R O Č N ÍK 50 -
6/1969
HVĚZD
Z
O B S A H U :
Kčs 2,50
O b ěžn á a s t r o n o m ic k á o b s e r v a to ř p o k ra č u je — R o z liš o v a c í s ch o p n o st v radioa s t r o n o m i i — O d b o r n á ú k o l y h v ě z d á r e n — 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 lo z e
T rem sd o rj. M ěřicí a p a r a tu r a p ro r á d io v ý vý zku m S lu n ce. N a prvn í s tr a n ě o b á lk y je p a r a b o lic k á a n té n a o prů m ěru 10,5 m. (K č lá n k u na str. 109.)
R o č n í k 5 0 ( 1969) , č . 6
Říše hvězd
Marcel
Gr f i n
a
Pavel
Koubský:
OAO P O K R A Č U J E Po desetiletém období návrhů a zkoušek odstartovala konečně dne 7. prosince m. r. pomocí rakety Atlas Centaur oběžná astronomická observatoř OAO 2. Její předchůdchyní byla OAO 1, vypuštěná 8 . dubna 1966, která však pro závadu na telemetrickém systému nepřinesla žád né údaje. Dvouleté zlepšování stálo NASA 75 miliónů dolarů. Podobně Jako většina experimentů soudobé kosmické astronomie je program družice OAO 2 zaměřen na výzkum vesmíru v ultrafialovém oboru. Na palubě družice jsou aparatury pro dva experimenty. Prvni experiment navrhla skupina z Washburnské hvězdárny Wisconsinské university pod vedením A. D. Codeho. Hlavním úkolem je měj ření záření hvězd a mlhovin v oblasti 800—4200 A. Aparaturu o hmotě 200 kg tvoří jeden Čtyřiceticentimetrový reflektor (světelnost //2 ), čtyři dvaceticentimetrové reflektory (//4) a dva spektrofotometry s mřížkou 15X 20 cm2. Velký dalekohled (/ = 80 cm ), který je vybaj ven fotoelektrickým fotometrem, bude měřit ultrafialové záření mlhovin o vlnových délkách 2000, 2500, 2800 a 3300 A. Před fotonásobič je možno umístit clonu 30' nebo 10'. Pro fotoelektrická měření se používá čtyř filtrů, které propouštějí pásma 300 A široká. Volba clony i filtru se provádí na pokyn ze Země. Dvaceticentimetrové reflektory (/ = 80 cm) slouží ke zjišťování jasnosti hvězd. Všechny čtyři jsou vybaveny stejným fotometrem jako velký přístroj. Před fotonásobiči jsou umis-' těny clony o průměru 2' nebo 10 ' a dále kotouč se třemi filtry s šířkou pásma vždy 200 A. Tyto malé reflektory pracují v devíti oblastech v celkovém rozsahu 1100—4200 A a registrují hvězdy do 8 až 9 magnitudy. Protože je možnost, že některý z dalekohledů neni správně na staven, lze clonou posunout o 10 ' v obou osách. Oba spektrofotometry jsou konstrukčně zcela identické. Jeden praj cuje v oblasti 1000—2000 A, druhý v oblasti 2000—4000 A. Mřížky jsou ryty v epoxydu, který je nanesen na pyrexovou destičku. Kolimátor tvoří parabolické zrcadlo; má ohniskovou délku 80 cm. První spektro fotometr používá vstupní štěrbiny o šířce 10 A a výstupní 100 A, druhý 20 A a 200 A. Při práci spektrofotometru natáčí motor mřížku do stovky různých poloh. Povelem ze Země lze měnit interval mezi jednotlivými změnami polohy, omezit počet poloh a opakovat měření. Některé části této aparatury byly před umístěním na družici vyzkoušeny na raketo vém letadle X-15. B ěhem šesti měsíců by měla mít Wisconsinská uni versita pozorování více než 1000 hvězd a slabých objektů. Druhý experiment, nazvaný CELESCOPE, připravila skupina Smithsonianovy astrofyzikální observatoře pod vedením F. L. Whippla. Apaj 105
44000 hvězd
18000 hvězd
400 0 0 hvězd
16000 hvězd
22000
10
h v izd
10
raturu o hmotě 30 kg tvo= ří čtyři dvaatřiceticenti| metrové dalekohledy, % které soustřeďují světlo a hvězd na čtyři televizní ř kamery, pracující o| v ultrafialovém oboru. s Každý teleskop zachycu je záření v jednom ze čtyř rozsahů, jejichž středy jsou 2650, 2375, 1750 a 1600 A. Zorné po 0,1 le je asi 2,8° X 2,8°. Te levizní kamery jsou typu Uvicon. Každý daleko |* 0 0 0 - 6 0 0 0 1 1550-3200| 1 5 5 0 -2 15C| 1 0 5 0 hled je zároveň vybaven 2150 t T) “2 kalibračním zařízením, U* aby bylo možno zjišťovat světelné ztráty v optice, způsobené podmínkami v kosmickém prosto ru, z toho důvodu, aby bylo možno o tyto ztráty opravit měření. Televizní kamery nepracují kontinuálně, nýbrž vždy po jednom obráz ku. Každý obrázek má 256 řádků, každý řádek 256 bodů. Na Zemi se pomocí kalibračního zařízení údaje v kamer redukují na měření toku v oboru UV. CELESCOPE může přehlédnout 1,5 % oblohy za týden, tak že pokud by pracovala nepřetržitě jen tato aparatura, bylo by možné zmapovat celou oblohu asi za rok. Životnost družice bude však nižší a navíc na CELESCOPE připadá jenom polovina celkového pracovního času družice. Proto se pozorovací program zúžil na 50 vybraných polí (asi 25 % oblohy), které budou pozorovány. Uvádíme je v tabulce. OAO 2 předává výsledky měření okamžitě (v tzv. reálném časej, ale může pracovat i se záznamem (50 000 bitů/sj. Na družici lze ze Země vyslat povely, které určují způsob výstupu dat z družice, umožňují opravit nebo nahradit některé součásti aparatury, zaostřují a justují televizní kamery a zapínají a vypínají kalibrační světelný zdroj. Dal ším povelem je možno přepojit buď na CELESCOPE, nebo na wisconsinský experiment. Veškerá činnost družice je řízena a kontrolována poj čítačem, což platí i pro povely, vysílané ze Země. Paměť OAO má ka pacitu 256 povelů, více než polovina je však zaplněna povely pro nor mální provoz družice; zbytek slouží pro uložení povelů nutných k po zorování. Jako příklad uveďme postup pozorování CELESCOPE. Pozemní sta nice naváže kontakt s OAO. Vyšle se povel, nařizující nastavení dru-
za
tý d e n
0 s
hvězd
P o č e t h v ěz d rů z n ý ch s p e k t r á ln íc h typů p o d le p lán u p ozorov án í CELESCOPE. R o z s a h V je p o r o v n á v a c í s lim itn í h v ěz d n o u v e lik o s t í 8 m, Ui a ž Ut js o u m ě ř íc í r o z s a h y č ty ř t e le s k o p ů .
106
VYBRANÉ OBLASTI PRO POZOROVÁNI CELESCOPE (podle R. J. Davlse, SAO Speciál Report No. 282, July 18, 1968)
^ ob last ^ č íslo
1 2 3 4 5 6 7 8
G a la k t ic k é s o u ř a d n ic e
R o v n ík o v é s o u ř a d n ic e
lU
b11
«
8
25.11° 70.00 115.00 160.96 205.03 250.63 295.00 340.00
1 .0 1 ° 0.00 — 0.01 0.38 — 0.30 0.59 0.01 — 0.01
277.70° 301.37 355.27 72.12 98.30 122.37 175.27 250.85
— 6.53° 32.30 61.35 44.67 6.93 — 32.50 — 61.53 —45.17
9 10 11 12 13 14 15 16
5.69 47.51 90.42 137.50 183.84 227.50 273.45 317.03
23.77 22.51 23.02 22.50 23.23 22.49 22.02 22.15
248.12 267.62 283.37 85.00 112.42 128.75 159.25 208.95
— 10.80 22.43 60.28 75.98 35.38 — 1.68 — 32.92 — 38.63
17 18 19 20 21 22 23 24
2.83 47.38 91.94 139.00 182.21 227.32 272.02 318.74
— 21.24 — 21.68 — 21.87 —21.97 — 22.27 — 22.76 — 23.53 — 23.79
289.75 308.00 337.75 31.25 67.35 87.30 103.12 271.50
— 35.63 2.00 32.30 38.27 14.25 — 22.37 — 61.83 — 75.37
25 28 27 28 29 30 31 32
23.86 70.17 144.39 160.54 206.52 249.44 295.00 340.90
46.51 44.61 46.21 45.67 45.46 44.60 45.66 45.94
236.62 245.37 209.87 144.00 142.80 157.25 186.42 217.87
13.70 44.83 70.00 55.20 23.47 —3.00 — 16.58 — 9.00
33 34 35 36 37 38 39 40
24.99 71.35 115.21 157.93 204.99 250.17 292.36 338.77
— 45.00 — 45.01 — 45.86 — 45.67 — 45.01 — 43.76 — 46.24 — 45.84
322.00 338.50 6.60 36.25 58.37 66.57 33.50 325.02
— 24.38 3.67 16.40 10.33 — 13.77 —44.88 — 69.37 — 56.30
107
V y b ran á o b la s t č ís lo
G a la k t ic k é s o u ř a d n ic e /II jíl
R o v n ík o v é s o u ř a d n ic e a S
41 42 43 44
19.65 112.92 206.84 295.24
66.98 67.26 68.48 66.66
216.15 198.25 167.95 189.17
20.08 49.67 27.58 4.25
45 46 47 48
25.08 115.62 204.98 294.00
— 66.47 — 67.52 — 67.51 — 65.45
345.62 9.42 36.40 18.25
— 23.08 — 5.08 — 22.20 — 51.53
49 50
214.85 259.46
90.00 — 87.78
192,25 14.00
27.40 — 29,00
žice do žádaného směru a provede se kalibrace dvou televizních kamer. Jestliže se plánuje pozorování více objektů, naprogramují se údaje i pro jejich vyhledání. První tři minuty se prověřuje stav družice a přístrojů. Jestliže se vyskytne závada, pozorování se ruší. V případě, že je vše v pořádku, provede se kalibrace dalších dvou kamer. Určí se expozice a kamery začnou pracovat. Všechny čtyři kamery mohou pracovat sou časně, ale předávat se mohou záznamy pouze jedné z nich; ostatní se zaznamenávají. Jestliže se pozoruje více objektů, může být aparatura nastavena tak, že výsledky se předávají na Zemi až po skončení po sledního pozorování série. Doba jedné relace se pohybuje mezi 7 až 12 mi nutami. Pro práci s OAO 2 jsou určeny pozemní sledovací stanice v Se verní Karolíně, Ecuadoru, Chile, Austrálii a na Madagaskaru. Informace se soustřeďují předběžně v Goddardově středisku pro kosmické lety, kde se jim i zabývají dvě stovky specialistů. Družice OAO 2 je „skříň 11 dlouhá 550 cm (s otevřenou sluneční clo nou), délka vlastní konstrukce je 305 cm. Skládá se ze 238 000 sou částek a jen je jí kabeláž měří 48 km! Váží asi 1750 kg (nejtěžší vědec ká družice NASA); na vědecké přístroje připadá asi Vi váhy, tj. 430 kg. Zdroje energie — sluneční panely a Ni-Cd články — váží 315 kg (V 5 váhy). Výsledky měření předávají dva vysílače na frekvenci 136,20 MHz (výkon 1,6 W) a dva vysílače na frekvenci 400,55 MHz (výkon 7 W). Pro určování polohy družice slouží dva radiomajáky (136,44 MHz; 0,1 W). Systém orientace družice váží 342 kg; referenčními body jsou Slunce a hvězdy do 2 magnitudy. Čidlem systému je šest senzorů se zorným polem 2°, které se mohou otáčet o 45°, a jeden úzkoúhlý pevný senzor. Poloha vůči Slunci se určuje osmi širokoúhlými a osmi úzkoúhlými senzory. Pro orientaci a stabilizaci se používá plynových trysek. Počáteční stabilizace je ±15' po dobu 18 minut, konečná stabilizace * 1' po dobu 48 minut. Družice se umístila na počáteční dráhu 770—781 km nad zemským povrchem (plánována byla kruhová dráha 772 km) se sklonem 34,997° (místo 35°). Dne 17. prosince 1968 byl zahájen vědecký program dru 108
žice zaměřením wisconsinských dalekohledů na hvězdu p Carinae. Wisconsinský experiment počítá s pozorováním asi 15 hvězd za den. Před zahájením vlastního pozorovacího programu byl CELESCOPE vyzkou šen na několika jasných hvězdách, které leží v blízkosti pólu jeho drá hy. Pak se přikročilo ke sledování vybraných polí. Aby nebyla poško zena aparatura, nepozoruje CELESCOPE z počátku jasné objekty, např. Zemi, Měsíc, Venuši, Jupitera, Marse, Saturna a některé nejjasnější hvězdy. Teprve po skončení všech plánovaných experimentů — pokud bude ještě aparatura pracovat — bude možno studovat i tyto objekty. Josel
Ol mr :
ROZLIŠOVACÍ SCHOPNOST V RÁDIO ASTR ONOMI I Rozlišovací schopnost je možno definovat jako nejmenší úhel, pod nímž vidíme dva zdroje, jež můžeme ještě odlišovat. Je to definice obecná a může být aplikována na všechny přístroje pracující s elektro magnetickými vlnami, tedy také na radioteleskopy. Rozlišovací schopnost radioteleskopu závisí na dvou parametrech: (1) na rozměru antény (čím je anténa větší, tím lepší je rozlišovací schopnost přístroje) a (2) na vlnové délce záření (čím je tato vlnová délka větší, tím horší je rozlišovací schopnost). Matematicky je možno vyjádřit vztah mezi rozlišovací schopností, rozměrem antény D a vlno vou délkou A, jednoduše rovnicí
v níž 6 je rozlišovací schopnost, vyjádřená v radiánech. Jestliže 9 je v obloukových minutách, máme 0 = 3500 ~
Z rovnice vidíme např., že stačí dalekohled s průměrem 1 cm, aby= chom dosáhli rozlišovací schopnosti 10 obloukových vteřin při vlnové délce 0,5 p (žluté světlo). Naproti tomu radioteleskop pracující s vlno-vou délkou 1 m, aby dosáhl stejné rozlišovací schopnosti 10 oblouko vých vteřin, by musel mít anténu větší než 20 km. Konstrukci takové antény nedovoluje ani vyspělá technika dneška. Rozlišovací schopnost je tak — ve srovnání s klasickou astronomií — určitým handicapem pro radioastronomii. Aby se radioastronom vyrovnal s tímto handi capem, staví přístroje o rozměrech někdy velmi úctyhodných. Hledání přijatelné rozlišovací schopnosti vedlo radioastronomy k se strojování různých typů antén. Jednoduchý radioteleskop se skládá z reflektoru, ponejvíce parabolického, který soustřeďuje záření v ohnis ku, v němž se umisťuje vlastní anténa spojená s přijímačem. Tohoto typu radioteleskopu se nejvíce používá pro příjem centimetrových a decimetrových vln, neboť, jak jsme se již zmínili, délka vlny, s níž pracuje přístroj, určuje rozlišovací schopnost. 109
Abychom např. obdrželi rozlišovací schopnost 10 obloukových minut na vlnové d é lc e 1 cm, s ta čí rádiový teleskop s anténou o průměru 3 m, na 10 cm by musel mít anténu o průměru 30 m a na 1 m o průměru 300 m. Z počátku se stavěly jen malé přístroje a tudíž rozlišovací schopnost byla malá. Prvním skutečným obrem v radioastronomii byl radiotele skop v Jodrell Banku, jehož konstrukce byla skončena v roce 1957. V tabulce jsou uvedeny radioteleskopy velkých rozměrů.
O b serv a to ř
Jo d rell Bank (A nglie) Parkes (A ustrálie) Green Bank (U.S.A.) Arecibo (Porto R ico) Danville (U.S.A.) Columbus (U.S.A.) Pulkovo (S .S .S .R .) Nangay (F ra n c ie ) Sydney (A ustrálie) Bologna (Itá lie )
R o zm ěry (v m )
V lnová d é lk a (v c m ]
U veden í v č in n o s t
76
21
1957
65
6
1962
90
21
1962
300
30
1963
1 8 3X 122
50
1963
80X 21
21
1962
140X 3
3
1957
200X 35
6
1965
2 X 1600
75
1965
M illsův kříž
2X 1000
92
1965
Millsův kříž
T yp a n tén y
Pohyblivé parabolické zrcadlo Pohyblivé parabo lick é zrcadlo Nepohyblivé parabolické zrcadlo (m eridiánové) Pevná anténa, ohnisko pohyblivé Pevný parabolický v álec Rovinný re fle k to r a pevný parabolický re fl. Kulový poledníkový re fle k to r Rovinný poledníkový re fle k to r a kulový pevný re fle k to r
Vzhledem k tomu, že konstrukce radioteleskopů s velkými anténa-^ mi je technicky obtížná a velmi nákladná, uchylují se radioastronomové spíše ke konstrukcím různých nápaditých typů a k interferometrům. Interferometry vedou k velmi dobré rozlišovací schopnosti s přístroji relativně jednoduchými. Spočívají v tom, že se smísí vlny přijaté dvěma nebo více anténami ve velké vzdálenosti, avšak zaměřené v témž smě ru. Rozlišovací schopnost interferometru je taková, jakou by měla anté na s průměrem rovným vzdálenosti krajních prvků interferometru. Když se zdroj pohybuje před anténami v důsledku denního pohybu, obdržíme interferenční proužky, sled maxim a minim, jejichž počet je tím menší, čím jsou antény blíže. Z počátku se užívalo jako interferometru jen dvou antén. První jed noduchý interferometr byl zkonstruován v Cambridgi v r. 1947 Rylem a Vonbergem. Mnohoprvkový interferometr byl navržen Australanem Christiansenem roku 1953. Sestává z řady stejně vzdálených antén, seřazených ve směru východ-západ a navzájem spojených. 110 I
Tento interferometr se používá zvláště k pozorování Slunce; pra cuje na vlnové délce 20 cm a rozlišovací schopnost dosahuje 3 oblou kových minut. Velký interferometr v Nangay o 32 anténách pracuje na vlnové délce 1,77 m a jeho rozlišovací schopnost je 3,5 obloukové mi nuty. S rozvojem radioastronomie přibývá zrcadel obrovských rozměrů, interferometrů o velkém počtu prvků a rozlišovací schopnost se znač ně zlepšuje. Bohumil
Mal eček:
ODBORNÉ ÚKOLY HVĚZDÁREN V listopadu 1968 potvrdilo a nově přidělilo ministerstvo kultury ně kterým hvězdárnám celostátní úkoly. Dochází k tomu, že jednotlivé hvězdárny se budou především specializovat na určité úseky práce. Obor astronomie a nejbližších příbuzných věd je v současné době velmi rozsáhlý. Není tedy možné, aby se každá hvězdárna zabývala všemi obory, neboť by nutně úroveň takového zařízení klesla. Minister stvo kultury při pověření celostátními úkoly vycházelo ze stávajícího přístrojového a kádrového vybavení hvězdáren. Plnění celostátních úko lů má reciproční charakter, což znamená, že hvězdárny se budou vhod nou formou vzájemně informovat o výsledcích svých prací v jednot livých oborech. Jejich výsledků i zkušeností budou moci pochopitelně využívat i všechny ostatní hvězdárny, astronomické kroužky i ama téři. Celostátní úkoly se rozdělují do dvou skupin: I. — Výchova a popularizace astronomie, astronautiky a věd příbuz ných (za organizaci zodpovídá člen poradního sboru pro hvězdárny při ministerstvu kultury prom. ped. O. Hlad): a ) celostátní odborný úkol v oboru spolupráce hvězdáren se školami při výuce astronomie a věd příbuzných (hvězdárna v Praze, řídí prom. ped. O. Hlad), b ] celostátní odborný úkol v oboru spolupráce planetárií se školami při výuce astronomie a věd příbuzných (planetárium v Praze, řídí prom. ped. V. Marvanová), c j celostátní odborný úkol v oboru mimoškolního vzdělávání dospě lých z oboru astronomie a věd příbuzných (planetárium v Praze, řídí V. Rajnoch), d ] celostátní odborný úkol v oboru zájmové činnosti mládeže v astro nomii a vědách příbuzných (hvězdárna v Rokycanech, řídí J. Franta), e ] celostátní odborný úkol v oboru výchovy středních odborných kádrů pro hvězdárny, planetária, astronomické kroužky a jejich spolu pracovníky (hvězdárna ve Valašském Meziříčí, řídí ing. B. Maleček) a f ] celostátní odborný úkol v oboru vzdělávání vysokoškolsky kvali fikovaných pracovníků hvězdáren a planetárií (hvězdárna a planetá rium v Brně, řídí prof. dr. O. Obůrka). II. — Odborná astronomická a příbuzná činnost (za organizaci zod*
111
povídá člen poradního sboru pro hvězdárny při ministerstvu kultury ing. B. M aleček): a ) celostátní odborně výzkumný úkol v oboru meteorů (hvězdárna a planetárium v Brně, řídí prom. fyz. V. Znojil], b ) celostátní odborně výzkumný úkol v oboru proměnných hvězd (hvězdárna a planetárium v Brně, řídí prof. dr. O. Obůrka), c ) celostátní odborně výzkumný úkol v oboru zákrytů hvězd Měsí cem, zatmění a časové služby (hvězdárna ve Valašském Meziříčí, řídí ing. B. Maleček), d ) celostátní odborně výzkumný úkol v oboru vizuálního a fotogra* fického sledování Slunce (hvězdárna ve Valašském Meziříčí, řídí M. Neubauer), e ) celostátní odborně výzkumný úkol v oboru sledování umělých dru žíc a kosmických sond (hvězdárna v Praze, řídí Á. Vrátník), f ) celostátní odborně výzkumný úkol v oboru komet (hvězdárna a planetárium v Českých Budějovicích, řídí CSc. A. Mrkos), g j celostátní odborně výzkumný ú kol v oboru Měsíce a planet (p la netárium v Praze, řídí ing. A. Růkl), h ] celostátní odborně výzkumný úkol v oboru vlivu Slunce na Zemi (hvězdárna v Hurbanově, řídí ing. S. Knoška), i] celostátní odborně výzkumný úkol v oboru planetek (hvězdárna v Praze, řídí prom. fyz. H. Dědičová), f j celostátní odborně výzkumný úkol ve vybraných rádiových obo rech (hvězdárna v Opici, řídí V. Mlejnek) a k j celostátní odborně výzkumný úkol v oboru meteorologie a klima tologie (hvězdárna v Olomouci, řídí dr. J. Luner). Záleží nyní na iniciativě vedoucích úkolů, jak dokáží získat zájem 0 jednotlivé obory mezi pracovníky a spolupracovníky hvězdáren, mezi členy astronomických kroužků i mezi astronomy amatéry. Nemělo by být žádného zájem ce o astronomii, který by se zapojil do spolupráce s některou hvězdárnou, pověřenou celostátním úkolem. Spolupracovat může prostřednictvím své hvězdárny, astronomického kroužku nebo 1 přímo.
C o nového v astronomii S T A T I S T I C K Á P O Z O R O V A N Í
Z P R A C O V Á N I S L U N C E
K u rčení k oeficien tů přepočtu re la tivních čísel slu n ečn í činnosti na curyšskou řadu zpracoval jsem s ta tis tic ky 1185 vizuálních pozorování Slunce, vykonaných v ro ce 1968 pozorovacím i stanicem i, spolu p racu jícím i s lidovou hvězdárnou ve V alašském M eziříčí na je jím odborném celo státn ím úkolu v oboru Slunce. Jsou to pozorování n á sle d u jících stan ic: B anská B ystrica, Český Těšín, Hur-
112
V
VIZUÁLNÍCH R O C E
1968
banovo, Kunžak, N itra, Skaln até P le so, Spišská Nová Ves a O p ic e . Při předběžném zpracování byla u rčena prům ěrná relativ n í čísla pro 339 dnů, tj. pro 93 % dnů v roce, tak že na jed en pozorovací den připadlo prům ěrně 3,5 pozorování. K zajiště n í vzájem né srovn atelnosti pozorovacích řad jed notlivých stan ic byla pozoro vání redukována průměrným i k o efi cienty přepočtu z roku 1967. Způsob
In t e r fe r o m e t r , tv o řen ý 32 p a r a b o lic k ý m i a n té n a m i (N a n q a y /.
D etail r á d io v é a n tén y v B ou ld eru , C o lo ra d o . Na d ru h é str. p ř ílo h y n a h o ř e je p a r a b o li c k é z r c a d lo o prů m ěru 180 cm v A lgon qu in u ( K a n a d a j, d o le j e in te r fe r o m e t r v C a m b rid q e. / S n ím k y v p ř ílo z e k č lá n k u na na str. 109.)
A n tén a o prů m ěru 7,9 m (p r o v ln o v ou d é lk u 133 c m ) slu n e č n í o b s e r v a to ř e v O slo,
Rp 1530 3 0 0 - — --------
/.
1540
1535
I
SI
IV
V.
VI
zpracování nem ohl sice vyloučit vliv rozdílných pozorovacích podmínek v průběhu roku, av šak již předběžné výsledky podávají zajím avý přehled o slu n ečn í čin nosti v ro ce 1968. Při kon ečné red ukci pozorování na curyšskou řadu d efinitivn ích re lativ ních čísel slu n ečn í čin nosti v roce 1968 byl určen prům ěrný k o eficien t přepočtu ve výši 1,10. Prům ěrná od ch ylka mezi m ěsíčním i relativním i čísly podle diagram u po red ukcí a curyšským i čin í ± 7,7, tj. ± 7,2 % ro č ního relativníh o čísla. Pro názornost zpracoval jsem p ře hled vývoje slu n ečn í čin nosti v m inu lém roce ve výše uvedeném diagram u. Předběžná prům ěrná denní relativ ní čísla (Rp) jsou v něm zak reslen a jak o body, spojené přím kam i. Pokud chybí v n ěkterém dni pozorování, je sp o jo vací přím ka sousedních bodů zakres lena přerušovaně. Předběžná prům ěr NOVÉ
VI.
VI
IX.
X
OTOČKA
X!
XI 1968
ná m ěsíční relativ n í čísla jsou vyzna čena s iln ě jším i vodorovnými ú sečk a mi a předběžné roční relativ n í číslo vodorovnou přerušovanou přím kou. V dolní č á stí diagram u je stupnice, je jíž dílky o zn aču jí vždy 10., 20. a po sled ní d en každého m ěsíce. Horní stupnice udává jed notlivé Carringtonovy otočky. Z diagram u je zřejm é značné k rá t kodobé kolísán í slu n ečn í činnosti v ro ce 1968, které je jedním z ch a rak teristick ý ch rysů maxim a 20. cyk lu, v němž je celk ov á aktivita Slun ce mnohem nižší oproti p řed ch ázejí cím jed en áctiletý m cyklům. To vše můžeme dobře sled ovat í na m apách slu n ečn í fo to sféry pro jed notlivé o tá č ky, zveřejňovaných v Říši hvězd, ze jm éna pokud máme m ožnost porov nání mapy z nynějšího období s m a pami z období m ohutného m axim a 19. cyklu v roce 1957. L a d is la v S c h m le d
S U P E R N O V Y
Dr. L. Rosino, řed itel A strofy zik ál ní o bserv atoře v Asiagu, oznám il objev supernovy 5" východně a 3" severně od jád ra velm i slabé galaxie NGC 3811. Dne 9. února m ěla hvězda fo to g ra fic kou ja sn o st 12m. Podle dr. L. Detreho, řed itele Konkolyho hvězdárny v Buda peští, byla supernova nezávisle objavena 11. února Jankovitsem . V zdále no st od jád ra g alaxie b yla udána 2" východně a 2" severně, fo to g rafick á
ja sn o st 1 4 ,5 m. Galaxie NGC 3811 má souřadnice (1950,0): ar = 11^44,0m a á = + 33°23’ P. Wild z astronom ického ústavu v Bernu objevil supernovu ve sp irá lo vé galaxii (typ Sb) NGC 3556. Super nova byla 80" západně a 16'' jižn ě od hvězdy, k terá se prom ítá do středu g a laxie. Dne 6. února m ěla supernova fotovizuáiní ja sn o st 16m. Také tato su pernova byla nezávisle objevena v Bu-
113
dapešti. Podle sd ělen í dr. D etreho Ji nalezl B alázs 10. února. Poloha byla udána 84" západně a 12" již n ě od já d ra, na západním o k r a ji jedné konden za ce; fo to g ra fick á ja sn o st byla 13,5m. Galaxie NGC 3556 [M 108) má sou řad nice (1950,0): a - 11^08,7m a S = + 55°57', je jí fo to g rafick á ja sn o st je 11,0m, vi zuální 10,7m. Další supernovu objevil E. Chavira z Národní hvězdárny v Mexiku 23. března ve spirálové g alax ii (typ S a )
NGC 4526. Supernova m ěla fo to g ra fic kou ja sn o st 16m. sou řad nice galaxie NGC 4526 jsou (1 9 5 0 ,0 ): a = 12h31,6m a S = + 7°58' F o to g rafick á ja s n o st galaxie je 10,7“ , vizuální 10,9m. Na Konkolyho hvězdárně v Budapeš ti o bjevil M. Lovans supernovu v ga la x ii IC 694. Supernova byla 17" západ n ě a 19" již n ě o d já d ra galaxie. Dne 15. května t. r. byla fo to g ra fick á ja s nost supernovy 14,0m. IAUC 2131, 2134, 2139, 2144
D E F I N I T I V N Í OZNAČENI k o m P R O Š L Ý C H P R I S L U N l M V ROCE D efin itiv n í ozn ačen í 1967 1967 1967 1967 1967 1967 1967 1967 1967 1967 1967 1967 1967 1967
P ředběžn é ozn ačen í
I II III IV V VI VII V III IX X XI XII X III XIV
19B6Í 1966e 1967c 1967b 1967a 19671 1967f 19S7m 1967g 1967d 1967e 1967j 1967h 1967k
e t
1967
Jm é n o k o m e t y ( P / p e r ío d i c k á )
P rů ch od p říslu n ím
P /G rigg-Skjellerup Rudnicki Wild Seki P/Tuttle P/Arend M itchell-Jones-G erber P/Borrelly P/Finlay P/Tempel 2 P/Reinmuth 2 P/Wolf P/Encke P/W irtanen
16. 20. 2. 13. 31. 13. 16. 17. 28. 14. 18. 30. 22. 15.
ledna ledna března března března června červn a června červen ce srp na srpna srpna září prosince IAUC 2128
MAPY
SLUNEČNÍ
FOTOSFÉRY
Mapy slu n ečn í foto sféry v o to čk á ch 1540 a 1541 byly sestaveny podle denních k reseb Slunce, zhotovených pozorovateli na lidových hvězdárnách v Hurbanově a v O p ic i (H ůlka) a na pozorovacích sta n icích v Kunžaku (Sch m ied ) a ve S p iš s k é N o v é Vsi (D u jn ič). L. S. 1968
X.20.
X.30.
Xl.10.
*4 0 ’*
f
i
20 '
i 1
O" l -
20 "
i f
■
?
i
V
-4 0 ’-
OTOČKA 1540 — i— i— i— i— i— i— i— i—
360T
314
300’
240’
W
120-
60’
XI20.
X/.30.
1968
+40*+
20 ° -
*
-
1
i ©*
*
0° -
i *' ť
20 '
'
v
-
~
fi
.
t OTOČKA 1541 360*
300°
E LI P T I C K Á
240’
180°
DRAHA
KOMETY
RU
Před časem (ŘH 10/1966, str. 189) jsm e inform ovali čten áře o cefeid ě RU C am , k terá p řestala z č ista ja sn a pul sovat. Po období klidu se v r. 1967 ob jevily náznaky pu lsací, je ž počátkem r. 1968 vzrostly až na 0,2m. Podle pozorováni ita lsk ý ch pozorovatelů z hvězdárny v M erate se však d alší rů st amplitudy světeln é křivky zasta vil a i perioda se rozk olísala. V srpnu 1968 je v ila RU C am opět jen n ep atr nou prom ěnnost. M aďarský astronom dr. Szeidl však z jistil, že v posledních m ěsících r. 1968 se hvězda z ačala opět v ra cet
60’
T HOMAS
1968J
M arsden 28 pozorování z období od 19. prosince 1968 do 24. února 1969 a do stal tyto elem enty: T = 1969 I. 12,262 ET o> = 82,580° 1 Q = 15,414” \ 1950,0 i = 45,225° ) q = 3,31637 e = 0,99556 a = 746 a. j. P = 20 000 roků.
V Ř íši hvězd 4/1969 (str. 74) Jsme o tis k li elem enty parabo lick é dráhy ko m ety Thom as 1968j, ja k je vypočetl L. E. Cunningham. P od robnější studium d ráhy této kom ety z delšího oblouku v šak ukázalo, že p arabo lick á dráha pozorováním nevyhovuje. Proto p o čí ta li T. Seki a B. G. M arsden dráhy elip tick é, k teré navzájem dobře sou h la sí a jso u také ve shodě s pozorova nými pozicem i. Pro * výpočet použil V ZD ORU JÍ CÍ
120°
C
a
M E t O P A R D A 11 S
N 115
U—B = 0,94“ . Souřad nice hvězdy Jsou a = 7hl6m20,3s, <5 = + 69°45'54" (1950) Na obrázku je m apka o k o lí RU C am (podle JdO 40.37, 1957), je jíž rozm ěr je : šířk a 16m, výška 2°. Srovnávací hvězdy m ají tyto ja sn o sti a barevné 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 tabulce uvádíme definitivní re lativ n í č ísla pro jed notlivé dny roku 1968 podle řed itele Spolkové Den
I.
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10
119 123 128 137 152 150 184 182 200 198
11 12 13 14 15 18 17 18 19 20
154 144 139 107 94 78 68 60 58 55
89 76 87 69 87 85 94 78 65 72
21 22 23 24 25 28 27 28 29 30
55 89 75 93 90 87 88 140 175 185
79 82 93 119 161 150 126 124 120
31
209
134
Prům ěr
1 2 1 £ 111,9
92,2
VYJDE
II.
III.
208 108 211 110 199 92 170 • 86 137 77 114 87 86 58 97 67 95 65 92 74
MAPA
indexy: a : V = 8,05m, B —V — 0,78m , U—B - 0,46“ ; b : V= 8,94™, B — V = = 0 ,S lm, U—B = 0,04™; c : V = = 9,07™, B — V = 0,31™, U—B = = 0,12m ; d : V = 9,09 m, B — V = = l,1 0 m, U— B = 0,98 m. g + k
IV,
V.
č í s l a
VI.
V II.
V III.
IX.
X.
XI.
X II.
78 82 119 118 111 96 90 106 128 138
75 73 108 119 118 126 135 112 87 70
89 76 76 81 97 92 92 89 105 111
104 109 113 116 118 117 116 122 130 117
124 152 147 138 123 129 117 96 102 93
104 116 . 142 165 172 170' 160 148 136 122
145 150 153 113 88 84 81 85 88 84
95 99 70 76 90 88 82 108 112 114
108 94 94 85 84 84 82 77 80 92
101 68 75 81 84 67 77 93 101 102
93 86 93 101 124 130 127 118 129 115
138 143 126 108 86 77 67 49 64 68
90 99 118 149 187 184 176 149 137 91
122 134 136 139 138 133 138 118 114 112
84 31 78 67 80 89 87 73 73 83
107 114 114 125 131 140 148 139 139 119
93
63
126 144 143 138 127 142 135 128 122 117
139 134 121 114 115 129 138 119 103 99
55 37 30 26 28 41 54 89 91 99
85 87 89 67 59 46 59 59 53 60
95 83 60 96 110 114 91 63 53 63
106 82 91 80 95 103 114 136 138 140
87 105 108 114 107 103 113 121 107 103
70 91 113 132 143 141 146 138 127 154
84 68 50 48 64 50 57 82 71 96
142 143 149 165 148 121 139 133 135 128
108 94 101 113 111 107 102 111 94 88
136
99
96,1 109,3 117,2 107,7
81,2 127,2 110,3
O D V R A C E N É
ST R A N Y
117 86,0
109,8
MĚSÍ CE
azim utálním zobrazení, ja k é bývá po užíváno pro mapy zem ských polokoulí. Prům ěr obrazu M ěsíce je 50 cm a jsou zobrazeny všechny útvary od 5 až 10 km v průměru. Tisk je čty řb a revný a použitá tech n ika kresby odpo vídá mapě 1:6 000 000, vydané pro Ste-
116
\
19 B8
98 91 92 94 94 95 100 113 98 90
122 108 98 96 89 85 79 82 94 104
K artografické n ak lad atelstv í v P ra ze vydá ve 2. č tv rtle tí pro zahraničí mapu od vrácené polokoule M ěsíce v m ěřítku 1:10 000 000, kterou podle souboru sním ků ze sond Lunar Orbiter 1, 2, 3, 4, 5 zpracoval ing. A. Rflkl. Mapa je k reslen a ve stejn op lochém
ROCE
v
hvězdárny v Curychu prof. dr. M. W aldm eiera. Prům ěrné relativ n í číslo roku 1968 bylo rovno 105,9.
\
fánikovu hvězdárnu v roce 1967. Aby se tato m apa d ostala 1 na česk o slo venský trh, z a jistila Stefán ik ova hvěz d árna vydání mapy od vrácené strany M ěsíce pro Československo na 2. čtv rt le tí t. r. Mapu m ůžete objed n at na Štefán íkov ě hvězdárně, P etřín 205, P rah a 1, za předběžnou cen u 3 až 10 Kčs. V tém že stejn op lochém azim utálním zobrazení vydá K arto g rafick é n a k la d atelství pro zah ran ičí koncem roku 1969 mapu p řivrácen é strany M ěsíce 1:10 000 000. S ejd e-li se dostatečný poZ V E T ŠO V AC Í
NASTAVN
Před v íce než 20 lety vyráběla fir ma Som et vyhlídkové dalekohledy Bin a r a Monar 2 0 X 1 0 0 , původně u rčené k prohlídkám krajin y. Protože se vSak ukázalo, že tento dalekohled je velm i vhodným p řístrojem pro astronom ick á pozorování, a taky proto, že žádný ji ný astronom ick ý dalekohled, snad k ro mě A m atéra, náš průmysl za poslední dvě d esetiletí nevyráběl, p řešla valná č á st vyrobených B inarů a Monarů do ru kou am atérů a lidových hvězdáren. B inar i M onar se hodí k pozorování kom et (všechny n aše kom ety byly Bin arem o b jev en y ), dále k pozorování zákrytů a telesko p ických m eteorů. Zvětšení dalekohledů 25krát však již n e sta čí k pozorování povrchu M ěsíce a planet. RH již d vakrát p řin esla zprávy am a térů o nástavci, kterým lze u B inaru d o c ílit většího zvětšení. B in ar s tím to n ástav cem se sta n e univerzálním dalekohledem , hodícím se ke všem druhům pozorování. Používám zvětšo v a cí nástavec již něk olik le t a mohu je j doporučit všem m ajitelům Binarů nebo Monarů. Toto přídavné zařízení je možné pořídit za m inim ální n á k la dy a výsledek je pozoruhodný. Na o k u lár Binaru navléknu trubku sv ě tlo sti, k te rá se rovná prům ěru okuláru , délky asi 15 cm a o p atrn ě při táhnu šroubem . Do této trubky vsunu další, s te jn ě dlouhou a zajistím o p ě t šroubem . V druhé tru bce je okulá r f = 30, 18 nebo 15 mm. N ejlépe se hodí širokoúhlý, např. z triedru. Různého zvětšení se d o cílí vysouvá-
č et předběžných objedn ávek i na tu to mapu, z a jistí Štefán ikova hvězdár na vydání i pro Československo. S tejnoploché azim utální zobrazení má o proti ortografickém u zobrazení pou žitém u na m apě 1:6 000 000 tu výho du, že ned ochází ke zk reslen í útvarů na o k r a ji mapy. Mapu M ěsíce 1:6 000 000 (p řiv rácen á s tra n a ), vydanou v ro ce 1967, můžete o bjed n ávat na hvězdárnách v Praze, Brně, V alašském M eziříčí a v Plane táriu Praha. O ld řich H lad
£
Z A Ř Í Z E N I
K
BINARU
ním vnitřní trubky a zaostřu je se o tá čením oku láru n a Binaru. Druhý okulár B inaru poslouží jak o hledáček. Dr. Otavský v ŘH 1948 píše, že Binar s tímto zařízením nemůže nahradit dlouhofokální dalekohled. Povětšinou je to pravda, záleží však na pozorova cích podm ínkách; jsou -lí dobré, je obraz rovnocenný obrazu např. v re frak toru 0 10 a ohn. délky 160 cm. V ečer 20. říjn a 1968 při m axim álně dobrých pozorovacích podm ínkách jsem použil Binaru s nástavcem k po-
117
zorovánl Saturna. Byl Jsem překvapen podrobnostm i, k te ré jsem na planetě viděl. P rsten i pruhy na povrchu byly velm i dobře vid itelné i při zvětšení 250krát, což je asi m axim ální pou žitel né zvětšení Binaru s nástavcem . Sou časně jsem pozoroval Saturn a re fra k torem 100/1600 mm a mohu říci, že OKAMŽIKY
kv alita obrazu byla naprosto ste jn á . Při použití n ástav ce je však dobré za c lo n it ob jek tiv na 0 80 mm. Pokud by někdo seh n al dva s tejn é kvalitn í okuláry, m ohl by pozorovat b inoku lárně. Dotazy případných zá jem ců rád zodpovím. V lad im ír M az an ec, S e m ily 1/395
VYSÍLANÍ V
ČASOVÝCH
SIGNÁLU
B Ř E Z N U
OMA 50 kH z; OMA 2500 k H z ; OLB5 3170 k H z ; P ra h a 638 kHz (R ozhlas] ; DIZ 4525 kHz (N auen, NDR) Den
J. D. 2440 +
4. 9. 14. 19. 24. 29.
284,5 289,5 294,5 299,5 304,5 309,5
OMA 50 OMA 2500 0000 0000 0000 0000 0000 0000
0000 0000 0000 0000 0000 0000
OLB5
Praha
DIZ
0022 0022 0022 0022 0022 0022
0000 0000 0000 0000 0000 0000
9999 9999 9999 9999 9999 9999
Údaje ve slou p cích časových sig n á lů znam enají koordinovaný ča s TUC, p říslu še jící okam žiku v ysílán í p o čát ků značek časových signálů, v jed n o t k ách 0,0001s. Jsou dány vztahem TUC — signál. O daje v posled ních dvou slou p cích znam enají vztah koordino vaného času TUC k předpověděném u prozatím ním u rovnom ěrném u času TU2 a k času TU1. V tabulce za únor v m i
TU2-TUC TUl-TU 0320 0320 9320 0320 0320 0320
0272 0258 0242 0224 0205 0186
nulém č ísle RH nebyl oznám en posun čs. signálů. Dne 31. 1. 1969 byly sig n ály OMA 50 a OMA 2500 posunuty vpřed o 0,47 m s a sig n ál OLB 5 byl po sunut vzad o 0,25 m s. Údržba čs. vysílačů časových sig n á lů: OMA 50 a OMA 2500 — první s tře da v m ěsíci od 6h do 1 2 h ; OLB 5 — podle potřeby. DIZ nevysílá denně od 9h15m do 10h45m SEC. V. P t á č e k
Z Čs. astronomické společnosti Z
ČINNOSTI
P RAŽSKÉ V
ROCE
Pobočka konala dne 14. února 1969 výroční schůzi, na k te ré byly před ne sen y zprávy funkcionářů a zvolen vý bor na další správní rok. Pobočka uspořád ala 9 člen ský ch schůzí, n a nichž byly oznam ovány d ů ležitější o b jevy v astro nom ii a přednášeny od borné re fe ráty . Ve spolu práci se Štefánikovou hvězdárnou bylo 6 před náš kových večerů a 4 besedy. Exkurse byly pořádány do Ústavu jad erného
POBOČKY
CAS
1968 výzkumu ČSAV v Reži u Prahy a do A stronom ického ústavu ČSAV v Ondře jově. D alší plánovaný zájezd na Kleť, s te jn ě jak o plánovaný sem inář se po srpnových u d álostech v ČSSR neusku tečn il. Členské schů ze byly pořádány v P lan etáriu a na Stefán ik o vě hvěz dárně. Oběma zařízením d ěkuje po bo čk a za och o tu a spolupráci. Koncem roku 1968 m ěla pobočka 215 č len ů . F. K.
N o v é kni hy a p u b l i k a c e • B u lletin č s . a s t r o n o m ic k ý c h ústavů , roč. 20, číslo 2, ob sah u je tyto p ráce:
118
M. Plavec, S. Kříž a J. Horn: Vývoj těsn ých zákrytových dvojhvězd [III.
m echanickým přetiskem původního textu, doplněného k ritick ým i poznám kam i (s tr. 102— 104). Sku tečnost, že kniha vychází opět po 26 le te ch p rak tick y beze změny n ejlép e svěd čí o je jí úrovní. Publikace ]e rozdělena na tři Části. První se zabývá dynam ickou (New tonovou) kosm ologií, druhá po jed náv á o m etrick é kosm ologii a tře tí je věnována kinem atické kosm ologii. H eckm annova kn ih a před stavu je stru č ný úvod do jednoho z n ejo b tížn ějších oborů astronom ie, zasahu jícího n ejen do te o re tick é fyziky, a le mnohdy i do filo so fie. Lze o ček ávat, že se druhé vydání setk á s e stejným zájm em ne je n astronom ů, ale i odborníků pracu jíc íc h v příbuzných ob o rech , jak o to mu bylo u vydání prvního, k te ré bylo rozebráno během n ěk olik a dní. Bude také z a jisté vhodnou u čebn icí studen tů astronom ie, k te ří v ní naleznou zá klad ní kosm ologické teo rie. H eckm annovu knihu, pochopitelně značně n á ročnou na znalosti z m atem atik/ a te o re tick é fyziky, můžeme vřele do p oru čit všem vážným zájem cům , k te rým dobře poslouží při studiu d alších (a pozd ějších) odborných kosm olo g ick ý ch p u blikací. /. B.
Případ A výměny hm oty pro hvězdy o 5 hm otách slu n ečn ích ) — V. Bumba a R. Howard: Slu neční zdroje rek u ren tn ích geo fy zik áln ích jevů — V. Bumba a B. Růžičková-Topolová: Mag n etick á pole, zelen á ko rón a a filam enty ve vysokých slu n ečn ích šířk ách — V. Bumba, J. K leczek, J. Olmr a B. Rů žičková-Topolová: Vztah rádiové em i se 1420 MHz k rozd ělení fo to sférických m agnetických polí, ko ron áln í em ise a filam entů — J. Sýkora: S tru k tura fo to sférick éh o m agnetickéh o pole a koróna v m além kom plexu aktivity — Š. P in tér: Dynam ické spektru m vý buchů slu nečního rentgenového z á ře n í — Z. Kvíz: K om etární, m ěsíčn í a slu n ečn í vlivy n a zem skou atm osféru — J. Trem ko: R adioaktivní zdroje svět la ve fo to ele k trick é fo to m etrii — V še chny p ráce jso u psány anglicky. • O. H eckm ann: T h e o r ie n d e r k o s m o lo g ie . N akladatelství Springer, B erlín H eidelberg-N ew s York, 1968; stran 9 + 113; váz. DM 24,— . — Teorie kos m ologie od prof. dr. Otto H eckm anna, dřívějšího řed itele hvězdárny v Ham burku a ny nějšího řed ite le Evropské jižn í observatoře v Chile, vyšly již v ro c e 1942. N ynější vydání je foto-
Ukazy
na
obloze v červen
S lu n c e vychází 1. červen ce ve 3h55m, zapadá ve 20il13m. Dne 31. červen ce vychází ve 4h27m, zapadá v 19h45m. Během červen ce se zk rátí délka dne o 60 m inut a polední výška Slu nce nad obzorem se zm enší o 5°. Dne 5. červen ce je Země v odsluní; v té době je vzdálenost Země od Slu nce 152 000 000 km. M ěsíc je 6. V II. ve 14h v poslední čtvrti, 14. VII. v 15h s novu, 22. V II. ve 13h v první čtv rtí a 29. V II. ve 4h v úplňku. V odzem í je M ěsíc 13. č e r vence, v přízem í 28. červen ce. V č er venci nastanou tyto k on ju n k ce M ěsíce s planetam i: 8. V II. se Saturnem , 10. VII. s Venuší, 13. VII. s M erkurem , 20. V II. s Uranem a s Jupiterem , 24. V II. s Neptunem a 25. V II. s Marsem. V ran n ích hod inách 22. VII. nastává apuls Špiky s M ěsícem , v dopoledních hodinách 25. červen ce apuls A ntara s M ěsícem.
i M erku r je počátkem červen ce ráno k rá tce před východem Slu nce nad s e verovýchodním obzorem ; vychází k o lem 3h. P očátkem m ěsíce je jasn o st M erkura + 0 , l m, dne 10. červen ce — 0,9™; fáze planety se zvětšu je. Dne 22. červen ce se M erkur d ostane do horní kon ju n k ce se Sluncem . V přísluní bude M erkur 15. červen ce. V en u še je pozorovatelná na ranní obloze. P očátkem červen ce vychází v 1^30™, koncem m ěsíce v l !l15m. Bě hem červen ce se jasn o st Venuše zm en šu je z — 3,9m n a — 3,6m. Dne 16. č e r vence n astan e v časných ran n ích ho d inách kon ju n k ce Venuše s A ldebaranem . * M ars je v souhvězdí Š tíra. N ejpříhodnějŠX pozorovací podmínky jsou ve v ečern ích hodinách, kdy planeta kul m inuje. Počátkem červen ce zapadá Mars v l h15m, koncem m ěsíce již ve 23tl27m. Jasnost Marsu se během čer-
119
vence zm enšuje z — l,6 m na — 0,9m. Ju p ite r je v souhvězdí Panny. P la n e ta je pozorovatelná je n k rá tce ve čer, protože zapadá začátkem červ en ce ve 23h29m, koncem m ěsíce již ve 21h38m. Ju p iter má hvězdnou velikost asi — l ,4 m. Dne 18. červen ce n astan e k on ju nk ce Jup itera s Uranem. S atu rn je v souhvězdí Berana. N ej výhodnější pozorovací podmínky jsou v ran n ích hodinách, kdy plan eta ku l m inuje. P očátkem červen ce vychází S atu rn v 0 h4 3 ni, koncem m ěsíce již ve 22h50m. P lan eta má jasn o st a s i +0,8™. U ran je v souhvězdí Panny a je po zorovatelný je n počátkem m ěsíce ve v ečern ích hodinách. P očátkem červ en ce zapadá ve 23h30m, kon cem m ěsíce již ve 21h29m. Uran má ja sn o st + 5,9m. N ep tu n je v souhvězdí Vah a je po zorovatelný je n zvečera. Počátkem červen ce zapadá v l h33m, koncem m ě s íce již ve 23h29m. Neptun má ja s no st + 7,8m. Neptuna a Urana je možno vyhledat podle mapky, o tištěn é v čísle 3 tohoto ročníku Říše hvězd (str. 63). P la n e tk y . Dne 27. červen ce bude p la n etk a Ceres v opozici se Sluncem . Bě hem červen ce se pohybuje hluboko na jížn í obloze na rozhraní souhvězdí Ko zorožce a M ikroskopu; má hvězdnou v elikost a s i 8™. Planetku je možno n a lézt podle efem eridy, o tištěn é ve Hvěz d ářské ro čen ce (str. 100). M eteo ry . K oncem červen ce nastává maximum čin nosti n ěkolika n ep říliš výrazných m eteorick ých rojů . Z pravi delných ro jů m ají maximum (3-Kasiopeidy 26. VII. a á-Akvaridy 27. VII., z v ed lejších rojů m ají maxim um a-Capricornidy 27. V II. a 5-Capricornidy 28. červen ce. J. B,
OBSAH M. Grůn a P. Koubský: OAO po k ra ču je — J. Olmr: Rozlišovací schopnost v rad ioastronom li — B. M aleček: Odborné úkoly hvězdáren — Co nového v a s tro nom ii — Z Čs. astronom ické sp olečnosti — Nové knihy a p u blikace — Okazy na obloze v červen ci C O N T E N T S M. Grun and P. Koubský: Orbiting A stronom ical Observátory — J. Olmr: Resolving Pow er in Radioastronom y — B. M aleček: O rganization o f R esearch Work a t People O bservatories in Czechoslovakia — News in A strono my — From the Czechoslovak A stronom ical Society — New Books and P ublications — Phenom ena in )uly C O J I E P X A H H E M . FpioH h 17. K oyňcK H : O p ó a -
Tajihnan
acTpoHOMHMecKan
06-
cepBaTopHH — H . O jibM p: P a 3peu iaioin aH cnocočnocTb b p a AHoaerpoHOMHH — B . M aJieqeK:
OpraHH3auHs HccjieaoBaTejibCKoro Tpy«a b napoa,Hbix oňcepBaTOpHaX B UeXOCJIOBaKHH — 4 t o HOBOrO B aerpOHOMHH -— I-Í3 4 e-
xocnoBauKoro ofimecTha —
acrpoHoinm ecKoro HoBbie khhfh h
nyójiHKaiiHH — • JlBJíeHHH Ha He6e B
Hiojie
• H led ám e h v ěz d á řsk é rqCenky 1932— 1961 i s ta r š í, m ohou b ý t i c iz o ja z y č n é , n a b íd n ě te i je d n o tliv é r o č n ík y ’ — A stro n o m ick ý k ro u ž ek JKP, P o lic e nad M etu jí, o k res N áchod . R íšl hvězd ř íd í r e d a k č n í ra d a : f. M oiir (v ed o u cí r e d .j, J i ř í B o u šk a (v ýkon , r e d .), J. G rygar, O. H lad, F . K adavý, M. K opecký, B. M a leč ek , L. M iler, O. O bů rka, Z. P la v co v é, J. S to h l; ta j. red . E. V o k a lo v á , te c h . re d . V. S u ch á n k o v á . V ydává m in isterstv o k u ltu ry v n a k la d a te ls tv í O rbis, n. p., V in o h ra d sk á 46, P ra h a 2. T isk n e S tá tn í tis k á rn a , n. p., závod 2, S le z sk á 13, P ra h a 2. V y ch á z í 1 2 k rá t ro č n ě , c e n a je d n o tliv é h o v ý tisk u K čs 2,50, le to š n í p ře d p la tn é K čs 28,50. R o z šiřu je P oštovn í n ovin ová slu žb a. In fo rm a ce o p ře d p la tn ém podá a o b je d n á v k y p řijím á k ažd 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 e x p ed ice tisk u , odd. vývoz tisk u , Jin d ř iš s k á 14, P ra h a 1. P řísp ěv k y z a s íle jte n a re d a k c i Ř íše hvězd, Šv éd sk á 8, P ra h a 5, te l. 54 03 95. R ukopisy a o b rá z k 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. — Toto č ís lo bylo d á n o do tisk u 2. k v ě tn a , vy šlo v č e rv n u 1969.
P a r a b o lic k á a n té n a o p rů m ěru 7,5 m v T rem sd o rfu . — Na č tv rtě s tr a n ě o b á lk y je p a r a b o li c k é z r c a d lo o prů m ěru 36 m Ú stavu H. H ertz e v B erlín ě . IK č lá n k u na str. 109./
