Z OBSAHU: Žeň o b jev í 19B9 Umíte určit datum velikonoc? - Zprávy Co nového v astronomii Z lidových hvězdáren a astronom ických kroužků Nové knihy a

Z

OB SAH U:

Kčs 2,50

Že ň o b j e v í 19B9 — U m í t e u r č i t d a t u m v e l i k o n o c ? - Z p r á v y Co n o v é h o v a s t r o n o m i i — Z l i d o v ý c h h v ě z d á r e n a a s t r o n o m i c k ý c h k r o u ž k ů — N ové kn ihy a p u b lik a c e — Úkazy na obloze v dubnu

K o m e ta T h o m a s 1968j. E x p o z ic e 30 m in. d n e 21. le d n a 1969 r e fle k t o r e m 100/395 cm h v ěz d á rn y n a K leti na d e s k u ORWO NP 27. (S n ím e k A. M rk o s.j Na prvn í s tr a n ě o b á lk y je s p ir á lo v á g a la x ie NGC 4594 (M 104/ v so u h v ěz d í P anny. V izu áln í Ja sn o st g a la x ie je 8.7m. fo t o g r a fi c k á 8 , l m, ro z m ě r y 7,0'X 1,5', typ S a /S b . R ovin a ' g a la x ie sv írá s e sm ěr em k Z em i ú h e l jen 6°. (H v ěz d á r n a Mt. P a lo m a r.) Na č tv r té s t r a n ě o b á lk y je č á s t s o u h v ě z d í P ers ea . E x p o z ic e 3>n5m d n e 10. říjn a 1969 T e s s a r e m ( f = 50 cm , 1:4,5). S e v er je v lev o . (S n ím e k J. D rb o h lav .j

Ř íš e h v ě z d

Jiří

R o č . 51 ( 1 9 7 0 ) , č. 3

Grygar:

ŽEŇ O B J E V Ů 1969 Uplynulý ro k má z a jiš tě n předem z c e la v ý jim e č n é postavení ja k v bu­ doucích u č e b n ic íc h dějepisu, tak i v historii a stro nom ie, a to zásluhou úspěšného letu Apolla 11 na Měsíc. Úspěch, znásob en ý je š tě výkonem posádky, n á s le d u jíc í k o s m ic k é lodi Apollo 12, je přirozeně před ělem ve zkou m ání M ěsíce, přes v še ch n y k ritiky , k te ré se nyní k ole m ce lé h o p rogram u Apollo vyrojily, a je ž lze shrnout do tra d ičn í fo rm u lac e : Nač lety na Měsíc, když ch leb a nebude l e v n ě jš í? P om inem e-li z c e la z á­ sad ní význam letu, je n ž lze bezpochyby srov nat s Kolumbovým o b je ­ vem Nového světa, mohou se astro nom o vé s k u te čn ě těšit z nových objevů vze šlý ch z prvých, byť i j e n k r á tk ý c h a prostorově omezených pobytů k v a lifik o v a n ý ch k osm onautů na Měsíci.. A nalýza vzorků m ě s íč n íc h horn in a rozbor záznamů s eism om etrů přísluší přirozeně m ineralo gům , geologům a geofyzikům , k te ří sm ějí o fic iá ln ě z v e ře jn it své n álezy v době, kdy tento č lá n e k bude ji ž na c e s t ě do re d a k c e , a le n ě k te r á z jiš tě n í se s t e jn ě n e pod ařilo u tajit. Roz­ bor vzorku z Moře klidu ukázal, že m ě síčn í horniny obsahují více t i t a ­ nu, zirkonu, yttria a chrómu než horniny pozem ské, a zato m a jí méně sodíku, draslíku a rubidia. Jin a k prý p řip om ín ají lávu a ob ecně vyvře­ liny; vý sky t s k le n ě n ý c h úlomků a k u liček svědčí o im p ak tním původu k rá te rů a souvislost s p ozem ským i te k tity se přímo nabízí: T ek tity by podle toho byly ro vněž produkty im paktů m eteoritů na zem ský p o­ v rch — hypotéza, že přiletě ly přímo z M ěsíce, s e zdá být vyv rácena. Radioaktivní datování u rčilo s tá ř í m ě s íč n íc h vzorků na 2 až 4 miliardy let. Poněvadž s tá ří Země u r č e n é obdobnými m etod am i je 4,53 m iliardy let, vyplývá odtud, že Měsíc e xistu je sa m o s ta tn ě zhruba s te jn ě dlouho ja k o n a š e Země. Přitom se p a trn ě ani od Země neodtrhl, ani jí nebyl z ac h y ce n . V znikl z k rá tk a opodál a sou ča sn ě se Zemí, aby se s ta l tichým s vědkem bouřlivých pro m ěn ze m sk éh o povrchu. S e ism o m etry in sta lo v a n é na M ěsíci potvrzují, že Měsíc je vskutku t e k to n ic k y m é n ě ak tiv n í než Země. První p řístro j p raco val s ic e jen, 5 týdnů, a le za tu dobu s ta č il potvrdit, že Měsíc n e m á žhavé já d ro , a patrně ani výraznou s t r a ti f i k a c i nitra. Druhý s eism o m etr zazn a m e n a l dlouhé doznívání otřesů po dopadu modulu Intrepid. Odtud lze s ji stý m i výhradam i usoudit, že M ěsíc je k řehký , k ry s ta l ic k ý útvar, je n ž se dá „ro z ez v u če t" ja k o obří zvon. To je ovšem z c e la la ic k á představa, a na u r č itě jš í závěr si z ře jm ě n ě ja k o u dobu po čkám e. Geissův e x p e rim e n t s hliníkovou fo lií, vystavenou s lu nečním u větru, měl za cíl n a lézt v detekto ru já d ra h é lia a jin ý c h n e te č n ý c h plynů, jim iž S lu n c e n e u s tá le bom barduje m ě s íč n í povrch, za tím co L. Alvarez

h led á v tý chž vz o rc íc h k ý ž e n é m a g n e tic k é m onopoly. Pro astro nom ii má z c e la b ezprostředn í význam exp e rim e n t s m ě s íčn ím re tro re f le k to rem, „určeným k m im ořádně přesným m ě ře n ím vzdálenosti M ě s íc e o d Země pom ocí la se ro v ý c h pulsů. R e tr o r e fle k to r je tv ořen 100 k ř e m e n ­ nými k ry c h le m i ve tvaru voštiny, je jí ž ce lk o v á r e fle x n í p lo c h a je 1 0,18 m 2. Pulsy, v y sla n é ze Země, o d é lce pouhé stom ilio n tin y vteřiny („ tl u s t é “ pouhé 3 m e try ) , se po odrazu od k ry ch lí v r a c e jí p ře sn ě do m ísta vyslání. Přes obrovský zářivý výkon pulsních laserů se nakonec do d alekohledu vrátí je n n ě k o lik je d n o tliv ý ch fotonů, ta k že není divu, že první úsp ě šn é m ě ře n í se zdařilo na 300cm re fle k to ru Lickovy h v ěz ­ dárny až 1. srp n a 1969. E n e rg ie , v y z ářen á v pulsu, č in ila 7 — 8 jo ule v če rv e n é m s v ě tle (6 9 4 3 A ). S v ě te ln ý svazek m ěl při dopadu na M ěsíc prů m ěr přes 3 km a vzd áleno st M ěsíce tak b y la z m ě ře n a s p ře s n o s tí ± 1 5 m. V ý sle d e k je v dobré shodě s teorií pohybu M ěsíce, i když zprvu byli astro n om o vé řád ně vy strašeni, díky s y s te m a tic k ý m od ch y lk ám v ča s e návratu ozvěn. Brzy však pochopili, že chyba je v použitých sou řad nicích, neboť třím etrový r e fl e k t o r je a si 500 m od m ísta, pro n ě jž jsou udány s o u řa d n ice Lickovy hvězd árny v r o č e n k á c h . Na druhé s t r a ­ ně právě tento rozbor potvrdil, že z a z n a m e n a n é odrazy jsou re á ln é, neboť po opravě s ou řad nic zmizely i s y s te m a tic k é od chylky. O n ě ­ k o lik týdnů později získ ali e ch a též pracovníci nového 270 cm r e f l e k ­ toru v Texasu. Ze n e jd e o snad ný pokus, ukazuje prozatímní výsledek, že totiž asi je n tře tin a v y s la n ý ch pulsů dá m ě řite ln é ozvěny. D a lš í potíží je n e d o s ta te čn á p ře sn o st v u rčen í z ák la d n í k o n stan ty , totiž r y c h ­ losti světla ve vakuu. Díky to mu nelze zatím p lně využít výsledků m ě ­ ření, i když m o žný ch a p lik a c í je řad a: z přesnění dráhy M ěsíce a libra č n í teorie, ověření B ransovy-D ickovy hypotézy o pro m ěn n é g ra v i­ ta č n í k o n s ta n tě aj. Je ště před přistá ním Apolla 11 b y la z jiš tě n a e x is te n c e a n om álií v g r a ­ vitačním poli M ěsíce, je ž jso u způsobeny tzv. m a s co n y (z angl. m a ss c o n c e n tr a tio n ) , oblastm i s vyšší hustotou m ě s íčn í hmoty. Zprvu se sou­ dilo, že m ascon y jsou obří m e te ority p o nořené pod m ěsíčn ím i moři, ale nyní se spíše zdá, že s a m o tn á m ě s íčn í m oře m a jí vyšší hustotu než okolní oblasti. M ascony po ch o p ite ln ě velmi kom p lik u jí m anévrování družic i k o s m ic k ý c h lodí v bezprostředn í b lízkosti M ěsíce, ja ko ž i j e ­ ji c h vlastní m ě k k é přistání. Pro n e b e s k é m e c h a n ik y je to však v y n ik a ­ jí c í příležitost, ja k si vyh rát s rovnicem i pro ru šený pohyb hm o tného bodu v p ro m ěnném g ra v itačn ím poli. Lety Apolla po ch o p ite ln ě z a stiň u jí další lo ň sk é úspěchy k o sm o n au ­ tiky, jež m a jí b ezprostředn í význam pro „ čisto u " a stronom ii. P řip om eň­ me z e jm é n a údaje, z ísk a n é sondam i M ariner 6 a 7, k te r é proletěly, v těsné blízkosti Marsu a pořídily m imo jin é v ý te čn é fo to g ra fie po­ vrchu rudé planety . U v eřejn ě n é fo to g ra fie jsou je š t ě z lepšeny „ č i š t ě ­ n í m " .s i g n á lu na p o čítači, a le i ty n e v y č iš tě n é u k áz aly z ře te ln ě m n o ž­ ství kráterů, ja k o ž i tzv. c h a o t ic k é a beztvaré te ré n y . M arinery též v celk u potvrdily názor, že po lá rní če p ičk y jsou tv ořeny sn ě h em k y s li č ­ níku uh ličitého, při te p lo tě č e p ič e k asi 150° K. Nebyly na lez e n y žádné náznaky tzv. m odrého závo je v Maršově a tm o s fé ře ; zato byla d ok ázána e x is te n ce aerosolov é vrstvy ve výši 1 5 — 40 km nad povrchem planety . Kanály, ja k se zdá, vzaly definitivně za své.

Zvláštní zm ínk y si zaslouží n e o b y č e jn ě spolehlivá p rá c e p řístrojů n a orbitální a s tro n o m ic k é s ta n ic i OAO-2, jež b yla vypuštěna k o n c e m r. 1968, a od té doby shrom áž d ila množství u n ik á tn íc h m ě ře n í o u ltra ­ fialo v é m s pek tru hvězd a ga laxií. S ta n i c e je vybavena 11 dalekohledy, m á přes čtv rt m iliónu s o u č á s te k a z a m ě s tn á v á trvale na Zemí 600 odborníků v n e p ře trž ité m třís m ě n n é m provozu. Přesno st n a s ta v en í d a lek ohledu n a 1' a přesnost p o in ta c e na 1" um ožňu je p ra k tic k y s l e ­ dovat n e b e s k é ob je k ty s t e jn ě pohod lně ja k o p ozem ským i dalekohledy. S t a n i c e denně pro m ěří kole m 700 hvězd a během jed iného m ě s íc e n a ­ shrom áždí d v a c e tk rá t více in fo r m a c í o n epřístupném u ltrafia lo v ém z á ře n í n e b e s k ý c h tě le s , než k o lik se podařilo získ at b ěhem p a tn á c ti ra k e to v ý c h letů. P řís tr o je na družici a pozorovací program y byly n av rže ­ ny je d n a k S m ith s o n ia n A strophy sical Observátory v Cambridgi (U S A ), a je d n a k p raco vník y W isco n s in University Observátory. Z prvních vý ­ sled k ů m ě ře n í uveďm e zn a čn ý u ltra fialo v ý p řeb y tek záře n í ra n ý ch hvězd O a B, je ž se liší až o dva řády od te o r e ti c k ý c h modelů, a z toho vy p lý v ající d aleko r y c h l e jš í úbytek hm oty ra n ý c h hvězd, d osahu jící až je d n é hm oty S lu n c e za sto tisíc let. Dále byla p ro k á z á n a e x is te n c e vodíkové koróny Země v č á ře L y m a n-alfa. K o n ečn ě pak byl nalez e n obdobný ultrafia lov ý pře b y tek v já d ře g alaxií. T ý k á se to mj. i známé sp irá ly v Andromedě a nepřím o odtud vyplývá, že tato g a la x ie by m ěla být vizuálně d aleko ja s n ě jš í, než ve s k u te čn o sti je. Z toho lze usoudit, že p o d c e ň u je m e vzd áleno st g alaxií, navzdory všem opravám u č iněný m v m in u lých lete ch . To znam ená , že poznaný vesm ír je n ě k o l ik r á t v ětší, než se soudilo. Hubblova k o n s ta n ta a tím i tzv. stáří vesm íru je u rčeno chybně, a kosm olpgové mohou z ačít znovu počítat. K o sm onau tik a vůbec nutí astro n om ii n e u s tá le revidovat p o znatk y zís­ k a n é s ta rším i metodami. T a k na p řík la d studium m ik ro m ete o ritů na dru­ ž ic íc h po dstatn ě snížilo odhad o ce lk o v é m d enním přírůstku hmoty Země, a to na pouhých 8000 tun. Podobně je třeba revidovat a s tr o n o ­ m ick é ú d a je o a tm o s fé ře Venuše a další p řekva p ení se d ají téíměř zá k on itě oček ávat. Jed ním z nich je např. objev rád iových z áb le sk ů v z e m s k é m a g n e to sfé ře , a to po m ocí družice E x p lo r e r 38, s le d u jíc í té m ě ř čtvrt kilom etru dlouhými a n té n a m i n íz k o fr e k v e n č n í rádiové z á ­ ř e n í nad ionosférou. Záblesky svým c h a r a k t e r e m náp a d ně p řip om ína jí obdobné rádiové záblesky, pozorované n a Jupiteru, pro něž se dosud n e n a š lo uspo kojiv é vysvětlení. To ovšem n e z n a m e n á , že po zem sk á a stro n om ie si loni ve slu n e čn í sou stavě „ani n e š k r tl a " . T a k byly např. publikovány n ě k te r é p rá ce , t ý ­ k a jí c í se p ře d lo ň sk éh o přiblížení p la n e tk y Ic a ra k Zemi v červnu 1968. N ejp o d ro b n ě jší rad arov á m ě ře n í u v e řejn ili p raco vníci Je t Propulsion Laboratory. Podle to ho j e Ic a ru s v celku kulovité tě le s o o průměru 1030 metrů, je ž se otočí k ole m své osy jed nou za 2 V4 hod. Pokud jde o v e lk é planety , zdá se, že Ju p iter si přivla stnil titul z á­ had n é planety, o n ě jž k o s m o n a u tik a připravila Mars. H. E. Solberg z New Mexico University totiž zjistil, že p roslu lá ve lk á rudá skvrna pravid elně o s c ilu je v jo v ig r a fic k é délce, a to asi o 0,8° s period ou 90 dní. Na druhé s tr a n ě s e podařilo snad již d efinitivně ro zřešit dlo uho­ l etý spor k ole m objevu Pluta v r. 1930. V ýpočty na N ám ořní observatoři USA pro k áz aly n a zá k la d ě z n alo stí ve lk éh o úseku Neptunovy dráhy

a n e jn o v ě jš íc h poznatků o polom ěru Pluta, že původní Lowellovy vý ­ počty p ře d p oklá d aly příliš vysokou hustotu n e z n á m é p la n e ty (6,7 h m o ­ ty Z em ě), je ž je v ro zporu ja k s d nešní znalostí poruch Neptunovy dráhy, ta k 1 s představou o m ožné h u stotě Pluta. Objev Plu ta byl tedy v ý sled k em Intenzivního pátrán í, a n ik o li z nalostí přibližné p o­ lohy. Z nových výpočtů vyplývá, že P luto není větší než Mars a jeho hm ota j e je n 18 % hm o ty Země, ta k ž e prů m ěrná hu stota má pak p ř i ja ­ telnou hodnotu 8 g /c m 3. Prům ěr Neptuna pak činí 50 4 5 0 * 6 0 km. Neptun a Uran zase posloužily k n epřím ém u u rčen í k o lís á n í ja s n o s ti Slu n ce . Přím á m ě ře n í jso u neprov editelná, protože p řís tro je nem ohou bez s y s te m a tic k ý c h chyb p ře k le n o u t obrovský ne p om ěr ja s n o s ti S lu n ce a hvězd, a tak se k to mu ú č e l u právě hodí vzdálené pla n e ty , k te r é pouze od ráž e jí slu n e čn í světlo, m a jí pom ěrně m a lé úhlo vé rozm ěry a n e je v í fá z e M ěření ja s n o s ti U rana a Neptuna se k o n a jí n e p ře tržitě již od r. 1950 na Low ellově observatoři v Arizoně. Astronom ové ví­ deň ské hvězdárny A lbrecht, Maitzen a R ák o s zp raco vali sérii m ě ře n í z le t 1 9 5 0 — 66 a zjistili, že slu n e čn í ja s n o s t k o lísá n e je n v je d e n á c tiletém cyklu, a le kro m ě toho též s periodou k o le m 30 dní, je ž z jevn ě souvisí se s lu n e čn í ro tací. S lu n c e je tudíž vlastn ě p ro m ěnná hvězda, k te rá se c h a r a k t e r e m s větelné křivky neliší od m a g n e tic k ý c h hvězd; rozdíl je ovšem v amplitudě sv ě te ln ý ch změn, k te ré pro S lu n c e n e ­ p ře k ra č u jí 0,003m. S lu n c e má m in im á ln í ja s n o s t v maxim u slu n e čn í činnosti, ja k se dalo v ce lk u oče k á v at, vzhledem k n ižší te p lotě s l u ­ n e č n íc h skvrn. Polští a stro nom o vé Je rz y k iew icz a Opolski z p raco vali týž m ate riá l zase z jin é h o hled iska. V šimli si totiž s y s te m a tic k ý c h od ch y lek v j a s ­ n o s te c h s ro v n á v a cích hvězd v závislosti na e lo n g a c i hvězdy od Slunce. Zjistili, že hvězdy v e k lip tic e jsou asi o 0 ,01 m slabší, když se n a c h á z e jí poblíž a n tis o lá rn íh o bodu. To lze vysvětlit za stíněním prachovým chv ostem Země, jeho ž e x is te n c e b y la již dříve nep řím o dokazována. N etřeba zdůrazňovat, že popsaná m ě ře n í jsou n e jd e ll k á tn ě jš ím fotom e tric k ý m dokum entem , který se kdy získal, a přesnost m ě ře n í je vskut­ ku ohrom ující. Když už se zm iň u jem e o tom, že za Zemí se práší, sto jí za povšimnutí, že v lo ň s k ém ro ce znovu vzplanula diskuse o e x is ten ci kv azistabiln ích pra ch o v ý ch m r a č e n v lib ra č n íc h c e n tr e c h soustavy Z em ě — Měsíc. Polský a stro n om K. K o rdylew sk i u v eřejnil před ně k olik a lety výsled ky s vý ch m n o h a le tý c h vizuálních pozorování, dokazu jících, že tak o vá m ra č n a vskutku existují. Od té doby je však přes v e šk eré úsilí nikdo n e z a ch y til a n i fo to g r a f ic k y ani citlivým i fo tom etry . Potíž je ovšem v n e p a trn é plošné ja s n o s ti h y p o te tic k ý c h m ra če n , ale loni k tomu přibyla te o r e tic k á n á m itk a , d ok az u jící ne sta bilitu tě c h to útva­ rů, i kdyby se v n ě ja k é příhodné k o n s te la c i byly vytvořily. Tento p řehled tra d ič n ě o p o m íje l spíše s lu n e čn í soustavu a zvláště n ě k te ré obory (S lu n c e , m e z ip la n e tá rn í h m o ta ], je ji c h ž popis n á lež í po volanějším . I te n to k r á t je obdobně neúplný a bude snad lepší místo n e m é n ě tra d ičn ích omluv p ř e jí t k výsledkům disciplín, je ž js o u p i­ sa te li bližší, tedy ke v z d á le n ě jším objektů m. Především mohou být s p o k o je n i po zorov atelé p ro m ě n n ý ch hvězd. Loni byl u v e ře jn ě n úplný seznam přírůstků za ro k 1968: přibylo 1648 n o ­ vých prom ěnný ch. Celkově má n e jv íc e p ro m ě n n ý c h hvězd souhvězdí

S t ř e l c e ( 2 4 1 4 ) , Labutě (1 2 5 1 ) a Orla ( 1 1 8 0 ) . N e jn á p a d n ě jš ím p ro m ě n ­ ným — novám — dosud s u v erénně k ra lu je nova HR D elphinl 1967, je ž už k o n e č n ě dospěla do n e bu lárního stád ia a zesláb la p o m ěrně po­ zvolna asi na 8,5m. P řipom ínám zá jem ců m , že j e jí vizuální či fo to g ra ­ f i c k é sledování je s tá le velmi ce n n é , neboť díky pom além u vývoji to bude patrně je d n a z n e jl é p e stu dovaných nov v posledním čtv rtstoletí. Obě novy V ulp ecu lae č. 1 a 2 z roku 1968 ji ž zn a čn ě zeslá b ly a r e 7 k u rentní nova RS O ph j e n y ní d ok on ce slabší, než byla před výbuchem (1 3 ,3 m oproti l l m— 12m před výbuchem v říjn u 19 6 7 ). Z d alších p ro m ě n n ý ch hvězd si zaslouží pozornosti m im ořádné m a ­ ximum Míry Ceti, je ž m ěla v srpnu 1969 ja s n o s t 2,4m, což je n e jj a s n ě j š í maxim um od r. 1906 (2 ,0 m). Dnes už proslulá c e fe id a RU C a m , k te rá p ř e s ta la před třem i lety pulsovat, se opět probudila z letarg ie . V zá ří 1938 pulsovala s původní periodou a amplitudou 0 , l m; v dubnu 1969 však amplituda k le s la na pouhých 0,02m a k o n c e m roku zase vystoupila až na 0,4m. Jinou podivuhodnou prom ěnnou je BL L a c ; byla ob je v e n a již r. 1920 a z to tožn ě n a v r. 1968 s rádiovým zd rojem VRO 42.22.01. Zdroj má prom ěnnou rádiovou intenzitu, a to až o 5 0 % během řádově stovky dní. O pticky jeví k o lís án í až o 0,3m za den a spektrum je spo­ jité, bez ča r; op tick é záření je z 10 % lin e á rn ě polarizováno. Obdobný je v nebyl zatím pozorován a vy sv ětlení chybí; snad je BL L a c d okon ce ne jb ližším q uasare m ! Jiný pozoruhodný objekt, předběžně o zna čený H B V 475, objevil v srpnu 1969 L. Kohoutek z Hamburku. Jde o hvězdu s výrazným i em isem i, je jí ž spektrum připom íná ja k velmi pomaloú; novu, ta k i p la n e tá rn í mlhovinu, a kontinuum odpovídá W olfo vě-R ay etově já dru. O bjekt se za p o sle d n ích 40 let z ja s n il asi o 4 m a je h o spektrum dříve odpovídalo s p e k trá ln í třídě M, tak ž e není vyloučeno, že js m e svědky zrodu nové p la n e tá rn í mlhoviny. Van den Kamp neúnav ně pořizuje p ře sn é poziční sním k y proslu lé B arnardovy hvězdy a z analýzy 3156 desek z období 1 9 3 8 — 68 n y n í odvodil, že hvězda má dva n eviditeln é průvodce, p atrn ě planety, o h m o­ tě 0,001 a 0,0007 hm oty Slu n ce . P lan e ty ob íh ají po kruhových d ra h ách o polom ěru 4,7 a 2,8 astr. jedn. s periodam i 26 a 16 let. To je ja k é s i zd ok on ale n í d řívější hypotézy, v níž autor vysvětloval sin usoidální poj hyb Barnardovy hvězdy e x is ten cí jed iného průvodce o velmi výstřední dráze. V. J. B arto lo t a P. Thaddeus použili za jím a v é m etody k objevu s p e k ­ trá ln í č á ry rad ik á lu C 13H + n a vlně 4232,08 A ve s pek tru hvězdy £ O ph. Na p o č íta č i složili r e g is tr a č n í záznam y 25 sp e k trog ra m ů hvězdy, a tím asi p ě tk rá t zvýšili citlivost sp e k tro g r a fu k rozpoznání s la b ý c h s p e k ­ tr á ln íc h čar. Čára sam a vzn ikla v mezih vězdném prostoru a je dalším dokladem c h e m ic k é ro zm a n itosti mezih vězdné látky. O statní objevy ve hvězdném světě sp a d a jí převážně na vrub po zo­ rování v e x tr é m n ích o b la s te ch sp e k tra. Baló ny, vypuštěné v au s tr a ls k é m Parkesu, od halily první d isk rétní zdroj paprsků g am a ve vesmíru' o s o u řa d n icích a = 1 9h1 2m ± 1 2m, <5 = — 35° ± 2°. N e jisto ta v poloze ovšem z ab ra ň u je případ né op tick é id e n tifik a c i objektu . Mnohem p o č e t ­ n ě jš í jsou pozorování zdrojů paprsků X. Zdroj C en XR-2, jehož in te n ­ zita ro stla po dobu skoro 1V2 roku, opět slábne. Byl však pravděpo-' dobně ztotožněn s prom ěnnou hvězdou WX C en , je ž se v y zn a ču je n e ­

obvyklými barevným i indexy a em isem i v op tick é m spektru. Je jí Jasnost k o lís á mezi 1 3m a 14 m. R ak eta, vypuštěná v říjnu 1968 s a p a ra tu ro u vyrobenou v L aw re n c e Rad iation L aboratory, o d halila silný zdroj p a ­ prsků X o průměru a si 12°, je n ž byl ztotožněn s V elk ý m M agellanovým m račn em . Zářivý výkon zdroje je 4 X 1 0 38 erg/s. První známý zdroj R e n t­ genová záře n i ve vesmíru, S c o X -l, rovněž slábne, a to pom ěrně r y c h ­ le; e x tr a p o la c e d osavad ních m ě ře n í zn a m e n á s ton áso bn ý p o k les ja s u b ěhem 19 let. Zdá se tedy, že z d roje X jsou v celku e fe m e r n í úkazy, ja k 1 d okazu je též loňský objev zd roje na rozhraní souhvězdí Centaura a Za­ jíc e . K objevu bezd ěčně posloužily v e lk é s ate lity V ela 5, u r če n é k d e ­ te k c i příp ad ných ja d e rn ý c h výbuchů vně z e m sk é a tm o sféry . Pár tě c h to sa te litů obíhá ve vzd álenosti 18 ze m s k ý c h polom ěrů s oběžnou dobou 112 hodin a s odstupem 180° po kruhové dráze. Družice byly vypuštěny v květnu 1969 a nový zdroj X poprvé zazn a m e n a ly m ezi 6. a 9. č e r ­ ve n ce m se s o u řa d n ice m i a = 1 4 h56m a <5 = — 32°15'. Zdroj se ry c h le z jasň o v al a v maxim u byl více než d vakrát ja s n ě jš í než zdroj ve Štíru. O to r y c h l e ji pak opět s láb l (s p o lo ča s e m řádu tý d n e ). Nebýt nutnosti kontroly smlouvy o zákazu ja d e r n ý c h zkou šek ve vesmíru, sotva b y ­ chom o tak o vém případu věděli, poněvadž kvůli astronom ům by nikdo ta k drahé a je d n oú čelov é s a te lity nevypustil. Na o p ačn ém k on ci s p e k tra přibývá z e jm é n a in fr a č e r v e n ý c h p o zoro­ vání. V ětšina i n fr a č e r v e n ý c h hvězd je podle n e jn o v ě jš íc h úvah p řece je n d louhoperiodickým i prom ěnným i, spíše než zárodky nových hvězd1 (proto h vě z d am i). Zato však bylo o b je v e n o 'in f r a č e r v e n é záření o vlnové d élce 2,8 až 14 m ikronů k o le m p e k u liá r n ích pro m ě n n ý ch R A qr a R CrB. E m ise zje vně pochází z ro z sá h lý ch m rače n , je ž obklopují vlastní h v ěz­ dy. W. H offm a nn a C. F re d e rlc k zkoum ali jád ro Galaxie na vlnové d élce 100 m ikronů (0,1 m m ) a zjistili, že v já d ře G alaxie je plošný i n f r a ­ červený zdroj o průměru 6,5°, jaso vé te p lotě 16° K a zářivém výkonu' 2,7 X 1 0 42 erg/s. Mezi rad io astro n o m y sílí přesvěd čení, že hydroxylové ( O f í + ) čáry jso u způsobeny stim ulovanou emisí záření, obdobně ja k o v la b o r a to r ­ n íc h m a s e re ch . Podle Mezgera a R obin sona jsou k on d e n z ace OH p ro to ­ hvězdami, je ž se vesm ěs n a c h á z e jí poblíž m lad ý ch O hvězd. Skupina rad ioa stron om ů v B e r k e le y n a le z la m ik rov lnn é pásy mezih vězdné vodní p áry na vlně 1,35 cm, a to v souhvězdí S t ř e l c e a Orionu a v objektu W 49. T a táž skupina oznám ila rovněž objev rád iový ch č a r čpavku, za-' tím co na Národní ra d io a s tro n o m ic k é ob servatoři v Green B an k id e n ti­ fik o v ali rádiovou čáru, p řís lu š e jíc í form aldehyd u ( H C H O ). Je přímo neuv ěřiteln é, ja k é slo u če n in y se vy sk y tu jí v mezih vězdném prostoru' a ja k citliv é jsou dnešní rad io te le sk o p y , když dokáží reg istrovat tak' n e p a trn é zastoupení prvků a s lo u če n in v hlu b in á ch M lé čn é dráhy. T a k é výzkumy Galaxie ja k o c e lk u z ře te ln ě po kročily . Infračervená-’ pozorování vlastního g a la k tic k é h o ja d é r k a v rozsahu v lnov ý ch d élek od 5 do 1500 m ikronů potvrdila p řítom nost i n fra č e rv e n é h o objektu o li­ n e árn ím průměru 1 p ars e k a o svítivosti n ě k o lik a m iliónů Sluncí, což je zhruba o řád více, než svítivost v še c h hvězd v této oblasti. C h arak ter zá ře n í je však n etep elný . D icke d ostal překvapiv ě nízký odhad s tá ří G alaxie z produktu rozpadu uranu, a to 7,6 miliard let. Dále byla o d halen a pravděpodobná p říčin a ohnutí ok rajů g a la k t ic k é roviny, o b je ­

veného před n ě k o lik a m álo lety. Podrobné výpočty pro různé a l t e r ­ nativy (s lap y M ag e llan o v ý ch m rače n , proudění m e z ig a la k tick é h o plynu, o s c ila c e kolm é k e g a la k t ic k é rovině, e x c e n tr ic k á d ráha M ag ellano vých m r a č e n ) nasvěd čují tomu, že ohnutí je důsledkem rela tiv n í blízkosti M ag ellano vý ch m r a č e n ke Galaxii v době asi před půl miliardou let. M račna s e tudíž pohybují vůči Galaxii po velmi výstřed né dráze; V e lk é M račno má hmotu větší než 20 m iliard S lu n c í a v době, kdy „ p o šk o ­ d ilo " n aši g a la k tic k o u rovinu, bylo vzdáleno je n 20 k ilop arsek . V ý početní te c h n ik a se vůbec zd ok on alu je ta k podstatn ě, že um ožňuje n u m e rick y sled ovat dynam iku vý v oje galaxií. Pro svou ro z sáh lost byly tyto p rá ce donedávna te c h n ic k y n e p rov editelné, neboť podstatou úkolu je s im u ltánní ř e š e n i pohybových rovnic pro d esítky tisíc h m o tn ý ch bodů v časov ém údobí n ě k o lik a miliard let. Loni vš^k b y la te c h n ic k á ba rié ra pro lo m e n a a hned napoprvé s e tě ch to n u m e rick ý c h přeborů zú ča stn ilo n ě k o lik p o číta čů : CDC 6600, IBM 360/91 a 360/95. R. W. H ock n ey po číta l m odely vývoje g a la x ie s 2000 až 100 000 hvězdami a sním al d ílčí rozložení hvězd po je d n o tliv ý ch v ý p o če tn íc h in te rv a lech z obrazovky na film ový pás. Dostal tak sugestivní 16m m k rá tk ý film o vývoji válcov é g a la x ie a g a la x ie s příčkou, z něhož j e patrno, ja k se postupně vytvoří s p iráln í struktura, je ž však n e jp o z d ě ji po 5 o t á č k á c h opět zanikne. S ou stava tak nabude vzhledu e lip tic k é g alaxie. F. Hohl zkoum al dvojrozm ěrný ro ta č n í útvar se 100 000 hvězdami. Vyvin ula se k rá s n á spirála, poté kruhová ob álk a kolem hustého já d ra , později pak 1 sou střed né p rs te n c e hvězd a n a k o n e c opět jin é spirály. Quirk, P renderg a st a Miller uvažovali 115 000 p ly n n ý ch m r a č e n ro v n om ěrn ě ro z lo­ že n ý ch v p lo ch é m d vojrozm ěrném disku; zanedbali podobně ja k o ostatní autoři působení m a g n e tic k ý c h sil a „ud ě lili" m račn ů m p o m ěrně m a l é náho dně s m ěrov ané p o č á te č n í ry ch losti. M račna se zprvu nepružně sráž e la, čímž z trá c e la postupně pohybovou energii. Když se m račn a zkondenzovala do hvězd, vzrostla po dstatn ě střed ní volná dráha v sou­ stavě, srá žk y u staly a hvězdy se kolem hustšího hvězdného já d ra s e ­ skupily do dvou výběžků. Z výběžků pak vyrostla sp irá ln í ram ena, jež se p o ča la z a v í je t [ ! ) a rozplizávat. V té době již 9 0 % hm oty g alaxie bylo sou střed ěno ve hvězdách. Nové spirály vznikly ja k o hustotní vlny v rozložení hvězd, ta k ž e ry c h lo s ti pohybu ra m e n a individuálních hvězd v n ich se pronikavě lišily. Při k o n s ta n tn í g ra v ita ci se ra m e n a p o čala n a k o n e c zavíjet. V y fo to g ra fo v a n é u kázky z film u p řip om ín a jí ta k n á ­ padně sním ky g alaxii, že m etod a je v hrubých ry s e c h n e p o ch y b n ě správná. Plyne odtud relativ ní k rá tk o d o bo st dnes po zorov aný ch spiř á ln íc h ra m e n galaxii, ja k o ž i zan e d bate ln ý vliv m a g n e tic k ý c h sil na stavbu a vývoj g a la x ií ja k o celku, což obojí je ve shodě s n ov ějším i pozorováním i. A. S a n d a g e revidoval v š e ch n a n o v ě jší u rčen í Hubblovy k on sta n ty 1 ro zpínání vesmíru a dospěl k ne jp rav d ěp od obn ější hod notě H = = 75,3 + km/s/Mpc. Inverzní hod nota pak udává s tá ří vesmíru, jež vychází na 1 3 Í 3 m iliardy let. S a n d a g e však n e v y lu ču je p říto m n o s t s y s te m a tic k ý c h chyb, jež mohou snížit k on s ta n tu až na 50 km/s/Mpc. Pro s tá ří vesmíru bychom pak dostali 20 miliard let. Ja k js m e se již zmínili, m ěření z paluby OAO-2 na zna ču jí, že i poslední h o d n o ta s iln ě

p o d ce ň u je s k u te č n é s tá ří a tím i dnešní rozm ěry viditelné čá sti v e s ­ míru. P rá ce J. C. B ra n d ta a R. G. R oosena o proslu lé gala xii M 87 v sou­ hvězdí Panny u k ázala, že je to n e jtě ž š í znám á h m o tná sou stava ve vesmíru. Z věty o viriálu odvodili j e j í hmotu n a 2,7 m iliónů Sluncí. P om ěr hm ota/svítivost je rovněž vysoký (a s i 8 5 ). G alaxie byla v ro ce 1949 zto tožněna s intenzivním rádiovým zd rojem Virgo A a od r. 1966 j e znám a též ja k o první id e n tifik ovan ý e x tr a g a la k tic k ý zdroj záře n í X. C e ntrální výtrysk, objevený na fo to g ra fiíc h již r. 1918, je n e jn á p a d n ě j­ ším p řík la d e m k o s m o lo g ick é aktivity ja d e r g alaxií. Galaxie M 87 je n e jja s n ě jš í m č le n e m g a la k tic k é h o hnízda v souhvězdí Panny a je vzdá­ len a 16 m iliónu parseků. B ěh em loň sk éh o roku byly znovu p o síleny dom něnky o souvislosti gala xií s kv az iste lárn ím i rádiovými zdroji. K inm an objevil u n ě k o lik a z c e la n e p o c h y b n ý ch galaxií v elké a ry c h lé k o lís án í ja s n o s ti, obdobné sv ě te ln ý m flu k tu a cím quasarů. Tak ov é jevy jso u zvláště č e tn é u tzv. S e y fe rto v ý c h g alaxií, Ař-galaxlí a k o m p a k tn ích galaxií, jež vzhledem i c h a r a k t e r e m s p e k tra se quasarům n e jv íc e přibližují. Vůbec se zdá, že p řecho d mezi jed notlivým i skupinam i objektů je spíše um ěle udržován pro pohodlí k la s ifik a c e , a je otázka, zda velmi vzd álená pekuliárn? g a la x ie by n evy pad ala zc e la s t e jn ě ja k o quasar, i když se ovšem zjevn ě liší svítivostí. P racov níci na Mt. Palom aru d ok on ce prok ázali, že n e jbližší znám ý q u a s a r B 234 s rudým posuvem z = 0,06 je čle n e m g a ­ l a k tic k é skupiny, je ž m á s te jn ý rudý posuv. Odpůrci k o s m o lo g ick é hypotézy o povaze quasaru ihned p řis p ě c h a li s protin ávrhem , že B 234 tedy není quasar, ale g alaxie. Avšak i pro n ě k o lik d a lších quasarů s m alým z se uk azu je souvislost s g a la k tic k ý m i skupinam i, tak ž e se snad brzo d očk á m e dne, kdy budou q uasary definitivně posazeny do n e jv z d á le n ě jš íc h hlubin prostoru. O ptick é flu k tu a ce je ji c h ja s n o s ti v e ­ dou k d od atečný m id e n tifik a cím rádiových zdrojů, pro něž se původně n e n a š e l žádný op tick ý p ro tě jš e k , poněvadž na s ta r š íc h s n ím c íc h byl q u asar z ře jm ě pod meznou magnitu dou p řís tro je . Naproti tomu se řada quasarů blízko m ezní m agnitudy d o ča s n ě ztrácí, je lik o ž m ezitím z e ­ slábly. P řeh líd k a na o b servatoři v Yale, trv a jíc í již skoro tři roky, pro­ k ázala, že 20 % quasarů m ělo výbuchy s amplitudou větší než 0,7m. Quasar 3C -345 se b ěhem n ě k o lik a dní z ja s n il d ok on ce o 2m. B ěh em c e lé h o roku p robíhal spor, zda je výskyt ru dých posuvů q u a­ sarů náho dný či jeví n ě ja k o u zák onito st. Burbidgeovi d okon ce tvrdili, že n e jč a s t ě ji se vy sk y tu jí rudé posuvy z, jež jsou celistvý m i násobky č ís la 0,061. Další s ta tis tic k é rozbory to však vyvrátily. Naproti tomu j e vskutku náp a d ně vysoká č e tn o s t ru dých posuvů z = 1,95, a l e ani tady nevíme, zda n e jd e o výběrový efek t. Rovněž se zdálo, ja k o b y q uasary s daným rudým posuvem m ěly te n d e n c i shlukovat se v jisté) čá s ti oblohy. Ani to však není s ta tis tic k y význam né. Přitom rudý posuv j e již znám n e jm é n ě pro 155 quasarů a so u ča sn ý rekord patří quasaru 5C 2.56, je h o ž z = 2,38. S a n d a g e a Luyten na zá k la d ě přeh líd ek s l a ­ bých m o d rý ch ob jek tů ve vy b raný ch p o lích odhadují ce lk o v ý počet k v a z is te lá rn íc h ob jek tů ja s n ě jš í c h než 22™ na deset miliónů. Burbidgeová zjistila, že ve s pek tru quasaru PHL 5200 se k dosavadnímu z = = 1,95 přidal nedávno nový sy stém č a r se z = 1,891.

Člověk má so u časn ě dojem, že te o re tic i zápas o vyložení p o d s ta ty quasarů d očasně vzdali. Pokud s e ob jevu jí n ě ja k é nové hypotézy, jso u z n a čn ě kusé a musí se mít na pozoru před k o n f ro n t a c í s pozorováním . N ěkteří kladou qu asary na p o č á te k vývoje galaxií, ja k o n a p řík la d Lynd en-Bell, podle něhož jsou já d ra galaxií zhro uceným i q uasary, a jin í zase soudí, že q u a sar je k o n e čn ý m produktem vývoje hvězd ných souj stav. P ee ble s tvrdí, že q u asary jsou pro stě mrtvými g alaxiem i, a odhadl hmotu jed noho z n ich na 100 m iliard Sluncí. Morrison se snaží d o k o n ce fy z ik á ln ě spříznit dva v elk é objevy p o sled ních let — q u a sary a pulsary1 — a domnívá se, že v obou p řípad ech jde o r y c h le ro tu jící zkondensované hm oty a doprovodná m a g n e ti c k á pole, a že rozdíly jso u dány m ěřítk em . Z hroucení g a la xie by tedy dalo vznik quasaru, za tím co explo-' ze supernovy zrodí pulsar. Quasary jsou z je v n ě n e jv ý z n a m n ě jš ím objevem a s tro n o m ie šedesá-' tých let, a ta k na k on ci d e s e tile tí si připom eňm e asp oň ro z hod u jící po­ zorovací fa k ta . R. 1960 byl rádiový zdroj 3C-48 zto tožněn s o b je k te m hvězdného vzhledu, a le se záhad ným sp e k tre m ; r. 1963 přinesl o p tic­ kou id e n tifik a c i zdroje 3C -273 a v ý k la d s p e k tr a M. S chm id tem , čímž byly odkryty v elké rudé posuvy ve s p e k tre c h k v a z is te lá rn ích zdrojů. V téže době byly z jiš tě n y zn a čn é k rátk o d o bé flu k tu a c e o p tick é i r á ­ diové svítivosti, svěd čící o m a lý c h ro z m ě r e ch zdrojů. R. 1965 byly n a ­ lezeny rudé posuvy k ole m z = 2 a první liché q u asary — k vaz istelá rní o b je k ty fQ S O J. O rok později byly ve s p e k tre c h n ě k o lik a quasarů objeveny první a b so rp čn í čáry, obvykle s rudým posuvem n e p a trn ě m enším než rudý posuv e m isn ích čar. Ko ncem r. 1968 byly rozpoznány m n o h o če tn é ab so rp čn í rudé posuvy ve s pek tru téhož quasaru, a z interk o n tin e n tá ln íc h ra d io in te r fe r o m e tric k ý c h m ě ře n í vyplynuly neuv ěřite ln ě m alé úhlové rozm ěry quasarů. V tém že ro ce se však z á je m odborné i l a ic k é v e ře jn o s ti r y c h le p ř e ­ ne sl na jinou ra d io a s tro n o m ick o u sen z aci, pulsary. Vývoj v tom to oboru je snad je š tě p ře k o tn ě jš í než v p o č á tc íc h výzkumu quasarů. Vždyť je to právě rok, co byl op tick y zto tožněn první a dosud je d in ý pu lsar se slabou hvězdou v já d ře Krabí mlhoviny (C ocke, Disney a T a y l o r ) . Arizonští astro nom o vé tehdy zjistili, že hvězda op ticky pulsuje ve s t e j ­ ném rytm u ja k o rádiové sig n ály , a že tzv. interpuls je té m ě ř ta k silný ja k o hlavní puls. Tzv. M inkow ského hvězda v já d ře Krabí mlhoviny byla od té doby zkoum ána n e jrů z n ě jš ím i prostředky. Díky vhodným ro tu jícím sektorů m se podařilo i fo to g r a f ic k y dokázat, že j e j í ja sn o st se m ění té m ě ř o dva řád y v k r á tk é době tří setin vteřiny. V březnu 1969 z jis tily a p a ratu ry na ra k e tě Aerobee, že hvězda pu lsu je i v oboru paprsků X, a a n a lý z a s ta rš íc h m ě ře n í záření X z r. 1967 potvrdila e x is te n ci pulsů, k te ré tehdy m ě ly k rá tk o u periodu. Po prvních d okla d e ch o fa n t a s t ic k é pravid elnosti period pulsarů se objevily náznaky, že periody s e zvolna prodlužují, vcelk u tak, j a k to předvídala h ypo téza T. Golda o r o tu jíc íc h neutronov ý ch hvězdách. Pro­ dlužování čin í ovšem je n d esítky či stovky n an o se k u n d r o č n ě a jeho m ě ře n í vyžaduje n e s m ír n ě pečlivé re d u k ce v še ch zd ánlivých k o lís á n í periody. Porovnání o p tick ý ch a rád iový ch m ě ře n í n a L ickově hv ězdárně a ve S tan fo rd o v ě un iv ersitě pro k ázalo , že lin e á rn í vz d á leno st mezi zd roji op tic k é a rádiové em ise je u rčitě m e n ší než 1800 km, a ta k vše

podporuje domněnku, že pulsary jsou vskutku totožné s neutronovým i hvězdami. Na podzim 1969 um ožnilo další z je m n ě n í m ě ře n í periody pulsaru v Krabí m lhovině odhalit e x is te n ci sin usového k o lís á n í periody, je ž autoři objevu v y k lá d a jí ja k o možnou p řítom nost plan e ty o hm otě Země, ob íh ající jed nou za tři m ě s íce ve vzd álenosti 0,4 astr. jedn. od pulsaru. T a k é další k rá tk o p e rio d ick ý pulsar, PSR 0833-45 v souhvězdí P la ch e t, souvisí z ř e jm ě s po zůstatk em supernovy, a l e jeho přím á o p tic ­ k á i d e n tifik a c e s e n ezd ařila, bud proto, že v to mto sm ěru je s iln á m e z i­ hvězdná ab so rpce, anebo jsou pulsní op tick é kužely nižší či jin a k s k lo ­ něny než rádiové a n e p ro tín a jí zem skou dráhu. T e n to pulsar se p ro ­ slav il z atím je d in e č n ý m případem náh léh o z k rá c e n í periody v březnu 1939 o 134 ns. Od té doby však je h o perioda opět plynule ro stla zhruba s t e jn ý m te m p e m ja k o dříve. N ejprav d ěpo do bnějším vy sv ětlením j e buď n á h lá e je k c e hm oty z pulsaru, a nebo „ p u ls a ro tře se n í“, při něm ž do­ chází k fázovém u přechodu ( r e k r y s ta l iz a c i ) n itra neutronové hvězdy. V ýpočty ukazují, že s m rš tě n í neutronov é hvězdy o 1 cm p o sta čí v y ­ světlit s k o k v periodě. D nešní m etody dovolují odhalit v e le je m n é z m ě ­ ny, neboť re lativ n í p ře s n o s t v u r č e n í periody d osahu je p ře s n o s t řádu 10-11, jin ý m i slovy b ěhem je d n é hodiny lze určit periodu pulsů s chybou ± 100 pikosekund. Posled ní objevy pulsarů n á lež í ob servatoři v Jo d rell Bank, kde právě opravují velký pa rab o lick ý d alek ohled, ta k ž e 76 m m ísa míří n e u stá le k zenitu. Tím se daří odhalit pulsary, k te ré pulsují je n občas a p n s ta n d a rd n íc h p ře h líd k á c h by p atr n ě unikly pozornosti. K o n c em roku bylo známo již 43 pulsarů s period am i od 0,03 s ec. do 3,75 sec. Jeví z ře te ln o u k o n c e n tr a c i k e g a l a k tic k é rovině a k polokouli přiv r á ce n é k jádru, ta kž e jsou pravděpodobně příslu šník y diskové p o­ pulace. Pokud v šechny pulsary vznikly výbuchem supernov, značí to, že j e ji c h prů m ěrná životní doba je deset miliónů let a s k u te č n ý počet a si sto tisíc v c e lé Galaxii. J e ji c h ab so lu tní svítivost je bezpochyby nižší než u b ílý ch trpaslíků, a le s tá le se nezd ařilo vysvětlit, ja k to, že je vůbec — ať už rádiově či v je d n o m případě i op ticky — pozo­ ru je m e, poněvadž pokud jso u s k u te č n ě neutronovým i hvězdami, měly by podle te o rie stavby neutronov ý ch hvězd p ře stat svítit b ěhem zlomku vteřiny. Pokud jd e o j e ji c h vzdálenosti, u r č e n é převážn ě z disperze signálů, pohybují se m ezi d esítk am i až n ě k o lik a m álo tisíc i parsek. T e o r e tic k é důsledky objevů pulsarů mohou vskutku zasáhnout velmi daleko. T a k n a p řík la d n e p o ch y b n á p řítom nost s iln ý c h m a g n e tic k ý c h polí řádu až 10 1S gauss v suprahusté lá tc e by m ě la působit fe r o m a g ­ n e tic k é e fe k ty . Pulsary se ta k s tá v a jí zajím av ým o b je k te m pro fyziky pevné fáze. M a g n e tick é pole může tak d okázat zadržet uvnitř Galaxie prim árn í k o s m ic k é záře n í o v y so k ý ch en erg iích . N echybí s a m o z ř ejm ě i kurió zní názory, ja k o např. d om něnka F. J. Dysona, že zd rojem s ig ­ nálů jsou výbuchy ja k ý c h s i hvězdných sopek na ro tu jícím povrchu pulsaru. N e o b y č e jn á p ře sn o st m ě ře n í periody n a z n a č u je m ožnost n e ­ přímo z jiš ťo v a t k rá tko d o bé změny ry ch lo s ti ze m s k é ro tace, ja k o ž i dále zpřesnit meze pro nezávislost ry ch lo s ti šíření svě tla ve vakuu n a v ln o ­ vé délce. Ta to mez, u r č e n á ze sim ultánního příchodu o p tick ý c h a rá d io ­ vých vzplanutí eruptivních hvězd, v y já d řen á p o m ěrem p = ( c / 8 c ) X X (A2M i], činí pro eruptivní hvězdy 5 X 1 0 “ , avša k z pozorování pulsaru

v Krabí m lhovině d o k o n ce p = 3 X 1 0 17, přičem ž dlouhodobá m ě ře n í umožní snad další zvýšení hodnoty p až o 3 řády (pro absolutní n e z á ­ vislost ry c h lo s ti c na A by p m ělo te o re tic k y nabýt, ja k vyplývá z de­ finice, n e k o n e č n ě v e lk é h o d n o ty ). Každé ta ko v é m ě ře n í m á přirozeně z n a čn ý význam pro další prověřování postulátů te o rie relativity. Jiný pulsar, CP 0950, se s ta l ro vněž obětí té to te sto v ac í m ánie. Radioa stronom ové zkoumali, zda se změní fr e k v e n c e s ig nálu při úhlovém přiblížení pulsaru ke S lu n ci. Žádný fre k v e n č n í posuv však n eby l p ro ­ kázán, avšak m ě ře n í není příliš je d n o z n a čn é. N aproti tomu byly z ji š tě ­ ny fre k v e n č n í posuvy ozvěn od sa te litu G EO S-1, na 6 po zem n ích s t a ­ n ic íc h vyb avených D opplerovským i ra d ary typu TRAN ET. R. E. Jenk ins, k terý m ě ře n í zpracovával, p ro hlašu je, že posuvy se na 99 % shodují s předpovědí te orie relativ ity o d ila ta ci času a g ra v ita čn ím rudým p o­ suvem. S tá č e n í p e rig ea sa te litu se bohužel k ověření te orie relativ ity nehodí, neboť zde nav íc přistup uje rušivý vliv tla ku záření, ja k o ž i slo žitý tvar z em ského g ra v ita čn íh o pole. Podobně i posuv pe rih elia Merkura se dnes n epov ažuje za je d n o z n a č n ý důkaz, neboť s tá č e n í lze vysvětlit v k l a s i c k é m e c h a n i c e ne p atrn ý m zploštěním S lu n c e . Pozitivním dů­ kazem p la tn o s ti postulátů' te o rie relativ ity zůstáv ají pokusy se změnou fr e k v e n c e záře n í v z ávislosti n a inte n zitě g ra v ita čn íh o pole, m ě ře n é po m ocí MOssbauerova efektu, a ohyb svě tla v g ra v ita čn ím poli. N aneštěstí obdobnou předpověď dávají i soudobé k o n k u re n čn í te o rie (B ra n s -D ic k e ) a chyby m ě ře n í nedovolují rozhodnout, co je tedy lepší. S hapiro n a v rhuje h led a t r e la tiv is tic k é od chylk y v ra d arov ý ch ozvěnách od M erkura a V enu še při dolní a horní k o n ju n k c i p la n e t se S luncem . Další m ožností je um ístit na um ělé družici gyroskop a m ě řit re la tiv is ­ ti ck ou precesi. Z teorie rela tiv ity vyplývá též e x is te n c e g ra v ita čn ích vln v případě, je s tliž e se m ění ro zložení hm oty v prostoru. T akovým i zm ěnam i jsou např. výbuch supernovy, g ra v ita č n í k olap s nadhvězdy, oběžný pohyb s lo ž e k neutronov é dvojhvězdy a sn ad též pulsary. A m erick ý fy zik J. W eber z M arylandu oznám il loni v ýsled ek s vý ch v íce než d e s e tile tý ch pokusů s d e te k c í g ra v ita č n íc h vln. Umístil své d etekto ry v podobě h l i ­ níkových válců o průměru 1 m a d élce 1,5 m na s tan o v ištích od lehlý ch asi 1000 km. Každý v á le c je op atřen p ie z o e le k tric k ý m i k ry sta ly, jež s n ím a jí i n e jn e p a tr n ě jš í o s cila ce . Pro odlišení od s eis m ic k ý c h a e le k t r o ­ m a g n e tic k ý c h poruch jsou výstupy z kry sta lů p ro p o jen y a re g is tr a č n í zařízen í p ra c u je j e n tehdy, když k o s c ila cím dojde so u ča sn ě aspoň u dvou různých válců. B ěh em 81 dnů souvislého m ěření získ al W eber 17 k o in cid e n cí u 2 detekto rů, 5 u 3 detekto rů a 3 u 4 detektorů. F r e k ­ v e n c e o s c ila c í byla 1660 Hz. Na první pohled se zdá, že tak vysoký p o čet k o in c id e n c í nemůže být náhodný, a v š ak p ře sto si fy z ik á ln í v e ře jn o s t zachov ává k výsledkům pokusů p o chopitelno u zdrženlivost. Weberovo zařízení n e m á přirozeně žádnou směrovou ro zlišo vací schopn ost, ta kž e i kdyby s k u te čn ě r e g i­ stro valo g ra v ita čn í vlny, nikdo nedovede říci, odkud p řich á z e jí. Šklovs k ij nedávno vy p očíta l, že při explozi supernovy v zn ik a jí g ra v ita č n í vlny o fre k v e n c i pouhých 30 Hz; ovšem výbuch supernovy má k rá tk é trvání, a pokud n ě c o tak o vého W eber s k u te č n ě registroval, znam ena lo by to, že je h o a p a ra tu ra re g is tr u je g ra v ita čn í vlny i ze vzd á lených g a ­

laxií (f r e k v e n c e výbuchů supernov v je d n é g a la xii j e řádově s to le tí) . To se zdá být z n a č n ě nepravděpodobné. Někdy mi připadá, že každý nový e x perim ent, o v ěřující fu n d a m e n ­ tá ln í a xiom y fyziky, s e n a k o n e c ob rací proti n ám a usvědčuje n á s z n e ­ d o s ta te čn é znalosti zá k la d n ích p řírod ních zákonů. Neboť obdobné p o­ tíže v z n ik a jí s ověřením už proslu lé hy po tézy A. Zweiga a M. GellManna (če rs tv é h o n o s ite le Nobelovy ceny za fy z ik u ), k te ří před 6 lety přišli s m y šlenk o u e x is te n c e „ s u p e r e l e m e n tá r n íc h " č á s tic — quarků. Celkem 6 quarků má být zák lad n ím i s taveb ním i k a m e n y pro tvorbu e le m e n tá r n íc h čá stic. Quarky však m a jí mít třetinový, resp. dvoutřeti­ nový zá k la d n í e le k tr ic k ý náb oj a velkou hmotu, a přes v e š k e r é úsilí nebyly dosud pozorovány. Naproti tomu quarková d om něnk a umožnila pře dpovědět e x is te n c i e le m e n tá rn íc h č á s tic ( c ] , jež byly později vsku t­ ku n alezeny . Quarky se h le d a jí z e jm é n a tam, kde dochází k v ý z n ačné produkci energie. Avšak ani pulsary nevydaly je d in ý quark, a ta k zbývá poslední m ožnost n a léz t j e v p rim árn ím k o s m ic k é m záření. C. B. A. M cCusker se sp olu p ra cov ník y na universitě v Sy d n ey užívali mlžné kom ory ve s p o jen í se s c in tila č n ím i p o čítači, k te ré z apo jov aly kom oru je n v okam žiku k o s m ic k ý c h spršek. Z rozboru 60 000 fo to g ra f ií během ro č n í čin n o s ti apa ratu ry byly nalez e n y 4 p o d ezřelé stopy, je ž mohou vskutku odpovídat quarkům s n á b o je m 2/ 3 elektronu. E n e rg ie ve s p rš k á c h b yla přitom řádu 3,5X10® GeV. Už loni js e m se zde zm iňoval o Davisově e xperim entu s d e te k cí j i ­ n ý c h obtížných č ástic, totiž slu n e č n íc h neutrin. B ěhem roku byly uve­ ř e jn ě n y další podrobnosti. D etek to rem byl p e rch lo re ty le n , je n ž se dal snadno objed nat, neboť je to běžný č istící p ro stře d e k v c h e m ic k ý c h čistírn á ch . Cisterna s 3900 hl p e rch lo re ty le n u byla u m ístě n a v solném dole v Jižní D akotě v hlou bce 1600 m pod zemí. Neutrina nebyla z ji š tě ­ na, což značí, že m éně než 9 % s lu n e čn í e n e r g ie vzniká uhlíkodusíkovýrn řetězem . Davis slibu je d ále zvýšit prahovou c itliv o st své neutrinové čistírn y , a te o re tic i ho so u časn ě nap o m ín a jí, že je s tliž e ani po čty řn á so b n é m zvýšení prah ové citlivo sti ne ob je ví neutrina, budou muset zahodit vůbec v šechny dosavadní modely produ kce e n erg ie ve S lunci. Octli bychom s e opět totiž v proslu lé in ž en ý rsk é b a jc e o chrousto vi: Podle m ě ře n í to ku neutrin by S lu n c e n e m ě lo vůbec svítit. S lu n c e to však n a š tě s tí neví, a proto svítí. E xku rsi do příbuzných oborů fyziky z a k o n č u ji zprávou ze S ta n fo rdu, kde zkonstruovali laser, jeho ž m o n o ch ro m a tick é světlo lze p ř e l a ­ ďovat v š ir o k ý c h m ezích. Rubínový la se r totiž n e jp rv e ozařuje k ry s ta l LiN bO a a n á k lo n e m kry sta lu se m ění barva od raženého světla. V p o d s ta ­ tě se zde využívá Ramanova jevu. To se může velmi ry ch le uplatnit v a s tro n o m ic k é spek trosk op ii, ja k dokázal první pokus s hete rod y n n í d e te k c í hvězdného světla, provedený v h o la n d s k o -če s k o s lo v e n s k é s p o lu ­ prá ci n a ja ř e loni u ond řejo vského dvoumetrového dalekohledu. S m ě ­ šováním hvězdného a lasero vého svě tla d osta nem e rázy na rádiové fre k v en ci, je ž lze h e te ro d y n n ě z esílit a d ocílit tak přímo n e u v ěřiteln é ro zlišo vací sch o p n o sti 1/100 000 A. P řelad ěn ím lase ru by bylo možné re g istrov at větší úseky hvězdného sp e ktra , vybrané podle a s tr o fy z ik á l ­ n ích potřeb, a nikoliv je n bezprostředn í okolí la se ro v é čáry. Nové p řís tro je a m ě řic í metody jsou o sta tn ě rozhod ující pro další

ob jevo vací žně. Zdá se, že význam k l a s i c k ý c h o p tic k ý ch d alekohledů n i ja k n e k le s n e , ja k o tom svědčí n ě k o lik nových přístrojů, uvedených do provozu v loň sk ém roce. Především jde o 270cm r e fl e k t o r McDonaldovy ob servatoře v Texasu, d o k o n čen ý v p ro sin ci 1988, je n ž j e určen p řevážně k e studiu p lan e t; je t. č. tře tím n e jv ětším d a lek ohled em světa. N a ja ř e 1969 byla s la v n o s tn ě otev řen a E vropská již n í ob servatoř v Chile (E S O ] , a už se hovoří o další jižní observatoři v této oblasti (C A R S O ). P olsko uzavřelo smlouvu n a dodávku dvoumetrového dalekohledu od firm y Zeiss. D alekohled, budovaný pod vedením znám ého polského as tro fy z ik a W. Zonna, má být b ěhem n ě k o lik a let postaven v Belsku, asi 50 km od Varšavy. Je š tě im p o za n tn ějš í p r o je k t o h lásila S aud sk á Arábie, k te rá ve spolup ráci s b ritsk ý m i firm a m i c h c e vybudovat pětim etrový d alek ohled v Riyadh. S ov ětský š estim etro vý d alekohled, na něm ž k o n s tru k čn í p rá c e velmi p o k ročily, zatím č e k á na odlití nového zrcad la. Výhodou k la s ic k é h o pozem ního výzkumu zůstává je h o láce, ja k o tom svědčí porovnání ro čn ích n ák lad ů na provoz te x a s k é h o d alek ohledu s rak etov ým i lety. C eloro ční provoz d a lekohledu si vyžádá s te jn ý n á k la d ja k o let sondážní rak e ty , p r a c u jíc í po dobu pěti minut. S lu n e č n í a s tro n o m ie získ a la i un ik átn í vakuový d a le k oh le d na observatoří v Sun sp ot (N ew M e x ico ), v n a d m o řsk é výši 2800 m. Jde o věžový d alek ohled s věži 39 m vysokou a s tubusem 99 m dlouhým, je n ž z větší čá s ti z a s a h u je pod zem. Tubus je na h o ře uzavřen k ř e m e n ­ ným s k le m ; uvnitř je evakuován, aby se ta k za b ránilo d eform aci o b ra ­ zu. Plášť věže je dvojitý a mezi s tě n a m i p láště proudí c h la d ic í voda. P rim ární z rcad lo dalekohledu m á prům ěr 163 cm a ro zlišo vací s c h o p ­ nost p řís tro je je asi 0,2". V p ro je k tu jsou obří p řís tro je pro in f r a č e r v e ­ nou a stronom ii, k te rá má slibné perspektivy. N e jd á le jsou A n gličané, k te ří c h tě jí v brzké době d ok on čit třím etro vý d ale koh le d pro dalekou in fra če rv e n o u oblast. A m erič an é zatím diskutují te c h n i c k é a s p e k ty stavby in fa rč e rv e n é h o dalekohledu o efe k tiv n ím průměru prim árního zrc ad la p řes 25 m e t r ů ( ! ) . Je ovšem tře b a si uvědomit, že n á ro k y na op tickou kvalitu povrchu z rca d e l v i n fra č e rv e n é m oboru jsou podstatně nižší než ve v id itelné části spek tra. N ak onec dvě drobnosti, je ž s as tro n o m ick ý m i objevy souvisí pom ěrně volněji. Loni b y la u v e ře jn ě n a dlouho o č e k á v a n á zpráva tzv. Condonovy kom ise o po dstatě n e id e n tifik o v a n ý c h l é t a j í c í c h předm ětů [U F O ], n e ­ boli p o pulárních l é t a jíc í c h talířů. Výzkum, k te rý s tá l a m e r ic k é p o p la t­ níky půl m iliónu dolarů, má je d n o z n a čn ý závěr: N ejsou žádné důvody k dom něnce, že by l é t a jíc í t a líř e byly řízeny či vysílány obyvateli j i ­ ných planet. Jevy, popisované ja k o l é t a j í c í talíře, lze vy sv ětlit z ce la přirozeně buď ja k o a tm o s fé r ic k é úkazy, nebo ja k o čin n o st zařízení s e ­ s tr o je n ý c h člo v ě k e m (v ýškové balóny, r a k e t y ) . V ětšin a zpráv o l é t a j í ­ c íc h ta líř íc h je ovšem produktem nedorozumění, v y p lý va jící z ne zn a lo sti a s tro n o m ic k ý c h a m e te o ro lo g ic k ý c h úkazů, a v m no ha p řípad ech p o ch o ­ pite ln ě i zám ěrnou snahou o la cin o u publicitu. Byznys s l é ta jíc ím i t a ­ líři nabyl však z e jm é n a v USA už ta k o v ý ch forem , že, j a k se zdá, ani tato k va lifik o v an á zpráva n ik te r a k neovlivnila prosperitu časopisů, z a ­ b ý v a jících se „seriózně** ob je k ty UFO. Mnohem více p o tě š u jící je sd ělení, že čs. pate n t V. Tolm ana , um ožňu­

jíc í s y n ch ro n iz a ci čas o v ý ch norm álů pro stře d n ictv ím tele v izn ích s ig ­ nálů, má vyhlídky na využití v za b ezp ečov a cí službě m e z in á ro d n íc h l e ­ tišť. S tá le hustší le te c k ý provoz si totiž vynutil zavedení a u to m a tick é h o systém u, je n ž m á zab rá n it s rá ž k á m dopravních leta d e l z e jm é n a v okolí velk ých letišť, a ke s práv ně fu n k c i apa ratu ry je nutné p řesně s y n c h r o ­ nizovat hodiny v c e lé světové le te c k é síti. T ak se čs. časov á m ěření s tá v a jí přímo čítan k o v ý m příklad em zdánlivě ne u ž ite čn éh o výzkumu, je n ž nabyl n e č e k a n é h o významu pro te c h n ic k o u praxí. I z to hoto te le g r a f ic k é h o souhrnu lze sn a d vyčíst, ja k p ře k o tn ě se vyvíjely n a š e poznatky o vesmíru v ro ce právě uplynulém. V ka žd od en ­ ním shonu zbývá bohužel m álo času, abychom se nad nimi h lou běji z am ysleli, neh le d ě k tomu, že leto šn í rok, k u lm in u jící pro astro nom y XIV. k o n g res e m M ezinárodní a s tro n o m ic k é unie v B rightonu ( j e to n e ­ uv ěřitelné; pražský k o n g res už patří z c e la h is to rii) , s libu je další zvý­ š e n í b eztak už vražed ného tem pa v ě d e c k é h o pokroku, a to přirozeně n e je n v astronom ii. Pavel

Andrle:

U M Í T E U R Č I T DATUM V E L I K O N O C ? S ve lik o n o c e m i b ýva jí s p o je n y n e jr ů z n ě jš í přívlastky. Pro n ě k o h o jsou to svátky ja r a , druhý vzpomíná n a Bílou sobotu n a oběti válek, pro j i ­ ného jsou u c těn ím p a m á tk y Kristovy. V e lik o n o ce však jsou zajím a v é i z a s tro n o m ic k é h o hled iska. V ětšin a lidí se s p o k o jí s tím, že si p ře čte v k a le n d á ři datum tě ch to svátků, aby věděli, kdy bude den volna navíca kdy se m a jí připravit n a větší či m enší množství tra d ič n íc h zvyků. V ětšin a lidí však ji s tě ro vněž ví, že v e lik o n o c e souvisí s M ěsícem, a s ic e tak, že ve lik o n o čn í ned ěle je n e jb liž š í n e d ěle po prvním ja r n ím úplňku. C h cem e-li však zá ležitost zk ou m at hlouběji, to znam ená, když c h c e m e vypočíst, kdy byly v e lik o n o c e v m inulosti, a n a ja k ý den připadnou v budoucnosti, m usím e se tro ch u věnovat teorii. H istorici a a rc h e o lo g o v é ná s poučili, že prvým n e be sk ý m tě le sem , k te ré lidé ak tivně pozorovali, byl Měsíc. Je s ic e pravda, že S lu n c e je n e s ro v ­ n a te ln ě důležitější, ale n a rozdíl od M ěsíce n e m ě n í svůj tvar. Změna m ě s íč n ích fází je ta k n á p ad n á a přibližně z are g is tr o v a te ln á bez j a k ý c h ­ koliv přístrojů, Že se není čem u divit, že k a le n d á ře n e js t a r š í c h národů byly m ě síčn í. Když však lidé p řešli od lovu k obdělávání půdy, n e ­ m ohli s m ě s íčn ím k a le n d á ře m vystačit. T a k vznikl ve s ta ré m E gyptě slu n e čn í k a len d ář. Jenže tra d ic se lidé rádi nevzd ávají a navíc střídání m ě s íč n ích fází je ro zhodně k rá s n ě jš í úkaz než h e lia k ic k ý východ Siria. Proto vznikaly sn ah y z ac h o v at m ě s íč n í k a len d á ř, k te rý by však sou­ č a s n ě re s p ek to v a l ro čn í cy klu s v přírodě, způsobovaný S luncem . K a­ len d á ře tohoto druhu n azýv ám e lu n isolá rn í a dodnes ho např. uží­ v a jí ve svých n á b o ž e n s k ý ch z á le ž ito s te c h m oham edáni. R a d ěji si však v šim něm e ř e c k é h o k alen d áře , k te rý v n a š ic h ú v ahách bude mít další význam. V pá té m s to le tí Meton upozornil na s k u te č n o st (znám ou např. Číňanům už c e lá t i s íc i le tí ], že na 19 let připadne s velkou přesností 235 s y n o d íck ý c h měsíců. Tom uto cy klu řík á m e Metonův, roky v něm

oz n a ču je m e od 1 do 19 a číslo, k te ré připadá v m ě síčn ím kruhu na příslu šný rok, n a le z n e te v r o č e n c e pod názvem zlaté číslo. Kalen dář, zavedený Ř ehořem X III., k te rý v o b č an sk ém životě užívá n a p r o s tá Většina světa, je s lu n e č n í k a len d á ř. V ýjim k u v něm tvoří veli­ ko n o ce, k te ré jsou p ozůstatkem lu n isolárního ka len d á ře . Rozhodující pro výp očet velik o n o c je datum prvého úplňku pro je ru z a lé m s k ý p o­ ledník. přičem ž ovšem ú p lněk není určován pom ocí a s tro n o m ick ý ch pozorování, ale pom ocí c y k l ic k ý c h pravidel. Základní veličinou, ze k te ré vvcházím e, jsou tzv. e p ak ta . E p ak ta m a jí ro vněž M le to u periodu a jde ve s k u te čn o sti o určitou m o d ifik a ci Metonova cyklu. Už na k oncilu v N icae bylo roku 325 stanoveno, že v e lik o n o ce budou vždy mezi 21. březnem a 26. dubnem (prvé m ožné datum je tedy 22. III., poslední 25. IV .). T é m ě ř dvě tis íc ile tí je dlouhá doba, p oznatky o pohybu M ěsíce se b ěhem ní z n a čn ě rozrostly, a proto ani pravidla pro vý p očet velikonočT n e b y la s tá le s te jn á . N em ám e dnes v úm yslu si podrobně vším at h is to ­ ric k é h o vývoje této p ro b lem a tik y .1 Zmiňme se je n , ja k s itu a ce vypadá dnes, tj. v g re g o riá n s k é m ka lend áři, k te rý měl poprvé platit roku 1583, a s m a x im á ln í s tru čn o s tí se zm íním e o ju liá n s k é m k a len d áři. E p e k ta nebo zlaté číslo um ožňují stanov it datum, na k te ré podle c y k lic k ý c h pravidel připad ne ja r n í úplněk, např. ja k o fu n k ci zlatéh o č ís la [v iz tab. 1 ) . S p o jím e -li tuto tabulku s „ v ě čn ý m 11 k a le n d á ře m pro určování dnů v týdnu, pu blikovaným v Říši hvězd dříve ( ŘH 10/1964, str. 1 92 ), můžeme určit datum v e lik o n o c od p o čá tk u p latn osti g re g o riá n s k éh o k a le n d á ř e do roku 2299. Postup ujem e takto: (1 ) Určím e zlaté číslo daného roku, k te ré je rovno zbytku při dělení letopočtu čísle m 19 z většeném u o 1. (Např. 1 96 5:19 = 103, zbytek 8; proto zlaté číslo je 9.) ( 2 ) Z tab. 1 určím e, kdy bude v e lik o n o č n í úplněk. (R o k u 1965 byl 16. dubna.) ( 3 ) Pom ocí vě čn é h o k a le n d á ř e zjistím e, na ja k ý den úp lněk připadl. (16. dubna 1965 byl p á te k .) Odtud už snadno u rčím e datum velikon e č n í n e d ě le .2 (V n a š e m přík la d ě ve lik o n o čn í ned ěle byla 18. dubna.) Když v e lik o n o č n í úplněk připadne na neděli, budou v e lik o n o c e za týden. Ne každý však má hned po ruce tabulky pro určován í dnů v týdnu, a j e c e lk e m ja s n é , že ani te n to č l á n e k nebude mít většina č te n á řů k d is­ pozici d ejm e to mu za 10 let. Proto si uvedeme Gaussovo pravidlo, po­ m ocí k te ré h o můžeme datum v e lik o n o c vy p očítat přímo z letopočtu. V tab. 1 snad no zjistím e, že se datum v e lik o n o čn íh o úplňku většinou posouvá o den mezi jed notlivý m i obdobími. Tuto s k u te čn o st c h a r a k t e ­ rizuje v Gaussově postupu p a ra m e tr x, je h o ž hodnoty n a lez n e m e v tab. 2. S k u tečn o s t, že ne v šechny s e k u lá r n í roky jsou přestupné, c h a r a k t e r i ­ zuje p a ra m e tr y. Dále v m etodě vystupuje číslo 30 (prů m ě rn á délka m ě s íc e ) , číslo 7 (d é lk a tý d n e ), číslo 4 (cy k lu s p řestu pných le t) a číslo 1 Č t e n á ř i , k t e r ý by c h t ě l v ě d ě t v l c , m ů ž e m e d o p o r u č i t v ý b o r n o u F r i e d r i c h o v u kn ihu „R ukověť k ře sťa n sk é c h ro n o lo g ie " (1934J. 2 U p o z o r ň u j e m e Č t e n á ř e též n a c h r o n o l o g i c k é t a b u l k y , k t e r é u v e ř e j n i l ve H v ě z ­ d á ř s k é r o č e n c e 19 00 d r . Jiří B o u š k a ( s t r . 1 29 a n á s l . j . V n i c h n a l e z n e m e n e j e n d a t a v e lik o n o čn ích nedělí, a le 1 z á k la d n í ú d aje pro k a le n d á ř.

Z laté číslo

B =

G reg orián ský k a len d á ř od 1582 do 1699

od 1700 do 1899

od 1900 do 2199

Od 2200 do 2299

Ju lián ský k a len d á ř

Zlaté č íslo

1 2 3 4

12 1 21 9

D D B D

13 2 22 10

D D B D

14 3 23 11

D D B D

15 4 24 12

D D B D

5 25 13 2

D B D D

1 2 3 4

5 6 7 8

29 17 6 26

B D D B

30 18 7 27

B D D B

31 18 8 28

B D D B

1 21 9 29

D B D B

22 10 30 18

B D B D

5 6

9 10 11 12

14 3 23 11

D D B D

15 4 24 12

D D B D

16 5 25 13

D D B D

17 6 26 14

D D B D

7 27 15 4

D B D D

9 10 11 12

13 14 15 16

31 18 8 28

B D D B

1 21 9 29

D B D B

2 22 10 30

D B D B

3 23 11 31

D B D B

24 12 1 21

B D D B

13 14 15 16

17 18 19

16 D 5 D 25 B

9 D 29 B 17 D

17 18 19

17 D 6 D 26 B

17 D 7 D 27 B

18 D 8 D 28 B

7 8

D = duben

b řezen

TABULKA 2. O bdobí

X

y

1600— 1699

22

2

1700— 1799

23

3

1800— 1899

23

4

1900— 1999

24

5

V elikon očn í n e d ě le =

V ýjim ky Místo 26. dubna bude velik. neděle 19. dubna.

Místo 26. dubna bude velik. neděle 19. dubna. Místo 25. dubna bude velik. neděle 18. dubna, je -li a > 10

(22 + d + e ) březn a =

(d +

e — 9) dubna.

19 (Metonův c y k l u s ). Jediné, co budeme potřebovat, je n e p lést se v c e lé řadě dělení. Postup je n á s led u jíc í: (1 ) L etopočet vyd ělím e 19 a zbytek o zn a čím e p ísm en em a (19 6 5:19 = = 1U3, a = 8 ). (2 ) V y p očte m e v e lič in y b a c , k te ré jso u rovny zbytkům při d ělení leto počtu čísly 4 a 7. (P ro 1965 je & = 1, c = 5.) (3 ) V y p o čte m e v e ličinu d , k te rá j e rovna zbytku při d ělení čísla

1970 1971 1972 1973 1974

29 11 2 22 14

B D D D D

1980 1981 1982 1983 1984

6 19 11 3 22

D D D D D

1990 1991 1992 1993 1994 1995

15 31 19 11 3 16

D B D D D D

1975 1976 1977 1978 1979

30 18 10 26 15

B D D B D

1985 1986 1987 1988 1989

7 30 19 3 26

D B D D B

1996 1997 1998 1999 2000

7 30 12 4 23

D B D D D

x + 19a č ísle m 30. (P ro 1965 : 24 + [19 X 8] = 176, ta kž e d = 26.) (4 ) V y p očte m e v e ličinu e, k te r á Je rovna zbytku při dělení čísla y + 2b + 4 c + 6 d č ísle m 7. [Pro 1965 : 5 + 2 + 20 + 156 = 183; 183 : 7 dává e = 1.) [ 5 ) Podle vzorce uvedeného pod tabulkou z jis tím e datum velikonoc. (P ro 1935 je 26 + i — 9 = 18, tj. ve lik o n o čn í n ed ěle byla 18. dubna.) Jak o druhý p řík lad zvolíme rok 1924: 1. m etoda: 1924: 19 = 101, zbytek 5. Z laté číslo je 6. Z tab. 1 zjistím e, že ve lik o n o čn í úp lněk byl 18. dubna, ve „ v ě č n é m " n alez nem e, že to byl pátek, tak že v e lik o n o čn í ned ěle byla 20. dubna. 2. m etoda: a = 5, b = 0 (viz v ý š e ), c — 6. Z tabulky 2 n a lez n e m e y a y . — V ý p oče t d : x + 19a = 24 + 95 = 119; 119 : 30 = 3, z b y ^ k 29, t j . , d — 29. — V ý p o če t e : y + 2b + 4c + 6d = 5 + 24 + 174 = = 203; 203 : 7 = 29, zbytek 0, tj. e = 0. Dále d + e — 9 = 20, takže v e lik o n o čn í n e d ěle byla 20. dubna. Jako dodatek k tomuto příkladu ocitu jm e prof. V. Gutha (A s tro n o ­ mie I, str. 52, 1 9 5 4 ): „T a k roku 1924 připadla rovnod ennost n a 20. III. 2 3h4 1m střed ního času je ru s a le m s k é h o ," úp ln ě k na 21. III. 6 h51m stř. času je ru s a le m s k é h o ; 21. III. 1924 byl pátek, ta k že podle sk u te čn é h o m ě s íce by v e lik o n o č n í n e d ěle m ě la být 23. III. Vidím e tedy, že i vysoce d ůmyslná c y k l ic k á pravid la se od přírody mohou po dstatn ě liš it." Abychom u šetřili čte n á řů m prá ci s výpočty, uvádím e v tab. 3 data velik o n o c od k o n c e století. Chcete-Ii, můžete si ja k o „d om ácí c v i č e n í" spočíst, n ení-li v této ta b u lce chyba tisku. Pokud jde o ju liá n s k ý k a len d á ř, tj. o období do roku 1582, je s itu a ce m nohem jednodušší, protože přestu pný byl každý čtvrtý rok bez vý­ ji m k y . K n a lez e n í data velik o n o c slouží poslední sloupec tab. 1, ze k te ré určím e datum v e lik on očn íh o úplňku ja k o fu nk ci z latéh o čísla v ju liá n s k é m k alen d áři. Postup je úplně s te jn ý ja k o při prvé m etodě u g re g o riá n s k é h o k a le n d á ře : ( 1 ) N aleznem e zlaté číslo (např. 1348 : : 19 = 70, zbytek 18, zlaté číslo 1 9 ). (2 ) Ke z latém u číslu n alez n e m e z posledního slo upce tab. 1 datum v e lik on očn íh o úplňku (např. z la té ­ mu číslu 19 odpovídá v e lik o n o čn í úplněk 17. dubna). (3 ) N aleznem e 7 věčného k a len d á ře , n a ja k ý den ve lik on očn í úp lněk připadl (např. 17. IV. 1348 byl č tv r te k ) . N ejb ližší n e d ěle po tomto datu je v e lik o ­ nočn í. (V e lik o n o c e v r o c e za ložení Karlovy university byly 20. dubna.)

P o u ž ív a t u v e d e n é ta b u lk y p ro p rv é t i s í c i l e t í s e n e d o p o r u č u je . V o t á z ­ c e v e lik o n o c , s t e jn é ja k o v ji n ý c h o tá z k á c h k a le n d á ř e , p a n o v a ly te h d y z n a č n é z m a tk y , ta k ž e v ý p o č ty p o d le u v e d e n ý c h p ra v id e l by b y ly č a s t o p ou h o u f ik c í. F r ie d r ic h v c ito v a n é k n iz e u v ád í n e js t a r š í d atu m v e li­ k o n o c p ro ro k 1 0 3 2 (2 . d u b n a ).

Z p rá vy ŽI VOTNÍ

J U B I L E U M

VLADIMÍRA

PETRA

Na prahu našeh o století, 5. března 1900, se narod il ve Štěpánově u Olo­ mouce profesor Vladim ír Petr, zaklad atel odbočky CAS a lidové hvězdárny v Olomouci, které věnoval mnoho svého volného času i v lastních fin an čn ích prostředků. Zasloužil se tak o postavení jedné z prvých lidových hvězdáren na Moravě, k terá byla vzorem i popudem pro další nadšence, takže se Mo­ rava s ta la územím s n ejh u stší sítí těch to ku ltu rních zařízení. Tém ěř všechny lidové hvězdárny u nás vznikly z velikého nadšení a obětavosti jednotlivců, k te ří si dovedli získ at aspoň m alý kroužek stejn ě, obětavých nadšenců. T ato zásluha nebyla vždy plně oceněna, ale je to záslu ha trvalá, k te rá přispívá k zvyšování kulturní úrovně národa. Prof. Petrovi p řeje naše red akce je š tě mnoho let dobrého zdraví a trv alé rad ostné životní pohody.

C o n o v é h o v a s tr o n o m ii KOMETA

B E N N E T T

Poslední kom etu m inulého roku ob­ jevil J. C. B ennett v P reto rii (A ustrá­ lie ) 28. prosince v souhvězdí Tukanu jak o difuzní ob jek t jasn o sti 8,5m. B en­ nett se zabývá hledáním kom et již řa ­ du let, 19691 Je první, kterou nalezl. Z pozorování, získaných na hvězdár­ ně v Perthu v době od 30. prosince 1989 do 3. ledna 1970, vypočetl M. P. Candy elem enty p arabolické dráhy, které uvádíme. Vzhledem k tomu, že dráha byla počítána z oblouku pouze čtyřdenního, je značně n ejistá. Podle efem eridy, kterou z uvedených e le ­

mentů p očítal J. Bouška, kom eta se až do druhé poloviny března blíží jak k Zemi, tak i ke Slunci. V druhé po­ lovině března, kdy bude n ejblíže u Slu nce i u Země, by m ěla mít ja s ­ nost asi 2m. Koncem března přejd e také z jižní polokoule na severní a je jí d eklin ace se bude ry ch le zvět­ šov at T = 1970 III. 20,296 E č co = 353,924° ) Q = 224,260° 1950,0 t = 90,323° J q = 0,541575

HA MB URG- B E RG E D O RF Dr. D. Crampton a dr. Jiří Grygar (Dominion A strophysical Obs., Victoria) publikovali d odatečně d alší údaje o hvězdě HBV 475 (viz ŘH 12/1969, str. 236). Přesná poloha (1950,0), u rče­ ná v Hamburku, je a =

20h49m02,65

S =

+ 3 5 ° 2 3 '3 7 " ,

jasn o st v oboru V byla 12,00m, barevné indexy B ~ V = + 0,38™; U—B = = — 1,01™, a sp ektra, získaná o b je k ­ tivním hranolem v Hamburku, ukáza­

1969i

VARI ABLE

475

la n ěk olik siln ý ch em isn ích čar a u ltrafialov é kontinuum. Na fo to g ra fic­ kých m apách Palom arského atlasu (Palom ar Sky Survey) Je ja sn o st hvěz­ dy v oboru B přibližně 14,4m. R eflek ­ torem o průměru 183 cm ve V iktorii byla získána 4. a 6. říjn a 1969 tři rozšířená spektra s disperzí 60 a 15 A/mm, zahrnující- m odrofialovou ob­ last. Sp ektra vykazují silné em isní Balm erovy čáry Hfi až fí 30 a silné nebulární čáry [O I I I ] a [N e I I I ] s vý­

raznou strukturou. Vodíkové Cáry Hfi až He také vykazují struktury, ale o statn í čáry Balm erovy série se jevily dosti ostré. V celku bylo identifiková­ no nejm éně 120 em isních čar v oboru vlnových délek 3540 a 5020 A. Za pom ěrně jisté je možné považovat id en tifik ace: H, [O II I], [N e III], H e I,

H e II, F e II, (F e 11], Ti 11, S II, Si II, 0 II, N III, C II, C IIJ, Mg II. H elio­ cen trick á rad iáln í ry ch lo st em isních čar je blízká nule, ry ch lo st nebulárn ích čar je přibližně ± 200 k m /s. Kon­ tinuum je výrazné pouze v u ltra fia ­ lové č á sti sp ektra. Spektrum HBV 475 NOVE

OZNAČ

V Hvězdářské ro čen ce na rok 1965 (str. 2<16—257) byl uveřejněn seznam p lanetek, obsah ující 1651 asteroid, jim ž byla přidělena pořadová čísla. Tento seznam byl doplněn o planetky č. 1652—1726 v Ř íši h v ěz d 1/1968 (str. 16— 17). Ke dni 1. ledna 1969 bylo očíslováno jíž celkem 1746 planetek. V n ásled u jící tabulce uvádíme čísla, o značení a jasn o sti planetek 1727 až 1746. V tabulce uvedená jasn o st (m 0) je tzv. absolutní jasn ost, tj. jasn o st, jakou by planetka m ěla ve vzdálenosti 1 astro n o m ick é jednotky od Země i od Slu nce. Zdánlivou ja sn o st planetky vypočtem e podle vzorce m =

rrio +

5 log A +

5 log r.

Z p lanetek, uvedených v ŘH 1/1968, dostaly n ěk teré asteroidy jm én a: 1686 — de S itte r, 1693 — H ertzsprung, 1694 — K aiser. VLASTNOSTI

T Ě S NÝCH

V A stronom ickém ústavu ČSAV se věnuje v posledních le te ch zvýšená po­ zornost a značná č á st výzkumné ka­ pacity teorií vývoje hvězd. Podle této teorie přem ěňují hvězdy v ranných vý­ vojových stad iích ve svém jád ru vo­ dík na hélium a přitom se m írně roz­ pínají. Jakm ile se vodík v jád ru vy­ potřebu je, přesunou se term o n u k leár­ ní reak ce do slupky kolem héliového jád ra. Při tom se v n ější části hvězdy začín ají rozpínat mnohem ry ch le ji a hvězda se přem ění z trp asličí (zpra­ vidla b ílé) hvězdy v červeného obra

se podobá spektru novy, ale n ěk teré čáry odpovídají spíše planetárním m lhovinám. O bjekt by mohl p řed sta­ vovat jednu etapu velm i pom alé novy ; v tomto případě je možno oček ávat sp ek tráln í a světelné změny. Dr. L. Kohoutek upozornil při této p říležito s­ ti na prom ěnnou hvězdu V 1016 Cygni = MHa 328— 116 jako na jiný em is­ ní o b jekt, jehož jasn o st také pomalu vzrůstá. Crampton a Grygar však upo­ zorňují, že velm i širok é nebulární em isní čáry ve spektru hvězdy HBV 475 hovoří proti případné souvislosti obou objektů. IAUC 2176 NÉ

P LANE TKY

Č íslo 1727 1728 1729 1730 1731 1732 1733 1734 1735 1736 1737 1738 1739 1740 1741 1742 1743 1744 1745 1746

O značení 1965 BA Goethe Link Beryl 1936 UA 1948 PH 1943 EY 1938 DL, 1928 TJ 1948 RJ, Flo irac 1966 TJ 1930 SP 1939 PF 1939 UA 1960 BC 1934 RO 1931 BJ 1949 GR 1941 SY, Brouw er

mi 14,2 12,7 13,6 13,1 11,0 11,7 14,0 12,2 11,3 13,3 12,1 13,7 13,7 14,4 12,6 12,3 13,1 14,5 12,8 10,9

J. B. DVOJ HVĚZD

TYPU

AL GOL

o polom ěru o jed en až tři řády větším než je polom ěr Slunce. Teorie vývoje hvězdy ukazuje, že ta­ to přem ěna proběhne tím ry ch leji, čím je hvězda hm otnější. Pozorování to ve většině případů potvrzují. E xistuje však významná skupina hvězd — těsné dvojhvězdy typu Algol — které jsou s touto teorií v rozporu. Tento rozpor řeší v posledních letech skupina p ra­ covníků z A stronom ického ťvstavu ČSAV pod vedením doc. dr. M. Plavce. Podle požadavků teorie vývoje osa­ m ocených hvězd sp o třebu je těžší slo ž­

ka dvojhvězdy vodík ve svém nitru první. Rozepne se, ale vzhledem k přítom nosti druhé hvězdy dostane se na mez gravitační stability a hm o­ ta z ní začne ry ch le odtékat sm ěrem ke druhé hvězdě. Během doby IQ3— 104 let ztratí 30 % až 80 °/o své hmoty. Tím se druhá hvězda stane hm otnější a „om ladí s e “. Hvězda, jež ztratila hm o­ tu, se naopak podobá červeném u obru, zůstává na mezi stab ility a pozvolna dále ztrácí hm otu po období několika desítek miliónů let. To je období dost dlouhé, a proto tolik dvojhvězdných soustav pozorujem e v tomto stádiu. Přem ěna hm otnější složky u červ e­ ného obra proběhne je n tehdy, když byly původně obě hvězdy těsn ě u sebe (a si ve vzdálenosti 10 svých polom ě­ rů ). B yla-li vzdálenost mezi složkam i dvojhvězdy větší, může se těžší složka po vyčerpání vodíku v jád ře rozepnout OKAMŽIKY

VYSÍLANÍ V

tém ěř do stádia červen éh o obra, než dosáhne meze gravitační stability a za­ čne z tráce t hmotu. Potom však n a sta ­ ne výměna hmoty s te jn ě prudká jako dříve, p řen áší se až 87 % hmoty pů­ vodně těžší složky a ta se změní buď v malou héliovou hvězdu, nebo v b ílé­ ho trp aslík a. Výměnou hmoty mezi složkam i n ě ­ který ch těsných dvojhvězd se vědečtí pracovníci A stronom ického ústavu ČSAV snaží vysvětlit také výbuchy no­ vých hvězd. Výsledky pozorováni a studií byly shrnuty v n ěkolika publi­ k acích , k terá m ají základ ní význam pro studium vývoje hvězd, protože asi polovina všech hm otnějších hvězd jsou dvojhvězdy. Výzkum sou časně získává řadu údajů o podm ínkách, za kterých dochází k vývoji hmoty ve vesm íru, čímž p řesahu je rám ec svého užšího oboru. ČASOVÝCH

PROSI NCI

SIGNÁEC

1969

OMA S0 kH z; OMA 2500 k H z ; OLB5 3170 kHz ; P ra h a 638 kHz (R ozhlas) ; DIZ 4525 kHz (N auen, NDR). — V ysvětlení k tabulce viz RH 1/1970 (s. 23) J. D. 2440+

Den 4. 9. 14. 19. 24. 29.

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

559,5 564,5 569,5 574,5 579,5 584,5

OMA 50 OMA 2500 0000 0000 0000 0000 0000 0000

0000 0000 0000 0000 0000* 0000

OLB5

Praha

DIZ

0021 0021 0021 0021 0021 0021

0000 0000 0J00 0000 0000 0000

9993 9999 9993 9999 9999 9999

TU2-TUC TU1-TUC 9860 0360 9860 9860 9860 9860

* OMA 2500: 2 2 .- -23. XII. : 0004.

9978 9963 9949 9936 9925 9915 V,. P t á č e k

Z lid o v ý c h h v ě z d á re n a a s tr o n o m ic k ý c h k ro u ž k ů NOVÝ

BĚH

POMAŤ URI TNÍ HO

STUDI A

ASTRO N O M I E Dne 25. září 1969 byl zah ájen na hvězdárně ve V alašském M eziříčí třetí běh pom aturitního studia astronom ie. Jedná se opět o dvouleté dálkové stu ­ dium s celkem osmi čtyřdenním i, č ty ř­ mi pětidenním i a dvěmi dvanáctidenními soustředěním i. Do prvého ro č ­ níku se p řihlásilo 30 posluchačů, z nichž asi polovina jsou zam ěstnan-

ci hvězdáren. O statní jsou spolu pra­ covn íci hvězdáren, případně p racu jí v astronom ických kroužcích. Prvé sou středění bylo ve dnech 25. až 28. září, druhé ve dnech 5. až 9. lis ­ topadu a tře tí ve dnech 11. až 1 4 prosince 1969. Další sou středěni bu­ dou pokračovat od konce m ěsíce úno­ ra 1970. B o h u m il M a le č e k

N o v é k n ih y

a p u b lik a c e

• Bulletin čs. a stron om ický ch ústavů, roč. 20 (1969), číslo 6, obsah uje tyto práce: L. K ohoutek: P řehlíd ka slabých p lanetárních mlhovin Schmidtovou kom orou hvězdárny v Hamburku (O blast g alak tick éh o a n tice n tra) — V. U reche: Příspěvek k in terp retaci světelných křivek těsných dvojhvězdných soustav (P okles světla během za­ tm ění) — P. A ndrle: Problém s ta b ili­ ty o scila cí podél osy sym etrie G ala­ xie (Poruchy prvního řádu v nerezonančních případ ech) — V. Matas: Poruchy líb račn ích bodů v restringovaném problém u tří těles, v znikající gravitačním a zářivým vlivem čtv rté­ ho tě le sa (E xisten ce periodického ř e ­ šen í v blízkosti lib račn ích bodů) — P. Lála a L. Sehnal: E fekty zem ského stínu v krátkop eriod ických poruchách drah um ělých družic — R. R a jch l: F o ­ to g rafick é pozorování um ělých družic Země bez pomoci re g istračn ích časo ­ vých zařízení — J. K abeláč: Vliv ve­ lik osti vyhodnocované oblasti, distorze objektivu a tran sfo rm ačn ích metod při vyhodnocování sním ku um ělé dru­ žice — J. V ondrák: Příspěvek k prob­ lému vyhlazování pozorovacích dat — V. V anýsek: F o to e lek trick á m ěření kom ety Ikeya-Sekí 1967n — J. R ajch l: Vrstva in terak ce před m eteorickým tělesem — J. Lexa: Studie sta tistic k é rovnováhy rozm ístění iontu A XIV na hlad inách v ko ron áln ích podm ínkách. Na závěr čísla jsou uvedeny opravy ke K atalogu galak tick ý ch p lanetárních mlhovin L. P erka a L. Kohoutka a re ­ cenze knihy M easure of the Moon od Z. Kopala a C. L. Goudase. Příspěvky jsou psány anglicky, resp. něm ecky, s ruským i výtahy.

• A stronom y an d A strophystcs Abstracts, Vol. 1, Part 1. N akladatelství Springer, B erlín — H eidelberg — New York, 1969; str. 435, váz. DM 72,— . — Astronomy and A strophysics Abstra cts je novou referátovou pu blika­ cí zpracovávanou A stronom ickým vý­ početním ústavem v H eidelbergu (N SR ). Navazuje na dlouholetou řadu podobných publikací, k te ré pod n á ­ zvem A stronom ischer Jah resb e rich t vycházely od roku 1899 do r. 1968

(celk em 68 svazků). A bstracts budou vycházet d vakrát ročně a budou obsa­ hovat vždy za půl roku resum é všech vědeckých pu blikací z astronom ie a astrofyziky, v y ch ázejících v pu blika­ cích a časop isech na celém světě. Vě­ deckým pracovníkům tak poskytnou v an g ličtin ě info rm ace o všech publi­ kovaných pracích . První svazek obsa­ hu je na 5000 abstraktů publikací, uve­ řejn ěn ých v první polovině m inulého roku; na knižním trhu byl již v polo­ vině p rosince 1969. Publikaci zp raco ­ vává prof. W. F rick e s kolektivem spolupracovníků (d rs. U. GůntzelLingner, F. Hennová, D. K rahnová a G. Z ech ). V předm luvě vydavatelé dě­ kují n ěk olika astronom ům v různých zem ích za pomoc a rady při organizo­ vání publikace, od nás doc. L. P erko ­ ví, generálním u sek re tá ři M ezinárodní astronom ické unie a dr. Jiřím u Bouškovi, členu kom ise pro dokum entaci Unie, který též zpracoval čs. astrono­ m ickou literatu ru , a dále pak dr. B. O nderličkovi za o bstarání resum é p ra­ cí, publikovaných ruský. Druhý sva­ zek A bstracts, který bude obsahovat výtahy z p rací u v eřejn ěn ých v druhém pololetí m inulého roku, vyjde v polo­ vině roku letošního.

• A stronom y

an d

A strophysics.

—

S p o lečn ím úsilím vědeckých astrono­ m ických ústavů v Belgii, F ran cií, Ho­ landsku, N ěm ecké spolkové repu blice a skand inávských zem ích vznikl no­ vý astronom ický časopis. Jsou v něm tém ěř výhradně v an g ličtin ě publiko­ vány vědecké p ráce z oboru hvězd a vývoje hvězd, g alak tick é struktury, -stelárn í dynamiky a m ezihvězdné hmoty, galaxií, kosm ologie, Slunce, fyzikálních procesů, p lan etárn í sou­ stavy, n ebeské m echaniky a astro ­ m etrie. Nový m ěsíčník n ah razu je řadu západoevropských vědeckých astrono­ m ických časopisů, k te ré sou časně za­ nikly. Jsou to A nnales ď A strophysique (vydávaný od r. 1938 ve F r a n c ií), Bul­ letin of the A stronom ical Institu tes of the N etherlands (vyd. od r. 1921 v Ho­ lan d sk u ), B ulletin A stronom ique (vyd. od r. 1884 ve F ra n c ií), Journal des

O bservateurs (vyd. od r. 1915 ve F ra n cii) a Z e itsch rift fur A strophysik (vyd. od r. 1930 v N ěm ecku). Časopis vydává s podporou Evropské jižní hvězdárny (E SO ) nak lad atelstv í Springer [B e rlín — H eidelberg— New Y ork ). V roce 1970 vyjdou tři svazky, je jic h ž cen a je po DM 100,—. Členy red akční rady jsou význam ní západoevropští astronom ové, předsedou je Hoianefan A. Blaauw (E S O ); vedoucím i red ak to ­ ry jsou S. R. P ottasch (G roningen) a J. L. S tein b erg (M eudon). • D ie W e r k e von J a k o b B ern o u lli. Band 1. N akladatelství B irkhSuser, B a s e l; str. 541, váz. šfr. 76,— . — Natu rforschend e G esellsch aft (P řírodo­ vědecká sp o lečn ost) v B azileji pod ja­ la se záslužného úkolu vydat v pěti svazcích dílo Jakuba I. Bernoulliho (1655— 1705), zaklad atele znam enité b azilejsk é m atem atické dynastie. P rá­ vě vydaný prvý svazek obsahuje v prvém oddílu prvé části p ráce z ra ­ ného údobí Bernoulliho, tý k a jící se astronom ie a přírodní filosofie. A stro­ nom ické práce se zabývají gnómonikou (nau ka o slu n ečn ích hod inách) a sférikou. V dalším oddílu je řada pra­ c í věnovaných helio centrick ém u u rče ­ ní drah těles s lu n e č n é h o sy stém u . — V ětšina těch to prací z prvého svazku je psána latinsky. Jediná p ráce z to­ hoto oddílu, tra k tá t o kom etě z ro ­ ku 1680— 81, je psána něm ecky. Po­ ch opitelně, že z dnešních n ašich zna­ lostí musíme mnoho názorů B em oulliových odmítnout, ale na druhé s t r a ­ ně musíme se podivovat skutečnosti, že B ernoulli tím to svým spisem po­ stupně od stranil všechny dohady o ja ­ kém koliv, zejm én a pak nepříznivém vlivu těch to nebeských těles, a to svým logickým Třírodovědeckým uva­ žováním. Už tehdy se projevilo jeho v y n ik ající m atem atické a fyzikální uvažování, které dosáhlo svého v rcho­ lu v pozdějším věku. Dnes víme, že kom eta, o níž B ernoulli tehdy psal, p atří do skupiny kom et s velkou excen tricito u , s přísluním ležícím vel­ mi blízko Slunce, a tedy s velkou oběž­ nou dobou, srovnatelnou asi s tisíci roky. — Druhá čá st prvého svazku spisů Jakuba B ernoulliho je nad epsá­

na Philosophia natu ralis. O bsahuje ve­ dle spisů z logiky, spekulativn í fyzi­ ky (dnes bychom ře k li teo retick é fy­ ziky) řadu velmi důležitých trak tátů z experim en táln í fyziky, jež všechny už ukazují na m oderně uvažujícího fy­ zika. — Ve zprávě o prvém svazku spisů Jakuba Bernoulliho nemůže být ovšem přikročeno k podrobnému roz­ boru jednotlivých prací. Okolem bylo upozornit na to, že všechny spisy bu­ dou postupně vydávány, a sice vždy s kritickým doprovodem v něm ecké ře či. Budou obsahovat n ásled u jící p rá­ ce: svazek 2. bude vyplněn takřka vý­ lučně pracem i z mládí z oboru e le ­ m entární m atem atiky (aritm etiky, geo­ m etrie a m echanik y), jež vesm ěs byly napsány před rokem 1690. Po tomto ro ce n astala, ja k je známo, n e jtv o ři­ v ě jší perioda v životě Jakuba B ernoul­ liho s velkým i objevy v teorii pravdě­ podobnosti rsvazek 3 .) a v in fin itezi­ málním počtu Leibnitzově (svazek 4.). Poslední svazek obsáhne výměnu do­ pisů s vynikajícím i vědci te h d e jší do­ by, akad em ické přednášky, pam átní­ ky, popisy c e st a jin é, aby tak histo­ rick á osobnost Jakuba B ernoulliho by­ la pokud možno n ejlép e vědecky zpří­ stupněna. — Prvý svazek, o něm ž je zde referováno, je skvěle vypraven, tištěn na v elíce kvalitním papíře a vkusně svázán. O bsahuje také re js třík n ěk olik ráte citovaných děl vynikají­ cích vědců, A rnaultem , Barrow em a Boylem p o čín aje a Vietou a W allisem konče. V osobním re jstřík u jsou s e ř a ­ zena jm éna všech v yn ik ajících vědců z doby před B ernoullim až do dneš­ ní doby. K je jic h jménům se pojí řada připom ínek, funkcí, objevů apod., tak ­ že kniha i těm ito svým i přesným i po­ znám kam i získává na cen ě jak pro m a­ tem atika nebo fyzika, tak i astrono­ ma. im m • J. Židů: P la n e tk y a m eto d y u r č o v á ­ ni j e j ic h p o lo h . Vyd. Stefán ikova hvězdárna, Praha, a Hvězdárna a pla­ netárium , Hradec Králové, 1969; str. 51. — Planetky jsou již po delší dobu ja k si na o k ra ji zájm u astronom ů. V ě­ decké ústavy ztratily většinou zájem o výzkum těch to těles, a na druhé s tr a ­ ně am atéři dosud n ed ocenili m ožnosti svého uplatnění především při pozo­

rování poJoh asteroid. Snad recen zo ­ vaná publikace vzbudí zájem o p lan et­ ky u n ašich am atérů. Byla by to za­ jisté záslužná činnost, nevyžadující cí krom ě jednoduchého astro g rafu (s ohniskovou vzdáleností tak asi 50 cm ) žádných jin ých p řístro jů ; pro vý­ počet drah p lanetek sta čí je jic h polo­ hy s přesností na 1 obl. minutu, k te ­ ré lze snadno dosáhnout např. prom ít­ nutím negativu ve fotografickém zvět­ šovacím p řístro ji na m ilim etrový pa­ pír. Z od ečtených pravoúhlých sou­ řadnic planetky a n ěk olika blízkých srovn ávacích hvězd je pak celkem je d ­ noduše možno u rčit rek tascen zi a de­ klinaci asteroidy. Jako pomůcky dobře poslouží Bečvářovy atlasy a katalog k Atlasu Goeli. O m etodách určování polohy planetek se zájem ce může po­ učit v druhé části zm íněné publikace. Je snad Jen škoda, že tato čá st je po-

m ěrně stru čn á, zv láště pokud jd e o fo­ to g rafick é pozorování. V této kapitole postrádám byť i jednoduchou metodu u rčení souřadnic planetky z negativu.' Část první, p ojed n áv ající všeobecně o asteroid ách , zabíhá místy až do pří­ lišných podrobností, k te ré mohou za­ jím at většinou je n úzce specializované am atéry; ti však patrně sáhnou rad ěji po původní literatu ře. Brožurka byla vydána ofsetem v nákladu pouze 400 výtisků. Jistě bude brzy rozebrána a v dalším vydání by snad s tá 1o za úva­ hu, ro zšířit druhou — praktickou — část, a to i na úkor zk rácen í části první. V každém případě by však pub­ lik ace potřebovala jazykovou revizí. Přesto však je n u tn o o cen it vydáni brožurky, kterou jistě mnozí naši am atéři uvítají. Podobných pu blikací z jin ý ch oborů by m ělo být více, zá­ jem ci by se jis tě našli. J. B.

U k a z y na o b lo z e v d u b n u S lu n c e vychází 1. dubna v 5h38m, zapadá v ÍS ^ I™ . Dne 30. dubna vy­ chází ve 4 ll39m, zapadá v 19hl6m. Za duben se prodlouží délka dne o 1 hod. 44 m in. a polední výška Slu nce nad obzorem se během dubna zvětší asi o 10°. M ěsíc je 6. dubna v 5h v novu, 13. dubna v 17& v první čtvrti, 21. dub­ na v 17h v úplňku a 28. dubna v 18h v poslední čtvrti. Ve dnech 3. a 30. dubna je M ěsíc v přízemí, 15. dubna v odzemí. V odpoledních hodinách 16. dubna bude v Čechách pozorova­ telný zákryt Regula M ěsícem . V P ra­ ze zmizí hvězda za m ěsíčním kotou­ čem v 16h28,7m a objeví se opět v 16h 46,7m. Na Moravě a n a Slovensku bu­ de pozorovatelný pouze apuls Regu­ la s M ěsícem . Bude v elíce zajím avé zjistit, ve kterém m ístě ve východních Cechách a na západní M oravě je ště došlo k zákrytu. Okaz by m ě'y pozo­ rovat všechny příslušné lidové hvěz­ dárny, astronom ické kroužky i je d ­ notliví am atéři. Pokud svá pozorová­ ní (č a s zmizení a objevení se hvězdy) zašlou red akci Říše hvězd, u v eřejn í­ me je. Dne 24. dubna ve 14h bude apuls A ntara s M ěsícem . Během dubna nastanou tyto kon ju nk ce M ěsíce s pla-

netam i: 7. IV. v 10h s M erkurem a v 17h s Venuší, 8. IV. v 0h se Satu r­ nem, 9. IV. v 0 h s M arsem, 19. IV. ve 20h s Uranem, 21. IV. ve 21h s Jupi­ terem a 24. IV. v 0h s Neptunem. M erkur je pozorovatelný večer po západu Slunce. P očátkem dubna zapa­ dá v 19h18m, koncem m ěsíce ve 20h 33m. V n e jv ě tší východní elon gací je M erkur 18. dubna; v tu dobu jsou ta ­ ké nejvhod nější podmínky k pozoro­ vání (M erkur zapadá ve 20h56m). B ě­ hem dubna se zm enšuje jasn o st Merkura z ■—l,4 m na + 2 ,0 m (v době elongace + 0 ,3 m). Dne 5. dubna je Merkur v příoluní, 12. dubna je v ečer v kon­ ju n k ci s e Saturnem . Počátkem dubna spatřím e v dalekohledu osvětlen té­ m ěř celý kotouček M erkura, jehož prů­ měr bude asi 5". Během dubna s e fáze planety zm enšuje, takže koncem m ě­ síce bude viditelný jen úzký srpek (prům ěr kotoučku asi 1 0 "). V enuše je pozorovatelná na večer­ ní obloze. Počátkem dubna zapadá v I9h56m, k o n c e m m ě s íc e ve 21h25m. Jasnost Venuše je — 3,3™; v d alek oh le­ du spatřím e osvětlen tém ěř celý k o ­ touček planety, jehož prům ěr je asi 11". Dne 11. dubna n astáv á k o n ju n k­ ce Venuše se Saturnem .

M ars se pohybuje souhvězdími B e­ ran a a Býka. Po celý duben zapadá p laneta asi ve 21h55m. Mars má ja s ­ n o st a s i + l,7 m, prům ěr kotoučku pla­ nety je 4". fu p it e r je v souhvězdí Panny a vzhledem k tomu, že je 21. dubna v opozici se Sluncem , je po celý m ě­ síc p rak ticky nad obzorem po celou noc. P lan eta má jasn o st — 2,0m, p rů ­ m ěr kotoučku je 41". S atu rn je v souhvězdí Berana. Pro­ tože se však 'planeta blíží do kon junk­ ce se Sluncem , k terá n astan e 3. květ­ na, n en í po celý duben ve vhodné po­ loze k pozorování. U ran je v souhvězdí Panny. N ej­ vhodnější pozorovací podmínky jsou ve v ečern ích hodinách, kdy planeta kulm inuje. Počátkem dubna zapadá Uran v 5h41m, koncem m ěsíce již ve 3 h43m. Uran má jasn o st + 5 ,8 m’ a mů­ žeme ho vyhledat podle mapky, o tiš­ těné v minulém čísle Říše hvězd (str.

39).

N eptu n je v souhvězdí Š tíra. N ejvý­ hod nější pozorovací podmínky jsou po půlnoci- Počátkem dubna planeta vy­ chází ve 22h49m, koncem m ěsíce již ve 20h52m. Neptun má jasn o st + 7,7m a mapka pro jeho vyhledání byla rov­ něž uveřejn ěn a v minulém čísle to­ hoto časopisu. M eteo ry . Maximum význačného m e­ teo rick éh o ro je L y rid nastává 22. dub­ na ve 4h. Tento m eteorický roj se vy­ značuje velm i ostrým maximem (trv á ­ ní pouze asi 55 ho d in ); m axim ální počet m eteorů je asi 12 za hodinu. Po­ zorování m eteorů tohoto ro je však bu­ de leto s značně nepříznivé, neboť bu­ de ru šit M ěsíc k rá tce po úplňku. Z nepravidelných m eteorických rojů m ají maximum čin n o sti a -V irg in ld y 9. dubna. j, g.

OBSAH J. Grygar: Zeň objevů 1969 — P. A ndrle: Umíte u rčit datum v eliko n oc? — Zprávy — Co no­ vého v astronom ii — Z lidových hvězdáren a astronom ických kroužků — Nové knihy a publi­ kace — O kazy na obloze v dubnu C O N T E N T S J. Grygar: Advances of A stro­ nomy in the Year 1969 — P. A ndrle: On the O eterm ination of E aster — Notes — News in Astronomy — From the Public O bservatories and A stronom ical Clubs — New Books and Publicatio n s — Phenom ena in April

COflEPJKAHHE H.

F p b ira p : ,H o cth > k 6h h íi a c rp o -

h o m hh b

1969 r. —

n . AH.np.ie:

O n p efleJienn e jiaT bi Ila c x H — oCmeHHH — HOMHH — BaTOpHÍ! n p y jK K O B

C.iHKaiiHH

C o-

H t o h o b o to b acTpoH 3 HapOflHbIX o čce p H

aCTpOHOMHWeCKHX H oB bie K n n n i

•—

—

HBjíeHHH b

na

h

ny-

He6e

a n p e jie

fiíšl h v ě z d ř i d l 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 . ) , Ji ří B o u š k a ( v ý k o n , r e d . ) , J- G r y g a r O. H l ad , 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 He r, O. Ob&rka, Z. Pl av c o v á , J. S t o h l ; t aj . r e d . E. V o k a l o v á , t e c h n . r e d . V. S u c h á n k o v á . V y d á v á m i n i s t e r s t v o k u l t u r y v n a k l a d a t e l s t v í Orbis, n. p., V i n o h r a d s k á 48, P r a h a 2. T i s k n e S t á t n í t i s k á r n a , 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 v ýt is k u K č s 2.50, r o č n í p ř e d p l a t n ě 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 sl u ž b a . I n f o r m a c e o p ř e d p la tn é m podá a o bjed n ávk y přijím á každ á pošta 1 d o ru č o v a te l. O bjednávky do z a h r a n i č í v y ř i z u j e PNS — ú s t ř e d n í e x p e d i c e t i sk u , odd. v ý v o z t i sk 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 Ří še h v ě z d , Š v é d s k á 8. P r a h a 5, t el . 54 03 95. R u k o p i s y a o b r á z k y s e n e v r a c e j í , z a o d b o r n o u s p r á v n o s t o d p o v íd á a u t o r . — T o to č í s l o by lo d á n o do t i sk u 2. ú n o r a , v y š l o v b ř e z n u 1970.

Tri sn ím k y z p rieb eh u p o lo t ie ň o v é h o zatm en ia M esia ca dň a 25. IX. 1969, z ís k a n é na s ú k r o m n e j h v ě z d a m i v S p i š s k é ] N avěj l/si v o h n isk u r e fr a k t o r a 10 70 m m , f = = 1000 m m ). Prvá s n im k a u k a z u je za­ jm em e o 19h55m, tj. p řib liž n é 50 m inul p o v stu p e M esia ca d o p o lo t ie ň a . Už na te jto f o t o g r a fii je ú č in o k p o lo tie ň a z ř e ­ t e ln ý ( z tem n en im ju h o z á p a d n e j č a s t i m es a č n é h o p o v r c h u ). D ruhá s n im k a je zo střed u z a tm en ia o 21h 10m a tr e tia b o la e x p o n o v a n á o 21h49m. Na tý c h to záber o c h je p o lo tie ň v elm i v ý razn ý , už aj p r e to , ž e sa p r e m ie ta l d o ju ž n ý ch m es a č n ý c h o b la s tí, k d e n iet m orí. V o všetk ý c h p r ip a d o c h b o la d lž k a e x p o z íc ie rovn a k á 11/200 s e c .) , p o u ž il som film ORWO NP 27. Na n e g a tiv o c h v š a k b o l M esia c siln o p r e e x p o n o v a n ý , a ta k so m h o m u­ s e l d o d a t o č n e z o s la b it. P o lo tieň b o l v ý ­ ra z n é v id ite ln ý a j p ri p o h la d e v o ln ý m o k o m . N a s n ím k á c h sa p r e ja v il p r e to ta k z r e t e ln e , le b o ju žn ý o k r a j M esia ca sa ta k m e r d o t k o l p ln é h o z e m s k é h o tieň a . M arián D ujnič