(g; O rbis, n. p. 1968

N a h o ře k o m e t a T a g o -H o n d a -Y a m a m o to 1968a 19. V. 1968, d o l e k o m e t a H on d a 1968c 23. VII. 1968. N a p rv n í s tr a n ě o b á lk y t a k t é ž k o m e t a 1968c. V šech n y s n ím k y b y ly ex p o n o v á n y ( 6 — 10 m in ./ 30cm a s t r o g r a fe m f / 5 n a S k a ln a té m P le s e . I F o t o M. A n tal.) (g; — O rbis, n. p. — 1968

Ř íše h v ě z d

J i ř í

R o č . 4 9 ( 1 9 6 8 ) č. 12

G r y g a r :

K O S M O L O G I E NA V Z E S T U P U Astronomové se doslova vylekali, když se v únoru 1968 dozvěděli o objevu pulzujících rádiových signálů z kosmického prostoru — a sku­ tečně měli důvod k leknutí, neboť signály vykazují pravidelnost, již jsme dosud přisuzovali pouze signálům umělým. Dříve než byl objev uveřejněn, studovali pracovníci Mullardovy radioastronomické observa­ toře britské cambridgeské university pečlivě případné náznaky, že sig­ nály přicházejí od mimozemské civilizace. Zjišťovali, zda se vyskytují nějaké variace v délce intervalu mezi pulzy, jež by byly důsledkem Dopplerova eťektu, kdyby byly vysílány z planety, která obíhá kolem nějaké hvězdy. Dvoutýdenní registrace pulzů odhalila však pouze dopplerovské variace v periodě, jež způsobuje oběžný pohyb Země. A navíc, cam bridgeská skupina zjistila hned čtyři zdroje pulzujících rádiových signálů, jež mají více méně podobné charakteristiky, a č jsou v různých m ístech oblohy. Avšak i kdyby nebylo pulsarů, byly by uplynulé m ěsíce pro astro­ nomy stejně vzrušující. Většina událostí se nějak dotýkala kosmologie — studia vesmíru jako celku. Zdá se, jako by teorie stacionárního vesmí­ ru získávala opět pole na úkor teorie „velkého třesku“ (big bang). Většinou se vše točí kolem počítání rádiových zdrojů, což v podstatě značí, že prověřujeme, zda vesmír jeví větší hustotu rádiových zdrojů, jestliže počítání rozšíříme o slabší, a tudíž velmi vzdálené objekty. Vzhledem k dlouhé době, kterou signály ze vzdálených zdrojů potře­ bují k dosažení Země, je to totéž, jako kdybychom se dívali do minu­ losti a zkoumali, zda hustota objektů ve vesmíru byla tehdy jiná než dnes. Teorie stacionárního vesmíru tvrdí, že vesmír vypadá víceméně stejně, ať ho pozorujeme z kteréhokoliv místa v současnosti, minulosti či budoucnosti. Naproti tomu podle teorie velkého třesku začal vesmír jako „praatom “ ve vysoce koncentrovaném stavu. Praatom vybuchl a tím se z něj vyvinul dnešní systém galaxií. Donedávno se mělo zato, že otáz­ ka je vyřešena ve prospěch teorie velkého třesku, a to pomocí počítání zdrojů na Mullardově radioastronom ické observatoři v Cambridgi. Zde se skutečně zjistilo, že rádiové zdroje se častěji vyskytují ve vzdále­ nostech, jež odpovídají dávné minulosti vesmíru. Nové součty rádiových zdrojů, získané skupinou pracovníků u 68m radioteleskopu v Parkesu, však znovu rozvířily otázku interpretace brit­ ských výsledků. Australané totiž nenašli žádnou známku toho, že by vzdálených zdrojů bylo více, než připouští teorie stacionárního vesmíru. Mezi oběma přehlídkami je však podstatný rozdíl v použitých frekven­ cích. V Cambridgi bylo použito podstatně nižších frekvencí, 178 a 408

MHz, zatím co v Parkesu 2700 MHz. Příčinou sporu může být tudíž vzhled spektra rádiových zdrojů. Cambridgeští astronomové soudí, že austral­ ský m ateriál je málo početný na to, aby jeho výsledek byl statisticky průkazný. V každém případě se tím oslabuje námitka proti teorii sta­ cionárního vesmíru, jež se opírala o součty rádiových zdrojů. Problém lze dořešit pouze podstatně rozsáhlejšími přehlídkami zdrojů na vyso­ kých frekvencích a zlepšením našich znalostí o spektrech rádiových zdrojů. Celá záležitost se ke všemu ještě zam otala poslední cam bridges­ kou přehlídkou na 408 MHz, jež poukázala na zlom ve spektru řady velmi slabých zdrojů. Podle autorů z Cambridge to značí, že v rané etapě vývoje prodělaly zdroje změnu, jež má něco společného s tvoře­ ním galaxií. Objev, jenž lze považovat za nejnovější útok na teorii stacionárního vesmíru, učinili v Bellových telefonních laboratořích během pokusů, je­ jichž původním cílem bylo potlačit šum pozadí v trychtýřovitých anté­ nách, užívaných pro styk s družicí Telstar. Jde o mikrovlnné záření pozadí, jež odpovídá záření černého tělesa o teplotě 3°K . Je pravdě­ podobné, že mikrovlnné záření vyplňuje celý prostor, a to má pro kosmo­ logii závažné důsledky, neboť existence takového záření byla předví­ dána jako pozůstatek událostí z počátku explodujícího vesmíru. Tvrdí se, že původní vysoká hustota záření ve vesmíru se měla postupně „de­ gradovat" až na dnešní mikrovlnné záření, jež bylo právě objeveno. S tímto vysvětlením není však vše v pořádku. Neboť jestliže všechno hélium ve vesmíru bylo vytvořeno přeměnou z vodíku poměrně ne­ dávno, pak průvodním jevem přeměny by mělo být záření o hustotě 6 X 10~13 erg c n r 3, což odpovídá teplotě 3°K . Souhlas mezi vypočteným údajem a měřením mikrovlnného záření, jež má hustotu 4X1CT13 g cm-3, je přinejmenším zarážející. Podle teorie velkého třesku hustota záření pozadí klesá, když se vesmír rozpíná, takže nynější souhlas s hustotou energie uvolněné při přeměně vodíku v hélium by byl pouze náhodný a platil by jen pro současnou epochu. Zastánci teorie velkého třesku mohou ovšem namítnout, že odhady obsahu hélia ve vesmíru jsou ne­ jisté až o dva řády, takže stejnou nejistotou je zatížen i odhad hustoty energie z přeměny prvků. Kosmologové však mají velké potíže, jak vysvětlit existenci mikro­ vlnného záření v rám ci teorie stacionárního vesmíru. Známé rádiové zdroje nevypadají na to, že by dostatečně zářily v mikrovlnném oboru, aby se tak dalo vysvětlit záření pozadí. Avšak nové důkazy, že spektra některých rádiových zdrojů mají vzestupný charak ter u vysokých frek­ vencí, dávají jakousi naději teorii stacionárního vesmíru. Tak například byly v pásmu centim etrových vln zachyceny signály dvou na první po­ hled zcela normálních galaxií, jež v metrovém pásmu vysílají tak slabě, že se zde nedají sledovat. Gold a Pacini z New Yorku studovali, jaké vlastnosti musíme požadovat od rádiových zdrojů, abychom jimi vy­ světlili mikrovlnné záření pozadí. Uvažovali, že by záření pozadí mohly způsobovat zdroje, jež jednotlivě nejsme schopni zaznamenat. K ově­ ření takové možnosti je třeba měřit spektrum záření pozadí na nižších frekvencích; naneštěstí to je složitý úkol, poněvadž zde ruší záření z naší Galaxie. Jinou možností je studovat homogenitu záření, a odtud pak odvodit, jaká prostorová hustota zdrojů a jejich střední výkon by

byly potřebné k vysvětlení záření pozadí. Je pak otázkou, zda takové zdroje mohou existovat a přitom být individuálně nezjistitelné. Hoyle a W ickramasinghe z Cambridge společně s Reddishem z Edinburghu si všimli nápadné koincidence mezi hustotou záření pozadí a hustotou energie při přeměně vodíku v hélium a dovozují, že shoda je dána způsobem, jimž rozsáhlé oblasti prachu v galaxiích řídí vývoj vesmíru podobně jako je rychlost reakcí v jaderném reaktoru řízena kadmiovými tyčem i. Soudí se, že většina mezihvězdného prachu je tvo­ řena grafitovými vločkami s pláštěm z pevného vodíku. Prof. Hoyle a ostatní proto studovali možnost kondenzace vodíku na mezihvězdných zrníčkách prachu, za předpokladu rovnováhy mezi plynným a pevným vodíkem při teplotách, jež pravděpodobně panují v mezihvězdném pros­ toru. Je-li hustota vodíkového plynu, odpovídající tvoření galaxií a tvor­ bě hvězd uvnitř galaxií, v rovnováze s hustotou pevného vodíku, pak odpovídající teplota je pozoruhodně blízká potřebným 3° K. Hoyle a ostat­ ní proto tvrdí, že koincidence hustoty energie znamená, že tvorba g a ­ laxií i hvězd probíhá právě tehdy, když se vodík kondenzuje na zrnkách prachu ve své pevné fázi, a nikoliv když se vodík vyskytuje v plynném skupenství. To by znamenalo, že tvoření galaxií a hvězd pokračuje potud, pokud přeměna vodíku na hélium nezvýší teplotu pozadí natolik, že se vodík v pevné fázi vypaří (~3° K ). Tak se vytváří zpětná vazba, jež udržuje teplotu pozadí na úrovni, odpovídající kondenzaci vodíku na zrnkách prachu. Je-li v procesu nějaké zdržení, může se to projevit v záblescích mimořádné aktivity vesmíru, jež se střídají s klidnými fá ­ zemi. Zpoždění může například způsobit, že tvoření galaxií a hvězd za­ číná teprve tehdy, když teplota klesla hluboko pod práh, při němž vodík kondenzuje na prachových zrníčkách. To značí, že dojde k pře­ kotnému tvoření galaxií i hvězd a energie přeměny vodíku na hélium vyžene teplotu vysoko nad mez vypařování vodíku ze zrníček. Teprve pak se aktivní fáze zastaví, a to až do doby, kdy další rozpínání vesmíru a omezení energetického výkonu hvězd povede k opětnému poklesu teploty pod kritickou hodnotu. Můžeme se ptát, proč se hvězdy a galaxie tvoří jen tehdy, je-li pevný vodík kondenzován na prachových zrnkách, a nikoliv tehdy, je-li v plyn­ ném stavu. Pravděpodobná odpověď zní, že mezigalaktické m agnetické pole může být příliš intenzivní, než aby dovolilo galaxiím vznikat z vo­ díkového plynu. Je-li vodík usazen na zrníčkách, může snadněji vy­ klouznout z m agnetických tenat. Způsob, jímž kondenzace vodíku na grafitových zrnkách může řídit běh vesmírného vývoje, se ostatně dá uplatnit v obou zmíněných kosmo­ logických hypotézách. Prof. Hoyle, jenž dlouhá léta houževnatě podpo­ ruje teorii stacionárního vesmíru, tvrdí, že jedním z přitažlivých rysů této domněnky je dostatek času pro delikátní zpětnovazební procesy, jež mají značné následky. Naproti tomu v případě teorie velkého třesku není času nazbyt: podle ní je stáří vesmíru nějakých dvacet miliard let — tedy téhož řádu jako stáří galaxií. (V ybráno a přeloženo z redakčního článku v časopise Nature 219, 81 2 ; 1968.]

Pavel

Příhoda:

R AD A R O V É MAPY K RÁ T E R U TYCHO Když jsem je poprvé uviděl, přiznám se, že jsem nebyl příliš pře­ kvapen. Člověka spíše překvapí lidská činnost, která zřejm ě není vý­ sledkem velkého uvažování. Vzpomněl jsem si také na pionýrské doby radarové astronomie, která poprvé dosáhla radarem Měsíc — bylo to 10. ledna 1946. Teď už tedy radarová astronomie docílila rozlišovací schopnosti střed­ ního dalekohledu, ale metoda, jakou se to dělá, je poměrně složitá. Navrhl ji poprvé Green roku 1960, je označována anglickým termínem „delay — Doppler mapping" a používá analýzy radarových odrazů. Její podstata spočívá v tom, že pro každý bod budoucí mapy získáváme tři hodnoty: (1 ) Zpoždění signálu, tedy dobu uplynulou od vyslání signálu k při­ jetí jeho odrazu od měsíčního povrchu. Toto zpoždění — zhruba 2,6 vte-

- O .I O

- 0 .2 0

LONGiTUOE O br. 1. R a d a r o v á m a p a o k o l í k r á te r u T y c h o . P o u iitá v ln o v á r o z liš o v a c í s c h o p n o s t a s i 2 k m .

d é l k a 3,8 c m ,

řiny — není stejné pro všechny body povrchu, protože vzhledem k za­ křivení Měsíce jsou sledované body různě vzdálené. (2 ) Dopplerův posuv, který se projeví jako změna frekvence přijatého odrazu oproti vyslanému signálu a vzniká vzdalováním nebo přibližo­ váním radaru vůči sledovanému bodu měsíčního povrchu. Různá radiální rychlost obou míst a její časová změna je výsledkem rotace Země a po­ hybu Měsíce při libraci a po výstředné dráze. Z uvedených dvou hodnot se určí poloha bodu mapy, který je dále charakterizován hodnotou třetí: (3) intenzitou radarového odrazu. Ta závisí na charakteru měsíčního povrchu — především na množství drobných nerovností a dále na te­ pelné vodivosti měsíčního povrchu. Musíme však také počítat s úhlem dopadu signálu vzhledem ke sledované plošce budoucí mapy a také s tím, bylo-li použito polarizovaného signálu (a jak polarizovaného), a jak polarizovaný přijímáme odraz. I na oněch posledně jmenovaných okolnostech závisí intenzita přijatého odrazu. Získané mapy zobrazují tudíž rozmístění intenzity radarových odrazů na měsíčním povrchu. Použité antény mají šířku svazku 7' při vlnové délce 69,8 cm a 3' při vlnové délce 3,8 cm. To je sice jen m alá část

0.70

-

LU a O ' K I— <

-

0.65

- 0 .1 0

4

- 0 .1 5

LOfJGiTUDE Obr. 2. R a d a r o v á m a p a b liž š íh o o k o l í k r á te r u T y ch o . V ln o v á d é l k a 3,8 c m ; js o u r o illS e n y d e t a ily v e lik o s t i 1 k m .

LONGmjoe Obr. 3. F o t o g r a fie o k o lí k r á te r u T y c h o z K u ip e r o v a O r t o g r a fic k é h o a tla su M ěsíc e.

úhlu, pod jakým vidíme měsíční kotouč, ale k rozlišovací schopnosti 10 km pro vlnovou délku 69,8 cm a 1 km pro vlnovou délku 3,8 cm, kterých bylo skutečně dosaženo, by to nestačilo. Proto se používá výše zmíněné metody. Prvý pozitivní výsledek touto technikou získali Pettengill a Henry roku 1962, kdy také zjistili zvlášť silný radarový odraz především od oblasti kráteru Tycho. Thompson a Dyce dosáhli roku 1966 rozlišovací schopnosti kolem 25 km. Vyvrcholením těchto prací jsou mapy, které přetiskujeme na obr. 1—3, a které byly uveřejněny v květnu 1968. Je­ jich autory jsou Pettengill a Thompson. Mapa získaná s použitím vlnové délky 69,8 cm byla pořízena v Arecibo na Portoriku anténou s výkonem pulzu 1000 kW [střední výkon 400 W ). Bylo použito kruhově polarizo­ vaných pulzů o trvání 40 mikrosekund. Interval mezi pulzy byl 100 milisekund. Zařízení bylo schopno rozlišit signály, různící se o 0,034 Hz (zatím co použitá frekvence byla 430 MHz) a signály časově posunuté o 46 mikrosekund. Materiál byl pořízen 17. IV. 1967 při 39minutové „relaci". Druhé dvě mapy s použitím vlnové délky 3,8 cm byly získány v Hay-

stacku ve státě M assachusetts (viz obr. 1 a 2 ). Anténa měla maximální výkon 200 kW, střední 51 (respektive 13] W. Signály byly kruhově po­ larizovány, doba trvání pulzů 10 (resp. 5) mikrosekund, interval mezi pulzy 39 (resp. 78) milisekund. Rozlišovací schopnost ve spektru byla 0,18 (resp. 0,08) Hz. Zařízení bylo schopné rozlišit dva signály, při­ cházející s časovým rozdílem 6 (resp. 3) mikrosekundy. Mapy byly po­ řízeny 21. III. 1967 během „relace", trvající 15 (resp. 30) minut. Při přenášení výsledků a tvorbě vlastní mapy bylo nutné převést údaje z poloh určených za pomoci Greenem navržené metody na běžné selenografické souřadnice, jež byly přejaty z Kuiperova Ortografického atlasu Měsíce. Různé místní odchylky ve sklonu svahů způsobují značné va­ riace odrazu, a proto se „vyhlazují", také s pomocí počítače a za po­ užiti vztahů, které uvádějí stupeň rozptylu signálu jako funkci úhlu dopadu signálu. Funkce se liší podle vlnové délky a druhu polarizace signálu. Nakonec se z jednotlivých bodů sestavuje vlastní mapa. Temnější ploš­ ky znamenají malou intenzitu odraženého signálu a naopak. Na m a­ pách jsou zřetelně temnější odvrácené svahy kráterů — totiž jižní — takže krajina působí dojmem velmi neobvyklého osvětlení od severu, zatím co u Měsíce jsme zvyklí na osvětlení západní či východní. Dále se na mapě projevuje rozdílná místní odrazivost radarových signálů, která závisí, jak bylo už řečeno, na přítomnosti drobných nerovnosti měsíčního povrchu a specifické hustotě materiálu. Výsledný vzhled mapy je kombinací obou jevů. Fotografie měsíční družice Lunar Orbiter V, pořízené v srpnu 1967, skutečně potvrdily velmi neobvyklý vzhled kráteru Tycho a zvláště drob­ ných detailů jeho povrchu, které vykazuji daleko větší množství nerov­ ností než jiné měsíční oblasti (viz obr. na 1. str. přílohy).

Mar i án

Dnjnič:

ZAUJÍMAVÁ D V O J H V I E Z D A Pre astrofyziku sú najcennejšie také dvojhviezdy, ktoré sů zároveň vizuálně aj spektroskopické. Velkou výhodou týchto dvojhviezd je to, že verká poloos sa dá mikrometricky zmerať, a keďže oběžná doba je relatlvne krátká, prejaví sa podvojnost hviezdy aj posunom spektrálných čiar na základe Dopplerovho principu tak, že behom jednej polovice oběhu sa posúvajú k fialovému a behom druhej k červenému konců spektra. Z nam eraného posunu sa dá vypočítat radiálna rýchlosť, a pretože poznáme uhol, pod ktorým sa javl verká poloos, možeme vypočítat velmi presne paralaxu hviezdy, ktorá je ovela presnejšia než p aralaxa z trigonom etrických meraní. Jednou ze spektroskopických a súčasne aj vizuálnych dvojhviezd je dvojica v sůhvezdí Hadonoša, určená súradnicami (pre epochu 1950,0) « - 17h27,8m a 5 = —01°01' a označená v Henry Draper Catalogue pod čislom 158 614. Objavil ju pri system atickom hladaní dvojhviezd W. Struve už v paťdesiatych ro-

koch minulého storočia a označil ju vo svojom katalogu 2 2173. Pozostáva z dvoch trpasličích hviezd slnečného typu o zdánlivých vizuálnych velkostiach 6,04m a 6,14m, takže celková vizuálna velkost sústavy je 5,34m. Dráhové elementy tejto sústavy sú velmi dobře známe, pod dohřadom astronómov vykonala už vyše dva a pol oběhu. V roku 1 9 j5 nastal případ, že rozdiel radiálnych rýchlostí oboch zložiek dosiahol maximum. V júni uvedeného roku získal West na Kitt Peaku 210cm reflektorom dva spektrogram y s vysokou disperziou 8,9 A/mm. Z po­ sunu čiar zistil rozdiel radiálnych rýchlostí na 12,47 kilometrov za sekundu. Pretože velká poloos (1 ,0 8 "), sklon (9 9 °), a excen tricita (0,18°) sú přesné hodnoty, vypočítal W est aj vzdialenosť tejto dvojhviezdy s vel­ kou presnosťou. Podlá neho je daleko 5 3 ,7 * 0 ,6 svetelného roku. Tejto vzdialenosti odpovedá paralaxa 0,0607"± 0,0007"! Dnes poznáme len málo hviezd, ktorých paralaxa by bola presnejšia. Trigonom etrická paralaxa udává pre túto dvojhviezdu vzdialenosť 60,4 svetelných rokov. Dvojhviezda £ 2173 dá sa rozložit pri priaznivých okolnostiach už v přístroji o otvore 11 cm. Počiatkom roku 1969 má slabšia zložka pozičný uhol 94°, v roku 1976 už len 37°. Teraz dvojhviazda nie je velmi nápadná. Z priestorovej rýchlostí vyplývá, že o 200 000 rokov bude táto dvojhviezda jednou z najbližších susediek Slnka. Vtedy má byť daleko len 10 svetelných rokov, jej spoločná vizuálna velkost sa má zvačšiť na l ,8 m. Rovnako má stúpnuť jej vlastný pohyb z 0,2" na 5". Jej velká poloos sa má javiť pod uhlom 5,6". Bude snád pře našich potomkov nejzaujímavejšou dvojhviezdou.

Zprávy PETŘÍNSKÁ

HVĚZDÁRNA

OPĚT

Š T E FÁNIKOVA

Dne 21. listopadu t. r. n av štív ili hvězdárnu n a P etříně p rim átor hlavního m ěsta Prahy Ludvík Černý a prim átor hlavního m ěsta B ratislavy Ing. arch . M ilan Hladký, který slav nostně od halil desku s nápisem „Stefán ik ova hvězdárna h l. m. Prahy“. K tomuto názvu se hvězdárna v Praze na P etřín ě v rací po roz­ hodnutí pléna národního výboru hlavního m ěsta Prahy. DOC.

DR.

JOSEF

ŠIROKÝ

Z E MŘE L

Dne 10. září t. r. zem řel RNDr. Jo sef Široký, docent přírodovědecké faku lty U niversity P alackéh o v Olom ouci. Narodil se 19. listopadu 1893; po stud iích na u n iversitě vídeňské se sta l středoškolským profesorem m atem atiky a fyziky n a střed n ích šk o lách na Moravě a vzhledem ke svým v yn ik ajícím schopnostem pedagogickým sta l se i zemským školním inspektorem . Po ro ce 1945 o b rátil svoji pozornost k teo retický m p racím z astronom ie. Zjednodušil W ilkensovu metodu u rčení dráhy p lan et a kom et. V jin ý ch p ra cích pojed nal o přesn o sti určování elem entů p lan etárn ích drah a v o b sá h le jší publikaci o systém u planetoid. V šechny tyto p ráce vyšly v P u blik acích A stronom ického ústavu M asary­ kovy university v Brně, s kterým žto ústavem zem řelý spolu pracoval. S docen­ tem Širokým odchází osobnost z doby počátků prvé republiky, k te rá se do­ sta la k astro nom ii ne v lastn í vinou teprve v pozdním věku, což tře b a litovat vzhledem k erudici, vědeckém u zan ícen í a příkladné pracov itosti zvěčnělého. J. M. M ohr

D eta il d n a k r á te r u T y c h o , p o ř íz e n ý z d ru ž ic e L u n ar O rbiter V, z a c h y c u je s r o z ­ l iš o v a c í s c h o p n o s tí a s i 20 m etrů v e l k é m n o ž stv í d r o b n ý c h n e r o v n o s tí, je ž jso u p říč in o u s iln é o d r a z iv o s ti p r o r a d a r o v é p a p r s k y . /K č lá n k u n a str. 228.)

#

K o m e ta H on d a 1968c, n a h o ř e 30. V il. 1968, d o le 1. V lil. 1968. R e fle k t o r 100/395 cm h v ěz d á rn y n a K leti, fo t o A. M rk os.

P rů b ěh z a tm ě n í S lu n c e 22. IX. 1968 m e z i 10h36m a 12*29,5m / e x p o z ic e a s i p o 5 m in ./. F o to H. H u yer.

Co nového v astronomii X II.

CELOSTÁTNÍ

METEORICKÁ

M eteorická expedice Ondřejov 1968 navazovala svým odborným p rog ra­ mem na výsledky obdobné ak ce, p ořá­ dané v Ondřejově v r. 1962. Šlo tedy opět o sim ultánní radarová a op tick á (vizuální i telesk o p ick á) pozorování m eteorů, avšak s některým i zm ěnam i v m etodice pozorování, jež vyplynuly z předchozí praxe. E xpedice, kterou sp o lečn ě připravil A stronom ický ústav ČSAV, Čs. astronom ick á sp olečn o st při ČSAV a lidové hvězdárny v Brně a v Opici, byla plánována na období od 16. do 31. srpna 1968. Zúčastnilo se jí 37 vybraných pozorovatelů z c e lé r e ­ publiky. Radarová pozorování vedl ko­ lektiv pracovníků oddělení m eziplane­ tárn í hm oty A stronom ického ústavu, řízený ing. Z. Plavcovou, CSc. Anténa m eteorického rad aru (A = 8 m, šp ič­ kový výkon 25 kW, délka impulzů 10 Hs) m ířila během noci s tá le na sever do výšky 45° nad obzorem . V izuální pozorování konaly tři skupiny pozo­ rovatelů, přičem ž první šestičle n n á skupina sledovala rovnom ěrně celo u oblohu, druhá čty řčlen n á o k o lí pólu ve vym ezeném kruhu o prům ěru 60°, a d alší rovněž čty řčlen n á olcolí pólu o prům ěru 30°. je lik o ž z před chozích zkušeností vyplynulo, že slab é te le sk o ­ pické m eteory mohou být pravděpo­ dobně zachyceny jen v n e jtě sn ě jším okolí osy anténn ího diagram u radaru, byla telesko p ická pozorování dvou čtyřčlen n ých skupin sou střed ěna na sev er do výšek 45° a 50°. Jelik ož se ukázalo, že pro výběr sp olečných te le ­ skopických a rad arových m eteorů n e ­ s ta č í sam otné kritérium stejn éh o času přeletu, byla ten to k rát zřízena též dru­ há stan ice na observatoři G eofyzikál­ ního ústavu ČSAV v P růh on icích u P ra­ hy, vzdálená od O ndřejova 19 km. Pod vedením prof. M. Š u lce z Brna zde pozorovaly dvě čty řčle n n é skupiny, vybavené shodným i binokuláry 1 0 X 8 0 s polem 7,3°. Pozorování a zak reslo ­ vání z obou stan ic um ožnilo stanovit též výšku telesko p ických m eteorů , a

EXPEDICE

tím přid at d alší potřebné kritérium pro výběr společných m eteorů. V On­ d řejově byl čas p řeletu op tick ých me­ teorů zaznam enáván jed nak zapisova­ telem a jed nak na časovém film u, je ­ hož posuv byl synchronizován s fil­ mem, re g istru jícím rad arové ozvěny. N eočekávaný vstup cizích vojsk na n a­ še území znem ožnil norm ální průběh expedice. Dne 21. srpna m usel být pře­ ru šen provoz m eteorického radaru a bezpečnost pozorovatelů i zásobovací obtíže si d ále vynutily zrušit sta n ici v P růh on icích. Expedice m usela být před časně ukončena a hlavním zájm em je jíh o vedení bylo postarat se o ú čast­ níky do ch víle, než se m ohli bez v ětší­ ho rizika v rátit do svých domovů. Ze čty ř prvních n o cí expedice byly tři vhodné pro pozorování. Na stan ici v O ndřejově během 10,3 hod. čistého času byly získány údaje o 354 vizuál­ n ích a 278 telesko p ických m eteorech. V P růh on icích bylo zakresleno 160 te ­ lesk op ický ch m eteorů. Celkem bylo opticky zaznam enáno 792 m eteorů ; ra ­ darové úd aje budou k dispozici poz­ d ěji. V ěřím e, že tento m ateriál bude­ m e m oci přiřad it k výsledkům p říští XIII. expedice, kterou chcem e se s te j­ ným zam ěřením uspořádat v srpnu 1969. V závěru bychom ch tě li podě­ kovat řed ite li lidové hvězdárny v Opi­ c i V. M lejnkovi za vedení tábora v Ondřejově, J. Klim ešovi z Opice za te ch n ick é práce, tajem n íku ČAS J. Bělovském u za trad ičn ě hladké o rg an i­ zační zajiště n í c e lé ak ce , pracovníkům h osp od ářsk o-techníck éh o úseku ond ře­ jov sk é ob servato ře za všestrannou, po­ moc a v neposlední řad ě členům ra ­ darové skupiny oddělení m eziplanetár­ n í hmoty, zejm én a též J. Havelkové. V šichn i ú ča stn íci expedice si však za­ slouží plné uznání n ejen za pečlivé p lnění pozorovacího programu, a le i za uvědom ělý postoj a ukázněné chování v k ritick ý ch srpnových dnech. Jiř í G ry g ar a L u b o š K o h o u te k

O objevu kom et B ally-C layton 1968d a Honda 1968e jsm e p řin esli zprávu v m inulém č ísle (ŘH 11/1968, str. 219). B rian G. M arsden ze Sm ithsonianovy astro fy zik áln í observatoře (Cam bridge, USA) vypočetl elem enty drah obou ko1968d: T io Q i q

= 1968 V III. 20,9161 EČ = 2 6 ,9 1 9 2 °] = 318,6949° = 93,1678° J la3U,U = 1,771554 DVA

N O V É

H. D. C raft, R. V. E. Lovelace a J. M. Sutton (C ornell-Syd ney U niversity Astronomy C enter, Arecibo Ionospheric O bservátory) oznám ili koncem zá­ ří t. r., že ob jevili na Io n o sférick é ob­ servato ři v A recibo nový p u lzu jící r á ­ diový zdroj. Poloha pulzaru, který byl označen AP 0 8 2 3 + 2 6 , je (1 9 5 0 ,0 ): a = 8 h23m52s ± 2 0 s S = + 2 6 ° 4 8 '± 5 '; D A L Š Í

n o v a

Dr. Luboš Kohoutek z A stronom ic­ kého ústavu ČSAV ob jev il za svého po­ bytu na hvězdárně v Ham burku-Bergedorfu p atrn ě d alší novou hvězdu v sou­ hvězdí L ištičky . Hvězda m ěla 14. říjn a t. r. fo to g rafick o u jasn o st 13m a v je ­ jím spektru byla pozorována velm i s il­ ná em isní čára Balm erovy série vodí­ ku H -alfa. Souřad nice hvězdy jsou (1950,0): PLANETKA Dr. J. Sch u bart (A stronom isches Rechen -In stitu t, H eidelberg, NSR) p očí­ tal nové přesné elem enty dráhy p la­ netk y Amor. K výpotču užil poloh z p ěti oběhů asteroidy z le t 1932 až 1964. S ohledem na poruchy všech v el­ kých planet d ostal pro epochu 1964 V I. 14,0 EČ tyto elem enty: M0 = co = £2 = i = e = a =

27,017440° 25,888871° } 171,085531° } 1950,0 11,913043° j 0,43604532 1,92061320 a . /.

m et, k te ré otisku jem e. Dráha kom ety 1968d byla p o čítán a ze 17 poloh, zís­ kan ých v době od 25. srpna do 16. zá­ ří t. r., dráha kom ety 1968e ze 7 po­ zic, získan ý ch od 31. srpna do 18. září. 1968e: T = 1968 XI. 3,832 EČ co = 2 8 2 ,784°) Q = 252,574° i = 127,894° J MDU,U q = 1,09918 P U L Z A R Y perioda je 0,53062 ± 0 ,0 0 0 0 5 vteřiny. Objev dalšího pulzaru oznám il J. G. Davies (N uffield Rádio Astronom y Labo­ rato ries, jo d re ll B a n k ). Byl označen JP 1933 + 16, má periodu 0,358764 ± ± 0 ,0 0 0 0 0 2 vteřiny a jeh o poloha je (1 950,0): a = 19h33m10s ± 20s S = + 1 6 ° 0 6 '± 7 '. J. B. V U L P E C U L A E ? a = 19h43m34,18s S = + 28°28'07,6’ Podle D. V. Thom ase z hvězdárny v H erstm onceaux byla na d esce, expo­ nované 22. říjn a t. r. 66cm re frak to ­ rem , n alezen a na uvedeném m ístě hvězda asi 14“ , která nen í v Palom arském atlasu . Astronom ové z A siaga potvrdili objev, maximum ja sn o sti n a­ stalo p atrn ě 16.— 17. červen ce ; 20. V II. m ěla nova ja sn o st ( f o t ) 9m. 1221

AMOR

Z uvedených elem entů v y ch ázejí ta ­ to n e jv ě tší p řiblížení plan etky Amor k Zemi (v astro n o m ick ých jed not­ k á c h ): 14. III. 1908 0,184 a. j. 18. III. 1916 0,135 20. III. 1924 0,116 22. III. 1932 0,108 23. III. 1940 0,105 22. III. 1948 0,110 21. III. 1956 0,115 19. III. 1964 0,128 14. III. 1972 0,195 10. III. 1980 0,280 (1AUC 2085)

Podle zprávy dr. M. S ch flrera z A stronom ického ústavu university v Bernu objev il 17. ř íjn a t. r. Paul Wild novou kom etu. V době objevu byla v souhvězdí P ersea (ned aleko OBHAJOBA

A lgolu ), denní pohyb v rek tascen zi byl — 2,65m a v d ek lin aci — 17'. Kom eta se je v ila jak o difuzní o b je k t 15. hvězdné v elikosti, jád ro ani ohon nebyly pozo­ rovány.

DOKTORSKÉ

Doc. dr. M iroslav Plavec o bh ajo v al na zasedání kom ise pro ob hajoby dok­ torských d isertací z astronom ie dne 3. září 1968 v Ondřejově d isertačn í p ráci na tém a „Vývoj těsn ých dvoj­ hvězd ". Předloženou d isertaci tvoří soubor d ev atenácti prací, publikova­ ných v intervalu d vanácti let, během nichž byla zřejm ě otevřena nová e ta ­ pa výzkumu těsných dvojhvězd, na čem ž se au to r význam ně podílel. Doc. Plavec n ejp rve pojednává o povaze a sta b ilitě těsných dvojhvězd. U kazuje, ja k ý vliv na tvar složek dvojhvězdy m ají od chylky od synchronism u a do­ vozuje nu tnost d vojp aram etrick é k la ­ sifik a c e těsn ých dvojhvězd. Posuzuje význam dnes již k lasick éh o Rocheova modelu a zjišťu je, že velm i typ ické jsou polodotykové soustavy, v nichž sekun dárn í složka vyplňuje Rocheovu mez. Poté pojednává o k o lísán í period těsn ých dvojhvězd, jež má dvojí p ří­ činu. Bud jd e o stá če n í přím ky apsid, anebo o výměnu hm oty mezi složkam i, či o únik hmoty ze soustavy. V posled­ ním případě pozorujem e spíše cy k lic ­ ké, m álo pravidelné v ariace v d élce periody. Velkou pozornost věnoval autor existen ci plynných proudů v sou­ stavách těsných dvojhvězd, a to z teo­ retick éh o i experim en táln ího hlediska. Metodami n ebeské m echaniky v yšetřo­ val pohyby plynných částic v gravi­ tačním poli dvojhvězdy a z jistil, že plynné prsteny lze vysvětlit e je k ce m i plynu ze sekun dárn í složky. S e stro jil modely plynných prstenů pro sou sta­ vy RW Tauri a zejm éna S Equulei, jež dobře odpovídají pozorováním , a vy­ sv ětlu jí anom álie v křiv ce rad iáln ích ry ch lo stí. K onečně v závěrečn é kapi­ tole, nazvané „Vývoj dvojhvězd", je ž je bezesporu vyvrcholením m nohaletého úsilí, hledá autor ře še n í znám ého vý­

DISERTACE

vojového paradoxu pro těsn é dvoj­ hvězdy v d rastick é výměně hmoty me­ zi složkam i. Původně hm otn ější slož­ ka se začne dříve rozpínat a dosáhne Rocheovy meze bud ve fázi I (pom alé rozpínání hvězdy při existen ci konvektivního jád ra s přem ěnou vodíku na héliu m ), nebo ve fázi II (ry ch lá expanze v době, kdy hoří vodík ve slu pce při izoterm ním héliovém jád ­ ř e ) . O bsáhlé výpočty vývojových po­ sloupností modelů dvojhvězd, provede­ né ondřejovskou skupinou, ukazují na pom ěrně rychlou výměnu hmoty v ob­ dobí řádu statisíc let, při níž si slož­ ky vymění až 80 °/o hm oty původně těž­ ší hvězdy. Autor zjišťu je, že výměna hm oty ve fázi I nastává u systém ů s krátkou periodou řádu nanejvýš dní, zatím co m ezní perioda pro výměnu hm oty ve fázi II je něk olik set dní. Polodotykové soustavy typu Algol vznikly tudíž v důsledku výměny hm o­ ty ve fázi I. Pouze tehdy, když subgigan ti v soustavě ned osahují Rocheo­ vy meze, lze m ít za to, že takové sy­ stém y jsou velm i m ladé a probíhá zde dosud g rav itačn í k o n trakce. Autor do­ spívá k závěru, že vzácně můžeme po­ zorovat i systém y, kde právě probíhá ry ch lá výměna hm oty: jde především o znám ou jS Lyrae a dále o zákryto­ vou dvojhvězdu 1^367 Cygni. Jinak ovšem pravděpodobnost objevu zákry­ tové dvojhvězdy je zdaleka nejv ětší tehdy, když ry ch lá výměna skončila a v soustavě se vym ěňuje hm ota po­ m alu, ry ch lo stí 10-7— 10-* hmot Slu n ­ ce za rok. Tím, ja k se zdá, je vývojo­ vý paradox pro polodotykové sousta­ vy v zásadě vyřešen. Na základě ob­ h ajob y byla doc. Plavcovi navržena hodnost d oktora fyzikálně-m atem atick ý ch věd. g

Z A J Í M A V O S T I A ME R IC KÉ

ZE

S C HŮ ZE

A S T R O N O M I C K É

V dubnu 1968 se ko n ala pravidelná 126. schůze A m erické astronom ické sp olečnosti, a to v C h arlottesville ve V irginii. Ze stovky přednesených re fe ­ rátů lze vybrat je n hrstku. Pro nás je jis tě význam né, že am eričtí astronom o­ vé L iller a Shao z Harvardu potvrdili objev dr. L. Kohoutka z r. 1964 a 1967 o prom ěnnosti jad er p lan etárn ích m lhovin a o podvojnosti c en trá ln í hvězdy m lhoviny NGC 1514. Kohoutek objevil v r. 1964 prom ěnnost m lhoviny 1— 2, kterou sám id entifikoval jak o p la­ netárn í. Prohlídkou sním ků ze s k le ­ něného archivu Harvardovy observato­ ře byla prom ěnnost potvrzena za ob­ dobí m noha desítek let. Jd e o ja k á si krátkodobá vzplanutí — mimo ně má c en trá ln í hvězda ko n stan tn í jasn o st. L iller a M orrisonová pak ukázali, že je správné Kohoutkovo tvrzení o tom, že c en trá ln í hvězda v NGC 1514 musí být dvojhvězdou. Ja s n ě jší složka je tř í­ dy AO V a nemůže zřejm ě excito v at m lhovinu k záření. J e jí průvodce je o 0,85“ slabší, avšak značně te p le j­ ší (60 000° K ); tato hvězda je odpo­ vědná za svícen í m lhoviny. A bsolutní v eliko st složek čin í + 0 ,4 !° pro hvězdu A a + l , 3 m pro hvězdu O. Hmota m lho­ viny čin í je n 0,02 hmoty Slu n ce, o řád m éně, než se v průměru pro p lan e tár­ ní m lhoviny dosud předpokládalo. V zdálenost objektu je asi 250 parseků. Na základě těch to sku tečn o stí přip ra­ vuje nyní H arvardova hvězdárna roz­ sáhlý fo to ele k trick ý program m ěření ja sn o stí cen tráln ích hvězd do 16m. Do­ sud jen 32 c e n trá ln ích hvězd je fotom etricky zm ěřeno, ač p lan etárn ích mlhovin znám e přes 1000. Dr. A. B atten z V icto rie (K anad a) zkoum al u rčení hm ot sp ektrosko p ic­ kých dvojhvězd, vybraných z v lastn í­ ho 6. katalogu spektroskop ick ých dvoj­ hvězd, jen ž nedávno dokončil. Podle toho je n ejtěžším systém em soustava V 382 Cygni o hm otách 37,4 a 32,8 hm ot Slu nce, tvořená párem žhavých hvězd sp ek tráln í třídy O 6,5 a O 7,5. B atten tvrdí, že v žádném případě n e ­ byly nalezeny hmoty, b lížící se horní

SPOLEČNOSTI

te o re tick é mezi 65 hm ot S lu n ce pro stab iln í hvězdu. Dříve udávané vyso­ ké hm oty např. pro soustavu VV Cephei musí být p atrn ě pod statně sn í­ ženy. M. Schm idt s T. Olsenem refero v ali o quasaru 4C 25.5, jenž má rudý posuv z = 2,358, a přitom je 17,5m. Ve spek­ tru je pozorována řada absorpčn ích čar, je ž jsou vesm ěs posunuty k červ e­ ném u kon ci vůči odpovídajícím em i­ sím. A bsorpční z = 2,3683 je dosud vůbec n ejv ětším zm ěřeným rudým po­ suvem. Podle autorů to značí, že ab­ so rb u jící m ateriál se pohybuje sm ěrem k em itu jícím u zdroji, takže to je patrně první případ, kdy pozorujem e im plo­ zi nebo dokonce p o čátek kolapsu. V této sou vislosti je třeba poznam enat, že M atthewsův objev zjasn ě n í v quasa­ ru 3C-287, je ž by znam enalo, že tento o b jek t je na h ran icích naší Galaxie, se p atrn ě nepotvrdí. K ristien a P each z Caltechu prohléd li 16 desek, získ a­ ných stejn ým p řístro jem v le te ch 1950 až 1968, a n e n a šli žádné změny vzhle­ du. M atthew s byl p atrn ě uveden v omyl tím , že srovnával desky poří­ zené dvěma různým i d alekohledy a na různé em ulze při špatném klidu obra­ zu. Z astán ci kosm ologické hypotézy mohou tedy v klidu v yd ech nou t Ja k jé již obvyklé, m nohé novinky p řin áší rad ioastronom ie. Především ■ť. J. K err zkoum al pohyby vodíkových m račen, objeven ých nedávno prof. Oortem a jeh o skupinou v LeidenuDwingeloo. Původní vysvětlení, že jde o oblaka, p a d a jící volným pádem ke středu Galaxie, nemůže obstát. Je jic h ry ch lo st by m ěla totiž teo re tick y do­ sáhnout až 400 km/s, a poněvadž po­ zorujem e ry ch lo sti p od statně m enší, bylo by potřebí n a jít d o statečn ě účin­ ný brzd ící m echanism us. Pak by však ste jn ě nem ohl zůstat vodíkový plyn chladný a atom y by se ionizovaly. Kro­ m ě toho by se během trv án í G alaxie nahrom adilo v cen tru n esm írn é množ­ ství hm oty. K err tvrdí, že 65 m račen ve vysokých g a la k tick ý ch šířk ách obrá­ ží svým i rad iálním i ry ch lo stm i převáž-

ng oběžný pohyb Slu n ce kolem středu M léčné dráhy. O dečtem e-li tento po­ hyb, zdá se, že m račn a jsou ve sku ­ te čn o sti jak ý m isi s a telity G alaxie, a o b íh ají po e lip tick ý ch drahách, je ž se vzdalují až k M agellanovým mrakům. Celková hm ota O ortových oblaků do­ sah u je 200 m iliónů hm ot Slu n ce — je tedy sro vn ateln á s hm otou plynu v sa ­ m otných M agellanových m račn ech.

0,002" resp. 0,0006", k te rá se je š tě ne­ dávno zdála být ned osažiteln á. Ze šes­ ti sledovaných zdrojů se u všech po­ d ařilo z jistit in te rfe re n čn í proužky, což značí, že i při této rozlišovací schop nosti jsou zdroje bodové. Pro známou rad iogalaxii NGC 1275 v sou­ hvězdí Persea to znam ená, že lin eárn í prům ěr zdroje je m enší než 0,2 pars e k u (!) a jeh o stá ří je řádu pouhých d esíti let. Také quasary, mezi nimiž byl i zdroj 3C-273, zůstaly naprosto nerozlišeny. M ožnosti In terfero m etric­ ké metody n ejso u dosud v y če rp á n y ; v proudu jsou m ěření mezi třem i am e­ rickým i observatořem i (v K alifornii Hat Creek, ve V irginii Green Bank a sta n ice ve stá tě M assachu setts) a švédskou Onsalou. N ejvětší lin eárn í vzdálenost čin í přitom 7700 km. Přesto však vzdorovitost quasarů proti úhlo­ vému ro zlišen í je vskutku obdivuhod­ ná. g

Radioastronom ové učin ili d alší krok v rozvoji in terfero m etrick é m etody s lokálním o sciláto rem , když poprvé přek lenu li oceán sim ultánním pozoro­ váním rádiových zdrojů z USA a Evro­ py. 27m paraboloid ve švédské O nsale pracoval synchron ně s 45m parabolou v Green Bank ve V irgin ii, tedy na vzdálenost 6500 km. Délka základny byla tudíž 35 m iliónů A na vlně 18 cm a 105 m iliónů A na vlně 6 cm. Tím se d o cílilo rozlišo v ací schop nosti MAPY

S L D N E d N l

f o t o s f

r y

VH.20.

VÍK)

VI30

E

1969

i •» •

»

...

-

1968

300'

240'

120"

180'

C VM.2Q

y .4 « >•

fto.-

o*-

- -f €* .* , *

t . t

20’ t

-40T360•

60*

1*10

VH30.

~2CT

-

- *

OTOČKA 1536

r r-1 36O*

•

OTOČKA 1537 300’

2ÍCT

180'

W

60’

cr

L a d isla v S c h m ie d

P racov n ici M ichiganské universitní hvězdárny W. P. Bidelm an, D. J. M acC onnell a H. E. Bond n alezli na d es­ kách , exponovaných ve dnech 17. a 22. května t. r. Schm idtovou kom orou s objektivním hranolem neobyčejný o bjekt, jeh o ž sou řad nice jsou (1 9 0 0 ,0 ):

OKAMŽIKY

VYSÍLÁNI V

ŘÍJNU

a = 17h00,6m S = — 56°47'. Em isní spektrum objektu připom íná spektrum neobvykle chlad né hvězdy WC. N e jsiln ě jší čáry , p říslu še jící C II, m ají vlnové délky 4267 a 6580 A. Byly zjištěn y také slab ší čáry H , H e 1 a C III.

ČASOVÝCH

SIGNÁLŮ

1 9 6 8

OMA 50 kHz, 8 h ; OMA 2500 kHz, 8 h ; OLB5 3170 kHz, 8 h ; P r a h a 638 kHz, 12b [NV — nevysíláno, NM — nem ěřeno) D en OMA 50 OMA 2500 OLB5 P ra h a

6 7 8 5 1 2 3 4 0214 0212 0210 0208 0206 0204 0202 0200 0214 0212 0210 0208 0206 0204 0202 0200 0229 0227 0225 0223 0221 0219 0217 0215 NM NM 0210 0208 NM NV 0202 0200

D en OMA 50 OMA 2500 OLB5 P ra h a

11 0194 0194 0209 NM

16 15 12 14 13 0192 0190 0188 0186 0184 0192 0190 0188 0186 0184 0207 0205 0203 0201 0199 0192 NV NM 0186 0184

D en OMA 50 OMA 2500 OLB5 P ra h a

21 0174 0174 0189 0174

22 0172 0172 0187 0172

23 0170 0170 0185 0170

24 0168 0168 0183 0168

17 0182 0182 0197 0182

18 0180 0180 0195 0180

9 0198 0198 0213 0198

10 0196 0196 0211 0196

19 20 0178 0176 0178 0176 0193 0191 0178 NV

27 25 26 28 29 0166 0164 0162 0160 0158 0166 0164 0162 0160 0158 0181 0179 0177 0175 0173 0166 NM NV NV 0158

30 31 0156 0154 0156 0154 0171 0169 0156 0154 V. P t á č e k

N o v é kn ihy o p u b lik a c e • B u lletin č s . a s t r o n o m ic k ý c h ú stav ů , roč. 19, číslo 5, obsah u je p ráce před­ nesené na vědeckých zased áních k o ­ m ise 29 během loňského sjezdu Mezi­ národní astronom ick é unie: P. Sw ings: Poznámky a vzpomínky pracovníka ve hvězdné spektroskopii — A. B. Underhillov á: Čáry He I ve sp ektrech hvězd třídy B — P. S. Conti a A. J. D eutsch: Barevné anom álie a ned ostatek kovů ve hvězdách slu nečn ího typu disko­ vé složky — L. Houziaux: Spektrum nepravid elné prom ěnné V348 Sagittarii v blízkosti maxim a jasn o sti (I. Po­ pis sp ektra a Id en tifikace) — J. P. Sw ings: U ltrafialové spektrum CH Cygni — Y. F u jita : N ěkteré problém y

sp ek ter uhlíkových hvězd s vysokou disperzí — X. P. S te ch e r: Hvězdná sp ektro fo to m etrie vně zem ské atm o­ sféry (Předběžné výsledky) — K. G. Henize, J. D. W ray a L. R. W ackerlin g: U ltrafialová sp ek tra získaná ob­ jektiv ním hranolem z kosm ických lodí Gemini XI a XII — A. V. H ewitt: Spek­ trom etrie s kaskádním zesilovačem — W. Livingston: Hvězdná sp ektroskopie s velkou disperzí a úloha m ěniče ob­ razu slu nečn ího dalekohledu. V tém že č ísle jsou dále tyto p ráce našich astro ­ nomů: L. K ohoutek: Výzkum p lan etár­ ní m lhoviny NGC 1514 (III. Izofoty a prostorový model m lhoviny) — Z. Se­ k an in a: Poruchy kom et působené blíz-

kými hvězdami (II. S e tk á n í kom et s ry ch le se pohybujícím i hvězdam i) — V. Z nojil: Podíl m alých č á stic v m e­ teo rick ých ro jíc h (I. Aurigidy, Lyridy, Sco rp io-Sagittaridy, Tauridy. II. Orionidy, e-Geminidy) — V. P orubčan: Shlukování m eteorů v m eteo rick ých ro jíc h — J. R a jch l: O původu svíti­ vosti d lou h o trv ajících m eteo rick ých stop. • A cta U n iu ersita tis C a r o lin a e — S er ia M a th em a tic a e t P h y sic a , obsah ují v č ísle 1/1968 pu blikace J. Svato še a Z. S ekan in y : E xtin k čn í a rozptylové účinné průřezy složených č á stic v in ­ fračerv en ém oboru 2— 3,4 m ikronů a dále p ráci V. V anýska: Životní doby m olekul C2 a CN v kom etárních atm o­ s férá ch (č á s t I I). V č ís le 2/1968 je pu blikace J. Boušky: O vztahu mezi prům ěrem a hloubkou m ěsíčn ích k rá ­ terů a p ráce Z. S ek an in y : První do­ plněk ke K atalogu původních a budou­ cích drah kom et. P ráce sou časně vy­ šly jak o Publikace A stronom ického ústavu m atem aticko-fyzikáln í faku lty U niversity Karlovy, číslo 53—56. V še­ chny uvedené p ráce jsou psány anglicky.

• O. Hlad, J. Pavlousek: M ěsíc. Praha 1968, str. 16; K čs 3,70. — Řádku drob­ ných publikací, kterou vydává Lidová hvězdárna v Praze na P etříně, roz­ m nožila další, vydaná ve spolupráci s řadou d alších in stitu cí jak o zájmový náklad. Svazeček obsahuje základní úd aje o M ěsíci, jeho povrchu, pohy­ bech a m oderním kosm onautickém vý­ zkumu. Brožurka je velm i lákav ě g ra­ fick y vypravena a kv alitn ě vytištěna dvoubarevným hlubotiskem , což právě um ožňuje řadu g ra fick ý ch „kouzel". Není to sam oúčelné, neboť přitažlivý zev n ějšek jis tě zvýší zájem o koupi u návštěvníků lidových hvězdáren, jimž je tato m alá k n ižn ice především u rče­ na. Z ájem ci si mohou o svazeček n a­ p sat vydavateli. pp • M em oirs a n d O b se rv a tio n s o f th e C z e e h o s lo v a k A s tr o n o m ic a l S o c ie t y o f t h e C z e e h o s lo v a k A c a d em y o f S c ie n ­ c e s , No 12 (1 9 6 7 ), obsahuje p ráci Z. Kvíze a F. Ž d árského: Vísual M eteor O bservation at Opice, 1964. V práci jsou obsaženy výsledky pozorování skupiny am atérů během čin nosti Per­ seid v srpnu 1964. P u blikace je psá­ na an g licky s ruským a českým sou­ hrnem .

Ú k a z y na o b lo z e v le d n u 1 9 6 9 S lu n c e vychází 1. ledna v 7 h59m, za­ padá v 16h09m. Dne 31. ledna vychází v 7h36m, zapadá v 16h52m. Za leden se délka dne prodlouží o 66 m inut a po­ lední výška Slu nce nad obzorem se zvětší tém ěř o 6°. Dne 3. ledna je Země v p řísluní; v tuto dobu je Země vzdá­ lena od Slu nce 147 000 000 km. M ěsíc je 3. ledna v 19h v úplňku, 11. ledna v 15h v poslední čtvrti, 18. ledna v 6h v novu a 25. ledna v 9^ v první čtv rti. Ve dnech 1. a 29. ledna je M ěsíc v odzemí, 17. ledna v p ří­ zemí. V lednu n astáv ají tyto k o n ju n k­ ce M ěsíce s planetam i: 10. I. s Uranem a s Jupiterem , 12. I. s M arsem , 14. I. s Neptunem, 19. I. s M erkurem , 21. I. s V enuší a 24. I. se Saturnem . V lednu nastanou tak é dva apulsy: 11. I. ve­ čer apuls Špiky s M ěsícem a 1 5 .1. k rá t­

ce po půlnoci apuls A ntara s Měsí­ cem . M erku r je pozorovatelný v polovině m ěsíce k rá tce po západu Slunce. Nejv ětší východní elon gace nastává 13. ledna, při níž bude M erkur ve vzdá­ len osti 19° od Slu nce. Dne 29. ledna bude M erkur v dolní kon ju n k ci se Sluncem . P očátkem ledna zapadá Mer­ kur v 16h58m, v polovině m ěsíce v 18h02m, koncem m ěsíce již před zá­ padem Slunce. P lan eta má v době n ejvětší východní elon gace jasn o st —0,3m. V přísluní je M erkur 20. ledna. V en u še je pozorovatelná na večerní obloze. V n ejv ětší východní elongaci bude 26. ledna. Počátkem ledna zapa­ dá Venuše v 19h59m, koncem m ěsíce ve 2 1 M 2:n. Během ledna se zvětšuje jasn o st planety z — 3,8™ na —4,1“ .

M ars se pohybuje souhvězdími Pan­ ny a Vah. P lan eta je pozorovatelná na ran ní obloze; počátkem m ěsíce v ychá­ zí ve 2h03m, koncem ledna v l h36m. Během ledna se jasn o st M arsu zm en­ šu je z + l , 5 m na + l , l m. Ju p ite r je v souhvězdí Panny. Po­ čátkem ledna vychází ve 23h41m, kon­ cem m ěsíce již ve 21h44in. Během led ­ na se zvětšu je jasn o st Jup itera z — l ,6 m na — l,8 m. S a tu rn je v souhvězdí Ryb. P očát­ kem ledna zapadá v 0h56m, koncem m ěsíce již ve 23h06m. N ejlep ší po?oro v ací podmínky jsou brzy v ečer, kdy planeta kulm inuje. Jasn o st Satu rn a je asi + 0 ,8 m. U ran je v souhvězdí Panny. P o čát­ kem ledna vychází ve 23h33m, koncem m ěsíce již ve 21h34m. N ejpríznivější po­ zorovací podmínky jsou v časných ra n ­ ních hodinách, kdy nastává kulm inace planety. U ran má hvězdnou velikost + 5,8. N ep tu n je v souhvězdí Vah. Je pozo­ rovatelný je n ráno před východem Slu nce; vychází počátkem ledna ve 4 h27“ , koncem m ěsíce ve 2 h3 2 n>. Nep­ tun má hvězdnou velikost + 7 ,8 m. Nep­ tuna, s te jn ě tak jak o Urana, můžeme vyhledat podle efem eridy, o tištěn é ve H vězdářské ro če n ce 1969 (str. 74 až 75J pomocí vhodného atlasu (např. A tlas E clip tic a lis ). M eteo ry . Dne 3. ledna nastává velmi ostré maximum čin nosti m eteorického ro je D rak o n id ; m axim ální hodinový p o čet je asi 35 m eteorů. J. B.

OBSAH J. G ry g ar: K osm olog ie na vzestu pu — P. P říh o d a : R ad aro v é m apy k r á ­ te ru T ych o — M. D u jn ič: Z au jím avá d v ojh v iezd a —

Zprávy —

Co

n ovéh o v a stro n o m ii — N ové k n ih y a p u b lik a c e —

Ú kazy n a ob lo ze

v led n u 1969 C O N T E N T S J. G ry g ar: A d v an ces in Cosm ology — P. P říh o d a: R ad ar C h arts of Ty­ ch o — M. D u jn ič : An In te re stln g D ouble S ta r — N otes — N ew s in A stron om y

—

New

B ook s

and

P u b lic a tio n s — P h en o m en a In Ja n u a ry 1969 C O flE P X A H H H H. Tpbirap: Bonpocw KOCMOiiorHH — n.

np>KHro.aa:

PaaHOJioKauHOHHue

KapTU KpaTepa Thxo — M. ZlyftHH t: HHTepecHafl flBOÍSHaa 3Be3Aa — Coo6iueHH» — Hto HOBoro b acTpoiioMHH — HoBbie KHHrH H ny6jIHKaiMH — #BjieHHH na He6e b susape 1969 i .

• P la n e tá riu m P ra h a p řijm e sa m o sta tn é h o o d b o rn é h o p ra c o v n ík a do odd. a stro n o m ie . P řed n o st m a jí a b so lv e n ti M FF, a p ro b a c e pro fy zik u na SV V S. P ed a g o g ick á p rax e. P la t do K čs 2050,— . P ísem n é n ab íd k y p řijím á P la n e tá riu m PKO JF , K rá lo v sk á o b o ra, P ra h a 7. • P rodám h v ěz d á řsk ý d a le k o h le d , ú p ln ě Z ach o valý . •— O. B e rn a rd o v á , C h oceň-Z ám ěstí. R lši hvězd řid l re d a k č n í ra d a : J. M ohr (v ed o u cí r e d .). J i ř í B o u šk a, (v ýkon , r e d .), J. G rygar, O. Hlad, F. K adavý, M K o p eck ý. B M a leč ek , L. M ller, O. O bů rka, Z. P lav ­ c o v é, J. S to h l; ta j. red . E. V o k a lo v á . le c h . red . V. S u ch á n k o v á . Vydává m in iste rstv o k u ltu ry i n a k la d a te ls tv í O rbis, n. p.. V in o h ra d sk á 46, P rah a 2. — T isk n e S ta tn í tis k á rn a , n. p., závod 2, S le z s k á 13, P ra h a 2. V ych ází 1 2 k rá t ro č n ě , c e n a jp d n o tllv éh o v ý tisk u 2 K čs. R o z šiřu je P ošto vn í novinová slu ž b a . In fo rm a c e o p ře d p latn ém podá a o b je d n á v k y p řijím á každá p ošta I d o ru č o v a te l. O b jed n ávk y do z a h r a n ič í v y řiz u je PNS — ú stře d n í exp ed ice tisk u , odd. vývoz tisk u , Jin d řišs k á 14, P rah a 1. P řísp ě v k y z a s íle jte na re d a k c i Ř íše hvězd, Šv éd sk á 8, P rah a 5, te l. 54 03 95. R ukop isy a o b rázk y se n e v r a c e jí, za odbornou sp rá v n o st odpovídá a u to r. — Toto č ís lo b y lo d án o do tisk u 4. listo p a d u , v y šlo 30. listo p a d u 1963.

* l

i

l

t

I

l

^ ° / e JL b ? 61? , I *?,Ha S e k i 1967n 20■ l v - 1968 n o t o A. M rk o s), d o l e k o m e t a Honda 1968c 31 VII. 1968 / f o t o R. P e tr o v ič o v á /. S n ím k y b y ly e x p o n o v á n u re2 0 ° Tv n 1Qfíí ° m m A leu \ ~ N a ČtVrté S tran ě o b á lk y Íe k o m e t a 1968c V il. 1968, ex p o n o v á n o M ak su to v o v ou k o m o r o u 4 0 /5 0 /1 0 3 cm na K leti. / F o t o R. P e tr o v ič o v á .I