronom B. Strömgren, bývalý ředitel kodaňské a Yerkesovy observatoře a prezident IAU v letech 1970–1973. Dále jsme zaznamenali úmrtí bývalého britského královského astronoma sira R. Wooleyho, německého odborníka na výzkum meteorů J. Hoppeho, sovětského kosmologa A. L. Zelmanova a kanadského astrofyzika M. W. Ovendena.

Na závěr přehledu připomeňme výsledky tradiční citační analýzy E. Garfielda z Ústavu pro vědecké informace ve Filadelfii. Z prací publikovaných r. 1985 ve fyzice byly nejvíce citovány výsledky studia superstrun M. B. Greena a J. H. Schwarze a „princetonského strunného kvarteta“ s „primáriem“ D. J. Grossem. Z astronomických prací měla největší ohlas sdělení o výskytu sekundárních mionů z rentgenového zdroje Cygnus X-3 a dále úvahy o chladné skryté látce vesmíru. E. Davoust a L. D. Schmadel podrobili statistickému výzkumu referativní sborníky Astronomy and Astrophysics Abstracts za léta 1969–1986. Odhadují, že v oboru pracuje 25 000 profesionálních astronomů, z nichž asi 10 000 patří k autorům původních vědeckých prací zachycených ve sbornících AAA. Nejvíce se publikují práce o hvězdných systémech (hvězdokupy, galaxie, kvasary), pak následují studie samotných hvězd a na třetím místě v pořadí jsou publikace věnované výzkumu mezihvězdného prostředí a mlhovinám všeho druhu. Ačkoliv v uvedeném období astronomů přibylo a astronomové obecně stále více píší, produktivita jejich práce, měřená úhrnným počtem publikací, prý klesá, neboť na jednu práci připadá čím dál tím více spoluautorů.

Pisatel přehledu, vyčerpán sbíráním a následnou několikanásobnou redukcí přívalu všemožných astronomických sdělení, by si v tuto chvíli téměř přál, aby tomu tak opravdu bylo: navzdory údajné nižší produktivitě mu totiž připadá, že každý rok musí žnout čím dál tím povrchněji, chce-li souhrnný článek vůbec dokončit. Letos se to kupodivu ještě podařilo, byť za cenu, že přehled v porovnání s loňskem znovu nabobtnal. Redakci i čtenářům může být skrovnou útěchou další výsledek citační analýzy, jenž praví, že poločas rozpadu astronomických prací činí pouhých 5 let. Pokud to platí i pro naše Žně, měli byste je číst s odstupem řekněme deseti let – to se už samovolně smrští na čtvrtinu.