LZ 3 O > o ; o - -5 i 2. Říše hvězd

ROČNÍK

66

K nejčastěji sledovaným objektům loňské­ ho roku patřily mlhoviny. Obrázky jsou k seriálu J. G rygara „Žeň objevů 1984". G alatick é hvězdokupy N G C 869 (/ ) a N G C 884 (h) v souhvězdí Persea. Obě jsou poměrně ja sn é (4,4m; 4,7m), m ají zdáni, průměr 36' a jsou vzdáleny 2200 pc.

i Difuzn! mlhovina N G C 1499 (zvaná Califo rnia) v souhvězdí Persea. Rozsáhlý objekt má zdánlivé rozměry 145' X 40' a je vzdálen 600 pc. Difuzní mlhovina N G C 6523 (M 8) v souhvěz­ dí Střelce, zvaná Laguna. y Snímky: observatoř Tautenburg, NDR.

LZ ‘ O> £ ;i o - °

3 ° o -5 2

_o D-oi * O 0 O CL

3 a o l/l a
Oo

B

A M A FO TO Říše hvězd Říše hvězd vyhlašuje na počest 40. výročí osvobození soutěž am atérské astrofotografie. Posílejte černobílé snímky souhvězdí, hvězdokup, mlhovin, komet, meteorů, planetek, planet, M ě­ síce, Slunce, zatm ění, zákrytů apod. Kvalitní práce budou zveřejněny a tři, odbornou porotou vybrané práce, ob­ drží, kromě honoráře, ceny v celk. výši 700 Kčs. U každé práce musí být uve­ deno jméno autora, ad resa, rod. č., datum exp., použitý přístr. exp. doba a fotom ateriál. Uzávěrka 30. 11. 85. Sním ­ ky min. rozm. 18X24 cm zasílejte na adr. Říše hvězd, Mrštíkova 23, 100 00 Praha 10 pod heslem A M A FO TO 40.

KATEŘINA PINTOVÁ

Rezonanční struktura Saturnových prstenců Saturnovy prstence byly od svého objevu v roce 1610 předmětem zájmu předních astronomů a fyziků (Cassini, Laplace, Maxwell, Poincaré a j.) - O mno­ ho nových inform ací se zasloužily son­ dy Pioneer 10, 11 a Voyager 1, 2. Vzá­ jemné srážky částic prstenců, komplex­ ní gravitační a elektrom agnetická inter­ akce mezi Saturnem, jeho měsíci a p rs­ tenci, vytváří ze Saturnovy soustavy atraktivní a fascinující fyzikální labo­ ratoř. Prstence nejsou zajímavé jen samy o sobě; možná, že jejich studium přispěje i k poznání podstaty spirální struktury galaxií, pomůže při vytváření představ o formování protoplanetárních mlhovin a vývoji akrečních disků kolem kompaktních hvěz.

Saturnovy p rsten ce tvoří diskovitý útvar složený z úlomků hornin a vod­ ního ledu, o b íh a jící v rovině Saturnova rovníku. Mezi rotu jícím i částicem i vzni­ k a jí o stře jší nebo méně výrazná rozObr

(ASSIN IH O D h tN Í ENCKfMO O Í í m i

íSÉ®

rS M i'S 2 7

J“!S2é i 3

i 1

Rozdělení prstenců a) prstenec b) prstenec méně „m asivní" c) dráha měsíce

Na vodorovné ose je ra ­ diální vzdálenost od stře­ du Saturna, na svislé ose optická tloušťka. Na je ji absolutní hodnotě nezá­ leží, sledujem e jen je ji změny jako funkci vzdá­ lenosti od Saturna.

PRSTENEC

B

PRSTENEC C

jJ lA MSTEHEC A

I ' - v

1" i _

n

||

I

*

* u-j| 135

obr.2b

hraní, která p rstence dělí, počítáno od středu Saturna, na části D—C— B —A— — F— G— E (obr. 1 ). Výrazná mezera u vnějšího o k raje prstence B je tzv. Cassiniho dělení. Jeho obdobou je Enckeho dělení, ležící přibližně uprostřed prs­ ten ce A. Snad n ejzajím avější jsou velmi úzké prstence F a G. Soustavu uzavírá neostře ohraničený p rstenec E. Tloušť­ ka prstenců byla odhadována na něko­ lik kilom etrů, postupně se odhady sn i­ žovaly až na současnou, patrně reálnou hodnotu 10 až 20 metrů. Jako všechny velké planety, má i Saturn soustavu m ě­ síců. Je jich přehled se základním i údaji o d rahách je v tab. 1. P rstence kolem Saturna první pozo­ roval Galilei. V té době se všeobecně mělo za to, že nejd e o prstence, ale že k Saturnu „p řised a jí" dva m ěsíce. V last­ ní p rstence rozlišil až Huygens. Cassini

(* 103 KM )

pak rozpoznal výrazné dělení je jic h „vnitřn í" a „ v n ější" části. Kant poklá­ dal p rsten ce za nevytvořený Saturnův m ěsíc. Laplace se jako první pokusil o m atem atický popis je jic h pohybu. Roche měl za to, že p rstence jsou zbyt­ ky rozpadlého m ěsíce. Už Kirkwood si však všiml u rčité pravidelnosti rozdělení drah tehdy znám ých m ěsíců a m ezer v prsten cích . A nebylo možné nevidět soum ěřitelnost střed n ích denních po­ hybů mezi některým i m ěsíci a mezi m ě­ síci a prstenci — č ili rezonanční vzta­ hy. Obecně může „ rezon an ce" n ějak éh o dynam ického systém u nastat, když je jeh o periodický pohyb ovlivňován pe­ riodickým i poruchovými silam i. V n e­ beské m ech an ice rezon an cí ( = problé­ mem „m alých jm en o v atelů ") rozumíme soum ěřitelnost oběžných dob (nebo ro ­

tačn ích period) alespoň dvou těles. Po­ dle toho dělím e rezonance na d ráho­ vě — dráhové nebo na dráhově — ro ­ tačn í (čísla p a q v pom ěrech středních denních pohybů těles jsou m alá, celá, nesoudělná čísla, viz tab. 2). Vznik mezery v p rsten cích způsobený rezonančním působením má ve zjedno­ dušení tento m echanism us: M ěsíc svým periodickým působením vychyluje č á s­ tice p rstence na dráhu stále více elip ­ tickou. Tato částice se pak sráží s čá s­ ticem i na okolních neovlivněných dra­ hách. Rušené tělísk o je ze „zakázané dráhy“ přem ístěno na stab iln ě jší drá­ hu. G ravitační „erozí" dochází ke vzni­ ku mezery v prstenci. Na Saturnovy p rstence se aplikuje i teorie hustotních vln. Vlny hustoty a je jic h šířen í v sam ogravitu jících, ro ­ tu jících p rsten cích Saturna mohou vy­ sv ětlit něk teré zajím avé jevy. Teorie šířen í vln hustoty v dynam ických sy­ stém ech však vyžaduje jistý zdroj toho­ to vlnění a takovým zdrojem mohou být v případě prstenců Saturna opět rezo­ nance. Zajím avá je i teorie, k terá řík á, že prstence neovlivňují pouze m ěsíce, ale i naopak. Je to přirozené, uvědomíme-li si, že hmotnost prstenců je řádově s te j­ ná jako hm otnost Mimase. To vede ze­ jm éna u m alých m ěsíců k posunutí po­ zorované mezery od vypočtené polohy odpovídající rezonanci. Tyto m ech an is­ my by měly vysvětlit zejm éna jem né dělení něk terý ch prstenců, tj. velký počet tenkých prstýnků . („ rin g le ts"). Přispět by mohly i k vysvětlení zajím a­ vých jevů v prstenci F — „zauzlení" a „copánků". Pro ověření správnosti teo rií m useli odborníci získat podrobné profilové křivky Saturnových prstenců, tj. závis­ losti optické tlouštky na rad iální vzdá­ lenosti od Saturna (m ěřené ze zákrytu hvězd prsten cem ). Z obr. 2b je zřejm é, ja k zpřesnila tyto údaje m ěření sond Voyager. Na obr. 2b je profilová křivka pořízená ze zákrytu hvězdy prstencem (D ollfus, 1970), na obr. 2a podle m ěření sondy Voyager 2. V elký pokrok v p řes­ nosti je zřejm ý už ze vzhledu těchto

profilových křivek. Před zpracováním m ěření z kosm ic­ kých spnd znali astronom ové různé d rá­ hově — dráhové rezonance „m ěsíc — m ěsíc" a m ěsíc — p rsten ec". Nejvý­ znam nější rezonance jsou uvedeny v tab. 2. Zajím avá je situace pro 1980 S1 a S3, k teré o b íh ají po vzájem ně v el­ mi blízkých d ráhách a rezonují s Enceladem a Mimasem v poměru 2 : 1 a 4 : 3. Dávno známé jsou i rezonance mezi Mi­ m asem , Enceladem a C assiniho dělením. K rezonanci „Cassiniho dělení : Mimas = 2 : 1 “ Goldreich uvádí (1979), žo Mimas vybuzuje sp iráln í hustotní vlnu, k terá se šíří od m ísta exaktní polohy rezonance na dráhu vně Cassiniho dě­ lení. Tato teo rie se považuje za proká­ zanou (H olberg a kol. 1982). Předm ětem n ejv ětšíh o zájmu jsou vztahy prstenců a m alých m ěsíců (tab. 1 ), objevených kosm ickým i sondami. • Langrangeovy měsíce. Obíhají ve dvou skupinách. První z nich, 1980 S6 (Dione B ), obíhá v trojúhelníkovém 11bračním centru vzhledem k Dione. Dal­ ší, 1980 S13, v libračním bodě L5 a 1980 — S25 v libračn ím bodě L4 vzhledem k Tethys. Na soustavu prstenců působí tyto m ěsíce zřejm ě jen velm i slabě. • Koorbitující měsíce 1980 S3 a S1 jsou vlastně zvláštním případem m ěsíců Langrangeových. Je jic h hmoty jsou srov­ nateln é (MSl = 1/3 AÍS3), rozdíl polo­ m ěrů je jic h drah je m enší než 50 km, a proto se oba m ěsíce dostávají na drá­ hu „tvaru podkovy" („horseshoe o rb it"), viz obr. 3. Na obrázku jsou vyznačeny i n ěk teré další případy lib ru jících drah. Situ ace je pro názornost nakreslena v souřadném systému, který se otáčí se středním denním pohybem n0 rovným středním u dennímu pohybu dotyčného m ěsíce. 1980 S3 a S1 se mohou vzájem ­ ně přiblížit až na 15 000 km, avšak je ­ jic h dráhy se neprotnou. Konfigurace S3 — S1 se zdá být dlouhodobě stabiln í; ani vn ější m ěsíce Saturna svým rezo­ nančním působením, ani případné nesféričn o sti Saturna sam otného nejsou podle Yordera (1980) schopny libračn í k onfig u raci S3 : S1 = 1 : 1 narušit.

TABULKA Č . 1 a (k m )

m ěsíc 1980

S28

137 670

1980

S27

139 350

1980

S26

141 700

1930

S3 ( S i l )

151 422

19X0

S1 (S10)

151 422

Mimas Enceladus Tethys 1980— S13

185 238 294 294

1980

294 670

S25

Dione 1980 S6

377 420 378 060

Rhea T iten Hyperion Iapetus Phoeb^

TABULKA

540 040 670 670

1 1 3 12

Č.

527 221 481 560 954

100 860 000 800 0 -0

e

typ dráhy

0,002

v n ější „p astýřský " m ěsíc k prsten ci A 0,003 v nitřní „p astýřský " m ěsíc k p rsten ci F 0,004 v n ější „p astýřský " m ěsíc k p rsten ci F 0,009 ±0,002 m alý k o o rb itu jící s S1 0,007 =*0,002 velký k o o rb itu jící s S3 0,020 0,004 0 Langrangeův m ěsíc 0 v Ls vzhledem k Tethys Langrangeův m ěsíc 0 v 1,4 vzhledem k Tethys 0,002 Langrangeův m ěsíc 0,005 vzhledem k Dione 0,001 0,029 0,104 0,028 0,163

2

Dráhově — dráhové rezonance m ěsíc — m ěsíc

P =q

m ěsíc — p rsten ec

P:q

Mimas — Tethys E ncelad us : Dione T itan : Hyperion Tethys : E ncelad us Tethys : Dione Mimas : E ncelad us 1980 S3, S1 : E ncelad us 1980 S3, S1 : Mimas 1930 S13, S25 : Tethys 1980 S6 : Dione 1920 S26 : 1980 S27

2 2 4 3 3 3 2 4 1 1 1

Cassinniho d ělení : Mimas Cassiniho d ělení : E ncelad us vnitř, o k ra j prst. B : Mimas 1980 S27 : 1980 S26 : prst. F 1980 S28 : v n ě jší o k raj prst. A

2 :1 3 :1 3 :1 1:1: 1 :1

: : : : : : : : : : :

1 1 3 4 2 2 1 3 1 1 1

• „Pastýřské" měsíce. Je jic h exis­ ten ce byla předpovězena Goldreichem pro Uranový tenké prstence. Mezi „pastý řsk é“ (sh ep erd ) m ěsíce patří 1980 S26, S27 a S28. O bíhají u výrazné m e­ zery v p rstencích, vůči níž jsou v rezo­

: : : 1 :

nanci 1 : 1 . Svým gravitačním působe­ ním vychylují čá stice p rstence „nad“ a „pod“ svou dráhu, čím ž na své dráze vytvářejí m ezeru v prsten ci. M ěsíc 1980 S28 obíhá u vnějšího o k ra je p rstence A. Svým vlivem na n ěj zřejm ě způsobuje

n„ «bf 3

^

Tvary d ra h k o o rb itu jicich m ěsíců 1980 S1 a S3 a ) lib ra c e

s m alou

a m p litu d o u

kolem

Lang-

ra n g e o v a bodu Ls b) h ra n ičn í

p říp a d

lib ra c e

kolem

L< („ta d -

p o le " orbit) c) p říp ad dráhy podkovovitého tvaru („ho rsesh o e" orbit), lib ra c e s velkou a m p litu d o u . R a d iá ln í měřítko d ra h n a o b rá zk u je pro n ázo rn o st 700krát zvětšen o vů či ra d iá ln ím rozm ěrům .

ostatnim

jeho pravidelná zjasn ěni v radiálním směru. M ěsíce 1980 S27 a S26 o bíhají uvnitř a vně p rsten ce F a vytvářejí rezo­ nanci 1980 S27 : 1980 S26 : F = 1 : 1 : 1 . Je jic h působením vzn ikají na tenkém p rstenci F poruchové jevy označované jako „zauzlení" a „copánky". Snahou teorie „pastýřských" m ěsíců je vysvětlit i „jem né d ělen í" některých prstenců. Další „pastýřské" m ěsíce sice nebyly objeveny, ale je možné že ty menší, mezi částicem i prstenců, sondy Voyager nerozlišily (S28, S27 a S26 jsou proti ji ­ ným malým m ěsícům poměrně v elk é ). Cuzzi předpověděl 1981 možnost exis­ ten ce dalších pěti „pastýřských" měsíců. U rčil poloměry je jic h drah a je jic h re ­ zonanční působení zcela jasn ě identi­ fikoval na profilové k řivce prstenců. Určil i je jic h hm otnost a odhadl prů­ měr m ěsíců asi od 8 do 20 km. Uváží­ m e-li tento malý rozm ěr m ěsíců a tvar sond Voyager, byla pravděpodobnost je jic h objevu opravdu velmi m alá. Sa­ mozřejm ě nelze tvrdit, že strukturu

Saturnových prstenců ovlivňují zejm é­ na „p astýřské" m ěsíce. N ejspíš tu spo­ lupůsobí a kom binuje se víc m echanis­ mů. Na první pohled jsou Saturnovy prs­ ten ce ve sluneční soustavě výjim ečným jevem , ale prstence existu jí i u jiných velkých planet. Pouze u Saturna byl však prstenec stabilizován velkým po­ čtem měsíců. Vývoj Saturnových p rsten­ ců není je ště ukončen. Je možné, že sm ěřuje k „dokonalé soum ěřitelnosti" ce lé soustavy, a ustane, až jí bude do­ saženo. To však je n v případě, neexistu je-li nebo nebude-li existovat nějaký rušivý zdroj, který by prohloubení rezo­ nanční struktury bránil. V Saturnově soustavě objevili a stro ­ nomové řadu jevů, k teré potvrdily dří­ vější teo retick é úvahy. Zatím sice mno­ ho zůstává nevysvětleno, ale je nespor­ né, že sondy Voyager posunuly naše vě­ domosti o Saturnově soustavě nejm éně o řád dále.

•

Článek „Rezonanční struktu ra Saturno­ vých p rsten ců " je výňatek ze střed o­ šk olské studentské soutěžní práce, k te­ rou d em onstrátorka P etřínské hvězdár­ ny K. Pintová vypracovala při své praxi v Astronom ickém ústavu ČSAV v Ondře­ jově v letech 1982 až 1984. Konzultan­ tem byl ing. Jaroslav Klokočník, CSc.

ROZM ĚRY JÁDRA HALLEYO VY KOM ETY B ritští astronom ové C. B irkett, S. Green, A. Longm ore a J. Z arn ecki získali 20. p ro­ sin ce 1984 3,8m infračerven ým reflekto rem na observatoři Mauna Kea na H avajských o strovech první in fračerv en é m ěřeni kom ety P/Halley (1982i). Ve spektrálním oboru ] (1250 nm) m ěla kom eta jasn o st 18,6m=*=0,lm. Za předpokladu, že zm ěřená hodnota odpo­ vídá jasn o sti jád ra, jehož albedo je 0,1, vy­ ch ází polom ěr jád ra kom ety asi 6 km. Tento údaj však může být poněkud ovlivněn ro z­ ptylem záření na případných prachových čá sticíc h , k te ré se mohou v okolí jád ra vy­ skytovat. IAUC 4025 (B )

J iř í G r y g a r *

O .

>

p

i e

v

u

^

^

B

objevu O

V p řed ešlých p řeh led ech o pokrocích a s­ tronom ie jsem obvykle zdůrazňoval subjektivnost výběru; ostatn ě o b jek tiv n ější k rité ­ ria neexistov ala anebo byla nedostupná. N aštěstí se tato situ ace díky počítačovým metodám zpracování bib lio g rafick ý ch in fo r­ m ací mění, takže v úvodu letošního přehledu se můžeme porozhlédnout po t r e n d e c h rozvoje astronomie, ja k vyplývají z metod cita č n í analýzy, zv eřejněný ch řed i­ telem Ostavu pro vědecké info rm ace ve F ila ­ delfii E. G arfieldem a význačným am eric­ kým astrofyzikem H. A. Abtem. Z těch to studií vyplývá, že za posledních třice t let v zrostl počet p ro fesio n áln ích astronom ů zhruba p atn áctk rát a tomu úm ěrně i rozsah astronom ických pu blikací, přestože nároky na kvalitu p rací vzrostly (zhruba pětinu člán ků red ak čn í rady odborných časopisů zam ítly). Hlavní astronom ick é poznatky jsou uveřejňovány ve 25 klíčových odborných časo p isech . P řibližně se publiku je v am e­ rick ém „The A strophysical Jo u rn al" polo­ vina citovaného výzkumu. Naši astronom ic­ kou v eřejn o st potěší, že mezi klíčovým i č a ­ sopisy fig u ru je tak é „B ulletin of the Astronom ical In stitu te s of C zechoslovakia“ (o b ­ sah tohoto dvoum ěsíčníku Říše hvězd p ra­ videlně u v e ře jň u je ). V klíčových časopisech bylo v ro ce 1982 zveřejněno na 4500 článků, zatím co úhrnný počet astronom ických prací podle pu blikace „Astronomy and Astropsys ics A b stracts" čin il v tém že ro c e 17 250 k u ­ sů (pro zajím avost: podkladem pro tuto Žeň objevů jsou výpisky z 1150 s ta tí). Dlouhodobě n ejv íce citované studie jsou in fračerv en á m ěření hvězd am erickéh o au­ to ra H. L. ]ohnsona, dále k la s ifik a c e hvězd­ ných sp ek ter H. L. Johnsona a W. W. Mor­ gana a kon ečn ě m ěření červen éh o posuvu pro galaxie M. L. Humasonem, N. U. Mayallem a A. R. Sandagem . K n e jč a s tě ji zkou­

.

maným objektů m p atří ja sn é hvězdy Vega. A rkturus, Síriu s, B etelgeu ze a A ldebaran, dále p lan etárn í m lhoviny a rentgenové zd ro­ je Cyg X -l a HZ Her. V poslední době k nim přibyly g alaxie M 31 a V elké M agellanovo m račno, pulsar v K rabí m lhovině a m ili­ sekundo vý pulsar 1937 + 214, k v asar 3C-273, rád iog alaxie Cen A, m lhovina v Orionu M 42 a exotick á těsn á dvojhvězda SS 433. V posledních le te ch vzbudily n ejv ětší ohlas studie na pomezí kosm ologie a částico v é fyziky (p rob lem atika velm i ran éh o vesm íru) a exp erim en táln í výsledky ze sond Voyager. Tyto p ráce se dokonce um ístily v č e le n e j­ v íce citovaných fyzikáln ích p u blikací (1., 2. a 4. m ísto ). Obdobné trendy se projevily i na 6. evropské fyzikální ko n feren ci v srpnu 1984 v Praze (viz RH 11/84, str. 237), na níž bylo astronom ickým resp. astrofyzikálním problémům vyhrazeno d ostatek prostoru na zased áních, jež p atřila k nejvíce navštěvo­ vaným. S přihlédnutím k e všem uvedeným statistik ám můžeme se s větším odhodláním AKNA

LA KŠM I

1. R a d a ro v á m ap a o b la sti Ista r T erra n a V enu ši v M ercato ro vě p ro je k ci. Jak o „ d e p re s e " jsou v yzn ače­ ny ob lasti v z d á le n é m éně n ež 6053 km od středu V e n u še . Pohoří A k n a a F re ja je o h ran iče n o obrysem 6055,5 km a M axw ell 6056 km. N a m ap ě jso u vyzn a­ čeny polohy profilových řezů P í a P2, zobrazených n a obr. 2. a 3. (P o d le D . B. C a m p b e lla a j.)

h/km/ Z A KN A

____________ I---------------------------1----------

O

200

400 d/km/

2. Výškový profil P í (viz obr. 1) pohoří Alena M ontes z radarových m ěřeni observatoře v A re cib u . Výško h je vůči vodorovné vzd á len o sti n a povrchu V e n u še d, v m ěřítku 50 : t .

h/km/ JZ

SV

3. Výškový profil P2 (obr. 1 ), pohoří M axw ell M ontes zjištěný rad are m . Strm á jih o z á p a d , stě n a pohoří d o ­ sa h u je výšky b e zm á la 11 km n a zákl. povrchu planety. Zřejm ě n em á n a V e n u ši obdoby.

pustit do zdoláni přívalu nových astro n o ­ m ických poznatků. Nová pozorování p o v r c h u p l a n e t y V e n u š e , vykonávaná především rad arem s bočním svazkem na palubě kosm ických sond V eněra 15 a 16 a dále 305m rad io lo k á­ torem na observatoři A recibo, od halila exis­ ten ci pozoruhodných to p o g rafick ý ch stru k ­ tur v podobě dlouhých rovnoběžných pásů o d élce až 9000 km a šířce 10 km, zlomů, horských hřebenů a kruhových (p atrn ě imp ak tn ích ) k ráterů o prům ěru 100 až 200 km. Z různých nepřím ých náznaků usuzuje L. Exposito, že na Venuši dochází k vulkanickým výbuchům, takže n ěk teré z rozpoznaných horských vrcholů jsou fa k tick y čin n é sopky (podrobnosti obsah uje např. člán ek P. Lály ve Vesm íru 6/84, str. 167 a ŘH 3/84, str. 63 ). Při studiu Z e m ě jak o astronom ického tě le sa se podobně jak o v p řed ešlých letech dále rozvíjely rozličn é k a ta stro fick é do­ mněnky — věnovalo se jim i specializované sympozium na 6. evropské fyzikáln í k o n fe ­ ren ci. R. A. K err upozornil na spolnúčast změn skleníkového efektu oxidu u h ličitého při v z n i k u l e d o v ý c h d o b . Během poslední ledové doby v rch o lící před 18 tisíci lety byla totiž k o n cen trace CO2 v zem ské atm o sféře o 15 až 40 % nižší než dnes. K olí­ sán í zastoupení CO2 v zem ské atm osféře sou­ visí s nevratným odebíráním CO2 m ikro orga­ nismy na povrchu oceánů. Tyto m ikro orga­ nismy po odumření k le s a jí do hlubin o ce á­ nů, kde se CO2 váže ve vápencových usaze­

ninách a nev rací se tudíž zpět do atm osfé­ rick éh o koloběhu. Prvotní příčinou vzniku ledových dob jsou, ve shodě s M ilankovičovou hypotézou ze č ty řicá tý ch let našeho století, změny n ěk terých param etrů zem ské dráhy kolem Slu n ce (zm ěna excen tricity, sklonu a argum entu p e rih é lia ). S tímto v še­ obecně přijím aným názorem nesouhlasí — jak o obvykle — S ir Fred Hoyle, jenž pouka­ zuje na sku tečnost, že v průběhu roku se příjem slu n ečn í e n erg ie na celý povrch Ze­ mě vyrovná. Proto uvažuje o prom ěnném přísunu kosm ických kondenzačních jad er, jež zap ráší zem skou atm osféru; le č an i tato Hoylova dom něnka si zatím nezískala příliš mnoho přívrženců. Pokud se v zem ské atm o­ sféře objev u je v íc prachu, pak to bývá po­ n ejv íce díky zcela pozemským příčinám . V souvislosti s te o rií „ n u k l e á r n í z i m y “, o níž jsem se zm iňoval loni, v poslední době od borníci vykonali velk é množství m odelo­ vých výpočtů na velkých p očítačích . Řada sovětských i am erick ý ch autorů dospěla n e ­ závisle k obdobným výsledkům , že totiž e x ­ ploze řádově 5 Gt TNT, zhruba 40 % so u čas­ ného jad erného potenciálu velm ocí, by způ­ sobila zn ečištěn í atm osféry Země takovým m nožstvím prachu a kouřových částeček , že by to vedlo k silném u och lazen í zem ského povrchu o něk olik d esítek stupňů proti n o r­ m álu, po dobu 100 až 300 dnů po nukleárním kon fliktu . N ěkteří autoři s ic e k ritiz u jí tyto sim u lace jak o p říliš sch em atick é, avšak m e­ teo ro lo g ick é ú d aje z h isto rick é m inulosti nazn aču jí, že e fe k t siln éh o och lazen í je po­ stižen v zásadě správně. Svědčí o tom m im o­ řádně chladné léto na severn í polokouli n á ­ sle d u jíc í po výbuchu sopky Tam bora r. 1815, jak ož i neobvyklý průběh lé ta roku 536 n. 1. Podle R. S to th erse byla tehdy Země 18 m ě­ síců obklopena aerosolovým oblakem , slo ­ ženým p atrn ě z drobných silikáto v ých č á s ­ te če k , což mimo jin é způsobovalo zdánlivé západy Slu n ce již ve výši 30° nad obzorem. N edostatečný slu n ečn í svit vyvolal m asívní neúrodu (ovoce v m írných zem ěpisných š íř ­ k á ch vůbec ned ozrálo) a p rak ticky celo ­ ro čn í zimu. M račno prachu bylo pravděpo­ dobně pozůstatkem po výbuchu vulkánu v rovníkových o b lastech Země (n e jsp íš v o b ­ la sti Nové G uineje) — vulkan ický prach z té doby bohatý na síru byl vskutku n a ­ lezen v u sazeninách až v Grónsku. Prý šlo o n ejv ětší sopečný výbuch na Zemi za p o­ sled ní tři tisíc ile tí. Letošní se riá l článků „Žeň o b jev ů " věno­ val au tor p am átce astronom a Fran tišk a K re jčíh o (1901— 1984). Druhou čá st najd ete v příštím čísle.

Iidových hvězda ren L a astronomických I kroužků HVĚZDÁRNĚ V SEZIM OVĚ ÚSTI JE DVACET Na k r a ji ro k le Kozského potoka v Sezi­ mově Ostí kdysi stá lo jen n ěk olik dřevěných g aráží obro stlý ch trním . V té době tu pů­ sobila pod vedením F ran tišk a Pešty skupin­ ka zanícený ch hvězdářů. Pěkným výsledkem je jic h nadšení bylo položení základního k a ­ m ene hvězdárny v červnu 1964. Za podpory ONV v Táboře, M ěstského národního výboru v Sezim ově Ostí, k terý stavbu financoval, p atronátního podniku Kovosvit, občanů m ěs­ ta a skupiny vojáků táb o rsk é posádky byla budova po je d en á cti m ěsících a pěti tis í­ c ích b rigád nick ých hodinách d okončena a 6. červn a 1965 slav nostně předána do uží­ vání. Vedoucím pracovníkem byl až do roku

1981 n ěk d ejší zak lad atel Podkarpatoruské astronom ické sp olečnosti a čestný čle n ČAS při ČSAV F. Pešta. V budově je přednášková m ístnost pro 50 osob, klubovna s knihovnou a dvěma sty svazky a řadou populárně vědeckých č a so ­ pisů. N echybí ani tem ná kom ora a m alá dílna. Nad tím vším dom inuje čty ři a půl m etrová kopule, v níž je instalo v án re fle k ­ tor Zeiss 150/2250 a na jedné m ontáži Zeissův h isto rick ý re fra k to r 80/1370 k pořizo­ vání k reseb Slu nce. Hvězdárna v lastn í i Bin ar 25/100. Za dvacet let u sku tečn ila hvězdárna ne­ sčetn á m nožství pozorování oblohy, řadu populárních i odborných před nášek s dia­

pozitivy, jich ž s e ú častn ilo na 14 000 poslu­ chačů . Členové pravidelně navštěvu jí patronátní pionýrský tábo r, na němž sezn am u jí d ěti s o bjekty na obloze a zú častň u jí se vědeckých sem inářů. Hvězdárnu obslu hují am atérští p racovníci, k te ří nav ázali styk s A stronom ickým ústavem ČSAV v Ondřejově, kam už třetím rokem z a s íla jí kresby Slu nce, k terý ch v program u FOTOSFEREX pořídili přes tři sta. Rovněž pro hvězdárnu ve Va­ lašském M eziříčí shrom ažd u jí získaná data 0 Slunci. V p říštích le te ch hodlá hvězdárna v Sezi­ mově Ostí p okračov at v zák resech a p ří­ stro jo v ě reg istro v at n ě k teré jevy na Slu nci 1 zdokonalovat propagační činnost. -ZS-

• KRAJSKÉ M ETEORICKÉ EXPEDICE V ČSR s e tém ěř 30 le t p ořád ají krom ě c elo stá tn ích m eteo rick ý ch expedic expedice o blastníh o významu. Původně měly málo zd ařilé výzkumné cíle . Postupně získávaly povahu zácvičných ak cí. Soustavně p racu je více než 20 let expedice hvězdárny v Opici. E xped ice pořádá i hvězd árna ve V al. Mezi­ říč í ve spolu práci s hvězdárnou v Přerově a pobočkou ČAS při ČSAV v Ostravě. E xpe­ dice um ožňují účastníkům p rak tick á sezn á­ m ení s m eteorick ou astronom ií a s pozoro­ váním. Mohou m ít i velký didaktický a pe­ dagogický význam, je -li zajištěn o je jic h od­ borné vedení a m etodika zácviku adekvátní zvolené m etodě pozorování, m á-li režim dne — přísně dodržovaný — pracovní ráz. I při splnění tě ch to podm ínek však existu je reáln é nebezpečí, že s e zácvičné expedice stanou sam oúčelným i. Cílem zácvičné expe­ d ice je n au čit am atéry pozorovat, a le z h le ­ diska p otřeb naší am atérské m eteo rick é astron o m ie je to úkol dost m alý. Vždyť „mete o rá ři“ v ČSSR jsou už dlouhá léta zapojeni do výzkumu a je jic h čin n o st není je n pouhé pozorování noční oblohy pro vlastní potě­ šení. M ateriály k ra jsk ý c h expedic zů stáv ají n e ­ zpracované (což není vždy zapříčiněno je ­ jic h kvalitou, jak o obtíží zpracování a n e­ dostatkem zájem ců o p ráci tohoto d ruh u). Plnohodnotné zácvikové expedice m usí mít proto za c íl výchovu pozorovatelů- pro sou­ stavnou p ráci v program u pozorování m e­ teorů a pro ú čast na c elo stá tn ích m eteo ric­ kých exped icích. Tohoto c íle však d elší dobu ned osahují. V záv ěrečn é zprávě z CME 1984

je m j. uvedeno: Tento úspěch ( t j. rekordní pozorovací doba a počet záznam ů o m eteo­ rech — pozn. M. Š .) by ale nem ěl z a střít problém y, k te ré se na expedici projevily a které naléhavě vyžadují řešen í. Jedním z hlavních problém ů je malý zájem zku še­ n ě jších pozorovatelů o CME. Na rozdíl od m inulých dob, kde CME byla pro tyto pozo­ ro v atele velkým „pozorovacím svátk em ", má o tuto ak ci zájem stěží polovina . . . Bezpro­ středně s tím souvisí i loňská, nebývale velká ú čast začátečn ík ů na CME. Tento jev by sám o sobě mohl být pozitivní, ale p rak ­ tick y ch y b ě jí v ýrazn ější „pozorovací ta le n ­ ty", k te ré s e v m inulých le te ch vždy našly. (A utorem zprávy je dr. V. Z n o jil). Jednou z příčin, proč se absolventi zácv i­ kových expedic neú častn í c elo stá tn ích ex­ pedic, je pravděpodobně izolace, v níž se k ra jsk é expedice n alézají. Jsou pořádány p rak ticky bez návaznosti na čin nost o rg a­ nizací, které m ají v ČSR na sta ro sti am a­ térskou m eteorickou astronom ii. Zdá se, že na k ra jsk é úrovni není dost dobře známo, ja k é jsou požadavky na kvalitn ího účastníka celo státn í expedice, jeh ož pozorování m ají být pro výzkum přínosem a ne „in fo rm ač­ ním šum em ". Naopak u říd ících org anizací není vždy zcela jasn é, co se na k ra jsk é úrovni d ěje. A tak je na jed né stran ě hodně am atérů, k te ří se s pozorováním m eteorů v íce či méně dobře seznám ili a výzkumu se n eú častn í; na druhé stran ě je na c e lo s tá t­ n ích exped icích relativ n ě mnoho z a č á te č n í­ ků. To sotva zajišťu je dobrou kvalitu vý­ sledků. O dstranit tuto izo laci je možné je ­ dině snahou pořadatelů k ra jsk ý c h expedic zlepšovat styky s „cen tráln ím i" o rg an izace­ mi (tj. s brněnskou hvězdárnou a m e te o ric­ kou s e k cí CAS) a dále snahou po koord inaci a in teg raci m etodiky a k c í na horizontální úrovni. M. Šulc

nového v a stro n o m ii

lins 22. p rosince 1984 v USA. M ěla vizuální ja sn o st 6,8m a polohu (1950,0) a = 29h24,7m 6 = + 27°41'. T ento o b je k t byl označen Nova Vulpeculae 1984 No. 2. Vzrůst jasn o sti hvězdy m usel být značně rychlý, protože nova nebyla podle C. Y. Shaoa nalezena na sním ku exponova­ ném 17. prosince 1984. Na n ěk o lik a hv ězd árnách získali odbor­ níci spektrogram y druhé novy. H arlan a Herbig n a šli ve spektru exponovaném 28. pro­ sin ce na Lickově o b serv ato ři výrazné a b ­ sorpčn í čáry typ ické pro novy před m axi­ mem jasn o sti. Spektrogram z 30. p rosince z David Dunlop Obs., ukázal podle Lyonse a Boltona typ ické spektrum novy k rá tce po m axim u jasn o sti. Řadu sp ek ter fotografovala A nd rillatová (H aute P ro v en ce). Ve spektrog ram ech exponovaných letos 2. a 3. ledna, v o b lasti vlnových d élek 355 až 450 nm n a­ lezla intenzivní čáry H, Fe II, Ti II, Si II a slab ší Mg II a Ca II. V blízké in fračerv en é o b lasti (710 až 1100 nm ] našla ve spektrog ram ech exponovaných letos 2 .až 5. ledna, intenzivní čáry O I, Ca II, Mg II a slab ší H (P aschenova s é r ie ), He I, C I, N I a Fe II. IAUC 4023 — 4028 (B )

LETNI ČAS Bude zav ed en i le to s . Ke zm ěně stře d o e v ro p ­ sk é h o č a su n a le t n i d o jd e v n o ci ze sob oty 30. b ře z n a na n e d ě li 31. b ře z n a . Ke zm ěně l e t ­ n íh o Času n a stře d o e v ro p sk ý v n o ci ze so b o ty 28. z á ří na n e d ě li 29. z á ří. Oas se m ěn í v e 2 h SEC, re sp . ve 3 h LČ, ta k ž e 31. b ře z n a s i ve 2 h SEČ p osu n em e ru č ič k y h od in o hodinu dop řed u a 29. z á ří ve 3 h LČ o h od in u z p ět. P la tí tedy, že LČ = SEČ + 1 h n eb o SE Č = LČ — 1 h. Aby n e d o c h á z e lo k e zm atkfim v ča so v ý ch úd a­ jí c h , budem e i po dobu p la tn o sti le tn íh o času u v ád ět v Ř íši hvězd č a so v é ú d a je v č a s e s tře d o ­ ev ro p sk ém . -JB-

DRUHÁ NOVA VULPECULAE 1984

• Koupím binoku lární nástav ec i bez okulárů, hodinový stro j, hřebeny s pastorkem na ok. výtah a hliníkovou-duralovou (n e ­ rez) trubku o svět. 0 80 až 90, d— 1100, tl. stěny 2 až 4 mm. Prodám k lín na přím é pozorování Slu n ce. VI. Langr, Stará 19, 602 00 Brno.

V Říši hvězd 10/84, na str. 216, js m J p řinesli zprávu o objevu novy v souhvězdí Lištičky. D ostala označení Nova V u lp eculae 1984 No. 1. D alší novu v tém že souhvězdí o b jev il P. Col-

• Prodám dalekohled Newton, něm. typ m ontáže 145/1200 s o k u láry (4200,— ) a vi­ dlicovou m ontáž na Cassegrain. L. Zacpálek, Šám alova 5, 615 00 Brno.

ROSTISLAV RAJCHL

Stále moderní CIRKUMZENITÁL

Obr. 1. Princip činnosti cirkum zenitólu: Hg — rtuťový horizont, Zt T-i — rovinná zrcátka, Ob — objektiv, Ok — okulár, Z3 — po­ mocné rovinné zrcátko, H — hvězda, H i Hz — obrazy hvězdy, a — úhel, který svírají zrcátka, šipka udává směr pohybu obrazu hvězdy.

Cirkumzenitál slouží k astronom ické­ mu určování zeměpisných souřadnic na zemském povrchu. Vyniká jednoduchos­ tí a velkou přesností. Za 85 let od svého vzniku neztratil nic ze své původnosti a patří k nejpřesnějším přístrojům na světě. Není divn, že je o jeho nejnovější verzi zájem u nás i v zahraničí. Co to znamená astronom ické určování zem ěpisných sou řad nic? Představm e si, po vzoru starověkých astronom ů, že kolem n aší zem ěkoule je soustředná sféra o tá č e jíc í se kolem Země, na níž jsou upevněny hvězdy. Kdybychom ten­ to pohyb zastavili, můžeme přiřadit každé hvězdě jed iné, u rčité m ísto na zem ěkouli, u rčené zeměpisnými souřad­ nicem i. Časový okam žik pozorování je dán průchodem hvězdy rovinou, defi­ novanou v zorném poli dalekohledu osvětleným vláknovým křížem . C irkum zenitál je založen n a principu využití dvojobrazu v zn ik ajícíh o u běž­ ného sextantu, spojeného s rtuťovým

horizontem . Rtuť má tu vlastn ost, že je jí povrch tvoří id eální zrcadlo, které se v každém m ístě na Zemi urovnává do přesně horizontální polohy. V tomto zrcadle se v noci od rážejí hvězdy. Zor­ né pole cirkum zenitálu však není roz­ děleno žádným křížem . N ahradilo ho pouhé přiblížení, až splynutí obou o b ra ­ zů v dvojobraz jed n é a téže hvězdy. (Na rozdíl od sextantu, kde se pozorují obrazy d va). Jeden obraz tvoří paprsky přímo od hvězdy, druhý je z paprsků odražených od povrchu rtuti (obr. 1 ). Cirkum zenitál pochází z doby, kdy byl jeho vynálezce, později univerzitní pro­ feso r dr. F ra n tišek Nušl, je ště p ro feso ­ rem na re á lc e v H radci Králové. Proto­ že se své velké lá sce, astronom ii, n e ­ mohl věnovat p rofesionálně, vynahrazo­ val si to ve volných ch v ílích po vyučo­ vání a h lavn ě o prázdninách. V roce 1899 byl na prázdninovém pobytu n a jen sk é hvězdárně u prof. Knopfa. Při častém pozorování sextantem přišel na nápad, zda by n ešlo využít principu

sextantu k sestro jen i stabilního p ří­ stro je na pevném pilíři, spojeného s rtu ­ ťovým horizontem , ale bez libel, k urov­ nání p řístro je do horizontální polohy. „Tyto stro je jsou spojeny s citlivým i libelam i, na je jic h ž ú d ajích přesnost po­ zorování závisí", píše dr. Nušl v článfcu ,,0 novém hranolovém stro ji ku pozo­ rování stálých výšek" o běžně používa­ ných teodolitech a pasážnících. „Jediný ctihodný sextan t je na libelách naprosto nezávislý a hodí se výtečně ku pozo­ rování stálých výšek všude tam, kde se nejedná o k rajn í meze astronom ické přesnosti. Nový hranolový stro j řadu výškových strojů doplňuje, je na lib e­ lách stejn ě nezávislý jako sextan t a může ho býti užito i k n ejp řesn ějším astronom ickým m ěřením ". P ráci před­ ložil 3. května 1901 České Akademii a publikoval v je jíc h Rozpravách. Tvůrčí m yšlenka provázela F. Nušla i v Hradci Králové, kde pokračoval v pozorování sextantem se svým k o le­ gou prof. Maškem. Svůj vynález p rak ­ ticky realizoval im provizací funkčního modelu. Všeho všudy použil rýsovací desku, setrvačník dynam oelektrického motoru, malý dalekohled, rtuťovou m is­ ku a několik šroubů (obr. 2 ). Nušl byl skvělý im provizátor. Talent zdědil po otci, klem píři v Jindřichově H radci, za nímž často přicházel do dílny a pozo­ roval p ráci zam ěstnanců. Nový p řístro j dostal název cirkum zenitál. Aby mohl být použitelný k přes­ ným m ěřením , musel být vyroben proto­ typ. Úkolu se u jal výborný konstruktér, dr. Josef Jan F rič, syn revolucionáře J. V. F riče, m ajitel závodu na přesnou m echaniku, kde se vyráběla zařízení pro cukrovarnický průmysl, ale také geode­ tick é a astronom ické p řístro je. Od mládí se J. J. F rič s bratrem Janem zabýval astronom ií, konkrétně fotografováním oblohy. B ratři Fričové jako jedni z prv­ ních na světě fotografovali zatm ění Mě­ síce a Josef Jan F rič na pam átku b ratra Jana, který zem řel v ro ce 1897, založil hvězdárnu v Ondřejově. Dr. F rič op ra­ vil funkční model cirkum zenitálu po konstrukční strán ce a ve svém závodě n ech al první prototyp vyrobit.

V roce 1900 poskytla Česká Akademie podporu ve výši 400 korun pro zakou­ pení optických součástí cirkum zenitálu. Hotový přístro j byl v témže ro ce v e ře j­ ně vystaven na Sjezdu lékařů a přírodozpytců v Praze. První pozorování s cirkum zenitálem se u sku tečn ila v Hradci Králové a v roce 1901 byl převezen na hvězdárnu v Ondřejově. Protože kopule a cen trá ln í budova byla teprve ve vý­ stavbě, používali hvězdáři prozatím ní pozorovatelnu v ohradě 8 X 1 8 m, posta­ venou na pozemku, který patřil zpěvač­ ce, první před stavitelce Prodané n e­ věsty, Eleonoře z E hrenbergu. Ta jim také poskytla útulek pro p řístro je a hodiny. Pozorování s cirkum zenitálem zah ájila vlastní vědecký program hvěz­ dárny. Výsledky byly publikovány v ro ­ ce 1903 v Rozpravách České Akademie ve „Studii o cirku m zen itálu ". Práce do­ stala ocenění i v zahraničí, v Anglii, z E lisabeth Thomson S cie n ce Fondu. Doma jí udělila Akademie věd ceny z nadace dr. Sudy a arch . W iehla. V ro ­ ce 1905 byl p řístro j trochu upraven — byl zam ěněn původně používaný hranol

za zrcátk a a zvětšen rtuťový horizont. Nový model byl v ro ce 1906 popsán ve „Druhé studii o cirkum zenitálu" (obr. 3) V červnu 1924 se v Praze konal 1. sjezd slovanských geografů a etnografů. Na k a rto g ra fick é výstavě ote­ vřené v době sjezdového jed nání byl v expozici Fričovy firm y vystaven cirkum zenitál vyrobený v roce 1922. Nušl s ním seznám il delegáty v závěru své přednášky „O nejjednodušším určování zem ěpisných sou řad n ic". P řístroj zaujal

2

zah ran ičn í odborníky n ejen na tomto sjezdu, ale také v Madridu na kongresu M ezinárodní geod etické a geofyzikální unie. Prof. Nušl je j předváděl při noč­ ním pozorování na m adridské hvězdárně a v témže ro ce se s přístrojem sezna­ m uje i francouzská astronom ická ve­ řejnost. Model 1922 (obr. 4) vznikl na základě požadavku československé armády, Vo­ jen sk éh o zem ěpisného ústavu, který ch těl užít cirkum zenitálu při novém ř e ­ šení naší trigonom etrické sítě I. řádu. Požadavek armády byl vylepšit cirkum zenitál tak, aby vyhovoval náročným polním podmínkám, při m ěření v te ré ­ nu, a zároveň splňoval na n ěj kladenou přesnost v určování souřadnic. Začíná nová etapa ve využití cirkum zenitálu. Vedle experim entálních m ěření v Ond­ řejově, která m ěla ukázat chyby pří­ stro je a n a jít optim ální m ěřící metody, se přikročilo k použití v praxi a dr. F rič upravuje cirkum zenitál pro potřeby vo­ jáků. V ro ce 1922 začíná s výrobou. První exem plář, který opouští továrnu v ro ce 1923, je u rčen Vojenském u zem ě­ pisnému ústavu, druhý dostává pražská technika. P řístro j prokázal vojákům cenné služby v polních podmínkách, kdy byl vystaven nepřízni počasí pod pozorovacím stanem , postaven často na n ejvyšších vrch olech , vydán napospas nárazům během transportu na hřbetech zvířat nebo selsk ých povozů, d rk otají­ cích po neupravených cestách a hor­ ských pěšinách.

O jeh o kv alitách svědčí zpráva, před­ ložená M. G. T. Mc Cowem kongresu M ezinárodní geod etické a geofyzikální unie v Edinburgu. Uvedení pravděpo­ dobné chyby výsledků pozorování, zís­ kaných zem ěpisnou službou sedm nácti zemí v letech 1933 až 1936, řadí Česko­ slovensko na 1. až 2. m ísto přesnosti určování zem ěpisných souřadnic bodů. Zem ěpisná šířk a byla u rčena s chybou 0,03 až 0,07", délka 0,004 až 0,013 s. M odelem z roku 1922 byl vývoj v pod­ statn ých rysech ukončen. Do dnešní doby už zásadních změn nedoznal. Dalším a velm i podstatným zařízením , vylepšujícím přesnost pozorování je ne­ osobní m ikrom etr, který prof. Nušl n a­ vrhl a publikoval už v roce 1903, ale prakticky použil až u modelu z roku 1922 (obr. na 3. str. obálky, n ah o ře). Základní princip p řístro je byl vyřešen, ale zůstal problém , ja k se vyhnout chy­ bám pozorovatele při splynutí obrazů, když hvězda probíhá p říliš rych le zor­ ným polem objektivu. Tento okam žik zaznam enává někdo dřív, někdo pozdě­ ji. Neosobní m ikrom etr prodloužil sply­ nutí obrazů vzájem ným pohybem čo ­ ček, k teré později nahradily proti sobě se o tá č e jíc í klíny. V době prodloužení se autom aticky reg istru je, kdy dochá­ zelo ke skutečným splynutím obrazů. C irkum zenitál s m ikrom etrem byl v ro ­ ce 1937 vystaven v Paříži při příležitosti M ezinárodní tech n ick é výstavy spolu se zařízením obstaráv ajícím pohyb v azimutu.

Cirkum zenitál z roku 1922 sloužil i po druhé světové válce na G eodetické ob­ servatoři Pecný a O bservatoři astrono­ mie a základů geofyziky ČVUT k u rčo ­ vání polohy pro sledování ro tace Země, pohybů pólů a ke stanovení k orekce časového signálu OMA pro účely mezi­ národní časové služby. Používal se i při přem ěřování základní trigonom etrické sítě. Jeho přesnost však p řestala vyho­ vovat požadavkům astrom etrick ý ch vý­ zkumů. Proto v dílnách Výzkumného ústavu geodetického, topografického a k arto grafick éh o začali v roce 1965 s mo­ dernizací (obr. na 3. str. o b álk y ]. Princip zachovali, zvětšili však optické para­ metry dalekohledu a vylepšili re g istra č­ ní zařízení průchodu hvězd. Nový cir­ kum zenitál měl v ro ce 1967 premiéru na výstavě astronom ických přístrojů, u příležitosti 13. valného shrom áždění Mezinárodní astronom ické unie v Praze. V roce 1969 byl vystavován v Brně, o dva roky později v Moskvě na výstavě „Geo­ fyzika 71“, u příležitosti zasedání Mezi­ národní geodetické a geofyzikální unie. Cirkum zenitál Výzkumného ústavu geodetického, topografického a k arto ­ g rafick éh o se používá n ejen v ČSSR, ale i v zahraničí, např. v Západním B erlíně

4 a Švédsku. V Nepálu pom áhal česk o ­ slovenským zem ěm ěřičům při budování astronom icko-geodetické sítě. Mohl pro­ niknout do světa už mnohem dříve, do­ čk al se toho až nyní. Za tuto dobu mno­ há jin á zařízení zastarala, že to nepo­ stih lo cirkum zenitál, svědčí o jeho ge­ niálním principu a skvělém k onstrukč­ ním provedení.

INFRAČERVENÉ O KN O DO VESMÍRU Příznivá p očasí v prvních prosincových d nech loňského roku umožnilo skupině čs. astronom ů u sku tečn it na observatoři A stro­ nom ického ústavu SAV na Skalnatém Plese první úspěšné zkoušky s p řístrojem na m ě­ řen í ja sn o sti hvězd v in fračerv en é oblasti sp ek tra. Pásmo in fračerv en éh o zářen í bylo dlouhou dobu nepřístupné astronom ickém u výzkumu proto, že chyběly vhodné m e­ tody d etek ce in fračerv en éh o signálu. Pokrok fyziky v posled ních dvaceti le te ch však do­ spěl k vývoji d ostatečn ě citliv ý ch detektorů a podpůrné tech n iky nízkých teplot, čímž se podařilo otevřít i in frače rv en é „okno do v esm íru". V ro ce 1983 úspěšně od startovala první specializovaná in fračerv en á družice IRAS, k te rá z ah ájila system atický výzkum vesm íru v této důležité o blasti spektra. Na tento úspěch navazu je souvislé a dlouho­ dobé m ěření o bjev en ých o b jektů ze s p e cia ­ lizovaných vysokohorských pracovišť. Fyzi­ k áln í vlastnosti in fračerv en éh o záření si totiž vyžadují sledování vesm írných cílů z co n ejv ětších nadm ořských výšek. V ČSSR už několik d esetiletí p racu je dob­ ře vybavená vysokohorská observatoř A stro­ nom ického ústavu SAV na Skalnatém Plese v nadm ořské výšce 1780 m s reflektorem o prům ěru 0,6 m. Tento dalekohled, po něk o lik a ro čn ích lab o rato rn ích zkou škách a vý­ voji aparatury, úspěšně zareg istrov al řadu o bjektů , k te ré siln ě září v in fračerv en é ob­ lasti sp ektra. Jde především o „červené o bry " a d alší relativ n ě chlad né objekty ve vesm íru. Tím se výrazně ro zšiřu jí možnosti kom plexního studia hvězdných objektů, zv láště prom ěnných a sym biotických hvězd, je jic h ž výzkum má v ASÚ SAV dlouholetou trad ici. Na úspěšném odzkoušení aparatury se podíleli pracovníci ASÚ SAV v T atranské Lom nici, K atedry astronom ie a astrofyziky M atem aticko-fyzikální faku lty UK v Praze a Fyzikálního ústavu ČSAV v Reži. Česko­ slovensko se ta k stalo po SSSR druhým s tá ­ tem so cialistick éh o tábora, který si osvo­ ju je tuto náročnou pozorovací technikn. Novosti vedy a tech niky 1/85 — šik •

•

•

n O

V

é

a P u b lik a ce

• R. K. B alad in: N aturkatastrophen — Der Pulssch lag der N aturgew alten. Vyd. nakl. Mír, Moskva a BSD — B. G. Teubner, Leipzig, 1984; str. 224, 48 pérovek v textu. Vázaná kniha s to jí v NDR 16,— M, v zah ran ičí 28,— M. V překladu d r. H orsta Rasta vychází v něm čině populárně vědecká p ráce sovět­ ského autora Rudolfa K onstantinoviče Baladina (v orig. „Puls zem ných s tic h ij" ) za­ v ád ějící čten á ře do problem atiky přírodních k atastro f a „ z a je tí člov ěka přírodní m ocí“ . Kniha má v záhlaví první kap itoly titulek „Od legend k vědě“ a tím je vlastně dost přesně vyjád řen i způsob přístupu autora této zajím avé pu b likace k danému tém atu. Pokud jd e o m ytologii a přírodní k atastro fy fig u ru je tu pochopitelně bible, a le i baby­

tákazys*v květnu 1985 SLUNCE vychází 1. května ve 4h37m, za­ padá v 19h18m. Dne 31. května vychází ve 3h57m a zapadá v 19h59m. Za květen se pro­ dlouží d élka dne o 1 h 21 min a polední výška Slu n ce nad obzorem se zvětší o 7°, z 55° na 62°. Dne 19. května n astan e č á s ­ te čn é slu n e čn í zatm ění, k te ré však u nás nebude pozorovatelné. MĚSlC je 4. V. ve 21h v úplňku, 11. V. v 19h v poslední čtvrti, 19. V. ve 23h v novu a 27. V. ve 14h v první č tv rti. Přízem ím pro­ chází M ěsíc 4. května, odzemím 17. května. Při úplňku 4. května nastává úplné m ěsíční zatm ění, k te ré bude u n ás vid itelné, i když nikoliv v celém průběhu. Z ačátek polostínového zatm ění bude v 18h20m, začátek č á s ­ tečn éh o v 19h17m, z a čá tek úplného ve 20b 22m, n e jv ě tší fáze ve 20h56m, kon ec úplného

lonské verze k atastro f zachycené ve známém eposu o Gilgam ešovi a v neposlední řadě i m ytologie staréh o Egypta, Indie, jižní Ame­ riky a d alších starov ěk ých kultur. Zeměpis legend, pověstí, b á jí a mýtů uzavírá je jic h k la sifik a ce . K apitola „F ilo sofie k a ta s tro f" m j. pojednává o tzv. neptunism u a neoneptunism u a „Vzpom ínky na potopy" vedou č ten á ře po c e s tá c h za viditelným i stopam i těch to dávných i nedávných přírodn ích k a ­ ta stro f (n ap říklad do roku 1929, kdy se za pam átkam i staro babylo n sk éh o Uru vy­ dala výprava an g lick éh o arch e o lo g a Leonarda W oo lleye), k te ré au to r k o n fro n tu je s pohledy „na v ěc“ očim a m oderní vědy. Na d alších strá n k á ch Baladinovy knihy nechybí ani zastavení u problém u Atlantidy, geologický a p aleo geo grafický pohled na ledové doby apod. Čtenáře Říše hvězd jis tě zaujm ou řádky o slu n ečn ích ry tm ech a sk v rn ách ve vztahu k dané prob lem atice či pojem katastrofism u z hlediska astronom ie a kosm ologie. V k ap ito le „Klim a a c iv iliz a c e" se autor zabývá například tzv. klim atick ou krizí na Sahaře, člověkem jak o geog rafický m fa k ­ torem , kteréh o vede přes „starého lo v ce"

zatm ění ve 21h31m, kon ec č á ste čn é h o ve 22h36m a ko n ec polostínového ve 23h33m. V elikost zatm ění (v jed n otkách m ěsíčního prům ěru) je 1,24. Protože však M ěsíc vychází až v 19hl l m, tedy pouze 6 m in před vstupem M ěsíce do stínu, nebude začátek úkazu vidi­ telný. K ulm inace M ěsíce n astáv á 5. května v 0h04m, tedy a s i Vi h po výstupu M ěsíce z polostínu; M ěsíc však bude v době kulm i­ n a ce jen 23° nad obzorem . Celé zatm ění pro­ běhne při m alé výšce M ěsíce nad obzorem. V n o ci z 5. na 6. kv ětna dojde k zákrytu ja sn é (2,5m) hvězdy <5 S co rp ii M ěsícem . V Praze n astáv á vstup v l h14m, výstup v l h38m. Úkaz probíhá k rá tce po kulm inaci M ěsíce, k te rá n astáv á v l h03m; M ěsíc však při ní bude je n 18° nad obzorem . Během května dojde k těm to kon junkcím M ěsíce s p lanetam i: 5. 5. v 16h s e Saturnem , 7. 5. ve 2h s U ranem , 8. 5. v 5h s Neptunem, 11. 5. V3 14h s Jupiterem , 16. 5. v 0h s V e­ nuší,, 18. 5. ve 2 h s M erkurem a 21. 5. v l l h s Marsem. MERKUR je 1. května v n e jv ě tší západní elon gaci, ve vzdálenosti 27° od Slu nce. Po celý m ěsíc je na ran n í obloze, ale v n e p ří­ znivé poloze k pozorování, protože vychází je n k rá tce před východem S lu n ce: počátkem

sto jícíh o v první opozici k období k atastro f tech n ick éh o zřejm ě, že tu n e ch y b ějí ani je n é s en ergetickým i zd ro ji votního prostřed í, k te ré s na Zemi úzce sou visejí.

přírodě, až do původu. Sam o­ problém y spo­ a och ran o u ži­ katastrofism em -šk-

• B. M iiller: Grundziige der Astronom ie. N aklad. B. G. Teubner, Lipsko 1984; 5. vyd., str. 192, obr. 117; cen a brož. 8,90 M v NDR, 12 M v zahraniěl. Napsat rozsahem nevelkou knihu, p ojed ­ n áv ající ve č ty ře ch k ap ito lách (V šeobecné základy, Slu n ečn í soustava, Hvězdy, Hvězd­ né systém y) n e je n p rak tick y o celé a stro ­ nomii, ale i o potřebných základ ech m ate­ m atiky a fyziky, to je jis tě problém veliký, zvlášť n ech ce-li se au tor m atem atice vy­ hýbat. Berdovi M tillerovi s e opravdu poda­ řilo napsat pozoruhodnou úvodní u čebnici, vhodnou pro každého vážnějšího zájem ce. O tom, jak ý je o knížku zájem , svěd čí už je jí páté něm ecké přepracované vydáni. První vyšlo v ro c e 1973 a recenzovali jsm e je podrobně v Ř íši hvězd 3/74 (str. 62—63).

května ve 4h03m, koncem m ěsíce ve 3h34m. Jasnost M erkura se během května zvětšu je z 0,7m na — l,3 m. VENUŠE je v souhvězdí Ryb a je pozoro­ v atelná na ran n í obloze. Počátkem května vychází ve 3h20m, koncem m ěsíce ve 2h19m. Jasnost Venuše se během května zm enšuje z —4,2m na —4 ,l m, n e jv ě tší ja sn o sti dosa­ hu je planeta 9. května. MARS je v souhvězdí Býka na večern í obloze, a le v nepříznivé poloze k pozoro­ vání. Zapadá mezi 21h24m — 21hl l m, jasn o st má l ,8 m. Dne 11. kv ětna ve 14h dojde ke ko n ju n k ci M arsu s A ldebaranem , při níž bude M ars 6° severně od hvězdy. JUPITER je v souhvězdí K ozorožce a je pozorovatelný ráno. Počátkem května vy­ chází v l h56m, koncem m ěsíce již v 0h03m. Během května se jasn o st Ju p itera zvětšu je z — l,9 m na —2 ,l m. SATURN je v souhvězdí Vah v příznivé poloze k pozorování, protože je 15. května v opozici se Sluncem . Je nad obzorem tém ěř po celou noc. Jasnost Satu rn a je 0,3m. URAN je v souhvězdí Hadonoše a protože s e blíží do opozice se Sluncem , k te rá na-

V této recen zi jsm e tehdy doporučili vydat knihu v českém překladu. Toho jsm e s e s ic e ned očkali, ale v ro c e 1980 vyšel v b ra ti­ slav ském n ak lad atelstv í A lfa překlad slo ­ venský pod názvem Základy astronóm ie (recen zo v ali jsm e je j v č ísle 7/81, str. 154). Krom ě toho vyšel překlad v M adarsku a M ullerova kniha byla vydána i v N ěm ecké spolkové rep u blice. D alší vydání této knihy jistě u v ítají i mnozí n aši am atéři, kterým se nepodařilo seh nat vydání slovenské. J. B.

O d c b y lk y č a s o v ý c h s ig n á lů v p r o s in c i 1 9 8 4 Den 5. 10. 15. 20. 25. 30.

XII. XII. XII. XII. XII. XII.

UT1— UTC

UT2—UTC

—0,1181s —0,1281 — 0,1356 —0,1425 — 0,1486 —0,1531

— 0,1295* —0,1380 — 0,1441 —0,1498 —0,1548 — 0,1583

V ysvětlení k tab u lce viz RH 1/85. (str. 21 ). V. P.

stan e 6. červn a, hodné poloze k síce vychází ve ve 20h19m. Uran

je po celý květen ve vý­ pozorování. P očátkem m ě­ 22h22m, koncem května již má jasn o st 5,8m.

NEPTUN je v souhvězdí S tře lc e a vhodné podmínky k jeh o pozorování jsou v druhé polovině noci. P očátkem května vychází ve 23h28m, koncem m ěsíce již ve 21h28m. Ja s ­ nost Neptuna je 7,7m. PLUTO je v souhvězdí Panny a po opozici se Sluncem 23. dubna je v květnu v příznivé poloze k fotografov ání. Počátkem května zapadá v 6h12m, koncem m ěsíce již ve 4h12m. Pluto má ja sn o st asi 14m. METEORY. Z význam ných rojů m ají 5. k v ět­ na maxim um čin n o stí rj-Aquaridy. Podrob­ nosti o tom to r o ji i o d alších podružných, je jic h ž čin nost připadá na květen, lze n a ­ lézt v H vězdářské ro če n ce 1985 (str. 141). Východy, západy a ku lm inace uvedené v tom to přehledu p latí pro prů sečík 50. rov­ noběžky sev ern í zem ěpisné šířky a 15. po­ ledníku východní délky. V šechny časové ú d aje jsou uvedeny v č a se středoevropském . J.B .

•

•

•

Prstenec u Neptuna?

Rozsáhlý systém prstenců byl až do druhé poloviny sedm desátých let znám pouze u planety Saturn . Saturn tim získával m nohá vítězství v a n k e tá ch „o n ejh ezčí p lan etu ". Rok 1978 však p řinesl objev soustavy devíti prstenců planety Uran (o b je v byl usku tečn ěn ze Země při sledování zákrytu jed n é hvězdy U ranem ). Sonda Voyager 1 v ro c e 1979 ob jev ila i p rsten ec, resp. sou­ stavu prstenců, se složitou strukturou tak é u Ju p itera. Z velkých planet slu n e čn í soustavy tak zůstal bez prs­ tenců jed in ě Neptun. Bylo přirozené, že astronom ové začali v zájm u „em an cip ace" velk ých planet hledat p rsten ce také u něho. Metoda byla stejn á — analýza fo to ele k trick ý ch pozorování zákrytů hvězd Neptunem, popř. těsného přiblížení Neptuna k zdánlivé poloze ně­ ja k é vhodné hvězdy.

Už v ro ce 1981 se v C irkuláři Mezi­ národní astronom ické unie (IAUC) č. 3608 objevila zpráva o pozorování zákrytového jevu poukazujícího na možnou přítom nost neznám ého tělesa v soustavě Neptuna. Další vhodná pří­ ležitost n astala 22. července 1984, kdy byl Neptun v těsné blízkosti hvězdy SAO 186001. Jev pozorovali na Evropské

jižn í observatoři (ESO ) v Chile. J. Manfroid, F. G utierrez, R. H afner a P. Vega oznám ili pozorování izolovaného k rá t­ kého zákrytového jevu o trvání 2s s po­ klesem jasn o sti hvězdy o 35 % ve fil­ trech I (0,5 m re fle k to r) a K (lm re ­ flek to r) v in fračerv en é oblasti spektra. Zákryt nastal v 5h40m SČ (IAUC č. 3962). Další analýza u kázala, že zákryt vyvo-

JAN MÁNEK

cbzorem . Výstup M ěsíce ze stínu bude po­ zorovatelný za lep ších podmínek. Bohužel je celý úkaz poznam enán již n í d ek lin ací Mě­ síce, a tak se c e lé zatm ění bude odehrávat ve výškách do 23° nad obzorem. Pozorování zatm ění M ěsíce, resp. určování časn kon taktů k ráterů se stínem , má u nás dobrou trad ici. Pro začátečn ík y bych však ch těl připom enout něk olik v ěcí: praxe u k a­ zuje, že nem á valnou cenu určovat začátek a kon ec čá stečn éh o nebo úplného zatm ění. Tyto časy n ejso u nato lik spolehlivé, aby se daly použít pro u rčen í zvětšení stínu. Rov­ něž výběr k rá terů pro kon takty by nem ěl být náhodný. V hodnější jsou útvary m enších rozm ěrů. U ro zsáh le jších útvarů bývá totiž chyba pozorování v ětší než je únosné. Ze znám ějších k ráterů to p latí např. pro Plato, Copernicus a T im ocharis. A co především — musí být znám y sele n o g ra fick é sou řad nice vybraných útvarů, což např. při určování času kontaktů o krajů moří, zálivů apod. není splněno. Pro usnadnění tohoto výběru jsem použil p ráci S. M. Kozika K atalog i sch e m atiče sk aja k arta izbrannych lunnych objektov d lja polnolun ija (M oskva 1980), kde je i seznam 100 útvarů vhodných pro zm íněná pozoro­ vání. Pro 25 n ejv h o d n ějších je v tabu lkách uvedena efem erid a. Jde zpravidla o m alé,

Květnové zatmění Měsíce Letos nastanou dvě zatm ění Slu nce a dvě zatm ění M ěsíce. Zatm ění Slu n ce 19. května a 12. listopadu n ejsou z našeho území vidi­ teln á ani jak o čá ste čn á , vynahradí nám však obě zatm ění M ěsíce 4. května a 28. říjn a, k te rá jsou úplná a s výjim kou polostínové fáze v obou případech pozorovatelná u nás v tém ěř celém průběhu. Cvodnt fáze zatm ění 4. 5., vstup M ěsíce do stínu, nebude zpočátku dobře pozorovatelná. M ěsíc vstupuje do stínu něk olik minut po svém východu v 19hl l m. Situ ace je kom pli­ kována i tím, že Slu n ce v ten den zapadá až v 19h23m. S postupujícím časem se pod­ m ínky budou zlepšovat západem Slunce a nástupem noci a ro sto u cí výškou M ěsíce nad

lalo těleso o m inim álních rozm ěrech 10 až 15 km. V době pozorování v m ístě zákrytu nebyl žádný katalogizovaný asteroid, ani m ěsíce Neptuna, Triton či Nereida. Zakrývající těleso patří k sou­ stavě Neptuna a obíhá planetu ve vzdá­ lenosti přibližně tří je jíc h poloměrů. Celý jev z 22. července 1984 se mimo­ řádně podobal jevu z roku 1981. Autoři z ESO uvádějí, že může jít o neznám é drobné m ěsíce Neptuna o b íh ající na ste jn é dráze kolem planety (v soustavě Saturna známe několik případů, kdy se dva až tři m ěsíce dělí o přibližně s te j­ nou oběžnou d ráh u ). Není však vylou­ čen ani zákryt určitou částí nepravidel­ ného prstence (IAUC č. 3968). Jak ozná­ mil W. B. Hubbard z Lunární a plane­ tárn í laboratoře v arizonském Tusconu (IAUC č. 4022), jev z 22. července 1984 pozorovali také na hvězdárně Cerro Tololo, rovněž v Chile. K zákrytu došlo v 5h40m09s SC, jasn o st SAO 186001 po­ k lesla na vlnové délce 0,8 ^m asi

0 35 % . Z akrývajícím tělesem byl asi segm ent prstence. Hubbard dodatečně analyzoval jev z 15. června 1983 s vý­ sledkem poukazujícím na existen ci ob­ jek tu v rovníkové rovině Neptunu ve vzdálenosti přibližně tří poloměrů pla­ nety. Získaná data poukazují na exis­ ten ci prsten ce Neptuna ve vzdálenosti asi 76 400 km od středu planety. Odpověď na otázku, zda Neptun p rs­ tenec má či nem á mohou však přinést je n další pečlivá pozorování zákryto­ vých jevů. D efinitivní odpověď nám dá zřejm ě až plánované rendezvous m ezi­ p lan etárn í sondy Voyager 2 s Neptunem v roce 1989. Zatím musíme držet Voyageru 2 palce, aby n a jeho dlouhé cestě nenastaly n ějak é potíže tech n ickéh o rázu, vyvolané vnitřní závadou, nebo škodlivým vlivem m eziplanetárního pro­ střed í a těšit se na událost prostorově 1 časově bližší — setkán í Voyageru 2 s planetou Uran v ro ce 1986. Zdeněk Urban

jasn é k rátery. Výjim ku tvoři Bullialdus, M anilius, Plinius a Tycho, kde se jedná o cen tráln í v rch o lek v ětších k ráterů , a Hansteen , což je m alé, jasn é pohoří. E fem erida neuvažuje o zploštění stínu. Časové úd aje jsou v SEČ.

Censorinus Pico Plinius /S Posidonius A Proclus b) ze stínu H ansteen a M ilichius Fico Pytheas Darney C Gam bart A A gatharchid es A Darney Bullialdus (3 Mostig A A lpetragius B Birt Chladni Tycho M anilius z P ickering E. Posidonius A H ipparchus C Plinius ,3 Dionysius Beaum ont D Polybius A Censorinus Proclus Rosse

•

Efem erida vstupů vybraných útvarů a ) do stínu H ansteen a A gatharchid es A Darney .C Bullialdus jS Darney Tycho Birt M ilichius Gam bart A A lpetragius B M ostig A Pytheas H ipparchus C Chladni Pickering E. Polybius A Beaum ont D Dionysius M anilius £ Rosse

19h24m 19 29 19 31 19 32 19 32 19 33 19 37 19 37 19 39 19 39 19 43 19 46 19 48 19 48 19 49 19 52 19 53 19 55 19 56 19 56

20 20 20 20 20

01 02 02 09 10

21h4 5 m 21 48 21 49 21 50 21 55 21 55 21 56 21 56 21 58 22 03 22 04 22 04 22 05 22 06 22 06 22 09 22 10 22 11 22 13 22 13 22 20 22 21 22 21 22 23 22 24

JAROSLAV VÁŇA

Aktivita loňských Orionid V A stronom ickém ústavu ČSAV pozorovali rad arem od 14. do 31. říjn a 1984 m eteorick ý ro j Orionid. První dva dny pracovníci ond řejovské observatoře, zb ý v ajících šestn áct dnů autor tohoto člán ku , prom. fyzik Jaro slav Váňa, z okresní hvězdárny v Žiaru nad Hronom. Pozorování probíhalo většinou od pů lnoci do půl deváté ráno.

Orionidy sled uje 25kW m eteorický rad ar ond řejovské observatoře už víc než 20 let, druhý roj Halleyovy kom e­ ty — éta Aqaridy od roku 1969. Vedou­ cím programu je RNDr. A. Hajduk, CSc., vědecký pracovník Astronom ického ústavu SAV v B ratislavě. Pozorování jsou součástí program ů Interkosm os a IHW. Radarové ozvěny od m eteorických stop sním á kam era na film ový pás ORWO — NP7, ja sn ě jší ozvěny jsou vidět na obrazovce, jak o výstupy ze základní hladiny v různé vzdálenosti od radaru (70 až 600 k m ). M ají různou amplitudu a rozdílné trvání. Od 16. do 31. říjn a mezi 4 h 15 min až 4 h 30 min jsem zjišťoval počet ozvěn na obrazovce v okolí vrcholen í radiantu Orionid nad obzorem a z toho jsem došel k hodino­ vým frek ven cím znázorněným na obráz­ ku. Z 17. říjn a údaj pro poruchu vysí­ la če chybí. Na obrázku jsou dvě výrazná maxima aktivity ro je z 21. a 29. říjn a. První odpovídá stab iln í střed ní zóně ro je a fig u ru je i v seznam ech m eteo­ rick ých rojů {viz ŘH 8/84 str. 176), dru­

hé je nestabiln í, poprvé pozorované v roce 1978 v Boloni. I když ú daje o frek v en ci zjišťované vizuálně z obrazovky nejsou p říliš spo­ lehlivé (takové sledování p říliš unavuje zrak ), jsou k dispozici okam žitě. Z f il­ mového záznamu získám e sice spoleh ­ livé frek v en ce, ale zpracování trvá delší dobu. Na zpracování film ových záznamů se hlavní měrou podílí Astronom ický ústav SAV v Bratislavě. Výzkum rojů Halleyovy komety se stal zvlášť ak tu áln í v souvislosti s jejím přibližováním ke Slun ci a se startem kosm ických sond do okolí je jíh o jád ra. Umožňuje lepší poznání prostředí v b líz­ kosti kom ety a případnou k orekci drah, aby se předešlo poškození sond. I am atérské skupiny pozorovatelů m e­ teorů mohou pom oci při sledování rojů. Zvlášť cenná jsou pozorování telesk o ­ pická, ale ani vizuální n ejsou zanedba­ teln á, zejm éna při spolehlivém u rčení magnitud. Je však nutné pozorovat ne­ je n okolí předpokládaného maxima, ale i v průběhu ce lé čin n osti ro je.

16 1? 18 19 10 Z í ZX 2 1 2f íS' 2 6 27 28 29 30 37

58

JAN VONDRÁK

ASTRONOMIE, GEODÉZIE a GEOFYZIKA Už popáté organizoval postupim ský Cen­ trá ln í institu t fyziky Země sympozium pod názvem „Geodézie a fyzika Země“. T ento­ k rát se do Magdeburgu s je lo ve dnech 23. až 29. 9. 1984 z 18 zemí Evropy, Asie a Ame­ riky 151 účastníků. Sympozium se věnovalo tém atu „G eodetické aspekty p lan etárn í dy­ nam iky a dynam iky zem ské k ů ry " a pod­ porovala je M ezinárodní astronom ick á unie a KAPG. Stovku re fe rátů nebylo možné před­ nést ústně, a tak vyjdou v připravovaném sborníku. Jednání by!o členěn o do dvou hlavních tém at: „Výzkumy p lan etárn í dyna­ miky Země“ a „Výzkumy rece n tn ích pohybů zem ské kůry“. Protože p roblem atika prvního z tém at se těsn ě dotýká astronom ie, (ve značné m íře se prolíná i s čin n o stí 19. ko­ m ise IAU — R otace Země, je jíž prezident a sou časně i vicep rezid en t IAU J. S. Jackiv se jed nání ú častn il) soustředím e se právě na ni. Především tu byla už trad ičn í H elm ertova lekce, o niž byl te n to k rát požádán 1.1. Muelle r (U SA ). Nazval ji „Geodézie a geodyna­ m ika — Současn ost a budoucnost" a věnoval ji globálním u pohledu. Podal zevrubný p ře­ hled pozorovacích tech n ik pro geodynam ické účely, zejm éna pro sledování param etrů zem ské ro tace, tek to n ick ý ch pohybů a n a­ vázání lokáln ích geod etický ch sítí do je d ­ notné globální sítě. Díky m ezinárodním u p rojektu MERIT se. krom ě trad ičn ích astrom etrický ch přístro jů , stá le v íc ro z v íje jí mo­ derní kosm ické metody jak o je dopplerovské pozorování družic, laserov á lo k ace družic a M ěsíce a in terfero m etrie extrag alak tick ý ch rádiových zdrojů z velm i dlouhých z á k la ­ den. M ueller ch arak terizo v al rok 1984 jako ro k decim etrové p řesnosti a zdůraznil, že cílem by mělo být dosáhnout v roce 2000 přesnosti centim etrové. H. Kautzleben (NDR) podal přehled o s ta ­

vu p rací v ob lasti p lan etárn í dynamiky Země v 5. se k ci IAG a v p rojek tu KAPG č. 14, na k terý navázal J. S. Jack iv (S S S R ) s podrob­ n ě jš í zprávou o podprojektu KAPG č. 14.1 (R o tace Zem ě). Z výsledků, dosažených v posled ních le te c h v s o cia listick ý ch zem ích, podtrhl zejm éna ty v o b lasti zpřesnění n e ­ beského referen čn íh o systém u (zpřesněné hvězdné katalogy pro astrom etrick á pozo­ ro v á n í), relativ n í u rčen í astronom ických sou řad nic pěti sta n ic s p řesností ± 0 ,0 2 " vzájem né srovnání atom ových časových škál ú častn ick ý ch zem í telev izní metodou a me­ todou odrazů signálu od m eteorických stop. studie dlouhoperiodických změn souřadnic pozorovacích stan ic a rotačn íh o póln Země, jak ož i odvození vlivu planet a vyšších h a r­ m onických členů v rozvoji zem ského poten­ ciálu na ro ta ci Země. Poukázal i na n ěk teré k o re la c e mezi ry ch lo stí ro tace Země a neslapovým i sekulárním i zm ěnam i zem ské tíže, zjiště n é v letech 1987 až 1978. Dotkl se i bu­ doucí glo báln í geodynam ické sítě pro s le ­ dování param etrů ro ta ce Země, k te rá by m ěla zahrnovat 10 až 15 astro m etrick ých p řístro jů nejv yšší p řesnosti (fo to g ra fick é zenitové teleskopy, a stro lá b y ), 6 až 8 la s e ­ rových družicových lokátorů a c c a 8 stan ic in terfero m etrick ý ch . H. Moritz (Rakousko) ukázal altern ativ n í a jednodušší postup při odvození rovnic M oloděnského nebo Sasaa a d alších autorů, k te ré popisují ro taci e la s ­ tick é Země s tekutým vnějším a tuhým v n itř­ ním jád rem . K rátkop eriod ickým i variacem i pohybu pólu se zabývala B. K olaczeková se spolupracovníky (P L R ); ukázali, že v ro z­ m ezí period 15 až 70 dní d osahu jí am p litu­ dy je n n ěkolika tisícin obloukové vteřiny. J. H efty (ČSSR) analýzoval dlouhodobé řady astronom ick ých pozorování v ariací šířky a času na tře ch českoslov enský ch observato­ řích . Z pozorování odvozené hodnoty c h a ­

ra k teristik pružnosti zem ského tě le sa jsou v dobrém souladu s Wahrovým modelem vy­ nu cené nu tace a jeh o te o rii zem ských s la ­ pů. E. G rafarend (N SR) se zabýval obecnou problem atikou d efin ice různých souřadných soustav, k te ré p řich ázejí v úvahu při ro ta č ­ ním pohybu deform ovatelného tělesa. M. Feisselov á (F r a n c ie ) pojed nala ze­ vrubně o udržování referen čn íh o te re s tr ic ­ kého systém u v BIH (B u reau In tern atio n al de l’H eure, m ezinárodní centrum pro sled o­ vání param etrů ro ta ce Z em ě). Ten je do­ posud definován sm ěry v e rtik ál souboru a stro m etrick ý ch stan ic, navrh uje se však zm ěnit tuto d efin ici ve prospěch souboru pravoúhlých souřadnic m oderních kosm ic­ kých tech nik. Odhaduje ss, že sta b ilita sy­ stém u BIH je lepší než 0,0003" za rok v šířce a 0,0001s za ro k v d élce. Prozatím je však na světě je n málo stan ic, na nichž je víc typů m oderních pozorovacích přístro jů . Vý­ jim ku tvoří přenosné dopplerovské ap ara­ tury, je jic h ž přesnost je však nižší než u ostatn ích m od erních tech n ik. Vztahy mezi souřadným i systém y, používanými jed n o tli­ vými tech n ikam i, lze tedy prozatím u rčit sp oleh livěji z analýzy rozdílů v p aram et­ rech ro tace Země, určený ch jednotlivým i tech nikam i. Dnes jsou tyto vztahy známy s p řesností n ěk olika tisícin obloukové vte­ řiny (pokud jde o sto čen í sou stav) a n ě­ k o lik a decim etrů až m etrů (pokud jde o je ­ jic h posunu tí). H. Jochm ann (NDR) podrobil diskusi n ěk teré podobnosti mezi dlouhoperiodickým i zm ěnam i intenzity m agnetic­ kého pole Země, délky dne, Chandlerovou periodou a am plitudou volného Chandierova pohybu. U kázal, že fyzikálně význam ná je jen k o rela ce mezi změnami m agnetického pole a délkou dne. Han Tian-qi a Qian Yi-ming (CLR) odvodili n ěk teré c h a ra k te ­ ristik y pružnosti Země z astronom ických pozorování v ariací zem ěpisné šířky v Tianjinu, M. M einig (NDR) diskutoval o stab ilitě pozorování postupim ského fo to g rafick éh o zenitteleskopu , při použití dvou různých hvězdných katalogů . O vzájem ném vztahu pozorovaných hodnot sek u lárn ího zpom alování ry ch lo sti ro tace Země, zpom alování M ěsíce ve dráze kolem Země, jeh o vzdalování od Země a sek u lárn í změny druhé zonální harm onické konstanty v rozvoji potenciálu Země hovořil M. Bursa (Č S S R ). U kázal, že při zachování podmínky n e stla čite ln o sti Země m uselo být v m inu­ losti zploštění Země značně v ětší než dnes, ry ch lost p recesn íh o pohybu značně větší, hlavní člen n u tace m usel mít podstatně

v ětší am plitudu a volný Chandlerův pohyb osy ro tace v zem ském tě le se k ra tší periodu. J. S. Jack iv (S S S R ) se věnoval ověření modelu pohybů zem ských k er pozorováním klasický m i astro m etrick ým i p řístro ji a dopplerovského pozorování družic. Dospěl k zá­ věru, že pozorování tohoto druhu nejsou sice v rozporu s m odelem M instera a Jordana RM2, jsou však zatím málo přesná pro případné jeh o vylepšení či zpřesnění. A. Po­ rna a E. P roverbio (Itá lie ) pojed nali o u r­ čen i pohybu středního pólu ro ta ce Země na základ ě astro m etrick ý ch a dopplerovských pozorování a kon stato v ali, že tato pozoro­ vání potvrzují je h o sek u lárn í pohyb o cca 0,003" sm ěrem ke Grónsku. V podstatě ke stejn ém u závěru dospěl J. V ondrák (Č S S R ), který krom ě toho z jistil silnou k o relaci mezi délkou Chandlerovy periody a celkovou amplitudou pohybn pólu. E xistu je-li oprav­ du fun kční závislost mezi těm ito oběm a ve-

Difuzní mlhovina N G C 6618 (M 17) v sou­ hvězdí Střelce, znám á pod jménem Om ega. K seriálu J. G rygara „Žeň objevů ’84" na str. 46—47.

litin am i (n e e x istu je však doposud žádný model Země, který by m ožnost prom ěnlivé délky Chandlerovy periody p řip ou štěl), bylo by jim dobře možné vysvětlit ry ch lou změnu fáze pohybu pólu ve d vacátých a třicá tý ch le te ch tohoto století. I. Dominski (PLR) se věnoval náhlým změnám v ry ch lo sti ro tace Země za posledních 10 let. N apočítal jic h 29, a J. Hopfner (NDR) odvodil z pozorované hodnoty Chandlerovy periody Danjonovým astrolábem v Postupim i globální hodnotu Loveova čísla pro Zemi. M. Burša (Č SSR) porovnával param etry tíhového pole Země, M ěsíce a něk terých planet s param etry je jic h tvaru a k o n sta­ toval značné odchylky od stavu hydrosta­ tick é rovnováhy v případě Venuše a Marsu. Návrh na vyrovnání pohybu pólu z pozoro­ vání změn zem ěpisných š íře k metodou koIok ace přednesl R. Galas (PLR), I. B. Ivanov (BLR) se pokoušel vysvětlit sezónní nep ra­ videlnosti v ry ch lo sti ro ta c e Země vlivem Slu nce na (vů či rovníku nesym etrickou ) Zemi. K. Kurzynska (PLR) se zabývala vlivy lokální astronom ické re fra k ce na astrom etrick á pozorování a K. G. S tein ert (NDR) zvažoval argum enty pro a proti existen ci planet kolem Barnardovy hvězdy. Rada d alších příspěvků byla věnována zemským slapům, okrajovým a inverzním problémům te o re tick é geodézie a výzkumům recen tn ích pohybů zem ské kůry. O rganizá­ to ři využili tohoto setk án í i ke krátkým inform acím o před chozích sym poziích roku 1984 s příbuznou tem atikou. Tak I. Somogyi (MLR) refero v al o úspěšném a silně o b sa­ zeném sympoziu na tém a „Využití kosm ické

tech niky v geod yn am ice", (Šoproň, červen ec 1984) a H. Montag (NDR) hovořil o zasedání 4. se k ce Interkosm os v K arlových V arech. K rátkou zprávu o čin nosti 31. kom ise IAU (Č as) za poslední období podal je jí prezi­ dent G. Hemmleb (N DR). M ezinárodního setk án í bylo využito i k pracovním zase­ dáním, na nichž se hodnotila dosavadní čin ­ nost a hovořilo o plánech do budoucnosti. Takto se sešla S p eciáln í stu d ijn í skupina IAG č. 5.99 (Slap ov é tře n í a ro tace Zem ě), kterou říd il je jí předseda M. Burša (ČSSR) a skupiny pracovníků, p o d ílejících se na p ro jek tech KAPG č. 9 (R ecen tn í pohyby zem­ ské ků ry) a 14 (P lan etárn í dynam ika Zem ě), k te ré říd ili vedoucí koord inátoři P. Vysko­ č il (Č SSR ) a H. K autzleben (N DR). Jednání jed noznačně ukázala, že je bezpodm ínečně nutné v zem ích, p o d ílejících se na projektu KAPG č. 14, ro zv íjet m oderní kosm ické me­ tody pozorování. Právě o tuto problem atiku bude p ro je k t v p říštích le te ch rozšířen. Jed n ání 5. sympozia názorně ukázalo na úzké sou vislosti oborů a nutnost spolupráce m ezi astronom ií, geodézií a geofyzikou v ob­ lasti geodynam ických výzkumů. Přítom nost čeln ý ch před stavitelů M ezinárodní astrono­ m ické unie a M ezinárodní unie geod etické a geofy zik áln í svědčí o tom, že obě org an i­ zace si jsou tohoto trendu vědomy a pod­ poru jí je j.

• • •

ALBERTO FREMURA j e Ita l. P o c h á z í z L ivorn a, m á d o k t o r á t p o lit ic k ý c h v ě d z u n iv erz ity v P ise. M ezi k a r ik a tu r is t y a h u m o r is tic k ý m i k r e s líř i n en í m n o h o ta k o v ý c h , k t e ř í b y s e v e s v é tv o r b ě a l e ­ s p o ň tro ch u z a s v ě c e n ě z a b ý v a li v ěd o u . D ev ěta ­ č t y ř ic e t ile t ý F r em u r a j e te d y v t é t o o b la s ti b ílou vrán ou . J e h o k n ih a k r e s le n ý c h vtipů „Ž ádný č a s ? “ s e d ů s le d n ě v ě n u je p r o b le m a t ic e ča su . J a k o č lo v ě k , k t e r ý ví, j a k ú z c e s p o lu so u v isí č a s a p r o s to r , n e o p o m íjí v e s v ý c h k r e s b á c h an i p ro sto r. J a k j e v id ět z n a ší u k á z k y , t a k d o k o n c e i p r o s to r k o s m ic k ý . T en to v tip n a k r e s lil p r o p o ­ p u lá rn í č a s o p is N ew Y o r k e r , a l e je h o k r e s le n ý h u m o r z n a jí i č t e n á ř i s o v ě t s k é h o K r o k o d ý la , a n g lic k é h o P u n c h e a p o c h o p it e ln ě ř a d y it a ls k ý c h č a s o p is ů . -IH-

JAROSLAV K LO KO Č N ÍK

MERIT a dráhová dynamika družic M ERIT j e a k r o n y m z „M on itorin g E arth R o ta tio n a n d I n te r c o m p a r is o n o f t h e T ech n iq u e s o f O b se rv a to r io n a n d A n aly sis" — s le d o v á n í r o t a c e Z em ě a v z á je m n é p o ro v n á n í k tom u p o u ž ív a n ý c h m e to d , m ě ř e n í a z p r a ­ c o v á n í. J e h o p o č á t e k s a h á k z a s e d á n í p r a ­ c o v n í s k u p in y o r o t a c i Z em ě v C olu m bu, O hio /1 9 7 8 /. O fic iá ln í s c h v á le n í a p o d p o r a p řiš ly b rzy : M ez in árod n í a s t r o n o m ic k á u n ie (1 9 7 9 ), M ez in árod n í u n ie g e o d e t i c k á a g e o ­ fy z ik á ln í /1 9 7 9 ) a COSPAR (1 9 8 0 ). Ú k o lem M ERIT j e p o r o v n á n í k l a s i c k é a s tr o n o m ie a n o v ý c h k o s m ic k ý c h m e to d m ě ř e n í k o lís á n í z e m s k ý c h p ó lů a v a r ia c í v r y c h lo s ti r o t a c e Z em ě. Hlavní pozorovací kam paň proběhla od září 1983 do říjn a 1984. Je jí délka byla vo­ lena tak, aby m ěření pokryla hlavní p erio ­ d ické složky pohybu pólu (Chandlerovu pe­ rio d u ). Kam pani před ch ázela přípravná po­ zorovací „k rátk á kam p aň" v ro ce 1980, pracovní zasedání a pu blikace standardů (souboru různých v eličin a p ro ced u r), k teré by observatoře, ú ča stn ící se MERIT, měly používat. Standardy tvo í různé astronom ickofyzik áln í konstanty, re fe re n č n í systém y a měřick é i dynam ické modely pro zpracování nam ěřených hodnot. Mezi konstanty p atři ry ch lo st šířen í světla ve vakuu, Gaussova g rav itačn í kon stanta, astronom ick á jed notka, efem eridy planet (Astronom . Alm anac, 1984), kon stanty p recese a nu tace, slu nečn í paralaxe, ab erace, rovníkový polom ěr a dyna­ m ické zploštění Země, p lan eto cen trick é ko n ­ stanty GM pro Zemi, M ěsíc, Slu nce a n ě ­ k teré planety (u rče n é z rozboru drah um ě­

lých d ru ž x Země a m eziplanetárních son d), n ěk teré harm onické k o eficien ty pro tato tělesa, slapové param etry pro pevnou Zemi i oceány, zry ch len í středn ího denního po­ hybu M ěsíce, dále pak hm otnosti a k o rek ce k hmotným středům vybraných družic Země, k te ré se kam paně zúčastnily. Souřadné re fe re n č n í systém y jsou v zá­ sadě dvojího druhu: te re stric k é (pozem ské) a hvězdné (té m ě ř „ in e rc iá ln í"). T erestrický systém je definován souřadnicem i ( nap ří­ klad pravoúhlým i g eo cen trick ým i) pozoro­ v acích stan ic (astro m etrick ý ch , družicových i in te rfe ro m e trick ý ch ) a souřadnicem i pólu Země, jak je standardně z astro m etrick ých m ěření dodává m ezinárodní služba času BIH. Hvězdné katalogy, např. FK 4, 5, re p re ­ zen tu jící dosud nejlép e hvězdný re fe re n čn í systém , m ají být vztaženy k epoše J2000.0. T ran sform ace mezi oběm a systém y zahrnu jí precesi, nutaci, hvězdný ča s a uvážení po­ hybu pólu. Pro jed notnost se m ají používat příslušné kon stanty pod!e doporučení IAU 1976 (pro p re ce si) a IAU 1980 (p ro n u ta ci). Do budoucna se p očítá se zavedením v n tř n ě více konzistentního a řádově přesnějšího katalogu vázaného na kvasary. Výsledky kam paně MERIT m ají přispět ke zlepšení te re strick é h o systém u. V m ateriálech o stan d ard ech MERIT (US Naval Obs. Circ. No 167, W ashington, D. C., 1983) je podrobně popsáno, ja k se jed n o t­ ným postupem vyp o čítají zdánlivé polohy hvězd z poloh katalogových, ja k se má za­ vést n u tace (v četn ě převodu na Wahrův m od el), ja k zahrnout vliv tlaku zářen í na dráhu blízké um ělé družice Země, atd. To všechno je nutné pro přesné red ukce m ě­ ření. MERIT pozoroval družice LAGEOS a STARLETTE (pasiv ní geodynam ické družice, malé těžké koule, vybavené jen koutovými odrážeči pro p řesná m ěření laserovým i dálko m ěry), skoro ideální hm otné body v grav i­ tačním poli Země, tém ěř n ereag u jí na tlak zářen í od Slu nce a Země, na odpor atm o­ sféry a na d alší n eg rav itačn í poruchy d rá­ hy. Do seznam u družic byl zařazen i GEOS 3 a družice navigačního a pozičního systém u TRANSIT (N N SS). GEOS 3 je vybaven pro laserová i dopplerovská m ěření, satelity OSCAR z NNSS pro dcpplerovská m ěření. P red ikce drah um ělých družic je v k a ž ­ dém případě kom plexní záležitostí. Přesná p red ikce drah je nelehkou záležitostí i pro geodynam ické družice m álo ovlivňované ob­ tížně m odelovatelným i negravitačním i po­

rucham i dráhy. Pokud ch cem e znát pohyb pólu s přesností na několik decim etrů s ro z­ lišovací schopností jednoho dne, pek jd e z hlediska výpočtu dráhy o špičkovou zá­ ležitost. Pohyb pólu lze odvodit z dráhy druž ce a g eo cen trick ý ch poloh pozorova­ cích stan ic. Znát v kterém ko li okam žiku dráhu libovolné družice s přesností (bráno geo cen trick y ) lepší než metrovou nelze; pro GEOS 3 a STARLETTE je to na h ran ici možností, pro LAGEOS, k terý je na vysoké dráze, málo rušené ja k g rav itačn ě tak negravitačně, lze dosáhnout až ± 20 cm z la s e ­ rových m ěření dálkom ěry tře tí gen erace, m ěřícím i vzdálenosti 6000 km na ± 2 cm. TRANSITy při ponžití u té n e jp ře sn ě jší p re ­ d ikce dráhy „plavou*1 na několik metrů. Proto tak é dopplerovská m ěření nejsou pro MERIT tím n ejp řesn ějším prostředkem . P řes­ to jsou velm i cen ná a dlouhé série m ěření z USA, k u rčen í pohybu zem ských pólů, jsou p řesn ější než k la sick é astronom ick é. Pro přesné u rčen í a p red ikce drah um ě­ lých družic Země je nezbytné uvážit vliv n ejrů zn ějších g rav itačn ích a neg rav itačn ích poruch. Při m odelování gravitačního pole Země existu je v MERIT zajím avá situ ace. Pro zpracování m ěření k satelitu LAGEOS se doporučuje model Země GEM L2 a k dru­ žici STARLETT PGS 1331, tedy dva různé modely téhož gravitačního pole, č ili dva různé soubory harm onick ých k o eficien tů v rozvoji gravitačního p otenciálu v radu kulových fu n kcí pro dvě různé družice — první na vysoké a retro g rád n í a druhé na relativ n ě nízké a prográdní dráze. GEM L2 (Goddard E arth Model, Lageos, verze 2) je vytvořen z GEM 9 (m od el Země kom binovaný z družicových a tere strick ý ch dat, NASA 1977) po dodání c c a 600 000 lasarových m ěření k družici LAGEOS (L erch a kol., 1933). PGS 1331 je předběžné řešení založené na GEM 9 s laserovým i m ěřením i k družici STARLETT (M arsch a kol., 1983). Co do počtu publikovaných harm onických k o eficien tů je soubor PGS 1331 zhruba dva­ k rát ro zsáh le jší než GEM L2. (Odpovídá faktu, že dráha nízká je c itliv ě jš í na větší spektrum stupňů a řádů harm onických, než d ráha vysoká). Je přirozené, že pro jedno grav itačn í pole máme víc modelů (s postupem doby přibývá datového m ateriálu, jeh o přesnosti a nastu ­ pují i nové m ěřické postupy, jak o je a llim etrie nebo sledování družice z d ru žice). Pro d v ě družice jsou v jed né kam pani doporučovány dva různé modely oba stejn ě moderní. Modely Země se p řece získáv ají

z m ěření na n ejrů zn ější družice a měly by být rep rezen tativ n í pro výpočet a predikci drah všech těch to i d alších družic. S k u teč­ ností ovšem je, že se ve světě ujím á trend vytvářet vedle modelů „o b ecn ě" použitel­ ných (nap ř. pro geod etické a geodynam ické a p lik a ce ) i modely „ tailo red " (š ité na m íru), sp e cific k é pro danou dráhu. Tento trend se může zdát divný, ale těžko je j zastavím e. Dosavadní znalost o gravitačním poli totiž neum ožňuje pred ikci libovolné dráhy se subm etrovou p řesností ani na den dopředu, proto musíme pro účely n ejp ře sn ě jších p re­ d ikcí vytvořit sp e cifick ý model, jeh o h a r­ m onické k o eficien ty mohou ztratit svou obecnou platnost Stokesových kon stant čili u rčitý ch fu n kcí momentů setrv ačn osti tě ­ lesa, ale pro pred ikci úzké kateg o rie drah budou těm i nejlep ším i dosažitelným i „čísly ". Sp eciálním způsobem, um ožňujícím porov­ nání různých modelů Země pro libovolné sklony drah um ělých družic, jsm e nezávis­ lými daty testov ali například jed en ze série modelů Země NWL, používaný pro predikci dráhy satelitu GEOS 3 a družic NNSS. Po­ rovnali jsm e pred ikci drah s tím to a řadou d alších modelů Země pro dráhy podobné i zcela odlišné od drah uvedených družic. Pro velm i nízké a polárn í dráhy NWL selh al. N ejednotnost standardů MERIT vzhledem ke gravitačním u poli Země obráží stav zna­ lo stí či spíše neznalostí param etrů c h a ra k ­ te riz u jíc íc h toto pole. Pozorování MERIT budou proto příspěvkem pro zpřesnění jeho popisu. M ěřická kam paň sk o n čila a nastalo období zpracování a vyhodnocení. Do letošního lis ­ topadového valného shrom áždění IAU budou už možné n ěk teré předběžné závěry. Užitek z ak ce MERIT bude širší než je n pro studium v a ria cí rotačn íh o vektoru a zasáhne do růz­ ných odvětví kosm ické geodynam iky, je pravděpodobné že se an alo g ick é pozorovací kam p£ně budou č a s od času opakovat. V blíz­ ké budoucnosti patrně k la sic k é astro m etrické p řístro je , vyjm a fo to g rafick éh o zenitové­ ho teleskopu a cirk u zen itálu doslouží a pro běžnou službu nastoupí kosm ické metody — laserová m ěření k odrážečům na družicích a na M ěsíci, systém dopplerovských m ěření a in terfero m etrie z velm i dlouhých zák la­ den. Z droje system atický ch chyb nových m ěřický ch metod lze prostudovat v sou čin­ nosti s metodam i klasický m i — a v tom snad bude hlavní přínos kam paně MERIT.

• • •

V ŘÍŠI S L O V

C h těli bychom , s e n a to m to m ís tě p r a v id e ln ě za m y slet n a d z a jím a v ý m i slo v y , k t e r á s e o b je v í v č ís le Ř íše h v ěz d . Znát n e je n význ am , a l e i p ů v od a „p říb u ­ z e n s k é '" v zta h y term ín ů , s p o je n í, názvů je z a jím a v é, a l e i d ů le ž ité — lé p e p a k ta č a s to n e z v y k lá s lo v a z n ám e, a tudíž je lé p e p ou žív ám e. V č lá n k u R e n ez a n čn í stru k tu ra S atu rn ov ý ch m ěsíců s e m luví o „ v ý v oji akrečn ích d is k ů “. A k r e c e je z v ě t­ šo v án í, n arů stán í. T oto p ř e ja t é slo v o m á z á k la d v l a ­ tin s k é m c r e s c e r e — růst. S tejn ý pů v od m a jí slo v a k o n k r e m e n t (le d v in o v ý k a m ín e k — v z n ik á n a rů stá ­ n ím ), k o n k r e c e ( n e r o s tn ý ú tvar v z n ik a jíc í n a p ř ík la d n a m o ř s k é m d n ě n a rů stá n ím ], a l e t a k é s lo v a k r e a c e ( tv o rb a , n ě c o „ v y r o s tlé h o " ) a k r e a t u r a (s tv o ř e n í) . I b ě ž n é s lo v o k o n k r é t n í sem p atří o s ta tn ě k d y s i s e d o p o r u č o v a lo ř ík a t m ísto k o n k r é t n í č e s k y „ sro stitý “ . V č lá n k u S tá le m o d ern í c ir k u m z e n itá l n á s z a u ja lo slo v o zenit. J a k o m n o h o jin ý c h i t o h le slo v o v z n ik lo om y lem . P ů v od n ě a r a b s k é as-sim ú t, c e s t a slu n c e, s e ve fr a n c o u z š tin ě z m ěn ilo n a azim u t, v ita lš tin ě s e v š a k prv n í č á s t s lo v a L a-zim ut p o k lá d a la z a č le n a z b y te k s e š p a tn ě p ř e č e t l ja k o zen it. S lo v a v z n ik a jí i t a k h le p o d iv u h o d n ě. N ázvy m ěs íců N ep tu n a Triton a Nereida, k t e r é s e o b je v u jí v č lá n k u P rsten e c u N eptu n a? v z n ik ly lo g ic k y . Bůh o c e á n u N eptu n m á u s e b e sy n a T riton a, n ap ů l č lo v ě k a , n ap ů l rybu , a v od n í n y m fu N ereid u . N e r e id a v š a k n en í o s o b n í jm é n o , s p íš „ d ru h ov é" , z n a m en á t o lik c o n y m fa . N er eid p r o s tě b y lo víc, H o m ér jic h u vádí č t y ř ia č ty ř ic e t, a v š ec h n y m ěly sv á o s o b n í jm én a . T a k ­ ž e k d y b y d a lš í m ě s íc e N ep tu n a b y ly s k u t e č n ě o b j e ­ v en y , s je jic h p o jm en o v á n ím n em u sí b ý t s ta r o s ti. J e d n a N e r e id a s e t ř e b a jm e n o v a la A m fitríta, jin á — m a tk a r e k a A c h ille a — z a s e T h etis. m in Ř ÍŠ E HVĚZD

OBSAH K a te řin a P in to v á: R ezo­ n a n č n í stru k tu r a S a tu rn o ­ vý ch p rs te n c ů — Jiř í Gryg a r : 2 e ň o b je v ů 1984 — R o stisla v R a jc h l: S t á le m o­ d e rn í c irk u m z e n itá l — Z d en ěk U rb an : P rs te n c e u N ep tu n a? — Ja n M án ek: K v ětnov é z a tm ěn í M ěsíce — Ja r o s la v V áň a: A k tiv ita lo ň s k ý c h O rion id — Jan V o n d rá k : A stro n o m ie, geod e z ie a g e o fy z ik a — Ja r o ­ sla v K lo k o č n ík : M ERIT a d ráh o v á d y n am ika d ru žic — Z právy — Ú kazy na o b lo ze v k v ětn u 1985 — Nové k n ih y a p u b lik a c e . C O flE P JK A H JlE K.

P e 3 0 H aH C 0 B a a

I lM H T O B a :

C a Typ H a — J I . rp H ra p : floCTHJKeHMH C T p y K -ry p a

K O J ie u

aC T p o H O M M M 1984 — p. P a ň x Ji: I I o cto h h h o coB p eM e H H b líí IJM p K V M 3 e H H T a .'I —

3 . yp6aH : K o Jitiw y H en TyHa? — H. MaHeK: 3 a iM e HHe Jly H ti 4 M as 1985 r. — H. BaHH: A k t h b h o c t b n p o uiJioroAHBix OpHOHHA — H. BoH apaK : A c t p o h o m m h , re o ;u-3;< K h reon3MKa — H. K jio k o h h h k : M EPM T h opóHTHaa AMitaMHKa cnyxHHKOB

— H O BO C T M — Hb.-K'HMH

Ha

H e6e

H O B b le

b

M ae

1985

r.

—

KH H TH .

CONTENS K. P in to v á: R e so n a n c e s of S a tu rn s R in g s — J. G ry g ar: H lg h lig h ts o f A stron om y , 1984 — R. R a jc h l: E v erm od e rn C irk u m z en itá l — Z. U rb an : R ln g s o f N ep tu n ? — J. M án ek: T he L u n ar E c lip s e of 4 May 1985 — J. V á ­ ň a : A ctlv tty o f th e R ad ar O rlo n ld s 1984, J. V o n d rák : A stron om y , G eod esy and G eo p h y sics — J. K lo k o č n ík : P r o je c t M ERIT an d O rbit D yn am ic o f th e S a t e llit s — S h o rt C o m m u n icatio n s — P h en o m en a In May 1985 — B o o k R ev lew s.

P o p u lá rn ě v ě d e c k ý a s tr o n o m ic k ý č a s o p is

V ydává m in iste rstv o k u ltu ry ČSR v n a k la ­ d a te ls tv í a v y d a v a te lstv í P a n o ra m a P ra h a V ed o u cí re d a k to r E d u ard Šk od a R e d a k č n í ra d a : doc. RNDr. J i ř í B o u šk a , C Sc., RNDr. J i ř í G ry g a r, C S c ; RNDr. O ld řich H lad; č le n k o re sp o n d e n t ČSAV, RNDr. M ilo slav K op eck ý , D rS c; in g . B o h u m il M a le č e k , C Sc; doc. A n to n ín M rkos, CSc. G ra fic k á ú p rav a Ja r o s la v D rah o k o u p il T e c h n ic k á r e d a k to rk a O tílie S trn a d o v é T isk n o u T is k a řs k é závod y, n. p., závod 3, S le z sk á 13, 120 00 P ra h a 2 • V y ch á z í d v a n á c tk rá t ro č n ě • C ena je d n o tli­ vého č ís la K čs 2,50 • R o čn í p ře d p la tn é K čs 30,—

• R o z šiřu je P ošto v n í n ovin ová slu ž b a • In ­ fo r m a c e o p ře d p la tn é m pod á a o b je d n á v k y p řijím á k ažd á a d m in is tra c e PNS, p o šta , d oru ­ č o v a te l a PNS — OSD P ra h a — závod 01 — AOT, K afk o v a 19, 160 00 P ra h a 6, PNS — ÚED P ra h a — závod 02, O b rán ců m íru 2, 656 07 B rn o , PNS — ÚED P ra h a — závod 03, K u b án ­ sk á 1539, 708 72 O strav a-P o ru b a • 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 ex p ed ice a dovoz tisk u , K afk ov a 19, 160 00 P ra h a 6 • A d resa r e d a k c e : Ř íše hvězd , M rštík o v a 23, 100 00 P ra h a 10, te le fo n 78 14 823 Toto č ís lo b y lo dáno do tis k u 15. 2. 1985, vy šlo 27. 3. 1985.

K článku Rostislava R a jc h la : Stále mo­ derní cirkumzenitál na str. 50. Na sním­ ku nahoře je model z roku 1922 s ne­ osobním mikromet­ rem. Na dolním ob­ rázku je cirkumzenital modernizovaný v roce 1965. Foto

R. G E V O N D JA N : BJURAKAN (olej) K obrazu na zadní stránce obálky M ladí arm énští umělci žijí a pra­ cují pod vlivem domácí tradice a inspirují se příkladem svého slavné­ ho rodáka Martirose S arja n a. Dvo­ jice mladých astronomů z Gevondjanova obrazu je typem zcela sou­ časných lidí. Dnešek vyzařuje i z cel­ kového výtvarného uspořádání o b ­ razu, z jeho zvláštní kompozice, která se zakládá na symetrii a je ­ jím statickém působení. Dominanta obrazu, oba astronomové i daleko­ hled, je umístěna v předním plánu a plasticky vystupuje proti vzdále­ né krajině s nízkým horizontem pod velkou plochou modré oblohy. O braz je ukázkou soudobého so­ větského umění, které novým zkou­ máním života nahlíží do budouc­ nosti. -r-

a rch iv

au to ra

47 281