1975. KČS 2 50 vybuchují supernovy? Zprávy Novinky Gkazy na obloze v řfjnu

yj

9/1975

Qí&e' HVĚZD

Z OBSAHU:

KČS 2 50

Šestimetrový reflektor v SSSR — Vznik oranžových měsíčních půd — Proč vybuchují supernovy? — Zprávy — Novinky — Gkazy na obloze v řfjnu

Model sovětského šestimetrového dalekohledu. Generálizovaný model 6metrového zrcadlového dalekohledu v měřítku 1 :1 0 0 je pohyblivý kolem vertikální i kolem horizontální osy. Prototyp navrhl a zhotovil převážně z umělých hmot B. Maleček. — Na první straně obálky je fotografie kopule šestimetrového reflektoru.

Říše hvězd

Bohumil

Roč. 56 (1975), č.9

Maleček:

ŠESTIMETROVÝ REFLEKTOR V S S S R D osud n e jv ě tší d alek o h led na sv ětě — re fle k to r s h lavn ím zrcad lem 0 prům ěru 508 cm na Mount P alo m aru v USA, uvedený do provozu v roce 1948 — d o stá v á svéh o p řem o žitele. Je jím p rávě do provozu uváděn ý šestim etro v ý re fle k to r v S S S R . K oncem p a d e sá tý c h let v z a la so v ě tsk á v lád a v úvahu p ožad avek A kadem ie věd S S S R n a vybudování velk éh o d alek o h led u a p říslu šn é ob servato ře. B yla u stav e n a k om ise na dohled na zp rac o v án í tohoto p ro jek tu a za ú čelem v y h led án í n ejv h o d n ějšíh o m ísta pro nový d a le k o ­ hled, který již v p o č áteč n íc h ú vah ách m ěl svým i op tick ým i a tedy 1 kon stru kčn ím i rozm ěry p řev y šo v at dosud n e jv ě tší d ale k o h le d na světě, bylo u stav en o a s i 15 exp ed ičn ích týmů. E x p ed ičn í tým y p ra c o ­ valy na územ í S S S R s cílem n aléz t m ísto s n ejv h o d n ějším i p o zo ro v a­ cím i p od m ín kam i pro tak n ezvy k le m ohutný d alek o h led . Š táb p racov n ík ů p řístro jo v éh o od d ělen í P u lkovské o b serv ato ře a tehdy n e jle p ší op tik — d n es již zesn u lý p rof. D. D. M aksutov — b ra li v úvahu velm i p ečlivě všech n y a sp e k ty pro k o n stru k ci tohoto d alekoh led u . M im ořádná p éče byla v ěn ován a volbě m on táže a op tick éh o sy stém u . V listo p a d u 1960 zm ín ěn á k om ise a astro n o m ick ý k om itét A kadem ie věd S S S R vzaly v úvahu a sc h v á lily p ro je k t pohonu d alek o h led u . Bylo rozhodnuto zk o n stru o v at še stim etro v ý d alek o h led s alt-azim u táln í m on­ táží. H lavním k o n stru k térem d alek o h led u byl u stan oven B ag ro t Ioann isian i, k terý dříve se svým štáb em p ro je k to v al 260cm d alek o h led kry m sk é ob servato ře. S kon ečn ou p la tn o stí b y la zv o len a p o lo h a nové ob serv ato ře na se v e r­ ním svah u hlavn ího k av k azsk é h o pohoří, přibližn ě v p olovině v z d á le ­ nosti m ezi Černým a K a sp ic k ý m m ořem , n ed alek o obce Z e le n č u k sk aja. Toto m ísto bylo sled o v án o a s i 3 až 4 roky a bylo zjiště n o , že m á 220 jasn ý c h ( příp. p o lo ja sn ý c h ) nocí a 120 ab solu tn ě jasn ý c h nocí. N a d ­ m o řsk á v ý šk a o b serv ato ře je 2070 m a v okolí n e jso u větší m ě sta či osady , k teré by ru šily svým i sv ětly nebo ex h alac e m i astro n o m ick á pozorování. P rů h led n ost atm o sféry je velm i v y so k á. P řed p o k lád á se ro z lišo v ac í sc h o p n o st šestim etro v éh o d alek o h led u s přihlédnutím ke kvalitě atm o sféry a si 1,0" až 1,5". A lt-azim utáln í m on táž pro velk ý d alek o h led m á n ěk o lik d ůležitých tech n ický ch a astro n o m ick ý ch výhod. Z ák lad n í z nich jsou : 1. R elativní jed n o d u ch o st z h le d isk a m ech an iky ve sro v n án í s p a r a ­ lak tick o u m ontáží. S v islá o sa n ese celý d alek o h led včetně p ozorovacích plošin, vodorovn á o sa n ese pouze d alek o h led . 2. U ložení sv islé osy je sy m etric k é a k on stan tn í. R otace v azim utu n ezpů sobuje zm ěnu v u ložen í osy an i e la stic k é zm ěny této osy vlivem zatížen í.

3. Ohyb tubusu při vych ylován í ze sv islé polohy je om ezen pouze do jed n é roviny (sv islé ) a je zá v islý pouze na zen itové v z d á le n o sti zám ěry. Tím jso u dány přízn ivé podm ínky pro sn a d n é u rčován í této d efo rm ace, zatím co u p a ra la k tic k é m on táže jso u d efo rm ac e obtížně zjistite ln é . 4. Pro obě osy — v ertik áln í i h orizo n táln í — je m ožné použít tlak o v á ole jo v á lo žisk a. 5. K o n stru k ce pod p ěry z rc a d la je jed n o d u šší než při p a ra la k tic k é m ontáži. P rotisíly v z rc a d le jso u všud e v jed n é rovině. 6. N ak lán ěn í tubusu d alek o h led u je jed n o d u šší. Tubus je n ak lán ě n jen v jed n é (sv islé ) rovině. 7. D alekoh led m á jen 3 z rc a d la — hlavn í, se k u n d árn í a rovinn é — tak že sv ě te ln é ztráty v sek u n d árn ím oh n isku jso u m inim ální. 8. D alekoh led m á dvě sek u n d árn í oh n isk a a je jic h p oloh a je velm i vhodná. O hniska jsou p řístu p n a ze dvou p o zo ro v acích p lo šin a zám ěn a se k u n d árn ích oh n isek se p rovád í otočením rovinn éh o z rc a d la o 90°. 9. A lt-azim utáln í m ontáž je n e z á v islá na zem ěp isn é šířce. 10. Cena alt-azim u táln í m on táže vzhledem k m on táži p a ra la k tic k é je a s i poloviční. A lt-azim utální m ontáž m á v ša k tak é n ěk teré nevýh ody. Jso u to: 1. Obě osy d alek o h led u m usí být p oh án ěn y n e ste jn ý m i a n ero vn o­ m ěrným i rych lostm i, m á-li být sled o v án n eb esk ý objekt. 2. Zorné p ole d alek o h led u se vlivem pohybu za sled o v an ý m objektem n e u stá le stá č í. 3. D alekoh led m á „m rtvou zónu“ pro p o in tac i v zenitu. N elze vést d alek o h led za ob jektem v okruhu a s i 5° od zenitu. P řekon án í uvedených nevýhod je m ožné jen výp očetn í tech nikou. Tuto otázku ře šili so v ě tští astro n o m o v é v průběhu a s i 12 let. N ěk teré problém y byly ře šen y na m além m odelu šestim etro v éh o d alek o h led u v m ěřítku 1 : 10, k terý byl pro tyto ú čely zko n stru ov án . M odel byl používán v průběhu n ěk o lik a let Ioan n isian io v ý m k o le k ti­ vem n a P ulkovské ob servato ři. Je p řed p o k la d , že zv olen á alt-azim u táln í m ontáž je z c e la o p o d statn ěn á. Je v ša k i m ožné, ba jisté , že se v p rů ­ běhu u váděn í d alek o h led u do provozu vysk y tn ou i n ěk teré d a lší n ep o d ­ statn é n esn áze, k teré budou m uset být řešen y . H lavní z rc a d lo je pyrexový kotouč z b o ro silik áto v é h o s k la s m alou ro ztažn o stí — exp an zn í k o eficien t je 3 X 1 0 _6/1 °C . Prům ěr k otou če je 6 m etrů, síla 65 cm. K otouč váží 42 tuny. Z adní p ovrch z rc a d la m á kulový vypuklý tvar, aby byl o d stra n ěn tep eln ý efe k t — nerovnom ěrný vliv zm ěny tep loty na celý kotouč. Na zad n í stra n ě z rc a d la je 60 uložen í ve 4 p rsten ech pro p řizpů so ben í m ech an ick ém u pohybu sy stém u . U pro­ stře d je 50cm otvor, který v ša k není určen pro sy stém C a sse g ra in , ale slou ží k cen trac i z rc a d la a tím to otvorem je ved en a p o d p ě ra horních konců lam el závěrk y zrc a d la. P rim ární o h n isk ov á v z d á len o st je 24 m, tedy sv ě te ln o st 1 : 4 . D. D. M aksutov navrhl pro toto p rim árn í oh n isko so u sta v u 2 korek čn ích čoček, čím ž se z ísk á v á n ezk len u té zorné p ole o prům ěru 12', nebo pro vizu áln í pozorován í zorné p o le o prům ěru 22'. O h nisková v z d á le n o st obou n estan d ard n ích N asm yth ových oh n isek je 186 m, tedy sv ě te ln o st 1 : 31. Zde jso u d a lší k orek čn í čočk y u p rav u jíc í k on ečn ý chod p ap rsk ů a zorné pole v sek u n d árn ích oh n iscích .

Obr. 1. Schematický nákres šestimetrového reflektoru.

w 1

K orekčn í čočk ov á so u sta v a pro p rim árn í oh n isk o a se k u n d árn í z r c a ­ dlo jso u um ístěny uvnitř tubusu p rim árn íh o o h n isk a. V elkou výhodou je, že oba o p tick é sy stém y m ohou být ry ch le zam ěn ěn y. K o n stru k ce šestim etro v éh o d alek o h led u je p a trn á z n ák re su (obr. 1 ). C elá p ohyblivá č á st, tj. d alek o h led a p o zo ro v ací p lo šin y se sv islo u osou váží 840 tun. S v islá o sa (3) je svou sp od n í č á stí u ch y cen a v ložisk u (1 ), horní č á st osy je ro z šířen a v kulovitý p rste n e c ( 5 ), k terý se o p írá o 6 olejový ch lo žisek (4 ), z nichž 3 jso u p evn á a 3 plovoucí. Přibližně u p ro ­ střed osy je p oh án ěči a šn ek o vé zařízen í (2 ) pro rych lý a p om alý pohyb sv islé osy. N a horním k on ci sv islé osy je h o rizo n táln í z á k la d n a (6 ) n eso u cí dva sv islé n osn íky (1 9 ), v nich ž jsou výtah y a sc h o d iště (22) a lOOtunovou pozo rovací p lo šin u (2 0 ), d ále p lo šin y pro o p tick á zařízen í (2 1 ), h orizo n táln í p o lo o sy (17) s d ale k o h led em a o le jo v á lože h orizo n táln ích p o lo o s (1 8 ). Trubková S erru rie ro v a k o n stru k ce tubusu (9 ) m á střed n í rám (1 0 ), horní p rste n e c (1 1 ), sp o d n í p rste n e c (8 ) a objím ku hlavního z rc a d la (7 ). O bjím ka hlavn ího z rc a d la n ese pyrexové z rc a d lo o prům ěru 6 m ; z rc a d lo je v ní u pevněn o na op ěrk ách . H orní p rsten ec n ese tubus prim árn íh o o h n isk a (12) a kabinu p o zo ro ­ v a tele (1 3 ), v níž při zkušeb n ích a m on tážn ích p racích m ohou p rac o v at i 2 osoby. Prům ěr tohoto tubusu je 180 cm. V h orizo n táln í ose uvnitř tubusu je na zv láštn ím d ržák u otočné rovinn é od razn é zrc a d lo (1 4 ),

Obr. 3. Řídící a kontrolní stůl šestimetrového dalekohledu. k teré vrhá k on vergen tn í sv a z e k p a p rsk ů do jednoh o ze dvou se k u n d á r­ ních oh n isek. V ertik áln í pohyb d alek o h led u je p rovád ěn p ro stře d n ic ­ tvím šn ek o véh o k o la (1 5 ). E le k trick ý rozvod do vlastn íh o d alek oh led u je pom ocí kab elů navin utých na k ab elo v é cívce (1 6 ). Tubus m á ry ch lé au to m a tic k é vyvažován í. Ke zm ěně op tick éh o s y s té ­ mu — z prim árn íh o n a se k u n d árn í nebo n ao p ak — je zap o třeb í pouze 2 m inut. Může se tak u čin it přím o z cen tráln íh o říd ícíh o p an elu . Pointačn í d alek o h led prům ěru 70 cm a ohn iskové v z d á le n o sti 12 m m á vizuální zařízen í, fo to g ra fic k ý sy sté m a televizn í k on trolu k id en ti­ fik a c i zorného pole. Toto zařízen í je důležitou č á stí celk ovéh o k o n tro l­ ního systém u . Na obr. 2 je sc h em a tic k y zn ázo rn ěn chod p a p rsk ů v šestim etro v ém d alek oh led u. Z hlavn ího z rc a d la Z se od ráží p a p rsk y do prim árníh o oh n isk a F. Do cesty je před p rim árn í ohn isko vložen k o rek čn í člen K. V p říp ad ě použití N asm yth o vých oh n isek Ni nebo N 2 je na m ísto k o ­ rekčn íh o člen u K p řesu n uto sek u n d árn í z rc a d lo S. P ap rsk y se od něj o d rážejí, v rací se zp ět a d o p a d a jí na třetí zrc a d lo R — rovinné — k te ­ rým jso u vrženy do jed n é nebo do druhé h orizo n táln í p o lo o sy d a le k o ­ hledu, do oh n isek N 1 nebo N 2 . N ejv íce kom p lik ov an ou č á stí celéh o d alek o h le d u je říd ící sy stém . P očítač d igitáln íh o typu tran sfo rm u je rovníkové so u řa d n ic e p o zo ro v a­ ného objektu a hvězdný č a s (a, S, s ) na azim ut, zen itovou vzd álen o st a poziční úhel zorného p ole [a , z, P) a vyh odn ocu je zm ěnu těch to tří hodnot [a , z, P ). K ažd ých 8 vteřin (u P a P d okon ce každou vteřinu) jsou tato d a ta v y sílá n a do servo m o torů d alek o h led u a k ažd ý ch 8 vteřin p řijím á p o č ítač z k od ovacíh o zařízen í in fo rm ace o sk u tečn ý ch poloh ách a ry ch lo stech sam otn éh o d alek o h led u ke sro v n án í a k u čin ěn í rozh od ­ nutí o p říští o p eraci. D alek oh led m á v p o d sta tě tři rozd íln é kon trolní sy stém y : prvým je p o čítač, druhým fo to g ra fic k é vedení a třetím lok áln í fo to g ra fic k é vedení každý m sam o sta tn ý m op tick ým sy stém em . P řed p o­

k lá d á se p ře sn o st vedení d alek o h led u za využití u ved en ých tří k o n tro l­ ních sy stém ů a si 0,1" a 0,2". P o čítač v y p o č ítáv á a b ere v úvahu a tm o sfé ­ ricko u r e fra k c i u žív aje ú d a je ze so u č asn éh o tlak u a te p lo ty vzduchu. K on troln í sy sté m d alek o h led u so u č a sn ě o v lá d á i poh on k op u le. P očítač je zd vo jen pro p říp ad nouzových situ ac í, kdy jeh o h lavn í č á s t se au to ­ m atick y p řep n e na č á st n áh rad n í. V p ro jek tu je ta k é v y p o čítáv án í průhybu d alek o h led u v z á v islo sti n a zen itové v zd álen o sti. H lavní říd ící p an el d ovo lu je ob sáh n out tém ěř všech n y p o d statn é o p erac e. K ruhová televizn í o b razo v k a u p ro stře d říd ícíh o p an elu je u žív án a k id e n tifik a c i hvězdného p o le o prům ěru 30' nebo 9' p o zo ro v a­ ného pom ocným 70cm vodícím d alek o h led em . V budoucnu se bude tato ob razo vk a užívat ke kon trole au to m atick éh o televizn íh o ved en í d a le k o ­ h ledu. Budova a kopule, v níž je d ale k o h le d in stalo v á n , je u zavřen é p ilířov é k o n stru k ce, na v n ě jší stra n ě ob lo žen á velk ý m i p lo ch ým i d e sk am i ze dvou h lin íkových vrstev, m ezi nim iž je iz o lač n í m ate riál. V su terén u je z a řízen í pro zá so b o v án í lo žisek sv islé osy o le je m a je tam uch ycen sp o d n í kon ec této osy. V p řízem í je m a lá m e ch a n ic k á d íln a pro běžné op ravy, n ěk terá p ohon ná zařízen í, č aso v é p řístro je , n ěk o lik lab o rato ří a n ěk o lik pom ocných m ístn ostí. Prvé p o sch o d í je p řed evším využito pro p o č ítač , fo to la b o ra to ře a p o h o to v o stn í u b y to v án í p o zo ro v acíh o p e r s o ­ nálu. Ve druhém p osch od í je h lin ík o v ací zařízen í pro z rc a d la d a le k o ­ h ledu, cen tráln í říd ící m ístn o st a g a le rie pro n áv štěvn ík y . Budova m á m ezi přízem ím a 3. p osch od ím (p o zo ro v ac í p lo šin y ] dva osobní výtah y a jed en výtah n ák lad n í. Obě stěn y k op u le — vn itřní a v n ě jší — jso u k on stru ován y obdobně jak o stěn y budovy. Pohon o táčen í k op u le je p roved en pom ocí lan a je kryt p ro ti větru. D alekoh led je vybaven k om p letn í tep eln o u kon trolou h lavn ího z rc a d la, rovněž tak i vn itřek budovy a p o zo ro v ací p lo šin y. Nový šestim etro v ý re fle k to r bude slo u žit a stro fy z ik áln ím u výzkum u. V jednom z N asm yth ových oh n isek je m ontován velk ý sp e k tro g ra f s d isp erzem i 0,1, 1, 2 a 4 nm /m m . M alý sp e k tr o g r a f bude in stalo v á n ve druhém N asm yth ově ohn isku nebo v p rim árn ím oh n isku d alek o h led u . F oto m etr je p lán o v án pro p rim árn í ohn isko. Přím á fo to g ra fie h vězdn é oblohy bude p ro v á d ě n a jen v p rim árn ím o h n isk u . V p lán u jso u i d a lší příd avn é p řístro je. V so u č a sn é době je še stim etro v ý d ale k o h le d ve zku šebním provozu. T ak velký d alek o h led s m noha novým i k o n stru k čn ím i prvky si jistě v y žád á n ěk o lik a let, než jím bude m ožné z a h á jit sy ste m a tic k ý provoz. Ř editelem nové sp e c iá ln í a stro n o m ic k é o b serv ato ře byl jm en ován I. M. K opylov. * ODCHYLKY Den TU1—TUC TU2—TUC

1. VI. + 0,2701s +0,3003

ČASOVÝCH 6. VI. +0,2574s +0,2869

SIGNÁLŮ

11. VI. + 0,245ls +0,2735

V ysvětlení k tabulce viz ŘH 56, 20; 1/1975.

V ČERVNU

16. VI. + 0,233ls +0,2699

21. VI. + 0,221l s +0,2460

1975 26. VI. + 0,2100s +0,2326

Vladimír Ptáček

VZNIK ORANŽOVÝCH M ĚSÍČ N ÍC H

PŮD

Jak znám o, a stro n a u té z A p o lla 17 n a le z li p ři o k ra ji m aléh o, zh ru b a 100 m etrů širo k é h o k rá te ru Sh orty, ležícíh o v ú d olí T au ru s-L ittrow , u rčitý ú se k tvořen ý o ran žo v o u „ p ů d o u “ . N a Zem i se obdobně z b a r­ vené p říro d n í m a te riá ly n a c h á z e jí v m ístech , kde h o rn in a p ř iš la do sty k u s h ork ým i p aram i, u n ik a jíc ím i ze so p e k — tedy do sty k u s tzv. fo m aro la m i. V zhledem k tom u, že u v ed en á p ů d a m oh la být p rod u k tem p ů sob en í vodn í p áry v u lk an ic k é h o původu, so u stř e d ila se p o zo rn o st astro n a u tů n a sle d o v á n í o ran žo v é půdy a „v še ch n y o sta tn í před em p lán o v an é ú koly byly z a sta v e n y ". V zhledem k tém ěř se n z a č n o sti n á ­ lezu o ran žo vý ch půd b y la jim v ěn o v á n a v elk á p o zo rn o st v denním , p o p u lárn ím i v ěd eck ém tisk u . O ranžovým půdám by la věn o v án a řa d a sd ě le n í na IV. m ěsíčn í k o n fe re n c i z H ouston u (b ře ze n 1973), na z a ­ s e d á n í A m erick é g e o fy z ik á ln í un ie (d u b en 1974) i jin d e. Nyní v y c h á­ ze jí stu d ie, k te ré výzkum oran žo v ý ch půd již v z á sa d ě u z a v íra jí a p o­ d á v a jí sn a d již kon ečn ý v ý k lad je jic h původu. N e jp rv e se zm iňm e o stu d ii L. H u sain a a O. A. S c h a e ffe r a , ktero u a u to ři p on ěkud u n áh len ě n a z v a li „M ěsíčn í v u lk an izm u s: S tá ří sk e l z oran žo vých půd A p o lla 17“ . O ran žová m ěsíčn í p ů d a je slo ž e n a v ě tši­ nou z č á stic v e lik o sti zh ru b a d esetin y m ilim etru . Pom ocí k ap alin o v y šší h u sto tě b y la p ů d a ro z d ě le n a na dvě h u sto tn í fr a k c e . L ehčí fra k c e , k te rá p la v a la n a p ovrch u „ tě ž k é " k ap alin y , b y la slo ž e n a té ­ m ěř v ý h rad n ě z o ran žo vý ch sk len ěn ý c h k u lič e k a je jic h úlom ků. T ěž­ š í fra k c e , k te rá v p oužité k a p a lin ě k le sla ke dnu, b y la slo ž e n a z n e ­ p rů h led n ý ch č á stic . H u sain a S c h a e ffe r z jistili, že rad io m e tric k é s tá ř í oran žo vý ch sk e l je 3 ,7 1 *0 ,0 6 m iliard y let, tedy sh o d n é se stářím vzn ik u M are Serenita t is (3,75±0,05 le t), v jeh o ž p om ěrn ě v elk é b lízk o sti leží ú d olí T au ­ rus-Littrow . R ad iačn í stá ř í oran žo vých sk e l je pouze 32 m iliónů let. Z těch to ú d ajů u so u d il M u eh lb erg er a d a lší, že v rstv a o b sa h u jíc í o ra n ­ žové č á stic e v z n ik la p řed 3,7 m ilia rd a m i let a že p ak by la velm i brzy p ře v rstv e n a jiným m ate riále m T eprv e p řed 32 m ilión y let, když im pak t vy tvořil k rá te r Sh orty, d o šlo op ět k o d k ry tí m a te riálu s ob sah em oran žo vých k u liček . O ranžové sk le n ě n é k u ličk y m ají sv é n ezvyk lé zb arv en í v c elé své hm otě. O ranžové půdy tedy nem ohou být p rod u k tem n ě jak é h o re z i­ vění, p roto že n ěk teré č á stic e této půdy jso u sk rz na sk rz oran žo vé a jin é č á stic e téže půdy n e jso u an i č á ste č n ě n ao ran ž o v ě lé . Již o d lišn á h u sto ta oran žo vých sk len ěn ý c h k u lič e k a o sta tn íc h č á stic oran žo vé půdy n az n ač u je , že ch em ick é slo že n í o ran žo vý ch sk e l bude jin é než o sta tn íc h č á stic . Z p řip o je n é tab u lk y je p atrn o , že o ra n žo v á sk la o b sa ­ h u jí p om ěrn ě vy so k é o b sah y ž e le z a a titan u (ve fo rm ě je jic h k y slič ­ níků to je zh ru b a 20 a 10 % ) a d ále n eo bvykle hodně ch róm u (ve fo r­ m ě k y slič n ík u zh ru b a 3/ 4 % ) . V oda ty p ic k á pro re z a té m ate riály v oran žo vých k u lič k ác h n eb y la n a le z e n a (re sp . je jí rozh od n ě m éně než 0 ,0 5 % ) . Rovněž se n e p o d ařilo d o k áz at v o ran žo vý ch sk le c h že-

CHEMICKÉ SLOŽENI ORANŽOVĚ PODY 744220 (Výsledky získané elektronovou mlkrosondou H. K. Maoem a spol. v procentech.) Sloučenina CriO* Mno FeO NiO N a,0 MgO

Celkové složení 0,3 i 22,01

• • • • • •

S i0 2 KjO CaO TiOi P:0. S

14,37 6,35 38,60 0,08 7,74 8,85 0,05 0,06

Součet

98,42

A IjO j

Oranžová skla

Zelená skla

0,74 0,24 22,21 0 0,42 15,81 5,74 38,88 0,06 7,17 8,70

0,59 0,25 17,68 0,08 0,24 12,61 10,21 47,54 0,03 10,01 0,71

99,99

99,95

...

. . .

lezo v oxido van ém stav u , v něm ž v p o zem sk ý ch m a te riá le c h d o d áv á h m otám je jic h re z a v é zb arven í. Z uved en éh o vyplývá, že m ěsíč n í o ra n žo v á p ů d a ja k z h le d isk a s v é ­ ho c elk o v éh o m ech an ick éh o slo žen í, tak z h le d isk a ch em ick éh o s lo ­ žen í o ran žo vý ch č á stic není p rod u k tem n ě jak é h o reziv ěn í a tím m éně p ro d u k tem koro ze vyv olan é p a ra m i v u lk an ic k é h o původu. N eobvyk lé o ra n žo v é Zbarvení sk len ěn ý c h k u lič e k je n á sle d k e m toho, že tyto k u ­ ličk y a b so rb u jí sv ětlo , a že ten to zisk e n e rg ie zp ů so b u je p řevod e le k ­ trick éh o n áb o je z že le za na titan . S k la zb arv e n á ste jn ě ja k o o ra n žo v á m ěsíčn í sk la lze p řip ra v it sy n tetic k y p rud k ý m o ch lazen ím tav en in y p říslu šn é h o ch em ick éh o slo že n í o tep lo tě 1400° C v p ro stře d í, kd e tla k k y slík u je zh ru b a o osm řád ů (tedy tém ěř m ilia rd k r á t) n ižší než ob vy k lý tla k k y slík u v p o zem sk é a tm o sfé ře . V zh ledem k tom u, že tla k plynů je d n es a zřejm ě byl i v ětšin o u d řív e v m ě síč n í „ a t m o s fé ­ ř e " zn ačn ě n ižší než uvedený ú d aj, je zřejm é, že o ran žo v é k u ličk y vzn ik ly za p om ěrn ě zn ačn ě n eo bvyk lých m ě síč n íc h podm ín ek. Stud ium oran žo vých k u lič e k n en í jen lo k á ln í zá le ž ito stí k rá te ru Sh orty, kde o ran žo v á p ůda byla prvn ě zp o z o ro v án a. Předně je tře b a podotkn ou t, že krom ě na o k ra ji tohoto k rá te ru (k d e v rstv a o ra n ž o ­ vé půdy byla h lu b o k á a s i 25 c m ), byly sp a tře n y d a lš í dvě n ao ran žov ělé ploch y v jeh o b lízk o sti. O ranžové p loch y u k rá te ru Sh orty m ohl p o zo ro v at i a stro n a u t z ob ěžn é d ráh y, k terý s i všim l a k terý rov n ěž v y fo to g ra fo v a l dvě d a lší oran žo v é p loch y. P ozd ěji byly d a lší dvě o ra n ­ žové ploch y id en tifik o v án y na o rb itá ln ích fo to g r a fiíc h m ise A po lla 14. O ran žová s k la b y la n ale z e n a ja k o m in o ritn í slo ž k a p ra k tic k y ve všech p ů d ách z p řistá v a c íc h m íst. Stu d iu m o ran žo vý ch k u lič e k , k te ré ro z ­ hodně n e jso u n ásle d k e m v u lk a n ic k é čin n o sti, k te ré v ša k vzn ikly za z h le d isk a M ěsíce n eo bvykle vy so k éh o tla k u k y slík u , z ů sta n e p roto zřejm ě i n a d á le jedním ze za jím av ý c h výzkum n ých problém ů .

N a záv ěr nám budiž o d p u ště n a je d n a h y p o tetick á p o zn ám k a: N elze sn a d zatím vylou čit, že on a z h le d isk a ob vykléh o sta v u M ěsíce n e­ obvykle h m otná „ a tm o s fé r a 4* k y slík u , v níž oran žové ku ličk y vznikly, se v y tvořila velm i k rátk o d o b ě po d o p ad u m ohutného im p aktu , který vy tvořil M are S e re n ita tis. V y sok á tep lo ta, k te rá n e sp o rn ě vzn iká na n ěk terý ch m ístec h p ři srá ž k á c h k o sm ick ý m i ry ch lo stm i, ved e zřejm ě k tep eln ém u ro z k la d u hm oty, p ři k terém m ůže d o jít až k uvoln ěn í k y slík u z jeh o n ěk terý ch k y slič n ík ů (tedy k p ro c e su obdobném u „v y ­ p á le n í" n ap ř. k y slič n ík u u h lič ité h o z váp en ců , k něm už d o ch ází již p ři pom ěrn ě n ízkých te p lo tá c h ). V zhledem k tom u, že slu n e č n í vítr p řin á ší na M ěsíc re d u k u jíc í vodík a n ik oliv o x id u jíc í k y slík , že ze so p e k nikdy n eu n ik á k y slík , a le v ětšin o u sp íše vodík a kon ečn ě na M ěsíci nikdy n ero stly k y slík u v o lň u jíc í ro stlin y , je v í s e term olý za m ě­ síč n íc h h orn in vysokým i te p lo tam i v z n ik a jícím i na n ě k te rý ch m ístech im p ak tu zatím n e jp ra v d ě p o d o b n ě jším zd ro jem m ě síčn í d o č asn é velm i sla b é k y slík o v é a tm o sféry . Zdeněk

Mikulášek:

PROČ VYBUCHUJÍ

s u p e r n o v y

?

Mohutné výbuchy su p ern ov , při nich ž se během n ě k o lik a týdnů uvolní en erg ie, k te rá od p ovídá ročním u v ý d eji zářiv é e n erg ie více než m iliard y hvězd, na seb e p rávem so u stře ď u jí velk ou p o zo rn o st astro n om ů te o re ­ tiků i p ozo rovatelů . Celou astro n o m ick o u v e řejn o st vzru šu jí otázk y: Co jso u to su p ern ov y a p roč vybuchují, odkud se bere je jic h ob rovská en erg ie, ja k é je m ísto su p ern ov y ve vývoji hvězd a v n e p o sle d n í řa d ě i o tá zk a zda i n ašem u S lu n ci je sou zen o sk o n čit sv ů j život ja k o su p e r­ nova. Až d on ed áv n a byly od p ověd i n a tyto otázk y jen k u sé a d osti m lh avé, nyní v ša k d o stá v a jí p on ěku d o stř e jší obrysy. Dříve, než se s e ­ zn ám ím e s tím, ja k so u č a sn á teorie hvězdn ého vý v oje v y sv ě tlu je v z p la ­ nutí sup ern ov, p řip om eň m e si a le sp o ň ve z k ra tc e co o su p ern ov ách vím e již n ěk o lik d esetiletí. Po zoro vatelé, k teří so u sta v n ě sle d u jí výbuchy su p ern ov v okoln ích g a la x iíc h , si brzy povšim li, že su p ern o v y v y tv ářejí dvě fy z ik áln ě od lišn é sku p in y , ozn ačen é ja k o su p ern ov y I. a II. typu. Su pern ovy II. typu d o­ sah u jí v m axim u ab so lu tn í ja sn o sti — 15. až —17. m agn itu dy , přičem ž jejich sv ě te ln é křivky se v d etailec h d o sti liší. S p e k tra těch to su pern ov jso u c h arak te riz o v á n a m nožstvím em isn ích č ar prvků o vy sok ém stu pni io n izace na sp o jité m p ozadí. Profily sp e k trá ln íc h č ar sv ě d č í o prudké ex p an zi ob álk y, k te rá vyb uch ující hvězdu ob klopu je. Z pozo rován í též vyp lývá, že n elze řad it do ste jn é p řih rá d k y novy a su p ern ovy , tře b a s i z toho důvodu, že zatím co se novy p ři o p ak u jících se vzplan utích zb avu jí jen n ep atrn é č á sti sv é hm oty ( 1 0 -5 až 1 0 -4 M©), je hm otnost obálky, kterou p ři výbuchu odvrhne su p ern o v a, sro v n a te ln á s hm ot­ no stí hvězdy p řed výbuchem . Su pern ovy II. typu jso u typ ick ý m i p ře d ­ sta v ite lk a m i m la d ší č á sti hvězd I. p o p u la ce , což zn am en á, že je p ozoru ­ jem e n e jč a stě ji v n ep rav id eln ý ch g a la x iíc h a ram en ech sp iráln ích

g a la x ií. Je jic h stá ř í je a si 108 let. Zbytky po exp lo zích su p ern o v II. typu jso u zp rav id la velm i aktivní, sta č í si jen vzpom en out na zbytek po vzplan u tí sup ern ov y z roku 1054 v sou h v ězd í B ýk a — p u lsa r v K rabí m lhovině, který září ve v šech oborech sp e k tra a jeh ož celk ový výkon se je ště i d n es rovn á výkonu m ilión u Slu n cí! Su pern ovy I. typu jso u ve sro v n án í se su p e rn o v am i II. typu ob jek ty je ště z á h a d n ě jší a e x o tič tě jší. V y sk y tu jí se jen ve sta rý c h elip tic k ý c h g a la x iíc h , v jád re c h nebo v kulových p o d sy sté m e ch sp irá ln íc h g a la x ií. Je jic h stá ř í se o d h ad u je n a více než 1010 let — p a tří ted y m ezi n e jsta r š í h vězdy ve vesm íru. Co do ja sn o sti je ště p ře k o n á v a jí su p ern ov y II. typu, neboť n a vrch olu svého le sk u d o sa h u jí v ab solu tn í ja sn o sti — 17. až — 19. m agn itu d y! Přitom je za jím av é, že všech n y sv ě te ln é křivky dosud pozo rovan ých su p ern ov I. typu jso u si v e lic e podobné. Tvrdým o říšk em p ro teo retik y za b ý v a jíc í se sp e k try h vězdn ých a tm o sfé r je v ý k lad sp e k tra tohoto typu su p ern ov , k teré se sk lá d á p rak tic k y jen z velm i výrazn ých em isn ích čar na pom ěrn ě velm i slab é m sp o jité m pozadí. Z rozboru tvaru a in tenzity sp e k trá ln íc h č a r vyp lý vá, že p ři výbuchu z tr á c e jí sup ern ovy I. typu p o d statn ě m éně hm oty než su p ern ov y II. typu. Tab. 1. Přehled vlastností supernov Supernovy

I. typu

maximální jasnost tvary světelných křivek četnost vzplanutí hvězdná populace odhadované stáří hmotnost obálky

—17 až —19 stejné 1/100 let/10n hvězd II. 1010 let > 1 AíO

!

II. typu —15 až —17 rozmanité 1/20 let/1011 hvězd I. 10» let <1M 0

Č etnost, s jak o u se su p ern ov y v g a la x iíc h objevu jí, zá v isí na typu g a la x ie a počtu hvězd, k teré g a la x ii tvoří. V tab. 1 jso u u ved en y p rů ­ m ěrné hodnoty č etn o sti v zp lan u tí obou typů su p ern ov, k teré jso u v z ta ­ ženy na so u sta v y o 1011 člen ech , což řád o v ě od p ovídá p řed p o k lá d a n é m u počtu hvězd v n a ší G alaxii. S u p ern ovy II. typu. S o u č a sn á teorie hvězdného v ýv oje ch áp e v z p la ­ nutí su p ern ov jak o lo g ick ý d ů sle d e k celéh o p řed ch ozíh o výv oje hvězdy, jak o jednu z fá z í jejíh o vývoje. K tom u, abych om p orozu m ěli od pověd i na otázku, p roč vybuchují su p ern ov y, ktero u nám p ře d k lá d á so u č a sn á astro fy z ik a , je nezbytné se poněkud b líže se zn ám it s hlavn ím i ry sy chování hvězd na sk lo n k u je jic h aktivn íh o života. (A ktivním životem rozum ím e tu etap u vývoje hvězdy, kdy žije na ú čet jad ern ý ch re ak c í, k teré p rob íh ají v jejím nitru.) K v alitativn í i kvan titativ n í strán k y hvězdn ého výv oje jso u v p o d sta tě určeny p řed evším v elik o stí hm oty hvězdy, o sta tn í c h a ra k te ristik y h v ěz­ dy, jak o je jí p o č áteč n í ch em ické slo žen í, v e lik o st rotačn íh o m om entu, in ten zita m agn etick éh o p ole atd., ovlivňují vývoj hvězdy v m íře n e sro v ­ n ateln ě m enší. U kazuje se, že hvězdy v jistý ch in te rv ale ch hm otností se v y v íjejí po k v alitativ n í strá n c e obdobným způsobem , v y tv áře jí ja k é s i

„v ý vojov é ro d in y ". K v an titativn í strá n k a hvězdného vývoje se přitom p od řizu je obecném u p ravid lu , p o d le něhož se hvězdy h m o tn ě jší v y v íjejí ry c h le ji než hvězdy m éně hm otné. Toto p rav id lo je d ů sle d k e m sk u te č ­ nosti, že hm otné hvězdy m nohem ry c h le ji sp o tře b o v áv ají své zásoby jad ern éh o p aliv a , než hvězdy s m en ší hm otou, je jic h ž sp o tře b a je m enší. N e jd e lší č á st svého aktivn íh o živo ta strá v í h vězda na h lavn í p o slo u p ­ nosti, kdy p ok lid n ě sp a lu je zá so b y vodíku v ok olí stře d u hvězdy, kde p an u je n e jv y šší tep lo ta. V jád ru hvězdy se p o stu p n ě h rom ad í „ p o p e l“ vodíkových re a k c í — hélium . Je-li vodík v jád ru ta k ř k a z c e la vyčerp án , začn e h ořet n ejp rv e v tlu sté, p o zd ěji s tá le se zte n ču jící slu p c e , k te rá obepín á vy h o řelé h éliové jád ro . Tyto re a k c e o d č e rp á v a jí vodík z b ez­ p ro střed n í b lízk o sti héliovéh o já d ra , p řem ěň u jící je j na h élium a jsou příčin ou toho, že h m otn ost vyh o řeléh o já d ra v zrů stá. S tím , ja k vzrů stá h m otnost já d ra , v z rů stá v něm te p lo ta i h u stota, tak ž e se v něm v y tv á­ ře jí vhodné podm ín ky pro z a p á le n í h éliových re ak c í. H éliové re ak c e , je jic h ž p rod uktem je uhlík a k y slík , se brzy stan o u h lavn ím zd ro jem e n e rgie hvězdy a tím i rozh od u jícím čin itelem , k terý u rču je d a lší sm ěr hvězdného vývoje. A však i hélium v jád ru se č ase m v y č e rp á a vytvoří se vyh o řelé u h lík o-k y slík ové jád ro . Za vhodných podm ín ek se i zde z a p á lí d a lší jad e rn é re a k c e , k te ré v y rá b ě jí s tá le tě ž ší a tě ž ší prvky. Celý jad ern ý vývoj kon čí teo retic k y vytvořením ja d e r sk u p in y železa, neboť tato já d r a m ají č á stic e v jád ru n e jsiln ě ji vázán y . To je obecný n ástin vn itřního výv oje hvězdy, výv oje zd ro jů je jí en erg ie. K on krétn í „z p ů so b p ro v ed en í“ tohoto n azn ačen éh o vývoje je různý a je v p o d sta tě u rčen h m otn o stí hvězdy. N avíc se u k azu je , že jen m álo k terá h vězd a m á to ště stí ab so lv o v a t c elé vývojové sch ém a až do kon ce. Jistý ch rozd ílů si m ůžem e všim n ou t již ve fá z i vytvářen í héliového jád ra, kdy se u hvězd s h m otn o stí m en ší než 2,25 M© začn e rozh od u jící m ěrou u p latň o v at e lek tro n o v á d e g e n e ra c e héliového, já d ra . N yní vý k lad na okam žik p řeru ším e a p ok u sím e se, a le sp o ň ve zk ratc e , v y ja sn it term ín „e le k tro n o v á d e g e n e ra c e 1*, neboť se s ním budem e v d alším textu n eu stá le se tk á v a t. Během výv oje hvězdy se zv y šu je tlak i h u stota látk y v cen tráln ích o b lastech hvězdy. Za n orm áln ích o k o ln o stí m ůžem e na látku , k te rá tvoří nitro hvězd, p oh lížet jak o na id e á ln í plyn, jehož v la stn o sti zn ám e důvěrně z n a ší k ažd o d en n í p rax e. Je stliž e se však zv y šu je h u sto ta hvězdného m ateriálu , p ak se m ezi jed n otliv ý m i č á s ti­ cem i této látk y začn ou p ro jev o v at v ý ra zn ě ji síly a e fek ty , k teré jsm e při n ižších h u sto tách m ohli zan ed b at. Z ačnou se u p latň o v at ve zvý šen é m íře odpudivé a p řitažliv é síly m ezi jád ry a voln ým i elek tron y , začn ou se u p latň o v at efek ty p lyn ou cí z k van tových v la stn o stí jed n otliv ých slo že k hvězdné látk y . K lad n é ionty zau jm ou tak o vé p o stav en í, aby v zá­ jem n é působen í m ezi nim i bylo co n ejm en ší — vytvoří velm i pevnou k ry stalo v o u m říž (k u b ick o u p ro sto ro v ě cen tro v an o u ], jíž se p ro p lé ta jí volné elek tron y . T lak je zde určen p řed ev ším tlak e m d egen erov an ý ch elek tron ů, k teré ve sh od ě s p rin cipem n eu rčito sti d o sah u jí obrovských en ergií, k teré o d p o v íd ají k in etick ý m en ergiím elek tro n ů pohybujících se ry ch lo stm i č a sto jen o zlom ek m ilim etru za sek u n d u m enším i než je ry ch lo st sv ě tla. Zhruba řečen o, v la stn o sti d e g e n e ro v an é látk y se

velm i p o d o b ají v lastn o stem n ašic h kovů; i zde se se tk á v á m e s k r y s ta ­ lovou m říží tvořenou k lad n ě n ab itým i ionty, i zde s e po k ry sta lu kovu voln ě p řem ísťu jí elek tron y . S te jn ě ja k o p o zem sk é kovy i d e g e n e ro v an á lá tk a ved e dobře tep lo i e lek tric k ý proud, tep lo se zde p ře n á ší z je d ­ noho m ísta na druhé ta k řk a světeln o u ry c h lo stí. D eg en ero v an á lá tk a vcelku ú sp ě šn ě vzdoruje tlak u , který na ni působí, a je jí h u stota se m ění pom ěrně m álo. Je stliž e v zroste tlak p ů sob ící na d eg en ero v an o u látk u d esetin áso b n ě, vzroste je jí h u sto ta jen čty řn áso b n ě, v zroste-li tlak sto n áso b n ě, zv ý ší se h u stota d eg en ero v an é látk y jen na še stn á c tin á so bek. To, zd a v u rčité o b lasti hvězdy d ojd e k elek tro n o v é d e g e n e ra c i nebo k ní n ed ojd e, zá v isí v p o d sta tě na h u stotě a te p lo tě m ateriálu . Obecně p latí, že stlač u je m e -li hvězdnou látk u , p ak u ní k d e g e n e rac i d ojd e tím sp íš, čím n ižší je te p lo ta této látk y . Cím je p ly n te p le jší, tím ry c h le jší je i pohyb jed n otliv ých č á stic , který m i je tvořen, tím m en ší ovlivnění p ře d sta v u jí pro je jic h pohyb e le k tric k é síly a k van tové efek ty , a tím více se jeho v la stn o sti p řib ližu jí v lastn o ste m id eáln íh o plynu. Ze z á k o n ito stí stav by hvězd h lavn í p o slo u p n o sti vyp lý vá, že čím je h vězda h m otn ější, tím v y šší p an u je v je jím nitru tep lo ta, a p ozor — tím n ižší tlak . To zn am en á, že m éně hm otné hvězdy jso u na vznik o b lastí s d egen erov an o u látk o u m nohem n ác h y ln ě jší, než hvězdy hm otné. Proto se tedy již v p ro cesu vytvářen í héliovéh o já d r a u hvězd s h m ot­ n o stí m en ší než 2,25 MO o b jev u je e lek tro n o v á d e g e n e rac e, a to n ejd říve v cen tráln ích o b lastech vyh ořeléh o já d ra , p o zd ě ji zach v átí c e lé h éliové jád ro . Ve h vězdách s h m otností v y šší než 2,25 M© z ů stá v á jád ro nedegerov an é, k teré se m ůže sn ad n o sm ršťo v at, což vede ke vzrů stu tep loty ve střed u hvězdy. P řekročí-li te p lo ta v nitru h ran ici 7.107 K, d o jd e k z a ­ p álen í héliových re ak c í a sm ršťo v án í já d ra se za stav í. S am o tn é vznícení héliových re a k c í je p om ěrn ě klid n é. Jin ak je tom u v ša k v p říp ad ě hvězd s d egen ero v an ý m jád rem . S tav b a i výkon hvězdy jso u v této fá z i vý v oje z c e la určeny v elik o stí hm oty d egen ero v an éh o já d ra , p řičem ž tém ěř vůbec n ez áleží na hm otn osti či jin ých v la stn o ste c h obálky. T ato sk u te č ­ nost, na první poh led d o sti zv láštn í, se nám ozřejm í, uvědom ím e-li si, ja k v tom to okam žiku h vězda v y p ad á. K olem rozm ěrově m aléh o d e g e ­ n erovan éh o jád ra, k teré přitom o b sah u je p o d statn o u č á s t hm oty hvězdy, se ro z p ro stírá ob rovská ob álk a hvězdy, je jíž p olom ěr činí d e sítk y , ba i stov ky polom ěrů slu n ečn ích . V azba m ezi ro z sáh lo u ob álk ou a m a lič ­ kým jád rem je velm i volná, a p roto není divu, že jád ro se vyvíjí r e la ­ tivně sam o sta tn ě . Protože je jád ro hvězdy od pověd n é za výrobu en erg ie, je zřejm é, že i výkon hvězdy bude určen p řed e v ším stav e m já d ra . S tím, ja k během vývoje ro ste h m otn ost d egen ero v an éh o já d ra , ro ste tlak i te p lo ta v jeho nitru, ro ste i výkon hvězdy, k te rá je v tom to období vývoje červeným obrem . V okam žiku , kdy h m otn ost d egen erov an éh o h éliového já d ra p řek ro čí k ritick ou m ez 0,4 M©, vytvoří se v c en tráln ích o b lastech já d ra podm ín ky vhodné pro z a p á le n í h éliových re ak c í. V lastn í z a p á le n í h élia, k teré u hm otných hvězd probíh á pom ěrně klid n ě, se u hvězd s m enší h m otností m ění ve velm i d ram atick o u u d á lo st díky tomu, že d ege n e ro v an á lá tk a je id eáln ím vodičem te p la. E n e rg ie u v o l­ n ěn á héliovým i reak c em i je tém ěř ok am žitě ro zv ed en a po celém jád ru , n em á v ša k d o state k č asu k tom u, aby jád ro o p u stila . E n e rg ie jad e rn ý ch re a k c í zv y šu je zásobu tep eln é en e rg ie já d ra , jeho te p lo ta ro ste. V y d at­

nost jad ern ý ch re a k c í je n eo b y čejn ě c itliv á n a zm ěny tep lo ty a třeba i m alé zv ýšen í tep lo ty m á za n á sle d e k velm i p ru d ké zv ýšen í ry ch lo sti jad e rn ý c h re ak c í. T ento p ro c e s se stá le zry ch lu je, ro ste te p lo ta d e g e n e ­ rov an é látk y , elek tro n y s tá le p ru d če ji n a r á ž e jí n a k ry stalo v o u m říž tvořenou klad n ým i ionty. V okam žiku, kdy se pod n árazy elek tron ů n aru ší stav b a k ry sta lo v é m říže d eg en ero v an é látk y , kdy se tato m říž d o slo v a roztav í, uvolní se n áh le ob rovské m nožství en e rg ie , k te rá byla až dosud v á zán a v p ro sto ru d eg en ero v an éh o já d ra . Tento, takzvan ý „h élio v ý z á b le sk " (h eliu m fla sh in g ), je d ějem n eo b y čejn ě rychlým , neboť trv án í jeho záv ěrečn ý ch fá z í se n ep o čítá na roky, an i na dny, ale na hodiny! V této so u v islo sti si jistě p oložím e otázku, ja k se tento bouřlivý p ro c es, který probíh á hluboko v nitru hvězdy, p ro jev í na jejím vzhledu. Přesn ou od p ověď na tuto otázku zatím nezn ám e, a le u v áží­ m e-li, že jád ro hvězdy je ob alen o velm i siln o u vrstvou hvězdného m a ­ teriálu a v lastn í héliový z á b le sk je z á le ž ito stí těch n e jv n itřn ějších o b lastí hvězdy, d á se p ře d p o k lá d a t, že výbuch bude v n ějším i vrstvam i hvězdy ztlum en n atolik , že se to n av en ek p rojeví jen ja k o přech odn é zja sn ě n í hvězdy. H vězda, k te rá p ro d ě la la héliový záb le sk , se v d alším vý voji chová ste jn ě ja k o hvězda, k te rá d eg e n e ro v an é jád ro nikdy n em ěla. V d a lší fá z i vývoje, kdy h vězda sp a lu je hélium v jád ru , se setk á v ám e se třem i vývojovým i rod in am i. Je p ravid lem , že n e jje d n o d u šším z p ů so ­ bem se ch o v ají hvězdy s v ě tší hm otou. Ve h vězdách s h m otností větší než 8 M© se během vývoje v y tv áří n ed egen e ro v an é u h lík o-k y slík ové jád ro , jehož hm otn ost p o stu p n ě ro ste, jád ro se sm ršťu je a zah řívá. Přek ročí-li přitom te p lo ta hodnotu 7.108 K, z a p á lí se v jád ru uhlíkové re ak c e . Je lik o ž zde m ám e co čin it se vznícením jad e rn ý ch re a k c í v ned eg en ero v an ém jád ru, je celý a k t zažeh n u tí uhlíkových re a k c í pom ěrně klidný. U hvězd s h m otn o stí m en ší než 8 M© h raje ve vývoji rozh od u jící úlohu ex iste n c e d egen ero v an éh o u h lík o-k yslík ovéh o já d ra . S itu a ce je zc e la obdobná situ ac i, ve k teré se n ach ází m éně h m otn á h vězda s d e g e ­ nerovan ým h éliovým jád rem . I zde n ez áv isí výkon hvězdy na celk ové h m otn osti hvězdy, a le je určen v e lik o stí hm oty d eg en ero v an éh o jád ra. H lavním zd ro jem en erg ie hvězdy je en erg ie vy ráb ěn á v ten k é vrstvičce h ořícího h élia, k te rá se n ach ází na povrchu vy h o řeléh o uhlíkového jád ra. S tím, ja k ro ste hm ota já d ra , vzrů stá i sv ítiv o st hvězdy a s ní i tlak zářen í. T lak zá řen í h ra je velm i důležitou ro li ve stav b ě hvězdy, neboť působí v op ačn ém sm ěru než p řita žliv o st hvězdy a je tak d ů leži­ tým č in itelem p ři v y tv ářen í d y n am ick é rov n ov áh y ve h vězdě. Je stliž e v ša k sv ítiv o st hvězdy ro ste, d o jd e v jistém m om entu k situ aci, kdy ž á d ­ nou p řestav b ou horních vrstev hvězdy n elze d osáh n ou t rovnováhy m ezi g ra v ita c í a tlak em zářen í, rov n ov áh a ve hvězdě je p o ru šen a, hvězda ztratí č á st své hm oty. Z teo rie h vězdn é stav by plyn e velm i jed n od u ch á pod m ín ka, že h vězda je stab iln í tehdy, je-li p om ěr sv ítiv o sti k h m ot­ n o sti hvězdy (v jed n o tk ách sv ítiv o sti a h m otn osti slu n e č n í) m enší než 3000. Ve stá d iu hvězdy s d egen ero v an ý m u h lík o-k yslík ový m jád rem se sv ítiv o st hvězdy zv y šu je a h vězda v HR d iag ram u ry ch le „ š p lh á “ až na vrch olek větve červen ý ch obrů. H vězdy s h m otnostm i m en ším i než 3 AfO je ště p řed za p álen ím uhlíkových re a k c í v jád ru p o ru ší podm ínku stab ility , což m á za n á sle d e k , že ztratí p o d statn o u č á st hm oty horních

vrstev hvězdy. S am o tn á ex p an ze obálk y n en í p říliš ry ch lá, o b álk a se ro zp ín á ry c h lo stí řád o v ě km /s, a uvn itř z ů stá v á d eg e n e ro v an é uhlíkok y slík o v é jád ro velm i m alý ch rozm ěrů. N a HR d iag ram u se ten to vývoj p ro jev í tak , že h vězd a s vrch olku větve červen ý ch obrů ry ch le p ře jd e d oleva, do o b lasti ja d e r p la n e tárn íc h m lhovin. Celý ú tv ar s k lá d a jíc í se z d eg en ero v an é hvězdy s vyso k ou p ovrchovou tep lo to u a p o m alu se ro z p ín ajíc í p lyn n é obálk y, není sk u teč n ě nic jin éh o než p la n e tárn í m lhovina. P lan etárn í m lhovin a se p o zv o ln a rozp ín á, říd n e a m ísí se s okoln í m ezihvězdnou hm otou, zatím co původně h ork ý u ltra fia lo v ý trp a slík p o stu p n ě ch ládn e, m ění se v bílého trp a slík a a p o zd ě ji v n e sv í­ tící d eg en ero v an o u hvězdu. Toto je tedy i budoucn ost n ašeh o S lu n ce, v jeh ož nitru po v y č e rp án í vodíku v jád ru d o jd e k héliovém u zá b lesk u . S lu n ce potom za čn e s p a lo ­ vat hélium a po vytvoření u h lík o-k y slík ovéh o d e g e n e ro v an é h o já d r a se začn e jeho sv ítiv o st velm i ry ch le zv y šovat. P řek ročí-li sv ítiv o st S lu n ce hodnotu 3000 LQ, sta n e se n estab iln ím a ztratí v podobě p la n e tá rn í m lhoviny a s i jednu třetinu své hm oty. V znik p la n e tá rn í m lhoviny z a ­ kon čí ak tiv n í č á st živo ta Slu n ce, z něhož zbude jen ch lad n ou cí bílý trp a slík bez zd ro jů en ergie. H vězdy s h m otnostm i v in terv alu od 3MO do 8 AíO se ve stá d iu s p a ­ lování h élia c h o v ají k lid n ěji, neboť se díky své v y šší h m otn o sti d ok ážou ubránit rostou cím u tlak u zářen í. H m otnost d eg e n ero v an é h o uh líko-kyslíkového já d ra v průběhu vývoje ro ste, v z rů stá sv ítiv o st hvězdy, zv y šu je se h u sto ta látk y v d egen ero v an ém jád ru . S ta v látk y v jád ru je nyní u rčován jen h m otn ostí sam otn éh o já d ra . V okam žiku , kdy h m otn ost já d ra p řek ro č í hodnotu 1,4 AfO p řek ro č í h u sto ta v jád ru k ritick o u m ez 3.109 g c m -3, d o jd e k v elice prudkém u z a p á le n í u h lík ových re ak c í. K v alitativ n ě se průběh celéh o d alšíh o p ro ce su , ke kterém u v jád ru hvězdy dochází, sh od u je s průběhem h éliovéh o záb lesk u , jen s tím ro z ­ dílem , že z a p á le n í uhlíku v jád ru je d ějem n e sro v n ateln ě d ra stič tě jším . Tento rozd íl je zd ů razn ěn i term in o lo g ick y , neboť v tom to p říp ad ě n e ­ h ovořím e o „u h líkov ém z á b le sk u ", nýbrž přím o o „u h lík o v é d e to n a c i". Prudké uvolnění en ergie, n ah rom ad ěn é v d e g e n e ro v an ém jád ru , vede n e jen k exp lozi, k terá d o slo v a ro zm etá horní vrstvy hvězdy, a le m á na svěd om í i vytvoření neutronové hvězdy, k terý žto p ro c e s sám je d alším , velm i vyd atn ým zd ro jem e n erg ie su p ern ov y. H vězdná lá tk a , k te rá je před uhlíkovou d eto n ací stla č e n a na hustotu, k te rá se již z c e la vym yká n aší zk u šen o sti, je při výbuchu stla č e n a je ště více, což m á za n á sle d e k , že p ře jd e ze stav u elek tron o vě d eg en ero v an é látk y do stav u su p rah u sté neutronové k ap alin y , je jíž h u sto ta je je ště o n ěk o lik řád ů větší, než h u stota i té n e jstla č e n ě jší d eg en ero v an é látk y . V nitřek hvězdy, v níž probíh á u h líková d eton ace, se tedy zhroutí a vytvoří su p rah u sto u n eu tro ­ novou hvězdu o polom ěru řád ov ě 10 km. Při tom to zh rou cen í se uvolní velk é m nožství g ra v ita č n í en erg ie, k te rá velm i význam nou m ěrou p ři­ sp ív á k en e rg e tic k é b ilan ci v zp lan u tí sup ern ovy . U vedená dom n ěn ka vzniku su p ern o v II. typu, tře b aže je z a lo že n a na řad ě zjed n o d u šu jících p řed p o k la d ů a e x istu je p roti ní n ěk o lik d osti vážných n ám itek, hlavn ě v so u v islo sti s o ch lazo ván ím já d ra neutriny, m á velkou n a d ě ji na ú sp ěch , neboť d o k áže v y sv ě tlit většin u sk u tečn o stí,

Hmotnost hvězdy v M©

héliové jádro

héliový záblesk

do 2,25

deg.

ano

uhlíkové jád ro

2,25 až 3,0 3,0 až 8,0

n esta ­ bilita obálky

zapálen í C-reakcí

ano

ne

planetární mlhovina — bílý trp aslík su p er­ nova II. černá díra?

deg. nedeg.

ne ne

8,0 a více

nedeg.

konečná fáze

C-detonace klidné

které jso u pro su p ern ov y II. typu ty p ick é. T ak n ap r. s tá ř í tohoto typu su p ern ov velm i dobře so u h la sí s celk ovo u dobou aktivn íh o života hvězd s h m otn ostm i v in terv alu od 3 M© do 8 M©, jež se p o d le n a ší h ypotézy m ají stá t su p ern o v am i II. typu. Rovněž i četn o st, s níž by m ěly tak o véto su p ern o v y vybuchovat, o d p o v íd á pozo rován í. N a ro z m an ito st světe ln ý ch křivek m ůžem e z h le d isk a této h yp otézy p oh lížet ja k o na d ů sle d e k slo žitéh o vzájem n éh o p ů soben í ráz o v é vlny (v zn ik lé výbuchem ] a m a­ te riálu , který e x p lo d u jíc í jád ro ob alu je. N avíc tato d om n ěn ka n e n á siln ě vy sv ětlu je, p roč po výbuchu su p ern ov y v z n ik ají neutronové hvězdy, k teré se potom p ro jev u jí ja k o o p tick é nebo rád io v é p u lsa ry . (D okončení p říště )

Zprávy STÁTNÍ

VYZNAMENÁNÍ

Dr. V. B U M B O V I

Předseda ČSAV akadem ik J. K ožešník předal 22. července 1975 členu kore­ spondentu ČSAV RNDr. V. Bumbovi, DrSc., řediteli A stronom ického ústavu ČSAV, státn í vyznam enání „Z a zásluhy o výstavbu", které mu propůjčil prezi­ dent republiky u příležitosti jeho p ad esátin za zásluhy o rozvoj sluneční fyziky. Redakce Říše hvězd blahopřeje.

C o n o v é h o v astronomii POZOROVÁNI

CYG

Prof. D. Martynov, ředitel Šternbergova astronom ického institutu v M osk­ vě, oznám il výsledky pozorování rentgenového zdroje Cyg X-1 ren tge­ novým teleskopem na palubě Saljutu 4. Pozorování, vykonaná 3. červ­ na mezi 13h38m—14b20m SČ, byla zpracovaná E. Šafferem a E. Moskalenkem. V 13h38m byla zjištěn a inten­ zita v oboru 2—10 keV 0,28 pulsů cm -2 . V oboru 0,2—2keV byl tok X-záření ze zdroje stejn ý jak o inten ­ zita pozadí — 0,14 pulsů cm -2 . V 13h

X-1

ZE S A L J U T U

4

54m vzrostl tok v oboru 0,2—2 keV na 0,35 pulsů cm -2 a v oboru 2—10 keV se zvýšil l,9 k rát. V tomto spektrálním oboru byly zjištěn y velké fluktuace s ch arakteristickým časem menším než 10 s. Ve 14h10m bylo v oblasti 2—10 keV registrován o vzplanutí o trvání asi 20 s, v maximu se tok zvýšil až na 3,9 pulsů cm -2 . C harak­ teristický č a s vzestupu vzplanutí byl m enší než 1 s. Tato pozorování by odpovídala modelu akrečního disku kolem černé díry. IAUC 2793 ( R. H.J

A. J. Longm ore z a u stralsk é hvěz­ dárny v Siding Sprin g objevil na desce, kterou exponoval 10. června 122cm Schm idtovou komorou P. R. Standen, novou kometu asi 17. veli­ kosti. V době objevu byla hluboko na KOMETA

jižní obloze v souhvězdí Páva poblíže rozhraní se souhvězdím D alekohledu. Jevila se jak o difúzní objekt s cen ­ tráln í kondenzací a velm i krátký m (1 5 ") a slabým ohonem.

1AUC 2789 ( B)

KO B A Y A S H I—BERG ER -M ILO N

V posledních letech bylo možno po­ zorovat pom ěrně dosti jasných komet, viditelných prostým okem nebo trie­ drem. K nim patří i letošní osm á ko­ m eta, ozn ačen á 1975h. Byla objevena n ezávisle třem i astronom y počátkem července. V Japon sku ji n alezl Toru K obayashi 2. VII., v K alifornii D ouglas Berger 5. VII. a na Mt Washburn (W yoming) Dennis Milon 7. VII. V do­ bě mezi 2. a 7. červencem se pohybo­ vala severním sm ěrem v souhvězdí Vodnáře a jevila se jak o difuzní ob­ jekt s centrální kondenzací; jasn o st udávali různí pozorovatelé mezi 7m až 9m. V době objevu byla vzdálena a si 0,5 AU od Země a a si 1,5 AU od Slunce, nejblíže Zemi procházela 21. července ve vzdálenosti pouze

1975h

0,26 AU. Koncem července a v první polovině srpn a byla ve velm i příznivé poloze k pozorování a n avíc bylo u n ás ja sn é počasí, tak že ji jistě mnozí n aši čtenáři viděli. Počátkem srpn a do sáh la je jí ja sn o st a si 5m„ takže byla za příznivých podm ínek viditeln á i prostým okem . K v ý sle d ­ kům pozorování kom ety se vrátím e v některém z příštích čísel. U vádím e je ště elem enty dráhy, které vypočetl B. G. M arsden ze 118 pozorování, z ís­ kaných m ezi 6. červencem a 1. sr p ­ nem: T = 1975 IX. 5,3367 EC w = 116,9808° í £2 = 295,6519° \ 1950,0 i = 80,7741° j q = 0,425533.

J .B .

SUPERNOVA

V G A L A X II V S O U H V Ě Z D Í

Ředitel Konkolyho hvězdárny v Bu­ dap ešti dr. B. Szeidl oznám il, že M. Lovas objevil 11. června supernovu fotorgafick é ja sn o sti 14,5m v nepo­ jm enované galaxii v souhvězdí Velké Medvědice (poblíže rozhraní se sou-

NOVA

a = 18h52m44s

a = 13h59,5m 6 = + 54°40\

1AUC 2789 (B )

V SOUHVĚZDÍ

Dr. Paul Wild z Astronom ického ústavu univerzity v Bernu objevil 15. června novou hvězdu v souhvězdí Š tí­ tu. Hvězda m ěla v době objevu fotovizuální ja sn o st 7,9m a polohu (1950,0) 6 = —7°47,0'.

Podle W. P. Bidelm ana bylo ve spektru novy z 19. června patrné s l a ­ bé kontinuum a intenzívní a široké

UMa

hvězdím Boota). Supernova byla n a le ­ zena ve vzdálenosti 17" východně od jád ra galax ie v poloze (1950,0)

ŠTÍTU

em isní čáry Balm erovy sé rie vodíku Ha a HjS (šířk a těchto čar byla a si 5,5, příp. 3,0 nm ). Ve spektru b y la také patrn á slab á zak ázan á čá ra a to ­ márního vodíku o vlnové délce 630 nm v em isi. Z posunutí čáry H « o 3,5 nm byla zjištěn a rych lost expanze 1600 km s -1 . C. Y. Shao n alezl v P alom arském hvězdném a tla se na m ístě novy velm i modrou hvězdu o ja sn o sti a si 18,5™. 1AUC 2791, 2792 ( B /

Jap o n sk ý astronom Yoshikuyi Kuw an o objevil 13. července pravděpo­ dobně novou hvězdu fotovizuální ja s ­ n o sti 8,4m. Objekt nebyl n alezen na

sním ku, exponovaném 8. července. Po­ loha hvězdy je (1950,0) a = 17h55,3m S = —28°22'. IAUC 2805 (B )

NOVA

V SOUh IVĚZDI

P. Wild z Astronom ického ústavu u n iverzity v Bernu objevil v západní č á s ti souhvězdí Orla eruptivní objekt, k terý může být novou nebo eruptivní prom ěnnou hvězdou. Dne 6. června KRÁTKÉ

A KŘEHKÉ

ORLA?

m ěla hvězda fotovizuální jasn o st 11,5m, dne 9. června a si 12m. Poloha hvězdy je (1950,0) a = 19h15m27s 8 = + 4°41,7'. IAUC 2788 (B )

TEI E S K O P I C K É

J. Jon es a R. L. H aw kes uveřejnili v časo p ise Nature (1974, 248, 5445, 211) první výsledky jednostaničního televizního pozorování 179 slabých m eteorů zaznam enaných ve dvou no­ cích (31. 9. a 1. 10. 1973). Jak uvádějí autoři zprávy, je možné pomocí této televizn í techniky sledovat m eteory a ž do 8. m agnitudy, neboli meteory, k teré patří do oblasti tzv. telesk o p ic­ kých m eteorů. Z pozorování vyplývá, že zachycen é slabé meteory jsou vel­ mi krátké, podstatně k ratší než před­ povíd ají k lasick é teorie záření m e­ teorů. N alezené zkrácení slabých m e­ teorů je přitom mnohem v ý ra z n ě jší' než pozorované zkrácení jasných (fo ­ to grafick ý ch ) meteorů. J. Jones a R. L.

METEORY

Hawkes tuto skutečnost interpretují jako důkaz neobyčejně rychlého dro­ bení m eteorických částic při vstupu do zem ské atm osféry. Budeme-li před­ pokládat, že hustoty m eteorických tě­ les, která po srážce s ovzduším Země dávají vznik slabým teleskopickým meteorům, jsou srovnatelné s husto­ tami pozem ských hornin nebo naleze­ ných meteoritů, budeme postaveni před velmi nesnadný úkol: najít do­ statečn ě účinný drobící m echanism us pro rozm ěrově tak nepatrná tělesa. Z tohoto důvodu se autoři článku klo­ ní k představě, že m alé m eteorické částečky m ají ch arakter křehkých vloček s nízkou hustotou.

Zdeněk Mikulášek

P R O JE KT L S T NASA hodlá v osm desátých létech vy p u stit na oběžnou dráhu kolem Země zajím avý vesm írný objekt. Bude n ést označení LST (L arge S pace Telesco p e, tj. velký vesm írný d alek o ­ h led ) a m á n avázat na tradici p rojek ­ tů M ariner a Skylab. Má umožnit po­ zoro vat vesm ír bez om ezení, které k lad e zem ská atm osféra. LST bude za pomoci kosm ického rak etop lán u dopraven na oběžnou dráhu ve výšce 520 km, sklon dráhy k rovníku bude 28,5°. Model objektu je zobrazen na 4. str. obálky. Přístroj bude nepilotovaný, po určitých č a so ­ vých intervalech se k němu bude n a­ v rac e t kosm ický raketoplán, jehož p o sád k a bude provádět nezbytné p rá­ ce , jak o např. údržbu přístrojů, vý­ m ěnu m ateriálu apod.

Hmotnost LST má být kolem 9500 kg, délka 19,8 m, válcové těleso bude mít v průměru 3,7 m. N ejdůleži­ tější optickou so u částí bude zrcadlo o průměru 304,8 cm. V ohnisku d a le­ kohledu má být um ístěn mj. spektrog ra f a p řístroje k m ěření intenzity a polarizace světla. Systém bude umož­ ňovat dodatečné přidání přístrojů pro některé sp eciáln í experim enty. Poin­ tační systém má umožňovat po dlou­ hou dobu udržování optické osy ve sm ěru pozorovaného objektu s chy­ bou jen 0,005", což je ekvivalentní přesností zam ěření lidského vlasu ze vzdálenosti a si 3 km. Hlavní vědecké problémy, k jejichž řešení má přístroj LST přispět jsou: (1) studium energetických procesů v centrech galaxií, (2) studium r a ­

ných vývojových sta d ií hvězd a p la ­ net, (3 ] pozorování takových hvězd­ ných objektů jak o jsou kvasary a pulsary, (4) průkopnická studia z a ­ m ěřena sp eciáln ě na otázku vzniku vesmíru. Při výzkumu sluneční soustavy KELIKTOVÉ

ZÁŘENÍ

A MEZIHVĚZDNÉ

Pro ověření řady kosm ologických teorií je důležité studium reliktového záření. Jde o izotropní nepolarizované záření černého tělesa, jehož rozdě­ lení intenzity ve spektru má odpoví­ dat Planckově izoterm ě pro teplotu asi 3 K. Řada m ěření v oblasti centi­ m etrových vlnových délek sice odpo­ vídá Planckově křivce pro 3 K, avšak v oblasti m ilim etrových vln, kde do­ posud bylo provedeno jen m álo m ě­ ření, není situ ace tak jasná. Planckovu teplotu v tomto oboru sp ek tra lze stanovit nepřím o na zá­ kladě m ěření absorpčních čar m ole­ kul CN, n ach ázejících se v m ezihvězd­ ném prostředí. Fotony reliktového z á ­ ření vybudí m olekuly CN do ro tačn í­ ho stavu odpovídajícího vlnové délce OSLAVY

umožní LST dlouhodobé m onitorování atm osférick ých jevů na Venuši, M ar­ su, Jupiteru a Saturnu. To přispěje k lepším u porozumění problémům zem ské atm osféry. (Podle Scien tific Am erican, VIII. 1974.) P. K otrč

1,32 mm. Ve sp ek tru hvězdy, která leží za oblakem m olekul, lze ve vi­ ditelné části sp ek tra pozorovat a b ­ sorpční čáry, které Jsou způsobeny m olekulam i jak v základním , tak i ve vybuzeném stavu. Z pom ěru re lativ ­ ních intenzit čar lze vypočítat tep lo­ tu pole záření, které vedlo k vybu­ zení m olekul na rotační hladinu. Hegyi, Traub a Carleton (A strophys. I. 190, 543, 1974) takto z jišťo val i tep ­ lotu reliktového záření na zák lad ě m ěření absorpční čáry vlnové délky 387,337 nm u hvězdy f Oph. Získaný výsledek — teplotu (2,9±0,5) K u vlnové délky 1,32 mm potvrzuje planckovský ch arak ter reliktového záření. SuW 13, 322, 1974 (H. N.)

IV. K O P E R N I K A I I S K Ý C H

Od 18. února do 21. března se k až­ doročně kon ají v m ěstech Toruni, Lidzbarku W armiňskim, Olsztyně, Grudzigdzu a From borku, v m ěstech, kde Kopernik žil, učil se a pracoval, K opernikánské dny. Z ačínají vždy na výročí narození M. K opernika 19. 2. 1473 v Toruni, kde na Starém Městě žil až do svých 18 let, pok raču jí v Olsztyně, na jehož zámku Kopernik dlouho pobýval a uskutečňoval zde svá astronom ická pozorování. N ejdelším místem Kopernikova pobytu se může honosit Frombork, kde K opernik n ap sal sv á nejdúležitější díla, především sp is „De revolutionibus orbium coelestium “ . Ve from borské k atedrále je Kopernik pochován. V Lidzbarku W armiňskim pobýval v letech 1495—96 a posléze v letech 1503—1510, kdy se sta l k a ­ novníkem a osobním lékařem svého strýce biskupa W atzenrode. Zde vznik­ la jeho první koncepce heliocen tric­ ké teorie. Konečně Grudzi^c, důleži-

CARY

DNÍ

V POLSKU

té obchodní střed isk o na V isle, je s Kopernikem sp ja to jeho vystoupe­ ním v r. 1522 proti neoprávněném u vybírání cla „De aestim atione mon etae“ . Letošní „Dny“ byly uváděny pod heslem „K opernik — astronom ie — kosm on au tika". Jejich program je do­ kladem úzké sp olu práce vědecké i kulturně-výchovné mezi vojvodstvím Bydgoszcz a Olsztyn. Sou částí oslav IV. K opernikánských dní je vždy na zahájení slavn ostn í vzpom ínková akce u K opernikova pam átníku v jedn otli­ vých . m ěstech. Kromě toho jsou po­ řádán y n ejrů zn ější vědecká sym pózia, věnovaná výzkumu vesm íru v duchu K opernikových m yšlenek, slavn ostn í koncerty, film ová a divadelní p řed ­ stavení a v neposlední řadě i otevře­ ní několika výstav. H vězdárna hl. m. Prahy již delší dobu udržuje p řátelsk é styky s Pla­ netáriem Lotów Kosm icznych v Olszty­ ně. Pro letošní „Dny“ si olsztynské

plan etárium vypůjčilo od p etřín ské hvězdárny výstavu „N ásled ovn íci M. Kopernika v P raze", k terá již jednou byla v Polsku in stalován a — p o čá t­ kem roku 1971 ve V aršavě a Toruni. Tentokrát byla vystavena v prosto rách P O Z O R U J T E

PRC

A m atérští pozorovatelé proměnných hvězd u n ás sled u jí převážně zák ry ­ tové systém y, z nichž většina tvoří slab é algolidy (v minimu jasn osti sla b ší než 11—12™]. V Říši hvězd jsm e již p sali o důvodech, které vedly k výběru tohoto pozorovacího p ro ­ gram u (£ // 54, 1973, str. 132). U ka­ zuje se, že volba program u i výběr hvězd, které doporučujem e sledovat, byly šťastn é. N aše publikovaná pozo­ rování jsou často brán a v úvahu při dalším zpracován í výsledků. Tak n apř. v m ezinárodním dodatku k ročence „Rocznik astronom iczny Obserwatorium K rakow skiego“ ÍSA C ) pro rok 1975, který vychází každoročně a u v á­ dí nové efem eridy zákrytových pro­ měnných a hvězd typu RR Lyrae, jsou v přehledu na str. 90—109 uvedena spolu s výsledky pozorování z a h ra ­ ničních astronom ů i pozorování č e s­ kých a slovenských am atérů. Často jde o jediná pozorování, k terá jsou vůbec k dispozici. V uvedeném seznam u jsou též hvězdy, jež nebyly dlouho sledovány. SPIRÁL Sbírka kuriózních astronom ických domněnek byla nedávno obohacena o další exem plář, o domněnku vysvět­ lující výbuch supernovy pádem bílého trp aslík a na červeného obra. Autoři hypotézy Warren M. S p a rk s a Theodo­ re P. Stecher (Astrophys. J., 1974, 188, 149) v ní diskutují případ dvojhvězdy, jejíž jednu složku tvoří bílý trpaslík a druhou hvězda, která opouští hlavní posloupnost a přechází do oblasti čer­ vených obrů. Při expanzi hvězdy se podstatně zmenší rotační rychlost čer­ veného obra, takže jeho doba otočení bude delší než oběžná doba soustavy. Slapové působení v blízkosti obra obí­ hajícího kolem bílého trp aslík a vede k tomu, že se obr opět začne roztáčet,

olsztynského p lan etária, a to od 25. února do konce května t. r. Po n á­ vratu do Prahy bude čá st této vý sta­ vy sloužit jak o doplněk stá lé expo­ zice na petřínské hvězdárně. J. Lálová M Ě N N É

H V Ě Z D Y

Mnohé z nich jsou zahrnuty do n a ­ šeho program u HLlDKA (jde tedy o sla b ší algolidy, pro něž doposud není zhotovena identifikační m ap k a). Jsou to např. hvězdy FG Gem (n e­ byla pozorována od roku 1949), VZ Leo (1944), WZ Leo (1934), SX Lyn (1953), IL Mon (1950), V 423 Oph (1945), EH Peg (1945). Hvězda WW Cep nemá zaznam enáno minimum od roku 1949, hvězda SZ Oph není sle d o ­ vána dokonce od roku 1928, a přitom pro pozorování obou těchto hvězd jsou k dispozici m apky okolí! V s e ­ znam u je též řad a hvězd našeho pozo­ rovacího program u, u nichž je třeba opravit světelné elem enty. Jak je vidět, pozorování vybraných zákrytových prom ěnných hvězd je oborem , ve kterém se astronom a m a­ tér velmi dobře uplatní i dnes. K až­ dé kvalitní pozorování je cenné. Zá­ jemcům o pozorování doporučujem e obrátit se na Hvězdárnu a planetárium M. Kopernika v Brně, která jim po­ skytne d alší potřebné rady a infor­ m ace. Zdeněk Pokorný SMRTI doba rotace obra se znovu začne blížit oběžné době systém u. Vzrůstá-li však rotační moment červeného obra, musí k lesat orbitální moment soustavy, bílý trp aslík se začne blížit k prim ární složce po m álo zakřivené sp irále — „sp irá le sm rti“ . W. M. S p a rk s a T. P. Stecher nalezli podmínky, které musí splňovat soustava, aby tato sp irála zasah ovala až do rozsáhlé atm osféry červeného obra. Poté, co se trpaslík vnoří do atm osféry obra, je vývoj velmi dram atický: bílý trpaslík se ve hvězdném m ateriálu rychle zabrzdí a padá na jádro obra. Právě toto střet­ nutí dvou hutných těles, bílého trp as­ líka a jád ra červeného obra, je příči­ nou výbuchu supernovy, po němž na

m ístě dvojhvězdy zůstává jen neutro­ nová hvězda. V závěru článku se uva­ žuje i o m ožnosti aplikovat tento moMETEORY

ROZTÁČEJÍ

Z pozorování prováděných družice­ mi Země i z rozboru jejich pohybu vyplývá, že n ejsvrch nější vrstvy zem ­ sk é atm osféry rotují rychleji (úhlově) než spodní atm osférické vrstvy a zem ský povrch. Protože mezi horními a spodním i vrstvam i ovzduší vzniká tření, které tomuto rychlejším u otáče­ ní horních vrstev brání, je zřejm é, že zde musí působit jistý m echanism us, který naopak zbytky ovzduší ve v ý š­ kách nad 150 km opět roztáčí. Pro tuto skutečnost n ašel zajím avé vysvět­ lení Ved Mitra (Planet, and S pace Sci., 1974, 22, 559), který v ní vidí dů­ sledek toku m eteorických částic, k te­ ré se střetávají se zem skou atm osfé­ rou. M eteorická částečk a, která vnikJEŠTč

KONJUNKCE

Ke konjunkci Venuše s Jupiterem , která n astala 17. února t. r., se v ra ­ címe ještě jedním sním kem , který zís­ kal O. Procházka na Hvězdárně hl. m. Prahy na Petříně. N egativ byl expo-

del vzniku supernovy na podvojné rentgenovské soustavy. Zdeněk M ikulášek IEMSKOU

ATMOSFÉRU

ne do zem ského ovzduší, mu odevzdá nejen veškerou kinetickou energii, ale 1 im puls a tím i moment. Ukazuje se totiž, že výsledný tok meteorů má v průměru větší orbitální moment než je odpovídající moment Země, príp. zem ské atm osféry. Rozdíl těchto m o­ mentů urychluje horní vrstvy atm o­ sfé ry a je příčinou jejich rych lejší ro­ tace. Z výpočtů, které provedl Ved Mitra, plyne, že pro zajištěn í pozoro­ vané ry ch lejší rotace svrchních vrstev vzdušného obalu Země je zapotřebí, aby denní přítok m eteoritického m a­ teriálu činil 34 tun. Tato hodnota je ve velmi dobré shodě se současným i představam i o velikosti přítoku m e­ teorické hmoty na Zemi. Z. M ikulášek ENUŠE

S JUPITEREM

nován 6 sekund v ohnisku dalekoh le­ du M eniscus-C assegrain [ 0 400/350 mm, / = 3300 m m ). Číslicem i jsou označeny Jupiterovy m ěsíce (1 — Io, 2 — Europa. 4 — K allisto).

Z li dových hvězdáren a as tr ono mi ck ýc h kroužků SPOLUPRÁCE

MEZI

PRAHOU

Mezi Hvězdárnou hlavního m ěsta Prahy (zastoupenou jejím ředitelem prof. O. H ladem ) a Slovenskou ú střed ­ ní hvězdárnou v Hurbanově (zasto u ­

A HURBANOVEM

penou jejím ředitelem M. Bélikem ) byla uzavřena dlouhodobá dohoda o sp olu práci. Jedná se především o ob last ediční činnosti a o společné

akce hlavně v oblasti práce s m ládeží. Ediční plán byl zatím stanoven na dobu pěti let (1975—1980). Z 16 p řed ­ pokládaných titulů se budou na po­ lovině podílet obě hvězdárny stejným dílem ; druhou polovinu vydá p ražsk á hvězdárna sam a. Jedná se o p u b lik a­ ce m etodické (6) a p rop agačn í (2), které vydávající hvězdárna zašle v několika výtiscích na ukázku a druhá hvězdárna objedná podle v la st­ ní potřeby a m ožností vydavatele. Z ostatn í ediční činnosti budou si hvězdárny dále vyměňovat různé zprávy, výsledky pozorování atd. V oblasti ostatních pom ůcek pro po-

p ularizační a zájm ovou činnost si bu­ dou hvězdárny zasílat nabídky. Dobré zkušenosti z loňského s r a ­ zu m ládeže na Slovensku se odrazily v pozvání pražským mladým astro n o ­ mům i na letošní rok. Na oplátku u sp ořádá v r. 1976 p ražsk á hvězdárna sra z m ladých astronom ů v Praze pro 10 účastníků z Čech a 10 účastníků ze Slovenska. Předpokládá se, že ú častn íci navštíví i d alší m ísta v Če­ chách. Tato sm louva byla mezi oběma hvězdárnam i uzavřena v březnu le ­ tošního roku. D alší konkrétní akce budou dojednány počátkem roku p říš­ tího. J. Lálová

N o v é kni hy a publikace • J. Grygar: V hlubinách vesmíru. Albatros, Praha 1974; str. 96, brož. Kčs 13,—. — N ap sat dobrou populární knížku o astronom ii pro děti od 12 let — jimž je podle tiráže určena — ne­ ní jistě úkol snadný; dr. Grygarovi z Astronom ického ústavu ČSAV v On­ dřejově se však dokonale podařil. A nejen to, knížku si jistě s chutí p ře­ čtou mnozí dospělí a najdou v ní poučení. Knížka je rozdělena v pod­ statě na několik částí. V textové části se čtenář seznam uje nejprve s nejdů­ ležitějším i poznatky o Slunci, s n ej­ význačnějším i souhvězdími na obloze, s velkými dalekohledy, ondřejovský dvoumetrový nevyjím aje, i s m etoda­ mi práce v dnešní astronom ii. V n á ­ sledujících kapitolách se pak p ojed­ nává o jasn ostech a spektrech hvězd, jejich hm otnostech a prům ěrech. Na dalších strán k ách se čtenář dozví n ej­ důležitější údaje o pulsarech, pro­ měnných hvězdách, hvězdokupách, Ga­ laxii i galaxiích, kvasarech a m ožnos­ tech existence jiných civilizací ve vesmíru. Jak je vidět, knížka odpovídá seriózním způsobem na otázky, které každého zájem ce o astronom ii nejvíce zajím ají. Další část knížky obsahuje stručné životopisy význam ných a stro ­ nomů (většinou i s jejich p ortréty), n ásled uje chronologický přehled n ej­ důležitějších u dálostí v astronom ii a stručný slovníček odborných výrazů. Poslední čá st knížky tvoří soubor obrazových příloh, z části barevných.

Šk oda snad je jen, že ačkoliv rukopis byl připraven do tisku počátkem roku 1973, knížka vyšla teprve v polovině roku 1975. Byla vydána ve vysokém nákladu 20 000 výtisků, ale není po­ chyb, že bude brzy rozebrána. J. B. • B. V. Kukarin a kol.: Vtoroje dopolněnije k tref jemu izdaniju Obščego k atalo g a peremennych zvezd. Nauka, Moskva 1974, 414 str., cena 2,63 rub. — Z podnětu Mezinárodní astron o­ m ické unie vyšel v letech 1969—1971 třídílný „O bščij k atalog peremennych zvezd“ , který obsahuje údaje o všech objevených a definitivně označených proměnných hvězdách. V roce 1971 byl vydán 1. doplněk (viz RH 53, 1972, 232), loni 2. doplněk. V této poslední publikaci jsou uvedeny údaje o 2490 nových proměnných hvězdách, které dostaly své definitivní označení v le­ tech 1972—73, takže celkový počet dnes znám ých proměnných hvězd do­ sáh l 25 140. Kromě toho jsou v doplň­ ku upřesněny ú daje o 2196 již dříve označených hvězdách. Autoři katalogu zavedli tři nové typy proměnných hvězd — hvězdy typu S Dor, y Cas a ZZ Cet; dnes tedy rozlišujem e 52 různých typů proměnných hvězd. K a­ talog neuvádí jen „k la sic k é " proměn­ né hvězdy, ale i pulsary, opticky pro­ měnné kvasary a jád ra galaxií, extra­ galaktick é supernovy a pekuliární rá ­ diové zdroje, pravděpodobně shodné s hvězdami typu BL Las. Ve 2. doplň­

ku jsou tyto seznam y upřesněny a roz­ šířeny. Tři díly k atalogu a dva do­ plňky tvoří dohrom ady unikátní s e ­ znam proměnných hvězd, jediný své­ ho druhu na světě. Je proto skoro zbytečné uvádět, že jsou to n ep ostra­ datelné publikace pro každého vážné­ ho zájem ce o stelárn í astronom ii.

Z. Pokorný •

J.-H. Scharf, E. Schm utzer (vydav.):

Grundfragen der Quanten- und Relativitatstheorie. Nova Acta Leopoldina, Bd. 39, Nr. 212. N ěm ecká akadem ie přírodovědců Leopoldina, H alle/Saale 1974. Nakl. Johann Ambrosius Barth, Leipzig. Str. 221, cena M 44,40. — Ně­ m ecká akadem ie přírodovědců Leopol­ dina u sp ořádala v době 10.—15. dubna 1972 za ú časti 40 odborníků z různých evropských států sym pozium o zák lad ­ ních otázkách kvantové teorie a teorie relativity. Koncem minulého roku vy­ dalo znám é n ak ladatelství vědecké li­ teratury Johann A m brosius Barth v Lip­ sku sborník prací z tohoto sym pozia, v nichž je referováno o pokrocích z posledních let v uvedených dvou základních oborech teoretické fyziky. Sborník obsahuje tyto práce: F. Hund: Mohly se dějiny kvantové teorie ode­ hrát také jin a k ? — H. Schopper: Stav experim entů prověřujících platnost kvantové elektrodynam iky a sym etrií vzhledem k zrcadlení. — C. F. von W eizsScker: Souvislost kvantové teo­ rie pole a kosm ologie. — H. P. Důrr: Elektrodynam ika a grav itace v rám ci nelineární spinorové teorie hmoty. — S. Bopp a W. Lutzenberger: Nová při­ bližná m etoda k výpočtu hmotových spekter. — H. H8nl: O vzájemném vztahu různých sku tečn ostí týkajících se důkazů gravitačních teorií. — E. Schm utzer: Fyzika rotujících vztaž­ ných systém ů. — H. Stephani: Fyzika v uzavřeném vesmíru. — D. Brill: Gra­ vitační synchrotonové záření. — R. U. Sexl: Dvoutenzorová teorie grav i­ tace. — H. Dehnen: Diracova hypotéza a Machův princip ve sk alárn ě tenzo­ rové teorii gravitace. — Ch. Christov: Nový druh zobecněných funkcí — Asym ptotické funkce. — G. Neugebauer: Einsteinovy rovnice pole a dru­ há věta term odynam ická. — D. Kra-

mer: Stacionárn í gravitačn í pole. — S. L. Bažafiski: Relativní energie tes­ tovací částice v obecné relativitě. Sborník je určen fyzikům specialistům v kvantové teorii a obecné relativitě. Přesto je možno některým článkům rozum ět jen se všeobecným fyzikálním zázemím (Hund, W eizsacker).

•

Václav Hník Československý časopis pro fyziku,

č. 5/1974. — Čs. Časopis pro fyziku je odborným časopisem , který své čte­ náře seznam uje s nejnovějším i po­ znatky z oblasti fyzikálního výzkumu i teorie. Svým ch arakterem je to m o­ derní fyzikální revue, která kromě původních vědeckých p rací otiskuje též přehledové články populární fo r­ mou, ob jasň u jící některé z aktuálních fyzikálních problém ů, k ratší zprávy, rozhovory s významnými osobnostm i světové fyziky i zprávy z n ašich fy­ zikálních pracovišť. Je jistě ctí a uznáním práce astronom ů, že tento č a ­ sopis, který až úzkostlivě dbá na vy­ sokou obsahovou i form ální úroveň uveřejňovaných článků a sdělení, vy­ hradil celé jedno číslo (tj. 91 stran ) astrofyzice. Recenze jednotlivých článků uvedených v tomto „a stro fy ­ zikálním Čísle“ Čs. čas. pro fyziku by si vyžádaly p říliš mnoho m ísta, proto se budeme m uset ve většině případů spokojit jen s pouhým vý­ čtem nebo nejvýše stručnou ch a ra k ­ teristikou těchto článků. V oddílu přehledových článků se na prvním m ístě setkávám e s člán ­ kem znám ého českosloven ského fyzika-relativisty Jiřího Bičáka „S tru k tu ­ ra a vývoj vesm íru“ . Této kosm olo­ gick é tém atice je věnováno pojednání W olfganga Kundta, p ro feso ra univer­ zity v B ielefeldu, „P očátek vesm íru 1'. V ladim ír Vanýsek ve svém článku „M olekuly v kosm ickém p rosto ru 4* s e ­ znam uje čtenáře s nejnovějším i ob je­ vy v tomto relativně velmi mladém odvětví astrofyziky. V oddílu úvod­ ních statí Petr Harm anec a Svatopluk Kříž v článku nazvaném „Vývoj dvoj­ hvězd" přehledným způsobem sh rn ují základní poznatky o vývoji jedn otli­ vých hvězd i dvojhvězd, přičem ž se v závěru dotknou i otázky dvojhvězd-

ného ch arakteru hvězd Be. Ve stati „D iagnostické metody v astro fy z ice '1 n ás Jan Hekela a Ivan Hubený s e ­ znam ují se dvěma základním i způ so­ by spek trosk opick é diagnózy a stro ­ fyzikálního plazm atu. D alší čá st č a ­ sopisu, věnovaná otázkám a názorům , p řin áší interview s třemi významnými osobnostm i česk oslo ven sk é astro n o ­ mie: Václavem Bumbou, Lubošem Per­ kem a Vladim írem Vanýskem. Luboš Nový je autorem stu die: „K N ew tono­ vě práci na textu díla Philosophiae n atu ralis principia m ath em atica“ . V oddílu „A k tu alita" se setkávám e s řadou k ratších zpráv, inform ujících o posledních astronom ických hitech: Bedřich O nderlička „P ulsary po šesti letech*4, Silvester T ak ács „Je jád ro neutronových hviezd pevné alebo kvapaln é“ , Pavel Mayer „A stronom ická fotom etrie v infračervené o b lasti", Jiří Langer „Pozorování gravitačn ích vln“ aj. Ve „Z p rávách " je věnováno nejvíce m ísta inform acím o m ezinárodních vědeckých akcích, pořádaných při pří­ ležitosti 500. výročí narození M ikulá­ še Kopernika v Polsku. Zdeněk H or­ ský referu je o průběhu K opernikova kolokvia, Pavel Andrle o sym póziu „Stab ilita sluneční soustavy a m alých hvězdných systém ů ", Jiří Grygar o sym póziu „O pozdních fázích hvězd­ ného vývoje" a Zdeněk Pokorný

o sym póziu „Výzkum planetárních so u stav ". Přehledový článek Jiřího G rygara seznam uje s jednotlivým i p racovišti českosloven ských astro n o­ mů i s problem atikou, kterou se z a ­ bývají. Zdeněk Horák p řin áší zprávu o I. m ezinárodním sym póziu o re la ti­ vistických jevech při dnešních k o s­ mických letech, konaném v Baku v říjnu roku 1973. D alší část časop isu je vyhrazena re ­ cenzím řady knih, které se obírají astrofy zik áln í tem atikou. Jmenujme alespoň některé z nich: E. v. P. Smith, K. C. Jacobs: „Introductory astronom y and a stro p h y sics" (Úvod do astro n o­ mie a astro fy zik y ), P. J. E. Peebles: „P hysical cosm ology" (Fyzikální k os­ m o lo g ie "), W. Strohm eier: „V ariable s t a r s " (Proměnné hvězdy), A. H. Batten: „B in ary and m ultiple system s of s ta r s " (Dvojhvězdy a vícenásobné hvězdné so u stav y ), „The Moon" (Mě­ síc ). Myslím, že i z tohoto více než stru č­ ného přehledu jednotlivých článků je patrno, že toto číslo Čs. časopisu pro fyziku by nemělo chybět v knihov­ ničce žádného astronom a am atéra, který sledu je so u časn é astronom ické dění. Závěrem by bylo na m ístě po­ děkovat Jiřímu Bičákovi a Jiřímu Grygarovi, kteří se v rozhodující míře zaslou žili o to, aby toto astrofyzikáln í číslo bylo vydáno. Zdeněk M ikulášek

Úkazy na obloze v říjnu 1975 Slunce vychází 1. říjn a v 5h58m, z a ­ padá v 17h40m. Dne 31. říjn a vychází v 6h46m, zap ad á v 16h39m. Za říjen se zkrátí délka dne o 1 hod. 49 min. a polední výška Slunce nad obzorem se zm enší o 11°, z 37° na 26°. Měsíc je 5. října ve 4h v novu, 12. října ve 2h v první čtvrti, 20. říjn a v 6h v úplňku a 27. října ve 23h v poslední čtvrti. V přízem í je Měsíc 4. října, v odzemí 17. října. Během října nastanou konjunkce M ěsíce s planetami: 2. X. v 10h s Venuší, 6. X. ve 14h s Uranem, 9. X. ve 4h s Neptunem , 19. X. v 19h s Jupiterem , 25. X. ve 13h s Marsem, 27. X. ve 23h se Saturnem a 31. X. v 9h opět s Venuší.

M erkur je v druhé polovině října rráno k rátce před východem Slunce nízko nad východním obzorem. V po­ n lovině m ěsíce vychází v 5h22m, kon­ 1< ccem m ěsíce v 5h09m. Během druhé poloviny říjn a se zvětšuje jasn ost p N Merkura z + l , 5 m na —0,6m. Merkur je j< 8. října nejblíže Zemi, 9. X. v dolní konjunkci se Sluncem , 17. X. v z a ­ k stávce, 19. X. v přísluní a 25. X. v n ej­ s v větší západní elon gaci (18° od Slun ­ ce). c Venuše je po celý říjen na ranní obloze. Počátkem m ěsíce vychází ve o 2h39m, koncem m ěsíce ve 2h29m. N ej­ 2 větší jasn o st má Venuše počátkem říj­ v na, —4,3m, ke konci m ěsíce asi n

—4,0m. K rátce po půlnoci 5./6. X. n a­ stan e konjunkce Venuše s Regulem. M ars se pohybuje souhvězdími Bý­ ka a Blíženců. N ejvýhodnější pozoro­ vací podm ínky jsou v ranních hodi­ nách, kdy kulm inuje. Počátkem října vychází ve 20h53m, koncem m ěsíce již v 19h20m. Během října se zvětšuje jasn ost Marsu z —0 ,lm na —0,7m. Jupiter je v souhvězdí Ryb a proto­ že je 13. říjn a v opozici se Sluncem , je po celý m ěsíc nad obzorem tém ěř po celou noc. Má jasn o st —2,5m. Saturn je v souhvězdí Raka a n ej­ vhodnější pozorovací podmínky jsou v ranních hodinách. Počátkem m ěsíce vychází ve 23h49m, koncem října již ve 21h59m. Saturn má jasn o st asi + 0,4m. Uran je v souhvězdí Panny a pro­ tože je 26. října v konjunkci se Slun ­ cem, není po celý m ěsíc pozorova­ telný. Neptun je v souhvězdí H adonoše a není v říjnu taktéž pozorovatelný, protože se blíží do konjunkce se Slun ­ cem, která n astan e 4. prosince. Pluto je 3. října v konjunkci se Sluncem. Planetky. V říjnu jsou ve výhodné poloze k pozorování planetky P allas a Vesta, které můžeme nalézt v so u ­ hvězdí Vodnáře podle m apky, kterou jsm e otiskli v minulém čísle (stran a 159). Meteory. V ranních hodinách 22. ř íj­ na n astává maximum činnosti vý­ znam ného roje Orionid. Roj je v čin ­ nosti 8 dní a v době m axim a lze sp atřit asi 25 m eteorů za hodinu; v tuto dobu je však Měsíc 2 dny po úplňku a je nad obzorem po celou noc. Z podružných rojů m ají m axim a činnosti f-D raconidy 10. října a a-Pegasid y 20. října. J. B.

OBSAH: B. Maleček: Šestimetrový reflektor v SSSR — R. Valach: Vznik oranžových m ěsíčních půd — Z. Mikulášek: Proč vybuchu­ jí supernovy? — Zprávy — Co nového v astronom ii — Z lido­ vých hvězdáren a astronom ických kroužků — Nové knihy a publika­ ce — Okazy na obloze v říjnu 1975. CONTENTS: B. Maleček: The 6-m Telescope in the USSR — R. Va­ lach: The Origin of Orange Lunar Soils — Z. M ikulášek: On the Nátuře of Supernovae — Notes — News in Astronomy — From the Public Observatories and Astronomical Clubs — New Books and Publications — Phenomena in October 1975 C O f l E P J K A H M E : B. MaJieneK: C o BeTCK M M 6 - m T e J ie c K o n — P . BaJiax: B 0 3 H M K H 0 B eH M e O p a H JK e B M X Jiy H H b ix iio h b — 3. MwKyjiaiueK: C B e p x H O B b ie 3 B e 3 A t i — C o o S m e H H fl — H T O H O B O rO B a C T p O H O M M M — H 3 H a p O flH M X o S c e p B a T o p M M M aC T pO H O M M H eC K M X B b ie

K H H rw

Jie H M H

Ha

h

K pyJK K O B — H o -

n y 6 jiH K a u M M

H eSe

b

0K T «6pe

—

H b-

1975

r.

• Koupím objektiv pro refraktor o 0 100 mm a f = 1500 mm. Eventuálně větší 0 i f. — Milan Drbohlav, 294 46 Semčice č. 144. • Koupím ročník č. 23 Říše hvězd z roku 1942. — Z. Procházka, 074 01 Střítež č. 10. • Koupím Somet Binar nebo dva achr. objektivy' 0 50—80, f 500—800 mm. — Leoš M aršal, 683 52 Hrušky č. 238. • Koupím záchov, sešity Říše hvězd 8/1950, 1 a 2/1955 a 7/1964, případně celé ročníky. — Ing. Josef Trefulka, Barvičova 61, 602 00 Brno 2.

Říši hvězd řídí redakční rada: J. M. Mohr (vedoucí red.), Jiří Bouška (výkonný red.}, J. Grygar, O. Hlad, M. Kopecký, E. Krejzlová, B. Maleček, A. Mrkos, O. Obfirka, J. Štohl; tech. red. V. Suchánková. — Vydává m inisterstvo kultury ČSR v n ak lada­ telství Orbis, n. p., Vinohradská 46, 120 41 Praha 2. — Tiskne Státní tiskárna, n. p., závod 2, Slezská 13, Praha 2. — Vychází dvanáctkrát ročně, cena jednotlivého čísla Kčs 2,50, roční předplatné Kčs 30,—. Rozšiřuje Poštovní novinová služba. Informace o předplatném podá a objednávky přijím á každá pošta i doručovatel, nebo přímo PNS — Ostřední expedice tisku, jindřišská 14, 125 05 Praha 1 (včetně objednávek do zahraničí). — Příspěvky zasílejte na redakci Říše hvězd, Švédská 8, 150 00 Praha 5. Rukopisy a obrázky se nevracejí. — Toto číslo bylo dáno do tisku 21. července, vyšlo v září 1975.

Nahoře montáž 6m reflektoru, dole dalekohled po dokončení. — Na 4. straně obálky je model velkého kosm ického dalekohledu. (K e zprávě na stran ě 177.J