4/1968
OBSAHU:
D es et a s t r o n o m i c k ý c h u d á l o s t í 1 9 6 7 — N e o b y č e j n é m ě s í č n í ú t v a r y — Co jsc „ s t í n o v é 1 s í l y ? — Z p r á v y — Co n o v é h o v a s t r o n o m i i — Ú k a zy na o b l o ze
F o to g r a fie z a c h y c u jíc í b e z p r o s tř e d n í o k o lí m ě s íč n í so n d y S u rv ey or 6, k t e r á p ř is t á la 10. lis to p a d u m. r. v o b la s ti Sinu M edii. — Na prvn í s tr a n ě o b á lk y je p r o t u b e r a n c e z 15. září 1966, jo t o g r a jo v a n á na lid o v é h v ě z d á r n ě v P raze í F o to /. K le p e š ta ]
ííg) — O rbis, n. p. — 1968
Říše hvězd
Jiří
Roč. 4 9 (1 9 6 8 ) č. 4
Gr y g a r :
D E S E T ASTRONOMICKÝCH UDÁLOSTÍ 1 9 6 7 S enior a m erick ý ch astron om ů prof. H. Shapley m ěl po mnoho let chvályhodný zvyk uveřejň ovat d e se t n ejvýzn am n ějších astro n o m ick ý ch událostí roku, n ěco jako „Top T en “ gram o fo n o v ý ch sp olečn ostí. Zdá se, že nyní se pokusil o vzkříšení této tra d ice dr. Owen G ingerich, mladý h arvard sk ý astron om , k terý je proslulý šíří svých zájm ů: od výpočtu m odelů hvězdných a tm o sfér, p řes historii astron om ie až k řízení ce n tra M ezinárodní astro n o m ick é unie pro astro n o m ick é teleg ram y . Svůj první pokus o vystižení v rch o ln ý ch astro n o m ick ý ch u d álo stí roku pře-clnesl na podzimním zased án í A m erické sp o lečn o sti pozorovatelů prom ěnných hvězd v M assach u setts. Dr. G ingerich je uvedl v tom to pořadí: 1. Výzkum atm o sféry p lan ety Venuše sovětskou m ezip lan etárn í stan icí V en era - 4. 2. V ýsledky am erick ý ch m ěsíčn ích sond Lunar Orbiter 2 až 5. 3. Objev tří n ových a znovunalezení d eseti p eriod ick ých kom et. 4. Objev Januse, d esátéh o m ěsíce Saturnova, A. Dollfusem. 5. M ěření p rin ceto n sk ý ch fyziků, dokazu jící zp loštěn í Slunce. 6. Objev D. K leinm anna a F. Lowa z Arizony, dokazu jící existen ci in fračerven éh o útvaru o tep lotě pouhých 70° K ve velké m lhovině v Orionu. 7. Z jištění m alých rozm ěrů zdrojů rádiové em ise radikálu OH. Roz m ěry nepřevyšují p rům ěr naší sluneční soustavy. 8. Z á p o rn ý v ý s le d e k p o k u sů z a c h y t it u lt r a f ia lo v é p á s y m o le k u lá r n íh o v o d ík u v G a la x ii p o m o c i s p e k tr o g r a fů n a r a k e tá c h .
9. Objev d alších zdrojů zářen í X a o p tick á id en tifik ace n ěkolika tě c h to zdrojů. 10. Objev ab sorp čn ích č a r ve sp e k tre ch vzd álen ých quasarů. Pozoru hodné je, že ab sorp ční č á ry m ají vesm ěs týž rudý posuv, z = 1,95, n e závisle na rudém posuvu odvozeném z emisí. Každý takový výběr je p řirozeně subjektivní a dr. G ingerich byl navíc handikapován tím, že své rozhodnutí vydal před koncem roku. Snad mi proto čte n á ři Říše hvězd odpustí n eskrom n ost, s níž se p o kusím G ingerichovu stu p n ici d oplnit: 11. V zplanutí Novy Delphini, jež se svým ch a ra k te re m liší od v šech dříve p ozorovan ých výbuchů nov. 12. Zm ěření úhlového prům ěru 15 ja sn ý ch hvězd intenzitním in te rfe ro m etrem Hanbury Brow na na ob servatoři v N arrab ri v A ustráli. 13. R ealizace rád iových in terfero m etrů s lokálním o sciláto rem v B ri tán ii, USA, K anadě a A ustrálii, jež umožnilo snížit horní mez úhlových prům ěrů n ěk terý ch quasarů pod 0 ,0 0 5 ", při in te rfe ro m e trick é základně rovn é d vacetim ilión ovém u n ásobku použité vlnové délky.
Jsem si plně vědom, že Jsem zklam al čte n á ře , když Jsem tak to vůbec nedodržel p očet, k terý sliboval nadpis článku, a že jsem zk lam al i své k olegy, k teří jako „jiní to jinak uvidí" a nepochybně by i seznam d vaceti u dálostí ch těli doplnit o d alší. To je riziko, k teré bylo třeba podstoupit, ch cem e-li ještě dnes udržet k o n tak t s to lik a různorodým i poznatky, jež astronom ie p řin áší. Spěch, v něm ž žijem e, nedovoluje zm ínit se o jednotlivých u d álostech podrobněji, ale navrhuji aspoň č á s te čn é řešen í. N apište do red ak ce, k terý z uvedených objevů vás zaujal n atolik, že byste ch těli věd ět o něm bližší podrobnosti. V aše „h lasován í11 by pak bylo pro red ak ci vodítkem v p říp ravě článků pro nejbližší čísla Říše hvězd.
Pavel
Příhoda:
N E O B Y Č E J N É MĚSÍČNÍ ÚTVARY Na sn ím cích am erick ý ch Orbiterů, zob razu jících d etailně m ěsíční po vrch , bylo dosud zjištěno asi 20 balvanů, k teré se svalily s prudších svahů („ ro llin g sto n es“ ) a z an ech aly za sebou zřeteln ou stopu. V ětšina těch to snímků nebyla dosud u veřejn ěn a, tak že tato k rá tk á studie vychází v p od statě ze tří případů. Dva svalivší se balvany leží na cen tráln ím kopci k rá te ru V itello na ok raji M are Humorum a byly z a ch y ce n y Orbiterem 5. Jeden leží na místo, Jehož poloha nebyla publikována; byl zazn am en án kam erou Orbitern 2. Svalivší se kam eny jsou jevem na M ěsíci donedávna pochop iteln ě n e znám ým , neboť velikost balvanů se pohybuje m ezi 5 až 23 m etry a stopy po valení Jsou Ještě hůře p o zorovatelné než jejich původci. Z podrobné prohlídky fo tog rafií vyplývá, že m ísta, kde jsou v alící se balvany z a zn am en ány, jsou svažitá územ í se sklony blízkými třice ti stupňům. Tak velké sklony nejsou na M ěsíci časté. Území jsou p ok ryta množstvím b a l vanů velikosti n ěkolika m etrů . Tyto balvany jsou z čá sti zapadlé do je m nější horniny, k terá bude m ít podobný jem ně zrnitý c h a ra k te r jako v okolí Luny 10 a Surveyorů. To vyplývá také z dalších úvah a výpočtů. Územ í jsou m írně zvlněná, nejde p ochop iteln ě o n akloněnou rovinu. K rom ě v ětších nerovností o ro zm ěrech n ěkolika set m etrů je možno zjistit jem nější jakoby vlnitou strukturu o „d élk ách vln“ kolem deseti m etrů a s výškovým i rozdíly n ěkolika decim etrů . Tyto terénn í vlnky jsou vzájem ně rovnoběžné a sk lád ají se s podobnou strukturou, k te rá je na ně k olm á. Jakousi in te rfe re n cí se vytváří c h a ra k te ristick á stru k tu ra p o doby n eu rčité pravoúhlé sítě, k te rá je zvlášť zřeteln á m ezí oběm a b a l vany z V ítella. Jde o strukturu, jež pravděpodobně vznikla postupným sesed áváním celéh o svahu a jeho následným stlačo v án ím v h o riz o n tá l ním sm ěru. Při sesed án í se obnažují na prudších m ístech svahu sku piny n ash rom ážd ěn ých balvanů, p atrn ě kom paktnější než celý svah. Takové m ísto ukazuje obrázek na 1. stra n ě přílohy z Orbiterů 2. P rávě tam začín á d ráh a svalivšího se balvanu. Ten byl buď obnažen při k lesání jem nější sypké horniny, ale je tak é m ožné, že se oddělil od většího asi d vacetim etrovéh o sk aliska, k teré postupný pokles svahu obnažil tak ,
až utvořilo převis. Toto skalisko je na obrázku dobře p atrn é. N epo chybně na M ěsíci dochází k rozrušování celistv ý ch hornin. V tom to p ří padě h rály n ejspíš n ejvětší roli zn ačn é objemové zm ěny, způsobené růz ným tepelným rozpínáním osvětlené a zastín ěn é stran y sk alisk a. Vý sledkem je m ech an ick é n apětí a rozrušování kam ene. Hm ota u v o ln ě ného k am ene je při jeho pětim etrovém prům ěru z n ačn á — přes 200 tun a i když jeho váha je na m ěsíčním povrchu 200/6, tj. 33 m egapondů, p řesto je takové uvolnění od většího kusu m ožné. Ojedinělé balvany nakupené ve v ětších skupinách jsou obnažovány při postupném sesed áván í m ěkčí horniny, k te rá je méjiS únosná a není sch op n a v y tv ářet tak prudké svahy, jako n avršen é skupiny balvanů. Jednotlivé balvany jsou pevné a kom paktní. Ukazuje se, že podobných prudkých svahů s obnaženým i sk alisk y není na M ěsíci p rávě mnoho a to je čá ste čn ý m vysvětlením v ý jim ečn osti jevu v alících se balvanů. Je tak é pravděpodobné, že stopy po jiných dříve se sv alivších balvan ech byly zah lazen y při pom além sesouvání celéh o svahu. Nelze před pok lád at, že balvany byly vyvrženy do výše třeba vulkanickou erupcí nebo při im paktu, a pak se je ště valily chvíli po m ěsíčním povrchu. Tomu n a svědčuje sk u tečn ost, že z a čá te k stopy není nejhlubší ani n ejzřeteln ější. Balvany byly zřejm ě dlouho uloženy pod povrchem , než byly uvolněny pro svou k rátk ou ce stu po spádnlci. Další zajím avou sk u tečn o stí je, že b alvany n ezan ech áv ají cesto u od štěp k y. Jejich stam etro v é stopy jsou od za čá tk u do ikonce tém ěř stejn ě široké. To zn am en á, že balvany sam y jsou tvořeny k om p aktní hm otou, k te rá se n a jem n ě zrn itém a sn ad m ěkkém , n árazy tlum ícím podkladu, valí celk em bez úhony. Zvlášť v ý ra z n é .je to n a 23m etrovém balvanu z k ráteru V itello. Soudržnost této hm oty je i při m enší m ěsíčn í g ra v i ta c i podivuhodná. Musí tomu pochop iteln ě tak být — vždyť balvany sn esly v m inulosti bez rozbití úder po dopadu na povrch M ěsíce, když p ředtím byly vym rštěn y do výše, ať už při vu lkanické činnosti nebo při dopadu m eteo rick éh o tělesa a vytvořily tak n asy p an ý svah. P řesto na jednom snímku, bohužel neuveřejněném , je zazn am en án a stopa v a lí cího se balvanu, jeho n áraz na jiný balvan a stopy dvou ro zštěp en ý ch polovin, k teré dál p o k račo v aly v ce stě . To jen dotvrzuje předchozí záv ěr: Balvan se rozštěpil teprve n árazem na stejn ě tvrdou hm otu. Znam ená to však též, že balvan byl již čá s te č n ě rozru šen slunečním zářen ím nebo jiným i čin iteli, když n esnesl bez rozbití n áraz při pouhém valení, zatím co n a p očátk u své „ e x iste n ce " sn esl m nohem zn ačn ější úder po dopadu na M ěsíc. o V lev o o br. l a . S v islý p r o fil s to p y b a lv an u z o br. na 1. a 2. str. p ř í l o h y ; s c h e m a t ic k y je z a k r e s le n t a k é o b ry s k a m e n e . V pravo obr. lb. S v islý p r o fil s to p y m e n š í h o b a lv an u z k r á te r u V itello.
5m
b
Z p rom ěření fo to g rafií a elem en tárn ích výpočtů vyplývají údaje, ktoré n ejp řeh led n ěji podá tabulka: B alv an Jed n otk y
P rů m ěr D 1ú d a je z části d le N A SA f O bjem H m ota Š íř k a s to p y d d /D
| ze sn ím k u O rbiteru 2
z k r á te r u V itello v e lk ý m a lý
m
23
6
7
5
m3 t m
6400 21000 16 0,69
113 370 5 083
197 640 5 0,67
65 210 3 0,60
H m ota balvanu je p o čítán a z předpokladu, že sp e cifick á hm ota m a te riá lu je 3,28 g /c m 3. P očítám e zjednodušeně, že tv a r je kulový. Další je d n o duchý v ý p o čet ukazuje, že na příklad balvan z O rbiteru 2 se valil po svahu v d élce asi 500 m etrů kolem jedné m inuty. Jeho m axim áln í ry c h lost m ohla d osáhnout n ejvýše 60 km za hodinu, n ep o čítám e-li se třením , jež bylo jistě zn ačn é. V druhé polovině své d ráh y se balvan zp om a loval, až se p osléze zastav il. Při svém valen í před sebou kám en hrne m ateriál, k terý z čá sti v y tlaču je do s tra n . T aké pod sebou stlaču je a z čá sti rozhrnuje m ěsíční sypkou horninu. V zniká jak ý si žlab se dvěma rovnoběžným i valy asi podobného profilu, jak to ukazuje obraz l a , k terý p řed stavu je svislý řez stopou balvanu, kolm ý na její „ tra su “ . Dno stopy je pod okolním terén em . Ukazuje se, že pro profil n eplatí S chroterovo p ravid lo, k teré splňují n ěk teré m ěsíční k rá te ry — že totiž objem valu k ráteru je stejn ý jako objem jeho dna pod okolním terén em . Pod te rén em zů stává z profilu stopy 0,42 m2 řezu, nad te ré n je b alvanem v y tlačen o 0,18 m 2 horniny. Přeh léd nem e-li zm ěny objem ové hustoty, zů stan e pod terén em stla če n o 0,24 m2. [Jd e o údaje pro stopu balvanu z ach y cen éh o O rbiterem 2.) P rotože neznám e m o cn o st vrstvy, v níž byla h orn in a s tla če n a , n e m ůžem e odtud soudit na její m ech an ick é vlastnosti, tím spíš, že n e z n á m e p řesn ě váhu balvanu. O rien tačn í v ýp očty n ás poučí, že balvan tla čí na podklad silou 7,5 X 1 0 5 d y n /cm 2 — jde o m enši balvan z k rá te ru Vítello — příp. 7,7 X 1 0 5 d y n /cm 2 pro balvan zazn am en an ý O rbiterem 2. To je síla tak zn ačn á, že musí dojít k porušení povrchové vrstvy, k terá m á podle zjištěn í Surveyorů dynam ickou pevnost 4 až 7 X 1 0 5 dynů na cm 2 při ry ch lo sti 3,6 m za vteřinu. V ýstupky balvanů m ají ry ch lo st k o lem 7 m /s, když se hrouží pod m ěsíční povrch při m axim áln í rych losti valení. O hloubce stopy však očividně rozhoduje spíš tlak než údery výstupků, p rotože stop a je tém ě ř stejn ě hluboká u k once dráhy i u p ro střed , kde se ry ch lo sti dosti liší. Další zajím avou v lastn o stí stop y je jak ési vzorkování cyk lick y se opakující, jakoby šlo o p lastick ý otisk m alířsk éh o válečku. Je zvláště výrazn é na stop ě velkého balvanu z k rá te ru Vitello, k resebné sch ém a (obr. 2) toto vzork ován í zvýrazň u je. Jsou to p ochop iteln ě otisky různých
Obr. 2. S c h e m a t i c k é n á č rty rů zn ý ch č á s t í s t o p y : a — v e l k é h o b a lv a n u v k r á te r u V itello , b — m a lé h o b a l v a nu v k r á te r u V itello , c — s tř e d n í č á s t s t o p y b a lv an u z a c h y c e n é h o O rb iterem 2.
m
, 1
|
25 m
n
výstupků balvanu. K á m en na sním ku z Orbiteu A ru 2 ukazuje různé „vzorov án í“ v různých m ís $ a c b tech stopy. Je p atrn ě způ sobeno změnou ro ta čn í osy v alícíh o se b alvanu, nejd e tu zřejm ě o důsledek změny jeh o tv aru , k terý by byl o p raco v án terén em , z opakování ,,vzorku“ stopy je m ožné u rčit obvod balvanů a jejich prům ěr. U kázalo se, že ta k to zjištěn é prů m ěry se výborně shodují s prům ěry přím o m ěřeným i. K rom ě u veden ých tří případů z ach y cu je dosud d osažitelný obrazový m ateriál v ětší m nožství svalivších se balvanů na dvou m ístech S ch roterovy brázdy. Polohu ukazují dvě fo to g rafie. Obr. na 3. str. přílohy z a ch ycu je celk ovou situ aci, obr. n a 4. str. p řílohy pak detail. Šipky sm ě řují k m ístům , kde jsou zře te ln é suťové kužely s b alvany na svém úpatí. Jsou to ú tv ary tak n ep atrn é, že i na originálním snímku je nutno se n a ně vyzbrojit lupou a v tisku tyto podrobnosti jistě zaniknou. Snímky alesp oň ukazuji jejich polohu. Lze tu sledovat asi pět dalších případů „ro llin g sto n e s“. Jan
Svatoš:
CO J S O U „ S T Í N O V É 44 S Í L Y ? Pojem „stín ové11 síly jak ožto logický důsledek tlaku zářen í zavedl v r. 1941 L. Spitzer, ale tep rve v p osledních le te ch se ten to n epříliš v ý stižný název ustálil ve světové lite ra tu ře (sh ad ow in g fo rce s] a nabývá stále v íce na význam u v n ě k te rý ch astro fy zik áln ích prob lém ech . Když v r. 1873 zbavil M axw ell svou gen iáln í elek tro m ag n etick o u teorií všeobecnou g ra v ita ci výsady jediné síly, k terá „hýbe v esm írem ", p řece jen asi netušil, že n e g ra v ita čn í síly budou v m noha astro n o m ick ý ch o tá z k ách h rá t rozhodující roli. Podle M axw ellovy teo rie sv ěteln á vlna n ese s sebou nejenom energii, ale i impuls podle vztahu en erq ieK . i m p u l s = ------—
(1 )
kde c je ry ch lo st světla ve vakuu. Z ářivá síla působící na čá stic e je potom
kde Io je in ten zita d opad ajícíh o z á ře n í a Q je tzv. extin k čn í ú činný p rů řez č á stice . Je-li však druhá čá s tice ve stínu čá s tic e první, není druhá č á s tice v y s ta v e n a tlaku zářen í od osvětlujícího zdroje. Důsledkem toho je potom vzájemné! n eg rav itačn í p řitahován í obou čá s tic . Vztah pro tuto n e g ra ;vitaičtil (stín ovou ] sílu pro dvě id en tick é č á stic e o polom ěru a v izo tropním poli zářen í s hustotou en efg ie t/ (v) u sp ek tráln í frek v en ce v se dá n epříliš složitou úvahou odvodit ze vztahu (2 ) ve tvaru
o
Zde r ozn ačuje albedo čá s tic v příslušném sp ek tráln ím oboru a Q je pom ěr rozp týlenéh o nebo absorbovaného zářen í k dopadajícím u zářen í na geo m etrick ý průřez s a 2, r je vzd álen ost m ezi oběm a čá stice m i. Je z a jím avé, že stínová síla, p rávě tak jako New tonova g ra v ita čn í síla a Coulom bova e lek tro sta tick á síla, je nepřím o úm ěrná Čtverci vzdálenosti. Je zřejm é, že tlak zářen í, a tím i „stínové11 síly m ají p rak tick y vliv to liko na čá stice Velmi m alý ch rozm ěrů Č ástice těch to rozm ěrů tvoří prachovou složku m ezihvězdné hm oty. Vznik, vývoj a dynam ika těch to čá stic se těsně d o tý k á vzniku hvězd, stability m ezihvězdných m račen , dynam iky g a la xie apod., takže lze o ček áv at, že při řešen í tě c h to problém ů m ají zn ačný význam výše zm íněné n e g rav ita čn í síly. V r. 1946 W hipple a v r. 1955 Savedoff vy šetřo v ali m ožnost vzniku hvězd k o n cen trací p rach o v é složky v m ezihvězdném oblaku vlivem tlaku zářen í a stín o vých sil. Hlavní slabinou těch to teo rií bylo albedo p ra ch o vých čá stic. Z poslední rovn ice je patrno, že albedo r ve výrazu pro stínové síly má rozhodující vliv. Blíží-li se r - l , jde stínová síla k 0. P rotože z pozorování reflexn ích mlhovin plyne, že albedo p rach o v ý ch č á s tic je pom ěrně vysok é, staly se tyto teorie v elice plauzibilní. V ro ce 1964 však M. H arw it znovu oživil tyto teorie tvrzením , že v n ěk terý ch ob lastech G alaxie, zejm éna blízko jejího jád ra v okolí hvězd typu O a B je p rach ové m račn o vystaveno n eobyčejně vysokém u rad iačn ím u toku v u ltrafialové oblasti. Podle H arw ita je velmi pravděpodobné, že v tom to sp ek tráln ím oboru je albedo nízké, a tedy člen [ 1 — rl>) I ve vztahu (3 ) je blízký 1. To by vedlo ke vzniku velk ých „stín o v ý ch 11 sil a k z v ět šení pravděpodobnosti vzniku hvězdy. Pro albedo 0,5 je stínová síla asi sto k rát v ětší než vzájem ná g ra v ita čn í síla čá s tic podle N ew tonova z á kona. Znalost albeda závisí na fyzikální podstatě č á s tic a na složité teorii rozptylu [ŘH 5/1967, str. 9 3 ) a není dosud jed n označn ě v y řešen a, tak že uvedené h ypotézy vzniku hvězd zůstávají i nadále diskutabilní. To však nic nem ění na sk utečn osti, že n eg rav itačn í síly se musí brát v úvahu pří studiu těch to problémů, a že v n ě k te rý ch příp ad ech jsou dokonce rozhodujícím i silam i, k teré, jak se dá výpočtem dokázat, p ře vyšují i o několik řádů k lasickou přitažlivou sílu.
Z právy NOVÝ
Ř E D I T E L
A S T R O N O M I C K É H O
Ú S T A V U
Č S A V
Dnem 1. února 1968 nastoupil do funkce řed itele A stronom ického ústavu ČSAV člen-k oresp on d ent ČSAV, doc. RNDr. Luboš P erek, DrSc. Dosavadní ře d itel, dr. Bohum il Š tern b erk , dožil se dne 21. ledna 1968 v plném zdraví 71 let. V Čs. akadem ii věd od ch ázejí řed ite lé ze své fu n kce při dosažení 70 roků, ale u dr. Š tern b erk a přihléd lo presidium ČSAV k tomu, že právě 71. rok jeho života bude vyvrcholením jeh o životního díla. Dr. Š te rn b e rk sku tečn ě d ůstojně reprezen toval českoslov enské astronom y při všech o fic iá ln ích ud álostech sp o jen ých s 13. valným shrom ážděním Mezi národní astro n om ick é unie. Mnohým účastníkům zůstane jistě v pam ěti, jak vzorně říd il fran couzský slav n o stn í zah ájen i kongresu, i jeho prom yšlená a vtipná u v ítací ře č . N ezapom enutelný je i jeh o projev při zah ájen í provozu dvoum etru v O ndřejově, kdy velm i vhodně citoval pam átná slova K arla IV. v zak lád ací listin ě K arlovy university. , Životního díla dr. Štern b erk a a je h o zásluh o rozvoj A stronom ického ústavu ČSAV vzpom něla Říše hvězd loni u p říležitosti jeh o sedm desátin. Za jeho moudrého řízení n eo b yčejn ě v zrostl význam ústavu, pronikavě se zlepšilo p ří stro jo v é vybavení a obor výzkumu se rozšířil i o stelá rn í astronom ii a výzkum um ělých družíc. Je pro nás důležité, že jeh o rozvážné rady budou i dále s námi, protože zůstává vedoucím časového oddělení. Nový řed itel doc. P erek p atři ke střed n í g e n eraci (nar. 1919). Je žákem a dlouholetým asistentem prof. M ohra a odborníkem v dynam ice hvězdných soustav. Do své nové fu n kce si p řináší řadu cen ných v lastn o stí. Má široký rozhled po astronom ii a po světových observato řích , významné m ezinárodní postavení jak ožto g en eráln í se k re tá ř M ezinárodní astro n om ick é unie, velké znalosti jazykové i schop nost jed n at s lidmi. Díky velm i dobrým znalostem tech nickým mohl kdysi v Brně podstatně přispět k postavení tam ního 60cm re fle k to ru a po strá n c e vědecké říd il stavbu dvoum etrového dalekohledu. N ám ěstkem řed itele pro vědecké úkoly byl jm enován DrSc. V áclav Bumba, technicko-ekonom ickým nám ěstkem zůstává ing. VI. Rajský. Prof. VI. Guth zůstává vedoucím ond řejovské observatoře. Vedení stelárn íh o oddělení p ře vzal po doc. Perkoví podepsaný. Před novým vedením ústavu s to ji zodpovědný úkol n e je n udržet, ale je ště zlepšit postavení naši astronom ie ve světě. V ěřím e, že se to podaří a přejem e novému řed iteli hodně úspěchů. M. P la v ec Z E M Ř E L
E J N A R
H E R T Z S P R U N G
Omrtím prof. E. H ertzsprunga z trá cí světová astronom ie posledního žijícíh o zak lad atele soudobé astrofyziky. Prof. H ertzprung se narodil 8. říjn a 1873 ve Fred eriksborgu v Dánsku a stal se chem ickým inženýrem . Tehdy zajisté ani on sám netu šil, že svými pracem i pronikavě zasáhne do zcela odlišného vědního oboru. A stronom ií se zabýval čistě am atérsky na soukrom é hvězdárně v Kodani sp o lečn ě s H. E. Lauem. Z tohoto období pochází význam ná společná p ráce o existen ci o břích a trp a sličích hvězd. Když pak H ertzsprung ve svých 32 le te ch publikoval studil „O záření hvězd“, všiml si ho te h d e jší přední n ě m ecký astro fyzik K. Sch w arzschild a nabídl mu v r. 1909 docenturu a s tro fyziky n ejprve v GOttingen a poté v Postupim i. Zde uv eřejn il H ertzsprung v r. 1911 první v e rz i1diagram u o vztahu m ezi jasn o stí a barvou hvězd. Mezitím nezáv isle vypracoval obdobný diagram am erický astronom H. N. R ussell a tak se em piricky zrodil základní vztah, na němž staví dnešní výzkum stavby a vý
voje hvězd, proslulý diagram , pojm enovaný po svých ob jev itelích . Po první světové v álce je H ertzsprung povolán do H olandska jako m ístořed itel znám é o bservatoře v Leidenu a zůstává zde až do doby, kdy v r. 1945 odchází na odpočinek a v raci se do rodné země. Leiden se během jeh o působení stal světovým cen trem hvězdného výzkumu a sám H ertzsprung zde u v eřejn il další význam né práce, zejm éna katalo g ja s ností a efek tiv n ích vlnových d élek 1200 hvězd a barevný diagram pro o te vřenou hvězdokupu Plejády. Věnoval se dále system atickém u hledání p ro m ěnných hvězd v M léčné dráze a v této čin nosti pokračoval je ště po p ře kročen í devadesátky. Koncem r. 1966 onem ocněl zápalem plic a na následky nem oci zem řel 21. říjn a 1967, nedlouho po svých 94. narozen in ách. Dánsko, které před čtyřm i stoletím i dalo světu brilan tn íh o pozorovatele, zak lad atele astronom ie Tychona Brahe, pochovalo v osobě prof. H ertzsprunga pionýra moderního astro fyzikáln íh o výzkumu. /. G ry g ar P R O F E S O R
H O F F M E I S T E R
ZEMftEl
Dne 2. ledna 1968 zem řel jed en z n ejv ýzn am nějších soudobých astronom ii prof. dr. Cuno H offm eister. N arodil se dne 2. února 1892 v Sonneberku v Duryňsku. Již jak o ško lák se zajím al o exaktní vědy a se zvláštním zájm em s le doval různé úkazy na obloze. Avšak vzhledem k otcovu onem ocnění m usel ve věku 16 le t opustit střed n í školu a po ročním studiu na m ěstské obchodní škole vstoupil do obchodu svého otce. Ale i tak vedle p rak tickéh o zam ěstnání po kračov ala v nezm enšené m íře jeh o astronom ick á činnost. Od roku 1909 se mladý H offm eister ve spolu práci s hvězdárnam i v Gothě a v Jeně podílel ua program u pozorování m eteorů. V ro ce 1915 se mu podařilo získat m ísto výpom ocného asisten ta na hvěz dárně v Bam berku. Protože za první světové války nebyl vojákem , mohl se po dobu čtyř le t věnovat na hvězdárně m nohostranné činnosti. Tomuto období vděčil za podstatnou část své astronom ick é eru d ice. Po v álce d okončil středn í školu a v r. 1920 udělal m aturitu. Od r. 1920 do 1924 studoval v Jeně a s tro nomii, m atem atiku a fyziku. V roce 1925 p řem ístil svou malou soukrom ou hvězdárnu ze střech y o tcov ského domu v Sonneberku na E rbisbu hl, 638 m vysoký, ideálně položený kopec severně od m ěsta; zde byly výborné pozorovací podmínky. M alá budova s kopuií a dalekohledem — základ pozdější hvězdárny N ěm ecké akadem ie věd — vznikla s podporou m ěsta Sonneberku, duryňské vlády, firm y Carl Zeiss a d alších in sti tucí. H offm eisterova pozorovatelna byla zároveň nejvýše položenou hvězdárnou N ěm ecka. K výzkumnému program u p atřila pozorování m eteorů, prováděná již po dlouhou dobu, dále pozorování prom ěnných hvězd, sv ítících nočních o b la ků, zodiakálního světla atd. V roce 1927 prom oval C. H offm eister v Jeně „summa cum laud e“ na základě p ráce o astronom ick é teorií m eteorů. Druhá světová v álka p řeru šila m nohé práce a plány. Těžkou ztrátou byla po. porážce dem ontáž 40cm astro g rafu a d alších přístrojů . Avšak díky H offm eisterovým neúnavným snahám brzy m ohlo opět začít rozšiřování a doplňování p řístrojov ého vybavení. N ěm ecká akadem ie věd, k te rá v roce 1947 převzala hvězdárnu Sonneberk, velkoryse ústav podporovala. Z m alé hvězdárničky bý valého am atéra se sta la veliká a slavná observatoř, k terá nyní množstvím kopulí a budov pokrývá celý vrchol E rbisbuhlu. Kromě svých výzkumných p rací prof. H offm eister pom áhal často radou i sk u t kem vážně p racu jícím am atérům a povzbuzoval je v je jic h snahách. Svým k o legům jednou ře k l: „M ějte porozum ění pro snahy am atéra a nepod ceňujte ho, neboť on se snaží vlastním způsobem, ve svých úzkých h ran icích , sloužit spo lečn é věci. Možná má v lecčem s proti vám dokonce je ště něco navíc: sVé nadšení. Uměli jste si je vy sam i uchovat po dlouholeté p rofesion ální p rá c i?" E rich Krug.
K* Oblast sva hu s e z a č á t k e m s t o p y v a lí c í h o s e ba lv an u v l e v é m d o ln ím rohu s n ím k u . D obré p a t r n é je „ v zorování'‘ st o p y . Z a c h y c e n a je o b l a s t o v e l i k o s t i a s i 3 0 0 X 2 0 0 m etrů. / O b r á z k y v p ř í l o z e k č l á n k u na str. 66./
P o k r a č o v á n í s to p y b a lv an u z o br. n a 1. b a lv a n , Jen ž v y tv o řil sto p u . Má p rů m ěr n íc h b a lv a n ů n e jm é n ě z a b o ř e n ý . S k lo n je 12°
str. p řílo h y s p ř e k r y tím . Š ip k a u k a z u je a si 5 m etrů . V šim n ěte si, ž e je z o s t a t sv a h u n a to m to a p ř e d c h á z e jíc ím obr. a ž 28°.
Č ást S c h r ó te r o v y b rá z d y v b líz k o s ti k r á te r u A ristarch u s. ( J e z a z n a m e n á n v ý řez d e ta ilu .)
Detail S c h r ó t e r o v y b ráz dy. Z n a č k y u k a z u jí m ísta d vo u s u ť o v ý c h k u ž elů , ria j e j ic h ž úpa tí lež í řa d a balvan ů, n ě k t e r é s e s t o p o u z ř e t e ln o u na o r i g in á l e .
Co nového v astronomii M A G N E T O S F É R A
Jup iter je mohutným zdrojem rád io vého záření netepelného původu. Z rarioastron om ick ých pozorování je m ož no získat představu o stru k tu ře n ejvyšších vrstev atm osféry a nejbližšího ,.
„
J U P I T E R A
okolí planety. S. P. Duggal, M. A. Pom erantz a S. E. Forbush nalezli vztah, který v yjad řu je rozd ělení hustoty z a m rzlých částic podél silokřiv ek v m ag netickém poii Jupitera:
I mg0r0 j ( r 0
V tom to výrazu je N elektronová nebo iontová hustota, r 0 rovníkový poloměr planety, r vzdálenost od c e n t ra planety, T teplota (předpokládá se, že je k o n stan tn í], m hm otnost iontu, Q úhlová ry ch lost, k Boltzm annova kon stanta, g0 g rav itačn í konstanta. L u rču je polohu m agnetických silo k ři vek a závisí p ochopitelně na intenzitě m agnetickéh o pole. Plan eta Jup iter velmi ry ch le rotu je KDO
J SOU
(363/hod.). Autoři ukazují, že n á sled kem rych lé ro tace má m ag netosféra Jup itera tvar disku, který je k rovině rovníku skloněn o úhel 7°. Na obr. je g rafick y znázorněno rozdělení hu sto ty č á stí v okolí Jup itera pro intenzitu m agnetického pole 30 G a teplotu 1800 °K. Jednotlivá čísla udávají lo g N ( N má rozm ěr [ c m '3 ] ]. (Podle Nature, 1967, č. 5084.) Z d e n ě k P ok orn i/
I K E Y A
Dva jap o n ští am atérští astronom ové, k te ří nezávisle na sobě, ale tém ěř sou časně, objevili jasnou kom etu roku 1965 Ikeya-Seki, o bjevili, ja k známo, v prosinci 1967 další o b je k t tohoto dru hu. Kaoru lkeya časně ráno dne 29. prosince v japonském m ěstě Hamamatsu sp atřil typický kom etární ob jekt v souhvězdí Ophiucha. O pět minut později v Kočí, vzdáleném 360 km, Tsutomu Seki lokalizoval tentýž nezná
A
S E K I ?
mý o bjekt. Oba zkontrolovali hvězdné mapy a pak p oslali zprávu Tokijské astronom ick é o bservatoři. C entrála astronom ických telegram ů v Cam brid gí (USA) oznám ila pak objev kom ety 1967n ; byla to 14. kom eta objevená během roku 1967. ( RH 2/1968, str. 37.) Tento objev je dalším úspěchem trpělivé pozorovatelská práce Ikeyi (24 le t] a Sekiho (37 le t). Oba o b je vili po pěti kom etách, k teré jsou zce-
T su tom u S e k i
K aoru l k e y a la nebo Částečně pojm enovány podle n ich . Ikeya se začal zajím at o a stro nom ii na střední škole. Po je jím ukon čen í d ostal práci v továrně na piana, kde nyní le ští k lá v e s n ic e . Zkonstruo v al v lastn í 6 a 8palcové dalekohledy; -oblohu začal prohlížet v ro ce 1962 a svou první kom etu objevil v násled u jícím roce. Seki začal svou astronom ickou am a térskou kariéru tím, ž e si vyrobil da lekohled ze staré lupy a čoček. Po je d en áct let pozoroval trpělivě různými doma vyrobeným i dalekohledy, aniž .by cokoli nalezl. Byl už na n ejlep ší K O N F E R E N C E
O
cestě pozorování zanechat a plně se soustředit na práci učitele hry na ky taru, když nalezl svou •první kom etu v souhvězdí Lva v roce 1962. Jak Ikeyovi, tak Sekím u se podařilo překonat hlavní překážku pozorování — tuhé mrazy během zimy. Seki po užívá přenosného sušiče vlasů, aby za bránil tuhnutí rukou a nosí e lek trick y vyhřívanou dom ácí obuv. Ikeyovi, k te rý po několik let pozoroval z otevře né ploché střech y , pomohli sousedé tím, že shrom áždili potřebný obnos na přebudování blízké opuštěné vodárny na pozorovací domek. V. V.
U MĚ L Ý C H
Ve dnech 22.— 28. dubna t. r. se bu de v Praze konat M ezinárodní k o n fe ren ce o vědeckých výzkumech pomocí um ělých družic Země. Pod záštitou Čs. akadem ie věd k o n feren cí pořádá Astronom ický ústav ČSAV ve spolu práci s Ostředním ústavem geodézie .a k artog rafie jak o pravidelnou vědec
DRUŽICÍCH
kou ko n feren ci kom ise pro m u ltilate ráln í spolu práci akadem ií věd so c ia listick ý ch zemí v oboru v ědeckých vý zkumů pomocí pozorování um ělých družic Země. K onference bude sp o je na se sem inářem o m etodách redukce fo to grafických snímků um ělých s a te litů, který bude pořádat A stronom ický
výsledky a d alší m ožnosti pro zlepše ní teorie a praxe.) (4 ) U rčení drah a n ebeská m ech a nika. (Teorie zlepšení drah na zák la dě pozorování družic, rušivé síly v po hybu satelitů a je jic h vlivy na změny drah, výpočet efem erid.) (5) Fotom etríe um ělých družíc. (Foto e le k trick á a fo to g ra fick á fotom etríe, u rčen í ro ta c e satelitů z pozorova ných změn jasn o sti, k o relace se slu n ečn í činností, stav vysoké zem ské atm osféry atd.)
<óstav ČSAV ve spoluprácí s COSPAR •a M ezinárodní geodetickou, aso ciací. Na program u k o n fere n ce bude: (1) Pozorovací tech n ika a p řístro je. (2 ) Využití pozorování um ělých družic pro geodézii. (T eo retick é otáz ky kosm ické trian g u lace a u rčení tva ru Země; p rak tick é otázky — syn•chronní pozorování, použití pro u rče ní souřadnic pozorovacích míst, atd.) (3) Program INTERO BS. (Stan o v en i ry ch lých změn hu stoty atm osféry z různých param etrů drah, prak tické D E F I N I T I V N Í
R E L A T I V N Í
V n ásled u jící tab u lce uvádíme definitivní relativ n í č ísla pro jed notlivé ■dny roku 1967 podle řed itele SpolkoDen
I.
II.
III.
IV.
1 2 3 4 5 ' 6 7 8 9 10
73 96 124 148 150 148 134 116 111 111
93 88 92 100 72 89 138 109 112 97
172 179 191 172 164 157 137 98 85 92
105 82 63 60 68 72 86 108 88 68
XI 12 13 14 15 16 17 18 19 20
104 97 93 85 60 56 59 72 82 92
96 79 77 58 58 60 60 70 67 74
89 69 53 50 52 58 74 75 73 86
62 51 63 48 51
21 22 23 24 .25 26 27 28 29 30
125 140 152 122 133 136 130 125 122 132
82 86 84 100 106 123 186 166
92 108 111 121 13-1 137 122 129 133 132
31 r '
110
P rů m f r
110,9
111,8
V
ROCE
1967
vé hvězdárny v Curychu prof. dr. M. W aldm eiera. Prům ěrné relativ n í číslo roku 1967 bylo rovno 93,8. xn.
VI.
VII.
V III.
IX.
X.
XI.
81 79 62 62 68 49 41 18 25 17
138 118 102 104 90 80 59 43 26 21
85 89 92 95 98 97 82 82 84 67
139 126 113 95 103 106 98 119 107 91
123 115 119 121 125 120 109 104 99 95
76 77 95 98 103 98 92 76 80 82
115 122 113 110 91 51 48 27 34 41
131 126 89 79 79 89 126 131 117 114
42 58 56 52
25 34 34 40 43 44 44 55 70 80
20 19 19 20 35 41 57 64 67 84
53 60 53 70 87 80 75 78 62 42
94 77 75 66 61 77 95 114 110 113 •
77 79 65 51 36 39 44 50 59 63
90 65 55 63 47 41 38 50 62 83
38 56 77 95 98 119 121 134 131 116
132 135 137 140 151 160 172 170 129 141
64 76
99 118
79 83
63 73 93 98 108 118 12? 157 155 165
120 123 122 122 130 125 121 119 111 121
67 62 55 51 61 53 50 71 66 74
80 85 101 93 114 125 125 156 137 132
95 92 103 108 128 109 105 112 117 123
130 105 101 91 111 142 140 105 141 124
152
129
32
V.
98
145
80
83 85 66 66 81 79 73
159 164 174 194 197 164 150
99 96 79 61 80 65' 89
147
125 93,6
ČÍ SLA
69,5
86,5
67,3
91,5
107,2
116 76,8
88,2
119 94,3
126,4
MAP Y
S L U N E Č N Í
F O T O S F É R Y
Mapy slu n ečn í fo to sféry v o to čk ách 1524 a 1525 byly zhotoveny podle denních k reseb Slu n ce K. Růžičky a L. Schm íeda. L. S. <96? *
VSI.10. -i
+ 4 0 "-
i _jr
•*
•i
+ 20"-
V'130. 1
VM.20 1 i •f t
cr- 2c r-
«1>
m ts>
-4 c r i—
OTOČKA 15%
i— i— i— i— i— i— i— i— r— i— i— i— i— i— i— i— i— i— i— i— i— i— i— i— i— i— i— i— i— i— i— i— i— r
360" ?
300“
240"
W "
120"
PC10.
60"
1X30
0"
867
+4CT+
20" -
i
*
cr-2 C r-
•
*
*
-
1
• - 4 0 '-
OTOČKA 1525 l— i— i
360"
I— i— l— i
3CCT
i— i— i— i— i— i— i— i— i— l— i— i— i— i— i—
2ÍO " G R E N O B L E
Pod tím to názvem se v letošním úno rovém denním tisku objev ila zpráva o m ezinárodním porovnání časových soustav, provedeném během televiz ních přenosů n ěk terých sportovních u dálostí X. zim ních olym pijských hor v Grenoblů. Přitom se použilo nové metody, vypracované spolu prací Ú sta vu rad iotech n iky a elek tro n iky ČSAV a A stronom ického ústavu ČSAV s Vý zkumným ústavem spojů. Princip této m etody byl již popsán jind e (K osm ické rozhledy 1/1967, IEEE Trans, on Instr. 16, 1967] a tak si jen připom enem e, že využívá tzv. o b razo vých syn ch ro n izačn ích impulzů, ne zbytných k vytvoření televizního o b ra zu, k te ré se o p aku jí v in terv alech 20 m s. Ty se přes jednoduchý ad aptor vyvedou z televizního p řijím ače a m ikrosekundovým m ěřičem časových intervalů se sou časně u obou porov návaných vzdálených hodin m ěří in tsr-
W
i— i— i— i— i— i— i— i— i— i— i— i— r
120"
60'
0"
A VEDA valy mezi vteřinovým a n ejb líže n á sle dujícím obrazovým im pulsem. Přitom ovšem musí obě sp o lu p racu jící m ísta p řijím at tentýž televizní program . Z údajů takto získaných se pak jed n o duchým způsobem stanoví u rčitá k o n stan tn í v eličina, k te rá v sobě zahrnuje jed nak vzájem ný rozdíl mezi časový mi údaji porovnávaných hodin, jed n ak rozdíl doby šířen í televizního sig n á lu od jeh o zdroje do p řijím acích míst. První z uvedených složek je hledaná neznám á veličin a, druhá se u rčí bud přímým m ěřením , nebo výpočtem ze známé délky m ikrovlnné televizní p ře nosové trasy. Eurovizní olym pijské televizní p ře nosy, na k te ré byla připojena i Intervize, vycházely z Grenoblů do Lyonu a Paříže. V Lyonu odbočovaly na trasu vedoucí přes Zenevu — Curych — S tu tt g art — Fran kfu rt — N orim berk do Prahy v celkové d élce kolem 1200 km..
A právě ta okolnost, že přicházely do Paříže, vytvořila příznivé podmínky pro porovnání česko slov enské časové sou stavy s m ezinárodní soustavou č a so vého ústřed í BIH v Paříži. Na pozvání ČSAV p řije l do Prahy p. P ierre Parc e lie r z pařížské o b serv ato ře a s ním byly dohodnuty tech n ick é i o rg an izač ní otázky c elé ak ce. V lastn í m ěřen í se u sku tečn ila 13. a 15. února vždy mezi 1 2 0 0 — 1 3 0 0 a mezi 1700 až 1800 SEC.
D E F I N I T I V N Í P R O Š L Ý C H
D efin itiv n í ozn ačen í 1965 1965 1965 1965 1965 1965 1965 1965 1965
I II III IV V VI VII V III IX
1 když v době této předběžné zprá vy n ejsou Ještě k dispozici úplné pod klady pro vyhodnocení, zejm éna není je š tě znám a doba šíře n í signálu na úseku Lyon— Paříž a Lyon— Fran kfu rt (ú sek P rah a— F ran k fu rt činí 1787,2 m ikroseku nd ), je Jasně patrné, že se m ěřen í zdařilo a d ílčí výsledky zhruba odpovídají očekávaným . Po konečném zpracování budou úplné výsledky ovšem publikovány v odborném tisku. V. P tá č e k
O Z N A Č E N I
P Ř f S L U N l M
V
K O M E T
R O C E
P ředběžn é ozn ačen í
Jm é n o k o m e ty ( P / p e r io d i c k á ]
1965b 1965c 1964g 1965i 1965a 1965j 1965e 1965f 1965h
P/Tsuchinshan 1 P/Tsuchinshan 2 P/W olf-H arrington P/Tem pel-Tuttle P/Reinmuth 1 P/Klemola P/de V ico-Sw lft Ikeya-Seki Alcock
1965
P rů ch od p říslu n ím 28. 9. 15. 30. 7. 18. 23. 21. 26.
ledna ún ora února dubna srpna srpna srpna říjn a říjn a
C irc. UAI 1989
A S T R O N O M I E
Ve spektru trp a sličí hvězdy typu G5, je ž bylo pořízeno na observatoři Haute Provence ve F ra n cii 193cm re fle k to rem , byly zjištěn y em isní čáry n eu trál ního draslíku s vlnovou délkou 7665 a 7699 A. Jin á „d raslíková eru p ce" byla pozorována u trp aslík a spektrálníh o typu K7, a fran co u zští astronom ové začali system aticky zkoum at tento po divuhodný úkaz. Nepodařilo se jim za ch y tit žádnou draslíkovou erupci, po kud pozorovali v Newtonově ohnisku m enšího 120cm reflek to ru , av šak m e zitím jim 193cm re fle k to r připravil d alší erupci, te n to k rá t u hvězdy 4 H erc u lis , spektrálníh o typu B 9e. Přitom bylo z o statn ích sním ků zřejm é, že d raslíková vzplanutí nem ohou trvat d éle než asi 100 hodin, a krom ě výsky tu zm íněných em isí d raslík u se spektra
P R O
N E K U Ř Á K Y
hvězd n ija k n elišila od sp ek ter poříze ných mimo d raslíkové erupce. To inspirovalo am erick é astronom y W inga, P oim berta a Spinrada k sy ste m atickém u h ledán í draslíkových eru p cí u 160 jasných hvězd, k čemuž po užívali prim ární sp ek tro g raf u 90cm Crossleyova re fle k to ru na Lickově o bservatoří. Je jich přehlíd ka byla n e gativní, pokud jde o hvězdy, avšak po zitivní, pokud jd e o zápalky. Zmínění autoři zhotovili totiž několik spektrogram ů h o řících zápalek pom ocí spektrograf^i coudé 3m dalekohledu Lickovy ob servatoře, a všechny sp ektrogramy vykazovaly širok é em ise, z nichž n ejin ten zív n ější p říslušely draslí'tu. Odtud lze vyvodit několik důležitých závěrů pro astronom ickou práci: (1) Není žádný rozdíl v chem ickém
(3) Nic však není ztraceno. Jedna: složení a fyzikálních vlastn o stech fra n z draslíkových erupcí se vyskytuje n a couzských a am erický ch zápalek. (2) N emá-li d ocházet k nežádoucím spektrogram u, jenž byl pořízen pozo rovatelem , který vůbec nekouří. objevům v astronom ii, je nutné, aby astronom ové pozoru jící v o h n iscích (P o d le S k y a n d T e l e s c o p e 34, 380 a coudé velkých dalekohledů byli neku v la s tn íc h z k u š e n o s tí z p r a c o v a l -g -) řáky. O K A M Ž I K Y
V Y S Í L Á N I Č AS OVÝC H V 0NORU 1968
SIGNÁLU
OMA 50 kHz, 8h ; OMA 2500 kHz, 8h ; OLB5 3170 kHz, 8^ ; P ra h a 638 kHz, 12h (ATM — nem ěřeno, NV — nevysíláno, KYV — z kyvadl. hodin) Den OMA 50 OMA 2500 OLB 5 P ra h a Den OMA 50 OMA 2500 OLB 5 P ra h a Den OMA 50 OMA 2500 OLB 5 P ra h a
1
2
3
4
5
6
7
8
9
9784 9784 9799 9784
9786 9786 9801 9786
9788 9788 9803 9788
9790 9790 9805 9790
15
16
17
18
19
9806 9806 9821 9806
9808 9808 9823 NV
9810 9810 9825 9810
9774 9774 9789 9774
9776 9776 9791 9776
9778 9778 9793 9778
9780 9780 9795 NV
9782 9782 9797 9782
10
11
12
13
14
9792 9792 9807 9792
9794 9794 9809 NV
9796 9796 9811 9796
9798 9798 9813 9798
9800 9800 9815 9800
9802 9802 9817 9802
9804 9804 9819 9804
20
21
22
23
24
25
26
27
23
29
9812 9812 9827 9812
9814 9814 9829 9814
9816 9816 9831 9816
9818 9818 9833 9818
9820 9820 9835 NM
9822 9822 9837 NV
9824 9824 9839 9824
9826 9826 9841 9826
9828 9828 9843 KYV
9830 9830 9845 9830
Okamžiky vysílání signálů byly dne 1. 2. 1968 v 00h00m00s světového Času posunuty o 0,1000s vpřed. Stejn ý m způ sobem se posunuly i všechny světové signály, v y s íla jící v soustavě koord i novaného Času TUC. Stalo se tak na pokyn M ezinárodního časového ústřédí v Paříži proto, aby se čas TUC p ři blížil k astronom icky definovaném u času TU2. Ž I V O T
NA
Na první pohled by se zdálo, že dí ky velm i nepříznivým podmínkám na Jupiteru nem ůžeme ani principiálně připustit existen ci živých organism ů na planetě. Je však otázkou, ja k p řes ně jsm e dnes schopni popsat podm ín ky p anu jící v atm osféře Jupitera. Ame ričtí chem ikové C. Ponnam perum a a F. W oeller prováděli nedávno exp eri menty, kterým i ch těli napodobit Dori-
Upozornění: V ysílání OMA 50 a OMA 2500 bude m im ořádně přerušeno od 0 8 h0 0 m SEČ dne 17. 6. 1968 do 08h00m SEČ dne 18. 6. 1968. V té době budou tato v ysílán í převedena z Liblíc do Poděbrad, odkud se budou v ysílat asi 75 dní, tj. do počátku září 1968. Pak budou převedena zpět do Liblic. V. P t á č e k J U P I T E R U ?
m ínky e x istu jící v atm osféře Jupitera. A již předběžné výsledky ukázaly, £e v hustém a silně turbulentním ovzdu ší planety mohou za u rčitý ch podmí nek vznikat pom ěrně složité o rg an ic ké sloučeniny jak o am inokyseliny ne bo jed notlivé elem enty desoxyribonukleových kyselin, tedy látky, ze k te rých zřejm ě vznikal život na Zemi. Jako zd roje energ ie bylo použito
elek trick éh o výboje. Později bylo b rá no v úvahu i ultrafialov é slu n ečn í zá ření jako další možný zdroj energie. N ehledě k tomu bylo zjištěno, že ju piter vyzařuje asi o 20 % více energie než p řijím á od Slunce. Ať již je tento úkaz jak ko liv interpretován (např. p la neta může m ít v lastní zdroje energie, může zde docházet ke skleníkovém u efektu díky silné absorpci čpavku u vlnových délek 20— 35 ^m a td .i, zna mená to, že uvnitř planety dochází k akum ulaci u rčité částí tepelné energie. Pokusy byly prováděny v pom ěrně O
Č I N N O S T I
P RAŽ
Pobočka Čs. astronom ick é sp olečn o s ti při ČSAV v Praze uspořád ala v m i nulém roce 9 člen ský ch schůzí, na k te rých před nášeli přední odborníci z A stronom ického ústavu ČSAV i j i ných ústavů Akademie. Ve spolupráci s M eteorologickou sp o lečn ostí uspo řád ala přednášku dr. V. H laváče: S e ku lární k olísán í teploty vzduchu, slu n ečn í Činnost a dlouhodobá prognóza. Se Společností pro m ineralogii a g eo logii pořádala přednášku dr. K. 2ebery: G eologické účinky dopadu K o met a velkých m eteorů na povrch. Ze mě a M ěsíce. U p říležitosti kongresu M ezinárodní astronom ick é unie v Praze uspořáda la ve spolupráci s Lidovou hvězdárnou a P lan etáriem přednášku dr. Zdeňka Kopala: Nové poznatky o M ěsíci a prof. J. A. Hynka: O neu rčených lé ta jíc íc h o b jek tech . [O čast byla 200 a 600 osob.) Dále pobočka uspořád ala dva zájezdy do A stronom ického ústavu ČSAV v Ondřejově, exkursi do časového odUkazy
na
o b loz e
v k v ě f n u 19
S lu n ce vychází 1. května ve 4 h37:i', zapadá v 19h19in. Dne 31. května vy chází ve 3h57»i, zapadá v 19h59m. Za květen se prodlouží délka dne o 1 hod. 20 min. a polední výška Slu nce nad obzorem se zvětší o 7°. M ěsíc je - 5. května v 19h v první čtvrti, 12. května ve 14h v úplňku, 19. května v 7h v poslední čtvrti a 27. květ-
šírokém intervalu teplot a tlaků; ch e m ické složeni atm osféry bylo volán o tak, aby se co n ejv íce podobalo fupiterově ovzduší [CH i + NHs + /-í-v stopy H e, N e). I když si experim en tátoři podmínky existu jící na Jupiteru poněkud zjed no dušili, přesto jsou je jic h výsledky c e n né. Přímé důkazy existen ce života na Jupiteru nejsou p ochopitelně je ště k dispozici, ale I tak se ukazuje, že v určité oblasti pod viditelným povr chem planety by mohly být příznivé podmínky pro rozvoj jistý ch forem ži vota. Z d en ěk P okorn ý KÉ
P O B O Č K Y
CAS
d ělení A stronom ického ústavu ČSAV v Praze a návštěvu výstavy „Vývoj astronom ie v Československu" v le to hrádku královny Anny na H rad ča nech. V souvislostí s oslavam i 50. výročí: založení Čs. astronom ick é společnosti připravila pobočka pásmo o vývoji č e s koslovenské astronom ie od roku 1917. Na n ěk teré práce, události a zaklád a jíc í členy vzpom ínali prof. Guth, Kadavý, K lepešta, dr. Letfus, dr. Kvíz, dr. Otavský a Sadil. Pásmo zpracovali a říd ili ing. Příhoda a ing. Rtikl. Po mocí zařízení planetária byly předve deny n ěk teré zajím avé k o n stelace a úkazy na obloze v uplynulém období a prof. Guth vzpomněl 100. výročí n a rození prof. Fr. Nušla. Pobočka má nyní 218 členů, z toho 11 čestných, 112 řád ných a 95 m im o řádných. Pobočka dobře spolu pracuje s Lidovou hvězdárnou a Planetáriem v Praze, se kterým i pořádá n ěk teré přednášky, kursy a sem ináře. ký. i8 na v 8 h v novu. V přízem í je M ěsíc 12. května, v odzemí 26. května. Konju nkce^ M ěsíce s planetam i n astáv ají: 6. V. s Jupiterem , 8. V. s Uranem, 12. V., s Neptunem, 23. V. se Saturnem a 29. V. s M erkurem. Dne 13. ,května nasta^ ne apuls Antara. M erku r je v květnu na v ečern í oblo ze ve velinl příznivé poloze k p o z o rj-
v án í, zvláště kolem n ejv ětší východní e lo n g a ce , k terá nastává 24. května. Během druhé poloviny m ěsíce zapadá M erkur až tém ěř ve 22h. Jasn o st pla nety se však během května zm enšuje z — l ,6 m na + l ,3 m. K onjunkce Merkura s Marsem n astan e 6. května, ko n ju nkce M erkura s Aldebaranem 12. května. V en u še je nepozorovatelná, protože vychází a zapadá tém ěř sou časně se Sluncem . M ars je v květnu nepozorovatelný, neboť po celý m ěsíc zapadá již kolem 20^30“ . Je v souhvězdí Býka. Ju p ite r je v souhvězdí Lva. P očátkem m ěsíce zapadá ve 2h27m, koncem kv ět na v 0h33m. P lan eta má hvězdnou ve lik o st — l ,8 m až — l ,6 m. S atu rn je v souhvězdí Ryb na ranní obloze k rá tce před východem Slunce. Počátkem května vychází ve 4fl05m, koncem m ěsíce ve 2 h l3 m. Saturn má hvězdnou velikost +0,9
OBSAH J.
G rygar:
D eset
a stro n o m ick ý ch
u d á lo stí 1967 — P. P říh o d a: N eoby č e jn é m ěsíčn í útvary — J. Sv a to š: Co jso u „ s tín o v é " s íly ? — Zprávy — Co nového v a stro n o m ii — Úkazy na o b loze v květnu C O N T E N T S J. G rygar:
A stro n o m ical Top Ten
1967 — P. P říh o d a : Lunar R o líin g S to n e s — Sh ad o w ln g
J. Sv atoŠ: W hat a re F ů r c e s ? — N otes —
N ew s in A stron om y — P hen om en a in May C O f l E P I A H H E H.
T p u r a p : .HocTHJKeHHH a c T p o H O M H H
b 1967 r. — n . npH iH rofla: HeofibiK-
HOBeHHbie jiynHbie 06pa30BauHH — 5í. C B a T o m : Jlbl? — b
^íto T a K o e TeHeBbie
Coo6meHHH
ac -tpOHOMHH
—
—
Mto
HBJíeHHH
ch-
HO B O F O Ha
He6 e
b Mae
• P rodám kom pi. 60mm d ale k o h le d . — E. Goftová, P ra h a -K y je . Š k o l sk á 40. • Kúpim a c h ro m a t o b je k tiv o 0 od 180 do 220 mm. K tom u 10 ks o k u lá ro v , n a jr a d š e j o rto sk o p ic k é . Rovněž je d n o z rk a d lo C a sse g ra in o 0 od 180 do 220 mm. — Jo zef K a trin e c , H avířov II, G o ttw ald o va 31.
Ř íší hvězd říd í r e d a k č n í ra d a : J. M. M ohr (v ed o u cí r e d .), Jiř í B ou ška (v ýkon . re d .), J. G rygar, F . K adavý, M. K o p eck ý, L. L a n d o v á -Šty ch o v á, B. M a le č e k , O. O bů rka, Z. P lav co v á , S. P lic k a , J. S to h l; ta j. red . E. V o k a lo v á , te ch n . red . V. Su ch á n k o v á . Vydává m in. k u ltu ry a In fo rm a c í v n a k l. O rbis, n. p., P ra h a 2, V in o h ra d sk á 46. T isk n e K n ih tisk , n. p., závod 2, P ra h a 2, S le z sk á 13. V y ch ází 1 2 k rá t ro č n ě , c e n a je d n o tliv é h o vý tisku 2 K čs. R o z Siřu je P ošto vn í n ovin ová slu ž b a . In fo rm a c e o p ře d p latn ém podá a o b je d n áv k y p řijím á k a ž d á 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 řiz u je PNS — ú stře d n í ex p ed ice tisk u , odd. vývoz tisk u , Jin d ř iš s k á 14, P ra h a 1. P řísp ě v k y z a s íle jte na re d a k c i Ř íše hvězd , P ra h 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, ^ a od bornou sp rá v n o st odpovídá a u to r. — Toto č ís lo bylo dáno do tisk u dne 4. b řez n a , vy šlo 5. dubna 1968. A-05’ 81254
S n ím e k O rbiterů 5 u k a z u je d v a b a lv a n y s e sto p o u na sv ah u c e n t r á ln íh o k o p c e k r á te r u V itello. (K č lá n k u na str. 66./ — Na č tv r té s tr a n ě o b á lk y je č á s t so u h v ě z d í O riona.
