S ta rt r a k e t y A tlas s k o s m ic k o u lo d í F a ith 7 n a m ysu C a n a v era l 15. k v ě t n a t. r. — Na p rv n í s tr a n ě o b á lk y lid o v á h v ěz d á rn a a p la n etá riu m v H ra d ci K rá lo v é. (C) — N ak lad atelství Orbis, n. p.
— 1963
Ř íš e h v ě z d
Jiří
R oč. 4 4 (1 9 63 ), č. 7
V agera:
P E R S P E K T I V Y L E T Ů NA M Ě S Í C Průzkum kosm ického prostoru pom ocí um ělých družic a kosm ických sond se stá le zrychluje. Plány a p ro jek ty se m ění a jsou často předsti hovány. Tak tomu bude s n ejv ě tší pravděpodobností i s přistáním člo věka na M ěsíci. Navedení rakety do blízkosti M ěsíce a jeho bezprostřední zasažení bylo p rakticky vyřešeno. Dne 4. ledna 1959 ve 4h SČ minula sovětská kosm ická sonda Luník I (1959 i) M ěsíc ve vzdálenosti 7500 km a d ostala se na dráhu kolem Slunce. Dne 4. března 1959 ve 22h24m SČ prolétla okolo M ěsíce ve vzdálenosti 59 200 km am erická kosm ická son da Pioneer IV (1959 u). Tenká vrstva zlata na je jím povrchu fungovala ja k o rádiová anténa a sp o jen í se sondou se podařilo udržet do vzdá len osti 660 000 km od Země. K osm ická sonda Lunik II (1959 ř ) vytvořila 12. září 1959 v 18h39m42s umělou kom etu a je jí k o n tein er dopadl 13. 9. 1959 v 21h02m24s SČ na m ěsíční povrch do blízkosti kráterů Autolycus a A ristillus v Maře Imbrium. A utom atická m eziplanetární stan ice Lu nik III (1959 £) ofotografovala odvrácenou stranu M ěsíce, dostala se do vzdálenosti 470 000 km od Země a opět se vracela k Zemi, kde nad jižní polokoulí p ro létla perigeem ve vzdálenosti 47 500 km. Am erické kos m ické sondě R anger III udělil raketový systém Atlas Agena B příliš velkou ry ch lost a tak m inula M ěsíc ve vzdálenosti 37 000 km. Dne 23. dubna 1962 byla s velkou p řesností vypuštěna sonda R anger IV (p řes nost navedení na plánovanou dráhu byla 0,01— 0 ,0 2 % ) s obdobným úkolem. Protože selh al časový m echanism us, jen ž měl vydat povel k ro zevření panelů se slunečním i bateriem i, vyčerpala se předčasně energie stríbro-zinkových zdrojů a program m ěření nebyl splněn. Ranger IV proletěl 1450 km nad přivrácenou m ěsíční polokoulí a po 332 572 k ilo m etrovém letu dopadl ry ch lostí 9650 km/hod. na odvrácenou stranu M ěsíce. Sluneční baterie se též nepodařilo uvést do chodu na sondě R anger V, k terá p ro létla v bezprostřední blízkosti M ěsíce a stala se oběžnicí Slunce. Posuďme další program ve výzkumu M ěsíce podle již dnes uvážených a publikovaných projektů. S pom ocí rakety Atlas Agena B bude pokra čovat p ro jek t Ranger, jehož hlavním úkolem je pořídit z bezprostřední blízkosti televizní sním ky m ěsíčního povrchu a umožnit m ěkké přistání konteineru se seism om etrem na M ěsíci. K onteiner má kulový tvar a jeho průměr je 63,5 cm. Uvnitř konteineru je um ístěno pouzdro se seism o m etrem , s vy sílací aparaturou a s programovým zařízením , k teré váží 25,5 kg. Ihned po dopadu na M ěsíc zaujmou p řístro je vertikáln í posta vení. V n ější obálka konteineru z hranolů balzového dřeva o tloušťce 15 cm utlumí hlavní náraz při dopadu a přitom se rozruší. Teprve pod
ní je vlastní ochranná vrstva z umělé hmoty (te x o litu ); 1,8 kg kapaliny mezi obalem a vlastní přístrojovou částí pouzdra rovnom ěrně rozdělí nárazové přetížení po celém povrchu. Seism om etr se odaretuje a pomocí kapaliny zaujm e v ertik áln í polohu. Všechny p řístro je, vypuštěné do kosm ického prostoru, musí být předtím sterilizovány. U aparátů, které byly zkonstruovány dříve, m usela být konstrukce tak upravena, aby vy hovovala sterilizačním předpisům. V případě sondy Ranger byla část rakety Agena B herm etizována a byl zkonstruován p řístro j, zaru ču jící an tisep tickou ventilaci. K onstruktéři p o čítali tak é s tím, že seism om etr musí pracovat a předávat na Zemi údaje o o třesech m ěsíční kůry i tehdy, bude-li náraz větší a v y lije -li se teku tina. Podobně jak o u navigačních družic typu Transit jsou p řístro je v pouzdru tepelně izolovány vysokým vakuem. Uvnitř pouzdra je navíc něco destilované vody. Tlak je zde takový, že se voda vaří za norm ální lab orato rn í teploty (n a M ěsíci v době m ěsíčního d n e). Za m ěsíční noci se tep lota udržuje ve dne zahřátou vodou i teplem , k teré se uvolní při je jím zamrznutí. Pouzdro má vysílat údaje nejm éně m ěsíc a bude napájen o z chem ických zdrojů. Protože první pokusy v sérii R anger nebyly zcela úspěšné, bude vypuštěno n ě kolik aparátů R anger navíc. Zajímavý je způsob brzdění sondy v m ěsíčním gravitačním poli. Asi
V lev o k o n t e in e r s e s e is m o g r a fe m a p o m o c n á p ř is tá v a c í a p a r a tu r a z k o s m i c k é s o n d y R a n g er III ( o d d ě lu je s e o d č á s t í s te le v iz n í a p a r a tu r o u ). S ta b ili z a č n í z a ř íz en í ( 1 ) , t r y s k a b r z d íc íh o r a k e t o v é h o m oto ru ( 2 ) , v e d e n í, k t e rým s e p ř e d á sig n á l, s p o u š tě jíc í s t a b iliz a č n í z a ř íz en í ( 3 ) , p e v n é p a liv o b r z d íc íh o r a k e t o v é h o m o to ru ( 4 ) , s e is m o m etr ( 5 ) , v o d a re g u lu jíc í te p lo tu u vn itř k o n te in e r u ( 6 ) , c h e m i c k é z d r o j e ( 7 ) , e le k t r o n i c k á a p a r a t u r a ( 8 ) ,
s c h r á n k a z b a lz o v é h o d ř e v a ( 9 ) , a n té n ní b l o k (1 0 ), o b á lk a z u m ě lé h m o ty (1 1 ), tlu m ící te k u tin a (1 2 ), a r e t a c e s e is m o m e tr u (1 3 ), o d d ě lu jíc í a p a r a t u ra (1 4 ), z a ř íz en í, k te r ý m s e z a p a lu je b r z d íc í r a k e t o v ý m o to r (1 5 ), a n té n a m ě s íč n íh o im p u lz n íh o r a d a r o v é h o výšk o m ě r u (1 6 ). — V p rav o m ě s íč n í v o z ík s e d v ě m a k o s m o n a u ty ( p o p is v te x tu ).
65 m in. před předpokládaným okam žikem dopadu zbytku sondy na M ěsíc se sonda k M ěsíci zorientu je a rozevře se anténa m ěsíčního impuls ního rad iolokačního výškoměru. Asi 60 vteřin před dopadem se na signál pozemní pozorovací stan ice zapnou zdroje výškoměru a 45,6 vteřiny před dopadem, tj. podle odborníků NASA ve výšce 118 km, se zapne sám výškom ěr; 8,1 sec. před dopadem ve výšce 21,4 km se na sign ál výško měru oddělí k o n tein er od sondy, ve výšce 21,1 km se zapne rotačn í stab ilizačn í systém pouzdra a 6,1 sec. před dopadem ve výšce 16 km brzdící raketový m otor. Za 3,9 sec. po dopadu zbytku sondy na Měsíc, tj. u pouzdra ve výšce 330 m, se čin nost brzdícího raketového motoru zastaví a m otor se za 0,5 sec. od pouzdra oddělí. Pouzdro přistává 23,9 sec. po dopadu zbytku sondy na M ěsíc a to ry ch lostí 33 m za sec. U do savadních sond Ranger vážil k on tein er i s brzdícím raketovým motorem 140,1 kg (m otor s palivem a se systém em stabilizace 94,57 k g ). Sondy Ranger VI, VII, V III, IX ponesou d o ko n alejší televizní aparatury, které budou podávat inform ace bezprostředně před dopadem na m ěsíční povrch. K měkkému p řistání na M ěsíci, k detailním u výzkumu M ěsíce a ke zmapování m ěsíčního povrchu z polární selen o cen trick é dráhy jsou určeny sondy Surveyor a později P rospector. Podle posledních in fo r m ací bude p ro jek t Surveyor rozšířen a p ro jek t P rospector omezen. Surveyor A je určen pro přistání na M ěsíci, Surveyor B bude vypuštěn na polární selen o cen trick o u dráhu. Oba typy má vynést rak eta AtlasCentaur. Složitou aparaturu Surveyoru A vyvíjí n ěkolik firem . Prvkové složení m ěsíční kůry má Surveyor A zjišťovat absorpčním sp ektro fo to m etrem. Aparatura zahřeje s i 5 g půdy na teplotu 4000 °C a provede rozbor spektra vypařených plynů. Na vzorek se opticky soustředí slu neční paprsky. Celé zařízení absorpčního spektrofotom etru váží 5,5 kg. Další p řístroj — hmotový sp ektrom etr k určování 13 prvků — má vážit 7,8 kg. Před přistáním na m ěsíčním povrchu se zapnou 4 televizní k a mery, je jic h ž zorné pole bude v tomto okamžiku 40 000 km2 a rozlišo vací schopnost 0,33 km. Každá kam era je vybavena třem i zam ěnitel nými objektivy — teleobjektivem , širokoúhlým objektivem a o b jek ti vem s vysokou rozlišovací schopností. Televizní kam ery budou v čin nosti i po přistání a budou m oci na předm ětech, vzdálených od sondy 4 m, ro zlišit vzdálenosti 4 mm, 1 mm a 0,2 mm. Hned při projektování se bral zřetel na sterilizačn í aparatury a na dokonalé přizpůsobení pří strojů m ěsíčním podmínkám. Nedaleko od přístrojů odpálí sonda ně kolik náloží a bude m ěřit ry ch lost šířen í zvuku v m ěsíčních horninách. Podpovrchové vrstvy bude zkoumat sonda vrtnou aparaturou vždy po 15 cm hloubky. Váha všech vědeckých přístrojů se má pohybovat od 92 do 137 kg. N ukleární zdroj SNAP 11 a sluneční baterie zajistí na 90 dnů energii též pro p řístro je k m ěření tlaku plynů (v rozmezí 10-7—10-14 mm Hg), k m ěření kosm ického záření a pro další přístrojový a detek torový systém . S lo žitější výzkumy provede sonda Prospector, která mimo jin é vysadí na M ěsíci pohybující se zařízení a od startuje k Zemi malou raketu se vzorkem m ěsíčních hornin. Pohybující se zařízení m noha typů jsou již zkonstruována a v pozem ských podm ínkách vyzkoušena. Řízení prvních takovýchto zařízení bude
V lev o p o m o c n ý ú s e k k o s m ic k é lo d i A p o llo s e d v ě m a k o s m o n a u ty p ř is tá v á n a M ěsíci ( m o d e l) . — V pravo a p a r a tu r a s e d v ě m a k o s m o n a u ty s t a r tu je s m ě s íč n íh o p o v rch u . V y h o ře lá b r z d ící r a k e t a slo u ž í j a k o o d p a l o v a c í r a m p a ( m o d e l) .
prováděno se Země. Při je jic h konstrukci m usela být dodržena tato k rité ria: podrobné sledování m ěsíčního povrchu te le vizními, radarovým i a iníračerveným i aparatu ram i a sledování h ori zontu, m apování, výzkum složení půdy a hledání i příprava m íst pro přistávání kosm ických těles. Na obrazovce pozem ského televizoru bude nutné vytvořit stereoskopický obraz nezbytný k odhadování vzdáleností. Tak např. firm a Space-G eneral vyvinula cho dící zařízení, k teré váží 60 kg, má šest noh, z nichž se tři vždy o p írají o půdu; pohybuje se ry chlostí 5 km/hod. E nergii k pohybu a k n ap ájen í p řístrojů včetně vysílací aparatury zajišťu jí sluneční baterie. Popisované projek ty m ají připravit let člověka na Měsíc. V USA je dnes 90 % prací v kosm onautice bezprostředně spojeno s přípravou to hoto letu. Kosm onauté budou především vycvičeni na drahách okolo Země (p ro jek t M ercury a Gem ini). Zatím na M ěsíci přistan e nejm éně 14 sond typu Surveyor a několik sond typu Prospector. V údobí 10 let má být v USA na lety k M ěsíci věnováno 40 m iliard dolarů. Přistání člověka na M ěsíci se plánovalo v letech 1967 až 1970, koncem minulého roku již v roce 1967. F in an čn í náklady na takové lety budou obrovské. Proto se p očítá se záchranou a s několikerým použitím prvních stupňů velkých raket, zejm éna prvního stupně rakety Saturn, jehož první va rian ta je již hotova. Jeho druhé pokusné vypuštění bylo součástí pro jek tu High W ater. M akety druhého a třetího stupně byly naplněny 86 tunami vody a při startu vážila celá rak eta 420 tun. Po vyzkoušení rakety byla ve výšce 104 km voda rozprášena. Na dobu n ěk o lika vteřin se vytvořil oblak ledových částeček o průměru 13 až 16 km. Po vyhoření prvního stupně rakety Saturn se počítá s jeho přistáním pom ocí padáků, vrtulí nebo balonů. Rakety typu Saturn a a větší rakety typu Nova m ají být vypouštěny od r. 1965 do r. 1970 průměrně jednou za týden. Počítá se s tím, že dvoustupňová varianta rakety Nova bude m oci dopravit na dráhu okolo Země užitečné zatížení vážící 180 tun a je jí zdokonalená třístupňová varianta s třetím stupněm na atomový pohon má dopravit mimo bezprostřední dosah zem ské přitažlivosti 68 tun užitečného za tížení. První stupeň — varianta N -l — první varianty bude poháněn kapalným kyslíkem a kerosinem RP-1, druhý a třetí stupeň — varianta
K o s m ic k á lo ď A p o llo na z p á te č n í c e s t ě ( k r e s b a ) .
N-2 a N-3 — budou pohá něny kapalným kyslíkem a kapalným vodíkem, čtvrtým stupněm bude kosm ická loď Apollo s vlastním raketovým systémem. Ke zhotovení rakety Nova je je ště daleko, a proto ve snaze zk rátit co n ejvíce přípravné práce a přiblížit term ín přistá ní prvního člověka na M ěsíci bylo rozhodnuto uskutečnit v první etapě let k M ěsíci se setkáním na selen o cen trick é d rá ze pomocí rakety Saturn C 5 a upravené kosm ic ké lodi Apollo. Ke sp o jen í s kosm ic kou lodí bude využita síť 18 pozorovacích stan ic systému Mercury, do plněná 5 lodm i. Na středním úseku dráhy bude Apollo veden rádiem a pomocí astronom ických prostředků (vyvíjí se nový sextan t s ručním i s autom atickým ovládáním ). Firm a Collins Rádio rozpracovala rádio vou aparaturu pro telefo n n í hovory se Zemí. Kosm ická loď Apollo je konstruována pro tři kosm onauty. Rozdělení a opětné setkán í úseků lodi na m ěsíční (selen o ce n trick é) dráze umožňuje zm enšit celkovou váhu lodi a zjednodušuje tech n ick é řešen í přistání na M ěsíci. R aketa Saturn C-5 (sklád á se ze stupňů S -l, S-2 a S-4B) dopraví Apollo do blízkosti M ěsíce. K osm ická loď je zkonstruována z říd ící a pracovní části, z průlezu, kterým se 2 ze 3 kosm onautů dostávají do aparatury p řistáv ající na M ěsíci a z přistávacího zařízení. Nad řídícím úsekem jsou záchranné rakety, k teré ho oddělují v případě, dojde-li k havárii nosné rakety (systém je tentýž ja k o u systém u M ercury). Řídící úsek je konstruován se zřetelem na p řistání na zemském povrchu — vlétává do atm osféry ry ch lostí 11 km/sec, odtavováním povrchu je chlazen a posléze pom ocí tří padáků přistává. Kosm ická lod Apollo je vybavena brzdícím raketovým m otorem , který má loď uvést na oběžnou dráhu okolo M ěsíce. Dva kosm onauté pak prolezou do přistávací aparatury, jež se od říd ící a pracovní čá sti oddělí a je zbrzděna, přiblíží se po ba listick é dráze k M ěsíci a po dalším zbrzdění na jeho povrchu na třech vysunutelných oporách přistává. T řetí kosm onaut zůstane na oběžné dráze okolo M ěsíce. První kosm onauté budou na M ěsíci 24 hodin, v pří-
K r á te r y A r is ta r ch u s a H ero d o tu s. N a s n ím c íc h j e d o b ř e p a tr n é v y v ý šen í v o b la s t i k r á te r u A ristarch u s.
padě nutnosti až 48 hodin. Aparatura může kdekoliv přistát a posádka bude provádět pozorování v jeho okoli. V kabině sedí kosm onauté ve skafand rech s odkrytými přílbam i. Po splnění výzkumných úkolů po mocný úsek startu je z rampy vyhořelého stupně brzdící rak ety. Na oběž né dráze okolo M ěsíce se sp ojí s hlavním úsekem lodi, kosm onauté pro lezou zpět do jeho říd ící části a aparatura, přistávší předtím na Mě síci, se odhodí. Zapnutím raketového m otoru s tahem 9100 kg odletí lod k Zemi. Po vyhoření se opět raketový m otor odhodí a do zem ské atm o sféry vlétne jenom říd ící část s kosm onauty. V dalších etapách letů k M ěsíci již půjde o jeho vědecké využití. Jak bude asi taková expedice na M ěsíci pracovat? Přenesm e se do nedaleké budoucnosti. Píše se rok 1970. Z m ísta asi 800 km jihozápadně od kráteru Aristarchus (p ro jek t Pilgrim a další) vychází k rátce po zá padu Slunce čty řčlen n á m ěsíční expedice se dvěma samohybným i vo zíky. Zbytek výpravy, který zůstal na m ístě, je proti pronikavém u záření chráněn v pouzdrech, zapuštěných do m ěsíční kůry. Trasa expedice sm ěřuje ke kráteru Aristarchus a m ěří 800 km. C harakter okolních oblastí a vyvýšení systému A ristarchus nebyly doposud spolehlivě o b jas něny. Předpokládám e-li, že v době je jic h vzniku byla m ěsíční kůra pevná,
n ed ají se např. vysvětlit jak o násled ek úderu nebo exploze. Po 10 až 14 dnů se expedice pohybuje ry ch lostí 8—16 km/hod. Vozík s nákladem by v pozem ských podm ínkách vážil 9—13,5 t. M otor každého vozíku je poháněn prostřednictvím kapalného kyslíku a vodíku. V šechna zařízení vozíků se dají použít přímo kosm onauty nebo jsou řízena telem etricky na dálku. V ětšinu součástí m ají společných, součásti jsou zam ěnitelné a bude je možné použít později při budování stálé m ěsíční stan ice. Vo zíky mohou pracovat za m ěsíčního dne i za m ěsíční noci. V prvním se pohybují fyzik a geolog, v druhém lékař a sp ecialista na m ěsíční vo zíky. K yslík z nádrží re a k cí s vodíkem uvolňuje nutnou energii k po honu vozíku, nap ájí d ýchací aparaturu ve sk afan d rech kosmonautů a reak čn í produkt — voda — slouží k pití. K pohonu vozíku se dá použít i zbytek O2 a H2 z nádrží raket. Každé ze čtyř kol je poháněno jedním elektrom otorem a pohybové zařízení je zdvojeno. Porouchá-li se jeden m otor, může kterýkoliv další uvést všechna kola do chodu. Kosmonauté jsou zavěšeni čepy na vozíku, od kterého se však mohou odpojit a pro vádět výzkum sam ostatně. Je jic h skafandry jim umožňují řídit a regu lovat vozík i používat vědeckou aparaturu — sbírat např. geologické vzorky a fotografovat. Ke spánku se skafand r položí do horizontální polohy (na zádech je opatřen poduškou). Expedice se vydala na cestu k term inátoru v poslední m ěsíční čtvrti a v první m ěsíční čtvrti opět odlétá k Zemi. K přípravě letu na M ěsíc se konstruu jí velké vakuové komplexy k vy zkoušení všech zařízení i k tréninku kosmonautů (např. kabina o prů měru 6— 9 m a výšce 12—15 m ). Možná, že ce lá řada projektů bude ještě pozměněna. Představím e-li si, že by první expedice na M ěsíc nebyla záležitostí jed noho státu, nýbrž společnou ak cí dnešních raketových velm ocí, přispělo by to nejenom k rychlém u řešen í všech tech n ick ých a biologických problémů, ale prostřednictvím široké mezináťodní spolupráce vědců též k upevnění míru na naší planetě. Konrád
Beneš:
P O ZN ÁM K Y K STAVBĚ POVRCHU M E R K U R A , V E N U Š E A MARSU Před časem (ŘH 1/1961) jsm e na stránkách tohoto časopisu vyslovili názor, že pevná p lanetární kůra Slunci nejbližší planety — Merkura — je diferencována na tmavé m egastruktury, tzv. pustiny neboli solitudines a na sv ětlejší pevninské oblasti, tzv. terrae. Dnes se chcem e vy slovit k některým zvláštnostem v konfiguraci těch to celků. Solitudines, podobně jako terrae, jsou rozm ístěny ja k na severní, tak i na jižn í pozorovatelné polokouli planety. Podle některých badatelů, např. podle G. N. K atterfeld a (1961), jsou na severní polokouli Mer kura zastoupeny ve větší m íře světlé oblasti, tedy terrae, zatímco na jižní polokouli převládají spíše tmavé územní celk y — pustiny. V ter m inologii uvedeného autora je sever více „pevninský**, jih naopak více
„oceán ský". Pod pojmem „oceán ský " tu budiž rozuměn velmi tmavý typ kůry, kterému např. v podm ínkách M ěsíce odpovídá kůra lunárních moří, v podmínkách Země tmavá (čed ičová) kůra oceánského typu ap. Jak známo, jeví se nám Merkur jak o planeta s velmi nepříznivými pozorovacími podmínkami. Zatím se uvádí, že má velmi pomalou r o taci (88 d ní), poměrně značnou hustotu (5,3 — tedy větší než Venuše, Mars, i M ěsíc), rovníkový průměr 5140 km, že nem á hustší atm osféru, ani žádnou přírodní družici. Albeda M ěsíce i Merkura jsou si blízká a jsou velmi nízká. O soustavná pozorování Merkura se zasloužili pře devším E. Antoniadi a A. Dollfus, k te ří sestavili jeho planisféry. Rov něž Lyotova a Camichelova pozorování jsou známá. Dlouhodobá a trp ě livá studia této planety již přinesla některé pozitivní výsledky. Závažným zjištěním znalců Merkura je okolnost, že regionální po zice tmavých a světlých m íst (skvrn) se na povrchu této planety n e mění. Z toho vyvozujeme závěr, že povrch Merkura, podobně jak o po vrch M ěsíce a v kom plikovanějším smyslu i povrch Země, je budován dvěma základním i typy kůry. Na příkladech Země, M ěsíce a k on ečn ě i Marsu jsm e poznali, že tmavý typ kůry je vázán většinou na deprese, tedy na m ísta nižší úrovně povrchu. N ejinak tomu bude i na Merkuru. Deprese nejsou ani v protoplanetární kůře (jak ou předpokládám e na M erkuru) nahodilé struktury, ale tak či onak je musíme k lást do vzta hu s tektonikou planety. Proto i tmavé skvrny Merkurova povrchu jsou nepochybně zákonité, tektonicky podmíněné p lanetární jevy. Povrch planety musí tedy m ít své „hory“, úbočí, pánve a nížiny, i když to nebudou fenom ény geoekvivalentní povahy. Merkurovy pustiny (solitudines) m ají různou velikost i tvar. Podle všeho tu jde o regionálně rozsáhlé i m enší strukturní útvary. N ěkteré z nich vykazují dokonce okrouhlé tvary a jak o takové nám připom ínají m ěsíční „m egacirkové propadliny“. Je možno předpokládat, že n ěk teré oblasti, jev ící se nám z velké dálky a při k rajn ě obtížných pozorovacích m ožnostech ja k o velké tmavé celky, jsou ve skutečnosti je ště diferencovány, takže v je jich areálu mohou být vyvinuty i m enší sv ě tle jší oblasti. Dnešní obraz Meťkurova povrchu (ja k je zaznam enán na plan isférách Antoniadiho nebo D ollfuse) je ve skutečnosti podle všeho slo ž itější a tak é čle n i tější. V souvislosti s tím je však třeba připomenout, že tvářnost po vrchu při nepřítom nosti atm osféry, hydrosféry i biosféry musí mít zcela jin ý ráz než povrch Země, Marsu ap. N ejspíše bude blízký po vrchu Měsíce, v každém případě však bude odpovídat protoplanetárnímu vývojovému stadiu. Zvláštností planety, na kterou chcem e upozornit, se zdá být „rovní kové pásm o“ pevnin. Toto pásmo nemá ovšem ideální rovnoběžkový průběh a patrně není ani souvislé. Osa „ekvatoriálního pevninského pásu“ má nepravidelně vlnovitý průběh, takže v jistý ch oblastech pře sahují pevniny více k jihu, jinde zas více k severu (obr. 1 ). Pokud jd s o vývoj antipodálních polárních oblastí, tu podle dokum entačních m a teriálů Antoniadiho se zdá, že sever je spíše ovládán pevninami (např. Apollonia, Cuduceata), zatím co jižn í pól je více ovlivněn útvarem „solitudo“. Opačnou asym etrii má M ěsíc: jih je „pevninský*4 (znám á jihopolární kráterová provincie), sever je značně pod vlivem útvaru „ma ře ". Zemský jižní pól je sice pevninský (A ntarktid a), severní „m ořský“,
V lev o o br. 1. P řibliž n á s itu a c e p u stin ( t e č k o v a n é ) a p ev n in n a M erku ru . (N á k r e s y p o d le D o llfu s o v ý c h p o z o r o v á n í z r. 1950 — z k n ih y G. K u ip e r a : P la n ets a n d C o m e ts.) Tzv. r o v n ík o v ý p e v n in s k ý p á s j e n e jz ř e t e ln é jš í n a sp o d n ím o b r á z k u . — V p rav o o b r. 2. R o z š íř en í tm a v é h o e le m e n t u ( t e č k o v a n é ) v p ř ie k v a t o r e á ln í o b la s t i M arsu s h ru b ý m i o b r y s y p ev n in . ( P o d le k r e s b y J. H. F o c a s e z r. 1958.) V Jižn í č á s t i j e so u s ta v a p ev n in E le k t r is ( E ) , E rid a n ia , A u so n ia a H e lla s (H ).
avšak vcelku je na jižn í polokouli Země m éně pevnin než na polokouli severní. V tom smyslu je tedy jižn í zem ská polokoule převážně „oceán sk á " a severní „pevninská", podobně jako na Merkuru. Z toho vidíme, že asym etrie v rozm ístění toho nebo onoho typu kůry je pozoruhodným znakem stavby planet. Dnes se zdá, že severní polokoule Země, Merkura i Marsu jsou převážně „pevninské**, zatím co jižn í jsou převážně „oceánské**. S tím souvisí i tekto n ická segm entace povrchu planet s re žimem stoupání segm entů na severu a k lesán í na jihu. Měsíc, ja k jsm e podotkli, činí v těchto tend encích výjimku. V každém případě však musíme tyto p lanetární jevy posuzovat je ště s opatrností a vyčkat dalších výzkumů a pozorování. V enu še. Hustá atm osféra, obklopující Venuši, zabraňuje jakém ukoliv pozorování povrchu planety. Zdálo by se tedy, že chybí i jakýkoliv reálný podklad k úvahám o složení a stavbě vnějšího obalu tohoto tělesa. Jsou-li však nedávno zveřejněné údaje, získané am erickou son dou M ariner 2, blízké skutečnosti (jsou v každém případě velmi překva p u jící), potom nás opravňují vyslovit se nejen k otázkám života na planetě, ale ve zcela hrubých rysech i k otázkám stavby jejíh o povrchu. E xistují-li fakticky na Venuši teploty v řádu n ěkolika set stupňů Celsia (údajně 426 °C), a to ať jde o stranu Sluncem ozářenou anebo od Slun ce odvrácenou, znamená to, že z řetězu soustav, sp jatých na Zemi z á kon itě se sebou, tj. lito sféry — atm osféry—hydrosféry a biosféry, je nut no poslední dva články vyloučit. Nemá-li Venuše oceány a moře zem ského typu, potom se vývojem blíží samým počátkům geologické h istorie Země. I n aše planeta prošla patrně údobím, kdy m ěla jen pri m itivní bázickou litosféru (je ště bez sedim entárních a metam orfovaných hornin) a horkou atm osféru, značně odlišnou od dnešního složení. Venuše, lze-li zde použít srovnání, je oproti Zemi zpožděna ve svém
vývoji o několik miliard let. Za těchto okolností je pro nás daleko n e přístupnější, než např. Mars. K jakým dalším planetologickým závěrům nás výsledky Marineru 2 opravňují? Povrch Venuše je ve svém nynějším stavu ja k o plan etárn í soustava mnohem prim itivnější než povrch Země. Venušin re lief není proto ani tak k ontrastní jak o náš pozemský, i když tu výškové rozdíly zřejm ě existu jí. Chápeme-li ve smyslu poznatků moderní astrogeologic atm osféru jak o soustavu geneticky úzce spjatou s vývojem plan etárn í ho tělesa, potom musíme přiznat, že na povrchu Venuše se odehrávají aktivní m agm a-vulkano-tektogenní procesy velkého stylu, k teré z vlast ních zkušeností sami dobře neznáme. Nezdá se proto, že by Venuše byla planetou vhodnou pro „kosm ické exkurse", ba ani pro založení výzkumné in terp lanetárn í stanice. To jsou nesporně překvapující z jiš tění, neboť v literatu ře i tvorbě, označované jako „scien ce fiction'*, mnoho představ o prostředí na povrchu Venuše vycházelo z daleko o p tim ističtějších předpokladů. V každém případě m ají naše úvahy pod míněnou platnost, neboť vycházejí jen z velmi sporých, zatím zv eřej něných údajů. M ars. E xistence tmavého a světlého elem entu je ch arakteristickým znakem povrchu Marsu. Podobně jako u jin ých terestrick ých těles také jeho povrch diferencujem e na pevniny a moře, i když jsm e si z h le diska planetologie dobře vědomi toho, že pojem „pevnina" a „m oře“ má v podmínkách různých planetárn ích těles daleko slo žitější obsah, smysl i význam. Tmavý elem ent Marsova povrchu je předmětem dlouhodobých studií astronomů, astrobotaniků i planetologů. U starších badatelů vyústily tyto výzkumy v jakousi „geometrickou** představu stavby této pozoru hodné planety. Vzpomeňme si jen na tzv. kanály, jim ž podle některých badatelů byl přisuzován technogenní původ (um ělé systém y, vytvořené vyspělými bytostm i). Zdokonalující se pozorovací m ožnosti korigují „geom etrické41 představy v tom smyslu, že se dnes všeobecně uznává strukturně slo žitější vývoj tzv. pruhů i ostatních tm avých oblastí Mar sova povrchu. Studujem e-li n ěk teré dokum entační m ateriály z novější doby (observatoř Pic-du-Midi, 1958), poznáváme, že „integrační** pojetí tmavého elem entu bylo přirozeným důsledkem nedokonalých rozlišo vacích možností. Podrobnější obraz některých k ra jin (i tak však ještě zatížený nepřesnostm i) naznaču je, že tmavý elem ent má ch a ra k teris tickou „jemnou*1 strukturu. J. Focasova dokum entace oblasti Syrtis Ma jo r (z r. 1958) je z tohoto hlediska velmi zajím avá. Předně je si třeba u ní povšimnout „klínovitosti** syrtism ajorsiké struktury jak o celku. Tmavý elem ent se na povrchu Marsu často vkliňuje mezi pevniny, což je dobře patrné např. mezi pevninami E lektris, Eridania, Ausonia, H el las ap. Úzce nebo široce klínovitý nebo jazykovitý tvar tmavého e le mentu je tedy jev, který nelze přehlížet (obr. 2 ). On sám ostatně ovliv ňuje i tvarové znaky pevnin, k teré se nám jev í ja k o m egastruktury oblé, protáhle oblé ap. Struktura Syrtis Major, u níž, ja k jsm e poznali, klínovitě jazykovitý tvar nechybí, je pozoruhodná tím, že je složena z d ílčích n estejn ě vý razných a n estejn ě velkých tmavých elem entů (sk v rn ). Je jic h sesfcu-
Obr. 3. O blast S y r tis M ajor n a M arsu. O b lo u k o v ité u s p o ř á d á n í te m n ý c h skvrn ( v l e v o ) , s k v rn itý v ý v oj m a r e ( v p r a v o ) . P o d le d o k u m e n t a c e J. F o c a s e .
pení, jak se zdá, není ch aotické nebo zcela nepravidelné. Máme za to, že v seskupení je možno rozlišit obloukovité řady, takže v některých případech nečiní obtíží zak reslit do obrazu osní linie průběhu skvrn (obr. 3). Pátrám e-li po analogickém jevu v seskupení skvrn tmavého elem entu i v jiných k rajin ách Marsu, seznám e, že nejde o specifikum syrtism ajorského klínu, ale o jev rozšířený. Pravda, obloukovité osní linie nejsou jediným fenom énem , neboť někde seskupení skvrn může mít lin eární (přím očarý) průběh anebo tvoří i nepravidelnou mozaiku. Vcelku poznáváme, že vedle ,,klínovitého“ vývoje tmavého elem entu existuje ve vztahu k němu další zvláštnost, tj. obloukovité anebo jisté lineární seskupení jeho dílčích stavebních prvků. V oblouku nebo linii skvrn se nám dále jeví pozoruhodným to, jakoby jednotlivé skvrny byly od sebe odděleny poněkud světlejším mostem anebo světlejším kruhově-polygonálním okolím. Někdy ce listv ě se jev ící tmavý elem ent se nám při příznivých rozlišovacích m ožnostech rozkládá na složitý drobně strukturní obraz, o němž mnozí pozorovatelé tvrdí, že se prak ticky vymyká možnostem je j kresbou věrně zaznam enat. Sezónní změny ve zbarvení tmavého elem entu přivedly vědu k před pokladu o existenci otužilých forem rostlinstva na Marsu. Na základě toho bylo v SSSR , jak známo, založeno odvětví vědy — astrobotanika. Proces odhalování tajem ství tm avého elem entu je při daných pozoro vacích podmínkách složitý,\ a proto se nelze divit, že v řadách plane tologů existu je pestrá názorová polem ika, tý k a jící se jeho vzniku, pů vodu ap. Tak podle K. v. Bůlowa (1958/59) je na Marsu zachováno takové stádium vývoje, při němž je vnější m arsosféra rozložena na pevninské kry, k teré utuhly na tm avějším podkladu. Proces tuhnutí zvnějška probíhal údajně velmi rychle. Protože vnější obal není souvislý, nebylo magma nuceno kůru prorážet a nedocházelo k odplyňování na povrchu tak, jak tomu bylo na M ěsíci. Podle K. G raffa a jiných nemusíme prý mít pochyb o tom, že na povrchu Marsu jsou světlé oblasti pevnin skými kram i a tzv. kanály že jsou tektonickým i planetárním i švy nebo li lineam enty. Vzhledem k tomu, že „k an ály " nejsou podle našeho
názoru jed nolité a souvislé tek to n ick é fenom ény (např. zlomové lin ie ), nebudeme m ít o nich představu hom ogenních úzkých příkopových propadlin typu Rudého moře. Na druhé straně je však pravděpodobné, že jde o lin eární nebo obloukovité soustavy elem entů, k teré musí být te k tonicky podmíněné. Pozoruhodné je dále to, že tmavý elem ent je velmi rozšířen zhruba mezi rovníkem a 30° rovnoběžkou j. š., což má za následek, že jižn í polokoule je méně pevninská než severní. Podobný závěr již vyslovili G. K atterfeld a K. v. Bůlow. Přiekvatoriální pás tm avého elem entu na Marsu je možno považovat za p lanetární oslabení, jehož různé formy lze sledovat na Zemi (tzv. Tethyda) i na Měsíci („n áh rdeln íkovitá“ subekvatoriální soustava m oří na viditelné straně M ěsíce). Tvar pev nin na Marsu n ik terak nelze srovnávat s klínovitým tvarem pevnin na Zemi (Sev ern í a Jižní Amerika, Afrika, Indie, Grónsko apod.). Zemská k ontinentální klínovitost není zřejm ě nahodilým jevem . Tento p lan etárn í znak je výsledkem složitých kosm ioko-geologických podmínek vývoje, který byl doprovázen procesem narůstání zem ských pevnin. Naše kon tinenty se v průběhu geologického vývoje Země z původních jad er podstatně rozšířily a ten to děj nadále pokračuje. Na Marsu lze dnes sotva p o čítat s podobným tvořivým procesem . Okrouhlé, protáhlé nebo polygonální tvary pevnin nasvědčují spíše tomu, že se tu uplatňuje děj rozvětrávání, desintegrace hornin a je jic h eolické přemísťování. Takový proces uvádí relief do plochého stavu a tmavý elem ent spíše zatlačuje. Dnešní situace na Marsu není přirozeně apriorní stav, ale obraz dlouhodobého vývoje planety, která m ěla v m inulosti i jin é atm o sférick é podmínky (rozuměno v kvalitativním i kvantitativním slova sm yslu), aktivní režim utváření svého povrchu atp. Jisté je, že i je jí pozice v sluneční soustavě musela m ít vliv na vývoj planety a to nejen s ohledem na je jí biosféru. Magmatismus, vulkanismus, tekton ika (p la netární formy pohybu hm oty) jsou v osudech planety tytéž univerzální procesy jako jsou, obrazně řečeno, v živém organismu fyziologické děje, oběh krevní, horm onální činnost ap. Ve vývoji Marsu vedly tyto procesy ke vzniku pevnin, moří, změnám reliéfu, i k velkým a malým pohybům v jeho kůře. Tmavý elem ent Marsu je podle všeho vlastní oněm úsekům, k teré byly spíše pod vlivem klesání a radiálně působí cích sil. V každém případě si uvědomujeme, že tzv. solitudo Merkura, „m are“ Měsíce, tmavý oceánský typ kůry na Zemi (o cea n ity ), „m are“ Marsu a jak lze předpokládat, i tmavý elem ent, k terý pomocí družic jednou objevíme na povrchu Venuše a dalších tělesech terestrick éh o typu, jsou sice útvary kvalitativně nestejn o cen n é, ale vždy jsou to m ísta, sp jatá s negativním i tvary povrchu planet. Zkoumání a srovnávání různých povrchových planetárních jevů má nepochybně velkou pers pektivu. Dnešní astrogeologie všeobecně uznává, že na stavbu nebes kých těles terestrickéh o typu má vliv řada faktorů astrom ické povahy, ja k o např. osní ro tace planety a je jí vývojové změny (p erio d y ), exis tence přirozených družic v okolí vzdálenost od cen tráln í hvězdy, po zice a pohyb sluneční soustavy v Galaxii ap. V celé škále geologických jevů na naší planetě pozorujeme určitý rytmus, periodičnost a uvědo mujeme si, že to vše nesahá svými kořeny jen do nitra planety (ja k
m noho geologů věc ch áp alo ), ale že tu jsou i seku lární (po věky působící) vn ější vlivy, k teré prodlužují řetěz vzájem ných souvislostí. Posuzujeme-li vývoj terestrick ý ch těles z p lanetologických hledisek, rýsuje se nám již dnes určitá univerzálnost jevů v oblasti geologického nebo planetárního pohybu hmoty. Zdá se, že všude se setkávám e s těmi nebo oněmi projevy vnitřní energetiky těchto těles. Magmatismus, vul kanismus, zem ětřesení, hlubinné i povrchové pohyby v kůře nejsou zřejm ě specifickým rysem Země, ale v různých form ách se projevují anebo projevovaly i na ostatních terestrick ých planetách. S formami vulkanismu se např. setkávám e n ejen na Měsíci, ale podle všeho je objevíme i na Merkuru, Venuši a Marsu. Nesmíme se na ně ovšem dívat jen očim a pozem ských analogií. Ve vesmíru existu je mnoha takových forem geologického pohybu hmoty, které je ště z vlastních zkušeností neznáme.
G.
S.
Onsorge
a
M.
Bém:
V Y U Ž I T Í D Ě R N Ý C H ŠTÍTKŮ P Ř I ZPRACOVÁNÍ POZOROVÁNÍ M E T E O R Ů Již několik let se sch ázejí dobrovolní pozorovatelé, hlavně z řad m lá deže, na pozorovatelských expedicích. Pobyt v táboře expedice je spo jen s usilovnou prací, zejm éna při pozorování meteorů, o k teré je v člán ku řeč. Je nesporné, že tato kolektivně prováděná pozorování ve skupi nách až o 8 pozorovatelích m ají svůj půvab, i když jsou značně nam á havá. Zájem ci je proto absolvují celkem snadno a ochotně. Horší však je situace, když tém ěř bezprostředně po pozorování se m ají pozorovatelské záznamy (protokoly) přepsat do čistopisů. Tato práce je již m éně zajím avá a přitažlivá. D aleko n ejh orší je však situace s dalším zpracováním výsledků, kde se jedná o zakládání k artiček pro každý jednotlivý záznam o pozorování, je jic h třídění podle různých hledisek, sčítán í, vyhodnocování, výpočty a eventuální vynášení výsled ků do vhodných tabulek a grafů. C harakter této práce je tém ěř výhrad ně statistický a vyžaduje vedle zběhlosti m atem atické i značnou pozor nost, aby nedocházelo k chybám již při třídění. Tyto okolnosti nás přim ěly k úvahám, zda by nebylo možné alespoň n ěkteré úseky této práce převést do sféry moderní statistick é strojové techniky. Rozhodli jsm e se pro zavedení evidence záznamů na děrných štítcích , jednak z důvodu snazšího a rych lejšíh o pořízení 'kartičék-štítků pro každý jednotlivý záznam, jednak pro nesrovnatelně ry ch lejší způ sob vyhodnocování a třídění napozorovaného m ateriálu. Po vzájem né dohodě s pobočkou Ústředny m echanizované evidence (ÚME) byl vypracován kód, který převedl všechny potřebné znaky a údaje, hlavně písem né a g rafick é, do znaků číslicových. Převedením této práce na m echanizované zpracování se otev írají další velké mož nosti v tomto směru. Přechod od ručního zpracování na nový způsob nevyžaduje od hvězdáren a kroužků nákladné přípravy. Předtisk for
mulářů protokolů vyhovuje požadavkům přenosů údajů z protokolů na d ěrné štítky. Jediným požadavkem zajišťujícím k v alitn í zpracování je čiteln ý předpis protokolů. Velkou výhodou m echanizovaného zpraco vání je to, že v poměrně krátk é době jsou ÚME schopny vypracovat sestavy v požadovaných kom binacích závislostí kvalitativních údajů o m eteorech. V lastní zpracování je z ekonom ického hlediska výhodné ja k pro ÚME, tak pro lidové hvězdárny či astronom ické kroužky. Zá sady určování vhodnosti a účelnosti převodu prací na m echanizaci po m ocí děrnoštítkových strojů vycházejí z toho, že z naděrovaných štítků se zpracují nejm éně 4 výsledné sestavy, pokud se jedná o výpočetní práce. Zpracování je možné provádět na standardní num erické řadě strojů Aritma několikerým způsobem, závislým na použitém kódu. Námi uplatněný způsob použil dvou druhů štítků : předlohové a základní. Rov něž protokol byl rozdělen na dvě čá sti: v prvé jsou uvedeny údaje obsažené v hlavičce protokolu, společné pro všechny m eteory zapsané v protokolu. V druhé části protokolu jsou údaje tý k a jící se jed n o tli vých pozorování m eteorů. Do základních štítků se děrují údaje z h la vičky protokolu. Z druhé části dokladu se do tohoto štítku děrují všech ny zaznam enané údaje o m eteoru a sč íta cí jed n ička. Jeden štítek obsahuje údaje jednoho pozorování m eteoru, tedy nikoliv jeden m e teor! Pro každé pozorování je děrován sam ostatný štítek. Jediným úda jem , který se do základního štítku neděruje, je osobní číslo pozorova tele. Není totiž možné, aby operátorka při děrování tato osobní čísla k jednotlivým pozorováním vyhledávala v hlavičce protokolu. Z toho důvodu je nutné děrovat další druh štítků, tzv. štítky předlohové s údaji z hlavičky protokolu. Z těchto předlohových štítků se po zatřídění pře náší na počítači osobní číslo pozorovatele. Tím funkce předlohových štítků končí. Na základním štítku jsou tak všedhny potřebné údaje o pozorování z protokolu. Operace prvé fáze jsou ukončeny. Další zpracování probíhá ve středisku tzv. těžkých strojů, to zna mená na tříd ičích a tabelátorech. Při rychlostech těchto strojů (tříd ič Aritma 220 má technickou rychlost 60 000 průchodů za hod. a tabelátor Aritma 300 má technickou rychlost 6000 průchodů za hod.) pokračuje zpracování sestav velmi rychle. Sestavy, k teré navazují vzájemnou kontrolou na sebe, jsou tabelovány součtově. Ostatní sestavy se listu jí. Sestavy slouží jako podklad pro zjišťování závislostí. Konečné výpoč tové fáze zpracování byly prozatím je ště provedeny tradičním způ sobem. Jak jsm e se již zmínili, je třeba uvážit ekonomiku tohoto nového způsobu zpracování pozorování m eteorů. Podle našeho úsudku je ren tabilita podmíněna především programem a dostatečným množstvím spolehlivého m ateriálu, získaného pozorováním. Rovněž je třeba uvá žit, jak d alece je prospěšné včasné zpracování a publikování výsledků. ♦
♦
Co nového v astronom ii K O M E T A
A L C O C K
Kom eta A lcock je jed en z m ála p ří padů dobře pozorovatelných objektů tohoto druhu. Koncem dubna a p o čát kem května byla po půlnoci m ístního času p rak ticky v zenitu a po celý kvě ten vysoko nad obzorem již před půl nocí. Je p ochopitelné, že této přízni vé polohy bylo využito jistě na četn ých o bservato řích k podrobném u zkoum á ní m oderním i m etodam i. V sou časné době je známo je n něk olik ojed inělých d ílčích výsledků ze zah ran ičn ích hvězdáren a dosud toliko předběžné výsledky n ašich fo to ele k trick ý ch po zorování, k te ré v sou časné době je š tě p o k raču jí a jsou prováděny pracovníky A stronom ického ústavu Karlovy uni versity na o bservatoři v O ndřejově. V
b
B-V
Clona Datum
1,5'
0,6'
20. 21. 22. 27.
8,53m 8,58 8,68 8,26
9,82m 9,83 9,95 9,92
V. V. V. V.
1963
Tato kom eta se pohybovala po dráze, je jíž úhel sklonu byl tém ěř kolmý na dráhu Země. P erih elová vzdálenost byla přibližně 1,6 a. j. a tím to bodem prošla kom eta 6. května t. r. Nejm enší vzdálenost od Země byla 0,84 a. j. v druhé polovině května. Nyní se již vzdaluje ja k od Země, tak od Slunce, přechází na jižn í oblohu a slábne. Jis tě ji mnozí naši čten áři pozorovali a odhadovali je jí jasn o st. N ejzajím av ěj ší bylo období n ejm en ší g eo cen trick é vzdálenosti. Podle fo to elek trick ý ch m ěření z té doby 65cm reflekto rem A stronom ického ústavu Karlovy uni versity v O ndřejově vycházejí tyto hodnoty prozatím neopravené o atm o sférick o u extin k ci:
Celková ja sn o st kom ety byla pocho pitelně větší než je uvedeno ve sloupci pro n ejv ětší clonu. Podle fo to g rafií, k te ré máme k dispozici z H radce K rá lové, lze z jistit na hodinové expozici rozsah komy o prům ěru asi 20', tedy více než d esetk rát větší než byl prů měr clony. M ikrofotom etricky na h ra d eckých fo to g rafiích byla zjiště n a ko ma o prům ěru asi 15'. Podle fo to elektrick y provedených průřezů hlavou kom ety, kom binovaných s prom ěřením fo to g rafií, vychází pro 22. května c e l ková ja sn o st kom ety 6,8m ve vizuál ním oboru. U ltrafialo vá část sp ektra kom ety byla m ěřena ve dvou barvách A M E R I C K Á
0,6'
1,5'
+ 0 ,7 5 m + 0,66 + 0,65 + 0,54
+ 0,76m + 0,68 + 0,65 + 0 ,6 0
+ 0,15m + 0 ,0 8 + 0,11 + 0,10
0,6' + + + +
0,0fim 0,19 0,20 0,12
kom binací různých filtrů . Z těch to m ěření plyne, že pom ěr intenzity sví tícíh o plynu CN k spojitém u spektru kom ety je asi 1:3. To potvrzují již dří v ě jší sp ektro sko p ick á pozorování té to kom ety z observatoře v Haute-Provence, provedená Chalongem, Andrillatovou a Blochem , k teří vedle em is ních pásů z jistili výrazné sp o jité spek trum jád ra. Celkový vzhled sp ektra se podobá spektru kom ety P eltier z roku 1936. Jde p atrn ě o kom etu relativně mladou, s velkým obsahem prachových č á stic v kom ě, n e lišící se n ija k pod statn ě od jin ých podobných těles. V. V a n ý sek
K O S MI C K Á
Dne 15. května t. r. byla na mysu Canaveral vypuštěna pom ocí zdokona leného typu rak ety A tlas kosm ická lod Faith 7 se šestým am erickým kosm o nautem , m ajorem letectv a Gordonem
U—■B
1,5'
LOĎ
F A I T H
7
Cooperem. R aketa startovala ve 14 hod. 4 min. SEČ a kosm ická lod se dostala úspěšně na oběžnou dráhu. Pohybo vala se ve výškách 160— 270 km nad zemským povrchem , oběžná doba by-
la 88 m in. 7 sek. Let probíhal podle plánu a po 22 obletech kolem Země p řistála lodf s kosm onautem dne 17. května v 0 hod. 24 min. na hladinu Ti chého oceánu poblíž ostrova Midway, asi 3600 m etrů od letad lové lodi K earsarge. Během letu, který trval 34 hod. 20 min., u razil G. Cooper vzdálenost tém ěř 960 000 km. Hlavními úkoly tohoto pokusu bylo z jiště n í údajů o dlouhodobém vlivu beztížného stavu na lidský o rg anis mus, prověření kosm onautových r e ak cí z lék ařsk éh o hlediska, ověření kon stru kce kosm ické lodi, je jí kabiny a p řístro jo v éh o vybavení, vyzkoušení skafand ru v podm ínkách kosm ického VOSTOK
5 A VOSTOK
V polovině června se u sku tečn il druhý dlouhodobý skupinový let so větských kosm ických lodí. Dne 14. červ na ve 13 hodin byla vypuštěna kos m ická lod Vostok 5 s kosm onautem V alerijem Fjodorovičem Bykovským. Oběžná doba Vostoku 5 -byla 88,27 minuty, výška nad zemským povrchem v přízem í 175 km, v odzem í 222 km a oběžná rovina dráhy družice sv írala s rovníkem úhel 64°58'. Dne 16. června v 10 hodin 30 m inut, tedv v době, kdy V ostok 5 začín al 32. oblet kolem Země, byla vypuštěna d alší kosm ická lod, Vostok 6 s první kosm onautkou V alen tinou Vladim irovnou Těreškovovou. Vostok 6 se pohyboval kolem Země po dráze, je jíž perigeum bylo ve výši 181 km, apogeum ve výši 231 km, oběžná doba byla 88,3 minuty a sklon oběžné dráhy k rovině rovníku asi 65°. Obě kosm ické lodi se tedy pohybovaly po nep říliš od lišn ých d rah ách . Sku pinový let úspěšně sk o n čil 19. června. Vostok 6 p řistál v 9 hodin 20 minut 620 km severovýchodně od Karagandy O B J E V
R O T A C E
vakua, jak ož i vykonání četn ých m ě řen í a pozorování (sním ky zv ířetn í kového světla, sním ky zem ského po vrchu, zjiště n í m ezí v id itelnosti um ě lých tě le s ve vesm íru, zjiště n í v id itel nosti světeln ých záblesků na zem ském povrchu, sním ky soum rakových jevů, in fra če rv en é fo to g rafie oblačný ch sys témů a j.) . Let kosm ické lodi F aith 7 byl zatím n ejú sp ěšn ějším pokusem v rám ci pro gram u M ercury a přispěl četným i no vými přínosy k výzkumu kosm ického prostoru v n ejbližším okolí Země. Bu de m ít jistě i velkou důležitost pro usku tečn ěn í program u Gemini, na němž se intenzívně p racu je.
JÁ DRA
S ystem atický výzkum galaxií — č le nů M ístní soustavy, prováděný e lek tro novou kam erou ve sp ojen í s třím etrovým reflek to rem Lickovy hvězdárny, vedl k úspěšném u rozpoznání ro tace já d ra galaxie M 32 v Andromedě. Lallem andova elektronov á kam era byla um ístěna v ohnisku sp ektrografu cou-
B
po 48 o b lete ch Zem ě; byl na oběžné d ráze 71 hodin a uletěl vzdálenost asi 2 000 000 km. Vostok 5 p řistál ve 12 hodin 6 m inut 540 km severozápad ně od Karagandy. Tato kosm ická lod vykonala 81 oběhů kolem Země a za více než 119 hodin letu urazila přes 3 300 000 km. Úkolem kosm ických lodí bylo další studium působení různých fakto rů kosm ického letu na lidský organism us, provedení širších lé k a ř ských a biologický ch výzkumů v pod m ín kách dlouhodobého letu, jak ož i d alší zpracování a zd okonalení sy stém ů řízení lodi. Kromě toho se p ro váděly vědecké výzkumy a pozorování ob lačn o sti a dále Slu nce, M ěsíce a hvězd. Obě lodi také udržovaly navzá jem rádiové sp ojen í. Provoz systém ů kosm ických lodí a pozem ních p ro středků, zajišťu jících let, byl bezvad ný. Oba kosm onauti dobře p řestáli dlouhodobý let kolem Země. Rozsáhlý program výzkumů byl úspěšně splněn a byly získány nové cen né údaje. G A L A X I E
M 3 2
dé a získané spektrogram y m ěly e fe k tivní disperzi 65 A/mm. F o to g rafo v á ní touto sp eciáln í kam erou je samo o sobě tech n ick y velm i n áro čn é; v da ném případě bylo třeba om ezit se n a víc na noci s dokonale klidným i obra zy hvězd, při čem ž zdánlivé hvězdné kotoučky měly prům ěr m enší než 2",
a na u rčité hodinové úhly. Proto i v k a lifo rn sk ých podm ínkách byla získána kv alitn í sp ek tra po tém ěř dvouletém ček án í. Na dvou sp ek trech {expozice 80 a 180 m inut) byly m ěřeny posuvy vápníkových č a r H a K a dále č a r ne utráln íh o železa, m anganu a vodíku. Výsledky m ěřen í jsou ovšem poněkud zkresleny nekruhovým i pohyby v já d ře. Obecně však ro ta čn í ry ch lo st vzrůstá lin eárn ě, d osahu je m axim ál ní hodnoty 65 km/s ve vzdálenosti 2,5" od cen tra a pak lin eárn ě klesá k nule do vzdálenosti 9 " od cen tra. Odtud vyplývá, že jád ro M 32 se po dobá jád ru V elké m lhoviny v Andromedě (M 31), jehož ro ta ce byla stejným E R O Z E
M E T E O R I C K Í C
F o to g ra fick á pozorování m eteorů a studium působení kosm ických paprs ků na m eteority um ožňují podle F. L. W hipplea odhad ry ch lo sti eroze m e teo rick ý ch tě le s na je jic h oběžné d rá ze. R ych lost eroze se zv ětšu je o ně kolik řádů u různých tě le s v tom to po řad í: železn é m eteority, kam enné m e teority a m eteority pozorované fo to g rafick y . Předpokládá se přitom , že ry ch lo st eroze je jistým způsobem zá vislá na pevnosti m ateriálu , což je pravděpodobné, je s tliž e připustím e, že je eroze působena nárazy m ezipla n etárn íh o prachu, při nichž se tvoří jam ky. V y ch ázeje z tohoto před pokla du a používaje teo rie nárazů s velký mi ry ch lostm i, dospěl W hipple hrubým Z Á V I S L O S T P R O T U B E R A N C Í
p řístro jem zjiště n a již dříve. Polo m ěr jád ra M 32 je 8,5 parseků, hus tota 5000 slu n ečn ích hmot na k ry ch lový parsek, hm ota řádově 10 miliónů hm ot Slu nce a perioda ro tace 600 000 let. Ú činnost elek tro n o v é kam ery při tom to špičkovém výzkumu tak byla znovu prokázána nade vší pochybnost — „klasické** fotografo v án í by ne vedlo k cíli ani při použití palom arského dalekohledu. Vzhledem k tomu, že již u tří g alaxií byla pozitivně z jiš těna hustá jád ra, nabývá stá le v ětší ho významu dom něnka akadem ika A m barcum jana o význačné úloze suprahustých ja d e r při vývoji galaxií. (ApJ 136, No. 3, 695.) g H
T Ě L E S
V
P R O S T O R U
odhadem k prům ěrné hustotě hmo ty v prostoru pro prach 10*21 . g . cm-3. Jen nejm en ší m eteo rick á tě lísk a se mohou vlivem Poyntingova-Robertsonova efektu pohybovat po sp irále k Slu nci. Závažné důvody o vysoké k o n ce n traci prachu v blízkosti Země vedou k předpokladu, že poblíž Země může být ry ch lo st eroze větší než ve v zd álen ějších o b lastech prostoru. Z to ho vyplývá, že při d elších m eziplane tá rn ích le te ch by m ohl být povrch m ezip lan etárn ích lodí ve větších vzdá len o stech od Země pom ěrně uchráněn od nárazů m eziplanetárníh o prachu; n ejv ě tší nebezpečí nárazů č á stic m ezi p lan etárn íh o prachu bude v blízkost) m ěsíčního povrchu. /. /.
M E Z I RO Z M Ě R Y A K T I V N Í C H A V Z R Ů S T EM S K U P I N SLUNEČNÍCH S K V R N
Z výzkumů H. W. B ab co ck a vyplývá, že slu n ečn í skvrny v zn ikají ja k o dů sled ek vynesení čá sti m agnetickéh o toku zkroucen ého tvaru, který vzniká v důsledku zvětšení celkového m ag n etick éh o pole Slu nce, do fo to sféry . Silo čáry tohoto pole p ro tín a jí slu n eč ní povrch a v ytv ářejí bipolární m ag netickou oblast, tzv. aktivní o blast a vystupují nad fo tosféru v podobě ob louků nebo sm yček. Obrys takové sm yčky m ag netick éh o toku je možno
do jis té m íry studovat, je stliž e vyjde me z předpokladu, že poblíž silných m agnetických polí by musely být pro tu b eran ce orientovány podél m agne tick ý ch silo ča r pole. Podle Babcockova modelu je vývoj bipolárních m ag netic kých o blastí doprovázen je jic h p rota žením podél povrchu a současným rozšířením ro zp ad ajících se sm yček m agnetickéh o toku do korony. Protu b eran ce v b lízkosti slu n ečn ích skvrn, k te ré sled u jí obrys silo ča r m agnetic-
kého pole, by — ja k se zdá — m usely sled ovat tento pohyb. Proto je možno oček ávat, že je jic h rozm ěry budou zá v iset na vzrůstu bipolárních m ag n etic kých ob lastí, a tudíž i na vzrůstu sku piny slu n ečn ích skvrn. K ověření tohoto předpokladu byly studovány aktivní protu berance v blíz kosti slu n ečn ích skvrn a je jic h e lek tro m ag n etick é v lastno sti na pozorovacím m ateriálu , získaném v le te ch 1958 až 1961 ch rom osférickým dalekohledem T ašk en tské astronom ick é observatoře. Při zpracování byly uvažovány pouze MAPY
1961 +
pro tu berance, pozorované v oblasti skvrn s h elio g rafick o u délkou A = = ± 9 0 °. Z jistilo se, že rozm ěry protu b eran cí v blízkosti slu n ečn ích skvrn jsou sku tečn ě fu n kcí vzrůstu skupiny skvrn, tj. fu n kcí vzrůstu bipolární m ag n etick é oblasti. Tyto pro tu beran ce jsou tím větší, čím sta rší je skupina skvrn. Zvětšení povrchu i výšky pro tu beran cí se vzrůstem skupiny slu n eč ních skvrn je tedy možno považovat za důkaz správnosti B abcockem vypra covaného prostorového schém atu vý v oje aktivních o b lastí. J. J.
SLUNEČNÍ
FOTOSFÉRY
XI. 30.
X 110.
40" -
+20'-
...
0, —
20' -
-
40° -
•v
OTOČKA
360'
300"
XII. 2 0
240*
180'
XII. 30.
120*
1962
60 *
I. 10.
V&1 0-
1963
L. S c h m ie d M E T E O R O L O G I C K Á
Po sérii družic typu Tiros má být vy puštěna sé rie m eteorologick ých dru žic typu Nimbus. Hlavním úkolem této družice je získání a využití m eteorolo g ických in fo rm ací při předpovídání p očasí. Proto bude televizní ap aratu rou, um ístěnou na družici, sledováno
D R U Ž I C E
NIMBUS
rozd ělení o b lačn o sti a m ěřeny kon stanty výměny záření mezi Zemí a atm osférou. Prvá družice tohoto typu má být vynesena na oběžnou dráhu asi v polovici roku 1963; sklon této dráhy má čin it 80° a výška nad povrchem Země asi 1000 km. O rientace družice
bude z a jiště n a trojosým systém em s p řesností ± 1 ° pom ocí in fračerv en ý ch drátkových d etektorů záření, sm ěrova ných k obzoru a k Slu nci. D ružice bu de vybavena třem i televizním i kam e ram i, z nichž jed n a bude sm ěřovat k nadiru a druhé dvě budou skloněny k nadiru pod úhlem 35° v rovině, kol mé k rovině sm ěru pohybu družice. Takto získan é tři sním ky budou p ře krývat pásy o rozm ěrech 2600 km ve sm ěru rovnoběžkovém a 810 km ve sm ěru poledníkovém . P říjem info rm ací z družice bude prováděn s ta n ic í na A ljašce, což umožní při výšce oběžné dráhy nad povrchem Země 1000 km OKAMŽ I KY
V Y S Í L Á N I V
při m inim ální době příjm u 5 až 10 m i nut získat in fo rm ace z 10 drah ze 14. Aby bylo možno p řijím at všechny in fo r m ace družicí získané, bude třeba bud zřídit d alší p řijím ací sta n ici na severo východním pobřeží Severní Ameriky, nebo při d alších pokusech zvětšit výš ku oběžné dráhy družice. Tepelná sta b ilizace družice zajišťu je udržení tep loty uvnitř družice v rozm ezí 2 5 ± 1 0 ° . T e lem etrick á ap aratu ra družice umož ní na pokyn ze Země ukládat získané in form ace do pam ěti a v ysílat je podle potřeby na Zemi, jak o ž i přím é vysí lání m ěřených hodnot z družice na Zemi. J . J.
Č A S O V Ý C H
K V Ě T N U
S I GNÁ L C
1 9 6 3
OMA 50 kHz, 20h ; OMA 2500 kHz, 20h; P ra h a 638 kHz, 12h SEC (NM — nem ěřeno, NV — nevysíláno) D en OMA 50 OMA 2500 P ra h a
4 5 6 7 8 9 10 1 2 3 9807 9799 9807 9812 9809 9800 9803 9799 9815 9814 9788 9785 9790 9791 9789 9791 9791 9790 9790 9790 NV 9791 9791 9796 9792 9792 9792 9791 NV NV
D en OMA 50 OMA 2500 P ra h a
14 17 18 20 12 13 15 16 19 11 9795 9800 9814 9814 9812 9803 9813 9813 9807 9812 9791 9791 9790 9791 9790 9791 9791 9791 9791 9791 NV 9793 NM 9794 9794 9792 9793 9795 NV 9792
D en OMA 50 OMA 2500 P ra h a
24 25 26 27 28 29 30 31 21 22 23 9815 9813 9815 9809 9805 9805 9802 9805 9801 9797 9802 9791 9790 NV 9791 9790 9790 9790 9790 9791 9792 9790 9796 9796 NM 9792 NV NV 9795 NV 9796 9792 9792 V. P tá č e k
Z lidových hvězdáren a astronomických kroužků S E MI N Á Ř
O
M E T E O R I C K É
Ve dnech 25. a 26. května uspořá dala lidová hvězdárna v Brně s m e teorick ou s ek cí CAS při ČSAV sem i nář o v ýsled cích českoslov en ské m e te o rick é astronom ie a o stavu výzku mů na tom to úseku vůbec, na kterém byla přednesena řada re fe rátů a pro jed nána celo státn í m eteorick á expe dice.
A S T R O N O M I I
V
BRNĚ
Po zah ájen í řed itelem lidové hvěz dárny O. Obůrkou refero v al J. Grygar o určování výšek teleskop ických m e teorů. Zpracoval na sam očinném po č íta č i NE 803 dvacet sedm dvojic m e teorů, pozorovaných na expedici v ro ce 1959. Pro středy drah byla odvozena výška 85,4 km. J. Kvizová refero v ala o novém ro ji alfa-U rsid, který byl do
d atečně z jiště n při zpracování m ate riálu z expedice z roku 1961. Maximum ro je nastáv á kolem 15. srpna. Z. Kvíz poukázal na n ěk teré potíže při zpra cování pozorování m etodou n ezáv islé ho p očítání. Oprava frek v en cí na e fe k tivní zorné pole vede k dosti n ejistém u u rčen í průběhu lum inozitní funkce. Omezení zorného pole má nepříznivý vliv na u rčen í závislosti pravděpodob nosti na počtu pozorovatelů. J. Kvizo vá seznám ila poslu ch ače s kodováním pozorování na děrné štítk y, ja k je pro váděla při zpracování výsledků expe dice na Bezovci v ro ce 1961. Ke všem referátů m byla diskuse. Odpolední program byl zah áje n re ferátem J. R ajch la o zakázané zelen é čáře kyslíku ve sp ek trech m eteorů, v němž re fe re n t rozebral podmínky, za ja k ý ch čára vzniká a ukázal zá v islost této em ise na slu nečn í aktiv itě a korpuskulárním záření. O otázce závislosti dešťových srážek na fázi M ěsíce a o n ěk terý ch p racích Bow enových refero v al Z. Kvíz. Bowen vych ázeje ze své teo rie o vlivu m e teorů na m nožství srážek z jistil va ria ce v k o n cen traci ledových ja d e r v atm o sféře a v ariace ra d io e le k trických frek v en cí v závislosti na m ěsíčn í fázi. Proti názorům byly v diskusi uve deny n ěk teré nám itky. Obsáhlý re fe rá t o výzkumu m ezipla n etárn í hm oty družicem i a kosm ický mi sondam i přednesl čle n ko resp on dent ČSAV V. Guth. Podal řadu nových info rm ací, k te ré výrazně ovlivnily do savadní představy o m ateriálu v m ezi planetárním prostoru, o vysoké atm o s féře a o vlivech slu n ečn í čin nosti na n ě k teré geofyzikáln í jevy. Zbytek od poledního program u byl věnován zprá vám o čin nosti m eteo rick ých s e k cí li dových hvězdáren. O pozorovací p ráci a zpracování m ateriálu v Brně re fe ro val J. K učera, G. O nsorge vyložil způ soby strojovéh o zpracování pozorování v H radci K rálové. M. Š u lc podal zprá vu o čin no sti pozorovacích skupin v Prešově, v Plzni, v Přerově, v Rozto kách a v Ostravě. V úvodní čá sti nedělního program u
před nesl L. Kohoutek r e fe rá t o s ta tistic e m eteorů z P alom arského a tla su. Zpracoval 375 sp orad ický ch me teorů, při čem ž byla z jiště n a výrazná e k lip tik áln í k o n cen trace. Hodnota lu m inozitní fu n kce byla stanovena na 2,76 a 2,84 (fo to g ra fie v m odré a v č e r vené b a rv ě ). Jm enovaný před nášel po tom o studiu ry ch lo stí sporad ických m eteorů a ukázal, že hyp erbolické ry ch lo sti v ych ázejí při ned oceněn í vlivu úhlové ry ch lo sti na pozorovanou ja sn o st m eteorů. D alší příspěvky byly věnovány otáz kám m ěření sp ek tráln í citliv o sti oka různými p řístro ji. V. Topinka popsal zařízení zhotovené v B ratislav ě, k teré pro svou slo žito st není vhodné pro p rá ci v terénu . Velmi jednoduchý ap arát zkonstru oval G. Onsorge v H radci K rá lové. Jeho p řístro je bude použito k pro m ěřování pozorovatelů na expedici. Také v Brně byla sp e k tráln í citliv o st oka pozorovatelů m ěřena a zařízení popsáno již na sem in áři v B anské B y strici. M. Š u lc refero v al o pozoro vání brn ěn sk é skupiny barevným i fil try. Za 19 hodin bylo napozorováno 20 m eteorů v červen é nebo m odré b a r vě. Z uvedeného m ateriálu vychází po kles barevného indexu při růstu magnitudy. Závěrem byly projed nány otázky m e te o rick é expedice, k te rá se usku tečn í leto s v srpnu na Bezovci. Zúčastní se jí 30 pozorovatelů, k te ří budou pro vádět telesk o p ick á pozorování b arev nými filtry k z jiště n í barevných ind e xů m eteorů. Lidová hvězdárna v Opi ci připravu je na červ en ec v lastn í ex pedici, na níž budou zacvičováni noví pozorovatelé. V zájm u ro zšířen í m e teo rick ý ch pozorování mohou se expe d ice zú častn it ta k é zájem ci z jin ý ch k rajů . Sem inář přinesl ú častníků m mnoho nových inform ací a ukázal otázky, k je jic h ž řešen í se bude pozorovací p ráce v dalším údobí o b racet. Byla také poprvé ukázána p roblem atika zpracování m eteorick ý ch pozorování pom ocí m od erních p o číta cích stro jů . M. Š u lc
LI DOVÁ
H V Ě Z D Á R N A A P L A N E T Á R I U M V HRADCI K R Á L OV É
Činnost lidové hvězdárny v H radci K rálové zap o čala v dubnu 1954 jak o kulturně osvětové zařízení m ěstského národního výboru, později pak zaří zení KNV. Soustavná a plánovitá čin nost započala však až dnem 1. září 1955, kdy byli jm enováni stá lí pracov níci. Budova hvězdárny nebyla však v této době je š tě dohotovena. K vý stavbě m alé i velké kopule došlo až v le te ch 1957 a 1958. Koncem roku 1956 bylo hvězdárně věnováno m alé Zeissovo planetárium a do provozu dáno 20. ledna 1957 v rotundě pod provizorní střech ou . Teprve v ro ce 1958 byla postavena velká kopule a po m alé p řestáv ce bylo znovu p lan e tárium dáno do provozu, ten to k rát alespoň pod kopulí, avšak prom ítání oblohy na plátěný „d eštn ík 14 zůstalo. Svépom ocí v ak ci „Z“ byla v průběhu let 1958— 61 postavena přístavba ro tundy p lan etária. V novém p lanetáriu počal provoz v červnu 1961. Dnes má hvězdárna 4 kopule, z nichž prozatím je o patřena třin ácticen tim etro v ým reP ORADA
frak to rem kopule o prům ěru 5 m etrů. Zpočátku byla zam ěřena činnost hvězdárny na p ráci výchovnou a po p u larizační. Později bylo však p řistou peno k organizování odborné pozoro v atelsk é práce, zvláště po ustavení astronom ického kroužku m ladých. Od borná p ráce se provádí ve spolupráci s lidovou hvězdárnou v Brně (pro m ěnné hvězdy), s Astronom ickým ústavem ČSAV v Ondřejově (m eteo ry ), krom ě d alších úseků odborné práce (S lu n ce, fo to g rafie atd .). V létech 1960, 1961, 1962 uspořádala hvězdárna pozorovatelské expedice v Opici za ú časti m ladých astronom ů am atérů z V ýchodočeského k ra je . Lidová hvězdárna a planetárium v Hradci K rálové d osahuje stále vy sok é návštěvnosti z celé republiky i z ciziny. Od počátku provozu bylo na hvězdárně tém ěř 150 000 návštěvníků, pro k te ré bylo uspořádno 15 000 akcí. T aké p řístro jo v é vybavení hvězdárny se rok od roku zlepšu je. V poslední době byl dodán 15cm re fra k to r coudé.
P R A C O V N Í K Ů
V brněnském planetáriu kon ala se ve dnech 4. a 5. května porada p ra covníků p lan e tárií z H radce K rálové, z Plzně, z Prahy a z Brna, na níž byly podrobně projednány otázky odborné a ideové p ráce, hodnoceny různé fo r my pořadů a používání názorných po m ůcek při výuce astronom ie a vzdě láv ací p ráci s dospělým i. V šechna pla n e tá ria p rov ád ějí soustavně výukové pořady pro školy a o b ra c e jí se snad nými nebo pohádkovým i pořady i k n ejm en ší m ládeži. Ú častn íci poP O Z O R O V Á N Í
P L A N E T Á R I Í
R O C E
Rok 1962 byl prvním rokem org an i zované pozorovatelské čin nosti zákry tů hvězd M ěsícem v rám ci ce lo s tá tn í ho úkolu lidových hvězdáren. O rgani zování pozorování zákrytů prováděla v rám ci celo státn í vědeckovýzkum né-
BRNĚ
rady si vym ěnili zkušenosti z le k to r sk é p ráce a inform ovali se vzájem ně o organizaci návštěv. Dohodli se o vzá jem n é pomoci při zhotovování názor ných pom ůcek. Pro d em onstraci způ sobů p ráce v jed notliv ých p lan etáriích bylo provedeno něk olik pořadů, které ukazovaly, ja k jsou hledány cesty n e j ú čin n ě jší p ráce. Porada byla velmi užitečn á. Bylo dohodnuto uspořádat d alší poradu ve velkém planetáriu v Praze koncem letošního roku. KA
Z Á K R Y TO V
V
HVĚ ZD
MĚSÍCEM
1962
ho úkolu lidová hvězdárna ve V alaš ském M eziříčí. Během roku 1962 se k zákrytové službě přih lásilo celkem 16 sta n ic ; 10 z těch to přihlášených pozorovalo zákryty a svá pozorování pravidelně zasílalo hvězdárně ve Va
lašském M eziříčí. Přehled o pozorová ní zákrytů v roce 1962 podává tabu l ka. Celkem bylo získáno 220 pozoro vání, jich ž se zú častnilo 47 pozorova
telů . V šech na pozorování budou publi kována v B ulletinu časové a zákryto vé služby a hodnotná pozorování v Bul letinu čs. astronom ick ých ústavů.
P očet p ozorov án í z a k ry tu
P očet p ozo r o v a te lů v četn ě č a s o m ě ř ič ů
Rokycany LH Kleť LH P raha LH České Bud ějovice LH Malá S k ála AK Opice LH Brno AÚ UJEP
18 — 79 1 17 15 —
4 — 14 1 5 5 —
8 9 10 11 12
Brno LH B ratislava AK Hodonín LH Olomouc LH H lohovec LH
10 1 — 36 —
2 2 — 4 —
13 14 15 16
Val. M eziříčí LH V setín LH Nový Jičín LH Hurbanovo LH
17 10 16
7 2 1
P o z o r o v a c í s t a n ic e 1 2 3 4 5 6 7
P oznám ka ' nepozorovalo se
pozorování nebyla zaslána nepozorovalo se pozorovalo se jen cvičně
přih lášen a až koncem roku Mal.
Nové knihy a publikace B u lle tin čs. a s t r o n o m ic k ý c h ú stavů , roč. 14, číslo 3, obsah uje p ráce, před n esené na II. ko n feren ci česk o slov en ských a polských astronom ů o hydrom agnetice, která se kon ala v říjn u m. r. v K atalow kách : Z. Š vestka: O sp ek tráln í analýze eru pcí — L. Křivský: Vývojové stádium tvaru Y eru pcí v yzařu jících kosm ické záření ja k o fá ze podmíněná e je k c í — V. Letfus: O brácení em isních č a r v eru p cích — J. K leczek: Pohyby v eru ptivních pro tu b eran cích — B. Rumpolt: Vydat nost jed n é klidné p ro tu b eran ce — V. Bum ba: Vývoj ploch slu n ečn ích skvrn v záv islosti na lokálním m agnetickém poli — A. A ntalová: V lastn í pohyby slu n ečn ích skvrn typů H a ] — J. Jakim ec: M agnetohydrodynam ické mo dely slu n ečn ích skvrn — B. Tabisz a T. Jarzgbow ski: O synchrotron ním zá ření hvězd — M. Kopecký: Hypotéza
o m ag netick ých hvězdách typu y — J. M ergen taler: Ion osféra a slu n ečn í čin n o st — V. Bum ba: Pomocný h o ri zontální slu n ečn í sp ek tro g raf v Ondře jově — A. S tan k iev icz: Zjednodušená m etoda zpracování fo to m etrick ý ch registrogram ů — H. Iw aniszew ski a Z. Turlo: Dvouantenní in te rfe ro m e tr pro pásmo 100— 156 Mc/s — J. Lexa: Nový ko ron ograf A stronom ické ob servatoře SAV S k aln até Pleso — A. T lam ich a: Vhodná anténa pro rádiové spektrografy — S. G orgolew ski: Tříkanálový ko relačn í p řijím ací systém — S. Gor golew sk i: Předběžná zpráva o pozoro vání zákrytu Tau A v n ější slu n ečn í koronou v r. 1962. Dále jsou v uvedeném čísle je š tě tyto p rá ce : J. R a jc h l: O va ria ci ko eficien tu svítivosti jasn ý ch m e teorů a Z. H orák: Vzdálená kosm ická hm ota a relativ ita. P ráce jsou psány ang licky a ruský.
M. S m etan a: A s tr o n a u tic k é o ta z n ík y . Mladá fro n ta, Praha 1963; 203 str., 24 str. obraz, příl., 1 tab u lka v prii., váz. Kčs 12,50. — Form ou rozhovoru s předním i československým i vědci seznam uje autor s dosavadním i vý sledky a problém y kosm onautiky. Svě žím stylem rep o rtéra líčí n ejd ů leži tě jš í stupně dobývání kosmu posled ní doby a je jic h ohlas na n ašich v ě deckých ú stav ech . V závěru knihy p řip oju je autor něk olik sta tí o p er sp ektivách kosm onautiky a je jím vý znamu pro lidstvo. Ke knize je přip o je n a přehledná tabulka všech um ělých kosm ických těles, vypuštěných do 20. 10. 1962 s n ejd ů ležitějším i ú d aji, k te rá každému zájem ci umožní dokonalou o rie n taci v dnes již velkém množství um ělých kosm ických těles. N ázornost výkladu je doplněna m nožstvím fo to g ra fií na celostrán kov ých přílohách, z nichž čten ář pozná ja k tvary a vy bavení jed notliv ých typů um ělých kos m ických tě le s, tak p řístro je pro je jic h sledování. Sm etanovu knížku, která sou časně inform u je o životě n ašich vědců, je možno vřele doporučit kaž dému, kdo se zajím á o soudobé pro blém y kosm onautiky. Jedinou závadou je název knihy, poněvadž v dnešním stadiu letů do prostoru mimo Zemi mů žem e m luvit pouze o kosm onau tice a nikoliv o astro n au tice — létán í ke hvězdám. A. N. P. A hnert: K a le n d e r fiir S te rn freu n d e. Nakl. Johann Ambrosius Bart, Lipko 1963; str. 192, obr. 33; brož DM 4,— — Německou astronom ickou ročenku K alender fúr Sternfreu nd e 1963 může-
me opět vřele doporučit všem našim am atérům , kteří zn ají něm ecky. K alen dář vychází znovu ve své trad iční již úpravě a udává svá d ata s velkou p řes ností. Řada údajů je p očítána pro jin é dny, než jak udává naše ročenka, tak že obě publikace se vhodně doplňují. To platí např. o h elio cen trick ých sou řad nicích planet. Navíc má něm ecká ročenka střední elem enty vnějších i vnitřních planet. N ěkteré je jí údaje možno bezprostředněji použít k růz ným výpočtům. Cennou kapitolou je statistik a 47 m arsovských opozicí XX. století. V této kapitole jsou udána i data perihelových a afelových prů chodů p lanety spolu s udáním, kdy po zorovatel na Marsu by viděl přechod Země s M ěsícem přes sluneční kotouč. Poslední takový průchod nastal v r. 1905, budoucí nastane v r. 1984. Mezi dobí, kdy se tak stává, je ovšem pro měnné. Pohybuje se přibližně mezi 25 až 100 léty. Možná, že kosm onauti, jim ž by se v té době podařilo přistát na p lanetě, budou m oci tento pro č lo věka tak jed in ečn ý astronom ický záži tek pozorovat. Ze by je jic h pozorování vadila přítom nost m račen v ovzduší planety, nelze předpokládat. K ratších pojednání o nových pracích a výsled cích astronom ických bádání je letos v kalend áři m éně. N icm éně zpráva o nevyřešených problém ech v m etagalaxii je velmi podrobná a zajím avá. Po zorovatele pak zaujme zpráva o sta bilních a nestabilních dvojhvězdách. Závěrem tedy rádi opět doporučujem e všem, kdož jsou z našich řad m ocni něm eckého jazyka, aby si tuto ro čen ku op atřili. jm m
Ukazy na obloze v srpnu S lu n ce vychází 1. srpna ve 4h28m, zapadá v 19h43m. Dne 31. srpna vy chází v 5h12m, zapadá v 18h48m. Za srpen se zkrátí délka dne o l h39m, po lední výška Slunce nad obzorem se zm enší o 9°. M ěsíc je 5. V III. v l l h v úplňku, 12. V III. v 7h v poslední čtvrti, 19. V III. v 9h v novu a 27. V III. v 8h v první čtvrti. V perigeu je Měsíc 11. srpna, v apogeu 25. srpna. Během srpna na-
stanou tyto kon junkce M ěsíce s p lan e tam i: dne 6. V III. se Saturnem , dne 10. V III. s Jupiterem , dne 21. V III. s M erkurem, dne 23. V III. s Marsem a dne 25. V III. s Neptunem. M erku r je v srpnu na v ečern í oblo ze, avšak je pozorovatelný jen krátce po západu Slu nce. V n ejv ě tší východní elon gaci je 24. V III., kdy je jeho zdán livá úhlová vzdálenost od Slu nce 27°. V tuto dobu zapadá v 19h40m; zdán-
livý prům ěr planety je 7", ja sn o st + 0 ,5 m. Dne 2. V III. nastává kon junkce M erkura s Regulem. V en u še je 30. V III. v horní kon junkci se Sluncem , takže nebude po celý srpen vid itelná. Počátkem m ěsíce vy chází je n k rátce před východem Slu n ce, koncem m ěsíce současně se Slu n cem. M ars je v souhvězdí Panny na oblo ze večer. P očátkem m ěsíce zapadá ve 21h34m, koncem srpna již ve 20h08m. Prům ěr kotoučku planety je asi 5 ", hvězdná veliko st + l ,6 m. Ju p ite r je v souhvězdí Ryb a je nad obzorem od večern ích hodin. Počátkem srpna vychází ve 22h03m, koncem m ě síce ve 20h05m. Průměr kotoučku se zvětší během srpna ze 4 0" na 44", hvězdná v eliko st z — 2,2m na — 2,4™. Dne 10. V III. je Jupiter v zastávce. S atu rn je v souhvězdí K ozorožce a je nad obzorem p rak tick y po celou noc, protože je dne 13. srpna v opozici se Sluncem . Má hvězdnou v elikost + 0 ,5 m. U ran -je 29. srpna v konjunkci se Sluncem , takže nebude po celý m ěsíc pozorovatelný. N eptu n je v souhvězdí Vah a zapa dá ve večern ích hodinách. Má ja sn o st + 7,8m. Můžeme ho vyhledat podle o rie n tačn í mapky v Hvězdářské ro čence. M eteo ry . Maximum čin no sti m eteo rick ého ro je Perseid nastává asi 2 Ví hod. po půlnoci z 12. na 13. srpna. Ho dinová frekv en ce v době m axim a je asi 50 m eteorů. J. B.
O B S A H J. V a g e ra : Persp ek tivy letů na Mě.s í c — K. B en eš: Poznám ky k s ta v bě povrch u M erkura, Venuše a M ar su — G. S. O nsorge a M. Bém : V yužití d ěrn ý ch štítk ů p ři z p ra c o ván í po zorován í m eteorů — Co n o vého v astron o m ii — Z lidových h v ězd áren a a stro n o m ick ý ch krouž ků — 'Nové knihy a p u b lik ace — Úkazy n a obloze v srp nu COflEP^AHHE B a re p a : riepcneKTHBH noJieTOB H a J l y H y — K. BeHern: K B o n p o c y erpoehhh iT O B e p x H O C T H MepKypa, B e H e p w h M ap ca — T. C . OHcopre h M . B s m : H .
H c n c > jib 3 0 B a H H e
paĎ O TKe H tO
H O B O rO
p O flH H X • le C K H X
n e p c J )O K a p T
B
aC TpO H O M H H
O Ď C e p B a T O p H ft K p y jK K O B
n y fíjiH K a u H H
— b
—
0 6 -
npn
MeTeopoB
H a 6 jiK > ,a e H H f t
H
H3
—
— H a-
a C T pO H O M H -
H O B h ie
^ b jic h h h
KH H TH Ha
H
H eóe
aB rycT e
C O N T E N T S J. V a g e ra : P ersp ectiv es of Fligh ts to th e Moon — K. B eneš: R em arks to th e S u rfa ce F e a tu re s of th e M ercu ry, Venus and M ars — G. S. O nsorge and M. B ém : The Appli catio n of Pu nched C ards in th e Redu ction of O bservations of Meteo rs — News in A stronom y — From th e Popu lar O b servatories and A stron o m ical Člubs — New Books and Pu b lication s — Phenom ena in August
UPOZORŇUJEME ČTENÁŘE, že je na sk lad ě je ště několik kom p letn ích ročník ů 1962 Říše hvězd, i n ě k te rá jed n otliv á čísla . Je m ožno je o b jed n at ve V yd avatelství časopisů Orbis, P rah a 2, V in oh rad sk á 46. PRODÁM dvojitý dalekoh led „Som et - B inar 2 5 X 1 0 0 “ , cen a 4000 Kčs. — Libuše Krešlová, R ožm berská 30, Třeboň. Říši hvězd řídí re d a k čn í r a d a : J. M. Mohr (v ed o u cí r e d .), Jiří Bouška (výk. r e d .), J. Buk ačov á, Z. C eplech a, F . K adavý, M. K opecký, L. Lan d o vá-Š tych o vá, B. M aleček, O. Obůrka, Z. P lavcová, J. Stohl; ta j. red . E. V okalová, te ch n . red . V. Su ch án k ová. V ydává min. školství a ku ltu ry v nak l. Orbis, n. p ., P rah a 2, V in oh rad sk á 46. Tiskne Knihtisk, n. p., závod 2, P rah a 2, Slezská 13. V ych ází d v a n á c tk rá t ro čn ě , cen a jed n otliv éh o výtisku Kčs 2,— . R ozšiřuje Poštovní novinová slu žb a. In form ace o p řed p latn ém podá a objed návky přijím á každá p o šta i d o ru čo v a te l. Objednávky do z a h ra n ičí vyřizu je PNS — ú střed n í exp ed ice tisku, odd. vývoz tisk u, Jin d řišsk á 14, P ra h a 1. Příspěvky za síle jte na re d a k ci Říše hvězd, P rah a 5, Švédská 8, te l. 54 03 95. Rukopisy a ob rázk y se n e v ra c e jí, za odbornou sp rá v n o st odpovídá a u to r. Toto číslo bylo dáno do tisk u 10. če rv n a , vyšlo 9. če rv e n ce 1963. A-02*31 342
Š e s tý a m e r ic k ý k o s m o n a u t m a jo r G ordon C o o p e r. — Na č tv r té s tr a n ě o b á lk y je k o m e t a A lc o c k 1963b. E x p o z ic e 2 h o d . d n e 22. k v ě tn a 1963 A e ro stig m a tem 1:4,5; f = 450 mm (G. S. O n so rg e, L id o v á h v ěz d á rn a v H ra d ci K r á lo v é ).
w \
x
\ \
\
\
\
\\ \ V
\ \
\
