(C) Nakladatelství Orbis, n. p. 1963

8/1963

Z

OBSAHU:

Tautenburský dvoumetrový dalekohled — Některé současné problémy ste lární astronomie — Model pro demonstraci zákonů nebeské mechaniky — Novinky — Zprávy — tlkazy na obloze

K o m eta 1 9 6 1 c H u m a so n 27. 7. 1962 ( n a h o ř e ) a 2 . 9 .1 9 6 2 ( d o l e ) . E x p o z ic e r e f l e k ­ to rem 6 0 /3 3 0 cm na S k a ln a té m P le s e (M . A n ta l). — Na p rv n í s t ra n ě o b á lk y je lid o v á h v ěz d á rn a v P ro stějo v ě (fo t o S . K o z e l). (C) —

Nakladatelství Orbis, n. p. —

1963

Ř í še h v ě z d

Luboš

R o č . 4 4 (1 9 6 3 ), č. 8

Kohoutek:

TAUTEN BURSKÝ DVOUMETROVÝ DALEKOHLED Každý nový velký d alekohled je vítán v celém světě astronom ů nebo č a s ­ to i za jeho h ran icem i jak o cen n á posila pro n eu stálý záp as, k terý svádí lidstvo o poznání p řírody. I u n ás se již pom ěrně brzy d očkám e dokon­ čen í jednoho tak ovéh o astro n o m ick éh o gigan tu — dvoum etrového z r c a ­ dlového dalekohledu — p řístro je, k te rý zařad í n aši astronom ii dokonce na jedno z p ředních m íst na sv ětě. Je znám o, že v so u časn é době exis­ tuje pouze šest d alekohledů o prům ěru 2 m nebo v ětším : Mt P alom ar (U SA ) 510 cm , Lick (U SA ) 305 cm , Krym (S S S R ) 260 cm , Mt W ilson (U SA ) 254 cm , Mc Donald (U SA ) 208 cm a T autenburg (NDR) 200 cm. S posledním dalek ohledem jsem měl m ožnost p ra co v a t za svého studij­ ního pobytu v létě a na podzim m inulého roku. O bservatoř K arla S ch w arzsch ild a v Tautenburgu (A = 0 h46m51 s vých. Gr., = + 5 0 °5 8 '5 1 ", h = 331 m n. m .), v zd álen á vzdušnou ča ro u asi 10 km od Jeny, je z ce la novým p raco v ištěm N ěm ecké ak adem ie věd. Nem á dosud dlouholetou tra d ic i řad y evrop sk ých h vězdáren, neboť ještě před n edávnem bylo její územ í pouhou č á stí ro zsáh léh o T autenburského lesa, ro zp ro stírajícíh o se do okruhu několik a kilom etrů. Den zah ájen í provozu dvoum etrového univerzálního dalekohledu, 19. říjen 1960, byl zároveň dnem o tev řen í o b serv ato ře. T autenburský d voum etr se nazývá univerzáln ím p roto, že dovoluje provád ět p rak tick y v šech n a zák lad ní o p tick á astro n o m ick á pozorování: přím ou fo to grafii k účelům k lasifik ace, fo to g rafick é fo to m etrie i a s tro ­ m etrie, fo to elek trick o u fo to m etrii a různé druhy sp ek tro sk o p ick ý ch pozorování. K těm to dost odlišným úkolům by zřejm ě n e sta čil přístroj s jediným optick ým systém em . Na n ávrh prof. H. Kienleho zhotovily Zeissovy závody v Jen ě d alek ohled, k terý vlastn ě obsahuje dva sam o ­ statn é typ y (s třem i op tick ým i s y s té m y ): Schm idtovu kom oru a re ­ flek tor. Schm idtův systém vytváří hlavn í 200 cm kulové zrcad lo spolu s ko­ rek čn í deskou prům ěru 134 cm . V ohniskové vzdálenosti 401 cm se na form át desek 2 4 X 2 4 cm , p rohnutých do m írně kulového tvaru, zobrazuje zorné pole rozm ěrů 3,4° X 3,4°. Efek tivn í relativ n í otvor kom ory 1:3,25 umožňuje s výhodou fo to g ra fo v a t i slabé difuzní objekty, přičem ž m ě­ řítko snímků (1 mm na n egativu = 5 1 ,4 ") je d o sta te čn é i pro studium pom ěrně m alých d etailů. Schm idtova k om ora v Tautenburgu je v sou­ časn é době n ejvětší svého druhu na světě. D osáhla prvenství před zn á­ mou P alom arskou Schm idtovou kom orou (k o re k čn í deska prům ěru

125,7 cm , f ef = 307 cm , 1 :2 ,6 0 ), k tero u byl nedávno d okončen rozsáhlý fo to g rafick ý obraz celé oblohy, viditelné z Mt P alo m arsk é o b serv ato ře. Plného prům ěru z rca d la využívá quasi-C assegrain ů v a quasi-coudé s y s ­ tém . Pom ocí 40cm odsazného z rca d la a m aléh o pom ocného z rc á tk a v dek lin ačn í ose je ohnisková rovina C assegrain ova systém u posunuta do stra n y tubusu. Systém m á efek tivní ohniskovou vzd álen ost 21 m a efek ­ tivní relativn í otv o r 1:1 1 ,2 . S jeho užitím se p očítá jak v přím é fo to ­ g rafii, tak ve fotom etrii a sp ektrosk opii. V systém u coudé jsou krom ě p om ocného 40cm z rca d la p ostaven a do ce sty světelném u paprsku 4 m alá z rc á tk a v hodinové ose, k te rá vrh ají obraz do sam o tn é podzem ní m ístn osti k dalším u zp raco v án í. Ohnisková vzd álen ost 92 m (efek tiv n í relativ n í otvor 1 :4 8 ,5 ) a nepohyblivé uložení ok u lárové čá sti p řístro je je výhodné zejm éna pro různé sp ek tro sk o p ick é p ráce. P řem ěn a jednoho o p tick éh o systém u ve druhý trv á několik hodin. V so u časn é době je plně v provozu první o p tick ý sy stém dalekohledu — Schm idtova k om ora. V o statn ích dvou sy stém ech se p rovád ějí n e­ zbytné provozní a z a o střo v a cí zkoušky. Plné využití rozsáhlého p ozorovacího m ateriálu , nashrom ážd ěnéh o v ě t­ ším dalek ohledem , je m ožné jen s pom ocí n ejrů zn ějších m ě řicích p ří­ strojů. Tautenburská o b serv ato ř jich m á již na za čá tk u své čin n osti c e ­ lou řadu. Pro vym ěřování p řesn ý ch poloh astro n o m ick ý ch objektů, n e­ zbytných nejen k jejich id en tifik aci, ale zejm éna k výp očtu pohybů a d rah n ejrů zn ějších těles, slouží Zeissův m ěřicí stůl typu Kom ess. Tento přístroj m ěří pozice s p řesn ostí 1/10 000 mm a osvědčil se i na několika n ašich ú stavech . U n ás rovněž znám ý Zeissův kom binovaný blink- a ste re o k o m p a rá to r je určen především pro h led ání zm ěn v polohách, jasn o stech nebo b arvách hvězd, k te ré je um ožněno přesným srovnáním dvou sním ků téže oblasti oblohy. P řístroj je velm i u žitečný i pro id en ti­ fik ačn í prohlídky n aexp on ovan ých desek ihned po p ozorování. Velmi cenným p řístrojem , k terý au to m atick y zapisuje na re g istra č n í papír průběh hustot plošných objektů nebo polohy, profily a in ten zity č a r na sp ek tráln ích sn ím cích je Zeissův re g is tra č n í m ik ro fo to m etr typu Lirepho 2. K dispozici je na hvězdárně dále řa d a m en ších přístrojů , jak o n apř. Abbeův k om p arátor, ele k trick é p o číta cí stro je , zv ětšo v ací, p ro­ m ítací a su šící p řístro je pro nezbytnou fo to lab o rato ř a tem né kom ory, i dobře vybavená elek tro n ick á a m e ch a n ick á dílna. Dalekohled a v šech ny m ěřicí p řístro je a p om ocná zařízen í jsou u m ís­ těn y v budově 20m kopule. Přízem í a su terén stavby je rozdělen na jed ­ notlivé p racovn y a lab o rato ře, z prvého p a tra je vchod na ochoz s te ­ rasou a do vlastn í kopule s d alekohledem . N ejvětší a nejd ůležitější s ta v ­ bu hvězdárny — kopuli — doplňuje přízem ní objekt pro k lim atizačn í zařízení, udržující stejnom ěrn ou tep lotu v potřeb n ých p ro sto rá ch ko­ pule, vzdálený od ní n ecelý ch 50 m. Asi 150m etrový pás lesa odděluje kopuli od zbývajících tří objektů h vězd árn y: přízem ní budovy v rá tn ice s g arážem i, obytné budovy pro řed itele hvězdárny a jeh o asiste n ta a jedno­ patrové budovy s p racovn ou řed itele, jeh o se k re tá řk y , knihovnou, dvěm a pokoji pro hosty, bytem tech n ick éh o in sp ek tora dalekohledu a z ah rad ­ níka. V p lán ech hvězdárny se pro nejbližší dobu n ep o čítá s jejím pod­

statn ějším rozšiřován ím . D osavadní p erson ál — řed itel o b servatoře (d r. N. R ich te r), vědecký asiste n t (d r. B o rn g e n ), tech n ick ý in sp ek tor dvoum etru, 2 odborně-technioké síly, řem esln ík , se k re tá řk a a 9 pom ocných sil — m á být po zk u šen ostech z dvouleté p rá ce doplněn jedním pozoro­ vatelem . Je zřejm é, že 2 věd ečtí p raco v n íci by nebyli schopni zajistit pozorovací program a zejm én a zp raco v án í rozsáh léh o m ateriálu , k terý 2m d alek o­ hled získá. Provoz h vězdárny p ro to nutně p o čítá s hostujícím i a s tro ­ nom y, k te ří si po sk o n čen í svéh o pobytu odvezou p ozorovací m ateriál ke zp racován í na své ú stav y .* H ostující astron om ové z NDR nebo z c i­ ziny m ají tak é na ob servatoři m im ořádně příznivé p raco v n í podm ínky: ubytování v k o m fo rtn ích h o stin sk ý ch pokojích zařízen ý ch zároveň jako p racovn y, strav o v án í v m ístě h vězdárny, p říru čn í knihovnu a m ěřicí p řístroje k dispozici — a především velm i potřebný klid k p ráci, um ož­ něný mimo jiné tím, že při plnění svého p ozorovacíh o úkolu nejsou z a ­ m ěstn áván i jiným i pracovn ím i, služebním i nebo i soukrom ým i povin­ nostm i. Plné p racovn í zam ěřen í na noční p rá ci je tak é zcela o p o d stat­ něné, uvážím e-li jak d rah o cen n ý je p ozorovací ča s u dvoum etru. S ta čí si uvědom it, že p o časí v n aší k lim atick é oblasti dovolí pozorovat m axi­ m álně asi ve 100 n o cích za rok a že p řístroj může sloužit odhadem asi 50 roků. Pak vych ází „ c e n a “ jedné n oci asi na 6000 Kčs. Její sk utečn á hodnota je zn ačn ě vyšší, neboť jsm e uvažovali pouze cenu dalekohledu a ne n ák lad y spojené s jeho údržbou a s provozem hvězdárny vůbec. K využití každé m inuty pozorovacíh o času přispívá zejm éna doko­ n alé tech n ick é vybavení d alekohledu a dobrá o rg a n iz a ce vešk eré p ráce na ob servatoři. A stronom především m usí p řijít 'k dalekohledu s dobře p řipraveným p rogram em (n a p ř. p rogram pro přím ou fo to g rafii obsahuje seznam sou řad n ic fo to g ra fo v a n ý ch polí, druh fo to g ra fick é h o m ateriálu a použitých filtrů, exp ozičn í ča sy a doby, kdy je příslušné pole v n ej­ výhodnější p o lo ze). Sled exp ozic v průběhu n oci bývá volen tak , aby dalekohled pokud možno p raco v al v okolí m eridiánu, kde jsou nejp říz­ nivější podm ínky pro jeho chod (bývá n ejro v n o m ěrn ější) a kde dosahují foto g rafov an é oblasti n ejv ětší výšky nad obzorem . Existu je dále celá řad a zásad, jejich ž sp lnění znam en á úsporu m noha cen n ý ch m inut pozo­ ro v ací doby. Plán exp ozic je n ap ř. vhodné u pravit ta k , aby přechod od jednoho pozorovaného pole ke druhém u byl co n ejk ratší, aby d alek o ­ hled m usel vyk onat co nejm en ší pohyb. Je dobré p lán o v at stříd án í ba* Světové statistiky ukazují, že doba, kterou musí astronom strávit u dalekohledu, tvoří jen malou část (asi 2 % — 1 0 % ) celkové doby, potřebné pro získání materiálu, jeho roztřídění, zhodnocení, vyvození závěrů a publikační zpracování ve formě vě­ decké práce. Velký astronomický dalekohled může proto plně využít Jako pozorovací základnu několik desítek vědeckých pracovníků. Kdyby byli všichni tito pracovníci trvale soustředěni v blízkosti hvězdárny, vytvořili by společně se svými rodinami a ostatními odbornými, administrativními a pomocnými pracovníky malé městečko. Tím by se po čase nepochybně zhoršily pozorovací podmínky v místě hvězdárny natolik (vlivem osvětlení, kouře, výfuků vozidel, atd.), že by se značně znehodnotily výsledky, které dalekohled získává. S velkou koncentraci pracovníků jednoho oboru do izolova­ ných sídlišť (a charakter astronomické observatoře požaduje jejich umístění daleko od ,větších kulturních center] jsou podle zkušeností například i ze SSSR značné další problémy. Proto je organizace provozu hvězdárny v Tautenburgu velmi rozumná a prozatím se plně osvědčila.

řevn ých systém ů, což um ožňuje, aby se při jedné expozici (n a p ř. ve vizuálním oboru) m ohla již p řip rav o v at k azeta ke druhém u snímku [n ap ř. v oboru fo to g ra fick é m ), atd. Pro delší exp ozice s e doporučuje vybrat již předem vhodné p oin tačn í hvězdy. Při p říp ravě p rogram u je dále užitečn é vědět, že kupříkladu fo to g ra fii v u ltrafialovém systém u tém ěř nevadí slabé světlo M ěsíce nebo p okročilý soum rak, nebo že n a ­ opak v červ en é oblasti sp ek tra je možno p ra co v a t do m enších výšek nad obzorem. N astavení tau ten b u rsk éh o d alekohledu do zvoleného sm ěru je dík jeho vynikajícím u tech n ick ém u vybavení již záležito stí pom ěrně jed n o­ duchou. Provádí se na jednom z o v lád acích stolů (n a podlaze kopule nebo na pozorovacím vozíku) stisknutím p říslušných tla číte k pro rektascen zi a deklin aci. Chyba hrubého n astav en í nepřesahu je při sp rá v ­ ném seřízen í d ělených kruhů a při dobrém chodu hodin 2 0 " — 30". Pro jem né n astaven í jsou k dispozici 4 druhy pohybů, od jem ného pohybu ry ch léh o k pohybu velmi pom além u, užívaném u při p o in taci v ohnisku coudé. K azeta pro fo to g rafii ve Schm idtově systém u (je jí váha je asi 12,5 kg) se vkládá do boku tubusu, odkud je pom ěrně složitým a velm i p řesně p racu jícím m echanism em d opravována za několik d esítek vteřin do ohniskové roviny. Č ervené světlo na tubusu ohlásí, že kom ora je p řip ra ­ vena k expozici. Opravu z a o stře n í na použitý filtr a z a čá te k a k onec exp ozice provádí pozorovatel tla čítk y od okulárového k o n ce jednoho ze dvou p oin tačn ích dalekohledů, sy m etrick y p oložen ých na obou stra n á ch dvoum etru. Jsou to re fra k to ry o prům ěru objektivu 30 cm s ohniskovou vzd álen ostí 400 cm . V lastní vedení d alekohledu (p o in ta ce ) je nutné jen při exp ozicích delších než 3 — 5 m inut. Z ejm éna v okolí m eridiánu p ra ­ cuje hodinový pohon dalekohledu velm i dokonale. Jeho plynulý pohyb je umožněn především tím, že osa dalekohledu je uložena na vrstvu oleje (siln ou 0,05 mm a pod tlakem 20 a tm .). K hodinovém u pohonu p řístro je vážícího 65 tun pak s ta čí e le k tro m o to r o výkonu pouhých 55 w attů. Místo pro ukládání k azety se m ůže při rů zn ých p oloh ách dalekohledu n alézat až ve výšce několika m etrů nad podlahou kopule. Pro p ráci v těch to vyšších polohách slouží velký p ozorovací vozík, jezd ící na sp e­ ciáln ích k olejn icích kolem celé kopule. Jeho plošina s ovlád acím pultem a s m alou příruční tem nou kom orou je dostupná pom ocí výtahu (v h a ­ varijn ích p řípadech pom ocí provazového žeb řík u ). Z hlavní plošiny po­ zorovacího vozíku se k onečn ě může vysunout do stra n y m alá pozoro­ vací plošinka. Pro obsluhu dvoum etru se p o čítá se dvěm a p racovn ík y: astronom em a jeho asisten tem (te ch n ik e m ). Při dobré o rg an izaci jejich p rá ce (jeden je um ístěn na pozorovacím vozíku, druhý p racu je převážn ě na podlaze kopule a v tem né k om oře) je m ožno provést vým ěnu k a se t ve S chm id to­ vě systém u a n astaven í dalekohledu do nového sm ěru asi za 5 — 8 minut. Astronom a asisten t — lidé kolem dvoum etru! Jejich každodenní úsilí, se k terým připravili a udržují celý p řístro j, by zaslu h ovala sam o statn é pozornosti a ocen ění. Z n ašeho popisu dvoum etru se p rozatím z trá ce jí snad proto, že při vstupu do m a jestátn í a čisto to u z á řící kopule s obrov­

ským dalekohledem už jen tvarově silně este tick y působícím, je každý návštěvník nutně připoután jen k pozorování této nové k rásy. Přesto bych ch těl zdůraznit, že pouze dík p řátelsk é a nezištné spolupráci a péči celéh o kolektivu p raco v n ík ů tau ten b u rsk é o b se rv a to ře byla a u to ­ rovi tohoto příspěvku um ožněna p rá ce s dvoum etrem (z a m im ořádně příznivého p o časí) v každé hodině přiděleného pozorovacího času. Dvoum etrový u n iv ersáln í zrcad lo v ý dalek ohled tau ten b u rsk é hvěz­ d árny m á za s§bou potřebné op tick é zkoušky. Skončily pro výrobky Z eissových závodů již tra d ičn ě s velm i dobrým výsledkem , a to nejen v lab oratoři, ale i při fo to g rafii objektů na obloze (viz p řílo h a ). K valita zobrazení touto n ejvětší Schm idtovou kom orou na světě, u rčo v an á ze srovnání s fotografiem i získaným i jiným i p řístro ji, dosahuje i na o k ra­ jích zorného pole vyn ik ající úrovně. Lze p roto op rávn ěně o ček áv at, že i dvoum etr A stronom ického ústavu ČSAV* bude vyroben po m ech an ick é i op tick é s trá n c e stejn ě d okon ale, jako d voum etr tau ten b u rsk ý. Přáli bychom si, aby v ěd ecké sty k y m ezi našim i ústavy a observatoří K arla S ch w arzsch ild a v NDR, velm i úspěšně rozvinuté v minulém ro ce, p ok račovaly k prosp ěchu vývoje astron om ie v obou tě ch to zem ích i v bu­ doucnosti.

Jaroslava

Ježková:

*

N Ě K T E R É SOUČASNÉ P R O B L É M Y ST ELÁ RN Í ASTRONOMIE V řad ě států jsou tč . ve výstavbě zn ačn ě velké dalekohledy. I u nás bude na ob servatoři A stron om ick éh o ústavu ČSAV re fle k to r o průměru zrcad la 200 cm , k terý m á být dokončen v r. 1967. Při této p říležitosti si proto ch cem e povšim nout n ě k te rý ch n ejd ůležitějších sou časn ých problémů stelárn í astronom ie, na k te ré se soustřeď uje pozornost a s tro ­ nomů celého světa. Jedním z h lavních problém ů so u časn é ste lá rn í astron om ie je problém hvězdných populací. Při řešen í tohoto problém u je třeba se soustředit především na to, jak n ejlépe ro ztříd it hvězdy za pom oci fo to elek trick é fotom etrie ve velkém m nožství sp ek tráln ích oborů, pokud možno úzkých, podle sp ektráln íh o typu, absolutní hvězdné velikosti, příslušnosti k hvězdné populaci, ch em ick éh o složení a stá ří. Podobně je třeba pro­ p raco v at k lasifik aci peku liárn ích a prom ěn n ých hvězd. Je třeba studovat vztah m ezi p rostorově-k in em atick ým i vlastnostm i hvězdných ch a ra k te ­ ristik hvězd, p a třících k různým populacím , a ch a ra k te ristik a m i m orfologickým i (sp ek tru m , absolutní hvězdná velikost, barevný index a td .). S telárn í astron om ie se dále musí zab ývat studiem m im ogalaktiokých mlhovin, sp ek tráln í k lasifik ací a rozborem in tegráln íh o sp ek tra, úzkopásm ovou foto elek trick o u fotom etrií a k lasifik ací a určením p e rce n ­ * Podrobněji o našem dvoumetrovém dalekohledu viz'článek dr. L. Perka: Dvou­ metrový dalekohled ČSAV, Pokroky MFA, ročník VI (1961), číslo 4, str. 217.

tuálního zastoupení jed n otlivých populací v g a laxiích rů zn ých typů. Dále je třeb a stu d ovat a p orovn at d iagram barva — hvězdná velikost pro kulové hvězdokupy, h ala, disky a g a la k tick é hvězdokupy typu M 67 za účelem studia chem ického složení hvězd těch to hvězdokup, o n e p ře trž i­ tém či p řetržitém časovém vzniku a vývoji hvězdokup rů zn ých typů a vztahu prostorově-pohybových a m orfologiok ých ch a ra k te ristik hvězdo­ kup, jak ož i p rovád ět v šestran n ý výzkum sta rý c h hvězdokup plochého podsystém u (typ u M 67 a NGC 7 5 2 ). Dalším závažným problém em soudobé ste lá rn í astronom ie je studium stru k tu ry G alaxie a vnitřní stru k tu ry jejich ram en — vše ve velkém m ě­ řítku, především srovnání p rostorového rozd ělen í hvězd rů zn ých typů, m ezihvězdného vodíku a p rach o v é složky v rů zn ých vzd álen ostech od středu Galaxie a u rčen í pom ěru „vodík — p ra ch “, d alší výzkum m ezi­ hvězdné p o larizace světla, studium vztahu m ezi p o larizací a absorpcí, výzkum struk tu ry m agn etick éh o pole a sp iráln ích ram en G alaxie, jakož i studium kinem atiky a p rostorového rozložení m ezihvězdných plyn ných oblaků podle posuvu i in ten zity sp ek tráln ích č a r m ezihvězdného pů­ vodu. T řetím problém em , na který se musí so u časn á ste lá rn í astronom ie z a ­ m ěřit, je stan oven í a vzájem né srovn án í p rostorově-p ohyb ových c h a ra k ­ teristik hvězd různých typů, především pak hvězd v příbuzných vývo­ jových stad iích a různých typů n e sta cio n á rn ích a p eku liárn ích hvězd. K tomu účelu je nejprve třeba u rčit a u přesnit absolutní hvězdné veli­ kosti n ěk terý ch typů hvězd a zdokon alit m etody zjišťování m ezihvězdné absorpce. Dalším úkolem je v šestran n é studium vizuálních dvojhvězd a v íce ­ n ásobných sou stav, k lasifik ace složek dvojhvězd a vícen ásob ných sou­ stav, především určen í sp ektráln íh o typu, rozdílu zd ánlivých velikostí, absolutních velikostí atd ., studium polohy složek vícen ásob ných sou stav na H ertzsprungově-R usselově d iagram u, jak ož i studium v n itřn ích po­ hybů ve vícen ásob ných so u stav ách , u rčen í elem entů drah a fyzikálních ch arak teristik složek. K onečně je třeba se podrobněji zab ývat studiem stru k tu ry H ertzsprungova-R usselova diagram u. K tom u ú čelu je třeba vyb rat nej vhodnější souřadný systém , m ající fyzikální sm ysl, zav ést přehled o m n ohoroz­ m ěrné k lasifik aci hvězd a u přesnit polohu rů zn ých typů hvězd, zejm éna n estacio n árn ích a peku liárn ích hvězd, na tom to diagram u. Ř ešení n astín ěn ý ch problémů může p oskytnout závažn é výsledky, ze­ jm éna pokud jde o struk tu ru a vývoj hvězd. Vzhledem k obsáhlosti problé­ mů je však nutno všechny p rá ce ve s te lá rn í astronom ii řád n ě p lán ovat a k oord in ovat. Pokud jde o H ertzsprungův-R usselův d iagram , bylo by možno m ísto d osavad užívané so u řad n ice spektrum z a v é st jak o so u řad ­ nici efektivní teplotu. Dále by bylo vhodné pro hvězdy rů zn ých p o v rch o ­ vých teplot u rčit vztah m ezi vizuální hvězdnou velikostí a polom ěrem hvězdy, čím ž bychom m ěli k dispozici sou řad nici, k te rá by m ěla význ am ­ ný fyzikální sm ysl. Z n astín ěn ých problémů je p atrn o , jak velké úkoly ček ají v nejbližší době ste lá rn í astro n o m ii; z toho vyplývá, že bude třeba u silovat o n ej­ efek tivnější využití všech velk ých p řístrojů .

MO DEL PRO DEM ON STRAC I ZÁKONŮ N E B E S K É MECHANIKY Při šk oln ích i p opulárních v ý k lad ech nebeské m ech an ik y se obvykle pokusy n ed ělají. Vhodný m odel zpřístupní exp erim en tem hlavní zásady této nauky a přisp ěje tak k oživení teo retick éh o výkladu. I když je m ožné dosáhnout dostupným i p ro střed k y pouze hrubší ap ro xim ace g ra ­ vitačního pole, jsou exp erim en ty zn ačn ě přesvědčivé a poskytují d o sta­ tečn ou an alogii. Znám ý N ew tonův zákon všeob ecné g ra v ita c e vyjadřuje sílu P, kterou se p řitahují dvě hm otné č á s tic e mi a mi, jejich ž těžiště jsou od sebe v u rčité vzdálenosti r :

p=x ^ p _

(1)

G ravitační k on sta n ta x m á hodnotu 6 .67.10-8 cm 3 g-1 se c-2. Ačkoliv jsou v kosm ickém m ěřítk u důsledky p latn o sti tohoto zákona nedozírné, není z p ro stý ch p říčin u sk u tečn iteln ý vyhovující lab o rato rn í m odel, k terý by na podkladě g ra v ita ce u kázal hlavní zák onitosti p lan etárn í soustavy, tj. zákony K eplerovy. Síly, působící m ezi jednotlivým i tělesy modelu, by totiž byly příliš m alé a z ce la zan edb ateln é p roti rušivým vlivům (zem ­ sk á p řitažlivost, tř e n í). Tak n ap ř. snadno vyp očtem e, že dvě závaží ve­ likosti 1 kg, jejich ž těžiště jsou vzd álen a 1 cm (co ž lze realizo v at dvěma deskam i) se přitahu jí silou 0,0667 dyny = 0,068 mg. Abychom m ohli exp erim en t v lab oratorn ím m ěřítk u usku tečnit, je nut­ né využít jin ých sil než g ra v ita ce . N ejjednodušší způsob je zavést p ří­ mou m ech an ick ou vazbu p lan ety s přitažlivým cen trem , n apř. tenkým vláknem podle obr. 1. Působení zem ské p řitažlivosti je om ezeno dlouhým závěsem délky l, ce n trá ln í síla se vyvozuje vláknem , vedeným svislou trubičkou. V ychýlením m odelu p lan ety váhy G o úhel a vzniká ce n trá ln í síla Pi velikosti: P í = G . sin a = G . -j- .

(2)

T ato síla ted y stoupá lin eárn ě s ro sto u cí délkou průvodiče r a m á p roto zcela jiný ch a ra k te r než žád an á síla g ra v ita čn í podle v zo rce ( 1 ) . Při velm i dlouhém závěsu n aopak je možno při m alý ch vých y lk ách tuto sílu tém ěř zanedbat. Hlavní působení musí v yk onat síla P2, k teré je nutné d át ch a ra k te r, odpovídající alesp oň přibližně v zo rci ( 1 ) . E xistu je řad a rů zn ých m echanizm ů, kde pom ocí závaží, vzpružin nebo excen trů se pro u rčitý obor vých ylek této zák onitosti dosáhne. Při n ej­ jednodušším exp erim entu však p o sta čí i prom ěnlivý tah rukou, k terým lze n ap ř. p řed vést alespoň k valitativn ě zákon ploch. Daleko působivější jsou však pokusy, při nichž lze v y n ech at vlákno, vyvozující ce n trá ln í sílu. Tak je možno užít n apř. v y sav ače, k terým vznik­ ne dle obr. 2 síla, ry ch le ro stou cí s k lesajícím průvodičem p lan ety. Ru­ šivě zde působí hluk a je třeba s e stro jit vhodný profil nálevky, aby síla

byla zhruba nepřím o úm ěrná čtv e rci vzd álen osti. Přím o ideální obdobou grav itačn íh o pole je pole ele k trick é , řídící se zákonem Coulombovým, form áln ě shodným s rovn icí [ 1 ) . Pro p řesvědčivý exp erim ent je však třeba zn ačn ě vysokých p oten ciálů (nebo velm i leh k ých m od elů ), tak že je výhodnější exp erim en tovat s poli m agn etick ým i, ačk o liv toto řešen í přináší u rčité obtíže, vzhledem k tom u, že nelze realizo v at jednopólový m agn et. P roto zde není možné ani použít pro výp očet síly zákona Coulom bova v jednoduché form ě. Při k onstru kci m agn etick éh o m odelu p lan etárn í sou stavy zhotovím e přitažlivé cen tru m ve tvaru dlouhého tyčovéh o m agn etu (n ejlép e elek tro m ag n etu ), k terý je um ístěn svisle. Kolem jeho horního pólu pak obíhá p lan eta p řed stavovan á kuličkou z m ěkkého železa, zavěšenou na dlou­ hém vlákně. Vlivem p řitažlivého působení m agn etick éh o pólu se v této k u ličce indukuje na bližší stra n ě pól o p ačn ý, na vzd álen ější pól sou­ h lasný. V elikost této m agn etick é indukce je úm ěrná in ten zitě m ag n e­ tickéh o pole a je tedy nepřím o úm ěrná č tv e rci vzdálenosti kuličky od pólu (druhý pól je při d o sta te čn ě dlouhém m agn etu z n ačn ě vzdálen a jeho účinky jsm e p roto z an ed b ali). K ulička tedy před stavu je k rátk ý m agn et, um ístěný vzhledem k pólu základního m agn etu v prvé Gaussově poloze. Pro toto u spořádání p latí nepřím á úm ěrnost přitažlivé síly s tře tí m ocninou vzdáleností. Vzhledem k tomu, co bylo řečen o o m ag n e­ tick é indukci, je tedy výsled n á síla p řitažlivá nepřím o ú m ěrn á páté m ocnině vzdáleností:

Doplníme-li m ag n et vhodným pólovým n ástav cem , lze pole upravit tak, aby přitažlivá síla k lesala přibližně s druhou m ocninou vzdáleností

í

tá rn í so u sta v y .

Obr. 3. M a g n etick ý m o ­ d e l p la n e tá rn í so u sta v y . M a gn et je o p a tře n p ó lo ­ vým n á sta v cem .

D v o um etro v ý u n iv erz á ln í zrca d lo v ý d a lek o h led , o b serv a to ře K a rla S ch w a rz sch ild a v T a u te n b u rg u .

S p irá ln í m lh o v in a v A n d ro m e d ě ( M 3 1 ) . S n ím e k získ a n ý d v o u m etro v ý m d a le k o ­ h le d e m ta u ten b u rsk é o b serv a to ře 1. 9. 1961, e x p o z ic e 45 m in u t na A gfa A stro S p ez ia l.

V e lk á d ifu z n í m lh o v in a v O rionu. S n ím e k d v o u m etro v ý m d a le k o h le d e m tautenb u r s k é o b serv a to ře 3. 1. 1962, e x p o z ic e 30 m in u t.

D v a cetim etro v á k o p u le d v o u m etro v éh o u n iv erz á ln íh o z rc a d lo v éh o d a le k o h le d u o b serv a to ře K a rla S c h w a rz s c h ild a v T a u ten b u rg u . ( V š e c h n y s n ím k y z a rch iv u o b serv a to ře K a rla S ch w a rz s c h ild a v T a u te n b u rg u , ře d it e l d r. N. R ic h te r .)

(viz obr. 3 ) . V jiné úpravě m ůžeme použít m ísto kuličky z m ěkkého že­ leza m agn etick éh o drátu. E xp erim en táln ě zjistím e průběh p řitažlivé síly vážením , a to tím to postupem : Na železnou kuličku (p la n e tu ) přivážem e tenké vlákno, na k teré se zavěsí závažíčk o (n a p ř. od 0,1 g do 100 g ) ; vlákno proch ází přes m alou kladičku, závaží sp očívá na pevné podložce (obr. 4 ). Přibli­ žujeme pozvolna m ag n et za stáléh o m ěření vzdálenosti pólu od kuličky. V u rčité vzdálenosti je p řitažlivá síla v rovnováze s váhou závažíčk a, kulička p řesk očí. V ýsledky získané pro k onkrétní podm ínky zanesem e do g rafu (obr. 5 ) . V šeobecně nelze p řesn ě splnit podm ínku ( 1 ) . Dále se uplatňuje při větších vých ylk ách vliv váhy kuličky podle rovn ice ( 2 ) . K onečně nelze o d stran it tlum ení, vzn ik ající v závěsném vláknu a odporem vzduchu. Tyto vlivy se rušivě projevují v čisto tě exp erim entu. Podrobný rozbor vede k n ásledujícím závěrům : Tvar dráhy není k uželosečk a, ale odchyluje se podle okolnosti od ní m éně nebo i více. D ráha není u zavřen a, ale má n apř. tv a r rozety apod. (P říčin a je však jiná než při posouvání perih elia M erk u rova!) Při z á ­ vislosti přitažlivé síly s vysokou m ocninou vzd álen osti — rovn ice (3 ) — mohou vznikat dráhy velm i složité. Zákon ploch zů stává splněn pro •všechny typy cen trá ln í přitažlivé síly. T ento zákon zásadní důležitosti lze tedy p řesně d em on strovat i pro síly velice odchylného průběhu od sil

V lev o o br. 5. Z ávislost p ři­ ta žlivé m a g n e t ic k é síly. na v zd á len o sti. Použitý m a g n et m ěl 40 0 0 a m p érz á v itů , ž e ­ lez n á k u ličk a m ěla p rů m ě r 1 cm . K řiv k a a b ez p ó lo ­ v éh o n á sta v ce, k řiv k a b s p ó lo v ý m n á sta v cem z li­ tin y p o d le obr. 3, k řiv k a c p rů b ě h p o d le ro v n ic e ( 1 ) .

f if ( f

tf

i /(

//

N a h o ře obr. 4. V á ž en í p r ů ­ b ěh u m a g n e t ic k é přitažlioosti.

0,o<

Obr. 6. V ý sled k y z ísk a n ý ch d r a h : a, b — t é m ě ř elip tic k á d rá h a ( r o z e t a ) , c — h y p e rb o lic k á d rá h a m eteo ru v blízk o sti Z e m ě , d — d r u ž ic e o b létla M ěsíc, e — ru šiv ý vliv v e lk é p la n e ty ( o z n a č e n a k říž k em — d ru h ý m a g n e t j , f — zá n ik d ru ž ic e v z e m s k é a tm o s fé ře .

g rav itačn ích . Je pouze nutné, aby síla byla ce n trá ln í (m ířila stá le do téhož bodu). Zákona oběžných dob nelze při rů zn ých silových záv islo stech p řesn ě použít. O statně i při p lan etárn ích obězích je znám é jednoduché znění třetíh o K eplerova zákona pouze ap ro xim ací. Přibližně lze vsaK i při od­ ch yln é závislosti síly na vzd álen osti třetí zákon dem on strovat. Pro vznik u rčité dráhy jsou rozhodující p o čá te čn í podm ínky, tj. m ísto startu kuličky, sm ěr a ry ch lo st. K tom uto účelu dobře poslouží m alý přípravek, m ající tv a r žlábku s pístem , tlačen ý m spirálním perem , k terý lze n atáh nou t na u rčitý dílek a definovat tak p o čá te čn í impuls. Celý přípravek se um ístí na stojanu v u rčitém m ístě, kulička se vloží do žlábku a opře o píst a po odpálení se p řípravek ry ch le odsune. Tím se zajistí reprodukovatelný tv a r dráhy při opakování pokusu. Z ávěrem uvádíme několik vlastn ích výsledků. E lek tro m ag n et byl zho­

toven z tyčovéh o m ěkkého železa (vhodný je prům ěr 16 mm až 30 m m ] délky asi 30 cm , s pólovým n á sta v ce m podle obr. 3. Mezi dvěm a pertinaxovým i čely, přilepeným i k jád ru uponem , bylo těsn ě navinuto 1000 závitů m ěděného sm altovan ého d rátu (vhodný prům ěr je 1 — 2 m m ). Při tom hned poznam enejm e, že lze při dlouhodobém provozu p o čítat s m a­ xim álním proudem 5 A na mm 2 p růřezu d rátu , při krátkodobém s m a­ xim álním proudem asi 10 A až 20 A n a mm 2. Pro d osažení žádaného proudu je zap otřeb í u rčitéh o n apětí, vzhledem k tom u, že při průřezu 1 mm2 m á 1 m m ěděného d rátu odpor 0,018 (2. Tak n apř. při prům ěru d rátu 1,5 mm (rovn o průřezu 1,766 mm2) a d élce 1 5 0 'm m á vinutí odpor 0,018 . (150 /1 ,7 6 6 ) = 1,53 Q. C hcem e-li tedy dosáhnout proudu např. 10 A, musím e použít n ap ětí 15,3 V. M agn etick é účinky jsou úm ěrné počtu am p érzávitů (sou čin em p očtu závitů a p ro ték ajícíh o p roudu). P roto se obvykle sn ažím e o m axim áln í použitelný proud. E lek tro m ag n et je nutné n ap ájet stejn osm ěrn ým proudem a jak o zdroj se tedy n ejlépe hodí aku­ m ulátor. Z atížení vinutí elek třo m ag n etu k ontrolujem e při pokusu rukou podél okrajů cívky. Použitá k ulička z m ěkkého železa m ěla prům ěr 1 cm a byla v y v rtán a o tvorem 1 mm pro upevnění závěsu . Při pokusech byla zavěšen a na dvojici sto če n ý ch velm i ten k ý ch izolovaných drátů délky 2,5 m, jimiž byla so u časn ě n ap ájen a m alá žárovk a, k te rá byla nad ku­ ličkou těsn ě cen tráln ě upevněna. Pohyb kuličky byl z ach y cen fo to g ra ­ ficky, při čem ž byl před objektivem a p a rá tu um ístěn papírový rotující děrovaný k otouč k d osažení p řeru šovan ého záznam u pro posouzení prů­ běhu ry ch lo sti. Výsledky n ě k te rý ch pokusů jsou zazn am en ány na obr. 6 ( a — f ) . Obdobným druhým elek tro m ag n etem lze zn ázo rn it rušivé účinky velké plan ety nebo u k ázat n ap ř. d ráhu d ružice k p lan etě. Dráhy na sním ­ cích jsou přibližně p a tn á c tk rá t zm en šen é p roti sk u tečn osti.

Co

nového v astronom ii HMOTY

S L O Ž E K Z Á K R Y T O V É H O BE TA L Y R A E

D osavad n í u rče n í h m oty zn ám éh o z á k ry to v é h o sy stém u b eta L y ra e se o p íralo o z n a lo st a b so lu tn í h vězd n é velik o sti so u sta v y a o p řed p o k lad , že h m o ta slo žek se s ča se m n em ěn í. Od­ tud v y ch á z e lo p ro p rim árn í, resp . se k u n d árn í složku d vojhvězd y po řa d ě Mi = 11 a M2 = 20,2 h m o t S lu n ce. Jelikož je zn ám o, že p erio d a systém u v z rů stá , n ení p rav d ěp o d o b n ě p řed p o ­ r a d a r o v á

k lad o k o n sta n tn o sti h m o t s časem sp ln ěn , a o d v o zen é ú d aje o h m o tách jsou p ře ce n ě n y . Revizí h od not se za ­ býval S u-Shu-H uang a z polom ěrů slo ­ žek , o d v o zen ých ze s v ě te ln é křivk y, jak o ž i ze z n alo sti efek tiv n ích tep lo t, u rč il m eze, v n ich ž se n a ch á z e jí hm o­ ty slo ž e k : 3,6 < Mi < 7 ,8 ,1 2 < M2 < 20 (v je d n o tk á ch h m oty S lu n ce ). (ApJ 136, N o. 3, 9 0 3 .) g

p o z o r o v a n í

M eteo rick ý ra d io lo k á to r u n iv ersity ve S ta n fo rd u byl v le te ch 1 9 5 7 — 1961 pou žit ke stud iu sla b ý ch m eteo rů , je­ jich ž ion izov an é stop y m ěly lin eárn í h u sto tu e le k tro n ů k olem 108 n a c e n ti­ m etr. P od le E sh le m a n a a G allag h era,

S Y S T É M U

s l a b ý c h

m e t e o r g

k te ří n ed áv n o u veřejn ili výsled k y p o ­ zo ro v án í, to odpovídá m eteo rů m až 15m. R ad io lo k áto r bvl tvo řen dvěm a řad am i a n té n n ích sy stém ů , z n ich ž každý o b sah o v al 48 čty řp rv k o v ý ch d i­ pólů, a p ra co v a l n a vln ě 13 m etrů

s im pulsy o výkonu 100 kW. A nténní d ia g ra m m ěl ro zm ěry 1,5° X 60° a u m e­ te o rů byly so u ča sn ě m ěřen y ry ch lo s ti m etod ou F re sn e lo v ý ch zón. P řes obtíž­ n o st m ěřen í bylo zjištěn o, že p řev ážn á v ě tšin a sla b ý ch m e teo rů n áleží ke slu ­ n e čn í so u sta v ě , neboť p rů m ěrn é r y c h ­ lo sti se poh ybovaly k olem 55 — 60 km /s v době v rch o le n í ap exu. C elková h m o ­ ta v še ch m e te o rů do d ané m agn itu dy R

C O R O N A E

B O R E A L I S

R. G. A n d rew s z p ra co v a l 1688 p ozo ­ ro v á n í R CrB, p ro v ed en ý ch člen y se k ­ ce p ro p ozo ro ván í p ro m ěn n ý ch hvězd B ritsk é a stro n o m ick é sp o le čn o sti v le ­ te c h 1952 až 1959. Ze zp ra co v a n é h o m a te riá lu vyplývá, že od říjn a 1952 do 9. led n a 1953 k le sla jasn o st p ro m ěn n é z 6m na 10m, p o té n ásled o v al n e p ra v i­ delný vzestu p jasn o sti, d op ro v ázen ý k olísán ím jasn o sti, až k on cem listo ­

p řito m ro ste n epřím o ú m ěrn ě střed n í h m o tě m eteo rů té to lim itní m ag n itu d y , anebo je ště ry ch le ji. F re k v e n ce s la ­ bých m eteo rů jeví z n a čn é k olísán í ze d ne n a den. A utoři p ro to n avrh u jí h yp o tézu , podle níž je jev způsoben p řek rý v án ím fre k v e n čn ích m axim m n oha n e v ý ra z n ý ch k rá tk o trv a jíc íc h m e te o rick ý ch rojů. (AJ 67, No. 5, 2 4 5 .) g V

O B D O B Í

R Á D I O V Á NA

1959

X e129 a Ag107

dio ak tiv n í p rv k y . Z toho p ly n e, aby se m o h la n evelk á tě le sa , k te rá vzni­ k ala ve slu n ečn í so u sta v ě , o te p lit až na tep lo tu tán í izotopu AI26, k terý m á k rá tk ý p o lo čas, m u sila by vznik nout ne p ozd ěii n ež še s t m iliónů le t po z a ­ čá tk u k o n d en zace slu n ečn í so u stav y . Čas, k terý uplynul do doby tuhnutí železa, jak byl odvozen z ab n o rm ál­ ního p řeb ytk u izotopu A g107, čin í 2 až 4 . 107 let. Z ab n o rm áln íh o p řeb ytk u izotopu X e129 v k am en n ý ch m e te o ri­ te ch se zjistilo , že jejich m a te riá l ztvrd l a v y ch lad l n a tep lo tu , kdy u s tá ­ vá difúze xen on u f řád o v ě 200° K) za dobu řád o v ě 1 , 5 . 1 0 8 le t od p o čátk u k o m p rese m ezih vězd n ého p ro střed í. Na zák lad ě p ozů statk ů izotopu X e 129 v zem sk é a tm o sfé ře se zjistilo , že se v ní z a ča l xen o n z a c h y c o v a t o 108 let pozd ěji n ež v m e te o rite ch . J. J.

V Z P L A N U T Í KMITOČTU 209

Na A bastu m an ské a stro fy z ik á ln í ob­ se r v a to ři AV G ruzínské SSR je r e ­ g istro v á n o rád iov é zářen í S lu n ce na k m ito čtu 209 MHz (tj. na vlnové d élce

AŽ

padu 1955 d o sáh la h vězd a opět 6,5m. B ěh em n á sle d u jících p ěti m ěsíců p o­ k lesla ja sn o st R CrB o l m, pak z ů sta la d va týdny k o n stan tn í, n a če ž n á sle d o ­ val p om ěrn ě ry ch lý v zestu p , tak že h vězd a d o sáh la k on cem k v ětn a 1956 své n o rm áln í ja sn o sti. Po v íce než 3 ro k y , do k o n ce rok u 1959, z ů sta la pak ja sn o st R CrB k o n stan tn í, p ouze s n e­ p atrn ý m kolísáním řád u 0 , l m. J. J.

KOSMOGONICKÝ VÝZNAM OBSAHU V METEORITECH A. G. W. C am eron se v p osled n ích le te c h zab ýval stu d iem sch é m a tu vzn i­ ku prvků v m ezih vězd n ém p ro střed í, co ž m ůže o b jasn it ab n o rm áln ě v ysoký obsah izotopu xen on u X e 129 v n ě k te ­ rý ch k a m e n n ý ch a izotopu stříb ra A g107 v n ě k te rý ch železn ý ch m e te o ri­ te ch . R y ch lo st vzniku původních prvků — le h k ý ch i stře d n ích — je ú m ěrn á ry ch lo s ti vzniku hvězd, k te ré p od le C am ero n o v ý ch vývodů již po 1 5 . 109 le t e x p o n e n ciá ln ě ubývá. D ruhotné p rvky se v y tv á ře jí již za ú ča sti p ůvod ­ n ích a ry c h lo s t je jich vzniku je ú m ě r­ n á jedn ak ry ch lo s ti vzniku hvězd, jed ­ n ak i m n ožství p říto m n ý ch , již d říve v zn ik lý ch prvků DŮvodních. R ad io ­ ak tiv n í prvky se d o stáv ají do m ezi­ h vězd néh o n ro stře d í v důsledku v zp la­ nutí su pernov. Po vzniku slu n ečn í so u ­ stav y p ře sta ly do ní v n ik at d alší r a ­

1952

NA S L U N C I MHz

1,44 m ) zařízen ím , k te ré se v p od ­ s ta tě sk lá d á ze tří č á s tí: an tén n í so u ­ stav y a n aD ájecího veden í, ra d io p řijí­ m a če se zap iso v acím zařízen ím a zd ro ­

jů proudu. A nténu p řed stav u je so u ­ s ta v a š e s tn á c ti a k tiv n ích p olo v ln n ý ch dipólů, ro z lo ž e n ý ch ve ste jn é ro v in ě n ad o d razo v ým z rca d lem . V šech n y d i­ póly jsou sp o jen y ve s te jn é fázi, k on ­ s tru k ce a n té n y um ožňuje n am ířit ji na libovolné m ísto na obloze. S m ěrový d ia g ra m a n té n y je v h o rizo n táln í r o ­ vině 12° a ve v e rtik á ln í ro v in ě 17°. P řijím a če m je citliv ý su p erh etero d y n o š ířc e p á sm a 1,5 MHz, jeh ož citliv o st je 1 ,uV a šum ové číslo 8, ča so v á k on ­ s ta n ta d e te k to ru 4s.

vý ro n en e rg ie ve sm lu v en ý ch jed n o t­ k ách f 1 0 ~ 22 . W . m ~ 2 . Hz- 1 ) a k vy ­ ro v n án í m ěřen í bylo použito m etody k lo u zavý ch p rů m ěrů . V p říp ad ech r á ­ d iových vzplan utí, tj. zn ačn éh o z v ý še­ ní h lad in y rád iov éh o zářen í ve sro v ­ n án í s klidovou h lad in ou , byly m ěřen y am p litud y rozd ílu . Cílem p rá ce bylo v y já d řit p o č e tn ě záv islo st m ezi e n e r­ gií výron u rád iov éh o zářen í a p očtem vzp lan u tí. K tom u ú čelu bylo z p ra c o ­ v áno 25 d en n ích p ozo ro ván í z období od p ro sin ce 1957 do srp n a 1958, tj. období, kdy se p ro jev o v ala slu n ečn í a k tiv ita. P ozo ro ván í z období klidného S lu n ce n eb yla do v ý p o čtů p ojata. T ak to bylo z p ra co v á n o 7000 rád iov ý ch v zp lan u tí n a S lu n ci, p řičem ž n ebyla p ro z p ra co v á n í v zata v úvahu ta v zp la­ nutí, kdy vý ro n en e rg ie byl m enší než 1,5 .1 0 —22 . W . m—2 . Hz- 1 , p on ěvadž n e ­ bylo m ožno p o tv rd it jejich realitu . M axim ální z a re g istro v a n ý výron e n e r­ g ie byl 80 . 10“ 22 . W . m—2 . Hz- *. Při z p ra co v á n í bylo p ou žito P irsonovy m e­ tod y a v ý sled k em bylo odvození em p i­ rick é h o v ztah u m ezi p o čtem rád io v ý ch vzp lan u tí a v ý ro n em en e rg ie tě ch to rá d io v ý ch v zp lan u tí. f. J.

V rá m ci p ro g ra m u M ezinárodního g eo fy zik áln íh o roku byla na A bastum an sk é a stro fy z ik á ln í o b serv ato ři s le ­ d ován a rá d io v á em ise S lu n ce v době od 10 do 16 hodin m ístn íh o ča su . Za nulovou h lad in u sloužilo při s ro v n á ­ v a cích m ě ře n ích rád iov é zářen í z ob­ la sti P o lá rk y . P ři z p ra co v á n í p o zo ro ­ vání byly u važo v án y rozd íly střed n í h od noty ú ch y lk y , způsobené rád iov ý m z ářen ím S lu n ce, od nulové h od n oty. Aby se d o sáh lo větší p ře sn o sti při z p ra co v á n í, byl ča so v ý in terv al o m e­ zen n a p ět m in u t; p ro k aždý tak o v ý p ětim inu tový in te rv al byl zjišťován O K A MŽ I K Y

V Y S Í L Á N Í v Č e r v n

Č A S O V Ý C H 1 9 6 3

SIGNÁLŮ

u

OMA 50 kHz, 20h ; OMA 2500 kHz, 20h ; P raha 638 kHz, 12h SEC (N M — n em ěřen o , N V — n e v y sílán o ) D en OMA 50 OMA 2500 P raha D en OMA 50 OMA 2500 Praha D en OMA 50 OMA 2500 P raha

1

2

3

4

5

6

7

8

9

10

9799 9790 9789

9799 9789 NV

9797 9788 NM

9796 9785 9792

9794 9785 9787

9795 9785 9786

9793 9784 9789

9790 NV NV

9790 9782 NV

9784 9780 9782

11

12

13

14

15

16

17

18

19

20

9787 9780 9785

9788 9778 9781

9781 9777 9783

9784 9777 9788

9784 9775 9780

9783 9774 NV

9781 9774 NM

9781 9771 9773

9780 9772 9777

9777 9771 9773

21

22

23

24

25

26

27

28

29

30

9775 9769 9774

9767 9767 9769

9767 9767 NV

9775 9766 9771

9772 9765 9767

9774 9765 9770

9771 9764 9772

9781 9762 9766

9767 9760 9765

9777 9759 NV

V. P tá ček

Z lidových hvězdáren a astron om ických kroužků LIDOVÁ

H V C Z D Á R <ÍA V

V Říši hvězd číslo 9/1 9 6 1 a 2 /1962 jso u stru čn ě p op sán y h lavn í d a le k o ­ h led y lid ové h vězd árn y v P ro stějo v ě a d nes p řin á ším e n a první s tra n ě obálky sn ím ek v la stn í budovy. P ro její stavbu bylo vy h léd n u to vhodné m ísto v K o lářo v ý ch s a d e c h ; v zelen i sad u, v z d á ’ en é víc n ež dvě stě m etrů od o b y tn ý ch budov. P ro zatím n ení p rá c e ru še n a m ěstsk ý m o sv ětlen ím . Se stavbou h vězd árn y se z a č a lo na ja ře 1955, k dyž ji MěNV v P ro stějo v ě z a řa d il do a k ce „Z “ a trv a la p ln ý ch sed m le t. Díky p rů m yslové šk o le s t a ­ vební b yla a k c e s ú sp ěch em d o k o n če ­ n a. Je z a sta v e n o n a 3000 m 3. H v ězd ár­ n a m á dvě p o z o ro v ateln y . Pod odsuvnou stře ch o u 8 ,5 X 7 m jsou u m ístěn y dva d alek o h led y o p rů m ěru 330 a 630 m m . P ostav ily ji Ž elezárn y v P ro ­ stě jo v ě a je k ry ta sk lem V itrasilk , n e ­ p ro p o u štějícím te p eln é p ap rsk y . Ko­ pule b yla p ře n e se n a ze šk o ln í budovy n a H usově n ám ěstí, co ž zd árn ě p ro ­ vedli b rigád n ě d ě ln íci téh o ž n á ro d n í­ ho podniku. B y la to, m yslím , jedn a z n e jtě ž ších p ra cí. P řen os h elik o p té­ ro u se n e p o d a řilo u sk u tečn it, a tak n ezbylo n ic jin ého, n ež kopuli rozm o n to v a t a pak ji z ase sv a řit. P řed v ch od em do budovy je n e k ry tá h a la s květinovou výzdobou a nad v ch od em jsou zn aky zvěrok ru h u podle p ražsk éh o o rlo je . Budova je bílá se stříb rn ý m i stře ch a m i, co ž dob ře z a ­ p ad á do tm av é z elen ě sad u. V letn ích m ě sících je běloba budovy p ře rý v á n a KOLIK

}E

U NÁS

ASTR

K rajsk é lid ové h vězd árn y m ají v ev i­ d e n ci 242 a stro n o m ick é kroužk y. Z to ­ ho n ě k te ré kroužky p ra cu jí velm i dob­ ře . Zabývají se n ejen vých o v o u člen ů , a le i p o p u la riz a cí a m nozí člen o v é kroužků jsou le k to ry Č esk o slo v en sk é sn o le čn o sti p ro šířen í p o litick ý c h a v ě d e ck ý ch zn a lo stí. Č á ste čn ě se z a ­ b ývají i odb orn ou čin n o stí. Pozorují h lav n ě m e te o ry a p ro m ěn n é h vězdy, a le i S lu n ce, p lan ety a um ělé d ru žice.

PROSTĚJOVĚ

p e stro stí k větin k olem i n a zdivu h aly . V su te ré n u je k a n c e lá ř s knihovnou, tem n ou kom orou , d ále h od inová m íst­ n o st se stá lo u tep lo to u , kde jsou u m ís­ těn y hod iny S a to ri; m e c h a n ick á a o p tick á d íln a se zařizu je. Nad s u te r é ­ nem je p o z o ro v a te ln a 8,5 X 6,5 m, ta k ­ též v elk á je p řed n ášk o v á m ístn o st s n o cležn o u p ro h o sty . Pod kopulí je jed n o p o k o jo v ý byt. P ři h v ězd árn ě je dob ře p ra cu jící a stro n o m ick ý k roužek , bez n ěh o ž by n ebylo m ožn é z d árn é d o k o n čen í p ří­ stro jů . P io n ý ři k roužku založili r a k e ­ tov é p osád k y p od le časo p isu ABC a v so u těžích již získ ali n ěk o lik p rv n ích ce n . Ze s ta rš íc h byli získ án i le k to ři p ro astro n o m ii a k osm onau tik u a jsou čle n y Č esk o slo v en sk é sp o le čn o sti p ro šíře n í p o litick ý ch a v ě d e ck ý ch z n a ­ lostí. P ro g ram h vězd árn y je zam ě ře n n a p ozo ro ván í, zejm én a fo to g ra fo v á n í p la n e t. K onají se p říp rav y k fo to g ra ­ fo v án í p la n e ty V enu še v p o la riz o v a ­ ném sv ě tle , kde bylo d o sažen o již z a ­ jím av ých výsled k ů. A stro g ra f v kopuli se d o k o n ču je a je vhodný p ro sn ím ky p la n e tá rn ích m lhovin, co ž se bude p ro ­ v ád ět ve sp o lu p ráci s A stro n om ick ý m ú stav em ČSAV v P raze. M enší a s tr o ­ g ra f bude u žíván p ro sn ím k o v án í p ro ­ m ěn n ý ch hvězd. Je šk o d a, že v blízkém so u sed stv í h vězd árn y v y ro ste v n ejb ližší době ro zsáh lé síd liště, k te ré p rav d ěp o d o b n ě o h ro zí sv ě tly p rá ci h v ězd árn y . an NOMICKÝCH

KROUŽKŮ

K rajsk é h vězd árn y o zn ám ily te n to stav ev id o v an ý ch k roužk ů: Z áp ad o česk ý 25, Jih o če sk ý 17, S e v e ro če sk ý 10, S tře d o ­ česk ý 40, V ý ch o d o česk ý 24, S e v e ro ­ m o rav sk ý 25, Jih o m o rav sk ý 27, Z áp a­ d o slo v en sk ý 26, S třed o slo v en sk ý 25, V ý ch o d o slo v en sk ý k raj 23. N ěk teré kroužky m ají jen 5 čle n ů , jiné 50 i v í­ c e . Ze zp ráv o čin n o sti m ůžem e usou­ dit, že asi p olo v in a k roužků p ra cu je dobře, d a lších 40 % k roužků v y k azu je

asp oň m in im áln í čin n o st, asi 10 % kroužků zp ráv u o čin n o sti n ep o slalo . K rom ě toh o ve šk o lá ch , v p io n ý rsk ý ch s tře d is cích , v z áv o d n ích k lubech a při d om ech o sv ěty p ra cu je jistě n ěkolik d is íte k d a lších kroužků, k te ré přím o

s lid ovým i h v ězd árn am i n ep racu jí a n ejso u p ro to jim i evid ovány. Dom ní­ vám se, že n ep řeh án ím , když odhaduji p o č e t v šech a stro n o m ick ý ch kroužků u n ás n a 300 a p o č e t člen ů kroužků n a 8 0 0 0 — 10 000. F . Kadavý

N o vé knihy a p u b lika ce R ádio a stro n o m i] a. Trudy F iz iče sk o go in stitu ta im. P. N. L eb ed ěva, Tom XV II, Izd. AN SSSR , M oskva 1 9 6 2 ; 190 s tra n , 87 obrázků a 14 tabu lek v te x tu , b ro žo v an é K čs 10,40. — T en to sv azek „ P ra c í F y zik áln íh o ú stav u P. N. L eb ed ěva“ je v ěn o v án ú sp ěch ů m s o ­ v ětsk é ra d io a stro n o m ie . V úvodní s ta ti inform u je V. V. V itk ev ič o rozvoji rad io a stro n o m ick ý ch výzkum ů v SSSR, n a d a lších p ak s trá n k á c h p od ro b ­ ně p op sali P. D. K a d a čev a A. E. Salom o n o v ič k o n stru k ci, m o n táž a justa c i ra d io te le sk o p u s p arab o lick ý m r e ­ fle k to re m o p rů m ěru 22 m. Z p e ra A. E. S alo m o n o v iče pak p ozn áv ám e n ě k te ré v ý sled k y, k te rý c h bylo tím to p řístro je m d osažen o . Na d a lších s tr á n ­ k á ch n a le z n e m e in fo rm a c e o v ý sle d ­ c ích p ozo ro ván í n ě k te rý ch d isk rétn ích zd ro jů rád iov éh o z á ře n í n a vln ové d él­ ce 9,6 cm , o p ro sto ro v ém ro zlo žen í n e u trá ln íh o vodíku v o b lasti m ezi g a ­ lak tick ý m i d élk am i 43° a 67°, o p řijí­ m a cí efek tiv n í p lo še rád io v éh o i n te r ­ fe ro m e tru , o odhadu en e rg ie k o sm ic­ kého z á ře n í a in te n z ity m a g n e tick é h o pole v rá d io v ý ch zd ro jích , o p o la riz a ci rád iov éh o z á ře n í Krabí m lh oviny na vlnové d é lce 21 cm , ja k o ž i p řísp ěv ek k te o rii p o la riz o v a n é h o rád io v éh o z á ­ ře n í K rabí m lh oviny. V šech n y s ta ti jsou d op ln ěn y řad o u obrázků, p ře d e ­ vším sc h é m a t a d iag ram ů , z n ázo rň u ­ jících v ý sled k y m ě ře n í, jak o ž i tab u l­ kam i v te x tu . V záv ěru jed n o tliv ý ch

s ta tí n a ch á z ím e m n o žství ce n n ý ch bib­ lio g ra fick ý ch odk azů. H odnota této v ýzn am n é p u b lik ace, k te rá sezn am u je v šech n y z á je m ce s n ejn o vějším i v ý ­ sled k y a ú sp ěch y so v ě tsk ý ch vědců ze v šech ob lastí rád io v é astro n o m ie, zvy­ šu je je ště b ib lio g rafick ý p řeh led p ra cí sp o lu p raco v n ík ů L a b o ra to ře a s tro n o ­ m ie L ebed ěvova F y zik áln íh o ústavu AV SSSR, p u b lik o v an ých od roku 1946 do rok u 1961, p řip o jen ý v záv ěru pu­ b lik ace. Tuto p u b lik aci je m ožno v řele d o p o ru čit všem vážným zájem ců m o rád iov o u astro n o m ii i všem , kdož ch tě ií být in form o v án i o so u časn ém stav u to h o to vědního oboru. A. N. A stro n o m isk a is k a le n d a rs 1963. N a­ k lad atelstv í L itevsk é ak ad em ie věd, Riga 1 9 6 2 ; str. 152, brož. 22 kop. — L itevsk á h vězd ářsk á ro čen k a, z p ra co ­ v an á red ak čn ím k olek tivem N. Cimah ov iča, M. D irikis a I. Ikau nieks, o b sa­ huje krom ě astro n o m ick ý ch efem erid (sta n d a rd n í ča sy , ro čn í období, zatm ě­ ní, tabulky S lu n ce, M ěsíce a p lan et, v id iteln o st p lan et, p ro m ěn n é hvězdy a z á k ry ty ) řadu s t a tí : N ávod na výrobu zrcad lo véh o d alek ohledu (p o k ra čo v á ­ ní z m inulého ro č n ík u ), H vězdný čas, P am átn á d ata v astro n o m ii, E lem enty astro n o m ie v litev sk ém folkloru , K os­ m ick é p rávo, jak ož i zp rávu o čin n osti litev sk éh o o d d ělen í V šesvazové a stro n o m ick o -g eo d etick é sp o lečn o sti za rok 1961. J. B

Ú kazy na obloze v z á ří S lu n c e v y ch á z í 1. z á ří v 5h13 m, z a ­ p ad á v 1 8 h4 6 m. Dne 30. zá ří v y ch ází v 5h5 8 m, za p a d á v 17h 42m. Během m ě ­ s íc e se d é lk a dne z k rá tí o lh 4 9 m, p o ­ ledn í v ý šk a S lu n ce nad obzorem se zm en ší o 11°. Dne 23. z á ří v 1 9 h2 4 m n a stá v á podzim ní ro v n o d en n o st, z a č á ­ tek a stro n o m ick é h o podzim u.

M ěsíc je 3. z á ří ve 2 1 h v úplňku, 10. z á ří ve 1 3 h v p osled ní čtv rti, 17. zá ří ve 2 2 h v novu a 26. září ve 2 h v p rvn í č tv rti. V p řízem í je Měsíc 6. září, v odzem í 22. září. V n oci 7./8. zá ří n a sta n e z á k ry t M ěsícem hvězdy 4. v elik o sti fi C eti; z a č á te k zák ry tu bude ve 2 3 h5 3 m, k o n ec v 0 h5 5 m (p ro

P ra h u ). K onjun kce v id iteln ý ch p la n e t s M ěsícem n a sta n o u : dne 2. IX. v r a n ­ n ích h o d in ách k on ju n k ce M ěsíce se S atu rn em , 6. IX. rá n o s Ju p iterem , 21. IX. v ra n n ích h od in ách s M arsem , 29. IX. v p oled n ích h od in ách se S a ­ turnem . M erk u r bude p o zo ro v ateln ý k on cem m ě síce n a ra n n í obloze před v ý ch o ­ dem S lu n ce nad východ ním obzorem . Dne 23. IX. v y ch ází v 5h20mr dne 28. IX. ve 4 h4 0 m. Ja s n o st p lan ety bude 23. IX. + 2 ,4 m, 28. IX. + l ,i m . V e n u š e b yla 30. srp n a v h orn í k on­ jun kci se S lu n cem a tak během září nebude D ozorovatelná. V y ch ází a z a ­ p adá té m ě ř so u ča sn ě se S lu ncem .

OBSAH L. Kohoutek: Tautenburský dvou­ metrový dalekohled — J. Ježková: Některé současné problémy stelár­ ní astronomie — I. Šolc: Model pro demonstraci zákonů nebeské m e ­ chaniky — Co nového v astrono­ mii — Z lidových hvězdáren a astronomických kroužků — Nové knihy a publikace — Úkazy na obloze v září COflEPJKAHHE J I . KoroyTeK: flByxMeTpoBbifl peiJm eK -

Top

oScepBaTopHH

n p O Ď .i e M b l

M ars se v zá ří pohybuje v so u h v ěz­ dích P an n y a Vah. Je nad obzorem jen v e č e r k rá tc e po záp adu S lu n ce. P o ­ čá tk e m zá ří z a p ad á ve 2 0 h05m , k on ­ ce m m ě síce již v 18 h50m. Má hvězdnou v elik o st + l , 7 m. . Ju p ite r je v souhvězdí Ryb. Nad ob­ zo rem je té m ě ř po celo u n oc, p ro to že p o čá tk e m říjn a bude v op o zici se S lu n ­ ce m . Jeh o ja sn o st je — 2 ,4 m až — 2 ,5 m, p rů m ěr jeho k oto u čk u m ěří asi 4 6 ". S a tu rn je v souhvězdí K ozoroha. P o ­ čá tk e m zá ří zap ad á ve 3 h2 8 m, k on cem m ě síce již v l h2 1 m. Jeh o hvězd ná v e ­ lik o st se během září zm en ší z -t-0,5111 n a + 0 ,7 m. P rů m ěr kotoučku p lan ety je asi 1 6 ". U ran a N ep tu n n ejso u v z á ří pro blízkost u S lu n ce p o zo ro v ateln é.

TayTeHÓypr

—

11. EwKOBa: HeKOTopue aKTyaJibHwe aC TpO H O M H H

3Be3flHOft

H . IH o .ib u :

33K O H O B

HečeCHOft

M tO

H O BO rO

aC TpO H O M H H

p O flH b lX

—

M o fle .ib a-nh aeMOHCTpa-

UHH

B

O Ď C e p B a T O p H ft

necKHX KpywKOB — nyó.nHKauHK

— b

M e X aH H K H H

—

H3

— H a-

aC T p O H O M H -

HoBbie khhth h

flBjíeHHH

na

H e6e

ceHTHÓpe

C O N T E N T S L. Kohoutek: About the 200 c m Reflector of the Observátory Tautenburg — J. Ježková: So m e Actual Problems of Stellar Astronomy — I. Šolc: A Model for Illustration of the Laws of Celestial Mechanics — N e w s in Astronomy — From the Popular Observatories and Astrooiomical Clubs — N e w Books and Publications — Phenomena in September

___________________________ M P R O D Á M dřevěný stativ, 2 objektivy achr. průměr 50 m m , f = 300 m m , ve společné objímce a binokulární periskop 10X50. — J. Venci, Ml. Boleslav, Novákova 851/26. P R O D Á M refraktor Zeiss, průměr objektivu 110 m m , f = 1300 m m , celokovový stativ s vertikálním vysunováním a otáčením kolem osy; čtyři okuláry zvětšující 45krát až 200krát. Binokulár ZEISS nepoužitý, se stativem zasouvacím; průměr objektivu 65 m m , f = 500 m m , zvětšení 12, 24 a 42krát, v silném koženém pouzdru. Informace J. Srb, Praha 5, Plzeňská 290. Říši hvězd řídí redakční rada: J. M. Mohr (vedoucí red.), Jiří Bouška (výk. red.), J. Bukačová, Z. Ceplecha, F. Kadavý, M. Kopecký, L. Landová-Štychová, B. Maleček, O. Obůrka, Z. Plavcová, J. Stohl; taj. red. E. Vokalová, techn. red. V. Suchánková. Vydává min. školství a kultury v nakl. Orbis, n. p., Praha 2, Vinohradská 46. Tiskne Knihtisk, n. p., závod 2, Praha 2, Slezská 13. Vychází dvanáctkrát ročně, cena jednotlivého výtisku Kčs 2,— . Rozšiřuje Poštovní novinová služba. Informace o předplatném podá a objed­ návky přijímá každá pošta i doručovatel. Objednávky do zahraničí vyřizuje PNS — ústřední expedice tisku, odd. vývoz tisku, Jindřišská 14, Praha 1. Příspěvky zasílejte na redakci Říše hvězd, Praha 5, Švédská 8, tel. 54 03 95. Rukopisy a obrázky se ne­ vracejí, za odbornou správnost odpovídá autor. Toto číslo bylo dáno do tisku 8. červen­ ce, vyšlo 8. srpna 1963. A-02*31460

N a h o ře k o m eta 1962b T u ttle-G ia co b in i-K resá k 24.125. 4. 1962, cLole k o m eta 1963b A lco ck 24. 3. 1963. S n ím k y r e fle k t o r e m 6 0 /3 3 0 cm n a S k a ln a té m P lese /M . A n ta lj. — Na čtv rté s t ra n ě o b á lk y je m lh o v in a 30 D o ra d u s ve V e lk é m M a gella n o v ě m ra čn u , fF o t o g r a fie o b serv a to ře na h o ře S tro m lo , A u strá lie.)