Č ást p ov rch u Ju p itero v a m ě s íc e lo p o d le sn ím k u V oy ag eru 1 z 5. b ř ez n a t. r. ze v z d á len o sti 123 000 km . V levo n a h o ř e je p atrn ý a k tiv n í v u lká n s p ro u d y láv y r o z lé v a jíc í s e v le d e m p o k r y té m o k o lí. P rů m ěr k r á ter u je a si 45 km . Na prvn í str. o b á lk y je o b r á z e k č á s ti h o r n íc h v rstev Ju p itero v y a tm o s fé r y , s lo ž en ý z e 6 sn ím ků . F o t o g r a fie p o ř íd il V oy a g er 1 d n e 27. ú n ora t. r. ze v z d á le n o sti asi 6 ,5 . 106 km . Na o b rá z k u je d o b ř e p a trn á v e lk á ru dá s k v rn a a v je jím o k o l í n ě k o lik b ílý c h útvarů e lip t ic k é h o tvaru. S n ím e k t a k é n á z o rn ě u k a z u je č e t n é víry a tu rb u len tn í p ro u d y v Ju p itero v ě a t m o s fé ř e .
Říše h v ě z d
jiří Bouška
*
R o č . 60 ( 1 9 7 9 ) , č. 8
| voyager 1 u Jupitera
První významné nové poznatky o Jupiteru a jeho čtyř n ejv ětších (tzv. Galileovských) m ěsících přinesly kosm ické sondy Pioneer 10 a 11 v letech 1973 až 1974. Obě autom atické m eziplanetární stan ice poskytly i množství důle žitých inform ací o m eziplanetárním prostoru, o pásu m alých plan etek i o okolí Jupitera. Pioneer 10 (1972 -12A ) startoval 3. 3. 1972 a po 640 dnech letu se n ejvíce přiblížil k Jupiteru 3. 12. 1973. Mj. v době od 4. 11. 1973 do 3. 1. 1974 vyslal k Zemi na 160 velmi zajím avých detailn ích sním ků Jupitera a jeho Galileovských m ěsíců. Pioneer 11 (1973 - 19A) startoval 6. 4. 1973 a po 606 dnech letu proletěl 3. 12. 1974 ve vzdálenosti pouze asi 42 000 km nad oblačnou vrstvou planety. Z 25 snímků bylo možno si u činit dosti přesnou představu o pom ěrech v Jupiterově atm osféře. O výsledcích, které obě sondy poskytly, jsm e v Říši hvězd podrobně refero vali. Připomeňme jen, že Pioneer 11 pro létne kolem 5. září t. r. v blízkosti planety Saturna a lze očekávat, že poskytne velmi podrobné údaje o atm osféře této planety i o povrchu n ěkterých Satu r nových měsíců. Úspěchy dosažené sondami Pioneer 10 a 11 zřejm ě podnítily odborníky ze Spojených států am erických k vyslání dalších dvou sond k průzkumu Jupitera, jejich ž úkolem bylo jak kvalitativní tak kvantitativní rozšíření dosavadních poznatků o planetě i o jeho vnitřních m ěsících . V době psaní tohoto článku (ko n ec června 1979) byly k dispozici pouze předběžné a pochopitelně ne vždy z cela přesné zprávy o něk terý ch výsledcích získaných sondou Voyager 1. Na cestu k Jupiteru se v roce 1977 vydaly dvě autom atické m eziplanetární stan ice: Voyager 1 a 2. Obě sondy m ěly shodnou hm otnost 825 kg a byly vy baveny velkým množstvím přístrojů. Popis sta n ic i je jic h letové plány lze n a lézt v ŘH 59, 57; 3/1978. V oyager 1 (1977 -84 A ) startoval 5. 9. 1977 a na m ini m ální vzdálenost k Jupiteru se dostal po 546 dnech letu 5. 3. 1979. Voyager 2 (1977 -76A ) startoval dříve než V oyager 1, již 20. 8. 1977, a protože se pohy buje po delší letové dráze trv a jící 688 dní, bylo plánované setkán í s Jupi terem stanoveno na 9. 7. 1979. Takže dříve než toto číslo vyjde, budou již známy rozhlasové a tiskové zprávy o prvních výsledcích druhé sondy. Zpra cování údajů získaných oběma m eziplanetárním i stanicem i si pochopitelně vy žádá delší doby a po je jic h u veřejnění budeme čten áře podrobně inform ovat. Na dalších strán kách proto uvádíme jen n ěk teré n ejd ů ležitější inform ace získané sondou Voyager 1. K tomu je nutno poznam enat, že n ěk teré údaje, např. o vzdálenostech sondy od Jupitera a jeho vnitřních m ěsíců se v různých zprávách někdy i dosti liší. V m enší m íre totéž platí i při popisu vzhledu po vrchu měsíců i pro in terp retaci n ěk terý ch výsledků. V každém případě bude nutno vyčkat, až budou uveřejněny výsledky definitivní. V oyager 1 získal podle různých údajů 15 000 až 20 000 barevných snímků Jupitera a m ěsíců A m altheia, Io, Europa, Ganymedes a K allisto. Zpracování takovéhoto m ateriálu si pochopitelně vyžádá značného úsilí a i času. Z toho vyplývá, že dosavadní in terp retace je předběžná, avšak i tak předběžné vý sledky jsou velmi zajím avé a dosavadní naše znalosti o Jupiteru a jeho vnitř ních m ěsících posunuly o několik řádů kupředu. Bez nadsázky lze konstato vat, že každý jednotlivý sním ek Voyageru 1 poskytl více inform ací než vše chna dosavadní pozorování vykonaná z pozem ských observatoří od roku 1610,
kdy G alileo G alilei poprvé nam ířil svůj dalekohled k Jupiteru, až do současné doby. Kontrolním a řídícím střediskem Voyageru 1 byla Jet Propulsion Laboratory v Pasadeně ve státu K alifornie. Sonda začala p řen ášet sním ky Jupitera 4. 1. 1979, od 30. 1. 1979 byl nep řetržitě sním kován povrch Jupitera po dobu 100 h (tj. 10 rotací planety) přes 3 barevné filtry. Již tyto první záběry byly podstatně lepší než sním ky ze sond Pioneer 10 a 11 a slibovaly značné n ad ěje pro sním ky z pozdější doby většího přiblížení sondy k planetě. To se zcela potvrdilo, protože již např. 13. 2. 1979, kdy sonda byla vzdálena 2 . 107 km od Jupitera, ukázaly záběry výrazné zbarvení a složitou strukturu atm osférických útvarů Jupitera, hlavně proudy a víry v oblačné vrstvě, i četn é m ístní vírové oblasti kruhového a elip tického tvaru především mezi zónami a pásy oblaků. Bylo také zjištěn o, že hlavní proudění v oblačné vrstvě se děje sm ěrem od západu k vý chodu. D etailní sním ky útvarů v Jupiterově atm osféře i záběry n ěkterých vnitř ních m ěsíců vyslala sonda 3. 3. 1979, kdy byla vzdálena od planety ještě asi 4 . 10G km; na sním cích byla patrná zvláště velmi složitá struktura velké rudé skvrny. N ejd ů ležitější a n ejzajím av ější záběry Jupitera, resp. horních vrstev jeho husté atm osféry, i vnitřních m ěsíců planety, vyslala sonda hlavně koncem února a počátkem března t. r. Po dobu 2 xk dne byl V oyager 1 blíže u Jupitera než 2 . 10tí km a pohyboval se v té době rych lostí 15 až 35 km/s. K největším u přiblížení k povrchu planety došlo 5. března. Pokud jde o m inim ální vzdále nost při přiblížení, různé zprávy udávají 220 000 až 280 000 km. Za 3 hodiny po největším přiblížení k p lanetě sonda prolétla přes jižní pól m ěsíce Io ve vzdálenosti jen 22 000 km, pak se přiblížila k dalším měsícům, Europě, Ganymedu a K allisto (V oyager 1 přelétával severní pól tohoto m ěsíce). Současně byl sním kován i n ejv n itřn ější m ěsíc Jupitera, Am altheia. V době kolem n ejvětšího přiblížení však byla právě siln á bouřka nad p řijím ací sta n icí NASA v Austrálii, k terá způsobila přerušení příjmu dat ze sondy po dobu 3 hodin. Údaje z této doby jsou zcela ztraceny. Již snímky ze sond Pioneer 10 a 11 ukázaly silnou konvekci a vírovou stru k turu horních vrstev atm osféry Jupitera, což bylo potvrzeno i záběry z Voyageru 1. Jupiterova atm osféra je prakticky celá tvořena víry a proudy a n eexistu je snad barva, k terá by v ní nebyla zastoupena. V Říši hvězd zatím nem ám e možnost tisknout barevné obrázky a reprodukovat tak záběry Jupiterovy atm o sféry v barvách, ale patrně barevné obrázky uvidí naši čten á ři v jin ých ča so pisech (např. ve V esm íru). Jupiterova atm osféra, jak bylo zjištěn o, je složena hlavně z vodíku a hélia, což se už delší dobu předpokládalo. Údaje z Voyageru 1 tyto předpoklady plně potvrdily. S tejn é složení atm osfér lze předpoklá dat i u jin ý ch velkých planet, Saturna, Urana a Neptuna. Pozem skými sp ek tro skopickým i pozorováními v Jupiterově atm osféře prokázaný am oniak a m etan, ste jn ě tak jak o v m enší m íře vodní pára a etan, tvoří v atm osféře planety jen podstatně m enší složku. V atm osférických pásech Jupitera byly zjištěn y tem n ější nam odralé skvrny, které lze považovat za jak ási okna do nižších atm o sférick ý ch vrstev. Již záběry z 27. 2. 1979, kdy Voyager 1 byl ve vzdálenosti 6,5 .1 0 ° km od Jupitera, ukázaly dynamiku v horních vrstvách atm osféry planety; nejm enší oblačné útvary na sním cích měly rozměry 120 km. Další sním ky pak proká zaly silnou turbulencí v atm osféře, která je zřejm ě důsledkem působení rovní kových a severním a jižním sm ěrem působících proudů. I odborníci byli pře kvapeni rozličnou a často „divokou** turbulentní cirk u lací v Jupiterově atm o sféře, v níž byly zjištěny útvary rozměrů m enších než 100 km. Ze snímků Voyageru 1 byly získány nové a velíce důležité poznatky o Jupiterově atm o sféře a byly zjištěn y definitivní důkazy pro procesy jako konvekce, n estab i lita a vznik vln. N eobyčejně zajím avé poznatky byly získány i pokud jde o známou velkou rudou skvrnu, známou již dlouhou dobu z pozem ských pozorování. Podrobněj ší inform ace o tomto atm osférickém útvaru přinesly již zm íněné autom atické stan ice Pioneer 10 a 11. V porovnání se sním ky, jež tyto sondy získaly v le
tech 1973—1974, má na záběrech Voyageru 1 velká rudá skvrna (G flS) menší jasn o st a posunula se na okraj jednoho jasnéh o pásu, uvnitř něhož dříve byla. Uvnitř GRS byly zjištěny velké vírové zóny, k teré rotu jí proti směru hodino vých ru čiček. Také tři jasn é oblaky jižně od GRS, které jsou pozorovány již 4 d esetiletí, ukazují an ticy klo n áln í pohyby a rotu jí v tém že směru. Naproti tomu v m enší, na východ od GRS ležící jasn é oblasti, byla z jištěn a rotace v opačném směru. Na n ěk olika záběrech z 2. a 3. února, kdy Voyager 1 byl vzdálen od Jupitera 3 , 1 . 107 km, exponovaných v intervalu 40 hodin (tj. 4 o to č ky Ju p itera), lze pozorovat i během jedné ro ta ce planety — tedy velmi krátk é doby asi 10 hodin — zřetelné změny ve struktuře GRS. Na o k rajích GRS byly zjištěn y rychlosti tém ěř 500 km/s. Sním ky umožnily z jistit také mohutné víry a proudy turbulentních mraků obklopujících GRS. Kondenzace oblaků v okolí GRS ukázaly chaotickou „m ích an ici“, kdežto uvnitř skvrny byla z jištěn a re lativně klidná oblast. Bylo zjištěno, že v oblačných útvarech kolem GRS do chází k rychlým změnám struktury a atm osférická cirk u lace je zde neobyčejně intenzívní; to potvrdily již první záběry z 25. 2. 1979, na nichž byly patrné nejm enší útvary o rozm ěrech asi 160 km ve skvrně a v jejím okolí. Další zá běry z m enší vzdálenosti tyto poznatky plně potvrdily. K snad n ejd ůležitějším poznatkům získaným Voyagerem 1, patří objev Jupi terova p rstence, připom ínajícího spíše prsten ec Urana než Saturna. Tento prstenec byl vlastně zjištěn náhodou, nebo p řesn ěji řečen o jakým si „nedo patřením ". K rátce před tím, než se Voyager 1 přiblížil na m inim ální vzdále nost k Jupiteru a procházel rovinou rovníku planety, byla kam erou sondy pro sním ky „z blízk a“ (s ohniskovou vzdáleností 150 cm] zjištěn a existen ce to hoto útvaru. Bylo tomu tak 4. března ve 20h50m SEČ, kdy sonda byla vzdálena od planety 1,2 . 10c km. Kam era byla otevřena po dobu 672 s a v té době se zvolna o táčela platform a kam ery, protože n a štěstí v té době nepracoval auto m atický kontrolní systém polohy (čem už tak nem ělo b ý t). Na záběrech se náhle objevil tenký pruh prstence. P rsten ec není tlustší než 30 km, pravdě podobně je mnohem ten čí, jeho šířk a je n ejm én ě 9000 km a jeho vnější okraj dosahuje vzdálenosti asi 57 000 km od horní vrstvy oblaků v Jupiterově atm o sféře. Prstenec je zřejm ě tvořen drobnými pevnými částicem i, jejich ž oběžná doba ve vnější čá sti je asi 7 h. Původ prsten ce je možno hledat v rozpadlém m ěsíci Jupiterovy soustavy satelitů . Idea o ex isten ci Jupiterova m ěsíce po chází již z šedesátých le t a vyslovil ji sovětský astronom S. K. V sech sv jatsk ij. K tomu je nutno dodat, že již pří přiblížení Pioneeru 11 k Jupiteru byly z jiš tě ny nepravidelnosti v m agnetickém poli planety. Tehdy vyslovili M. Acuna a N. Ness (Goddard Space Flight C enter) domněnku — krom ě jiných možností — že kolem Jupitera může existovat tenký p rstenec do vzdálenosti asi 59 000 kilom etrů od planety. Shoda s nynějším i výsledky je pozoruhodná. Jupiterův prstenec, zjištěn ý z p aralaktickéh o pohybu sondy Voyager 1 vůči hvězdám v pozadí, je tedy skutečností. Podle upřesněných údajů dosahuje do vzdálenosti (64 0 0 0 *3 0 0 ) km od horní čá sti Jupiterovy atm osféry. Jeho jasn ost je srovnatelná s prstencem Urana a je mnohem m enší než ja sn o st prstence Saturnova: ( 1 2 * 0 ,5 ) m na 8,56 . 1 0 - i r rad 2; spektráln í třída prsten ce je G, od povídající spektrální třídě Slunce — jde tedy o záření sluneční odražené na čá sticích prstence, což je pochopitelné. K tomu dodejm e, že k rátce po objevu Jupiterova prstence n a základě sním ků Voyageru 1 bylo po tom to útvaru pá tráno na observatoři Mauna Kea na H avajských ostrovech. Tato observatoř má díky své vysoké nadm ořské poloze a vynikajícím klim atickým poměrům mož nost pozorování v in fračerven é čá sti spektra. P átrání bylo velice úspěšné, pro tože se podařilo z jistit existenci Jupiterova p rstence v in fračerv en é oblasti na vlnové délce 2,2 ^m po obou stran ách planety. Tok záření p rstence procháze jící clonou o průměru 5 " umístěnou 1 3 " od o k ra je Jupitera byl 1,5 m jy (tj. K = 14). Jupiterův prstenec je tedy asi o 11 magnitud slabší než p rstenec S a turna (m ěření stejnou clonou a ve ste jn é vzd álenosti). Sp ektrografick y byly v Jupiterově p rsten ci zjištěny em ise [O IIJ u vlnových délek 372,6 a 372,9 nm, koncentrované v rovině m agnetického rovníku Jupitera poblíže dráhy m ěsíce
Plánované dráhy autom atických m eziplanetárních stanic Voyager 1 (vlevo) a Voyager 2 (vpravo) u Jupitera. Vdaje v závorkách značí minimální vzdálenosti sond od měsíců v kilom etrech, na dráhách sond jsou vyznačeny úseky po 2 hodinách. (Podle Astrono mie und Raumfahrt 5/1978.) Io. Pom ěr in tenzit /372,6//372,9 byl větší než 1. Dále byly ve spektru z jištěn y čáry [S II] vlnových délek 406,8 a 407,6 nm. Bude jistě zajím avé konfrontovat do savadní výsledky pozorování Jupiterova p rstence s údaji, které jistě získá V oyager 2. N eobyčejně zajím avé údaje poskytla sonda V oyager 1 i od vnitrních měsíců Jupitera. Io a Europa jsou co do rozměrů, hm otností a střed ních hustot srovna teln é s naším M ěsícem. Naproti tomu Ganymed a K allisto jsou srovnatelné s planetou M erkurem; je jic h střed ní hustoty odpovídají složení: 50 % silik áty , 50 % voda (ve form ě led u). U všech čtyř G alileovských m ěsíců byly zjištěn y ro tačn í doby totožné s dobami oběžnými, takže podobně jak o M ěsíc p řivracejí tyto Jupiterovy satelity stá le stejnou stranu k m ateřské planetě. Uvedme a le spoň ve stru čn osti n ejd ů ležitější poznatky získané Voyagerem 1, pokud jde o vnitřní m ěsíce Jupitera. Pokud je známo, od vnějších m ěsíců nebyly sondou žádné údaje získány. N ejblíže Jupiteru obíhá m ěsíc Am altheia, o němž dosud bylo po fyzikální strán ce známo jen tolik, že má průměr asi 160 km. To bylo zjištěn o z jeho jasn o sti (střed ní jasn o st v době opozice Jupitera se Sluncem asi 13,0m) a za určitého předpokladu o albedu. Sním ky sondy Voyager 1 ukázaly, že jde o tě leso značně nepravidelného tvaru rozměrů 130 km až (200-5-220) km. Tento Jupiterův m ěsíc má oběžnou dobu jen l l h57m a obíhá kolem planety ve vzdá lenosti pouze 110 000 km (tj. \Vi poloměru Jupitera nad oblačnou vrstvou p la n ety ). Výzkum m ěsíce Am altheia nebyl původně v programu sondy vzhledem k plánované dráze Voyageru 1, přesto však byl získán sním ek satelitu ze vzdá lenosti asi 5 . 105 km. Je na něm patrno, že povrch je n ačerven alý, i n ěk teré zatím těžko interp retov atelné detaily. Je možno soudit, že Am altheia je vlastně asteroidem , který byl zachycen gravitačním působením Jupitera. N eobyčejně důležité údaje poskytly sním ky G alileovských m ěsíců Jupitera, Io, Europy, Ganymet^a a K allisto, je jich ž výzkum byl zahrnut do programu autom atické m eziplanetární stan ice Voyager 1. N ejvíce a i n ejzajím av ější inform ace byly získány od satelitu Io, který je ze všech G alileových m ěsíců nejblíže u Jupitera. Jde zřejm ě o těleso s n e ja k tivnějším povrchem v ce lé slun eční soustavě a v důsledku siln é vulkanické činn osti se zřejm ě jeho povrch neu stále mění. Již první zpráva o tomto tělese, uveřejněná v cirkuláři M ezinárodní astronom ické unie č. 3338 uváděla, že a n a lýza obrázků ze 4. a 5. března ukázala několik aktivních vulkanických erupcí
na povrchu Io. N ejm éně 5 oblastí bylo identifikováno jako aktiv ní; šlo o místa s délkam i asi 310°, 260°, 170°, 145° a 110°, m ěřeno sm ěrem na západ od subjupiterovského meridiánu. Kromě toho byly s velkou pravděpodobností zjištěny i další vulkanicky aktivní oblasti. R adiom etrická m ěření infračerveným spek trom etrem ukázala, že aktivní oblast v d élce 310° má zvýšenou teplotu, a to n ejm éně o 200 K nad povrchovou teplotou, k terá je asi 120 K. Oblast m ěla zhruba kruhový tvar o průměru asi 200 km. Podobně zvýšené teploty byly z jiš těny i u ostatních oblastí a in fračerven á pozorování ukázala na povrchu m ě síce další „horké" skvrny. S napětím bylo možno po této vůbec první zprávě očekávat podrobnější inform ace. Sním ky z 5. března ukázaly výrony z tem né skvrny, kterou je možno pova žovat za sopku, záběry ze 4. března zach ytily jiný vulkán v aktivní čin n osti; z něho vycházející erupce m ěla výšku 160 km. Na obrázcích z téhož dne je na o k raji m ěsíce patrná erupce sa h a jící do vzdálenosti 100 km nad povrch satelitu. Na fotografiích z 8. března je patrná dvojice erupcí, z nichž jedna dosahovala vzdálenosti 260 km od osvětleného o k ra je m ěsíce. Záběry z m axim álního přiblížení sondy k m ěsíci Io dne 5. března na vzdálenost asi 20 000 km (údaje v literatu ře mezi 18 800 až 22 000 k m ], resp. k jeho již nímu pólu, ukázaly pochopitelně n ejv íce podrobností, a to o rozm ěrech pouze 1 km! Na sním cích je především nápadná pestrá p aleta barev, od žluté přes oranžovou, červenou až k tm avohnědé, n em ající podobnost s čím koliv ve slu neční soustavě. Různorodý povrch m ěsíce je červ en ější sm ěrem k pólům a sv ětlejší v oblasti v okolí rovníku. Na povrchu Io nejsou až na nep atrné vý jim ky krátery, z čehož lze usuzovat, že povrch m ěsíce je velm i m ladý; jeho stáří není větší než 107 roků, pravděpodobně je však mnohem m enší. Povrch bez kráterů lze vysvětlit řadou m echanism ů, především erozí a depozicí. Temné skvrny na povrchu jsou s velkou pravděpodobností průduchy, jim iž proudí z nitra na povrch horké plyny a popel, p oskytu jící dosti m ateriálu k překrytí případných již dříve ex istu jících kráterů . Kromě toho jsou na o brázcích patrné člen ité hory a uhlazená propadlá údolí. Tmavé plochy na povrchu jsou tém ěř určitě m agm atická pole. Na povrchu nejsou větší vyvýšeniny, ani ojed in ělé k rá tery nejsou příliš vysoké; to je bezpochyby důsledek aktivní vu lkanické činnos ti. N ačervenalá až bílá barva povrchu pochází patrně od solí a sirných slou če nin, které byly vyvrženy při vulkanických erupcích. V okolí jižního pólu bylo zjištěno na 40 modrých oblastí, k teré jsou situovány na o k ra ji povrchových trh lin; to by nasvědčovalo výronům plynů z n itra, z nichž S 0 2 vytváří modře zbarvené krystaly. Na sním cích povrchu m ěsíce Io je vidět i širok é pánve podobné vulkanickým kráterům , které mohly vzniknout explozí nebo zřícením sopečných kuželů; m ají průměry až 25 km. Sopky na Io se zdají mnohem m ohutnější než sopky na Zemi a vyvrhují m ateriál rychlostm i 400—800 m/s. Analýza sním ků ukázala, že zřejm ě na Io existu jí 3 různé formy vulkanické čin n osti: (1 ) sopky g ejz í rového typu, z nichž dochází k výronu sm ěsi plynů, (2) sopky vyvrhující lávu, připom ínající pozemské vulkány na H avajských ostrovech, (3) sopky vyvrhu jíc í snadno těkavé plyny. V ětšina sopek je situována v ek ato reáln í zóně pá sového tvaru, která se však nerozprostírá přes celý obvod rovníku. V ětšina částic vulkanického původu nem á takovou rychlost, aby překonala gravitační působení m ěsíce, takže padají po b alistick é dráze řídkou atm osfé rou satelitu zpět k povrchu. Ve výšce 150— 300 km nad povrchem m ěsíce se tak vytvářejí m račna sopečného popele a prachu. M ěření ultrafialovým spektro metrem sondy ukázala, že tato m račna jsou obklopena vrstvou plynů. Lze však soudit, že n ěk teré čá stice vulkanického původu překonávají přitažlivost m ě síce a vytvářejí tak plochý oblak, obklopující Jupitera v rovině dráhy Io. Již dřívější studie předpokládaly, že Io je jediný G alileovský m ěsíc postrá d ající na povrchu vodu, resp. že jeho povrch na rozdíl od m ěsíců Europa, Ganymed a K allisto nem á ledovou vrstvu či kůru, a dále, že živé barvy na po vrchu mohou být způsobeny nánosy solí, vyvržených z n itra satelitu vu lkanic kou činností. Tyto předpoklady se plně potvrdily. Již předběžné studium sním ků m ěsíce Io ukázalo, že ve sluneční soustavě není in terní ak tiv ita omezena
je na Zemi. Svým způsobem je Io n ejak tiv n ější a n e je x o tičtě jší těleso slu n ečn í soustavy. Kromě toho se však ukázalo, že mezi Io a Jupiterem zřejm ě existu je výměna č á s tic . Elem entární čá stice plazmy vzn ik ající při vulkanických erupcích mo hou dosáhnout únikové ry chlosti a dostat se do m agnetického pole Jupitera. Č ástice jsou m agnetickým i siločaram i zachyceny a putují pak podél těchto silo ča r do Jupiterovy ionosféry. Zde se částice v důsledku svého n áboje d osta nou na nové silokřivky, po nichž pak cestu jí zpět k satelitu , ale na opačnou polokouli m ěsíce, než z k teré opustily povrch. Č ástice plazmy tak vytvářejí ja k é si trubice (flux-tube) m agnetického pole, v nichž by tok mohl dosahovat hodnot řádu 106 A. V oyager 1 zřejm ě prolétl v těsné blízkosti jedné takovéto m agnetické trubice, nedostal se však přímo do m agnetického pole. Pokud jde o m ěsíc Europa, bylo o něm získáno podstatně m éně poznatků než od Io. Bylo tomu tak především proto, že Voyager 1 prolétl kolem tohoto m ěsí ce v poměrně značné vzdálenosti ve srovnání s Ganymedem a zvláště Io — 720 000 km dne 5. března. Již na sním cích ze 4. března n ejm en ší z Galileovských měsíců silně připom ínal planetu Mars, jak je j znám e z foto grafií kos m ických sond. Povrch m ěsíce je pokryt ledovým krunýřem růžově zbarveným s četným i červeným i skvrnam i. Na povrchu jsou patrné četn é horské hřbety, d osahující délky přes 1000 km a šířky až 100 km. Červené skvrny jsou zřejm ě sk aln até oblasti vystupující nad ledový příkrov. Sním ky největšího G alileovského m ěsíce Ganymeda již z 26. února ukázaly ze vzdálenosti 8 . 106 km různé detaily na povrchu včetně jasn é skvrny s pa prskovitou strukturou. Sonda se k m ěsíci n ejv íce přiblížila 5. března na vzdá lenost asi 111000 km, ale již záběry ze vzdáleností 2,6 . 106 km ukázaly na povrchu m ěsíce tmavé oblasti připom ínající značně m ěsíční moře. Tyto tmavé oblasti na Ganymedu však m ají proti m ěsíčním mořím dvojnásobnou jasn ost, takže lze sotva předpokládat, že jde o plochy pokryté kam eny, prachem či lávou. Jasná oblast, zjištěn á v okolí severního pólu je zřejm ě pokryta ledem. Jednotlivé jasn é body nerovnom ěrně roztroušené na povrchu jsou s velkou pravděpodobností dopadové krátery či ledovcové oblasti. V tm avých oblastech jsou velmi nápadné krátery s paprsky žlutavé až nahnědlé barvy. Byly zjištěn y i četn é brázdy a hřebeny; je jic h hustá síť může svědčit pro určitý druh tek to n ick é aktivity. Vcelku má povrch Ganymeda nahnědlou barvu a byly vysloveny domněnky, že m ěsíc je pokryt silným ledovým příkrovem tloušťky až 100 km. Malá střední hustota Ganymeda — 1,93 g/cm3 — pravděpodobně znam ená, že m ěsíc je složen ze značné čá sti ledu (H 2 O) s přím ěsí silikátů , takže by svým složením mohl připom ínat jád ra kom et, tvo řená podle Whippleovy domněnky podobným konglom erátem . Posledním Voyagerem 1 zkoumaným satelitem byl od Jupitera n ejv zd álen ěj ší G alileovský m ěsíc K allisto. Tento m ěsíc je ze všech G alileovských satelitů nejtem n ější, ale m ěření ukázala, že jeho albedo je dvakrát větší než M ěsíce. K allisto má také ze všech G alileovských m ěsíců nejm en ší hustotu, takže byla vyslovena domněnka, že jde v podstatě o obrovskou kouli zm rzlého bláta či rozbředlého sněhu. Jde o přirovnání jistě poněkud d rastické, ale možná dobře odpovídající skutečnosti. Jisté je, že K allisto má na povrchu silnou ledovou vrstvu a že jeho povrch je ze všech čtyř G alileovských m ěsíců n ejv íce pokryt k rátery ; z toho je možno usuzovat, že je zřejm ě n ejstarším Jupiterovým m ě sícem — staří se uvádí mezi (4 -4 ,5 ) .10® roky. Již sním ky z 26. února ukázaly na povrchu K allisto jasn é barevné skvrny rozměrů stovek kilom etrů. K největším u přiblížení Voyageru 1 k m ěsíci došlo 6. března na vzdálenost 123 000—126 000 km (různé údaje v lite ra tu ře ). Ze snímků bylo zjištěno, že povrch satelitu je hustě pokryt malým i a středním i krátery. Nebyly však nalezeny krátery o průměru větším než asi 100 km, což by se dalo očekávat podle typického rozdělení četn osti kráterů různých prů měrů na jiných tělesech sluneční soustavy. Tato okolnost svědčí o nep řítom nosti větších impaktů, což je jistě n eobyčejn ě zajím avé. O kraje jednotlivých kráterů jsou n eobyčejně hladké, z čehož je možno usuzovat jednak na pevnost a soudržnost regolitu, jednak na nepřítom nost erozivních procesů.
Voyager 1 se nejvíce přiblížil k severním u pólu m ěsíce a v této oblasti byla zjištěn a obrovská pánev kruhového tvaru o průměru asi 600 km se světle zbar veným středem ; útvar je obklopen koncentrickým i p rstenci vzdálenými asi 150 km. Byla vyslovena dom něnka, že útvar by mohl svědčit o srážce m ěsíce s jiným tělesem . Led, zelenavě hnědé barvy, jím ž je pánev pokryta, při srážce mohl roztát a k rátce poté opět zm rzl; prsten ce pak zůstaly jak o svědek ta k o véto kolize. Při troše fan tazie lze však nalézt i další vysvětlení. Jak každý čten ář poznal, i stručná předběžná in terp retace n ěk olika snímků Voyageru 1 zabrala v Říši hvězd řadu stran . Mnohem horší to bude s in fo r m acem i o definitivních výsledcích, nehledě n a to, že zatím je ště nem ám e mož nost reprodukovat barevné obrázky a ani tisk černobílých snímků není příliš kvalitní, takže četné podrobnosti při reprodukci, zaniknou. Pokusíme se však definitivní výsledky shrnout do přehledového článku a přinést další zajím avé fotografie. Ty jistě v hojné m íře poskytne i sonda Voyager 2, která začala vysílat záběry Jupitera již koncem května ze vzdálenosti 3 . 107 km. Podle do savadních zpráv předává V oyager 2 je ště k v alitn ější sním ky než Voyager 1 a proletí v ještě větší blízkosti kolem m ěsíců Europa, Ganymed a K allisto než Voyager 1.
| Žeň objevů 1978*
Jiří Grygar
Značné úsilí bylo věnováno modelům vzniku impulsů v m ag netosféře neutro nové hvězdy. Vyplývá odtud mimo jiné, že pulsary by mohly být výdatnými zdroji kosm ického záření, a že na povrchu neutronových hvězd jsou tak é in ten zívní elek trick á pole, způsobující bleskové výboje. Pozorováním pulsarů na růz ných frekvencích v rádiovém či optickém nebo rentgenovém oboru tak vlastně nahlížím e do různých hloubek m agnetosféry neutronové hvězdy. Radioastronomové pokračovali i loni v již tradičním úsilí o objev nových m o lek u l v m ez ih v ěz d n ém p ro sto ru . Přehled objevů přináší tabulka: M o lek u la d, — diazonium d, — etan d, — am oniak kyanohexatriin kyanooktatetrain
V zorec
F r e k v e n c e (G H zJ
N2D + NH2D H (C = C )3CN
77,1 24 čar od 90 do 1119 85,9 10,15
H (C = C )4CN
10,46 a 14,53
c h 3c h , c n
A utoři L. D. B. H.
E. Snyder a j. R. Johnson aj. E. Turner aj. W. Krato aj.
N. W. Broten aj.
Posledně uvedená sloučenina má ze všech mezihvězdných m olekul nejvyšší molekulovou hm otnost 123. K vysvětlení optických vlastností mezihvězdného prachu navrhuje A. W ebster uvažovat acetylenový alotrop uhlík nazvaný k a r b y n . Karbyn je stabilní při vyš ších teplotách než g rafit a je proto prvním prachem vznikajícím při chladnutí hvězdné atm osféry. Je tvořen dlouhými rovnoběžným i řetězci uhlíku v podobě krystalů bílé barvy s typickým i rozměry 1 0 X 1 0 0 nanom etrů. Při statistickém výzkumu cefeid objevil J. N. Jefrem ov skupiny poměrně m la dých hvězd o stáří do 10 miliónů let v objemu o průměru do 600 parseků. Domnívá se, že každá skupina vzniká z jediného prachoplynového komplexu v průběhu 20—50 miliónů let. Pro tyto skupiny navrhl název h v ěz d n é k o m p le x y a soudí, že všechny mladé hvězdy lze zařadit do některého z komplexů. Dosud rozlišil 35 komplexů. * P o k r a č o v á n í z RH 5 / 1 9 7 9
( s t r . ES— 9 1 )
a 7/1979
(str.
137— 142).
V jádru G alaxie zjistili M. Leventhal aj. při výstupu balónu v Alice Springs v Austrálii a n ih ila č n í čáru 510 k e V , vznikající při in tera k ci párů pozitron - e le k tron. Vynořuje se tak otázka, kde se berou pozitrony v jádru Galaxie, i když teo retický ch m ožností je více než dost — odpověď zřejm ě poskytnou až m ěření z další gen erace um ělých družic. Před p atn ácti lety u veřejnili C. R. Lynds a A. Sandage hypotézu o explozi v cen tráln í části g a la x ie M 82, k níž mělo dojít asi před 1,5 m iliónem roků. Podle nových rozborů R. 0 ’Connela a J. Mangana lze však pozorování lépe vylo žit předpokladem o slapovém vlivu blízké galaxie M 81. Několik závažných studií bylo věnováno obří elip tické galaxii M 87 v sou hvězdí Panny. Tato soustava se vyznačuje mimořádně hmotným a svítivým kom paktním jádrem o poloměru menším než 100 parseků a hm otnosti 5 miliard Sluncí a svítivosti 1 m iliardy Sluncí. Podle n ěkterých náznaků není vyloučeno, že v jádře existu je masívní čern á díra s hm otností až 3 m iliardy Sluncí! Z jádra vybíhá svítivý výtrysk s několika „u zlíčky" o celkové délce 1,5 kpc. Soustava je, jak známo, obklopena řádově 104 kulovými hvězdokupami. Tato pozorování posilují domněnku o obecnějším výskytu m a sív n ích č e r n ý c h d ě r v jád rech mnoha g alaxií, resp. v kvasarech. Rozsah hm otností černých děr se odhaduje na 10 miliónů až miliardu Sluncí a úměrně jí pozorujem e celou škálu explozivních dějů v jád rech Seyfertových galaxií, v kvasarech i v o b jek tech typu BL L ac. Zajímavý model tohoto typu předložil D. W. Keenan. Podle n ěj je v okolí masívní černé díry vysoká pravděpodobnost srážek hvězd. Srážky jsou příčinou pozorovaných změn jasn o sti aktivních jad er g alaxií nebo kvasarů. Namísto srážek hvězd lze též uvažovat srážky hustých m ezihvězdných m račen. Předností hypotézy je je jí univerzálnost: Rozmanité jevy ve světě galaxií lze vysvětlit touž příčinou a rozličným i počátečným i podmínkami. Velmi významnou studii o k o s m o lo g ic k é p o v a z e k v a sa rů uveřejnil A. Stockton. Vybral 27 kvasarů s rudým posuvem menším než 0,45 a optickou jasn o stí vyšší než 19m. Pro každý z těchto kvasarů prohlédl je jic h okolí do vzdálenost* 45” a v něm pořizoval spektra všech dostupných galaxií. Získal tak 25 rudých po suvů pro zm íněné g alaxie, a z toho 13 galaxií v 8 okolích mělo tytéž rudé po suvy jako odpovídající kvasar. To je prakticky d efinitivní důkaz o kosm olo gické povaze rudého posuvu kvasarů. Dosud bylo objeveno pět kvasarů s rudými posuvy větším i než 3,0. Jsou to objekty 1442-\-101, 0642-\-449, 0938-\-119, 1402+ 044 a 2126—15. N ejsvítivějším kvasarem je objekt PKS 3134-\-004, který v letech 1937 a 1949 dosáhl 14,8m. Při rudém posuvu z = 1,93 to odpovídá absolutní hvězdné v eli kosti —30,7m (160 bilionů S lu n cí!). Naopak zase nejbližším kvasarem je objekt 4U 0241-\-61 s rudým posuvem z = 0,044 a zdánlivou hvězdnou v elikosti 15,7m. Zvláštní skupiny kvasarů představují zřejm ě o b je k t y typu BL L a c e r ta e , n a zývané někdy též b la z a ry . Jejich představitelem je objekt, k lasifikovaný již r. 1929 jak o „prom ěnná hvězda". V r. 1969 byla ztotožněna s bodovým rádio vým zdrojem a v r. 1972 bylo ze spektra zjištěn o, že jde o nový typ objektu — kvasar bez spektrálních čar. Domníváme se, že BL L a c je jádrem elip tické galaxie s rudým posuvem z = 0,07. V oblasti o průměru n ěkolika světelných dnů (1 m pc) se uvolňuje zářivý výkon až 1041 W. Jelikož objekt nemá prakticky žádné sp ektráln í čáry, pozorujem e zde patrně obnažený kvasar, bez plynného „závoje" typického pro běžné kvasary. Záření je uvolňováno n ejsp íš synchrotronovým m echanism em , tj. urychlováním nabitých čá s tic v intenzívním m agne tickém poli magnetoidu, spinaru či jak se všem těm dosud neznámým útvarům v jádrech aktivních galaxií říká. Ve srovnání s blazary vypadají dokonce i n o r m ální kvasary docela k rotce, a tak n ejsp íš zde leží k líč k poznání ce lé záhady, jak se v malém objemu může uvolňovat tak velké a prom ěnlivé množství zářivé energie. Právem se většina autorů domnívá, že při studiu těchto otázek může me n ejsp íš narazit na neznám é či málo pochopené fyzikální zákonitosti. To nás přivádí k úvahám kosm ologickým . Kromě rudého posuvu, o jehož kosm ologické povaze dnes už pochybuje jen pár zatvrzelců, se n ejv íce pozor nosti soustřeď uje na in terp retaci m ěření m ik r o v ln n é h o z á řen í p o z a d í. Ačkoliv v prvním přiblížení je toto záření izotropní — a to je též jeden z hlavních
N a h o ře je o r b itá ln í p ilo to v a n á s ta n ic e řa d y S alju t, d o le p ř ís tr o jo v ý k u ž e l, v n ěm ž b y l na S alju tu 4 za b u d ov án o r b itá ln í slu n e č n í t e le s k o p . (F o to R. H u d ec; k e z p r á vě n a str. 174.)
M o za ik ov ý o b r á z e k Ju p itero v a m ě s íc e K a llis to , z ís k a n ý c h so n d o u V oy a g er 1 d n e 6. b ř e z n a t. r. Na p ov rch u jsou p a trn é č e t n é k r á t e r y a z v lá ště s e v e r n íh o pólu ( v le v o ) o p rů m ěru a s i 600 k m , p rsten ci.
s lo ž e n ý z řa d y fo t o g r a fií, z e v z d á len o sti 202 000 km . p a k k r u h o v á p á n ev v o k o lí o b k lo p e n á k o n c e n tr ic k ý m i
V levo n a h o ř e je č á s t p ov rch u Ju p itero v a m ě s íc e G an y m ed . S n ím ek b y l e x p o n ov án V o y a g erem 1 d n e 5. b řez n a t. r. z e v z d á len o sti 145 000 km . Na o b rá zk u jsou p a trn é m a lé k r á t e r y a h u stá a s lo ž itá síť b rá z d a h řeb en ů . N ejm en ší ú tv a ry n a sn ím ku m a jí ro z m ěry a si 3 km . V levo d o le je fo t o g r a fie z ís k a n á Vo y a g e r e m 1 d n e 4. b ř ez n a t. r., n a n íž by l o b je v e n Ju p iterů v p r s te n e c . „ V ln o v k y “ jsou s to p y h v ěz d v p o z a d í, č e r n é „t e č k y “ k o n tr o ln í b o d y sn ím ku .
I
č á s t e č n é z a tm ěn í M ěsíce 13./14. 111. 1979; s n ím k y b y ly e x p o n o v á n y ve 22h05m 22h39m 23hl l m a 23h44m. (F o t o M. D u jn íč)
argumentů, proč je j považujeme za záření reliktové — nová m ěření G. F. Smoota aj. a D. T. W ilkinsona a B. E. Careye prokázala nevelké variace teploty v roz mezí 3,5 m ilikelvinů. Podrobný rozbor těchto náročných m ěření vede k závěru, že Slunce se pohybuje vůči poli reliktového záření rychlostí (3 9 0 ± 6 0 ) km s -1 směrem k souhvězdí Lva. Do toho je však započítán i oběžný pohyb Slunce vůči středu Galaxie. Po vektorovém odečtení této složky rychlosti vychází, že střed G alaxie letí rychlostí 600 km s -1 ve směru k souhvězdí Hydry. Tím je vlastně definována rychlost Země vůči n ejstarším a nejvzdálenějším částem vesmíru. Několik významných prací se týkalo astronom ických ap lik ací g ra v ita č n íh o k o la p s u . Pokus objevit z á b le s k y z á řen í g a m a , poch ázející ze závěrečných fází vypařování m alých černých děr (Hawkingův p ro ces), je zatím neúspěšný. S te j ně tak se definitivně potvrdilo, že tzv. Weberovy koincidence nejsou projevem g r a v ita č n íc h vln. Podobná aparatura pracovala v letech 1973— 1976 ve fyzikál ních ústavech v Mnichově a ve F rascati a přestože redukce m ěření byla prová děna týmž programem, kterého používal Weber, nebyly nalezeny žádné koin ci dence. Podle Thorneho se dá očekávat, že citlivost přístrojů druhé gen erace bude o čtyři řády vyšší než u dosavadních zařízení, a to umožní zachytit aspoň n ěkteré signály, například při kolapsu supernovy. Konečně třetí negativní vý sledek je teo retický rozbor existen ce tzv. č e r v íc h d ě r N. Birrelem a P. Daviesem. Oba autoři ukázali, že tyto hyp otetické spojky mezi bílými a černým i děrami (tj. „brány do jiných vesm írů" nebo „zkratky v našem vesm íru11) nejsou s ta bilní. Zničí je zpětná reakce gravitačního pole pad ající čá stice anebo pouhé kvantové efekty vakua. To jiným i slovy znam ená, že zřejm ě není možné „ ce s tovat" prostoročasem libovolně rychle anebo vyhýbat se singularitám při vstu pu do čern é díry. Patrně lze charakterizovat uplynulý rok jako rok astronom ických pesimistů. Vždyť k předešlým negativním výsledkům lze také přiřadit stá le se šířící n á zor, že h le d á n í c iz íc h c iv iliz a c í je skoro m arné úsilí, protože prostě takové c i vilizace — neexistují! M. Hart rozšířil své úvahy o e k o s f é ř e Slunce také na ostatní hvězdy hlavní posloupnosti. Z jistil, že většina planet se během svého vývoje nevyhne jednomu z extrémů, tj. bud na nich dojde k překotnému a trva lému zalednění anebo k překotnému a trvalém u přehřátí vlivem skleníkového efektu. Kolem hvězd s hm otností m enší než 0,84 Mq, tj. spektráln í třídy K1 V, se již vůbec ekosféry nevyskytují a pro hvězdy hm otnější jsou ekosféry daleko užší, než se dosud soudilo. Není proto divu, že velké projekty SET I (hled ání cizích civ ilizací) se nejspíš vůbec neuskuteční a tak m ají nad ěji jen poměrně skrovné pokusy jako byla přehlídka 200 blízkých hvězd do vzdálenosti 25 parseků vykonaná na observatoři Arecibo na vlnové d élce 21 cm. Jiný pokus probíhá od říjn a 1978 na stan ici pro sledování kosm ických sond v Goldstone. Pro hledání cizích civilizací je zde k dispozici širokopásm ový m iliónkanálový (!) přijím ač, jenž bude používán po dobu pěti let k zachycování eventuálních um ělých signálů z hloubek kosm ic kého prostoru. Pesim isté odhadují, že jedna civilizace připadá zhruba na 10 000 galaxií, a to skutečně není n ijak nad ějné číslo. Z přístrojových novinek loňského roku je jistě n ejzávažn ější zah ájen í pravi delného provozu v e lk é a n tén n í so u sta v y (V LA ) v Novém Mexiku koncem února 1978. Soustava umožňuje sledování rádiových zdrojů s nevídanou rozlišovací schopností zlomků obloukové vteřiny, tj. v principu lze pořizovat rádiové „foto g ra fie " oblohy s rozlišovací schopností podstatně vyšší než v oboru optické astronom ie. Na oběžnou dráhu kolem Země byly vypuštěny umělé družice pro pozorování v u ltrafialové oblasti sp ektra od 115 do 320 nanom etrů (1UE) a pro sledování m ěkkého rentgenového záření v pásmu energií 0,2 až 0,4 keV ( HEAO-B). Konečně sto jí za zmínku chiru rgická oprava největšího astron o m ického objektivu světa — r e fr a k to r u Y e r k e s o v y o b s e r v a to ř e . V objektivu o prů měru 1 m a hm otnosti 227 kg byla zjištěn a jem ná trhlina. Jelikož bylo zapotřebí zabránit postupnému šíření trhliny, vyvrtali optici na konci trhliny kruhový otvor o průměru 8 mm a délce 18 mm napříč čočkou. Tím se skutečně podařilo objektiv zachránit. O n d řejo v sk ý d v o u m etro v ý d a l e k o h le d byl loni používán jen po dobu 74 nocí
a za 323 hodin pozorování bylo získáno 192 spektogram ů v ohnisku coudé, mezi nimi 3000. spektrogram od doby zah ájen í provozu v r. 1967. Na nízkém využití dalekohledu se nejvíce „podílelo" počasí; za celý rok bylo v Ondřejově jen 68 jasných a 33 polojasných nocí — to je 25% záporná odchylka od normálu. V závěru našeho přehledu se již tradičně objevují „společen ské zprávy". V uplynulém období zem řelo několik význačných astronom ů: Su-Shu Huang (těsné dvojhvězdy), B. V. Kukarkin (prom ěnné hvězdy), J. N. Lipskij (k a rto g rafie M ěsíce), P. J. Treanor (fotom etrie hvězd) a A. D. Thackeray (a stro fy z i kální výzkum jižní oblohy, zvláště M agellanových m račen ). A. Penzias a R. Wilson obdrželi Nobelovu cenu a Herschelovu m edaili za objev m ikrovlnného záření kosm ického pozadí (viz ŘH 1 —2/1979), V. Szebehely se stal prvním no sitelem Brouwerovy m edaile za své práce z nebeské m echaniky, E. M. Burbidgeová dostala cenu K. Janského za výzkum radiogalaxií a kvasarů, J. G. Bolton zlatou m edaili britské Královské astronom ické společn osti za svůj přínos k rozvoji radioastronom ie, H. van den Hulst Bruceovu m edaili P acifick é a stro nom ické společnosti za předpověď existen ce 21cm rádiové čáry vodíku a W. A. Fow ler získal Eddingtonovu m edaili za svůj přínos k teorii nukleogeneze ve vesmíru. Další zlaté m edaile britské Královské astronom ické společn osti byly uděleny L. Spitzerovi za výzkum mezihvězdného prostředí a J. van Allenovi za studium m agnetosféry Země. U nás obdrželi ke svým životním jubileím stříbrné plakety „Za zásluhy o rozvoj ve fyzikálních vědách" pracovníci A stronom ické ho ústavu ČSAV člen-koresp. ČSAV M. Kopecký, RNDr. Z. Ceplecha, DrSc. a RNDr. I. Zacharov, CSc. Ve Spojených státech n astaly změny v obsazení dvou hlavních ředitelských míst na observatořích v K alifornii a v Arizoně. Novým šéfem H a leo v ý c h o b s e r v a toří se stal astronom holandského původu prof. M aarten Schm idt, známý široké v eřejn osti hlavně id en tifikací vodíkového spektra kvasaru 3C-273, a N árod n í o b s e r v a to ř n a K itt P eak u v Arizoně povede nyní význačný teoretický astrofyzik britského původu prof. G. R. Burbidge. Celkový počet astronomů na světě se nyní odhaduje na 6000; v přepočtu na obyvatele vede Velká Británie (13 astronom ů na m ilión obyvatel) a Holandsko (1 0 ). Průměrný astronom produkuje n ecelá tři vědecká sdělení do roka, jak vyplývá ze statistik y v referátovém časopise Astronomy and Astrophysics A bstracts; z toho referáty , na nichž je založena „Žeň objevů", dosahují pouhých 6 % — i to nepatrné procento však letos představuje solidní počet 986 prací! Průměrný roční přírůstek astronom ické literatury se pohybuje kolem 5 % , tj. je jí množství se zdvojnásobuje každých 15 let. Už z toho je patrné, oč su bjektivnější je náš přehled rok od roku. Nemáme však jinou alternativu, pokud nechcem e nahradit tento typ článku výpisem z paměti svědomitého počítače, kterém u přirozeně neunikne vůbec nic. Není ovšem sporu o tom, že mnohé z loni uveřejněných 17 000 astronom ických sd ě lení jsou důsledkem hesla, kterým se řídí astronom ové ste jn ě živelně jako p ra covníci jipých vědeckých oborů: Polish a little and publish a lot (tj. Mírně češ a m ocně p iš!). Právě proto je výběr n ejzajím av ějších astronom ických novinek roku záležitostí tak vzrušující, že by mi přišlo líto svěřit je j p očítači.
Zdeněk Urban
Rentgenová emise z Trapezu v Orionu
Již sam otný fakt, že z určitého m ísta na obloze registrujem e rentgenové záření znam ená, že v daném m ístě se d ěje něco zajím avého, jelik ož vznik rentgenové em ise vyžaduje extrém ní fyzikální podmínky (vysoké teploty, siln á gravitační a m agnetická pole atd .). Zvláště zajím avé jsou případy, kdy pozorujem e re n t genovou em isi z oblasti, která je pozoruhodná i jin ak , „n erentgenově". Do této k ategorie nepochybně patří i případ rentgenového zdroje 4U 0531-05 (2A
0532-05) souvisejícího se známou mlhovinou v Orionu, kde podle současných údajů dochází i v přítom né době k mim ořádně zajím avém u astrofyzikálním u jevu prvořadého významu — k vytváření nových m ladých hvězd. Jak oznámili H. V. Bradt a R. L. K elley z Centra pro kosm ický výzkum M assachusettského technologického institutu (M IT-Center for Space Research Preprint P-78-55; 1978), pomocí družice SAS-3 se v listopadu 1977 a lednu 1978 podařilo získat další rentgenová pozorování oblasti mlhoviny Orionu a s ní souvisejícího zdro je 4U 0531-05. V průběhu těchto pozorování byl ve zmíněné oblasti registrován slabý zdroj s rentgenovým tokem asi 1 ,3 ± 0 ,1 n Jy a rentgenovou svítivostí asi 1026 W. Porovnání nových údajů se starším i pozorováními 4U 0531-05 (družice Uhuru, Ariel-5, OSO-7, ANS) však vede k vyšší hodnotě rentgenové svítivosti tohoto zdroje: Lx ~ 3,0 . 102,; W v oboru 2— 11 keV. Všechny dostupné údaje o 4U 0531-05 vedou k závěru, že zdroj v mlhovině Orionu se skládá ze dvou složek: cen tráln í složky o průměru asi 0,3 pc a vnější složky s průměrem asi 1— 2 pc. Pomocí SAS-3 bylo možné upřesnit polohu 4U 0531-05, kterou lze nyní popsat následujícím i souřadnicem i: a = 5h32m49,2s, <5 = — 5°25,0 8 '. Podle této nové po lohy zdroj v mlhovině Orionu leží 9” od hvězdy Q 1 Ori C (SAO 132314), která patří do skupiny čtyř hvězd v mlhovině Orionu označované jako Trapez. Jde o hvězdy 6 1 Ori A až 0 1 Ori D. Oblast možných souřadnicových chyb zdroje za hrnuje nejen 0 1 Ori C, ale celý Trapez. Nová poloha vylučuje dříve navržené optické kandidáty pro 4U 0531-05 ( 0 2 Ori A, Becklinův-Neugebauerův in fra č e r vený objekt) a s velkou dávkou pravděpodobnosti „obviňuje11 z rentgenové em i se hvězdy Trapezu. Podle údajů, k teré o člen k ách Trapezu máme, nelze v jejich případě použít binárního modelu s ak recí na kompaktní složku dvojhvězdy (bílého trpaslíka, neutronovou hvězdu, resp. černou díru), kterým vysvětlujem e, aspoň v drtivé většině případů, rentgenovou em isi z „hvězdných* rentgenových zdrojů. Dvojhvězdy 0 1 Ori A a O 1 Ori B totiž zjevně nem ají kom paktní složky a 0 1 Ori C a (91 Ori D s n ejvětší pravděpodobností vůbec nejsou dvojhvězdami. Model typu Algola (rentgenová em ise vysvětlována akrecí v rám ci dvojhvězdy, ale na norm ální, nikoliv kom paktní hvězdu) se pro (91 Ori A a Q1 Ori B zdá být nep řijateln ý , rovněž vysvětlení rentgenového záření 4U 0531-05 em isí z korón hvězd typu T Tauri ukrytých ve velkém oblaku za Trapezem , příp. akrecí na nějaký kom paktní objekt rovněž v oblaku za Trapezem se zdá být neprav děpodobné. Nejpravděpodobnější je, že rentgenové záření 4U 0531-05 vzniká skutečně přímo v bezprostředním okolí Trapezu. Pokud je tomu tak, n ejp řiro zenějším vysvětlením pozorované em ise je m yšlenka B. A. Cooka, A. C. Fabiana a J. E. Pringla (Nature 273, 645; 1978), kteří předpokládají, že rentgenové zá ření 4U 0531-05 vzniká při kolizích hvězdných větrů vanoucích z jednotlivých hvězd — členek Trapezu. Podle výsledků Cooka a spolupracovníků k zajištěn í pozorované svítivosti 4U 0531-05 asi 3,0 . 102,i W sta čí, aby každá hvězda Trapezu ztrácela formou hvězdného větru asi 6,0 . 1 0 _
Po neúspěchu při in terp retaci W e berových m ěření pomocí gravitačn ích vln (šlo o současné zachvění daleko se od sebe n a lé z a jících hliníkových válců) se zm enšil zájem o tuto pro blem atiku. Zajím avou práci publiko val nyní Zimmermann, který udělal nový odhad intenzity gravitačn ích vln z pulsarů v Krabí m lhovině a v sou-
hvězdí P lachet. Jeho výsledky vyplý v ají z nových pozorování pulsarů a z je jic h modelů. Autor z nich vyslovil optim istický názor, že se dočkám e d e tekce gravitačn ích vln (vyzařovaných těm ito pulsary) snad už v příštím d e setile tí. Má se k tomu využít nepřím é (podrobně nerozváděné) metody vy u žívající rezonancí. Pokud jsou uvede né odhady reáln é a pokud gravitační vlny v přírodě opravdu existu jí, máme se na co těšit. -pan-
Co n o v é h o v astronomii SPOLUPRACA ASTRONOMICKÝCH CSTAVOV ČSAV A SAV V OBLASTI RADAROVÉHO VÝSKUMU METEOROV (K 35. VÝROClU SNP)
Astronom ický výskům m ed ziplanetárnej hmoty má v Československu dlhú tradíciu. Prácam i prof. dr. V. Gutha, DrSc., čl. kor. ČSAV a SAV, bývalého riad ite la A stronom ického observatória SAV na Skalnatom Plese a neskór vedúceho A stronom ického observatória ČSAV v Ondřejově, i prácam i d alších astronóm ov nadobudol rozvoj výskumu m ed ziplan etárnej hmoty vysokú medzinárodnú úroveň na oboch hlavných astro n o m ic kých pracoviskách ČSSR (AÚ ČSAV, odděl, m e dzip lanetárn ej hmoty v O ndřejove, a AÚ SAV, odděl, m ed ziplan etárnej hmoty v B ratislav ě ). To mu v nem alej m iere přispěla dobrá vzájom ná spolupráca našich pracovísk. Čoskoro po zah ájen í činnosti m eteorického ra daru v O ndrejove r. 1958 sa rozvinula úzka sp o lupráca aj v oblasti, na vted ajšie časy pom ěrně nového radarového výskumu m eteorov. Zpočiatku vznikli v Čechách i na Slovensku práce overujúce činnosť radarového zariadenia s definováním anténneho diagram u a funkčných param etrov prístro ja. Ale sú časne sa začalo so sy stem atic kým radarovým pozorováním vybraných m eteo rick ých rojov. Dnes preto obe pracoviská disponujú unikátnym i sériam i radarových pozorovaní Geminíd a Kvadrantíd (O ndřejov) ako aj Orioníd (B ra tisla v a ) a niektorých d alších rojov. Na S lo vensku sa na základe toho publikovalo 20 póvodných vedeckých prác s využitím radarového za riad en ia AÚ ČSAV pri analýze m eteorických rojov. Pracovníci AÚ ČSAV poskytli pozorovateíom AÚ SAV všetkú odbornú pomoc pri zaškolen í pre obsluhu p rístro ja. pri kontrole chodu p rístroja a sním acích zariadení, pri organizačnom i tech n ickom zabezpečení radarového záznamu, ba často i pri sam otných pozorovaniach. V priebehu rokov sa spolupráca ešte viac prehlbila a dosiahnuté výsledky sa vzájom ne konfrontovali na pravidel ných pracovných sem inároch medzi oboma oddeleniam i. Právě vzhladom na dosiahnuté výsledky v ra darových pozorovaniach boli vyššie uvedené m e teo rick é ro je včlenené do programu pozem ských pozorovaní ako jed na z úloh v rám ci programu Interkozm os vo výskume m ed ziplan etárnej hm o ty. Z te jto spolupráce vyplynuli sim ultánně pozorovania m eteorických rojov na dlhej základní medzi Ondřejovom a Dušanbe (A kadém ia vied Tad žickej S SR ). Už dosiař sa publikovali dve spoločné vedecké práce AÚ SAV a Akadémie vied Tad žickej SSR z vyhodnotenia radarových pozo rovaní na báze O ndřejov— Dušanbe; obsahovali analýzu štruktúry m eteorického ro ja Orioníd. Analýza tohoto ro ja viedla aj k sp oločnej publikácii pracovníkov AÚ ČSAV a AÚ SAV v rám ci
riešenia úlohy programu Interkozm os. Na d alších spoločných prácach sa v sú časnosti pokraču je. Rozběhli sa tiež prípravy na predlženie pozorovacej základ né z Dušanbe cez Charkov a Ondře jov k m eteorickým observatóriám CNR v Bologni (kd e sa r. 1978 už m eteorický roj Orioníd pozo roval súčasne s Ondřejovom a Dušanbe) a v O tta wě (K an ad a). S Herzbergovým astrofyzikálnym ústavom NRC v Ottawě vznikol tiež rad sp o lo č ných prác v radarovom výskume m eteorov, dokonca aj v trojk om binácii autorov AÚ ČSAV, AÚ SAV a NRC Canada, s využitím p relín ajú cich sa pozorovaní v Ottawě a Ondřejove. Možno konštatovať, že dobrá spolupráca AÚ ČSAV s AÚ SAV v oblasti výskumu m ed ziplane tárn ej hmoty, dnes už rozšírená i na zahraničně pracoviská, priniesla cen né výsledky pre výskům meteorov, najm a určením rozloženia hustoty č á s tic v m eteorických prúdoch (Orionidy. Geminidy), v id en tifik ácii rojov H alleyho kom éty (O rio nidy a >j-Aquaridy) nájd ením ich spoločných rysov, v odvodení fu n kcií jasn o sti rojov, vo vy pracovaní metód o d líšenia sporadického pozadia, v analýze čeln ý ch ozvien m eteorov, vo vysvetlení pohybov m eteorických stop registrovaných radarom a v určení niektorý ch dynam ických a fyzikálnych param etrov meteorov. V súčaánosti prebiehajú na A stronom ickom ústave ČSAV v O ndřejove p ráce na výstavbě no vého, váčšieho a m od ernejšieho m eteorického r a daru a pri jeho využití sa počítá i n a d a lej s úzkou spoluprácou pracovísk ČSAV a SAV. Bolo by velkou škodou pre česk o slov en sk á astronómiu. ak by sa realizácia tohto projektu příliš oneskorilu. BČSAV 6/1979 DESET LET OD PŘISTÁNÍ PRVNÍCH LIDl NA MĚSÍCI
V červenci t. r. uplynulo již 10 let od přistání lidí na jiném kosm ickém tělese, na M ěsíci. Usku tečn ila se tak dávná touha lidstva i sen K. E. Ciolkovského, a to za pouhých 8 let poté, co se J. Gagarin jak o první člověk vydal v kosm ické lodi Vostok 1 na oblet kolem Země. První obyvatelé Země, k teří stanuli na M ěsíci, byli A m eričané N. A rm strong a E. Aldrin; stalo se tak 21. červen ce 1969 ve 3h56m SEČ (resp. o Vi h později, pokud jde o A ld rina). Kosm ickou lodí, která dopravila první pozemšťany na Mě síc, bylo Apollo 11, jehož sta rt se uskutečnil 16. VII. 1969 a opětné p řistání na Zemi 24. VII. 1969. Cesta ze Země na M ěsíc, p řistání a opětný návrat na Zemi byla jis tě prestižní a propagační akcí, nicm éně měla i veliký vědecký význam (v ý zkum m ěsíčního povrchu, odběr vzorků m ě síčn í ho regolitu atd .). Po úspěchu Apolla 11 následoval úspěch Apol la 12 a p řistání dalších dvou astronautů na Mě síci v listopadu 1969. Pak po neúspěchu s Apol lem 13 v dubnu 1970 násled ovala série dalších úspěšných pokusů s kosm ickým i loděmi Apollo 14— 17, která se usku tečn ila od konce ledna 1971 do poloviny prosince 1972. Podrobnosti o těchto letech lze nalézt v příslušných ro čn ících Říše hvězd.
Při celk em šesti p řistáních lunárních modulů kosm ických lodí Apollo v le te ch 1969— 1972 se na m ěsíčn í povrch dostalo celk em 12 astronautů. Výsledkem těch to expedicí je přes 400 kg vzorků m ěsíčního regolitu a obrovské množství n e jrů z n ě jších inform ací, které dosud nejsou zcela zpra covány. Tato okolnost a zřejm ě i obrovské fi nanční náklady byly asi důsledkem , proč se v d alších letech na M ěsíc nepokračovalo. /. B. Den
I. 90 94 104 103 91 79 55 39 36 15 20 26 33 37 34 27 26 14 8 8 19 28 40 40 38 49 67 78 90 103 118
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31 Prů měr
51,9
II. 128 120 130 142 137 129 122 90 97 102 112 115 96 82 65 64 58 57 56 58 65 73 76 91 94 90 85 88
93,6
III. 102 92 95 98 84 75 90 99 94 92 88 78 73 72 74 74 74 74 65 59 77 84 88 85 74 60 52 49 48 45 58 76,5
POZOROVANÍ z a t m ě n í 1 3 . - 1 4 . BŘEZNA 1979
IV. 70 68 71 75 94 92 88 105 126 125 120 109 105 91 90 95 99 103 111 115 114 115 119 106 136 115 99 83 78 75
99,7
V. 85 89 93 92 89 85 75 63 62 60 63 66 74 74 78 91 86 89 84 74 76 74 73 82 85 88 97 93 103 107 113 82,7
DEFINITIVNÍ RELATIVNÍ ČÍSLA V ROCE 1978
V n ásled u jící tabulce uvádíme definitivní re la tivní čísla pro jed notliv é dny roku 1978 podle řed itele Spolkové hvězdárny v Curychu prof. dr. M. W aldm eiera. Prům ěrné relativ ní číslo m inulé ho roku bylo 92,5.
VI. 119 98 78 60 51 31 39 45 36 29 57 62 62 64 89 94 103 115 109 109 154 158 158 154 135 152 143 130 115 103
95,1
m ěs íc e
Počasí pozorování letošního březnového č á s te č ného zatm ění M ěsíce u nás i v celé středn í a zá padní části Evropy příliš nepřálo, většinou bylo oblačno nebo zcela zataženo. Z toho důvodu n e bylo u nás možno fo to elek trick y m ěřit hustotu stínu a i pozorování kontaktů kráterů se stínem , k terá autorovi této zprávy došla, jsou mnohem méně početná než u n ěk terých d řívějších zatm ě ní; m ají však tím větší cenu. Z hvězdárny v Čes kých Budějovicích poslala pom ěrně rozsáhlá pozorování kontaktů kráterů se stínem skupina m ladých am atérů (B árta, Brožek, P elikán, Truh lá ř ), z okresní lidové hvězdárny v Rimavské S o botě zaslal svá pozorování zkušený pozorovatel M. Dujňič a dr. P. Ahnert (Sonneberg , NDR]
VII. 64 61 51 48 54 63 84 105 108 115 127 111 114 109 102 110 98 84 77 76 77 48 38 38 30 13 22 31 48 39 36 70,4
VIII.
IX.
X.
XI.
XII.
42 48 38 62 74 66 58 62 64 67 58 71 93 93 77 52 50 50 42 30 30 36 45 48 55 45 57 57 59 72 100
136 167 159 162 177 177 147 120 109 99 84 72 92 113 133 143 136 156 159 163 171 148 156 163 168 152 142 126 122 94
96 112 105 100 73 74 95 103 121 149 158 158 156 170 166 163 143 135 154 151 144 125 116 104 96 102 115 117 137 128 111
109 122 125 129 121 108 112 118 108 120 118 99 90 78 59 77 92 93 85 76 68 77 55 61 85 101 118 118 111 103
110 110 117 115 104 122 138 148 152 144 170 188 165 150 140 143 146 132 95 84 68 63 59 65 81 93 110 122 135 159 177
138,2
125,1
58,1
97,9
122,7
zprostředkoval předání pozorování skupiny čtyř členů astronom ického sdružení W est-M iinchen z NSR (R. Egger, F. Hauswirth, D. Koschny, M. S tu t). V šechna pozorování budou jed notně zpra cována a bude z nich určeno zvětšení zem ského stínu, příp. i jeho tvar. Podle pozorování byl při tom to zatm ění stín pom ěrně světlý — stupeň 3. D anjonovy stupnice. Jiří B o u šk a BOLID Z 23. ČERVNA 1979
Po půlnoci letního času z 22. na 23. června pře létl nad severním i Čecham i jasný bolid, o jehož pozorování došlo red akci několik zpráv. N ejpo drobnější popis úkazu poslala Eva Šádková z Dě čín a, z jejíh o ž dopisu vyjím ám e: Přibližně ve 23h10m SEČ jsem zpozorovala na
obloze těleso, jehož jasn o st i velikost sv ítící plo chy se zvětšovala, až dosáhla kapkovitého tvaru o plošném obsahu rovnajícím se asi 1/10 plochy m ěsíčního kotouče v úplňku. Za tělesem se táhl jak ý si ohon dlouhý snad 5 —8 délek tělesa. Když těleso dosáhlo své m axim ální velikosti i jasn o sti, jakoby explodovalo a bylo vidět jeho rozpad na řadu (snad 10) úlomků, z nichž něk teré zmizely vzápětí, jin é (asi 3) bylo vidět o okam žik déle a těsně před je jic h zánikem se je jic h barva zm ě nila z ja sn ě žluté na červenou. Celý děj trval asi 2 s. T ěleso jsem pozorovala na obloze v azimutu — 12,5° a výšce 47°; pohybovalo se zhruba sm ěrem od jihu k severu a čin ilo dojem , že jeho výška nad zemským povrchem se při pohybu zm enšuje.
SLUNEČNÍ
u l t r a fia l o v á
astro n o m ie
Skupina odborníků z Krym ské astro fyzikáln í o bservatoře Akademie věd SSSR seznám ila před nedávnem světovou astronom ickou veřejn o st s po drobnostm i u ltrafialového slu nečn ího teleskopu OST-1 který pracoval na palubě orbitáln í p iloto vané stan ice S a lju t 4, a s výsledky p ráce tohoto p řístro je. Protože se jed ná v celosvětovém m ěřít ku o ojed inělý experim ent, podívejm e se na něj blíže. (Obr. na 1. str. přílohy.) O rbitální slu nečn í teleskop OST-1 byl vybaven hlavním parabolickým zrcadlem o průměru 25 cm a ohniskové vzdálenosti 2,5 m. K zam ěření na S lu nce sloužilo pom ocné rovinné zrcadlo o prů měru 27 cm. V ohnisku hlavního zrcadla byl sp ek trog raf se dvěma konkávním i m řížkam i, první m ěla 1200 čar/mm a polom ěr křivosti 1 m, druhá pak 2400 čar/mm a polom ěr křivosti 0,5 m. S tig m atick é spektrum bylo zaznam enáváno na film , lin eárn í disperze dosahovala 1,6 nm/mm a prostorové rozlišení přibližně 4 obloukové v teři ny. Vstupní štěrbin a sp ektrografu, na níž se pro m ítal obraz S lu n ce o průměru 2,3 cm, fungovala sou časně jak o zrcadlo o d rážející obraz Slu nce s výjim kou výřezu štěrbiny do systém u vizuální kontroly. Kosmonaut uvnitř stan ice tak mohl kontrolovat čin nost p řístroje pozorováním v čáře Ha. P řístroj byl konstruován pro pilotovanou s ta nici a vyžadoval obsluhy kosm onauta, která sp o čív ala v n alezení pozorovaného objektu na slu nečním disku, jeho nastavení na vstupní štěrbinu sp ektrografu , ve volbě expozice, sním kování sp ekter a případně výměnu naexponovaného f il mu. Pro určení expozice byl do sp ektrografu vmontován fo to elek trick ý expozim etr. T eleskop byl um ístěn v přístrojovém kuželu S alju tu 4 a pracoval během pobytu dvou posádek kosm onautů na této stan ici. Celkem bylo získáno asi tisíc sp ekter různých slu nečn ích útvarů. S ohledem na rozdílné intenzity sp ek tráln ích čar byla sp ektra každého pozorovaného objektu po řizována v íce expozicem i v rozm ezí od zlomků sekundy do dvou minut. Na sp ektrogram ech bylo rozlišeno okolo 90 sp ek tráln ích ča r v oboru vlno vých délek 97— 140 nm. Sp ek tráln í ro zlišení získaných sním ků dosahovalo 0,04 nm.
P řístro je podobné OST um ožňují zkoumat ze jm éna slu nečn í aktivní oblasti s potřebnou vyso kou sp ek tráln í i prostorovou rozlišovací sch o p ností, takže se s dalším i p o kračov ateli této řady zřejm ě brzy setkám e. Při práci teleskopu OST-1 byla navíc úspěšně ověřena čin nost au to m atick é ho systém u, který umožňoval po nastaven í k o s monautem udržet slu nečn í obraz na vstupní š tě r bině sp ektrografu s přesností 3 až 4 obloukové vteřiny. R. H. REKURENTNÍ NOVA U SCORPII
Novozélandský am atér O. Hull oznám il, Že po zoroval 2 3 .- 2 4 . března výbuch známé rek u ren t ní novy U Scorp ii. Dne 23. března m ěla mít hvěz da vizuální jasn o st 12.8m, dne 24. března 12,5m. Dosud byly výbuchy U Scorp ii pozorovány v le tech 1863, 1906 a 1936; nova při nich m ěla vi zuální jasn o st vždy kolem 9m. V minimu má U Scorpii foto grafickou jasn o st asi 18m. U Scorpii však nebyla nalezena 27. března na snímku, exponovaném j. H. Bulgerem 41cm astrografem pobočky Harvardovy hvězdárny v Agassiz, na němž jsou zachyceny hvězdy do 15. velikosti, příp. slabší. Také F. M. Bateson oznám il, že hvěz da nebyla nalezena 28. března pozorovateli v Aucklandu. 1AUC 3341, 3343 (B J SPEKTRUM KOMETY SCHWASSMANN - WACHMANN 1
F. BOrngen z hvězdárny v Tautenburku získal 28. února t. r. dvoumetrovým reflek to rem s ob jektivním hranolem dva spektrogram y znám é pe riodické kom ety Schw assm ann-W achm ann 1 k rátce po je jím zjasn ěn í. V modré oblasti spektra z jistil dvě em ise, je jic h ž vlnovou délku však n e uvedl. Celková jasn o st kom ety byla 28. února v oboru B asi 14,5m, průměr cen tráln í kom paktní kondenzace byl asi 6 " , slabé kómy asi 25". Dne 1. března m ěla kom eta jasn o st v oboru B již jen asi 16m. Další zjasn ěn í kom ety z jistil v březnu t. r. J. B ortle (B ro o k s O bservátory). Podle pozorování 32cm reflektorem m ěla kom eta tyto vizuální ja s nosti: 17. března 11,9m, 21. března 11,8m. Byla tedy zhruba o 3—4 magnitudy ja s n ě jš í než je norm álně mimo období zjasnění. IAUC 3354 ( B ) ODCHYLKY ČASOVÝCH SIGNÁLU V KVĚTNU 1979
Den 1. V. 6. V. 11. V. 16. V. 21. V. 26. V. 31. V.
UT1-UTC + 0,2354s + 0,2199 + 0,2060 + 0,1923 + 0,1783 + 0,1648 + 0,1519
UT2-UTC + 0,2616s + 0,2476 + 0,2349 + 0,2221 + 0,2086 + 0,1953 + 0,1822
V ysvětlení k tabulce viz RH 60, str. 18, 1/1979. V. P t á č e k
ROK SLUNEČNÍHO MAXIMA
Slu neční cyklus č. 21 se blíží svému maximu a aby se m ezinárodně koordinoval kom plexní vý zkum S lu n ce v období jeho m axim ální čin nosti, byla na období od 1. srpna 1979 do 28. února 1981 vyhlášena rozsáhlá světová vědecká akce „Rok slu nečního m axim a1* (S o la r Maximum Year — SA/yj. S talo se tak po dohodě řady m eziná rodních organizací, včetně IAU, COSPAR, IUGG a j.
SMY bude trvat celkem 19 m ěsíců a bude do jisté míry navazovat na podobné akce v m inulos ti, jak o byl M ezinárodní geofy zik áln í rok (1957 až 1958], M ezinárodní geofy zik áln í spolupráce (1959) a Rok kl-idného Slu nce (1964— 1965). Není nejm enší pochyby, že výsledky získané během SMY podstatně přisp ějí k hlubšímu poznání pro cesů pro bíh ajících na Slunci. N ěkterá pozorování budou probíhat po celou dobu SMY, jin á pouze v předem zvolených kratších časových obdobích. Pro koordinaci práce bylo ustaveno několik r e gionálních cen ter, v Evropě např. Praha, Moskva, Paříž a Darm stadt. Do spolupráce v rám ci SMY bylo u nás zapojeno několik vědeckých p raco višť, především astronom ické ústavy ČSAV (Ondřejov) a SAV (S k a ln a té P leso ). V ědecký program Roku slu nečn ího maxima bude probíhat ve třech hlavních oblastech : (1 ) F B S (F la re Build-up Study) — výzkum vzniku chro m o sférick ých erupcí, (2 ) SERF (Study of Energy R elease in F la re s) — výzkum uvolňování energie v erupcích, (3) ST1P (Study of T ravellíng In terp lan etary Phenom ena) — výzkum šířen í en erg etick ý ch č á s tic slu nečního původu m eziplanetárním prosto rem a je jic h in terak ce s m eziplanetárním i m agne tickým i poli. Rok slu nečního maxim a koordinuje SCOSTEP ( S cie n tific Com mittee on S o lar-T errestrial Phys ic s ), předsedou organizačního výboru SMY je holandský astronom prof. dr. C. de Jager, řed itel A stronom ického ústavu v Utrechtu. J. B.
Z l i d o v ý c h hvězdár en a astronomických kroužků Čl o v ě k v e s v é m p o z e m s k é m A KOSMICKÉM PROSTŘED!
V sobotu 31. března uspořádala hvězdárna v Úpici spolu s pobočkou Čs. astronom ické spo lečnosti v Hradci Králové, Čs. bioklim atologickou spo lečno stí, Čs. sp o lečn o stí J. E. Purkyně, sp o l kem lékařů a S o cialistick ou akadem ií v Trutnově celod en ní sem inář na tém a „Člověk ve svém po zem ském a kosm ickém p rostřed í", který proběhl v D ělnickém domě Klubu p racu jících v Trutnově. Vysoká účast svěd čila o velkém zájm u o p roble
m atiku vlivu n ejrů zn ějších fyzikáln ích činitelů na pozemský život. Sem inář zah ájil řed itel úpické hvězdárny V la dim ír M lejnek, úvodní slovo pronesl nám ěstek řed itele OÚNZ v Trutnově MUDr. V. Kopecký, který mj. nastínil m ožnosti další spolupráce v oblasti astronom ie a lékařství. Vyzdvihl také čin nost pracovníků úpické hvězdárny, která jak o jed in á provádí varovací službu v případě z a re gistrované zvýšené slu nečn í aktivity a s výzkumy vztahů S lu n ce — Země má dlouholeté zkušenosti. Úvodní re fe rá t na tém a „Poznám ky ke vztahům mezi ekologií a astro n om ií" přednesl člen ko respondent ČSAV prof. E. Hadač (Ú stav k rajin n é ekologie ČSAV, P rah a), který hovořil o přímých vlivech slu nečn í čin nosti na biosféru Země. Pro cesy na Slu ncí a slu nečn í čin n o stí se zabývala přednáška RNDr. L. Křivského, CSc. (A stron om ic ký ústav ČSAV, O ndřejov) „Prom ěnlivost slu n e č ní čin nosti a je jí odezva na Zemi“. N ásledující obsáhlý příspěvek doc. RNDr. J. K leczka, DrSc. (A stronom ický ústav ČSAV, O ndřejov) „Slu nce — e n e rg e tik a —životní prostřed í" byl doplněn ř a dou diapozitivů a barevnými film y o využití slu neční energ ie v zem ědělství i průmyslu. Vlivem slu nečn í činnosti na m agnetosféru Země se za bývala přednáška MUDr. J. Štveráka, CSc. (Ú stav le teck éh o zdravotnictví, P raha) na téma „B io sfé ra a e lek trick é a m agnetické pole Země". Závě rečný re fe rát „Vliv slu nečn í eruptivní činnosti na výskyt infarktu myokardu** přednesl Lev Bufka (In stitu t k lin ick é a experim en táln í m edi cíny, P rah a). Další dva nepřed nesené referáty „Řešení p ra covního prostředí u g ran u lačn ích lin ek v zem ě d ělských závodech** (MUDr. Hynková, OÚNZ Trutnov] a „Vliv kv alitativ ních složek pracovní ho prostřed í na zdraví p racu jícíh o člověka** (MUDr. K áláš, OÚNZ Trutnov) budou zveřejněny spolu s ostatním i předneseným i referáty ve sbor níku, který vydá hvězdárna v Úpici v n ejbližší době. /. K o r d u lá k
Úkazy na o b l o z e v ří j nu 1979 S lu n c e vychází 1. říjn a v 5h58m, zapadá v 17h 40,n. Dne 31. říjn a vychází v 6h46m, zapadá v 16h 39m. Během říjn a se zkrátí délka dne o 1 h 49 min a polední výška Slu nce nad obzorem se zm enší o 11°, z 37° na 26°. M ěsíc je 5. X. ve 21h v úplňku, 12. X. ve 22h v poslední čtvrti, 21. X. ve 3h v novu a 28. X. ve 14h v první čtvrti. Přízemím prochází Měsíc 4. říjn a , odzemím 16. říjn a. Během říjn a n a s ta nou kon ju nk ce M ěsíce s planetam i: 14. X. ve 21h s M arsem, 16. X. v 16h s Jupiterem , 18. X. v 6h se Saturnem , 22. X. v 9h s Venuší, ve 21h s U ra nem a ve 23h s M erkurem, 25. X. ve 4h s Neptu nem. V říjn u nebude u nás pozorovatelný žádný zákryt planety M ěsícem. Dne 9. říjn a ve 21h n a stane kon junkce A ldebarana s Měsícem.
M erku r je zvečera nízko zhruba nad západním obzorem v nep říliš výhodné poloze k pozorování, protože zapadá k rátce po západu S lu n ce: p o čát kem m ěsíce v 18h03m, koncem říjn a v 17h17m. Jasn ost M erkura se během říjn a zm enšuje z —0,5m na -1-0,l m. Dne 2. X. ve 13 h bude Mer kur v kon junkci se Spikou, 10. říjn a prochází odsluním, 22. říjn a v l h je v kon junkci s Uranem a 29. říjn a je v nejv ětší východní elon g aci — 24° od Slunce. V en u še se v říjn u pohybuje souhvězdími Panny a Vah; je však v nepříznivé poloze k pozorování, protože zapadá je n velmi k rátce po západu Slu n ce: počátkem říjn a v 18h04m, koncem m ěsí ce v 17h21m. Jasn o st Venuše se během říjn a zm enšuje z — 3,4m na — 3,3m. Dne 5. říjn a v 8h n astan e kon ju n k ce Venuše se Spikou a 27. říjn a v 17h kon ju nk ce Venuše s Uranem. M ars je v souhvězdí Raka a n ejv ýh od n ější po zorovací podmínky jsou v ran ních hodinách, kdy kulm inuje. Počátkem říjn a vychází ve 23h58m, koncem m ěsíce ve 23h32m. Jasn ost Marsu se b ě hem říjn a zvětšuje z l ,4 m na l ,2 m. Ju p ite r je v souhvězdí Lva na ran ní obloze. Počátkem říjn a vychází ve 2h29m, koncem m ěsí ce již v 0h59m. Jasn ost Jupitera se během říjn a zvětšuje z — l ,4 m na — l,5 m. S atu rn je taktéž v souhvězdí Lva na ranní obloze. Počátkem říjn a vychází ve 4h15m, kon cem m ěsíce již ve 2h37m. Jasnost Saturna je asi l ,3 m. U ran je v souhvězdí Vah, a protože se blíží do kon ju nk ce se Sluncem , která n astan e 14. lis topadu, není již v říjn u pozorovatelný. N eptu n je v souhvězdí Hadonoše v n ep říliš příznivé poloze k pozorování, protože zapadá již v ečer: počátkem m ěsíce ve 20h40m, koncem říjn a již v 18h45m. Neptun má jasn o st 7,8m. Dne 31. ř íj na v 9h projde Neptun ve vzdálenosti pouze 2' jižně od hvězdy BD-21° 4544, je jíž jasn o st je
OBSAH J. Bouška: V oyager 1 u Jupitera — J. Grygar: Žeň objevů 1978 — Z. Urban: Rentgenová em ise z Trapezu v Orionu — Co nového v astronom ii — Z lidových hvězdáren a astronom ických kroužků — Úkazy na oblo ze v říjn u 1979
COflEPJKAHHE H. EoyuiK a: MccjieflOBaHwe njiaHeTbi IOnnTep KocMMHecKMM annapaTOM B o h a jk p i — Ví. Tpbirap: ^ocTM>KeHMH acTpoHOMMM b 1978 rofly — 3 . Yp6aH: PeHTreHOBCKan smhccma M3 Tpane3a b OpwoHe — H t o HOBoro b a c TpoHOMMM — M3 HapoflHbix ancepBaTopMH M aCTpOHOMHHeCKMX KpyjKKOB — HBJíeHMfl Ha He6e b OKTHĎpe 1979 r.
CONTENTS J. Bouška: V oyager 1 and Jup iter — J. Gry gar: Advances in Astronomy in the Year 1978 — Z. Urban: X-Ray Em ission from the Orion Trapezium — News in Astronomy — From the Public O bservatories and Astronom ical Clubs — Phenom ena in O ctober 1979
6 ,8 m.
P lu to je na rozhraní souhvězdí Panny a Boota. Dne 13. říjn a je v kon junkci se Sluncem . P la n e tk y . Dne 6. říjn a je Ceres v opozici se Sluncem a tedy ve velmi výhodné poloze k po zorování. Je v souhvězdí Velryby a můžeme ji vyhledat podle o rien tačn í m apky, kterou jsm e o tisk li v č. 3 letošníh o ročníku Říše hvězd. Ceres má ja sn o st asi 7,2m. Dne 4. říjn a je planetka P allas sta cio n á rn í; je v souhvězdí Vodnáře a má jasn o st asi 9,2m. M eteo ry . Z hlavních pravidelných rojů m ají maximum čin nosti Orionidy v dopoledních hodi nách 22. říjn a. Roj je v činnosti asi 8 dní a v do bě maxim a čin nosti lze sp atřit asi 30 m eteorů za hodinu. Pozorování nebude rušit M ěsíc, který je jen k rá tce po novu. Z nepravidelných a v e d le j ších rojů m ají maxim a čin nosti ^-Drakonidy v od poledních hodinách 10. říjn a a a-Pegasid y 20. říjn a. /. B.
• Prodám hv ězdářsk ý dalekohled, binokulár 2 5 x 1 0 0 . — MUDr. P e t r C y c o ň , C h r á s t n. Sá z . sl d l. 217 , 257 42 p. K r h a n l c e , o k r . B e n e š o v .
Říši h v ě z d ří d í r e d a k č n í r a d a : P r o f . RNDr. J o s e f M. M o h r ( v e d o u c í r e d a k t o r ) , d o c . RNDr. C Sc. Jiří B o u š k a ( v ý k o n n ý r e d a k t o r ) , RNDr. C Sc. Jiří G r y g a r , p r o í . O l d ř i c h H l a d , č l e n k o r e s p o n d e n t ČSAV, RNDr. D r S c . M i l o s l a v K o p e c ký, Ing. B o h u m i l M a l e č e k , d o c . C S c. A n t o n í n M r k o s, p r o f . RNDr. C S c . Oto O b ů r k a , RNDr. C S c. J á n Š t o h l ; t e c h n i c k á r e d a k t o r k a V ě r a S u c h á n k o v á . — V y d á v á m i n i s t e r s t v o k u l t u r y ČSR v n ak ladatelství a vyd avatelství Panoram a, H á l k o v a 1, 1 2 0 7 2 P r a h a 2. — T i s k n e S t á t n í t i s k á r n a , n. p., z á v o d 2, S l e z s k á 13, 1 2 0 0 0 P r a h a 2. — V y c h á z í d v a n á c t k r á t r o č n ě , c e n a j e d n o t l i v é h o č í s l a K č s 2 ,5 0 , r o č n í p ř e d p l a t n é Kčs 3 0 ,— . — R ozšiřuje P oštovní nov ino v á služba. In fo rm a ce o p řed p latn ém podá a objednávky p ř i j í m á k a ž d á p o š t a , n e b o p ř í m o PNS — Ú s t ř e d ní e x p e d i c e t i s k u , J i n d ř i š s k á 14, 1 2 5 05 P r a h a 1 ( v č e t n ě o b j e d n á v e k do z a h r a n i č í ) . O b j ed n á v k y n e v y ř i z u j e r e d a k c e . — P ř í s p ě v k y , k t e r é m us í v y h o v o v a t P o k y n ů m p r o a u t o r y ( v i z RH 59, 24, 1/1 97& ), z a s í l e j t e r e d a k c i Ř íš e h v ě z d , Š v é d s k á 8, 15 0 0 0 P r a h a 5. R u k o p i s y a o b r á z k y se n e v r a c e j í . — T o t o č í s l o by lo d á n o do t i s k u dn e 13. č e r v e n c e , v y š l o v s r p n u 197 9.
Z Á N I K SKYLABU D osud n e jv ě tším a n e jtě ž š ím u m ělý m k o s m ic k ý m t ě le s e m b y la a m e r ic k á o b ě ž n á la b o r a t o ř S k y la b (1973 — —27A ), v y p u š těn á na o b ěž n o u d rá h u 14. k v ě tn a 1973. R o z m ěry S k y la b u b y ly ú c ty h o d n é , p rů m ěr 6,7 m a d é l k a 29,3 m ( s p ř ip o je n o u lo d í A p o llo 36 m ), h m o tn o s t a si 80 tun. V l e t e c h 1973— 1974 p r a c o v a ly v o b ě ž n é l a b o r a to ři c e l k e m 3 p o s á d k y p o d o b u 28, 59 a 84 d n í, te d y c e l k e m v íc e n ež 24 týdnů . Za tu to d o b u b y lo n a S k y la b u v y k o n á n o m n o h o n e o b y č e jn ě c e n n ý c h m ě ř e n í a p o z o r o v á n í; p ř ip o m e ň m e jen k o m p le x n í v ý z ku m S lu n c e , p o z o r o v á n í k o m e t y K o h o u te k 1973f, rů zn á t e c h n o lo g ic k á , b i o lo g i c k á a l é k a ř s k á m ěře n í, j a k o ž i v ý z ku m z e m s k é h o p o v rch u . P ů vodn í d r á h a S k y la b u b y la v e v ý ši 427—439 km n a d z e m s k ý m p o v r c h e m , o b ě ž n á d o b a č in ila 93,2 m in. a s k lo n d r á h y k r o v in ě z e m s k é h o r o v n ík u b y l 50,0°. „Ži v o tn o st" o b ě ž n é la b o r a t o ř e m ě la být 8 — 10 le t a b ě h e m té t o d o b y m ěl být v p ro v o z u a m e r ic k ý r a k e t o p lá n , jím ž s e m ě la p o s tu p n ě s e sn iž u jící d r á h a S k y la b u o p ě t u p r a vit, a b y la b o r a t o ř z ů sta la n a d á le n a o b ě ž n é d r á z e . A v šak v ý š k a o b ě ž n é d r á h y S k y la b u n a d z e m s k ý m p o v rch e m s e z m e n š o v a la r y c h le ji n ež s e p ř e d p o k lá d a lo . H lavní p o d íl n a tom m ě la z v ý šen á slu n e č n í č in n o s t v p o s le d n íc h l e t e c h a jí z p ů s o b e n é z m ě n y v e v y s o k é z e m s k é a t m o s fé ř e . S k y la b by l s t á le v íc e b r z d ě n a d o stá v a l s e n a n ižší o b ěž n o u d rá h u . B y lo s i c e u č in ěn o n ě k o l ik p o k u sů u vést d o č in n o s ti r a k e t o v é m o to ry l a b o r a t o ř e a u p rav it ta k je jí o b ěž n o u d rá h u , ty v š a k n e b y ly z c e la ú s p ěš n é. P ro to, k d y ž v p o lo v in ě p r o s in c e m. r. o b íh a l S k y la b již ve v ý š c e jen 375 k m n a d z e m sk ý m p o v r c h e m , v z d a la s e NASA d a lš íc h p o k u sů o z á ch ra n u n a k o n e c již V yslou žilé o b ě ž n é la b o r a t o ř e , je jíž pů v o d n í c e n a b y la a s i 300 m ilión ů d o la rů . S o u č a s n ě b y lo o z n á m en o , ž e S k y la b z a n ik n e v d o b ě o d p o lo v in y r. 1979 d o p o č á t k u r. 1980 v h u s tý c h v rs tv á c h z e m s k é a t m o s fé r y a ž e z b y tk y s t a n ic e m o h o u d o p a d n o u t na z e m s k ý p o v r c h v p á sm u 7000 k m d lo u h é m a 160 k m š i rokém . D atum z á n ik u p a k b y lo n ě k o lik r á t u p ř e s ň o v á n o , j e d en z p o s le d n íc h term ín ů by l 11.— 12. č e r v e n c e 1979. J a k jis t ě již n aši č t e n á ř i v ěd í, k z á n ik u S k y la b u d o š lo 11. č e r v e n c e v 17h30m SEČ n a d jih o z á p a d n í A u strálií a p ř ile h lo u č á s tí I n d ic k é h o o c e á n u . V A u strálii b y l p o z o r o v á n „ m e t e o r ic k ý d é š ť ' , j a k z a n ik a ly č á s t i r o z p a d lé o b ě ž n é la b o r a t o ř e ve v y s o k ý c h č á s t e c h z e m s k é a t m o s fé r y . S k y la b v y k o n a l c e l k e m 34 980 o b ě h ů k o le m Z em ě. J. B.
S tart S k y la b u a je h o p o s le d n í p o s á d k a (C arr, G ibson a P o g u e), k t e r á na o b ě ž n é la b o r a to ř i p r a c o v a la o d 16. 11. 1973 d o 8. 2. 1974. Na čtv rté str. o b á lk y je z á n ik S k y la b u p o d le p ř ed s ta v m a líř e W er n era.
