O tev řen á h v ě z d o k u p a P r a e s e p e [M 44 - NGC 2632/ v so u h v ě z d í R aka. S n ím e k lOOcm z rc a d lo v ý m d a le k o h le d e m na K leti. /F o t o R ůžena P e tr o v ič o v á .) Na prvn í str. o b á lk y je s p ir á lo v á g a la x ie M 101 INGC 5457) v so u h v ě z d í V e lk é h o m e d v ě d a , v níž b y la o b je v e n a 30. Č er v en ce t. r. su p ern o v a . I S n ím e k L ic k o v y h v ě z d á r n y ; k e z p r á v ě na str. 221.) N a tře tí str. o b á lk y jso u sn ím k y s lu n eč n í p r o tu b e r a n c e z 15. č e r v n a 1970. P o d r o b n ě jš í ú d a je jsou u v ed en y v e z p rá v ě na str. 218. ( F o to M ilan N eu b a u er.) Na č tv r té str. o b á lk y je M léčn á d r á h a v o k o l í h v ě z d y y- C ygni. / S n ím e k 200cm z rc a d lo v ý m d a le k o h le d e m h v ěz d á rn y v T a u ten b u r k u .)
Říše hvězd
Jiří
R o č . 51 ( 1 9 7 0 ) , č. 11
Grygar:
O H L É D N U T Í ZA DOSAVADNÍ MI L E T Y APOLLO Pozornost, věnovaná letům na Měsíc v denním tisku, přirozeně ztěžuje zaznam enávání nových poznatků v m ěsíčníku s nepom ěrně delší vý robní lhůtou. Proto spíše kvůli k ronikářské úplnosti shrnuji několik zpráv, tý k ajících se dosavadních letů lodi Apollo podle údajů, jež byly uveřejněny v odborném tisku. Nejprve však k tolik diskutované příčině šťastné havárie kosm ické lodi Apollo 13. Šťastné proto, že se podařilo kosmonauty zachránit, ale i proto, že podobná nehoda např. při letu Apolla 11 by jistě způsobila podstatné zpoždění prvního přistání lidí na M ěsíci. Rovněž tak, kdyby k havárii došlo až po přistání modulu Apolla 13 na M ěsíci, byla by naděje na záchranu kosmonautů v pod sta tě nulová. Týž den, kdy se unavení a prom rzlí kosm onauté šťastně v rátili na Zeťni, byla ustavena vyšetřující kom ise, vedená E. M. Cortrightem, jež v krátké době osmi týdnů připravila podrobnou analýzu havárie. Rych lost, s níž kom ise pracovala, je vskutku am erická; práci kom ise ovšem značně usnadnila tém ěř úplná telem etrická data, přerušená pouze na n ecelé dvě vteřiny těsně po explozi, takže jednotlivé úvahy mohli čle nové kom ise podložit experim entálním m ateriálem . Jak je patrně zná mo, explozi zavinily dva term ostatické spínače elektrickéh o topení v kyslíkové nádrži č. 2. Účelem spínačů je udržovat patřičný tlak v n á drži střídavým zapínáním a vypínáním elek trick éh o topení. V nádrži je za letu jak kapalný, tak i plynný kyslík a ja k se během letu kyslík postupně spotřebovává, je potřebí udržet tlak zvětšeným odpařováním kapalné složky. K tomu právě slouží elek trick é vytápění. Jakm ile je dosaženo optim álního tlaku, spínače topení opět vypnou. Převýší-li tlak optim ální hodnotu, otevrou se pojistné ventily a vypustí část kyslíko vých par do kosm ického prostoru. Během předstartovních zkoušek Apolla 13 na raketové základně n a plnili tech n ici nádrže kyslíkem , avšak opětné vypouštění probíhalo po malu. Proto, ve shodě s návodem, tech n ici zapojili elek trick é topení, aby nádrž dokonale vyprázdnili. Právě v tomto úkonu byl však kám en úrazu, neboť na základně se používá napětí 65 V, a na toto napětí n e byly spínače stavěny. Přesněji, spínače proud 6 A sice vydržely, ale při rozpojení okruhu vznikl oblouk, který svařil kontakty term ostatů, takže okruh topení zůstal trvale zapojen. Tím se postupně zn ičila te flo nová izolace spojů a kyslíková nádrž byla zdrojem nebezpečí, jakm ile byla naplněna kyslíkem a zapojena na zdroj proudu. Přesto během prvních 46 hodin letu se nic nestalo, ačkoliv topení běželo na plné
obrátky a teplota mohla dosáhnout až 500° C. V této chvíli byly zapo jen y vrtulky, jež prom íchávají kyslík v nádrži a indikátor ukázal zjevně chybnou hodnotu množství kyslíku, jež zbylo v nádrži. To naznačovalo, že něco není v pořádku, avšak nádrž vydržela je š tě dalších devět hodin. Tehdy byly vrtulky zapnuty již počtvrté a 90 vteřin poté došlo k ex3 plozi. Příčinou bylo patrně krátk é spojení v obvodech zbavených izo lace, nebo krátké spojení na kostru, či přím é vzplanutí izolace v čisté kyslíkové atm osféře. V každém případě na prudké zvýšení tlaku n e mohly pojistné ventily reagovat, nádrž byla rozm etána a tlak plynu vyrazil boční panel servisního modulu a poškodil i druhou nádrž. Komise rovněž zkoumala původní příčinu, tj. proč nastaly potíže s vy prázdněním nádrže a tu se ukázalo, že při výrobních zkouškách v říjnu 1968 došlo při m anipulaci s nádrží k nárazu, jež mohl posunout vý stupní trubici a tím připravit celou nehodu. Druhou okolností bylo, že subdodavatel nezm ěnil sp ecifikaci pro term o statické spínače, když mu hlavní dodavatel servisního modulu oznámil, že spínače musí snést jak napětí 28 V, používané za letu, tak i napětí 65 V, užívané při před starj tovních zkouškách na základně. Tohoto rozporu si za celá léta nikdo nevšiml, a rovněž tak si nikdo nevšiml, že topení zůstalo trvale zapoj jeno, ač am pérm etr v okruhu topení ukazoval po spečení kontaktů trva= lou výchylku. Komise nakonec vyslovila vážné výhrady k celkové kon cepci kyslíkových nádrží a navrhla k riticky přezkoum at všechny části lodi, jež za letu jsou vystaveny působení koncentrovaného kyslíku, příp. okysličovadel. V lastní havárie se udála v časných ranních hodinách (světového času) dne 14. dubna ve vzdálenosti asi 330 000 km od Země a byla opticky pozorována na několika pozorovacích stan icích . J. R. Dunlap v Novém Mexiku (C orralitos Observátory] sledoval loď 60cm re flek to rem hvězdárny, když spatřil náhlé zjasn ěn í o několik hvězdných tříd. Od té chvíle jev fotografoval m ěničem obrazu. Na sním cích je patrná jasn á skvrna, jež postupně slábla. Zjasnění bylo též fotografováno I. Saulietisem z řídícího cen tra v Houstonu a E. Pfannenschm idtem na observatoři Mt. Kobau v Britské Kolumbii (K an ad a). Id entifikace příčiny nehody znamená, že není třeba n ějak rad ikálně m ěnit koncepci letu na Měsíc, avšak i tak se příští let Apolla 14 stále odsouvá; n e j ra n ější možný term ín je prosinec 1970 a let bude n ejsp íše uskutečněn až počátkem r. 1971. Bylo však rozhodnuto, že posádka Apolla 14 p řij stane v pohoří u kráteru F ra Mauro, asi 180 km východně od m ísta přistání Apolla 12. Jediným úspěšným experim entem Apolla 13 byl dopad patnáctitunového vyhořelého třetího stupně rakety Saturn na Měsíc. Zem ětřesení bylo registrováno m ěsíčním seism ografem a podle předběžných zpráv otřesy trvaly po dobu 200 minut. Tím se potvrdila správnost registrace dopadu m ěsíčního modulu Apolla 12, kdy otřesy trvaly zhruba 50 minut. A. K. Muhamedzanov soudí, že dlouhé doznívání otřesů lze vysvětlit jako kaskádu dopadu částic, vyvržených nárazem sam otného modulu o váze 2 tun. Muhamedzanov p očítal dráhy částic vyvržených při pri márním dopadu a zjistil, že tyto částice dopadají až 22 minut po prvot ním impaktu a s takovou energií, že vym rští další částice atd., takže celá kaskáda trvá v tomto případě 42 minut. K této době je pak třeba
přičíst interval šíření povrchových vln v m ěsíčním m ateriálu, čímž se d o cílí dobré shody s pozorováním. Nové výpočty pro Apollo 13 mohou lépe ukázat, zda je Muhamedzanova hypotéza přijateln á. Seism ografické záznamy ukázaly též na poměrně pomalou rychlost šířen í zvukových vln v m ěsíčním m ateriálu. Tento výsledek je ostatně ve shodě s přímými m ěřením i rychlosti zvukových vln v m ěsíčních vzorcích, jež přivezla posádka Apolla 11. Změřené rych losti jsou v roz mezí 1,25— 1,84 km/s. Pro pozemské horniny p latí em piricky zjištěn á zhruba lineární úm ěrnost mezi hustotou látky a rych lostí šířen í zvuku v látce, avšak od tohoto vztahu se m ěsíční vzorky výrazně odchylují. To přimělo am erické geology E. Sch reibera a O. L. Andersona k po m ěrně bizarním pokusům, jež údajně byly inspirovány proslulou teo rií o tom, že Měsíc je ze sýra. Ač to vypadá jako aprílová zpráva, m ěřili postupně rychlost šíření zvukových vln v osmi druzích sýra, p o ch ázejí cíc h z Itálie, Švýcarska, USA a Norska. Výsledky předčily očekáváni, neboť pro jednotlivé sýry (včetně proslulého em entálu) nam ěřili ry ch losti od 1,6 do 2,1 km/s. Sýry však výborně vyhovuji vztahu hustota— ry ch lost zvuku, o němž jsm e se zmiňovali, a tím se zase výrazně liší od m ěsíčních m ateriálů. Autoři odtud dovozují, že se staré hypotézy (c itu jí totiž dílo Erasm a Rotterdam ského z r. 1542) n em ají lehkovážně odmítat, a že odchylky m ěsíčních vzorků od em piricky zjištěného vzta hu hustota—rychlost se dají vysvětlit, když uvážíme, ja k důkladně jsou m ěsíční vzorky uleželé. Vzhledem k tomu, že jin é vědecké sdělení, tý k a jíc í se m ěsíčních vzorků, je podepsáno: chovanci blázince (v origi nále „lunatic asylům ", což je nep řeložitelná slovní h říčk a ), maně se nabízí proslulý výrok z kodaňského sem ináře o jad erné fyzice: „Toto jsou tak vážné problémy, že o nich můžeme pouze vtipkovat.11 Jedním z nej větších překvapení dosavadní analýzy m ěsíčních vzorků je je jic h vysoké stáří, jež se v několika případech nápadně shoduje s předpokládaným stářím sluneční soustavy. Tak např. úlomek, ozna čený 12013, o váze 83 g, jež se podobá pozemské žule, avšak má dvacet^ krát vyšší obsah radioaktivních izotopů uranu, thoria a draslíku než o statn í vzorky, je podle m ěření G. W asserburga starý 4,6 m iliardy let. M ěsíční prach je v průměru starý 4,4 m iliardy let a lávovité vyvřeliny jsou nejm ladší — 3,3 až 3,7 miliardy let. To vesměs ukazuje, že Měsíc vznikl současně se Zemí a příliš se za celé věky nezm ěnil. I když se jeho povrch zdá být zcela nepřátelský jakém ukoliv organickém u životu, přece jen se tam živořit dá; přirozeně jen prim itivní m ikroorganism y mohou překonat všechny nástrahy teploty, vakua a kosm ického záření. To dokázaly m ikroorganism y známé pod jm énem S tr e p to c o c c u s m itis, jež byly zavlečeny na M ěsíc ve foto grafické kam eře sondy Surveyor 3, přežily tam 950 dní a po návratu na Zemi (ja k známo, Conrad a Bean demontovali několik součástek ze Surveyoru při své druhé procházce po M ěsíci) se počaly rozmnožovat na bak teriáln í kultuře. Pokus, vedený vojenským mikrobiologem F. J. M itchellem , tím ovšem poukázal na pro blem atičnost dosavadních sterilizačních metod pro kosm ické sondy. Na konec ještě jedna zajím avost na pokraji fyziky a fyziologie. Te prve po epochálním letu Apolla 11 bylo sděleno, že kosm onauti zažili přece jen horkou chvilku, když tu a tam měli pocit, že se jim zablesklo v očích. Záblesky viděli i tehdy, když měli oči zavřené a proto se sami
začali obávat, že se u nich začíná projevovat n ějak á nervová porucha. Sám N. Armstrong později připustil, že takových záblesků „viděl" n ě kolik set. Záblesky viděla rovněž posádka Apolla 12, a proto pro po sádku Apolla 13 byly připraveny n ěk teré testy, jež m ěly rozhodnout o původu úkazu. Pro zmíněnou havárii k pokusům ovšem nedošlo, a tak zatím lze jen hádat, oč vlastně běží. Předběžně se soudí, že jde o přímou in terak ci částic prim árního kosm ického záření se sítn icí, anebo o Čerenkovovo záření, doprovázející průlet rychlé čá stice lidským tělem . Je pozoruhodné, že tyto záblesky nebyly pozorovány kosm onauty na oběžné dráze kolem Země, což lze ovšem vysvětlit tvarem zem ského m agnetického pole. Buďme však trpěliví, neboť program Apolla není je ště zdaleka u konce a zpracování rozsáhlého m ateriálu z prvých letů vlastně sotva začalo. Pavel
Příhoda:
K O S M I C K Á A S T R O N O M I E M A P U J E MARS V srpnu roku 1970 vydala NASA mapu Marsu, sestavenou na pod kladě fotografií M arineru 6 a 7. Tuto publikaci připravili pod vedením am erického m inisterstva obrany am eričtí vojenští topografové. Spolu pracovali přitom členové týmu, který připravoval televizní experim ent Marineru 6 a 7. Mapa svým vzhledem a úpravou připomíná obdobné m ěsíční mapy, pro které byly podkladem snímky Rangerů a Lunar Orbiterů. Má také nejm éně stejn ě vysokou kartografickou úroveň. O rientace těchto map není již tradičně astronom ická. Mapy nebes kých těles s jihem nahoře, k teré se podřizovaly zobrazení v obracejícím astronom ickém dalekohledu, patří už historii. Podle rozhodnutí M eziná rodní astronom ické unie z roku 1961 je na m apách planet sever nahoře a východ napravo, právě jako je tomu u zem ěpisných map. A reografické délky rostou od 0° do 360° směrem k západu. A reografická délka střed ních poledníků na kotoučku Marsu pro pozemského pozorovatele proto s časem roste. Názvy povrchových útvarů vycházejí ze seznamu pojm enování, který byl připraven subkomisí 16a M ezinárodní astronom ické unie a p řijat na kongresu této organizace v roce 1958. Závorkami jsou na mapě odlišeny názvy n ěkterých dalších útvarů, k teré tehdy sice nebyly při jaty , ale přesto se stále tradičně používají. Pozice útvarů na mapě vycházejí z nové areod etické základní sítě, odvozené ze záběrů Marinerů 6 a 7. Síť byla určena Aeronautickým mapovým a inform ačním střediskem v St. Louis a pracovníky týmu televizního experimentu. Zakládá se na souřadnicích asi 110 povrcho vých útvarů a fotografický ch souřadnicích průsečíků rovnoběžek s po ledníky v intervalech 5°. Údaje foto grafií Marineru 6 z průletu kolem planety byly použity pro základní síť a všechny další opravy poloh jsou na tuto síť vztaženy. Tak byl vytvořen jednotný systém. Mapa je sesta vena na podkladě snímků, pořízených zdálky při přibližování sond k planetě, i ze záběrů zblízka při průletu kolem Marsu. Ze záběrů Ma rineru 6 bylo použito 35 snímků pořízených zdálky a 13 širokoúhlých
záběrů z průletu nad Marsem. Z m ateriálu M arineru 7 bylo vybráno 16 fotografií. O statní fotografie pomohly zjistit, k jakém u typu útvarů detaily patří a p řesn ěji je vykreslit. Oblasti Marsu, které byly sledo vány kam eram i při průletu kolem planety, vynikají množstvím detailů, a le zahrnují malou část povrchu. Záběry M arineru 6 se soustředily v rovníkové oblasti zhruba mezi 330° areog rafické délky přes nultý poledník až k 70° délky a místy zasahují k 15° severní a 20° jižn í šířky. Jde o oblast části Sabaeus Sinus přes M eridiani Sinus k M argaritifer Sinus až k Ophiru. V oblasti, kde se křižuje nultý Marsův poledník s rovníkem, se záběry obou M arinerů překrývají. F otografie M arineru 7 pokrývají pak na Maršově povrchu velký oblouk, který od 0° délky a 0° šířky vychází směrem k jihovýchodu, potom se stá čí v rovnoběžkovém směru kolem 310° délky a 45° jižní šířky a posléze končí u 270° délky a 40° jižní šířky. Tyto foto grafie podrobně zachycu jí útvary M eridiani Sinus, Pandorae Fretum , oblast mezi Maře Serpentis a Hellespontus a končí v H ellas a Mare Hadriacum. Další kam era M arineru 7 zazna m enala detailně oblast od 40° délky a 50° jižn í šířky až k jižním u pólu. Zachytila přitom útvary Argyre I, Mare Australe a H ellespontica Depressio. D etailní záběry z průletu pokrývají zatím malou část Marsu. Daleko větší zbývající plocha na mapě byla vykreslena na podkladě dálkových záběrů M arinerů 6 a 7, M arineru 4 a pozem ských fotografií. Z terénn ích útvarů na Marsu zaznam enává mapa početné k rátery za chycené jm enovaným i M arinery. Dva poslední M arinery navíc zazna m enaly nové dva odlišné typy terénu. R. B. Leighton oba typy ch a ra k te rizuje jako (1 ) C h a o tic k ý terén . Je viditelný na části tří záběrů Marineru 6 (6N6, 8, 14). Sestává z velmi nepravidelné sítě krátk ých brázd a depresí, širokých průměrně od jednoho do tří kilom etrů a dlouhých 2 až 10 km. V tomto terénu jsou místy slabě patrné „duchovité" k rátery překryté zmíněnou zm ětí brázd. (2 ] B eztv a rý terén . Byl zjištěn v kruhovitém jasném útvaru známém jako H ellas. Tento útvar bude zřejm ě obrovskou plochou pánví, protože na jeho povrchu nebylo možno z jistit žádné krátery, ani jin é útvary až k mezi rozlišení, jež zde činila 300 metrů. V H ellas zřejm ě probíhají n ěk teré procesy, které vyhlazují nebo zakrývají k rátery a jin é terénní útvary za geologicky krátkou dobu. Může zde být také přítomen nějaký druh m ateriálu, který není jinde na Marsu běžný. Pokud jde o krátery, je možné zde rozlišit dva základní typy: (1 ) rozsáhlé k rátery s rovinným dnem s průměry od několika k ilo metrů do několika set kilom etrů; (2 ) krátery kulovitého tvaru, obecně m enší než krátery prvního typu. Dosavadní výsledky ukazují, že terén pokrytý k rátery je na obou polokoulích dosti běžný. Mapa zobrazuje Marsův povrch v M ercatorově p ro jek ci s rovníkovým m ěřítkem 1 : 2 5 000 000 do ± 70° šířky (8 4 X 4 6 cm 2) a severní i jižn í polární oblast do šířek 60° v polární stereog rafick é projekci. Terénní útvary jsou zobrazeny stínovou reliéfn í technikou. Na mapě se ovšem jeví velice m arkantní rozdíly v podrobnostech podle toho, zda daná oblast byla sledována M arinery při průletu kolem planety nebo z dálky.
V podrobně zachycené části jižní polární oblasti můžeme n apočítat kolem dvou set kráteru a přes 900 v oblasti zobrazené M ercatorovou projek cí. Celkem zaznam enává mapa přes tisíc zřetelných kráterů, z nichž některé jsou zobrazeny dvakrát, vzhledem k tomu, že jednotlivá zobrazení se překrývají. Mapa u kazuje, že jižn í Marsův pól a jeho těsné okolí do — 80° šířky pokrývá chaotický terén s brázdami zhruba orientovaným i ve sm ěrech poledníků 60° a 240° areog rafické délky. Rozdíly mezi tem ným i oblastmi („m oři“, „zálivy") a světlým i oblastm i („pevn in am i") se na mapě ukazují velmi zřetelně pouze v několika případech. Většinou se vůbec neprojeví v rozdílném typu terénu, ale spíše jen rozdílem albeda. Tak například tem ná oblast M eridiani Sinus se terénem na mapě prakticky n eliší od sousední světlé D eucalionis Regio. Hlavní rozdíl je pouze v albedu obou ploch. Naproti tomu najdem e na mapě útvary, jejich ž terén je zřetelně odlišuje od okolí. Takovým útvarem je například Márg aritifer Sinus, jehož severozápadní okraj je ohraničen plochým nízkým hřbetem a typická severní špice je omezena válem přilehlého kráteru od západu, a od východu pak ostrým hřebenem vysokým jako val jm e novaného přilehlého kráteru. Terén je také velm i ch arakteristick ý u zmíněné již H ellas, k terá se na mapě jeví jako zcela hladká, zatím co od západu s ní sousedí k rajin a naopak hustě pokrytá krátery. H ellas je ohraničena jakým si válem, který se m orfologicky dosti blíží válům m ěsíčních pánví, například valu Mare O rientale. Podobně iako H ellas i oblasti Moab, Gehon a Ophir jsou zřejm ě rovinaté a mapa je zobrazuje prakticky bez kráterů. Útvar Edom poblíž M eridiani Sinus je vlastně zřetelný velký kráter, možná s neúplným válem. Podobně můžeme n a jít na mapě velké k rá tery v oblasti, k terá byla fotografována pouze zdálky. Tak např. jižní okraj Mare Sirenum je lemován četným i krátery. Jasn á skvrna Nix Olympica je zvlášť zřetelným kráterem s jasným i valy. Řetěz velkých kráterů tvoří zřejm ě rozhraní mezi Lunae Palus a N ilokeras. V útvaru Iapigia leží velký kráter, či spíše pánev, á dvojitým válem o průměru asi 500 km. Je jí střed má polohu 305° délky a 15° jižn í šířky. D eltoton Sinus se prozrazuje jako skupina kráterů s tem ným i dny. A podobně bychom m ohli pokračovat dál. Myslím však, že tento zběžný pohled na mapu názorně ilustruje, ja k pokročila Marsova karto= grafie díky kosm ické astronom ii. A protože v tomto oboru jsm e na velký pokrok už zvyklí, můžeme se zájm em ček at na d okonalejší mapy nedaleké budoucnosti, pořízené z um ělých družic planety Marsu. Ladislav
Schmied:
S L U N E Č N Í ČINNOST V R O C E 1 9 6 9 K vytvoření průměrné řady relativn ích čísel sluneční činnosti byla provedena redukce pozorování stanic, spolupracujících s hvězdárnou ve V alašském M eziříčí na vizuálních pozorováních Slunce v rám ci jejíh o celostátního odborného úkolu, na řadu curyšských předběžných relativních čísel v roce 1969. Celkem bylo statistick y zpracováno 1131
denních pozorování Slunce, převážně kreseb [LH V Banské Bystrici, LH v Českém Těšíně, SÚH v Hurbanovu, pozorovací stan ice v Kunžaku, AK v Nitře, AÚ^SAV na Skalnatém Plese, pozorovací stan ice ve Spišské Nové Vsi a LH v Ú pici). Přes mimořádně nepříznivé pozorovací pod mínky v m ěsíci prosinci k ry jí pozorování těchto pozorovacích stanic plných 313 dnů, tj. 86 % celého roku. Na jed en pozorovací den připadá průměrně 3,6 pozorování. Průměrné roční relativn í číslo této řady činí 101, curyšské relativn í číslo 105,5, k oeficien t přepočtu 1,05 a průměrný rozdíl mezi m ěsíčním i relativním i čísly po redukci a definitivním i curyšským i ± 4 ,2 , tj. ± 4 ,0 % . Připojený diagram znázorňuje průběh sluneční činnosti v minulém roce, vyjádřené relativním i čísly z našich pozorovacích řad. Spolu s pravidelným i mapami sluneční fotosféry pro jednotlivé Carringtonovy otočky umožňuje čtenářům Říše hvězd podrobněji se seznám it s vývo jem sluneční aktivity. V dolní stupnici diagramu jsou vyznačeny vždy 10., 20. a poslední den v m ěsíci, horní stupnice vymezuje jednotlivé Carringtonovy otočky. Pokud je křivka denních průměrných relativn ích čísel vyznačena pře rušovaně, spojuje dvě hodnoty, mezi nimiž chybí relativní číslo za jeden nebo více dnů. Průměrná m ěsíční relativní čísla jsou vyznačena vodo rovnými úsečkam i a ročn í průměrné relativní číslo vodorovnou přímkou. K posouzení toho, ja k dalece ovlivnily výši relativn ích čísel nejm ohut n ější skupiny slunečních skvrn, jsou tyto skupiny zakresleny v dolní části diagramu jako kroužky (typy E a G ), nebo tečky (typ F podle curyšského třídění) ve dnech, kdy procházely centrálním m eridiánem Slunce. Ze srovnání vyplývá, že tyto velké skupiny podstatně ovlivnily krátkodobé flu ktuace křivky denních relativních čísel, i když některá zvýšení sluneční činnosti byla způsobena zvětšením počtu m enších skupin slunečních skvrn. C harakter křivky relativn ích čísel v roce 1969 odpovídá období m a xima jed enáctiletého cyklu sluneční činnosti, které podle curyšské observatoře nastalo v období 1968,9 s vyrovnaným relativním číslem
111. Přes značné výkyvy zůstala sluneční činnost na téměř stejn é úrovni, jako v roce 1968. Bezpečně se však již potvrdilo, že maximum současného 20. cyklu je mnohem nižší, než před ch ázejících maxim v létech 1947 a 1958. Jednotlivé aktivní oblasti můžeme většinou dobře sledovat ve výkyvech křivky denních relativních čísel, zatím co na křiv kách relativních čísel v m axim ech před ch ázejících jed en áctiletý ch cyklů se četn ější aktivní oblasti vzájem ně překrývaly a denní relativní čísla se tak udržovala stále na vyšších hodnotách. Lubomír
Kopecký:
HLAVNÍ V Ý S L E D K Y P Ř E D B Ě Ž N É H O STUDIA HORNI N Z OCEÁNU B O U Ř Í A J E J I C H VÝZNAM PRO GE OL OGI I MĚ S Í C E ii.
s l o ž e n í
m ě s í č n í c h
h o r n i n
K rystalické horniny, jak bylo uvedeno v první čá sti tohoto článku ( ŘH 10/1970, str. 185—188), silně převládají v regolitu Oceánu bouří, kde tvoří asi 96 % úlomků větších než 1 cm. Nerostným složením a mi kroskopickým i strukturam i se velmi blíží vyvřelinám (gabrům a čed i čům) z Moře klidu. Rozdíly jsou hlavně v chem ickém složení a z toho plynoucím kvantitativním zastoupením jednotlivých minerálů. Je jic h analogie s pozemskými výlevnými a hlubinnými ultrabazickým i (velm i chudými křem íkem ) vyvřelinam i je taková, že umožňuje používat je jic h názvy. Horniny jsou silně pórovité s častým proudovým uspořádáním dutinek, což je důkazem tuhnutí lávy během pohybu v povrchovém vý levu. Stěny dutin (0,1 mm až 4 cm v průměru) jsou podobně jako u hornin z Moře klidu vytvářeny krystaly pyroxenu, olivínu a vzácněji plagioklasu a dalších m inerálů tyto horniny sk lá d a jících (obr. 1 ). To ukazuje na krystalizaci tzv. suchého magmatu, ja k é lze na M ěsíci očekávat. Je to horninová tavenina (lá v a ), zbavená v podmínkách malé m ěsíční přitažlivosti a při povrchu též v podmínkách vakua, většiny obsahu vody a ostatních těkavých látek, které obecně podporují k rysta lizaci a umožňují vytvoření krystalů i za nižších teplot při chladnutí. Podobné podmínky, jak é m ěla láva na povrchu M ěsíce, m ají labora torní taveniny pozem ských hornin. Studiem je jic h k ryslalizace bylo možno stanovit (odvozením ) tepelné rozmezí krystalizace m ěsíčních hornin z Moře klidu teplotam i + 1350 až + 9 0 0 ° C, což souhlasí s vý sledky dosaženými jiným i metodami a publikovanými v časopise Scien ce ze 30. ledna 1970. Také proměnlivá velikost zrna hornin z Oceánu bouří (od 0,05 mm do 3,5 cm ) ukazuje na rozličnost podmínek tuhnutí magmatu (obr. 2, 3). Větší krystaly vznikají jednak v blízkosti dutin (zde se kon centru jí plyny, jež krystalizaci podporují), jednak v hlubších částech lávových příkrovů, odkud nemohou plyny dosti rychle uniknout, případně podél trhlin, jim iž z magmatu plyny unikají. Rovněž různé m ikroskopické struktury úlomků k rystalick ých hornin z Oceánu bouří svědčí o různých podm ínkách je jic h vzniku. Jsou to struktury, s nimiž se často setkávám e mezi typickým i zástupci výlevných a hlubinných pozem ských vyvřelin, jakým i jsou u nás kupř. známé m elafyry v Podkrkonoší, diabasy v Barrandienu, či hlubinná gabra i
Obr. 1. S t e jn o m ě r n ě z rn itá u lt r a b a z ic k á k r y s t a l ic k á h o rn in a z r e g o litu O ceán u b o u ří I v z o r e k 12052). S tě n y d u tin v y tv o ř e n ý c h v u r č ité, p a tr n ě h o r iz o n tá ln í p o lo z e v lá v o v é m v ý lev u jso u v y tv á řen y v ětš ím i k r y s ta ly p y ro x en u a o liv ín u ( p o d le S c ie n c e , 167, 1970).
známá např. od Poběžovic (obr. 5). Struktury hornin Apolla 12 i Apolla 11 spolu s je jic h pórovitostí a nerostným složením dokazuji nezvratně je jic h vyvřelý původ. Značná podobnost v nerostném složení 1 m ikroskopické struktuře je mezi krystalickým i horninam i Apolla 12 (i Apolla 11) a m eteoritickým i eukrity (kam enným i m eteority, slože nými hlavně z pyroxenu, olivínu a vápenatého p lagioklasu]. Velmi p ří buzné pozemské vyvřelé horniny, označované též názvem eukrity, jsou vyvinuty v tzv. kruhových vulkanických strukturách Sk o tsk ý ch ostrovů. Je zde současně značná analogie i mezi formou kruhových vulkanic kých struktur Země a podobnými velkým i tektono-vulkanickým i tvary (valovými rovinam i) na Měsíci. Základní rozdíl nerostného složení hornin z Oceánu bouří proti h or ninám z Moře klidu (tab. 1) je v nižším obsahu m inerálu ilm enitu (chem ický vzorec F eT i0 3 ). To odpovídá je jic h nižšímu obsahu titanu (tab. 2 ), který byl u hornin Apolla 11 tak vysoký (c c a 7 — 12 % TiOz), že byl uváděn jako hlavní odlišný znak proti příbuzným pozemským vyvřelinám, kde dosahuje okolo 0,5—3,0 % . Obsah T 1 O2 v u ltrabazických horninách z Oceánu bouří (3 ,1 —3 ,7 % ) je srovnatelný s jeho obsahem v obdobných horninách na Zemi. Pouze obsah železa je v tomto srovnání značně vyšší (1 6 —2 1 ,3 % ) v horninách z M ěsíce proti v horninách na Zemi. Podle nerostného složení byly mezi horninam i Apolla 12 rozli šeny čtyři typy bazických hornin a jedna hornina živcová (tab. 1). ' Mezi m inerály byly zjištěny krom ě ilmenitu, pyroxenu, plagioklasu
Obr. 2. M ik r o s k o p ic k ý o b r a z v n itřn í stru k tu ry s t e jn o m ě r n ě z r n ité h o o liv in ic k ě h o č e d i č e z r e g o litu O ceán u b o u ř í ( v z o r e k 12057], s l o ž e n é h o z tm a v ý c h k r y s ta lů p y ro x en u , s v ě t le jš íh o o liv ín u , b ílý c h k r y s ta lů ž iv c e (C a p l a g i o k l a s u j a č e r n ý c h zrn ilm en itu / p o d l e S c ie n c e , 167, 1970).
a olivínu i ostatní nerosty, určené též v horninách Apolla 11, jako cristobalit (form a S 1O2 vzniklá za teplot nad 1470° C), troilit (m inerál častý v m eteo ritech ), kovové železo a měď a krom ě toho spinel, tridymit (form a S 1O2 vzniklá za teplot nad 870° C) a sanidin, jako jediný dosud zjištěn ý alk alick ý m inerál. O jediněle se vyskytuje v k ry sta lic kých horninách i prim ární sklo, což svědčí o rychlém ochlazení v lá vovém příkrovu. T ab. 1. H lav n í ty p y v y v ř e lý c h h o rn in z O ceán u b o u ř í a je jic h n e r o s tn é slo ž e n í. H orn in a pyroxenem bohaté peridotity o liv in ick á gabra gabra (ja k o horniny Apolla 11) troktolity živcová hornina (1 úlom ek)
p y ro x en
o liv ín
p la g io k la s
ilm en it
50 % 25 %
40 % 40 %
10 % 25 %
10 %
50 % 15 %
0 -5 % 40 %
30 °/o i5 % 70 %
* v četn ě d alších opaktních (tj. neprůzračných m inerálů )
o r t o k la s
20 % *
30 %
Obr 3. M ik r o s k o p ic k ý o b ra z n e s te jn o m ě r n ě z rn ité tm a v é h o rn in y s tzv. ^ p o lit ic k o u str u k tu ro u z r e g o litu O ceán u b o u ř i ( v z o r e k 12065). V ětší p o d lo u h lé k r u s ta lu (tz v . p o r f y n i c k é v y r o s t lic e j n á le ž í p y ro x en u , s v ě t lá o k r o u h lá zrn a o liv ín u . T m a v é o k r o u h lé s h lu k y je m n o z r n n é z á k la d n í h m o ty s lo ž e n é hlavně z p u rox en u , o liv ín u a p la g io k la s u , jso u o z n a č o v á n y j a k o v a n o ly ( p o d le S c ie n c e , 167, 1970).
První čtyři typy hornin uvedené v tab. 1 lze podle variací v nerostném složení považovat za členy určitého společného magmatu, vzn ik ající jeho štěpením na vzájem ně odlišné druhy se zachovaným společným ultrabazickým charakterem , a vytvářející se během určitého cyklu vul k anick é činnosti. Poslední hornina spíše představuje extrém ní, kyselou, živci bohatou odštěpeninu čedičového magmatu, což ukazuje již ]ejí vysoký obsah SlOz ( 6 1 % ) , zatím co u ostatních hornin se pohybuje od 35 % do 49 °/o. Na uvedený původ ukazuje zvláště je jí zvýšený obsah stopových prvků, (Rb, Pb, Zr, Y, Yb, U, Th, N b), který je lO krát a# 50krát vyšší proti jiným horninám a krom ě Si tak é zvýšený obsah draslíku což je typ ické pro vyvřeliny p ro n ikající k povrchu z bazických m agm atických krbů ke konci je jic h činnosti. Bývají to nejm lad sí vy vřeliny určité sopečné oblasti, představující tzv. zbytkové roztoky, vzniklé m agm atickou d iferen ciací (rozdělením původně jednotného magmatu na chem icky odlišné části, v nichž se ještě v hloubce pred
T ab. 2. P rů m ěr n é c h e m i c k é s lo ž e n í ( % / je d n o tliv ý c h z á k la d n íc h typů h o rn in A p o lla 11 a A p o lla 12 B a z ic k é k r y s t a l ic k é h o rn in y S I02
T 102 A1203
FeO MnO MgO CaO Na20 K 2O
CI2O3 Z r0 2 N iO
B r e k c ie
Je m n ý m a te r iá l
A p o llo 11 A p o llo 12 A p o llo 11 A p o llo 12 A p o llo 11 A p o llo 12 42 40,62 40 41,5 42 43 10,31 3,7 9,3 3,4 7 3,1 10,71 11,2 14 11,5 13,3 13 21,3 17 18,75 17,75 16 17,5 0,26 0,17 0,25 0,38 0,315 0,23 12 8 11,7 8,2 11 8 10 9,87 10,7 10,75 12 11 0,08 0,40 0,45 0,34 0,515 0,54 0,211 0,065 0,205 0,12 0,18 0,16 0,41 0,595 0,55 0,53 0,43 0,37 0,009 0,09 0,023 0,12 0,115 0,05 0,0058 0,025 0,075 0,022 0,03
vyvřením koncentru ji uvedené chem ické prvky, jin a k ve vyvřelých hor ninách vzácné). S tejn ě jako v horninách Apolla 11 byly i zde zjištěny velmi nízké obsahy těkavých prvků (zvláště Pb, B, Bi, T i). Vůbec nebylo zjištěno zlato, stříbro, platina a příbuzné prvky. Přehled o základním chem ickém složení hornin Apolla .12 v porov nání s horninam i Apolla 11 podává připojená tab. 2. Me^i horninam i Apolla 12 se při podrobném studiu je jic h chemismu, zejm éna pokud jd e o obsahy a distribuci stopových prvků, ukazují zákonité vztahy, k teré siln ě podporují představu vzniku rozličných zjištěn ý ch hornino vých typů frakciovanou k rystalizací1 je jíc h společného, původně ch e m icky jednotného magmatu, jež je možná jen v klidných hlubinných podmínkách, v nichž podle našich zkušeností ze Země vznikají m ag m ata (jd e o hloubky pohybující se řádově v desítkách km pod po vrchem n aší p lan ety ). Podobné podmínky nejsou pravděpodobně v tavenině, vzniklé účinkem předpokládaných dopadů planetek na povrch M ěsíce, nehledě k tomu, že by vzniklá tavenina těžko mohla získat homogenitu, o k teré svědčí zákonitosti zjištěn é studiem chemismu m ěsíčních hornin z Moře klidu i Oceánu bouří. Z tohoto hlediska je pochybná i představa o existen ci m ěsíčního vulkanismu vyvolaného im paktem. Důkazy o existen ci m agm atické d iferen ciace (tj. štěpení horninová taveniny), zjištěn é studiem krystalick ých hornin Apolla 12, vedou také k úvahám o u rčitých analogiích ve vývoji pevné zem ské a m ěsíční kůry, jestliže jsm e nuceni předpokládat i existenci an alog ický ch magmatíických zdrojů v rám ci této pevné povrchové vrstvy. Pak je ovšem nutné předpokládat i existen ci obdobných fyzikálních i chem ických, a tedy 1 T j. k r y s t a l i z a c í h o rn in o v é ta v e n in y — m a g m a tu — kdy se v y k r y s ta lo v a n é m in e r á ly o d d ě lu ji z p r a v id la p o d le sv é s p e c i f i c k é v á h y od z b ý v a jíc í ta v e n in y , je ž je v p ř í padě b azickéh o, výchozího m agm atu postupně k y s e le jš í (b o h a tší k ře m ík e m ).
V lev o o br. 4. M ik r o s k o p ic k á tzv. o ji t i c k á str u k tu ra b a z ic k é k r y s t a l ic k é h o r n in y z M oře k lid u ( v z o r e k 10047), s lo ž e n é z k lim o p y r o x e n u ( K j , b ílý c h liš to v itý c h k r y s ta lů p la g io k la s u (P ) a b ě lo š e d é h o c r is to b a litu (C — v p ra v o d o l e ) . — V p rav o o b r. 5. S te jn á str u k tu ra a n e r o s t n é s lo ž e n í ( k r o m ě c r is to b a litu ) u v y v ř e lé h o r n in y — m e la fy r u — z P o d k r k o n o š í, j a k o u m ě s íč n í h o r n in y z M oře k lid u n a o b r. 4.
i geologických dějů. Není tedy důvodu, proč nepředpokládat i existenci projevů skutečného vulkanismu M ěsíce v geologické m inulosti jeho vývoje, znám e-li je z minulého vývoje povrchu Země. Kromě k rystalick ých hornin byly z Oceánu bouří dovezeny dva k a meny, jež byly zařazeny k brekciím . Tyto horniny jsou obdobné brekciím z Moře klidu. Nesou znaky zvrstvení úlomků, jejich ž stm elením , ja k bylo vysvětleno v I. části tohoto článku, vznikly. Jsou produktem dlouhodobého působení impaktu na horniny sk lád a jící původní povrch M ěsíce. S tejn ě jako v Moři klidu, byly i zde zjištěny úlomky starší b rekcie, uzavřené v m ladší brekcii, jež ukazují na m nohonásobné opa kování impaktů. Jemný m ateriál (tj. úlomky hornin a m inerálů pod 1 cm ) má podob nou skladbu jak o v Moři klidu, ale je sv ětlejší. Obsahuje pyroxen, plagioklas, sklo a olivín, méně častý je ilm enit, tridym it, cristobalit a niklové železo (m eteoritického původu). Sklo představuje 20 % tohoto jem ného m ateriálu a tvoří opět známé bezbarvé i barevné kuličky m ikroskopických rozměrů, jež jsou spolu s ostatním i součástkam i tzv. m ěsíčního prachu rozviřovány při přistání a startu m ěsíčního modulu a při každém kroku astronauta na povrchu M ěsíce. Skladba jem ného m ateriálu odpovídá složení krystalick ých hornin, jež jsou primárními povrchovými horninam i této oblasti M ěsíce, což ukazuje, že jem né úlomky hornin a částečky skla vznikly z krystalick ých (tj. vyvřelých hornin působením im paktního metamorfismu. M imořádný význam pro důkaz existence vulkanismu v geologickém vývoji M ěsíce má zjištěn í sopečných popelů. Vzorek 12033, odebraný ve výkopu poblíž sz. obruby kráteru Head, je světle šedý a skládá se ze světlých hranatých zrn živce, méně zastoupeného olivínu a pyroxenu a h ojných pemzovitých2 částeček sk la nad 1 mm v průměru. Tak jako typické pozemské sopečné sklovité lap illi3 m ají i tyto útržky skla zře telnou proudovou stavbu se souhlasně protaženým i jem ným i dutinkami. / 2 Pem za = leh k á , sv ětlá, sk lo v itá sopeCná stru ska. 3 Lapilli =
s o p e č n é s t r u s k o v é s k l o v i t é ú t r ž k y do v e l . 1 c m .
\
Jem n ější střípky skla m ají kostrovité krystalky (m ikrolity) typické pro pozem ská sopečná skla. Vzorek 12033 byl předběžně určen ja k o -krystalo-vitritický tuf [tj. sklovitý sopečný popel s větším i krystaly. Vysoký obsah živce podporuje představu, uvedenou ve zprávě NASA, že tento sopečný popel je součástí známých, silně diskutovaných světlých pa prsků kráteru Koperník. Z toho plyne, že Koperník i ostatní krátery s obrubou paprsků o vysokém albedu jsou spíše sopečného než impaktního původu. I chem ický rozbor m ateriálu v obrubě kráteru Tycho, provedený autom atickou m ěsíční sondou Surveyor V II ukázal, že jde 0 horninu bohatou živcem a podobnou m ěsíčním anortositům ,4 zjištěným v brekciích z Moře klidu, kam mohly být (podle názoru uvedeném ve zprávě NASA ze srpna 1969) přem ístěny jako součást světlého paprsku kráteru Tycho, který zasahuje do m ísta přistání Apolla 11. Relativně m alé stáří světlých sopečných popelů, jež vyplývá z je jic h poměrně m alé zakrytosti tmavým m ateriálem regolitu, vyvrženým z podloží těchto popelů mladými im pakty, souhlasí se všeobecně uznávaným předpokladem o relativně nízkém stáří m ěsíčního stratigrafickéh o útvaru — kopernicienu5 — představujícím vyvrženlny Koperníka a jemu obdobných kráterů. Proto je možno od detailního studia horninových m ateriálů Apolla 12, jež bude následovat, a speciáln ě od stanovení absolutního stáří světlých sopečných popelů očekávat odpověď na otázku skutečného stáří exploze kráteru Koperník a tím i stáří útvaru kopernicienu. Lze také očekávat, že bude vytvořena další stratig rafick á jed notka vývoje m ěsíčního povrchu, m ladší než kopernicien, do níž budou n áležet všechny útvary vzniklé po explozi Koperníka a překrý v ající tak jeho vyvrženiny. Rovněž v zarážené sondě do hloubky 40 cm v blízkosti kráteru Halo byla zjištěn a světle šedá poloha jem nozrnného sypkého m ateriálu, po-' dobná tufu vzorku 12033. Je to jedna z deseti rozlišených poloh různého úlom kovitého m ateriálu této sondy, v nichž je z a z n a m en á n a historie vývoje určitého m alého úseku povrchu M ěsíce. Byla zde též rozlišena vrstva úlomků prim árně im paktního původu s nedostatkem jem ného podílu a s ostrým rozhraním proti výše uložené vrstvě, složené pře vážně ze zrn olivínu a olivínem bohaté vyvřeliny ( olivinického gabra). Zarážená sonda přinesla důkaz o stratifik a ci čili zvrstvení regolitu v Oceánu bouří, což ukazuje mimo jin é také na určitý vývoj (prom ěn livost) sil, působících při form ování m ěsíčního povrchu. Doba uložení úlomků hornin na povrchu M ěsíce v hloubce m enší než 1 m byla podle obsahu vzácných plynů, p o ch ázejících ze slunečního větru, stanovena na 1 —200 miliónů let a není v zásadě příliš odlišná od hodnoty pro horniny Apolla 11. Z uvedených čísel plyne představa, že n ejsv rch n ější jednom etrová „vrstva" regolitu se vytvářela po dobu asi 200 miliónů let, a že tedy i k ráter Koperník, jehož tufy byly v regolitú Oceánu bouří nalezeny, je m ladší než 200 miliónů let. V brekciích a jem ném m ateriálu byl zjištěn vyšší obsah uhlíku než v k ry stalick ý ch horninách, což svědčí o jeho přínosu rovněž slunečním větrem a také im paktem. Ani ve vzorcích Apolla 12 nebyly zjištěny živé organismy nebo fosílie. 4 A no rto sity = h o rn iny slo ž e n é p řev á ž n ě z v áp en até h o živce — an ortitu . 5 K o p e r n i c i e n = n e j m l a d š í d o s u d r o z l i š e n ý ú t v a r ve v ý v o j i m ě s í č n í h o p o v r c h u .
MAXMILIÁN H E LL M axm ilián Hell (H o li) narodil sa v Banské] Stiavn ici 15 V 1720 zom rel vo Viedni 14. IV. 1792. Od roku 1755 bol riaditeřom hvězdárně a profesorom m echaniky na univerzite vo Viedni. Ako takého pozval dánský k rá l K ristián VII., aby prišiel do Norvégie pozorovat zriedkav ejší jav, přechod Venuše před Slncom . Na pozvanie odcestoval s jeho kolegom , Jezuitom Sajnovičom do Vardo, kde 3. VI. 1769 pozorovali přechod Venuše před slnečným diskom. Z tohoto pozorovania určil Hell paralaxu Sln ca na tie časy dost p resne (8 ,7 ") a z toho vypočítal vzdialenosť Sln ca od Zeme. Svoje astronom ické práce zveřejňoval hlavně v hvězdářských ročenkách, ktoré vychádzali vo Viedni 29 rokov a m ali názov „Ephem erides astronom icae ad meridianum Vindobonensem . Tieto ročenky vy chádzali od r. 1757 do 1786. M ěstský archív v Ban skej Bystrici ucho vává je d e n exem plár H ellovej hvezdárskej ro ASTRONOMICKÉ čenky z roku 1776. Je A a Ki & i f f e x t i v n ej pozoruhodná map-1 7 7 6 . 4>'~ ka M esiaca, na k to rej je označených 133 útvarov. u m m iA m m r m m m m m m H ell sa zdržoval začas aj v B anskej B ystrici A OG U S T O R U M » i í i » i s r t okrem Trnavy, Kluži a M A XíM LU A M ) H E L L , Jágra. sasví^f í * « u h *». * t * * '!'* * * V Heliových časoch A P . B P- íGNATIO W 8.SA «0H 8 e * R A J» m ali záujem o astronómiu aj panovníci, okrem * * F8AMCÍSC0 «Č 8S ÍA S jt£Z»aM0NBjg v m r m m tm m K ristiána VII., cisár Ka= mu " rol VI. a poTský k rál Stanislav. Posledný dal A P R E N I i C £ si postavit’ hvezdársku awax*fia*ttM *m m m Í^ í ÍT?>í :W' ** m%- ****** *■* ^fcí»? vežu vo W aršave pri kráTovskom paláci. Chcel m at na nej pohyblivú střechu, ktorá by sa dala obracať na všetky světo vé strany, aby hviezdy pohodlnejšie m ohol po zorovat. Hvezdárske ve ze v Budíne a* v Jágri V í B M K M, takú pohyblivú střechu ***** m mmtw J S M f W t t í j kIIAÍWMÍÍ
EPH KMERIDES
,
Št
,
K ó p ia p r e d n e i str a n y H el lo v e j h v e z d á r s k e j r o č e n k y z r. 1776.
Mpcc&X&v* ....
N a H e llo v e j m a p k e M esia cd je už p o m e n o v a n ý c h 133 ú tvarov.
už vtedy m ali; vym yslel ju astronom M axmilián Hell. Polský k rá í sa' o tom dozvěděl a požiadal písomne Helia, aby mu poslal model ním vynájdenej pohyblivé] střechy [ku poly). Maxmilián Hell polském u k rá lovi ochotné vyhověl, začo ho Stanislav vyznam enal zlatou medailou a napísal mu tento list: „Důstojný pane! Model pohyblivé] střechy, ktorý ste nám poslali, sme obdržali pred niekolkým i dňami. Vec nás velm i potěšila, a to nielen preto, že je j tvorca je skostom terajšieh o hvezdárstva, a le aj preto, že je j vynálezca nám ponuka pomoc pře rodzvinutie astronom ickej vedy aj v nasej krajin ě. Ale toto, důstojný pane, je nie prvým svedectvom tých zásluh, ktoré ste si v nasej k rajin ě nadobudli. My máme už mno hých vynikajúcich m atem atikov, ktorí vo Viedni pod Vaším vedením.
úspěšně skončili toto nelahké studium, a ktorí zo študentov i sam i sa sta li výbornými u čitelm i a ich návodmi mnohým vyznačili chodník vedúci k hviezdam! My za Vašu prejavenú blahosklonnost a za Vaše u stá vám e vždy s velkou vďakou budeme na Vás spomínať! In áčej to, čo Vám ako dokaž naše] vďaky posielam e, nepodsuzujte podlá hodnoty, a le berte to za znak našej lásky a tiež prianie, aby Pán Boh, Vášho hviezdam zasvateného, pozdvihnutého ducha dlho udržal v dobrej sile a sviežosti! Stanislavus Augustus, král' P olsk a." * M inisterstvo kultúry SSR s viecerým i vedeckým i inštitúciam i usporiadalo v Ban. Štiavnici, v rodisku hvezdára M axmiliána Helia, celoštátny sem inář dňa 15. V. 1970. Na programe boli přednášky o živote a práci svetoznámeho Štiavničana.
C o n o v éh o v astronomii ASTRONAUTIC Kí V letním období letošníh o roku došlo k n ěk olik a význam ným poku sům sovětské kosm onautiky. Ve ve čern ích hodinách 1. června startovala d alší kosm ická loď typu S o ju z (č. 9] na oběžnou dráhu kolem Země s po*, sádkou A. N ikolajev a V. Sevasťjanov. Podle zv eřejněné zprávy šlo o úkol pron ik án í do kosm ického prostoru v zájm u národního hospodářství, vědy a techniky, se zvláštním zam ěřením na lékařský a biologický výzkum vlivů faktorů kosm ického letu na lid sk ý organism us, na sledování geo lo gick ý ch a geo g rafick ý ch objektů s c í lem získat údaje důležité pro národní hospodářství, dále na sledování sn ě hového a ledového příkrovu Země a získání poznatků pro m eteorologick é předpovědi, jak ož i na vědecký vý zkum procesů v prostoru kolem Země. Kromě toho bylo úkolem posádky ověřit au tom atické a ru čn í systém y řízení, o rien tace a stabilizace kos m ické lodi. Původně se Sojuz 9 pohy boval po dráze s param etry: vzdále nost perigea 2U7 km, vzdálenost apogea 220 km, sklon k rovníku 51,7°. Na oběžné dráze kolem Země došlo během letu n ěk olik rát k m enší změně původních param etrů. Po 17 dnech a 17 hodinách letu sk o n čil dosud n e j d elší let kosm onautů na oběžné dráze kolem Země v poledních hodinách 19. června, kdy přistávací kabina S o juzu 9 p řistála asi 75 km západně od K aragandy. V šechny úkoly stano-
IÉTO
1970
vené letovým program em byly S D l n ě ny. Dne 7. srpna byla podle programu spolupráce so c ia listic k ý ch států ve výzkumu a využívání kosm ického prostoru pro mírové účely vypuštěna v S S S R družice I n t e r k o s m o s 3. Hlav ním úkolem satelitu byl výzkum ra diačního prostředí v okolí Země, stu dium sou vislosti dynam ických p ro ce sů v rad iačn ích p ásech Země se slu n ečn í čin n o stí a zkoum ání spektra n ízkofrekvenčního elek tro m ag n etick é ho zářen í v horních vrstvách io n o sfé ry. Část vědeckých p řístrojů družice byla vyvinuta a se stro je n a u nás, v operativní skupině, říd icí let s a te litu, byli tak é naši odborníci. Původ ní param etry dráhy Interkosm osu 3 byly: vzdálenost perigea 320 km, vzdálenost apogea 1320 km, sklon dráhy k rovníku 49°. K výzkumu Venuše a m eziplane tárního prostoru starto v ala dne 17. srpna d alší m eziplanetární sonda, V e n er a 7. Hlavním je jím úkolem je pokračování ve výzkumu, zahájeném před ch ázejícím i sondam i tohoto typu. Venera 7 se pohybuje po dráze, zhru ba odpovídající dráze plánované. P řes ný vědecký program , ani doba s e tk á ní s Venuší zveřejněny nebyly; dosa vadní sondy typu V enera letěly k Venuši asi 4 m ěsíce, takže lze o če kávat, že k setk án í Venery 7 s V e nuší dojde v druhé polovině prosince t. r.
K valitativně nový kosm ický exp e rim ent u sku tečn ila sonda Luna 16, vypuštěná 12. záři sm ěrem k M ěsíci. Po p řiblížení k M ěsíci byla uvedena nejprve na oběžnou dráhu kolem to hoto tě le sa (vzdálenost od povrchu asi 110 km ] a dne 20. září došlo k p řistání na m ěsíčním povrchu. Dne 21. září starto v ala Luna 16 zpět k Zemi a 24. září dopadla je jí p řistá vací čá st asi 80 km jihovýchodně od Džezkazganu (K a z a ch stá n ). Kromě PERIODICKÁ
k o m e t a
Kometu A rend-Rigaux o bjev ili 5. února 1951 dva b elg ičtí astronom ové, je jic h ž jm ény je označena. K objevu došlo na hvězdárně v U ccle u Bru selu, a to až po průchodu kom ety přísluním , který n astal 18. prosince 1950. K om eta má oběžnou dobu 6,838 roku a byla pozorována při náv ratech do perihelu v le te c h 1957 a 1963. Při n y n ějším návratu do přísluní j i n a lezla dr. E. Roem erová 229cm re fle k torem Stew ardovy hvězdárny na K itt Peaku 27. červen ce. V době objevu byla kom eta v souhvězdí Velryby velm i blízko m ís ta , předpovědného MOHUTNÁ
NA
AREND-RIGAUX
1970j
efem eridou; m ěla stelá rn í vzhled a ja s n o st pouze 20,8m. Ze 65 přesných pozic, získaný ch v le te ch 1951, 1958 a 1963 p o čítal dr. B. G. M arsden nové elem enty dráhy, při čem ž bral v úva hu poruchy působené všem i 9 p lan e tam i: T = 1971 IV. 6,0213 EC a = 328,9367° 1 D = 121,5554° 5-1950,0 i = 17,8336° J q = 1,444373 e = 0,599095 a = 3,602782 J. B.
PR O T U B E R A N C E
V poledních hodinách dne i5 . červ na t. r. bylo možno pozorovat na S lu n ci mohutnou protu beranci, k te rá d osáhla výšky asi 610 000 km (tém ěř polom ěr S lu n c e ). Prům ěrná ry ch lo st byla 78,5 km/sec. Protuberan ce byla fo tografov ána ve vodíkové čá ře Balmerovy série H -a lfa koronografem ( 0 150 mm, / = 1950 mm] hvězdárPHOBOS
snímků a různých m ěření na povrchu M ěsíce získala sonda tak é vzorek m ě síčn í horniny (pokud je znám o z je d noho m ísta a do hloubky asi 35 cm ). Tento vzorek byl v herm etickém ko n tejn eru dopraven na Zemi k lab ora torním zkouškám . Sondy podobného typu ja k o Luna 16 budou m ít velký význam pro získán í vzorků hornin planet, na něž dosud nen í možno vy s íla t kosm ické lodi s lidskou posád kou.
ny ve V alašsk ém M eziříčí. N ěkolik sním ků této protu berance, c h a ra k te riz u jící je jí vývoj, reprodukujem e na 3. str. obálky. Časy jed notliv ých sním ků jso u (vlevo, sho ra d o lů ): l l h l 5 m 10s, l l h28m15s, llh 4 9 m40s a l l h54n> 25s ; (vpravo) 12h0im35s, 12hl l m40s, 1 2 h2imoos a 12h25mi5s (všechny časo vé úd aje v S E C ).
S N Í M KU
Na jed né z fo to g rafií, získaných M arínerem 7, byl zach ycen Marsův m ěsíc, Phobos, k terý se v tu chvíli prom ítal na povrch p lanety. Obraz (n a fo to g rafii označený šipkou) je v pravém dolním rohu sním ku repro dukován ve velkém zvětšení. Černé, pravidelně rozm ístěné body jsou re fe re n čn í značky. Na základě předběž ného rozboru této fo to g rafie usoudil dr. B. A. Sm ith (S tá tn í universita v Novém M exiku), že Phobos má značně e lip tick ý tvar o rozm ěru
MARINERU
7
22 k m X 1 8 km a je zploštělý ve sm ě ru kolm ém na oběžnou dráhu. Z a jí mavé je , že m ěsíc je podle těch to pozorování velm i tm avý, má prům ěr né albedo 0,065. Tato hodnota albeda je nižší než dosud z jiště n á hodnota pro kterou koliv planetu, m ěsíc nebo planetku v slu nečním systém u. (N ejnižší albedo 0,100 má M erkur.) F o to g rafie byla pořízena ze vzdále nosti 130 900 km od Phoba, který obíhá asi 6000 km nad povrchem Marsu. Jeho tmavý obraz je v polo
ja s n é o b lasti A eria západně od tmavé o blasti S y rtis M ajor. Sm ith vypočítal střední prům ěr a albedo porovnáním odraženého sv ětla od povrchu Marsu ve zm íněné o b lasti A eria s odraže ným světlem od Phoba. Domnívá se, že jeh o tm avá barva souvisí s jeho m alým prům ěrem a hm otou. M ezipla n etárn í prachové Částice, k te ré n e u stále bom bardují povrch m ěsíce, mohou opět snadno uniknout zpět do prostoru. Je tedy velm i pravděpodob né, že celý jeh o povrch je pokryt jam kam i, k te ré se nezap lní ko sm ic kým prachem tak ja k o na M ěsíci. Marsův druhý m inim ěsíc, Deimos (k te rý m á asi p oloviční velikost než Phobos), má pravděpodobně podob nou strukturu povrchu. Jelik o ž Phobos m á protáhlý tvar, soudí Sm ith, že nevznikl odtržením od m ateřské planety, ale byl pravdě podobně zach ycen ve své dnešní po době z pásu plan etek. T ěleso, k teré by vzniklo odtržením poddajné hm o ty, by m usilo m ít vícem éně sférick ý tvar. PERIODICKÁ
KOMETA
I,
Na sn ím cích, exponovaných 6. a 7. září t. r. 122cm Schm idtovou kom o rou na Mt Palom aru n alezl Charles T. Kowal periodickou kom etu Jackson N eujm in. B yla v souhvězdí Býka n e p říliš vzdálená od m ísta, udaného efem eridou a je v ila se jak o difuzní o b jek t 14. hvězdné v elik o sti s c e n trá l ní kondenzací a ohonem kratším než 1°. Kometu o bjev ili v ro ce 1936 Jack son (15. září] a nezávisle N eujmin (21. z á ř í); předběžně byla označena 1936c, d efinitivn ě 1936 IV. Přísluním p rocházela 3. říjn a 1936. V ýpočet d rá hy ukázal, že jd e o kom etu p erio d ic kou s oběžnou dobou asi 8,5 roku. D alší návraty do přísluní n astaly tedy v letech 1945, 1953 a 1962, ale ani při jednom z nich nebyla nalezena, ačko-
Přes svou nepatrnou v elikost mo hou mít Phobos a Deimos v budouc nosti značný význam, neboť by mohly představovat d okonalé přirozené „ves m írné s ta n ic e " o b íh ající kolem Mar su. Jelik ož však úniková ry ch lo st z Phoba je asi 12 m/s, m usel by se astronau t vystříh at „skoků“, neboť by se jin a k d ostal na oběžnou dráhu kolem Marsu. (N ew S c ie n tis t 46.414, 1970.) V. V. CKSON-NEUJMIN
1970k
liv m usila být ja s n ě jš í než četn é jin é p eriod ické kom ety, které se našly. Dr. B. G. M arsden p o čítal elem enty dráhy kom ety, které uvádíme. Podle sou časně u v eřejn ěn é efem eridy se kom eta vzdaluje n e je n od Slu nce (byla nalezena až za m ěsíc po prů chodu příslu n ím ), a le i od Země. V listopadu má m ít ja sn o st asi 19m, v p rosinci asi 20ni a v lednu 1971 asi 21 m. T = 1970 V III. 6,4272 EC 0) = 196,2506° 1 Q = 163,2468° 5-1950,0 i = 14,0424° J Q = 1,428009 e = 0,654256 a = 4,130250 P = 8,394. /.
MI R A C E T I Dr. A. D. T hackeray , řed itel Radcliffo v y hvězdárny v P reto rii o z n á m il, že spektrum znám é dlouhoperiodické prom ěnné hvězdy o Cetí, které expo-
noval 13. červen ce R. Wood, ukazuje slabou em isn í čáru ky sličn íku h lin i tého. Jde o m im ořádnou em isi. 1AUC 2269
Výhody pozorování Slu nce pom ocí stra to sfé rick ý c h balónů jsou ve srov nání s pozorováním i ze zem ského po vrchu nesporné. Zvláště důležité je získání jed notné řady fo to g rafií slu n ečn í fo tosféry , což má význam ja k pro výzkum dynam iky fyzikálních procesů na Slu nci, tak pro studium jem n ých podrobností telu rick ých čar vodní páry ve sp ektrech nebeských těles. Také v S S S R byly vyrobeny astro nom ické balónové stan ice , u rčené pro výzkum Slu nce. První takováto sta n ice sestáv ala z dalekohledu, difrak čn íh o sp ektrografu, fo toheliografu a kam ery spektrografu, jak ož i za řízení zajišťu jícíh o provoz celého vy bavení, kon trolu a sledování stan ice za letu. Během prvních dvou letů, které se usku tečnily 1. listopadu 1966 a 22. září 1967, pracoval dalekohled v Cassegrainově systém u s prim árním z rc a dlem o průměru 50 cm. Oba lety po skytly četn é údaje o provozu zařízení, NOVA
SC U T I
A nglický am atér G. E. D. A lcock objevil ve v ečern ích hodinách 31. č e r v ence svou tře tí novou hvězdu. Nova je v souhvězdí Š títu v poloze (1950,0] a = 18ll43m00,0s
{ = — 8°36/13,6"
a v době objevu m ěla vizuální jasn o st 6,9m. Ve v ečern ích hodinách 1. srpna byla ja sn o st 7,9m, mezi 3.— 7. srpnem kolem 8m a mezi 9.— 18. srpnem ko lem 9” (v iz .); v té době byl barevný
ZATMĚNI A LUMINISCENCE
teplotním režim u a letových podmín kách, krom ě výsledků fotom etrie slu neční granu lace. Tak bylo např. z jiš těno, že nejm enší rozm ěry granulí jso u asi 0,3". Na fo to g rafiích jsou také ja s n ě vid itelné póry o v elikosti 0 ,4 "— 1,0". Byla též provedena p ečlivá fotom etrick á prom ěření spektrogram ů, získaných během prvního letu, v těch částech sp ektra, kde mohly být p ří tom ny čáry deuteria. Na sn ím cích je čára deuteria na krátkovlnném křídle vodíkové čáry Balm erovy série H -alfa. V této sp ek tráln í o blasti dochází ke slabé depresi, k terá je mnohem vý razn ější na slunečním o k ra ji než v je ho středu. Deprese se tlá stěží vy sv ětlit překrýváním absorpčn í čáry d euteria. Je velm i pravděpodobné, že m ám e co čin it s překrýváním velkého počtu slabých slu n ečn ích čar. Pro pom ěr počtu atomů deuteria k počtu atomů vodíku lze odhadnout horní h ran ici 2 X 1 0 -5. Izv. P u lk o v o 185 (1 9 7 0 )
Mě
A nalýza polostínu u 21 m ěsíčn ích zatm ění, pozorovaných v letech 1921 až 1968, um ožnila podle J. Duboise a F. Linka (T h e M oon, 1,85; 1969) vy s v ě tlit četn é anom álie lum iniscencí m ěsíčního povrchu. Příčinou lum inis c en ce může být podle uvedených au torů u ltrafialov é a rentgenové záře ní Slu nce, v zn ik ající v nízké koróně a nad oblastm i K-3. Dále bylo z jiště -
1970
index B-V asi + 0,6® a barevný index U-B asi — 0,2m. Podle zprávy J. Grygara a J. Sm olin skih o (Dom inion A strophysical O bservátory) ukazova la sp ektra novy, exponovaná 12. a 13. srpna 183cm a 120cm reflekto rem , asi 20 čar (H l , F e II, Ca II a patrně N a /). M ezihvězdné složky C a 11 (H a K ) byly dosti siln é. Z posuvu č a r byla u rčena rad iáln í ry ch lo st — 1120 km/s. 1AUC 2269—2272 m ě s í c e s i c n í h o
p o v r c h u
no, že vliv horních č á stí atm osféry se projevuje jen u o k raje stínu. — Na druhé stran ě ukázali N. N. Greenman a H. G. Gross ( S c ie n c e 167,720; 1970) a jin í podrobným laboratorním studiem vzorků, které přivezla posád ka Apolla 11, že lu m iniscence m ěsíč ního povrchu je nepatrn á. Je však nutno vzít v úvahu, že se lab oratorně zkoušely vzorky je n z jednoho m ísta
na M ěsíci. Otázka lu m iniscence m ě síčn ího povrchu ]e tedy stále otevře ná a má své zastán ce i odpůrce. D efi nitivní odpovědí na otázku existen ce SUPERNOVA
V GALAXII
Podle sdělení řed itele Iíonkolyho hvězdárny v Budapešti dr. L Detreho objevil Lovas v M 101 supernovu 11. hvězdné v elik osti na d esce, expo nované Schm idtovou kom orou 30. č e r vence. Poloha supernovy je (1950,0) NOVA
VE
VELKÉM
S = — 7 0 ° 3 6 '± 1 '.
V době objevu m ěla fo to g rafick o u jasn o st asi 12“ . Ve spektru byla po NOVÁ
STlN
a = 141101m13s S = + 5 4 °2 8 ,9 ' M 101 {NGC 5457) je sp iráln í g a laxie typu S c v souhvězdí Velkého m edvěda; má fo tografickou jasn o st 9,0m. Sním ek M 101 je na první str. obálky. MRAKU
zorována velm i ja sn á a širo k á čára H -b eta Balm erovy série vodíku a slab ší širo k é čáry ionizovaného žele za (F e II ) v em isi u vlnových délek 4924 a 5018 A. Žádné d alší em isní ani absorpční čáry nebyly ve spektru n a lezeny. Revize starších negativů uká zala, že nova není zach ycen a na sn ím cích, exponovaných od říjn a 1967 do 8. února 1970, na nichž jsou hvěz dy do v elik o sti asi 13,8™. IAUC 2238
SUPERNOVA
Na Námořní hvězdárně USA ve Flagsta ffu objevil 29. srpna John P riser supernovu 17™ (fo to g r.) v bezejm en né galaxii na rozhraní souhvězdí Ještěrk y a Pegasa. K objevu došlo fo to g rafick y 155cm astrom etrickým reflektorem . Poloha supernovy je (1950,0) ZEMSKÝ
M 101
MAGELLANOVE
Dr. D. J. M acConnell (U niversity of M ichigan, USA) oznám il koncem dub na t. r. objev nové hvězdy ve V elkém M agellanově m raku. Nova byla n a le zena na sním ku, exponovaném 8. břez na 1970 A. Gomezem (Cerro Tololo O bs.). Poloha hvězdy je (1 975,0): a = 5h33,5m± 0 , l m
lum iniscence (Link předpokládá až asi 10 p ro cen t) se patrně dočkám e už a si v nepříliS vzdálené budoucnosti. /. B.
a = 22h20,2m S = + 35°46' a hvězda je asi 1 3 " západně a 15" severně od jád ra galaxie. Na snímku, exponovaném 3. září m ěla hvězda jasn o st poněkud m enší než 29. srpna, na negativu z 31. červen ce nebyla vůbec nalezena. IAUC 2275
A PERIODICKÁ
Podle zprávy dr. R. G. Roosena (Goddard S p ace Flig h t Center, USA) se zdá pozorování z 21. února 1969 naznačovat, že ve středu protisvitu byl pozorován stín Země. Protože však zem ský stín není norm álně v protisvitu pozorovatelný, vysvětlo valo se toto pozorování zvýšením množství m eziplanetárního prachu v blízkosti Země. Předpokládalo se, že prach byl v oběžné rovině známé krátko p erio d ické kom ety E ncke, k te rou Země právě v té době p rocházela; mohl se tam d ostat vlivem tlaku slu nečního záření. Pozorování ukázala, že polom ěr stínu byl asi 1,5° a po kles jasn o sti dosahoval asi 3 %. Vhodná příležitost k ověření pozoro
KOMETA
ENCKE
vání z roku 1969 se naskytne 23. až 24. února 1971; Země bude opět pro cházet rovinou dráhy kom ety E ncke a M ěsíc bude blízko novu (nov n a stává 25. II. v 10h49m). Kom eta pro jde svým sestupným uzlem asi o 6 týdnů dříve. K ověření přítom nosti zem ského stínu v protisvitu se dopo ru ču jí fo to ele k trick é přehlídky oblo hy v d ek lin aci v rozm ezí asi 10° na jih a na sever od an tislu n ce (rek tascenze an tislu n ce = rek tascen ze Slu n ce ± 1 2 h , d ek lin ace antislu nce = — d ek lin ace S lu n ce ). N ejvhodnější doba k pozorování bude kolem půl noci během období 20.— 28. února 1971. IAUC 2266
OKAMŽI KY
VYSÍLÁNI CASOVÍCH V SRPNU 1970
SIGNÁLŮ
OMA 50 kHz, OMA 2500 kHz, OLB 5 3170 kHz, P ra h a 638 kHz [ro z h la s), DIZ 4525 kHz [N auen, NDR). — V ysvětlení k tabulce viz RH 1/1970 (s. 23). D en 1. 6. 11. 16. 21. 26. 31.
V III. V III. V III. V III. V III. V III. V III.
/. D. 2440 +
OMA 50
OMA 2500
OLB 5
P ra h a
DIZ
TU2TUC
799,5 804,5 809,5 814,5 819,5 824,5 829,5
0000 0000 0000 0000 0000 0000 0000
0000 0000 0000 0000 0000 0000 0000
0012 0012 0012 0012 0012 0008* 0008
0000 0000 0000 0000 0000 0000 0000
9999 9999 9999 9999 9999 9999 9999
9640 9657 9640 9694 9640 9730 9640 9764 9640 9796 9640 9825 9851 9640 V. P t á č e k
Q U AS A R
S
RUDÝM
Od zm ěření prvního rudého posuvu quasaru uplynulo sedm le t a každým rokem byly nalézány quasary se s tá le vyšším rudým posuvem z = AX/X. P řece je n se však zdálo, že se postup ně blížím e ja k é s i lim itě kolem z = = 2,4. N ěkteré hypotézy dosti lo g ic ky vysvětlovaly, proč taková lim ita existu je, avšak n ejn o v ější pozorování am erický ch astronom ů R. Lyndse a D. W illse posunulo rekord v této d iscip li n ě až na z = 2,877. Rekordní rudý posuv drží nový quasar označený 4C 05.34 v souhvězdí Malého psa, o sou řad n icích (1950,0) a
=
8h05m20s,
S =
+ 4 °4 1 '2 4 ",
jenž je ve vizuálním oboru asi 18m a rádiově byl pozorován v Cambridgi na frekv en ci 178 MHz a v Parkesu (A ustrálie) na frekv en ci 2700 MHz. N ěkolik m odrých a Červených sp ekter objektu, pořízených 208cm re fle k to rem na K itt Peaku v USA, ukázalo n ejin ten ziv n ější em isní čáru o vlnové d élce 4714 A, jež přísluší vodíkové Cáre L y m a n -a o labo rato rní vlnové d élce 1216 A. To tedy znaCí rekordní rudý posuv a ve spektru objektu by ly odtud identifikovány další čáry p ří slu še jíc í čty řik rá t ionizovaném u dusí ku, dvakrát a třik rát ionizovaném u uhlíku a třik rá t ionizovaném u křem í ku. Vesm ěs jde o čáry, jež se n o r m álně n a ch á z e jí v d aleké u ltra fia lo
P O S U V E M
TU1TUC
2, 9
vé oblasti mezi 1240 a 1909 A, avšak vlivem značného rudého posuvu se o citly až ve žluté č á sti spektra. S p ek trum, podobně jako u většiny quasarů s rudým posuvem větším než z = 2, jeví též řadu pom ěrně úzkých absorpčn ích čar, jež p říslu šejí různým rudým posuvům vesm ěs m enším než je em isní rudý posuv. N ejnižší ab sorpčn í rudý posuv č in í z = 2,475, a je tedy rovněž mim ořádně vysoký. Zna m ená to ovšem, že hm ota v tomto absorpčním systém u se vůči quasaru pohybuje ry ch lo stí kolem 100 000 km/s, což se vym yká i astronom ické před stavě. Autoři studie poznam enávají, že oproti předpokladům je quasar optic ky i rádiově pom ěrně jasn ý, a jeho id en tifik ace i pořízení sp ektra n ečin ilo tudíž mim ořádné potíže. Jestliže je to po m nohaletém úsilí jediný výji m ečně velký rudý posuv, pak to n e j spíš znam ená, že takové ob jekty jsou v prostoru vskutku vzácné. Není tře ba zvlášť zdůrazňovat, ja k velký vý znam má analýza tohoto jed in ečného spektra. Předně se zdá, že je tím vážně otřesen a domněnka o grav itač ní povaze rudého posuvu quasarů, neboť ani zcela degenerované těleso nemůže podle výpočtu je v it gravitačn í posuv větší než asi z = 1,95. Pro lo kální hypotézu značí toto pozorování, že je třeba připustit e je k c i quasaru z jád ra g alaxie ry ch lo stí přes 260 000
* Od 25. V III. se sig n ál odvozuje z m ístních hodin v L iblicích.
km/s, a pro kosm ologickou dom něn ku se tím ro zšiřu je pozorovaný polo m ěr vesm íru n a nějak ý ch 30—40 m i liard světelných le t (hod nota silně závisí na přijatém modelu vesm íru a je ien o rie n ta čn í); zářivý výkon qua saru se už jen stěž í dá vysvětlit g ra vitačním kolapsem a pom alu nám zbý-
vá jen a n ih ila ce hmoty s antihm otou. Zdá se, že teorie quasarů je vskutku v krizi a nové pozorování ji jen pro hlubuje. Jedině takové impulsy mohou ovšem nakonec vést k rozluštění h á danky, kterou quasary zůstávají po bezm ála d esetiletí intenzivního zkou mání. g
N o v é knihy 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 ústavů , roč. 21 (1 970), číslo 4, obsahuje tyto práce, vesm ěs psané an g lick y : J. Grygar a spol.: A stronom ie v Č eskoslo vensku 1945— 1970 — M. H arw it: U sm ěrnění m ezihvězdných čá stic sv ě t lem hvězd — S. K říž: Přenos hmoty v těsn ých dvojhvězdách. I. Výron hmoty ze složek vyhovu jících Rocheově mezi — R. K. Srivastav a: Foto e le k tric k é elem enty zákrytové pro m ěnné hvězdy ST Persei — M. Ko pecký: E le k tric k á vodivost ve fotosférá ch hvězd sp ek tráln ích tříd F, G a K — M. K opecký: Vztah m ezi e le k trick o u vodivostí ve slu n ečn í skvrně a ve fo to sfé ře — S. P in tér: Chromo-
sfé ric k é erupce na o k ra ji slunečního kotouče sp o jen é s výronem m ěkkého rentgenového záření — V. Rušín: Druhé pozorování A XIV mimo úplné zatm ění Slu nce — F. Hřebík, J. Kvíča la , L. K řivský a J. Olmr: Pozoro vání ch ro m o sférick ý ch erupcí na hvězdárně v Ondřejově v roce 1969 — J. R ajch l: Poznám ka k íekom bin a ci v in te ra k čn í vrstvě — J. Vondrák: Nový cirkum zenitál Výzkum ného ústavu geodézie, to p ografie a k arto g rafie v Praze. — Ke kon ci č ísla jso u otištěny recen ze p u blikací: A stro nomy and A strophysics A bstracts (Vol. 11 a R ad iotelescopes (W. N. C hristiansen a J. A. HOgbom).
Ú k a z y na o b l o z e v p r o s i n c i S lu n c e vstupuje 22. p rosince v 7h 35^495 do znam ení Kozorožce; v te n to okam žik nastává zimní slunovrat a z ačátek astron o m ick é zimy. Dne 1. p rosince Slu n ce vychází v 7 h38m, zapadá v 16h01m, v době slunovratu vychází v 7h56m, zapadá v 16 h00m a dne 31. p rosince vychází v 7 t'‘59m, z a padá v 16h07m. Od začátku prosince do slunovratu se d élka dne zkrátí o 21 min. a od slunovratu do konce m ěsíce se opět prodlouží o 4 minuty. Polední výška Slu n ce nad obzorem je v p rosinci pouze 17°— 18°. M ěsíc je 5. prosince ve 22h v první čtvrti, 12. X II. ve 22h v úplňku, 20. X II. ve 22h v poslední čtv rti a 28. X II. ve 12h v novu. V přízem í je M ěsíc ve dnech 5. a 31. prosince, v odzemí 19. prosince. Během p rosince nastanou kon ju n k ce M ěsíce s planetam i: 10. X II. v 15h se Saturnem , 22. X II. s Ura nem, 24. X II. ve 14h s M arsem, 25. X II. v 6h s Venuší a v 16h s Ju p ite rem a 26. X II. s Neptunem. V prosin ci dojde také ke dvěma apulsům
hvězd s M ěsícem : 18. X II. ve 12h s Regulem a 26. X II. ve 13h s Antarem . M erku r je 11. p rosince v n ejv ětší východní elon gaci a 28. X II. v dolní k o n ju n k ci se Sluncem . P lan eta je vi d itelná v prvních dvou dekádách ve čer po západu Slu nce nízko nad jih o západním obzorem. V tu dobu zapadá mezi 16h53m— 17h08m, tedy přibližně hodinu po západu Slu n ce. P lan eta se blíží k Zemi, zdánlivý průměr se zvět šu je z 5 " na 8", fáze se zm enšuje a zm enšuje se také ja sn o st — z —0,4m na + 0 ,6 m. Dne 25. p rosince je M er kur v přísluní. V en u še je na ran ní obloze. P očát kem prosince vychází v ShOD®, ko n cem m ěsíce již před 4 hod. P lan eta má jasn q st asi — 4,3m. M ars se pohybuje souhvězdími Pan ny a Vah. P lanetu můžeme nalézt na ran ní obloze. P očátkem prosince vy chází ve 3h42m, koncem m ěsíce ve 3h29m. Během p rosince se zvětšu je jasn o st Marsu z +1,9™ na + l , 7 m.
Ju p ite r je v souhvězdí Vah; je po zorovatelný ráno před východem Slu n ce. P očátkem prosince vychází v 6*1 00™, koncem m ěsíce ve 4h35m. Jupiter má jasn o st — 1,3™. S a tu rn je v souhvězdí Berana. N ej p říh od n ější pozorovací podmínky jsou mezi 22h— 20h, kdy plan eta kulm inu je . P očátkem prosince zapadá v 5h 38m, koncem m ěsíce ve 3 h31m. Ja s nost Saturn a se během prosince zm enšuje z 0,0m na + 0 ,2 m. U ran je v souhvězdí Panny, planeta je pozorovatelná v časn ý ch ran ních hodinách. P očátkem prosince vychází ve 2h25m, koncem m ěsíce již v 0h 32m. Uran má jasn o st + 5 ,8 m a může me ho vyhledat podle o rien tačn í mapky, kterou jsm e otisk li v 2. č ísle tohoto časopisu (str. 39). N eptu n se pohybuje souhvězdími Vah a S tírá a po ko n ju n k ci se Slu n cem 23. listopadu není v prosinci po zorovatelný. M eteo ry . V p rosinci m ají maximum č in n o sti dva hlavní r c ie : Geminidy 14. X II. a Ursidy (m in.) 23. X II.; m a ximum obou rojů n astan e v ran ních hodinách. Pozorování Geminid bude ru šit M ěsíc k rátce po úplňku. Oba ro je m ají dosti ostrá m axim a, Gemi nidy je možno pozorovat po dobu asi 6 dní (m ax. frekv en ce 60], Ursidy (m in.) je n asi 2 dny (m ax. frek v en ce 15 m eteorů za hod inul. Z v e d le j ších a nepravidelných rojů budou mít v prosinci maximum čin n o sti Puppidy (6. X II.), Andromedidy (21./22. X II.) a Velaídy (28. X II.) /. B.
OBSAH J. G r y g a r : O h l é d n u t í z a d o s a v a d n í m i l e t y A p o l l o — P. P ř í h o d a : K o sm ick á a s tro n o m ie m a p u je M ars — L. S c h m i e d : S l u n e č n í č i n n o s t v r o c e 1 96 9 — L. K o p e c k ý : H l a v n í výsled ky p řed b ěž n é h o stud ia h o r nin z O ceánu Bouří a je jic h vý zn am pro g e o lo g ii M ě síc e ( p o k r a č .) — F. L o n g a u e r : M a x m iliá n Hell — Co n o v é h o v a s t r o n o m i i — N o v é knihy a p u b lik a c e — Úkazy na obloze v prosinci C O N T E N T S J. G r y g a r : L a s t A p o l l o F l i g h t s — P. P ř í h o d a : M a r t i a n C h a r t s f r o m M ariner 6 and 7 Photograp hs — L. S c h m i e d : S o l a r A c t i v i t y i n t h e Y e a r 19 6 9 — L. K o p e c k ý : M a i n R esu lts of P relim in a ry Study of th e R o ck s fro m th e O cean u s Procellarum and th eir Im portance for Lunar G eo lo g y (C o nt.) — F . L o n g a u e r : M. H e l l — N e w s i n A stronom y — New Books and P u b l l c a t í o n s — P h e n o m e n a i n Decem ber C O H E P * A H H E H . T p b ira p : H o B eftw n e n o jie ib i A n o Jiji o — n . np>K H ro,aa: K apTbi M a p T a H3 c^OTOcbeMOK M apH H epos 6 h 7 — JJ.
UImha:
CojiHeqHaH
aKTHBHOCTb
b 1969 r. — JI. K oneuK H : D iaB H b ie p e3 y jib T a T b i np e^ B ap H T ejib H oro H ccjieAOBaHHíi ropH bix n o p o a H3 OKeaH a B y p b h h x 3H aqeiiH e a ji a jiyH ap n oft reojtorH H (npoflojiiK eH H e) — O . Jlo H r a y a p : M . T e ju t — H to HOBoro b a c TpOHOMHH — H oB h ie KHHTH H nyfijIH Kai;HH — JlBjíeHHH n a HeOe b a e K a 6 p e
• K o u p í m astr. d a l e k o h l e d , m o n a r o v o u o p t i k u a č a s . „ Ř í š e h v ě z d " do r. 1 95 8. P o p i s , c e n a . — M. Sibrava, K ř i č k o v a 365, N o v é M ě s t o n a M o r a v ě . • P r o d á m h v ě z d , d a l e k o h l e d , p r ů m ě r 50, o h n i s k o 4 50 m m , s o k u l á r y . — Mil. V a ň á t k o v á , N a K v ě t n i c i 3, P r a h a 4 - N u s l e . • K o u p í m k v a l i t n í a s t r . z r c a d l o 0 a s i 15 c m , o h n i s k o 1 0 0 až 1 50 c m . — J i ř í K o c o u r e k , K a f k o v a 20, P r a h a 6 - D e j v i c e , t e l . 32 8 -9 5 0 . • M lad ý p o lsk ý a m a t é r by si rá d d o p isov a l s Českým n eb o s l o v e n s k ý m k o le g o u ( n ě m e c k y , r u s k ý ) . — T o m a s z W g c í a w s k i , P o z n a ň 38, P o d k o m o r s k a 11. Ř í š i h v ě z d ř í d í r e d a k č n í r a d a : J. M. M o h r ( v e d o u c í r e d . ) , J i ř í B o u š k a ( v ý k o n , r e d . j , J. G r y g a r , O. H l a d , F . K a d a v ý , M. K o p e c k ý , B. M a l e č e k , L. M i l e r , O. O b ň r k a , J. Stohl; t a j . r e d . E. V o k a l o v á , t e c h n . re d . V. S u c h á n k o v á . V y d á v á m in isterstvo k u l t u r y v n a k l a d a t e l s t v í O r b i s , n. p. V i n o h r a d s k á 40, P r a h a 2. T i s k n e S t á t n í tiskárna, n. p., z á v o d 2, S l e z s k á 13, P r a h a 2. V y c h á z í 1 2 k r á t r o č n ě , c e n a j e d n o t l i v é h o výtisku K č s 2, 50 , r o č n í p ř e d p l a t n é K č s 3 0 , — . R o z š i ř u j e P o š t o v n í n o v i n o v á s l u ž b a . I n f o r m a c e o p řed p la tn é m podá a o b jed n á v k y p řijím á k ažd á pošta i d o ru čo v a te l. O b jed náv k y do z a h r a n i č í v y ř i z u j e P N S — ú s t ř e d n í e x p e d i c e t i s k u , o d d . v ý v o z t i s k u , J i n d ř i š s k á 14, P r a h a 1. P ř í s p ě v k y z a s í l e j t e n a r e d a k c i Ř í š e h v ě z d , Š v é d s k á 8, P r a h a 5, t e l . 5 4 03 95. R ukopisy a o b rá z k y s e n e v r a c e jí, za od bo rn ou sp rá v n o st odpovídá au tor. — T oto číslo b y l o d á n o do t i s k u 30 . z á ř í , v y š l o v l i s t o p a d u 197 0 .
