196 K Č S ~ Ckaz>' na obloze

11/196

Z

OBSAHU:

KČS 2

Nova D elphini 1967 — R ádiové g a la x ie a q u a sa ry — V n ě jší vrstvy a stav b a hvězd — S ra k e ta m i za zatm ěn ím S lu n c e — M erkurova a tm o sféra — Novinky

~ Ckaz>' na obloze

S n ím e k so u h v ě z d í D elfín a , š ip k o u j e v y z n a č e n a N ova D elp h in i 1967 / k č lá n k u n a str. 201). — Na p rv n í s t r a n ě o b á lk y j e je d n a z bu d ov s t a r é G r e e n w ic h s k é h v ě z d á r n y , z a lo ž e n é r. 1675.

©

— Orbis, n. p. — 1967

R o č . 4 8 ( 1 9 6 7 ) č. 11

Říše hvězd

Iiřf

Bonška:

NOVA D E L P H I NI 1 9 6 7 Prostým okem viditelné nové hvězdy jsou celkem řídkým úkazem. Od počátku tohoto století bylo takovýchto nov pozorováno pouze 17. Po­ slední jasnou novou hvězdou byla Nova H erculis, kterou objevili dne 2. února 1963 Švéd Elis Dahlgren a Američan Leslie Peltier. Nova Her­ culis dosáhla m axim ální jasn o sti 3,9m. Jak jsm e již čtenáře inform ovali v předminulém čísle (ŘH 9/1967, str. 1 75), objevil další jasnou novou hvězdu 8. července t. r. ve 23h35pi anglický am atér, u čitel George E. D. Alcock v Peterborough. Alcock, známý objevitel čtyř kom et v uplynulých několika letech , se v poslední době věnoval i hledání nov. Pro zajím avost uveďme, že se první úspěch dostavil po 800 hodinách čistého pozorovacího času. K pozorování užívá Alcock zcela m alého dalekohledu, triedru 11 X 8 0 . Nova je v souhvězdí D elfína — odtud je jí označení Nova Delphini 1967. Podle C. E. Seligm ana z katedry astronom ie K alifornské university je je jí přesná poloha (1950,0): « = 20h40m04,24s

*

a

<5 =

+ 18°58'51,0";

pozice byla zm ěřena na desce, exponované 10. července čtyřpalcovým astrografem (//7). Alcock pozoroval oblast v okolí novy také čtyři dny před objevem, ve večerních hodinách 4. července, a le hvězdu nezpozoroval. V době objevu m ěla podle objevitele nova ja sn o st 5,0m (vizu ální). F otoelektricky změřil jasn o st novy v časných ranních hodinách 9. července dr. Zissell 20palcovým reflektorem Y aleské universitní hvězdárny a dostal pro vi­ zuální magnitudu hodnoty 5,73m, pro barevný index B — V hodnotu + 0,17m. Další pozorování kolem půlnoci 9./10. července, jež získali Alcock, P. L an caster Brown, M. P. Candy a G. E. Taylor, udávají jasn o st novy mezi 5,5m a 5,9m (v iz.), H. Huth z hvězdárny Něm ecké akademie věd v Sonneberku z jistil v téže době fotografickou ja sn o st 6,2m. Podle celé řady d alších pozorovatelů se ja sn o st novy od 11. do 16. července pohybovala mezi 5,4m až 6,3m ve vizuálním oboru, fo to g rafick á byla asi 5,8m; vzhledem k tomu, že vizuální magnitudy byly určovány odhadem, lze změny v jasn o sti větší měrou přičíst na vrub nepřesnosti pozoro­ vání a m enší měrou šlo asi o skutečné změny jasn osti. Podle dalších pozorování byla počátkem srpna vizuální jasn o st novy kolem 5,5m. Dne 26. srpna došlo k náhlém u zjasn ěn í novy o 0,5m až 0,9m (viz.), které trvalo je ště 2. září (d alší pozorování nebyla v době psaní tohoto článku k dispozici). Nova Delphini byla nalezena i n a přehlídkových deskách několika hvězdáren v době před objevem. Uvádíme v přehledu n ěk teré z těchto pozorování:

v VI. VI. VI. VI. VI. VI. VI. VI. VI.

12,69 (SC ) < 7,0m 3,86 12,0 7,69 < 8,0 8,22 11,9 10,79 11,8 12,12 < 11,2 17,39 8,8 20,39 8,3 24,22 6,7 6,7 25,29

VI. 29,60 VI. 30,0 VI. 30,55 VI. 30,62 VI. 30,63 VII. 1,0 VII. 1,06 VII. 2,0 VII. 2,67 VII. 3,3 VII. 3,61 VII. 5,2 VII. 7,0 VII. 7,24

6,5 6,7 6,7

(fo t. (fo t. (fot. (fot. (fo t. (fot. (fo t. ( fot. (fo t. (fo t. (fo t. (fo t. (viz.

(fo t. (fot. (fo t. (fo t. 6,4 (fot. 6,4 (fot. 5,9 (viz. 6,1 ( fot. 5,8 (viz. 5,9 (fot. 5,40 (viz. 6,3

6,6 6,2 6,2

K. M. K. M M M M M M L.

Kiyono (Tom e-m achi, Japonsko) Davidová (Sm ithson ian O bservátory) N akano (N agoya, Japonsko) Davidová Davidová Davidová Davidová Davidová Davidová H. Solom on (Sm ith son ian O bservátory, USA) S. Kanda (Yugaw ara, Japonsko) H. Huth (Sonneberg, NDR) H. Oono (K oriyam a Astr. A ssociation, Jap onsko) L. H. Solom on S. Kanda H. Huth L. H. Solom on H. Huth S. M iyata (Yam abe-m achi, Japonsko) C. Linton (Sm ithsonian O bservátory) Y. Kuwano (Hida, Japonsko) C. Linton H. Huth W. L iller (H arvard C ollege O bservátory, USA)

Dr. W. L iller prohlédl foto grafické desky Harvardovy hvězdárny a zjistil, že praenova nebyla od června 1890 do července 1952 ja sn ě jší než 10m. Na podkladě 222 desek hvězdárny v Sonneberku z let 1928—1966 zjistil dr. W. W enzel, že praenova byla pouze nepatrně prom ěnná kolem střední hodnoty fotografické m agnitudy 11,9m. Greenw ichská hvězdárna v Herstmonceux získala již v noci 9./10. čer­ vence spektrogram Novy Delphini, který potvrdil, žé objekt Alcockem objevený je skutečně novou hvězdou, a to v ranném stádiu. Ve spektru byly zjištěny typické jasn é em isní čáry vodíku a vápníku, superponované na spojitém spektru s absorpčním i čaram i. Z posunutí em isních čar byla zjištěna rychlost expanze novy 700 km/s. Velmi podrobně byla nova spektroskopicky zkoumána na Astrofyzi­ k á ln í observatoři v Asiagu (Itá lie ), kde prof. L. Rosino a dr. A. Mammano získali v období od 10. července do 5. srpna několik spektrogram ů 122cm reflektorem (disperze 12, 40 a 50 A/mm) a 40cm Schmidtovou komorou s 12° objektivním hranolem . Podle prof. Rosina ukazují spektrogramy em isní čáry H, H e I, N 1, O 1, Ca I I [H a K ), Si II, F e II, F e III a Ti II, doprovázené na modrém konci silným absorpčním systémem . Z vodíkových čar byly přítomny lin ie Balm erovy série vodíku od H -a lfa do Hu , z m ultipletů železa F e II byly zjištěny 5, 20, 27, 28, 30, 37, 38, 41, 42, 48, 49 a další (více než 82 č a r ); dále byly nalezeny čáry F e III a H e I (vlnové délky 4922, 4471, 4388, 4169, 3926, 3867, 3838 A), jakož i čáry Si I I a Ti II (pom ěrně slab é). Ve srovnání s ostatním i novami byly mnohé em isní čáry poměrně úzké. Rezonanční dublet sodíku [N a I)

.

«

o vlnové d élce 5890— 5896 A se projevil silným i absorpčním i čaram i s pouze slabou em isní složkou. Dále byly zjištěny ostré mezihvězdné čáry vápníku (Ca I I ) . Ve spektrech infračervené oblasti byly zjištěny silné čáry kyslíku (O /) o vlnových délkách 8447 a 7774 A, dále čáry N a I a slabé čáry Paschenovy série vodíku. Spojité spektrum bylo prodlou­ ženo až do u ltrafialové oblasti, podobně jako je tomu u hvězd spektrální třídy B. Zakázané čáry nebyly ve spektrech zjištěny. Prof. Rosino dále uvedl, že v době pozorování byla nova stále v období maxima a že ve spektrech nebyly zjištěny po dobu jednoho m ěsíce vý­ znamné změny. Z posuvu 27 absorpčních čar, p říslu šejících F e II, H e I a j., byla zjištěna rychlost expanze vyvržených čá stí 5 5 3 ± 1 3 km/s, z po­ suvu vodíkových ča r pak hodnota poněkud větší: 6 0 8 ± 2 0 km/s. Poslednr spektra ukázala, že se rychlost rozpínání pomalu zm enšuje. V období od 26. července do 1. srpna bylo tak é exponováno 5 spektrogramů v Cassegrainově ohnisku dvoumetrového) dalekohledu hvězdárny v Tautenburku u Jeny. Podle dr. E. Bartla ukazují spektra s disperzí 30 A/mm stav pomalé novy. Ve spektrogram ech byly zjištěny hlavně silné vodíkové em ise od H -a lfa do Hi4 a velmi silné čáry £>1,2. Z posunutí poměrně silných absorpčních čar [H -b eta, H -g a m a ) byla stanovena rych ­ lost expanze 470 km/s. Podařilo se také nalézt několik spekter z doby před výbuchem. Tak L. J. Robinson a W. L iller (Harvardova hvězdárna, USA) nalezli několik spekter praenovy, ale byla slabě exponovaná; ukazují pouze kontinuum bez jakýchkoliv čar. W. Gotz nalezl spektrum preanovy na desce, expo­ nované 29. července 1960 objektivním hranolem , propustným pro u ltra­ fialový obor. Spektrum je však slabé a na okraji desky. Podle kontinua se dr. Gotz domnívá, že preanova p atřila do sp ektráln í třídy F3. Dr. C. B. Stephenson (W arner and Sw asey Observátory, USA) nalezl dvě desky, exponované 16. července 1960 pomocí 4,5° objektivního hranolu propust­ ného pro obor UV. Na deskách jsou dosti dobře exponovaná spektra preanovy v oboru vlnových délek 3200—4900 A. Dr. Stephenson uvádí, že spektra jsou bez čar a kontinuum má vzhled jako u hvězd spektrální třídy O. Tato skutečnost je v souladu se vzhledem sp ekter mnoha dřívějších nových hvězd a s Novou Herculis 1963 před výbuchem, ale v roz­ poru s tvrzením dr. Gotze o příslušnosti ke sp ektráln í třídě F. (Gotzův úsudek je zřejm ě vzhledem ke kvalitě jeho spektrogram u asi mylný.) Dále dr. Stephenson poznamenává, že spektrogram y, které exponoval po výbuchu novy, ukazují obvyklé spektrum pomalé nové hvězdy. Uvedli jsm e některé první výsledky pozorování Novy Delphini 1967, tak jak byly uveřejněny. Je jisté, že tato nová hvězda bude po delší dobu pozorována a teprve pak bude možno získaný m ateriál zhodnotit. Proto se je ště k Nově Delphini v Říši hvězd vrátím e. Naše am atéry upozor­ ňujem e, že nova bude je ště asi dost dlouho v dosahu i m enších daleko­ hledů a tak by měli věnovat trochu pozornosti určování je jí jasnosti, alespoň odhadní metodou. N enašla by se také n ějak á deska okolí novy, exponovaná na n ěk teré naší lidové hvězdárně, v době před objevem ? ★

★ ★

R Á D I O V É G A L A X I E A QUAS ARY* Na počátku roku 1964 bylo známo pouze 9 quasarů — v současné době jic h bylo nalezeno, nebo je podezření, že mezi ně patří, již několik set objektů. Kvazistelární rádiové zdroje jsou tich é a tajem né. Schmidtův objev rudého posuvu u quasaru 3C273 v r. 1963 a jeho pozdější identi­ fik a ce vodíkové čáry Lym an-alfa s pozorovanou čárou vlnové délky A = 3666 A u zdroje 3C309, d ávající rudý posuv 4A/A0 = 2,012, nasvědčo­ valy tomu, že se quasary ú častň u jí všeobecné expanze vesmíru. Žádné jin é vysvětlení tak velkých pozorovaných rychlostí nebylo úspěšné. Pro norm ální galaxie je přitom dobře známý vztah mezi rychlostí rudého posuvu a vzdáleností. Quasary upoutaly ihned pozornost, protože je -li rudý posuv dopplerovský, znamená to, že vlastně vzhlížíme zpět ke vzniku Friedm annova typu vesmíru, a to při posuvu M/X = 2 až do 80% vývojové cesty. Měli bychom tedy k dispozici velm i „dávný" vzorek hmoty, ze kterého by bylo možné tvořit závěry o vývoji vesmíru. Položím e-li quasary do Hubbleovy vzdálenosti, stanou se nejm ohut­ n ějším i známými zdroji záření. N ejjasn ější z nich by vysílal 1047 ergů/sec v rozsahu vlnových délek od rádiového do optického oboru, neboli více než 1060 ergů v životní době 10® let. A en ergetický vklad by musel být je ště značně větší, neboť účinnost přem ěnného procesu energie zdaleka není 100% . Předpokládám e-li tuto účinnost 1% , dojdeme k en erg etic­ kému obsahu 1062 ergů, a tedy k závěru, že v n ejsv ítiv ějších quasarech musí být přem ěněna hmota 1010 Sluncí z vodíku na hélium. Tento problém, doplněný úvahami o pozorované rychlé prom ěnnosti záření, vedl některé astronomy k pochybnosti o kosm ologické in ter­ p retaci rudého posuvu quasarů. Avšak zdá se, že evidence předložené Rylem o kontinuitě rádiových vlastností g alaxií a quasarů společně s dal­ ším i důkazy, shrnutými v násled u jících odstavcích, svědčí dostatečně ve prospěch závěrů o kosm ologické in terp retaci quasarů, který budeme považovat dnes za nejpravděpodobnější. A naopak potíže spojené s jinou in terp retací se zdají být v současné době velmi značné. Nezodpovězené otázky, tý k a jíc í se quasarů, jsou: (1) co jsou quasary,. [2 ) kde jsou, a (3) jsou-li užitečné. Otázka (3 ) zahrnuje dvě oblasti: jsou užitečné a zajím avé pro fyziku jako nové objekty, k teré nám řeknou více o částicích a polích v nezvyklých podmínkách, nebo jsou quasary s velkým rudým posuvem užitečné pro astronom ii a kosm ologii tím, že mohou přispět jako m ajáky daleko zpět do času k řešen í problému vývoje a prvních počátků pozorovaného vesm íru? Odpověď na otázku (3 ) zřejm ě nedostanem e před řešením problémů (1 ) a (2 ). Všechny em isní čáry ve spektru quasaru ukazují do u rčitých m alých m ezí stejn ý rudý posuv, což se zdá být silným argumentem proti in ter­ p retaci rudého posuvu jako důsledku intenzivního gravitačního pole jed ­ noho hmotného objektu. Zakázané čáry se totiž musí tvořit v oblastech, * V ýtab ze sla v n o stn í p ře d n á šk y u p říle ž ito s ti X III. sjez d u M ezin árod n í a stro n o m ick éu n ie.

kde je m alý tlak — jin ak by došlo ke srážkové d eexcitaci m etastabilních hladin. A takové oblasti budou m ít pro jedno kom paktní těleso tém ěř jis tě n ižší gravitační potenciál, tedy i m enší rudý posuv než oblast vzniku dovolených čar, což je v rozporu s dobře známými fakty. Tento důvod, stejn ě tak jako argum enty G reensteina a Schm idta1 se zdají být přesvědčivé v neprospěch gravitační in terp retace. Quasary nemohou být stabilní. Důkazy podává n ěkolik zdrojů, u nichž pozorujeme absorpční čáry. Ze 103 quasarů se známým rudým posuvem jev í alespoň 20 absorpční čáry, přičem ž u m nohých z nich jsou tyto čáry posunuty k modré oblasti spektra vzhledem k odpovídajícím em isním čarám , podobně jak o je tomu u hvězd typu P Cygni. N ejjedno­ dušší vysvětlení dává představa rozpínajícího se chladného obalu a odtud vyplývající ztráty hmoty. S e tti a W oltjer došli na základě shromáždě­ ných pozorování k závěru, že m inim ální počátečn í hmota průměrného quasaru, počítaná přitom za jakéhokoliv předpokladu o vzdálenosti, je 105 hmot Slunce — to je údaj důležitý pro další diskusi o „m ístní" a „kosm ologické" in terp retaci rudého posuvu. Rychlost světelných změn byla příčinou vzniku pochybností o kosm o­ logickém původu rudého posuvu. T erell ukázal, že flu ktuace optického záření v časovém m ěřítku dnů vyžadují, abychom uvažovali lineární rozměry oblasti quasarů za toto záření odpovědné v m ěřítku několika světelných dnů. Před něk olika lety byl tento argum ent pokládán za sm rtící úder kosm ologickém u výkladu rudého posuvu, neboť (a ) vyža­ doval neuvěřitelně m alé úhlové rozměry quasarů a (&) nemožnost synchrontronového záření v tak kom paktní oblasti vysoké en ergetické hus­ toty (v důsledku inverzního Comptonova jevu, tj. ztráty elektronů, které se sráže jí se svými vlastním i fo to n y ). Na tento poslední efekt upozornili Hoyle, Burbidge a Sargent. M ěření úhlových průměrů quasarů skupinou radioastronom ů v Jodrell Banku e v Royal Radar Establishm ent v Anglii (p ři použití in terfero ­ metru o velké zák lad n ě), stejn ě tak jak o práce z Green Banku (USA) a výsledky pozorování rádiové sc in tila ce v Cambridge a v Arecibo ( Puerto Rico) ukazují, že všechny aktivní quasary m ají úhlové průměry men­ ší než asi 0,02". Tato m ěření udávají horní mez průměru a nejsou proto argumentem proti hypotéze kosm ologických vzdáleností quasarů. Argument en erg etick é ztráty inverzním Comptonovým jevem může být zřejm ě poražen předpokladem uspořádání m agnetických polí a drah elektronů (W o ltje r).2 Ačkoliv se podmínka pro tak regulární pole může zdát přísná, očekávat pole tohoto typu se ve skutečnosti zdá nutné — vzhledem ke značné optické polarizaci, pozorované Kinmanem a Visvanathanem . Prof. Ryle upozornil n a to, že se quasary je v í — podobně ja k o rádiové galaxie — jako rádiově zdvojené. Lineární vzdálenost mezi rádiovými složkam i g alaxií je od 1 do 450 kpc. S tejn ý rozsah odpovídá vzdálenosti rádiových složek quasarů, jsou -li quasary v Hubbleově vzdálenosti, ale netvoří-li „m ístní" soustavu. 1 A stro p h y sica l Jo u rn a l, 140, 1 ; 1964. 2 A stro p h y sic a l Jo u rn a l, 146, 598; 1966.

Druhá (kritická diskuse zásluhou H eeschena3 ukázala, že se plošná rá ­ diová jasn o st B quasarů spojitě m ísí s jasn o stí rádiových galaxií, vynáším e-li je v závislosti na absolutní rádiové intenzitě L t , počítané za před­ pokladu Hubbleových vzdáleností. Jelikož B nezávisí na vzdálenosti a Lt je úměrná dvojm oci vzdálenosti, pozorovaná k orelace by byla po­ rušena, kdyby vzdálenost quasarů neodpovídala Hubbleovu zákonu. Heeschenův výsledek se zdá být neobyčejně závažným em pirickým faktem ve prospěch názoru, že rudý posuv quasarů odpovídá rozpínajícím u se vesmíru. Zajímavá, ja k je n pozorované vlastnosti quasarů a rádiových g alaxií mohou být, jsou i všechna druhotná data, mimo základního tajem ství energetických zdrojů, podstaty náhlých procesů a způsobu přeměn energie. Budeme se patrně musit hlouběji podívat do fyziky a na nové fakty, k teré přináší. Odpovědi na naše otázky budou jednou jasn é, ale v současné době vyžadují je ště od teoretiků hodně myšleneík a od pozorovatelů hodně klidu u dalekohledů rádiových i optických. Teprve pak bude vyřešena nej větší záhada vzniku, zjevovaná pom ocí h istorie g alak tický ch sy sté­ mů a je jic h předchůdců. Paul

Ledoví:

VNĚJŠÍ VRSTVY A V N I T Ř N Í STAVBA H V Ě Z D * Problém in terak ce mezi vnitřní stavbou hvězd a vlastnostm i vnějších vrstev představuje velké množství aspektů, z nichž mnohé, vzhledem ke své složitosti, zůstanou ještě po nějakou dobu neprozkoumané. Jde však na druhé stran ě o problém velmi důležitý, protože až na vzácné výjim ky se všechny naše znalosti o vnitřním složení hvězd odvozují extrap o lací směrem dovnitř z podmínek přímo pozorovaných v atm o­ sférick ých vrstvách hvězd, obsahujících pouze zanedbatelnou část hmoty hvězdy. Výjim kam i jsou n ěkteré přímé údaje, tý k a jíc í se hmot a svítivostí hvězd a v málo případech — na n eštěstí velmi vzácných — i data o polo­ m ěrech a středovém zhuštění. V budoucnu k tomu je ště přistoupí patrně přímé náznaky o nukleárních reak cích uvnitř Slunce pom ocí toku neutrin. V naprosté většině případů jsou naše in form ace omezeny na jistou znalost teploty a gravitačního zrychlení ve vn ějších vrstvách hvězdy a na celkovou svítivost hvězdy. Problém vnitřní stavby byl historicky form ulován v pojm ech tří vzájem ně vázaných param etrů: celkové hmoty, poloměru a svítivosti. Podstata problému však vyžaduje zvláštní opatr­ nosti. Předpokládejm e, že chem ické složení hvězdy je nám známé a že máme k dispozici všechny příslušné fyzikální zákony, jakož i příslušná * V ý tah ze sla v n o s tn í p řed n á šk y u p ř íle ž ito s ti X III. sjez d u M ezin árod n í a stro n o m ic k é unie. 3 A stro p h y sic a l Jo u rn a l, 146, 517; 1966.

!

kritéria přenosu energie uvnitř hvězdy. Potom vytvoření hydrostatického modelu hvězdy dané hmoty spočívá v nalezení systém u d iferen ciáln ích rovnic 4. řádu, k teré závisí na poloměru a na svítivosti hvězdy jako para­ m etrech a k teré splňují dvě okrajové podmínky v nitru hvězdy a dvě okrajové podmínky na povrchu hvězdy. Jiná obecná vlastnost takových problémů je velká citlivost výsledků řešení na přesných okrajových pod­ m ínkách. Jakm ile byla poznána převaha vodíku ve hvězdách a zjištěn a důleži­ tost ionizované vrstvy vodíku, přesné výpočty ukázaly, že opacita vo­ díku v atm osférických vrstvách vzrůstá s teplotou. Situ aci dále kompli­ kuje rozptyl, vzn ikající jednak turbulencí a třením , jed n ak viskozitou. Zdůraznili jsm e vliv ionizace vodíku, ale je jasn é, že ion izace jiného po­ četně zastoupeného prvku, jako např. hélia, nebo d isociace početných molekul, jak o je H2, může m ít rovněž značné důsledky, které by mohly ovlivnit příslušnost hvězd k různým spektrálním třídám . Uvažujeme-li hvězdy te p lejší než Slunce, ionizační vrstva vodíku stoupá a stává se slabší; je jí vliv na vnitřní stavbu hvězdy se postupně zm enšuje, až úplně mizí u hvězd sp ektráln í třídy F. Na druhé straně, jd em e-li po hlavní posloupnosti Hertzsprungova-Russellova diagramu sm ěrem ke hvězdám chladnějším než Slunce, vliv ionizační vrstvy vodíku nabývá na význa­ mu ve vrstvách nejbližších okrajům hvězdy. V důsledku opacity a diso­ ciace m olekul H2 vrstva se zesiluje, a tak se konvekční vrstva rozšiřuje hlouběji do nitra hvězdy. V každém případě lze alespoň pro hvězdy hlavní posloupnosti vyvodit, že podmínky ve v n ějších vrstvách hvězd m ají velký vliv na celou stavbu hvězd, je jic h ž hmoty jsou menší než hmota Slunce. Jakm ile v roce 1939 Bethe a von W eiszacker identifikovali hlavní ja ­ derné reakce, důležité pro vznik energie ve hvězdách, následoval velmi brzy výklad hlavní posloupnosti, ale stavba obřích hvězd a vysvětlení větve obrů v Hertzsprungově-Russellově diagramu zůstaly ještě po ně­ jakou dobu záhadné. N ečekané a velmi závažné výsledky přinesla práce Hayashiho, která úplně zm ěnila naše názory na p očáteční gravitační kontrakci hvězd a m ěla velký význam i pro vysvětlení přítom nosti lithia a berylia ve hvězdách. E xistence vnější ionizační vrstvy má velm i významné důsledky pro vysvětlení pulzace prom ěnných hvězd cefeid a typu RR Lyrae, ja k ukázal již Eddington. Avšak teprve v poslední době se ukázala reáln á možnost vysvětlení v astronom ii důležitého vztahu mezi periodou a svítivostí těchto hvězd a o tvírají se zajím avé možnosti, ja k vysvětlit změny v pe­ riodách cefeid (pozorované prodlužování nebo zkracování periody). S u rčito stí lze potvrdit, že re á ln ější přiblížení podmínkám panujícím u povrchu hvězdy a aplikace na kvazikonve'kční přechodné zóny spolu s ionizací vodíku a hélia, mělo rozhodující úlohu v posledních 10— 20 letech při řešení ce lé řady problémů vnitřní stavby hvězd. Jde např. o vysvětlení větve rudých obrů v Hertzsprungově-Rusellově diagramu, o podstatnou revizi našich představ o gravitační kon trakci hvězd, o existen ci zakázaných oblastí Hertzsprungova-Rusellova diagramu (hvězdy s efektivním i teplotam i nižším i než 2500° K ), o vysvětlení příčin prom ěnnosti cefeid -a hvězd typu RR Lyrae.

V každém případě, různé otázky, k teré bylo možno jen velmi povrchně naznačit, ukazuji na řadu problémů, je jic h ž řešení upevní hranice mezi vnitřní stavbou a povrchovými vrstvami hvězd a povede nakonec ke globálním u pohledu na hvězdu, včetně je jíc h in terak cí s mezihvězdným prostředím, v němž se nalézá.

Marcel

Griin:

S R A K E T A M I ZA Z A T M Ě N Í M S L U N C E V posledních letech startu je každoročně několik set rak et do horních vrstev atm osféry a provádí tam pozorování, pro k terá není ekonom ické vypouštět umělé družice. Z pokusů, určených pro kosm ickou astronom ii, připadá n ejv ětší podíl na sluneční výzkum. Řada sond startovala v průběhu M ezinárodních roků klidného Slunce v USA a mezi n ejzajím av ější experim enty patří raketová pozorování úplných zatm ění Slunce. Poprvé bylo raketových sond k tomuto účelu použito 12. říjn a 1958, kdy pracovníci US Naval R esearch Observátory vypustili z lodi v Tichém oceánu několik rak et pro m ěření ultrafialového a X -zářen í. Podobné pokusy, doplněné pozorováním z letad el a z babalónů, se konaly při zatm ěních 15. února 1961 v SSSR , 20. července 1963 v Severní Americe, 30. května 1965 v již n í části Tichého oceánu a 20. května 1966 v Řecku. Při posledním z nich startovalo z ostrova K arystos 6 rak et Arcas a 3 rakety Centaure (organizace ESRO) a Goddardovo středisko NASA připravilo 7 rak et Arcas, které startovaly z lodi poblíže Koroni. P řístro je am erických ra k e t sloužily ke zkoumání vztahů mezi variacem i ionizace v atm osféře a zm ěnam i slunečního u ltra fia lo ­ vého a X-z&ření v průběhu zatm ění. N ejrozsáh lejší však byly pokusy dne 12. listopadu 1966 v Jižní Ame­ rice. Už dne 28. říjn a 1966 byla vypuštěna am erická družice OV 3-2, která m ěřila elektrony a ionty ve vnějším radiačním pásu před, během a po úplném zatm ění, m eteorologická družice Nimbus 2 fotografovala oblast m ěsíčního stínu a astronauté na Gemini 12 pořídili dva sním ky Slunce při průletu pásmem to tality (viz ŘH 4/1967, str. 6 5 ). Zatmění se pozorovalo tak é z několika desítek am erických letadel Convair 990 A. Ve dvou jihoam erických státech byly připraveny raketové experim enty. V Brazílii am erickým i vědeckým i institucem i NASA, ĎASA (D efence Atomic Support Agency) a Sandia Corp. ve spolupráci s Národní kom isí pro brazilskou kosm ickou činnost (C N A E j a v Argentině Národní ko­ m isí pro výzkum vesmíru (CN 1E) ve spolupráci jed nak s USA a jed nak s francouzským Národním ústředím pro kosm ický výzkum (C N E S ). Am eričané v Brazílii připravili a během 4 hodin úspěšně vypustili 15 sondážních rak et čtyř typů (přehled v tab. I.). NASA připravila experi­ m ent s Langmuirovou sondou pro m ěření elektronů a elektronové tep ­ loty v atm osféře, dále pokus s fotografováním um ělého oblaku z trim ethylhliníku (pokus byl proveden poprvé během dne — při ztem nělé obloze v době úplného zatm ění), NASA spolu s několika universitam i připravila tak é fotom etry ultrafialového záření pro u rčení hustoty mole-

O stav

1.

Sandia

2.

ĎASA

3.

ĎASA

NikeHydac

4.

NASA

5.

R a k e ta

S ta rt ( S C 1

12h00m00s NikeTomahawk 13h38m00s NikeJav elin

Fáze z a tm ěn í

c.

Max. vý ška

0 °/o 250 km

P ř ís tr o jo v é v y b a v en í

S lu n ečn í X-spektrom etr Langm uirova sonda P řijím ač absorpce CW M ěření elek tr. vodivos­ ti vrstvy D Hmotový spektrom etr D etektor X-záření ze Slu n ce D etektor zářeni Lymanalfa Kulová iontová past Langm uirova sonda Im ped anční sonda Langm uirova sonda Nádrž s trim ethylh liníkem Langm uirova sonda D etektor záření Lymanalfa D etektor UV záření (1450 A) P řijím ač absorpce CW jak o (1)

60

85

13h54m00s

80

115

NikeApaohe

14h02m00s

95

185

NASA

NikeApache

14h06®00s

95

200

6.

Sandia

100

250

7.

ĎASA

100

85

8.

NASA

Nike14h07m00s Tomahawk 14h07m30s NikeJav elln Nike14tl08m00s Apache

100

160

9.

ĎASA

14tl08m37s

100

115

14h10m00s

99

200

jak o (3) jak o (5)

14h29m30s

80

115

jak o (3)

14h45m00s

50

250

jako (1)

14h5omOOs

46

85

| jak o (2)

15h35m00s

0

85

1 jak o (2)

16h00°i00s

0

200

jak o (5)

10. 11. 12. 13. 14. 15.

NikeHydac NASA NikeA pache ĎASA NikeHydac Sandia NlkeTom ahawk ĎASA NikeJavelin NikeĎASA Javelin NikeNASA A pach e

jak o (2) Langm uirova sonda Hmotový spektrom etr P řijím ač absorpce CW EUV elek tro m etr

kulárního kyslíku a atm osférické absorpce záření v čáře Lym an-alfa, spektrom etr pro u rčení hm otnosti iontů v ionosférické vrstvě E a j. Také ĎASA se zam ěřila na studium vrstev D a E (m ěření ionů, u rčení elek tro ­ nové teploty a hustoty, m ěření slunečního záření X a ultrafialového zá­ ření, ionizační komora pro m ěření zářen í v čáře Lym an-alfa atp .). Sandia Corp. ve spolupráci s vědeckým i laboratořem i v Los Alamos připravila tři rakety, k teré vynesly užitečný náklad 68 kg do výšky 250 km. Každá m ěla v hlavici spektrom etr pro m ěření em isního záření X v osmi oblas­ tech. Speciálním úkolem byla k orelace em isních ča r vysoce ionizova­ ného uhlíku, dusíku a kyslíku v oblasti 16 až 44 A. Všechny pokusy byly provedeny základně Cassino, asi 160 km jižn ě od Rio Grande. A rgentina vypustila tři rak ety Orion vlastní konstrukce ze základny poblíže Las Palm as (28° 03' N, 58° 41' W ). Experim enty připravily Labo­ ratoře pro výzkum záření a vysoké atm osféry pod vedením H. E. Bosche ja k o jeden ze 13 sam ostatných programů, zam ěřených na sluneční za­ tm ění. V hlavicích raket byl m j. sedm icentim etrový scin tila čn í počítač proudu neutronů o energiích 5— 15 MeV. Ve spolupráci s am erickým armádním oddělením pro elektroniku (W hite Sands M issile Range) se uskutečnilo 12 startů am erických rak et A rcas ze základny T artagal (22° 35' S, 63° 50' W ). Měřeny byly vzdušné proudy, teplota atm osféry a rozložení ozónu ve strato sféře v souvislosti se zatměním. Přímo na výzkum Slunce byl zam ěřen pouze francouzský experim ent, prováděný v rám ci dlouhodobého programu, který vede J. E. Blam ont (Serv ice ďAeronom ie CNRS, V erriěres). Cílem je u rčení koeficien tu okrajového ztem nění slunečního disku. Příčinou tohoto jevu je absorpce tan g en ciáln ích paprsků, které proch ázejí siln ě jší vrstvou sluneční atm o­ sféry než paprsky ze středu disku. Z pozorování intenzity o k raje v růz­ ných vlnových délkách je možno u rčit mj. hustotu, teplotu, tlak a ch e­ m ické složení vysoké sluneční atm osféry. Ze Země je možno pozorovat je n do vlnové délky 3100 A; avšak právě studium spektra v ultrafialové oblasti je nejzajím avější, neboť do 2000 A přichází světlo z fotosféry a pod 1800 A je jeho zdrojem chrom osféra. Lze tedy v oblastí vlnových délek větších než 2000 A studovat fotosféru, v oblasti délek kratších než 1800 A chrom osféru — a nejm éně je prozkoumána přechodová oblast. Je známo, že u ltrafialové záření je absorbováno zemskou atm osférou tím více, čím je jeho vlnová délka kratší. To znamená, že je nutno vy­ stoupit do výšky alespoň 60 km pro pozorování mezi 3000— 2000 A a nebo nad 120 km pro pozorování v pásmu 2000—1000 A. Studium u ltra fia lo ­ vého záření kratšího než 3000 A je tedy možné jen pom ocí rak et nebo um ělých družic. První pokus tohoto druhu podnikli J. E. Blam ont a R. M. Bonnet dne 8 . listopadu 1964, kdy v 9h22m SEČ startovala ze základny v Hammaguiru rak eta Veronique č. 52 s h lav icí o váze 148 kg. Vzhledem ke špat­ nému oddělení přístrojové části dosáhla rak eta jen výšky 98 km místo plánovaných 140 km. Přesto byl pokus úspěšný. K pozorování bylo po­ užito Cassegrainova dalekohledu o ohniskové vzdálenosti 160 cm a filtrů s šířkou pásma 43 A, um ožňujících střídavé pozorování tří vybraných oblastí. Bylo pořízeno 8 snímků v oblasti 2880 A, 14 snímků v oblasti

Obr. 1. M o n o c h r o m a tic k ý s n ím e k S lu n c e, p o ř íz e n ý v o b la s t i v ln o v é d é l k y 2180 A z fr a n c o u z s k é v ý š k o v é r a k e t y .

2660 A a 12 sním ků v oblasti 2190 A (Jeden ze snímků uveřejňujem e — obr. 1 ). Na originálu připojeného snímku je vidět vlevo nahoře fa ­ kuli, k terá byla současně pozorována také v Meudonu v čarách K a H, ale kterou se nepodařilo nalézt na sním cích ve větších vlnových dél­ kách. Bylo použito film u Kodak I II - O, citlivého na u ltrafialové světlo a průměr Slunce na negativu byl 5 mm. Pointace h lavice byla udržo­ vána s přesností ± 2 '. Na obr. 2 je g rafick y znázorněna značná diference koeficientu okrajového ztem nění mezi oblastí 2700 a 2900 A (tém ěř shodné s viditelnou oblastí) a vlnovou délkou 2180 A, kde je ztem nění zvláště výrazné. Experim ent z 12. listopadu 1966 měl zpřesnit záznam o okrajových oblastech a rozšířit m ěření až do oblasti kolem 1200 A. Metoda, použitá

Obr. 2. O k r a jo v é z te m n ě n í m ě ř e n é v p r o c e n t e c h in ten z ity s tř ed u S lu n c e v z á v is lo s ti na v z d á le n o s ti o d střed u I p o d le B la m o n ta a B o n n e t a j. 1 — 5000 A, 2 — 3600 A, 3 — 3200 A, 4 — 2900 A, 5 — 2700 A, 6 — 2200 A.

při tomto pokusu, se liší od před­ chozích. V okam žicích těsn ě před a po úplném zatm ěni má záření svůj původ k lokalizovatelné oblas­ ti srpku těsně u okraje. Známe-li pak polohu M ěsíce, Slunce a pozo­ rovatele (ra k ety ) v každém okažiku, sta čí m ěřit intenzitu záření, abychom obdrželi potřebné výsledky. K pokusu bylo použito rak et Titus, které m ají dva stupně na pevné palivo (řízen je pouze první stupeň). Délka rakety je 12 m, váha 3,5 t. Vědecké přístroje jsou v hlavici o váze 400 kg a délce 3 m ; vystoupí až do výšky 260 km. Užitečný náklad obsahoval m ěřicí a telem etrickou aparaturu a zařízení pro pilotáž a návrat. Přístrojové vybavení tvořily tyto p řístro je: (1) S lu n ečn í s p e k tr o fo to m e t r (viz obr. 3) sp eciáln í konstrukce prof. Bonneta a Courtěse. Tohoto p řístro je bylo v principu použito i při před­ chozích francouzských pokusech, avšak tentok rát byly m ísto kam er in sta ­ lovány fotonásobiče, které předávaly získané hodnoty průběžně te le m et­ rickým zařízením . Dvě tro jice štěrbin na Rowlandově kružnici byly po­ stupně odkrývány dvěma uzávěrkam i. Montáž je uspořádána tak, že umožňuje získat spektrální pásmo nezávisle na přesnosti zam ěření vstupní osy na Slunce. Šest štěrbin vytváří obrazy Slunce v šesti sp ek ­ tráln ích oblastech mezi 1300—2400 A, šířk a jednotlivých pásem je 30 A. Jak ukazuje tab. II., byly sp ektráln í oblasti spektrofotom etrů obou rak et vzájem ně posunuty. (Údaje jsou podle zprávy pro Cospar 1967 a liší se v 1. řádu od vlnových délek, uvedených v předběžné zprávě CNES z lis­ topadu 1966.) Sedmý záznam je pořizován na obou rak etách fotograficky v oblasti 2950 A (šířk a pásma 98 A). T a b u lk a II. Š tě rb in a R a k e t a č. 1 R a k e t a č. 2

1

2

3

4

5

1320 1350

1435 1465

1600 1630

1760 1790

1965 1995

6 2170 A 2200 A

(2 ) Io n iz a č n í k o m o r y , k t e r é b y ly vždy p o dvou p ř ip o je n y n a o b a s p e k tr o fo to m e t r y . První z nich pracovala v rozsahu 1050— 1250 A a byla naplněna sirouhlíkem CS2. Druhá komora byla naplněna kysličníkem dusnatým a pracovala v oblasti vlnových d élek 1250— 1350 A. (3 ) F o to n á s o b ič in fr a č e r v e n é h o z á řen í v oblasti vlnových délek 5000 až 11 000 A. (4 ) S p e k t r o h e lio g r a f pro m ěření záření v čáře Lym an-alfa (1216 A ). Podmínkou úspěchu tohoto experim entu je bezpečný návrat ce lé ap ara­ tury na Zemi.

/

/

Obr. 3. S lu n e č n í s p e k t r o g r a f (N a sm y th ů v s y s t é m ] , p o u ž itý p ř i p o k u s u 12. 11. 1966. FN z n a č í fo t o n á s o b ič , o s ta tn í ú d a je js o u v m ilim e tr e c h .

Oba starty byly provedeny ze základny, zřízené k tomuto účelu po­ blíže Las Palm as, v bažinatém terénu provincie Chaco v m ístě o sou­ řadnicích 26° 57' S a 58° 52' W (R e siste n cia j. Toto místo leželo na sever od pásma totality . Let byl naplánován tak, aby hlavice vstoupila do stínu ve výšce 120 km. Osa stínu byla směrem k severovýchodu skloněna k horizontu asi o 60°. V okamžiku vstupu do stínu, který se po zemském povrchu pohyboval zhruba kolmo >k rovině dráhy rakety rych lostí 700 m/s, bylo vidět srpek Slunce (asi 20" o k ra je ], během stoupání docházelo k úplnému zatm ění a při k lesán í bylo možno pozorovat opět odkrývající se srpek Slunce. Experim ent k lad l značné nároky na funkci sondážnl rakety, která musela v předem určený okamžik prolétnout ve výšce 100 km pomyslným kruhem o průměru 5 km! Tabulka III. ukazuje prů­ běh letu. T a b u lk a l i l . T T T T T T T T T T

= 0S = 21s = 29s = 48s = 69s = 72s = 80s = 460s = 500s = 53Qs

sta rt, zapáleni m otoru 1. stupně a zap ojení systém u stabilizace ko n ec čin n o sti 1. stupně zap o jen í 2. stupně rak ety kon ec čin n o sti 2. stupně, čá ste č n á orien tace oddělení hlav ice úplná a d efinitivn í stab ilizace a p oin tace na Slu nce za čá tek vědeckého pozorování ko n ec vědeckého pozorování o tevření padáku dopad na Zemi

Předpokládaná oblast dopadu ležela asi 170 km severně od místa startu. Let první rakety byl úspěšný, druhá rak eta m ěla poruchy v poin­ tačním systém u „P ascal11 (výrobek ONERA). V bažinaté oblasti se po hlavicích dlouho pátralo. Dne 26. ledna 1967 sdělil prof. Blam ont před­ běžné výsledky pokusu. Zatmění bylo pozorováno od okamžiku 100 vteřin

před začátkem až do okamžiku 100 vteřin po ukončení úplného zatm ě­ ní. Telem etrické vysílání s údaji fotonásobičů bylo zachyceno kompletní a výsledky se zpracovávají. Vzhledem k porušení hlavic při návratu bylo však možno získat je n několik m álo m onochrom atických snímků z oblasti záření v čáře Lym an-alfa. Prozatím poslední pokus byl uskutečněn 13. ledna 1967 s raketou Veronique A.G.I. a bylo o něm referováno 8. března t. r. Kromě dalších experim entů, zam ěřených na výzkum Slunce, bylo provedeno též m ěření okrajového ztem nění ve vlnových délkách 2070 A a 2413 A. Výzkum Slunce a jeho vlivu na Zemi pom ocí sondážních rak et a um ě­ lý ch družic bude sam ozřejm ě pokračovat i při dalších slunečních za­ tm ěních. Tato oblast kosm ické astronom ie není omezena pouze na „ ra­ ketové velmoci*1. Zdeněk

Pokorný:

MERKUROVA ATMOSFÉRA P laneta Merkur byla až donedávna považována za těleso, k te ré nemá vůbec žádnou atm osféru. Malá hm otnost tělesa (úniko\ á rychlost na pla­ n etě činí asi 4 km/s) a vysoká povrchová teplota [až 700 °K v subsolárním bodě) jsou hlavními příčinam i, které znemožňují přítom nost h u stěj­ šího atm osférického příkrovu na planetě. Rada pozorovatelů Merkura (mezi nimi i Antoniadi, S ch iap arelli a j.) sice zaznam enala, že n ěkteré povrchové detaily jsou v určitých obdobích m éně zřetelné, avšak vzhle­ dem k nesnadnému pozorování Merkura nebyla tato pozorování brána jako explicitní důkaz existence atm osféry. V r. 1950 z jistil A. D ollfus1 při polarim etrických m ěřeních, že při m a­ lých fázových úhlech je polarizace světla planety prakticky táž jak v polárních, tak v centráln ích oblastech, zatím co při zvětšování fázového úhlu roste polarizace u rohů srpku ry ch leji než ve středu a v zelené oblasti spektra více než v červené. V kvadratuře čin í tento rozdíl mezi rohy a středem 0,6 % v zelené části spektra a 0,3 % v červené. Dr. Dollfus z těchto pozorování vyvozuje, že planeta je obklopena řídkou atm osfé­ rou (o ekvivalentní tloušťce 25 m a tlaku u povrchu 1 mb) a anom ální polarizaci pak vysvětluje Rayleighovým rozptylem světla v Merkurově ovzduší. Je nyní otázkou, které plyny můžeme v Merkurově atm osféře očekávat a k teré z nich můžeme i spektroskopicky zjistit. Zcela jistě zde n en a­ leznem e lehké plyny jak o vodík a hélium — tyto látky musely za dobu existen ce sluneční soustavy z atm osféry planety tak řk a zcela vymizet (např. k disipaci vodíku dojde na Merkuru za 0,1 roku, hélia za 3 roky, kyslíku za 106 le t). Na druhé stran ě těžké m nohaatomové molekuly se také nemohou v ovzduší udržet, poněvadž jsou disociovány a jednotlivé volné elem enty již uniknou do m eziplanetárního prostoru. Zbývají tedy inertní plyny, především argon (tento plyn je na Zemi ze všech n eteč­ ných plynů n ejh o jn ěji zastoupen). Podle F. F ield a2 činí množství atomů 1 Ann. ď A stro p h y s., Su ppl. 4, 1957. 2 O rig in and E v o lu t. A tm osph. and O cean s, 1964, 269.

argonu nad 1 cm 2 povrchu 6,3 X 1 0 22. Field předpokládá, že přímý důkaz existence Merkurovy argonové atm osféry je možno podat spektrosko­ picky — pozorováním čáry Ar při A = 1048 Á. Přímý spektroskopický důkaz existence Merkurova ovzduší se po­ kusil podat N. A. Kozyrev.3 V roce 1963 srovnával spektrum planety se slunečním spektrem ; zjistil, že profily vodíkových č a r H,, se va spektru Merkura poněkud liší od profilů těchže ča r ve slunečním spektru. Rozdíly jsou sice velmi m alé a n ach ázejí se již na hranicích přesnosti m ěření, jsou však system atické a totožné na mnoha spektrogram ech. N. A. Kozyrev se domnívá, že planetu obklopuje vodíková atm osféra; z teoretický ch výpočtů pak vycházejí tyto param etry: počet atomů vo­ díku nad 1 cm 2 povrchu — 1021; atm osféra je hom ogenní až do výšky 500 km a má teplotu 300 °K. M ěření N. A. Kozyreva nelze však přijmout zcela bez výhrad. Například H. Spinrad a P. W. Hodge4 poukazují na to, že na spektrogram y planety se překládá též rozptýlené světlo soumra­ kové oblohy; potom však jsou čáry p říslu šející Merkuru poněkud po­ sunuty vlivem Dopplerova efektu a každá Fraunhoferova čára se jeví jako nerozložený dublet, takže Kozyrevovo pozorování je možno vy­ sv ětlit i tím to způsobem. Podrobná spektroskopická pozorování Merkura provedl v roce 1963 V. I. Moroz.3 Při srovnání spektra planety a M ěsíce z jistil zvětšení telurick ého pásu C 0 2 poblíž vlnové délky 1,6 ,um v Merkurově spektru; vzhle­ dem k tomu, že tento efek t nebyl n ija k velký, byla pozorování opako­ vána je ště n ěk o likrát v následujícím roce. Výsledek byl analogický. V. I. Moroz uvádí, že množství C 0 2 v atm osféře planety činí asi 0,3 až 7 g/cm2. Tento údaj se poměrně dobře shoduje s výsledkem, který získali H. Spinrad, G. B. Field a P. W. Hodge6 při sledování slabého pásu C 0 2 ve spektru M erkura poblíž vlnové délky 8690 A. Z jistili, že horní h ra­ n ice množství C 0 2 na planetě je zhruba 11 g/cm2. V této souvislosti autoři poznam enávají, že pokud je atm osféra m ohutnější než 1 g/cm2, je již povrch planety dostatečně chráněn před dopady běžných m eteo­ ritů (v zem ské atm osféře shoří většina meteorů obvykle ve výšce 80 km, nad kterou se nachází je n 10' 2 g/cm2 ovzduší). Vzhledem k tomu, že četn á fotom etrická a radarová pozorování M erkura a M ěsíce poukazují na nápadnou shodu řady ch arakteristik povrchů těchto těles, je pravdě­ podobné, že i v případě utváření povrchu Merkura h rála svou roli meteoritick á eroze. Potom je však nutno připustit, že hustota Merkurova ovzdu­ š í se v průběhu ex isten ce planety podstatně m ěnila — v minulosti byla natolik m alá, že umožnila erozi povrchu, a poté se zvětšila. Na základě výpočťů je možno zodpovědět i otázku tepelné disipace atm osféry, sk lá d a jící se z C 0 2. K ysličník uhličitý se může udržet v atm o­ sféře při teplotě exosféry do 800 °K (tato hranice je určena disipací kyslíku, vznikajícího při disociaci C 0 2). Při vyšších teplotách se může C 0 2 vyskytovat jen při soustavném výronu tohoto plynu z nitra planety. 3 * 5 6

Sky and T e le sc o p e , 1964. 27, 339; J . B rit. A stro n . A ssoc., 1963, 73, 345. Ic a r u s , 1965, 4, 105. A stro n o m iře sk ij ž u r n á l, 1964, 41, 1108. A stro p h y sic a l Jo u rn a l, 1965, 141, 1155.

Obr. 1. M o d el a t m o s fé r y M erk u ra p o ­ d l e V. I. M o r o z e * Č á r k o v a n ě j e z n a ­ č e n a z á v is lo s t t e p lo t y n a v ý š c e n a d p o v r c h e m p la n e ty .

Rada astronom ů se pokusila s e ­ stavit vhodný model Merkurovy atm osféry. Tak S. I. Rasool, S. H. Gross a W. E. McGovern7 propo­ čítali čtyři modely: (1 ) tlak p = « « 9 - J , = 1 mb, 100 % Ar; (2 ) p = 5 mb, 10 10 10 10 nUm J 50 o/0 Ar> 50 o/0 c o 2; (3 ) p = 5 mb, 0 1000 2000 [°K] 6 0 % C 0 2 25 % N e, 1 5 % N2; (4) p = 1 mb, 100 % C 0 2. Z jistili, že první model není reálný, poněvadž teplota exosféry přesahuje 10 000 °K. Ostatní tři dávají teplotu 800—1800 °K, což za u rčitých podmínek může vést k natolik pomalé disipaci, že atm osféra Merkura je prakticky s ta ­ bilní. V. I. Moroz8 sestavil jin ý model atm osféry M erkura: 10 % CO> a 90 % N2 při celkové hmotě sloupce plynu 3 g/cm2 (obr. 1 ). Výpočet ukazuje, že i tento model je stabilní. V současné době lze tedy na základ ě výsledků spektroskopických po­ zorování konstatovat, že atm osféra kolem Merkura skutečně ex istu je (i když je velmi pravděpodobné, že řadu efektů, k teré nyní vysvětlu­ jem e přítom ností ovzduší na planetě, bude možno interpretovat i jin a k ]. Ukazuje se, že hustota atm osféry Merkura není příliš velká, přesto však ji není možno zanedbat (např. h ra je nem alou roli při in terak cích m ezi­ p lan etární hmoty s povrchem p lan ety ).

C o n o vé ho v astronomii P E R I O D I C K Á

k o m e t a

SCHWASSMANN-W A C H M ANN

Dne 8. srpna nalezl podle sděleni dr. H. H lroseho tuto kom etu K. Tom ita na hvězdárně v Tokiu. V době objevu byla v souhvězdí Býka ned aleko m ísta předpověděného efem eridou a jev ila se jak o velm i slabý ob jek t pouze 18. hvězdné v elikostí s ohonem kratším než 1°. Kom eta byla objevena již v ro ­ ce 1929 dvěma m ladým i astronom y hvězdárny v Ham burku-Bergedorfu, je ­ jich ž jm éna nese. B yla pozorována při n áv ratech do příslunl v le te c h 1935, 1942, 1948, 1955 a naposledy v r. 1961. B. G. M arsden a K. A ksnes ze Sm ithsonianovy astro fy zik áln í observatoře 7 S p a c e S c i. R ev., 1966, 5. 565. s F iz ík a p la n e t, N auka, M oskva, 1967.

2 — 19 67Í

(USA) vypočetli z 18 poloh, zm ěře­ ných v ro ce 1955 a z 31 poloh, z ísk a ­ ných při návratu kom ety do p erihelu v ro ce 1961, nové elem enty dráhy, p ři­ čem ž b rali v úvahu poruchy všech 9 p lan et: T Ol Q i Q e Q P

—

= —

= = = =

1968 III. 14,3201 EČ 356,6658° 1 125,9934° } 1950,0 3,7267° J 2,147446 a. j. 0,384415 3,488465 a . f. 6.516 r o k ů .

Známou periodickou kom etu E n cke n alezl podle zprávy dr. H. H iroseho, řed itele astro n om ick é abservato ře v Tokiu, K. Tom ita 7. srp na. V době objevu byla v souhvězdí Vozky tém ěř p řesně v pozici podle efem eridy. J e ­ v ila se jak o o b jek t 13. hvězdné v eli­ kosti difuzního vzhledu, c en trá ln í kon ­ d enzace či jád ro a ani ohon nebyly pozorovány. Podle p ozd ější zprávy G. R. K astela z Ústavu te o re tick é a stro ­ nom ie v Leningradu byla kom eta E n cke n alezen a již 3. srpna N. S. Černychem na K rym ské astro fy zik áln í observatoři. Kometa E n ck e má ze všech p erio ­ dických kom et n e jk ra tší oběžnou dobu P E R I O D I C K Á

T to Q i q e a P

KOMETA

Periodickou kom etu F in lay n alezli nezávisle podle efem eridy 7. srpna v USA G. van B iesbroeck (Lunar and P lanetary Laboratory, Tucson) a jen o n ěk o lik hodin později v Japonsku K. Tom ita (Tokyo A stronom ical O bservá­ to ry ). V době objevu byla kom eta v souhvězdí Býka tém ěř p řesn ě na m ís­ tě, udaném efem eridou. B yla 14. hvězd­ né velikosti a je v ila se jak o difuzní ob jek t s m alou c en trá ln í kondenzací nebo jádrem , ohon nebyl pozorován. Podle van B iesb roeck a m ěla velm i d i­ fuzní kruhová kóm a prům ěr a s i V . Ko­ m eta byla o b jev en a k rá tce po průcho­ du přísluním a vzdaluje se ja k od Slu n ce, tak i od Země. V listopadu by m ěla být je jí ja s n o st a si 17m, v prosin­ SPOLEČNÉ

a byla také pozorována při nejv íce obězích kolem S lu n ce — od roku 1786, kdy byla objev en a M échainem , celk em při 48 obězích. G. R. K astel vypočetl nové elem enty dráhy, při­ čem ž bral v úvahu poruchy působené planetam i M erkurem, Venuší, Zemí, M arsem, Jup iterem a Saturnem : 1967 IX. 22,0486 EC 185,9096° ) 334,2419° > 1950,0 11,9894° J 0,338217 a . /. 0,847393 2,216266 a .j . 3,299 ro k ů .

F I NL AY

19 67g

ci asi 18m a v lednu 1968 asi 19m. Period ická kom eta F in lay byla ob­ jev en a v ro ce 1886 a byla od té doby pozorována při n áv ratech do přísluní v le te c h 1893, 1906, 1919, 1926 a pak po dlouhé p řestáv ce až v r. 1953 a 1960. Z 27 pozorování z návratů v letech 1953 a 1960 v ypočetli B. G. Marsden a K. A ksnes nové elem enty dráhy: T eo Q t q e a P

ZASEDÁNI

V době od 17. do 29. červ en ce t. r. bylo v Londýně sp o lečn é zasedání dvou kom itétů při M ezinárodní radě v ědec­ kých unií, a sice IQ SY (S p e ciá l Comm lttee fo r the In tern atio n al Y ears of the Quiet Sun — S p e ciá ln í kom itét pro M ezinárodní roky klidného S lu n ­ c e ) a COSPAR (C om m ittee on S p ace R esearch — K om itét pro kosm ický vý­ zkum ). Pod názvem „S p olečn é zased á­ n í" se v lastn ě konaly čty ři různé a k c e : IV. zasedání sp eciáln íh o kom itétu

= = = = = = = =

= 1967 V II. 28,1585 EC = 321,6885° I = 41,9964° }1950,0 = 3,6415° ) = 1,080367 a. j. = 0,701983 = 3,625191 a .] . = 6,902 r o k ů .

IQSY/COSPAR

IQ SY, sp o lečn é sympózium IQ SY a COSPAR o vědeckých v ýsled cích Mezi­ národ ních roků klidného Slunce, dále X. plen árn í zased áni COSPAR a ko n eč­ ně sympózium COSPAR o sterilizačn í te ch n ice kosm ických těles. Na společném sym póziu IQSY a COSPAR byly předneseny referáty v různých zased áních podle těchto oborů: M eteorologie, Slu n ce a jeho zá­ řen í, Ion o sféra a io n o sfé rick á m ěření, Geom agnetism us a aeronom ie, Ne-

u tráln l atm o sféra a soum rakové jevy, P olárn í záře a rad iačn í pásy, K osm ic­ ké zářeni. R eferátů bylo tém ěř 60 a tak se lze zm ínit je n o n ěk terých , z astronom ického hlediska zvláště za­ jím avých. H. D. Princová a E. R. Hedem anová referov aly o h isto rii a m or­ folog ii slu n ečn í čin n osti v období 1964 až 1965, E. R. M ustel hovořil o slu n e č­ ním větru a jeho astro fy zik áln ích asp ektech , N. F. N ess refero v al o p ří­ mém m ěřeni m eziplanetárního m agne­ tick éh o pole, S. K. V sech sv jatsk ij se za­ býval kom etam i, m eziplanetárním p ro ­ storem a n ěkterým i problémy slu nečn í soustavy a kon ečn ě L. G. Ja c ch ia r e fe ­ roval o zm ěnách hustoty zem ské atm o­ sféry během m axim a a m inim a slu n e č­ n í činnosti. Také X. p lenárn í zasedáni COSPAR bylo rozděleno do n ěk olik a s ek ci: S le ­ dováni, telem etrle a dynam ika um ě­ lý ch družic, M ěsíc a planety, Sběr a zjišťov ání m eziplanetárního prachu, M agnetosféra, Ion o sféra, Záření, Před ­ pověď erupci, P ro je k t protonových erupci, Aeronom ie, Vysoká atm o sféra ; krom ě toho byly dvě schůze věnovány biologickým problémům. Z astronom ic­ kého hled iska byly velm i zajím avé r e ­ feráty o pozorováni Venuše sondou M arlner 2 (J. B. P ollack a G. S a g a n ), o fy zik áln ích a m ech an ický ch v la st­ n ostech m ěsíčního povrchu na z á k la ­ dě údajů Luny 13 (I. I. Cerkasov a sp o l.), o vědeckých v ýsled cích sond NOVA

Cl

S

Prof. dr. H. Lam brecht, řed itel uni­ v ersitní hvězdárny v Jen ě, sdělil, že 29. června n alezli pracovníci ústavu dr. W. Pfau, dr. J. D orschner a dr. Ch. Friedem ann o b jek t hvězdného vzhle­ du 16. hvězdné veliko sti v souhvězdí H erkula. Na snímku, exponovaném

METEOR Dne 28. února 1966 dopadl na pole u v esn ice Pavel (A = 25°31' E,

Surveyor (L. D. Ja ff e ), jak ož 1 četn á d alší sd ělení o výzkumu M ěsíce k o s­ m ickým i sondam i. M eziplanetárním u prachu byla věnována tři zased áni, na nichž se hovořilo o různých te ch n i­ kách zjišťování a sběru, o jeh o ch em ic­ ké analýze, o výsled cích sběru n a k o s­ m ických lodích Geminl, o raketovém výzkumu prachu v době čin n o sti Leonid v r. 1965, o výzkumu prachových č á stic v o k o lí M ěsíce aj. K p ro jek tu protonových erupcí m ěl úvodní před­ nášku Z. Š v e s tk a ; v n á sled u jících r e ­ fe rá te ch se hovořilo o m agnetických p o lích a protonových eru pcích, o ak tiv ­ n ích ob lastech , o zářeni X slu nečn ího původu a zvláště pak o eru pci ze 7. V II. 1966. F. Link referov al o spo­ le čn é p rá c i s L. Neužilem a 1. Z acharovem o fo to ele k trick é foto m etrii ba­ lónových satelitů a dále o m ěřeni a stro ­ nom ické re fra k c e na h orské hvězdár­ ně Pic-du-Mldi. Londýnského zased áni se účastn ilo p řes 1000 odborníků z 53 zem i. Pro­ gram jed n o tliv ých dnů byl vyplněn r e ­ feráty více než d ostatečn ě, což se pro­ jevovalo m j. 1 tak, že sou časn ě zased a­ ly i tem atick y velm i blízké kom ise, č e ­ muž z a jisté bylo možno lep ší org an i­ zací p řed ejít. V rám ci program u byly i exkurse n a bývalou G reenw ichskou hvězdárnu, z niž je dnes velm i zajím a­ vé astronom ick é museum, a do s ta ro ­ bylého universitního m ěsta Cambridge. Jiř í B o u š k a P E R N O V A ? 11. května t. r. 24palcovou Schm idtovou kom orou, byla ja sn o st objektu m enší a na d řív ějších d eskách nebyla hvězda nalezen a. Jd e patrně o novu nebo supernovu, je jíž přesná poloha je (1950,0): a = 18h17m33s a 6 = + 24°32' T

P A V E L

15 cm hluboký k rá te r a zaryl se v něm do hloubky 35 cm. Kromě toho se n a ­ lezl je š tě m alý úlom ek o váze 6 g. Vý­ zkum m eteoritu provádějí pracov níci B ulharské akadem ie věd a katedry astronom ie university v So fii.

a s nim i n aše zn alo sti o povrchu Mě­ síce. To, co bylo je š tě nedávno snem selenografů, je v sou časné době re a ­ lizováno am erickým i i sovětským i lu ­ nárním i sondam i. Je známou sk u te č ­ nosti, že všechny o krajo vé o bjekty na m apách M ěsíce jsou perspektivně zkresleny a tím řada podrobnosti před nim i a za nim i je zakryta. Tuto n e ­ snáz neod stran ilo um ělé rek tifikov án i snímků, které je dnes překonáno fo ­ tografiem i, jež k Zemi od esílá Lunar Orbiter a jem u podobné sondy. N ejen že se k M ěsíci přiblížily a um ožňují exponovat fo to g rafie s velkým i po­ drobnostm i, ale i z různých úhlů až z čisté „ p ta č í" perspektivy. Takový případ si můžeme dnes předvést na okrajovém k ráteru Inghiram i. Leží na 70° západní sele n , délky a —48° již ­ ní selen, šířk y . Ze Země je pozoro­ vatelný je n za příznivé m ěsíčn í librace jak o siln ě s tla č e n á elipsa, je jíž v el­ ká osa má délku a si 89 kilom etrů. Stěny kráteru sp ad ají do hloubky asi 360 m etrů (zde se údaje různých auto­ rů ro z ch á z e jí). Jeho dno n en í rovné, ale je rozryto zprohýbaným i podélný­ mi rýham i a vypuklinam i. Zdá se, že m ají pokračování v obrovské prohlub­ ni, táhnoucí se v íce než 180 kilom etrů

M A R S E I L L E S K Á A stronomie má v jihofrancou zském m ěstě M arseille dlouholetou trad ici, neboť astronom ická observato ř zde by­ la založena již roku 1702 jesuitským řádem ; prvním řed itelem byl P. Laval. V polovině 18. sto le tí se z původní observatoře stala králov ská nám ořní hvězdárna, je jíž řed itel S. Jaqu es de Sylvabella byl nadšeným propagátorem N ewtonových p rací ve F ran cii. Kon­ cem 18. a začátkem 19. sto le tí zde pra­ coval známý o b jev itel 37 kom et J. L. Pons, který na hvězdárnu p řišel jako vrátný a po lé te ch v roce 1813 ji opouš­ těl jak o astronom , když nastupoval na místo řed itele ob servatoře M arlia (Lucca) v Itálii. V době 1810—1812 praco­ val na m arseillesk é hvězdárně i b ra ­ tislavský rodák F. X. von Zach. ve své

k menším u kruhovému kráteru, k terý je na sta ršíc h m apách označen ja k o Z Lacroix. O této rozeklané k r a jin ě věděli pozorovatelé M ěsíce již v d ří­ v ě jších dobách, a le zdaleka n etu šili podrobnosti, které v y n ik ají na sním ­ c ích Lunar Orbiteru 4 ze 4. května 1967. Na první pohled vidíme k ata­ s tro fáln í ú činek sily — snad dopad velké m eteorick é hm oty na povrch M ěsíce. Na o rig in ále je ja sn ě vidět hlubokou rýhu tem n ějšíh o zbarveni, k te rá je snad obnaženou půdou, kdež­ to o statn í hm ota po obou stran ách b a­ lis tic k é dráhy je nakupena do systém u žebrovitě seřazených údolí. Pravděpo­ dobně je však p říčin a vzniku s lo ž itě j­ ší a odpověď může dát spíše g eo log ie než astronom ie. Pro názorn ost jsem sestav il tři obrázky z okolí kráteru Ingh iram i (viz 3. a 4. str. obálky). První je výsek z mapového díla „Lu­ nar D esignations and P osition s" od D. W. Artura, druhý z díla „Photog rap h ical A tlas of the Moon“ od prof. Zdeňka Kopala a tře tí pořídila am e­ rick á sonda Lunar O rbiter 4 při svém 31. obletu kolem M ěsíce. Tyto ukázky n e jlé p e dokum entuji veliký pokrok v poznávání M ěsíce, jehož jsm e svěd­ ky. J o s e f K le p e š t a HVĚZDÁRNA době jed en z význačných astronom ů. Hvězdárna, vybudovaná ve staré čá s­ ti m ěsta, nevyhovovala svému účelu již v polovině m inulého století. V ro ce 1866 byla proto postavena observatoř nová, na svou dobu dobře vybavená a vhodně um ístěná. Dnes je však již ta ­ ké uprostřed tém ěř m iliónového mě­ sta, takže 26cm ekv ato reál lze využívat p rak tick y je n k pozičním m ěřením . Z těch to důvodů se o bservatoř již před časem zam ěřila na p ráce teo retick é a zvláště pak na prom ěřování a zpra­ covávání fo to g rafick ý ch desek, expo­ novaných na známé hvězdárně Haute P rovence, vzdálené od M arseille n ecelé dvě hodiny jízdy autem (viz ŘH 4/1967, str. 74). Na observatoři, k te rá se nyní re-

Je d n a z n o v ě p o s ta v e n ý c h bu d o v h v ě z d á r n y v M a r seille . kon stru uje, p racu je 10 astronom ů, ře ­ d itelem je prof. Ch. F eh ren bach . Pra­ covní program je zam ěřen hlavně na určováni rad iáln ích ry ch lo sti hvězd (zuám é jsou i průkopnické práce mě­ řeni rad iáln ích ry ch lo stí ze spekter, exponovaných objektivním i h ran o ly ), dále se p racu je v oborech n ebeské m e­ I N F R A Č E R V E N Á V

chaniky, ko m etám ! a m eteorick é a stro ­ nom ie a mezihvězdné hmoty. N ěkteří astronom ové p řed n ášejí i na faku ltě p řírod n ích věd m arseillesk é university. H vězdárna vydává ta k é od r. 1915 zná­ mý časopis, Journal des O bservateurs, založený H. Bourgetem . /. B.

h v ě z d a

V

MLHOVI NĚ

ORIONU

Přehlídky oblohy v inlračerveném světle p řin ášejí, jak se dalo očekávat, mnoho n eob yčejn ý ch pozorováni. O jednom z nich re fe ru jí E. E. B ecklin a G. Neugebauer z C altechu v Pasadeně, k teří pozorovali v infračerveném oboru kolem 2 m ikronů oblast velké mlhoviny v Orionu. Kromě spojitého infračerv en éh o záření mlhoviny bylo nalezeno sedm izolovaných zdrojů, jež se zdařilo ztotožnit se znám ým i hvěz­ dam i a nav íc jed en zdroj bez m ožností id en tifik ace s hvězdou. Fotom etrie zdroje byla pak provedena na Mt. Palomaru a ukázalo se, že rozloženi e n e r­ gie ve spektru odpovídá tep lotě zdro­ je kolem 700° K (a si 430° C) ; jd e tedy snad vůbec o n e jch la d n ě jší zdroj do­ sud zjištěn ý . V blízké Infračerven é

oblasti je zdroj velm i slabý, teprve při 16 500 A má magnitudu 9,8m, avšak u 100 000 A jíž — l ,2 m, tudíž p atři zde k n e jja s n ě jš ím na obloze. Pravděpo­ dobnost náhodné p ro je k ce objektu na mlhovinu v Orionu je n ep atrn á — n a­ opak je velm i dobře m ožné, že zdroj gen etick y i prostorově s mlhovinou souvisí. Poněvadž pak o m lhovině v Orionu je dobře znám o, že jsou v nl velm i m alé hvězdy, a d alší se zde pravděpodobně stá le tvoří, lze těžko od olat lákavé m ožnosti, že to tiž v tom ­ to případě pozorujem e protohvězdu. Za jistý ch předpokladů se dá stá ři ob­ je k tu odhadnout řádově na tisíc let, tedy o řád m éně než stá ři sam otné m lhoviny v O rionu /A p J 147, č . 2, 799) g

OKAMŽIKY

V Y S Í L Á N I V Z A R 1

ČASOVÝCH 1 9 6 7

SIGNÁLC

OMA 50 kHz, 8 h ; OMA 2500 kHz, 8*>; O LB5 3170 kHz, 8& ; P ra h a 638 kHz, 12h (NM — nem ěřeno, NV — nevysíláno, KYV — z kyvadlových hodin] D en OMA 50 OMA 2500 OLB 5 P ra h a

1 0564 0559 0569 0554

2 0564 0559 0569 NM

3 0564 0559 0569 NV

4 0564 0559 0569 0554

5 0564 0559 0569 0554

6 0564 0559 0569 0554

7 0564 0559 0569 0554

8 0564 0559 0569 0554

9 0564 0559 0569 0554

10 0564 0559 0569 NV

D en OMA 50 OMA 2500 OLB 5 P ra h a

11 0564 0559 0569 0554

12 0564 0559 0569 0554

13 0564 0559 0569 0554

14 0564 0559 0569 0554

15 0564 0559 0569 0554

16 0564 0559 0569 NM

17 0564 0559 0569 NV

18 0564 0559 0569 0554

19 0564 0559 0569 0554

20 0564 0559 0569 KYV

D en OMA 50 OMA 2500 OLB 5 P ra h a

21 0564 0559 0569 0554

22 0564 0559 0569 0554

23 0564 0559 0569 0554

24 0564 0559 0569 NV

25 0569 0563 0573 0554

26 0569 0563 0573 0554

27 0569 0563 0573 0554

28 0569 0563 0573 0554

29 0569 0563 0573 NV

30 NV NV NV 0554

P ro g ra m ú d r ž b y : OMA 50 — první střed a v m ěsíci 0600— 1 2 0 0 SEČ, OMA 2500 —- první střed a v m ěsíci 0600 — 1 2 0 0 SEC, OLB 5 30. 11. a 22. 12. 0 6 0 0 — 1200 SEC. — N ásledkem závady na spojovacím kabelu do v ysílačů bylo dne 29. 9. v 1530 SEC vysílán í sta n ic OLB 5 a OMA 2500 d očasně přerušeno a stan ice OMA 50 p ře šla d očasně n a vysílán í nosného km itočtu bez časového signálu. N orm ální program byl obnoven 3. 10. 1967 od 9h SEČ. V. P t á č e k P L A N E TÁ R NÍ

G E O F Y Z I K Á LN Í

P lan etárn í g eo fy zik áln í výzkumy vy­ žadují m nohostrannou, celosvětovou spolupráci. P atří k nim zejm éna stu­ dium jevů, k te ré m ají celozem ské roz­ m ěry a dovolují stud ovat vlastnosti Ze­ mě jak o celk u v četn ě je jíh o okolí do vzdálenosti n ěk olik a zem ských polo­ m ěrů. P lan etárn í geofy zik áln í výzku­ my podnítily již různé celosvětové akce, jak o P olárn í roky (1882—1883, 1932—19 3 3 ), M ezinárodni geofyzikáln í rok (1957— 1958), následovaný rokem M ezinárodní geofyzikáln í spolupráce aj. Podobnou a k c í byly i M ezinárodní roky klidného Slu nce (1964— 1965). Proto byly p lan etárn í geofyzikáln í výzkumy p řija ty v ro ce 1965 na pro­ sin cov é poradě s o cia listick ý ch akad e­ mií v Moskvě jak o jed en z d eseti pro­ blémů m nohostranné spolu práce. Kon­ cem května 1966 byla v Lipsku vytvo­ řen a kom ise akadem ií věd s o c ia lis tic ­ kých zem í pro p lan etárn í g eo fy zik ál­

VÝZKUM

n í výzkumy. K oordinátorem je Akade­ m ie věd SSSR . Členem kom ise při p re­ sidiu AV SSSR je člen korespondent ČSAV Alois Zátopek. Československo koord inuje ve všech zem ích, ú častn í­ cích s e m nohostranné spolupráce, ty­ to problém y: seism ologie, kom plexní in terp retace geofy zik áln ích údajů, lá t­ ky za vysokých tep lot a tlaků, slu n eč­ n í činnost, slapy zem ské kůry, trigo ­ nom etrická n ivelace, cirk u lace atm o­ sféry a studium tvaru Země. Vedoucím i pracovišti jsou Geofyzi­ káln í ústav ČSAV, A stronom ický ústav ČSAV a Ostav m eteorologie a klim a­ tologie SAV. Celkem se u nás ře ší 65 d ílčích problém ů a naše ú čast je n ejv ětší po Sovětském svazu. Do roku 1970 se budou v Č eskoslo­ vensku konat tyto akce kom ise: s e ­ m inář o atm o sférick ých hvizdech (1 967), le tn í šk ola o kom plexní in te r­ p retaci geo fy zik áln ích údajů (1968),

instruktáž o trigonom etrické niv elaci na polygónech ve Vysokých T atrách (1968), porada o m etodách šířen í geo­ fy zik áln ích in form ací (1968), sem inář o určování tvaru Země ve zkušebních o b lastech (1969) a p len árn í zasedání kom ise (1969). Naši odborníci se v té ­ že době zúčastní 20 ak cí v zah ra­ n ičí. Pro kom plexní problém „P lan etární geofyzikáln í výzkum y" jm enovalo pre-

sidium Čs. akadem ie věd ja k o svůj po­ rad ní org án problémovou kom isi. Čle­ ny jsou člen korespondent ČSAV prof. dr. A lois Zátopek, předseda Čs. národ­ ního kom itétu geod etického a geofy­ zikálního, a předsedové jeho čtyř sek ­ cí: dr. F ra n tiše k Brož (geod ézie), dr. V ít K árník (g eo fy zik a), člen korespon­ dent SAV M. Konček (m eteorologie) a akadem ik SAV a člen korespondent ČSAV O. Dub (v ědecká hydrologie).

N o v é knihy o pu b likace • B u lletin č s . a s t r o n o m ic k ý c h ú stavů , ro čn ík 18, číslo 4, obsahuje tyto p rá­ ce: J. Svatoš: Vliv dvojnásobného roz­ ptylu n a rozdělení světla v reflexn ích m lhovinách — L. Kohoutek a J. Hekela: Studie p lan etárn í mlhoviny NGC 1514 (II. Spektroskopický výzkum ce n t­ ráln í hvězdy) — M. V etešník: Fotoe lek trick á fotom etrie BL Andromadae — F . Link: Foto m etrické tabulky pro Einsteinovu odchylku světla — J. Pachn er: S fé rick y sym etrické problém y v obecn é teo rii relativ ity — Z. Sekan i­ na: D efinitivní dráha kom ety Pereyra

(1963 V) — Z. C eplecha: F o to g rafick á data bolidu —17 hv. v elikosti z 16. ledna 1966 — V. Bum ba: R adiální po­ hyby v m alých a m ladých slu n ečn ích sk v rn ách — I. K. Csada: Pole o b ra c e jící m agnetohydrodynam ický dynamový model astrofyzikálního významu — B. V aln íček : X-em ise exp an d u jících erup­ cí — A. T lam ich a: Dynam ická spektra slu n ečn ích rádiových výbuchů ve spo­ jitém oboru frek v en cí 50— 210 MHz — L. P erek a L. Kohoutek: Opravy ke „Katalogu g alak tick ý ch plan etárn ích m lhovin".

Ú k a z y na o b lo z e v p ro sin c i S lu n c e. Dne 22. p rosince ve 14hl7n> vstupuje S lu n ce do znam ení K ozorož­ ce ; v tento okam žik nastává zim ní slunovrat a začín á astronom ická zi­ ma. S lu n ce vychází 1. prosince v 7h36m, o slunovratu v 7h56m a 31. p rosince v 7h59m. Zapadá 1. prosince v 16h02m, o slunovratu v 16h00m a 31. p rosince v 16h07m. Od počátku m ěsíce do slu no­ vratu se délka dne zkrátí o 22 min., od slunovratu do kon ce prosince se opět o 4 min. prodlouží. M ěsíc je 1. X II. v 17h v novu, 8. X II. v 19h v první čtvrti, 17. X II. v 0h v úplňku, 24. X II. ve 12h v poslední čtv rti a 31. X II. v 5h opět v novu. V odzemí je M ěsíc 12. prosince, v p ří­ zem í 28. prosince. Dne 29. X II. ve 4h n astan e apuls M ěsíce s Antarem. M erku r je v první polovině m ěsíce ráno k rá tce před východem Slu nce nad jihovýchodním obzorem. V ychází dne 2. XII. v 6h16m, 7. X II. v 6 h40m a 12. X II. v 7h05m. P lan eta má hvězdnou ve-

lik o st — 0,6m. Dne 2. p rosin ce je M er­ kur v k o n ju n k ci s Neptunem, 21. XII. je plan eta v odsluní a 29. X II. nastává horní kon ju n k ce M erkura se Sluncem . V en u še je pozorovatelná v ran ních hodinách. P očátkem p rosin ce vychází ve 3h19m, koncem m ěsíce ve 4t'30m. Hvězdná v elik o st p lanety se během p ro sin ce zm enšuje z — 3,9m na — 3,7m. Dne 4. p ro sin ce je Venuše v přisluní, 28. X II. nastává kon ju nk ce planety s M ěsícem a 29. X II. bude ko n ju n k ce Venuše s Neptunem. M ars je v souhvězdí Kozorožce a je pozorovatelný jen zvečera k rá tce po západu Slu nce. Počátkem p ro sin ce za­ padá v 19h41m, koncem m ěsíce v 19h 55m. P lan eta má hvězdnou v elik o st asi + l ,2 m. Dne 5. p ro sin ce bude Mars v kon ju n k ci s M ěsícem. Ju p ite r je v souhvězdí Lva. P o čát­ kem p ro sin ce vychází ve 22h56m, ko n ­ cem m ěsíce již ve 21h02m. Hvězdná v elik o st p lanety se během p rosince

PETER A P I A N U S

ASTRON OMICUM CAESAREUM Prvé faksim ilové v yd án í o rig in á lu z roku 1540. S úvodem prof. Dr. D ie d ric h a W atte n berga, Berlin. Peter A p ia n u s, pro fe sor m atem otiky na Zem ské b avorské universitě v Ingolstadtu, vytvořil touto u čeb n icí p atrně p o sle d n í m ezinárod ně význam nou p ub likaci p o d ie Ř o le m á o v a o b ra zu světa. Je to d ílo vrch oln é m atem aticko-tabelórní d okonalosti, které především také ja ko rann é svědectví knihtiskařského um ění z a ­ ujím á dom inující postavení. N á š faksim ilový tisk je špičkovým výrobkem p o ly g ra ­ fického prům yslu d v a c á té h o století. Zajím avý pro astronom y, matematiky, fysiky, knihovny a ústavy, jakož i sběratele b ibliofíln ích vzácností.

FAKSIMILE 122 stran, z toh o na 21 stran ách a ž 8 nale p en ých otočných kotoučů. Čtyř a ž osm ibarevný světlotisk. Vel. 3 1 ,2 X 4 5 .2 cm (o rig in á ln í formát).

PROVODNÍ l it e r a t u r a 106 stran, z toho 33 stran faksim ilový tisk něm eckého kom entáře k A S T R O N O M I C U M C A E S A R E U M od Petera A p ia n a . Dvojjazyčný úvod v něm čině a angličtině. Vel. 2 1 X 2 9 , 7 cm.

VAZBA C elo kožen á s třístrannou zlatou ořízkou (faksim ile) n e b o p o lo p lá tě n á (p růvod ní lite­ ratura). V lo že n o d o potažené kasety.

CELÝ NAKLAD JE ČÍSLOVÁN NORMÁLNÍ VYDÁNÍ P o d le čá stečně ručně k olorova n é h o o rig in á lu uloženého v Zem ské knihovně v G oth ě (Sig. M ath. Fol. p. 38) M D N 19 5 0 ,-

ZVLÁŠTNÍ VYDÁNÍ 200 výtisků p o d le ce lok olorova n é h o o rig in á lu z majetku Státní knihovny v M n ic h o ­ vě (Sig, rar. 819) M D N 2050,—

V y ž á d e jte s i n á š p o d r o b n ý a n g lic k ý a n ě m e c k ý p r o s p e k t .

EDITION LEIPZIG UMĚLECKO-VĚDECKÉ

NAKLADATELSTVÍ

701 L E IP Z IG P O S T F A C H 340 N D R

zvětšuje z — l ,7 m na — 1,9™. Dne 22. prosin ce n astáv á ko n ju n k ce Ju p itera s M ěsícem . S a tu rn je v souhvězdí Ryb. Počátkem p ro sin ce zapadá v l h47m, koncem m ě­ s íce již ve 23h51m. Hvězdná veliko st Saturn a je a s i + l ,0 m. Dne 10. pro­ sin ce je Saturn v ko n ju n k ci s M ěsí­ cem. U ran je v souhvězdí Panny. P očát­ kem p ro sin ce vychází v l h08m, kon ­ cem m ěsíce již ve 23h15m. Uran má hvězdnou v elik o st + 5,8m. Dne 24. pro­ sin ce n astan e ko n ju n k ce Urana s Mě­ sícem . N eptu n je v souhvězdí Vah a je po­ zorovatelný je n v ran ních hodinách k rá tce před východem Slu nce. P o čát­ kem p rosince v ychází v 6h15m, koncem m ěsíce již ve 4t»22m. Neptun má hvězd­ nou v elik o st + 7,8m. Dne 22. prosince v 6h26m dojde k těsném u apulzu N eptu­ n a s hvězdou B D -17°4372; p lan eta bu­ de p ro ch ázet pouze 2 " jižn ě od hvěz­ dy, je jíž v eliko st je 9,i™. Dne 28. pro­ sin ce bude Neptun v k o n ju n k ci s Mě­ sícem . M eteo ry . V p rosin ci m ají maximum čin n o sti dva hlavní m eteo rick é ro je : dne 14. X II. Geminidy a 23. X II. U rsidy-mín. Oba ro je m ají pom ěrně ostrá m axim a, Geminidy jso u v čin n o sti 6 dní, Ursidy-m in. je n asi 2 dny. M axi­ ma obou rojů však připad ají na dopo­ led n í hodiny a také fáze M ěsíce je n e ­ příznivá. Z nepravid elných a podruž­ ný ch rojů budou m ít maximum Puppidy 7. X II., Andromedidy 22. X II. a Velaidy 30. X II. /. B. • P rod ám p a ra b . p o h lin . z rc a d lo N ew ton 0 200, í = 1800, a ch ro m . o b j. 0 60, f = 250 a k u lá ry 2 5 X 2 0 X , 1 5 X , 1 2 X . — In g . J. P in k a s, P ra h a 7, V e le trž n í 67, te l. 371910.

O B S A H J. B o u šk a : Nova D elp h in i 1967 — A. R. S a n d a g e: R ád iové g a la x ie a q u a sa ry — P. Ledon x: V n ě jš í v r s t­ vy a v n itř n í sta v b a hvězd — M. G rfln: S ra k e ta m i za zatm ěn ím S lu n c e — Z. P o k o rn ý : M erku ro va a tm o sfé ra — Co n o v éh o v a s tro ­ n o m ii — Nové k n ih y a p u b lik a c e — Ú kazy na o b loze v p ro s in c i. C O N X E N T S J. B o u šk a : Nova D elp h in i 1967 — A. R. S a n d a g e: R ádio G a la x ie s an d Q u asars — P- Ledoux: E x te m a l L a y e rs and In te r n a l S tru c tu re of th e S ta r s — M. GrQn: R o ck et In v e stlg a tio n

of

S o la r

E c lip s e s

—

Z. P o k o rn ý : A tm osp h ere of M ercu ry — N ew s in A stronom y — New B o o k s an d P u b lic a tio n s — P h en om en a in D ecem b er COflEPJKAHHE H.

Ha

B oym xa:

—

H o f ía n

A.

P.

3 B e3 j a

Cshmhuk:

ra.iaKTHKH h KBa3apt» — B H em H H e

c .i o h

ir a e 3 B e 3 »

—

cjie a o B a H H H

h

M.

JIsn y :

BH yTpeH H ee

crp o e-

T p io H : P aK eT H h ie

h c-

3 3 TMeHHfl

—

co JiH eq H b ix

3.

rio K o p n u :

—

M tO E o s o r o

ATMOCij>epa

M ep icyp H H

B aCTpOHOMHH —

B hie KHHTH B HyĎJIHKaUHH — Ha

P aflH O -

n.

H o-

JlBJíeHHH

H efie b A CK aO pe

Rtšl hvězd řid l re d a k č n í r a d a : J . M. M ohr (v ed o u cí r e d .), Jlř f B o u šk a (v ýko n , r e d .), J . G rygar, F . K ad avý , M. K o p eck ý , L. L a n d o v á -S ty ch o v S , B . M a le č e k , O. ObCrka, Z. P lav co v á , S . P lic k a , J . S to h l; ta ), re d . E. V o k a lo v á , te ch n . red. V. S u ch á n k o v á . V ydává m in. k u ltu ry a in fo rm a c i v n a k l. O rbis, n . p., P ra h a 2, V in o h rad sk á 46. T is k n e K n ih tisk , n. p., závod 2, P ra h a 2, S le z sk á 13. V y ch á z í 1 2 k rá t ro č n ě , c en a Jed n o tliv éh o v ý tisk u K č s 2 ,— . R o z šiřu je P ošto vn í novin ová slu žb a. In fo rm a c e o p ře d p latn ém podá a o b je d n áv k y p řijím á k ažd á p o šta i d o ru č o v a tel. O b jed n ávk y do z a h ra n ič í v y řiz u je PNS — ú stře d n í ex p e d ic e tisk u , odd. vývoz tisk u , Jin d ř iš s k á 14, P ra h a 1. P řísp ěv k y z a s íle jte n a re d a k c i R lše hvězd, P ra h a 5, Šv éd sk á 8, te l. 54 03 95. R u k op isy a o b rázk y se n e v r a c e jí, za od b ornou sp rá v n o st odpovídá a u to r. — T o to č ís lo bylo dáno do tisk u dne .2. ř íjn a , v y šlo 23. listo p a d u 1967. A -13*71439

K rá ter In g h ir a m i — n a h o ř e na m a p ě D. W. A rtura, d o le p o d le K o p a lo v a f o t o g r a f ic k é h o a tla su . Na č tv r t é str. o b á lk y j e ten tý ž k r á te r , fo t o g r a fo v a n ý Lunar O rb iterem 4 / k e z p r á v ě na str. 219 J.