Historický Vostok, který před. 20 lety zahájil éru letů lidí do kosm ického prosto ru. Na první str. obálky je první kosmonaut ]urij A. Gagarin (1 9 3 4 — 1968}.
*
*
*
*
*
*
Ří še h v ě z d
* Roč. 62 ( 1 9 8 1 ) , č. 4
Zamyšlení k XVI. sjezdu KSČ Každé sjezdové období je kvalitativně novou etapou v životě československých lidi. Každá tato etapa je charakterizována postupným završením vztahů na kolektivních p rin cipech charakteristických pro socialism us. Hlavním cílem kaž d é této etapy je další upevnění ideově politické, sociální a internacionální jed noty československého lidu. Toto je objektivní p ro ces a je zabezpečován cíle vědom ou činností K om unistické strany Československa. Cílem každé posjezdové etapy je u sk utečn it hluboké p řem ěn y v práci lidí, zajistit široké možnosti pro vysoce produktivní a tvořivou práci. Zlepšit a usnad nit její podm ínky a pokračovat cestou odstraňování podstatných rozdílů, mezi duševní a fyzickou prací. Další snahou je rozšířit možnosti pro harm onický duchovní život lidí, pro přístup všeho obyvatelstva k e kulturním hodnotám a zajistit další růst vzdělenosti a kultury, posílit m ravní výchovu, rozvíjet kom unistický vztah k práci a spo lečn ém u hospodářství. Hodnotíme-li z těchto h ledisek dosažené výsledky na úseku československé astronom ie za uplynulé období, m ůžem e být spokojeni. Profesionální astronom ie zaznam enala řadu význam ných výsledků, at již jde o úsp ěch y stelární a sluneční astronom ie a nebo v tradičním československém oboru, při výzkumu m eziplane tární hmoty. Zvláštní kapitolu naší ú sp ěšn é činnosti zasluhuje program Interkosm os, k terý vyvrcholil účastí česk oslov en sk éh o kosmonauta na m ezinárod ním kosm ickém letu. V uplynulém období si Československo svoje postavení ve světové astronomii n ejen udrželo, ale podařilo se mu i zaujmout několik p řed ních míst v několika oborech astronom ie. A nalogicky s profesionální astronom ií se rozvíjela i činnost lidových hvěz dáren a planetárií, astronom ických klubů a kroužků při závodech a školách. M álokterá zem ě se m ůže pochlubit takovým zájmem o astronom ii jako Česko slovensko, což svědčí o vysoké vyspělosti lidí. Astronom ie vstupuje do života lidí, pomáhá jej form ovat a vytvářet u n ich v ědecký světový názor. V období m ezi XV. a XVI. sjezdem KSČ udělala popularizace astronom ie v Českosloven sku ohrom ný pokrok. Tento p ro ces je typický pro obě naše zem ě a je ch arak terizován stále se prohlubující spoluprací. Záviděníhodná je i struktura sítě li dových hvězdáren se stovkami profesio ná lních a dobrovolných pracovníků. N e bývalé jsou i publikační možnosti. M áme d n es dva populární astronom ické ča sopisy, k teré význam ně přispívají k e správné ideové orientaci čtenářů na úseku filosofie přírodních věd. Mohli bychom pokračovat ve výčtu řady dalších úspě chů česk oslov en sk é profesionální i am atérské astronom ie. V podstatě je to aktivní naplňování usn esení 15. plenárního zasedání ústředního výboru KSČ o kulturně výchovné činnosti. Zásadní význam tu má skutečnost, že form ování v ěd eck éh o , marxisticko-leninského světového názoru, ideového p řesv ěd čen í, hlubokého pochopení spo lečn ý ch cílů a zájmu všeho lidu strana vždy považovala a považuje za jeden ze svých nej důležitějších úkolů. Hlavní cíl v ideologick é práci spatřujem e v tom, aby se z každého člověka naší společnosti stal uvědom ělý účastník výstavby kom unismu.
Dvacet ,let pilotované kosmonautiky
, „ ,
Ivo Hudec
Kosmické lety s lidskou posádkou vstupuji již do třetího desetiletí. Právě před 20 lety, 12. dubna 1961, startoval k jednomu obletu Země první kosmonaut naší planety, sovětský letec Jurij Alexejevič Gagarin. Byl to především rozvoj raketové techniky padesátých let, který lidstvu zpřístupnil okolozemský prostor. Právě díky bouřlivému poválečnému vývoji raket na kapalné pohonné hmoty bylo možno v říjnu 1957, shodou okolností v ro ce 100. výročí narození „otce kosmonautiky" K. E. Ciolkovského, vypustit v Sovětském svazu první umělou družici Země. Jen tři a půl roku po startu Sputniku 1 byl pak z téže startovací ram py na bajkonurském kosmodromu uskutečněn i let prvního kosmonauta. S počátky sovětské pilotované kosmonautiky jsou proto nerozlučně spjata jm é na raketových konstruktérů S. P. Koroljova, V. P. Gluška a dalších. Výběr kandidátů pro první pilotované lety byl prováděn jak v Sovětském svazu, tak i ve Spojených státech již v roce 1959. V dubnu toho roku byla ve Spojených státech oznámena jména první „sedm ičky“ budoucích astronautů, kteří měli uskutečnit lety v programu Mercury. V Sovětském svazu byla vybrá na do prvního oddílu kosmonautů mnohem početnější skupina — rovných 20 vojenských pilotů. Sovětští adepti kosmických letů zahájili přípravu v Moskvě v březnu 1960. Později v létě téhož roku se výcvik přesunul do nově budova ného Hvězdného m ěstečka, budoucího hlavního cen tra přípravy pro sovětské pilotované lety, které leží asi 40 km od Moskvy. Ještě před letem Jurije Gagarina bylo v Sovětském svazu v roce 1960 a po čátkem roku 1961 vypuštěno celkem pět bezpilotních kosm ických lodí typu Vostok. Šlo o jednomístné lodi o celkové hmotnosti 4730 kg, vlastní kabina pro kosmonauta byla kulového tvaru o průměru 2,30 m a váze 2400 kg. Lod byla konstruována pro lety o m aximální délce 10 dní. Požadavky na spoleh livost nové kosmické techniky byly v prvních letech kosm ických výzkumů pro vědecké i technické týmy nevídané a tak se odborníci museli vypořádat i s tím, že dva z prvních tří letů bezpilotní verze Vostoku nesplnily v plném rozsahu plánovaný program letu. Ostatně na druhém břehu oceánu, v USA, se raketoví konstruktéři navíc museli potýkat i se spolehlivostí nosných rak et řady Redstone a Atlas, které měly vynášet jednomístnou kabinu M ercury o hmotnosti 1355 kg. Loď byla kuželovitého tvaru o průměru základny 1,80 m a výšce 2,70 m a m ěla umožnit kosmické lety nepřekračující 2 dny. H istorický 108minutový let tehdy 271etého J. A. G agarina překonal svým prů během všechna očekávání — ukázalo se, že člověk je schopen aktivní čin nosti v podmínkách stavu beztíže a kosmického letu.' Rok 1961 přinesl mimo Gagarinova letu ještě další tři pilotované lety. Američtí astronauti A. Shepard a V. Grisson uskutečnili v kabinách Mercury, vynesených n a balistickou dráhu nosiči Redstone, dva lety po balistické dráze do výšky přibližně 180 km. Jednodenní let druhého sovětského kosmonauta Germana Titova, který jako první pozemšťan na dráze kolem Země obědval, večeřel i spal, nenechal již nikoho na pochybách o tom, že prudký a úspěšný rozvoj sovětské kosmonautiky, řízené tehdy akademikem S. P. Koroljovem, přináší obyvatelstvu naší planety počátek nové éry historie. Po prvních kosm onautech se vydávali na oběžné dráhy dalši a další, přišly dlouhodobé lety, vícem ístné kosmické lodi, lety k Měsíci, přistání na Měsíci s návratem k Zemi a orbitální stanice. Výčet všech experimentů by přerostl rám ec tohoto článku, podívejme se proto spíše na to, co přinese budoucnost. Začíná třetí desetiletí pilotované kosmonautiky. S největší pravděpodobností se v něm nedočkáme dalších letů kosmonautů na Měsíc a ani m eziplanetární výprava lidí k Marsu není zatím v dohledu. Příští desetiletí bude asi převážně ve znamení činnosti posádek na palubách orbitálních stanic a raketoplánů na
oběžné dráze kolem Země, přičem ž značné procento jejich pracovní náplně bude věnováno pozemským aplikacím . Velká pozornost však zřejmě bude vě nována základnímu vědeckému výzkumu a ani astronom ie nepřijde zkrátka, jak o tom svědčí celá řad a připravovaných experimentů. Sovětská pilotovaná kosmonautika disponuje osvědčeným systém em Sojuz T — Saljut — Progres a dosáhla především v oblasti orbitálních stanic výrazného úspěchu prodloužením jejich aktivní životnosti nad dobu 3 let. Vesmírný „ve terán " Saljut 6 ještě i letos poslouží dalším sovětským i mezinárodním posád kám — v rám ci program u Interkosm os se k němu vydají i občané Mongolská a Rumunska. Ke startu se připravuje další stanice Saljut 7 — očekává se, že bude sloužit až 5 let a že se na ní posádky budou střídat prakticky v nepřetrži tém sledu. Na jaře 1982 se k této stanici vydá se svým sovětským kolegou i první francouzský kosmonaut, zhruba o rok později se počítá i s letem indic kého kosmonauta. Pro další léta připravují sovětští kosmičtí konstruktéři mo dulový systém , jehož základem bude osvědčený Saljut, k němuž budou připo jovány speciální moduly s určitým posláním — tak odstartují moduly s tech nologickým, astrofyzikálním , biologickým či jiným vybavením. Některé z těch to modulů se budou moci n avracet na zemský povrch a spojí tak v sobě vý hody pilotovaných stanic i autom atické kosmické techniky. Ve Spojených státech se v letošním ro ce uskuteční první pilotované lety dvoučlenných posádek na palubách raketoplánu NASA. První letový exem plář dokáže ve svém nákladovém prostoru o objemu 330 m3 vynést na nízkou oběž nou dráhu až 26 tun užitečného zatížení a technici počítají s tím, že třetí a čtvrtý raketoplán — jejich montáž má být dokončena v ro ce 1985 — vynesou až 31 tun. Během 10 let se m á uskutečnit na 400 startů, při zhruba 75 až 100 startech by m ěla být v nákladovém prostoru vynášena m alá vědecká laboratoř Spacelab, kterou vyvíjejí západoevropské země sdružené v organizaci ESA. Pro nedostatek finančních prostředků však NASA stále ještě nezahájila p ráce na vývoji vlastní větší stan ice. Protože doba letu raketoplánu i Spacelabu je ome zena 30 dny, uvažují dnes odborníci NASA o možnosti přeměny a využití velké přídavné palivové nádrže raketoplánu o hmotnosti 39 tun. Podobně vznikla již orbitální stan ice Skylab, která byla adaptací třetího stupně měsíčního no siče Saturn 5. Snad ještě v první polovině osm desátých let se dá očekávat i start prvního čínského kosmonauta pomocí vlastní kosmické techniky ČLR. Současné čínské nosiče dokáží již umístit na oběžnou dráhu až 4 tuny užitečného zatížení. Zá padoevropské země uvažují o projektu Hermes (m alý pilotovaný rak etop lán), jehož hmotnost — necelých 10 tun — by byla v limitu nosnosti modifikované západoevropské rakety Ariane 5. Tento miniraketoplán by dokázal vynést na nízkou oběžnou dráhu bud 5 kosmonautů nebo 2 členy posádky a 1,5 tuny uži tečného zatížení. Ariane 5 by m ěla poprvé startovat přibližně v roce 1990 a v případě realizace projektu Hermes bychom se tedy jeho premiéry dočkali až na samém konci třetího desetiletí pilotovaných kosmických letů. Na závěr snad ještě jednu perličku ze Spojených států. Jistý podnikavec R. Truax, bývalý zam ěstnanec NASA, tam totiž založil soukromou společnost, k terá vyvíjí jednostupňovou raketu pro balistický let člověka do výše asi 80 km. První let „soukromého11 astronauta se m á prý uskutečnit již v příštím roce. Jistě není třeba podotýkat, že při dnešní úrovni pilotované kosmonautiky jde více o atrak ci než o cokoli jiného. V letošním roce do vesmíru odstartuje, nebo již odstartoval, stý pozemšťan. Pouhých 20 let po Gagarinovi a 23 a půl roku po Sputniku 1 se již na dráhy kolem Země do vesmíru dostalo z ramp pozemských kosmodromů tém ěř 2200 nosných rak et s družicemi, meziplanetárním i sondami a kosmickými loděmi. Sovětští kosmonauté posunuli laťku nejdelšího letu na více než půl roku — plných 185 dní — a životnost dnešních stanic se již počítá na roky. Pouhé dvě desetiletí od historického letu sovětského letce Gagarina si tak kosmonautika našla pevné místo v lidském úsilí vytváření vyspělé společnosti na planetě zvané Země.
Žeň objevů 1980* |J*» Gn>g*r Je-li osamělé Slunce výjimkou, pak jsou hvězdy v páru tém ěř pravidlem. Není tedy divu, že vývoji dvojhvězd se stále věnuje soustředěná pozornost. B. Paczynski a R. Sienkiewicz ukázali, jak se při vývoji kataklyzm ických dvojhvězd uplatňuje gravitační záření. Kataklyzmické proměnné obsahují sekundární slož ku o m alé hmotnosti, jež vyplňuje Rocheovu mez. Díky tomu se s povrchu sekundární složky ztrácí hmota, která je odevzdávána primární složce. Sekun dární složka postupně degeneruje a stěhuje se z hlavní posloupnosti do stádia bílého trpaslíka. Oběžná doba soustavy se nejprve zkracuje, až dosáhne minima 80 minut. Zkracování je důsledkem ztráty momentu hybnosti soustavy, jež je způsobena gravitačním zářením. V dalším vývoji soustavy oběžná perioda znovu vzrůstá. Tato teoretick á představa je výborně ověřována pozorováním kataklyz m ických dvojhvězd, pro ně byly zjištěny nejmenší oběžné periody kolem 81 minut. Toto pozorování lze proto považovat za další nepřím ý důkaz existence gravitačního záření. Autoři odhadují, že typická frekvence takto vzniklého g ra vitačního záření je kolem 4.10-4 Hz, a že úhrnný tok od všech dvojhvězd v Ga laxii je na povrchu Země kolem 6.1017 Jy. B. Paczynski a B. Rudak se dále zabývali vývojem sym biotických dvojhvězd. Zásadně jde o systém y, kde sekundární složka je degenerovaný trpaslík, zatím co primární složka ztrácí hmotu intenzivním hvězdným větrem . Část tohoto m a teriálu bohatého na vodík se ukládá v atm osféře degenerovaného trpaslíka, což vede buď ke stabilně hořící vodíkové obálce anebo k rekurentním zábles kům obdobným vzplanutím rekurentních nov. Kataklyzmickým proměnným byla též věnována loňská konference britských astronomů v H erstmonceux. Nejvíce prací se soustředilo na studium nov a trpas ličích nov. Především je pozoruhodné, že bolom etrická jasnost nov delší dobu po optickém maximu neklesá; nastává jen přesun do infračervené oblasti spektra. Absolutní hvězdná velikost nov v maximu je o necelý řád nižší než kritická tzv. Eddingtonova luminozita, při níž gradient tlaku záření se rovná dostředivé síle. Tato skutečnost svědčí o dominujícím vlivu tlaku záření na rozpínání plynných obalů nov. Přesun m axima záření do infračervené oblasti lze vysvětlit kondenzací horkých (1300 K) prachových zrnek ve vnější obálce novy. G. Bath a J. Pringle ukázali, že n a rozdíl od klasických nov, kde je zdrojem výbuchu překotná term onukleární reak ce na dně vodíkové obálky novy, u trp as ličích nov se uplatňuje nestabilita v akrečním disku jako bezprostřední příčina výbuchu. Amplitudy výbuchu trpasličích nov jsou proto asi o dva až tři řády nižší než u nov klasických. A. Bogess aj. dokázali z měření na družici IUE, že znám á Nova A quilae 1918 (V 603 A ql] je dvojhvězdou. Pozorovali totiž zákryt akrečního disku, jenž obklo puje bílého trpaslíka, chladnou sekundární složkou. Oběžná doba 3h20m je zcela typická pro klasické novy. Z infračervených pozorování Novy Cygni 1978 od vodil R. Joseph, že prachová zrnka začala kondenzovat zhruba m ěsíc po optic kém maximu. Infračervená svítivost novy pak převyšovala zhruba 500k rát sví tivost Slunce. Pozoruhodný objev obří p la netární mlhoviny ohlásili A. Purgathofer a R. Weinberger. Při prohlídce palomarského altasu nalezli útvar o úhlových rozm ěrech 20' X 20' a souřadnicích a = 6h15m a S = 55°38'. Jde o druhou největší plane tární mlhovinu (po známé mlhovině H elix), v jejímž středu se nalézá hvězda 15m. Pravděpodobná vzdálenost mlhoviny je asi 140 parseků, tj. skutečný li neární průměr mlhoviny dosahuje 0,8 parseku a centrální hvězda je bílým trpaslíkem ! Vzdálenosti takových objektů se ovšem odhadují obtížně. Svědčí o tom vý * Pokračování z č ísla 3/1981 (str. 45— 49).
znamná revize vzdálenosti K eplerovy supernovy [1604) z dosud uváděných 10 kpc na pouhé 3,2 kiloparseky (I. Danziger a W. Goss). V této souvislosti zní až neuvěřitelně tvrzení W ang Jian-minga, že supernova z r. 1604 vzplanula ještě jednou v r. 1664, podobně jako znám á supernova v souhvězdí Zajíce z roku 1006 m ěla opakovaně vzplanout v květnu r. 1016! R. Rood aj. navrhují, aby se prozkoumalo nuklidové složení antarktického ledu v hloubce 15 m pod dnešním povrchem, neboť v té vrtsvě by se mělo zaznam enat odchylné zastoupení někte rých nuklidů, jež vznikly díky pronikavé radiaci z této mohutné supernovy. Pravděpodobnou rádiovou identifikaci Tychonovy supernovy (1572) oznámili S. Gull a G. Pooley, když objevili tém ěř bodový rádiový zdroj na frekvenci 2,7 GHz, jehož poloha uspokojivě (na 40") souhlasí s centrem optického pozůstatku supernovy. Poměrně nejzáhadnější historickou supernovou zůstává i nadále supernova v Cassiopei z r. 1667. A. Fabian aj. odvodili z rentgenových měření na družici Einstein, že plyn, vysílající Roentgenovo záření, m á hmotnost aspoň 15 MQ, takže explodující supernova byla mimořádně masívní. Podobně K. Brecher a I. W aserm an vypočítali, že hmotnost vyvrženého plynu byla aspoň 12 M©. Podle nich n astala exploze již r. 1657 (s chybnou =*=3 ro k y ). V r. 1680 pozoroval na tom místě oblohy Flam steed hvězdu 6m, ale to se zdá být trochu málo na supernovu v naší Galaxii. Není vyloučeno, že mimořádná masivnost hvězdy způ sobila, že při explozi se hvězda zcela rozprášila, takže po ní doslova nic ne zbylo. Skutečně je nejvýš n ačase, aby v Galaxii co nevidět vzplanula solidní supernova, kterou bychom mohli zevrubně prozkoumat současným i metodami. Kdybychom žili v galaxii NGC 6946, věděli bychom o supernovách snad už tém ěř vše, neboť v této soustavě jsou supernovy vyráběny tém ěř na běžícím pásu. V říjnu 1980 oznámil P. Wild vzplanutí již páté supernovy v galaxii NGC 6946, přičemž předešlé supernovy byly zaznamenány v letech 1917, 1939, 1948 a 1968. Přímo fantastické množství prací bylo i vloni věnováno rentgeno vé astro nomii. Čtenář snad promine, že do našeho přehledu se vejde jen několik tele grafických poznámek. A. Shafter aj. určili horní mez jasnosti sekundární složky prototypu masívní rentgenové dvojhvězdy — proslulého systému Cygnus X-l {HDE 226868). Sekundární složka má svítivost menší než 2 % složky primární. Tím je značně posílena hypotéza, že sekundární složka této soustavy je vskutku černou dírou. Naproti tomu J. Armstrong aj. ze zpřesněné polohy rentgenového zdroje OAO 1653-40 odvodili, že zdroj není totožný s optickou proměnnou V 861 Scorpii, která sam a žádné m ěřitelné rentgenové záření nevysílá. Rentgenový zdroj 1653-40 obsahuje rentgenový pulsar s periodou 38 sekund a jeho optická identifikace je v tuto chvíli znovu otevřená, tj. úvahy o černé díře v dvojhvězdě V 861 se staly bezpředmětné. Zato se podařilo opticky ztotožnit přechodný rentgenový zdroj Centaurus X-4 (C. Canizares a j.), jenž poprvé vzplanul v r. 1969 a opakovaně v květnu r. 1979. Zdroj má zároveň zábleskový ch arak ter. Hvězda ztotožněná se zdrojem má v klidovém období 19m a během vzplanutí se její jasnost zvýšila na 13m. Během optického poklesu po maximu (rych lostí 0,12m za den) byl na sestupné větvi pozorován rentgenový záblesk, jenž převýšil šestkrát rentgenový tok v maximu. Podle M. Matsuoky aj. jde o dvojhvězdu, v níž sekundární složka je neutronová hvězda, akreující hmotu z pozdního chladného trpaslíka, spektrální třídy K 3—K7. Oběžná perioda soustavy je 8,2 hod. Podle L. Kaluzienského aj. bylo vzplanutí v r. 1979 dvacetkrát slabší než výbuch v r. 1969 a celková uvolněná energie dosáhla hodnoty 3.1036 J. Celá epizoda byla nejkratší ze všech dosud pozorovaných přechodných zdrojů (rentgenových nov). Mezi zábleskovými zdroji znovu potvrdil svou výjim ečnost tzv. rychlý burster MXB 1730-335. Ukázalo se, že záblesky obdobné rentgenovým vysílá také v mikrovlné části spektra (O. Calla a j.). Jednotlivé záblesky nabíhají 5— 90 s, trvají 50—480 s a pokles zabírá 10—90 s. V srpnu 1979 nalezli H. Inoue aj. nový typ lichoběžníkových rentgenových impulsů o trvání 30 s až 10 minut, jež se někdy vyskytují v celých sériích. S. Sato aj. hledali bezúspěšně obdobné zá blesky v infračervené oblasti spektra. Zjistili však, že zdroj se nalézá v kom paktní kulové hvězdokupě, kterou objevil W. Liller. Nejnovější zprávy nazna
čují, že objekt vysílá i rádiové impulsy na frekvenci 4,1 GHz a snad i infra červené záblesky. Pozoruhodnou teoretickou práci o povaze zábleskových zdrojů uveřejnili E. Ergm a a A. Tutukov. Autoři dokazují, že způsob existence rentgenového zdroje závisí na rychlosti akrece hmoty na neutronovou hvězdu. Je-li rychlost ak rece větší než l ď 10-5 M© za rok, hoří vodík v obálce neutronové hvězdy s ta bilně a pozorujeme trvalý rentgenový zdroj. Pro přenos hmoty v rozmezí od 10'10-5 do 10'11>s M© za rok se vodík zapaluje v déle trvajících záblescích („po m alé" zábleskové zd roje). Při rychlosti přenosu menší než 1 0 11-5 M© za rok vzniká rychlý zábleskový zdroj a hoření vodíku vede okam žitě k zapálení hélia v obálce neutronové hvězdy. Zajímavým důsledkem uvedených výpočtů je mož nost překotné term onukleární reak ce v obalu osamělé neutronové hvězdy, která akreuje mezihvězdnou látku rychlostí 10‘13 M© za rok. Energie uvolněná při héliovém záblesku může dosáhnout až 1037 J. Úctyhodné množství studií bylo věnováno snad nejpozoruhodnějšímu hvězd nému objektu v Galaxii, a to systém u SS 433 (autor si poznamenal 36 odkazů]. Shm em e-li současný stav, lze konstatovat, že celý úkaz lze vysvětlit takto: Zhruba před 50 tisíci lety vzplanula na daném místě oblohy supernova, jež po sobě zan ech ala rychle rotující neutronovou hvězdu a expandující mlhovinu. Neutronová hvězda je členem dvojhvězdné soustavy s oběžnou periodou 13,1 dne, velikostí hlavní poloosy 15 miliónů kilometrů a hmotnostmi složek srovna telnými s hmotou Slunce. S povrchu neutronové hvězdy vyvěrají dva zhruba protichůdné svazky, v nichž je plyn urychlován až n a rychlost 80 000 km/s. Tyto svazky se střídavě naklánějí k nám a od nás v důsledku precesního po hybu rotační osy neutronové hvězdy, jehož perioda je 164 dnů. Kinetická energie výtrysků převyšuje o šest řádů zářivou energii Slunce. Teplota vyvrhovaného plynu je přitom překvapivě nízká, kolem 15 000 K. Příčinou výtrysků je mo hutná (superkritická) ak rece hmoty na neutronovou hvězdu rychlostí 10‘4 Aí© za rok. Tolik hmoty najednou se nestačí uložit klidně na povrch neutronové hvězdy a je odvrhováno tlakem záření. Některé úkazy jsou však dosud zá hadné. Rádiová m ěření naznačují šroubovicové pohyby plynu ve výtryscích („kosm ická v ý v rtk a"?] a výtrysky samy nejsou přesně protilehlé. Vrcholové úhly jejich kuželů se v r. 1979 rozevřely o 5°. Někteří autoři nacházejí perio dické změny jasnosti, polarizace, atd. s periodou 6,5 dne, tedy zhruba poloviční než je spektroskopicky určená oběžná perioda. Také vzdálenost zdroje není znám a s uspokojivou přesností; odhady se pohybují od 3 do 5 kpc. Pró pod poru teorie relativity, resp. existence tzv. transverzálního Dopplerova posuvu, je jistě potěšující, že střední poloha „pohyblivých" složek spektrálních čar se nalézá u hodnoty + 1 2 000 km/s, což je v souladu s teoretickou hodnotou tran s verzálního posuvu pro rychlost 75 000 km/s, jež zase dobře odpovídá pozoro vané hodnotě expanzní rychlosti plynu ve výtryscích. (Pokračování p říště)
Proč sluneční rádiový tok nemůže nahradit relativní číslo
Miloslav Kopecký
Již delší dobu je diskutována otázka, zda by nebylo možno nahradit Wolfovo relativní číslo slunečních skvrn intezitou celkového slunečního rádiového toku na lOcm vlnové délce. Hlavním důvodem k tomu je skutečnost, že hodnotu intenzity celkového rádiového toku lze stanovit bezesporu objektivněji než hod notu W olfova relativního čísla. Naproti tomu se však ukazuje, že ne vždy mají tyto dva indexy sluneční aktivity dostatečně shodný časový průběh (viz RH 3/1981, str. 58).
Je však možno ukázat, že zjištěné rozdíly v časovém průběhu těchto dvou indexů sluneční aktivity spočívají ve vlastní podstatě těchto dvou indexů, že jsou reálné a že ve skutečnosti není důvodu, proč by tyto dva indexy měly mít zcela shodný časový průběh. Základní příčina spočívá v tom, že Wolfovo relativní číslo slunečních skvrn nemůže odrazit strukturu rozložení skvrn na slunečním disku do jednotlivých skupin, zatím co intenzita rádiového záření je od této struktury podstatně zá vislá. Wolfovo relativní číslo může totiž dosahovat stejné hodnoty při různém počtu skupin a skvrn v nich, zatím co intenzita rádiového záření bude v těch to případech různá. Uveďme si tento konkrétní příklad: Mějme dvě extrém ně různé situace na slunečním disku. V případě (a ) mějme 10 m alých izolovaných skvrn; v případě (b j mějme jednu velkou skupinu skvrn se 100 skvrnami růz ných velikostí. V obou případech bude mít Wolfovo relativní číslo hodnotu 110. Avšak intenzita celkového rádiového toku na 10 cm bude v případě ( b ) , tj. v případě velké skupiny skvrn podstatně větší než z deseti m alých izolovaných skvrn, tj. než v případě (a }. Situace je ještě složitější, protože nelze ani předpokládat, že rádiový tok z jedné skupiny skvrn by byl jednoznačnou funkcí pouhé plochy skupin skvrn nebo pouhého počtu skvrn ve skupině. Fyzikální podmínky v chrom osferických vrstvách nad skupinou skvrn, odpovědné za intenzitu rádiového toku, nejsou určovány počtem skvrn ve skupině nebo celkovou plochou skvrny, nýbrž cel kovou konfigurací m agnetických polí v těchto vrstvách. A ta je určována pře devším intenzitou jednotlivých lokálních m agnetických polí, velikostí plochy zaujímané těmito jednotlivými lokálními m agnetickým i poli, jejich vzájemným rozložením, a to i co do polarity m agnetických polí. A tyto skutečnosti neobráží ani relativní číslo skvrn ani celková plocha skvrn. Uvažme jenom, že pouhý počet skvrn, který vstupuje do hodnoty relativního čísla, nic neříká o jejich velikosti a vzájemném rozložení skvrn různých velikostí uvnitř skupiny. Sku pina o 30 skvrnách může mít stejně tak 2 velké skvrny a 28 velmi m alých, jako 5 velkých, 10 středně velkých a 15 velmi m alých skvrn; přitom skvrny v těch to dvou skupinách mohou mít různé intenzity m agnetického pole a zcela roz dílné rozložení polarit m agnetického pole. Těžko lze očekávat, že by z tako výchto dvou skupin skvrn byla intenzita rádiového toku stejná, i když mají stejný počet skvrn a obě tedy přispívají stejnou hodnotou 40 do celkového Wol fova relativního čísla. Celkově docházíme tedy k tomuto závěru: Rádiový tok na 10 cm je sam o statným , objektivně stanovitelným indexem sluneční činnosti, který však a priori nemůže mít shodný časový průběh s Wolfovým relativním číslem skvrn nebo celkovou plochou skvrn a nemůže je zcela ekvivalentně nahradit.
Co n o v é h o v astronomii K O N FEREN CE O HVĚZDÁCH TYPU Ap
V rám ci m nohostranné spolu práce A kade mií věd s o cia listick ý ch zem í v programu „Fyzika a vývoj hvězd" p racu je nyní sedm subkom isí, jež organizují a koordinují vý zkum v jed notlivých s p e cia liz a cích studia hvězd. K n ejak tiv n ě jším patří subkom ise, jež se zabývá studiem hvězd typu Ap, tj. hvězd s intenzívním m agnetickým polem. Subkom ise pořádá každý sudý rok vědec kou ko n feren ci, na níž se jed n ak hodnotí spolupráce v uplynulém období a jed nak se připravují plány sp olečných p rací pro
n ejb ližší budoucnost. Těžištěm ko n feren ce bývá řad a specializov aných zasedání, věno vaných hlavním aspektům výzkumu hvězd typu Ap. V r. 1978 pořádal v poradí jíž třetí ko n feren ci A stronom ický ústav ČSAV v Praze. Tehdy též bylo dohodnuto, že příš tí k o n feren ce se bude kon at v r. 1980 ve S p e ciá ln í astro fy zik áln í o bserv ato ři AV S S S R v Z elen ču kské na Kavkazu. A traktivnost IV. k o n feren ce zvyšovala především možnost sezn ám it se s dvěma obřím i p řístro jí S p e ciá ln í astro fy zik áln í ob servatoře, a to 6m optickým reflekto rem ( BTA) a 576m rad ioteleskopem RATAN-600. Díky porozum ění řady n ašich in stitu cí ja kož i m oskevského A strosovětu podařilo se do Z elen ču kské v y slat pom ěrně početnou d elegaci, je ž zastupovala pracoviště v On d řejově, v H radci K rálové, v Brně a v T at ran sk é Lom nici.
Jed n án i k o n feren ce se zam ěřilo na problé my vzniku a uchováni m agnetickéh o pole ve hvězdách typu Ap, na m odely atm osfér s přihlédnutím k anom áliím v chem ickém složeni a n a pozorováni vybraných zajím a vých hvězd. Naši astronom ové dr. I. Hube ný, dr. Z. M ikulášek, M. Ouhrabka a dr. J. Zverko před nesli v plénu k o n feren ce r e feráty, je ž vzbudily živý ohlas a n a něž bezprostředně navázaly příspěvky astrono mů ze S SS R , NDR, Polska i Bulharska. Přestože výzkum hvězd Ap nem á u nás dlouhou trad ici, přispívám e v současnosti k program u m nohostranné spolu práce ja k v lastní iniciativ ou ta k i důležitým i výsled ky. Totéž kon statoval ve svém závěrečném shrnuti význačný teo re tick ý astro fyzik prof. A. Z. Dolginov z Leningradu. Č tenáře Říše hvězd budou z a jisté z a jí m at aktu áln í in form ace o provozu velkých p řístro jů S p e ciá ln í astro fy zik áln í observato ře (S A O ). Observatoř má tři hlavni praco viště: rad iotelesk op RATAN leží přím o u s il n ice M ineralnyje Vody (kd e je n ejb ližšl le tiště ] — Z elen ču k sk aja, vzdálen asi 3 ho diny jízd y autem z le tiště. Obec Z elen č u k sk aja je na naše pom ěry velm i rozlehlá a má zhruba 30 000 obyvatel. Š iro k á kva litn í siln ice p okraču je dále k d olní základ ně SAO, kde jso u pracovny a síd liště pro zam ěstnance (v té to čá sti SAO p racu je ko lem 750 lid í!) — to vše ve výši 1200 m n. m. Odtamtud p o kraču je siln ice v četn ých serp en tin ách na Horu sedm i pram enů do výšky 2070 m n. m., kde se n alézá horní základna SAO a kopule 6m reflek to ru . Mezi h o m i a dolní základnou je kyvadlové spo je n i ústavním autobusem , jen ž převáží astronom y a tech n ik y z no čn í sm ěny, den ní posádku, atd. Hora sedm i pram enů je spíše vysokohorskou pastvinou než pořád nou „horou". Sm ěrem na sev er se odtud rozvirá pohled do údolí řek y V elký Zelenčuk a většinou je dobře vidět i ra d io te le skop RATAN, vzdálený vzdušnou čarou n ě ja k ý ch 15 km. Sm ěrem k jih u může n á v štěvník obdivovat nádherné panorám a kavkazského pohoří — n ejblíže je pom ěrně plochá P astuchova hora, d osah u jící výšky 2900 m n. m. D aleko na jihovýchodě vyku k u jí za pěkného p o časí v rcholky Elbrusu. První dojem z návštěvy kopule 6m da lekohledu vyrazí dech i ostřílen ém u astro nomovi. Člověk s ic e ček á, že uvidí obři stro j, ale sk u tečn o st se vym yká jak ém u k o liv srovnáni. Otevřený trubkový tubus na azim u tální m ontáži se pohybuje n eu věřitel ně plynule a tiše, navzdory celk ov é hm ot n osti pohyblivých č á stí m ontáže 640 tun; také m asivní kopule o průměru přes 40 m etrů a hm otnosti 1000 tun se o táčí té m ěř nesly šn ě. D alekohled je ovládán z ř í d icí m ístnosti, oddělené od vlastníh o prosto ru kopule velkým i zaskleným i stěnam i. S le dováni objektů během pozorováni obstarává d vojice nezávisle p ra cu jících říd ících po čí tačů , je jic h ž výsledky se navzájem srovn á
v ají před každým povelem ke změně sou řad nic (azim utu a výšky) dalekohledu. T a to operace se opakuje osm krát za sekundu. Také n astav en í dalekohledu na nový ob jekt je ry ch lé a přesné (s chybou m enši než 10"). V létě r. 1978 bylo původní prim ární zrcadlo nah razeno novým s podstatně lep ším i optickým i param etry. U nového zrcadla je 90 o/o sv ěteln é en erg ie z bodového zdroje soustředěno do kotoučku o úhlovém prům ě ru 0,8", a k d ispozici je plná apertu ra p ří stro je. D alekohled se používá bud v pri m árním nebo v N asm ythově ohnisku, a to pro přím é fo tog rafie, fo to elek trick o u fotom etrii a sp ektroskopii, resp. pro pořizování m agnetických (Z eem anových) sp ektrogramů. Pozorovací noci p řid ělu je sed m ičlen ná vědecká rada, jíž předsedá akad em ik V. Sobolev z Leningradu. Pro každou noc jsou připraveny dva pozorovací týmy, je ž nastu puji k p řístro ji s ohledem na okam žitou kvalitu obrazu. Přechod mezi ohnisky je ry ch lý a zabere sotva 10 minut, takže není problém em přizpůsobovat využití d alek oh le du okam žitém u stavu ovzduší. Během sou m raku a svítán í se nav íc pořizuji sp ek tra o vysoké disperzi. Kromě sov ětských a stro nomů p racu ji se 6m dalekohledem tak é za h ran ičn í odborníci, k te ří si většinou přivá ž e jí sebou v lastn í pom ocnou aparaturu. B ě hem k o n feren ce pracovali s p řístro jem so v ětští astronom ové ze SAO, Šternbergova astronom ického ústavu v Moskvě a z lvovské univerzity, a d ále odborníci z F ran cie a z NSR. Naše d eleg ace m ěla jed in ečnou příležitost sled ovat no čn í provoz p řístro je při fo to ele k trick é m m ěřeni ja sn o sti kv asa ru 0 9 5 7 + 5 6 1 , je n ž je patrně projevem g ra v itačn í čočky. T aké rad iotelesk o p RATAN udiví náv štěv níka nejprve svým i rozm ěry — kolem ob vodu rad ioteleskopu je vybudována okruž ní siln ice , po níž jezd í te ch n ici a radioastronom ové n a kolech . Uvnitř kruhové antény, složené z panelů, je ž lze n ak láp ět a posouvat podle potřeby, jsou na k o le jn i cích um ístěny p řijím ací aparatu ry, takže rad ioastronom má k d ispozici velk é m nož ství p racovních kom binací. Jedno p řijím ací střed isk o je vyhrazeno výzkumu Slu n ce a d alší dvě „o h n isk a" slouží pro studium m e zihvězdných a e x tra g a la k tick ý ch rádiových zdrojů. V blízkosti rad ioteleskopu jsou p ra covny radioastronom ů, dilny a d alší pom oc ná pracoviště. R ad ioteleskop p racu je n ep ře tržitě ve dne i v noci. K om plex p řístro jů SAO a je jic h sp o le h li vý provoz řadi už dnes toto pom ěrně m la dé p racov iště k n e jlé p e vybaveným a stro nom ickým střediskům v S S S R . Lze si je n přát, aby náš podíl v m nohostranné spolu práci zahrnul v blízké budoucnosti též p ří mé využití u n ik átn ích astronom ick ých za řízeni S p e ciá ln í astro fy zik áln í observatoře. /g
Nahoře je orbitální stanice Saljut a kosm ická loď Sojuz, dole kuželovitý blok v ěd eck é aparatury sovětské orbitální stanice Saljut. (Sn ím ky R. H u dec.)
Nahoře prof. A. Z. Dolginov pronáší závěrečný přípitek na k o n feren ci o Ap hvězdách. Vlevo u stolu sedí ředitel SAO dr. 1. M. Kopylov. Dole dr. N. Polosuchinová z K rym ské astrofyzikální observatoře připíjí na sp o lečn é studium ry ch lé prom ěnnosti m agnetických hvězd. Vpravo dr. T. Jarzebowski z Wroclavi.
Nahoře je pohled na horní základnu Speciální astrofyzikální observatoře a ko puli 6m dalekohledu z úbočí Pastuchovy hory. Dole je řídící pult jednoho z po čítačů, k teré ovládají pohyby šestim etrového dalekohledu. ( Obrázky v příloze na str. 78—79 ke zprávě na str. 7 5 —76, foto J. Grygar.)
Zástupci O kresního a M ěstského národního výboru při prohlídce nové hvězdár ny ve Rtyni v P. (n a h o řeI a dr. J. Grygar při slavnostním otevření hvězdárny (d o le ). (S n ím ky S. K rčm ář, k e zprávě na str. 8 4 —85.)
V rám ci spolupráce s o cia listick ý ch zemi v oblasti kosm ického výzkumu byla 6. úno ra t. r. v Sovětském svazu vypuštěna um ě lá družice Země Interkosm os 21. je na nl um ístěna vědecká aparatu ra, u rčená p ře devším k dalším u kom plexním u výzkumu zem ského povrchu a oceánů, na je jíž ko n stru k ci se podíleli odborníci ze So v ětsk é ho svazu, Československa, M aďarska, N ě m ecké d em okratické republiky a Rumun ska. KOMETA L0V A S 1980s
Dne 5. prosince 1980 objevil M. Lovas (K onkolyho hvězdárna, Budapešť) novou kom etu v jihovýchodní čá sti souhvězdí Ry sa. M ěla ja sn o st 17™ a jev ila se ja k o difúzní ob jek t s c en trá ln í kondenzací. Z po zic získaných mezi 5. prosincem 1980 a 9. lednem 1981 vypočetl B. G. M arsden e le menty předběžné p arabolické dráhy: T o> fi i q
= = = = =
1980 IX. 23,5481 EC 5 9 ,0 3 2 9 °) 352,8579° > 1950,0 10,3930° I 1,467000 AU BAAC 614 I B )
KOMETA LONGMORE 1981a
První leto šn í kom etu n alezl japonský astronom T. S e k i (G eisei) 2. ledna. Je jl periodická Longm ore, k te rá d ostala ozna č en í 1981a. Jev ila se ja k o difúzní ob jek t 18m s c en trá ln í kondenzací a byla velm i blízko vypočteného m ísta; oprava v čase průchodu přlsluním z pozorováni určeného je pouze + 0 ,3 3 dne. Kometu objevil au stralsk ý astronom A. J. Longmore 10. červn a 1975 [RH 56, 176; 9/1975) jak o objekt asi 17. v elikosti. Do stala předběžné označení 1975g a d efin itiv ní 1974 XIV, protože procházela příslunlm již 4. listopadu 1974, tedy dlouho před o b je vením. K rátce po objevu se ukázalo, že jde o kom etu periodickou s oběžnou dobou 6,98 roku, p říslu še jící tedy k Jupiterově ro dině kom et. V příslun! se blíži ke Slu nci na vzdálenost 2,40 AU, v odsluní se od něh c vzdaluje na 4,90 AU. J e jí dráha má e xcen tricitu 0,342 a sklon k rovině e k lip ti ky 24,40°. BAAC 614 (B ) NOVA SCUTI 1981
=
18h44ml l , 7 s
KOMETA PANTHER 1980u
Ve večern ích hod inách 25. prosince m. r. o bjevil Roy P anther (W algrave, N ortham pton) novou kom etu v souhvězdí Lyry. Jev ila se ja k o difúznl objekt 10m s cen tráln í konden zací a krátkým ohonem. Prům ěr kómy byl asi 5' B. G. M arsdsn p o čítal elem enty před běžné p arabolické dráhy: T a, ň i q
= = = = =
1931 I. 28,374 EC 106,82° I 331,19° > 1950,0 82,37° I 1,6366 AU BAAC 613 ( B)
ODCHYLKY CASOVÝCH SIGNÁLŮ V PROSINCI 1980 A V LEDNU 1981
Den 1. XII. 6. XII. 11. XII. 16. XII. 21. XII. 26. XII. 31. XII. 5. I. 10. I. 15. I. 20. I. 25. I. 30. I.
U T1—UTC — 0,1272s — 0,1382 —0,1489 — 0,1603 — 0,1753 — 0,1871 — 0,1983 — 0,2098 — 0,2208 — 0,2318 — 0,2430 — 0,2550 — 0,2666
U T2—UTC — 0,1399s —0,1493 —0,1585 — 0,1686 — 0,1824 —0,1931 —0,2034 —0,2141 —0,2244 — 0,2347 —0,2453 — 0,2568 —0,2678
V ysvětlen í k tabulce viz RH 62, 18; 1/1981. V. P tá č e k OPRAVTE SI V HR 1981
V e H vězdářské ro č e n ce 1981 autor om y lem stranov ě p řev rátil obrázek 2 na str. 51. M ísto uvedeného azimutu 60° m á být 120° a m ísto 65° má být 115°. Autor se omlouvá uživatelům ro čen k y a p ře je n alezen í Merkura při květnové elon gacl. P. P říh o d a LETNÍ CAS V ROCE 1981
Anglický am atér D. B ran ch ett (E a stle ig h ) objevil v ran n ích hod inách 18. ledna novu 8. hvězdné v elikosti v souhvězdí Štítu. Po loha hvězdy je (1950,0) a
Dne 30. ledna 1981 ve 2 3 h3 4 ® jsem v Ho řov icích pozoroval nízko nad východním obzorem bolid, jehož ja sn o st byla asi 1/3 ja sn o sti M ěsíce v úplňku. Pohyboval se sou hvězdím Boota kolm o k horizontu, dráha byla asi 17° dlouhá a pohyb velm i pomalý. Bolid m ěl ja sn ě bílou barvu, v blízkosti A rctura se rozpadl na dvě čá sti červené barvy, k te ré k rá tce na to zanikly. J. B a k u le
S =
— 4 °59'56,0" BAAC 614 (B )
Vládním nařízen ím se leto s opět (již po tře tí v uplynulých le te c h ) zavádí letn i čas. O pů lnoci 28./29. března se p řech ází ze SEČ na LČ, který bude p latit do 26. září. O půlnoci 26./27. září se opět přejde na SEC. Jak každý am atér ví, je náš letn í čas v pod s ta tě VEČ, pro n ějž platí VEČ = SEČ +
+ 1 hod. Aby nedocházelo ke zmatkům při astro n o m ick ých pozorováních, budeme stá le časové ú d aje v Ř íši hvězd uvádět v SEC. KOLIK JE PLA N ETEK ?
Za 180 le t (prv ní p lan etk a, Ceres, byla o b jev en a o novoroční n o ci 1800/1801) bylo pozorováno na 7000 asteroid ů, z nichž asi 4000 d ostalo předběžné o zn ačen í a asi 2200
označeni d efinitivn í. Pro ty jso u tak é zná my dráhy ve slu n ečn í soustavě a většinou jsou s tá le sledovány. Celkový p o čet plane tek je možno je n těžko odhadnout, ale zřejm ě jic h m ůže být p řes m ilión. Počet asteroidů, k te ré jso u v dosahu sou časn é p ří stro jo v é tech niky, je kolem 400 000. N ejvětší p lan etka, C eres, -má prům ěr 1025 km, n ejm en ší dosud znám á — 1976 UA — m ěří v prům ěru je n asi 200 m. Prům ěry v ětší než 100 km má a si 200 p lanetek.
Souhvězdí1 severní o b l o h y
LEV,
Leo
( n is ),
Leo
DVOJHVĚZDY GC
N ázev
15016— 7
54 Leo
a [ 1975,0)
í ( 1975,0)
m
+ 24°53'
4,32
1 0 H5 4 , 3 m
m1 4,51
m,
po [
6,30
109°
d [a ]
E [P Í
6 ,4 "
1957
PROMĚNNÉ HVĚZDY N ázev R Leo TX Leo VY Leo
or( 1975,0) gh46m l3s 10 3 3 44 10 54 44
á ( 1975,0) + 1 1 °3 2 '5 1 " + 8 46 52 + 6 19 11
m ax. 5.4v 5,7p 7,3p
m in. 10,5v 5,80p 7,58p
P erio d a ( d n y ) 312,57 2,4550 —
Typ M EA Ib?
S p ek tru m M 7e— M9e A2 —
GC
m
„ (1 975,0)
Leo Leo Leo
4,46 4,31 3,52
9h23,2m 9 30,3 9 39,8
Leo Leo Leo Leo Leo Leo
2,98 3,88 3,53 1,35 3,44 1,98
9 9 10 10 10 10
Leo Leo Leo Leo Leo Leo Leo Leo Leo
3,85 4,42 2,56 3,35 4,47 4,05 3,94 4,30 2,14
10 11 11 11 11 11 11 11 11
Název
12972 13143 13366
1 4 14
X A
13443 13590 13899 13926 14107 14177— 8
17 24 30 32 36 41
£
14487 15162 15438 15441 15511 15600 15652 15927 16189
47 60 68 70 74 77 78 92 94
0
1) a
5 p
b
s
9 f a i u
(3
M(a) i ( 1975,0) /í(á ) (1 0 -3 ") (10-1 s) —2 —2 — 10
+ 2 6 °1 7 ' + 23 05 + 10 00
44,4 51,3 06,0 07,0 15,3 18,7
—3 — 16 0 — 17 + 1 + 22
+ + + + + +
23 26 16 12 23 19
53 08 53 05 33 58
— 18 — 59 —8 + 1 — 13 — 152
31,5 01,0 12,8 12,9 15,4 19,8 22,8 35,7 47,8
0 + 1 + 10 —4 —8 —6 + 12 0 — 34
+9 + 20 + 20 + 15 —3 + 6 + 10 —0 + 14
26 19 40 34 31 10 40 41 43
—6 + 30 — 138 — 85 — 41 — 17 — 81 + 38 — 122
DALŠÍ OBJEKTY NGC 2903 3351 3368 3379 3623 3627
M —
95 96 105 65 66
a (1 975,0) 9h30,7m 10 42,6 10 45,4 10 46,5 11 17,6 11 18,9
5 (1 9 7 5 ,0 )
Druh
+ 21°36' + 11 50 + 11 57 + 12 43 + 13 14 + 13 08
G G G G G G
V tom to č ísle přináším e m apku souhvěz dí Lva a ú d aje o ja s n ě jšíc h hvězdách, dvoj hvězdách, prom ěnných hvězdách a d alších o b jek tech . V ysvětlení k m ap ce i k tab u l kám bylo o tištěno v ŘH 62, 19—22; 1/1981. O. H la d a J. W eislo v á
— 50 — 44 — 41
Sp
K2 III K5 III A5 V + F8 III G0 II K2 III A0 Ib B7 V F 0 III K0 111/ G7 III B1 Ib AI V A4 V A2 V A7n IV B 9,5s V F2 IV G9 III A3 V
n R P o in . (1 0 -3 ") (k m /s) 10 20±5 28±7
+ 28 + 26v + 27v
2±7 22±6 2 39=t7 9 =*6 19±6
+ 4,7 + 14 + 3 + 4 — 15v — 37
5±6 11 ± 8 40±5 19±6 14±10 16 47 ± 7 15±8 76±5
+ 42 — 10 — 21v? +8 —3 — 5v — lOv — 1,5 0
rick á k o rek ce (h e lio ce n trick ý m inus c en trick ý č a s) je dána vztahem
D s
D D
D
g eo
A t = — 0,005 775 52 R cos 0 cos (A — As) a vychází ve d nech a zlom cích dne. R je okam žitá vzdálenost Země — S lu n ce (vy já d ře n á v AU) v době pozorování, A, ,á jsou e k lip tik á ln í d élka a šířk a hvězdy a As ekllptik á ln í d élk a Slu n ce v době pozorování. Při vizu álních i fo to g rafick ý ch pozorová ních prom ěnných hvězd s ta čí znát h e lio ce n t rick ou k o rek ci s p řesností řádově 10~* dne (js o u to řádově d esítky sek u n d ). Proto mů žem e provést n ěk terá zjednodušení — před ně R — 1. E klip tik áln í d élku Slu n ce As bu deme p očítat z aproxim ativního vztahu As =
0,985 K — 80,15 + sin K,
přičem ž
Kalkulátory v astronomii JAK ZPRACOVAT VIZUÁLNÍ POZOROVANÍ PROMĚNNÝCH HVĚZD*
2. H e lio c e n t r ic k á k o r e k c e . Ze Země pozo rovaný (g e o ce n trick ý ) ča s minima (m ax i m a) je třeba převést na ča s h elio cen trick ý , tj. vztáhnout na střed Slu n ce. Vzhledem k m ěnící se poloze Země vůči Slu nci a hvěz dě se mohou pozorované (g e o c e n trick é ) o ka mžiky m inim a (m axim a) od sebe lišit až o 16 minut je n díky různé poloze pozorova tele. Redukcí g eo cen trick éh o času na h e lio c en trick ý tyto rozdíly odpadají. H eliocen t * P o k račo v á n i z č ís la 3/1981, s tr . 62— 63.
K = 30,3 (M — 1) + D, kde D, M jsou den a m ěsíc; As vychází ve stupních. M axim ální rozdíl (1 °) proti sku te čn é e k lip tik á ln í d élce Slu n ce nastává v ob dobí únor/březen a v červen ci, jin a k rozdíly n ep řesah u jí 0,4° až 0,6°. (T esto v ací příklady pro výpočet As- 10. II.: 320,19°; 31. III.: 11,08°.) Při výpočtu h e lio ce n trick é k o rek ce jsou tedy vstupním i daty den D, m ěsíc M, e k lip tik á ln í d élka a š ířk a A, 0 prom ěnné hvězdy. Vzhledem k tomu, že se běžně používají rov níkové sou řad nice a, S, zabudujem e do pro gram u pro výpočet k o rek ce At je š tě převod sou řad nic a, 6 na A, /S (viz např. ŘH 3/1980, str. 62— 64). Pro sklo n eklip tik y k rovníku berem e hodnotu e = 23,45°. Program pro výpočet h e lio ce n trick é k o re k ce (k a lk u lá to r TI-58/59):
Převod rovníkových káln í: 2nd xšt xšt x^t iNV RCL INV
souřadnic
na
ekllp ti-
Lbl A STO 2 x ž t STO 01 1 2nd P-»R STO 4 RCL 1 2nd P -R STO 5 RCL 3 2nd P-.R + 2nd E xc 4 x% t RCL 3 2nd P -R SUM 4 x š t = 2nd E xc 5 x š t 4 INV 2nd P^R STO 1 RCL 5 2nd P—R STO 2 R/S
Výpočet As a A t: 2nd Lbl B — 1 = X 30,3 + x ^ t = STO 4 2nd sin + .985 X RCL 4 — 80.15 = — RCL 1 = 2nd cos X RCL 2 2nd cos X RCL 6 = R/S B Autorem program u je Pavel K essler. V ý p o č e t: Do pam ěti R0j zadám e —s (m i n u s!), do Rm kon stantu —0,005 775 52. Sou řad nice hvězdy a, S zadávám e ve stupních + zlom ky stupně (pozor: re k tascen zi p ře vedem e z tvaru h, m, s na hodiny + zlomky hodiny a pak vynásobím e 15 ). 1. » l í t j A . . . na d isp leji je jS. 2. den x š t m ěsíc B (nebo R/S) . . . At. Pro tutéž hvězdu, ale jin é datum pokra čujem e od bodu 2, pro jino u hvězdu od bo du 1. O b sa z en í p a m ě t i: Ri = A; R: = jS; Ra = = — e; Rj a R5 jsou pom ocné pam ěti; R« = = — 0,005 775 52. T e s t o v a c í p ř ík la d y : a = 12h = 180° 22. listopadu: At = —0,001 56 S = 30° 2. března: At = + 0 ,0 0 5 1 2 £ = 23,45° H eliocen trickou k o rek ci At přičtem e ke geocen trick ém u času m inim a (m axim a) a d ostanem e h elio cen trick ý okam žik minima (m ax im a). Nej větší hodnota A t č in í |At | = = 0,006 dne. ( P o k r a č o v á n i) Z. P.
Z l i d o v ý c h hv ě z dá r en a astronomických kroužků DALŠÍ NOVÁ HVĚZDÁRNA
V širok é k o tlin ě pod Jestřeblm i horam i, na ro zhraní náchod ského a trutnovského okresu, leží m alebné podhorské m ěstečk o Rtyně v Podkrkonoší. Je to k ra j b ratří Čap ků, A. Jirá sk a a B. Němcové, k ra j plný krásy, m alebnosti a poezie, ale tak é slav ná h isto rie i sou časné tvrdé a poctivé prá ce n ašich havířů. Zde, v jihovýchodní části sev ern ího věnce hor, asi 500 m nad mo řem, s to ji kopule nové hvězdárny.
M yšlenka postavit ve Rtyni v Podkrko noší lidovou hvězdárnu vznikla koncem č e r vence v r. 1976, na základ ě celk em náhod ného setk á n i dvou am atérů astronom ů, Ji řího Drbohlava z Broumova a O ldřicha S tře dy ze Rtyně. Pro oba byla astronom ie vždy až p říliš velkým kon íčk em a to přispělo k tomu, že již během n ěk olik a prvních s e tkán í se vzájem ně dohodli, že společným úsilím v yp rojek tu ji a z běžně dostupných m ateriálů v lastnoru čn ě postav! m alou hvěz dárnu, kterou vybaví přim ěřeným te le sk o pickým zařízením rovněž své kon stru kce i výroby, zam ěřeným především k fo to g ra fování. Již za dva m ěsíce nato založili a stro nom ický kroužek při ZK ROH Dolu Zdeňka N ejedlého ve Rtyni. Do ko n ce téhož roku byl sk u tečn ě celý p ro je k t vypracován a při praven k re a liz a ci se všem i náležitostm i včetně stavebního povolení. Obsahoval n e je n tech n ick o u dokum entaci stavby a od borného vybaveni, ale 1 d ílčí a konečné term íny, k te ré posouzeny dnes, s odstupem času a toho, co bylo vytvořeno, byly, m ír n ě řečeno, opravdu „šib e n ičn í". P řijatý plán předpokládal, že nejpozd ěji do tři let bu de p ro jek t kom pletně d okončen i vybaven odborným zařízením a to p řece je n pro 4 páry, 1 když nad šen ých rukou, po nor m álním zam ěstnání, o sobotách a ned ělích, bylo jis tě víc než příliš. Bylo nutno zvlád nout mnoho odborných profesí, ja k o např. stavař, p ro jek tan t, tech nolog , stro ja ř, zed ník, zám ečník, tru hlář, e lek trik á ř, optik i m atem atik — a někde na konci, nebo snad na začátku každé té odbornosti p řece jen to základní, hvězdář — am atér. V šechno, co hvězdárna v sobě zahrnuje, ať m ontáž, zrcadlové re fle k to ry i oplechovaná kopule, je pouze am atérským dílem. N elze se zde d otýkat všech te ch n ick ý ch problém ů a tech n o log ick ý ch obtíží, které bylo nutno zvládnout a překonat, i když by to pro čten á ře bylo jis tě v e lice zajím a vé, uvedm e však, ja k o příklad, je n dvě m aličk o sti: traverzy 1/100 o d élce 24,5 m, z který ch jsou zhotoveny nosné kruhy ko pule, byly sto čen y do přesných kruhů o 0 7,9 m ru čn ě, za studená, ve dvou lidech, přímo na louce u stav en iště. Rovněž tak i sto ja tá žebra kopule z téhož profilu o po loviční d élce, av šak ty byly stočen y na výšku profilu I. Z ned ostatku vhodného prostoru, byla potřebná optika zhotovena v prostředí s prům ěrnou teplotou + 2 ° C, převážně v zim ním období; m ístnost nebylo možno vytápět. Pro vybroušení velkých zrcadlových objektivů m usel být zkon stru o ván a zhotoven v lastn í brou sící stro j. Po dobných problém ů byla c elá řada a je n od borník je schop en posoudit je jic h obtíž nost. Je n díky nevšední obětavosti, vytrvalosti a nezm ěrném u úsilí se sku tečn ě podařilo n ěk olika nadšencům , během pouhých tři let, u sk u tečn it dílo, k te ré v astronom ick é am atérské praxi u n ás snad nem á obdoby.
Dne 7. červn a 1980 za přítom nosti m noha o ficiáln ích hostů i širok é v eřejn o sti, za zvuku slavnostních fa n fá r 50členn ého soubo ru H ornické K oletovy hudby, p řestřih l dr. Jiř i Grygar, CSc., pásku a d okončil ta k slav nostní otevření hvězdárny ve Rtyni v P. Hvězdárna má kopuli o 0 8 m a vnitřní výšce 6,5 m, celk ov á je jí hm otnost je asi 4000 kg. Je poháněna přes sp e ciá ln í ry ch lostn í sk říň dvěma elektrom otory. Při ry ch loposuvu na pozorovací pozici se otočí je d nou za 4 m in, při m ikroposuvu sled u je š tě r bina oblohu. Pozorovací štěrb in a je široká 3.2 m a otevírá se v celé šíří posuvem po kopuli vzad. Před vstupem do kopule je před síňka s malou fotokom orou. K těm to prostorám n á le ž e jí je š tě dvě m ístnosti. Pod kopulí, na betonovém p ilíři o obsahu 28 m3 spočívá m asivní p a ra la k tick á m ontáž, pohá něná dvěma elektrom otory. V elké hodinové kolo s čeln ím ozubením má 0 1,2 m. V last ni polární osa 0 300 mm je uložena ve dvou dvouřadých válečkov ých ložiskách s 0 480/300/90 mm. Rovněž taková osa i ložiska jsou použita pro d ek lin aci. Deklin ačn í k le c má vnitřní ro zteč 800 mm a čela pro upnutí p řístrojů jsou v rozm ěru 1000 mm X 1100 mm. Celková hm otnost m on táže i s telesko p y je 3600 kg. Rychloposuv um ožňuje ry ch lé přestav ěn i teleskopů v obou sou řad nicích najednou i jed notlivě, pohyb za hvězdami zajišťu je krokový mo tor. Montáž je prozatím osazena 8 d alek o hledy. N ejm enším je h led áček s objektivem z m onarovské optiky 0 100 (F 500). Jako p ointační dalekohled soustavy slouží re fle k to r systém u C assegrain 0 500 mm ( F 2600 mm, sekundární F 10 m j. K přek lenu tí v el kého rozdílu mezi h led áčkem a pointérem se používá re fra k to r s objektivem 0 240 mm ( F 3860 m m ). Pro fotografování jsou u rčeny fotokom ory s objektivem X enar 0 90 mm, světelnost 1:3,5 (d esky 9 X 1 2 ) a fotokom ora s o b jek tivem T riplet 0 140, světeln o st 1:5 (d esky 2 4 X 1 8 cm ). Dále je to re fle k to r s o b jek ti vem 0 160 mm (F 920) světeln o st 1:5,7, k terý p racu je na film 0 50 mm a další re fle k to r s objektivem 0 420 (F 1720 m m ), svět. 1:4, pou žívající film o 0 100 mm. O pticky nejm ohutn ějším zařízením je re fle k to r C assegrain s parabolizovaným zrcadlem 0 820 mm (prim . F 4300 mm, světeln o st 1:5,4, sekun dárn í F 19 m ). V obou ohniscích jsou okulárové výtahy pro vizuální pozorování, avšak obě ohnis ka jsou rovněž přizpůsobena i pro fo to g ra fování. V prim árním ohnisku má sním ek 0 160 mm. Jelik ož, ja k jsm e již uvedli, je zrcadlová optika v lastní výroby, proto v sou časné době jsou s tá le je š tě prováděny různé ověřovací fo to g rafick é zkoušky. Pev ný program k využívání tohoto zařízení, krom ě fotografování běžných hvězdných ob je k tů a polí, nebyl dosud stanoven. A stronom ický kroužek získ al během vý stavby d alší z ájem ce o astronom ii, takže
dnes má 15 členů. U příležitosti otevření hvězdárny uspořádal velm i zdařilou před nášku dr. Grygar na tém a V esm ír včera, dnes a zítra, je ž byla pro Rtyni velkou udá lo stí. V propagaci astronom ie hodlá krou žek p okračovat d alší osvětovou činností. V ro ce 1978 navázal družbu s O blastní m lá dežnickou observatoří při AV S S S R v Sim feropolu na Krymu. P řesto, že hvězdárna je pro v eřejn o st otevřena pouze v pondělí v ečer od 18 hod., tak za pouhé 3 m ěsíce je jí čin n o sti ji navštívilo na 1000 zájem ců. V ýsledky rty ň sk éh o astronom ického krouž ku, je h o nadšení, píle a vytrvalost dosá hnout vytčen éh o cíle , může být pro mnohé vzácným příkladem cílevědom é p ráce i tvo řivé síly . OS. LETN I KURSY V ROKYCANECH
Lidová hvězdárna v R okycanech bude le tos podobně ja k o v m inulých le te c h pořá dat le tn í astronom ick é kursy. Od 6. do 12. červ en ce bude probíhat kurs broušení z rc a del. T ento kurs je pořádán sp olečně s Hvěz dárnou a planetáriem hl. m. Prahy a op tic kou s e k c í ČAS, a le je již nyní tém ěř z po loviny obsazen. Od 12. do 19. červen ce bude uspořádán kurs stavby dalekohledů. Ú čast níci budou m ít m ožnost získat n ěk teré n e zbytné m ech an ické so u části dalekohledu. Od 20. do 26. červen ce pořádá Hvězdárna a p lanetárium hl. m. Prahy na hvězdárně v R o k ycan ech kurs p rak tick é astronom ie. V šech ny kursy jsou u rčeny převážně pro mládež. P řihlášky s uvedením ad resy a datem narozen í z a s íle jte urychleně na lid o vou hvězdárnu v R okycanech (PSC 3 3 7 11J. Přednost budou m ít p řih lášen í s doporuče ním hvězdárny, p lan etária, astronom ického kroužku nebo školy. J. M.
Ap rílo vé zpravodajství HOUBY, ASTRONOMIE A POVĚRY
V n a š e m s t á t ě s e již p o v íc e n e ž tři d e s e t ile t í v y n a k lá d a jí z n a č n é p r o s t ř e d k y na š íř e n í v ě d e c k é h o s v ě t o v é h o n á z o ru a n a b o j p ro ti n e jr ů z n ě jš ím p o v ě r á m a p řed su d k ů m . P řes to s e v š a k s t á le č a s o d č a s u o b jev u jí v n a š e m t is k u č l á n k y a z p rá v y n e jr ů z n ě jš í p o v ě r y p r o p a g u jíc í a r á d o b y ja k s i v ě d e c k y z d ů v o d ň u jící. M ezi n e jr o z š íř e n ě jš í p o v ě r y p a tř í z á v is lo s t fá z í M ě s íc e n a rů stu hub a n a t o to t é m a u v e ře jn il lo ň s k ý M ladý sv ět ( r o č . 22, č. 33, str. 14) p o v íd á n í, je h o ž a u t o re m b y l Ja n H rubý. Č lá n e k o b s a h u je t o lik n esm y slů , ž e j e to p ř ím o z a r á ž e jíc í. P ro to j e j p ř e t is k u je m e v p ln é m r o z s a h u ; n ik d o t e d y n e m ů ž e tv rd it, ž e v y tr h u je m e v ěty z k o n tex tu . J e jis t ě p o t ě š it e ln é , ž e M ladý s v ě t m á s tá lo u ru b rik u , n a z v an ou v elm i p ř í p a d n ě „ Š m e jd ro k u " , v n íž p o p rá v u k r i
tiz u je v ý r o b k y n a š e h o p rů m y slu d o t é t o k a t e g o r ie p a tř íc í, a l e d o s t e jn é r u b r ik y p a tří i č l á n e k v ý še u v e d e n é h o a u to r a „ K d y n e m a jí n á la d u ? " — u r č itě b y o b s a d il je d n o z p r v n íc h m íst „ šm ejd ů ro k u " . „ Š m e jd y “ lz e to tiž v y ro b it n e je n v to v á r n ě , a le i u p s a c íh o sto lu . A ja k ý „ š m e jd ro k u " M ladý s v ě t u v e ře jn il, p o s o u d í j is t ě k a ž d ý č t e n á ř Ř íše h v ěz d . K d o n e jd ř ív e n a jd e n e j v íc e n esm y slů v u v e d e n é m č lá n k u , d o s t a n e o d r e d a k c e Ř íše h v ě z d p ě k n o u kn ih u . Rád chodím na houby sám . S ta čí, když mě ze sou střed ěn i vyruší rezavý zvuk dře v ařské pily čl šele st zvěře. O p tácích nem lu vě. V dobách houbařského m ládí jse m byl zase vděčný za doprovod zn alce. Vzpomí nám . Jednou jsm e v yrazili do le sa za id eál n ích podm ínek. Bylo vlhko, teplo, bezvětří. Co víc s i p řá t? Odpověděli jsm e si v lese: houby. P ab ěrkov ali jsm e a já če k a l n a vy sv ětlen í zn alce. Ř ek l: N em ají náladu. Re zignoval. D ostal jsem v m inulých le te c h n ě k olik dopisů, ve k terý ch byly podobné otaz níky. Odpověděl jsem přibližn ě stejn ým způ sobem ja k o před léty m ůj zkušený houbařský přítel. Škoda. Dnes znám muže, který vládne lepším vysvětlením . Jm en u je se Vi lém P táčn ík a zabývá se vlivem M ěsíce na rů st hub. D okonce m á sv o je poznatky p ři hlášen y ja k o objev pod číslem PO - 18 - 74. S výzkumnou p rací v této o b lasti z a ča l ve č ty řice ti sedm i le te c h a p o k ra ču je dodnes, kdy je mu 63 let. Jako vědec-am atér. „N ejv id iteln ějšl je vliv m ěsíčn í gravitace n a m ořskou vodu. P rincip přílivu a odlivu je znám snad každém u. Méně znám é je , že M ěsíc sv o jí g rav itaci pom áhá v ešk eré č in n o sti vody v ro stlin ě , ať se jed n á o k o ře nový vztlak, n asáv áni nebo tra n sp ira cl. Po m áhá tím , že n ad leh ču je vodu. Vodní slo u pec m usí p ři cestě rostlin o u p řekonáv at zn ačn é potíže: svou vlastn i váhu, tře n i vody 0 stěn y cév, odpor přek ážek při filtr a c i vo dy, odpor vzduchových bublinek atd. Tyto odpory jso u odhadovány na řadu atm osfér na 10 m etrů. Celá »ap aratu ra«, k te rá je v čin n o sti při dodáváni vody a tím i živin do hub, ro stlin , p ra cu je m nohem snáze a ry ch le ji, m á-li M ěsíc při svém působeni dob rý úhel a m ůže-li houba nebo ro stlin a plně využit g rav itačn í sily M ěsíce. M ěsíc totiž n eo p isu je svou dráhu přím o, a le systém em »cik -cak «. Dělá od rovníku odchylku k jih u 1 k severu . V od chy lce ex istu jí ja sn é záko n itosti. N ejm enšl odchylka je 18°. Každým rokem přibývá do odchylky je d en stupeň na obě stran y až k maxim u, k te ré je 29°. N ejp řízn iv ějšl úhel pro působeni m ě síčn í g ra v itace nastáv á, když se blíží »kolm icl« k Zemi, což je v případě m axim álního vy chýlení k severu. H ovoříme o sev ern í d ek li n aci. Pak zase n ásled u je zpětné »svírání« úhlu. M ěsíc ta k é — la ick y řeče n o — n a bírá při svém pohybu rozd íln é vzdálenosti od Země. Když je níž, je p řiro zen ě je h o pů soben í siln ě jší. K om binaci těch to dvou fa k
torů lze lo gick y odvodit silu působeni m ě s íčn í g rav itace. Tedy — tam , kde s e střetn e m axim ální sev e rn í d ek lin ace s přízem ím , je s ila m ěsíčn í g ra v ita ce n e jv ý ra z n ě jšl." P latí te d y — k d y ž M ěsíc s to u p á , ro sto u h o u b y , k d y ž k le s á , j e v l e s e sm u te k ? „U rčitě. N elze však užívat absolu tn ích m ě řítek , ja k ý c h užíváte v otázce. Je třeb a si stá le uvědomovat, že m ěsíčn í g rav itace po m áhá, ale rozhodujícím čin itelem zůstávají v nější podmínky — teplo, vlhko. Ř ekl bych to tak to : když je M ěsíc příznivě naklon ěn růstu hub, rostou slu šně i v případě ch lad nějšíh o , suššího léta. A obráceně. N epříz nivá poloha M ěsíce může je jic h rů st oslabit 1 při příznivém p očasí. Možná js te si všiml, že v n ěk terém období nacházím e m enší exem pláře hub, zdánlivě m ladé, ale často červivé. Beru v úvahu sezóny, kdy bylo teplo 1 vlhko. Houbaři si řík a li: ta k mladý h ří bek a už je červivý. Omyl. B yl to většinou starý kus, kterém u d alo hodně p ráce a č a su, než vyrostl do veliko sti, ve k te ré byl nalezen. M oje pozorováni hovoří ja sn ě : bylo to v období, kdy m ěsíčn í g rav itace pů sobila n ejm en šl silou. Pom oc M ěsíce byla zan ed bateln á." Ř ík á s e t a k é , ž e p o n ě k o l i k a ú s p ě š n ý c h s e z ó n á c h s i p o d h o u b í p o t ř e b u je o d p o č in o u t. A č a s s i v y b írá b e z o h le d u n a to , z d a je v e n k u t e p lo , v lh k o . H o u b a ři p a k k r č í ra m e n y a ř í k a j í : H ou by js o u v e s v ý c h n á la d á c h n e v y p o č ita te ln é . „S tím nesouhlasím . H oubařská sezóna je pom ěrně k rátk á. Podhoubí má n a odpo čin ek řadu m ěsíců. O životě hub toho sice je š tě mnoho nevím e, ale přesto si troufám říc i, že ta k dlouhá doba na odpočinek musí podhoubí s ta čit, i kdyby v p řed ch ázejících sezón ách pracovalo s m im ořádným úsi lím ." C o ř í k á M ěsíc s la b š ím h o u b a ř s k ý m s le d k ů m v p o s le d n íc h n ě k o l i k a le t e c h ?
vý
„Potvrzuje je . V ro ce 1978 byl v n e jm é ně příznivé »úhlové náladě® vůči Zemi za poslední d esítku let. Od toho roku se situ a ce pozvolna lepší. K id eálním houbařským sezónám by m ělo d o jit, za předpokladu dobrých v n ě jších podm ínek, kon cem osm d esátých le t. Musíme být v šak střízliv í vzhledem k této perspektivě. E xistu je m no ho n egativ ních vlivů, k te ré budou pravdě podobně získáv at na významu. Myslím tím lntezlvnl těžbu lesa, vysazování m onokul tur, zv yšu jící se zájem lidi o sběr hub, vy bírán í sta rý ch plodnic, k te ré jsou svým i vý trusy »rodiči« nového potom stva." Z atím h o v o ř ím e o v liv u p o s t a v e n í M ěsíce n a rů st h u b v k a t e g o r ii h o u b a ř s k ý c h s e zón . M oh ou v a š e g r a fy a s r o v n á v a c í d i a g ra m y p o m o c i o r ie n to v a t h o u b a ř e t a k , a b y v ě d ě l, v k t e r ý c h d n e c h j e n e jv h o d n ě jš í jít d o le s a ?
„Sam ozřejm ě. Z křivky, k te rá prochází celým kalend ářním m ěsícem , sl lze p osta vení M ěsíce odvodit pro každý den. Pro srp en je z tohoto pohledu n ejp řízn iv ě jší druhý týden. Je ště p ře sn ě ji: období od 4. do 11. srp na." R á n o , o d p o le d n e , n e b o s n a d v e č e r ? „Obvykle se chodí na houby ráno. Je to lo g ick é — houby jso u svěží, m éně červ i v ě . . . P řesto — nem usí to být vždy šťastn é rozhodnutí. Pom ůckou pro volbu nejvhod n ějšíh o času pro vycházku může být i k a lendář. Když je M ěsíc v novu, s to jí v po ledne nad hlavou. Jeh o vliv na rů st hub je ta k n e js iln ě jš í v poledne. Když se n a chází ve fázi první čtvrti, mám e ho nad hlavou v době, kdy Slu nce zapadá. Pom áhá n ejv íce v ečer. V úplňku je M ěsíc nad h la vou v noci a v poslední čtv rti se do téže pozice dostane ráno, kdy je Slu n ce n a vý chodě. Fáze M ěsíce však můžeme b rát houbařsky vážně v období, kdy M ěsíc stoupá v d ek lin aci od jižního obzoru do nad hlavníku a eventuálně je š tě k rá tce potom. Když se takto zo rien tu jete, m ůžete přidat do úvahy v n ější podmínky a snadno si určit, ve k te rou denní dobu je n ejv hod nější jít do le s a ." J a k js t e s e v ů b ec d o s t a l k e stu d iu to h o to tém a tu ? „Jako vy ke mně. Dráždilo mě, že si n ě kdy houby p o čín ají ta k nelogick y. M ají růst a nerostou. Nemám rád nezodpovězené otáz ky Když jsem odpověd n en alezl v odbor ný ch p u blikacích ani u zku šen ých houbařů, z a ča l jsem ji h led at po svém. V y šel jsem ze zkušenosti rolníků, k te ří často podm iňo v ali setbu svých plodin podle úhlu M ěsíce k Zemi. I vůči vlivu M ěsíce n a rů st hub existovala řada pran ostik. Studoval jsem a pozoroval. Nyní mohu shrnout: odborníci nevylučují vliv m ěsíčn í g rav itace na rů st hub, ale v ětšin a z n ich je j považuje za za nedbatelný. Já tvrdím, že je značný. A po 16 le te ch p ráce si trou fám říci, že výsledky mého výzkumu to d o k lád ají."
Úk a z y na o b l o z e v č e r v n u 1981 S lu n ce vstupuje 21. června ve 12h45m do znam ení R aka; v ten to okam žik je le tn í slu novrat a začín á astro n om ick é léto. Po čátkem červ n a vychází S lu n ce ve 3h56m, p ak stá le dříve, až mezi 13.— 21. červnem ve 3h50™, koncem m ěsíce ve 3h54m. Západ Slu n ce n astáv á počátkem červn a ve 20h OO™, pak stá le později, až m ezi 20.— 30. červnem ve 20h13n». Délka dne je p o čát kem m ěsíce 16í:04m, v době slu nov ratu 16h23™ a koncem m ěsíce 16h19m. Od po
čátk u červ n a do slu nov ratu se tedy délka dne prodlouží o 19 m in a od slu novratu do k o n ce m ěsíce se opět o 4 m in zkrátí. Po led n í výška Slu n ce nad obzorem d osahuje v červn u m axim ální hodnoty 62°— 63°. M ěsíc je 2. VI. ve 13h v novu, 9. VI. ve 13h v první čtv rti, 17. VI. v 16h v úplňku a 25. VI. v 5b v p osled ní čtvrti. Přízem ím p roch ází M ěsíc 1. a 29. červn a, odzemím 14. červn a. Během červ n a nastan o u ko n ju n k ce M ěsíce s těm ito p lan etam i: 1. VI. ve 12h s M arsem , 3. VI. ve 14h s Venuší, 4. VI. v 0h s M erkurem , 10. VI. v 10h s Ju piterem a téhož dne v 15h s e Saturnem , 15. VI. ve 3h s U ranem , 17. VI. v 10h s N eptunem a 30. VI. v 7*1 opět s Marsem. V n o ci 21./22. červ n a dojde k zákrytu hvěz dy 4m 40 C ap ricorni M ěsícem . Vstup n a stáv á v Praze v l h3 8 ,lm, v Hodoníně v l h 40,2m, výstup v Praze ve 2h52,5m, v Ho doníně ve 2 h56,9m. M erk u r je po n e jv ě tší východní elon gaci z 27. května v příznivé poloze k pozorování v první polovině červn a. Planetu lze vy h led at n a v ečern í obloze po západu Slu n ce nad severozápadním obzorem . P očátkem m ěsíce zapadá ve 21h49m (tedy lV i hodiny po západu S lu n c e ], v polovině m ěsíce již ve 20h34m. Během první poloviny červn a se ja s n o st M erkura zm en šu je z l , l m na 2,4*°] v d alekohled u uvidíme úzký srpek planety. Dne 9. červ n a je M erkur sta cio n árn í (p ak se začín á pohybovat zpětným sm ěrem ], téhož dne je v k o n ju n k ci s V enu ší (V enuše 2° sev ern ě od M erk u ra), 17. VI. prochází odsluním a 22. červ n a je v dol n í k o n ju n k ci se Sluncem . V en u še je pozorovatelná zvečera na zá padní obloze. P očátkem červn a zapadá ve 21*'14m (tedy asi lV i h po západu S lu n ce ), koncem m ěsíce ve 21h38m. Venuše m á ja s nost — 3,3“ a v d alekohled u můžem e vidět tém ěř celý kotou ček planety. Dne 17. červ na pro ch ází V enuše přísluním a 24. če rv na ve 21h dojde ke k o n ju n k ci Venuše s Polluxem , při níž bude Venuše 5° jižn ě od hvězdy. M ars je v souhvězdí Býka n a ran n í oblo ze k r á tc e před východem Slu n ce. P očát kem červ n a vychází ve 3h15m, koncem m ě síce již ve 2h24m. Jasn o st M arsu je l,6 m až 1,7™. Dne 19. červn a ve 21h nastane k o n ju n k ce M arsu s A ldebaranem , při níž bude M ars 6° sev ern ě od hvězdy. Ju p ite r je v souhvězdí Panny a je po zorov atelný ve v e če rn ích hodinách. P očát kem červ n a zapadá v l h30m, koncem m ě sí ce již ve 23h38m. Během červn a s e zm en šu je ja s n o st Ju p itera z —1,7™ n a —1,6™. S a tu rn je rovněž v souhvězdí Panny n e d aleko Jup itera (viz ŘH 1/1981, str. 23) a proto jso u pozorovací podmínky podobné. P očátkem červ n a zapadá v l h41m, koncem m ěsíce již ve 23h48m. Jasn o st Satu rn a je 1,1“ — l ,2 m. Dne 6. červ n a je Saturn s ta cio n árn í, jeh o zpětný pohyb n a obloze se m ění n a přímý.
U ran je v souhvězdí Vah a n ejp rízn iv ější pozorovací podm ínky jso u ve v e če rn ích ho dinách, kdy kulm inuje. Počátkem m ěsíce zapadá ve 3 h2 3 ra, koncem m ěsíce v l h27m. U rana můžeme vyhledat podle o rie n tačn í m apky ve H vězdářské ro č e n ce 1981 (str. 8 5 ); m á ja s n o s t 5,5m. N eptu n je v souhvězdí Hadonoše a pro tože je 14. červ n a v opozici se Sluncem , je po celý m ěsíc nad obzorem p rak tick y po celou noc. Neptun m á ja sn o st 7,8m a můžeme ho n alézt podle mapky v HR 1981 (str. 87). P lu to je po opozici se Slu ncem 13. dub na s tá le v dosti výhodné poloze k fo to g ra fo v án í na v e če rn í obloze v souhvězdí Boota. Počátkem červ n a zapadá ve 3h46m, kon cem m ěsíce již v l h51m. Pluto má ja sn o st asi 14m a m ůžem e ho vyhled at podle efem eridy v HR 1981 (str. 88). M eteo ry . Dne 3. VI. nastává maximum čin n o sti m eteo rick éh o ro je r H erculid, 11. VI. S ag ittarid a 27. IV. Corvid. Podrobnosti o m eteo rick ý ch ro jíc h n aleznem e v A stro nom ickém k alend ářů 1981 (str. 76—77) n e bo ve H vězdářské ro č e n ce 1981 (str. 117 až 120). U pozorňujem e však, že časy m a xim čin nosti ro jů jsou ve HR 1981 uvede ny chybně. P la n e tk y . Dne 17. června je stacio n árn í (3) Juno. Je v souhvězdí Panny a p řech ází ze zpětného sm ěru do přím ého; ja s n o st má asi 10,3™. O p ů ln oci 5./6. červ n a p rojd e p lan etka (4) V esta pouze 18' sev ern ě od hvězdy i L eo n is; ja s n o st p lan etky je 7,9m, hvězdy 4,0™. V červn u budou v opozici se Slu ncem tyto ja s n ě jš í plan etky : (9 ) M etis 2. VI., (270) A nahita 6. VI., 1 (3 ) E g eria 10. VI., (141) Lum en 11. VI., (31) Euphrosyne 12. VI., (1052) B elg ica 15. VI., (30) U rania 17. VI., (5 7 ) M nem osyne 17. VI., (516) A m herstia 21. VI., (624) H ektor 25. VI., (88) T hisbe 26. VI., (208) L acrím osa 27. VI., (8 4 ) K lio a (441) B ath ild e 28. VI. a (129) A ntigone 29. červn a. K o m ety . Dne 20. června prochází přísluním ve v zdálenosti 1,10 AU p eriodická k o m eta F in lay ; má oběžnou dobu 7,0 roku. V šech ny časové úd aje v tom to přehledu uvedené jsou v čase středoevropském . V ý chody a západy jsou vztaženy na průsečík 15° poledníku východní délky a 50° rov noběžky sev ern í šířky. f. B. • Koupím : P e re k — K ohoutek „C a ta lo g u e of G alactic P la n e ta ry N e b u la e ", vyd. A cadem ia, P rah a 1967. — N abídky do re d a k c e Říše hvězd, Š védská 8, 150 00 P ra h a 5. • Prod ám Říši hvězd ro č . 1948 až 1963 a 1970 až 1975. Koupím AS ob jektiv od 0 80 a F 1000 m výše a o k u íá ry F 4 — 10 mm, z e n itový h ra n o l, p říp adn ě ko m p letn í re fr a k to r od 0 80 a F 1000 mm výše 1 s pěknou p a ra la k t. m on táží — op tik a n e jra d ě jl od fy C. Z elss. Též koupím m apu M ěsíce. — Josef Hampejs, Růžová 146, 407 14 A rn o ltice u D ěčína. • Koupím B ln a r Som et. — Dr. Jiří K a ce tl, nám . M íru 44, 672 01 M or. K rum lov, te l. 262.
OBSAH Zam yšlení k XVI. sjezd u KSC — I. H udec: D vacet le t p ilotované kosm o nau tiky — J. G rygar: Žeň objevů 1980 — M. K opecký: Proč slu n e čn í rádiový tok nem ůže n ah rad it re la tiv n í číslo — K rátké zprávy — Úkazy na obloze v červnu 1981
COflEPJKAHHE M.
r y ^ e u ,:
/Jsa/m a T t c
jie T
K O C M ir a e -
ckhx
n o jie T O B
H eJiO B e K O M
Ty —
í l . r p i i r a p : .Z Jo cT H JK eH H H a c r p o -
Ha 6op-
h o m h h b 1 9 8 0 r . — M . K o n e ijK M : C o n H eH H oe
p a f l M 0 M3 j r y > i e H i i e
B o J ib < J > a — H B .i e m i H
K paT K M e
jí
h h c jio
cooS m eH M H
—
H a H e 6 e b H io H e 1 9 8 1 r .
CONTENTS I. H udec: Tw enty Y ears of the M anned Sp ace F lig h ts — J. G rygar: A dvances in A stronom y in th e Y ear 1980 — M. K opecký: S o lar Rádio F lu x vs. Sunspot Num bers — S h o rt C om m unications — Phenom ena in Jun e 1981
Ríšl hvězd říd í re d a k č n í r a d a : Doc. Antonín M rkos, CSc. (p řed sed a re d a k č n í r a d y ) ; d oc. RNDr. Jiří B oušk a, CSc. (výkonný r e d a k to r ); RNDr. Jiří G ry g ar, C Sc.; prof. O ldřich H lad; č le n k o resp o n d en t ČSAV RNDr. M iloslav K op ecký, D rS c.; Ing. Bo hum il M aleček ; p ro f. RNDr. Oto Obůrka, C Sc.; RNDr. Ján Stoh l, C Sc.; te ch n ick á re d a k to rk a V ěra S u ch án k ova. — V ydává m in isterstv o ku ltu ry ČSR v n a k la d a te ls tv í a v y d av atelstv í P an o ram a, H álkova 1, 120 72 P rah a 2. — Tisknou T isk ařsk é z á vody, n. p., závod 3, S lezsk á 13, 120 00 Prah a 2. — V ych ází d v a n á c tk rá t ro čn ě, cen a jed n otliv éh o čís la K čs 2,50, ro čn í p řed p latn é K čs 30 ,— . — R ozšiřuje Poš tovní novin ová služba. In fo rm a ce o p ře d p latn ém podá a ob jedn ávk y p řijím á každá po šta, nebo přím o PNS — Ú střed n í exp e dice tisk u , Jin d řišsk á 14, 125 05 P ra h a 1 (v če tn ě ob jed n ávek do z a h r a n ič í). Objed návky, zru šen í p řed p latn éh o a zm ěny ad res vy řizu je PNS. — Příspěvky, k teré m usí vyhovovat Pokynům pro au to ry [viz ŘH 61, 24; 1/1 9 8 0 ), p řijím á re d a k ce Říše hvězd, Švédská 8, 150 00 P ra h a 5. Rukopisy a ob rázk y se n e v ra c e jí. — Toto č ís lo bylo dáno do tisk u 10. b řezn a, vyšlo v květnu 1981.
Soustava 8 dalekohledů na paralaktické montáži lidové hvězdárny ve Rtyni v Podkrkonoší, na 4. str. obálky je celkový pohled na tuto hvězdárnu. (Sním ky J. Drbohlav.)
47 281
