2/1964
Z
OBSAHU:
G alileo Galilei — So u časn é názory na vznik a vývoj p lan etárn ích mlhovin — Um ělá d ru ž ica ANNA 1B pre ge o d e tick é ú čely — Novinky — Úkazy
Je d e n z p rv n íc h o b ra z ů G a lilea G a lilei (V illa d e l l e S e lv e ) . — N a p rvn í s tr a n ě o b á lk y j e v e lk á p la n e tá r n í m lh o v in a D u m bb ell (NGC 6853) v so u h v ě z d í L išk y . Ú h lo v é ro z m ě ry 500" X 260", v n ě jš í o b a l s a h á a ž d o 700"; c e n t r á ln í h v ě z d a 13m,4. (E x p o z ic e 25 m in. n a A g fa A s tro -S p ez ia l v sy s tém u B .) O prava. Prosím e č te n á ře , aby si o p rav ili chyby v člán k u „R ad ioastro n om ie — okno do v e sm íru ", uveřejněném v ŘH 1 1 /1 9 6 3 . Na s tr . 210, ř. 17 m á být 1054, na s tr . 21, ř. 32 má být 3 .1 0 17 km.
©
— N a k la d a te lstv í Orbis, n. p. — 1964
R o č . 4 5 ( 1 9 6 4 ) , č. 2
Ř íš e h v ě z d
Luisa
Landová-Štychová:
GALILEO GALILEI Před čtyřm i sty lety — dne 15. února 1564 — narodil se jeden z n e j slavnějších vědců italských , m istr universálních vědomostí, astronom a m atem atik Galileo G alilei. Byl potomkem starého rodu Galileu z XIII. století, g enerace státníků, lékařů a hudebníků. Také jeho otec byl sk la datelem a uznáván jak o obnovitel moderní harm onie. Jeho m atka byla nadaná, vzdělaná, ale ubitá nekonečnou otupující prací v dom ácnosti. Přesto dala svému zázračném u synovi dobrou výchovu, pevné základy čestného charakteru. Otec ho přísně vedl k soustavnému studiu a sebe kázni. Chlapec vybranou četbou italských klasiků vytříbil svůj sloh. S váš nivým zaujetím studoval řečtinu, latinu a četl k lasik y v originále. S tejn ě jako o čistotu své m ateřštiny dbal i vytříbenosti jazyků cizích. Proto byly jeho spisy a přednášky zajím avé i pro filology. Byly poslouchány a stu dovány i osvícenými laiky pro vytříbenou srozum itelnost. Byly také zařazeny mezi n ejvzácn ější díla italsk ý ch klasiků. Studoval medicínu, stal se lékařem , měl však tolik všestranných zájmů vědeckých a technických i chem ických, že po celý svůj život nedokázal vystačit se svými příjm y, tím spíše, že byl málem ruinován osočováním a pronásledováním ze strany odpůrců Koperníkovy heliocen trick é nauky, kterou velmi úspěšně dokazoval. Jako lékař byl i geniálním zdravotníkem a fyzikem . Své znalosti uplat ňoval v oboru staveb m oderních m ěst a obranných pevností. Svým vyná lezem termoskopu dal svým žákům podnět k sestro jen í teploměru. Každý obor vědy, techniky, m echaniky i chem ie nesl pečeť jeh o génia. Jeho otec se kdysi zmínil, že m atem atika je základem nejen vědění, ale i hudby a vůbec umění, zvláště výtvarného — ba i perspektiv. Galileo se chtěl ihned seznám it s touto podivuhodnou vědou už na počátku svých studií na lékařské faku ltě. Pod vedením otcova přítele Ricciho studoval Euklidovy základy elem entární geom etrie. Poznav dokonale Euklida, dal se ihned do studia starořeck é fyziky a m atem atiky. Studium Archimedových spisů o m echanice pevných těles ho inspirovalo k jeho prvním vědeckým pracím . Studium m echaniky kapalin vedlo G alileia k vynálezu h yd rostatických vah. Studium m edicíny přiblížilo G alileia k objevům technických podmínek prevencí proti epidemiím. V době, kdy se stýkal s vynikajícím m atem atikem Guidobaldem del Montem, inspektorem tos kánských m ěst a pevností, začal se G alilei jako lék ař a fyzik důkladně zabývat i je jic h otázkam i zdravotnickým i. Viděl jasn ě souvislost sta vebnictví se zdravotnictvím .
G. del Monte byl jako vědec i um ělec nadšen hloubkou G alileiových myšlenek, který předvídal souvislosti ve vývoji vědění a práce. Monte chtěl mít vzácného přítele nablízku a získal pro něho sto lici m atem atiky na universitě v Pise. Rozhovory a diskuse inspirovaly G alileia k smělým výhledům do daleké budoucnosti. Tehdy již začal k lásti základy k s tě žejnímu dílu svého života, k studiu m echaniky nebes. Těmito pracem i pevně podepřel nauku Koperníkovu a vyvolal proti sobě odpor zaostalých církevních hodnostářů i samého papeže. Znamenitou pomocí mu byl hvěz dářský dalekohled, který si sám vyrobil, prozkoumav princip holand ských trubic (k u k átek ), které sám osobně neznal — ale slyšel o nich. U svého dalekohledu d ocílil třicetinásobného zvětšení. Byl to přímo skok dopředu ve vývoji pozorování vesm írných těles. Tímto skromným daleko hledem objevil Galilei existenci slunečních skvrn, oběh Slunce, Měsíce a viditelných planet. Objevil první čtyři m ěsíce Jupiterovy, Venušiny fáze podobné fázím Měsíce, první viděl hornatý povrch Měsíce, jehož pusté pláně považoval za moře. Rozpoznal, že Saturn je provázen dvěma tě lesy, jichž pozorováním připravil podmínky pro objev Saturnova prstence v r. 1659 Christianem Huyghensem. Rozpoznal i Merkura jako Slunci n ejbližší planetu. Poněvadž všecka svá pozorování, studia a díla zpra covával m atem atickou metodou, dokazoval, že „filosofie je psána řečí m atem atickou a jejím i znaky že jsou geom etrické obrazce; bez nich se potácím e tem notou". Předpokládal pak, že některé planety budou i oby dleny rozumovými bytostmi, s nimiž bude možno se dorozumět použitím geom etrie, m atem atiky a aritm etiky. Těmito předpoklady i svými mnohými objevy a vynálezy předstihl svou dobu na sklonku XVI. století tém ěř o 400 let. Snažil se přesvědčit odpůrce Koperníkovy a své nauky o om ylech Ptolem aiových a Aristotelových. A aby d ocílil co n ejd okonalejší srozum itelnosti, volil formu Dialogů. Nutno připomenout, že jeho výklady form álně nijak neodporovaly n á boženskému pojetí přírody a vesmíru, naopak. Z našeho dnešního h le diska velkým stínem jeho geniálního díla je jeho m etafysické p ojetí sluneční soustavy a života. Jeho závěry jsou proniknuty mystikou. Přesto mu bylo vytýkáno kacířství a jeho práce se staly předmětem vyšetřování papežské inkvizice. Galilei byl tím značně znepokojen. Odešel tedy znovu do Říma, aby tam pomocí svých přístrojů dokázal, že Slunce je středem soustavy a Země že se kolem něho pohybuje. Leč inkviziční m ašinérie se začala rozjíždět. Kardinál Bellarm ini po dle rozkazu upozornil, že svaté oficium hrozí nejo střejším i tresty, bude-li Galilei pokračovat v šíření těchto „bludů“. Celý pokrokový učený svět byl pobouřen tímto zákazem, v Německu Luther vyhlásil zásady svobod ného vědeckého bádání, vznikly ostré spory a aby se předešlo hrozícím bouřím, kardinál Bellarm ini hrozby prostě popřel. A tak se Galileiovi přece jen podařilo dokázat neoprávněnost Ptolemaiovy nauky. Leč útoky a intriky nepřestávaly. Galilei na ně nereagoval — jsa plně zaujat novým problémem Koperníkovy nauky — a sice výzkumem mořského přílivu a odlivu. Kromě toho pracoval na konečném vytříbení a zdoko nalení „Dialogů o dvou soustavách — Ptolem aiově a Koperníkově“. Vý sledkem štvanic byl zákaz prodeje Dialogů a autor byl vyzván do Říma — před inkviziční tribunál.
Krutý a ješitn ý papež Urban V III. odmítl odklad svízelné cesty v n e j kru tějších lednových m razech, kdy kromě toho řádil v Itálii mor. Sedm desátiletý stařec, nem ocný a poloslepý, musil nastoupit svou poslední cestu jako svobodný člověk. Sotva dorazil do Říma, jsa přenesen v no sítkách do paláce toskánského vyslance, který chtěl o vzácného vědce pečovat, inkvizice zařídila okamžitou izolaci od všech přátel a známých Galileiových, ba ani sám hostitel nesm ěl svého hosta uvítat. Vyšetřování — před ch ázející proces — bylo zahájeno 12. dubna 1633. Těžké tajn é výslechy, hladovění, hrozby, ba i nadávky a tělesné útrapy přece jen starce nezlom ily. Chtěl za každou cenu dokončit své životní dílo O m echanice nebes. Podrobil se tedy i svrchovaně hrubé, ponižující komedii v chrámu k láštera Minervy dne 22. června 1633 a odvolal svou nauku o pohybu Země kolem Slunce. Svobody sice nenabyl, ale ať už cno legendární Eppur si muova (A přece se pohybuje) zašeptl nebo ne, důležité je, že své dílo dokončil hrdinsky za nejtěžších okolností, za nelidského fyzického utrpení, v mučivých depresích. Osleplý — našel způsob, jakým mohl pokračovat v psaní svých spisů. Oficium sice přísně zakázalo dát Galileiovi psací potřeby, ale jeho přátelé mu je tajn ě opatřili a tajn ě posílali jeho rukopisy do zahraničí, aby mohly být včas vy dány. Jeho zdravotní svav se horšil. Malou úlevu mu poskytla možnost usídlit se ve své vile v A rcetri ve F lorencii. Osvěžen trochou svobody vrátil se ke svým rozpravám o dvou nových vědách a krom ě toho začal jednat se španělskou a pak i nizozemskou vládou o prodeji svého vynálezu, jak stanovit zeměpisnou délku na moři. Galilei se snažil vybřednout tímto prodejem z tísnivých ponižujících dluhů, v nichž se ocitl v dů sledku nízké m stivosti Urbana V III. Jednání byla přerušena, vzácná vy znam enání a bohaté dary nesm ěl přijm out. Tohoto nezmarného hrdinu tvůrčí vědecké práce postihla a zmohla těžká srdeční choroba. Zemřel 8. ledna 1642. A nyní by bylo třeba napsat další článek o m stě jeho nepřátel, sah a jící až za hrob — o úsilí jeho věrného žáka Vivianiho, který svému veli kému učiteli zajistil důstojný hrob — ale zapomněl ve své poslední vůli zabezpečit velikou sbírku rukopisů a korespondence Galileiovy, ačkoliv jejím u soustředění věnoval zbytek svého života. Vivianiho dě dicové totiž celou vzácnou sbírku prodali za pakatel místnímu lahůd kářství. Včas objevil jeden z m ladých ctitelů velkého m istra, že pár plátků mortadely je zabaleno v rukopise G alileia a okam žitě zakoupil a tak zachránil vzácný národní poklad — umístěný po různém přemísťo vání v italsk é Národní knihovně. A boj s církevní reak cí o uplatnění h elio cen trick é nauky trval je ště do první poloviny XIX. století, kdy polští biskupové v r. 1829 odm ítali účastnit se ja k Koperníkových oslav, tak i odhalení jeho pomníku, který je dílem nesm rtelného výtvarného umělce Thorw aldsena. Aby se potvrdila stará pravda — že i omezenost a hloupost je také nekonečná.
S O U Č A S N É N Á Z O R Y NA V Z N I K A V Ý V O J P L A N E T Á R N Í C H M L H OV I N V astronom ii je řešení otázek vzniku a vývoje vždy značně obtížné. Zejména proto, že až na malé výjim ky nemáme k dispozici pozorovací m ateriál o různých vývojových etapách téhož kosm ického objektu. Na druhé straně nám však pozorování dávají možnost srovnávat značné množství fyzikálně podobných objektů na různých stupních je jic h vý voje. Zde jc však nezbytné v prvé řadě rozhodnout, k teré objekty s často odlišnými pozorovanými ch arakteristikam i k sobě p říslušejí a na sebe vývojově navazují. Základní metodou studia vývoje vesmíru je proto n e ustálá konfrontace teoreticky co nejlép e zdůvodněných vývojových hy potéz s co největším množstvím spolehlivých a nezkreslených pozoro vacích dat. Planetární mlhoviny patří bezesporu k objektům , k teré se z hlediska astronom ických m ěřítek velmi rychle vyvíjejí. Zm ěřené rychlosti roz pínání mlhovin ukazují, že všechny planetární mlhoviny, k teré v této době pozorujeme, existují pouze ÍOP až 105 roků, že tedy i v současné době musíme být svědky vzniku mlhovin nových. Zřejm ě právě tato skutečnost přispěla k tomu, že se již několik desítek let věnuje výkladu vzniku a vývoje planetárních mlhovin zvýšená pozornost. Postupem doby se sice zpřesňováním našich popisných poznatků o těchto útvarech jed notlivé počáteční hypotézy vzniku a vývoje zdokonalovaly, ale snad m alá přesnost v určení vzdáleností planetárních mlhovin, která vedla i k m alé přesnosti dalších důležitých charakteristik, nedovolila propra covat vývojové hypotézy důkladněji. Problém vzniku a vývoje plan etár ních mlhovin je proto právem považován za dosud nedořešený. Pokusme se shrnout dosavadní n ejd ů ležitější hypotézy vzniku plane tárních mlhovin, obsažené v bohaté literatu ře, do následujícího pře hledu : Vznik planetárních mlhovin (1) z hmoty centráln ích hvězd (a) k atastroficky — při jednom výbuchu (supernovy, novy), — opakujícím i se výbuchy (rekurentní novy, novám pod obn é); (b) nekatastroficky — trvalým výronem hmoty z atm osfér ce n trá l ních hvězd, (WR hvězdy, různé prom ěnné), — plynulým oddělením atm osféry cen tráln í hvěz dy (červení obři, různé p rom ěnné); (2) z mezihvězdné hmoty. Kritériem správnosti kterékoliv hypotézy je je jí souhlas s hlavními závěry, vyplývajícím i z pozorování. Pro studium vývoje planetárních mlhovin jsou závažné zejm éna tyto v ý sled k y : (1) P lanetární mlhoviny se rozpínají přibližně konstantní rychlostí v průměru asi 20 km/s. (2) Hmoty planetárních mlhovin leží v mezích od 0,001 do 0,1 O.
(3) Planetární mlhoviny m ají převážně sym etrický tvar. (4) N ěkteré p lanetární mlhoviny obsahují více obalů. (5) Prostorové rozložení p lanetárních mlhovin odpovídá subsystému přechodné složky. V současné době je známo asi 700 mlhovin. (6) C entrální hvězdy m ají spektra raných typů, je jic h absolutní foto g rafick é magnitudy leží v intervalu od 0m do + 9 m. Zabývejme se nejprve m ožností vzniku planetární mlhoviny z mezi hvězdné hmoty. Je známo, že hvězda, která vyzařuje dostatečné množ ství energie v ultrafialovém oboru a která se nalézá (náhodně) v oblasti mezihvězdného vodíku, dává vznik svítící mlhovině. Jak ukázala Chvoj ková (1960), tlak záření cen tráln í hvězdy může původně nehybnou mlho vinu uvést do rozpínání, a to v souhlase s pozorováním rychlostí, která dosáhne největších hodnot na vnějším o k raji mlhoviny. Je tedy možné, aby existence některých p lanetárních mlhovin byla vysvětlena tímto způ sobem — takové o bjekty by však bylo správnější zařadit mezi mlho viny difuzní. Mohlo by se však jed nat pouze o výjim ečné případy. Sy m etrický tvar většiny planetárních mlhovin by se dal vysvětlit pouze konstantní hustotou mezihvězdného vodíku, což se u běžných difuzních mlhovin zpravidla nepozoruje. Je proto tém ěř jisté, že planetární mlho viny souvisí přímo geneticky s centrálním i hvězdami. Hypotézy vzniku plan etárních mlhovin z hmoty cen tráln ích hvězd se navzájem odlišují jednak různým výkladem oddělení hmoty hvězd, a za druhé typem centráln ích hvězd před vznikem mlhoviny. V dřívějších pracích převládal k atastrofick ý způsob vzniku p lanetárních mlhovin. Předpokládalo se, že p lanetárn í mlhoviny jsou v podstatě plynné obálky^ v znikající při vzplanutí nov (ty p ický ch či rekurentních) nebo supernov. Vysvětlení pozorovacího faktu (1) a (2) však naráželo na velké obtíže. Rychlosti plynných obalů nov totiž leží v mezích od 1000 km/s do 2000 km/s, u supernov se pozorují rychlosti rozpínání ještě větší. Jak ukázaly výsledky řady studií (Sobolev 1947, Gurzadjan 1954, a j.), není možné, aby se tak velká rychlost vyvržené hmoty zmenšila, ať již gra vitačním účinkem hvězdy, tlakem záření nebo odporem prostředí, na hodnotu pozorovanou u planetárních mlhovin. U rekurentních nov a u no vám podobných proměnných hvězd bývají sice rychlosti rozpínání plyn ných obalů menší, opakovanými výbuchy by se dal na prvý pohled snadno (ve skutečnosti však velmi obtížně) vysvětlit i vznik soustav obálek, ale proti tomuto výkladu svědčí především skutečnost, že dosud nebyla pozorována žádná nova, která by byla před svým vzplanutím planetární mlhovinou. Kromě toho, plynné obálky nov byly sice často pozorovány, ale po několika d esítiletích se vždy rozplynuly. Hmoty plynných obalů nov leží v intervalu 10-6 až 1 0 '4 ©, zatím co u supernov je ztráta hmoty výbuchem přibližně rovna hmotě Slunce — obě hodnoty odporují pozo rovaným hmotám planetárních mlhovin. Supernovy jsou v Galaxii navíc tak vzácné (asi 3 za tisíc ile tí), že by se jim i nedal vysvětlit poměrně značný počet již existu jících a každoročně nutně vznikajících plan etár ních mlhovin. Zbytky supernov tak é nevypadají jako planetární mlho viny. Například Krabí mlhovina, nesporný pozůstatek po supernově z roku 1054, se dosud rozpíná rychlostí asi 1300 km/s a zařazujem e ji do pře chodného typu mezi mlhoviny difúzní a planetární.
Z uvedených důvodů byly k atastrofick é hypotézy vzniku planetárních mlhovin odsunuty po pozadí. Jistou oblibu stále je ště má výklad vzniku planetárn ích mlhovin z reku rentních nov nebo k novám podobných pro měnných hvězd (A ller 1956), jako jsou rj Carinae, FU Orionis, nebo BF Cygni, Cl Cygni, Z Andromedae, AX Persei a RW Hydrae, ale většina autorů zastává spíše názor, že planetární mlhoviny nejsou produktem výbuchů hvězd. N ekatastrofické hypotézy vzniku planetárn ích mlhovin se zaklád ají především na pozorování výronu hmoty z povrchu Be a WR hvězd. Rychlost výronu (sta až tisíce kilom etrů za vteřinu) sice rovněž neodpo vídá rychlostem rozpínání planetárních mlhovin, přesto však řada astro nomů (Voroncov—Veljam inov 1948) předpokládá, že se může vyvržená hmota v u rčité vzdálenosti od hvězdy zabrzdit (působením okolního m račna mezihvězdné hmoty, proměnnou rychlostí výronu, atd.) a vy tvořit tak pozorovanou mlhovinu prstencového tvaru. Pro tuto hypotézu svědčí např. skutečnost, že spektra mnoha cen tráln ích hvězd odpovídají WR typu a že na diagramu spektrum -svítivost se jak WR hvězdy tak jádra planetárních mlhovin nalézají v těsném sousedství. Námitek proti hy potéze vzniku planetárních mlhovin výronem hmoty z WR nebo Be hvězd je však možno nalézt mnoho. Především je celková hmota planetárních mlhovin podstatně vyšší, než by odpovídalo intenzitě předpokládané emise z povrchu WR hvězd. Větší hustota výronu by sice nesouhlas vy světlila, avšak vedla by k rozedmutí atm osfér WR hvězd, k teré by se muselo projevit větší svítivostí těchto hvězd — ale to odporuje pozo rování. K lasické WR hvězdy, ja k ukázal Gurzadjan (1954) a Aller (1956), se kromě toho dosti podstatně liší od jad er planetárních mlhovin WR typu, a to nejen ve svítivosti, hmotě, hustotě, v chem ickém složení atm o sfér nebo příslušností k populaci I., ale i vzhledem spektra. Souvislost planetárních mlhovin s klasickým i WR hvězdami se tedy zdá být velmi pochybná. Vedle trvalého výronu hmoty je však možný ještě jin ý mechanismus vzniku planetárních mlhovin — plynulé oddělení celé v n ější atm osféry hvězdy. Šklovskij (1956) dochází po zpětné extrapolaci rozpínání m lho viny k závěru, že na začátku svého vývoje se každá planetární mlhovina podobá rozsáhlé atm osféře obří červené hvězdy : kolem husté vnitřní oblasti H II s teplotou Tť ~ 10 000° K se rozprostírá značně chlad nější a větší oblast H I, přičemž hranice mezi oběma oblastm i je dosti ostrá. Planetární mlhoviny by ovšem nevznikaly ze všech červených obrů, ale pouze z některých. Šklovskij upozorňuje na polopravidelné proměnné typu RV Tauri, k teré m ají podle Perepelkinové (1950) střední absolutní velikost —2m,5, odpovídající zhruba n ejjasn ějším centrálním hvězdám, a jejich ž prostorové rozložení rovněž odpovídá planetárním mlhovinám, tj. přechodnému subsystému. Příčinu oddělení horních oblastí atm osféry červených obrů spatřuje Šklovskij přímo ve vývoji těchto hvězd. V je jic h nitru dochází k postupnému „vyhoření" vodíku, ke vzniku izoterm ického jádra, které se postupně smršťuje. M echanická energie kon trakce je na druhé straně vyvážena rozpínáním rozsáhlé atm osféry. Dojde-li k po rušení m echanické rovnováhy horních vrstev atm osféry obra, část této atm osféry se malou rychlostí oddělí a vytvoří planetární mlhovinu. Hy potéza plynulého odpoutání části atm osféry červeného obra může v pod
statě vysvětlit tém ěř všechna hlavní pozorovaná f a k t a : malou rychlost rozpínání, sym etrický tvar, pozorovanou hmotu mlhovin i je jic h prosto rové rozložení. Vznik druhé obálky planetárních mlhovin pak vyplývá z Gurzadjanovy teorie (1954) jak o důsledek tlaku záření v opticky husté mlhovině. Raná spektra cen tráln ích hvězd je konečně možno vyložit tím, že po odtržení atm osféry jsou odkryty vnitřní, tj. tep lejší vrstvy povrchu hvězdy. Vznik planetárn ích mlhovin nebude zřejm ě procesem jednoduchým — o tom svědčí mimo jin é často pozorovaný složitý systém plynných obalů mlhovin. A ller (1959) právě na základě studia tvarů planetárních mlhovin soudí, že při je jic h vzniku h raje důležitou roli m agnetické pole cen tráln ích hvězd. Ke vzniku p lanetární mlhoviny plynulým oddělením části atm osféry hvězdy vede i hypotéza, kterou nedávno předložil autor příspěvku. Řada společných znaků mezi novami a planetárním i mlhovinami (prakticky shodné prostorové rozložení, spektrální podobnost ja d er planetárních mlhovin a nov a je jic h um ístění ve stejn é oblasti diagramu spektrumsvítivost, korpuskulární výron z obou typů hvězd, atd.) může být vy světlena domněnkou, že planetární mlhoviny vznikají z některých nov. Tato hypotéza nemá být návratem k názorům, rozšířeným před 30 lety, že totiž planetární mlhoviny vznikly „zabrzděním " obálek nov (Milné 1931, Zanstra 1933 a jin í), nebo že vznikají z nov, je jich ž rychlost výronu hmoty je m alá (z „pom alých44 nov). Jak bylo zjištěno, plynné obaly nov a planetární mlhoviny jsou útvary značně odlišné — rychlostm i rozpí nání i hmotou. Hypotéza souvislosti planetárních mlhovin a nov je za ložena na tvrzení, že za jistý ch podmínek (tedy v n ěkterých případech) může být obal novy, rozpínající se velkou rychlostí, sledován vnitřním obalem, který se rozpíná ry chlostí podstatně m enší — planetární mlho vinou v počátečním vývojovém období. Tato m yšlenka vyplývá z vyšetřo vání průchodu korpuskulárního toku rozčleněnou atm osférou hvězdy. Po velmi stručném rozboru dosavadních hlavních hypotéz vzniku pla netárních mlhovin dospíváme k závěru, že nejlépe z nich odpovídá sku tečnosti model plynulého oddělení části atm osféry cen tráln ích hvězd. Za předky planetárních mlhovin byly považovány supernovy, novy, reku rentní novy, novám podobné proměnné, polopravidelné proměnné, B a O hvězdy, WR hvězdy nebo héliové hvězdy. V otázce konečného stadia vývoje planetárních mlhovin je daleko větší jednoty — uvažuje se tém ěř jednoznačně o bílých trpaslících . Centrální hvězdy se totiž svým fyzi kálním stavem n alézají právě mezi „norm álním i" hvězdami a bílými trpaslíky a m ají kromě toho s bílými trpaslíky prakticky stejn é prosto rové rozložení. Zdá se proto odůvodněné, že v jádru obří hvězdy „do zrává" trpaslík se svými specifickým i vlastnostmi. Podle současných představ jsou tedy planetární mlhoviny produkty vývoje hvězd v období je jic h přechodu k bílým trpaslíkům. Z určitých vnitřních příčin (např. ze změny jaderných reak cí) dojde k porušení m echanické rovnováhy hvězdy a k je jí kontrakci. N estabilita povrchových oblastí hvězdy vede ke vzniku mohutného korpuskulárního toku plynů, ke ztrátě hmoty hvězdy a ke vzniku planetární mlhoviny. Centrální hvězda poměrně rychle snižuje svoji svítivost a na diagramu spektrumsvítivost klesá až k bílým trpaslíkům . Současně s uvedeným vývojem
hvězdy se planetární mlhovina rozpíná, až se během 105 let rozptýlí do mezihvězdného prostoru. Problém vzniku a vývoje planetárních mlhovin je součástí daleko šir šího a obecnějšího komplexu otázek, tý k ajících se vývoje hvězd. Je po chopitelné, že právě vývojovým studiím je v současné astronom ii věno vána mimořádná pozornost.
Stefan
Pintér:
U M Ě L Á DRU ŽI C A ANNA 1 B P R E GEODETICKÉ ÚČELY Vypustenie umělých družíc Zeme prinieslo velm i značný pokrok pri riešení radu problémov v geodézii a geofyzike. Pri sp ájan í geodetických sietí různých k ontinentov d oterajším i geodetickým i metodami, ako n a příklad trianguláciou, v dósledku m eračských chýb a atm osferickej re frak cie sú výsledky neisté. Pozorovanie um ělých družíc Zeme po sk ytlo nám za týchto posledných páť rokov viac in form ácií o gravitačnom poli a tvaru Zeme. Hoci žiadna z tých to družíc nebola vypuštěná kvóli riešeniu geodetických úloh, poskytli nám nové cenné poznatky a základnicu pre vyplánovanie šp eciálneho projektu prvej geod etickej družice. Takýto p ro jek t sa uskutočnil v USA pod označením „ANNA“ ako spoločný vývojový produkt armády, nám ořnictva, úřadu pre kozm ické lety a letectva (Army, Navy, NASA, Air F o rce ). Prvý šta rt geod etickej družice počiatkom roku 1962 sa nepodařil. Ale toho istého roku 31. októbra o 8h8m32s SČ z mysu C anaveral severovýchodným sm erom bola úspěšně odštartovaná prvá geod etická družica Zeme (ANNA 1 B ). Obežnú dráhu d osiahla o 33 minut 46 sekúnd neskoršie. Prvky dráhy geod etickej družice ANNA 1B boli zvolené tak, aby boli priaznivé pre riešenie úloh povahy g eom etrickej a d ynam ickej. P eri geum družice je vo výške 1077 km a apogeum 1184 km, to znamená, že odchýlka od kruhovej dráhy je nep atrná. Do skupiny úloh povahy g eom etrickej sa dajú zahrnúť tie úlohy, v ktorých družica vystupuje ako pomocný c ie l při zam eriavaní vzájom ných poloh bodu zem ského povrchu. Do skupiny dynam ickej sa dajú zahrnúť všetky úlohy, v ktorých sa využívá závislost pohybu družice na u rči tých param etroch tiahového póla Zeme, spojen ých takzvaným i fundamentálnym i konštantam i Zeme. Pri stanovení výšky dráhy družice išlo o zredukovanie rušivých vplyvov atm osféry na hodnotu menšiu ako 5 m pre jeden oběh, čo pri střed nej výške 1100 km a m inim álnej excen tricite dráhy sa aj s istotou dosiahlo. Aby sa pri pozorovaniach pre účely geom etrické obišli potiaže s určo váním doby pozorovania rýchlo sa pohybujúcej družice, bola vybavená elektrickým zábleskovým zariadením , ktoré je zásobené elektrickou energiou slnečn ej batérie. Družica nesie na svojom severnom (resp.
P la n etá rn í m lh o v in a NGC 650-1 v so u h v ě z d í P ers ea . Ú hlový ro z m ě r h la v n íh o o b a lu 90" X 45", v n ě jš íh o o b a lu 157" X 87". (E x p o z ic e 81 m in. na A gfa A stroS p e z ia l v sy s tém u B J
N a h o ře n o v á p la n e tá r n í m lh o v in a v so u h v ě z d í P e g a s a /K 1-19). Ú h lo v é r o z m ě ry 98" X 91", c e n tr á ln í h v ěz d a a si 14m. (E x p o z ic e 60 m in. n a A g ja A s tro -S p ez ia l v sy s tém u B .) — D ole n o v á p la n e tá r n í m lh o v in a v so u h v ě z d í O rla ( K 1-18). U hlový ro z m ě r 21", c e n tr á ln í h v ě z d a a s i 17™,5. I E x p o z ic e 80 m in. na A g fa A stro -P a n ch ro v sy s tém u V.)
N ová p la n e tá r n í m lh o v in a K 1-18; n a h o ř e e x p o z ic e 16 m in. v sy stém u B, d o le 70 m in. v sy s tém u U ( o b a sn ím k y na A gfa A s tr o -S p e z ia l). V šech n y sn ím k y L. K o h o u tk a 200cm u n iv ersá ln ím r e fl e k t o r e m (s y s té m S c h m id t) o b s e r v a to ř e K. S c h w a r z s c h ild a v T au ten b u rg u ( ř e d it e l dr. N. R ic h ter ) v r. 1962.
P la n e tá r n í m lh o v in a NGC 1514 v s o u h v ě z d í B ý k a . Ú h lo v é ro z m ě r y 120" X 90", v n ě jš í o b a l 180" X 150"; c e n tr á ln í h v ě z d a 9™,7. (E x p o z ic e 75 m in. na A g fa A stroS p e z ia l v sy s tém u B .)
južnom) póle po dvoch xenonových lam pách. Pretože družica je orien tovaná pomocou póla zem ského magnetizmu, závisí od m om entálnej šířky družice, ktorý pól je viditelný zo zem ského povrchu. Preto sa rozsvecujú alebo obe severně alebo obe južné lampy. Svetelné signály pozostávajú zo série po piatich zábleskoch, ktor^ch každá trvá 2,5 m ili sekund a nasledujú v odstupe 5,6 sekund po predchádzajúcom záblesku. Keď je takáto družica fotografovaná z viacerých m iest, představuje bod na fo to g rafick ej doske opravdu bod v priestore. Pře vysokú potřebu energie výbojok a obmedzený výkon batérie, ktorá okrem toho zásobuje p řístro je pre radiolokáciu a pře m eranie času, je daný počet sérií zábleskov obmedzený na maximum dvadsať. Preto sa, nem ohlo program ovanie série rozšíriť na lubovolný počet observatórií, ale muselo sa obmedziť na stanice, ktoré na základe svojej polohy a vybavenia slubujú najp riazn iv ejšie výsledky. Je to dvanásť stanic Sm ithsonian A strophysical Observátory rozdelených okolo Zeme v pásovej zóne. Tam sa nachádzajú Bakerové-Nunnové kam ery, ktoré majú tu výhodu, že výsledné op tick é pole zostáva rovinné. Okrem toho sú na trin ástich elek trick ý ch in terferom etrick ý ch sta n icia ch NASA k dispozícii m enšie sním acie p řístro je, k to ré boli zapojené do programu. Stan ice pozorovania sú od svojho vybudovania n apojené na příslušné kon tinentálně siete a zozbierali už pomocou ANNA 1B velký počet údajov k zlepšeniu geodetického sp o jen ia medzi trigonom etrickým i sieťam i. Při pozorovaní družice snažím e sa o registráciu rovnakých sérií zá bleskov z oboch sietí, ktoré sa m ajú sp o jit. Keď táto metoda pre vačšie vzdialenosti je nemožná, tak dobré výsledky zaručuje „metoda dráhy“. V tomto případe pozorujem e sériu zábleskov z jed n ej sieté a nasledujúcu sériu zábleskov z druhej siete, a dráhu družice použijeme ako spojovací prvok. Pre rádiolokáciu bola ANNA 1B vybavená dvoma na sebe nezávislým i prístrojm i. Jeden přístroj slúži k m eraniu rýchlostí podlá Dopplerovho principu, druhý přístroj na m eran ie vzdialenosti podTa metody doby oběhu s pomocou frekvenčne modulovaných nosných vín. V ysielač určený pre využitie Dopplerovho principu, vyznačuje sa proti predošlým družiciam frekvenčnou stabilitou vystupňovanou na poměr 1 : 108 pomocou krem eňa. Vyžarujú sa štyri sp ojité frekven cie, a to frekvenčná dvojice 162 MHz a 324 MHz je určená pre geodetické m erania, zatiaT čo druhá dvojice 54 MHz a 216 MHz sa vysiela pre skúm anie refrak cie. Ako Dopplerov efek t označujem e změnu frekven cie vln, ktorá vzniká relativným pohybom zdroja a prijím ača. Přechod družice, ktorého rýchlosť prirodzene závisí na jeho výške, dovoTuje určiť okamžik (pričom je relatívna zložka rý chlosti k m iestu pozorovania rovná nule), ktorý odpovedá priechodu družice m iestnym poludníkom. Keď je známa po loha družice v danom okamžiku, odpovedá táto poloha k polohe m iesta pozorovania. S poznámkou, že to platí presne u kruhových dráh. Křemenný o sciláto r Dopplerovho vysielača dodává aj frekvenciu pre elek trick é hodiny družice. Z elek trick ý ch hodin, ako som už uviedol, vychádzajú každých 5,6 sekúnd impulzy pre bleskové lampy, ktoré sa móžu stať účinným i len vtedy, keď súhíasia s programom kódovaným v jed nej m alej památi.
Pře m eranie vzdialenosti nesie družica odpovedač (transpond er), ktorý přijím á vyžarovanú frekvenciu 512 MHz z jed n ej zo základných stanic. P rijím acia časť je ustavičné v premávke. Na pobyt pozemnej stan ice odpovedá zariadenie oboma frekvenciam i 482 MHz a 241 MHz. Prvá frekvencia slúži na m eranie vzdialenosti, z atial čo signály 241 MHz vysielača sa používajú k určeniu k orekcie refrak cie. V lastné výpočty a predpoveď dráh družice určujú predovšetkým rýchle elek tro n ick é počítacie stroje. Preto pre tento účel m useli byť vypraco vané nové metody nebeskej m echaniky, ktoré sú založené na číseln ej in tegrácii. Užitie družíc v geodézii zdá sa už teraz vhodnou metodou, napriek tomu, že je v počiatočnej fáze vývoja. Při p ripájaní izolovaných ostrovov a pri sp ájan í kontinentálnych sietí poskytuje prvú presnú metodu. Z h íad iska geofyziky prispejú umělé družice k zlepšeniu koeficientov potenciálového pola Zeme, ktoré sa dajú odvodiť z dynam ického chovania družice a pomožu odkryt d osiaí nepostihnuté anom álie.
C o n o v é h o v a s tro n o m ii P O L A R I Z A C E Z
RA D I O V É H O
E X T R A G A L A K
A ustralští astronom ové zkoumali po larizaci rádiového zářeni m im ogalaktických zdrojů. N ejvětší p olarizace, asi 38 °/o, byla zjištěn a u nejbližšího ze zdrojů - Centaurus A, který je od nás vzdálen 13 m iliónů světelných roků. Z jištěn á polarizace svědčí o tom, že záření vzniká ro tací nebo spirálovým pohybem rychlých elektronů v m agne tickém poli (synchrotronové záře n í). Zajím avá je skutečnost, že n ejv ětší po larizace je u nejbližšího ze zdrojů. Ten to fak t je možná způsoben tím, že v m ezigalaktickém prostoru e xistu jí ch aotická m agnetická pole, která pů sobí d epolarizujícím vlivem. Kdyby se tato hypotéza ukázala pravdivou, n a skýtala by se odtud m ožnost odhad nout podle stupně polarizace vzdáleN O V í
RADI
V Jodrell Banku je budován rad iote leskop, jehož rozlišovací schopnost má být větší, než u známého 75m etrováho radioteleskopu. Jeho anténa bude m ít tvar elip tick ého paraboloidu s osami 37,5 m a 25,6 m. P řístroj má pracovat v oblasti vlnových délek 10 m až
T I C K Ý C H
Z ÁŘE NI ZDROJ Ů
nost zdrojů. Kupper a Preiss zkouma li závislost směru p olarizace na vlno vé d élce v intervalu 10— 30 om a na lezli obdobný výsledek jak o při Faradayově efektu (o táče n í p olarizační ro viny v m agnetickém p o li). Autoři se dom nívají, že tento efek t je daleko s il n ě jší, než by bylo možné objasnit pů sobením ionosféry a zem ského m agne tick éh o pole. To by znam enalo, že o tá čen í po larizačn í roviny vzniká ve v n ě j ších oblastech zdroje, nebo „cestou* přes naši Galaxii. Kdyby byla správná druhá varianta, znam enalo by to, že v G alaxii by kromě ch ao tický ch (tu r bulentních) m agnetických polí existo vala je ště regulární pole — jiným i slo vy m usily by existovat rozlehlé oblas ti, zaplněné neu tráln í plazmou. PA T E L E S K O P
10 cm. V elké rozlišovací schopnosti nového p řístro je bude dosaženo tím, že bude používán současně s dosavad ním 75m rad ioteleskopem jak o in te r ferom etr. Práci dalekohledu bude řídit elek tro n ick ý s tro j, takže bude zcela zautom atizována. PA
A m eričtí vědci Kaplan, Spinrad a Míinch provedli první úspěšné m ěře ní vodních par v atm osféře Marsu. K tomuto účelu použili in fračerv en éh o sp ektra, získaného sp ektrografem o velké disperzi na 250cm reflek to ru hvězdárny na Mt. W ilsonu. Pozorování byla prováděna za zvláště dobrých atm o sférick ý ch podmínek a v době, kdy se M ars a Země vzájem ně pom ěr ně ry ch le vzdalovaly. Tento vzájem ný pohyb způsobil větší dopplerovský po suv absorp čn ích čar, vytvářených atm osférou M arsu, což um ožnilo od lišit je od čar, v zn ik ajících v zem ské atm osféře. Obsah vodních par v atm o sféře Marsu se ukázal být mezi 0,001 RADIOVÉ
ZÁŘENÍ
až 0,0005 je jic h obsahu v zem ské atm o sféře. Je stliž e by tyto páry zkonden zovaly, pak by se na povrchu planety vytvořila vrstv ičk a vody tloušťky 0,1 mm. Současně bylo opakováno m ěření obsahu kysličn íku u h ličitéh o v atm o sféře M arsu; byly zjištěn y n ěk olik a násobně vyšší hodnoty než při před c h á z e jících m ěřen ích . Uvedení odbor n íci došli k závěru, že k lim atick é pod m ínky na Marsu mohou být takové, jak o na chladných suchých pouštích s m axim ální teplotou na rovníku ne vyšší než + 2 0 ° C. E xisten ce nám zná m ých forem života v podobných pod m ínkách je možná, třebaže obtížná. P riro d a 11/1963
I UPITERA
A
SLUNEČNÍ
ČI N N O ST
•
Velmi často byla uvažována souvis lost mezi periodicitou slu nečn í činnosti, mezi je jí jed en áctileto u periodou a dobou oběhu Jup itera kolem Slu nce, k terá čin í 11,862 let. V roce 1962 stu doval M. S. R oberts k o relaci mezi rá diovým zářením Jup itera na d ecim etro vých vln ách a slu nečn í čin n ostí. Ke své práci použil skoro 90 pozorování Ju p itera z období mezi 25. dubnem a 30. listopadem 1961, získaným radiom etrem s param agnetickým zesilova čem, p racu jícím na km itočtu 1432 MHz, spojeným s rad ioteleskopem o prům ě ru 60 m. Když byl p řístro j nařízen na standardní vzdálenost 5 astro n om ic kých jed n o tek, ukazovala jed notlivá pozorování kolísán í intenzity p řijím a ného záření, k te ré 2,5krát převyšova lo m inim ální hodnotu intenzity. Ro berts zde nalezl výraznou kladnou ko re la ci se slu nečn í čin n o stí. Přitom za index slu nečn í čin nosti použil jed nak počet slu n ečn ích skvrn, jed n ak rádio vé záření Slu nce na vlnových d élkách 10,7 a 20 cm. (Zařízení pracovalo na MÚZE
NA
MARSU
Domněnky o životě na Marsu vychá zejí vesm ěs z an alo g ie s pozem ským i organism y. N ěkteré rostliny i něk teří živočichové dovedou po určitou dobu
vlnové d élce asi 21 cm a p řijím alo rá diové záření ze vzdálenosti, odpovída jíc í středn í vzdálenosti Ju p itera od Slu nce, tj. asi 777 600 000 km.) Při z jiš ťování uvedené k o rela ce se uvažoval rozdíl synodických ro tačn ích period Slu nce podle pozorování ze Země a z Ju p itera. K orelace se slu nečn í ak ti vitou se nezjišťov ala je n pro den rá diového pozorování Ju p itera, ale pro období 6 dnů před a 16 dnů po tomto pozorování. N e jtěsn ě jší k o relace byla zjiště n a mezi nultým a šestým dnem fázového zpoždění rádiového záření Ju p itera vzhledem k zvýšení sluneční aktivity. P řesnost hodnoty k o rela čn í ho ko eficien tu , z jištěn éh o pro v úvahu p řip ad ajících 90 pozorování, byla pro věřena zjišťováním k o relačn íh o k o efi cientu pro část m ateriálu , tj. pro 30 a 60 pozorování. Při této prověrce do šel R oberts k velm i podobným hodno tám k o relačn íh o koeficien tu , což plně potvrdilo realitu vztahu mezi slu neční čin n o stí a rádiovým zářením Jupitera na decim etrových vlnách. /. /. E X IS TOVA T
ŽIVOT?
sn ášet extrém ní podmínky blízké před pokládaným podmínkám na Marsu. Např. suchozem ské želvušky (Tardig rad a), jež jsou velm i hojné v polár-
nich krajin ách , mohou žit něk olik let zcela vyschlé a ve vysušeném stavu jsou dokonce neobyčejně odolné (te plotu — 270° C s n á še jí mnoho hodin a k ratší dobu vydrží i teploty kolem + 1 5 0 °C ). Zelvušky patři k sam o stat né prim itivní živočišné skupině. Originálním způsobem se snaží ře šit problém existen ce života na Marsu S. M. Sieg el a jeho spolupracovnici, k teří na základě astrofyzikálních po znatků se stro jili v laboratoři umělou m arťanskou atm osféru. Hlavni součásti um ělého ovzduší byl dusík, ve kterém bylo rozptýleno 0,09 % kyslíku a 0,24 % kysličn íku uhličitého. Tlak p ly nu odpovídal jed né desetině atm o sfé ry. S. M. Sieg el v něm um ístil 50 n a v lh čených žitných zrn, z nichž 20 bě hem jed en ad v aceti dnů v zklíčilo. Den ní teplota však kolísala pouze v roz mezí + 23° C až — 10° C a sem ena m ě la d ostatek vody, čímž se pokus lišil S V í T I C I
od předpokládaných podmínek na M ar su. Autor pokusů tvrdl, že v jed né z s é rií experim entů se mu podařilo vyvolat k líče n í rýže v bezky slíkaté atm o sféře a po obnovení norm álního atm o sfé ric kého tlaku přivést pokusný hmyz opět do aktivního stavu. Vzhledem k tomu, že k líč íc í sem ena potřebu jí zpravidla mnoho kyslíku, je je jic h další vývoj (o kterém již autor nehovoří) v sy n te tickém ovzduší s nedostatkem kyslíku velmi problem atický. Dr. S ieg el se domnívá, že pozem ské organism y mohou za určitých podm í nek, k teré představují k rajn í odchylky od pozem ského optim a, přežívat, růst a aktivně se projevovat. Bylo by pak možné laboratorně vyzkoušet přizpů sobivou schopnost pozem ských org a nismů a podle S ieg ela tak ověřit mož nost života na Marsu dříve, než se o ní budeme moci přesvěd čit na m ístě. Va
NO Č N Í
T. D. Pavlovová zpracovala pozoro vání s v ítících no čních oblaků ze sítě 213 sta n ic sov ětské hydrom eteorolo g ick é služby, při čem ž z jistila , že n ejvětší počet sv ítících nočních oblaků byl pozorován při zcela jasn é obloze a při depresi Slu nce 10°. Pozorovací m ateriál byl rozdělen po d esetid enních in terv alech nezávisle na zem ěpisné poloze pozorovacího m ísta a depresi Slu nce. Zpracováním tohoto m a te riá lu se z jistilo , že m axim ální m ěsíční počet výskytu sv ítících nočních o bla ků připadá na červen. Velmi o stré de setid en ní maximum pak připadá na první dekádu červen ce. N ejvětší vý skyt s v ítících nočních oblaků byl z jiš těn na zem ěpisné š ířc e + 5 5 ° ; studiem rozložení sv ítících nočních oblaků po dle d ata a zem ěpisné šířky se zjistilo , že (1) v zem ěpisné šířce + 7 0 ° se sví tící noční oblaka nevyskytují; (2) v ze m ěpisných šířk ách + 6 0 ° a + 6 5 ° bylo zjištěn o maximum výskytu sv ítících n očních oblaků v prvé a druhé d ek á dě srpna, (3) v zem ěpisných šířk ách + 50° a + 5 5 ° bylo maximum výskytu těch to sv ítících n očních oblaků v prvé dekádě červ e n ce a (4) na zem ěpisné š ířce + 4 5 ° byla sv íticí noční oblaka
o b l a k a
pozorována je n výjim ečně, přičem ž rozd ělení je jic h výskytu bylo p řibliž ně rovnom ěrné během celého roku. V. V. Šaronov vypracoval plán po zorování sv ítících no čních oblaků pro budoucí období. Tyto úkazy se m ají po zorovat pouze při jasném nebo tém ěř jasném počasí, při pozorování je tř e ba uvádět časové úd aje tak, aby bylo možno u rčit časov ý in terv al, k němuž se v ztahu je pozorovaný počet případů výskytu sv ítících nočních oblaků. Po zorov ací program bude pochopitelně v pod robnostech odlišný pro pozorov atele-jed n o tliv ce a pro kolektivy po zorovatelů. Program pozorování i m e todika je jic h zpracování musí být vy brány tak, aby bylo možno stanovit — i když s určitou n ep řesností — četn o st výskytu sv ítících n očních oblaků. Po• zornost ■ kolektivů pozorovatelů je třeb a sou střed it na pozorování pomocí p řístro jů a v prvé řadě pak na sled o vání s v ítících nočních oblaků fo to g ra ficky. Je však třeb a, aby sním ky byly označeny tak, aby bylo možno zm ěřit sou řad nice a pořídit p ro je k ci sv ítících n o čn ích oblaků na zemský povrch. Výzkum sv ítících no čních oblaků má vysvětlit několik c h a ra k te ristic k ý ch
v lastností sv ítících no čních oblaků: zvláštnosti je jic h výškového rozdělení (vyskytu jí se totiž pouze v oblasti mezopauzy), zvláštnosti je jic h sezónního výskytu (pozoru jem e je v lé tě ), zem ěpisné rozdělení (v ysky tu jí se v pásmu 45° až 65° s. z. š .). Tyto zvláštnosti je možno, ja k se zdá, vysvětlit jediným způsobem : sv ítící noční oblaky s e ob jev u jí při d ostatečn ě nízké teplotě (160—165° K ), přičem ž z pozorován í vyplývá, že tato tep lota je v létě OKAMŽIKY
ve výši 80— 85 km nad zem ěpisnou šířkou asi + 6 0 ° . M ěření provedená na výškových ra k e tá ch ukazují, že minim ální tep lota v oblasti mezopauzy dosáh u je v zimě 200— 230° K, v létě pak vystupuje na 170° K nad zeměpisnou šířku + 5 0 ° a zůstává na úrovni 200° K nad zem ěpisnou šířkou + 3 3 ° . Další pozorování tohoto úkazu — podle pro gram u, vytyčeného V. V. Šaronovem — umožní z jistit, případně doplnit správnost těch to závěrů. /. J.
V Y S Í L Á N I ČASOVÝCH V PROSINCI 1963
S I GNALO
OMA 50 kHz, 20h; OMA 2500 kHz, 20h; P ra h a 638 kHz, 12h SEC (NM — nem ěřeno, NV — nevysíláno) D en OMA 50 OMA 2500 P ra h a
8 5 6 7 9 10 1 2 3 4 0447 0442 0433 0433 0430 0426 0425 0420 0417 0410 0436 0433 0428 0424 0420 0417 0412 0406 0404 0400 NV 0444 0439 0433 0431 0427 0422 NV 0415 0410
D en OMA 50 OMA 2500 P rah a
15 16 17 18 19 20 11 12 13 14 0408 0401 0403 0402 0398 0390 0388 0383 0381 0376 0396 0391 0388 0384 0380 0376 0372 0367 0363 0359 0407 NV 0402 NV NV 0387 0382 0357 0371 0371
D en OMA 50 OMA 2500 P ra h a
24 25 26 27 28 29 30 31 22 23 21 0366 0369 0357 0353 0357 0352 0346 0342 0344 0330 0331 0355 0351 0347 0344 0340 0336 0331 0328 0324 0320 0317 0365 0359 0358 NV NM NM 0341 0338 0335 0331 NM
Dodatek k tabulce za listo p ad : Okam žiky v ysílání signálů byly dne 1. 11. 1963 v 0h00m00s světového času posunuty o 100,0 ms vzad. V. P t á č e k
Z lid o v ý c h h v ě z d á re n o a s tro n o m ic k ý c h k ro u ž k ů A S T R O N O M I C K Y
s e m i n á ř
Oblastná ludová hvezdáreň v Hurbanove v spolupráci s K rajským osvěto vým strediskom , ludovou hvezdárňou v Hlohovci a Osvětovým ústavom v B ratislavě uskutočnila v dňoch 20. až 23. 11. 1963 v chatě na Bezovci k ra j ský astronom ický sem inář pre pracovníkov ludových hvezdární a astro n o m ických krúžkov Západoslovenského k raja. Při zah ájen í sem in ára úvodné slovo mal okresný inšpektor pre kultúru z ONV Komárno s. V alach, ktorý inform oval přítom ných o program e sem inára a zdóraznil odborný a p o litic
n a
b e z o v c i
ký význam sem inára. Sem inára sa zú častn ilo 39 pracovníkov z různých astronom ických a osvětových pracovísk. Hlavnou náplňou sem inára boli nasled ujúce před nášky: Základy stelárn ej astronóm ie (dr. C sere), Slnko a sln ečn á sústava (S zeg h y ), Astronóm ia a náboženstvo (dr. K upča), Organ izácia a čin n o st astronom ických krúž kov (S ze g h y ), M liečna cesta a extra g a la k tick é hm loviny (dr. C sere). Před nášky boli doplněné názorným i po můckami a prem ietaním film ov. V ečer po přednáškách ú častn íci sem inára bo-
li rozdelení do skupin a pred nášatelia ukážkove predvádzali orien íáciu na večerne] oblohe. V živej diskusii k před náškám vystúpila rada pracovníkov z róznych astronom ických pracovísk. V diskusii p red niesli n iekolko podnět ných pripom ienok zo svojich skúseností na pracoviskách. Přednesené před nášky sem inára budú publikované a budú rozoslané všetkým astronom ic kým krúžkom a organizáciam na s e m ináři zastúpených. Výsledky sem in á ra budú podkladom pre ďalšiu prácu
v astronom ických krúžkoch a v ludo vých hvezd árniach. Ú častníci sem inára by m ali na svojich pracoviskách uplat ňovat v šetk é skúsenosti a poznatky, ktoré na sem ináři získali. Kladom sem inára bol velký záujem o účasť z astronom ických krúžkov a verká po zornost poslucháčov pri před náškách. Pokládám za povinnost vyjadriť záverom podakovanie organizátorom sem i n ára za opravdu vzornú staro stliv o st o účastníkov. Š te fa n P in tér
N o v é k n ih y a p u b lik a c e B u lletin č s. a s t r o n o m ic k ý c h ú stavů , ročník 14, číslo 6, obsahuje tyto p rá c e : L. P erek: Plan etární mlhoviny v cen tráln í části Galaxie — L. P erek : Poznámka k prostorovém u rozložení plan etárn ích mlhovin — J. V lásek : Příbram ský m eteorický déšť. VI. Ně které výsledky aerodynam ických m ě ření — F. Link: Dlouhodobé změny slu neční činnosti do 17. sto letí — M. K opecký: O Babcockově odvození Spčrerova zákona — Z. Š v estk a: S p e k trál ní analýza anom ální erupce ze 7. srp na 1960 — F. Hřebík, J. K víčala, L. Křivský a J. Olmr: Pozorování erupcí na hvězdárně v Ondřejově v roce 1962 — M. Vonásková a M. V onásek: Pozo rování zákrytů hvězd na Lidové hvěz dárně v R okycanech v letech 1958—61 — R. R ajch l: Pozorování zákrytů hvězd na Lidové hvězdárně v PrazePetříně v roce 1962. Práce jsou psány anglicky a francouzský s ruským i vý tahy. Bulletin čs. astronom ických ústa vů vydává N akladatelství Čs. akad e mie věd v Praze. Vychází šestk rá t ro č ně, cena jednotlivého čísla je Kčs 7 ,—, roční předplatné činí Kčs 42,—. Rozši řuje, objednávky a předplatné p řijí má Poštovní novinová služba, adm inis trace odborného tisku, Praha 1, Jin dřišská 14. J. Bouška, V. Guth, B. O nderlička a a spolu pracovníci: H v ěz d á ř sk á r o č e n k a 1964. N akl. ČSAV, Praha 1963; str. 236, obr. 22; brož. Kčs 11,— . — Hvěz dářská ro čen ka letos ju b ilu je — vy chází totiž již je jí čty řicátý ročník.
Této sk u tečn o sti je také věnována předm luva, v níž je podána h isto rie astronom ick ých efem erid u nás. Jinak se form a i obsah nového ročníku Ro čenky proti dřívějším letům p rakticky nem ění. O bsahuje základní kalen d ář ní data r. 1964, efem eridy Slu nce, Mě síce , p lanet a je jic h m ěsíců, úd aje o za tm ěn ích a zák ry tech hvězd M ěsícem , d ále n ásled u je k alend ář úkazů, in fo r m ace o p lan etkách , kom etách a me teo rick ý ch ro jíc h , poté jsou uvedeny střed n í polohy jasn ý ch hvězd, r e dukční v eličiny a zdánlivé polohy n ě k terý ch hvězd. N ásledují okam žiky minim, resp. maxim význam nějších prom ěnných hvězd, přehled vědeckých časových signálů a je jic h c h a ra k te ristik . Závěr Ročenky i letos tvoří p ře hledy pokroků v astronom ii, na nichž p racovalo sedm n ašich předních od borníků a jim ž je věnováno bezm ála 50 stran , a vysvětlivkam i ke všem č á s tem ročenky s n ejd ů ležitějším i tabu l kam i a vzorci. Ročenka bude jis tě v řele p řija ta ja k am atérským i astro nom ickým i pracovníky, jim ž je před e vším u rčena, tak i všemi zájem ci o astronom ii. Z. S. B. H acar: O vod d o o b e c n é a s t r o n o m ie. St. pedagogické naklad., Praha 1963; str. 512, obr. 162; váz. Kčs 34,50. — Po válce vyšlo u nás velké množství knih z astronom ie, a to jed nak popu lárních, jed nak odborných m onogra fií. P ostrád ali jsm e však u čebnici a s tro nom ie, která by byla pojítkem mezi oběma skupinam i. Tento ned ostatek
pociťovali n e je n p oslu chači vysokých škol, studující astronom ii {např. peda gogické větve m atem atika-fyzika na přírodovědeckých a m atem aticko-fyzikálních faku ltách u n iv ersit), ale i četn í am atéři, kterým populární kníž ky již více dát nem ohly a na odborné m onografie svými znalostm i je ště n e stačili. Je proto velkou zásluhou doc. Hacara i St. pedagogického n ak lad a telství, že nyní takováto vysokoškol ská učebnice vyšla. Autor vycházel ze svých bohatých pedagogických zku šen ostí a za podklad knihy sloužila j e ho vysokoškolská skripta „A strono m ie", která vyšla ve třech vydáních. U čebnice zahrnuje celou astronom ii, první část je věnována sférick é astro nomii a nebeské m echanice, čá st dru há astro fy zice; po je jím prostudování získá čten ář solidní základní astro n o m ické znalosti, které mu umožní p ří stup k literatu ře odborné. Bez m a te m atiky to ovšem nejd e, a le sta čí jen základ ní znalosti na úrovni prvních s e mestrů vysokých škol. Na konec jen několik připom ínek. Je jistě n eo b y če j ně nevděčným úkolem p sát učebnici celé astronom ie, zvláště pro jed n o tliv ce. Osobní zájem a pracovní zam ěření autora pak nutně vedou k tomu, že n ě k teré partie zach ázejí do zbytečných detailů, jin é jsou více než stručné (srovnejm e například první kapitoly
první části a poslední kapitoly čá sti druhé, nebo např. oddíl 162 s oddílem 221). V první části je řada řešených úloh a jsou uvádě ny příklady, něk teré zcela triviální (např. na str. 46, kde jde o vynásobe ní dvou č ís e l), v části druhé je p řík la dů a úloh pom ěrně m álo a právě zde by podle mého názoru a zkušeností s posluchači vysokých škol jich bylo potřeba více. A na konec za úplnou surovost pokládám to, že kniha, je jíž rukopis byl odevzdán v lednu 1958, vyšla koncem roku 1963, tedy tém ěř za 6 (slov y: šest) le t! To je ostuda, která padá na hlavu nak lad atelstv í a p olygrafickém u průmyslu asi rovným dílem . Jiří B o u šk a R o cz n ik a str o n o m ic z n y n a r o k 1964. V aršava 1963; str. 103, brož. 52 zl. — D evatenáctý ročn ík polské astro n o m ické ročenky, vydávaný Ústavem geodézie a k arto g rafie ve Varšavě, ob sa h u je pro každý den efem eridy Slun ce a M ěsíce, hvězdný ča s pro 20h SČ, dále efem eridy a ko n fig u race planet, ú d aje o viditelných zatm ěních a zák ry te th , jakož i střed n í m ísta hvězd, red ukční veličiny, zdánlivá m ísta hvězd, efem eridu Polárky, přehled evropských časových signálů a pom oc né tabulky. V závěru jsou n ejd ů leži tě jš í astronom ick é a geo d etické kon stanty a vysvětlivky s příklady. J. B.
Ú k a z y na o b lo z e v b ře zn u S lu n ce vychází 1. března v 6h44m, zapadá v 17h42m. Dne 31. března vy chází v 5h39m, zapadá v 18h30m. Za březen se délka dne prodlouží o l h 53m a polední výška Slunce nad obzo rem se zvětší o 12°. Dne 20. března v 15h10m vstupuje Slunce do znam ení Berana, nastává ja rn í rovnodennost a počátek astronom ického jara. M ěsíc je 6. března v l l h v poslední čtvrti, 14. března ve 3h v novu, 20. března ve 22h v první čtvrti a 28. břez na ve 4h v úplňku. V odzemí je M ěsíc 5. března, v přízem í 17. března. V břez nu bude možno pozorovat 7 zákrytů hvězd M ěsícem, většinou ve večern ích hodinách; žádná z hvězd však není ja s n ější než 5m. Časové údaje a d alší
podrobnosti jsou ve H vězdářské ro čen ce 1964. V březnu nastanou tyto konjunkce M ěsíce s plan etam i: 4. III. v l h s Neptunem, 12. III. v 6h se S a turnem , 16. III. ve 3h s Jupiterem , 17. III. v 7h s Venuší, 25. III. v 17h s U ra nem a 31. III. v 8h opět s Neptunem. Rozdíl d ek lin ací M ěsíce a p lanet při těchto kon junkcích je 2 °— 6°. M erku r je 13. března v horní kon ju n kci se Sluncem , takže bude vid itel ný až koncem m ěsíce večer nad zá padním obzorem. Dne 21. března zapa dá v 18h54m, 26. března v 19h32m a 2 :. března ve 20h06m. Dne 31. III. bude v 19h30m tém ěř 5° nad obzorem. V elikpst planety se během posledních 10 dnů zm enší z —l m,4 na —0m,7.
V en u še je na v ečern í obloze. Dne 1. března zapadá ve 21h36m, dne 31. března ve 22h55m. Hvězdná velikost planety je po celý m ěsíc asi — 3m,8. M ars je v první polovině m ěsíce v souhvězdí Vodnáře, v druhé polovi ně v souhvězdí Ryb. Protože však vy chází a zapadá tém ěř současně se Sluncem , nebude po celý m ěsíc pozo rovatelný. Ju p iter je v souhvězdí Ryb a je vidi telný pouze ve večerních hodinách. Dne 1. března zapadá ve 21h16m, dne 31. března již v 19h56m. P laneta má hvězdnou v elikost asi — l m,6, průměr kotoučku je asi 31". S atu rn je v souhvězdí Vodnáře. Vy chází k rátce před východem Slu nce a je po celý březen nepozorovatelný. Uran je v souhvězdí Lva a je nad obzorem tém ěř po celou noc. Má hvězdnou velikost + 5 m,8. Planetu lze vyhledat (podobně jak o i Neptuna) podle o rien tačn í mapky ve Hvězdářské ro čen ce 1964. N eptu n je v souhvězdí Vah. Dne 1. března vychází ve 23h40m, dne 31. břez na již ve 21h39m. Neptun má hvězdnou v elikost + 7 m,7. P lu to je v souhvězdí Lva a bude 3. března v opozici se Sluncem . V březnu bude nad obzorem prakticky po celou noc. Výhodných pozorovacích podm í nek bude možno využít k fo to g ra fick é mu zachycení této planety větším i da lekohledy. Jasn o st Pluta je asi + 1 4 m,5. M eteo ry . V druhé polovině března nastává maximum činnosti tří v ed lej ších m eteorických rojů s malou čin n o s tí: 18. III. Bootid, 23. III. Hydraid a 25. III. Virginid. J. B.
O B S A H L. Lan d o vá-Š tych o vá: G alileo Gali lei — L. K oh ou tek: S o u časn é n á zo ry na vznik a vývoj p la n e tá rn ích m lhovin — Š. P in tér: Um ělá d ru ž ic a ANNA 1B pre g eo d etick é ú če ly — Co nového v astro n o m ii — Z lidových h v ězd áren a a s tro n o m ick ý ch kroužků — Nové knihy a p u b lik ace — Úkazy na obloze v březnu COflEP)KAHHE
JI. JlaH aoBa-IIlTbixoBa: Ta.nH.neo Ta.iHJien — JI. KoroyTeK: CoBppMeHHwe
j
MHCHHH
í
th h
O
n p O H C X O JK fleH H H
n ^ ia H e T a p H b ix
H
P33BH -
T y M a H H O c re fi
—
III. riHHTep: reofleTHiecKHň cnyTHHK A N N A 1 B — H to HOBoro b acTpoHOMHH — H3 HapOflHblX o 6cep B aro pHň H aCTpOHOMHHeCKHX KpyJKKOB — 5lB.ieHHH Ha Heče b MapTe
C O N T E N T S L. L an d o vá-Š tych o vá: G alileo Gali lei — L. K oh ou tek: A ctu al Opinions of th e Origin and Evolu tion of P la n e ta ry N ebulae — Š. P in tér: G eodetical S a te llite ANNA 1B — News in A stronom y — F ro m th e Pu blic O b servatories and A strono m ical Clubs — News Books and P u b lication s — Phenom ena in M arch
|
PŘEDÁM a c h ro m a t. objektiv f = 500 mm a 0 102 mm za K čs 200,— a gu lové novo pohlinik ovan é z rk a d lo f = 2000 mm zo střed n ý m otvorom , tiež rovin né od razn é z rk a d lo ; 0 gu lov éh o zrk a d la 130 mm. Cena K čs 3 50,— . — E. Buday, B ra tis la v a , Za h ra d n ičk a 1. Říši hvězd řidl re d a k čn í ra d a : I. M. M ohr (v e d o u cí r e d .), Jiří Bouška (v ýk . r e d .), J. Buk a čo v á , Z. C eplech a, F . K adavý, M. K opecký, L. L an d o vá-Š tych o vá, B. M aleček, O .O bůrka, Z. P lav co v é, J. Š to h l; ta j. red . E. V okalová, te c h n . red . V. S u ch án k ová. V ydává m in. šk olství a ku ltu ry v n ak l. Orbis, n. p., P ra h a 2, V in oh rad sk á 46. Tiskne K nihtisk, n. p., závod 2, P rah a 2, Slezská 13. V ych ází d v a n á c tk rá t ro č n ě , cen a jed n otliv éh o výtisku K čs 2 ,— . R ozšiřuje Poštovn í novinová slu žb a. In fo rm ace o p řed p latn ém podá a objed návky přijím á každ á pošta i d o ru čo v a te l. Objednávky do z a h ra n ičí vy řizu je PNS — ú stře d n í exp ed ice tisku, odd. vývoz tisk u , Jin d řišsk á 14, P rah a 1. Příspěvky za síle jte na re d a k ci Říše hvězd, P ra h a 5, Švédská 8, te l. 54 03 95. Rukopisy a ob rázk y se ne v ra c e jí, za odbornou sp rá v n o st odpovídá a u to r. — T oto číslo bylo dáno do tisk u dne fi. led na, vyšlo 4. ú n ora 1964. A -02*41018
O b jek tiv z G a lileo v a d a le k o h le d u (Ú stav a m u seu m h is t o r ie v ěd y v e F lo r e n c ii). — N a č tv r té str. o b á lk y je k u lo v á h v ě z d o k u p a M 15 v so u h v ě z d í P eg a sa , v e k t e r é s e n a lé z á p la n e t á r n í m lh o v in a . ( E x p o z ic e 60 m in. n a A g fa A s tro -S p ez ia l v sy s tém u B .)
