H lavní d a le k o h l e d h v ěz d á rn y n a K leti. V levo j e lOOcm r e fl e k t o r , v p ra v o M aksuto v o v a k o m o r a 1625/830/1870 m m /, k t e r o u b y l e x p o n o v á n s n ím e k n a 1. s tr a n ě o b á lk y : N a 20 m in. e x p o z ic i 1. II. 1978 b y la z a c h y c e n a p e r io d i c k á k o m e t a S c h w a s sm a n n -W a c h m a n n 1 ( o z n a č e n á š ip k o u ) v b líz k o s t i r e fle x n íc h a te m n ý c h m lh o v in v o k o lí p r o m ě n n é h v ě z d y AB A u rig ae. Ja s n o s t k o m e t y b y la 17m. (A . M rk o s)
Říše hvězd
fíoč. 5 8 ( 1 9 7 7 ) , č. 10
Jiří B o u š k a :
N O V É M Ě S Í C E P L A N ET V m inulém čísle jsm e otiskli zprávu „Má Pluto m ě s íc ? " a jak se podle d alších in form ací zdá, otazn ík v titulku je možno šk rtn o u t. Kolem Pluta s velkou pravděpodobností obíhá m ě síc, jak zjistil 22. če rv n a t. r. Jam es W. Christy z N ám ořní o b serv ato ře S pojených států ve W ashingtonu. Jak jsm e již uvedli, C hristy si povšim l n a sn ím cích , exp onovan ých 155cm astro m etrick ý m refle k to re m h vězdárny ve F la g staffu , že obrázky Pluta byly jak si „p ro ta ž e n é 11 zhruba ve sm ěru sev er — jih, kdežto obrázky hvězd n a těch že n e g a tiv e ch byly d okonale kruhové. Jediným m ožným vysvětlením uvedeného efek tu bylo, že kolem P lu ta obíhá m ěsíc, a to relativ n ě velký a blízko p lan ety . Zm íněné n egativ y byly exp onován y 13. a 20. dubna a 12. k větn a leto š ního rok u , ted y k rá tc e po op ozici P luta se Sluncem [jež n a sta la 5. dub n a ) v nejp říh od nější ro čn í době k pozorování p lan ety vzhledem k její velké zd ánlivé vzd álen osti n a obloze od S lunce a m inim ální vzdálenosti P luta od Zem ě. V letn ích m ěsících již Pluto nebyl v tak příhodné poloze k pozorování, protože se blížil do konjun k ce se Sluncem , k te rá leto s n astáv á 10. říjn a ; v tuto dobu je p la n e ta tak é n e jd á le od Země. S n a p ě tím tedy budou o ček áv án y další fo to g ra fie P luta z doby kolem další o p o zice p lan ety se S luncem , k te rá n a sta n e 8. dubna příštího roku. N icm éně však byly získ án y n eg ativ y 2. a 5. če rv e n ce t. r., exponované flag staffsk ý m dalek ohledem a 6. če rv e n ce čty řm etro v ý m reflek to rem In teram erick é o b serv ato ře C erro T ololo v Chile. Tyto sním ky a p roh líd k a n egativů z let 1965 a 1970 potvrd ily, jak se zdá, ex iste n ci nového m ěsíce Plu ta, o zn ačen éh o 1978 P 1. Jak jsm e již uvedli, C hristy pro něho navrhl jm éno Charon. [Ja k znám o z ře ck é m y tologie, Pluto byl vlád cem podsvětí a Charon byl p řevozníkem duší zem řelý ch p řes řeku A cheron v tém že p odsvětí.) Ze sním ků bylo zjištěn o , že m ěsíc se vzdaluje od P luta na m axim ální vzd álen ost asi 0 ,9 " v p o zičn ích ú hlech 170° a 350° (viz o b r.). Podle p řed běžných údajů se pohybuje po d ráze blízké kruhové o polom ěru asi 20 000 km s oběžnou dobou 6 dní 9 h 17 m in; sk lon dráhy k ek lip tice je asi 60°. M ěsíc m á ja sn o st o 2 — 3 m agnitudy m enší než Pluto, z čeh ož je m ožno odhadnout prů m ěr m ěsíce n a asi 1/3 prům ěru Pluta, tedy na asi 90 0 — 1000 km. P om ěr hm otn ostí P lu ta a Charonu by byl asi 1/10 až 1/20. Uvedené číseln é h odn oty jak si dosti dobře n ezap ad ají do so u časn ých p řed stav o p om ěrech v n ejvzd álen ějších o b lastech slu n ečn í sou stavy. V případě P luta a jeho m ěsíce jde o velm i výrazn ý případ dvojplanety, m nohem vý razn ější než je so u stav a Země — M ěsíc. N avíc Pluto, zd ale k a nejm en ší p lan e ta slu n ečn í sou stavy (d o k o n ce m enší než náš M ěsíc),
z ce la u rčitě nem ůže být od tržen ým m ěsícem N eptuna podle L y ttleto n o vy hypotézy. Z dráhy m ěsíce P luta je m ožno odvodit hm otn ost m ate řsk é p lan ety : 1,4 . 1025 g, což odpovídá 1 /4 2 0 hm otn osti Zem ě nebo 1/5 hm otn osti Mě síce . Je ted y jasn é, že Pluto vzhledem k m alé h m otn osti nem ůže působit od chylky ve d ráze p lan et U ran a a N eptuna, k teré byly pozorován y. Zdá se tedy být definitivně p otvrzen o, že Clyde Tombaugh objevil Pluta 21. led n a 1930 na Low ellově h v ězd árn ě čirou náhodou a nikoliv n a pod k ladě výp očtu d ráh y a efem erid y P. Low ella z r. 1915. Čím však jsou . tedy rozdíly m ezi vyp očten ým i a pozorovaným i poloham i U rana a N ep tuna působeny? Dosud neznám ou desátou plan etou slu n ečn í so u stav y ? Nebo jde o zajím avou souhru n áhod v p o zo ro v acích ch y b á ch ? Na tyto otázk y zatím odpověď n eznám e. Další zajím avostí je sh od a oběžné doby m ěsíce a doby ro ta c e Pluta. N ejjednodušší vysvětlen í této shody by bylo p řed pok lad em , že se Charon pohybuje n a sy n ch ro n n í d ráze. U vážím e-li však, že doba ro ta c e Pluta byla odvozena ze zm ěn jasn o sti p lan ety , k te rá se m ění asi o 10 až 20 % p rávě v periodě 6 d9 h1 7m, vnucuje se přím o o tázk a, zda zm ěny jasn osti nepůsobí p rávě oběh m ěsíce kolem p lan ety . Šlo by ta k o stejn ý efek t jako u zák ry to v ý ch p rom ěn n ých hvězd. V době, kdy je m ěsíc pro p ozorovatele v zák ry tu z a p lan etou musí být n utně ja sn o st sou stavy menší n ež v době, kdy se m ěsíc p ro m ítá na obloze vedle p lan ety . M ají-li zm ěny jasn o sti P luta tuto p říčinu, pak doba ro ta c e p lan ety m ůže být z ce la od lišn á od dosud udávané hodnoty — a je dosud n eznám á. Pokud jde o sam otnou p lan etu Pluto, zdá se , že je nyní jakž takž znám alesp oň její prům ěr. M ísto té to h odn oty se dlouho v tab u lk ách uváděl otazník. První pokus u rč it prů m ěr P lu ta učinil G. P. Kuiper te prve r. 1950; n a sn ím cích p lan ety p ětim etrovým re fle k to re m n a Mt Palom aru zm ěřil p rům ěr kotoučku. Dostal hodnotu 0 ,2 3 ", čem u ž odpovídá p rům ěr 5900 km. Šlo však o m etodu zn a čn ě n epřesnou . Ze zák ry tu h v ěz dy k otou čkem p lan ety bylo později m ožno pouze zjistit, že p rům ěr Pluta je m enší než 6400 km. V r. 1976 m ěřili in fra če rv e n é zářen í P luta č ty ř m etrovým reflek to re m n a ob servatoři Kitt Peak Cruikshank, P ilch ei a M orrison z H avajské univerzity. Zjistili, že p ovrch P luta je p okryt zm rzlým m etan em a že albedo p lan ety je 0 ,4 — 0,6. Za předpokladu albeda 0,60 vy ch ází p rům ěr P lu ta 2800 km, co ž je h o d n o ta nyní p řijí m an á, ale zřejm ě nikoliv k o n ečn á. Střed n í h u sto ta p la n e ty by byla asi 1,3 g /cm 3, ted y zhruba odpovídající středn ím hustotám U rana a N eptuna. Svými rozm ěry ted y Pluto odpovídá p lan etám te re stick é h o typu, střed n í hustotou n aop ak velkým p lan etám . K on ečn ě se zdá být tak é jasn o , jak je to s h m otn ostí Pluta. Dosud se p řijím ala h odn ota 1 /1 812 000 h m o t n osti S lu nce nebo-li 1 /5 ,6 h m otn osti Zem ě, k te rá byla získ á n a z in te r p re ta ce rozdílů m ezi vyp očten ým i a pozorovaným i poloham i N eptuna za předpokladu poruchového působení P luta (ŘH 50, 1 5 6 ; 8 /1 9 6 9 ]. Uve dená h m otn ost ved la k n eo b y čejn ě velk é střed n í h u sto tě Pluta, větší než 6,73 g /c m 3, co ž bylo podivné již n a první pohled. Jak je tedy vidět, bylo leto s troch u p oodhaleno tajem stv í, jímž byla dosud o p řed en a p oslední zn ám á p la n e ta slu n ečn í sou stavy. Plutu jistě bude nyní věn ována n á le ž itá p ozorn ost a tak se sn ad již v blízké bu-
Z d án liv á d r á h a m ě s íc e 1978 P 1 k o le m P lu ta (P J o d 8. d o 15. Č er v en ce t. r. p o d le e j e m e r i d y u v e ř e jn ě n é v 1AVC 3241. Š ip k o u j e vy z n a č e n s m ě r p o h y b u m ě s í c e , a z n a čí v e lk o u p o lo o s u d r á h y s a te litu (0,9"—20 t i s íc k m ) , lP o d l e č a s o p is u Z enit 5, 268; 7 —811978).
doucn osti dozvím e, zda je vše tak , jak jsm e uvedli v tom to člán k u , či zda číseln é hodnoty budou u p řesn ěn y nebo op raven y. K pozorování Pluta se v budoucích le te ch n a sk ý tá m im ořád n ě dobrá p říležito st, p ro tože se blíží do přísluní, jímž projd e 30. září 1989 ve vzd álen osti pouze 29,68 AU od Slunce. V zhledem k velk é e x c e n tricitě dráhy Pluta (e = = 0 ,2 4 9 3 ) je p erih elo v á v zd álen o st té to p lan ety od S lu nce m enší než je střed n í vzd álen ost N eptuna od S lu nce ( a = 29,96 A U ). V odsluní se Pluto naopak od S lunce vzdaluje až n a 49,40 AU. K oncem toh oto roku bude vzd álen ost P luta od S lunce 30,29 AU, od Zem ě 30,44 AU, tak že bude Zemi blíže n ež Neptun, jehož v zd álen o st od Země bude koncem roku 31,22 AU. Od n ejvzd álen ější p lan ety slu n ečn í sou stavy se podívejm e nyní k S a turnu, resp . n a jeho sou stavu m ěsíců. V tab u lk ách n ajd em e, že kolem S atu rn a obíhá 10 m ěsíců (n a p ř. H vězdářská ro če n k a 1978, str. 4 2 ), z nich ž poslední — X. Janus — byl objeven A. D ollfusem v r. 1967 na n eg ativ ech z r. 1966. Avšak již v r . 1905 oznám il W. H. P ick erin g, že objevil nový m ěsíc, k te rý d ostal jm éno Them is a m ěl m ít oběžnou dobu 20,8 dne. Tento sa te lit nebyl později pozorován a obvykle se uvádí, že šlo sn ad o nějakou plan etk u n áhod n ě se p ro m ítající do blízkosti S a tu r na či d o časn ě se pohybující v S atu rn ově g rav itačn ím poli. M ěsíc Them is byl tedy vyšk rtn u t ze so u stav y S atu rn o v ý ch m ěsíců. Vloni v časo p ise S cien ce (197, str. 9 1 5 ) oznám ili J. W. F ou n tain a S. M. Larson objev dalšího m ěsíčku S atu rn a. Jak to ted y se S aturnovým i m ěsíci je ? Tuto otázku si položili K. A ksnes a F . A. F ran k lin (H arvard -S m ith son ian C enter for A strop h y sics) a co zjistili, o tom re fe ro v a lo leto šn í dubnové číslo časop isu Sky and T elesco p e (5 5 , str. 2 9 4 ). Na tom to m ístě shrňm e alesp oň podstatn é.
N ejprve pokud jde o Them is. P ick erin g n alezl n a 9 fo to g ra fiích okolí S atu rn a, exp on ovan ých 61cm re fle k to re m pobočky H arvardovy o b serv a toře v Peru v ro c e 1904 n a p rahu vid iteln osti stop y nového m ě síce . Poz ději zjistil P ick erin g na sn ím cích s tím že dalek ohledem získ an ý ch roku 1900 dalších 16 stop údajně nového sa te litu . Uvedené desky se z a ch o valy dodnes a jsou uloženy v archivu H arvard ovy o b serv ato ře. Aksnes a F ran k lin n egativ y vyh led ali, znovu k ritick y prohlédli a p orovn ali je s příslušným i sním ky P alom arsk éh o fo to g rafick éh o a tla su oblohy. Vý sled ek revize byl nikoliv p řekvapivý. K olem poloviny stop „T hem is" bylo id entifikováno s hvězdam i, většin a zbytku jsou pravděpodobně k azy n a n eg ativ ech v blízkosti S atu rn a. T ato ok oln ost spolu se sk u te č n ostí, že krom ě P ick erin g a nikdo „T hem is" n ep o zo ro v al, opravňuje k tvrzen í, že údajný Saturnův m ěsíc Them is n eexistu je, a že šlo o om yl. Pokud jde o n ejvn itřn ější m ěsíce S atu rn ovy sou stavy, jsou tak blízko S atu rn a, že m ohou být pozorovány jen teh d y, když Zem ě p ro ch ází r o vinou p rsten ců S atu rn a a p rste n ce pro p o zo ro v atele n a Zemi tak p rak tick y zm izí. Tak tom u bylo v r. 1966, když Dollfus n a n eg ativ ech z toho roku X. m ěsíc objevil. Z 10 n egativů odvodil Dollfus oběžnou dobu J a nuse 17h59m. Fou n tain a L arson prohlédli n eg ativ y okolí S atu rn a, k teré byly exp onován y rovněž r. 1966 re fle k to re m o prům ěru 155 cm Arizonské u niverzity ve F lag staffu . Na sn ím cích oba p raco v n íci n alezli c e l kem 21 stop m ěsíců, z nich ž n ě k te ré p atří Janusu, jiné však dalším u m ěsíci, k terý se pohybuje ve vzd álen osti 151 300 km od S atu rn a — je ted y o n ěco m álo blíže u S atu rn a než Janus. Oběžnou dobu novéhc XI. S atu rn ova m ěsíce stan o v ili n a 1 6 h3 9 m. K tom u A ksnes a F ran k lin p oznam enávají, že jsou m ožn á i jiná vy světlen í. Pozorování v r. 1966 byla tak n epříznivě ro zlo žen a, že i četn é jiné dráh y vyhovují všem nebo většin ě zm ěřen ý ch pozic. K rom ě toho tři p ozice užité ve studii F o u n tain a a L a rso n a p atří znám ým m ěsícům (M im as a H y p erio n ). Aksnes a F ra n k lin zjistili d ále, že poblíž v n ějšíh c ok raje S atu rn ova p rste n ce A m ůže ex isto v a t n ěkolik m ěsíců pohybují cích se po podobných d rah ách , a le v so u ča sn é době není možno sp o leh livě rozhodnout, jaké ty to d ráh y jsou. Z uvedeného je ted y možno sh rn out, že e xiste n ce dalšího — X I. S atu rn o v a m ěsíce — je p ravd ěp o dobná a že je m ožné, že ve vn itřní č á sti S atu rn ovy sou stavy jsou ještě další m alé m ěsíce. Problém e x iste n ce tak o v ý ch to sa te litů n ení v sou časn é době m ožno jed n o zn ačn ě v y ře šit a je nutno p o čk a t, až Země bude opět p ro ch ázet rovinou S atu rn ových p rsten ců . To bude v le te ch 1979 až 1980, kdy jistě bude Saturnovým vnitřním m ěsícům v ěn o v án a zvýšen á p ozorn ost. K řešen í otázk y e x iste n ce v n itřn ích m ěsíců jistě pomohou i kosm ick é sondy P ion eer a V oy ag er, k te ré se m ají v n ejbližších letech do blízkosti S atu rn a d ostat. Z ávěrem ještě připom eňm e v elice rozum né k rititérium pro existen ci satelitů p lan et, k te ré stan ovili Aksnes a F ran k lin , při jehož re sp e k to v á ní bude m ožno p řed ejít různým zm atkům při „o b jev ech " nových m ě síč ků p lan e t: E x iste n ce nového sa te litu může být považována za p o tv rze nou pouze po výp očtu p řim ěřen é definitivní d ráh y a n ásled u jícíh o znovunalezení m ěsíce podle efem erid y. Podle toh oto k rité ria n elze tedy zatím považovat za definitivně p otvrzen é m ěsíce XIV. Ju p itera, X. a XI. S atu rn a a I. Pluta.
SETI - NOVÝ P O K U S O Z A C H Y C E N Í S IG N Á LŮ CIZÍ CIVILIZACE Výzkumné p rogram y h led ající m ožn ost sp ojen í s m im ozem skou civi lizací získ ávají n eu stále n a p o p u laritě. V SSSR a USA se řeší ten to problém n a vysoké odborné a te ch n o lo g ick é úrovni. Č asto m ezi sebou odborníci a laici vedou sp ory o význam u p rá ce n apř. p ro feso ra S agana. Tento světozn ám ý věd ec je au torem k osm ického „obrazového p o selstv í", k teré nesou n a palubách d ru žice P io n eer 10 a 11. T aké se h ovoří o fonografu se zvukovým dopisem ze Zem ě a s pozdravem gen eráln íh o s e k re tá ře S pojených n árodů, jenž v y n esly do vesm íru družice V oyager. Jistě tak é víte o rád iovém p oselství v y slan ém rád iotelesk o p em z A reciba roku 1974. V ětšin a odborníků sdílí n á z o r, že příp ad né n avázání kontaktu s cizí civilizací by pro n ás bylo přínosem . V so u časn é době p racu jí věd ci n a rad io astro n o m ick ém program u S E T I [S e a rc h fo r E x tra te rre s tr ia l In te llig e n ce ). P ozor n a zám ěnu s po užívanou zk ratk ou C ETI, v níž C zn am en á spojení (C o n ta ct nebo Comm u n icatio n ). V p rojektu S E T I budou rad io astro n o m o v é zkoum at dvě stě hvězd podob ajících se Slunci od sp ek tráln íh o typu dF5 až po dK5 do v zd álen osti 25 p arsek ů. Odborníci se zam ěřili n a průzkum úzkého p ásm a rád iových sign álů , k te ré m ohou v y sílat in telig en tn í b ytosti. Ze jm éna v ob lasti kolem sp ek tráln í č á ry OH n a frek v en ci 1666 MHz je sim ultán ě oh led áváno 1 0 5 až 106 frek v en čn ích kanálů. Podobná pozo rován í provedli rad io astro n o m o v é již dříve v okolí č á ry neutrálního vodíku vlnové délky 21 cm (1 4 2 0 M Hz). P rogram S E T I byl zam ěřen n a ex tré m n ě úzkopásm ové, té m ě ř m ono ch ro m atick é sign ály. P ro č? V ědci v y ch ázejí z předpokladu, že případ ně existu jící m im ozem ská civ iliz a ce používá podobnou kom unikační techniku jako my. P řesn ěji ře če n o , v tom je v lastn ě těžiště k oncep ce program u SE TI. Když se u sku teční, budou odborníci h led at nosné fre k ven ce, p řičem ž druh m o d u lace je vedlejší. Nosné frek v en ce se v y zn aču jí té m ě ř vždy zn ačnou stabilitou a vy k a zují při extrém n ě úzkých p ásm ech vysok ý výkon. Jsou tak é snadno ro z poznateln é od šumu pozadí a širo k o p ásm o v ý ch ru šivých zdrojů. Mimoto n elze p o číta t s takovým druhem v ý razn é „sp ek tráln í č á r y “ jak á je vý sledkem p řirozen ých a stro fy z ik á ln ích p rocesů . Lze o če k á v a t, že jedno duchá m ezihvězdná ob oustran ná sp ojen í budou p ra co v a t s úzkopásm ovými nosným i. P rogram toh oto druhu p řed pok lád á m ožnost prozkoum at širokou sp ek tráln í oblast s vysokým ro zp ty lem . Š ířk a p ásm a n osné frek ven ce vysílané ze Zem ě je m enší n ež 1 Hz. Nejužší p o zo ro v ateln é pásm o ve zvolené p raco vn í ob lasti sp e k tra cen tim e tro v ý ch vln se pohybuje v ro z m ezí od 1 0 -2 až do 1 0 ~ 3 Hz. C hcem e-li ted y p rozkoum at ce lé pásm o m ezi 1 a 2 GHz, což je pro m ezihvězdnou rádiovou k om unikaci op tim ál ní, m usím e sled o vat asi 1 0 9 až 1 0 12 ú zkopásm ových kanálů. E x tra k ce m ožn ých u m ělých sign álů z tak velk éh o toku in fo rm ací vyžaduje však zn ačnou p ečlivost. V ěd eck ý tým J. N. Cuzzieho používá m ultikanál
k an alýze sp ek tra s 105 k anály. In fo rm ace 720 kbitů/s n a sled ovan é frek ven ci o šířce p ásm a 360 kHz je podrobena F o u riero vě an alý ze po b locích údajů trv a jících 0,2 s. Odborníci pozorují 91m tran zitn ím rad io telesk o p em rád iové ob serva to ře v G reenbanku (U SA ) hvězdy nebo rád io v é zd roje, k teré sledují vždy 4 m inuty in teg ro v an éh o času . Volbou č ty ř stěžejn ích frek v en cí v oblasti č á ry OH mohou dosáhnout celk o v é šířk y p ásm a 1,3 MHz. T eplota šumu systém u činí asi 76 K. Doposud odborníci an aly zo v ali asi 10 % v šech údajů pro každý objekt. N ápadné je ru šen í zem skou ak tivitou ; n a v šech sp e k tre ch byly n a le z e ny ok rajové k m ito čty 60 Hz síťové fre k v e n ce . I když je zvolen á fre k ven ce rezerv o v án a pouze pro rad io astro n o m ick é ú čely , vystupují p řece jen n eu stále sp o ra d ick á rušení s přím ým i nosným i ok rajo v ý ch km itočtů a p ostran n ích pásem . Toto z jištěn í přim ělo v ěd eck ý tým k doporučení, aby se v budoucnu p rogram S E T I prováděl z orbitální sta n ice a nebo z povrchu M ěsíce. V so u časn é době leží citliv o st rad io telesk o p ů na 4 sek u n d ách in te g ra čn íh o ča su při 1 , 7 . 1 0 -23 W /m 2 (výk on přijím aného sign álu n a jednotku p lo ch y ), m ůže však být n asazen ím odpovídající v y h od n ocov ací tech n ik y zv ý šen a ještě o fa k to r 2. Nyní diskutují p raco v n íci skupiny S E T I o tom , zda budou p ozorovat v tzv. „vodní d íře“ v oblasti frek v en ce, k te rá leží sy m e trick y m ezi č a r a mi vodíku a hydroxilu. Odborníci však n e o če k á v a jí re le v a n tn í in fo rm a ce. P rog ram toh oto druhu vyjasn í tv á ře tě ch , kdo věi4í v n ěco tak ovéh o, jako je „m a g ick á " frek v en ce pro univerzáln í kosm ickou kom unikaci. (P o d le Bild d e r W issen sch a ft 14, 142, 9 /19 77 .)
Pavel
Mayer:
PERSPEKTIVY KOSMICKÉ ASTRONOM IE Pro p říští rok y plánuje NASA vypuštění zn ačn éh o m nožství družic pro astro n o m ick ý výzkum , a řa d a astro n o m ick ý ch m ěřen í se u skuteční též p om ocí p řístrojů na palubě rak eto p lán u v rám ci p rojek tu SPACELAB. Ještě leto s v listopadu m á být vy p u štěn a dru žice HEAO B pro re n tg e novou astron om ii; jejím hlavním p řístro jem bude ren tg en o v ý zrcad lový telesk op s rozlišen ím 2". V říjnu 1979 m á n ásled o v at družice SMM pro výzkum m axim a slu n ečn í čin n o sti, n esoucí osm exp erim en tů , n a nichž se podílí též NSR a H olandsko. V ro c e 1979 o d startu je i HEAO C, p osled ní ze so u časn é série družic pro astron om ii vysok ých en ergií. Pro další výzkum v té to ob lasti se p řip ravu je série pěti družic, z nichž první, družice GRO s n ákladem 6500 kg p řístrojů pro výzkum g am a z á ření, m á být v yn esen a ra k e to p lá n e m v r. 1983. Po ní m á n ásled o v at dru žice pro výzkum k osm ick ých paprsků a tři družice pro rentgenovou astron o m ii: zatím n esp ecifik o v an á „ren tg en o v á o b serv ato ř1', dále dru žice s velkou p řijím ací plochou a se střed n ím rozlišen ím , a dru žice se zrcad lovým ren tg en o v ý m telesk o p em o prům ěru 120 cm . V r. 1981 bude vypuštěna dru žice IRAS pro výzkum in fračerv en éh o zářen í s heliem ch lazen ým teleskop em (viz ŘH 1 2 /1 9 7 8 ; str. 2 3 7 ). Z ásadní význam pro
celou astron om ii bude m ít d ru žice ST -telesk op se zrcad lem o prům ěru 244 cm , použitelný v oboru 100 nm až 1 mm, k te rá m á být vypuštěna k oncem r. 1983. Přip ravu je se té ž sp e ciá ln í dru žice pro výzkum k o sm ic kého p ozadovéh o z á ře n í COBE. Další p řístro je budou so u čá stí S p acelabu; astron om ie bude zasto u p en a n a jednom letu v r. 1981, n a dvou v r. 1982 a až na č ty ř e c h v r. 1983. Prvním optick ým telesk op em m á být fran co u zsk ý p řístroj FAUST 0 prům ěru 16 cm pro průzkum velk ých ob lastí oblohy v oboru 120 až 3 00 nm. Dalšími p řístro ji bude telesk o p STARLAB o prům ěru 1 m s ro z sáh lým p říslušenstvím , a S chm id tova k o m o ra o prům ěru 80 cm se z r c a dlovou k orek čn í deskou, u rče n á pro sním kování v oboru 1 3 0 — 180 nm Prvním in fračerv en ý m p řístro jem bude telesk op H ersch elo v a typu se zrcad lem o prům ěru 15,5 cm , ch lazen ý tek u tým h eliem . Připravuje se 1 velký ch lazen ý telesk o p SIRTF se zrcad lem o prům ěru 120 až 160 cm . Z ápadoevropské s tá ty uvažují o stavbě in fračerv en éh o teleskopu LIRTS o prům ěru 280 cm . Pro ren tg en o v ý obor NASA p řed pok lád á vývoj zobrazujícího p řístro je pro tvrdé ren tg en o v é zářen í H X Ii s rozlišením až 4 " a vývoj velk op lošn ého zrcad lo v éh o p řístro je LAMAR s rozlišením kolem 1 m inuty. Přip ravu je se i n ěkolik sp ecializo v an ý ch přístrojů pro výzkum Slunce. Pro prvé le ty to bude jednak telesk op s ohniskem 450 cm pro vysok odisperzní sp ek trosk op ii, dále teleskop o prům ěru 30 cm pro m ěření m a g n e tick ý ch polí a ra d iá ln ích ry ch lo stí s p ro sto ro vým rozlišen ím 1", později pak m á být vyvinut telesk op SOT, Gregoryho typu, s prim árn ím p arab o lick ý m z rca d le m o prům ěru 125 cm a sv ě te l nosti 1 : 3,6. Tento telesk o p m á být použitelný od u trafialo v éh o po in fra červ en ý obor, m á p o sk y to v at ro zlišen í 0 ,1 " a bude obsahovat řadu v ý m ěn n ých p řístrojů u m ístiteln ý ch v ohniskové rovině. Celý kom plex bude m ít p rům ěr 380 cm a délku 730 cm . Z am ěřován í v šech rozm ěrn ějších teleskop ů n a rak eto p lán u bude zajišťo v at třío sá m on táž IPS, vybavená sled o v ači hvězd a p ra cu jící s p řesn o stí 1".
Zdeněk Mikulášek:
PULSAR V S O U H V Ě Z D Í PLACHET P ulsar PSR 0833-45 ležící v jižním souhvězdí P la ch e t (V ela) je v řad ě ohledů pozoruhodný. Objeven byl již v ro c e 1968 n a rádiové observatoří M olonglo v A u strálii a svojí p eriodou — 0,089 s — se řad í m ezi pulsary s n ejk ratší periodou. V tom to sm ěru jej p řed čí jen pulsar v Krabí m lho vině s periodou 0,033 s a n em én ě znám ý p ulsar v souhvězdí Šípu tvoříci složku podvojné so u stav y s periodou 0,059 s. K rátk ost periody je u pul saru n eklam nou znám kou m ládí, p u lsar PSR 0 833-45 není zřejm ě sta rší než 10 000 let. P u lsar je sp ojen s rozsáh lou m lhovinou, jež září opticky i rád iově. M lhovina je p a trn ě zbytkem po výbuchu supernovy, podobně jako je to v případě Krabí m lhoviny a supernovy z roku 1054. Shodné ry sy pulsaru PSR 0833-45 a pulsaru v Krabí m lhovině byly důvodem m noha pokusů z jistit o p tick é p u lsace obdobné světelným zá bleskům vysílaným 3 0 k rá t za sekundu pulsarem v Krabí m lhovině. H lav
ní p řekážkou v n alezen í op tického protějšku PSR 0833-45 je jeho n e ob yčejn ě nízká svítivost. F. P acin i n a zák lad ě te o re tick ý ch úvah o c h a rak teru zářen í pulsaru ukázal, že o p tick á jasn o st pulsaru musí sto le tí od sto letí rap id n ě k lesat a v p řípadě pulsaru 0833-45 by m ěla čin it asi 25m. P řes tyto obtíže se p odařilo kolektivu 12 astron om ů vedeném u P. T. W alacem op tick é p ulsace PSR 0 833-45 objevit. Tento vpravdě h u sa r ský kousek provedli pom ocí 3,9m reflek to ru an g lo -a u stra lsk é ob serva toře v Siding Spring v A ustrálii (viz ŘH 59, 9 8 ; 5 /1 9 7 8 ). Z rád io vých m ěření byla zn ám a poloha pulsaru s p řesn o stí jedné obloukové vteřin y. F o to e le k trick ý m fo to m etrem bylo sled ován o sv ětlo v y ch ázející z te sto v a cí kruhové ob lasti o prům ěru 5 " a bylo p o ro v n áv á no se světlem pozadí v oblasti poblíž te sto v a cí. Asi po hodině p ozorová ní byla pak získ an á d ata (p o č ty fotonů zazn am en áv an é po m ilisekun d ách n a m agn etick o u pásku) z p ra co v á n a n a p o číta či, k terý zejm éna zjišťoval, zda se v p očtu fotonů neobjevuje p erio d icita s periodou 0,089 s. T akovým to způsobem byly p ře še tře n y celk em čty ři te sto v a cí oblasti, což v souhrnu p řed stavovalo asi 10 hodin p ozorovacíh o času . Při strojovém zp raco v án í se u k ázalo, že dvě p řek rý v ající se oblasti, z n ich ž jedna byla ce n tro v á n a do m ísta rád iovéh o zd roje, vyk azovaly zm ěny jasn osti s periodou 0,089 s. O ptické pulsy jsou dvojité, slabší složk a p řed ch ází siln ější o 0,022 s, na rozdíl od rád iových pulsů, k teré jsou jednoduché. Na p řekryvu tě ch to dvou ob lastí se n ach ází m od rá hvězdička 24m. Objevil ji již v ro c e 1975 B a rry M. L ask er na fo to g ra fiích p ořízen ých 4m reflek to rem v C erro T ololo v Chile. Hned od p očátk u tuto hvězdu p ovažoval za o p tick ý p ro tějšek p ulsaru PSR 08 3 3 -4 5 , jeho pokusy o odhalení op tick ých záblesků sk o n čily neúsp ěšn ě. Podle posled ních m ěření na o b serv ato ři Siding Spring se potvrdilo, že ta to L ask ero va hvězda je sk u tečn ě op tick ým p ro tějšk em pulsaru v P la ch tá ch a že m ění svoji jasn o st s periodou 0,089 s. Dne 24. červ e n ce 1976 bylo z paluby ren tg en o v é dru žice Ariel 5 z a zn am en áno vzplanutí ren tg en o v éh o zdroje 3U 0833-45, k terý obvykle bývá ztotožňován s rádiovým zd rojem — pulsarem PSR 08 3 3 -4 5 v P la ch tách . Pozorování zah rn ovalo rozsah en erg ií 2 ,4 — 18 keV. M axim ální in ten zita během vzplanutí tro jn áso b n ě p řev ý šila n orm áln í úroveň zářen í zdroje. V zplanutí trv alo celk em 0,5 dne. Na sv ěteln é k řiv ce je m ožné krom ě hlavního vrch olu v y sled o v at je ště i celk em n e p a trn é zvýšení in ten zity, k teré o dva dny p řed ch ázelo v lastn í vzplanutí. Je zajím avé, že tak o v éto vzplanutí je zřejm ě z á le ž ito st pom ěrně o jed in ělá, neboť v p řed ch ázejících dvou le te ch nebyly zjištěn y ani n ázn ak y prom ěnnosti v ren tgen o vém oboru. P řed pok lád á se, že re n tg en o v ý zdroj 3U 08 33 -4 5 je v ázán na p ulsar PSR 0833-45, k terý je zbytkem po výbuchu supernovy v souhvězdí Pia ch et. Je-li p u lsar od n ás vzd álen 460 pc, pak během hlavního vzplanutí byla v y zářen a en erg ie 2,9 . 1 0 31 J a 1,2 . 1031 J v průběhu p řed ch ázejícíh o zesílení ren tgen ovéh o zářen í. Podrobnou in fo rm aci o ce lé záležitosti přináší časo p is N ature (2 6 5 , 121, 1 9 7 6 ) v člán k u A. Sm ithe a K. A. Poundse. Autoři v člán k u též diskutují hypotézy ob jasňující příčinu vzplanutí. Za nejpravděpodobnější vysvětlení vzplanutí považují náhlé p řerozd ělen í m agn etick éh o pole a plazm y v m a g n e to sfé ře pulsaru.
M lh ov in a z v a n á L a g u n a v so u h v ě z d í S t ř e lc e / NGC 6523).
P lu to fo t o g r a fo v a n ý 31. I II.I I. IV. I n a h o ř e ) a 2.13. IV. 1971 l n a p r o t ě jš í s t r a n ě ) r e fl e k t o r e m 100/395 cm h v ě z d á r n y n a K leti. IA . M rk o s)
P orov n án ím o b o u sn ím k ů j e m o ž n o s n a d n o P lu ta n a lé z t. M ezi o b ě m a e x p o z ic e m i u p ly n u lo 47 h , b ě h e m n ic h ž s e p la n e t a z ř e t e ln ě p o su n u la m ez i h v ěz d a m i.
N a h o ře j e 91m r a d i o t e le s k o p v G r een b a n k u , d o le 300m r a d i o t e le s k o p v A recibu n a P o rto rik u . (K č lá n k u n a str. 205— 206.)
Zprávy PAMĚTNÍ
MEDAILE „FYZIKA A VÝVOJ ČS . A S T R O N O M Ů M
HVĚZD"
Za aktivní ú čast a za vědeckou práci v oblasti m nohostranné spolupráce a k a demií věd s o cia listick ý ch zem í na program u výzkumu vývoje hvězd udělila m ístopředsedkyně A strosovětu A kadem ie věd S S S R a předsedkyně problémové kom ise „Fyzika a vývoj hvězd" prof. A. G. M aseviĚová pam ětní m edaile prof. RNDr. Vladim írovi Vanýskovi, D rSc, vedoucím u kated ry astronom ie a astro fyziky m atem aticko-fyzikáln í faku lty Univerzity Karlovy, RNDr. Svatoplukovi Křížoví, CSc., vědeckém u sek re táři A stronom ického ústavu ČSAV a čs. zástupci v problémové kom isi „Fyzika a vývoj hvězd " a RNDr. Jozefovl Trem kovi, CSc., vědeckém u pracovníku A stronom ického ústavu SAV na Skaln atém Plese. Udě lením pam ětních m edailí, vydaných u p říležitosti pětiletéh o výročí založení m nohostranné problémové kom ise s o cia listick ý ch zem í „Fyzika a vývoj hvězd“, byla ocen ěn a dlouholetá vědecká p ráce uvedených n ašich tří význam ných a stro fyziků i je jic h podíl na utužení spolu práce mezi astronom y socialistick ý ch zemí. R edakce Říše hvězd srd ečn ě blahop řeje.
MEDAILE
MILANU
BUR50VI
Při zasedání Sp eciáln í stud ijn í skupiny (S S G ) o dynam ice soustavy Zem ě— Měsíc, k teré se kon alo 7.— 9. srpna 1978 v Uppsale, byla ing. Milanu Buršovi, DrSc.. vedoucímu oddělení dynam iky slu nečn í soustavy A stronom ického ústavu ČSAV, udělena pam ětní m etaile k pětistém u výročí založení U ppsalské univer zity (1 477). Tato SSG spadá pod M ezinárodní geod etickou asociaci (1AG), která je první ze sedmi a so cia cí M ezinárodní unie geodézie a geofyziky (IUGG). M. Burša na zased ání přednesl svůj re fe rá t o silové funkci soustavy Země— Mě síc a re fe rá t o g e o stacio n árn ích družicích, který napsal sp o lečn ě s dr. Zdislavem Šímou, CSc. R edakce Říše hvězd srd ečn ě blahopřeje.
Co nového v astronomii RADIOVÉ
ZÁŘENI
I OMETY
J. Crovisier, D. Despois, E. Gérard a I. Kazěs z francouzské rad ioastronom ické observatoře v Nangay z jistili 30. a 31. května t. r. zářen í kom ety 1978f na frek v en cích 1667 a 1665 MHz; šlo o em isi hydroxylu OH. Za předpo kladu, že se zářen í OH m ění s — 2. m ocninou h e lio ce n trick é vzdálenosti, pak ja sn o st kom ety 1978f byla v uve-
RENTOENOVÉ
P
F. Cordova, G. Garm ire a I. Tuohy (C aliforn ia In stitu te of T echnology) oznám ili, že během optických vzpla nutí trp asličí novy SS Cygni pozoro vali pulsy záření X. Rentgenové pulsy byly zjištěn y 14. června t. r. d etek to rem družice HEAO. Perioda pulsů byla 8,9 s a tok z hvězdy byl asi 0,07 fo-
MEIER
19 7 8 f
děných em isních ča rá ch šestk rát ja s n ě jší než znám á ja sn á kom eta Kohou tek 1973 XII před průchodem přísluním a č ty řik rá t ja s n ě jš í než kom eta W est 1976 VI po průchodu perihelem . Kom eta M eier projde přísluním 11. lis topadu t. r. ve vzdálenosti 1,1350 AU od Slu nce a v té době lze očekávat produkci OH 4 . 1029 m olekul za sek.
LSY
Z SS
CYGNI
tonu za sekundu na čtv erečn í ce n ti m etr v oblasti rozm ezí energ ií 0,2 až 0.4 keV. Pozorováním výše uvedených odborníků byl potvrzen objev rengenového záření SS Cygni, o němž jsm e již refero v ali v minulém č ísle (s tr a na 198).
IAUC 3235 IB )
Po kosm onautech z Č eskoslovenska a P olska se leto s na oběžnou dráhu kolem Země dostal i občan NDR, první n ěm ecký kosm onaut Sigmund Jahn. V rám ci kosm ické spolu práce mezi S SS R a ostatním i socialistick ý m i z e měmi byla 26. srpna z Bajkonuru vy puštěna kosm ická lod Sojuz 31 s kos monauty V. Bykovským a S. Jahnem . Dne 27. srpna došlo ke sp o jen í S o ju zu 31 s orbitálním kom plexem Salju t 6 — Sojuz 29, v němž p racu jí kosmonauté V. K ovaljonok a A. Ivan čenkov. Posádka kosm ické lodi Sojuz 31 prováděla na oběžné dráze na dvě de-
PLANETKA
IHOS.
HERCI LINA
Dne 7. června t. r. došlo k zákrytu hvězdy SAO 120774 planetkou 532 Herculina. Podle zprávy cirk u láře Mezi národní astronom ické unie č. 3241 ze 7. červen ce t. r. byl zákryt, předpově děný G. E. Taylorem a D. W. Dunhamem úspěšně to to elek trick y pozoro ván, a to E. Bow ellem a M. A’Hearneir> na Lowellově hvězdárně a dále J. McMahonem a K. Horneem v K alifo r nii. Pozorování um ožnila přesné určení průměru p lanetky ( 2 1 7 ± 3 ) km (za předpokladu kruhového průřezu planetoid y). Podle pozorovatelů na Lowel lově observatoři a M cMahona došlo během zákrytu hvězdy planetkou k sekundárním u poklesu jasn o sti hvěz
RADIOVÉ
sítky vědeckých a tech n olog ický ch experim entů, které sp olečně připravili vědečtí pracovníci z NDR a S SS R . V. Bykovský a S. Jah n po sp ln ění úkolů úspěšně p řistály s kosm ickou lodí S o juz 29 dne 3. září opět na Zemi. Letem třetí kosm ické lodi s m ezinárodní po sádkou byl úspěšně spln ěn letošní program m ezinárodni spolupráce so c ia listick ý c h zem í v tom to oboru kos m ické čin nosti. V budoucnosti se m ají kosm ických letů zú častnit i kosm o nauti z d alších so c ia listic k ý ch států, k teré jso u členy org anizace Interkos-
MA
MÉSIC?
dy, což je možno vysvětlit existen ci s atelitu p lanetky o průměru 50 km v úhlové vzdálenosti 0,863" ± 0 ,0 0 1 " ; to odpovídá sku tečné vzdálenosti (9 7 5 ± ± 1 ) km od plan etky (v p ro je k ci). Za předpokladu, že H erculina a je jí před pokládaný s a te lit m ají podobné albedo, m ěsíček by byl asi o 3 magnitudy slab ší než planetka. Měl by tedy vi zuální ja sn o st asi 13“ a mohl by tak být z jistite ln ý vizuálně či fo to g ra fic ky. M ěsíček p lan etky H erculina dostal v souladu s nyní užívaným nom enkla turním systém em pro nově objevené s a telity označení 1978 (532) 1. J. D ouška
VZPL kNUTI A L G O L A
R ychlé změny rádiového záření A lgola byly objeveny již v ro ce 1971. N icm éně dosud nebylo znám o ja k é jsou příčiny rádiového zářeni, ani ja k v eliká je oblast, odkud k nám rádiové záření A lgola přichází. K rozřešení druhého problému se v noci z 15. na 16. ledna 1975 sp ojily tři radioastronom ické observatoře s anténam i o prů m ěrech 37, 43 a 62 m ke společném u pozorování A lgola na frekv en ci 7850 MHz metodou ap ertu m í syntézy. Antény um ístěné v rozích tro jú h eln í ka o stran ách 20, 85 a 100 m iliónů vlnových délek přijím aného záření zaznam enaly siln é rádiové vzplanutí a n ásled u jící pomalý sestup intenzity
rádiového záření A lgola. Skupina astronom ů vedená T. A. Clarkem z jistila , že pozorování lze vysvětlit pom ocí modelu rádiového zdroje ve tvaru kotoučku s rovnom ěrným roz ložením intenzity o průměru 0 ,0 0 1 7 "* 0,0001", což odpovídá asi 11 polom ě rům Slunce. Rozměry zdroje jsou tedy sro vn ateln é s průměry hvězd v sou stavě. Vysoká jaso v á tep lota zdroje — 1010K — svěd čí o netepelném m e chanism u vzniku rádiového záření A lgola. Během pozorování nebyly zjištěn y žádné náznaky expanze zdro je , expandoval-li vůbec, pak ry ch lo st jeh o rozpínání m usela být m enší než 100 km s - 1 . Z d e n ě k M ik u lá š e k
PERIODICKÉ
DALŠÍ VÝBUCH KOMETY S C H W A SS M A N N - W AC H M A N N 1
Periodická kom eta Schw assm ann-W achm ann 1 je znám a svými náhlým i mohutnými zjasněním i. V této souvis lo sti jsm e naposledy o kom etě psali v loňském ročníku (RH 58, 25; č. 2, 1977). Na počátku letošníh o roku do šlo k dalším u náhlém u zjasn ěn í, jehož průběh je patrný z obrázku. Dne 10. prosince 1977 m ěla podle ja p o n ského astronom a T. Furuty jasn o st 16,0m, ale tentýž astronom odhadl 3. ledna 1978 jasn o st kom ety na 12,0m, dne 4. ledna jiný japonský astronom A. Natori tak též na 12m. Těžko lze odhadnout, zda maximum jasn o sti n a stalo právě v těch to dnech, či poně kud dříve. Koncem ledna a počátkem února t. r. byla ja sn o st kom ety podle A. Mrkose 16,0m, příp. 1 6 ,5 m, dne 12. února t. r. Mrkos odhadl ja sn o st na 17,0m. Kometu pozoroval také a n glick ý astronom J. B ortle, který však udával koncem ledna a počátkem února ja sn o st poněkud v ětší než
DODATEČNÉ
P rů b ěh n á h lé h o z ja s n ě n í k o m e ty S c h w a s sm a n n -W a ch m a n n 1 b ě h e m p r o s in c e ( X ll.) 1977 až ú n o ra ( I I .j 1973 p o d le IAUC 3182.
NA LEZENÉ
R. D. E berst z hvězdárny v Edinburghu objevil leto s v červen ci kom etu na dvou d vojicích negativů, k teré byly exponovány 18. a 19. červen ce 1977 britskou 122cm Schm idtovou komorou observatoře Siding Spring v A ustrálii. Kometa byla v souhvězdí Mikroskopu na jižn í obloze, m ěla jasn o st pouze asi 18m a ohon délky asi 3'. Na listu č. 471 Palom arského foto-
KOMETA
Mrkos a N atori. Podle B ortla [IAUC 3188) n astal mezi 6. a 8. březnem t. r. d alší výbuch, při němž m ěla kom eta /. B. jasn o st 13,0m— 13,2m.
KOMETY
grafick éh o atlasu oblohy nalezl taktéž letos v červen ci R. W einberger z un i verzitní hvězdárny v Innsbrucku k o metu asi 18,5m s kómou o průměru 0,3'. Kom eta byla v době exponování uvedeného snímku, tj. 1. února 1952 na ek lip tice v západní části souhvězdí Panny poblíže rozhraní se souhvězdím Lva. IAUC 3246, 3247 I B j
SHAJN-SCHALDACH
Periodickou kom etu S h a jn -S c h a l dach nezávisle objevili v září 194S Sajnov á na Krym ské hvězdárně a Sch ald ach na Low ellově observatoři. Přísluním prošla 26. listopadu 1949 a dostala o zn ačen í 1949 VI. D alší prů chody přísluním n astaly v le te ch 1957 a 1964, ale nebyla při nich nalezena Teprve k rá tce před n ásled u jícím prů chodem perihelem (1. X. 1971) ji n a šel v září 1971 Ch. T. Kow al; byla označena 1971 IX. D alší průchod pří sluním připadá na 9. led na 1979, ale kom etu nalezli již leto s C. — Y. Shao
1978i
a G. Schw artz na sním cích, exponova ných 2. a 3. červen ce 155cm refle k to rem Harvardovy hvězdárny. Byla po blíže eklip tik y na rozhraní souhvězdí Vodnáře a Ryb, velm i blízko v yp očte ného m ísta. Jasn o st m ěla pouze 20,0 až 20,5m. Period ická kom eta Shajn-S ch ald ach má oběžnou dobu 7,27 roku a pohybuje se po dráze skloněné k ro vině eklip tik y 6,2°, je jíž výstřednost je 0.406. V přísluní se blíží ke Slunci na vzdálenost 2,23 AU, v odsluní se od něho vzdaluje na 5,28 AU. IAUC 3240 ( B )
Po dlouhá lé ta byl Saturnův p rste nec zcela ojedinělým útvarem ve slu n eční soustavě. Viděl ho zřejm ě již G alileo v r. 1610 a po něm jin í nem ě ně význam ní pozorovatelé, jak o byli Sch ein er, R iccioli, Hevelius, Fon tana Gassendi a další. Podstatu Saturnova p rsten ce však poprvé správně rozpo znal až Huyghens v r. 1656. Teprve vloni, při fo to elektrickém pozorování zákrytu hvězdy SAO 158687 Uranem dne 10. března, se po dařilo objevit p rstenec u Urana (RH 58, 113; 6/1977). Uranův p rstenec je však podstatně m éně jasn ý než S atu r nův a tak není vizuálně ani fo to g ra fick y pozorovatelný. V této souvislosti je zajím avá zpráva, kterou uveřejnil A. Zenkert v časopise A stronom ie und Raum fahrt (3/1978, str. 93). Upozor ňu je na knihu Johanna G ottfrieda Som m era „Das W eltgebaude", vydanou v r. 1819 v Praze, v níž se na str. 288 uvádí, že z n ěk olika H erschelových pozorování z r. 1787 se zdá, že Uran má podobně jak o Saturn p rstenec, k te rý je dvojitý a jehož obě čá sti se pro tín a jí v pravém úhlu. H erschel si však byl vědom toho, že jeh o pozorování je nedokonalé a usoudil, že nelze učinit určitý závěr o existen ci či n eexisten ci takovéhoto prstence, dokud nebude možno získat k v a litn ě jší pozorování lepším i dalekohledy. Zbývá tak o táz ka, co H erschel v lastně pozoroval — Uranův prstenec to u rčitě nebyl. D alší zajím avou zprávu tý k a jící se Neptunova p rstence uveřejn il W. G. Hoyt ve Sky and Telescop e (55, 284; 4/1978). Neptunův prstenec m ěl pozo rovat an g lický am atér W. Lassel, vy-
BOLID
n ik a jíc í pozorovatel a o bjev itel N eptu nova m ěsíce T ritona a Uranových m ě síců A riela a Umbriela. Neptunův p rstenec úd ajně pozoroval Lassell k rá tce po objevu N eptuna, a to po prvé 3. říjn a 1846 a pak je š tě n ěk o li krát. Svá pozorování u veřejn il v Astronom ische N ach richten v le te ch 1846 a 1847. Lassellův „objev" Neptunova prstence potvrdil Jam es C hallis, řed i tel univerzitní hvězdárny v Cambrigde, který úd ajně se svým asisten tem Morganem Neptunův p rsten ec viděl v led nu 1847 a pozorování publikoval ta k též v A stronom ische N achrichten (1 8 4 7 ). Podle C hallise m ěl prstenec průměr odpovídající 1,5 průměru Nep tunova kotoučku. Také u všech těch to pozorování šlo o omyl — až do sou časn é doby nikdo p rsten ec u Neptuna nepozoroval. O jak ý omyl m ohlo jít je dnes těžko říci. Avšak sku tečn o st, že nikdo Neptunův prstenec nepozoroval je š tě neznam ená, že takovýto útvar, zhruba podobný prstenci Uranovu, by nem ohl existovat. K je h o prokázání však zřejm ě n e sta čí pozorování vizuál ní či fo to g rafick á. Zbývá jed in á m e toda, a to podobně ja k o v případě Uranova prstence fo to ele k trick á m ěřeni zákrytů ja s n ě jších hvězd Neptunem. Takovéto úkazy jso u však pom ěrně vzácn é; naposled n astal takovýto z á kryt hvězdy 8. m agnitudy 7. dubna 1968 a p říští bude 10. února 1980, kdy Neptun zak ry je hvězdu 12. magnitudy. U rčitě bude tento zákryt fo to elek tricky pozorován a existu je-li p rsten ec kolem Neptuna, je v sou časných te c h n ických m ožnostech jeh o zjištěn í. /. B.
Z 29. S R P N A
Při pozorování prom ěnných hvězd byl 29. srpna t. r. ve 21t>48m56s SEČ pozorován p řelet bolidu. Měl jasn o st — 9m a zažehl se v souhvězdí Andromedy ve výšce 45° nad obzorem, p ře lé tl přes souhvězdí Trojúhelníku, B e ran a a pohasl v Býku ve výšce asi 2° nad východním obzorem. Zenitová vzdálenost n e jja sn ě jšíh o bodu dráhy byla 80°. Po přeletu byla pozorována stopa po dobu d elší než 3 s. Bolid byl
1978
barvy světle zelen é, ke konci dráhy se zbarvil do červena. Jeho ry ch lost byla zpočátku 2, ke kon ci 1. Typ po dle Bečvářovy k la sifik a c e byl 4 s vý buchem na dráze. Úkaz trval 4 —5 sekund. Bolid pozorovali na pozorova teln ě v H orních Bludovicích V. Toman, A. S latin sk ý a podepsaný z astro n o m ického kroužku při gym náziu v Ha vířově. V la d im ír W ag n er
Ve dnech 29. 5.—3. 6. 1978 se v Lagonissi poblíž Athén konalo m eziná rodní sympozium o využití um ělých družic Země (UDZ) v geodézii a geo dynam ice. Tém aticky navazovalo na sympozium budapešťské (1 9 7 7 ), vým arské (1976) a na pravidelná z a se dání první pracovní skupiny Komitétu pro kosm ický výzkum (COSPAR) a M ezinárodní geofy zik áln í a geod etické unie (1UGG). Zájem byl soustředěn především na tyto oblasti družicové geodézie: druži covou altim etrll a sledování družice z družice, určování poloh pozem ských pozorovacích sta n ic (většinou dopplerovských aparatu r a laserových dálkom ěrů) z pozorování UDZ, na stu dium něk terých geodynam ických jevů a určování param etrů gravitačního pole Země využitím rezonan čních jevů v pohybech UDZ. (V y sv ětlen í potřeb ných pojmů nalezne čten á ř v RH 11/ 1977.) Intenzívně se buduje geo d etická síť z dopplerovských a laserových m ěře ní na UDZ. Přesnost u rčení geocen trick ých souřadnic jed notlivých stan ic sítě je řádové decim etrová. Velm i intenzívně se zpracovávají altim etrick á m ěření z geodynam ické družice GEOS-3 a dopplerovská m ěře ní mezi ATS-6 a GEOS-3. Byl určen
CEFEIDA
S NEJK
Při hledání p u lsu jících bílých trp as líků narazili R. A. Berg a J. G. Duthie (Astrophys. J., 215, L 25, 1977) na za jím avou hvězdu GD 428, je ž jev í pe riodické zm ěny jasn o sti s periodou 56,287 minuty. Kom binací všech do stupných údajů o této hvězdě dospěli k názoru, že jd e o trp a sličí cefeidu s n e jk ra tší dosud známou periodou. Hvězda GD 428 zřejm ě p atří do sku piny trp asličích cefeid typu AI Velorum, což jsou pu lsující hvězdy s pe riodam i kratším i než 6 hodin. N ejvíce se podobají krátkoperiodickým cefeidám typu RR Lyrae, jsou však o n ěk olik m agnitud sla b ší a je jic h změny jsou ry ch le jší. Prom ěnná GD 428 leží v souhvězdí Žirafy a je hvěz-
průběh oceán skéh o geoidu s přesností ± 1 m, odvozeny anom álie tíže v oblas ti východního P acifik u a n ěk teré pa ram etry p o pisu jící dynam iku m ořské hladiny. Dráhových rezon an cí UDZ (ŘH 11/ 1977) bylo opět n ěk olika autory (A nglie, NSR, F ran cie, ČSSR) použito k u rčení různých kon stant v rozvoji gravitačního potenciálu Země. Metodami kosm ické geodézie je stu dováno g rav itačn í pole Marsu a ju p i te ra (RH 7/1974, 8/1976). Francouzi a A m eričané předložili dosud nejd ůklad n ě jší u rčen í kon stant Marsova gravi tačního pole, směru ro tačn í osy p la nety a d alší výsledky z m ěření Marineru 9, Vikingu 1 a 2. Průběh areoidu (RH 8/1976) vykazuje jasnou k o relaci s o blastí T h arsis; na Zemi mezí topo grafickým i rysy povrchu a průběhem geoidu žádná taková ko relace n e existu je. Sym pozia se zúčastnilo na 120 vě d eckých pracovníků (dva z Č SSR ). Ú čast byla velmi důležitá, neboť byly získány prvotřídní a nejm o d ern ější vě d ecké poznatky a byly předloženy naše výsledky. P říští zasedání s po dobnou tem atikou budou leto s na pod zim v O lsztyně (INTERKOSM OS) a p říští rok v Indii (COSPAR). /. K lo k o č n ík
ATSÍ
PERIODOU
dou 13. m agnitudy. Amplituda je jíc h změn v barvě V čin í zhruba 0,4 m agni tudy. S p ek tráln ě je GD 428 hvězdou pozdního typu B. Poloha hvězdy na H ertzsprungově-Russelově diagram u je z cela výjim ečná. Kdyby byla hvězdou hlavní posloupnosti s absolutní m agnitudou 0, pak by je jí vzdálenost čin ila 1300 pc. To je v rozporu s neobvykle velkým vlastním pohybem hvězdy — — 0,145" na rok, jen ž ve vzdálenosti 1300 pc představuje 900 km s - 1 . T ak to vysoké hodnoty ry ch lo sti se u hvězd p atřících do n aší G alaxie nepozorují, a proto nezbývá než předpokládat, že absolutní m agnituda GD 428 je vyšší. Ze vztahu absolutní m agnituda-perioda pro hvězdy AI Velorum lze extra
polovat jasn o st GD 428 — Mv = + 5,5. Znam ená to tedy, že hvězda je od nás vzdálena pouhých 100 pc a je jí tečn á ry ch lo st se z n ep řijateln ý ch 900 kra s _1 sníží na běžnou hodnotu 70 km s - 1 . Hvězda GD 428 se tedy na H-R diagram u v yskytuje v prostoru mezi hlavní posloupnosti a oblastí zaujím anou bílým i trpaslíky. Z teo rie pulsací hvězd lze je š tě od
ODCHYLKY
ČASOVÝCH
vodit tzv. dynam ickou hm otnost hvěz dy, k te rá je u této hvězdy nezvykle nízká — pouze 0,2 hm oty Slu nce. Tato sku tečn ost bude zřejm ě velm i tvrdým oříškem pro teo retik y zabývajícím i se vývojem hvězd, neboť o b ja sn it, ja k á byla m inulost této hvězdy, k terá mu sela ztratit více než 80 % své hmoty, bude obtížné. Z d e n ě k M ik u lá š e k
SIGNÁLŮ
V ČERVENCI
IJen 5. VII. 10. VII. 15. V II. 20. V II. UT1-UTC + 0,0765* + 0,0670s + 0.0580* + 0,0490* UT2-UTC + 0,0939 + 0,0812 + 0,0688 + 0,0562 V ysvětlení k tabulce viz ŘH 59, 20.; 1/1978.
1978
25. V II. 30. V II. + 0,0 4 0 0 * + 0,0310* + 0,0435 + 0,0308 V la d im ír P t á č e k
Z lidových hvězdáren a a stronom ických kroužků SEMINÁŘ
O VÝZKUMU
Hvězdárna a planetárium M. Kopern ika v Brně uspořádala ve dnech 10. a 11. června 1978 již jed en áctý c e lo národní sem inář o výzkumu prom ěn ných hvězd. Tyto sem in áře, na něž p řijížd ějí zájem ci o hvězdnou astrono mii a pozorovatelé prom ěnných hvězd z celé republiky, jsou pojím ány poně kud š íře ji než by snad odpovídalo n á zvu — jso u to sem in áře stelárn í. S n a hou organizátorů je podat účastníkům přehled o p okrocích ve stelárn í a stro nom ii zvláště v oborech, v nichž aktiv ně p racu jí česko slov en ští odborníci. Na program u letošního sem in áře byly přednášky M. V etešn íka o uhlíkových hvězdách, V. V anýska o protohvězd ách; P. Koubský hovořil o studiu hvězd sp ektrálníh o typu B s em isním i čaram i a D. Chochol o zákrytové sou stavě SZ Cam elopardalis. J. Švestka podal přehled o m ezigalaktické hm otě
PROMĚNNÝCH
HVÉZD
a o vzniku galaxií, Z. M ikulášek před n esl novinky z hvězdné astronom ie. Na sem ináři byla též zpráva o po zorovacím program u brněnské hvěz dárny v oboru sledování vybraných těsn ých dvojhvězd a info rm ace pro pozorovatele o připravovaných akcích a nových pom ůckách. V letošním roce vyjde pro pozorovatele prom ěnných hvězd nový soubor 47 m apek okolí těsn ých dvojhvězd, počátkem příštího roku přepracovaný a doplněný návod na pozorování zákrytových dvojhvězd. Připravuje se též soubor výpočetních program ů pro základ ní zpracování vý sledků pozorování pom ocí po čítače. Z ájem o sem in ář byl značný (sem i náře se zúčastnilo 60 osob), což jen potvrzuje, že o otázky stelá rn í astro nom ie je na n ašich hvězdárnách a v astronom ických kroužcích živý z á jem . Z. P o k o r n ý
N ové knihy a publikace • B u lletin č s. a s t r o n o m ic k ý c h ú stavů , roč. 29 [1978), čls. 4 obsahuje tyto vědecké p ráce: V. Padevět: A tm osféra Země jak o bariéra pro poznání stru k tury m eteorického m ateriálu — V. Porubčan: Disperze elem entů drah m e teo rick ý ch rojů Geminid a Taurid — S. F isch er, K. Kudela, P. V. Vakulov a I. A. Juzefovič: Rozdělení Intenzity protonů v nízkých výškách blízko
plazm apauzy — K. Kudela a J. Matišin : R ych lost pitch-úhlové difúze e le k tronů, zach ycen ých m agnetickým po lem Země, odhadnutá podle údajů z družice Interkosm os 5 — M. Bursa a Z. Ším a: G eostacionárn í družice a poruchy potenciálu Země — P. Lála, F. B arlier a G. O yharcabal: In te rp re tace m ěření družice D5B a nový model albeda Země — M. Š u lc: U rčení prav-
,
děpodobnosti sp atření m eteoru ze zdánlivé lum inozitní fu n kce — Z. Ho rák : U rčení in e rciáln í soustavy z ro tačn ích ry ch lostí pozorovaných v m lho vině Andromedy. — Na kon ci čísla jsou recen ze knih: T ran sactio n s of the In tern atio n al A stronom ical Union, Vol. XVI b; P rincip les of Astronomy (S tan ley P. W y a tt); Rádio Astronomy and Cosmology; P lan etary S a te llite s. V šechny p ráce jsou psány an g licky s ruským i výtahy. -pan • A cta U n iv ersita tis C a r o lin a e — M a th em a tic a e t P h y sic a , roč. 19 (1 978}, č. 2, obsahuje m j. tyto p ráce pracov níků kated ry astronom ie a astrofyziky M FF UK: J. B ican a J. Bouška: F re k venční rozd ělení průměrů kráterů na planetách a m ěsících — A. M rkos: Po zorování kom et a p lanetek na hvěz dárně na K leti v ro ce 1976.
• E je m e r id y m a lý c h p la n e t na 1979 g o d — E p h e m e r id e s o j M inor P la n ets j o r 1979. N aklad. Nauka, Leningrad 1978, str. 224, váz. Rb 3,20. — Publi kace, každoročně vydávaná Ústavem te o re tick é astronom ie v Leningradě, přináší podobně jak o v m inulých ro č n ících katalo g elem entů všech č íslo vaných p lanetek, data opozic planeoid se Slu ncem v roce 1979, efem eridy ja s n ě jšíc h asteroidů a některých planetek s mimořádnými draham i, jak o ž i seznam planetoid, které ne byly pozorovány od roku 1968, príp. byly pozorovány pouze při jediné opozici se Sluncem . Proti Efem eridám na rok 1978 obsahuje recenzovaný svazek elem enty drah o 61 planetek více, tj. pro 2042 číslovaných a ste roidů (proti 1981 v ročníku 1978). /. B.
Ú k a z y na o b lo z e v p r o s in c i 1978 S lu n c e vstupuje 22. p rosince v 6h 21m do znam ení K ozorožce; v tuto dobu je zimní slunovrat a začín á astro nom ická zima. Počátkem prosince Slu nce vychází v 7h36m, pak během prosince stá le později, až koncem m ě síce v 7h59m. Zapadá počátkem pro sin ce v 16h01m, mezi 9.—16. prosincem v 15h58ni a koncem m ěsíce v 16h07“>. Od počátku prosince do slunovratu se délka dne zk rátí o 21 min, od slu no vratu do kon ce m ěsíce se opět o 4 min prodlouží. Polední výška Slu n ce nad obzorem je v prosinci pouze 18°— 17°. M ěsíc je 7. X II. ve 2h v první čtvrti, 14. X II. ve 14h v úplňku, 22. X II. v 19& v poslední čtvrti a 29. X II. ve 21& v novu. V přízem í je M ěsíc 2. a 30. pro sin ce, v odzem í 18. prosince. Během prosince nastanou kon ju nk ce M ěsíce s planetam i: 18. X II. v l l h s Jupiterem , 21. X II. ve 12h se Saturnem , 26. XII. v l l h s Uranem a téhož dne ve 14h s Venuší, 28. X II. v 7h s M erkurem a tentýž den ve 14*1 s Neptunem. Dne 4. prosince v 16h nastává kon ju nk ce planetky Juno s M ěsícem a 13. prosin ce ve 13h dojde ke kon junkci M ěsíce s Aldebaranem . M erku r je v druhé a tře tí p ro sin co vé dekádě na ran ní obloze. Dne 11. prosince vychází v 6h39m, dne 21. XII.
v 6 h01m a 31. XII. v 6 h19m. Během uve dené doby se zvětší ja sn o st Merkura z + l , 5 m na —0,2m. M erkur je 5. XII. v d olní kon junkci se Slu ncem a sou časn ě n ejblíže Zemi (asi 0,68 AU), 6. prosince prochází příslunlm , 15. XII. je v zastávce, 22. X II. v 7h v konjunkci s A ntarem (M erkur asi 7° severně od A n tara), 24. X II. v n ejv ětší západní elon gaci (22° od S lu n ce) a 31. X II. ve 20h v kon junkci s Neptunem (M erkur 0,3° jižn ě od N eptuna). V en u še je po celý prosinec na ran ní obloze ve výhodné poloze k pozo rování, protože vychází zhruba 4 h před Sluncem : počátkem prosince ve 4h46m, koncem m ěsíce ve 4 h02m. Po čátkem prosince má Venuše jasnost —4.2m, n e jv ě tší jasn o st má 14. XII. —4,4m a koncem m ěsíce —4,3m. Dne 24. X II. v 16h n astan e kon junkce Ve nuše s Uranem (V enuše bude 3° sev er ně od U rana) a 31. prosince prochází Venuše příslunlm . M ars se pohybuje souhvězdími Ha donoše a S tře lce . Protože se blíží do ko n ju n k ce se Sluncem , k terá nastane 20. ledna 1979, není již v prosinci po zorovatelný; zapadá je n asi 40 až 20 min po západu Slunce. Ju p ite r je v souhvězdí Raka. Je nad obzorem od večern ích hodin, n ejp říz
n iv ější pozorovací podmínky jsou č a s ně ráno, kdy kulm inuje. Počátkem prosince vychází ve 20h33>», koncem m ěsíce již v 18h20m. Během prosince se zvětšuje jasn o st Jup itera z — 2,0m na —2 ,l m. Saturn je v souhvězdí Lva a n e jp ří hod nější pozorovací podmínky jsou v ran n ích hodinách, kdy kulm inuje. Počátkem prosince vychází ve 23h39m, koncem m ěsíce již ve 21h43m. Jasn o st Saturn a se během prosince zvětšuje z l , l m na 0,9®. Dne 25. prosince je S a turn stacio n árn í. U ran je v souhvězdí Vah a vychází až v ran ních hodinách: počátkem pro sin ce v 5h45m, koncem m ěsíce již ve 3h54m. Urana můžeme vyhledat podle mapky, kterou jsm e otiskli v č. 3 (s tr a na 67). Jasnost Urana je 5,8m. N eptu n je v souhvězdí Hadonoše. Protože je 10. prosince v kon ju nk ci se Sluncem , není po celý m ěsíc pozoro vatelný. M eteo ry . V prosinci m ají maximum činnosti dva hlavní ro je : Geminidy v ran n ích hodinách 14. prosince (trv á ní 6 dní, m axim ální frekv en ce 60 m e teorů za hodinu) a Ursidy Min. v ra n ních hodinách 22. prosince (trv án í pouze asi 2 dny, m axim ální frek v en ce 5 m eteorů za hodinu). V době m axim a čin nosti Geminld je však M ěsíc právě v úplňku, v době m axim a čin nosti Ursid Min. v poslední čtvrti. Z v e d le j ších rojů m ají m axim a čin nosti Puppidy 6. XII. a Velaidy 28. prosince. J. 3.
OBSAH: J. B o u šk a: Nové m ě síc e p la n e t — H. N ováková: SE T I — nový poku s o z a c h y ce n í sig n álů c iz í c iv iliz a c e — P. M ayer: Per sp ek tiv y k o sm ic k é a stro n o m ie — Z. M ik u láše k : P u lsa r v souhvězdí P la c h e t — Zprávy — Co nového v a stro n o m ii — Z lid o v ý ch h v ězd á re n a a stro n o m ic k ý c h krou žků — Nové kn ihy a p u b lik a c e — Úkazy na obloze v p ro sin c i CONTENTS: J. B o u šk a: New P lan e ta ry S a te llite s — H. N ováková: SE T I — T he New A ttem pt of S e a rc h F o r E x tr a t e r r e s tr la l In tellig e n c e — P. M ayer: F u tu re ol S p a c e A stronom y — Z. M ik u lá še k : P u ls a r PSR 0833-45 — N otes — N ew s In A stronom y — Fro m th e P u b lic O b se rv a to rle s and A stronom ica l C lubs — New B ooks and P u b lic a tio n s — P hen om en a ln Dece m b e r
COflEPHCAHME: H. EoyuiKa: Ha fl b i e cnyTHMKH njianeT — r . HoaaKoaa: C3TI1 — no H a Ji n o n t i T K a o aaXBaT cHmaJioB B H e 3 e M H 0 M u h b h JiH3auMH — n . Maiiep: IlepcneKT H B b l K O C M H K e C K O H aCTp0H0MHH — 3. MHKyjiauieK: Ilyji3ap PSR 0833-45 — CooSmeHMH — H t o HOBoro b act p o h o m h m — M3 HapoAHbix o6cepB aT O p H M K p y jK K O B
—
ju i K a u H M
— HBJíeHxa
H
a C T P O H O M H H eC K M X H o s b i e K H iir H m ny6Ha
H e6 e
b aenaOpe
• P rodám r e fr a k to r , d a le k o h le d o p rů m ěru o b je k t. 70 mm a f = 960 mm se třem i ok u iáry a m on táží p a ra la k tic k o u . — V. H aut, K. S te in e r a 33/12, 318 00 P lzeň 18. • P řed ám k v a litn ě 4 5 ° h ra n o ly s u h lo p riečk o u 4 5 X 2 4 ( X 3 2 mm v ý šk a) za 55 ,— Kčs, 3 2 X 2 3 ( X 2 3 ) mm za 50,— K čs. Ď a le j s p o strie b re n o u u h lo p rie č k o u 2 5 X 1 3 ( X 1 8 ) mm za 45,— K čs a 1 8 X 1 2 ( X 1 3 ) mm za 40,— K čs. — E u b oslav D obrovoda, Z ochova £. 38, 900 01 M odra. R lšl hvězd říd í re d a k č n í ra d a : P ro f. RNDr. Jo se f M. M ohr [v ed o u cí re d a k to r ), Doc. RNDr. C Sc. Jiř í B o u šk a (v ýkon n ý re d a k to r ), RNDr. CSc. Jiř í G rygar, P ro f. O ld řich Hlad, č le n k o r. ČSAV, RNDr. D rS c. M ilo slav K opecký, Ing . Bohum il M a le č e k , Doc. CSc. A ntonín M rkos, P ro f. RNDr. C Sc. Oto O b firka, RNDr. C Sc. Ján Š to h l; te c h n ic k á re d a k to rk a V ěra S u ch á n k o v á . — V ydává m in iste rstv o k u ltu ry v n a k la d a te ls tv í a vy d a v a te ls tv í P an o ram a, H álkova 1, 120 72 P ra h a 2. — T isk n e S tá tn í tis k á rn a , n . p., S le z sk á 13, P ra h a 2. — V ych ází d v a n á c tk rá t ro č n ě, c e n a je d n o tliv é h o č ís la K čs 2,50 ro č n í p ře d p la tn é K čs 30,— . — R o z šiřu je P ošto vn í n o vin ová slu žb a. In fo rm a c e o před p latn ém podá a o b jed n ávky p řijím á kaZdá p o šta , n ebo přím o PNS — O střed nI ex p e d ice tisk u , Jin d řišs k á 14, 125 05 P ra h a 1 (v č e tn ě o b je d n á v ek do z a h r a n ič í). O b jed návky n e v y řiz u je re d a k c e . — P řísp ě v k y z a s íle jte re d a k c i fttše hvězd, Šv éd sk á t, 150 00 P rah a 5. R ukop isy a ob rázk y se n e v r a c e jí. — T oto č ís lo b y lo dáno do tisk u 1. z á ř i, v y šlo v říjn u 1978.
D ifúzní m lh o v in a S e v er n í A m e r ik a 4. str. o b á lk y je h v ě z d n ý o b l a k v 3. a 4. str. o b á lk y b y ly e x p o n o v á n y n a K le ti
v s o u h v ě z d í L a b u tě. (Z. V á v ro v á ). — Na s o u h v ě z d í S tř e lc e . (A. M rk o s). S n ím k y na v e lk o u M ak su to v o v ou k o m o r o u h v ěz d á rn y v čer v n u t. r.
