1967. Z OBSAHU: Vznik a původ kom et Nově o M aršových k a n á lech D a iii útvary na odvrácené straně M ěsíce pojm enovány Survcyor 1 Novinky Úkazy

1/1967

Z

OBSAHU:

Vznik a původ ko m et — Nově o M aršo v ých k a n á le c h — D a iii ú tvary na o d v rá cen é s tra n ě M ěsíce p o jm eno v ány — S u rv cy o r 1 — N ovinky — Úkazy

S n ím e k č á s t i m ě s íč n íh o p o v r c h u v o k o l í 30°10' v ý ch . d é l k y a 4° 15' s e v e r n í š íř k y , f o t o g r a fo v a n ý m ě s íč n í d ru ž íc í L u n ar O rbiter 2 d n e 18. XI. 1966. F o t o ­ g r a f ie b y la z ís k á n a d lo u h o o h n is k o v o u k o m o r o u z v ý š k y 48 k m a z a c h y c u je o b la s t o r o z m ě r e c h a s i 4,3 X 4,3 k m . — Na p rv n í s tr a n ě o b á lk y je o b r o v s k á p r o t u b e r a n c e ( v ý š k a a ž 375 000 k m ) , fo t o g r a fo v a n á 14. IX. 1966 v l l h32,5m n a lid o v é h v ě z d á r n ě n a P e tř ín ě ( f . K l e p e š t a j .

(g)

— N a k la d a te lstv í O rb is, n. p. — 1967

Roč. 4 8 (1 9 6 7 ) č. 1

Ř íš e h v ě z d

Jiří

Bonška

a

Vladimír

Vanýsek:

VZNIK A PŮVOD KOMET Životni doba p rů m ěrn é k om ety je p odstatn ě k ra tší n ež doba e x isten ce sluneční sou stavy. O dhadujem e-li dobu e x iste n ce slu n ečn í soustavy na řád ově 3 X 1 0 9 let, p rů m ěrn á doba trv án í n orm ální k om ety nepřesahu je s velkou pravděpodobností 10"* životní doby p lan etárn íh o systém u. Z to ­ ho tak é plyn e, že vznik kom et, p řesn ěji ře č e n o je jich výskyt, musí být v dnešní době podm íněn n ějak ý m dějem , k terý n eu stále probíhá. Především si m usím e povšim nout několika důležitých sk utečn ostí. Je celk em zn ám o, že n ěk teré rad ik ály dvouatom ové m olekuly jsou pozo­ rován y a sp olehlivě d o k ázán y v m ezihvězdném p rostoru . Jde zejm éna o vý sk y t m olekul CN, CH a rád iově je p otvrzen a přítom n ost radikálu OH v m ezihvězdném p ro sto ru . V šech n y ty to lá tk y n alézám e ve větší či m enší m íře v k om etách . K rom ě toh o je třeb a si uvědom it, že je zde jistá, byť zatím sp olehlivě n ep ro k ázan á m ožnost výskytu m olekul vody v m ezi­ hvězdném p rostoru, p říp ad ně m ožnost vzniku led ových jad er, k te rá pak později v y tv ářejí ú tv ary m nohem větší. Proto řa d a au torů hledá původ kom et v m ezihvězdném p rostoru. Je jich hypotézy m ají m nohé zajím avé variantv, a le v p od statě jde vždy o jistý , dosud neprobádaný m ech an is­ mus jak ési k on d en zace v m ezihvězdných p rach o v ý ch m račn ech . Do této skupiny te o rií p atří jedny z n e jsta rších — te o rie L ap laceo v a, von S eeligero va a Fab ryh o. Tito b ad atelé však n em ěli k dispozici exp e­ rim en táln í údaje o ch em ick ém složen í m ezihvězdného p rach u či plynu, a proto jejich hypotézy byly založen y sp íše na intuici. N icm éně se pod­ statn ě n eliší od n ázo rů n ovějších . Bobrovnikov a Nfilke před pok lád ají, že ke k ond en zaci v m ezihvězd­ ném m račn u d o ch ází pozvolným m ech an ism em a kond en začn í produk­ ty, tj. já d ra kom et, jsou bud, jak soudí Bobrovnikov, Sluncem za ch y co ­ vány, nebo, jak p řed pok lád á N olke, n áhodně v tah ován y do středu slu­ nečního systém u. Oba tito b ad atelé p ředpokládají, že ten to p ro ces je v p od statě u končen a že dříve nebo později dojde k úplném u vym izení kom et ze slu n ečn í sou stavy. Z ajím avá je teo rie L y ttleto n o v a, k terý před pok lád á, že Slunce pro­ ch ází pom ěrně hom ogenním m račn em m ezihvězdné h m oty a za ním — v p od statě na ose d ráh y S lunce m ezihvězdným m rakem — se tvoří ja ­ kási kond en začn í zóna, k te rá je kolébkou n ových kom et. Proti Bobrovnikovovi a Nolkem u L y ttleto n soudí, že p ro ce s vzniku kom et stá le ještě p ok raču je. Druhou skupinu teo rií o vzniku kom et představují hypotézy h ledající vznik kom et v p lan etárn ím systém u. L ag ran g e, P ro cto r, T isserand a V sechsvjatskij p řed pok lád ají, že k om ety vznikají při výbuchům podobných p ro cesech na velk ých p la n e tá ch a jsou vlastn ě z tě ch to p lan et vyvrho-

vány do m eziplanetárn íh o p rostoru . V sech svjatsk ij soudí, že ten to p ro­ ce s probíhá ještě v so u časn é době. Lze se však dom nívat, že m ezi těm ito teo riem i n ejvětší p o zo rn o st z a ­ sluhuje van W oerkom ova-O ortova. Podle té to h ypotézy, založen é na v e­ lice pečlivé an alý ze zm ěn d rah k om et a na če tn o sti výskytu velk ých poloos d rah kom et, vznikly k om ety v p od statě při form ování slu n ečn í soustavy nebo v době vzniku m alý ch p lan et. Z toh oto p ro cesu zů staly v p od statě jen dvě skupiny těles, a sice p ás p lanetoid a m račn o kom et, zn ačn ě vzd álen é od Slunce a s n ejv ětší pravděpodobností d osti h om o­ gen ně obklopující Slunce. V n ásled u jících od stav cích budem e výše uvedené teo rie studovat p o ­ drobněji. N ejstarší z teorií m ezihvězdného původu kom et je teorie L ap laceo v a z roku 1816. Lze říci, že je to vůbec první v ěd eck á teo rie původu k o m e t L ap lace uvažoval asi ta k to : M ezihvězdný p ro sto r je n aplněn k o m etárními tělesy , jejich ž ry ch lo sti vůči Slunci jsou v elice různé a celk em náhodně rozložené. K om ety, je jich ž ok am žité sm ěry a ry ch lo sti vzh le­ dem ke Slunci byly příznivé, by se d ostaly do vn itřní č á sti slu n ečn í sou stavy. S tatistik a ukazuje, že většin a d rah by nebyla — jak by se zdálo na první pohled — silně h yp erb olick á, nýbrž by se svým tvarem blížila p arab ole, neboť do n ejv n itřn ějších č á stí slu n ečn í soustavy by se d ostaly kom ety, jejich ž ry ch lo s t vůči Slunci by původně byla nulová nebo tém ěř n ulová; to zn am en á, že by to byly k om ety, k te ré by se té m ě ř jakoby volným pádem přibližovaly ke Slunci. Jejich d ráh a by se tedy velm i m álo lišila od paraboly. Jestliže však učiním e to, co nem ohl u čin it L ap lace, že totiž vezm em e v úvahu pohyb S lunce vůči takovém u m račn u kom et, k terý by byl přibližně ste jn ě velký jako slu n ečn í pohyb vůči n ejbližším hvězdám , tj. 20 k m /s, situ ace se zm ění v tom sm yslu, že p ře ­ vážn á č á s t k om etárn ích drah n ep erio d ick ý ch kom et bude výrazn ě h y p e r­ bolická. K rom ě toho by se již p rojevila jistá p re fe re n ce tě le s, k te rá by p řich ázela do slu n ečn í soustavy ze sm ěru slunečního apexu. Později se touto otázkou zabývali M ojsejev, von S eelig er, von N iessl, Fab ry aj. Tito au toři v p o d statě m odifikovali původní L ap laceovu teorii v tom sm yslu, že uvažovali slu n ečn í pohyb vzhledem k m račnu kom et a jisté rozdělení ry ch lo stí tě c h tě le s, k te rá by m ohla být z a ch y ce n a Sluncem . Podle tě ch to p o čá te čn ích podm ínek by se výsled ek m ěnil p ře ­ devším v tom , že p řevážn á č á s t k om et by m ěla dráhy té m ě ř elip tick é nebo výrazn ě hyperbolick é. N icm éně, jestliže p latí in te rste lá rn í te o rie původu kom et, nebude ro z ­ dělení d rah v p rostoru n áhodné nebo z c e la náhodné. Znam ená to, že velké p oloosy drah nebudou z ce la náhodně sm ě řo v a t do v šech m ožných bodů na obloze. Sluneční pohyb m ezi ostatn ím i hvězdam i a k oneck on ců i g a la k tick á ro ta c e ovlivní v íce nebo m éně rozd ělen í k o m etárn ích drah tak , že budou p řevažovat n ěk teré sm ěry v elk ý ch poloos. Touto v elice nam áhavou statistik o u se zabývalo n ěkolik autorů. Původně to byli Bourgeois a Cox v ro ce 1934, k teří použili elipsoidálního rozd ělen í perih elových d istan cí k ov ěřen í této h ypotézy, po prvé vysloven é Oppenheimem v ro ce 1922. Nově se pak touto z áležito stí zabývali W itkow ski a Hurnik v ro ce 1959 a T yror v ro ce 1957, jejich ž výsled k y potvrzují Oppenheimo-

vu hypotézu. V ýsledky, p o ch ázející z celk em n ed ávn é doby, jsou váž­ ným argu m en tem ve p ro sp ěch te o rie m ezihvězdného původu kom et. Po dobu e x iste n ce sa m o sta tn ý ch k o m etárn ích tě le s velm i daleko od Slunce budou m ít na jejich pohyb vliv i p řitažlivé síly o statn ích hvězd, Tím by se p atrn ě m ohl v y sv ětlit v ý sled ek W itkow ského a Hurnika, k teří z rozd ělen í k om etárn ích drah v p rostoru zjistili, že k om ety jakoby p ři­ ch ázely tém ěř z g a la k tick é h o ce n tra . Výše uvedené teo rie p řed p ok lád ají, že form ování k om etárního tělesa sam otnéh o se od ehrálo před velm i dávnou dobou v m ezihvězdném p ro sto ­ ru a že p ro ces form ování k om etárního tě le sa je v p o d statě ukončen. N aproti tom u teo rie L y ttleto n o v a p řed pok lád á, že form ování k om et p ro ­ bíhá je ště v so u časn é době a S lunce sam o je in iciáto rem tohoto form o­ vání. V ych ází v p o d statě z a k re čn í te o rie Bondiho a Hoyleho. P řed ­ pokládá. že S lunce se nevelkou ry ch lo stí pohybuje p rach ovým oblakem celk em k on stan tn í h u sto ty 1CT24 g /c m 3. Svou p řitažliv o stí vyvolává po­ ch opiteln ě zm ěnu v individuálních ry c h lo ste ch a sm ěru pohybu jed n ot­ livých p rach o v ý ch č á stic . Do jisté vzd álen osti jsou p rach o v é čá stic e Sluncem jednoduše „ v y sá ty " a zm izí ve vn itřní č á s ti slu n ečn í soustavy, kde zaniknou různým i p ro ce sy . Tak v m ezihvězdném oblaku vzniká ja ­ kýsi „tu n el", k terý ovšem n ezů stáv á p rázdný. Č ástice, k te ré jsou ve v ětší vzd álen osti od Slu nce, se pohybují po hyperbolick é d ráze (vůči S lu n ci], a tak se v y tv áří jak ý si proud č á s tic , vstu p ujících pom alu do ...tunelu". Ve v ětší a v ětší vzd álen osti od Slunce se ten to tunel zužuje, až na jeho ose, tzv. o se a k re c e , d o ch ází k nakupení č á s tic a k jejich shlukování. N eelastick é srážk y jed n otlivých č á s tic zn am en ají z čá sti je­ jich vypaření, z čá s ti je jich zach o v án í při z trá tě hyperbolick é ry ch lo sti (vů či S lunci) a postupné v y tv ářen í hustšího a hustšího m ra čn a , k te ré n ak on ec vytvoří jak ý si shluk velm i drobných č á s tic m ezihvězdné hm oty. T ento ob láček m ezihvězdných č á s tic , p odléhající v lastn í g ra v ita ci, je ve velké vzd álen osti od S lunce zn a čn ě stabilní a může se pak pohybovat po elip tick é d ráze kolem Slu nce. L y ttleto n o v a teo rie tedy předpokládá, že jád ro kom ety je ve sk u tečn o sti jak ési volné sp o lečen stv í jed n otli­ v ý ch m ezihvězdných zrn, p říp ad ně v ětších m eteoritů . M nožství tak ových útvarů závisí n a rozsahu, ve k terém působí g ra v i­ tačn í ú činek Slu nce, a na h u sto tě m ezihvězdného p rach u. K ritick á vzdá­ len ost, m ěřen á kolm o n a a k re čn í osu, ve k te ré jsou č á s tic e ještě p řita ­ hovány Sluncem , je d án a celk em jednoduchou rovn icí

kde m je h m ota S lu nce, g g ra v ita čn í k o n stan ta a V ry ch lo st čá stic e relativn ě ke Slunci. L yttleto n p řed pok lád á, že oblast vlivu Slunce může být asi 1000 a. j. M cC rea rozšířil Lyttleton ovo v y šetřo v án í v tom sm yslu, že před pok lád al n ehom ogenitu v m ezihvězdných o b lacích prachu, k terá vyvolává u rčité p eriod ick é pohyby č á s tic , a tím se m ůže ak rečn í polo­ m ěr kolem ak rečn í osy zvětšit a ž stonásobně — to znam en á dosáhnout m ezihvězdných vzd álen ostí a si 0,5 p arsek u . Je p ochop iteln é, že tak vel­ ký rozsah ak rečn íh o polom ěru by n ap ro sto p o stačo v al k tom u, aby p o čet vzniklých k o m etárn ích tě le s byl více n ež d o statečn ý k zásobování ce n t­ rálních oblastí S lunce novým i kom etam i.

Jistou p řed ností L yttleton ovy te o rie je v p o d sta tě je jí je d n o d u ch o st V šechny o statn í teorie p řed pok lád ají jistý kom plikovaný pochod při vy­ tvářen í k om etárn ích těles a ta k é kom plikovanou strukturu kom etárního jád ra. Je to tak é jeden z argum entů, k te ré L y ttleto n uvádí ve p rosp ěch své teorie. Proti jeho teorii však mluví několik sk u tečn ostí. Z načn ě velk é p ro ­ cen to kom et je relativ n ě stabilní, co ž by nebylo, kdyby k o m etárn í já d ra byla toliko volnýia seskupením m e te o rick ý ch č á s tic . Dále jsou zde z ře ­ teln é rozdíly m ezi n ěkterým i fyzikálním i p a ra m e try p erio d ick ý ch k om et a kom et s velm i protáh lým i d rah am i. S ou časn ě se zdá, že je jistý rozdíl ve fyzikálním složení drobných č á s tic v k om etách a v m ezihvězdné h m otě. Kdyby L yttleton ův p ro ces v y tv ářen í k om et byl v p o d statě jed n o­ duchou a k re cí m ezihvězdné hm oty, m useli bychom o če k á v a t, že zejm é­ n a m im ořádně m alé č á s tice budou m ít v p od statě ty té ž v lastn o sti jako č á s tic e m ezihvězdné hm oty. Jak ukázal V anýsek, projevuje se zřeteln ý rozdíl m ezi optickým i v lastnostm i č á s tic tv o řících re fle x n í mlhoviny a p rach o v ý ch čá s tic v a tm o sfé rá ch kom et. I když ten to rozdíl byl zjištěn na zák lad ě ojed in ělých fo to e le k trick ý ch m ěření, zdá se být pom ěrně dosti průkazné, že fyzikální v lastn o sti p rach o v ý ch č á s tic v m ezihvězd­ ném p rostoru a v k om etách jsou odlišné. Z nam enalo by to přinejm enším , že a k re čn í p ro ce s je p rovázen alesp o ň n arů stán ím p rach o v ý ch č á s tic , ne-li p odstatn ějším i zm ěnam i v je jich fyzikální struk tu ře. Význačnou teo rií p lan etárn íh o původu k om et je te o rie V sech sv jatsk ého z roku 1930, k te rá je v p o d statě založen a n a m y šlen k ách L ag ran g eo vých a T isserandových. V sech svjatsk ij soudí, že životní doba kom et je p od statn ě nižší než 1 0 4 let. N aproti tom u, aby n ě ja k á kom eta, k te rá původně byla kom etou dlouhoperiodickou, se m ohla s tá t k rátk o p erio ­ dickou, tj. s oběžnou dobou jen několik a m álo let, musí být za ch y ce n a n ějak u velkou plan etou , především Ju p iterem . Na zák lad ě tak ovéh o z a ­ ch yco ván í se všech ny o statn í te o rie , s výjim kou te o rie V sech sv jatsk éh o , sn aží v ysv ětlit ex iste n ci k o m etárn ích rodin. V sech svjatsk ij na zák lad ě te o re tick ý ch výpočtů soudí, že p ro ce s z a ch y ce n í tak o v é kom ety není zd alek a tak pravděpodobný, aby m ohl být zdrojem d o statečn éh o počtu p eriod ick ých kom et. Ukazuje se, že tím to způsobem by bylo z ach y cen o jen IQ-6 kom et během roku. Znam ená to ted y, že životní doba každé ko­ m ety by m usela být přibližně m ilión let, aby p o č e t p erio d ick ý ch kom et byl v rovnováze, tj. aby za každou zaniklou p eriodickou kom etu byla z a ch y cen a další nová. V sech svjatsk ij ře š í ten to problém velm i odvážně. Soudí, že k om ety jsou vyvrženy při k vazisop ečn ých p ro ce se ch z velkých p lan et, především z Ju p itera, S atu rn a a U rana, p řípadně i Neptuna. M yšlenku nedok lád á jen tím , že a fe lia většiny p erio d ick ý ch kom et leží v blízkosti d rah těch to p la n e t, a le ta k é tím , že ch em ick é složení n ě­ k terý ch látek n a velk ých p la n e tá ch , jak o kyanu apod., se n ápad n ě po­ dobá ch em ick ém u složení kom et, p řesn ěji ře če n o k om etárn ích atm o sfér. Znam ená to však, že p o čá te čn í ry ch lo st takového tě le sa by m usela být řádově 40 až 60 km /s, tj. ry ch lo st, k terou by těleso p otřebovalo k úniku z grav itačn íh o pole m ate řsk é p lan ety . Z n ačn á obtíž p ři vysvětlení ně­ k terý ch velm i p ro táh lý ch d rah kom et tkví v tom , že p ři úniku z velké p lan ety by k om etární jádro m uselo opustit o b last g rav itačn íh o působení

,

t

p lan ety s relativn í ry ch lo sti je ště n ěkolika km /s. To zn am ená, že by­ chom m useli p o číta t s ry ch lo stí až 70 km /s při úniku z Ju p itera. Tako­ véto ry ch lo sti jsou sk u tečn ě m im ořád n ě velké a zdá se být velm i m álo pravděpodobné, že by zde m ohla být im pulsem n ě ja k á so p ečn á činnost. V novější době V sech svjatsk ij pozm ěnil svoji h ypotézu v tom smyslu, že kom ety n evznikají sop ečn ou čin n o stí n a v elk ý ch p la n e tá ch , nýbrž na jejich satelitech . Podle něho p řich ázejí v úvahu II. a IV. Jupiterův m ěsíc (E u ro p a a K a llisto ), n ejv ětší Saturnův m ě síc T itan, druhý m ěsíc Uranův (T ita n ia ) a první m ěsíc Neptunův Triton. Zde však hypotéza n aráží tak é na u rčité obtíže, p ředevším v tom , že n ě k te ré z m ěsíců nebudou v ětší než je M ěsíc n áš. V tak ovém případě došlo pravděpodobně již dávno k vyzářen í tep la tě le sa , jež je ve sk u tečn osti ch lad n é, sotva sch opn é p rod uk ovat n ějak é so p ečn é e fek ty . Ve z ce la poslední době se V sech svjatsk ij zabývá m yšlenkou, že Ju p iter je obklopen p rsten cem ko­ m et a m eteoritů , k terý by popřípadě mohl b ýt zdrojem k om et; to zn a­ m ená, že by ten to p rste n e c vzn ik al v elice složitým p ochodem snad při vzniku p lan ety Ju p itera. S ou časn ě podporuje V sech svjatsk ij svoji hypo­ tézu g eologick ým i a m in eralo g ick ý m i d aty , získaným i z m eteoritů . Dluž­ no připom enout, že V sech sv jatsk ij ta k vysvětluje e x iste n ci především p eriod ick ých kom et. N icm éně většin a badatelů soudí, že m echanism us vzniku kom et podle V sech svjatsk éh o je nadm íru složitý a n esm írně m álo pravděpodobný. Další teorií p lan etárn íh o původu kom et je teorie O orta a van W oerkom a z roku 1 9 4 9 — 1950. Tito b ad atelé si povšim li sk u tečn o sti, na k te­ rou již dříve upozornil Sinding, že to tiž rozd ělen í p ře v ra tn ý ch hodnot velk ých p oloos dlou hop eriodických kom et není z ce la n áhodné. Původně ukázal Sinding n a m ateriálu 21 k om et, že v u rčitém in tervalu velkých poloos existu je m inim um , p ře sn ě ji ře če n o , n evyskytují se tam tém ěř vůbec žád n é k om ety. N aopak, p o če t kom et velm i ry c h le vzrů stá sm ěrem k velm i velkým hodn otám poloos. Po dosažení jistého m axim a pak opět n astáv á p okles. Soubor 21 případů byl p ochop iteln ě p říliš m alý, než aby m ohl v é st k n ějak ým jed n ozn ačn ým závěrům . Oort podobným způ­ sobem an aly zov al soubor 41 kom et a došel k obdobným závěrům . Ukazuje se, že m axim um výsk ytu p ře v ra tn ý ch hodn ot velk ých poloos je kolem 10~5, což odpovídá vzd álen osti větší než 40 000 a. j. Devět ko­ m et z tohoto souboru m á odsluní ve vzd álen osti větší než 100 000 a. j. Podle Oorta lze tuto sk u te čn o st v y sv ětlit n ásled ovn ě: Při vytvářen í slu­ n eční soustavy došlo velm i pravděpodobně k ro ztržen í již té m ě ř vytvo­ řen é p lan ety , z níž se pak h m ota z 95 % ztra tila ze slu n ečn í soustavy a zbytek (tj. 5 % ) vytvořil pás p lan etek a m račn o kom et. Objekty toho­ to druhu, n alézající se uvnitř slu n ečn í soustavy buď z c e la zanikly — tak jako p eriod ick é kom ety — nebo se již zm ěnily v n eaktivní, po­ m ěrně stá lá tělesa, pohybující se po d ra h á ch podobných p lanetárním d rah ám , co ž jsou dnes m alé p lan etk y . Jiná, většinou m éně hm otná tě ­ lesa zů stala zach ov án a ve velk ý ch vzd álen o stech od S lunce a tvoří ja­ kýsi oblak k om et kolem Slunce ve vzd álen ostech řád ově 0,5 parseku. T ento oblak s sebou ovšem n ese pohybový m om ent Slu nce, a tedy se pohybuje sp olečn ě se Sluncem v m ezihvězdném p rostoru. Van W oerkom pak podrobně studoval stabilitu takového oblaku a ukázal, že rušivé síly

okolních hvězd způsobí v p o d statě postupné rozrušen í toh oto oblaku. N ěk terá tě le sa jsou z něho definitivně od lou čena a pohybují se v m ezi­ hvězdném p rostoru, p řípadně jsou z a ch y ce n a hvězdou, k terou S lu nce na své d ráze potk á, jin á tě le sa jsou u ry ch le n a sm ěrem do slu n ečn í so u ­ stavy, kde se objevují jako nové k om ety. T akovéto nové kom ety m ohou být zach y cen y g rav itačn ím i silam i velk ý ch p lan et a je jich dlouhoperiod ick á d ráh a, při níž oběžná doba je 1 0 5 až 10® let, je zm ěněna na dráhu k rátk op eriod ick ou . S am ozřejm ě to v žádném p říp ad ě nevylu čuje ani v ý sk y t jak éh osi m ezi­ hvězdného kom etárního „ tu lá k a ", k terý snad podobným způsobem vznikl v blízkosti jiné hvězdy a d o stal se do m ezihvězdného p rostoru. Vznik k om et je jednou z n ejzáv ažn ějších kapitol při v y šetřo v án í vzniku slu n ečn í soustavy vůbec. T ato o tázk a n ení dnes zd alek a uspokojivě ř e ­ šen a a je n esp o rn é, že při studiu původu k om et m usím e vzít v úvahu i otázk y m ezihvězdné hm oty. N ejnovější výzkum y vedou k závěru , že pevné č á stice v a tm o sfé rá ch kom et jsou d ielek trick é a jejich index lomu leží m ezi hodnotam i 1,25 až 1,45. Není bez zajím avosti, že ch ond rity m eteorick éh o původu obsahují červ en av ě h něd é ostrůvky z jiného m a­ teriálu , n ež je okolí, s indexem lom u kolem 1,5. Herbig nedávno u kázal, že v ytv ářen í p evných č á s tic s obsahem uhlíku a příp ad ně silik átů může n a sta t v okolí pulzujících hvězd typu T Tauri, kdy hm ota vyvržená z hvězdy po expanzi je o ch lazen a, sm ršťuje se a může tak vznikat m ezi­ hvězdný p rach podobného složení jak o jsou ony ostrůvky v chondritech . N ení vyloučeno, že podobné č á s tic e jsou v p o d statě k o n d en zač­ ními jád ry (n u k leo id y ), na k te rý ch kondenzuje m ezihvězdný plyn a vy­ tv á ří tak čá stice m ezihvězdného p rach u , k te ré ovšem m ají vzhledem k obalu jiného ch em ick éh o složen í od lišn é op tick é vlastn o sti n ež čá stic e původní. Není tak é bez zajím avosti, že p rávě hvězdy T Tauri se v hojné m íře vyskytují v o b lastech blízkých n ěk terý m reflexn ím m lhovinám a vůbec v ob lastech se zvýšenou k o n ce n tra c í m ezihvězdného p rach u. V tak ový ch o b lastech n alezl nedávno M unch v ětší k o n ce n tra ci m ezi­ hvězdného kyanu, k terý , jak znám o, se vysk ytu je v a tm o sfé rá ch tém ěř všech kom et. Spojitosti m ezi m ezihvězdnou hm otou a kom etam i jsou příliš četn é, n ež aby je bylo možno pom inout, a p roto o tázk a původu k om et a jejich fyzikálního složen í souvisí s otázkou fyzikálních p rocesů v m ezihvězdné hm otě a v y tv ářen í velm i m a lý ch k osm ick ých tě le s vůbec. (V III. k a p i t o l a z k n ih y „ F y z ik a k o m e t " , k t e r á v y jd e l e t o s v n a k la d a t e ls t v í ČSAV - A cad em ia.)

Pavel

Příhoda:

NOVĚ O MARŠOVÝCH K A N Á L E C H B ezprostřed n ě po letu M arineru IV z a č a ly se objevovat n ázo ry , že M aršový k an ály byly výplodem fa n ta z ie pozorovatelů p lan et či d okon ­ ce ostudou v d ějin ách p lan etárn í astro n o m ie, a že je jednou provždy p ro ­ kázáni,, že n eexistu jí. N a prvý pohled to d osvědčovaly sním ky M arineru, ukazující k rá te ry té m ě ř n ero zezn ateln é od m ěsíčn ích . Jen jejich m enší

>

p očet n a jednotku ploch y n ež k rá te rů m ěsíčn ích , odlišoval sním ky Marin eru od běžných záběrů m ěsíčního povrchu. Zdánlivě nebylo ani stopy po n ějak ý ch p odélných p ro tá h lý ch ú tv arech . S tačilo si však uvědom it, že ro zm ěr záběru k a m er M arineru IV byl p rak tick y týž, jak o šířk a le c k te rý c h kanálů, že n ejsou z c e la spolehlivě znám a m ísta jed n otlivých záběrů a tudíž an i m ísta, kde k am ery zabí­ raly „ tr a s y " jed n otlivých kanálů, a bylo hned jasn é, že k anály nem usí být definitivně zav ržen y . Pravd a, a rch a istick é p řed stav y kanálů jako ten k ý ch p řím ých a n ep řeru šo v an ý ch tahů n a p ovrch u M arsu M ariner p opřel jed n o zn ačn ě, a le to už předtím stejn ě učin ili všichni areologové. Avšak k an ály jak o n e u rčité p řeru šo v an é a n ev ý razn é sp ojn ice složené z od dělených sk vrn m ezi tem nějším i p locham i M aršových m oří popřeny nejsou a dosvědčuje to řa d a p ra cí, k te ré se v sou vislosti s letem Marin eru IV a k an ály vyn ořily. U veďm e hned tak é, že je možno n a sním ­ cích M arineru IV n alézt u rčité lin eárn í struk tu ry, i když m enších ro z ­ m ěrů v d élce a šířce , n ež m ají k la sick é k an ály . Na takové ú tvary upo­ zorn il též k rom ě jin ý ch F ied ler, k terý u dává, že jejich sm ěr je rovn o­ běžný se sm ěrem k análů, jež sám pokládá za ře tě z y k ráterů . B urgess upozorňuje na znám ý sním ek číslo 11 M arineru IV, k te rý ukazuje zvlášť zřeteln é podélné údolní ú tv ary (viz n á č rt p ořízen ý podle toh oto z á ­ běru ). Z cela nedávno u v eřejn il velm i zajím avý člán ek S ag an v časo p ise N á­ tuře. Rozvádí v něm své n ázo ry n a podstatu M aršových k análů i jin ých ú tvarů. Na zák lad ě ra d a ro v ý ch m ěření, k teré p rovád ěl S agan, P o llack a Goldstein n a ja ře roku 1965, byly zjišťovány výšky a sklony svahů n ěk terý ch útvarů n a M arsu. M ísty byly zjištěn y odrazy od oblastí m en ­ ších n ež 2°, a to n ejsiln ěji m ezi 200° a 210° a re o g ra fick é délky. V Arecibo bylo zjištěn o, že n a vlnové d élce 70 cm od rážejí nejsilněji tem né p lochy a z n ich p ředevším S y rtis M ajor. Důležité hodnoty uvedené S ag an em je m ožno sh rn out do tabulky: N ázev Trivium Charontis N epenthes Nodus L aocontis M oeris Lacus N iliacus Lacus D euteronilus S y rtis M ajor Ceraunius

S tř e d n í s k lo n svahu ve stu p n ích

M ax im áln í v ý š k a útvaru v km

2 1 2 3 3 >3 4 >4

5 4 7 < 1 6 ,5 15 ~6 12 ~6

N ejistota údajů v tab u lce je asi 50 % . Na p rvý pohled překvapí n e č e ­ kaně velké výšky tě c h to útvarů, k te ré však nejsou n ep řijateln é, uvědomím e-li si čistě form áln ě velký rozdíl absolutních výšek na Zemi. V rch o l­ ky H im álaje a nejhlubší b rázdy p ozem sk ých m oří m ají výškový rozdíl 19,9 km. P rotože n eznám e m ech an ism y vzniku n erovn ostí Marsu, n e ­ m ám e pevný podklad pro n ějak é n ám itky. Tím spíš, když jsm e si v ě­ domi m alé erozn í čin n osti M aršový atm o sféry . Je-li in te rp re ta ce tě ch to

P ř e k r e s le n ý s n ím e k č ís lo 11 z M arin eru IV. P o lo h y p o d é ln ý c h útvarů js o u v y ­ z n a č e n y d v o jitý m i č a r a m i. Jso u p a tr n y t e p r v e n a d o ­ k o n a l é r e p r o d u k c i t o h o to sn ím k u .

m ěřeni sp ráv n á, to ukáží n epochybně další p ráce a pozdější m ěření p rove­ dená m eziplanetárním i sondam i k M arsu. Pro nás je zajím avý fak t, v y ­ p lý v ající z tě ch to m ě ře ­ ní — že tem né skvrny na M arsu jsou vyvýšeninam i. Podobný n á z o r ze z c e ­ la jin ý ch p ozorování z a ­ stá v á W ells. V ych ází ze statistik y rozložení bí­ lý ch i žlu tých m ra če n na M arsu. Bílá oblaka jsou p ozoro vateln á p řevážn ě nad světlým i p loch am i, a le ča sto té ž se trv á ­ vají nad rozh ran ím sv ětlý ch a tem n ý ch ploch . W ells pokládá ten to jev za orog rafick ou ob lačn ost (o b lačn o st danou te ré n e m ) a sv ětlé nehybné skvrny nad těm ito oblastm i za o b lačn o st na sto ja tý ch vln ách . Při sto u ­ pání vzdušného proudu nad terén em d ochází v tak ových p říp ad ech ke k ond en zaci vodní p áry a po p řech od u hřebenu k opětném u rozp ou štěn í ob lačn osti, k te rá je v zák lad ě bez pohybu, ačk o liv sk rze ni proudí další a další h m oty vzduchu. Ú roveň vyvýšenin podle S aganovy tabulky by ve většině případů p ře ­ sah ovala horní hladinu bílých m raků tř e tí k ateg o rie, k te ré se pozorují poblíž střed u M arsova kotoučku a jsou n ěk terý m i au to ry p ovažovány za kom plexy kupovitých oblak. Z dostupného p ozorovacíh o m a te riá lu bylo možno u rčit, že v žádném případě se nad ú tv ary uvedeným i v tabulce tyto m rak y n evysk y to v aly ; p rotože však zm íněný m a teriál není příliš rozsáh lý, není uvedené zjištěn í d o sta te čn ě průkazné. N ap roti tom u by většina u vedených n erovn ostí n em ěla p ře sa h o v a t výšku m o d rý ch m ra ­ če n a fialové vrstv y , neboť n a u ltra fia lo v ý ch sn ím cích M arsu nejsou až n a zn ám é případy celk o v ý ch v yjasn ěn í ty to ú tvary p atrn y. Mohli bychom tak u rčit výšku horní h ra n ice fialové M aršový vrstvy n a více než 16 až 17 km, ak cep tu jem e-li uvedenou tabulku. Od n ašich ú vah se však vraťm e k S aganově h ypotéze. Je jistě pozo­ ruhodné, že střed n í sklony svahů uveden ých vyvýšenin jsou obdobné svahům k o n tin en táln ích bloků Zem ě. T yto svah y jsou u Zem ě pod m o ř­ skou hladinou. V rchní plochy pozem sk ých k o n tin en táln ích bloků leží kolem 5 km nad vrstvou sedim entů v o ce á n e ch , co ž je ta k é hodnota sro v n ateln á s výškam i udaným i n aší tabulkou. V ěnujem e-li pak bližší

p ozorn ost stru k tu rám n a d n ech p o zem sk ých m oři a o ceán ů, najdem e zde řadu vý razn ě lin eárn ích ú tv arů délek tisíců k ilom etrů a šířek několika set k ilom etrů, výšek 1 až 3 k ilom etry, z nichž n ě k te ré probíhají podél kontinentů. Příkladem takového podélného útvaru m ůže b ýt S třed o atlan tick ý hřeb en, znám é podm ořské pohoří, táh n o u cí se od Islandu až po p ad esátý stupeň jižní šířk y . Podobných útvarů m en ších rozm ěrů je na d n ech p ozem sk ých oceán ů m noho. A p rávě do té to k ateg o rie p a tří podle m ínění K atterfeld a a W asiutinskiho tak é M aršový k an ály . Byly by tedy tek ton ick éh o původu a v zásad ě m arsovskou obdobou pozem sk ých te k to ­ n ick ých p oru ch a oro g en n ích zón v ob lastech dna pozem sk ých oceán ů. Objevuje se tak před nám i obraz M arsu, zajím avý m ožností srovnání s n aší Zemí — pozem ské k o n tin en táln í bloky odpovídající zhruba č á sti tem n ý ch oblastí M arsu a k an ály pak systém u p odm ořsk ých podélných pohoří. P ochop iteln ě s tím důležitým rozdílem , že M aršový kotliny n e ­ jsou vyplněny vodou. Je sk u tečn ě velm i přitažlivé studovat glóbus Z e­ mě, k terý stínováním zn ázorň uje re lié f pevnin i m o řsk ý ch den, bez rozdílného b arevn ého podání pro reliéf pevnin a dna m oří a bez z n á ­ zornění rozsah u m oří. S k u tečn ý reliéf Země jak o p la n e ty nám většin a zem ěp isn ých m ap podává vlastn ě zk reslen ě rozdílným barevným ř e ­ šením n ad m ořsk ých výšek a p odm ořských hloubek, a tak é jejich ro z ­ dílným odstupňováním ; ten to sk u tečn ý reliéf vystupuje pak na zvlášť řešen ém p lastick ém glóbu v elice zřeteln ě a srovn án í s M arsem se n a ­ bízí sk oro sam o. P říslušná ilu stra ce v S aganově člán k u v N átuře není však vhodná pro p ře tiště n í a ta k č te n á ře Říše hvězd m ůžem e od kázat na dobré b arevn é rep ro d u k ce takového p lastick éh o glóbu Země v knize „Zem ěpis sv ě ta “ (d íl A u strálie, O ceánie, o ceán y a polárn í k ra je — u s tr a ­ ny 225 a 2 5 7 ). N ask ý tá se p řiro zen ě otázk a, zdali pouhé p orovnání vnějšího vzhledu reliéfu Země a M arsu bez ohledu n a další souvislosti a především zn alosti g eo lo g ick é stavb y M arsu je d o sta te čn ě odůvod­ n ěné. S agan uvádí několik d alších argum entů, p odp oru jících jeho p řed ­ stavy. Co však je p o d statn é, jsou p rávě výsledky rad aro v ý ch m ěření, na nichž ty to úvahy d ále staví. Jakým způsobem se ve sv ětle S ag an o v ý ch úvah vysvětlují sezónní zm ěny n a M arsu? Sezónní zm ěny tem n ý ch oblastí m ohou být vyloženy odvátím jem n ých č á s tic z p ah o rk atin n a ja ře . Odvátí m á za následek ztem nění těch to oblastí. Opětným ukládáním jem n ý ch p rach o v ý ch č á s ­ tic na podzim a v zim ě, kdy se m ění režim vzdušného proudění na obou polokoulích p lan ety , vzniká c h a ra k te ristick á n ev ý razn o st zim ní p olo­ koule p lan ety, kdy i jinak v ý razn é tem né plochy ča sto mizí. Protože i M aršový k an ály podléhají podobným sezónním zm ěnám , je m ožno v n ich sp a třo v a t rovněž vyvýšeniny s podobným m ech an ism em ro čn ích změn, jak o u výrazn ějších útvarů. Není třeba už m noho d odávat k tom u, co bylo uvedeno. Šlo o několik zajím avých n ových pohledů n a n aši sousední p lan etu , třebaže většinou nedošly dále než do stád ia n ep ro p raco v an ý ch hypotéz. M aršovým i k a ­ n ály se v o n ěch ú v ah ách operuje d ál a jejich sk u tečn á p od stata je stále n ejasn á. Ale kolik člán k ů o M aršových k a n álech bude ještě napsáno do doby, než je poznám e úplně a d efin itivn ě? Myslím, že velm i mnoho.

N Á V R H NA P O J M E N O V Á N Í D A L Š Í C H Ú T V A R Ů NA O D V R Á C E N É S T R A N Ě M Ě S Í C E S ovětsk á au to m atick á sonda Zond 3, vyp uštěná 18. če rv e n ce 1965 na dráhu kolem Slu nce, sn ím ala za dva dny po sta rtu č á s t od v rácen é stra n y M ěsíce, jež nebyla z a ch y ce n a na fo to g ra fiích Luny 3. V so u časn é době zn ám e asi 95 % celéh o p ovrch u M ěsíce; ted y jen 5 % zů stáv á „bílým i m ísty ". Podm ínky při tom to sn ím án í m ěsíčního povrchu byly m nohem p říznivější než v říjnu 1959, o čem ž svěd čí mimo jiné i to, že jen n a východní polokouli bylo z a ch y ce n o kolem 3500 objektů. Sním ky z Luny 3 a Zondu 3 se čá ste č n ě p řek rý v ají, co ž um ožňuje zjištěn í p ře sn ý ch selen og ra fick ý ch sou řad nic útvarů. V yhodnocením snímků a pojm enováním n o v ý ch útvarů na od vrácen é stra n ě M ěsíce byla p ověřen a z v láštn í kom ise A kadem ie věd SSSR. Za sp olu p ráce s oddělením pro výzkum p la n e t a M ěsíce Š tern b ergova a s tr o ­ n om ického ústavu v Moskvě v y p ra co v a la podrobnou m apu v y fo to g ra ­ fovan é oblasti a spolu s n ávrh em n a pojm enování 153 n ových útvarů ji nyní p řed k lád á 17. kom isi M ezinárodní astro n o m ick é unie ke sch v á ­ lení. N avrhuje též, aby oblast dopadu Luny 2 (prvního tě le sa , je ž p ři­ stálo 13. 9. 1959 na m ěsíčním povrchu v blízkosti k rá te ru A u tolycus) byla pojm en ován a jako „Záliv Luniku“ (S in u s Lunnikus — selen o g rafick á šířk a /3 = + 3 0 ,0 ° ; se le n o g ra fick á délk a A = 0 ,0 °) a m ísto m ěk k é­ ho p řistán í Luny 9 bylo o zn ačen o jak o „Z áliv p řis tá n í" — Sinus Landing ( 0 = + 7 ,0 ° ; A = — 6 4 ,5 °). Jestliže p ři an alýze fo to g rafií z Luny 3 bylo nutno pro nepříznivé podm ínky osvětlení a jiné p řek ážk y zav ést tři k ateg o rie „věroh od nos­ ti", pak v tom to případě je m ožno p ovažovat v šech n y ú tv ary za spo^

Č íslo

1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15

P o jm en o v á n í

Cander Cebyšev Friedm an Galois K ibalčíč Kondračuk K oroljev Lorentz Mendel Nobel Purkyně Splnoza W iener Zukovsklj Mare P aclficu s

S o u ř a d n ic e 8 o + 4,0 — 37,0 — 14,5 — 16,0 0,0 + 17,0 — 5,0 + 17,0 — 51,5 + 15,0 — 21,0 — 21,0 — 39,5 + 7,0 — 31,5

A o — 155,0 — 136,0 — 129,0 — 157,5 — 131,0 — 153,0 — 164,0 — 122,5 — 112,0 — 141,5 — 129,0 — 155,0 — 118,0 — 165,0 — 98,5

P rů m ěr (v k m ) 210 190 117 220 300 170 460 145 150 95 54 140 135 150 180

S c h e m a t ic k á m a p a o d v r á ­ c e n ě str a n y M ě s íc e s n efv ětš ím i n o v ě p o jm e n o v a n ý ­ m i k r á te r y . T e č k o v a n é jso u z n a č e n y h r a n ic e o b la s t i f o ­ t o g r a fo v a n é 7. 10. 1959 s t a ­ n ic í L u n a 3. B ě h e m sn ím á ­ n í m ě s íč n íh o p o v rc h u Zond e m 3 d n e 20. 7. 1965 p r o ­ b íh a l te r m in á to r p o d é l p o ­ le d n ík u — 167°.

lehlivě z a ch y cen é. Je s a ­ m ozřejm ě m ožné, že no­ vé podrobnější snímky u přesní tv a r n ěk terý ch objektů. Na obrázku jsou z a­ k reslen y n ěk teré n ejv ětší k rátery a Moře míru 180* 160* 140' 120 ’ 100' — M are P acificu s. Jejich p řesn é selen o g ra fick é sou řad nice a prům ěry u dává tabulka. Zajím avým i ú tvary jsou ře tě z y m alý ch k ráterů , o zn ačen é čísly 16, 17 a 18, jež dosahují délky 1100, 520 a 540 km. K rom ě u vedených k ráterů n ajd em e n yní n a M ěsíci i k rá te ry A vogadro, Doppler, Ioffe, Lebeděv, M ichelson, M ach, Pauli, T esla, Š aron ov, S ch w arzsch ild a řadu d alších. Jejich úplný sezn am je u v eřejn ěn v časo p ise A stron om ičesk ij žurnál (5 /1 9 6 6 , str. 1 1 1 1 ). T ato nová n o m en k latu ra m ěsíčn ích útvarů bude so­ větským i astron om y používána ve v šech d alších v ěd eck ý ch publi­ k acích .

Miloslav

Ježek:

SURVEYOR 1 První am e rick á son d a, jejím ž úkolem bylo p řistá t m ěk ce n a Měsíci a v y slat n a Zemi první sním ky ve tře c h b arvách , sp ln ila svoje poslání s ú spěchem až n eoček áv an ý m . B yla vyp uštěna 30. k větn a m. r .# z m ísta na Zemi, o táčejícíh o se ry ch lo stí 1 4 0 0 km /hod. k cíli, k terý se pohy­ buje ry ch lo stí 3700 km /hod. Po 63 hod. 36 min. letu, dlouhého tém ěř 400 000 km, pouze po jediné m alé op ravě sm ěru, p řistá la jen asi 15 km od stan oven ého cíle v O ceánu P rocellaru m . Stejnou p řesn o stí by se mohl v y k ázat zkušený s tře le c z pušky, kdyby ry ch le se pohybující cíl, vzdá­ lený 230 m etrů , chybil jen o Ví cen tim etru . Když se Surveyor 1 přiblížil k M ěsíci, z a ča l jeho ultrasenzitivn í ra d a r d odávat vestavěn ém u sam očinn ém u p o číta či in fo rm ace o jeho rych losti * Viz též RH 7/1966, str. 124.

a v ýšce. Hlavni zp ětn á ra k e ta , uvedená v čin n ost rad aro v ý m výškom ěrem , zpom alila pád sondy z ry ch lo sti 9300 km /hod. n a 465 km /hod. bě­ hem 40 vteřin . Potom m alé ra k e to v é m otory sondu té m ě ř zastav ily n ě ­ kolik m álo m etrů nad p ovrch em . Z p osled ních 4 m etrů p ad ala ry ch lo stí poloviční, než jakou padá p a ra šu tista (a s i 3 m /s ). Třínohý robot, v ážící asi 300 kg na Zemi a tedy jen 50 kg na M ěsíci, dopadl n ejp rve svými hliníkovým i tlum iči n árazů , k te ré z a ch y tily n á ra z a tím se rozbily. Ihned n ato dosedly jeho „nohy“ , k otou če o prům ěru 30 cm z m ačk a v é hliní­ kové p lástve, a z ary ly se asi 3 cm do m ěsíčního povrchu. Sonda byla vybavena pevnou televizn í kam erou, p řed níž se p o o táčel tříb arevn ý filtr. Tři sam o statn é fo to g rafie, p ořízené oranžovým , z e le ­ ným a m odrým filtrem , um ožnily po p ře k ry tí d o cela přesn ou barevnou p ředstavu. (Ja k se o ček áv alo , je m ěsíčn í p ovrch šed ivý.) O táčivý pohyb vykonávalo sklopné zrcad lo , u m ístěné nad objektivem k am ery , m ířícím kolm o vzhůru. Na pokyn ze Země zaujalo polohu, o b rážející blízké či vzdáiené okolí sondy. K am era „v id ěla" přibližně stejn ě d alek o, jako by vidělo oko člov ěk a, neboť z rca d lo bylo asi 1 7 0 cm nad povrchem . V dů­ sledku m alého polom ěru M ěsíce a tedy silného zakřivení jeho povrchu byl obzor vzdálen jen asi 1,5 km. Na Zemi by tato vzd álen ost činila a si 6 km. Co S urveyor v O ceánu P ro cellaru m v id ěl? N alézal se v m ělkém k rá ­ teru o prům ěru asi 100 km. P řistá l na tem ném , rovném a p om ěrn ě h la d ­ kém m ístě. N ad obzorem vyčn ívaly h řb ety n ízk ých pahorků a h o r, tv o ­ řících okraj k ráteru a vzd álen ých n ejm én ě 15 km. Kolem se rozk lád ala pustina zjizvená k rá te ry o prům ěru od 3 cm a ž do 100 m i více a p osetá kam ením . Na ok rajích k ráterů a v je jich okolí ležely ro zh ázen y hrubé balvany o prům ěru až m etrovém a n e sče tn é m enší úlom ky, vyvržené z povrch u neustálým bom bardováním m eteo rity , či vyražen é z k ráterů druhotného původu. Mimo jiné poznatky p řin esly sním ky Surveyoru 1 ro zřešen í dlouho­ letého sporu o povaze m ěsíčního povrchu. Jak znám o, vedli věd ci až dosud vlek lé spory o to, zda je tvořen hlubokou vrstvou m ěkkého p ra ­ chu, či tvrdou nebo houbovitou sk álou , příp ad ně tenkým povlakem p ra ­ chu na sk ále. Díky snímkům ze S urveyoru 1 je dnes znám o, že alespoň v jednom m ístě Oceánu P ro cellaru m hrozí budoucím kosm onautům jen m álo p rach u , nebo vůbec žád ný. Z ároveň se však n ezd á, že by tvář M ěsíce se stáv ala z tvrdé sk ály . Místo ní p rozrazu je studium p řijatý ch snímků vrstvu m ateriálu , k terý vyp adá a ch ová se stejn ě jako půda zem ská. Soudě podle tvaru m a lý ch k rá te rů a hm oty vyvržen é na jejich ok raje se m á za to , že ta to v rstv a je asi m e tr silná. Dále se vědci dom nívají, že v p od statě stejn ý druh m ateriálu p okrývá velké č á sti m ě­ síčního povrchu, rozrušovaného trv alý m d eštěm m eteoritů . A lespoň p o ­ lovina m ateriálu , k terý tvoří p ovrchovou vrstvu, je jem nější než nejm enší čá ste čk y , zm ěřené a sp o čítan é n a sn ím cích Surveyoru, k teré m ají v prům ěru Ví m ilim etru. To znam ená, že se podobá velm i jem ném u zrnitém u písku. Je však prom íšen s četn ý m i kam énky i kam eny hrub­ ším i, a pom ěrně snadno se dá rozrušit. Ú činky dopadu nohou sondy se velmi podobají našim stopám v če rstv ě zoraném poli, či v m okrém po­ břežním písku. Rozborem snímků a četn ý m i pokusy s otisky na písek

vyp očetli vědci z K alifornsk éh o tech n o lo g ick éh o ústavu, že je-li hm ota m ěsíčního povrchu ste jn á aspoň do hloubky 1 m etru, unese asi 400 g na cm 2. A že tudíž člověk k rá č e jíc í po jeho povrchu by nebyl v nebez­ p ečí, že zapadne nebo se proboří. Toto zjištěn í n osnosti m ěsíčního po­ vrchu je p atrn ě n ejd ůležitějším z objevů Surveyoru. Snímky sondy p rozrazu jí však tak é vážné nebezp ečí, h rozící k osm ic­ ké lodi v podobě če tn ý ch balvanů, ro z se tý ch i po h lad k ých p lo ch ách m ěsíčn ích rovin. Odhaduje se, že n a každých 100 m 2 je nutno o ček áv at nejm éně 1 balvan o prům ěru až 1 m etru a m noho m en ších kam enů. V tom to sm ěru je povrch M ěsíce m nohem n e p řá te lště jší, než se ček alo . Kdyby son da dopadla n a m ísto p oseté takovým i balvany, p atrn ě by to n ep řežila. Je tudíž ja sn é , že kosm onauti budou m usit m ít m ožnost usm ěrnit svoji loď n a tak ové m ísto p řistán í, n a ja k é dosedl S urveyor 1. Další sondy řad y S urveyor m ají dále ro z šířit zn alosti o M ěsíci. N ě­ k terá z n ich bude vybavena zařízením , k te ré vykope příkop do hloub­ ky tém ěř xk m etru, aby bylo m ožno p ozorovat podpovrchové vrstvy. Uvažuje se též o p řístro ji, k terý by u rčil ch em ick é prvky, z nichž se m ěsíční h orn in a sk lád á, d á le o seism om etru , k terý by z a ch y til případné o třesy m ěsíčn í půdy a pom ohl tak zjistit, zda je M ěsíc vnitřně činný či in ertn í a p osléze o zdvojených k am erách , k teré by pořizovaly sním ky stereo sk op ick é. Člověk vtiskl své první sto p y do M ěsíce. Jsou to sice stopy hliníkových bot třín ohéh o rob ota, avšak nezbytné k tom u, aby na něj mohl jednou člověk vystoupit sám .

Z prá vy 70

L ET

Or .

B O H U M I L A

Š T E R N B E R K A

Dne 21. ledna t. r. se dožívá sed m d esáti le t v plné svěžesti a uprostřed čin o ­ rodé p ráce RNDr. Bohum il Š tern b erk , řed itel A stronom ického ústavu ČSAV. Jeho životní data p řin esl náš časo p is již před d eseti roky, kdy se dnešní jub ilan t dožil šed esátk y. Dnes Je však d ů ležitější zam yslet se nad jeh o životni dráhou a popřát jem u i sobě, aby se je š tě dále tě šil stálém u zdraví a radosti ze své poctivé práce. Dr. Š tern b erk je jed ním z prvních n ašich astronom ů, k te ří svůj zájem o brátili sm ěrem k astro fy zice. Od p o čátku se klonil k experim en táln í a pozorovatelské práci, k terá, ja k je dobře známo, je o b tížn ější a n á ro č n ě jší na p řístrojov é v y­ bavení a spotřebuje d alek o v íce času než p ráce te o re tick á. Své znalosti a svůj um up latnil hned ve své první obsáh lé prácí, kterou vypracoval na universitní observatoři v B abelsbergu u B erlín a. V yšla v ta m ě jších p u blikacích a přesáhla svou úrovni i rozsahem m nohé doktorské p ráce u n ás v té době předkládané. Po návratu ze studií v B erlín ě do Prahy d ostal se však dr. Š tern berk do prostředí, k te ré zd aleka neodpovídalo poměrům a m ožnostem babelsberským . Dnešní g en erace astronom ů s i již neum í před stavit sk u tečn o st, že tzv. Státn í hvězdárna byly v lastn ě dvě tm avé m ístn o sti v prvém patře K lem entina, kde jed in á „v ěd eck á" čin n o st sp o čív ala v od ečítán í m eteorologick ých a geom agne­ tick ý ch v eličin . Ani na universitním ústavě, kde dr. Š tern berk získal m ísto asisten ta, nebylo lépe. O sm ípalcový d alekohled pro vizuální pozorováni sloužil v lastně ped agogické p ráci, jeh o pom ocná výzbroj byla nevalná. N icm éně i zde si dovedl dr. Štern berk n a jít pracovní tém a a studoval pom ocí klínového fo to­ m etru změny jasn o sti n ěk terých prom ěnných hvězd. Nezdravé ovzduší v ústavě,

způsobené řadou okolností, hlavně pak ze strany teh d ejšíh o přednosty ústavu, m ělo za násled ek, že dr. Š tern berk opouští u n iv ersitn í ústav a p řechází po n ě ­ k o lik a trudných le te c h na vedoucí m ísto do S taré Daly, kde je j ovšem čeká práce sic e záslužná, a le o lu p u jící je j o ča s pro náročnou vědeckou práci. Dr. Š tern b erk neváhá a velm i ú čin n ě se sta rá sám o vybavení starocfalské hvězdárny, aby aspoň zde — na jed in ém m ístě v repu blice — bylo možno roz­ vinout m od ernější astrofy zik áln í výzkum. Avšak přichází d alší p řekážka — okupace — a s ní opět dlouhé přerušen í exp erim en táln í a pozorovatelské práce. Teprve po ro ce 1948 začín á nová epoch a a s ní i m ožnosti rozvoje vědy. Také astronom ie nezůstává pozadu a p o číná se ro zv íjet zejm én a po zřízen í nové A kadem ie věd. Dr. Š tern berk zde zařizuje nové oddělení pro časovou službu, je ž i potom, co se stává řed itelem celéh o A stronom ického ústavu, řídí a při­ vádí k takovém u rozkvětu, že n aše časová služba je znám á svou p řesn o stí na celém světě. V elké jsou zásluhy dr. Štern b erk a o rozvoj n a ší astronom ie. Avšak my, k teří je j a jeh o p ráci vědeckou znám e již v íce než 45 let, litu jem e, že jubilantovi nebylo souzeno, aby se věnoval je n a jed in ě vědecké p ráci, pro k tero u měl je d in ečn é předpoklady, ja k u kazují všechny jeh o u v eřejn ěn é práce. S v ět je již takový, že oceň u je v íce je n viditelnou a často je n blýskavou práci, m a jící často všechny znaky n ek alé osobní propagace, a nedovede o ce n it tichou, sam ostatnou a nenáročnou p ráci, konanou za zvlášť obtížných podm ínek bez pom oci doko­ nalého p řístrojov ého vybavení nebo pom ocných pracovníků lid ských i s tro jo ­ vých. Kdo zná úzkostlivou p éči dr. Štern b erk a o věd ecko st a p řesnost každé výzkumné p ráce, litu je , že mu nebyly dopřány zejm én a v jeh o středním věku takové tech n ick é prostřed ky, ja k é m ají k d ispozici m ladí astronom ové dnes. Byl by z a jisté obohatil vědu o řadu nových výsledků a získ al českém u vědec­ kém u jm énu již před n ěk o lik a d esetiletím i v astronom ii renom é, k te ré se do­ sah u je teprve v p osled ní době. Z am yslím e-li se nad celou životní dráhou jubilantovou, bo lí n á s přesvěd­ čen í, že nebyl u n ás zatím dosti ocen ěn . Z ískal s ic e m inulého roku vyzna­ m enání „Za zásluhy o výstavbu", a le kv alita je h o vědecké čin n o sti, astro n o ­ m icky úzkostlivě přesná, rovněž i jeh o v elik á erudice v ob lasti astrofyziky , tím nebyla d o statečn ě zhodnocena. H odnocení přišlo z ciziny. N ení jis tě všem čtenářům našeho časopisu znám o, že v m inulém období š e s ti le t byl dr. Š te rn ­ berk zvolen za jednoho ze č ty ř m ístopředsedů M ezinárodní astro n om ick é unie, čest, k te rá byla poctou českém u národu a jeh o astronom ii a je ž se a s i tak brzo nebude opakovat. Náš časop is v tuto chv íli rovněž vzpom íná v elk ých zásluh, k terý ch si získal dr. Š tern b erk jak o jeh o bývalý vedoucí red aktor. Jeho zásluhou se d ostala Říše hvězd na vyšší úroveň, n a úroveň populárně vědeckého časopisu. A proto podepsaný n e je n za sebe, ale 1 jm én em c e lé red ak čn í rady Říše hvězd p řeje dr. Bohum ilu Šternberk ov i ve chv íli jeh o význam ného životního ju bilea mnoho zdraví, životní spo ko jen osti a duševní pohody, aby je š tě dlouho m ohl sledovat další vývoj a úspěchy české astronom ie a astro fyziky , o něž se tak jed inečným způsobem zasloužil. J. M. M ohr P h . Mr .

F R A N T I Š E K

F I S C H E R

ZEMŘEL

V osm ém č ísle m inulého ro čn ík u Říše hvězd jsm e vzpom ínali osm desátých n arozen in F ra n tišk a F isch era. I když jsm e věděli o jeh o dlouhé n em oci, p řece jsm e n etu šili, že tak záhy po význačném životním jubileu budeme psát o jeho úm rtí. M agistr F isch er zesnul 10. listopadu m. r., aniž by dokončil svou práci. Do posled ních dnů se zajím al o selen o g rafii, i o nové poznatky tohoto oboru, k terý dnes opět po d elší době prožívá svou ren esan cí. P řátelé se rozloučili s PhMr. F isch erem 15. listopadu v krem atoriu v P raze-S trašn icích . J. B.

Co n o v é h o v a s tr o n o m ii

D A L Š Í

M E S i C N l

V SSSR b yla 24. srpna vypuštěna nosná ra k e ta s m ěsíčn í družici Luna 11. Let k M ěsíci probíh al norm álně a 28. srpna ve 22h49m30s SEČ byly rá ­ diovým povelem zapnuty brzd ící mo­ tory. Sonda, je jíž váha je 1640 kg, se tak d ostala na oběžnou dráhu kolem M ěsíce jak o jeh o již tř e tí družice. Oběžná doba sta n ice je 2 hod. 58 min., n ejm en šl vzdálenost dráhy od m ěsíč­ ního povrchu je 160 km, n e jv ě tšl 1200 km. Podle zprávy TASS m ěla Luna 11 d ále vyzkoušet a ověřit systém y umě­ lého lunárního satelitu a provádět vý­ zkum kosm ického prostoru v okolí Mě­ síce . Podle sd ělení b ritsk é rad ioastronom ické observatoře v Jod rell Bank m ěla Luna 11 vyslat k Zemi též sérii sním ků m ěsíčního povrchu. V USA byla 20. záři vypuštěna so n ­ da Surveyor 2, k te rá m ěla v noci 22./23. září (podobně jak o Surveyor 1 ) m ěk­ ce p řistát na M ěsíci a sním kovat jeho povrch ve svém nejbližšlm okolí. V no­ ci 20./21. září byla prováděna k o rek ce dráhy sondy, při niž však došlo k váž­ né tech n ick é závadě (m ísto 3 try sek fungovaly pouze 2 ) ; je jím následkem došlo k poru šeni stab ility sondy. Při d alších pokusech během 21. a 22. září se nepodařilo stan ici stabilizov at a se Surveyorem 2 bylo navíc ztracen o rá ­ diové sp ojen í. Sonda dopadla 23. září ve 4 hod. 18. m in. SEČ n a m ěsíčn í po­ v rch ry ch lo stí asi 10 000 km/hod., a to ve vzdálenosti asi 240 km od plánova­ ného m ísta. Dne 22. říjn a v 9h42m SEČ s ta rto ­ vala další sov ětská um ělá družice Mě­ síce , Luna 12. Po opravě dráhy, pro­ vedené 23. říjn a , byla sonda 25. říjn a ve 21h47m zbrzděna na ry ch lo st 1148 m/sec. a uvedena na oběžnou dráhu kolem M ěsíce s těm ito p aram etry: oběžná doba 3h25m, n ejm en ší vzdále­ nost od povrchu M ěsíce asi 100 km, n e jv ě tší 1740 km. Ú kolem Luny 12 by­ lo m ěření m ěsíčního g rav itačn íh o po­ le, zářeni gam a a m ikrom eteoritů, ja ­

S O N D Y

kož i získání sním ků m ěsíčního po­ vrchu. Luna 12 je tře tí sovětskou dru­ ž icí M ěsíce. Druhý am erický m ěsíčn í satelit, Lun a r O rbiter 2, byl vypuštěn z Kennedyho mysu 7. listopadu k rá tce po půl­ no ci SEČ. D ružice starto v ala pomocí raketového systém u A tlas-Agena a po úspěšně provedených m anévrech za­ č a la ve v e če rn ích hodinách 10. listo ­ padu obíhat kolem M ěsíce. Zprvu se přibližovala k m ěsíčním u povrchu na 191 km ; 17. listopadu byla povelem ze Země zm ěněna oběžná dráha tak, že se Lunar O rbiter 2 blížil k povrchu M ěsíce na vzdálenost pouze 45 km (oběžná doba 3h28m36s ). Hlavním úko­ lem druhé am erick é m ěsíčn í družice bylo pořízení 211 sním ků oblastí, k te­ ré by p řicházely v úvahu při přistáni kosm onautů (s te jn ě jak o tomu bylo u sondy Lunar O rbiter 1 ). Se sním ­ kováním se začalo 18. listopadu a do 21. listopadu bylo získáno již 87 foto­ g ra fií vysoké kvality, n a nichž jsou zachyceny podrobnosti m enší než 1 m etr. Vypuštění druhé am erické lunár­ ní družice před cházelo zn ičen í satelitu Lunar O rbiter 1 dne 29. říjn a , kdy na povel ze Země byla zm ěněna dráha té to sondy tak , aby dopadla na od­ vrácenou polokouli M ěsíce. S talo se tak proto, aby rádiové signály, vy­ síla n é družicí Lunar O rbiter 1, ne­ ru šily oboustranné předávání údajů satelitu Lunar O rbiter 2. A m erická lu nární sonda Surveyor 1, k te rá m ěkce p řistá la 2. června m. r. na M ěsíci a v yslala do poloviny č er­ vence m. r. přes 11 tisíc fo to g rafií m ěsíčního povrchu, přežila několik lu nárních „dní“ a „n o cí“ a začala opět počátkem říjn a pracovat. Dne 11. říjn a bylo zachyceno d alších 6 snímků, vy­ slan ých touto sondou. Uvážíme-li extrém ní teplotn í podmínky na M ěsíci během „dne“ a „ n o ci", můžeme si n e j­ lépe udělat představu o vysoké úrovni am erické tech niky. J. B.

M arsden a K. A ksnes ze Sm ithsonianovy astro fy zik áln í observatoře:

Dr. Konrád Rudnicki z K a lifo rn sk é ­ ho tech n o log ickéh o ústavu objevil dne 15. říjn a m. r. novou kom etu. V době objevu byla v souhvězdí Velryby a je ­ vila se jak o difúznl o b jek t 13. hvězdné velikosti s cen tráln ím zhuštěním a ohonem délky 1'. Předběžné parabo ­ lick é elem enty dráhy vypočetli B. G.

P E R I O D I C K Á

T c0 Q i q

K O M E T A

- 20-

H O U T E N

19 6 1

X

F O T O S F É R Y

S L U N E Č N Í

1/120 >-40*

1967 I. 20,16 E. C. 78,79° ) 74,91° } 1950,0 9,00° ) 0,4301.

bu 15,7 le t a prošla přlsluním 29. dub­ na 1961. Vzhledem k tomu, že kom ety prošlé perihelem v ro ce 1961, již do­ staly d efinitivn í označeni řím ským i číslicem i, byla kom eta P/van Houten o značena 1961X, ačk o li prošla přislunlm před kom etou 1961V. D efinitivní označení se tedy nem ění.

Na osmi deskách, exponovaných 48palcovou Schm idtovou kom orou na Mt. Palom aru v době od 24. záři do 26. říjn a 1960, o bjev ili nyní dr. C. J. van Houten a dr. I. van H outen-Groeneveldová z hvězdárny v Leydenu ko­ metu. Dr. P. H erget z observatoře v C incinnati z jistil, že má oběžnou do­

M A P Y

V A N

= = = = -

866

V1 10

V! 3 0 . -

l

•

>

T

rr

-2cr

t OTOČKA I5IO

Mapy slu n ečn í fo tosféry v o to čk ách č. 1510 a 1511 byly sestaveny podle denních kreseb Slu nce M. D ujniče, K. Růžičky a L. Schm ieda. L. S.

z a s e d á n í

v ý k o n n é h o

m e z i n á r o d n í

Výkonný výbor M ezinárodni a stro ­ nom ické unie (IAU) zased al v Praze od 15.— 20. záři m. r. v hotelu In te r­ national. Z ased áni se zú častn ili p resi­ dent Unie p rof. P. Sw ings, řed itel astro ­ fyzikálního ústavu v Liége, g en eráln í sek re tá ř prof. J. C. P ecker, profesor C ollěge de F ra n ce a řed itel observa­ toře v N ice, dále vicep resid en ti prof. M. Sch w arzschild z university v Princetonu, prof. G. Haro, ře d ite l observa­ toře v T onantzintle a p ro feso r univer­ sity v Mexiku, prof. W. F rick e , řed itel astronom ického ústavu v H eidelbergu, prof. A. B. Sev ern y j, řed itel astro fy ­ zikáln í observatoře n a Krymu, prof. W. N. C h rlstiansen z rad iofy zik áln í la ­ boratoře v Sydney a a siste n t g e n erá l­ ního sek re tá ře doc. dr. L. P erek, ve­ doucí vědecký pracovník astro n om ic­ kého ústavu ČSAV v Praze. S porad­ ním hlasem se jed n án í ú častn il bývalý gen eráln í s e k re tá ř Unie D. H. Sad ler, Q U A S A R Y :

v í b o r u

a s t r o n o m i c k é

u n i e

vedoucí N autical A lm anac O ffice. Předm ětem jed n án í byla vedle běž­ n ý ch problém ů Unie, tý k a jících se o rg an izace m ezinárodních projektů, sym pózií a spolu práce v oboru a stro ­ nom ie, zejm én a příprava 13. valného shrom áždění, k te ré se bude kon at le ­ to s 22.—31. srpna v Praze za účasti 2500 zah ran ičn ích hostů. Předseda ČSAV akadem ik F. Šorm uspořádá pro ú častn íky recep ci, před­ sed a Čs. národního astronom ického kom itétu dr. B. Š te rn b e rk večeři. V ne­ d ěli 3. září navštíví ú ča stn íci observa­ to ř v Ondřejově a jed en z večerů bude p atrn ě věnován návštěvě Národního divadla. Loňské zased ání bylo již druhou schůzí výkonného výboru M ezinárod­ n í astronom ick é unie v Praze. První se ko n ala v ro ce 1960, kdy dr. B. Š te rn ­ berk byl jedním z vicepresidentů Unie.

O S A M O C E N É

NEBO

V

KUPÁCH

GALAXIÍ? Je velm i obtížné z jistit, zda se quasistelá rn í rádiové zdroje vyskytuji v ku­ pách g alax ií nebo ne. N e jja sn ě jš í g a ­ laxie v kupě, pokud by taková v oko lí quasaru existov ala, by to tiž byla o 3 ,lm slab ší — prvních 10 člen ů pak o 4,4“ slab ší — než je quasar. Tak např. q u asi-stelárn í rádiový zdroj magnitudy V = 16,0 by m ohl být dopro­ vázen n e jja s n ě jš í norm ální g alaxií magnitudy Vg = 19,1 + K, kde K je ko rek čn í čle n , závislý na rudém po­ suvu. V tom to teo retick ém p řík lad ě je hodnota rudého posuvu z = 0,5, pak K = 1,9, tak že Vg = 2 1 ,0 ; n e jja s ­ n ě jš íc h 10 g a la x ií kupy by m ělo magnitudu až do Vg = 22,3. To je ovšem mez i pro n e jv ě tší dalekohledy. Nedá se tudíž u žádného quasaru s rudým posuvem větším než z > 0,5 kupa ga­ lax ií dosavadním i tech n ick ý m i pro­ středky nalézt. Výzkum případných kup g alaxií v oko lí quasarů se om ezil n a o bjekty s hodnotou z < 0,5. Jsou to: 3C47,

3C48, 3C249.1, 3C273, 3C277.1, 3C351. Výsledek u 3C273 je již znám : tento n e j ja s n ě jš í quasar ( V = 12,9, z = = 0,158 a tedy K = 0,44) n eleží v žád­ né kupě g alaxií. A o statn í quasary? A. Sand age a W. C. M iller z Mt. Palomaru lA p f 144, 1238) použili pro h le ­ dání případné kupy g alaxií u zdroje 3C48 nového experim en táln ího typu fo to g rafick é em ulze, kterou vyvinula firm a K odak: Kodak S p e ciál Typ 087-01. Podle předpovědi m ěly nové d esky zach y tit záření objektů slabších o v íce než l m ve srovnání s dosavadní­ mi běžným i a velm i citlivým i dru­ hy Kodak 1 03a-0. Sand age a M iller d osáhli 5m dalekohledem a novým ty­ pem em ulze mezné m agnitudy B = = 24,5, snad až B = 25,0! A výsledek je jic h stud ia: ani u 3C48 nebyla o b je­ vena kupa vzdálených galaxií. Zda případy 3C273 a 3C48 jsou je n náhod­ né, nebo zda se quasary zákon itě n e­ v yskytují v kupách galaxií, to ukáží d alší pozorování. -k k -

PÁS

K O S M I C K É H O

P R A C H D

KOLEM

ZEME

N E E X I S T U J E ?

T eorie o přítom nosti pásu kosm ic­ kého prachu kolem Země s velkou kon­ c e n tra ci č á stic, v poslední době v ě tši­ nou p řijím an á dosti skep tick y, vznikla podle C. N ilssona (kosm ick é ú střed í G reenbelt, M aryland, USA) p atrn ě n á ­ sled kem chybných m ěření kosm ických sond. Podle nedávného sdělení o rg an i­ zace NASA nebyly p řístro je, dosud po­ užívané k m ěření kosm ického prachu, absolu tně spolehlivé. N ilsson uvedl, že nárazy, reg istro v ané m ikrofony auto­ m atické m eziplanetární sta n ic e M ariner IV, byly ve sk u tečn o sti p řístro jo ­ vou chybou. Ja k se nyní ukázalo při lab o rato rn ích zkouškách, impulsy vzni­ kaly p atrn ě sam ovolně přímo v m ikro­ fo n ech násled kem stříd án í tep loty ve P E R I O D I C K Á

K O M E T A

Tato znám á p eriodická kom eta se přiblížila v březnu 1964 k Jup iteru na vzdálenost 0,328 astr. jedn., což se pro­ jev ilo změnou je jí dráhy. Pohyb k o ­ m ety G rigg-Skjelíeru p v období 1962 až 1967 studoval dr. G. S ita rsk i z V ar­ šavy ; rov nice pohybu byly integrov á­ OKAMŽIKY

V Y S Í L Á N ! V

v elkém rozm ezí. Chybou bylo, že m ikro­ fony nebyly dříve vyzkoušeny v pra­ covn ích podm ínkách, od povíd ajících kosm ickém u prostoru. T eorie o pásu kosm ického prachu kolem Země vznik­ la n a základ ě údajů, získ an ý ch n ě k te ­ rým i sondam i již před M arinerem IV a m ěření této sta n ic e se považovalo za potvrzení existe n ce pásu. Podle údajů M arineru IV m ěla být hu stota čá stic k osm ického prachu v okolí Země do­ ko n ce a s i 10 OOOkrát v ětší než v me­ zip lan etárním prostoru. O tázka, zda p ás prachu kolem Země existu je č i n i­ koliv — velm i důležitá pro bezpečn ost kosm ických letů — má být rozhodnuta v příštím roce, kdy m ají být vyvinuty nové, spolehlivě fu n g u jící p řístro je . G R I GG S K J E ILERCP

ny na p o číta či GIER a byly vzaty v úvahu poruchy v šech p lan et s vý­ jim kou M erkura a Pluta. Kom eta pro­ jd e přísluním 16. ledna 1 9 6 7 ; má oběž­ nou dobu 5,12 roku, velk á poloosa je jí dráhy je rovna 2,97 astronom ických jed notek. C A S OV Í CH

L I S T O P A D U

SIGNÁLŮ

1 9 6 6

OMA 50 kHz, 8 h ; OMA 2500 kHz, 8^ ; OLB5 3170 kHz, 8h ; P ra h a 638 kHz, 12h D en OMA 50 OMA 2500 OLB5 P ra h a

1 9975 9970 9980 9970

2 9976 9971 9981 9971

3 9976 9971 9981 9971

4 9975 9970 9980 9970

5 9976 9971 9981 9971

6 9975 9970 9980 9970

7 9976 9971 9981 9971

8 9976 9971 9981 9971

9 9975 9970 9980 9970

10 9976 9971 9981 9971

D en OMA 50 OMA 2500 OLB5 P ra h a

11 9975 9970 9980 9970

12 9975 9970 9980 9970

13 9976 9971 9981 9971

14 9976 9971 9981 9971

15 9975 9970 9980 9970

16 9976 9971 9981 9971

17 9976 9971 9381 9971

18 9976 9971 9981 9971

19 9976 9971 9981 9971

20 9975 9970 9980 9970

D en OMA 50 OMA 2500 OLB5 P ra h a

21 9976 9971 9981 9971

22 9975 9970 9980 9970

23 9975 9970 9980 9970

24 9975 9970 9980 9970

25 9976 9971 9981 9971

26 9976 9971 9981 9971

27 9975 9970 9980 9970

28 9976 9971 9981 9971

29 9976 9971 9981 9971 V.

30 9976 9971 9981 9971 P táček

Ve d nech 5. a 6. listopadu 1966 se konal ve Slezském p lan etáriu v Chorzówě c elo stá tn í sjezd P olskiego Tow arzystw a M ilošników Astronom ii JPTM A J, P olské sp o lečn o sti p řátel astronom ie, k te rá je ekvivalentem Č eskoslovenské astro n om ick é sp o leč­ nosti z doby před je jl reo rg an izaci. Protože se Slezským p lanetáriem udr­ žuje planetárium v Praze pravidelný osobní styk, byli praco v n íci pražského p lan etária na tento sjezd tak é pozvá­ ni. Jelik ož však je plná přednášková sezóna a provoz se nem ohl zastavit, mohl jse m je ti je n sám. Sjezd se kon al v hlavním s á le chorzówského p lan etária a ú častn ilo se ho kolem 150 zástupců 26 poboček PTMA z celéh o P olska. Pobočky m ají svoje sídla především v k ra jsk ý c h m ěstech , někde i v m ístech m enších, podle po­ čtu zájem ců. Sjezd z a h á jil předseda PTMA p ro feso r Salabun, řed itel S le z ­ ského p lan etária, který po celou dobu sjezdu vystupoval jak o skvělý h o sti­ tel. Pak proběhla o fic iá ln í č á s t s je z ­ du: Sjezd pozdravili zástupci p o litic­ kých 1 správních in stitu cí i příbuz­ ných sp olečn o stí. Zdá se, že PTMA má v ětší publicitu než u nás ČAS, což je zřejm ě dáno tím , že jde o sp o lečn o st nevýběrovou s počtem členů kolem 14 000, a o in stitu ci působící bezpro­ středně na v eřejn o st — zabýv ající se popularizací. Tedy o sp o lečn o st m a jící p rak ticky tytéž úkoly, k te ré m ívala 1 ČAS. Aby toto přirovnání bylo je š tě p řesn ější, dodejm e, že PTMA vydává dodnes svůj m ěsíčn ík U rania. Podobně jak o je tomu u nás, sdružují se kolem této sp o lečn o stí i n ě k te ří p ro fesio n ál­ ní astronom ové. Odpoledne prvého dne sjezdu bylo věnováno odborným přednáškám a účastníkům sjezdu byla předvedena 1 ukázka přednášky v p lanetáriu o sou časné obloze. S ty l těch to před­ nášek je jin ý než v p lan etáriu praž­ ském . Celá před náška je reproduko­ vána z m agnetofonového pásku a pod­ m alována hudbou. Program je tedy p erfektn í, a je jednou provždy dán. V Praze sázím e n ap ro ti tomu na živé slovo, přizpůsobené poslu chačstvu , na

trochu im provizace. Nepochybně je náš způsob n á ro č n ě jší na lekto ra, k te ­ rý si většinou p řístro j i sám řídí. A je dán také pražským i možnostm i, neboť máme je n jed in ý výkonný m agneto­ fon, na kterém ovšem celý provoz po­ stavit nem ůžem e. V ečer proběhla sp o lečensk á č á st sjezdu v m oderním příjem ném p ro stře­ dí Parkové re sta u ra ce . N ásledujícího dne se u sk u tečn ila pracovní čá st s je z ­ du — kom ise, diskuse, volby. Pro mne osobně bylo především cenné, že jsem navázal styky s řadou polských astro ­ nomů am atérů a poznal hlouběji polské prostřed í am atérské astronom ick é p rá­ ce. Je tu pro jed n o tliv ce nepochybně více p řekážek než u nás, daných pol­ skou specifik ou . Tak třeba p řístro je i je jic h sou části jso u obtížn ěji dosa­ žitelné, také astronom ická literatu ra není zd aleka tak h ojn á. Jednotliví č le ­ nové PTMA, ž ijíc í v m en ších m ěstech, jsou p rak ticky izolováni. H lavní počet členů p racu je ve skup in ách ve větších m ěstech nebo v prům yslových oblas­ tech. Na polský venkov PTMA p ra k tic­ ky neproniklo. V elký počet členů p ři­ chází z řad střed o školsk ých profesorů. Poláci m ají jed nu velkou výhodu, n e ­ boť astronom ie tam zdaleka nen í tak přepopularizována jak o u nás, kde jsou lidé přesyceni množstvím astronom ic­ kých před nášek a článků. Zájem p ol­ ské v eřejn o stí je přitom veliký, ja k do­ svěd ču jí bohaté návštěvy ve Slezském planetáriu. Po id eologické strá n ce je situ ace z našeho hlediska nezvyklá a nemohu zatím zd aleka říci, že bych ji zvlášť dobře poznal, 1 když jsem se o to sna­ žil. Je zde především n eobyčejně s il­ ný vliv katolicism u, zvláště na venko­ vě, ale i ve m ěstech . P o jetí astronom ie jak o zbraně proti náboženství zde, zdá se, není uplatňováno v té m íře ja k o u nás, spíše panu je to leran ce. Tato otázka by zaslu hovala jistě podrobněj­ ší rozbor, ale necítím se k tomu po­ volán. Č astěji než s rozdíly, s e tk a l jsem se se shodnou s itu a cí p olští am a­ téři jsou právě ta k zapálení pro svoje

„hobby" jak o am atéři naši a v ěnu jí mu také velký podíl ze svého volného č a ­ su. Jsou to lid é neo byčejn ě p řá te lští a pohostinní. A jsou to také astron o ­ m ičtí lokáln í patrioti jak o n aši č le n o ­ vé astronom ických kroužků. Proč ne — to p řece není n ě ja k á nevhodná v lastnost, pokud vede k soutěživosti mezi jednotlivým i skupinam i.

Rozhodně to byly užitečn é dva dny, jež jsem strávil mezi polským i p řáteli astronom ie. Myslím, že člověk pozná jinou zemi dobře, teprve když pozná lidi. A k te ří lidé by se m ěli ry c h le ji sp řátelit, než ti, k te ří m ají shodné zá­ jm y? R ozšiřu jí se m ezinárodní styky astronom ů am atérů. U nás bychom m ěli alesp o ň začít. P a v e l P říh o d a

Z Č e s k o s lo v e n s k é a s tr o n o m ic k é s p o le č n o s ti P A D E S Á T L ET Č E S K O S L O V E N S K É A S T R O N O M I C K É SPOLEČNOSTI

Dne 8. p rosince 1967 oslaví naše S p o lečn ost 50. výročí založení. K to ­ muto výročí připravuje ústřední výbor Č eskoslovenské astronom ické sp o le č­ n osti při ČSAV slav nostní schůzi, vý­ stavu, p řátelsk ý v ečer a n ěk teré jin é akce. Původní Česká astronom ická sp o lečn o st v Praze byla povzbuzením a příkladem pro zaklád ání podobných sdružení v různých k ra jíc h republiky 1 pro zřizování lidových hvězdáren. Byla popudem k popularizaci astron o ­ m ie v c e lé repu blice. Tento vliv a zá­ sluhy jed notlivců i celý ch skupin o rozvoj astronom ie u nás je třeba sou­ střed it pro budoucí zpracování. Prosím e proto s ta rší pam ětníky, ze­ jm én a členy ČAS v p o čátcích je jí č in ­ n o sti i v p o čátcích čin n o sti je jí lidové hvězdárny v Praze na P etříně, aby

p o slali svoje vzpomínky na čin n o st v lastn í i čin n o st býv alých m ístních člen ů (1 sk u p in ), vzpomínky na vý­ stavbu lidových hvězdáren, na význač­ né přednášky a jin é pozoruhodné udá­ lo sti. V ítány jso u zv láště fo to g rafie z čin n o sti skupin i jed notlivců , a to n e je n rázu astronom ick ého, ale i sním ­ ky zaslou žilých pracovníků, skupinové fo to g rafie pozorovatelů, členů výboru, dále lidových hvězdáren, p řístro jů apod. O riginály fo to g rafií budou na požádání vráceny, kopie fo to g rafií i o sta tn í m ateriál bude uložen v a rc h í­ vu Sp olečnosti. Vzpom ínky, fo to g rafie, plány hvěz­ dáren a podobný m ateriál p o síle jte na adresu Č eskoslovenská astro n om ick á sp o lečn o st při ČSAV, s ek re ta riá t, P ra­ ha 7, K rálovská obora 233.

Z lid o v ý c h h v ě z d á r e n a a s tro n o m ic k ý c h k r o u ž k ů C E L O ST Á T N Í

S EM I NÁ Ř O VÝZKUMU A M E S l C E

Ve d nech 1. a 2. říjn a m. r. se ko­ n al v Praze v Em auzích sem inář, který v rám ci celo státn íh o úkolu uspořáda­ la lidová hvězdárna v Praze ve spolu­ p ráci s pražskou pobočkou ČAS při ČSAV. Sem inář byl určen zejm éna p ra­ covníkům lidových hvězdáren a č le ­ nům astronom ick ých kroužků. P lanety a M ěsíc jsou stá le středem zájm u a no­ vých poznatků o těch to tělesech a je ­ jíc h výzkumu je možno využít pří po­ p u larizaci astronom ie a kosm onautiky. Navíc řada am atérů i dnes čin í tato tě le sa středem svých zájm ových po­ zorování.

PLANET

Byly předneseny tyto re fe rá ty : Jo ­ s e f S ad il: Nové poznatky o M ěsíci a Marsu. Dr. L adislav K řivský: M agne­ tick é pole a č á stice kol p lan et. Inž. A ntonín Růkl: Co nového v selen o dézii. Inž. Pavel Příhoda: Přehled no­ vých p rací z p lan etárn í astronom ie. Jo se f K lep ešta: Novinky ve fo to g rafii M ěsíce. P etr L ála: O kosm ických son ­ d ách k výzkumu p lan et a M ěsíce. Dr. M iroslav M áška: Dnešní stav selenologíe. Zdeněk Pokorný: Poznámky k fo ­ to g rafii a fotom etrii Ju p itera. — Sou­ bor re fe rátů bude vydán ve sborníku, který na objednávku zašle Lidová

hvězdárna v Praze (P rah a 1 - P etřín ). Sem ináře, který byl sou časn ě i a k ti­ vem lidových hvězdáren a astron o m ic­ k ý ch kroužků z hlavního m ěsta a ze Střed o česk éh o k ra je , se zú častn ilo 73 osob. Na sem in áři bylo doporučeno, aby lidová hvězdárna v Praze z a jistila v ro ce 1967 vydání Ruklovy mapy Mě­ s íce v m ěřítku 1:6 000 000. Mapa M arK RA J S K Ý

ASTRO

O blastná ludová hvezdáreň v Hurbanove usporiad ala v dňoch 6. až 9. októbra 1966 v D u najskej Střed e k r a j­ ský astronom ický sem in ář pře vedúc ich astronom ick ých krúžkov a pracovníkov ludových hvezdárni Západo­ slovenského k ra ja s velm i bohatým program om . Na sem in áře odznell vy­ sokohodnotné přednášky a diskusně příspěvky, a vedúci astro n om ick ých krúžkov obdržali vzorový plán p ráce astronom ického krúžku, podlá ktoré-

su, je jim ž autorem je J. Sadil, vyjde v m alé populární p u blikaci „M ars“. Návod na pozorování p lan et a M ěsíce byl vydán již před sem inářem . S é rie p u blikací pro potřeby zájem ců o pla­ nety a M ěsíc bude v ro c e 1967 doplně­ na m alou p u b likací „M ěsíc", určenou pro popularizaci. O. H la d OMICKÝ

SEMINÁŘ

ho mSžu zah ájiť čin n ost. K rajský astronom ický sem in ář bol úspěšný a splnil svoj účel jed n ak preto, že predn ášatelia obohatili poslucháčov velm i cenným i vedeckým i poznatkam i, a za druhé preto, že ing. Knoška, riad itel ludovej hvězdárně v Hurbanove a jeho spolu pracovníci podnikli všetko, aby ú častn íci sem in ára v peknom a kludnom p rostřed í čerp a li potřebné vědo­ m osti k dfalšej p ráci krúžkov v Západoslovenskom k ra ji. Iv a n M olnár

N o v é k n ih y o p u b li k a c e B u lle tin č s . a s t r o n o m ic k ý c h ú stav ů , r o č n ík 17, č í s l o 4, obsah u je tyto vě­ d ecké p ráce: F. Link a L. Zacharov: F o to e lek trick á fotom etrie družice Echo II (I. Metoda m ěřen í a je ji výsledky) — F . Link: Dvě poznám ky k zem ské­ mu polostínu na M ěsíci — A. Feinsteln : F o to e lek trick á pozorování M ěsí­ ce při úplném m ěsíčním zatm ění 24. až 25. června 1964 — P. A ndrle: S p e ciál­ ní tv ar Idlisova třetíh o in teg rálu — P. A ndrle: T řetí in teg rál pohybu v sy­ stém u s potenciálem čtvrtéh o stupně — S. K říž: M ikrofotom etrická studie sp ek tra hvězdy T héta Leonis — J. P achn er: Záření v době kolapsu a antikolapsu tě le sa — E. K resák : M eteoric­ ká sondáž dráhy kom et K reutzovy sku ­ piny — Z. C eplecha: Kom plexní údaje o železném m eteoroidu (č. 36221) — Z. S ekan in a: Rozpad prim árního jád ra kom ety Ik eya-S eki — Z. Ceplecha a B. V aln íček : F o to g rafick á fo to m etrie kom ety Ik ey a-S ek l v době těsn ého p ři­ blížen í ke Slu nci — V. V anýsek: F o to ­ e lek trick á m ěřen í kom ety Ikeya-Seki 1965f v o b lasti vlnové délky 0,87 y. —

F. FQ rstenberg, A. K rfiger, J. Olmr a A. Tlam ich a: Poznámky k hladině zářen í Slu nce na km itočtu 536 MHz v době m inim a. P ráce jso u psány fran couz­ ský a anglicky, připojeny jsou ruské výtahy. B u lle tin č s . a s t r o n o m ic k ý c h ú stavů , ro čn ík 17, číslo 5, obsah uje tyto prá­ c e : J. X an th ak is: Slu n ečn í relativ n í čisla a doba růstu — L. Křivský a V. I. M akarov: N eradiální struktura koróny 5303 A po protonových eru pcích — L. Křivský a A. Kruger: Erupce s rádiovým i vzplanutím i IV. typu a koróna v je d en á ctileté m cyklu — L. Fritzová-Švestková a Z. Š v estk a: Rá­ diová vzplanutí IV. ty p u ._(II. Ve vzta­ hu s e fek ty PC A) — Z. Š v estk a: Pro­ tonové eru pce před 1956 — M. K opec­ k ý : Zjednodušená m etoda výpočtu ele k trick é vodivosti ve slu n ečn ích skvrnách a ve fo to sfé ře — T. H orák: Nové elem enty zákrytových prom ěn­ ný ch TW D raconis, RW Tauri a KR Cygni a vliv re k tifik a c e světelné křiv­ ky na elem enty VV U rsae M aioris — M. V etešn ík a L. P erek : F o to elek trick á

fo to m etrie CV Cygnl — V. Z n o jil: Pravděpodobnost sp atřen i m eteoru a problém sku tečného počtu m eteorů — M. A ntal: V lastn i pohyb hvězdy LP 768— 500 v souhvězdí Velryby. — V še­ chny p ráce jsou psány an g licky. B. H acar: Z á k la d y m e c h a n ik y n e b e s ­ k ý c h t ě le s . S t. pedagog, naklad ., P ra­ ha 1 9 6 6 ; str. 100, obr. 1 4 ; brož. K čs 3,— . — V uplynulých týdnech vyšla útlá knížka našeho n ejzk u šen ějšíh o pedagoga v oboru astronom ie doc. dr. B. H acara, nazvaná „Základy m echa­ n iky nebeských tě le s ", ve které autor n a podkladě střed o ško lsk é m atem atiky sezn am u je čten áře s elem entárním i výpočty n ěk terý ch úloh nebeské me­ chaniky. Knížka má čty ři kap itoly, n a­ zvané: Ú vod ; Problém dvou t ě l e s ; Problém tří tě le s, P o ru ch y ; Hmoty tě ­ les nebeských. Hned v úvodu je dvo­ jím způsobem definován grav itačn í zá­ kon Newtonův, tj. vedle znám ého vý­ razu pro grav itačn í sílu 1 výraz, kde m ísto síly je zavedeno relativ n í zry ch­ le n i jak o sou čet obou zrych leni, jež v případě dvou hm ot udílí hm ota je d ­ na hm otě druhé a naopak. To čten áři um ožňuje pochopit sku tečnost, že hm o­ ta m enší se vždy pohybuje kolem hm o­ ty v ětší a že tedy z rovnosti sil mezi oběma n e ste jn ě velikým i hm otam i n e­ lze usuzovat na to, že by se hm ota v ětší m ohla pohybovat kolem hm oty m enší (ta k často m yslí la ik zrovna tak ja k o 1 stud en t n a počátku svých stu­ d ií). — Jednoduše, ale přesně jso u od­ vozeny 1 zákony K e p lero v y ; rovněž zcela zv láštní zmínku si zaslouží k a ­ p ito la o poruchách, kde je elem en tár­ ně odvozena znám á závislost rušivé síly L na vzdálenosti ru šícího tě le sa od tě le s a cen tráln íh o A, L = /(A-3 ). Z cela přesvědčivě je ukázáno, že do­ středivé zrych leni, k teré udili Slu nce M ěsíci, je v íce než d vakrát větší než zry ch len í, k te ré udílí M ěsíci Země, a že tedy m ěsíčn í dráha vzhledem ke S lu n ci je vždy konkávní, z čehož mož­ no 1 říc i, že M ěsíc obíhá v lastn ě ko­ lem Slu n ce a ve své dráze je rušen Zemí. Oba základ ní poruchové úkazy, lun iso lárn í p recese s nu tací a slapy, jsou rovněž pěkně a názorně vylože­ ny. Poslední kap itola p o jed n áv ající

0 u rčen í hm ot n ěk terý ch nebeských tě le s obsahuje řadu zajím avých úloh, ja k o je u rčen í hm oty Země, M ěsíce (to pom ocí č ty ř nezávislých m etod ), hm ot dvojhvězd a G alaxie. K nížka je do­ plněna vzorně kreslen ým i obrázky. Sv ojí úrovní se hodí výborně těm stu­ dentům střed n ích ško l nebo laikům , k te ří m a jí hlubší zájem o astronom ii a neom ezují se proto je n na populár­ n í popisné spisy, p o m íje jící vůbec kaž­ dé m atem atické vyjád řeni. Tím ovšem n en í řečen o , že všechny astronom ick é výpočty jsou ta k jednoduchého rázu, ja k je v H acarově spisku uvedeno. K nížka c h ce však hlavně n azn ačit c e s ­ ty, kterým i se v astronom ii výpočty a si u bírají a n a jednoduchých p řík la­ dech a v ýpočtech sou časně ukázat, že každé astro n om ick é tvrzení je vždy podloženo číslem , jehož p řesnost je dána bud p řesn ějším i základním i hod­ notam i, ze který ch výpočet vychází, nebo p řesn ějším a n ák lad n ějším m ate­ m atickým řešením , je -li ho k dosaže­ ní vyšší přesn o sti zapotřebí. jm m J. Š iroký a M. Š iro k á: Z á k la d y a s t r o ­ n o m ie v p ř ík la d e c h . SPN, P raha 196 6 ; stran 155, obr. 5 2 ; cen a váz. K čs 11,— . — Je znám ou pedagogickou zku šen os­ tí, že hluboké a trv alé vědom osti lze z ísk a t je n cvičen ím , řešením p roblé­ mů a sam ostatným používáním získ a­ ný ch poznatků. Proto je třeba p řivítat 1 v astronom ii každou pomůcku, k te rá um ožňuje vážnému zájem ci o tento vědní obor, aby pronikl co n e jlé p e do je h o problem atiky. V n aší astro n o m ic­ ké lite ra tu ře jsm e dosud takovou po­ m ůcku p ostrád ali a rovněž řešen í p ří­ kladů z astronom ie byla v učebnicích věnována m alá pozornost. R ecenzova­ n á p u blikace proto jistě zaujm e k až­ dého, kdo se n esp okoju je s povrchním nebo je n populárně vědeckým přístu ­ pem k astronom ii. Tím spíše, že te x t p u blikace je velm i dobře prom yšlen a probíraná problem atika je zpracována do u celen ého systém u. První z pěti hlav ních kap itol obsahuje základy s fé ­ rick é astronom ie, otázky časom íry a jevy studované ve sfé ric k é astronom ii. Druhá kap itola zahrnuje slu n ečn í sou­ stavu a zákony pohybu tě le s v gravi­ tačním polí Slu nce a planet. T řetí ka-

pltola ]e věnována a stro fy z ice a Čtvr­ tá stelá rn í astronom ii. V závěrečné kap itole jsou uvedeny základ ní v last­ no sti astro n om ick ých dalekohledů. V úvodu každé kap ito ly je zařazen sy ­ stem atický přehled jed n otliv ých pojm ů a v eličin i je jic h stručný výklad. Pak n ásled u ji příklady, u nichž je vždy p řipojen výsled ek. In stru ktiv n o st zpra­ cováni příkladů zvyšuje řada vzoro­ vých řešen i. Mnoho tabulek, grafů a obrázků vhodně doplňuje te x t a vytvá­ ř í tak dílo, k te ré znam ená pro naši astronom ickou literatu ru nesporný přínos. O ld řich L e p il P. Příhoda, J. Sadil, J. Pavlousek: N áv o d k p o z o r o v á n í p la n e t a M ěsíce. Vydala Lidová hvězdárna, Praha, 1 9 6 6 ; 52 stran , K čs 3,90. — Pro všechny am a­ té rsk é pozorovatele p lan et a M ěsíce vydala pražská lidová hvězdárna m a­ lou brožuru, kde najdou návod, ja k sl při své p ráci p očínat. J e jí autoři — znám í am atérští pozorovatelé p lan et — Ji u rčili zejm én a mladým a z a čí­ n ajícím pozorovatelům , a proto je také psána názornou a přístupnou form ou. A m atérské pozorování p lan et se zde nevydává za vědeckou č in n o s t; autoři správně kladou hlavní důraz na to, aby z a č ín a jíc í pozorovatelé byli vedeni k sy stem atické a tvůrčí p ráci a pozdě­ ji k hlubším u studiu. Je ja sn é , že te n ­ to zřetel je důležitý zv láště pro č in ­ nost astronom ick ých kroužků a lido­ vých hvězdáren. Na druhé stra n ě vý­ sledky pozorování, budou-li získány

zkušeným i pozorovateli podle tohoto návodu, mohou tv o řit podklad pro d alší souhrnné zpracování a tedy být i určitým přínosem pro vědeckou prá­ ci. Obsah knížky je rozdělen na n ě ­ k o lik čá sti. V úvodu popisuji autoři způsob vizuálního pozorování a k re s­ le n í plan et, pak n ásled u jí podrobné návody pro jed notliv é p lanety a M ěsí­ ce, z pochop itelný ch důvodů značně obšírně pro M ars a Jup iter, a konečně stru čn á zm ínka o n ěk terý ch d alších pozorovacích m etodách, přístupných am atérovi. Závěr knížky je tvořen ně­ ko lik a tabulkam i a g rafický m i pomůc­ kam i, které budou užitečn é i pro zku­ še n ě jší pozorovatele. N ěkolik drobných chyb si jis tě většinou opraví čten ář sám . Tak na př. ve vzorci na str. 23 je použit symbol R ve dvou význam ech, což by m ohlo vést k o m y lu ; vzorec by m ěl zn ít např. ( 2p) / ( 2 R ) = = co s
Ú k a z y na o b lo z e v le d n u S lu n c e vychází 1. února v 7 h35™, za­ padá v 16h53m. Dne 28. února v ychá­ zí v 6 h47m, zapadá v 17h40m. Za únor se prodlouží d élk a dne o l h35m a po­ lední výška Slu n ce nad obzorem se zvětší o 9°. M ěsíc je 2. II. v 0 h v poslední čtvrti, 9. II. ve 12h v novu, 17. II. v 17*> v první čtv rti a 24. II. v 19h v úplň­ ku. V odzem í je M ěsíc 13. února, v p ří­ zemí 25. února. K onju nkce M ěsíce s planetam i nastanou: 2. II. s Neptu­ nem, 10. II. s M erkurem , 11. II. s Ve-

nůší, 12. II. se Saturnem , 22. II. s Ju­ piterem , 25. II. s Uranem a 28. II. s Marsem. M erku r je v ečer po západu Slu nce n a jihozápad ní obloze. P očátkem úno­ ra zapadá v 17h39m, koncem m ěsíce v 18h29m. Hvězdné v elik ost planety se během února zm enšuje z — l m na + 2 m, plan eta se blíží k Zemi, zdánli­ vý prům ěr o sv ětlen é čá sti kotoučku se zvětšu je z 5 " na 1 0 " a fáze se zm en­ šu je (tém ěř z „úp lňku" do ,,novu“ ). Dne 16. února je M erkur v n ejv ětší

východní e lo n g a c i; v tuto dobu bude vzdálen od Slu n ce 18°. V en u še je tak též večer na západní obloze. P očátkem m ěsíce zapadá v 18h 37“ , koncem února ve 20h00m. Venuše m á ja sn o st — 3,3m, prům ěr osv ětlen é č á sti kotoučku je 11". Dne 23. února n astan e ko n ju n k ce Venuše se S atu r­ nem. M ars je v souhvězdí Panny. P o čát­ kem února vychází ve 23h35m, koncem m ěsíce již ve 22h21m. Hvězdná v eli­ ko st M arsu se během února zvětšuje z + 0 , 6 m n a — 0 , l m, prům ěr kotoučku je asi 1 0 ". ju p it e r se pohybuje souhvězdími Ra­ ka a Blíženců. P očátkem února je nad obzorem tém ěř po celou noc, koncem m ěsíce zapadá v 5h14n>. Prům ěr ko­ toučku planety je asi 42", hvězdná ve­ lik o st — 2 , l m. S a tu rn je v souhvězdí Ryb n a ve­ čern í obloze. P očátkem února zapadá ve 20h53m, kon cem m ěsíce již v 19h 24m. P lan eta má hvězdnou v elik o st + l ,3 m, prům ěr kotoučku je 14" a vel­ ká o sa p rsten ce m ěří 36". U ran je v souhvězdí Panny. P očát­ kem února vychází ve 20h37m, kon cem m ěsíce již v 18h45m. Uran má hvězd­ nou v elik o st 5,8m. N ep tu n je v souhvězdí Vah. P očát­ kem února vychází ve 2 h08m, koncem m ěsíce jíž v 0 h23m. Hvězdná velikost Neptuna je 7,8m. M eteo ry . Dne 10. února n astáv á m a­ ximum čin n o sti m eteorického ro je Aurigid. R oj je v čin n o stí asi 5 dní a m axim ální hodinový p o čet je a si 12 m eteorů. J. B.

OBSAH J. B o u ška a V. V a n ý sek : V zn ik a původ kom et — P. P říh o d a : Nově o M a ršo v ý ch k a n á le c h — Z. Po­ k o rn ý : D alší ú tv ary na o d v rá cen é s t r a n ě M ěsíce p o jm en ov án y — M. Je ž e k : S u rv e y o r 1 — Z právy — Co n ovéh o v a stro n o m ii — Z Č esk o ­ slo v e n sk é a stro n o m ic k é sp o le č n o s­ ti — Z lid o v ý ch h v ězd áren a a s tro ­ n o m ic k ý ch kro u žk ů — Nové k n ih y a p u b lik a c e — Okazy na o b lo ze v ú n oru . C O N T E N T S J. B o u šk a an d V . V an ý sek : O rig in o f C om ets — P . P říh o d a : New O p in ions a b o u t th e C an als o f M ars — Z. P o k o rn ý : F u rth e r F o rm a tio n s on th e L u n ar In v isib le H em isp h ere N am ed — M. Je ž e k : S u rv e y o r 1 — N o tes — New s in A stron om y — F ro m th e C zech o slo v ak A stron om ic a l S o c ie ty — F ro m P u b lic O b se rv a to rie s and A stro n o m ical C lu b s — New B ook s and P u b lic a tio n s — P h en om en a In F e b ru a ry C O flEPK A H H E H.

h B . B a H b ice n : B o 3 h h k n poH cxo w aeH H e K O M e r — npHroaa: 3aHOBO 06 KaHa-nax

HOBeHHe

n.

M ap ca

h

— 3. rioKopHbí:

oĎpaaoBaHHft

JlyHM

Ha

flaJibHeBuiHe

HeBHAHMoA

Ha3BaHbi —

CTopoHe

M . EaceK:

Cep-

B e iio p -1 —

CooómeHHH — H to h o b o ro b acTpoHOMHH — H 3 'le x o c .io B a u K o r o a c T p o H O M H i e c K o r o o 6 iu e c T B a — H 3 HapOAHbJX oficepBaTOpH fi h a c T p o H O M H M C C K I 1X K p y K K O B — H OBSle K H H rH

• N abízím ro č n ík y Ř íše hvězd 1958 až 1960. — Ja n G ro llm u s, F o e rstro v a 18, K a r­ lovy V ary.

E o y u iic a

h

nyĎJiHKauHH —

5lB.ieHHH H a H e 6 e

b 4>e B p a Jie

ftíši hvězd říd í re d a k č n í r a d a : J. M. M ohr (v ed o u cí r e d .), J i f l B o u šk a (v ýkon . r e d .J, J. G rygar, F. K ad avý , M. K o p eck ý , L. Landová S ty c h o v á , B. M a le č e k , O. O bfirka, Z. P la v co v á , S . P lic k a , J. S t o h l; la j. red . E. V o k a lo v á , le c h n . red . V. Su ch á n k o v á . V ydává m in. šk o lstv í a ku ltu ry v n a k i. O rbis, n. p., P rah a 2, V in oh rad sk á 46. T is k n e K n ih tisk , n. p., závod 2, P rah a 2. S le z sk á 13. V y ch á z í 1 2 k rá t ro č n ě , cen a je d n o tliv é h o v ý tisk u K č s 2 ,— . R o z šiřu je Poštovní novinová slu žb a, in fo rm a c e o p řed p latn ém podá a o b jed n áv k y p řijím á každá p o šta i d o ru čo v a tel. O b jed n ávk y do z a h ra n ič í v y řizu je PNS — ú stře d n í e x p e d ic e tisk u , odd. vývoz tisk u . Jin d řišs k á 14, P rah a 1. P řísp ěvky z a s íle jte na re d a k c i R iše hvězd, P rah a 5, Šv éd sk á 8, te l. 54 03 95. R ukopisy a o b rázk y se n e v r a c e jí, za o d b o rn o u sp rá v n o st odpovídá a u to r. — T o to č ís lo b y lo d án o do tisk u 28. listop ad u 1966, v y šlo 4. led n a 1967. A -14*61932

F o t o g r a fie č á s t i m ě s íč n íh o p o v rc h u , z ís k a n á 18. XI. 1966 a m e r ic k o u m ěsíč n í d ru ž ic í L u n ar O rbiter 2. S n ím e k z a c h y c u je č e s t M are T r a n q u illita tis o r o z m ě ­ r e c h a s i 4,0 X 4,3 k m . — N a č t v r t é s tr a n ě o b á lk y j e č á s t o d v r á c e n é stran y M ě­ s íc e , fo t o g r a fo v a n á 21. V III. 1966 m ě s íč n í d ru ž icí L u n ar O rbiter 1 [ o k o lí 150° z áp . d é l k y a 5° již. š íř k y / . Z a c h y c e n á o b la s t m á r o z m ě r y a s i 120 X 160 k m a b y la fo t o g r a fo v a n á z v ý š k y 1600 km .