Žeň objevů – rok 1988

Věnováno památce PhDr. Zdeňka Horského, CSc., (1929–1988) z Prahy, předního historika astronomie a přírodních věd, vzácného a nenahraditelného člověka.

Alarmující opakovaný výskyt ozonové díry nad Antarktidou zaktivizoval úsilí vědců zabývajících se globálními ekologickými problémy naší planety – a v tomto úsilí astronomie hraje svou nezastupitelnou roli. Nejprve však k některým údajům kolem samotné ozonové vrstvy. Efektivní tloušťka ozonové vrstvy činí za normálních okolností pouze 3 mm (300 Dobsonových jednotek). Stratosférický ozon je rozprostřen zejména ve výškách 20 ÷ 30 km a tam je pro nás nejužitečnější. Pohlcuje totiž biologicky nebezpečné ultrafialové záření s vlnovou délkou kratší než 290 nm. Od roku 1979 se pozoruje vždy v měsících září–říjnu (v době nástupu jara na jižní polokouli) nápadné zeslabení ozonové vrstvy nad Antarktidou, až na polovinu normální hodnoty – tento úkaz se začal nazývat ozonová díra. Na severní polokouli je efekt málo výrazný a navíc je kompenzován zvýšením výskytu ozonu v troposféře (ve výškách 1 ÷ 1,5 km nad Zemí), kde nás sice rovněž chrání před ultrafialovým zářením Slunce, ale současně přispívá k vytváření jedovatého smogu.

Ozon hraje důležitou roli v rychlosti opalování na sluníčku, jak zevrubně ukázal B. E. Schaefer. Pro opalování jsou totiž rozhodující sluneční paprsky s vlnovou délkou kolem 300 nm, pro něž je průměrný extinkční koeficient (daný ozonem) 4,6 mag. Když k tomu připočteme další extinkční faktory, vychází úhrnný extinkční koeficient pro 300 nm na plných 6 mag. Rychlost opalování proto velmi výrazně závisí na okamžité výšce Slunce nad obzorem; v létě se lze kolem poledne u nás opálit za 1 minutu stejně jako v zimě za 6 hodin. Rychlost opalování vzrůstá, putujeme-li od pólů k rovníku, protože obecně je koncentrace ozonu ve stratosféře kolem rovníku nejnižší. Jelikož sníh téměř zcela odráží ultrafialové záření, lze se opálit i spálit při tak módním opalování na sněhu na horách, kde zčásti odpadají přídavné extinkční faktory. Také na plážích se lze spálit i ve stínu, neboť jak voda, tak písek odrážejí přibližně 15 % ultrafialového záření. Naproti tomu sklo pohlcuje až 90 % ultrafialového záření, takže i z tohoto důvodu se mají na horách nebo u moře nosit sluneční brýle (lhostejno jak tmavé), a to kvůli ochraně sítnice.

Podrobný experimentální průzkum ozonové vrstvy nad Antarktidou přinesl řadu významných poznatků. Hlavní příčinou jejího oslabování jsou volné atomy chlóru, které se do stratosféry dostávají zejména z inertních chemických sloučenin užívaných v aerosolových rozprašovačích, chladících systémech (freony) a při výrobě polyuretanů. Typické sloučeniny CFC 11 a CFC 12 mají díky své chemické netečnosti dlouholetou životnost v troposféře a stratosféře, 75 resp. 120 let, takže jsou doslova časovanou bombou. V současné době se jich za rok dostane do atmosféry přes 1 milion tun. Podle zářijové montrealské dohody, kterou podepsalo 31 průmyslových států, se produkce těchto sloučenin nebude zvyšovat nad úroveň roku 1986 a do roku 1999 má poklesnout na polovinu. Nicméně na zlepšení stavu ozonové vrstvy se to může projevit nejdříve koncem příštího století! Hlavního viníka destrukce ozonu – atomy chlóru – podezřívali již r. 1974 M. Molina a S. Rowland. Dnes je již v zásadě známo, že působením ultrafialového záření Slunce se chlorfluorouhlovodíky ve stratosféře štěpí a uvolňuje se z nich atomární chlór, který napadá molekuly ozonu a štěpí je na molekulu kyslíku O₂ a oxid chlornatý ClO, který se však znovu působením téhož ultrafialového záření štěpí na atom kyslíku a chlóru. Takto uvolněný chlór napadá další molekulu ozonu, a tak řetězová reakce neustává. Výpočty manželů Molinových naznačují, že jeden atom chlóru v průměru zničí řádově 10⁵ molekul ozonu!

Zvláštní meteorologické poměry v Antarktidě způsobují, že právě tam se uvedený řetězec uplatňuje nejzhoubněji. V okolí jižního pólu totiž vzniká vertikální proudění, které vynáší sloučeniny typu CFC vzhůru do stratosféry a zabraňuje, aby se volné atomy chlóru vrátily do nižších vrstev. Jakmile tedy nad Antarktidou vysvitne Slunce, dokonají jeho ultrafialové paprsky zkázu – vzniká zlověstná díra. Skrovnou útěchou nám mohou být nejnovější měření M. R. Schoeberla ze září–října 1988, kdy nad Antarktidou poklesla koncentrace ozonu z normálu 210 Dobsonových jednotek na 180 jednotek a po dvaceti dnech se již hodnoty vrátily k normálu. To je nejpříznivější výsledek od roku 1983 a naznačuje, že celý úkaz ovlivňuje dynamika atmosférického proudění, popřípadě zprostředkovaně i sluneční činnost.

Astronomové mají ovšem i své profesionální důvody směřující ke globální ekologické ochraně nejen samotné atmosféry, ale i okolního kosmického prostoru. V srpnu 1988 bylo těmto otázkám věnováno 112. kolokvium IAU ve Washingtonu. Zásadním problémem optické astronomie je světelné znečištění oblohy umělým osvětlením, zejména ve velkoměstech. Zatím pouze města San Diego a Tucson v USA přijala legislativní opatření omezující svícení směrem do atmosféry (jen ve Spojených státech se ročně za toto naprosto zbytečné rozptýlené světlo utratí přes 1 miliardu dolarů; poměry v ostatních průmyslových zemích budou zajisté podobné). Následkem toho dnes 1 čtvereční oblouková vteřina oblohy září jako objekt 22,4 mag; v okolí velkých měst je obloha ještě o 0,5 ÷ 2 mag jasnější. Za poslední půlstoletí se tak zvýšil jas pozadí o 1 ÷ 2 magnitudy. Dalším problémem pro optickou astronomii jsou početné umělé družice neustále křižující zorné pole širokoúhlých komor. Palomarský atlas oblohy je posledním velkým atlasem neznehodnocovaným stopami umělých družic. Dnes je na 45minutové expozici oblohy širokoúhlou Schmidtovou komorou v průměru pět stop různých umělých družic. Ještě větší nebezpečí představuje náhodný a v podstatě nepředvídatelný průlet jasnější umělé družice zorným polem velkého teleskopu opatřeného citlivými polovodičovými čidly. Tak například v ohnisku 2m teleskopu se takto spolehlivě zničí čidlo typu CCD, pokud během expozice polem proletí umělá družice jasnější než 8,5 mag!

V kritické situaci se ocitá i dnes nejdůležitější oblast pozorovací astronomie – studium kosmu v pásmu rádiových vln. O přidělování kmitočtů v rádiovém pásmu je čím dál větší boj a navíc mnohé vysílače září i na parazitních kmitočtech, popřípadě se mezinárodní úmluvy nedostatečně dodržují a sankce nejsou účinné. Radioastronomové, kteří v uplynulých letech neustále zvyšovali citlivost přijímacích aparatur, se tak mohou záhy ocitnout v bezvýchodné situaci. Tak například sovětský systém GLONASS, který má být operační od r. 1992, znemožní palubními vysílači na družicích radioastronomická sledování čar hydroxylu v pásmu 0,18 m. Radioastronomům zbývá nepříliš radostná vyhlídka odstěhovat citlivé radioteleskopy na jižní pól, na odvrácenou stranu Měsíce, popřípadě do Lagrangeových bodů soustavy Země – Slunce, jenže – jak výstižně připomněl D. Crawford – potenciální rádioví rušitelé jsou vesměs daleko bohatší než radioastronomové, takže i na těchto dosud nedotčených místech budou se svými „rušičkami“ dříve.

Snad vůbec nejhorší je to však s problémem, který se vynořil v souvislosti s rozvojem kosmonautiky. Za 30 let kosmické éry lidstva vzrostla hustota látky ve vzdálenosti do 2 000 km od zemského povrchu o čtyři řády! Převážně jde o tzv. kosmické smetí, vznikající explozemi a nárazy mezi umělými tělesy. Podle L. Perka bylo koncem září 1987 na oběžné dráze kolem Země 1 725 těles a 5 170 rozličných registrovaných zbytků. Přitom na každý fungující užitečný objekt připadalo 20 ÷ 50 nefunkčních. Nerudovské „kam s nimi?“ se vbrzku stane klíčovou otázkou prostého přežití kosmonautiky, protože tato tělesa se z různých příčin rozpadají. Podle Perkovy statistiky bylo od r. 1961 úmyslně rozbito (explozí, zkouškami protidružicových systémů) již 34 těles, dalších 13 se rozpadlo v důsledku poruch raketového pohonu a z neznámých příčin se roztříštilo plných 39 objektů. Tím ovšem vzrůstá efektivní účinný průřez pro další vzájemné srážky, takže počet drobnějších úlomků s časem nevyhnutelně poroste, i kdybychom již žádná další tělesa do kosmu nevypouštěli. V současné době je na obloze zhruba 20 000 úlomků, které září jasněji než 16 mag, a během krátké doby může Země dostat souvislý svítící prstenec, který ohrozí nejen optickou astronomii, ale především možnosti samotné kosmonautiky: pak by totiž na nízké oběžné dráhy nebylo možné vypustit žádná tělesa bez rizika, že budou vzápětí poškozena či zničena srážkou s drobnou částečkou kosmického „smetí“. Podle S. van den Bergha stačí, aby se hustota látky v prstenci zvýšila proti současnosti již jen o dva řády, a kosmonautika zanikne!

Zatím se však kosmonautika postarala o uklidnění odborné veřejnosti, která byla před dvěma lety vzrušena zprávou L. A. Franka aj., že Země je silně bombardována ledovými minikometami. D. T. Hall a D. E. Shemansky kriticky probrali ultrafialová měření z paluby sondy Voyager 2 a zjistili, že Frankovy výsledky byly počítačovým artefaktem: nejsou tedy reálné. Podobně T. Donahue aj. odvolali svou původní podporu Frankových výsledků kvůli chybě v redukčním programu. To znamená, že voda na Zemi není doplňována z fiktivních ledových těles a její výskyt přece jen souvisí se vznikem Země akrecí v rané fázi vývoje sluneční soustavy.

Podle nejnovějších výzkumů má zvláště voda a vodní srážky neobyčejně zásadní význam pro udržení stability fyzikálně chemických podmínek na zemském povrchu, jak vyplývá ze srovnání se sousedními planetami, Venuší a Marsem. Podle J. F. Kastinga aj. je obydlitelnost Země úzce svázána se způsobem výměny oxidu uhličitého mezi atmosférou a souší – a na tom se voda podílí rozhodujícím způsobem. Země je totiž jediná planeta, kde je zastoupení oxidu uhličitého v atmosféře dlouhodobě stabilizováno, takže skleníkový efekt ani neklesá, ani neroste (bez skleníkového efektu by byla průměrná teplota zemského povrchu pouze 20 ^oC). Jakmile totiž povrch Země začne chladnout, má to za následek zvýšení koncentrace oxidu uhličitého v atmosféře a naopak. Naproti tomu u Venuše zastoupení oxidu uhličitého nevratně stouplo na 96,5 %, čímž skleníkový efekt vzrostl natolik, že na povrchu planety panuje nesnesitelný žár. Na Marsu je zase množství oxidu uhličitého tak nízké, že skleníkový efekt zvyšuje teplotu planety o pouhých 6 ^oC (u Země dnes činí toto zvýšení plných 35 ^oC).

Pozemský cyklus oxidu uhličitého začíná vymýváním CO₂ z atmosféry při dešťových srážkách. Přitom vzniká kyselina uhličitá, která rozrušuje křemičito-vápenaté horniny, a ty se smývají do oceánu. Vápník a uhlík zde buď chvíli pobudou ve vápencových skořápkách planktonu, anebo přímo klesají na mořské dno, kde se z nich tvoří vápenec. Ten se při rozestupech dna oceánu dostává do větších hloubek, kde za vyšších teplot reaguje s křemenem, přičemž se oxid uhličitý uvolňuje. Odtud se CO₂ nakonec vrací zpět do atmosféry zásluhou vulkanické činnosti. Jestliže teplota zemského povrchu klesá, zmenšuje se výpar vody z oceánů, a tím je i méně kyselých dešťů, takže koncentrace CO₂ v atmosféře stoupá a s ní i skleníkový efekt, následkem čehož se Země otepluje. Tím se zvětší výpar, CO₂ se lépe vymývá a jeho koncentrace v atmosféře poklesne, skleníkový efekt se zmenší, teplota povrchu Země klesá atd.

Celý geochemický cyklus trvá něco přes 0,5 milionu let a je z velké míry nezávislý na existenci života na Zemi – čili tzv. hypotéza Gaia, propagovaná v poslední době J. E. Lovelockem a L. Marguliusovou (o tom, že celá Země je fakticky živým organismem pečujícím o vlastní přežití), ztrácí půdu pod nohama. U Venuše obdobný mechanismus nefunguje, neboť tam zcela chybí voda, za což může přece jen podstatně vyšší příděl slunečního záření, jehož působením se prvotní voda na Venuši už dávno rozložila (a vodík jako nejlehčí plyn vytěkal). Na Marsu zprvu takový cyklus mohl fungovat, takže raný Mars (do doby -3,8 miliardy let) byl skleníkovým efektem oteplen natolik, že na jeho povrchu byla voda tekutá. Oxid uhličitý, který se tam spláchnul do oceánu, zůstal však zabudován ve vápenci, jelikož Mars na rozdíl od Země nemá tektoniku litosférických desek. To, že se z Marsu nestala životodárná planeta, je proto spíše následkem jeho nedostatečné hmotnosti a rozměrů než velkou vzdáleností planety od Slunce.

Podle R. D. Nanceho aj. se přes geochemický cyklus překládá na Zemi superkontinentální cyklus s periodou 400 ÷ 500 milionů let. Během cyklu se pod superkontinentem hromadí teplo, což způsobuje jeho rozpad – dno oceánu se rozestupuje. Superkontinent se rozpadá na pomalu plovoucí úlomky (kontinenty), které zhruba v třetině cyklu dosáhnou maximálních vzájemných vzdáleností. Za další třetinu cyklu se tyto kontinenty znovu spojují v superkontinent, který v poslední třetině cyklu „drží pohromadě“, a pak se celý proces opakuje. Nyní se nalézáme přibližně uprostřed cyklu, který začal rozpadem superkontinentu Pangea před zhruba 200 miliony lety. Tyto pohyby zemské kůry přirozeně zásadním způsobem ovlivňují rozvoj života na Zemi.

Už několikrát jsme se v předešlých přehledech obírali důsledky, jaké mají pro rozvoj života na Zemi impakty velkých těles typu planetek či jader komet. Loni byly zveřejněny výsledky dvou pozoruhodných studií vztahujících se ke katastrofě na rozhraní druhohor a třetihor, o níž se v posledních deseti letech soudí, že byla následkem impaktu menší planetky. Nejprve M. R. Owen a M. H. Anders prokázali, že rázově přeměněná zrnka křemene v příslušné geologické vrstvičce určitě nejsou vulkanického původu. Dále z měření usuzují, že ničící těleso dopadlo na pevninu – zatím však nikdo neví, kam. Ještě podstatnější je pak sdělení W. S. Wolbacha aj., kteří na pěti nalezištích v Evropě i jinde našli v kritické vrstvě stokrát až desettisíckrát vyšší koncentraci sazí. Odtud usuzují, že tehdy se do atmosféry dostalo úhrnem 7.10¹³ kg sazí při globálních požárech rostlin, které začaly zřetelně dříve, než si do atmosféry vymrštěný prach opět sedl – zcela ve shodě s domněnkou o globálních dlouhodobých následcích impaktu, jak je předtím počítali nebo odhadovali mnozí odborníci.

Ještě mocnější impakt zažila Země pravděpodobně v samém počátku své existence, když na ni narazilo těleso zhruba o hmotnosti Marsu. Hypotézu o srážkovém původu Měsíce zformulovali nezávisle různí autoři v letech 1974–1975, ale v poslední době získává na přesvědčivosti jednak proto, že ostatní mechanismy jsou zřetelně nereálné, a jednak proto, že numerické simulace dávají dosti dobrý souhlas se skutečností. Nyní M. Kipp a H. Melosh zjistili, že celý úkaz vzniku Měsíce proběhl astronomicky bleskurychle. Bezprostředně po impaktu vznikl žhavý sloupec par a kapalin o teplotě až 5 500 K a hmotnosti několikanásobně větší, než je hmotnost současného Měsíce. Materiál sloupce se rozpínal rychlostí až 5 km/s a za pouhé 3 hodiny po impaktu se tak dostal do dvojnásobku vzdálenosti Rocheovy meze, kde posléze začal kondenzovat, přičemž těkavé látky unikly do kosmického prostoru. Tak vznikl Měsíc s převahou křemíkatých sloučenin a s nedostatkem kyslíku, ve shodě s pozorováním. Současně se odstranila přebytečná atmosféra Země, což nakonec umožnilo, aby se zemský povrch ochladil pod teplotu vroucí vody. Podle T. Pauwelse Měsíc postupně zachytil všechny případné menší družice Země kombinací dráhových rezonancí a slapového působení. Přirozené družice Země až do vzdálenosti 150 zemských poloměrů zkrátka neměly naději přežít do současnosti jako samostatná tělesa.

Rozborem stáří impaktních kráterů na povrchu Měsíce se zabýval R. B. Baldwin. Zjistil, že intenzivní meteorické bombardování s maximem před 3,9 miliardy let skončilo před 3 miliardami let, kdy intenzita bombardování klesla o tři řády. Od té doby však četnost impaktů znovu stoupá a dnes je zhruba 2krát vyšší než v tehdejším minimu. Stáří kráteru Kopernik odhaduje autor na 800 ÷ 850 milionů let, kdežto kráter Tycho je starý pouze 100 ÷ 200 milionů let. K nejstarším útvarům na Měsíci patří kráter Fra Mauro a pohoří Apeniny (3,9 miliardy let) a dále Moře klidu (3,7 miliardy let). Mladší jsou oblasti přistání posádek Apolla 12 a 15 (3,3 miliardy let). Nejmladším kráterem na Měsíci je podle J. B. Hartunga Giordano Bruno. Vznikl 25. června 1178 (impakt byl vizuálně pozorován opatem Gervázem z Canterbury).

C. P. Sonett aj. využili okolnosti, že na pískovcových sedimentech Elatina v jižní Austrálii jsou patrné vlivy slunečních a měsíčních slapů na tloušťku vrstviček. Jelikož stáří sedimentů je známo ( 680 milionů let), lze odtud určit jak tehdejší počet lunací v roce, tak i délku pozemského dne. Vychází tak, že den trval 21,98 h a tropický rok měl tedy 398,8 dne. Velká poloosa měsíční dráhy tehdy činila jen 367 800 km, takže slapové tření zpomalující zemskou rotaci dosahovalo výkonu 1,8 TW. Měsíc se od té doby dosud vzdaloval průměrným tempem 20 mm/r (současná rychlost vzdalování 37 mm/r je tedy bezmála dvojnásobkem průměrné hodnoty).

Z okolních planet se loni nejvíce pozornosti soustřeďovalo na Mars, jenž byl 22. září nejblíže Zemi. Pro pozorovatele na severní polokouli šlo o nejvýhodnější opozici (ta nastala 28. září) od r. 1971, takže pozorovatelé se opravdu snažili. Již začátkem června byla zpozorována první prachová bouře, typická pro období kolem opozice, a v období kolem opozice byly získány zatím nejlepší pozemní snímky Marsu kamerami CCD.

H. Melosh studoval možnosti přirozené infekce Marsu pozemskými mikroorganismy. Když totiž na Zemi dopadne pod šikmým úhlem velký meteorit, může vyvržený pozemský prach snadno dosáhnout únikové rychlosti a jako oblak drobných částeček zasáhnout povrch Marsu spíše než izolovaná „skála“ s malým účinným průřezem. Působením tlaku záření se částečky prachu s rozměry kolem 0,5 μm za pouhé dva měsíce dostanou do oblasti Marsu, a pokud na nich ulpěly pozemské mikroorganismy (s rozměry řádu 0,01 μm), mohou na Marsu přežít, zejména v oblasti severní polární čepičky. Tuto hypotézu snad prověří již příští generace sond k Marsu.

Zatím se blíží ke svému závěrečnému vyvrcholení jedinečná planetární výprava heroické sondy Voyager 2, jež má letos v srpnu prozkoumat zblízka „poslední solidní“ planetu sluneční soustavy Neptun. Proto se i prostředky pozemní astronomie více soustřeďují na studium Neptunu, jeho družic a případně i prstenců. Při zákrytech hvězd Neptunem v srpnu a září 1988 nebyly sice žádné poklesy jasnosti uvnitř Rocheovy meze zjištěny, ale z předešlých měření se zdá, že Neptun je obklopen neúplnými („čárkovanými“) prstenci ve tvaru oblouků, vzdálených 1,7 a 2,7 poloměru planety od jejího středu. Zajímavé údaje o družici Nereidě uveřejnili M. a B. Schaefferovi a J. Veverka. Družice obíhá po silně výstředné dráze (e = 0,75) s velkou poloosou 5,5.10⁶ km a v periodě 360 dnů. Její průměr činí patrně něco přes 300 km. Během vlastní rotace s periodou kratší než 1 den jsou pozorovány výrazné změny optické jasnosti s amplitudou 1,5 mag. To lze vysvětlit buď nekulovým tvarem (což je pro družice tak velkého rozměru nepravděpodobné), anebo výraznými změnami albeda, jako u Saturnovy družice Japetus. Manželé Schaefferovi nabízejí ještě netradiční vysvětlení, že jde o dvojdružici slapově deformovaných složek. Takže se v srpnu nechme překvapit.

Jedinou planetou sluneční soustavy, kterou v dohledné budoucnosti žádná sonda nenavštíví, tak zůstane Pluto, přesněji dvojplaneta Pluto-Charon. V loňském roce skončila série totálních zákrytů obou těles, což zcela zásadním způsobem přispělo ke zpřesnění geometrických i dynamických parametrů soustavy. D. J. Tholen z rozboru údajů o 20 vzájemných zákrytech v letech 1985–88 odvodil délku velké poloosy oběžné dráhy Charonu 19 640 km, výstřednost 0,000 09, sklon 98,3ºa oběžnou periodu 6,387 23 dne. Poloměr Pluta činí 1 142 km a Charonu 596 km (s chybou menší než 1 %) a hmotnost systému je 1,36.10²² kg (18,5 % hmoty Měsíce). Střední hustota převyšuje 2,06krát hustotu vody na Zemi. Obě tělesa vykazují synchronismus rotace a revoluce, do níž se dostaly přibližně před 800 miliony lety. Pozorování také vyloučila možnou existenci dalších družic s průměry většími než 410 km. V současné době se hledají případná menší tělesa s rozměry nad 30 km.

Dalším jedinečným příspěvkem k poznání soustavy byla pozorování zákrytu hvězdy P 8 (13 mag) v souhvězdí Panny s Plutem, k němuž došlo 9. června 1988. Samy okolnosti předpovědi zákrytu byly více než dramatické. Poprvé se taková možnost vynořila v roce 1985 (od objevu Pluta roku 1930 nikdy k zákrytu nějaké jasnější hvězdy nedošlo). Zprvu se zdálo, že zákryt bude pozorovatelný v severním Pacifiku, jenže pak se vyjasnilo, že fotometrické těžiště obrazu Pluto-Charon není totožné s dynamickým těžištěm soustavy. Teprve počátkem roku 1988 se podařilo předpověď dráhy zpřesnit na požadovaných 0,06″ (!) a tak určit, že k zákrytu dojde na jižní polokouli. Poslední upřesnění oblasti zákrytu se uskutečnilo pouhých 36 hodin před vlastním úkazem. J. Elliot aj. proto s výhodou použili manévrovacích možností Kuiperovy letecké observatoře (KAO) na palubě letadla C-141 a z Havajských ostrovů stačili doletět do oblasti zákrytu – ovšem za cenu velké spotřeby paliva, takže na zpáteční cestě museli přistát na ostrově Samoa. Kromě přístrojů KAO byl úkaz sledován také pozemními stanicemi v Austrálii a na Novém Zélandu.

Rozborem všech záznamů se podařilo jednoznačně určit, že Pluto má rozsáhlou atmosféru, sahající do výše až 3 200 km nad povrch planety. Podle všeho jde o plynný methan s teplotou až 82 K. Ve vzdálenosti 1 200 km od povrchu atmosféra skokem houstne a další skok nastává asi 46 km nad povrchem – proto je možná skutečný poloměr „tuhého“ Pluta o něco menší než Tholenova hodnota odvozená ze zákrytů Charonu. Povrch Pluta je překvapivě světlý (průměrné albedo činí 0,55) v porovnání s Charonem (albedo 0,32). Není vyloučeno, že atmosféra obsahuje mraky, z nichž občas „sněží“, zejména v době kolem perihelu, kdy je Pluto dost podstatně blíže ke Slunci (Pluto prochází perihelem své 250leté dráhy právě letos). Udivuje i rozsáhlost atmosféry, jíž se Pluto poněkud podobá kometám!

Kombinací všech známých údajů se podařilo odvodit první hrubou představu o nitru planety. Sám povrch se skládá z 5 ÷ 10 km tlusté vrstvy ledů methanu, CO a CO₂. Pod touto slupkou se nalézá 210 ÷ 320 km vrstvy vodního ledu. Vnitřek planety je tvořen horninami, které představují zhruba 3/4 hmotnosti planety. Tím se Pluto velmi nápadně liší od družic vnějších planet.

Dlouhodobé změny heliocentrické dráhy dvojplanety Pluto-Charon zkoumali G. J. Sussman a J. Wisdom speciálním počítačem zvaným digitální planetostroj. Tímto zařízením se podařilo překlenout dosud nejdelší časový úsek při studiu drah těles sluneční soustavy, a to plných 845 milionů let (dosavadní rekord z roku 1986 obsáhl „jen“ 200 milionů let). O obtížnosti úkolu svědčí údaj, že integrační krok činil pouze 32,7 dne, takže úhrnný počet kroků dosáhl bezmála 10 miliard! Planetostroj potvrdil, že Plutu nehrozí nebezpečí přímé srážky s Neptunem, ačkoliv – jak známo – v projekci na rovinu ekliptiky se obě dráhy kříží (až do r. 1999 je Pluto ke Slunci blíže než Neptun). Naproti tomu se ukázalo, že dráha Pluta má chaotický charakter, tj. čas od času (v průměru po 20 milionech roků) dochází k náhlým změnám dráhových parametrů.

Jakkoliv je periferie sluneční soustavy od nás vzdálená, rozhodně se nenachází na periferii zájmu specialistů z mnoha odvětví astronomie a astrofyziky. Zdá se totiž, že právě tam jsou skryty hlavní klíče k luštění otázky vzniku a vývoje sluneční soustavy. V této oblasti se především nachází prvotní kometární jádra v rozsáhlém mračnu, jehož vnější (leč patrně méně hmotnou) část identifikoval J. H. Oort již roku 1950. Od roku 1981 se však soudí, že v rozmezí 3 000 ÷ 20 000 AU se nachází ještě o dva řády hmotnější vnitřní (Hillsovo) mračno, obsahující až 10¹⁴ komet. Kometární jádra zřejmě vznikala slepováním původních planetesimál v rané epoše vývoje sluneční soustavy a do Hillsova mračna se dostávala z oblasti periferie planetárního systému patrně poruchovým působením Neptunu. V Hillsově mračnu jsou jádra komet relativně odolná vůči dynamickým poruchám galaktických slapů, cizích hvězd i obřích molekulových mračen. Proto se jen vzácně odtud dostávají na dráhy směřující do nitra planetární soustavy. Většina nových komet k nám přichází ze vzdáleností nad 20 000 AU. Tento závěr nezávisle potvrdil R. B. Sotthers rozborem výskytu velkých impaktních kráterů na Zemi.

Úhrnná hmotnost kometárních mračen je přinejmenším srovnatelná s dnešní hmotností všech planet sluneční soustavy a jejich moment hybnosti vůči těžišti sluneční soustavy je dokonce asi o řád vyšší (10⁴⁶ kg/m²/s) než součet momentů hybností všech planet. Podle S. Sterna a J. Shulla způsobily blízké průchody okolních hvězd a exploze supernov významné ohřevy povrchů kometárních jader v mračnech na hodnoty 16 ÷ 60 K, a tím selektivní změny jejich chemického složení.

Hmotnosti kometárních jader dosahují většinou nanejvýš 10¹⁴ kg. Podstatně hmotnější tělesa se na periferii sluneční soustavy patrně nevyskytují. Několik autorů se sice pokusilo rozborem poruch drah Uranu, popřípadě Neptunu odvodit základní údaje o hypotetické X. planetě, leč s takovými nejistotami, že to pozorovatelům v případném pátrání rozhodně nepomůže. J. Luuová a D. Jewitt hledali pomalu se pohybující objekty širokoúhlou kamerou s prvky CCD až do 24. hvězdné velikosti na 7 promile plochy oblohy, leč bezvýsledně. Konečně rozbor trajektorie kosmické sondy Pioneer 10, která se nyní pohybuje na periferii planetární soustavy, vylučuje možnost existence hmotného průvodce Slunce typu Nemesis.

V loňském roce se sice povedlo objevit jen něco přes polovinu komet v porovnání s rekordním rokem 1987, ale i přesto příval pozoruhodných údajů o kometách nijak nezeslábl. Manželům C. a E. Shoemakerovým se zdařil objev jejich 14. komety, čímž vyrovnali dosavadní rekord 20. století, který drží australský amatér W. Bradfield. (O třetí až páté místo v této nevypsané soutěži se dělí M. Honda, A. Mrkos a L. Peltier s 12 objevenými kometami; nicméně absolutní prvenství stále patří J. Ponsovi, který v minulém století objevil úhrnem 37 komet.) Koronografem na umělé družici SMM (Solar Maximum Mission) bylo mezi 6. 10. 1987 a 18. 11. 1988 objeveno 7 komet „otírajících se“ o Slunce, které vesměs patří k proslulé Kreutzově skupině. Za pouhých 10 let tak bylo koronografy na družicích objeveno plných 13 komet, které při průchodu perihelem pravděpodobně zanikly přímo ve Slunci.

V srpnu 1987 byl zpozorován rozpad komety Wilsonové (1986 l) ve vzdálenosti 2,3 AU od Slunce, 19 týdnů po průchodu komety perihelem. Rovněž tak se ukázalo, že komety 1988 e a 1988 g jsou rozpadovými produkty jediného tělesa. Po delší přestávce se pozorovatelé na severní polokouli mohli těšit z pozorování jasnější komety očima. Šlo o kometu 1988 a (Liller), která dosáhla v dubnu 4,7 mag a jevila chvost o délce až 3º.

Velké množství studií je stále věnováno bohatému pozorovacímu materiálu, který byl získán v minulých letech při průletu Halleyovy komety 1982 i = 1986 III. V rámci programu IHW bylo vykonáno na 115 000 různých pozorování, což je svým způsobem absolutní rekord pro jakékoliv kosmické těleso. Program IHW byl k 1. lednu 1989 oficiálně ukončen a obsáhlý katalog dat (o rozsahu přibližně 22 GB) bude vydán na kompaktním disku patrně během dvou let. Kometa dosáhla největší jasnosti (2 mag) dva měsíce po perihelu. V lednu 1988 byla asi 15,5 mag a na konci roku 17 mag, ve vzdálenosti 1,5 miliardy km od Slunce. V afelu bude 8. 2. 2024 ve vzdálenosti 35,3 AU od Slunce, kdy její jasnost poklesne na 28,5 mag. Kometa je stále ještě vysoce aktivní; průměr vnitřní komy dosahoval v loňském roce 120 000 km a vnější komy dokonce 300 000 km. V letošním roce by se snad mohlo podařit zachytit na záběrech kamerami CCD samotné jádro komety a přispět tak k vyřešení otázky, jak jádro komety fakticky rotuje.

V době kolem průletu přísluním zjistili astronomové periody 2,2 a 7,4 dne, které mohou souviset jak s rotací jádra, tak i s jeho precesí nebo nutací. Zjištěný nepravidelný tvar jádra nalezení správného řešení dále komplikuje, neboť zatím se ani nepodařilo určit, zda jádro rotuje podél delší osy. Z téhož důvodu je pozoruhodné zjištění D. Jewitta a J. Luuové, že kometa Tempel (1987 g) má protáhlé jádro (s poměrem hlavních os 2 : 1), jež rotuje s periodou 9 hodin – ani tam se ovšem neví, podél které z obou os.

Velkou pozornost vyvolala rovněž pozorování D. J. Tholena aj., kteří v únoru 1988 zjistili, že jasnost vzdálené planetky (2060) Chiron nápadně vzrostla o 0,7 mag proti průměrné a málo kolísající hodnotě. Zjasnění bylo potvrzeno i dalšími skupinami a do září loňského roku vzrostlo na více než 1,0 mag. Odborníci soudí, že kolem Chironu se navzdory značné vzdálenosti 12,6 AU od Slunce vytvořila plynná atmosféra (koma?), což znovu poukazuje na čím dál méně zřetelný předěl mezi kometami a planetkami. Zdá se, že po určité době se aktivita kometárních jader sníží (povrch jádra se „zaslepí“), takže taková tělesa od té chvíle považujeme za planetky (Enckeově kometě hrozí tento osud dle odhadů již za 2 000 let a Halleyově kometě za 3 800 let), ale takové vyhasnutí komety nemusí být zřejmě trvalé.

Mezitím úctyhodným tempem přibývá registrovaných planetek (do konce roku 1988 jich bylo 3 807), každoročně bezmála 200 nových, takže co nevidět překročí jejich katalogový počet hranici 4 000. Současně zejména zásluhou B. G. Marsdena ubývá objektů ztracených pro nespolehlivě známé dráhy. Koncem roku byly už jen tři takové případy, planetky č. 719, 724 a 878.

V loňském roce uplynulo 80 let od pádu proslulého Tunguzského meteoritu a na památku této události uspořádali sovětští odborníci speciální sympozium v Krasnojarsku, kde bylo zejména zdůrazněno, že je nutné urychlit výzkumy v oblasti pádu, dokud se nesetřou poslední stopy jedinečné události. Podle Z. Ceplechy přispívají hmotnější meteority největší měrou k celkovému přítoku meteorické hmoty na Zemi. V intervalu hmotností meteoroidů 2.10^-8 ÷ 2.10⁴ kg tak Země za rok získá přibližně 5.10⁶ kg meziplanetární hmoty. D. Olsson-Steel tvrdí, že komplex meteorických rojů Taurid souvisí s hypotetickou obří kometou o průměru jádra kolem 40 km. Soudí, že bolid Brno ze 14. 9. 1977 o původní hmotnosti 1 500 kg patřil k tomuto komplexu stejně jako těleso, jež bylo pozorováno 30. 5. 1984 při průletu před slunečním kotoučem po dobu asi půl minuty. Podle J. B. Hartunga lze do téhož komplexu zařadit jak samotný Tunguzský meteorit, tak i úkaz z Canterbury z roku 1178, meteorit Farmington z 25. 6. 1890 a sérii impaktů na Měsíci koncem června 1976. Kometa Encke je jen pozůstatkem většího, již rozpadlého tělesa.

Zprávu o novinkách ve sluneční soustavě uzavřeme jako obvykle několika informacemi o výzkumu Slunce. Snad nejzajímavější se zdají být sdělení o osobitostech cyklů sluneční aktivity. Poslední minimum nastalo v čase 1986,8, načež neobyčejně rychle nastoupil 22. cyklus, jenž podle odhadů dosáhne maxima již v r. 1990 a bude podle G. Browna rekordní (dosavadní rekord drží 19. cyklus s maximálním středním relativním číslem 201). Podle P. R. Wilsona aj. je průměrný interval mezi maximy 11,2 roku, v dobré shodě s laminováním prekambriálních usazenin v Austrálii, odkud plyne tehdejší perioda (12,0 ±1,75) roku. Samotné cykly se však přes sebe zčásti překládají, takže úhrnná délka jednotlivého cyklu dosahuje (18 ±22) let. Podle týchž autorů byly na Slunci již zaznamenány náznaky příštího 23. cyklu, který se začne projevovat skvrnami teprve roku 1997.

Kromě toho se na Slunci objevují i příznaky delších cyklů. T. Bai shledal rozborem materiálu z let 1955–85, že na Slunci přetrvávají „horké skvrny“, v nichž se po celých 30 let přednostně vyskytují erupce. A. Barsegjan studoval arménské kroniky z 11.–12. stol. n. l. a zaznamenával v nich zprávy o polárních zářích jako nepřímých indikátorech sluneční aktivity. Potvrdil tak existenci dlouhodobých minim a maxim sluneční aktivity, které doplněny o záznamy z Orientu umožňují sledovat dlouhodobý průběh sluneční aktivity až do 2. stol. před n. l. K. C. Yau a F. Stephenson shromáždili údaje o skvrnách viditelných očima v letech -165 až 1918. Odhadují, že viditelné jsou skvrny s úhlovým rozměrem nad 1´, tj. nad 0,5 promile slunečního povrchu. Za 18 století bylo pozorováno 150 slunečních skvrn viditelných očima, tedy v průměru 1 skvrna za sluneční cyklus (v současném 22. cyklu byly již dva takové případy).

Z těchto údajů lze spolehlivě zjistit, že ve středověku došlo k výraznému vzestupu úrovně sluneční činnosti, kdežto v době Maunderova minima (1645–1715) k prodlouženému minimu. Současně se P. Foukalovi a J. Leanové podařilo ukázat z přesných měření úhrnného toku slunečního záření družicemi Nimbus 7 a SMM, že zářivý výkon Slunce koreluje s úrovní sluneční činnosti kladně, tj. výkon je vyšší v době maxima sluneční činnosti (úbytek vyzářené energie ve skvrnách je více než kompenzován přebytkem záření ve fakulových polích). Rozdíly mezi maximem a minimem dosahují 0,7 promile, což postačí například k vysvětlení vzniku malé ledové doby v 17. stol., související tak přímo s dlouhým Maunderovým minimem. Pokračující velmi přesná měření na obou družicích naznačují možnost nalézt skutečné převodní mechanismy mezi slunečním zářením a počasím, popřípadě klimatem na Zemi.

Obdobné cykly aktivity byly v poslední době nalezeny i u jiných pozdních hvězd hlavní posloupnosti. D. Hall ukázal, že také u hvězd se přes sebe překládají cykly s různými délkami základní periody, podobně jako u Slunce. D. Soderblom a S. Baliunasová zjistili, že masivnější (1,2 M_☉) hvězdy spektrálních tříd F7 ÷ K2 vykazují nižší amplitudy povrchové aktivity než hvězdy menších hmotností (0,8 M_☉). Morfologie cyklů se podobá sluneční, tj. náběh k maximu je mnohem strmější než následný pokles k minimu. Mladší hvězdy jeví spíše chaotické chování, kdežto u starších hvězd jsou cykly zřetelné.

Britští astronomové dokázali rekonstruovat přesné polohy pozorovacích stanic z kampaně při slunečním zatmění 3. 5. 1715, kterou organizoval E. Halley. Hranice totality totiž tehdy procházela Velkou Británií a pozorovatelům na dvou stanovištích se poštěstilo nalézat se těsně na vnější a vnitřní straně této hranice. Rozlišení mezi totalitou a parciálním zatměním je snadné, takže rozborem údajů se podařilo určit tehdejší poloměr Slunce s vynikající přesností na 0,5″. Odtud ihned plyne, že za posledních 265 let se poloměr Slunce nikterak nezměnil v mezích uvedené přesnosti měření. Střední poloměr Slunce činí 959,63″.

Rozvoj pozorovací techniky zvláště v infračervené oblasti spektra umožňuje postupně získávat první údaje o existenci slabě zářících průvodců blízkých hvězd. Cílem těchto studií je jednak získat důkazy o existenci planet mimo naši sluneční soustavu a jednak nalézt hypotetická tělesa na přechodu mezi hvězdami a planetami, pro něž se ujal název hnědí trpaslíci.

Zatím nejnadějnější výsledky získaly skupiny rozvíjející metodu mimořádně přesného určování radiálních rychlostí mateřských hvězd. Zvláště kanadská skupina vedená B. Campbellem dosahuje až neuvěřitelné přesnosti měření rychlosti ±13 m/s. Za 6 let zkoumání 18 hvězd pomocí 3,6m teleskopu CFHT odhalili periodické změny radiálních rychlostí u 9 hvězd souboru. Ve dvou případech jsou za tyto změny odpovědní hvězdní průvodci, kdežto v devíti případech tělesa o hmotnostech 1 ÷ 10násobku hmotnosti Jupiteru, tedy obří planety. Naproti tomu nebyla nalezena žádná tělesa s hmotnostmi v rozmezí 0,01 ÷ 0,08 M_☉, tedy žádní kandidáti na hnědé trpaslíky. To je obzvláště překvapující s ohledem na průběh luminozitní funkce pro pozdní červené trpaslíky spektrální třídy M, jak ji stanovili M. Hawkins a M. Bessell. Vyšlo jim, že směrem k nižším hmotnostem trpaslíků luminozitní funkce neustále stoupá, takže by se dalo očekávat, že zastoupení hnědých trpaslíků by mělo být značné a že právě tyto objekty přispívají rozhodující měrou k existenci skryté látky ve slunečním okolí. Podle R. Taylera však existuje genetický rozdíl mezi hnědými trpaslíky a obřími planetami. Trpaslíci totiž vznikají fragmentací původního mezihvězdného mračna, kdežto obří planety akumulací materiálu z prachového disku v okolí vznikající hvězdy. Různost vzniku se pak odrazí i na relativní četnosti obou typů objektů.

Nejnadějnějším případem v Campbellově přehlídce je jasná hvězda 36 UMa A, u níž byl odhalen průvodce s oběžnou periodou 3 roky a hmotností 1,5 hmotnosti Jupiteru. Podobně D. Latham aj. nalezli při studiu malých změn radiální rychlosti systém HD 114 762 v souhvězdí Vlasů Bereniky ve vzdálenosti 90 světelných let, v němž se nachází průvodce s oběžnou dobou pouhých 84 dnů ve vzdálenosti 0,4 AU od hvězdy a s hmotností 10 hmot Jupiteru (0,01 M_☉). Konečně W. Forrestovi aj. se podařilo přímo zobrazit průvodce trpasličí hvězdy Gliese 569 (sp. třídy M2) v souhvězdí Bootes ve vzdálenosti 110 světelných let, chlazenou infračervenou kamerou v ohnisku 3m teleskopu IRTF v pásmu 1,6 ÷ 3,8 μm. Obě složky systému vykazují společný vlastní pohyb, přičemž méně masivní složka se nalézá asi 50 AU od primární hvězdy, obíhá kolem ní v periodě zhruba 500 let a její hmotnost patrně spadá do rozmezí pro hnědé trpaslíky. Zpřesnění údajů si však vyžádá dlouhou dobu pozorování – nejméně století. Naproti tomu zcela rozporné jsou údaje o hnědém trpaslíku u hvězdy G 29-38 (ZZ Psc), která je sama bílým trpaslíkem. Některé skupiny uvádějí konkrétní údaje o vlastnostech údajného hnědého trpaslíka, zatímco jiné jeho existenci popírají. U měření na hranici možností soudobé techniky je však taková situace obvyklá.

Zajímavé jsou též nové údaje o prachovém disku kolem hvězdy β Pictoris. Disk je totiž mírně asymetrický, což lze podle D. Whitmira aj. vysvětlit existencí hnědého trpaslíka ve vzdálenosti téměř 2 000 AU od hlavní hvězdy. V prachovém disku se údajně nalézají tělesa o průměru až kilometrů, ale skoro určitě tam nejsou planety. T. Nakano ukázal, že kolem hvězd s hmotností v rozmezí 2 ÷ 3 M_☉ se planety mohou akumulovat pouze do vzdálenosti 20 ÷ 35 AU, zatímco prachové disky pozorované kolem β Pictoris nebo Vegy sahají podstatně dále.

J. Angel se zabýval technickými otázkami objevování planet u cizích hvězd a jeho závěry jsou poměrně optimistické. Důležitým předpokladem je výroba zrcadel s mimořádně přesným tvarem povrchu. Jelikož Země nejvíce září na 10 μm, lze očekávat objevy právě v této střední části infračerveného spektra. Ve vzdálenosti 20 světelných let se nalézá asi 100 hvězd, které lze zkoumat infračervenou spektroskopií. Tak by se dala zjistit i přítomnost ozonu v atmosféře (pás na 10 μm), popřípadě kyseliny sírové (pás na 11,2 μm). Protože v této vzdálenosti spatříme úsečku 1 AU pod úhlem pouze 0,2″, jsou optické požadavky zřejmé: průměr primárního zrcadla musí být značný (nad 15 m), kvalita odrazné plochy taková, aby vznikalo minimální množství rozptýleného světla, a navíc obraz hlavní hvězdy musí být cloněn vhodnou maskou. Zvlášť nadějné jsou možnosti optické interferometrie, jak se to plánuje pro obří teleskop VLT ESO v Chile (4 × 8 m).

Infračervená a submilimetrová měření hrají rovněž zásadní úlohu při studiu vzniku hvězd z mezihvězdných mračen, jak o tom svědčí rychlý pokrok v pochopení této donedávna zcela skryté fáze hvězdného vývoje. Odtud mimo jiné plyne, že rozpad mračna na zcela izolované hvězdy je spíše vzácností než pravidlem. Zhruba 70 % hvězd v Galaxii vzniká jako členové vícenásobných hvězdných soustav, přičemž dvojhvězdy mají naprostou převahu. Letos je tomu právě 100 roků, co se Pickeringovi a Vogelovi zdařilo rozpoznat první spektroskopické dvojhvězdy, které podle odhadů představují zhruba 1/3 hvězd v Galaxii. Navzdory tomu se až dosud podařilo proměřit necelých 1 000 spektroskopických dvojhvězd, přičemž pouze u 1/4 z tohoto počtu známe dobře jejich dráhy z křivky radiálních rychlostí. K pokroku astrofyziky dvojhvězd rozhodující měrou přispěl zejména O. Struve svým výzkumem komplikací na křivkách radiálních rychlostí, z čehož posléze vznikl samostatný obor studia plynných proudů a přenosu hmoty ve dvojhvězdách. Na rozhraní 50. a 60. let byla dále prokázána dvojhvězdná povaha nov a počátkem 70. let k tomu přibyl důkaz, že také galaktické rentgenové zdroje jsou vesměs dvojhvězdy. V současné době je pro výzkum dvojhvězd mimořádně užitečná družice IUE, jejíž konstruktéři obdrželi nedávno cenu za výjimečnou kvalitu, udělovanou americkým prezidentem.

Zajímavé případy interakce s bílým trpaslíkem uveřejnili I. Iben a M. Rozycka aj. Iben studoval případ těsné dvojhvězdy skládající se ze dvou bílých trpaslíků, kteří ztrácejí oběžnou rychlost vyzařováním gravitačních vln. To vede k silnému přenosu hmoty mezi složkami a k nafouknutí akreujícího trpaslíka na Rocheovu mez. Tak vzniká dotyková (kontaktní) dvojhvězda se společnou obálkou, jejíž úhrnná hmotnost může přesáhnout velmi snadno Chandrasekharovu mez. To vede k explozivnímu zapálení uhlíku hluboko uvnitř kontaktní dvojhvězdy a následnému výbuchu supernovy Typu I. Ve výpočtech Rozyckovy skupiny se zase studoval případ bílého trpaslíka v jádře kulové hvězdokupy, kde je vysoká pravděpodobnost přímé srážky degenerovaného trpaslíka s hvězdou hlavní posloupnosti. Při takovém střetu získá bílý trpaslík tolik hmoty, že se změní v červeného obra. Odhaduje se, že podobný proces v jádře kulové hvězdokupy „zažije“ až 40 % hvězd hlavní posloupnosti.

Mezi „komplikovanými“ dvojhvězdami zaujímá zcela výjimečné postavení zákrytová dvojhvězda ε Aurigae, jejíž poslední zákryt v letech 1982–4 přinesl nové údaje z pásma viditelného, ultrafialového i infračerveného spektra. Podle W. van Hammeho a R. E. Wilsona se mnoho záhad dá vysvětlit předpokladem, že tajemná sekundární složka je ve skutečnosti sama těsnou dvojhvězdou s hmotnostmi složek 1,8 M_☉! Tím se dá především vyložit překvapivě nízká optická svítivost složky (s ohledem na její hmotnost téměř 4 M_☉). Dvojhvězdný charakter sekundární složky zároveň pozměňuje průběh akrece hmoty ze složky primární. Velkou tloušťku disku (řádu 1 AU) lze podle S. Kumara objasnit tím, že oběžná rovina těsné dvojhvězdy je skloněna pod úhlem asi 20º k oběžné rovině vůči složce primární. Následkem toho má vnitřní okraj akrečního disku snahu srovnat se do roviny oběžné dráhy sekundární dvojhvězdy, kdežto jeho vnější okraj se přizpůsobuje poloze oběžné roviny vůči primární složce. Akreční disk je fakticky zprohýbán, a zdá se proto ještě tlustší, než ve skutečnosti je. Velký moment hybnosti sekundární dvojhvězdy zabraňuje přímé akreci prachu z akrečního disku, zatímco primární složka (veleobr o hmotnosti 1,3 M_☉) do něho stále dodává nový plyn. Ten se v disku ochladí a kondenzuje na prachové částice. Veleobr spektrální třídy F0 Ia se v současné době již smršťuje na budoucího bílého trpaslíka.

Nejdramatičtějšími projevy existence bílého trpaslíka ve dvojhvězdě jsou, jak známo, exploze nov a supernov typu I. V teorii explozí nov se nedávno objevil nový pojem, totiž přezimování soustavy mezi následujícími explozemi. Podle současných názorů jsou vlastně všechny novy rekurentní, ale prakticky se odlišují intervalem rekurence. Klasické novy mají tyto intervaly řádu 10⁴ ÷ 10⁵ let, což je však v rozporu s pozorováním tempa akrece hmoty na bílého trpaslíka, jenž soustavně vychází na 10^-8 M_☉/r. Přitom ke spuštění překotně termonukleární reakce v elektronově degenerované obálce bílého trpaslíka stačí podle M. Oriové hmotnost 7,5.10^-6 M_☉, takže při ustáleném tempu akrece by mělo k explozím docházet častěji než jednou za tisíc let. Tento rozpor vysvětlují M. Shara aj. právě zmíněným přezimováním, tj. poklesem tempa akrece alespoň o 4 řády po větší část (90 ÷ 99 %) intervalu mezi explozemi.

Astronomové totiž měří tempo akrece těsně po explozi novy, kdy bílý trpaslík, který explozi prodělal, silně ozařuje svého průvodce – červeného trpaslíka. Z této hvězdy hlavní posloupnosti se tak technicky vzato stává dočasně jakási pseudoplaneta, neboť dostává od bílého trpaslíka asi o 4 řády více zářivé energie, než kolik sama vydává. Následkem toho se rozměry červeného trpaslíka poněkud zvětší a přesáhnou rozměry Rocheova laloku. Proto výrazně vzroste tempo přenosu hmoty v době, kdy postnova upoutala naši pozornost. Přehřívání červeného trpaslíka skončí během několika desetiletí až staletí po explozi, čímž se jeho rozměry zmenší, červený trpaslík ztratí kontakt s Rocheovou mezí a přenos hmoty na bílého trpaslíka výrazně poklesne. Teprve po mezidobí řádu 10⁴ ÷ 10⁵ let se vlivem gravitačního vyzařování a magnetického brzdění rozměry soustavy natolik zmenší, že červený trpaslík se znovu ocitne na Rocheově mezi a tempo akrece vodíku na bílého trpaslíka prudce vzroste, což je vlastně bezprostřední předehrou nové exploze. Tak se v daném systému může exploze novy opakovat až 10⁴krát. Dosud se mělo za to, že během této epochy zvolna roste hmotnost bílého trpaslíka až k Chandrasekharově mezi, kdy dojde k závěrečné superexplozi v podobě výbuchu supernovy typu I. Nyní však M. Kato a I. Hachisu z modelových výpočtů zjistili, že u klasických nov nedosáhne hmotnost bílého trpaslíka nikdy této kritické meze.

Je-li však z jakéhokoliv důvodu tempo akrece vyšší než 10^-8 M_☉/r, nedochází ve slupce na povrchu bílého trpaslíka vůbec k překotné termonukleární reakci, takže pak lze kritické meze dosáhnout poměrně rychle. Speciálním případem jsou standardní rekurentní novy, z nichž nejzajímavější je soustava U Scorpii, která opakovaně vybuchla v letech 1863, 1906, 1936, 1979 a 1987. Podle S. Starrfielda je hmotnost bílého trpaslíka 1,35 M_☉ a tempo akrece 1,1.10^-6 M_☉/r. Při každé explozi se odvrhne hmota pouze 4.10^-7 M_☉, takže hmotnost bílého trpaslíka vskutku roste a nejpozději za 10⁵ let zde dojde k explozi supernovy typu I. Výbuchy rekurentních nov však nejsou vyvolány překotnou termonukleární reakcí, nýbrž silným růstem tlaku záření.

Uvedené teoretické rozbory jsou dobře potvrzovány pozorováními zejména starých nov. Nejstarší identifikované postnovy pocházejí z r. 1670 (CK Vul) a z roku 1783 (WY Sge) – z pozorování vskutku plyne, že již „přezimují“. Také pomalá nova HR Del (1967) podle M. Kürstera a H. Barwiga již dosáhla původní jasnosti 12 mag. Pozoruhodný je případ velmi jasné novy V1500 Cygni (1975), která podle J. Kaluzného a J. Semeniukové ještě 11 let po explozi jeví kolísání jasnosti ve filtru B s amplitudou 0,8 mag v periodě 3,3 h. Bílý trpaslík je dosud velmi horký a nápadně modrý a celý systém značně připomíná magnetické polary typu AM Her. Vskutku, z kruhové polarizace světla bylo odvozeno silné magnetické pole na povrchu bílého trpaslíka kolem 10⁴ T a proměnnost polarizace s periodou o 1,8 % kratší, než je perioda optických změn jasnosti. Nova byla dodatečně nalezena v palomarském atlasu, kde se před výbuchem jevila jako hvězda 21 mag ve filtru B. Podle C. Lanceové aj. je nova od nás vzdálena 1,2 kpc, takže její absolutní vizuální hvězdná velikost v maximu byla -10,2 mag, kdežto nyní je +5,4 mag. Během exploze bylo vyvrženo 10^-4 M_☉ horkých plynů, v nichž byly zjištěny nápadné přebytky prvků C, N, O a Ne o 1 ÷ 2 řády proti slunečnímu standardu, ve shodě s teorií překotné termonukleární reakce ve slupce bílého trpaslíka. Během exploze byla uvolněna kinetická energie 6.10³⁸ J.

K novám s velkou amplitudou lze nyní zařadit také proměnnou hvězdu RW UMi, která v r. 1956 dosáhla 5 mag, ale v současnosti je pouze 21 mag. Konečně pak B. Schaeffer hledal citlivými detektory známky tzv. světelných ozvěn (expandujících prstencových mlhovin) kolem nedávných nov. Neuspěl, takže odtud lze usoudit, že v okolí nov se většinou nalézá jen minimální množství prachu z předešlých explozí. Tyto světelné ozvěny byly vlastně až dosud pozorovány pouze u novy Persei (1901) a Sagittarii (1936).

Statistikou výskytu nov v Galaxii se zabýval S. van den Bergh. Z pozorování v uplynulém desetiletí vyplývá průměrná četnost pozorovaných nov 2,5 případu za rok. Skutečný počet explodujících nov v Galaxii je asi pětkrát vyšší. G. McCook a E. Sion uveřejnili nejnovější katalog bílých trpaslíků, který obsahuje úhrnem 1 279 položek. W. Latter aj. zjistili, že 26 bílých trpaslíků má měřitelné magnetické pole (nad 100 T). Rekordní pole zjistili pro bílého trpaslíka PG 1031+234, a to 1.10⁵ T. G. Carilli a S. Cooner oznámili, že 15. 7. 1988 zpozorovali nápadné zeslabení jasnosti bílého trpaslíka G 24-9 sp. třídy DQ 7. Normálně jde o objekt 15,6 mag v červeném pásmu R, kdežto v uvedeném datu byl slabší než 19 mag. Jelikož podobný pokles byl pozorován již 7. 10. 1987, lze odtud usoudit, že jde o zákryty způsobené temným tělesem planetárního typu. Při vzdálenosti bílého trpaslíka 25 pc a oběžné periodě 1 013 dnů by mohlo jít o těleso o poloměru Jupiteru a teplotě nižší než 1,2 kK. Zvlášť slibné výsledky může dát soustavné sledování systému v infračerveném pásmu spektra, které již začalo.

Dnes se považuje prakticky za jisté, že překotné termonukleární reakce na povrchu „zbytnělých“ bílých trpaslíků, kteří akrecí hmoty dosáhly Chadrasekharovy meze, vedou k explozi supernov typu I. Tím je také dána stejná absolutní hvězdná velikost těchto supernov kolem -19. magnitudy. J. C. Wheeler a R. Harkness ukázali modelovými výpočty, že v některých případech může být bílý trpaslík před výbuchem zbaven vodíkové slupky (vinou druhé složky dvojhvězdy), takže pak probíhá výbuch supernovy v převážně heliové slupce (90 % hmotnosti bílého trpaslíka). Takto vznikají spektrálně i fotometricky odlišné supernovy typu Ib. Podle S. van den Bergha patřily ke klasickým supernovám typu Ia galaktické supernovy z r. 1006 (souhvězdí Vlka) a z roku 1572 (Tychova supernova v Kasiopeji), kdežto pozůstatek supernovy Cas A (exploze někdy po polovině 17. stol.) patří k supernově typu Ib. Naproti tomu supernova z r. 1054 (Krabí mlhovina) náleží zřejmě k typu II.

K. Long aj. zpřesnili hodnotu vlastního pohybu SN 1006 na 0,30″/r a vzdálenost na 1,7 ÷ 3,1 kpc. Hvězda byla v maximu -6 ÷ -9,5 vizuální hvězdné velikosti, a tedy nejjasnější supernovou v dějinách astronomie. Z. Horský upozornil na šťastnou shodu pozorovacích okolností při výbuchu Tychonovy supernovy r. 1572. Pro pozorovatele v našich zeměpisných šířkách byla totiž supernova cirkumpolární, takže vzhledem k velké jasnosti byla vidět nepřetržitě i během dne. Supernova byla nejjasnější v listopadu a prosinci, kdy v našich šířkách trvá noc plných 15 hodin a kdy její svrchní kulminace (prakticky v zenitu!) připadala na večerní hodiny (21 ÷ 19 h), zatímco spodní kulminace nastávala brzo ráno. To vše usnadňovalo úlohu určit případnou paralaxu měřením úhlové vzdálenosti hvězdy od pólu. Proto mohl Tycho tak přesvědčivě zjistit, že objekt se nalézá v translunární sféře.

K. Brecherová si povšimla, že podle neurčitých zpráv se supernovy 1006 a 1604 (Keplerova) patrně poznovu zjasnily a byly viditelné očima v r. 1016, resp. 1664. Usuzuje, že šlo o interakci rázové vlny s okolním mezihvězdným materiálem a že obdobný jev lze očekávat i u nedávné supernovy 1987A ve Velkém Magellanově mračnu. M. Joever revidoval maximální vizuální jasnost supernovy S And v galaxii M31 na 6,7 mag a její fotografické maximum na 8,0 mag (dne 23./24. 8. 1885). Patřila zřejmě k typu I.

Koncem r. 1987 objevil neúnavný R. Evans supernovu 1987N v galaxii NGC 7606. Patřila k Typu II, ale překvapuje rekordní rychlostí expanze plynných obalů až 29 600 km/s. Kromě toho jde již o druhou supernovu v téže galaxii. Předešlá 1965M byla objevena jen o 22 let dříve. Ze 66 supernov zaznamenaných v letech 1983–86 objevil Evans svou podivuhodnou vizuální technikou plných 10. Společně s S. van den Berghem se mu z těchto systematických pozorování výskytu supernov v 748 sledovaných galaxiích podařilo určit, že četnost výskytu supernov typu Ia je nejmenší, pouze 0,3 případu za století, kdežto typy Ib dávají četnost 0,4/století. Nejčastěji se vyskytují supernovy typu II, totiž 1,1 případu za století. Obdobné údaje pro naši Galaxii jsou přibližně dvakrát vyšší; tj. měli bychom pozorovat jednu supernovu v průměru za 25 let. Většina explozí je nám však utajena vinou zastínění mezihvězdnou látkou v rovině Galaxie, ale navzdory tomu by se měly projevit neutrinovými záblesky, které by v těchto případech byly nejméně 30krát mohutnější než v případě SN 1987A. Z toho důvodu byly též registrační aparatury podzemních detektorů v Japonsku i v USA zdokonaleny tak, aby je případný příval neutrin jednou nezahltil.

Výzkum supernovy 1987A pokračoval přirozeně po celý loňský rok neztenčenou měrou, takže už nyní lze konstatovat, že dosavadní údaje o tomto jedinečném úkazu převyšují jak počtem, tak kvalitou data o všech 600 supernovách získaná v dosavadních dějinách astronomie. Supernova opticky slábla z 6 mag na konci r. 1987 na 11 mag počátkem r. 1989. Pokles jasnosti probíhal nadále exponenciálně s časovou konstantou, která se výborně shoduje s poločasem rozpadu radioaktivního kobaltu (111 dnů). Anomálně pomalý nárůst jasnosti k maximu trval 88 dnů, když až 22. 5. 1987 dosáhla supernova 3,0 mag v oboru V. Plných 60 % vyzářené energie přitom připadá na 71 dnů v období od 4. 4. do 14. 6. 1987. Exponenciální pokles se zpomalil kolem 600. dne po explozi, zřejmě následkem vynoření přídavného zdroje záření (pulzaru?). Je to poprvé, kdy máme příležitost sledovat světelnou křivku supernovy tak dlouho po maximu a ověřit, že hlavním zdrojem zářivé energie v tomto období je radioaktivní kobalt, kterého v průběhu exploze vzniklo 0,07 M_☉ (20 000 M_Z).

Supernova je stále tichá na rádiových vlnách, ale počátkem září 1988 bylo R. Chinim aj. zaznamenáno mikrovlnné záření supernovy v pásmu 1,3 mm. Cenné výsledky získala letecká observatoř KAO ve středním infračerveném pásmu, kde počínaje listopadem 1987 byly nalezeny emise těžkých prvků Co, Ni, Fe a S, dramaticky potvrzující astrofyzikální teorii nukleogeneze prvků v obalech supernov. Měření z palub umělých družic Ginga a Mir potvrdilo poměrně časný nástup rentgenové emise, která zpočátku stoupala a v roce 1988 zůstala na stejné úrovni. Jde vlastně o energeticky nejtvrdší rentgenový zdroj současné oblohy. Družice SMM objevila a balonové výstupy potvrdily přítomnost emisí v pásmu záření gama o energiích 847 a 1 238 keV, které přímo dokazují radioaktivní rozpad ⁵⁶Co. Význam tohoto objevu se srovnává s dnes už epochální detekcí neutrin ze supernovy.

V únoru 1988 se podařilo nejprve A. Crottsovi a pak i dalším astronomům vyfotografovat „světelné ozvěny“ supernovy v podobě přibližně soustředných prstenců o poloměru 31″ a 52″. Obdobný úkaz byl předtím pozorován pouze u dvou nov, jak jsem se již v článku zmínil, ale u supernovy pochopitelně poprvé. Specificky jej pro supernovu předvídal již r. 1940 F. Zwicky. Jde vlastně o pozoruhodný úkaz, při němž světelný záblesk ze supernovy interaguje s mezihvězdným prachem, který jednak ohřeje a jednak se na něm rozptýlí. Lze ukázat, že plocha stejného zpoždění signálu má tvar elipsoidu, v jehož jednom ohnisku se nalézá supernova a ve druhém pozorovatel. Prakticky lze však tento elipsoid nahradit paraboloidem. Nalézá-li se v prostoru mezi supernovou a námi rovinná vrstva prachu, pozorujeme zjasnění na řezu roviny s paraboloidem – to je právě onen prstenec. Z lineární tloušťky prstence lze usuzovat na trvání maxima exploze a z poloměru prstence na lineární vzdálenost prachové vrstvy od supernovy. Prstence se s časem rozpínají nadsvětelně, jak světelné paprsky „kloužou“ po prachové vrstvě.

Dosavadní sledování prstenců tento model výborně potvrzuje. Prstence jsou téměř souměrné, se středem blízko polohy supernovy, což značí, že obě vrstvy prachu jsou vskutku rovinné a leží prakticky kolmo k zornému paprsku, ve vzdálenostech 120 a 320 pc před supernovou. Podle D. Allena aj. patří obě vrstvy ke komplexu mlhoviny 30 Doradus ve vzdálenosti 370 pc od centra mlhoviny (nesouvisejí tedy s předešlou aktivitou předchůdce supernovy, jímž je modrý veleobr Sk -69º202, sp. B3 Ia, popsaný N. Sanduleakem r. 1969). Spektrum prstenců velmi dobře odpovídá integrovanému spektru z období maxima světelné křivky, takže si můžeme rané fáze exploze neustále „přehrávat“ sledováním expandujících prstenců, které se v současné době rozpínají rychlostí 16c.

Ve vizuálním a ultrafialovém oboru spektra byly objeveny početné absorpční systémy, které pocházejí z mezihvězdných mračen mezi supernovou a pozorovatelem. A. Vidal-Madjar nalezl celkem 35 různě posunutých složek čar draslíku a sodíku a z družice IUE bylo objeveno 27 soustav interstelárních čar. Chemické složení mračen nasvědčuje jejich dobrému promíchání produkty nukleosyntézy ve hvězdách, takže v daném směru nebyl zjištěn žádný prvotní předgalaktický materiál. Většina mračen má obdobné chemické složení jako látka v halu naší Galaxie, ale nejvzdálenější útvary už zřejmě patří do Velkého Magellanova mračna, v němž je zastoupení tzv. „kovů“ zhruba třikrát nižší než na Slunci.

Astrofyzikové se také postupně shodli v názoru, že nižší obsah kovů v předchůdci supernovy nestačí vysvětlit poměrně malou maximální svítivost supernovy. Spíše se zdá, že předchůdce prošel před časem stadiem červeného veleobra, během něhož ztratil hodně hmoty intenzivním hvězdným větrem. Tato epizoda skončila astronomicky nedávno, asi před 1 000 roků (stáří hvězdy činí při počáteční hmotnosti 19 M_☉ pouze 10⁷ let). Poté se hvězda na diagramu HR vrátila do oblasti podstatně menších modrých veleobrů a k jejímu rychlému konci nejvíce přispělo intenzivní promíchávání hvězdného plynu rychlou rotací a konvekcí odtud vyplývající (A. Weiss aj., H. Salo aj.). Následkem toho se uhlík v jádře začal měnit na neon, kyslík, křemík a železo za stálého růstu centrální teploty a hustoty.

Závěrečné termonukleární přeměny probíhají tak rychle, že na ně obal hvězdy nestačí reagovat, čímž se dá vysvětlit, že spektrum předchůdce vypadalo do poslední chvíle zcela normálně. Jakmile se ve hvězdě vytvořilo železné jádro o hmotnosti asi 1,45 M_☉, došlo během 1/5 s ke gravitačnímu kolapsu jádra na neutronovou hvězdu. Přitom vznikající neutrina byla na dobu několika desítek sekund zadržena v husté neutrinosféře a pak vyzářena v 10 s trvajícím záblesku, přičemž odnesla většinu uvolněné energie, kolem 2,5.10⁴⁶ J. Rázová vlna o energii 10⁴⁴ J putovala k povrchu poměrně malého modrého veleobra patrně jen 2 hodiny a tam vyvolala optické zjasnění a expanzi plynných obalů supernovy. V té chvíli měly podpovrchové vrstvy supernovy vůbec nejvyšší teplotu v současném vesmíru, kolem 5.10¹¹ K. Tento model je výborně podepřen jak rozborem světelné křivky a spektrální analýzou produktů exploze, tak zejména časovým a energetickým průběhem neutrinového záblesku, jak ho zaznamenali v detektorech IMB v USA a Kamiokande v Japonsku (signály z ostatních detektorů byly zřejmě statistickými fluktuacemi a se supernovou nijak nesouvisejí).

Značně netypické chování supernovy 1987A se tak podařilo až překvapivě dobře vysvětlit v rámci současné astrofyzikální teorie. Navíc byly poprvé rozpoznány úkazy, které se předtím pro velkou vzdálenost supernov nezdařilo zaznamenat. Ostatně všem překvapením není zdaleka konec. Téměř všichni odborníci se shodují v názoru, že poměrně záhy uvidíme „dovnitř“ objektu, když zásluhou pokračující expanze plynné obaly dále zřídnou. Kromě toho lze očekávat sekundární „ohňostroje“, jakmile produkty exploze narazí na mezihvězdná mračna, o jejichž existenci nás zpravila spektroskopie. Astronomové na jižní polokouli se zkrátka díky tomuto jedinečnému objektu nemusejí v nejbližším století obávat o živobytí.

Astrofyzikální teorie praví, že pozůstatkem po výbuchu supernov typu II by měly být buď rychle rotující neutronové hvězdy s hmotností kolem 1,4 M_☉, anebo gravitační zcela zhroucené objekty – černé díry s hmotnostmi nad 3 M_☉. Nejnovější důkaz správnosti druhé eventuality podali J. E. McClintock a R. A. Remillard analýzou měření rentgenové dvojhvězdy A 0620-00, jež opticky vzplanula r. 1917 a 1975 jako Nova Monocerotis. Soustava je od nás vzdálena 870 pc a při oběžné době 7,75 h vykazuje funkci hmotnosti 3,18 M_☉. Optická složka je normálně pozorovatelná jako objekt 18,3 mag ve viditelné oblasti spektra, avšak během explozí dosáhla 12 mag. Jde-li o červeného trpaslíka třídy K, který vyplňuje Rocheův lalok, má zhroucená složka hmotnost určitě vyšší než 3,2 M_☉ a pravděpodobně kolem 7,3 M_☉. Tím je dokázáno, že v soustavě se vskutku nachází černá díra. Je to zároveň první případ, kdy takový objekt pozorujeme v málo masivní rentgenové dvojhvězdě.

V loňském roce dále vzrostl počet rozpoznaných milisekundových rádiových pulzarů, jež tvoří patrně nejpozoruhodnější podskupinu v dosud objevených zhruba 500 rádiových pulzarech. Soudí se totiž, že jejich rychlá rotace (až 640 obrátek/s) není původní, že příslušné neutronové hvězdy byly na tyto nevídaně vysoké obrátky roztočeny dodatečně po svém vzniku, a to akrecí materiálu z druhé složky těsné dvojhvězdy. Vskutku, ze současně známých osmi milisekundových (s rotačními periodami kratšími než 11 ms) pulzarů plných šest je členem těsných dvojhvězd s orbitálními periodami od 0,5 h do 195 dnů.

Klíčem k řešení vývojových problémů se stala pozorování binárního milisekundového pulzaru 1957+20, jenž je shodou okolností zákrytovým systémem. Během oběžné periody 9,16 h dochází ve fázích 0,21 ÷ 0,29 k zákrytům, které jsou po dobu asi 50 minut dokonce totální. V květnu r. 1988 se podařilo průvodce pulzaru navíc opticky identifikovat s hvězdou 20,5 mag, tj. 10,5 absolutní magnitudy (při vzdálenosti systému 0,8 kpc). Jasnost hvězdy kolísá v poměru 1 : 5 během celé orbitální periody, přičemž hvězda je nejslabší právě v totalitě (kdy je zakrýván samotný pulzar!). Barevná teplota průvodce 4 500 K je poměrně nízká, ale největší překvapení přinesl rozbor rádiové i optické světelné křivky systému. Rocheův lalok pro optickou složku má totiž poloměr jen 0,3 R_☉, kdežto sama hvězda má poloměr 0,75 R_☉ – značně tedy přesahuje Rocheovu mez. Její hmotnost je přitom doslova nicotná – pouze 0,02 M_☉, což je méně než spodní mez hmotnosti pro hvězdy vůbec.

Řešení těchto paradoxů nezávisle navrhli W. Kluzniak aj. a E. van den Heuvel a J. Paradijs. Zmíněná soustava se před miliardou let skládala z rychle rotující neutronové hvězdy, vzniklé explozí supernovy, a z klasického bílého trpaslíka. Ten však dosáhl Rocheovy meze a začal předávat na neutronovou hvězdu vodíkový plyn ve směru souhlasném se smyslem rotace, takže neutronovou hvězdu rotačně urychlil až na 620 obrátek/s. Tímto zvýšením rotace se silně zvýšila aktivita pulzaru a „hvězdný vítr“ rotujícího pulzaru počal silně ozařovat přivrácenou polokouli bílého trpaslíka. Ta se počala zahřívat a odpařovat, čímž vznikl rozsáhlý asymetrický oblak, jehož rozměry převyšují rozměry Rocheova laloku. Postupem doby se tak pulzaru podařilo odpařit značnou část hmoty bílého trpaslíka a nejpozději za dalších 10⁹ let se bílý trpaslík, který úkaz vyvolal, zcela vypaří, takže budeme pozorovat izolovaný milisekundový pulzar. Silné ozařování přivrácené polokoule bílého trpaslíka pulsarem je zároveň odpovědné za pozorované změny jasnosti bílého trpaslíka. Během zákrytu totiž pozorujeme odvrácenou (neohřívanou) polokouli bílého trpaslíka. Vývojový scénář tohoto systému, případně označeného jako „černá vdova“, pomohl pochopit, proč u dvou známých milisekundových pulzarů žádného průvodce nepozorujeme: Tato tělesa se již zcela vypařila.

Milisekundové pulzary se neobvykle často vyskytují v kulových hvězdokupách, což souvisí zřejmě se snadnějším vytvářením hvězdných dvojic zachycením. Zvlášť pozoruhodným případem, jak upozornil A. M. Wijers, je zřejmě milisekundový pulzar 0021-72A v kulové hvězdokupě 47 Tucanae. Při pulzní periodě 4,48 ms vykazuje orbitální periodu 32 minut s velmi excentrickou drahou s výstředností 0,33. Projekce velké poloosy dráhy přitom činí pouze 585 km a funkce hmotnosti dosahuje vůbec nejnižší známé hodnoty 1,6.10^-8 M_☉. Pozorování ukazují, že se na oběžnou dráhu díváme prakticky čelně, takže je téměř nepochopitelné, že nás zasahují rádiové kužele milisekundového pulzaru (soudí se totiž, že rotační osa neutronové hvězdy musí být kolmá na rovinu oběžné dráhy dvojhvězdy). Pulzar vidíme zřejmě díky velkému úhlu, který svírají rotační a magnetická osa neutronové hvězdy. Parametry dráhy jsou mimořádně příznivé pro odhalení efektů teorie relativity. V soustavě se totiž pozoruje rekordně velké stáčení perihelu s hodnotou 0,6º/den! Podle Wijerse však bude nesnadné rozlišit od sebe jednotlivé relativistické a klasické efekty.

Podle L. A. Rawleye aj. se zvláště některé milisekundové pulzary výborně hodí jako dlouhodobé časové normály; svou kvalitou dokonce překonávající současné typy atomových hodin. Během jediné hodiny pozorování lze určit délku periody impulzů pulzaru 1937+21 s chybou 300 ns a při nepatrné hodnotě sekulární změny periody kolem 1,0.10^-19 tak lze zaručit stabilitu plynutí času s relativní chybou pod 6.10^-14 za 4 měsíce. Jelikož je již známo více milisekundových pulzarů, zdá se, že jejich soustavné pozorování povede k novému zlepšení časové stupnice, takže úloha přesného určování času se po delší přestávce patrně vrátí do kompetence astronomie.

Klasické pulzary se k tomu cíli totiž nehodí, neboť u nich pozorujeme čas od času náhlé nepředvídané skoky v periodě, související se změnami vnitřní stavby neutronových hvězd. Podle J. M. Cordese aj. u prototypu „skákajících“ pulzarů PSR 0833-45 v souhvězdí Plachet se v intervalu zhruba 1 000 dnů pozorují velké skoky (zkrácení periody) o 10^-6 základní periody a v intervalu kolem 100 dnů malé skoky (zkráceí i prodloužení periody) řádu 10^-9 základní periody. Velké skoky souvisejí s náhlým přenosem momentu hybnosti mezi jádrem a kůrou neutronové hvězdy (ztráta kotvení supravodivých vírů), kdežto malé skoky jsou následkem hvězdotřesení.

G. Lyne a J. Manchester se zabývali studiem profilů impulzů zhruba u 200 pulzarů. Zjistili, že osa rádiového kužele souhlasí se směrem magnetické osy dipólu neutronové hvězdy. Rádiové kužele jsou občas duté, což se projeví rozdvojením hlavního impulzu. Čím rychleji hvězda rotuje, tím více se vrcholový úhel rádiového kužele rozevírá, a to úměrně třetí odmocnině reciproké hodnoty periody. Podle T. V. Smirnovové a T. V. Šabanové však řada pulzarů vydává spojité záření i v době mezi impulzy. Ze 39 zkoumaných pulzarů byl tento efekt nalezen v 9 případech v pásmu frekvencí 100 ÷ 400 MHz. Spojité záření magnetosféry neutronové hvězdy činí 2 ÷ 19 % intenzity záření ve vlastním pulzu.

Konečně J. P. Halpern a D. Tytler dokazují, že také podivuhodný objekt Geminga (2 CG 195+04) je rychle rotující neutronovou hvězdou, avšak rádiový kužel nezasahuje Zemi. Ukázali, že tento objekt, zjištěný nejprve při přehlídce zdrojů záření gama družicí COS-B, je rovněž rentgenovým zdrojem 0630+178 a že je přece jen pozorovatelný i opticky jako hvězda 25,1 mag. Objekt je od nás vzdálen 500 ÷ 1 000 pc a má ve všech spektrálních oborech shodnou povrchovou teplotu 430 kK.

Měření vzdáleností ve vesmíru se dosud opírá o určení vzdálenosti otevřené hvězdokupy Hyády v souhvězdí Býka. Podle J. E. Gunna aj. je tato vzdálenost nyní známa s chybou 5 % a činí 45,4 pc (148 světelných let). M. J. Reid aj. revidovali určení vzdálenosti jádra Galaxie, a to netradičním postupem, kdy metodami rádiové interferometrie měřili vlastní pohyby molekulárních maserů v mezihvězdné látce s fantastickou přesností 2.10^-5 obl. vteřin! Tak zjistili, že jádro Galaxie je od nás vzdáleno pouze (7,1 ±1,5) kpc (23 000 světelných let). Tato hodnota je o plnou čtvrtinu nižší než konvenční údaj z optických měření a ve svém důsledku znamená, že se zvyšuje hodnota Hubbleovy konstanty expanze vesmíru i podíl skryté látky na hmotnosti galaxií. D. J. Adams aj. využili zákrytu jádra Galaxie Měsícem v září r. 1986 ke změření průběhu zákrytu v infračerveném pásmu 2,2 μm (filtr K). Ukázali, že v samotném centru Galaxie se nalézá kompaktní kupa hvězd o průměru pouze 0,01 pc a že vizuálně dosahuje extinkce ve směru k jádru plných 30 mag.

C. Impey aj. objevili v kupě galaxií v Panně velký počet trpasličích galaxií o hmotnostech řádu 10² ÷ 10³ M_☉, které nevykazují spirální strukturu a neobsahují mladé (modré) hvězdy ani mezihvězdný plyn. Tyto trpasličí galaxie jsou tvořeny tak malým počtem hvězd, že téměř určitě musí navíc obsahovat velké množství skryté látky, a tím zase přispívají k vysokému zastoupení skryté látky v kupách galaxií.

J. A. Tyson aj. a L. L. Cowie aj. využívají detektorů CCD k soustavnému hledání velmi slabých vzdálených galaxií ve směrech s nízkou mezihvězdnou extinkcí. Mezní hvězdné velikosti těchto přehlídek dosahují 27 ÷ 28 mag a vyplývá odtud, že vesmír je doslova zaplněn těmito objekty, jež na snímcích mají vzhled nevelkých modravých skvrnek o úhlovém průměru do 3″. Pro objekty jasnější než 23 mag se dokonce daří získávat spektra vykazující vesměs vysoké červené posuvy (z > 0,8), takže oba týmy shodně usuzují, že se snímkují velmi mladé galaxie z doby, kdy byl vesmír až osmkrát mladší než dnes (červené posuvy z > 3). Vychází odtud, že na celé obloze je takových mladých modrých galaxií více než 20 miliard.

Počet změřených červených posuvů pro galaxie rychle vzrůstá právě zásluhou detektorů typu CCD a v současné době činí už bezmála 25 000. Udivující je, že navzdory tomu se stále nedaří nalézt očekávanou homogenitu v rozložení galaxií v prostoru – na všech stupnicích vzdálenosti zjišťujeme neustále nerovnoměrnosti různého měřítka. M. H. Cohen aj. studovali závislost mezi známým červeným posuvem a vlastním pohybem pro 32 kompaktních zdrojů rádiového záření. Silná antikorelace obou veličin svědčí jednoznačně pro kosmologický původ červeného posuvu, a tedy pro Fridmanův model expandujícího vesmíru.

Rostoucí zabydlenost vesmíru galaxiemi různých typů (na plochu 1° připadá 150 000 galaxií jasnějších než 27 mag) zvyšuje pravděpodobnost vzájemného seřazení různě vzdálených objektů ve stejném směru, tedy i vyšší výskyt efektu gravitační čočky. Vskutku, v uplynulém roce přibylo výrazně údajů o vícenásobném zobrazení velmi vzdálených objektů (kvasarů či galaxií) mezilehlými gravitačními čočkami (galaxiemi, kupami galaxií, ba dokonce i kosmologickými strunami či balíky skryté látky). Několik výzkumných skupin začalo se soustavným hledáním gravitačních čoček, které způsobují jednak rozštěpení či jinou deformaci obrazu vzdáleného objektu a jednak jeho zesílení třeba i o 1 ÷ 2 řády. Efektem gravitační čočky se tak daří vysvětlit donedávna záhadný fakt (na který soustavně upozorňoval zvláště H. Arp), že se nápadně často vyskytují kvasary s větším červeným posuvem v blízkosti galaxií s menším červeným posuvem. Zdá se totiž, že tyto asociace lze objasnit zesílením světla kvasaru skrytou látkou na periferii oněch galaxií či celých kup galaxií. Podobně pozorovaná rychlá proměnnost některých kvasarů v širokém spektrálním oboru může být způsobena vzájemným pohybem kvasaru vůči mikročočkám – koncentracím hmoty v bližších galaxiích. Uskutečňuje se tak nepřímo i dávný sen F. Zwickyho, že totiž gravitační čočky se mohou stát ideálním teleskopem chudého astronoma: gravitační čočka funguje jako objektiv a velký pozemní zrcadlový teleskop jako okulár v tomto jedinečném „zařízení“, jež nám šlechetně nabízí obecná teorie relativity. Bližší dostatečně masivní kupy galaxií se tak stávají preferovanými oblastmi, pomocí nichž můžeme nahlížet nejdále do hlubin pozorovaného vesmíru.

V současné době je popsáno nejméně 12 případů gravitačně rozštěpených obrazů kvasarů, i když jen u poloviny je znám červený posuv pro mezilehlou galaxii nebo kupu galaxií. K nejzajímavějším případům patří „čtyřlístek“ H 1413+117, kde úhlové vzdálenosti 4 obrazů činí pouze 1″ a červený posuv objektů dosahuje z = 2,55, dále „Huchrova čočka“ 2237+0305 s červeným posuvem z = 1,695 a mezilehlou zobrazující galaxií se z = 0,04, kde pozorujeme dokonce 5 obrazů, z toho čtyři představují segmenty Einsteinova prstenu, neboť seřazení objektů na zorném paprsku je téměř dokonalé. Podobný prsten – avšak v rádiovém oboru spektra – byl nalezen anténním systémem VLA v objektu MG 1131+0456. Oválný prsten má úhlové rozměry 2,2″ × 1,6″.

Jelikož úhlové vzdálenosti čočkovaných obrazů dosahují až 7″, ačkoliv z teorie vyplývají maximální odlehlosti pouze 2″, lze odtud usoudit na značný podíl skryté látky, která rovněž deformuje zobrazení kvasarů, aniž by se sama projevila v elektromagnetickém spektru. Hmotnosti gravitačních čoček pak vycházejí v rozmezí 2.10¹¹ ÷ 1.10¹³ M_☉. S. A. Grossmanovi a R. Narayanovi se postupně podařilo objasnit rozličné projevy čoček poměrně univerzálním modelem eliptické hmotné čočky a nedokonalostmi v seřazení objektů podél zorného paprsku.

Stejným principem se postupně daří objasnit překvapivý objev rozsáhlých svítících oblouků kolem některých kup galaxií. Objev má svou prehistorii, sahající až do r. 1976, ale rozhodující pokrok astronomové zaznamenali až v r. 1987, kdy byly poprvé pořízeny poměrně dobré snímky oblouků v kupách A 370 a Cl 2242-02. Nezávislí objevitelé G. Soucailová aj. a R. Lynds s V. Petrosianem byli udiveni zejména konstantní šířkou oblouků, nápadně modrou barvou a koncentričností vůči středu kup. Některé oblouky zaujímají kruhovou výseč až 110º. Zprvu se mělo za to, že oblouky z těchto důvodů nutně souvisejí se samotnými kupami, a pro tuto souvislost se nalézaly rozličné exotické mechanismy výtrysků v silných magnetických polích apod. Nakonec vše rozhodl tým G. Soucailové, když se mu podařil husarský kousek – snímek spektra oblouku v kupě A 370 a identifikace několika spektrálních čar v něm. Zatímco kupa vykazuje červený posuv z = 0,374, pro oblouk se z řady spektrálních čar podařil odvodit podstatně vyšší posuv z = 0,724. Tak se prakticky jednoznačně dokázalo, že oblouk je gravitačně deformovaným obrazem podstatně vzdálenější modré galaxie, která je navíc opticky zesílena o více než 1 mag.

V současné době jsou pozorovány různě dlouhé segmenty (oblouky) u čtyř kup, a to A 370, Cl 2242-02, A 963 a A 2218. Červené posuvy galaxií v kupách jsou známy, avšak spektra ostatních oblouků se dosud nepodařilo získat. Konečně je znám případ kupy Cl 0500-24, kde se pozoruje rovná úsečka – patrně rovněž gravitačně deformovaný obraz něčeho podstatně vzdálenějšího. Souhrnně se zdá, že oblouky jsou projevy lepšího seřazení objektů podél zorného paprsku, než je tomu u klasických gravitačních čoček. V ideálním případě dokonalého seřazení bychom pozorovali úplný (Einsteinův) prsten. Dnes klasická Einsteinova práce na téma gravitačního zobrazování vyšla v r. 1936 a sám autor tehdy správně usuzoval, že pravděpodobnost náhodného seřazení dvou bodových objektů (hvězd) podél jednoho zorného paprsku je pranepatrná. Již o rok později však upozornil F. Zwicky, že tato pravděpodobnost je vyšší pro plošné objekty, jimiž jsou galaxie. Právě o půl století později se tento odvážný předpoklad skvěle potvrdil, a studium gravitačních deformací obrazů velmi vzdálených objektů se tak stává jednak nezávislým potvrzením obecné teorie relativity a jednak výtečným nástrojem ke studiu skryté látky a extrémně vzdálených objektů v pozorovatelném vesmíru.

M. Schmidt shrnul ve své slavnostní přednášce na XX. kongresu IAU v Baltimore současné názory na vznik a vývoj kvasarů. Doložil, že dnes máme dobré pozorovací důkazy o tom, že životnost kvasarů je omezena na interval 1 ÷ 2 miliardy let. Jde tedy o jediné makroskopické objekty, na nichž lze zřetelně sledovat vývojové změny. Nejvíce kvasarů vznikalo v rané epoše vesmírného vývoje od 1 do 3 miliard let po velkém třesku. Proto má nejvíce kvasarů červené posuvy v rozmezí hodnot z = 2 ÷ 3. V raném vesmíru byly totiž vzájemné vzdálenosti galaxií podstatně menší než dnes, takže i pravděpodobnost vzájemných srážek galaxií byla vyšší. Srážka sama trvá 10⁷ ÷ 10⁸ let a je nejprve charakterizována ohřevem mezihvězdné látky a překotnou tvorbou masivních hvězd. V centru pronikajících se soustav vzniká kompaktní hvězdokupa, která se posléze gravitačně zhroutí na černou veledíru. Akrece hmoty na černou díru je hlavním zdrojem energie kvasaru, jehož prachové oblaky se posléze vypaří a kvasar „prohlédne“ v optickém a rádiovém oboru spektra. Když akrece hmoty na černou veledíru skončí, kvasar vyhasne.

Tento vývojový scénář získal v nejnovější době významnou podporu objevem mimořádně svítivých obřích infračervených galaxií, které v infračerveném pásmu vydávají přes 90 % celkového elektromagnetického záření. Jejich úhrnný zářivý výkon dosahuje až 10⁴⁰ W (galaxie IRAS 09104+4109 v souhvězdí Rysa s červeným posuvem z = 0,442). Podle A. Silanpää aj. obsahuje silně proměnný kvasar OJ 287 dokonce dvě černé veledíry s hmotnostmi 2.10⁷ a 1.10⁹ M_☉, obíhající kolem společného těžiště po vysoce výstředné dráze s periodou 9 let. Tím se dají vysvětlit kvaziperiodická zjasnění objektu s periodou 11,7 roku (objekt se od nás vzdaluje tak rychle, že se to projeví zdánlivým prodloužením periody). Z rozboru variací toku kvasaru 3C 446 v letech 1964–1986 odvodili J. N. Bregman aj., že rozměry zdroje rostou s rostoucí vlnovou délkou elektromagnetického záření. Kvasar má v rentgenovém oboru průměr 10¹⁴ m, kdežto v rádiovém plných 10¹⁶ m. Konečně T. J. Courvoisier aj. zaznamenali počínaje únorem 1988 silné zvýšení proměnnosti klasického blízkého kvasaru 3C 273 v souhvězdí Panny. Optické záblesky dosahují amplitudy 30 ÷ 40 % a úhrnný zářivý tok kvasaru se během dnů mění v poměru až 1 : 2. Všechna tato pozorování jsou důležitým vodítkem při objasňování mechanismů uvolňování energie v těchto energeticky nejvýkonnějších objektech vesmíru.

J. H. Oort uvedl ve své slavnostní přednášce v Kjótu, že pro červený posuv z = 2,5 vychází prostorová koncentrace kvasarů 2.10⁴krát vyšší než v našem bezprostředním okolí a odtud oběma směry klesá (pro z > 3 i pro z nadkup galaxií svědčí o silně nehomogenní stavbě vesmíru, v němž dominují plošné i vláknové útvary tvořené nadkupami a dosahující nezřídka rozměrů řádu stovek milionů světelných let. R. Brent Tully dokonce nalezl pás 60 bohatých nadkup galaxií o úhrnné délce 1 miliardy světelných let a průřezu 150.10⁶ světelných let, který obsahuje na 10⁷ galaxií o celkové hmotnosti přes 10¹⁷ M_☉. Do tohoto pásu o délce 10 % poloměru pozorovaného vesmíru patří také naše Mléčná dráha. Tím se dle Oorta dále zostřuje problém existence fluktuací hustoty hmoty ve vesmíru, protože reliktní záření, uchovávající informaci o rozložení hmoty ve velmi rané fázi vesmírného vývoje, je pozoruhodně izotropní. Měli bychom totiž nalézat fluktuace intenzity reliktního záření s relativními hodnotami řádu 10^-3, zatímco G. F. Smoot aj. a A. Kogut aj. dostali na úhlové stupnici mezi 12″ a 60″ pouze horní meze případných fluktuací pod 8,5.10^-4, resp. 6.10^-5. Pro teplotu reliktního záření z měření v pásmu od 1 ÷ 500 mm nalezl E. B. Fomalont aj. hodnotu (2,7 ±0,02) K.

Dlouho probíhající diskuse o tzv. Olbersově paradoxu (proč je v noci tma) se zdá být uzavřena konstatováním, že podstatným důvodem noční tmy je krátký čas životnosti hvězd v porovnání s mezí dohlednosti ve vesmíru, kdežto efekt expanze vesmíru hraje relativně nevýznamnou roli. Donedávna se mělo za to, že toto řešení intuitivně našel americký básník E. A. Poe, ale nyní ukázal F. J. Tipler, že Poe čerpal z práce německého astronoma J. Mädlera, publikované v r. 1861. V této práci Mädler ukázal, že noční tma není projevem prostorové konečnosti vesmíru; obloha bude tmavá i v prostorově nekonečném vesmíru, pokud má vesmír časový počátek. Tipler též upozornil, že Mädlerovu práci ve své době vysoce ocenil pouze B. Engels, který vystihl, že Mädler tak vyvrátil Olbersovo řešení paradoxu absorpcí světla hvězd v mezihvězdné látce. Olbers totiž podobně jako jeho vrstevníci netušil, že světlo je forma energie, která se zachovává i po přeměně na teplo při absorpci v mezihvězdné látce.

Po mnoha desetiletích klidu se znovu rozviřují diskuse o existenci tzv. kosmologické konstanty, kterou v r. 1917 zavedl sám Albert Einstein jako volný parametr, jímž chtěl vyřešit určité problémy relativistických modelů vesmíru. Po šesti letech se však konstanty vzdal a později prohlásil, že astronomie zatím nemá technické prostředky, aby dokázala určit její hodnotu. Dnes se konstanta do kosmologie vrací „vinou“ kvantové teorie pole, jež předvídá vysokou hustotu energie vakua – a tím i vysokou hodnotu kosmologické konstanty – v příkrém rozporu s pozorováním. Podle L. Abbotta se zdá, že tato „vakuová“ kosmologická konstanta je ze záhadného důvodu přesně vykompenzována protichůdným efektem neznámé podstaty. Všeobecně se soudí, že v kosmologii je tak před námi skryta důležitá funkční závislost, která se navenek projevuje neuvěřitelnou konspirací přírody.

Na pomezí fyziky a kosmologie lze vůbec očekávat dramatický vývoj, jak o tom svědčí úvaha M. Morrise aj. o renesanci tzv. červích děr jako stroje času. Klasické červí díry ve Schwarzschildových statických či Kerrových rotujících černých dírách se totiž k cestování v čase nehodí, neboť jsou nestabilní a gravitačně se zhroutí dříve, než jimi částice-červ proletí jakoby zkratkou do odlehlých oblastí vesmíru. M. Morris aj. však uvažují o fyzikálním vakuu, v jehož prostoru neustále vznikají a zanikají virtuální páry, tedy i fotony rozličných energií. Odstíníme-li fotony nízkých energií kovovými deskami obklopujícími vnější konce červích děr, lze snížit hustotu energie vakua natolik, že se tím zabrání kolapsu červí díry. Takto uměle „vyztuženou“ červí díru lze pak využít k cestování v čase a porušování kauzality, pokud neexistuje nějaký dosud neznámý princip, který by tento umělý zásah do stability červích děr zakázal.

Zatím jde spíše o počáteční nápad než ucelenou hypotézu a dost možná, že takový zákaz si příroda obstarala sama hned na počátku vesmírného vývoje. Podle B. Honeisena lze sice alespoň v myšlenkách vytvořit kvantovou teorii gravitace pro období před Planckovým časem (před 10^-43 s po velkém třesku). V tak krátkém časovém úseku je však každá částice velmi raného vesmíru obklopena tak malým horizontem událostí, že uvnitř horizontu se nenachází žádná jiná částice. Prakticky se tedy problém kvantování gravitace ve vesmíru nikdy nemohl vyskytnout! Tato nová neurčitost ovlivní jak teorii fyzikálního vakua, tak i odtud vyplývající úvahy o „částicové“ kosmologické konstantě.

Poznamenejme, že v loňském roce se téměř rozplynula naděje, že fyzikové odhalí existenci další (páté) interakce. Rozličná měření, vykonaná nad Zemí, na Zemi i v podzemí, dávají totiž zčásti protichůdné výsledky už o samotném znaménku této hypotetické interakce (zda jde o přitažlivou či odpudivou sílu), a tím spíše o jejím dosahu (nebo lépe rozsahu). Zatímco někteří excentričtí fyzikové to řeší domněnkou o šesté (!) interakci, všeobecně se zdá, že se v některých experimentech nedostatečně uvažují zdroje možných systematických chyb, takže nejspíš žádná taková pátá interakce vůbec neexistuje.

Jiným otevřeným fyzikálním problémem s astronomickými důsledky je otázka klidové hmotnosti elektronových neutrin. Jedině moskevská skupina nadále hájí tezi o kladné klidové hmotnosti neutrin 26 eV/c² (s chybou ±20 %). Ostatní experimentátoři opatrně udávají pouze horní meze 27 ÷ 15 eV/c². Nakonec lze tedy za nejspolehlivější považovat astrofyzikální odhad A. Burrowse, který vyšel z detekce neutrin od supernovy 1987A a uvádí horní mez 14 eV/c² s věrohodností 90 %.

Problém slunečních neutrin nedá přirozeně spát mnoha teoretikům, ale také experimentátorům. V Kanadě se uvažuje o detekci slunečních neutrin v nádrži obsahující těžkou vodu o hmotnosti 1 000 t umístěné v hlubokém (2 000 m pod zemí) dole Creighton v Ontariu. Náklady na experiment se odhadují na 10 milionů dolarů. Další možnost navrhl N. E. Booth, totiž sestavit detektor z krystalů india, ochlazených pod kritickou teplotu 3,4 K. Za těchto podmínek je indium supravodivé a umožňuje okamžitou detekci slunečních neutrin přeměnou nuklidu ¹¹⁵In na radioaktivní ¹¹⁵Sn s poločasem rozpadu pouze 3,3 μs. Jelikož energetický práh zachycení neutrin zde činí pouze 0,13 MeV, dařilo by se tak zachytit většinu slunečních neutrin. Teoreticky by se v 1 tuně india mělo za rok zaregistrovat plných 100 slunečních neutrin, což by byl zřetelný pokrok v porovnání s dosavadními experimenty. V detektoru Kamiokande lze dle V. Totsuky aj. nyní registrovat sluneční neutrina s energiemi nad 7,5 MeV, ale poměr signálu k šumu je stále nepříznivý a ovlivněný rušivými signály pozemského pozadí. V zásadě se však předběžné výsledky (počínaje r. 1987) shodují s nízkými údaji z klasického Davisova detektoru.

J. N. Bahcall aj. uvádějí, že za celé dvacetileté období dává R. Davisův experiment průměrně 2,1 sluneční neutrinové jednotky (SNU), kdežto teorie požaduje 7,9 SNU. Není divu, že se postupně rozbíhají další pokusy s rozličnými typy detekce slunečních neutrin. V současné době již běží nebo v nejbližší době počne sledování na 15 místech na zeměkouli a na výsledky jsou odborníci i laici neobyčejně zvědavi.

Snad ještě více jsou ovšem laici zvědavi na výsledky rozličných projektů hledání cizích civilizací (SETI), což je typicky interdisciplinární záležitost, jak se mohli odborníci přesvědčit v r. 1987 na sympoziu IAU o bioastronomii, které se konalo u Balatonu v Maďarsku. Negativní výsledky dosavadních přehlídek nutí vědce znovu přehodnocovat výchozí stanoviska. Tak ožila diskuse o proslulém Fermiho paradoxu („jestliže existují, tak kde – k čertu – jsou?“), od jeho odmítání pro údajnou logickou spornost (R. A. Freitas) až po jeho logické vyústění v pochybnosti o správnosti dosavadní strategie SETI. Tak například V. M. Lipunov usuzuje, že jakmile by se překonal jistý technologický práh, měly by se civilizace ve vesmíru množit opravdu překotně a jejich současný počet by měl dosahovat (10⁴³)^1000000 exemplářů (!) – to je vůbec největší odhad jakékoliv kvantity ve vesmíru. Jelikož tomu tak zjevně není, jsme patrně ve vesmíru jedineční, anebo technologicky vyspělejší civilizace velmi rychle hynou. B. Carter (autor antropického principu) si všímá pozoruhodné shody, že doba vývoje inteligence na Zemi je řádově shodná (až na faktor 2) s délkou života Slunce na hlavní posloupnosti, což bezmála zaručuje naši výjimečnost ve vesmíru. M. Fracassini aj. dávají ostatně do přímého vztahu Fermiho paradox a antropický princip a ukazují na neobyčejnou výlučnost fyzikálně chemické situace na Zemi, což dává velmi malé naděje na úspěch dosavadních projektů SETI. Podle D. Batese by totiž cílevědomá civilizace musela po dobu 2 milionů let vysílat výkonem 1 GW v kanálu o šířce 0,1 Hz, abychom měli naději pouhého 1 %, že takový signál zachytíme a rozpoznáme jako umělý.

V této vlně pesimismu zní bezmála jako pohádka úvaha E. Farhiho a A. Gutha o umělé výrobě celých vesmírů. Zdánlivě bizarní nápad vychází z inflační hypotézy o překotné expanzi našeho vesmíru z bubliny falešného vakua o původní hmotnosti řádu 10 kg. Kvantová teorie totiž připouští opakovaný vznik minivesmírů ze singularit typu velkého třesku a jejich následnou inflaci do navzájem oddělených prostoročasů, s rozličnými hodnotami fyzikálních konstant i odlišným počtem prostorových a časových (!) rozměrů. K témuž jevu může spontánně či vynuceně docházet i v našem vesmíru kdykoliv a kdekoliv – aniž bychom cokoliv navenek postřehli! Tak mohou vznikat celé dynastie vesmírů, přičemž následující generace si ponechávají příbuzné fyzikální rysy. Je-li tedy náš vesmír antropický, budou i jeho vesmírní potomci pravděpodobně antropičtí.

V zásadě neexistuje žádný známý fyzikální princip, jenž by zakazoval vyrábět geneticky spřízněné vesmíry uměle. Podle autorů k tomu stačí stlačit oněch zárodečných 10 kg hmoty do prostoru o průměru 10^-26 m, čímž zárodek nabude teploty 10²⁴ K. Takto fantasticky stlačená pecička by se měla spontánně rozpínat (jako bílá díra), leč do vlastního prostoročasu. S našim vesmírem bude krátce propojena červí dírou, která se však vzápětí zhroutí, a tím jakýkoliv kontakt s naší realitou končí. Dostatečně vyspělá supercivilizace by tak patrně mohla vyrábět nové minivesmíry doslova na běžícím pásu a přispět tak ke zvýšení zastoupení antropických vesmírů v celkovém souboru všech existujících vesmírů. Na tento proces lze nakonec nazírat jako na přirozený způsob urychlení tvorby vesmírů, jestliže život v antropickém vesmíru považujeme za přirozený a zákonitý jev. Tak lze domyšlením hypotézy kosmické inflace vlastně samočinně vyřešit i palčivý problém antropického principu, i když se vzápětí vynořuje znepokojující otázka, zda náš vlastní antropický vesmír není výsledkem úspěšné disertační práce aspiranta žijícího v předešlé generaci antropických vesmírů.

(Pokud si v tuto chvíli čtenář myslí, že omylem čte pasáže z vědeckofantastické povídky, připomínám, že poslední odstavce jsou populárním převyprávěním obsahu vědeckých sdělení v prestižních vědeckých časopisech Physical Letters a Physical Review Letters a že autoři patří mezi elitu současné světové teoretické fyziky).

Jsouce civilizací pozemskou, nevládneme ovšem tak skvělými nástroji pro zkoumání mnohých vesmírů; spíše se potýkáme s technickými a zejména ekonomickými problémy při zkoumání našeho vlastního minivesmíru. V optickém oboru zůstává dosud největším teleskopem sovětský šestimetr (BTA), jehož prvních 10 let provozu (1977–1987) zhodnotil L. I. Sněžko. Objekty na obloze se dají předvolbou nastavit s chybou 3″. Primární zrcadlo zobrazí 90 % dopadajícího světla do ohybového kroužku o průměru 0,8″. Kvalita obrazu (seeing) dosahuje po 30 % pozorovacího času hodnot lepších než 2″ a po 70 % hodnot lepších než 3,5″. Za rok je průměrně k dispozici 1 300 hodin pozorovacího času. Pro přímou fotografii se běžně dosahuje mezní hvězdné velikosti 24,5 mag, kdežto pro nízkodisperzní spektroskopii 23,5 mag. Vysokodisperzní spektroskopie je možná pro objekty jasnější než 11,5 mag. Po 30 % pozorovacího času se užívá fotografického záznamu obrazů, kdežto 70 % času představuje elektronická detekce fotometry či polovodičovými mozaikami.

Loni oslavil 70. výročí zahájení provozu velký 1,8m teleskop kanadské observatoře DAO ve Victorii, v době svého vzniku největší teleskop na světě. V r. 1974 bylo původní zrcadlo nahrazeno zrcadlem z keramického CerVitu a mezitím byly zkonstruovány velmi účinné spektrografy, vybavené mozaikovými polovodičovými detektory. Jestliže v r. 1918 bylo k získání spektra hvězdy 5 mag zapotřebí expozice 29 minut, nyní k tomu stačí pouhé 0,2 sekundy! Toto srovnání snad nejpřesvědčivěji ukazuje, jak se zdokonalila detekční technika v průběhu necelých tří čtvrtin století.

V roce 1989 bude uveden do provozu teleskop NTT Evropské jižní observatoře (ESO) s průměrem primárního zrcadla 3,6 m. Jde o první využití systému aktivní optiky u velkého stroje. Zrcadlo má totiž tloušťku pouhých 250 mm a povrch je přesný na 25 nm. Dosavadní zkoušky naznačují, že oproti klasické optice je kvalita obrazu třikrát vyšší, přičemž celé zařízení je relativně levné – přístroj stál zhruba 3 miliony dolarů. V roce 1991 bude dokončen Keckův teleskop na Havajských ostrovech s průměrem primárního zrcadla 10 m. Zrcadlo je tvořeno 36 šestibokými segmenty. Každý segment má průměr 1,8 m, hmotnost 440 kg a tloušťku pouze 75 mm. Segmenty mají asférický asymetrický povrch a podle umístění šest typů křivosti. Úhrnná hmotnost primárního zrcadla dosahuje jen 14,4 tuny. Tubus je dlouhý 22 m a má hmotnost 110 t, pohyblivé části (včetně vidlicové montáže) 270 t. Kopule, která již byla dokončena, má výšku 31 m a průměr 37 m, otočná část má hmotnost 700 tun. Tubus je relativně krátký, protože primární ohnisko dosahuje délky pouze 17,5 m. Úhrnný náklad na celé zařízení je překvapivě nízký – pouze 87 milionů dolarů (patnáctina ceny Hubbleova kosmického teleskopu, jenž má být vypuštěn v únoru příštího roku).

V Angelově rotující peci bylo již vyrobeno první zrcadlo pro teleskop Columbus (2 × 8 m), který má být postaven v Arizoně v polovině 90. let. Arizonská univerzita mezitím vyhrála souboj s ochránci červených veverek (kteří se obávali, že výstavba v rezervaci Mt. Graham ohrozí duševní rovnováhu tohoto vzácného druhu americké fauny), takže má povoleno postavit na Mt. Grahamu čtyři velké teleskopy. O něco později má být dokončen velký teleskop VLT observatoře ESO, složený ze čtyř 8m zrcadel na základně 104 m. Zatím není rozhodnuto, zda teleskop bude vybudován na dosavadní stanici ESO poblíž La Silla v Chile, anebo na klimaticky výhodnějším stanovišti zhruba o 500 km na sever od dosavadní observatoře. Druhé řešení by totiž znamenalo postupné zrušení dosavadní stanice s největší koncentrací velkých teleskopů na jižní polokouli.

Poblíž jižního pólu pracuje v automatickém režimu dalekohled SPOT 2, vybudovaný péčí floridské univerzity pod vedením F. B. Wooda. Od r. 1986 uskutečnil již na 60 tisíc fotoelektrických měření, přičemž využívá možnosti souvislého sledování hvězd během pětiměsíční polární noci. Tak lze zejména studovat proměnné hvězdy s periodou blízkou 24 h, jejichž sledování v běžných zeměpisných šířkách vyžaduje příliš dlouhý čas. Není bez zajímavosti, že údaje z teleskopu se přenášejí na Floridu přes umělou družici ATS 3, takže astronomové nejsou vystaveni nepohodlí přezimování v nehostinné Antarktidě. Jižní pól je ostatně zaslíbenou zemí také z důvodu minimálního světelného znečištění oblohy (nepočítáme-li polární záře) a mimořádně nízkého obsahu vodní páry v atmosféře, což usnadňuje měření v infračervené spektrální oblasti (ozonová díra zase usnadňuje pozorování v blízkém ultrafialovém pásmu).

Vrcholnou observatoří pro infračervený obor se však má brzy stát nová americká letecká observatoř SOFIA, navazující na úspěch Kuiperovy letecké observatoře KAO. Zatímco KAO je vybavena zrcadlem o průměru 0,9 m, na SOFII má být zrcadlo s průměrem 3 m zabudované do obřího letadla B-747 zobrazující v pásmu 0,3 ÷ 1 600 μm. Letoun bude operovat ve výškách 12,5 km po dobu minimálně 6 hodin a měl by uskutečňovat 120 letů za rok.

Na pozemních infračervených zařízeních se úspěšně vyzkoušely mozaikové polovodičové zobrazovací soustavy chlazené kapalným dusíkem. Matice HgCdTe firmy Rockwell (64 × 64 pixelů) dosahuje 19 mag v pásmu K (2,2 μm) a experimentální matice InSb (58 × 62 pixelů) dokáže zobrazit celé pásmo 1 ÷ 5 μm při ochlazení čidel na 38 K. Konečně na horské observatoři wyomingské univerzity vyzkoušeli zobrazovací bolometr (na bázi Ga:Ge) WIRO pro pásmo 5 ÷ 35 μm, dosahující ve spojení s 2,3m reflektorem rozlišení 5″.

Neuvěřitelné přesnosti tvarování povrchů antén se podařilo dosáhnout jak u radioteleskopu J. C. Maxwella (průměr antény 15 m), tak u paraboloidu Kalifornského technického ústavu (průměr 10,4 m). První anténa se odchyluje nanejvýš o 40 μm a druhá o 30 μm od ideálního tvaru, což umožňuje měřit i v pásmu submilimetrových vln. V SSSR se plánuje u osady Suffa v Uzbekistánu výstavba obří plně pohyblivé 70m antény s přesností povrchu 70 μm.

Technika radiointerferometrie na mezikontinentální základně (VLBI), jež se začala rozvíjet roku 1967, dosahuje nyní dle N. Bartela aj. rozlišení 0,0001″ na vlnové délce 7 mm. V roce 1989 uplyne půl století od Reberova objevu rádiového záření Slunce amatérským radioteleskopem o průměru 9,5 m. Naproti tomu v listopadu 1988 zaznamenala světová radioastronomie kuriózní ztrátu, když se při pozorování náhle zhroutila kovová konstrukce 92m radioteleskopu na observatoři Green Bank v západní Virginii. Příčinou nehody radioteleskopu, který vzorně fungoval plných 26 let, byla únava materiálu.

Několik nových zařízení bylo zbudováno na jižní polokouli ke sledování fotonů záření gama o energiích až 100 TeV. Podnětem k výstavbě se stala zejména možnost zachycení záblesků energetického záření od supernovy 1987A. Na severní polokouli, a to ve Francii, se však rovněž objevila nová aparatura pro sledování záření gama pomocí záblesků Čerenkovova záření. Aparatura ASGAT ve východních Pyrenejích vznikla adaptací zrušené pokusné sluneční elektrárny Thémis.

Jinou originální konstrukcí je experimentální věž budovaná v Brémách pro pokusy v beztížném stavu. Věž o výšce 146 m bude uvnitř vzduchoprázdná, takže shora shazované objekty budou moci po 4,74 s padat v beztížném stavu (předměty vymršťované zdola mohou dokonce prodělat v beztíži dvojnásobek zmíněné doby).

Z kosmických aparatur je třeba především vyzdvihnout obdivuhodný výkon družice IUE pro sledování ultrafialového záření kosmických těles. Dalekohled na palubě družice má průměr zrcadla pouze 0,45 m, avšak překvapivě dlouhá životnost družice, vypuštěné v r. 1978, umožnila nasbírat velké množství jedinečných údajů o ultrafialových tocích a spektrech mnoha typů objektů. Původně plánovaná životnost 3 roky byla tedy již více než třikrát překročena a družice stále uspokojivě funguje. Na základě měření družice IUE bylo již publikováno více než 1 400 původních vědeckých prací, což je rekord pro jakékoliv jednotlivé astronomické zařízení. Právem byly vědecké a technické týmy z USA, Velké Británie a Holandska odměněny cenou za špičkovou technickou úroveň, kterou jednou za čtyři roky uděluje americký prezident.

Z dalších veteránů připomeňme nejstarší pracující kosmické sondy Pioneer 6 (22 let provozu) a Pioneer 8 (20 let provozu). Kosmická sonda Pioneer 10 dosáhne patrně v letošním roce hranice, kde se již projeví modulace intenzity kosmického záření magnetickým polem Galaxie. Naproti tomu sovětská družice Astron skončila aktivní činnost v roce 1988 a v letošním roce zřejmě zanikne v atmosféře proslulá družice Solar Max (SMM) – paradoxně právě vinou rostoucí sluneční činnosti, jež zvyšuje hustotu zemské atmosféry, a tedy i brzdění nízkolétajících družic.

Loňský rok byl ve znamení řady vrcholných astronomických setkání, z nichž největší publicitu mělo XX. valné shromáždění IAU v Baltimore v USA v srpnu (viz ŘH 2/89, str. 27). Novým prezidentem Unie se stal japonský astronom Y. Kozai a novým generálním sekretářem britský astronom D. McNally. Unie má v současné době 40 vědeckých komisí a bezmála 7 000 individuálních členů z 58 států. Dalším pozoruhodným setkáním bylo v pořadí již III. sympozium ESO-CERN, jež se konalo v květnu 1988 v italské Boloni. Zde se jednalo o velkorozměrové struktuře vesmíru, problému skryté hmoty a výsledcích studia supernovy 1987A i o souvislostech těchto poznatků s výsledky výzkumné částicové fyziky a kosmologie. Při té příležitosti udělila boloňská univerzita čestný doktorát holandskému astronomovi L. Woltjerovi, odstupujícímu řediteli observatoře ESO (novým ředitelem se stal další Holanďan H. van der Laan). K výměně stráží došlo také v Astrofyzikálním ústavu v Paříži, kde na místo J. C. Peckera nastoupil J. Audouze. Akademik R. Z. Sagdějev se vzdal místa ředitele Ústavu kosmických výzkumů AV SSSR a jeho nástupcem je akademik A. A. Galejev. Předseda Astrosovětu A. A. Bojarčuk byl zvolen akademikem AV SSSR.

Významní světoví astronomové obdrželi tyto prestižní ceny: C. de Jager (Holandsko; sluneční a hvězdná astrofyzika, kosmický výzkum) dostal zlatou medaili britské Královské astronomické společnosti, J. G. Bolton (Austrálie; radioastronomie) obdržel medaili C. W. Bruceové Pacifické astronomické společnosti, R. Davis (USA; neutrinová astronomie) získal cenu Americké fyzikální společnosti a manželé A. a G. de Vaucouleursovi (USA; velkorozměrová struktura vesmíru) byli vyznamenáni Janssenovou cenou Francouzské astronomické společnosti. U nás dostali ke svým životním jubileím Ĺ. Kresák, V. Letfus a A. Mrkos Zlaté plakety ČSAV za zásluhy ve fyzikálních vědách a I. Šolc plaketu stříbrnou. S. Fischer obdržel stříbrnou plaketu F. Křižíka za zásluhy o rozvoj technických věd a konečně I. Zacharov vyznamenání Za vynikající práci.

V uplynulém období jsme zaznamenali úmrtí význačných astronomů C. W. Allena (astrofyzikální konstanty), N. Bobrovnikoffa (komety), W. Frickeho (fundamentální astronomie), G. Hara (galaktické objekty), P. N. Cholopova (proměnné hvězdy), P. Ledouxe (stavba hvězd), A. Moffeta (radioastronomie), E. R. Mustěla (hvězdná a sluneční astrofyzika) a A. de Vaucouleursové (výzkum galaxií). Zemřel také nositel Nobelovy ceny za fyziku, spoluautor domněnky o impaktu planetky na rozhraní druhohor a třetihor, L. W. Alvarez.

Podle E. Garfielda publikují laureáti Nobelových cen pětkrát vyšším tempem než průměrní vědečtí pracovníci a jejich práce jsou dokonce padesátkrát častěji citovány, než kolik činí průměr. Podle S. R. Pottasche a F. Praderiové čtyři vedoucí astronomické časopisy zveřejnily v r. 1987 původní práce na 25,5 tisíce ekvivalentních stránkách, z toho The Astrophysical Journal 11 000 str., Astronomy and Astrophysics 8 000 str., Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 3 500 str. a The Astronomical Journal 3 000 str. Redakční rady těchto časopisů zcela zamítají 9 ÷ 13 % došlých rukopisů. Na kongresu IAU v Baltimore byla též připomenuta rekordní úroda astronomických cirkulářů v r. 1987, kdy jich bylo vydáno úhrnem 230 (z toho 33 během 23 dnů po explozi supernovy 1987A) – předešlý rekord cirkulářů pocházel z r. 1978.

Není divu, že všechny tyto číselné údaje se odrážejí i v rozsahu získaných poznatků. V tuto chvíli stojí za to připomenout výrok proslulého holandského astronoma, působícího dlouhá léta v USA, G. K. Kuipera, že „věda je způsob, jak dostat maximum informací z minimálního množství dat“. Nemůžeme se pak divit, že astronomové současnosti jsou přívalem informací bezmála zahlceni.