e v o lu c e ch k rá te re c h k a z y na grtb lo a
K rá ter A lp h o n su s I v e lk ý p ři le v é s t r a n ě / s e s tř ed o v ý m v r c h o lk e m . M enší k r á te r u h o rn í str a n y m á též stř e d o v ý v rc h o l. S n ím e k p o ř íz e n ý R a n g er em IX (24. 3. 1965) z v ý šk y 413 km . P o le 180X 180 km'2. — N a prvn í str. o b á lk y je k r á t e r A lp h o n su s, fo t o g r a fo v a n ý R a n g erem IX (24. 3. 1965) z v ý š k y 166 k m . /K č lá n k u na str. 9 .)
Říše hvězd
Vladimír
R o č . 5 3 ( 1 9 7 2 ) , č. 1
Vanýsek:
ASTRONOMIE A ASTROFYZIKA A VĚDECKOTECHNICKÁ REVOLUCE* Uplynulo tri a půl sto letí od doby, kdy Joh an nes K eppler em p iric kou cestou dospěl ke třem zákonům o pohybu k osm ick ých těles, kdy jeho sou časn ík Galileo G alilei položil zák lad y m ech an ik y a více než tři sto letí od té doby, kdy Izák N ew ton zobecnil poznatky svých p řed chůdců. T ěchto několik sto le tí je z h led isk a vývoje kosm ick ých těles pouhý okam žik, ne však v h istorii vědy. Dnes jsm e svědky stá le stou p ajícího h rom ad ěn í n ových poznatků. T isíce vědců rů zn ých národů se je snaží uvést v p řeh led ný obraz, aby bylo možno n ejen ro zezn at zák on itosti p řírody, a le so u časn ě je využít v tech n ick ém pokroku. N ic m éně i dnes si připom ínám e díla a životní běhy d ávných velm istrů vědy, abychom v n ich n alezli povzbuzení pro d alší p rá ci, jestliže na sp letitý ch ce stá ch věd eckéh o poznání a denního života um dlévám e a cítím e se bezradní, nebo ab ychom se v rátili ke sk rom n osti a píli, jestliže jsm e v nebezpečí, že vlastn í výsledky p řecen ím e a z falešnéh o uspokojení ve svém úsilí polevím e. Je velm i u žitečn é, když si při ta k o vých p říležito stech p řip om en em e výsledky n ašich dávných předchůdců a sou časn ě s tím sro v n ám e n a še cíle a m ožnosti, jaké nám poskytuje n aše doba. Je nezbytné, abychom posoudili, zda n áležitě pečujem e o to, abychom alesp o ň n ep atrn ý m dílem p řispěli k pokroku vědy a aby v p raco v n ách a lab o ra to řích nám sv ě ře n ý ch bylo vyn aložen o všechno úsilí ve p rosp ěch pokroku a míru v lidské sp o lečn o sti. Být povolán k plnění povinností v ěd ce a vysokoškolského u čitele zn am en á dobrovolně přijm out odpovědný a nesnadný úkol: N aše úsilí nem ůže být totiž zam ěřen o jen na p oznávání zák on itostí přírody, nýbrž musí být spojeno se sn aham i o výstavbu nové sp o lečn o sti, sp o lečn o sti so cialistick é. K ladem e si naléh avou otázku, jaký je sm ysl n aší p rá ce , jak se n aše úsilí odráží v kulturním a h ospod ářsk ém pokroku, zda je účinnou složkou věd e ck o te ch n ick é rev o lu ce. Proto mi, prosím , dovolte, abych vás na tom to vzácn ém shrom áždění alesp oň ve stru čn o sti sezn ám il s tím , o co dnes v n ašem kosm ickém bádání usilujem e: Není pochyb o tom , že astro n o m ie a její m ladší se s tra astro fy zik a m ěly vždy velký význam n ejen pro zák lad n í výzkum , ale souvisely přím o s p rak tick ý m každodenním životem člo v ěk a. Není snad třeba rozvíjet úvahy o zn ám ých sk u te čn o ste ch , že m o řep lav ectv í a zem ě m ěřičství těží ze zák lad n ích poznatků astro n o m ie po sta le tí. Jen n a m átkou vzpom ínám objevy astro fy zik y důležité pro zák lad ní výzkum, * P řed n á šk a na sla v n o stn ím sh ro m á ž d ě n i U n iv ersity K arlovy n a p o č e st č ty ř is ta letéh o v ý ro čí n a ro z en i J. K e p lera , k o n a n ém 11. listo p a d u 1971 ve v e lk é au le K a ro lin a .
jak ým byl objev hélia na Slunci nebo exp erim en táln í důkaz e x is te n c e Dopplerova jevu, či později pak ohyb sv ě tla v g rav itačn ím poli a další pozorování p otvrzující teo rii re la tiv ity . Dnes n epochybuje nikdo o m i nulém a sou časn ém význam u astro n o m ie. Avšak pro člo v ěk a n aší ep o chy a ep ochy budoucí, ted y období ro zm ach u so cialism u , je n ejv ý še důležitá odpověď n a otázku, co m ůže astro n o m ie v budoucnu ve spolu p ráci s o statn ím i vědním i discip línam i nového p oskytnou t. V okam žiku, kdy člověk vstupuje do k osm ického p rostoru, sotva mů žem e v y číst všech ny tušené budoucí výsledky k o sm ick ých výzkumů. Je m ožno se zm ínit jen o n ě k te rý ch té m a te ch a pro n ás n ejzávažn ější jsou ta, na k terý ch se n aši věd ci b ezp rostřed n ě podílejí. Je n esporné, že n ás v první řa d ě zajím á sam a p la n e ta Zem ě a její okolí. N ejsem zd alek a op rávn ěn k tom u, ab ych zde hovořil o ro z sá h lý ch prob lém ech geofyzikálního výzkum u, k terý u n ás, zejm éna pak na n aší univeristě, m á světozn ám ou ú roveň a skvělý tým p racovníků. P rávě tak nem ohu m luvit o d yn am ice ovzduší Zem ě, k te rá je p řed m ětem bádání n ašich m eteorologů a k lim atologů . Úkoly astron om ů a astrofyzik ů však nejsou od tě ch to problém ů z c e la od tržen y, neboť výzkum h ran ičn í oblasti atm o sféry Zem ě a kosm ick éh o p rostoru je p řed m ětem zájm u těch , k teří se zabývají jednak fyzikou S lunce, jednak otázk am i m ezip lan etárn í hm oty. Jde o to u přesnit zn alo sti o složen í a vlastn o stech vysoké atm o sféry , zejm én a tě ch oblastí, k te ré se p ro jevují jako p lazm a, a zjistit souvislosti zm ěn v tom to p ro střed í s jevy na Slunci i v m ezip lan etárn ím prostoru. V tom to výzkum u se ovšem neobejdem e bez m oderní p ozorovací tech n ik y m im o zem skou a tm o sféru, p řístrojů u m ístěných na u m ělých d ru žicích a k o sm ick ý ch son d ách . S ou časn ě je p řed m ětem pozorn osti n ašich teo retik ů studium po hybů těch to u m ělých k o sm ick ých tě le s pom ocí m oderní v ý p o četn í a po zo rov ací tech n ik y , k teré zn am en á skvělou re n e sa n ci nebeské m e ch a niky a jehož zák lad y tkví v p ra cích K ep lerových. Snaží se zjistit síly n eg rav itačn íh o původu, k te ré na pohyb um ělé dru žice působí. Jak velký tech n ick ý význam tak ové p rá ce m ají, lze jen stru čn ě p řipom enout na příkladu stab ility dráhy sta cio n á rn ích družic, k teré m ají b ezprostřední význam pro m ezikon tinen tální k om unikaci. Získání n ových poznatků o blízkém okolí Země zn am en á odhalit i m ech an ism y, k terý m i se uplatňují zm ěny ve slu n ečn ím zářen í na globální životní p ro střed í n aší p lan ety. Není vylou čen o, že v blízké budoucnosti bude m ožno p řed po víd at n ejen různé jevy na Slunci, a le budem e z n át i to, co v šech no n aše n ik terak klidné Slunce může na n aší Zemi ovlivnit. Otázky bez p ečn osti tran sp o rtu ve s tra to s fé rick ý c h le ta d le ch a sam o zřejm ě i lety člověk a ve vesm íru jsou bezprostřed n ě podm íněny m nožstvím X a r zářen í Slunce, k teré je silně prom ěnné a sm ěro v an é. Pokud se tý če širších oblastí slu n ečn í sou stavy, je ve střed u naší p ozorn osti m ezip lan etárn í h m ota. M ezip lan etární h m ota je nejen jed ním ze zák lad n ích zdrojů poznatků o vývoji ve slu n ečn í sou stavě, ale tak é n apřík lad jedním z h lav n ích zdrojů rizika k o sm ick ý ch letů. Na druhé stra n ě p rávě výsledky kosm onautiky p řin ášejí pro výzkum m ezi p lan etárn í hm oty stá le nové poznatky i nové o tev řen é problém y. Z h le diska základního i aplikovaného výzkum u nám jde o prozkoum ání rozložení m ezip lan etárn í hm oty ve slu n ečn í sou stavě, v sy sté m e ch m e
teoritů , kom et a asteroid ů , o vývojové souvislosti m ezi těm ito typy těles, o p rojevy g ra v ita č n íc h a n e g ra v ita čn ích sil na jejich pohyby a vznik sek u n d árn ích produktů rozp ad em m a te řsk ý ch těles. Shrnem e-li tedy výše uvedené úkoly, je jasn é, že jde o získ án í nezbytných poznatků pro tech n ick é využití blízkého kosm ick éh o p rostoru. Sou ča sn ě se však zp řesň ují n aše z n alo sti n ap ř. o in te ra k ci plazm atu a m agn etick éh o pole za podm ínek existu jících ve slu n ečn í atm o sféře, k teré p rozatím nelze v la b o ra to řích napodobit. Není snad nutno zdů razň o vat, že p rávě otázk y fyziky p lazm atu jsou n esm írně důležité pro další tech n ick ý rozvoj. R ozšíření n ašich zn alostí o v la stn o ste ch p laz m atu v oblasti h ustot, tep lo t a dim enzí, k teré pozem ská fyzika žádným jiným způsobem nem ůže sled o v at, je bezprostředním podílem a s tro fyziky na řešen í zcela k o n k rétn ích persp ektivn ích h ospod ářsk y význam ných úkolů fyziky. Nutno zd ůraznit, že řešen í kom plexu těch to otázek závisí nejen na sch o p n o stech n ašich pracovníků, a le i na sp olu práci se so cialistick ý m i zem ěm i a p ředevším se Sovětským svazem . N aše p ozorn ost se ovšem o b rací i do v zd álen ých p rostorů mimo slu n ečn í soustavu. Studium hvězd a hm oty ve h vězdných sy stém ech p ro hloubí n aše poznatky k osm ogon ick é a k osm ologické, k teré m ají pod sta tn ý význam pro řešen í ob ecn ý ch otázek zák o n ito stí vývoje neživé p řírody; studium stavby a vývoje hvězd přispívá k ověření n ašich z n a lostí o term o n u k leárn ích re a k c íc h za velm i vysok ých tep lo t a tlaků p anu jících ve hvězdách . Studium m ezihvězdné hm oty p řin áší odpovědi n a pozvolný vznik m alý ch , av šak slo žitý ch č á s tic vesm írného p rachu a m ezihvězdných m olekul, k te ré pak tvoří stavební hm otu nových hvězd a hvězdných sou stav. Objevy slo žitý ch m olekul ve vesm íru rad ioastron om ick ou tech n ik ou o tev írají nové vzrušující problém y. Z á ření p řich ázející k nám ze střed u G alaxie p rozrazu je, že je tam p ří tom ný n ejen nejjednoduší prvek vodík, a le že tam existují i pom ěrně slo žité m olekuly jako je form ald eh yd, k yselin a m rav en čí, etylalk ohol aj. N ejsm e snad na stop ě m ožn osti vzniku obrovských o rg an ick ý ch m olekul přím o v k osm ick ém p ro sto ru ? Neblížíme se snad okamžiku, kdy bude možno říci, že a stro fy z ik a poodhaluje tajem stv í vzniku n e živé, ale i živé h m oty? Vzrušeni n ad těm ito perspektivam i, sotva se odvažujem e přím o odpovědět na tuto otázku. N icm éně je m ožné, aby chom teo retick ý m i úvaham i, v ý p o čty a pozorováním i či exp erim en tem sam i p řisp ěli k rozvinutí n ových m yšlenek . P otěšen i sledujem e p rá ce řad y m lad ý ch kolegů, tý k a jící se fyzikálně zv láštn ích su perhustých těles, jakým i jsou h yperion ové hvězdy. Lze tušit, že studium těch to těles od kryje nové zásad n í p oznatky pro další význam ný vývoj fyziky vůbec. Při všech těch to ú kolech, jejich ž sm ysl ch áp em e jako přínos pro d alší kulturní a tech n ick ý rozvoj so cia listick é h o státu , neopom íjím e Činnost p edagogickou a p o p u larizačn í. Nové zák o n ito sti nutno po zn ávat, ale sou časn ě srozu m iteln ým způsobem v ysvětlovat, ať již bu doucím odborníkům nebo o statn ím spoluobčanům . Poznatky m oderní vědy musí být nedílnou so u čá stí všeob ecnéh o vzdělání člověk a v so cialistick é sp olečn osti. Jde o p ed ag o g ick é p oslání v nejširším slova sm yslu, kterém u nutno věn ovat p rávě takovou p ozorn ost jako b ada telsk ým cílům . V době v ě d e ck o te ch n ick é rev o lu ce není možno před
stavit si žádného člověk a, k terém u by se n ed o stalo n ále ž itý ch in fo r m ací o fyzikální p od statě sv ěta, ve k terém žije, a o vesm íru, k terý ho obklopuje. Výuka astro n o m ie a astro fy zik y je so u čá stí u n iv ersit ního vzdělání budoucích fyziků a budoucích pedagogů. Z ejm éna na n aší universitě, kde je astro n o m ie podle v ěroh od ných pram enů p ěstován a již od roku 1350, nesm ím e v tom to sm ěru n ic zan edb at. V ážený soudruhu re k to re , vzácn í h osté, vážené sh rom ážd ěn í! Sešli jsm e se, abychom vzpom něli čty řsté h o v ý ro čí n aro zen í Joh an n esa K ep lera, k terý se svým i objevy trv a le zap sal do h isto rie astro n o m ie i kulturních dějin n ašeho m ěsta. Dovolil jsem si využít této p říleži tosti, abych jen v n á z n a cích n a č rtl cíle n aší soudobé astro n o m ie a astro fyzik y. Pokud se snad někom u zdají ty to cíle m alé a n e če tn é , je to nutno p řičíst na vrub n edok on alosti m ého výk lad u; pokud se však jiným zdají příliš vysoké, pak došli ke sp rávn ém u závěru, neboť jen tak ové cíle je nutno si k lást. T akovéto cíle m ají n ejen astrono^ mové, ale i fyzici a m a te m a tici působící na sta ro slav n é m učení K a r lově, neboť si plně uvědom ují, že p rá c e z a m ěřen á ku prosp ěchu p ra cujícího lidu, v lasti a rozkvětu so cialism u a m íru je jejich n e jv lastnějšim posláním . Na tom to principu ch cem e v ěh las n aší u niversity udržovat a rozvinout, aby tak byla u niversitou hodnou so cia listick é budoucnosti i kulturních tra d icí m ěsta K eplerova. Jiří
Grygar:
OBLOHA V T E P L E Tepelné zářen í nevním ám e očim a, ale p řesto je z ře te ln ě pociťujem e. Fyzikům však dalo hodně p rá ce , než byli sch opn i d ok ázat, že subjek tivnímu vjem u odpovídá sk u tečn é zářen í. Jak dnes vím e, jde o in fra červ en é světlo s vlnovým i délkam i, delším i než ve vizuálním oboru sp ek tra. Z nam ená to, že en erg ie fotonů in fra če rv e n é h o zářen í je nižší než ve viditelné oblasti. Můžeme tedy o če k á v a t, že to to zářen í vyd ávají především ty objekty ve vesm íru, kde jsou nižší tep lo ty a en e rg e tick y m éně vyd atn é přem ěn y. Za chvíli si však u kážem e, že to není vždy pravd a. Důvodem je n etep eln ý c h a ra k te r m noha p ro cesů , jež ve vesm í ru probíhají, čím ž ch cem e říci, že sp ek tráln í zářiv o st pak neodp o vídá P lan ck ově k řivce pro těleso d okonale če rn é , a le liší se od ní často velm i pronikavě. In fračerv en á oblast z ačín á tam , kde končí citliv o st oka pro zářen í, tj. asi o 0,7 ^m (7 0 0 0 A) a p o k raču je pak až do ob lasti m ilim etro vých vln, kde se v lastn ě p řek rý v á s rád iovým oborem . F y zik áln í v la st nosti zářen í jsou o statn ě jed n ozn ačn ě u rčen y délkou vln y; n a m ili m etrových vln ách záleží p roto na způsobu d e te k ce (fo to d e te k to r, a n té n a ), zda zářen í n azvem e in fračerv en ý m nebo rádiovým . In fra če rv e n é zářen í z kosm ického p rostoru bylo zprvu m ěřeno te rm o člá n k y , jejichž citliv o st je ovšem pom ěrn ě nízká. Prvním význam ným tech n ick ý m po krokem bylo zavedení in fra če rv e n ý ch fo to g ra fick ý ch em ulzí, případně ještě před pozorováním zcitliv ěn ý ch n am áčen ím do vhodných roztoků, nebo jen do ob yčejn é d estilované vody. H ypersenzibilizované em ulze
V levo o b r 1. S p e k tr á ln í c itliv o s t (W /s, s v is lá o s a ) d e t e k t o r ů in fr a č e r v e n é h o z á ř e n í v z á v is lo s ti n a v ln o v é d é l c e (/um, v o d o r o v n á o s a / . S tu v n ic e v o b o u s o u ř a d n ic íc h jso u lo g a r itm ic k é . K ro 1000 1.0 10 100 m ě c h e m i c k é h o s lo ž e n í fo t o k a t o d y j e u v e d e n a p r a c o v n í t e p lo t a d e t e k to ru v e stu p n íc h K elv in a . / V š ec h n y o b r á z k y jso u p ř e v z a ty z p r á c e R. F. W eb b in k a a W. Q. J e f f e r s e , o t iš t ě n é v S p a c e S ci. Rev. 10, 191, 1969.) — V pra vo obr. 2. D e fin ic e f o t o m e t r i c k é h o sy s tém u UBVRIJKLM N ja k o k o m b in a c e s p e k t r á ln í p r o p u s tn o s ti z e m s k é a t m o s fé r y a s p e k t r á ln í c itliv o s ti d e t e k t o r ů v e v izu áln ím a in fr a č e r v e n é m o b o ru s p e k t r a . Š k á la v ln o v ý c h d é l e k na v o d o ro v n é o s e j e lo g a r it m ic k á í^ m ).
mohou z a ch y tit in fra če rv e n é z ářen í o d élce až 1,2 — pro delší vlny se však fo to g rafie již nehodí. Zásadního obratu v te c h n ic e in fra če rv e n ý ch pozorován í bylo d o sa ženo na přelom u p a d e sá tý ch a š e d e sá tý ch let. V té době byly z av e deny do p raxe ch lazen é fo to d etek to ry a b olom etry, jež mohou v p rin cipu p okrýt celé in fra če rv e n é pásm o od 0,7 ^m do 1 mm. Pozem ská pozorování jsou však kvůli ab so rp ci především vodní p áry a kysličníku uhličitého v atm o sfé ře o m ezen a na úzká „ o k n a“, jejich ž m axim a p ro pustnosti se n ach á z e jí na vln ových d élk ách 1,25 ^m ( f ) , 1,65 /.-m, 2,2 /m ( K J , 3,6 /m ( L ) , 4,8 /-m ( M ) a 10 ^m ( N j . Písm ena v záv o rce ozn ačují „b arvy“ in fra če rv e n é h o fo to m etrick éh o systém u, jenž je po k račo v án ím znám ého m ezinárodn íh o systém u UBV pro vizuální oblast. V červ en é a v blízké in fra če rv e n é oblasti, kde je ab so rp ce a tm o sféry m alá, jsou d efinovány je ště barvy R [ok olí č á ry Ha) a I (k olem 0,9 ^ m ). Poslední obor Q sah á až k 25 ^m — na ještě d elších v ln ách je n aše atm o sféra p rak tick y n ep rů h led n á a další okno je až v rádiovém oboru. Čím d elší vlny, tím v íce vadí z ářen í pozadí, jež v in fra če rv e n é oblasti v rch olí. Tak n apřík lad m axim um zářen í, k teré vydává sám pozorovatel, leží poblíž 10 f m — podobně září i d alek ohled, kopule a ostatn í p řed m ěty v okolí d etek toru . To je jedna z příčin, p ro č m usím e citlivé d e tek to ry och lazov at k apalným dusíkem apod., ab ychom vůbec odlišili u žitečn ý sig n ál od šumu. O m ezení, způsobené ab so rp cí v atm o sfé ře , lze p řirozeně obejít vy n esením in fra če rv e n é a p a ra tu ry do velk ých výšek. S p eciáln í balóny mohou dosáhnout výšek až 30 km a s e trv a t tam až půldne. Je to po m ěrně levn á m etoda, a le ab so rp ce se tím úplně n evyloučí. Z tohoto hled isk a by byly lepší sondážní ra k e ty , kdyby byly lacin ější a kdyby
V levo o br. 3. K o lís á n í o b sa h u v o d n íc h p a r ( k r o u ž k y ) a CO ( p ln é b o d y ) v z á v is lo s ti n a fá z i d lo u h o p e r io d i c k é p r o m ě n n é x C ygni. F á z e O r e s p . 1,0 o d p o v íd a jí m axim u ja s n o s t i h v ěz d y . — V pravo o b r. 4. R o z lo ž en í z á ř iv é e n e r g ie v e s p e k t r u o b je k t u NML C ygn u s (p ln á č á r a ) . P ř er u š o v a n ě je z n á z o r n ě n a k ř iv k a z á ř e n í č e r n é h o t ě l e s a p ro t e p lotu 700 K. S k á la v ln o v ý c h d é l e k n a v o d o r o v n é o s e (u m ) j e lo g a r it m ic k á . S k á la to k u z á ř e n í (m a x im á ln í t o k = 1) n a s v is lé o s e j e lin eá rn í.
p ozorovací doba nebyla při letu om ezen a jen na několik m álo m inut. Snad n ejid eáln ější by bylo u m ístit p řístro je na um ělé družici. Zatím je to stá le záležito st příliš n ák lad n á a n av íc je te ch n ick y obtížné zab ezpečit trv alé ch lazen í in fra če rv e n ý ch d etek to rů . P roto jsou po zem ská p ozorování dosud n ejvýzn am n ější. Jistého zlepšení lze dosáhnout vhodnou volbou p ozorovacíh o m ísta. K nejlepším stan ovištím na sv ětě p atří v y sok oh orsk á o b serv ato ř na H avajských o stro v ech . Třebaže je všude kolem dokola T ichý o ceán , relativn í vlhkost vzduchu nad o strovem je n eobyčejně nízká. Pro a s tro nom y, a č to zní p arad o xn ě, m á toto m ísto řadu nevýhod. V elká n ad m ořská výška a suchý vzduch zvyšují fyzickou n ám ahu nad únosnou mez a p ozorovatel končí noční službu č a sto z ce la v y če rp á n . S otva je mu ú těchou, že o několik tisíc m etrů níže si re k re u jící se tu risté p ři padají jako v rá ji — na úbočí sopky, kde stojí h vězd árn a, už nedolehne ani zvuk h av ajsk ý ch k y ta r a jediným pojítkem p o zo ro v atele se světem je terén n í džíp s n áhon em na č ty ři kola. In fra če rv e n á pozorování kladou m enší n árok y na optiku, než jsm e zvyklí ve vizuálním oboru. P roto se d nes uvažuje o k o n stru k ci obřích zrcad el o prům ěru až 15 m etrů, jejich ž povrch by tv o řila šestibok á rovinná z rcá tk a . Jinou m ožností je užít podobně jako v ra d io astro n o m ii principu ap ertu rn í syn tézy a vybudovat celou b aterii p om ěrn ě jed n o duchých dalekohledů o prům ěru řek n ěm e dvou m etrů, tak že ro z lišo vací sch op n ost zařízen i by odpovídala velkém u d alekohledu o prům ěru zrcad la až stovky m etrů. Pom ěrně nejúplnější údaje byly sh rom ážd ěn y o in fra če rv e n é m z á ření Slunce. To um ožňuje ověřo v at sp ráv n o st m odelů slu n ečn í a tm o sféry, avšak dosavadní pozorování dávají obojaké výsled k y. Podobným snadným objektem je M ěsíc, jehož te p lo ta povrchu k olísá podle in fra červ en ý ch m ěření od 100 K do 390 K. Pro studium p lan et potřebu jem e již velké p řístro je. M ěření se n e jča stě ji tý k ají p lan et s řídkým i atm o sféram i, M arse a M erkura, neboť jen tam získám e n ezk reslen é údaje o povrchu p lan ety .
V posled ních le te ch n abývám e postupně přeh led o vzezření in fra červ en é oblohy. S oučasn ou situ a ci lze p řiro v n at k období, kdy A rgelan d er se svým i sp o lu p raco v n ík y sestav o v ali pro viditelné hvězdy a tla s a k atalog, znám ý pod jm énem B onn er D urchm usterung — bylo to v po lovině m inulého sto le tí. In fra če rv e n é přehlídky oblohy jsou, jak tom u zp ravid la bývá, daleko podrobnější na sev ern í polokouli, p řičem ž v obo ru 1 je m ezná hvězdná v elik ost přehlídky 9m a v oboru K 5m. O statní obory nejsou zatím sled ován y tak sy ste m a tick y . V in fračerv en ém sv ětle jsou n ejjasn ějším i bodovým i zdroji ch lad n é hvězdy sp ek tráln í třídy M. N ěk teré z nich byly zkoum ány podrob něji, a tak se ve shodě s te o rií u k ázalo, že m ají m axim um zářivé e n e r gie kolem 1,64 ,t.m — u této vlnové délky končí totiž sp ojitá ab so rp ce negativního iontu vodíku. N ejsiln ější in fra če rv e n é ab so rp ce p říslušejí vodní p áře a k ysličn ík u u helnatém u v a tm o sfé rá ch tě ch to veleobrů. Pro d louhoperiodické p rom ěn n é typu Míra Ceti k olísají ab so rp ce v z á vislosti na fázi. Zajím avý je p řípad x Cygni (tu to hvězdu u n ás pozo ru je F. V aclík ; viz ŘH 51, 88; 5 /1 9 7 0 ): In ten zita ab so rp cí CO kolísá v op ačn é fázi než ab so rp ce H^O, což si zatím neum ím e vysvětlit. In fra če rv e n á m ěření zp řesn ila hodnoty tep lo t v a tm o sfé rá ch če rv e ných veleobrů na 1 6 0 0 — 2100 K. Při této re lativ n ě nízké tep lo tě se v atm o sféře srážejí p áry uhlíku a z uhlíkových m račen prší tuha. Gra fitové kapičk y se orientují v m ag n etick ém poli a tím lze v y sv ětlit p ozorovanou p o la riz a ci z ářen í veleobrů. P ekuliární objekt NML Cygnus (viz též ŘH 47, 71; 4 /1 9 6 6 ) m á podle in fra če rv e n ý ch m ěření tep lotu jen 7 0 0 — 1000 K. Dnes se soudí, že je to rovněž veleobr pozdní třídy M o tep lo tě 2700 K. A tm osféra hvězdy je však za k ry ta uhlíkovým i m ra čn y nebo p rach em , a p roto m ěřím e tak nízkou tep lotu objektu. Ještě ch lad n ější je 1970 objevený objekt IRC + 10216 s tep lotou pouhých 650 K. Jeho vizuální hvězdná velikost je slabší než 18m, ale v oblasti 19,5 ř<m dosahuje — 9 m a p atřil by v tom oboru k n ejjasn ějším zjevům na in fra če rv e n é obloze. I v tom to p ří padě jde o dlouhoperiodickou prom ěnnou s uhlíkovým závojem . P rom ěnné hvězdy typu T Tauri, považované v šeob ecně za hvězdy p rávě vzniklé, jsou podle in fra če rv e n ý ch m ěření nejspíš obklopeny plynným i m račn y — jak ým isi p ozůstatk y oblaku, z nichž se sam o tn á hvězda vytváří. P rom ěn n á R M on ocerotis je sn ad obklopena p ra ch o vým m račn em — záro d k em p la n e tá rn í sou stavy. N ejzajím avějším p řed stav itelem skupiny m ladých hvězd je objekt v m lhovině v Orionu, jenž m á tep lotu jen 610 K, polom ěr 15 a stro n o m ick ých jednotek a svítivost tis íc k rá t vyšší než S lunce. Nejspíš zde pozorujem e sk utečn ou protohvězdu, zah alen ou m račn em prachu. Objekt je obklopen rozsáh lou in fračerv en o u mlhovinou o polom ěru 13 000 astro n o m ick ý ch jed n otek a tep lo tě 70 K. Není vyloučeno, že m lhovina zak rývá ce lé hnízdo p rotohvězd o celk o v é hm otě několik set Sluncí. K dybychom m ohli p o čk a t n ějak é to tisícile tí, m ohli bychom se přím o p řesvěd čit, k terak se zde zrodí d alší hvězdy. V děčným in fračerv en ý m objektem je p řirozen ě Krabí m lhovina, neboť není oboru, v něm ž by ta to nejpodivuhodnější z mlhovin n ezá řila. R ozložení en erg ie ve sp ek tru potvrzuje sy n ch ro tro n o v ý c h a ra k te r zářen í m lhoviny v m ag n etick ém poli 2 0 X 1 0 " 4 gaussů. Též n ěk teré pla-
Obr. 5. R o z lo ž en í z á ř iv é e n e r g ie ve s p e k tr u r e lik t o v é h o z á ř e n í ( p ln é b o d y ; s v is lé ú s e č k y o z n a č u jí c h y b y m ě ř e n í) . P ln ou ■č a r o u je z n á z o rn ěn a P la n e k o v a k ř iv k a p ro č e r n é t ě l e s o o t e p lo t ě 2,7 K. M ěřen í v in fr a č e r v e n ém o b o ru le ž í n a p ra v o o d m ax im a P la n c k o v y ’•ř iv k y a d á v a jí z ř e t e ln ě v y šší z á ř iv o st, n ež by o d p o v íd a lo t e p eln é m u c h a r a k t e r u r e lik t o v č h o z á ř e ní. — N a v o d o r o v n é o s e je lo g a ritm u s v ln o v é d é l k y ( c m ) , n a s v is lé lo g a ritm u s ja s n o s ti ( e r g le m 2 . s . H z . s t e r ) .
n etárn í m lhoviny m ají in fra če rv e n é obálky. In fračerv en é zářen í vydává i n ejjasn ější zdroj R en tg en o v ý ch p a p rs ků, k terý leží v souhvězdí Š tíra a je ozn ačen S c o XR-1. V elikost in fra červen éh o toku potvrzuje tep eln ý c h a ra k te r zářen í tě le s a , p řičem ž po v rch ová tep lo ta dosahuje fa n ta stick é výše 50 m iliónů K (n itro S lunce m á jen 15 m iliónů K ). N ap roti tom u tep lo ta, odvozená z em isních č a r ve sp ektru zd roje, je nižší než 1 0 3 K, tak že vhodný m odel zd roje se zatím n edaří se stro jit. Před nosti pozorování v dlouhovlnné ob lasti sp e k tra vyniknou snad n ejp rů kazn ěji při studiu jád ra n aší G alaxie, kde in te rste lá rn í ab so rp ce ve vizuálním oboru dosahuje n ejm én ě 27m (z e še d e sá ti m iliard v y z á řen ý ch fotonů zach y tím e jed in ý ). T eprve in fra če rv e n á pozorování, p ro ved ená na K rym ské o b serv ato ři v r. 1949, od halila poprvé svítící jádro G alaxie a zdokonalení in fra če rv e n é tech n ik y v posled ních le te ch um ož nilo zjistit pom ěrně podrobně jeho strukturu. Zvlášť silný zdroj se pozoruje v d ynam ick ém ce n tru G alaxie na vlně 2,2 /um. Další bodový zdroj je od něho vzdálen asi 4' a je pravděpodobně totožný s rá d io vým zdrojem S g r A. Na vlnové d élce 100 /m se pozoruje ro zsáh lý jasn ý ú tvar, k terý zah rn uje oba bodové zdroje. Má tv a r v á lce o prů m ěru 1100 parsek ů a tlo u šťce 350 parsek ů a obsahuje snad až 1 0 % h m oty celé G alaxie. Pokud je původ zářen í tep eln ý , v y sílají ho zrn éčk a p rach u o tep lo tě 20 — 30 K a G alaxie se zdálky jeví jako intenzívně in fračerv en é těleso . Tím by se n aše M léčná d ráh a v íce podobala Seyfertovým g alaxiím než běžným sp irálám . In fra če rv e n ý tok jad er Seyferto v ý ch g alaxií je totiž o řád vyšší než tok o p tick ý , a tím se zase S eyfertovy g a la x ie podobají quasarům . Velký in fra če rv e n ý přeb ytek ve sp ek tráln í zářivosti quasarů není vůbec objasněn, a p atří do série záhad, obklopujících ty to tajem n é objekty. T aké zn alosti o tzv. relik tovém zářen í, což je rád iové z ářen í k o sm ic kého pozadí, vysvětlované jako p ozůstatek (re lik t) po „velk ém tř e s ku" na p očátk u rozpínání vesm íru, byly ovlivněny in fra če rv e n ý m i m ě řením i. Rádiová sp ek tráln í křivka relik tovéh o zářen í odpovídá totiž P lan ck ově k řivce pro zářen í čern éh o tě le sa o tep lo tě 2,7 K. M aximum křivky leží u 2 mm, a tak v ětšin a pozorování se tý k a la dlouhovlnné větve křivky. In fra če rv e n é m ěření m ezi 0,4 a 1,3 mm však odpovídají vyšší tep lotě 8,3 K, čím ž vzniká p ochyb n ost o tep eln ém ch a ra k te ru relik tovéh o zářen í a tím i o sp ráv n o sti ce lé dom něnky, jež m á pro kosm ologii z ce la zásad n í význam .
Další p řev rat v n á z o re ch způsobila pozorování obřích rád io v ý ch g a laxií v in fračerv e n é m sv ětle. P řeb ytek zářivého toku z jad er g a la x ií je v in fračerv en ém oboru tak zn a čn ý , že to pozm ěňuje n ázory na e n e r g etick é p rocesy v jád ře. B ěhem života g a la x ie se m á totiž vyzářit více hm oty, než kolik jí v jád ře je, a tak m usím e h led at ce sty , kudy h m ota do jád ra p řiték á, anebo, jak soudí n apř. F . J. Low, jak se h m ota v jád ře tvoří. O jeho h yp otéze z á ro d e čn ý ch buněk — irtron ů — jsm e se již zm ínili při jiné p říležito sti [RH 52, 85; 5 /1 9 7 1 ). K onečně připom eňm e n edávn ý objev g a la x ií M affei 1 a 2 [ŘH 52, 105; 6 /1 9 7 1 ), jež jsou re la tiv n ě blízko, ale v op tickém oboru byly zastín ěn y m ezihvězdnou hm otou v n aší Galaxii, abychom si uvědom ili, jak velké m ožnosti jsou sk ry ty v n ízk o en erg etick ém in frače rv e n é m oboru sp ek tra. Kdybychom ch tě li stru čn ě sh rn out před nosti in fr a č e r vených p ozorování, sp o čív ají ve sn adn ém průchodu zářen í m ezihvězd nou hm otou, ve velkém ro zsah u frek v en cí (vizuální obor m á ro zsah 1 :2 , u ltrafialov ý 1:1 0 0 , in fra če rv e n ý 1 :1 0 0 0 ) a v m en ších n á ro cích na kvalitu optiky. V nejb ližších le te ch zů stan e ještě v ětšin a in fra č e rv e n ých zařízení na p ozem sk ých sta n icích . Časem však lze uvažovat o o p tick ých sy sté m e ch z n a čn ý ch lin eárn ích rozm ěrů, v yn esen ých do kosm ick éh o prostoru. A stronom icky vzato, m ám e n esm írn é ště stí, že prožívám e s o u ča s nou epochu zkoum ání vesm íru, neboť v tě ch to le te ch um ožnil te c h n ick ý pokrok, že m ůžem e poprvé té m ě ř sp ojitě p řijím at v ešk eré e n e r g etick é sp ektru m n ebesk ých tě le s. To s sebou p řin áší příval objevů, jaký astron om ie n ep am atu je v c e lé své p řed chozí h istorii. Těžko lze p řed víd at, jak dlouho se strm á křivka záv ažn ý ch objevů bude šp lh at vzhůru, leč astro n o m ick á so u ča sn o s t je už tak sd o statek vzrušující, aby uspokojila n aši fan tazii i zvídavou touhu porozum ět stavbě sv ěta kolem n ás. Ladislav
Křivský:
KE VZNIKU STŘEDOVÝCH VRCHOLŮ V MĚSÍČNÍCH KRÁTERECH* Autor se pokusil vy sv ětlit postupné tvoření střed o v ý ch vrcholků a teraso v itý ch kruhových valů v m ěsíčn ích k rá te re c h n ap ln ěn ých tav eninou po d opad ech m eteorů . Diskutuje dva zák lad ní m ech an ism y ; první p očítá s existen cí vody na M ěsíci (v p odp ovrch ových h o rizo n tech n a ru šen ý ch im paktem a s n ásled n ou objem ovou d ife re n cia cí při tuhnu tí ) , druhý m ech an ism u s uvažuje stru k tu ráln í (i ch em ick ou ) a g ra v i ta čn í d iferen ciaci taven in y vyp lň ující č á s t m iskovitého útvaru po im paktu, kdy tav en in a po utuhnutí zm enšuje svůj objem. Při pokusech se zm rznutím vody s o rg an ick o u jem nou i hrubou sub stan cí v nádobě za tep lo t — 10 až — 15° a zm rznutím destilované a nedestilované vody v nádobě za tep lo t — 3 až — 10° C bylo sledováno * T en to č lá n e k je to to žný se sd ělen ím , k te r é b ylo p u b lik o v án o n a sym posiu M ezi n áro d n í a stro n o m ic k é u n ie č. 47 „T he M oon“ ( 2 2 . - 2 6 . b ře z n a 1971), k on an ém na u n iv e rsitě v N ew ca stle upon T ýn e (V . B r itá n ie ).
zform ování tvaru hladiny a struk tu ry vnitrního obsahu. Popis jednoho z pokusů: Zm rznutí n ed estilo v an é vody ve sk len ěn é n eu zavřen é n á době (v ý šk a 12 cm , šířk a 7 cm , hlad in a vody ve v ý šce 9 c m ). P o čá te čn í tep lo ta vody 30° C, okolní te p lo ta vzduchu — 5 až — 10° C, te p lo ta podložky pod nádobou — 5° C. S tav asi po 10 hod. exp o zice: voda zm rzla v silnější vrstvě u dna, u stěn a již m éně u h ladiny, byla čirá ; ve střed n í čá sti byl p ro sto r s nezm rzlou vodou ve tv aru m enšího v ejce, v horní čá sti vyplněný vzduchovou bublinou. Profil h lad in y: ce n trá ln í vrch o lek o v ý šce 0,5 cm se širší základnou. S tav asi po 20. hod. exp o zice: úplné zm rznutí vody v n ádobce, kolem kolm é osy nádoby uvnitř ledu oblasti jem ných zam rzlý ch bublinek sm ě řu jících s n epatrn ým výstupem k ose, jsou též seřazen y podél horní čá s ti této osy pod h la dinou a sm ěřují k cen tráln ím u v rch o lk u ; h lad in a z a ch o v a la p řed ešlý tvar. C entráln í výběžek je zřejm ě způsobován v důsledku p o čátečn íh o ztuhnutí ok rajový ch p rostorů vody tv aru v á lce , kdy d ochází k u vol ň ování p lyn ných složek a k jejich v y tlačo v án í do stře d n ích tek u tých p artií; ty tuhnou o n ěco později vzhledem k okolí. Objem ovým tlakem ze stra n je v y tlačo v á n a n eum rzlá k ap alin a v p ro sto ru osy nádobky do vertik áln íh o sm ěru, tek u tá k ap alin a s plynným i dutinam i se p ro d írá v úzkém p rostoru ce n trá ln í č á s ti slabě zm rzlé hladiny a zde tuhne. C entráln í v rch o lek je v y tv ářen d életrv ajícím i k apalinovým i výrony v úzkém p rostoru ve střed u tuhnoucí hladiny, zde též dochází k v y tlačov án í a k úniku p ly n n ý ch so u čá stí. Jsou to vcelk u triviáln í pochody při postupném n estejn o m ěrn ém tuhnutí vody v nádobách v álco v ý ch nebo m iskových tvarů, kdy d och ází k objem ové a stru k tu ráln í d iferen ciaci. Tyto p ro ce sy lze d át do sou vislosti s pochody tuhnutí ro ztav en ý ch hornin v k rá te ro v itý ch ú tv arech , kdy bude ro z tav en a h orn in a po d opad ech a exp lozích v elk ý ch m eteo ritů , nebo po výlevu p odpovrchového původu v důsledku n aru šen í im pak tem . Po psaný m ech an ism u s, vyvolaný n estejn o m ěrn ý m tuhnutím a objemovou d iferen ciací s vytvořen ím ce n trá ln íh o vrch olk u , by se p ochop iteln ě uplatň oval tehdy, pokud by byla n a M ěsíci p řítom n a ve větším m nož ství v tuhnoucí a k ry stalizu jící tav en in ě voda a pokud by taven in a sah ala do d o statečn é hloubky. Voda by m ohla být p řípadně ve sp od ních h orizon tech , u dna k ráterů . T ato m ožnost není dosud vylou če n a . A n alogické ú tvary založen é na tom to „vodním m ech an ism u 11 jsou znám y i na zem ském povrchu. O chlazování a tuhnutí, sp ojen é s k ry stalizací, postupující od ok rajů do středu m ěsíčn ích k ráterů , m ůže vy tv ářet an alo g ick ý m ech an ism u s vytěsň ován í a v y tla čo v á n í u nikající plynné a tek u té složky do ce n trá ln íc h čá stí, zde ve střed u hladiny by d ocházelo k výlevům nad pom alu tuhnoucí okolní hladinu, vznikal by kužel s „k om ín em ", kde by o b časně unikaly plyny ze spodních hladin. M o h u tn o st v y tv o ř e n í k u ž e lo v ité h o v ý b ě ž k u n a d h la d in o u by b y la v z á v is lo s ti n a ř a d ě p a r a m e tr ů , ja k o n a p ř . n a h lo u b c e p r o s to r u r o z ta v e n é h o r n in y , p říp a d n ě n a p o m ě ru p rů m ě ru je z e r a ta v e n in y k je h o h lo u b c e , n a f y z ik á ln íc h a c h e m ic k ý c h v la s t n o s t e c h ta v e n in y (n a s t r u k t u r á ln í d i f e r e n c i a c i v p r o c e s u t u h n u t í), n a o k o ln í t e p lo t ě h o r n in k o le m k r á t e r u a n a te p lo tn ím g r a d ie n tu v e s m ě ru ra d iu s u .
Je i m ožné, že objem vlastn í ztuhlé taven in y by nem usel být větší p roti objemu původní tek u té taven in y, aby se v y tv o řila stru k tu ráln í d ife re n cia ce vedoucí k v y tvořen í ce n trá ln í p artie s únikem plynů, jako je tom u u pokusů s vodou. V p řípadě, že tav en in a bude té m ě ř bezvodá (a ani v nižších podp ovrch ových h o rizo n tech nebude v o d a ), bude se u p latň o v at p ro ces stru k tu ráln í d ife re n cia ce a d ynam ik a uvnitř p ro sto ro v ě n estejn o m ěrn ě tuhnoucí taveniny n ásled k em g ra v ita čn í d ife re n cia ce , k te rá je např. dobře zn ám a při tuhnutí ro z ta v e n ý ch čed ičů v lab o rato rn ích podm ín k ách. Objem tuhého č e d iče je o 3 — 10 % m enší než objem původní taven in y. V tu h noucích ob jem ech k ulovitých tvarů se vy tv ářejí ve s tř e du velké dutiny (L. K opecký, soukr. sd ělení, 1 9 7 1 ). Na M ěsíci by n a sta ly pochody, k te ré jsou zn ázorn ěny postupně na kolm ém řezu k ráte re m na p řip o jen ý ch sch e m a tick ý ch ob rázcích : a — p rostory prvotního tuhnutí čed ičo v é tav en in y , k te rá vznikla rozžhavením při im paktu, nebo při č á ste čn é m výlevu doposud te k u tého m ateriálu ze spodních h lad in ; v tě ch to p ro sto re ch je totiž po im paktu největší z trá ta te p la v yzařován ím a vedením ; a* — těžší p ok lesáv ající bloky ztuhlé a poloztuhlé čed ičo v é ta v e niny; b — n ejžh avější střed n í p artie, kde se soustřeď ují též plynné složky. T ato leh čí p artie m á ten d en ci sto u p at vzhůru. Plynné bubliny se slévají, vy tv ářejí se větší a v ětší p ro sto ry n ap lněn é plyny s ten d encí rych lejšíh o výstupu ke hlad in ě. P řevážn ě v ce n trá ln ích p artiích na h ladině d ochází k výronům plynů z vystu p ujících bublin ( c ) . Plynné bubliny, zad ržovan é n a č a s nebo trv a le šk ralou p em , m ohou vy tv ářet dómy (d ). Č ást vystupující tav en in y se ro zlév á do stra n , kde čá s te č n ě nahrazuje z č á sti p o k lesáv ající tu hnoucí bloky. P ok lesáván í bloků [ch) je n ejvětší na vn itřní s tra n ě k ráteru , na vnější s tra n ě bloků dochází ke zlom ům . Vnější h ran y tě ch to n ak lo n ěn ý ch bloků tvoří nové vnitřní nižší h ran y o k rajo v ý ch valů ( e ) . T ento efek t se může op akovat n ě k olik rát, n ásled k em n ep rav id eln ý ch poklesů a s tá če n í ok rajových tu hých bloků kolem jejich h o rizo n táln í osy. Celková výška hladiny po stupně n ep atrn ě k lesá (v důsledku celk ovéh o zm enšování objemu tuhnoucí ta v e n in y ). Na šk ralo u p o v ité hladině se objevují trhliny ( / ) a v těch to m ístech d ochází k výlevům taven in y, even tu áln ě k úniku plyn ných bublin ze sp odních p ro sto rů (ft) sm ěrem nad p ok lesávající č á sti tuhých bloků. V případě úniku p om ěrn ě v elk ý ch plyn ných bublin z ce n tráln ích čá stí taven in y, vyp lou vajících sm ěrem vzhůru ke hladině, někdy může d och ázet k p roražen í šk ralo u p o v itý ch p o vrch ových k er a k jejich zvednutí ( g ). S třed ová p a rtie toh oto útvaru může být dále zaplňována a n av ršo v án a hork ým i výlevy ze spodních hladin. T ento p ro ces se může op akovat n ěk o lik rát, pokud by se vytvořilo plyn ných a žhavých p rostorů několik a hloubka m iskovitého p ro sto ru taven in y by byla d o statečn ě hluboká p roti prům ěru k ráteru . K vytvořen í těch to ce n trá l-
*
nich vrch olů (p ro tržen ím šk ralou p ovité hladiny d oprovázené výlevy a výrony plynů) by m ohly d át vždy im pulsy od im paktů v okolí, způ sobující „m oon q uak e“ (lu n o tře se n í). V n ejp osled n ější fázi d ochází k tuhnutí i c e n trá ln í čá s ti. Tehdy d ochází z ce la ve v n itřn ích č á s te c h ke vzniku trh lin a dutin velm i m álo zap lyn ěn ých (/z), vzn ik ající trh lin y m ohou p rop ojovat bubliny n aplněn é plyny, již dříve zad ržovan é polotekutou taven in ou . Tyto p ro cesy m ohou trv a t podle výp očtů tisíce a d ese titisíce let, po sta tisíce a m ilióny let m ůže v ce n trá ln íc h p artiích hladin k rá te rů d o ch ázet k ob časným výronům plynů u volň ovaných trh lin am i z dutin; nem usí jít tedy vůbec o pravý vulkanism us, ale o „k v asiv u lk an ick é“ p rocesy vznikající ve žhavé taven in ě v p rostoru k rá te ru po im paktu. Těm ito p opsaným i p ro cesy v d ife re n cia ci a d y n am ice tuhnoucí ta veniny po velk ých im p ak tech lze vy sv ětlit vznik te ra so v itý ch vn itřn ích okrajů k rátero v ý ch valů u n ě k te rý ch k ráterů , dále střed o v ý ch p artií s dóm em nebo m enším i k rá te rk y (po východu p ly n ů ), nebo c e n tr á l ních vrch olů (v če tn ě vrch olovéh o k rá te rk u ). Pokud by byla uvedená a n alo g ie sp ráv n á, pak by n ě k te ré ce n tráln í vrch olk y v k rátero v itý ch ú tv arech byly způsobovány p ro ce se m postu pujícího tuhnutí taven in o m ezen ý ch objemů v obklopujícím p rostředí s tep lo tam i hluboko pod bodem tuhnutí a n em usely by být a rg u m en tem pro vulkanickou teo rii původu n ě k te rý ch k rá te rů ; n ě k te ré „kvasivu lk anick é“ pozdější p ro cesy by se tak vyvíjely v p ro sto re ch taven in m iskovitého tvaru po im pak tech . Tyto popsan é výsled n é efek ty jsou té m ě ř to to žn é s efek ty , k teré jsou vyvoláván y tuhnutím taven in , k te ré by obsahovaly velké p ro cen to vody a kdy ztuhlé čá s ti by m ohly mít větší objem než původní č á sti taven in y. Fyzik áln ě d ynam ick ý p ro ce s je ovšem u obou u važo van ých případů odlišný; m íra p rolínání obou p op san ých p ro cesů může být v m ěsíčn ích p o m ěrech různá. V p řípadě, že objem ztuhlé taven in y není an i větší a ani m enší než objem původní tav en in y , pak by ke vzniku m oh u tn ějších ce n trá ln ích vrcholků a ani vícen áso b n ý ch te ra so v itý ch okrajů na v n itřn ích č á s tech kruhových valů n ed o ch ázelo , s výjim kou stru k tu ráln í d ife re n cia ce. Též by nem ohlo d o ch ázet k dokonalém u rozvoji g ra v ita čn í d ife re n c ia c e a d yn am ice v tě ch p říp ad ech , kdy k rá te ro v itá prohlubeň by byla nepříliš hluboká (p ro ti prům ěru k rá te ru ve v ý šce hladiny ta v e n in y ), nebo d okonce m ělká. Též bude zm íněn á d ife re n cia ce podm íněna u rčitý m d o statečn ě velkým tep lo tn ím rozd ílem m ezi p o čá te čn í te p lo tou jezera taven in y a okolní nižší tep lotou p o vrch ových h ornin v sou sedství kolem k ráteru .
Zprávy DR.
BOHUMIL
ŠTERNBERK
PETASEDMDESATNÍKEM
Jak ten čas ry ch le letí! Vždyť je to jak oby nedávno, co jsm e v našem ča so pisu gratu lo vali našem u m ilém u sen iorovi dr. Štern berk ov i k jeh o sedm de sátinám (RH 48, 13; 1/1967). A už je tu opět leden 1972, kdy se náš laskavý a vážený kolega dožívá ve stálé svěžesti duševní i tělesn é své pětasedm -
desátky. V takovém věku se každý dívá nazpět na svůj život a kolega Š te rn berk se může dívat s h rd ostí zpět. Už to, že i dnes zaujím á ve vší svěžesti řadu důležitých vedoucích fun kcí, af už jde o Cs. astronom ickou sp o lečn ost, astronom ický odbor N árodní rady b ad atelsk é nebo B ulletin českoslov enský ch astronom ických ústavů, kde vše vede se svou známou ob jektiv n o stí, rozva hou a znalostí, svědčí o tom, ja k byl a stá le je naší vědě platnou a nep o stra d atelnou osobností. Mluvím jistě za všechny odborníky, am atéry i příznivce astronom ie, p řeji-li mu k jeh o v ýročí stálo u duševní pohodu, hodně zdraví a sp o ko jen o sti, aby tak mohl být i n aší astronom ii je ště dlouho prospěš ný. _ /777 777 ŽIVOTNÍ
JUBILEUM
DR.
JARMILY
DOLEJŠÍ
Dne 30. prosince 1971 oslav ila dr. Jarm ila D olejší význam né životní ju bileum. Již během studií astronom ie a te o re tic k é fyziky p raco v ala v A stro nom ickém ústavě KU v Praze jak o v ědecká s íla v oboru ste lá rn í astronom ie. V době okupace byla zam ěstnána v optickém oddělení závodů Srb a Stys, kde m ohla dobře up latnit svoje m im ořádné m atem atické nadání. Po válce p racov ala ve Výzkumném ústavě jem n é m echaniky a optiky, nyní v Ústavě fyziky pevných látek ČSAV ja k o věd ecká praco v n ice v oboru optických v last ností iontových krystalů . — Dr. D olejší je d louholetou členkou Cs. astro n o m ické sp olečn o sti, kde po řadu let pracov ala ve výboru. Po p řip ojení Spo lečnosti k ČSAV p racu je vytrvale v o p tick é sek ci a ve výboru pobočky v P ra ze. Na Stefán ik ově hvězdárně vedla po n ěk olik let také slu n ečn í sek ci a po zorovala p rotu berance. P racovala rovněž v m eteorick é sek ci při pozorování m eteorů. Zdá se, že ju b ilan tk a n ebere oběhy Země kolem Slu nce n ija k vážně, a že jich je ště mnoho v dobré náladě a zdraví p řečká. Upřímně blahopřejem e! f . K.
C o nov é h o v astronomi i JEŠTĚ
O
GALAXIÍCH
Objev in fračerv en ý ch g alaxií na o k raji naší m ístní soustavy vzrušil astronom ickou v eřejn o st (viz ŘH 4/1971, str. 75 a 6/1971, str. 105). Ze jm éna k la sifik a ce M affei 1 jak o obří elipcické galaxie byla překvapením , ale i problém em . Ještě počátkem ro ku 1971 se soudilo, že ji lze zařadit k subtypu E4, zatím co M affei 2 je patrně sp iráln í g alaxií subtypu Sb nebo Sc. Od té doby však Oort poMETYLALKOHOL Podobně jak o K rabí m lhovina je vhodným ob jektem pro zjišťování elek trom ag n etick éh o záření i v těch n e jo d le h le jších o b lastech sp ektra, stává se g a la k tick é jád ro, či p řesn ě ji rádiový zdroj Sgr A v jád ře Ga laxie, vhodným o bjektem pro o bjev o vání stále nových a nových m olekul na rádiových vlnách. Jedním z po sled ních rádiových objevů z konce
MAFFEI
1
A
2
m ocí nového holand ského rad io te le skopu ve W esterborku objevil rád io vé zd roje (patrn ě pozůstatky super nov) v galaxii M affei 1 a am eričtí astronom ové Ford a Juner nalezli na in fračerv en ý ch sním cích v okolí vlno vé délky 7800 A absorp čn í pruh, p ro ch á z e jící středem galaxie. Tato pozo rování spíše nasv ěd čují tomu, že g a laxie M affei 1 p atří ke spirálním soustavám typu S0 nebo Sa. g V
JÁDŘE
GALAXIE
r. 1970 je nalezen í č a r m etylalkoholu na vlnové d élce 36 cm ve dvou zdro jíc h v souhvězdí S tře lce . Objev byl učiněn 43m parabolick ou anténou Ná rodní rad ioastron o m ické o bservatoře v Green Bank (USA). R adiální ry ch losti čar čin í 51 km/s a 66 km/s a šířky č a r, vyjád řené dopplerov-kým i pohyby uvnitř oblaku, jsou 40 a 35 km/s. g
CH Cyg je v katalogu prom ěnných hvězd uváděna jak o poJopravidelná prom ěnná ja sn o sti 7,4— 9,1 m ag., ty pu M6. Již před n ěk olika lety však u ní A. J. Deutch objev il občasný vý skyt em isn ích čar, doprovázený s il ným modrým kontinuem ; em ise byly pozorovány v září 1963 a červnu 1967, nebyly v březnu 1961 a září 1966. V červ en ci 1967 z jistila M artel-Chossatová ry ch lé změny jasn o sti této hvězdy v u ltrafialov ém oboru; změ ny dosahovaly až 40 °/o během n ěk o lika m inut. C. Y. Shao pozoroval po DALŠÍ
MOŽNÍ
CLEN
MÍ STNÍ
V Circ. IAU č. 2366 uvádí Sydney van den Bergh zprávu o objevu dal šího m ožného čle n a naší lokáln í sku piny galaxií. Na d eskách pořízených 126cm Schm idtovou kom orou na Mt. Palom aru byl nedaleko od m lhoviny v Andromedě zjiště n o b jek t m alé plošné ja sn o sti, zhruba kruhového tvaru o prům ěru 2,5'. Zřejm ě jde 0 trp a sličí galaxii, k terá by m ohla 1 prostorově ležet v podobné vzdále nosti jak o M 31. Ve vzdálenosti 700 kpc by je jí prům ěr byl 0,5 kpc a NOVE
OBL AČNÁ
Koncem září 1971 byla na Marsu pozorována značná aktiv ita v o b lač nosti. D. Milon (Sky and T elesco p e) pozoroval velký jasný oblak, poprvé zjištěný kolem půlnoci 24./25. zá
SKUPINY
GALAXIÍ
absolu tn í vizuální veliko st asi — 11M. Tato zpráva přich ází nedlouho po p ře kv ap u jící id e n tifik aci o bjektů M affei 1 a 2 jak o členů m ístní skupiny g a laxií (viz RH 6/1971, str. 105). Nový o b je k t má podobné vlastn o sti jako g alaxie Leo I, a jeh o n e jja s n ě jš í hvěz dy by m ěly být červ en í obři o abso lutní jasn o sti — 3M, zdánlivé ja sn o s ti 21m až 22m. Rozhodující proto bu dou sním ky pětim etrovým d aleko hledem , k teré by m ěly nový o bjekt r o z l o ž i t ve hvězdy. Ma
MEZIHVEZDNÉ
Objevy nových m ezihvězdných m o lekul p o k raču jí podle očekáván í tak ry ch le, že každý je jic h seznam je p rak tick y neúplný dříve, než je vy tištěn. K norm álním u a těžkouhlíkovému form aldehydu (ŘH 9/1971) p ři byl nyní objev těžkokyslíkového C12Hí 0 18. P racov níci oddělení radioastronom ie C.S.I.R.O. v Sydney F. Gardner, J. Ribes a B. Cooper je j objev ili 64m rad ioteleskopem u fre k v ence 4388,797 MHz ve zd roji B2 v souhvězdí S tře lc e . Tím též te le sk o pem bylo zjištěn o , že v tomto rád io vém zd roji je pom ěr isotopů uhlíku ROZS ÁHL Á
stupné vym izení těch to ry ch lý ch změn v červ en ci 1970, a v srpnu 1970 hvěz da m ěla barevné indexy přesně odpo v íd ající typu M6. Podle zprávy W. Lille ra a C. Y. Shao se změny opět obnovily v září 1971. Vzhledem k pe riod ičn o sti jevu se posledně jm en o vaní autoři dom nívají, že hvězda je zákrytová prom ěnná s periodou asi 5 let. V září 1971 m alá žhavá složka dvojhvězdy začala vystupovat ze zá krytu velkou hvězdou typu M. Další pozorování jsou ovšem nutná k ově řen í této domněnky. Ma
MOLEKULY
C13 a kyslíku O18 d vakrát větší než ja k je obvyklé v pozem ských podm ín kách. Skupina rad ioastronom ů a chem i ků z M onash U niversity d etekovala absorp čn í pás nové m ezihvězdné mo lekuly H:CS (thioform ald eh yd ) ve zd roji Sgr B2 pom ocí 64m rád ioteleskopu. H.CS je analogem obyčejného form aldehydu H.CO, kde m ísto atomu kyslíku zau jal atom síry. Na základě pozorovaného pom ěru intenzity čáry ke kontinuu, byl z jiště n přibližný m oleku lárn í poměr výskytu HjCS k HjCO = 1 : 15. J. S v a to š AKTI VI T A
NA
MARSU
ří; v té době byl n e jja s n ě jš ím o b je k tem na kotoučku planety s výjimkou polární čep ičky. O blak měl ostře o h ra ničen é o k ra je, zvláště na západě, po blíž 0° p lan eto g rafick é délky. N e jja s
n ě jší čá st oblaku byla nad N oachis a z čá sti bylo pokryto Pandorae Fretum. Sabaeus Sinus a M eridiani Sinus byly n ezřeteln é a m álo k o n trastn í, stejn ě jak o Mare E rythraeum a M arg a ritife r Sinus. Po půlnoci 25./26. zá ří se oblak ro zšířil od H ellas k Noa ch is a jeho intenzita v o blasti N oa ch is byla přibližně stejn á jak o před tím. Před půlnocí 26./27. září již ob lak nebyl tak jasný, a le byl pozoro ván od H ellas k Mare Erythraeum , k te ré bylo později ztem nělé a na zá padě nebylo o stře oh ran ičen é. Oblak byl potvrzen pozorováním v n ocích 25./26. a 26./27. září, k terá vykonal pomocí různých filtrů M. M attei na stan ici Agassiz Harvardovy o bserva toře; M attei z jistil, že oblak m ěl žlu tavou barvu. Podle dr. G. P. K uipera (Lunar and Plan etary L aboratory) byly rozsáhlým oblakem zakryty N oachis, M are E rythraeum a A rgyre I, a žluté o b la ky byly pozorovány nad M arg aritifer Sinus a M eridiani Sinus. Úkazy byly SYMPOZIUM
O
vizuálně zjištěny 26. a 27. září S. Larsonem a fo to g rafick y 28. září R. B. M intonem. (Viz 4. str. obálky.) Podle pozorování dr. P. B. Boyce a K. Czuia (Cerro T ololo In teram erican Obs.) se v noci 27./28. září oblaky ro zšířily k jižním částem útvarů Moab a A gathodaem on (C o p rates), je jich ž jasn o st a barva byly podobné jak o u H ellas. F o to e lek trick á m ěření uk á zala, že se sp ek tráln í reflek tiv ita ob laků příliš n elišila od norm álních pouštních o b lastí na Marsu. Fotoelek trickým i pozorováním i byla zjištěn a v id itelnost Sabaeus Sinus u vlnové délky 4C00 A. Zvětšený kon trast byl zdánlivě způsoben zjasněním útvarů Moab a D eucalionis Regio. Na Lowellově hvězdárně z jistil C. F. Capen písečnou bouři v noci 22./23. září; potom byla pozorována ja sn á skvrna nad o b lastí N oachis. Dne 29. září se oblačná aktiv ita roz šířila od Ausonie k Thaum asii, v ob la sti p lan etog rafick ý ch šíře k více než 200°. IAUC 2358
KOSMICKÉ
V září 1971 se v Praze konalo IV. sympózium a V. zased ání pracovní skupiny Interkosm os pro kosm ickou biologii a lékařství. P řed ch ázející sympózia a zasedání této skupiny se konala v Dubně (S S S R ), Varně (BLR) a Budapešti (M LR). Jednání v Praze se zúčastnilo asi 60 odborníků ze 7 so cialistick ý ch států , n e jp o če tn ě jší de legace byla ze SSSR. Hlavní pozornost byla sou střed ěna na problem atiku
BIOLOGII
kosm ického zářen í a och ran u o rg an is mu před jeho neblahým i účinky, vliv dlouhodobého pobytu ve stavu bez tíže a na působení změn plynného prostřed í v kabinách kosm ických do p ravních prostředků a labo rato ří. So větská d elegace před nesla souhrnný re fe rá t o posledních zku šenostech ve výzkumu kosm ického prostoru na kosm ických lodích typu Sojuz a Saljut.
INFRAČERVENÉ SPEKTRUM DLOUHOPERIODI CKÉ PROMĚNNÉ MI RY CE T I R. P. Kovar a spolu pracovn íci získali v první polovině srpna 1969 na McDonaldově hvězdárně 273cm reflektorem n ěk olik in fračerv en ých sp ekter známé d louhoperiodické prom ěnné hvězdy Mira Ceti. Šlo jed n ak o obor vlnových délek 1,2— 1,6 p (7930— 6000 cm"1), jed nak 1,2— 2,5 p (7900— 4000 cm-1 ); rozlišovací scnop nost byla v obou pří padech 4 cm-1. N ejvýraznější byla v uvedené in fračerv en é o blasti em isní čára /S Paschenovy série vodíku o vlno vé d élce 1,2818 ix (12 818 A =
7802 cm-1), je jíž intenzita byla asi dvakrát větší než sp o jité spektrum v je jím okolí. Intenzita této čáry však nebyla ve všech spektrogram ech s te j ná, ale poněkud se m ěnila od spektra ke spektru. Protože se v oblasti kolem vlnové délky 1,28 n ve sp ektrech dlouhopsriod ických prom ěnných hvězd n e vyskytují siln é m oleku lární absorpční pásy, lze předpokládat, že změny in tenzity em isní čáry Paschen (i jsou působeny krátkoperiodickou aktivitou v atm osféře Miry. BAAS 3, 10; 1971
Intenzita m ěsíčního m agnetického pole byla m ěřena již v roce 1967 umělou družici M ěsíce E xplorer 35; zjistilo se, že je velm i m alá, pouze asi 8 gam a. M agnetom etrem , který dopravila na m ěsíčn í povrch posádka kosm ické lodi Apollo 12, byla nam ěřena intenzita m agnetického pole 38 gam a. M ěření, GEOFYZIKÁLNÍ
r
Na podzim 1970 byla v evropské části Sovětského Svazu vypuštěna ra k eta V ertik ál 1, první geofy zik áln í rak eta v program u Interkosm os. Ra kety tohoto druhu jsou určeny hlav ně k m ěřením , k terá m ají poskytnout in fo rm ace o změně různých geofyzi k áln ích param etrů v záv islosti na výšce. R aketa nese na svém vrcholu geo fyzikální stan ici, se stá v a jící z p ří stro jo vé části a návratn éh o k o n tej neru. Let rak ety je přesně v ertik áln í a během výstupu i sestupu je rak eta stabilizována ve svislé poloze. Těsně před vstupem do hu stších vrstev atm osféry při návratu se od rak ety oddělí k o n tejn er, nesoucí n ěk teré sp e ciáln í p řístro je , h erm eticky se uza vře a pomocí padáků m ěkce přistane na Zemi. Údaje z p řístro jo v é části jsou předávány pom ocí telem etrick é aparatury. Na celkovém p řístrojovém vybave ní rak ety se podílelo n ěkolik p raco višť so cialistick ý ch států , mezi nimi i A stronom ický ústav ČSAV. V popřeTEORI E
RE L ATI VI
Prof. I. Shapiro navrhl před č a sem nový te st obecné teorie r e la ti vity, a to z m ěřen í doby návratu r a darových signálů od v nitřních planet slu nečn í soustavy. Jelikož úhlová vzdálenost p lan et od Slu nce se n e ustále m ění, je možno ověřovat s érií m ěření, zda zpoždění ozvěn odpovídá E insteinově teo rii. P říslu šné pokusy s radarovým i ozvěnami od M erkura a Venuše proběhly na ob servatoři A recibo na frek v en ci 430 MHz. Z m ě řen í lze odvodit v eličinu A, jež má hodnotu přesně 1 v E insteinově teo-
k terá byla získána přenosným m agne tom etrem Apolla 14, ukázala, že v mě síčním m agnetickém poli e xistu jí vý razné anom álie. Posádka A polla 14 z jistila ve vzdálenosti asi 300 m oa m ísta p řistání intenzitu 100 gam a, 500 m dále u kráteru Cone byla in ten zita m agnetickéh o pole je n 40 gam a. KETA
VERTIKÁL
1
dí našeho zájm u byl v lastn í k o n tej ner, který um ožňuje náv rat přístro jů na Zemi. Pro tento k o n tejn er byl A stronom ickým ústavem ve spolu prá ci se sovětskou a m aďarskou stranou připraven soubor lapačů m e te o rick é ho prachu. Celkem 24 kazet, z nichž každá obsahovala více než 100 m a lých rám ečků s blankam i o tlou štce n ěk olika d esítek m ikrom etru, bylo na m ířeno do různých sm ěrů. M eteo ric ké č á stice i n ejm en ších rozm ěrů — pod jed en m ikrom etr — p e rfo ru jí při úderu na lap ače blanky a zach y cu jí se v podložných vrstvách. Pečlivým labo rato rn ím zpracováním lapačů je pak možno u rčit p očet č á stic, se k te rými se rak e ta během letu setk ala, zhruba odhadnout sm ěr a ry ch lost je jic h letu a u nalezených č á stic pak u rčit je jic h ch em ick é složení. V sou časné době probíhá zpracová ní výsledků letu rak ety V ertik ál 1. Bylo už nalezeno n ěk olik p e rfo rací a podařilo se id en tifiko v at tak é n ě kolik čá stic kosm ického původu. B ull. ČSAV 6/1971 Y
VÍ TĚZÍ
NA
BODY
rii, a hodnotu 0,93 v kon kurenčn í Bransově-D ickově g rav itačn í teorii. Shapiro odvodil z pozorování A = = 1,01 ± 0,02, což je ve výborné shodě s předpovědí teo rie relativ ity. Chyba m ěření je způsobena především ned ostatečnou zn alostí k o n cen trace volných elektronů v m eziplanetárním prostoru a tak další zpřesnění testu lze v budoucnu o ček áv at, též s využi tím rádiových vysílačů na m ezipla n etárn ích sondách M ariner. (N aiure 231, 48: 1971.) g
\
Brzy po objevu n e jja s n ě jš íh o qu a saru 3C-273 z jistili nezávisle Sm ith a H offleitová z USA a Jefrem ov a Šarov ze Sovětského svazu, že optická jasn o st zd roje nepravid elně a výraz ně kolísá. Dnes, kdy jsou k dispo zici údaje o bezm ála 200 qu asarech , je možno studovat optick é kolísání jasn o sti statistick y . U kazuje se, že quasary jev í zhruba čty ři typy opticROTACE Vzhledem k husté atm o sféře nelze pozorovat povrch Jupitera a nelze ta ké z op tick ých pozorování určit přes nou hodnotu ro tace pevného tě le sa planety. Z pozorování oblačných útva rů byly zjištěn y hodnoty rotace mezi ghsom a ž 9h56m, které jsou závislé na jo v ig rafick é šířce. Rychlost ro tace se zm enšuje sm ěrem od rovníku k pólům, nikoliv však sp o jitě. Byly zavedeny dva rotačn í systém y, z nichž I. se vzta hu je na oblasti mezi severním o krajem jižního rovníkového pásu a jižním o krajem severního rovníkového pásu, systém II. na oblasti severn ě od již n í ho o k raje severního rovníkového p á ;a a jižně od severního ok raie jižního rov níkového pásu. Cili stru čn ě, ro ta čn í systém I. p latí pro rovníkové oblasti M A G N E T I C K É
POLE
Pokrok lab o rato rn í fyziky um ožnil poprvé zm ěřit m ag netick é pole b í lých trpaslíků z v elikosti kruhové po larizace hvězdného světla. Ve shodě s teoretický m i předpověďmi jsou m ag netick á pole na povrchu bílých trp aslíků mnohem vyšší než např. u m ag netick ých hvězd. Kruhová po larizace světla byla zjištěn a u tří bíQUASARY:
DAL
Quasary 3C-273 a 3C-279 byly studo vány in terferom etrem s velmi dlouhnu základnou na am erických observato řích v Goldstone a H aystack. V zájem ná vzdálenost radioteleskopů čin ila 3900 km a vzhledem k použité vlnové délce 3,8 cm byla rozlišov ací sch o p nost zařízení řádu d esetitisícin oblou kové vteřiny. Oba quasary byly vybrá-
ké aktivity. Asi 12 % je c h a ra k te ri zováno prudkými a velkým i zm ěna mi jasn osti o více než l m během ně kolika dnů. Polovina quasarů patří k typu, který se vyznačuje m enším i zm ěnam i jasn o sti v in terv alu m ěsíců až let a d alších 12 % mění pomalu jasn o st během d esítek let. Zbývají c ích 26 % quasarů je opticky kon stan tn í. (N ature 230, 199; 1971.) g U PIT E R A ( t j. mezi asi ±10° jo v ig rafick é š ířk y ), sys*ém II. zhruba pro středn í jo v ig ra fick é šířky . S id erick á parioda rotace systém u I. je 9h50m30,003s, systém u II. 9h55m40,632s. V poslední době se za býval R. A. Duncan (Camden, N. S. W. A ustrálie) určením pariody rotace Ju pitera z rádiových pozorování. A nalý zou všech dostupných m ěření z let 1951— 1969 v dekam etrovém obo-’U (frek v en ce 18—38 MHz) z jistil, že p e rioda ro tace je 9h55m29,70s =t0,05s. U ká zalo se, že tato perioda je kon stant.ií, nezávislá na žádné sku tečné nebi) zdánlivé sek u lárn í nebo cy k lick é va riaci, ani na fázi Jupiterova m ěsíce In. Lze předpokládat, že Duncanem odvo zená perioda je periodou ro tace pev ného tělesa Jupitera. B Í L Ý C H
T R P A S L Í K Ů
lých trpaslíků , je jich ž m agnetické po le má intenzitu řádu 107 gaussů. Teo rie rovněž před poklád ala, že rota ní periody bílých trp aslíků jsou řádu jednoho dne a ve shodě s tím byla zjištěn a m odulace intenzity m agne tick éh o pole jednoho z bílých trp as líků s periodou 1,34 dne. (N ature 231, 21; 1971). g I KOMPLIKACE ny k m ěření proto, že 8. říjn a 1970 m ěly být zakryty Sluncem . Výsledky m ěření quasaru 3C-279 v období kolem zákrytu jsou však jedním z největších překvapení v dosavadní historii pozo rování kvazistelárních rádiových zdro jů. K tomu, aby mohla být pozorování interpretována, bylo třeba zpracovat na 1000 km m agnetofonového pásku
se záznam em rádiového šumu. In te r fe re n čn í obrazec lze podle práce au torského kolektivu z M assachusetts In stitu te of Technology, Goddard Sp ace F lig h t Center, Jet Propulsion Laboratory a m aryland ské university vyložit n ejjed n o d u šeji tak, že quasar je dvojitý, s cen try em ise ve vzájem né úhlové vzdálenosti 0,00155". Předpoklád ám e-li platnost kosm ologické hy potézy, a tedy vzdálenost quasaru 3 m iliardy světelných let, je lin eární vzdálenost obou em isních složek 20 světelných let. Pro quasar 3C-273 není in terp retace m ěření jed noznačná, n e boť zdroj má složitou strukturu. To n ejz a jím a v ější však z jistili am eričtí radioastronom ové až v lednu 1971, po čtyřm ěsíčním souvislém sledování qua saru 3C-279. Podle in teríero m etrick ý ch m ěření vzrostla za tu dobu úhlová vzdálenost obou složek o 10 °/o, tedy o celé 2 světeln é roky. To by znam e nalo vzájem né vzdalování složek ry ch lo stí nejm éně šestk rá t vyšší, než je ROZS AH
HMOT
A
HUSTOT HVĚZD
O bjev pulsarů podnítil četn é te o re tick é úvahy o stavbě a vlastn o stech neutronových hvězd. Mezi n ejd ů leži tě jš í výchozí param etry p atří hm ota a hustota těch to d egenerovaných hvězd. Teorie totiž udává jisté meze též pro poněkud m éně degenerované o bjekty — bílé trpaslíky, kde horní mez hmoty bílého trp aslík a čin í asi 1,4 hmoty Slu nce (C handrasekharova m ez) a c en trá ln í hustoty se pohybují mezi 10° až 109 g c m '3. N ejnovější meze pro stab iln í neutronové hvězdy NOVÁ
B l L Á
V
N E U T R O N O V Ý C H
čin í 0,02 až 1,74 hm oty Slu nce a c en trá ln í hustoty 2,2 X 1 0 14 g cm-3 až 3,3 X 1 0 15 g cm-3. E xistu je tudíž zn ač ná m ezera v c en trá ln ích hu stotách mezi stabiln ím i bílým i trp aslíky a n e utronovým i hvězdami. Pokud jde o hvězdy m asivn ější, než právě uve dená h orn í mez pro neutronové hvěz dy, pak je jic h zánik popisuje soudo bá astrofyzika jak o trvalý gravitačn í kolaps — hvězda pak končí jak o tzv. čern á díra (viz RH 52, 108; 6/1971). 9
S K V R N A
W. E. Fox z jistil 154cm reflek to rem Lunární a p lan etárn í lab orato ře (Tucson, A rizona) novou bílou skv r nu na Jupiteru v prostoru mezi jem nými složkam i jižního rovníkového pásu. Skvrna byla objevena 21. červ na 1971 v 5h24m SEC a m ěla planetoS U P E R N O V A
ry ch lo st sv ětla (v denním tisku pro běhla m ezitím zpráva, že dr. Shapiro u/edl dokonce hodnotu d esetinásobku ry ch lo sti sv ě tla ), a zde právě začín ají ko m plikace. Pohyb nadsvětelnou ry ch lo stí odporuje teo rii relativ ity, a to je tak dobrá teo rie, že bychom se jí ne rad i vzdávali. Chyba b> tudíž m ěla vězet spíše v m etodě m ěření a reduk ce, nebo ve volbě dvojsložkového mo delu quasaru. Jin ak bychom m usili situ aci zach rán it jed in ě přenesením quasaru zhruba o řád blíže, než ja k vyplývá z rudého posuvu. Malá vzdá len o st quasaru by ovšem pohřbila kosm ologickou hypotézu, a to také není p říliš růžová vyhlídka, neboť je to poslední z dosud navržených hypo téz, je ž se dá ja k ž takž uvést v sou lad s pozorovacím i fakty . Studium quasarů tedy ani leto s nevybočuje z trad ice, že každý nový objev přináší tém ěř n eře šite ln é rozpory při hledání fy zik áln í povahy těch to fa scin u jících objektů . g
NA
G A L A X I I
Ve sp iráln í galaxii NGC 1090 v sou hvězdí Velryby objev il 23. listopadu 1971 C. T. Kow al (C aliforn ia In stitu
J U P I T E R U
g rafick o u délku v II. rotačn ím sy sté mu 81,0°. Skvrna ukazuje na polohu z a č ín a jíc í nové aktivity v jižním rov níkovém pásu, k te rá byla také potvr zena pozorováním i astronom ů hvěz dárny S tátn í university v Novém Me BAAC 535 xiku. NGC
1090
te of T ech n olo g y) pravděpodobně su pernovu 16. mag. Hvězda je 17" zá padně a 13" jižn ě od jád ra galaxie.
U rčení hm oty quasarů je velm i ob tížné, poněvadž stále trvá spor o je jich sku tečné vzdálenosti, a na tom váznou ostatn í výpočty. P řesto se po dařilo nalézt metody, jež d ovolují určit h ran ice hmot quasarů, nezávis le na předpokladu o vzdálenosti. Je přirozené, že tyto meze jsou velm i š i roké, a tak dnes můžeme uzavřít hmoty quasarů mezi hodnoty 2,6 X 1 0 6 a 7,0 X 1 0 13 hmoty Slu nce. S jistou S K V R N Y
N
T. J. C. A. Moseley z Armaghu (S e verní Irsk o ), Zjistil na Saturnu 12. zá ří 1971 tři bílé skvrny. Skvrna A velkých rozm ěrů byla pozorována v rovníkové zóně; je jí průchod c e n t rálním m eridiánem planety n astal 12. září ve 2>"-58m SEČ. Skvrna B by la zjiště n a v jižní trop ick é zóně, již ně od jižního rovníkového pásu; prů chod cen tráln ím m eridiánem byl 12. září ve 4h25m. Skvrna C byla m alá a m ěla oválný tvar. Byla pozorována ve středu rovníkové zóny a je jí průABSORPČNI
CÁRY
VE
Objev absorpčn ích ča r ve spaktrech quasarů se prá/em považuje za jeden z n ejvýzn am nějších mezníků ve studiu těch to záhadných těles. Z dosavadních pozorování se zdá, že absorpční čáry se objevují výlučně u quasarů, je jich ž em isní čáry d ávají vě^ší rudý posuv z než 1,9. Rudý posu/ pro absorpční čáry je obvykle o něco m álo menší než příslušný posuv em isních čar. Zcela vzácně však nelze systém ab sorpčn ích č a r vyložit jediným rudým posuvem a je třeba pom ěrně kom pli kovanou cestou hledat sadu hodnot rudých poruvů pro skupiny absorp čních čar. První quasar s absorpčním i čaram i, 3C-191, byl objeven v r. 1966. Em isní rudý posuv ze = 1,956 je o něco m álo větší než rudý posuv pro 1tí absorpčn ích ča r v jeho spektru, za = 1,947. To se dá vyložit ja k o roz pínání plynného obalu quasaru ry ch lo stí 600 km/s. Pro quasar PHL 5200 vychází větší rozdíl, neboť ze = 1,98
reservou lze stanovit poněkud o s tř e j ší meze 1,9 X 1 0 7 až 0,7 X 1 0 13 hmoty S lu nce. Hmoty g alaxií se odhadují ř á dově na 1011 hmot Slu nce, a tak i ty to širo k é meze nasvěd čují tomu, ž p mezi galaxiem i a quasary může exis tovat g en etick á souvislost, neboť i při nejD ouřlivějším vývoji izolované sou stavy by se hm ota nem ěla ani ztrá cet, ani získávat. g
S A T U R N U chod cen tráln ím m eridiánem nastal 12. září v S^-IS111. Skvrny B a C byly zjištěn y také A. Appleyardem a M. W ardleyem v Sheffield u 18. září. Z po zorování m ohla být též určena pe rioda rotace obou skvrn, 10 hod. 15 min. Appleyard a W ardley pozorovali v jižn í tro p ick é zóně také d alší sk v r nu, B2. Skvrna p ro ch ázela c e n trá l ním m eridiánem 26 m inut po skvrně B a je jí p lan eto g rafick á šířk a byla po někud větší než skvrny B. BAAC 536 SPEKTRECH
QUASARU
a z3 = 1,90, tj. relativ n í rychlost 10 000 km/s. T aké quasar s rekordním rudým posuvem ze = 2,877, označený 4C 05.34, má podle Lyndsových m ěření z K itt Peaku celý systém absorpčních posuvů, p očín aje z ia = 2,8754 a kon če zsa = 2,4739. To už ovšem znam e ná, že pátá obálka se rozpíná rychlostí asi 50 000 km/s. Ještě větší rozdíly byly zjištěny pro quasar PKS 0237-23, kde je celkem sedm obálek s rudými posuvy od 2,202 až do 1,513. Zde by m ěla být ry ch lo st expanze až 90 000 km/s. Pro quasar PHL 938 (ze = 1,95), jen ž má absorpční rudý posuv 0,613, vychází dokonce ry ch lo st rozpínání 150 000 km/s. To jso u příliš vysoké hodnoty, než aby nevzbudily pochyb nost o správnosti in terp retace rudých posuvů rad iálním i rychlostm i. Jedinou p řijateln o u alternativou je možnost, žo absorpční čáry v znikají někde při průchodu záření quasarů prostorem ,
tj. záření je absorbováno v m ezigalaktick ém plynu, anebo v kupách galaxií, ležících ve sm ěru zorného paprsku. Burbidgeová a Lynds však soudí, že takové vysvětlení neobstojí, neboť ab sorpčn í čáry quasarů jsou příliš silné a quasar n ejeví žádné znám ky zčerve nán í vlivem hyp otetické absorpce. Krom ě toho se absorpce vyskytují O K A MŽ I K Y
pouze u m enšího zlom ku quasarů a obvykle spíše bývá za blízké ze, což p osilu je názor o p říslušnosti absorpční obálky ke quasaru. Zdá se, že te o re ti kům nezbude — ke všem potížím , jež už s quasary m ají — přidat též pro blém , jak mohou expan du jící plynné obálky quasarů nabýt tak závratných ry ch lo stí. Q
! Č a s o v Ř Í J N U 1 9 7 1
v y s í l á n
V
ý c h
S I G N Á L U
OMA 50 kHz; OMA 2500 kHz ; OLB5 3150 k H z; P ra h a 638 kHz (Cs. r o z h la s ); DIZ 4525 kHz (N auen, NDR). — V ysvětlení k tabulce viz ŘH 52, 2 1 ; 1/1971. Den 5. 10. 15. 20. 25. 30.
X. X. X. X. X. X.
/. D. 2440+
OMA 50
OMA 2500
O LB5
P ra h a
DIZ
229,5 234,5 239,5 244,5 249,5 254,5
0000 0000 0000 0000 0000 0000
oooo 0000 0000 0000 0000 0000
0008 0008 0008 0008 0008 0008
0000 0000 0000 0000 0000 0000
9999 9999 9999 9999 9999 9999
TU2TUC
TU1TUC
9169 8880 9135 8850 9098 8820 9058 9790 9016 9760 97 30' 8971 V. P tá č e k
N o v é knihy o pub lika ce • B u lletin č s. a s t r o n o m ic k ý c h ú stavů , roč. 22 (1971), číslo 4, ob sah u je tyto p ráce: E. M. P ittich : Rozložení štěp ení ja d e r a n áh lý ch zvýšení jasn o sti ko m et v prostoru — M. K opecký a E. Soytůrk: O vztahu mezi elek trick o u vodivostí ve fak u lích a Bilderbergův model fo to sféry — V. P. Gaur, M. C. Pandě, B. M. Tripathi a G. C. Josh i: O závislosti rovnováhy m oleku lární disipace na sile m agnetickéh o pole ve slu n ečn ích skv rn ách — M. C. Pandě, B. M. Tripathi a V. P. Gaur: Poznám ka k vlivu rozptýleného světla na k o n trast mezi fo to sféro u a fak u lí — V. I. Rodionov: Výpočet hustoty pro Perkův g alak tick ý model — P. M ayer: Zákrytová prom ěnná hvězda IU Aurigae — R. F. S isteró : Foto m etrie UBV a H-beta zákrytové prom ěnné hvězdy S Velorum — M. C. Pade, B. M. T ri pathi, C. S. Murthy a V. P. Gaur: Diso ciačn í rovnováha něk terých diatom ických m olekul v Deltě Cephei — J. Z icha: O fokusování, vedení a poin tování sid erostatu . — Všechny práce jsou psány v an g ličtin ě. Na posled
ních stra n á ch č ísla jsou recen ze ně kolika knih a pu blikací z oboru astronom ie. • B u lletin č s. a s t r o n o m ic k ý c h ú stavů , roč. 22 (1971), číslo 5, ob sah u je tvto p ráce našich astronom ů : Z. C eplecha: Sp ek tráln í data koncového vzplanutí a stopy m eteoru č. 38421, fo to g ra fo vaného 21. dubna 1963 z O ndřejova a z P rčic — F. H řebík, J. K víčala, L. Křivský a J. Olmr: Pozorování chrom o sférick ý ch eru p cí na hvězdárně v O ndřejově v ro ce 1970 — M. Rybanský: K-koróna a hustota e le k tro nů. V šechny p ráce jsou psány a n g lic ky s ruským i výtahy. V závěru čísla jsou recen ze n ěk olik a - zah ran ičn ích odborných pu b likací. • D. I. B lo ch in cev : Z á sa d n í o tá z k y k v a n to v é m e c h a n ik y . A cadem ia, P ra ha 1971; 160 str., 13 obr., brož. 10 Kčs. V ro ce 1956 vyšla u nás v p ře kladu B lochincevova u čeb n ice „Z ákla dy kvantové m echaniky*4, na niž „Zá sadní otázky kvantové m echaniky" navazu jí. Knížka je věnována p rin ci
piálním problém ům kvantové m e ch a niky, a i když jd e o m on og rafii z te o re tick é fyziky, dotýká se na četn ý ch m ístech problém ů filo so fick ý ch . Jak se uvádí v předm luvě k českém u vy dání, byly v překladu vynechány ně k teré obrázky, považované autorem za hum orné, a byly od straněny četn é chyby ve vzorcích a n ejed n o tn o sti v n o taci, které se vyskytují v o rig i nálu. Knížka je určena studentům fy ziky na vysokých školách a n ajd e jis tě své č te n á ře ; byla vydána ve vel mi m além počtu pouze 1000 výtisků, ale vzhledem ke své sp ecializaci po k ry je jistě na určitou dobu potřebu. • V. Škvor, J. Zeman: O rg an ism u s n a ší Z em ě. N akladatelství Horizont, Praha 1971; str. 320, obr. 56 + 8 str. obr. příJoh; brož. 19 Kčs. Jako 74. sva zek kn ižn ice Malá m oderní e n cy k lo pedie vydalo n ak lad atelstv í H orizont populární knížku o geologii, k terá může být v sou časné době výzkumu M ěsíce zajím avá i pro m nohého a s tro noma am atéra. Knížka je rozd ělena na je d en áct kap itol: Zrození n aší Země, Vztah Země k vesm íru a slu n ečn í soustavě, Stavba a složení zem ského n itra , E nergie a vnitřní síly Země, Sopečná čin n o st a vznik vyvřelých h o r nin, M etam orfóza hornin a g ran itoidový m agm atism us, D eform ace zem ské kůry, G eologické pohyby. Hornotvorné pochody — Tektogen eze, Vznik a vývoj pevnin a oceánů, O vý vojových tend encích Země. Po geolo g ick é strá n c e je snad vše v knížce v pořádku, to se neodvažuji jak o astronom posoudit. Pokud ja e o první dvě kapitoly, tý k a jící se astronom ie, bylo by asi Jepší, kdyby do knížky nebyly vůbec zařazeny. Píší-li geo lo gové o astronom ii, pak je to asi přesně ste jn é , jak o kdyby astronom o vé psali o geologii. Nelze se tedy divit, že v pu blikaci je m nožství chyb, zastaralý ch a překonaných názorů a údajů. Potvrzuje se sta ré znám é p ra vidlo, že se n ev yp lácejí exkurze do jin ých vědních oborů. To m ěli mít autoři na pam ěti a d ojde-li k d alší mu vydání knížky, m ěly by se první dvě kapitoly bud uvést do pořádku nebo vynechat. Jiří B o u šk a
• F iz ič e s k ife c h a r a k t e r is t ik y p la n e tg ig a n to v . Nakl. Nauka K azašské SSR , Alma-Ata 1971; 176 str., cen a r. 1,44. — P ublikace sh rn u je výsledky pozo rování a te o re tick ý ch výpočtů, týka jíc íc h se v e'ký ch planet, uveřejněných do konce roku 1970. Byla sestavena pracovníky A strofyzikálního institutu AN K azašské SSR za red akce V. G. T e jfe la . V kom paktní form ě jsou ve čty ře ch kap ito lách , věnovaných po stupně planetám Jupiteru, Saturnu, Uranu a Neptunu, shrnuta p rakticky všechna důležitá m ěření g eom etric kých rozm ěrů planet, je jic h optických c h a ra k te ristik , pozorování sp ek tro sko p ick á, rad iom etrick á, rad ioastro nom ická, jakož i teo rie o vnitřní stavbě a j. Pouze am atérsk á vizuální pozorování zde n ejsou zahrnuta. Vý sledky jsou uváděny většinou ve fo r mě grafů a tabulek se stručným n a stíněním problem atiky. Na závěr kn i hy je p řip ojen seznam literatu ry, který č ítá 706 c ita c í a zah rn u je tém ěř všechny p ráce publikované za posled ních 20 let. P říru čk a um ožňuje v elice ry ch le se orientovat v daném astro nom ickém oboru, získat přehled o přesnosti dosavadních pozorování a při hlubším studiu pomůže nalézt všechny důležité o riginální práce. Spolu s m onografiem i V. I. Moroza ,.Fizika planet** (1967), V. G. T e jfe la „A tm osféra planety Jupiter** (1969) a C. M. M ichauxe „H andbook of the physical p rop erties of the p lanet Jup ite r“ (1967 — doplněný ruský p ře klad 1970) tvoří recenzovan á kniha u nikátní soubor p říruček, pojed náva jíc íc h o p lan etách typu Jup itera. Mů žeme si jen přát, aby se brzy objevily podobné příručky věnované dalším astronom ickým odvětvím. Z. P o k o r n ý • S. FenyO: M o d e m e m a t h e m a tis c h e M eth o d en in d e r T e c h n ik . Bd. 2. Nakl. B irkháu ser, B asel - Stu ttg art; str. 336, obr. 79, váz. šv. fr. 62,— . Tento dru hý svazek ob sah u je proti prvému finitní metody užité m atem atiky. Kniha se dělí na tři oddíly. První pojed ná vá o teo rii m atic, do níž byly pojaty n ěk teré nové výsledky teo rie, jež do sud nevyšly v m on og rafiích . Autor počíná m aticovým počtem , přes m ati-
covou analýzu pak p řechází k n ě k te rém u použití m aticového počtu. Dru hý oddíl je věnován lin eárn í a kon vexní optim izaci, kteréžto obory m a tem atiky n a lé z a jí použití n ejen v eko nom ii, ale i v te ch n ice , kde se vy skytu je velký počet úloh, jež mohou být řešen y pom ocí uvedených metod. Tento oddíl zah rn u je např. řešen í li n e árn ích optim izačnlch úloh, duální lin eárn í optim izační úlohy a „uh er skou m etodu“ na řešen í tran sp o rt ních úloh. T řetí oddíl jed ná o z á k la dech teo rie konečných grafů, je jic h ž používání den ze dne vzrůstá. Celá kniha předpokládá sice základ ní znalosti m aticového počtu, je však psána velm i srozum itelně ve v šech svých tře ch čá ste ch , jež jsou vzájem ně na sobě hodně nezávislé. Jm éno autora, p ro feso ra budapešťské školy te ch n ic ké, sam o zaru ču je vysokou úroveň knihy. jm m • P. L. Butzer, R. J. N essel: F o u r ie r A n a ly sis a n d A p p ro x im a tio n , V ol. 1. O n e-D im en sio n a l T h eo ry . Nakl. BirkhSuser, B asel - S tu ttg art 1971. Str. 553, váz. šv. fr. 108,— . Na m ezinárodní ko n feren ci o h arm onické analýze a in te g rá ln ích tran sfo rm acích , vedené prvým z obou autorů v M atem atickém ústavu v O berw olfach (N SR) v srpnu 1945, bylo kon statováno, že vi světové lite ra tu ře pořád je ště chybí kniha p o jed n áv ající sou-
časn ě o Fou rierový ch řad ách a je jic h přem ěnách. Úkolu napsat takovou knihu se u jali n ah oře uvedení auto ři. Prvá polovina knihy se týká teo rií Fou rierových řad a Fou rierových in teg rálů , a to z hled iska je jic h p ře měn. Toto p arale ln í p ojed návání vede snadno k pochopení a b stra k c í h ar m onické analýzy. Druhá polovina se týče p o jetí vytvoření fun d am entál ních o p erací Fourierovy analýzy, ze jm én a je jic h shrn u tí. Jako zvláštní p o jetí možno považovat sku tečnost, že tato kap itola obsah u je nové vý sledky, např. při su m ačních p roce isech , sdružené fu n kce, částečn o u iin te g ra c i a d ife re n cia ci, způsoby io m ezu jící ře še n í p a rciá ln ích d iferen ci iá ln ích rovnic a s a tu ra čn í teo rii. Ma te riá l shrnu tý v knize p řed stav u je vlastně přednášky o Fou rierových řa < dách a Fou rierových přem ěnách, ko inané na Vysoké šk o le tech n ick é v A aachen (N SR ). Druhý svazek, k te rý zatím nevyšel, má obsahovat ia b stra k tn ě jší hled iska na m ateriál. :Zvláštní zřetel bude klad en na teo rii iv Euklidově n-rozm ěrném prostoru. ]Kniha je vypravena po všech strá n ]kách bezvadně, ja k ani jin a k nem ůže ]být u tak znám ého n ak lad atelstv í, ja ]ko je Birkháu serovo. Je ovšem u rče ina specialistů m v popsaném oboru im atem atiky, jim ž knihu vřele dopo iručujem e. jm m
Ú k a z y na o b lo z e v ú n o ru 1972 S lu n ce vychází 1. února v 7h35m, zapadá v 16h52m. Dne 29. února vych ází v 6h46m, zapadá v 17h41m. Za únor se prodlouží délka dne o 1 hod. 38 min. a polední výška Slu nce nad obzorem se zvětší o 9°. M ěsíc je 7. II. ve 12h v poslední č tv rti, 15. II. v lh v novu, 21. II. v 18h v první č tv rti a 29. II. ve 4h v úplňku. V odzemí je M ěsíc 6. února, v přízem í 17. února. Během února nastanou ko n ju n k ce M ěsíce s těm ito p lanetam i: 5. II. v 5h s Uranem , 9. II. v lh s Neptunem, o půlnoci 10./11. II. s Jupiterem , 18. II. v 5h s Venuší, 20. II. v l h s M arsem a 21. 11. v 17h se Saturnem . Dne 9. února
inastane v 7*1 apuls A ntara s M ěsí < cem . M erku r je 17. II. v horní kon ju nk ci < Sluncem . P lan eta bude pozorova se lteln á až ke konci m ěsíce, kdy ji sp at i e v ečer k rá tce po západu Slu nce řím inízko nad západním obzorem . Dne ;23. února zapadá v 17h50m, 28. února i 18h24m. Koncem února má M erkur v ]jasn o st — l ,3 m a v d alekohled u sp at i e osv ětlen tém ěř celý kotou ček řím jplanety, jehož prům ěr je asi 5". V en u še je v únoru na v ečern í oblo : ze. Počátkem m ěsíce zapadá ve 20h '16m, koncem m ěsíce ve 21h35in. Ja s i nost Venuše je — 3,6®. M ars se pohybuje souhvězdími Ryb
Ju p ite r a můžeme pozorovat v sou hvězdí S tře lc e ráno k rá tce před vý chodem Slu nce. Počátkem února vy chází v 5h09m, koncem m ěsíce již ve 3h40m. Jasnost Jup itera se během
a B erana. Planetu sp atřím e na ve č e rn í obloze; zapadá po celý m ěsíc kolem 23h30m. Jasn ost M arsu se bě hem února zm enšuje z + l ,0 m na + l ,4 m.
12h
13h
16™
A _______ - — x
-
12m
8m
4m
on>
56m
52m
*8m
<(J
-
10“
D ráha U ran a v r. 1972. Č ís lic e z n a č í p o č á t k y J e d n o tliv ý c h m ě s íc ů (2 — 1. 11. a t d .j. 16h
15h
února zvětšu je z — 1,4“ na — 1,6™. Satu rn je v souhvězdí Býka. N ej p řízn iv ější pozorovací podmínky jsou ve v ečern ích hodinách, kdy p lan ěla kulm inuje. Počátkem února zapadá ve 2h42m, koncem m ěsíce již v 0h57m. Saturn má ja sn o st + 0 ,3 m. U ran je v souhvězdí Panny. P o čát kem února vychází ve 22h53m, kon cem m ěsíce ve 21h00m. N ejvhodnější pozorovací podmínky jsou v Časných ran n ích hodinách, kdy planeta kul m inuje. Uran má jasn o st + 5,7m. N eptu n je v souhvězdí Š tíra. P očát kem února vychází ve 3h04m, koncem m ěsíce již v l h17m. N ejlepší pozoro v ací podmínky jsou tedy v časn ý ch ran n ích hodinách. Neptun má jasn o st + 7,8m. P la n e tk y . Dne 5. února nastává opo zice Ceres se Sluncem . P lan etka se pohybuje souhvězdím i Lva a Raka, a je jí jasn o st je + 7 ,l«n. Ceres může me snadno vyhledat pomocí vhodné ho atlasu a eřem eridy (rek tascen ze a d ek lin ace pro ekvinokcium 1950,0): 1. 8. 15. 22. 29.
II. II. II. II. II.
9h36,6m 9 30 2 9 23,7 9 17,4 9 11,8
+ + + + +
28° 59' 29 50 30 31 31 02 31 21
M eteo ry . Dne 10. února nastává m a ximum čin nosti nevýrazného ro je A u rig id ; v době maxim a bývá pozo rováno až 12 m eteorů za hodinu. Po zorovací podmínky jsou letos přízni vé, protože M ěsíc vychází 11. února až v 5h18m. J. B.
OBSAH V. V a n ý sek : A stro n o m ie a a s tro fy z ik a a věd eck o te c h n ic k á re v o lu c e — J. G ry g ar: O bloha v tep le — L. K řivský : Ke vzniku stře d o vých v rch o lů v m ě síč n íc h k r á te r e c h — Zprávy — Co nového v a stro n o m ii — Nové k n ih y a p u b lik a c e — Ú kazy na obloze v únoru C O N T E N T S V. V a n ý sek : A stron om y and A strop h y sics and S c le n tific P ro g re ss — J. G ry g ar: In fra re d A stronom y — L. K řiv sk ý : To th e O rigin of the C e n tra l P eak s in th e C rater F o rm atlo n s F ille d w ith th e M elt a fte r Im p a cts — N otes — New s in A stron om y — New Books and P u b llc a tio n s — P h en om en a in F e b ru a ry COflEP)KAHHE B. B aH b iceK : A ctp o h o m h h h acTpoc}>H3HK3
B
H a y ^ H O - T e X H H ^ e C K O fl
UHH —
ff.
T p b ira p :
peBOJllO-
H H (j>paK pacnafi
acTpoHOMHH — JI. KpwHBCKxft: K np o-
ĎJieMe 06pa30BaHHfl ueHTpajibHwx BepuiH H
jiyHH bix
b
pacnjiaBjíeHHoft
K paT epax
Maccoň
3ajiH T bix
n o c jie
naae-
hhA MeTeopnTOB — CooČmeHHH — H to H p B o ro
b
acTpoH O M H H
—
H oB b ie k h h -
th h n y 6 ;iHKauHH — H b ^ chh h Ha He6 e b
4 > e B p a .ie
• Prodám a c h ro m a tick ý o b je k tiv 0 80 mm, o h n isk o v á vzd ál. 1200 mm, o k u lá r o h n is. vzd ál. 10 mm. V ý ro b ce C. Z eiss, Je n a . — S. M acháň , Pod A n ton ín em 752/11, S u šice , ok r. K latovy. Ř íši hvězd říd í re d a k č n í ra d a : J. M. M ohr (v ed o u cí r e d .), Jiří B ou šk a (v ýkon , re d .), J. G rygar, O. H lad, F . K adavý, M. K o p eck ý, B. M a leček , L. M iler, O. O bflrka, J. Š to h l; te c h n ic k á red . V. Su ch á n k o v á . — V ydává m in iste rstv o k u ltu ry v n a k la d a te lstv í O rbis n. p., V in o h ra d sk á 46, P ra h a 2. — T isk n e S tá tn í tis k á r n a ., n. p., závod 2, S le z sk á 13, P ra h a 2. V y ch á z í 1 2 k r á t ro č n ě , c e n a je d n o tliv é h o v ý tisku Kčs 2,50, ro č n í p ře d p la tn é K čs 30,— . R o z šiřu je P ošto vn í n ovin ová slu žb a. In fo rm a c e o p řed p la tn ém podá a o b je d n á v k y p řijím á každ á po šta i d o ru č o v a te l. O b jedn ávky do z a h ra n ič í v y řiz u je PNS — ú stře d n í exp a d ice tisk u , odd. vývoz tisk u , Jin d řišs k á 14, P rah a 1. P řísp ěv ky z a s íle jte na re d a k c i Ř íše hvězd, Šv éd sk á 8, P ra h a 5, te l. 54 03 95. Rukopisy a o b rá z k y se n e v r a c e jí, za o d b o rn o u sp rá v n o st odpovídá a u to r. — Toto č íslo b ylo dáno do tisk u 29. listo p a d u 1971, vy šlo v led n u 1972.
G a lax ie Ma f f e i 1. S n ím e k e x p o n o v a l J. E. Gunn p ě tim stro v ý m r e fle k t o r e m na Mt. P alom a ru v in fr a č e r v e n é m o b o ru s p e k t r a . — Na č tv r té s tr a n ě o b á lk y je u k á z k a č á s ti m ap y M arsu, k t e r o u v y d a la NASA r. 1970 p o d le sn ím k ů m e z i p la n e tá r n íc h a u to m a tic k ý c h s ta n ic M arin er 6 a 7. ( K e z p r á v ě na str. 14.)
ifo ic
NO A Q H I S
‘ L *
J -o.
