y
8/1972
HV Ě Z D
Z OBSAHU:
D esátá p lan eta slu n ečn f so u sta v y ? — Skvrnková in te rfe ro m e trie m ěří prům ěry hvězd — P opelavé sv ětlo Venuše — Z h isto rie slu n sčn lch hodin — Co nového v astron o m ii — Nové knihy a pu blikace — Úkazy na obloze
S m y č k o v á p r o tu b e r a n c e z 23.124. V. 1972 / k e z p r á v ě n a str. 155). S n ím k y z 23. V. v 8 h10™, 10h30™ a 24. V. v 10h10m, 10h45m, l l h10m, 11^15m, l l M 5 m a l l h55m. — Na p rvn í str. o b á lk y je g a la x ie s o u v is e jíc í s rá d io v ý m z d r o je m 3C 386 f k e z p r á v ě n a str. 154j. E x p o z ic e 30 m in. v m o d r é b a r v ě 500cm H aleo v ý m r e fle k t o r e m .
Roč. 53 (1972), č. 8
Ří še hvězd
Jiří
Bouška:
DE S ÁT Á
P L A N E T A S L U N E Č N Í SOUSTAVY?
Od objevu poslední dosud zn ám é p lan ety sluneční sou stavy — Pluta v r. 1930 C. W. Tom baughem — se č a s od času objevují p rá ce , k teré se sn aží pouk ázat na m ožnou e x iste n ci další, tran sp lu to n ick é plan ety. Poslední p rá ci toh oto druhu publikoval Joseph L. B rady z K alifornské u niversity v letošním dubnovém čísle znám ého am erick éh o a stro n o m ic kého časop isu „P ub lication s of th e A stro n o m ical S o ciety of th e P a c ific 14 (8 4 , 314; 1 9 7 2 ). A p ro to že je B rady význam ným odborníkem , a p rá ce velm i zajím avá, nebude naškodu, když s ní alesp o ň ve stru čn o sti sezn ám ím e n aše čte n á ře . J. L. B rady studoval podrobně pohyb znám é p eriod ick é kom ety H alley při 22 obězích v lete ch 295 až 1910. I když byly vzaty v úvahu všechny vlivy poruchového působení v šech devíti p lan et slu n ečn í soustavv, p řesto zů stávaly u rčité o d chylky m ezi vyp očten ým i a z pozorování u rč e ným i okam žiky časů průchodů k om ety přísluním . Další studium, sam o zřejm ě s použitím so u časn é m oderní v ý p o četn í tech n ik y , pak u kázalo, že ty to odchylky je m ožno té m ě ř z c e la v y sv ětlit působením h y p o tetick é tran sp lu to n ick é p lan ety . Bylo ta k é možno v y p o číta t elem enty dráhy p řed pok lád an éh o tě le sa , k teré pro zajím av o st uvádím e: T w fí i e a
= = = = =
1635 181° ) 115,75° 1950,0 120° J 0,07 59,93575 AU.
U rčím e-li podle III. K ep lerova zák o n a z délky velk é poloosy dráhy oběžnou dobu, vyjde 464 rok ů ; p ro to že poslední průchod p lan ety příslu ním n astal v r. 1635, v y ch ází p říští průchod p erih elem v r. 2099. Jak je z u veden ých elem entů vidět, p řed p o k lád an á p lan eta se m á pohybovat re tro g ra d n ě — tedy o p ačn ý m sm ěrem než v šech 9 zn ám ých p lan et — a její oběžná rovina m á sv íra t s ekliptikou z n ačn ě velký úhel 60°. Z dosud zn ám ých p lan et slu n ečn í sou stavy m ají n ejvětší sklony drah Pluto (1 7 °) a M erkur (7 ° ) . S třed n í v zd álen o st d esáté p lan ety od Slunce by m ěla být tém ěř p řesn ě d v a k rá t větší než je střed n í vzd álen ost N eptuna od Slunce (3 0 ,1 9 A U ). E x c e n tric ita d ráh y p řed pok lád an é p la n ety je pom ěrně m alá, stejn éh o řád u jako jsou e x ce n tricity Marsu, Jupi te ra , S atu rn a a U rana, p o d statn ě m enší než e x c e n tric ity drah M erkura a Pluta.
H m ota h y p o tetick é p lan ety by m ěla být podle B radyho výpočtů zn ačn ě velk á — 0,0009 hm oty Slunce, tj. zhruba ste jn á jako je hm ota n ejvětší p lan ety slu n ečn í sou stavy, Ju p itera. Za předpokladu, že by h y p o tetick á p lan e ta m ěla stejn é albedo jako Pluto a p řim ěřen ou h u sto tu, byla by její jasn o st pom ěrně velká, asi 13 m nebo 1 4 m. J. L. B rady zkoum al tak é vliv h y p o tetick é p lan ety na pohyb d alších dvou p erio d ick ých kom et, Olbers a P ons-B rooks, k te ré m ají nepříliš odlišné oběžné doby a vzd álen osti odsluní jako k om eta H alley: P lH alley P /O lbers P /P ons-B rooks
P =
76,03 roku 69,57 70,86
Q =
35,31 AU 32,65 33,47
K om eta H alley se pohybuje re tro g ra d n ě (z = 1 6 2 °), obě d alší p erio dické k om ety d irek tn ě (z = 45°, resp . 7 4 ° ). Jak P/Olbers, tak i P /PonsBrooks však byly pozorovány n esro v n ateln ě m éně ča sto než P /H alley : toliko při tře ch n á v ra te ch do p erihelu (1 8 1 5 , 1 8 8 7 ,1 9 5 6 , resp . 1 8 1 2 ,1 8 8 4 , 1 9 5 4 ); avšak i u obou zm íněn ých p erio d ick ý ch kom et se tak é ukázalo pod statn é zlep šen í v d iferen cích m ezi vyp očten ým i a pozorovaným i okam žiky průchodů p erih elem při uvážení poru chovéh o působení zm í něné h y p o tetick é p lan ety. Co bychom m ěli dodat na záv ěr stru čn éh o re fe rá tu o dosti obsáhlé Bradyho p rá c i? Snad jen tolik, že e x iste n ce velm i h m otné p lan ety , obí h ající kolem S lunce ve v zd álen osti 60 AU zp ětn ým sm ěrem po d ráze zn ačn ě sk lon ěné k ek lip tice, n ik terak n ezap ad á do n ašich d nešních p řed stav o slu n ečn í sou stavě. To však není arg u m en t, p rotože do n ašich p řed stav n ezap ad alo v astro n o m ii už le cc o s . Také n ám itka, že těleso o jasn osti 13m— 14m by už asi bylo n alezen o, není z c e la spoleh livá. Údaj o jasn osti h y p o tetick é p lan ety bude pravděpodobně n ejm én ě přesným ze všech údajů a p lan eta, jestliže existu je, m ůže být d o ce la dobře o řadu m agnitud slabší. Pak by to s náhodným objevem už bylo h orší, zv láště uvážím e-li ještě velm i m alý pohyb tak to vzd álen ého tě le s a na obloze a vzhledem ke sklonu dráhy tak é velkou v zd álen o st p řed p ok lád an é p la n ety od ekliptiky (v so u časn é době asi 4 5 °), tedy od oblasti, kde se h ledají nové astero id y . Jak si jistě každý povšim l, elem en ty dráhy bylo m ožno u rčit s pom ěrně m alou p řesn o stí (s výjim kou délky výstupného uzlu) a v yp očten é elem enty se mohou p a trn ě i o dost lišit od sk u te č ných elem entů d ráh y, jestliže p lan eta existu je. A p rotože chyby v e le m en tech dráhy se nutně p rom ítají i do chyb v efem erid ě, p řed p ok lád an á d esátá p lan eta by m ohla být na obloze dosti vzd álen a od polohy vy p očten é. Není pochyb o tom , že k rá tc e poté, co B radyho p rá ce vyšla, n astalo na řad ě h vězdáren p átrán í po p řed p ok lád an é p lan etě. V době psaní toh oto člán k u (k o n e c č e rv n a ) však trv a lo hluboké m lčen í, pokud je autorovi znám o. B udoucnost tedy ukáže. Bradyho p rá ce je velm i seriózní a zn a čn ě p řesv ěd čiv á, publikované údaje se zdají být v elice průkazné. Pro e x iste n ci h y p o tetick é transp lu ton ick é p lan ety se zdá do z n ačn é m íry sv ěd čit již e x iste n ce p erio d ic kých kom et H alley, Olbers a Pons-Brooks, k teré by m ohly tv o řit rodinu takovéto p lan ety a svým d rah ám v d ěčit za p řítom n ost p řed pok lád an é p lan ety.
SKVRNKOVÁ I N T E R F E R O M E T R I E MĚŘÍ P R Ů M Ě R Y HVĚZD Za n orm áln ích okoln ostí o p tick é a b e ra ce a zejm éna vliv zem sk é a tm osféry (se e in g ) nedovolují využít teo retick o u ro zlišo v ací sch o p n o st velk ých dalekohledů. Kdyby ro zlišen í dalekohledu bylo om ezeno jen d ifrak cí, tj. ohybem sv ětla na o k raji objektivu, pak by n apř. u p ěti m etrovéh o dalekohledu měl m ít obraz bodového zd roje prům ěr n ecelé tři setiny vteřin y. Ve sk u tečn o sti však prům ěr obrazu hvězdy jen výji m ečn ě klesn e pod 0,5 ". Již před lety však fran co u zští astronom ové Rosch a T exereau zjistili, že při vysokém zvětšen í lze obraz hvězdy, tvořený velkým d alek ohledem , ro zlo žit na jednotlivé ry ch le se m ěn ící skvrnky, jejich ž ro zm ěr je p rávě roven teo retick ém u difrakčním u prů m ěru. P racovn ík m eudonské o b serv ato ře A. Labeyrie te o re tick y a z ce la nedávno spolu s Gezarim a S tach n ik em z u niversity státu New York i p rak tick y ukázal, že an alýzou tě ch to skvrnek lze získ at n ěk teré in fo r m ace o zdroji sv ětla. N elze s ice s e stro jit přesný obraz objektu, neboť zázn am em sv ětla se z trá c í in fo rm a ce o fázi, obdrží se však všech ny střed ov ě sy m etrick é údaje: prům ěr, zp loštění, ok rajové ztem nění, v p ří padě dvojhvězdy těsn ější než asi 2" i vzd álen ost a poziční úhel složek, a to s rozlišením , k te ré odpovídá d ifrak ci. Skvrnkové obrazy nutno po řídit s velm i k rátk ým i exp ozicem i a v úzkém sp ek tráln ím oboru. Jm éno-vaní au toři p roto při pozorován í s p ětim etrovým dalek ohledem H aleových o b servatoří (M ount P a lo m a r) použili e le k tro o p tick ý ch zesilovačů obrazu, a byli sch opn i z a c h y tit sk vrn kové obrazy hvězd až 9 m. Příklad získ an ých obrazů hvězdy s n ero zlišiteln ý m prů m ěrem (V e g a ) a hvězdy s prům ěrem dobře m ěřiteln ý m (B e te lg e u z e ) je na obrázku na druhé stra n ě přílohy. A nalýza sk vrn k ových obrazů se provádí op tick ým sy s té mem , k terý je osvětlován la se re m a v y tv áří Fou rierovu tra n sfo rm a ci skvrnkového obrazu. V ýsledkem je d vojrozm ěrný ekvivalen t závislostí p ozorovan ých M ichelsonem a P easem na Mount W ilsonu ve d v a cá tý ch > letech . Vliv seein gu a o p tick ý ch a b e ra cí se vylučuje porovnáním tr a n s fo rm ace m ěřené hvězdy s tra n s fo rm a c í blízké hvězdy s n erozlišiteln ým prům ěrem . Příklady dvojic tak o v ý ch tra n sfo rm a cí jsou na tře tí str. p ří lohy. První prům ěry několik a hvězd, získané tou to m etodou, souhlasí s dřívějším i výsledky in te rfe ro m e trick ý ch m ěření. U C apelly, o níž je znám o, že je těsnou dvojhvězdou, m ohli au toři u rčit vzd álen ost (0 ,0 5 7 " ) a poziční úhel složek i jejich rozdíl jasn ostí. B eta Cephei se u kázala být rovněž dvojhvězdou, se slab ší složkou ve vzd álen osti 0,255". P rotože však rozdíl jasn ostí složek je zde 5m, není slabší složk a vizuálně pozo ro v ateln á. Prům ěr B etelgeu ze závisí poněkud na sp ek tráln ím oboru, a je u ní zn ateln é ok rajové ztem něn í. U žád né hvězdy nebylo zjištěn o zp loš tění. Nová m etoda je p om ěrn ě jed n odu ch á a velm i slibná. Mimo jiné se již používá ve sp ek tráln ím oboru 1 um k zjišťování p rach o v ý ch v rstev kolem hvězd, dále k m ěření o k rajovéh o ztem nění hvězd ve viditelném a u ltrafialovém oboru a k u rčen í zm ěn rozm ěrů Miry. Vyvíjí se televizní
systém , k terý by p oskytoval okam žitou Fou rierovu tra n sfo rm a ci. Před pokládá se, že v budoucnu p rop ojen í n ěkolik a teleskop ů um ožní se s tro jit optickou an alo g ii tzv. sy n te tick é ap ertu ry (m eto d a používaná v ra d ioastron om ii] a získ at tak sy stém s extrém n ě vysokou ro zlišo v ací sch opn ostí. Po úspěších při u rčo v án í prům ěrů hvězd in ten zitn í in te rfe ro m etrií a s pom ocí zák ry tů hvězd M ěsícem d o stáv á tak astro n o m ie další m etodu, jejíž plné využití m ůže p řin ést velm i závažn é výsledky. / P odle A stro p h y s. Jo u rn a l, V ol. 173, L I, 1 9 7 2 .) Zdeněk Pokorný:
P O P E L A V É SVĚTLO VENUŠE Před více než třem i stoletím i, v ro c e 1643, zjistil Giovanni R iccioli, že v období okolo dolní konjunkce září n eo sv ětlen á polokoule Venuše slabým m od rozeleným světlem . Úkaz p řipom íná popelavé světlo M ěsíce. V průběhu doby se n ash rom ážd ila řa d a pozorování toh oto jevu a vznikly nejrů zn ější dom něnky o původu p opelavého sv ětla Venuše. Podle J. R heinauera (1 8 5 9 ) a C. Z engera (1 8 8 3 ) je p opelavé světlo způ sobeno Zemí, k te rá osvětluje n očn í stran u V enuše (jd e ted y o an alogii popelavého sv ětla M ěsíce), V. Š afařík se v ro ce 1873 pokusil v y sv ětlit úkaz fo sfo re sce n cí oceán ů n a Venuši. }. Lam p v ro c e 1887 poprvé uvažuje o m ožných p olárn ích z á řích na noční stra n ě Venuše, jejichž intenzívní světélkován í ve svém souhrnu způsobuje popelavé světlo. Nechybí sam ozřejm ě ani n ázor, že popelavé světlo není reáln ý úkaz, a že vzniká buďto v důsledku op tick ý ch vad používaných dalekohledů nebo jako fyziologick ý úkaz n a sítn ici oka (v še ch n a pozorování pope lavého sv ětla jsou totiž v izu áln í). S p ek tro sk op ick á pozorování n edávají p řesvěd čivé výsled k y. V r. 1954 N. A. K ozyrev sice re g istro v a l sp ektru m n oční stra n y Venuše, v němž identifikoval em isní č á ry ionizovaného dusíku, ch a ra k te ris tic k é i pro sp ek tra pozem sk ých p olárn ích září, av šak op akovan á p ozorování (T. Owen 1962, E. H. R ich ard son 1960 a j.) d ala n eg ativ n í výsledek. Zajím avé souvislosti m ezi okam žiky pozorován í popelavého sv ětla na Venuši a geom ag n etick ý m i poru cham i zjistil v r. 1969 J. S. Levine. Roz borem 129 pozorování popelavého sv ětla, sp atřen éh o v období dolní konjunkce p lan ety , zjistil vzrůst g eo m ag n etick éh o indexu ch a ra k te ri zujícího p oru šen ost zem ského m ag n etick éh o pole v době pozorování úkazu na Venuši. T ato k o re la ce svěd čí podle Levineho ve p ro sp ěch do m něnky o vzniku popelavého sv ě tla v důsledku e x iste n ce p olárn ích září na Venuši. Sluneční korpuskule vyvržen é do p ro sto ru bom bardují po příletu k Venuši její n eosvětlen ou stran u , dávají vznik polárn ím zářím a způsobují sou časn ě poruchy zem ského m ag n etick éh o pole. K o relace m ezi g eo m ag n etick o u aktivitou a p ozorováním i p opelavého světla na Venuši v y v rací n ázor, že úkaz je n e re á ln ý — so tv a lze p řed pokládat, že p ozorovatel je n ách y ln ější mít zrak ové iluze v průběhu n ocí s m ag n etick ý m i porucham i. U vedená dom něnka m á však tak é své slabé strá n k y . V zhledem k ry c h lostem slunečního větru 3 0 0 — 350 km /s (jen zřídka až 600 k m /s) musí
slu n ečn í korpuskule p řich á z e t k Zemi se zpožděním nejm éně 24 hodin. Z m ěření m agn etick éh o pole v blízkosti Venuše, p roved ených sondam i V en era 4 a M ariner 5, k te rá v ro ce 1969 an aly zo v ali Dolginov, Jerošen ko a Davis, vyplývá, že re g istro v a n é hodnoty ch arak terizu jí m ezip lan e tárn í m ag n etick é pole slu n ečn íh o původu, ro tu jící se Sluncem , z a tím co horní h ran ice v lastního m ag n etick éh o pole V enuše činí 1 0 -4 zem ského dipólového p ole. Je zde tedy otázk a, zda pom ěrně slabé m ag n etick é pole V enuše s ta č í k z a ch y ce n í slu n ečn ích č á s tic , k teré by vyvolaly polárn í záře m nohem inten zivn ější než pozem ské. W. McD. N apier (1 9 7 1 ) se v ra c í k h ypotéze, podle níž je popelavé světlo odraženým sv ětlem Země. T ato dom něnka zd alek a není tak n e reáln á, jak se snad n a první pohled zdá. Je-li Země na Venušině obloze v zenitu, m á vizuální m agnitudu asi — 6,6. To odpovídá h ustotě s v ě te l ného toku 900 lm /km 2. A tm osféru Venuše však osvětlují i hvězdy, a podle van Rhijna je ten to sv ěteln ý tok ekvivalen tn í 1440 hvězdám m agnitudy 1,0 [v če tn ě příspěvku hvězd z M léčné d rá h y ]. N oční stran u Venuše osvětluje jen polovina tě ch to hvězd; hustota světelnéh o toku činí asi 300 lm /km 2. N avíc je nutno p řičíst i vliv rozp týlen éh o zodiakálního světla — odhadem v y ch ází p říspěvek 100 lm /km 2, tak že celk ový světeln ý tok na čtv e re čn í k ilo m etr a tm o sféry Venuše se Zemí v zenitu dosahuje přibližně 1300 lm. P řed p ok lád ám e-li, že d op ad ající zářen í je odraženo difúzně a albedo m raků činí 0,6, pak jas noční oblohy je 1 3 0 0 X 0 ,6 /X cd /k m 2, tj. 2,4 X 1 0 -4 cd /m 2. V ezm em e-li v úvahu, že zen i tová vzd álen ost Země na n očn í polokouli se poněkud m ění, je prům ěrný jas n očn ích V enušiných m raků asi 1 ,6 X 1 0 -4 cd /m 2. O tázka nyní zní: S ta čí te n to jas k tom u, aby pozem ský p ozorovatel sp atřil na hvězdném pozadí n eosvětlen ou polokouli p la n e ty ? H. R. B lack w ell (1 9 4 6 ) p rovád ěl za tím to ú čelem řadu exp erim en tů a zjistil, že prahový jas hvězdné oblohy je 3 ,2 X 1 0 -3 cd /m 2 (p o č ítá se přitom s 50% pravděpodobností zazn am en án í ú k azu ). V b líz k o sti' dolní k on junkce je však u h orizon tu jas oblohy asi 1 0 -1 až 1 0 -2 cd /m 2, tak že p opelavé světlo leží pod p rah em vid iteln osti. Pravděpodobnost sp atřen í p opelavého světla je v tom to období z n ačn ě nízká. Teprve poté, co se zvětší e lo n g ace p lan ety , poklesne jas hvězdné oblohy (p ři m axim áln í elo g n aci 43° je roven přibližně 1 0 -4 cd /m 2) a popelavé světlo se pozo ruje relativ n ě ča sto . Rozbor p ozorován í, k terý provedl J. S. Levine (1 9 6 8 ) u kázal, že p o zo ro v atelé n e jča s tě ji zazn am en ali p opelavé světlo při úhlech 21°— 30° (ú h el 0° odpovídá dolní konjunkci, 180° h o rn í) a pro úhly nad 80° jev nebyl vůbec zazn am en án . V lastní zářen í atm o sféry Země ( ! ) čin í okolo 4 0 % zářen í hvězdné oblohy (S . K. M itra 1 9 5 1 ). F o to m e trick á pozorování ukazují, že toto vlastní zářen í vykazuje zn a čn é denní, sezónní a n epravid eln é fluk tu ace, p řičem ž se zjistilo, že obvzlášť velk é a n epravid eln é flu k tu ace n astáv ají v obdobích m ag n etick ý ch p oru ch. W. N apier n a ch á z í lo g ick é vysvětlení pro k o relaci mezi g eo m ag n etick ý m i p oru cham i a pozorováním i p o p ela vého sv ětla V enuše: Během n ocí se zn ačn ý m i g eo m ag n etick ý m i poru ch am i d ochází pravděpodobně ke sn ížení jasu zem ské atm o sféry , což um ožňuje p ozorovat p opelavé sv ětlo . N ep ravidelnosti vlastního zářen í atm osféry pak mohou v y sv ětlit n áh lá objevení a zm izení popelavého světla, k terá se sk u tečn ě pozorují.
Z H I S T O R I E S L U N E Č N Í C H HODI N S luneční hodiny jsou nepochybně n ejstarším časo m ěrn ý m zařízením , kteréh o lidstvo použilo. Pohyblivý a k poledni se zk ra cu jící stín p řed m ětů byl d o statečn ě výrazn ým úkazem závislým na ča s e a k jeho m ě ření byl tak é využit. H istorií astro n o m ie i ča so m ě rn é tech n ik y se vine bohatá šk á la n ejrů zn ějších forem slu n ečn ích hodin. K m ěření času využívají jednak výšky S lunce nad obzorem a jí odpovídající délky stínů, jednak hodinového úhlu Slunce a d ále pak azim utu Slunce. P ochop iteln ě první typy hodin vznikaly v době, kdy pojem hodinového úhlu nebyl vůbec v dnešním sm yslu zaveden, a využívaly ke stan oven í času především výšky Slunce nad h orizon tem . N ejstarší znám é sluneční hodiny tak ovéh o typu p och ázejí z E g y p ta z období vlády T hutm ósise III. kolem roku — 1500. Čas se na nich u rčo v al z délky stínu vodorovné laťky, m ířící k severním u bodu obzoru. Časovým jed n otk ám zde jen obrazně m ůžem e řík a t hodiny — dělily den na 6 dílů dopoledních a 6 odpoledních. V poledne se hodiny o tá če ly o 180°, tak že ta tá ž stu p n ice m ěřila z k ra cu jící se stín dopolední a prodlužující se odpolední (obr. 1 ). D okonalejší byly egyp tsk é hodiny z doby h elén sk é kultury kolem roku — 300, k teré m ěly v y zn ačen y dopolední i odpolední hodiny, v po ledne se rovněž o tá če ly a m ěly už stupnici hodin zn ačen o u s ohledem na různou výšku S lunce v rů zn ých obdobích roku. Dalším p řirozeným krokem byla sn ah a v y zn ačit pohyb Slunce po um ělé obloze. Z ařízení, v něm ž tato m yšlen k a byla dovedena do k once, je připisováno chald ejsk ém u knězi a astronom ovi jm énem B eros. Ř ešení sp očív á v tom , že stu p n ice hodin d o stala tv a r „vzhůru n o h am a“ ob rá cen é nebeské klenby ve tvaru polokoule, na níž je vrhán stín hrotu ty če , um ístěného v jejím středu a před stavu jícího Slunce. T ento p řístroj, n azývaný hem isférium nebo sk afé, zn ázorň uje č a s již pom ocí hodino vého úhlu S lunce — tedy úhlu, k terý svírá rovina poledníku s rovinou hodinové kružnice Slunce. Je tedy svým p ojetím z ce la m oderní, pokud m ám e právo o m od ern osti tak h isto rick éh o zařízen í, jako jsou slu n ečn í hodiny, vůbec m luvit. Skafé může snadno v y zn ačit so u časn ě denní dráhu Slunce vzhledem ke světovém u rovníku, p řípadně výšku i azim ut Slunce (viz obr. 2 ). P rotože č á s t um ělé nebeské klenby sk afé je z ce la nevyužita, vede d alší vývoj k om ezení této p lochy a vzniku několika
V lev o obr. 1. N e js ta r š í z n á m ý ty p s lu n e č n íc h h o d in . — V p rav o o br. 3. V ztah m ezi k la s ic k ý m g n ó m ó n em a h o r iz o n tá ln ím i slu n eč n ím i h o d in a m i s u k a z a te le m v e sm ěr u s v ě t o v é o sy .
d alších odvozených ty pů, n apřík lad h em icyclia, k teré používá jen pás mezi oběma ob ratn í ky. Dnes lze těžko ro z hodnout, zda uvedený typ hodin vývoje p řed ch ázel gnóm ónu, kde čas o d ečítám e rovněž z polohy hrotu u k az a te le jako m á sk afé, ale na rovinné stupnici, k te rá vznikne prom ítnu tím stu p n ice h em icy clia z hrotu u k azatele na ro vinu stu p n ice gnóm ónu. Výhody gnóm ónu sp o čí vají ve sn adn é p řístup nosti celéh o zařízení, k teré může být i ro z m ěrn ější; bylo často s ta věno na v eřejn ý ch p ro stran stv ích . Ranní a ve- Z d i n ^ v a n é h ^ k a l é ! ^ čern í hodiny se o d ečítají ve zn ačn é vzd álen osti od u k a z a te le , což je zase nevýhoda. P očátk em n aší éry byl učin ěn v oboru stavby slu n ečn ích hodin velký objev: svislý u k azatel gnóm ónu byl p ostaven šikm o tak , že byl rovn o běžný se světovou osou a m ířil k severním u světovém u pólu. P ozoru hodné je, že číselník gnóm ónu n em usel být m ěněn, pouze bylo nutno zak otvit u k azatel v tě ch m ístech , kde se u běžného gnóm ónu n ach ází bod, z něhož se rozbíhají linie z n a čící hodiny. Hodiny pak ukazuje stín celé h ran y u k azatele, rie pouze jeho h ro t, tak že č a s je možno sn áze o d ečítat (ob r. 3 ) . Vznikl tak n ejd ok on alejší, k lasick ý typ slu n ečn ích hodin — hodiny h orizon tální, m ěřící č a s hodinovým úhlem Slunce, typ, který v sobě p ředevším sk rý v al d alší m ožnosti vývoje, jež nebyly plně vy čerp án y dodnes. Není p řed evším nutné, aby číselník hodin byl právě horizon tální, může být v ertik áln í a tak ové hodiny najdou své m ísto na stě n á ch budov. Číselník m ůže ležet ve z ce la obecné rovině, může být válcovou plochou, kulovou či z ce la obecnou plochou nebo kom binací n ejrů zn ějších rovin či ploch. Z v láště velk é bohatství forem slu n ečn ích hodin se objevuje za re n e sa n ce . Sluneční hodiny jsou v y ry ty do slonové kosti v podobě knížky, k te rá se ro zv írá do kom binace h o rizon tálních a vertik áln ích hodin, n ach ázím e je ve z la ce n ý ch koulích podoby m inia turního sk afé nebo ce lé světové sféry , najd em e je z laté sk lád ací v p rsten ech s m iniaturním i k om pasy, k teré um ožňovaly jejich o rien ta ci, i v bohatém provedení na zd ech zám ků i m ěšťan sk ý ch domů. K rom ě hodinového úhlu S lunce se č a s m ěří znovu pom ocí výšky Slunce nad h orizon tem . V yn alézavá h ra v á re n e sa n ce objevila a použila tolik typů slu n ečn ích hodin, že na d alší s ta le tí zbyly už jen paběrky (viz obr. 4 ).
Obr. 4. R ůzné ty p y r e n e s a n č n íc h a b a r o k n íc h h o d in : H od in y s e stu p n icí v r o v in ě s v ě t o v é h o ro v n ík u ( 1 ) , r e n e s a n č n í p ř e n o s n é h o d in y ty p u s k a f é ( 2 ) , s lu n eč n í h o d in y v p o d o b ě a rm ilá rn í s f é r y (3 , 4 ) a s lu n e č n í v á l c o v é h o d in y z 18. s to le tí, k t e r é č a s m ě ř ily p o m o c í v ý šk u S lu n c e n a d h o r iz o n tem (5 ) .
B arokní 17. sto letí zn am en á pro slu n ečn í hodiny ústup ze slávy a na jejich m ísto n astu p u jí zp řesn ěn é hodiny m e ch an ick é. S luneční h o diny jsou dále používá ny v širších lidových v rstv ách č a sto v levném p rovedení, n ěk teré ry té v m osazi, jiné pouze z papíru n alep enéh o na dřevěnou d estičk u nebo lepenku. T aková h ro m adná výroba hodin by la ro z šíře n a hlavně ve slu n ečn é Itálii v osm n á cté m a p o čátk em d e v a te n á cté h o sto letí. Sluneční hodiny dosud m ěřily p ravý slu n ečn í ča s, k terý definujem e jako hodinový úhel S lunce ± 1 2 hodin. Víme, že hodinový úhel je sou řad n ice rovníkové sou řad né sou stavy I. druhu a že se m ěří v hodinách (1 hodina = 15°) od jižní větve m eridiánu ve sm ěru denního pohybu. V době, kdy se p řesn o st m e ch a n ick ý ch hodin z a č a la zvyšovat, bylo nutné p om ýšlet ta k é na úpravu času . P ravé S lu nce se totiž po obloze pohybuje nepravid eln ou ry ch lo stí. Hodinový úhel m ěřím e rovnoběžně s denním i d rah am i hvězd, a le denní d ráh a S lunce není s tím to sm ěrem rovnoběžná, p rotože se S lu nce vzhledem k tom uto sm ěru pohybuje šikm o — v ek lip tice. K on ečn ě ani pohyb Slu nce v e k lip tice není ro v n o m ěrný. P roto je i p ravý slu n ečn í č a s n erovn om ěrn ý, s hodinam i n estejn é délky a n ejsn ad n ěji si s ním p orad í p rávě slu n ečn í hodiny. Pro m e ch a nické hodiny, jejich ž id eálem je rovn om ěrn ý chod, byl zaved en rovn o m ěrně plynoucí střed n í slu n ečn í č a s . Č ten áři je jistě znám o, že rozdíl obou časů vyjad řu je tzv. ča so v á ro v n ice. Její n ejvyšší h odn ota d osahuje 16 m inut 23 vteřin kolem 3. listopadu. Další zd okon alen í slu n ečn ích hodin řeší p rávě požadavek, aby sluneční hodiny u kazovaly i středn í slu n ečn í čas. T ento požadavek byl v y řešen objevem a n a le m a tick ý ch
Příklady
Fourierových
tra n s fo rm a cí. Capella ( a Aur) a (i Cep jsou d v o jh v ězd y , B etelgeu ze ja Ori), Aldebaran Arkturus (a B oo), a Her a Antares (a Sco) mají m ěřitelné p rů m ěry .
fa
T au ),
B a r o k n í n á s tě n n é slu n eč n í h o d in y z R a k o u s k a .
S lu n ečn í h o d in y
v p o d o b ě a r m ilá r n í s fé r y . P ř ík la d m o n u m en tá ln ě p o ja t ý c h h o d in z p rv n í p o lo v in y 20. sto le tí.
Skvrnkové
obrazy
Vegy (n em ěřiteln ý prům ěr, n ahoře) z elen á, žlutá a červ en á. (Obr. na
a B etelgeu ze (d o le) v různých b arv ách . Zprava 2. a 3. str. přílohy k článku na str. 147.)
do
leva: m o d rá ,
slu n ečn ích hodin, k teré berou v úvahu časovou rovn ici. Křivka an alem a byla o statn ě znám a ú dajně již velm i dávno — za e g y p tsk ý ch P to lem aiovců ve 2. stol. př. n. 1. V yvrcholením k lasick éh o vývoje slu n ečn ích hodin je k on stru k ce jejich p recizn í form y — h e lio ch ro n o m etru , k terý co do form y není n ik terak objevem — jde o k la sick é hodiny v podobě arm ilárn í sféry a u k azatelem je p olárn í osa o rien to v an á rovnoběžně se světovou osou. H elioch ron om etry však vyn ik ají p recizn o stí provedení, tak že při použiti stu p n ice s noniem um ožňují m ěřit č a s s p řesn ostí na několik vteřin. Jestliže m oderní doba je obdobím oživeného zájm u o h isto rick é p řed m ěty, zn am en á tak é vzrůst zájm u o slu n ečn í hodiny. Jsou pilně sbírány, tak že origin áln í exe m p lá ře už těžk o sežen em e a vyráb ějí se kopie h isto rick ý ch slu n ečn ích hodin. Jsou sériově vyráběny slu n ečn í hodiny pro park y, m oderního vzhledu i m a te riá lu a k lasick é k o n cep ce. Jsou však také objevovány a používány nové typy slu n ečn ích hodin n ek o n v en č ního provedení, jak je um ožňuje tv aro v é bohatství m oderní a rch ite k tury. Mají často spíše podobu a b strak tn í p lastiky. Takové jsou n apřík lad hodiny v R egensdorfu v podobě jak ési k ry stalo v é drúzy, u kazující stře d ní slu n ečn í ča s, nebo p ro jek t hodin pro Floridu ve tvaru obecné v álco v é plochy s vytvářejícím i přím kam i ve sm ěru světové osy. V n ěk terém z p říštích čísel Říše hvězd se vrátím e ke k lasick ým slunečním hodinám s h orizon táln ím číselníkem a proberem e dopodrob na finesy tohoto typu slu n ečn ích hodin.
Zprávy ZLATÁ
PLAKETA
ČSAV AKADEMI KOVI
A. Z Á T O P K O V I
U příležitosti 65. narozenin udělila Československá akadem ie věd zlatou čestnou plaketu „Za zásluhy o vědu a lidstvo** akadem ikovi Aloisovi Zátopkovi, profesorovi geofyziky m atem atick o -fy zik áln í faku lty U niversity Karlovy, n osi teli Řádu práce a laureátu s tá tn í cen y Klem enta Gottwalda. Redakční rada srd ečn ě blahop řeje.
Co nového v astronomii KOSMICKÁ S P OL U P R Á C E Již d elší dobu dochází k vzájem ným návštěvám kosm ických odborníků a astronautů obou kosm ických velm ocí, i k vým ěně zkušeností, především v oborech kosm ické biologie a m edicíny. V širším rozsahu došlo k úzké spolupráci sovětských a am erický ch odborníků v červ en ci 1969, kdy na dráze kolem M ěsíce obíhala ja k am erick á kosm ická lod Apollo 11, připrav u jící se na přistání prvních astro nautů na M ěsíci, tak sovětská autom atická lunární sonda Luna 15. V zájmu zajištěn í hladkého průběhu obou experim entů došlo k rozsáhlé vým ěně inform ací. Významným dokum entem , který se stal základem širo k é spolu-
i S S S R — USA
práce S S S R a USA v oboru kosm onautiky, byl známý protokol, podepsaný 29. X. 1970 zástupci AV S S S R a NASA. Došlo též ke zřízení přím é dálnopisné linky mezi kosm ickým i středisky obou velm ocí, která říd ila let m eziplanetárních sond M ariner 9 a Mars 2 a 3. Akademie věd S S S R a am erický Národní úřad pro letectv í a astronautiku si také vym ěnily vzorky m ěsíčn ích hornin, dopravených na Zemi v rám ci programů Apollo a Luna. K dosud nejvýznam nějším u kroku při spolupráci obou velm ocí došlo koncem května t. r. při návštěvě presid enta USA R. Nixona v Moskvě, kde se obě strany dohodly m. j. spo-
lupracovat při vytváření prostředků, které umožní sp o jen í sovětských a am erický ch kosm ických lodí a sond na oběžné dráze kolem Země. Tato dohoda umožní v budoucnu zvýšit bez pečnost kosm ických letů lodí s po sádkou a dovolí provádět sp olečné vědecké pokusy. Podle předběžných zpráv má dojít k prvnímu společném u letu kosm ických lodí s posádkou v po lovině roku 1975. Dne 10. června má být vypuštěna orbitáln í stan ice typu S alju t, na níž budou dopraveni sov ět ští kosm onauté. Se Salju tem se spojí 15. červ en ce 1975 am erická kosm ická lod typu Apollo, k terá bude opatřena speciálním přechodovým modulem. Určitou dobu budou obě kosm ické lodi obíhat kolem Země sp o jen é a a astronauté budou pracovat na obou lodích. Půjde-li tedy vše podle plánu, dočkám e se za tři roky zajím avého m ezinárodního vědeckého experim en tu v oblasti kosm onautiky. Spolupráce GALAXIE
SOUV
Známý zdroj rádiového záření 3C 386 má velm i neobvyklou strukturu, takže se nepodobá žádnému jiném u extrag alaktick ém u rádiovému zdroji. Jeho rádiová lum inozita je 4 X 1 0 38 erg/s, tedy srovn atelná s hodnotou pro známou spirálovou galaxii M 31 v souhvězdí Andromedy. Zdroj 3C 386 nemůže tak být pozůstatkem super novy v g alaxii, čemuž nasvědčují i z pozorování zjištěn é velké úhlové rozm ěry; předpokládám e-li jeho vzdá lenost 2 Mpc, v ycházejí lin eárn í roz měry 2,1 X 1,1 kpc. V r. 1963 byla v m ístě 3C 386 z jiště na m alá e lip tick á galaxie typu DE2 {viz 1. str. o b álk y ), která zřejm ě s rádiovým zdrojem souvisí. O této galaxii u veřejn il nedávno kanadský astronom Sidney van den Bergh (D a vid Dunlap Obs., University of Toron to) zajím avé in form ace (A strophys. Lett. 7, 107). Ze zm ěřeného Dopplerova posuvu 8 čar na spektrogram ech, získaných pětim etrovým palom arským reflektorem , byla určena h e lio ce n tric ká rad iální ry ch lost galaxie pouze + 10=tl8 km/s. Rudý posuv je jen z = 0,0001. Po opravě na pohyb Slu n ce v Galaxii vychází rad iáln í ry ch lo st
se bude dále týk at ko sm ické m eteoro logie, biologie a lékařstv í, jakož i vý zkumu kosm ického prostoru kolem Země, M ěsíce a planet. S SS R a USA budou rovněž napom áhat m ezinárod nímu úsilí o řešen í právních problémů výzkumu a využití kosm ického pro storu k mírovým účelům v zájmu upevnění právního řádu ve vesm íru a dalšího rozvoje m ezinárodního kos m ického práva. V dohodě, k terá bude p latit pět let a může být prodloužena a pozm ěněna po vzájem né dohodě obou stran , se zdůrazňuje, že budou podniknuta všechna nezbytná o p atře ní podporující a zajišťu jící ujednání o spolupráci při výzkumu kosm ického prostoru mezi AV S S S R a NASA z 21. ledna t. r. Není pochyb o tom, že dohody podepsané v Moskvě při návštěvě presid enta R. Nixona, budou mít veliký význam pro budoucí vývoj astronautiky. SEJÍCÍ
S 3 C 386
galaxie + 1 9 0 km/s, což odpovídá vzdálenosti jen asi 2 Mpc, přijm em e-li hodnotu Hubbleovy konstanty H = 100 km/s/Mpc. F o to g rafick á jasn o st g alaxie je 15,2m, což s ohledem na mezihvězd nou absorpci dává absolutní m agnitudu — 12,5. Tato hodnota je však velmi m alá ve srovnání s absolutním i ja s nostm i o statn ích elip tick ý ch galaxií; žádná jin á elip tick á g alaxie nem á tak m alou absolutní magnitudu. Fo to g ra fick y určený vnitřní prům ěr galaxie je 10", průměr hala je asi 30 "; z toho je možno odvodit lin eárn í průměr vnitřní čá sti g alaxie 100 pc a průměr h ala 300 pc. U kazuje se tedy, že g a laxie je n e je n v ýjim ečn ě m álo jasn á, ale i m im ořádně kom paktní. Ve velkých a jasn ý ch elip tick ý ch g alaxiích jsou v důsledku velké di sperze ry ch lo stí hvězd sp ek tráln í čáry značně neostré. U galaxie sou v isející se zdrojem 3C 386 jsou sp ektráln í čáry naopak velmi ostré, tak ostré jak o ve sp ek trech g a la k tick ý ch kulo vých hvězdokup. Tato sku tečnost také nasvěd čuje, že e lip tick á galaxie v c e n tru zd roje 3C 386 musí mít velmi m alé rozm ěry.
Sm yčkové protuberance (loo p s) pa tří jistě k nejzajím av ějším jevům slu n eční aktivity, zejm éna m ůžem e-li je pozorovat jak si kom plexně, zejm éna ve vztahu k aktivním skvrnovým po lím. Do jisté míry se to podařilo ve dnech 23. a 24. května t. r. P řed k lá dám 8 obrázků (2 str. ob álky) z pozo rovacího film u; horní řádka tabla je z ran ních hodin 23. května, ostatní jsou z dopoledních hodin 24. května. Zatím co levý horní obrázek ukazuje jen jak ési náznaky aktivity, pravý je už nespornou sm yčkou (lo o p ), svěd č íc í o siločarovém procesu „na sp irá lové telefo n n í šň ů ře", ja k se tyto jevy lidově, ale výstižně označují. Skv rn o vé pole se 23. května je š tě nedalo z jistit ani vizuálně. Druhý řád ek tabla je z doby mezi 10. a 11. hod. dne 24. května. Sním ky představují už vy loženou sm yčku, která značně připo m íná n ěk d ejší známý loop z počátku MGR; vedoucí skvrny, k teré byly 30. PROGRAM
DRUŽICE
IN
D ružice Interkosm os 5, vypuštěná 2. pro sin ce 1971 v SSSR, vykonala celkem 1913 aktivních oběhů a za nikla v hustých vrstvách zem ské atm osféry dna 7. dubna 1972. Palubní systém družice, vybavený s p e ciá ln í mi vědeckým i p řístro ji, k te ré byly z větší čá sti vyvinuty v n ašich vý zkumných ústavech na základě spo lečných čs.-sovětských projek tů a tech n ick ých zadání, pracoval po celé 4 m ěsíce existen ce d ružice zcela spo lehlivě a umožnil tak získat velm i hodnotný vědecký m ateriál. Dva základ ní vědecké experim enty, k te ré Interkosm os 5 splnily, byly (1 ) m ěření proudů nabitých částic a kosm ického záření v širokém obo ru energ ií; (2) m ěřen í elek tro m ag n etický ch vln přírodního původu v pásmu níz kých km itočtů. K om binace obou experim entů na tém že objektu byla zám ěrná. Umož ň u je výzkum vzájem né vazby mezi oběm a zkoumanými jevy, která spo čívá především v tom, ža č á stice
května t. r. poblíže středu disku, se jev ily jak o jednoduchá čárk a přesně pod střediskem aktivity. Poslední dva řádky ukazují aktivitu mezi 11. a 12. hod., kdy bylo skončeno pozorování pro nepřízeň počasí. Na konci jevily se vedoucí skvrny již jak o dvojitá, vzájem ně posunutá čárk a, fo to g ra fic ky ovšem n ezach ytiteln á. Zatím co aktivita u e fek tn ích eruptivních pro tuberancí má většinou jen krátký prů běh a nestihnem e-li v lastní proces, je jistě výstižný term ín „disparition brusque“, jsou tyto sm yčkové protube ran ce často velmi vytrvalé. Nezřídka p řežijí jednu či dvě slu nečn í otočky a loopsová dispozice se na určitém m ís tě Slu n ce udrží často je š tě déle. Co všechno může v těch to sm yčkách uká zat protuberanční spektroskop, popsal jsem blíže v závěru svého článku v K osm ických rozhled ech (2, 8; 1964). K. O tavský ERKOSMOS
5
SPLNĚN
u rčitých ry ch lostí, např. elektrony kolem 10 keV, mohou v zemském m agnetickém poli vyvolávat nízko frek v en čn í elek tro m ag n etické vlny. Cílem prvního experim entu bylo studium prostorového rozložení ra d iace v blízkém kosm ickém prostoru a jeh o časových změn. Tyto změny intenzity nabitých částic jsou ja k krátkodobé (souvisí se slunečním i erupcem i, provázeným i výronem prou dů č á s tic ), tak i dlouhodobé (např. během jed en áctiletéh o cyklu slu nečn í a k tiv ity ). P rotože se čá stice rad iač ních pásů pohybují podél silo ča r zem ského m ag n etick éh o pole, poskytuje m ěření na družici rovněž inform aci o procesech ve v zdálenějších o b las tech m agnetosféry, jim iž družice p ří mo neprolétá. Druhá část výzkumného program u družice Interkosm os 5 byla pokračo váním a v jistém smyslu zdokonale ním a rozšířsním program u, z a h á je ného družicí Interkosm os 3. M ěření elek tro m ag n etický ch signálů a šumových em isí v pásmu km itočtů od 50
Hz do 22 kHz zajišťovala ap aratu ra s k lá d a jíc í se z analyzátoru nízkých km itočtů, který byl připraven ú sta vem IZMIR AV SSSR, a ze tří č esk o slovenských p řístro jů . N avrhovatelem a vědeckým garantem tohoto exp eri mentu jsou p racovníci io n o sférickéh o oddělení G eofyzikálního ústavu ČSAV. Záznamy byly vysílány se čty řn á sobným zrychlením při prů letu nad p řijím acím i středisky. V ČSSR je to observatoř Geofyzikálního ústavu v Panské Vsi, v SSSR ústav IZMIR O
TEPELNÝ
CHARAKTER
Před sedm i lety o h lásili Penzias a W ilson objev sp ojitéh o rádiového šu mu, jen ž p řich ází rovnom ěrně z c e lého prostoru a odpovídá svým sp ek trálním rozložením Planckově k řiv ce záření čern éh o tě le sa s teplotou 3 K. Další m ěřen í v širším pásmu vlnových délek původní objev potvrzovala; pou ze tep lota zářen í byla zpřesněna na 2,7 K. Izotropnost zářen í a je h o te pelný c h a ra k te r se stal n ejsiln ě jším argum entem ve prospěch teo rie vel kého třesku, podle níž vznikl vesm ír z nesm írn ě m alého objem u před n ě jakým i 12—15 m iliardam i let. Zatím co hm ota se rozptýlila a vytvořila no vá sesku pení — g alaxie a hvězdy, prvotní zářen í o vysoké tep lotě se pouze ochlazovalo a dnešní pom ěrně velm i „ch lad n é11 rádiové záření, o b je vené Penziasem a W ilsonem , je jeho pozůstatkem (re lik te m ). V šechno bylo v n ejlep ším pořádku až do chvíle, kdy nová tech n ik a umož nila studovat toto zářen í též v oblasti m ilim etrových vln. Planckova křivka pro teplotu 2,7 K má totiž v rch ol na vlně 1,2 mm a před ešlá rádiová m ě řen í byla vykonána pouze pro vlnové délky za vrcholem křivky. M ilim etro vé vlny lze dnes sled ovat též in fra červenou tech nikou , a právě tato m ě ření přin esla zastáncům relik to v é po vahy rádiového zářen í zklam án í — teplota z in fračerv en ý ch pozorování, tedy nalevo od v rcholu křivky, vy chází vyšší, a to 8,3 K. Takový průběh přirozeně od poruje tepelném u c h a ra k teru zářen í a znam enal by, že se
AV SSSR u Moskvy a v NDR o b serv a toř N eustrelitz. Č eskoslovenská observato ř v Pan ské Vsí zaznam enala na m agnetofo nový pásek tele m e trick á data při 138 re la cíc h přím é te le m e trie a při 109 re la cíc h z palubního m agnetofonu. Tyto záznam y jso u velmi kv alitn í a přesto, že si je jic h úplné zpracování vyžádá d elší čas, již dnes na základě d ílčího vyhodnocení záznamů lze ř í ci, že experim ent byl úspěšný n ejen po te ch n ick é, ale i po vědecké strán ce. RELIKTOVÉHO
ZÁRENl
s uvedenou hypotézou musím e chtě n echtě rozlo u čit. Zdá se však, že hy potézu bude m ožno zach rán it předpo kladem , že v o b lasti 0,8— 1,0 mm se nalézá neznám á sp e k tráln í čára, jež p řirozeně z k re slí výsledky, odvozené pro sp o jité spektrum . E xisten ce Čáry se vskutku zdá být potvrzena nový mi m ěřením i, vykonaným i na o b serv a toři Mauna Kea na H avajských o stro vech pom ocí 61cm reflek to ru . Čára o vlnové d élce 0,8 mm byla předběž ně identifikov ána ja k o k y sličn ík dus ný. D alší pozorování v bezp rostřed ním okolí vrcholu Planckovy křivky jsou proto o čekáván a s mimořádným zájm em . M ezitím však neru šen ě po k ra ču jí pokusy s m ěřením anizotropie reliktovéh o záření. Z áření totiž před stavu je id eáln í re fe re n č n í systém , k němuž lze vztáhnout pohyby c e lých hvězdných soustav. Anizotropie a je jí velikost tak vlastn ě odráží sm ěr a ry ch lo st pohybu Země v této „neja b so lu tn ě jší“ vztažné soustavě. P ra covník p rin ceto n sk é un iversity P. S. Henry užil nedávno původního Dickeova radiom etru, jen ž byl balónem vynesen do výše 24 km, k m ěřen í an i zotropie, a odvodil odtud, že Země se pohybuje prostorem ve sm ěru k bodu o sou řad nicích a = 14h± 2 h a 6 = — 20°±20°, a to ry ch lo stí 400±200 km/s. I když chyby v u rčen í sm ěru i ry ch lo sti jsou zatím nep říjem n ě v elké, sam a o k o l nost, že takové u rče n í je možné, je velkým povzbuzením pro kosm ology.
První elem enty dráhy kom ety Gehre ls 1972e, k teré počítal brzy po objevení B. G. M arsden (RH 53, 112; 6/1972), byly značně n e jisté , protože byly odvozeny je n z k rátk éh o oblou ku dráhy, a to je š tě kom ety velm i vzdálené. V c irk u láři IAU č. 2403 uve ře jn il M arsden elem enty nové, získané z většího počtu pozic a z d elšího oblouku. Během května, červn a a červ en ce t. r. se kom eta pohybovala ned aleko ekliptiky v již n í části souhvězdí Lva a je jí pohyb byl n eo byčejn ě pomalý HLEDÁNÍ
T to Q i q
= = = = =
1971 I. 128,89° 24,07 175,61 3,2833
7,00 EČ 1 } 1950,0
J
AU /. B.
S U P E R N OV
S ystem atick é hledání supernov na B ju rak an sk é astrofy zik áln í observatoři probíhá od roku 1966. Používá se k němu 54cm Schm idtovy kom ory, zach y cu jící na jednom sním ku 25 čtv e re čn ích stupňů; délky expozic jso u standardně 30 m inut a zaznam e n a jí se při nich na film ORWO ZU-2
S
vzhledem k velké vzdálenosti ja k oq Země, tak i od Slunce. Během uvede ného období se zvětšila vzdálenost ko mety od Země z 4,8 na 6,6 AU, vzdále nost kom ety od Slu nce vzrostla z 5,4 na 6,0 AU. Kometa by m ěla m ít kon cem červ e n ce ja sn o st pouze asi 20m.
V
BJURAKANU
hvězdy do 18,0 hvězdné velikosti. V B ju rak anu se sled u je 26 vybraných polí oblohy; v létech 1966— 1971 bylo exponováno během 219 nocí celkem 105 hodin. Schm idtova kom ora však není užívána výhradně pro hledání supernov, a le i pro jin é programy B ju rak an ské hvězdárny. IBV S 655
L E T N I Š K O L A ]P O Z O R O V A T E L Ů L A S E R O V Ý M DRU Ž I C O V Ý M R A D A R E M
„Letní šk o la ", organizovaná A stro nom ickým ústavem ČSAV z pověření předsedy ČSAV a Čs. národ ní kom ise Interkosm os akadem ika J. K ožešníka a na základě doporučení IV. pracov ního zasedání skupiny „Laserový ra d ar" z pro sin ce 1971, proběhla v kv ět nu t. r. na ond řejovské o b serv a toři A stronom ického ústavu ČSAV. Instruktáž byla rozdělena do p ra k tic ké a te o re tick é části. V p rak tick é čá sti se ú častn íci seznám ili s provo zem v sou časné době dokončovaného prototypu laserového družicového r a daru, který je plodem m ezinárodní spolu práce vědců a tech niků s o c ia listický ch zemí. P raktick á výuka byla organizována tak, že byly po skup i nách organizovány noční o bservace. V te o re tick é části výuky byly v a d le základ ních inform ací o la se ro vém družicovém radaru předneseny lekce, tý k a jící se principu čin no sti kvantových gen erátorů , p řesné časo-
vé báze, problem atiky přesného m ěře n í časových úseků, způsobu aproxi m ace dráhy d ružice za účelem kon stru k ce naváděcího zařízení, d etek ce světelných signálů, efem erid a pohy bu družic. Dále byla na programu před náška o sovětských úspěších při laserov é lokaci M ěsíce. „Letní šk o ly " se ú častn ili pozoro v atelé naši i z o statn ích s o c ia lis tic kých států, před nášeli odborníci ze SSSR, PLR, NDR a ČSSR. V rám ci „Letní šk o ly " byla organizována pro hlídka labo ratoří faku lty jad ern é a fyzikálně inženýrské ČVUT, kde byl vyvinut rubínový laserový vysílač, který je sou částí prototypu lasero v é ho družicového radaru, předváděné ho na „Letní šk o le". Během exkurze byli ú častn íci také seznám eni s p ra cem i na dalším vývoji laserového družicového radaru. B ull. ČSAV 4 /1972
V příštím ro ce se usku teční již p at náctý sjezd M ezinárodní astronom ické unie, který bude poprvé rozdělen na dvě části. Rádný sjezd se bude konat v době od 21. do 30. srpna 1973 v Sydney (A u strálie), mimořádný sjezd bude od 4. do 12. září v Polsku. Australský sjezd bude mít obvyklý průběh jak o p řed ch ázející gen eráln í shrom áždění Unie a hlavní těžiště práce bude v jed notlivých kom isích. Mimořádné g en eráln í shrom áždění, po řádané k 500. výročí narození Miku láše K operníka, se bude konat ve V ar šavě, v Toruni a v Krakově. Hlavní zasedání na pam átku M. K operníka bude uspořádáno 4. září ve V aršavě, VELMI
ČERVENA
C. T. Kowal z K aliforn sk éh o te ch nologického ústavu ob jev il m im ořád ně červenou hvězdu na ro zh ran í sou hvězdí Draka a V elké M edvědice. Hvězda m á polohu (1950,0) a = 10h13,5m
S =
+ 73°40'
a je jí fotovizuální jasn o st je
po něm n ásled u je šest sym pozií: S ta bilita slu nečn í soustavy a m alých hvězdných systém ů (5.—8. září ve V aršav ě), K on fro n tace kosm ologic kých teo rií s pozorovacím i daty (10. až 12. září v K rak ov ě), G ravitační zá řen í a grav itačn í kolaps ( 5 . - 8 . září ve V aršav ě), Výzkum p lanetární sou stavy (5.—8. září v T o ru n i), Pozdní stádia hvězdného vývoje (10.— 12. září ve V aršavě) a Koperníkova astro n o m ie a je jí pozadí (7 .— 8. září v Toru n i). Oba sjezdy M ezinárodní astro n o m ické unie jsou přístupné členům této org an izace, příp. pozvaným hostům, účast na sym poziích je om ezena na pozvané odborníky.
12,0m,
HVĚZDA
fo to g ra fic k á 16,0m; barevný index je tedy roven + 4,0m! Hvězda je vzdále na asi 4' východně od g alaxie NGC 3147, a le patrně s ní n ija k nesouvisí, jd e zřejm ě o náhodný prům ět do b líz kosti galaxie. N ěkteré okolnosti n a svěd ču jí, že uvedená hvězda byla v m inulosti prom ěnnou. UA1C 2394
ODCHYLKY ČASOVÝCH SIGNÁLU V KVĚTNU 1972 D en 2. V. 7. V. 12. V. 17. V. TU1 — TUC —0,4572s —0,4751s — 0,4927* — 0,5100s TU2 — TUC — 0,4305 —0,4470 —0,4635 —0,4800 V ysvětlení viz ŘH 53, 77; 4/1972 a 141; 7/1972.
22. V. —0,5269s — 0,4965
27. V. —0,5435* —0,5130 V. P t á č e k
Z lidových hvězdáren o astronomických kroužků ÚSPĚCH
SPOLUPRACOVNÍKU BRNĚNSKÉ HVĚZDÁRNY VE S T U D E N T S K É V Ě D E C K É SOUTĚŽI
Dne 25. dubna 1972 konaly se na přírodovědecké fak u ltě UJEP v Brně soutěže o n ejle p ší stud entské vědec ké p r á c a Hvězdárna a planetárium v Brně p řih lásily čtyři práce, které byly vesm ěs příznivě přijaty. V obo ru fyzika um ístil se jak o první v po četn é ko n ku renci Jaroslav Medek p ra cí „Vývoj rádiového teleskopu b rn ěn ské hvězdárny a rádiová em ise Slu n ce při zatm ěni 25. 2. 1971“. Práce M iloše D ruckm ullera „Ekvidenzito-
m etrick é studie Bennettovy kom ety a m ožnosti ap lik ace d en zitom etrie“ a p ráce Zdeňka O káče „Fotom etrie Bennettovy kom ety“ dostaly čestn é uznání. V m atem atické s ek ci (aplikovaná m atem atik a) um ístila se v siln é sou těži na 5. m ístě p ráce V ladim íra S lo váka a V ladim íra V eličky „U rčení č a sového průběhu zatm ění Slu n ce 25. února 1971“. Všem účastníkům blaho přejem e.
A stronom ická pozorovací činnost, seriózní zpracování pozorovacího m a te riálu i te o re tick é práce, k teré jsou v m ožnostech našich hvězdáren, dáva; í předpoklady pro m nohem širší
účast m ladých spolupracovníků hvěz dáren v těch to soutěžích. P ředpoklá dá se, ža v ro ce 1973 bude tv o řit astronom ie sam ostatný soutěžní obor. O. O bů rka
N o v é k n i h y o p u b l ílcoce • B u lletin čs. a s t r o n o m ic k ý c h ústavů., roč. 23 (19 7 2 ), číslo 3 obsahuje tyto p ráce: J. Grygar, M. L. Cooper a I. Ju rkevich: Problém okrajového ztem nění disku u zákrytových pro m ěnných hvězd — J. G rygar: O krajové ztem nění disku v infračerv en ém oboru u hvězd hlavní posloupnosti sp e k trá l ní třídy B — T. B. H orák: U rčení elem entů sy n tetick ý ch těsn ých dvoj hvězd — R. R ajch l: F o to g rafick é po zorování um ělých družic Země bez pomoci reg istračn ích časových zaří zení. První tři práce jsou v an g ličtin ě, poslední v něm čině. V čísle jsou též recenze publikací „Physics of the S o lar Corona“ a „S o lar M agnetic F ie ld s“. • H. G. Garnir, M. De W ilde, J. Sch m ets: A n a ly se fo n c t io n n e lle . T o rné II. Birkhau ser V erlag, B asel — Stu ttgart, 1972. Str. 287, váz. šv. fr.
58,— . — N akladatelství Birkhauser poslalo naší red akci k recenzi druhý díl „Fu nkcionální analýzy11 jm enova ných autorů, takže naše posouzení celého díla je om ezené. Jm enovaný druhý díl obsahuje celkem pět kap i tol, bib lio grafii a index. Jednotlivé kapitoly p ojed náv ají o teo rií m íry a in te g race v otevřeném euklidovském prostoru E0. Tento druhý díl má s dí lem prvním sloužit jak o základ k m o nografickém u studiu d alších prostorů, což bude obsahem dílu III. Prvých pět kapitol dílu II. je věnováno skalárním mírám . Kapitoly jsou zcela nezávislé na dílu I. a nepožadují více než e le m entární znalosti analýzy. Dílo je u rčeno odborným pracovníkům v m a tem atice. Je psáno stručně, což n ečin í obtíží porozumět uvažované látce , a je k němu připojen soupis m oderních základ ních děl teorie m íry a in te g race. jm m
Ú k a z y na o b l o z e v z á ř í 1 9 7 2 S lu n c e vychází 1. září v 5h15m, za padá v 18h44m. Dne 30. září vychází v 5h58m, zapadá v 17h40m. Během září se zkrátí d élka dne o 1 hod. 47 min. a polední výška Slu nce nad obzorem se zm enší o 11°. Dne 22. září ve 23h 33m vstupuje Slu nce do znam ení Vah; v tento okam žik nastává podzimní rovnodennost a začátek astro n o m ick é ho podzimu. M ěsíc je 7. IX. v 18h v novu, 15. IX. ve 20h v první čtvrti, 23. IX. v 5h v úplňku a 29. IX. ve 20h v poslední čtvrti. V odzemí je Měsíc 13. září a v přízem í 25. září. V odpoledních ho dinách 14. září dojde k zákrytu Aldebarana M ěsícem ; vstup hvězdy za m ě síčn í kotouč nastane v Praze v 15h 37m, v Hodoníně v 15h40m, výstup v Praze v 16h52m, v Hodoníně v 16h
57m. Během září nastanou kon junkce M ěsíce s těm ito planetam i: 1. IX. v 10h se Saturnem , 4. IX. v 0h s V e nuší, 6. IX. ve 23h s M erkurem, 10. IX. ve 12h s Uranem, 14. IX. v 5h s Neptu nem, 16. IX. v 9 h s Jupiterem a 28. IX. v 17h opět se Saturnem . M erk u ra je možno pozorovat v první polovině září ráno k rátce před výcho dem Slu nce nízko nad východním obzorem. Dne 1. září vychází ve 3h 42m, 5. září ve 4h03m, 10. září ve 4h 34m a 15. září v. 5h08m. Během prvni poloviny září se zvětšuje jasn o st pla nety z —0,7m na — l ,3 m; v polovině m ěsíce spatřím e osvětlen celý kotou ček planety, jehož průměr je 5". Dne 1. září je Merkur v přísluní, 5. září v 0h nastane konjunkce planety s Regulem (M erkur bude 1° sev e rn ě), 16.
září bude ko n ju n k ce M erkura s M ar sem (M erkur bude 0,8° sev ern ě) a 19. září nastan e horní ko n ju n k ce M erkura se Sluncem . V en u še je pozorovatelná tak též na ran ní obloze. P očátkem září vychází v l h16m, koncem m ěsíce v l h58m. Ja s nost Venuše se během září zm enšuje z — 4,0m na — 3,7m. Dne 2. září dojde ke kon ju nk ci Venuše s Polluxem , při níž bude planeta procházet 9° jižně od Polluxe. M ars je 7. září v ko n ju n k ci se Slu n cem , takže je po celý m ěsíc nepozo rovatelný. Pohybuje se souhvězdími Lva a Panny. Dne 29. září v 19h n a stává na severn í polokouli planety letn í slunovrat a na jižn í polokouli zimní slunovrat. Ju p ite r je v souhvězdí S tře lc e . Za padá počátkem září ve 23h08m, kon cem m ěsíce již ve 21h24m, takže je pozorovatelný je n zvečera. Jasn o st Jup itera se během září zm enšuje z — 2,0m na — l ,8 m. S atu rn je v souhvězdí Býka; n ejv ý h od nější pozorovací podmínky jsou v časn ý ch ran n ích hodinách, kdy pla n eta kulm inuje. Satu rn vychází po čátk em září ve 22h36m, koncem m ěsí ce již ve 20h46m. P lan eta má jasn o st asi + 0 ,3 m. U ran a N eptu n nejsou pro blízkost u Slu nce pozorovatelné. Uran je v sou hvězdí Panny, Neptun v souhvězdí Š tíra. P lu to je 24. září v ko n ju n k ci se Sluncem . Je v souhvězdí Vlasů Bereniky. M eteo ry . V září má maximum čin nosti něk olik nepravidelných a s la bých m eteorick ých ro jů : Gruidy 5. IX. v odpoledních hodinách, Sculptoridy 8. IX. v odpoledních hodinách, Piscidy 10. IX. a zářijové Perseidy 16. ÍX. tak též v odpoledních hodinách. J. B.
OBSAH J. B oušk a: D esátá p la n e ta slu n ečn í s o u sta v y ? — P. M ayer: S k vrnk o vá ln te rfe ro m e trie m ěří prům ěry hvězd — Z. Pok orn ý : Popelavé sv ě tlo V enuše — P. P říh o d a: Z his to rie slu n e čn ích hodin — Co no vého v a stro n o m ii — Z lidových h v ě z d á ren a a s tro n o m ick ý ch k rou ž ků — Nové knihy a p u b lik ace — Ú kazy na ob loze v z á ří 1972 CONTENTS I. B oušk a: T ran s-P lu to n lan P lan et? — P. M ayer: S p eck le In te rfe ro m e try and D iam eters of S ta rs — Z. P o k orn ý : E a rth sh ln e on th e V enus — P. P říh o d a: H istory of S u nd ials — News in A stronom y — F ro m Public O b serv ato rles and A stro n o m lcal Clubs — New Books and P u b licatlon s — Phenom ena ln Sep tem b er 1972 COflEP)KAHHE H . B o y n i K a : fle C H T aH H e^H oft CHCTe.Mbi? —
Bbift
MeTOfl
n^aH eTa
c o ji -
n. Maep: Ho-
onpeae^eHHH
3Be3flHbix
AnaMeTpoB — 3. rioKopHhi: nenejibHbift cBeT BeHepu — n . Ilp>KHrofla: HcTOpHH CCWIHeHHblX H3COB — MtO HOBOrO B aCTpOHOMHH — H 3 H apoaHbix ofícepBaTOpHft H aCTpOHOMHHeckhx KpywKOB — HBjíeHHH na He6e b ceHTHÓpe 1972 r.
• Lidová h v ězd árn a v O lom ouci vy p sala vý b ěrové řízen í n a ob sazen í m ísta ř e d ite le. Nabídky s uveden ím v zd ělán i a p ra x e z a š le te odboru k u ltu ry ONV v O lom ouci. • Koupím Říši hvězd, ro čn ík y I. až XII. (1 9 2 0 — 3 1 ), XX. (1939) a XXI. (1 9 4 0 ). — Dr. I. Z ajon c, K ated ra zoo logie VŠP, N itra.
Říši hvězd řídí re d a k čn í ra d a : J. M. Mohr (v e d o u cí r e d .), Jiří B ouška (v ýk o n , r e d .), J. G rygar, O. Hlad, M. K opecký, B. M aleček, L. M iler, A. M rkos, O. O bůrka, J. S toh l; te c h . red . V. Su chánk ová. — Vydává m in isterstvo ku ltu ry v n ak lad atelstv í Orbis n. p., V in oh rad sk á 46, P rah a 2. — Tiskne S tátn í tisk á rn a , n. p ., závod 2, Slezská 13, P rah a 2. V ychází 1 2 k rá t ro čn ě , ce n a jed notlivého výtisku K čs 2,50, ro čn í p řed p latn é Kčs 30,— . Rozšiřuje Poštovní novinová služb a. In fo rm ace o p řed p latn ém podá a objednávky přijím á každá pošta i d o ru čo v a te l. Objednávky do z a h ra n ičí vyřizuje PNS — ú střed n í exp ed ice tisku, odd. vývoz tisku, Jind řišská 14, P rah a 1. Příspěvky z a síle jte na re d a k ci Říše hvězd, Švédská 8, P ra h a 5, tel. 54 03 95. Rukopisy a ob rázk y se n e v ra ce jí, za odbornou sp ráv n o st odpovídá a u to r. — Toto č ís lo bylo dáno do tisk u 23. č e rv n a , vyšlo v srp n u 1972.
S p ir á lo v á g a la x ie NGC 5055 (M 61) v so u h v ě z d í H o n ících psú , v níž o b je v il 24. V. 1971 G. Jo lly su p ern o v u 12™ (v iz ŘH 52, 139; 7/1971). S n ím e k by l e x p o n o v á n 23. VII. 1971 d v a c e t m inut r e fl e k t o r e m 0 100 cm , f = 396 cm h v ěz d á rn y n a K leti (A. M rk o s). — N a č tv r té str. o b á lk y j e s n ím e k k r a jin y na M arsu p o b líž již n íh o p ó lu p la n e ty , k t e r ý b y l z ís k á n M arin erem 9 d n e 28. V. 1972 z v ý šk y a si 3400 km . P o d le n ázoru g e o lo g ů jso u v rs tv en á p á sm a o v á ln é h o útvaru v u lk a n ic k é h o p ů v od u a m a te r iá le m je z m rzlý k y s lič n ík u h ličitý a led .
