I n fr a č e r v e n ý d a le k o h le d o p rů m ěru z r c a d la 150 cm n a Mt. L em m o n . R e fle k t o r m á c e l o h li n í k o v é s f é r i c k é z r c a d lo , p rim á r n í o h n is k o j e 3 m , C a s s e g r a in o v o 21 m ; v C a s s e g r a in o v ě o h n isk u je fo t o m e tr . — ( K e z p r á v ě n a str. 178.f —- Nu prvn í str. o b á lk y je b r o n z o v ý r e l i é f n a b u d o v ě p la n e tá r ia v B rn ě, o d h a le n ý při s la v n o stn ím p o jm e n o v á n í b r n ě n s k é h v ěz d á rn y n a H v ězd árn u a p la n etá riu m M ik u lá še K o p e r n ik a . A u tory r e lié ju jso u b r n ě n ští v ý tv a rn íci M. S le z á k a M. Si m ord a. ( K e z p r á v ě n a str. 181.)
Ř íš e h v ě z d
Jiří
Grygar
Roč. 5 4 (1973), č. 9
:
STÁRNOUCÍ HVĚZDY Převážná většina hvězd má hmotu velmi blízkou sluneční: Slunce je naprosto typická „hvězda z u lic e “. Jestliže hvězdy tohoto typu počnou opouštět hlavní posloupnost, projeví se to nerovnovážným i stavy. Tak např. proslulé prom ěnné hvězdy, zvané cefeidy, jež cyklicky mění svou jasnost a poloměr, tak čin í v důsledku toho, že pod je jic h povrchem se vytvoří vrstva dvakrát ionizovaného hélia, která je pom ěrně průhledná pro hvězdné záření p řich áze jící zvnitřku. Záření se snad něji dostává ven, vrstva se ochladí, ionizace se sníží, tím se zvýší neprůhlednost vrstvy, poklesne tok záření sm ěrem ven, vrstva se tudíž oteplí, zvýší se ionizace, atd. Cefeida prostě jakoby dýchá a při každém nadechnutí ztrácí něco hmoty. Ještě více hmoty z trá ce jí obří hvězdy, jež mohou později případně dospět buď do stadia planetárn ích mlhovin anebo nov. Tyto objekty se n ach ázejí nalevo od hlavní posloupnosti v Hertzsprungově— Russellově (H-R) diagramu. P la n etá rn í m lh o v in y se vyzna čují svítícím plynným obalem, jenž se pomalu (rych lostm i kolem 20 km/s) rozpíná, a jenž sebou odnáší dost podstatnou hmotu. Životní doba p lanetárních mlhovin je astronom icky vzato velmi krátká, pouhé d esetitisíce let. Bouřlivější expanzi prodělávají n ov y — jsou to hvězdy, jež náhle zvýší svou jasn o st sto tisíck rá t ba i m iliónkrát. Na rozdíl oď supernov však při explozi není hvězda zničena a dokonce se tém ěř bez následků zotaví. Oddělí se pouze v n ější řídké vrstvy, jež expandují rychlostm i stovek až tisíců km/s. Výbuchy se mohou opakovat během desítek let až desítek tisíc let, a při každé explozi ztratí hvězda kolem d esetitisíciny své hmoty. Moderní teorie výbuchů nových hvězd se opírá o důležité zjištění, že patrně všechny dosud pozorované novy jsou ve skutečn osti dvojhvěz dami. Jsou to dvojhvězdy s tak blízkým i složkam i, že vzhledem k n e rovnom ěrnosti je jic h vývoje počne n ěk terá ze složek dříve zvětšovat své rozměry, a tak se postupně stane dodavatelem m ateriálu pro dru hou složku. V zájem né působení obou složek je pak vlastní příčinou exploze, i když dosud přesně nevíme, kdy dojde k n estabilitě. Soudobé výpočty, tý k a jíc í se vývoje těsných dvojhvězd, prozradily ostatně další velice pozoruhodný jev. V těsn é dvojhvězdě se totiž hvězda nemůže po opuštění hlavní posloupnosti rozpínat podle libosti, neboť poblíž ní je druhá složka, s gravitačním , případně i m agnetickým polem. Proto po rozepnutí první složky na k ritický poloměr, jenž se podle francouzského m atem atika nazývá Rocheovým, počne hmota • Úryvek z kapitoly „Hvězdy od kolébky až do hrobu" z knihy „Vesmír s v ě ť 1, k terá právě vychází v n ak lad atelství Orbis v edici Pyramida.
ie náš
expandující složky p řetékat v podobě zakřiveného plynného proudu směrem ke druhé složce. Část hmoty se může též rozptýlit kolem celé soustavy v podobě jakéhosi plochého p rstence nebo disku a dvojhvězdný systém má pak z dálky dosti kom plikovaný vzhled. N ejdůleži tějším výsledkem výpočtů, na nichž se podstatnou měrou podíleli též českoslovenští astronomové, jsou značné pom ěrné v elikosti hmoty, kterou si složky dvojhvězdy mohou vyměnit. Původně h m otn ější hvězda tak může ztratit až čtyři pětiny hmoty, a to přirozeně drasticky ovlivní vývoj obou složek. Navíc tak hvězda obnažuje doslova své nitro, v němž je málo vodíku, a tak studium těsných dvojhvězd by nám mělo umožnit poznávat přímo vnitřní vrstvy hvězd, v což jsm e ještě nedávno vůbec nedoufali. Zdánlivě mrtvý H-R diagram je tedy nejvýše pozoruhodným zázna mem hvězdných osudů. Pokud se hvězda udržuje na hlavní posloupnosti, vede málo vzrušující a usedlý život, sp alu jíc poklidně vodík a hélium. V eškeré změny s výjimkou chem ického složení nitra jsou velmi po vlovné a navenek se nep rojevují tém ěř vůbec. Jakm ile však hvězda opustí hlavní posloupnost — tuto hlubinu bezpečnosti hvězdného vývoje — nenachází už mnoho klidu a jako štvanec probíhá ve složi tých křivkách plochu H-R diagramu, h led ajíc útočiště, kde by sp o či nula. Přitom ztrácí hmotu spojitě, anebo v m ohutných explozích, obklo puje se plynnými obaly, pulsuje, střídá term onukleární reak ce s gravi tačním smršťováním — prostě není ve své kůži až do chvíle, kdy své neurovnané rodinné poměry rad ikálně vyřeší. Hvězdy s původní hmotou m enší než Slunce jsou na tom relativně n ejlépe. I když některé z nich jsou tak staré jako M léčná dráha, tedy 10— 12 m iliard let, neopustily dosud hlavní posloupnost. Tak např. hvězda s hmotou 0,6 0 setrvá na hlavní posloupnosti skoro sto m iliard let. Naproti tomu hvězdy jen o něco málo hm otnější než Slunce již hlavní posloupnost stačily opustit, pokud ovšem nevznikly ,,nedávno“. Hvězda o hmotě dvou Sluncí vydrží na hlavní posloupnosti n ecelé dvě m iliardy le t a při hmotě pěti Slu n cí již jen tři sta miliónů let. Za chvíli se dozvíme více o tzv. Chandrasekharově mezi, jež činí 1,44 hmoty 0 . Hvězda s touto hmotou opouští hlavní posloupnost po čtyřech m ilia r dách le t — pokud tedy se zrodila zároveň se Sluncem , začala už své putování napříč H-R diagramem. Americký astrofyzik indického původu S. Chandrasekhar ukázal už před časem , že nutnou podmínkou k tomu, aby hvězda n akonec dospěla do stadia b ílé h o tr p a s lík a je právě hmota m enší než uvedená k ritická mez. Tento osud tudíž s n ejvětší pravděpodobností potká též jednou naše Slunce. Povšimněme si nyní, kde se v H-R diagramu bílí trp aslíci n acházejí. Leží všeobecně v levé dolní čtvrtině diagramu, hluboko pod hlavní posloupností. Poloha naznaču je, že bílí trp a slíci jsou poměrně teplé (bíle zářící] hvězdy s povrchovou teplotou kolem 10 000 K; m ají však nepatrnou celkovou svítivost. Znamená to, že povrch — a tudíž i polom ěr — takových hvězd je neobyčejn ě m alý. Skutečně, svými roz měry se bílí trp aslíci podobají spíše planetám , neboť je jic h poloměr nepřesahuje obvykle 15 000 km, tedy jen dvojnásobek poloměru Země. Jsou dokonce známi bílí trp aslíci, k teří nejsou větší než planeta Mer kur. Naproti tomu je jic h hmota se valně n eliší od hmoty Slunce,
a odtud ihned plyne, že látka bílých trpaslíků je nezvykle zhuštěna. Zhuštění je tak značné, že to dává hm otě bílých trpaslíků vlastnosti dalšího skupenství hmoty. Krychlový centim etr z n itra bílého trpaslíka může totiž vážit až několik set tun — na odvoz krychlového milimetru takové látky bychom potřebovali nákladní auto. V elké tlaky v nitru bílého trpaslíka způsobí odtržení elektronových obalů atomů, jež v oby čejném atomu zabírají daleko n ejv íce m ísta. Tím se hmota „sleh n e", asi tak, jako kdybychom vršili na hromadu prázdné vaječn é skořápky. Při dostatečném počtu skořápek se vlastní vahou vespod ležící sko řápky rozdrtí a celá hrom ada podstatně zm enší svůj objem. Takto vzniklá látka se v astrofy zice nazývá d e g e n e r o v a n ý plyn . Odtržené elektrony se pohybují přím očaře, nezávisle na poloze atomů a působí degeneračním tlakem , jen ž vyrovnává grav itaci tak jako v obyčejné hvězdě to obstarává tlak záření. Atomová jád ra jsou vlivem odpudivých coulom bovských sil (m usím e si uvědomit, že obnažená jád ra jsou kladně nabitá, což u celistvých atomů bývá přesně n eu trali zováno záporným i náboji oběžných elektronů ) odtlačena do stabilních poloh — vytvoří jakousi krystalickou mříž uvnitř bílého trpaslíka. Bílý trpaslík nem á už žádné zdroje vnitřní energie, a tak s průběhem věků pozvolna chladne, až sk on čí jako tmavé a mrtvé těleso — černý trpaslík. Tím podle dnešních vědomostí končí h istorie méně hm otných hvězd a můžeme tedy p řejít ke hvězdám, jež se případně nevešly pod Chandrasekharovu mez, anebo se n estačily u stálit jako bílí trp aslíci. V ětši nou jd e o hvězdy, k teré započaly svůj život s tak vysokou hmotou, že ani v obdobích n estability po opuštění hlavní posloupnosti se nedoká zaly „přebytečného" množství hmoty zbavit procesy, jež jsem popisoval dříve. Pokud je jic h hm ota nepřesáhne dvě hmoty Slunce, mohou skončit jako n e u tr o n o v é h v ěz d y . Ač zájem o neutronové hvězdy podstatně vzrůstá teprve v posledních pěti letech, byl tento pojem zaveden do astrofyziky již ve třicátý ch letech Zwickym a vlastnosti neutronových hvězd popsali již roku 1939 Landau, Oppenheimer a V olkoff. Hvězdy s hmotou v intervalu mezi Chandrasekharovým lim item a Landauovou— Oppenheimerovou—Volkoffovou mezí (2 0 ) projdou sice stádiem bílého trpaslíka, ale neudrží se v něm, neboť ani degen eračn í energie elektronů není sto zabránit g ravitaci v dalším sm ršťování hvězdy. Jestliže hustota látky v nitru bílého trp aslík a přesáhne sto tun na krychlový centim etr, pohybují se volné elektrony rychlostm i blízkým i ry ch losti světla. Tím se podle teorie relativity zvyšuje hm ota volných elektronů, k teré se srážejí s protony, vyletujícím i z atom ových jader. Každá srážka způsobí, že se náboje protonu a elektronu navzájem zruší a vzniká stabilní volný neutron. Při hustotách nad sto tisíc tun na krychlový centim etr (taková hodnota je už mimo jakou koli názornou představu) u nikají také neutrony ze zbylých atom ových jad er a nakonec při hustotě tři sta miliónů tun v krychlovém centim etru p řestáv ají existovat jakákoliv atom ová jád ra — všude kam oko dohlédne jsou jen neutrony. Tím se n eoby čejně zm enšily volné prostory mezi částicem i, takže další stlačování neutronového plynu je znemožněno — zabraňuje tomu
degenerační tlak neutronů. Neutronový plyn je d esettisíctrilio n k rát méně stlačite ln ý než ocel. Neutrony vytvoří krystalickou mřížku, podob ně jako to předtím potkalo jád ra atomů v bílých trp aslících . Takto utvořené těleso nazýváme neutronovou hvězdou a pro nás n ejz a jím a v ější jsou jeho nepatrné rozm ěry. Neutronová hvězda s hmotou Slunce má polom ěr 10 [slovy: deset) kilom etrů! Kdybychom dokázali stejn ě stla čit hmotu Země, pak bychom ji m ohli napěchovat do koule o polo měru 145 metrů. Průřez neutronovou hvězdou by odhalil několik důležitých vrstev různých fyzikálních vlastností — o chem ických vlastn ostech se zm iňo vat nemusíme, neboť s rozbitím jad er atomů to pozbývá smyslu. Atmo sféra neutronové hvězdy má tloušťku zlomku m ilim etru. Již jed en m etr pod povrchem neutronové hvězdy je táž hustota jako v jád rech bílých trpaslíků — setkávám e se zde tudíž s degenerovaným elektronovým plynem. Kilom etr pod povrchem jsou už sam é neutrony a velmi těžká atomová jád ra s atomovými čísly až 140 — tedy taková, jež se zatím nezdařilo objevit ve vesmíru ani připravit um ěle v lab oratořích ja d er ných fyziků. U nikající neutrina ochladí původně velmi žhavé nitro neutronové hvězdy na sto miliónů K, což je ovšem je ště stá le víc než úctyhodné číslo. V nitru neutronové hvězdy se n achází neutronová suprakapalina, jež — ač velm i horká z pozemského hled iska — má dosti podobné vlastnosti jako např. tekuté hélium poblíž absolutní nuly. Obě na první pohled tak odlišné látky totiž výborně vedou elektřinu i teplo, m ají zanedbatelné vnitřní třen í (viskozitu) a jsou n estlačiteln é. V n ejh m otn ějších neutronových hvězdách se ani neutrony neubrání dalšímu drcení a mění se v těžké čá stice baryony a v mazony. Jsou to částice v pozem ských pom ěrech siln ě nestabilní, neboť se rozpadají během m ilióntiny vteřiny. Podivuhodné podmínky v n itrech neutrono vých hvězd však zaručují je jic h trvalou existen ci. Pokud jde o vznik těchto neobyčejn ých těles, soudí se n e jč a stě ji, že neutronové hvězdy se vytvářejí především při výbuchu supernov. To tak é vysvětluje, že mohou existovat neutronové hvězdy s hmotou nižší než Chandrasekharova mez. Původně se soudilo, že v takovém případě vzniká vždy bílý trpaslík, ale novější výpočty prokázaly, že Chandrasekharova podmínka není p o stačující. Záleží totiž rovněž na způsobu, jim ž se hvězda do závěrečného stadia vývoje dostává. Při pozvolném procesu vskutku vznikne bílý trpaslík, ale při d ostatečně prudkém sm ršťování — jako právě v případě výbuchu supernovy — n esta čí degenerovaný elektronový plyn úplně zabrzdit kon trakci a hvězda se přehoupne do druhé stabilní konfigurace, jíž je neutronová hvězda. Konečně je m yslitelná i třetí m ožnost: kontrakce probíhá tak prudce, že ani stadium neutronové hvězdy n estačí pohyb zabrzdit. Potom čeká hvězdu prazvláštní osud v podobě č e r n é díry . Takový případ postihuje především bez výjim ky všechny hvězdy, jež v závěru svého života m ají hmotu vyšší než dvě sluneční hmoty. K pochopení této fáze g rav itač ního kolapsu je však zapotřebí zm ínit se podrobněji o něk terý ch vý sled cích teorie relativity. Na tomto m ístě si vypomůžeme přirovnáním . Hvězda na konci svého vývoje se podobá lyžaři, který sjíždí příkré horské úbočí, přerušené
dvěma prohlubněmi. P očíná-li si dostatečně opatrně, t j. sjížd í-li po malu, zastaví se v první m ělčí prohlubni — to odpovídá stadiu bílého trpaslíka. Při vyšší ry ch losti (anebo, je -li lyžař pom ěrně těžký) pře koná první prohlubeň a zastaví se až ve druhé, k terá je hlubší — to odpovídá neutronové hvězdě. Pokud je však výjim ečně těžký, anebo to prostě při sjezdu „p řep álil“, prolétn e oběma prohlubněm i a padá neza držitelně do propasti. Kdybychom ch těli naše přirovnání zpřesnit, musela by to být propast nekonečně hluboká, tedy čern á díra. Po této apokalyptické vizi o tr o jí cestě zániku hvězd m ěli bychom se porozhlédnout po našem vesm írném okolí, zda se n aše teorie dají ověřit pozorováním. N ejsnazší je to s bílým i trpaslíky. První z nich, Sirius B, průvodce známé jasn é hvězdy Siria v souhvězdí Velkého psa, byl znám už v polovině minulého století, kdy ho vizuálně objevil m alíř a později v y n ik ající optik Alvan Clark. Obě složky dvojhvězdy jsou od nás vzdáleny necelých devět světelných let. Sirius B je přibližně stejn ě hmotný jako Slunce, avšak vydává p ětsetk rát m éně světla. Jeho polo měr je 20 000 km a hustota v nitru čin í asi tunu na krychlový centim etr. Sirius B je prototypem bílých trpaslíků, neboť nam ěřené údaje jsou velmi spolehlivé. Je to dáno jednak tím, že je tak blízko, a jednak jeho výskytem ve dvojhvězdě. To nám právě umožňuje u rčit jeho hmotu z oběžného pohybu složek. Celkem dnes známe kolem stovky bílých trpaslíků, z nichž nejm enší m ají průměr jen 4000 km. Zdálo by se tedy, že bílí trp a slíci jsou velkou vzácností ve hvězdném vesmíru, ale to je klam né zdání, neboť se zde výrazně uplatňuje výběrový efek t, který astronom y často m ýlí. Bili trp aslíci jsou totiž absolutně málo svítivé hvězdy, takže je nalézám e jen v blízkém okolí Slunce. Ve skutečnosti je asi každá desátá hvězda v G alaxii bílým trpaslíkem , a tedy ta k řík a jíc v důchodu. Pokud jde o neutronové hvězdy, dlouhá léta se mělo za to, že pro je jic h pranepatrnou svítivost a rozm ěry je nikdy nebudeme m oci spatřit. V ro ce 1968 však byly objeveny pulsující rádiové zdroje a v roce 1969 byl jeden z nich ztotožněn se slabou hvězdou v jádře Krabí mlhoviny. Tato hvězda je n ejsp íš hypotetickou neutronovou hvězdou. I když z jediného případu lze sotva vytvořit spolehlivou statistiku, přece jen z pozorování pulsarů všeobecně vyplývá, že v G alaxii je vždy jedna hvězda z tisíce neutronovou hvězdou. N akonec nám zbývají pozůstatky hvězd, jejich ž hmota p řekračuje jak Chandrasekharovu, tak Landauovu— Oppenheimerovu— Volkoffovu mez. Snad je vhodné předeslat, že hmoty stabiln ích hvězd jsou shora omezeny podmínkou, že tlak záření nesm í převýšit gravitaci. Jelikož pro rostoucí hmotu roste produkce energie a tím i tlak záření ry ch leji než přitažlivá síla, nemohou existovat hvězdy těžší než sto Sluncí. N ejtěžší hvězdy, jež byly v G alaxii pozorovány, m ají vskutku hmoty podstatně nižší, než je tato teo retick á hranice, a to do 37 hmot Slunce. V tomto rozmezí se tedy d ají hled at vhodní kandidáti pro gravitační kolaps. N alezení objektů ve stadiu gravitačního kolapsu, jež sm ěřují k černé díře, je pozorovatelsky vůbec n ejo btížn ější. Těmto dosud nepozorova ným objektům říkám e k o la p s a r y . I když teorie gravitačního kolapsu je
naprosto přesvědčivá a taková tě le sa v G alaxii skoro u rčitě existuji, nelze je přímo pozorovat, poněvadž m ají nep atrné rozměry a prakticky nesvítí v žádném spektrálním oboru. O je jic h existenci nás může přesvědčit jen je jic h mohutná gravitace, a to ovšem nepřímo. N ejvětší n ad ěji nám sk ýtá pozorování těsných dvojhvězd, v nichž jed na složka je dosud norm ální hvězdou a druhá po k ro čila ve svém vývoji natolik, že se již stala kolapsarem . Při oběhu složek kolem společného těžiště bychom pak m ěli pozorovat zvláštní efekty, které by kolapsar prozradily. V r. 1971 se objevila domněnka, že obří zákrytová dvojhvězda e Aurigae má složku, která je kolapsarem . Podobně prý je kolapsarem sekundární složka známé zákrytové dvoj hvězdy jS Lyrae. Proti oběma názorům však byly záhy sneseny pádné argumety, a tak podle mého soudu si na objev prvních skutečných kolapsarů budeme muset je ště počkat. Na závěr příběhu o posledních etapách vývoje hvězd bych ch těl upozornit na problém koloběhu hmoty v Galaxii. Donedávna se intuitiv ně věřilo, že hvězdná látka se na konci hvězdného vývoje vždy znovu zapojí do koloběhu hmoty v Galaxii, a vytvoří ta k m ateriál pro opako vanou evoluci hvězd. Jelikož se během term onukleárního vývoje vytvá ř e jí stále těžší prvky, měly by být nově vzniklé hvězdy bohatší na pří měsi, než původní čistě vodíkové a héliové hvězdy. To se v poslední době p říliš nepotvrzuje a vůbec se zdá, že s koloběhem hmoty v Ga laxii to není n ijak jednoduché. Je sice pravda, že hvězdy se během svého života zbavují tu většího tu m enšího množství hmoty, a le s vý jim kou výbuchu supernovy jsou to nepodstatné ztráty. Naproti tomu hvězdy v konečných stadiích vývoje, a to ja k čern í trp aslíci, tak neutronové hvězdy ba i kolapsary již žádnou hmotu n ez trá ce jí — spíše je ště loví v okolním mezihvězdném prostoru, h led ajíce, co by pohltily. To tedy znamená, že proces hvězdného vývoje je z větší čá sti nevrat ný, a Galaxie jako celek stárne. V daleké budoucnosti by tudíž veškerá hm ota soustavy m ěla být soustředěna v čern ý ch trp aslících , neutrono vých hvězdách a kolapsarech. Tím by se vzdáleným m im ogalaktickým pozorovatelům M léčná dráha doslova ztratila z očí; pouze je jí celkové gravitační pole by zůstalo zachováno. To není příliš vábná představa a mnozí astronom ové by ji rádi odvrá tili. Proto se znovu a znovu objevují zatím vícem éně fa n ta stick é pokusy o nalezení opačného mechanismu, jenž by tuto situaci nepřipustil. M yšlenka antikolapsu, tj. exploze zhroucených nebeských těles, je sam ozřejm ě atraktivní a vyhovuje našem u podvědomému smyslu pro sym etrii v přírodě. Bohužel ji však nemůžeme podepřít žádnými exp eri m entálním i údaji, a ani teoreticky není věc jasn á. Nevíme o žádném fyzikálním důvodu, proč by m ěla zhroucená hm ota expandovat, a odkud by k tomu vzala potřebnou energii. Antikolaps tak zůstává pouze zbož ným přáním spíše než solidní hypotézou. Navzdory všem otevřeným problémům je však poznání vývoje hvězd hlavním trium fem astrofyziky dvacátého století podobně jako minulé století přineslo zadostiučinění nebeské m echan ice v podobě objevu Neptuna. A strofyzikální vývoj še l vlastně velmi rych le. Vždyť teprve ve třicátý ch letech našeho sto letí byl rozpoznán význam term onukleár-
nich re a k ci pro vývoj hvězd a v padesátých letech byl prozkoumán proton-protonový cyklus. V minulém d esetiletí byla pochopena pod stata prom ěnných hvězd a nov a navíc se zdařilo vysvětlit vývojový paradox v soustavách těsných dvojhvězd. Konečně v posledních pěti letech byla rozlišena tři závěrečná stadia hvězdného vývoje. Velm i pravděpodobně víme dnes o vývoji hvězd více, než třeba o vý voji planet i n aší Země, kde další pokrok lze očekávat jen od přim ěře ného rozvoje kosm onautiky. Ú daje o M ěsíci, Marsu i Venuši, získané kosm onauty i autom atickým i sondami, mohou totiž přinést i v této slo žité otázce obdobný zvrat, jak ý v teo rii hvězdného vývoje znamenalo trpělivé hrom adění údajů o hvězdách, započaté někdy na přelomu našeho století. Snad se zdá čten áři divné, že se lépe vyznáme ve hvězdách než ve sluneční soustavě. Není to tím, že by snad astronom ové výzkum slu n ečn í soustavy zanedbávali. P říčina spočívá v tom, že hvězdy jsou plyn né, zatím co tělesa sluneční soustavy jsou převážně v tuhém skupenství. Nuže, fyzikální zákony, jim iž se řídí plyny, jsou podstatně jednodušší než zákony pro pevné látky, takže pro hmoty tvořené výlučně plynem je snazší vypočítat nebo jin ak doplnit ch y bějící fakta. Z toho důvodu je třeba stavba zem ského nitra mnohem m éně prozkoumána než nitro vzdálených hvězd. V teorii hvězdného vývoje zůstává ovšem i nadále n ěkolik velmi sla bých míst. Zmínil jsem se o n ejasn o stech v otázce, ja k vznikají hvězdy. Podobně dosud nevíme přesně, jak je vývoj hvězd poznam enán dvěma jevy, které se ve všech dosavadních úvahách vícem éně opom íjejí. Jed ním je okolnost, že hvězdy m ají často siln á a prom ěnná m agnetická pole a druhým skutečnost, že zejm éna žhavé hvězdy hlavní posloup nosti ry ch le ro tu jí (obvodové ry ch losti nezřídka dosahují 500 km/s). M ají tudíž te o retičtí astrofyzikové i do budoucna postaráno o živobytí.
Jiří Bonška:
KOMETA K OH OU TE K 1973f V čísle 6 tohoto ročníku (str. 119] jsm e přinesli zprávu o druhé leto š ní Kohoutkově kom etě, která byla objevena 7. března; upozorňovali jsm e také, že kom eta by m ohla být značně jasn á v prosinci t. r. a v led nu příštího roku. Pro všechny, kdo se k pozorování kom ety 1973f ch y stají, nebo se o komety zajím ají, uveřejňujem e n ásled u jící in fo r mace. Kometa 1973Í byla od objevu pozorována na četn ých hvězdárnách a v cirku lářích M ezinárodní astronom ické unie (č . 2511— 2552) bylo uveřejněno mnoho pozorování. Podle nich m ěla kom eta v době objevu a k rátce poté jasn o st asi 16m, koncem března a v dubnu asi 15m—14m. Z 27 pozorování, získaných do 30. dubna, vypočetl B. G. Marsden nové elem enty dráhy:
= = a = i = q = e > T
oj
1973 XII. 28,4751 EČ 37,8178° 1 257,7774° } 1950,0 14,3065° I 0,142368 AU 0,9999.
B. G. M arsden vypočetl tak é efem eridu, kterou ve výtahu přetisku jem e. Pohyb komety na obloze od ledna 1973 do srpna 1974 je znázor něn na obr. 1. (Řím ské číslice značí počátky jed notlivých m ěsíců.). Jak je vidět, kom eta se pohybuje nedaleko ekliptiky vzhledem k malému sklonu dráhy. Od ledna do dubna 1973 se pohybovala na obloze retrográdně, počátkem května byla stacion ární a pak až do srpna 1974 se
Obr. 1. Pohyb kom ety na obloze od ledna 1973 do srpna 1974. I Autorem m apky oblohy je prof. dr. E. Buchar.)
1973/4 X.
XI.
X II.
I.
II.
III. IV.
5 15 25 30 4 9 14 19 24 29 4 9 14 19 24 25 26 27 28 29 30 31 1 2 3 8 13 18 23 28 2 7 12 17 22 27 4 14 24 3 13 23
a
S
10h36m 10 54 11 16 11 28 11 42 11 56 12 13 12 33 12 55 13 22 13 54 14 33 15 20 16 16 17 22 17 37 17 53 18 09 18 26 18 43 19 00 19 15 19 29 19 42 19 55 20 55 21 53 22 49 23 40 0 23 0 59 1 29 1 55 2 16 2 35 2 51 3 06 3 31 3 52 4 12 4 29 4 45
— l c23' — 3 27 — 5 53 — 7 18 — 8 46 — 10 24 — 12 15 — 14 12 — 16 25 — 18 42 — 2 1 '0 8 — 23 24 — 25 15 — 26 06 — 25 16 — 24 48 — 24 12 — 23 30 — 22 42 — 21 42 — 20 48 — 19 54 — 19 06 — 18 18 — 17 33 — 13 30 — 8 53 — 4 00 + 0 38 + 4 24 + 7 41 + 10 06 + 12 01 + 13 30 + 14 43 + 15 42 + 16 30 + 17 46 + 18 42 + 19 24 + 19 57 + 20 21
A
r
TTlb
7724
2,77
1,99
9,2m
7,7m
2,28
1,64
7,5
6,5
2,02
1,46
6,5
6,2
1,77
1,26
5,2
4,7
1,52
1,05
3,7
4,1
1,31
0,82
1,8
2,3
1,17
0,55
— 1,0
0,8
1,14
0,24
— 6,4
— 2,8
.
-
1,11
0,14
— 10,0
— 5,3
0,97
0,27
— 6,2
— 2,8
0,81
0,57
— 1,6
0,1
1,01
1,06
2,9
3,3
1,51
1,47
5,9
5,6
2,07
1,83
8,0
6,7
2,63
2,16
9,6
8,0
3,15
2,47
10,9
8,9
pohybuje přímým směrem. Až do listopadu t. r. je pohyb pom ěrně po malý, protože je značně vzdálena jak od Slunce ( r > 2,0 AU), tak i od Země ( 4 > 1,5 AU). V březnu a v první polovině dubna byla kom eta v souhvězdí Hydry, od poloviny dubna do července v souhvězdí Raka, v srpnu opět v sou hvězdí Hydry, v září a v první polovině říjn a v souhvězdí Sextantu ( kde koncem září přechází rovník na jižn í oblohu), v druhé polovině říjn a bude v souhvězdí Lva, počátkem listopadu v souhvězdí Poháru a pak v souhvězdí Havrana. Koncem listopadu a počátkem prosince bude v souhvězdí Panny, pak v první polovině p rosince v souhvězdí Vah,
Obr. 2. Ú h lo v á v z d á le n o s t k o m e t y o d S lu n c e o d říjn a 1973 d o č e r v n a 1974.
dále se bude velmi ry ch le pohybovat souhvězdími Štíra, Hadonoše, S třelce (kd e projde 28. prosince 1973 ve 12h24m přísluním ; v obr. ozna čeno T ), v prvních dvou dekádách ledna 1974 projde souhvězdími Kozo rožce a Vodnáře, pak se až do počátku února bude pohybovat souhvěz dím Ryb (kde v druhé polovině ledna přejde rovník na severní oblohu). Dále prochází až do počátku března souhvězdím Berana, načež se bude pohybovat až do počátku června souhvězdím Býka. V první polovině června bude v souhvězdí Orla a od druhé poloviny června do konce srpna 1974 v souhvězdí Blíženců. Kom eta byla v příznivé poloze k pozorování od počátku března do kon ce června t. r., kdy byla vzdálena od Slun ce 140°— 35° na východ. Byla tedy na večerní obloze, ale je jí jasn o st byla pom ěrně m alá, takže byla pozorovatelná je n větším i p řístro ji. Od července do září bylo období nepříznivé k pozorování, protože počátkem srpna 1973 nastala k onju nkce komety se Sluncem ; během tohoto období byla kom eta vzdá lena méně než asi 30° od Slunce. Příznivé pozorovací podmínky jsou od říjn a 1973 do března 1974, zvláště pak od listopadu do asi 24. pro since 1973 (n ejv ětší západní elongace, asi 45° od Slunce, nastává v polovině listopadu) a pak asi od 5. ledna do února 1974 (n ejv ětší východní elongace, asi 70° od Slunce, nastává v druhé polovině února). Od říjn a do konce roku 1973 bude kom eta viditelná na ran n í obloze, po konjunkci se Sluncem ( jež nastává v době průchodu perihelem 28. pro since 1973) bude pozorovatelná na večerní obloze. Dne 23. června 1974 je opět v konju nkci se Sluncem . Na obr. 2 je graficky znázorněna zdánlivá úhlová vzdálenost komety od Slunce od říjn a 1973 do června 1974. V době n ejv ětších elo n gací je kom eta n ejd éle nad obzorem, tj. nejd říve vychází nebo nejpozději zapadá. Na obr. 3 je znázorněn východ komety (vpravo dole) od říjn a
do prosince 1973 a je jí západ (vlevo nahoře) od ledna do dubna 1974. V grafu jsou na svislé ose jed notlivé m ěsíce, na vodorovné ose čas. Křivky označené ZS a 7 S zn ačí západ a východ Slu n ce; šrafovaná oblast znázorňuje astronom ický soumrak. Na levé stran ě grafu jsou tak é vyznačeny doby, kdy je Měsíc v novu. Z obr. 3 vidíme, že kom eta počátkem říjn a vychází asi 2 hod. přefl východem Slunce, od kon ce říjn a do konce listopadu vychází asi 3 hod. před Sluncem , v prosinci nastává východ stále později, až koncem mě síce vychází současně se Sluncem . Počátkem ledna zapadá asi 1 hod. po západu Slunce a pak během ledna nastává je jí západ velm i rychle stá le později, takže koncem m ěsíce zapadá kolem 22h30m. Koncem února a počátkem března zapadá k rátce před půlnocí, koncem března a počátkem dubna kolem 23h a koncem dubna a počátkem května k rátce po 22 hod. Po jasn ých kom etách, jako byly např. Arend—Roland 1957 III a Benn ett 1970 II, by i kom eta 1973Í m ohla být velmi nápadným objektem koncem tohoto a počátkem příštího roku. Předpovídat jasn o st komety na delší dobu dopředu je však dosti problem atické, protože nikdy nelze s u rčitosti předpokládat, co kom eta v budoucnu udělá. (Sn ad proto, že kom ety jsou ženského rodu, jsou tak nevyzpytatelné.) Jak je známo, jasn o st kom ety lze do jisté míry vystihnout rovnicí
m ■= m0 + 5 log A + 2,5 n log r, kde m je zdánlivá (tj. pozorovaná] jasnost, m 0 tzv. absolutní jasn ost (tj. jasnost, jakou by kom eta m ěla ve vzdálenosti 1 AU ja k od Země, tak i od S lu n ce), A je vzdálenost kom ety od Země, r vzdálenost kom ety od Slunce ( A i r jsou vyjádřeny v AU) a n tzv. fotom etrický exponent (n = 2 v případě, kdyby kom eta zářila pouze světlem odraženým od Slu n ce; obecně je n větší než 2 ). Hodnoty g eo cen trick é a h elio cen trick é vzdálenosti uvádíme rovněž v efem eridě, v níž jsou tak é vypočtené jasn o sti podle B. G. Marsdena. Byly počítány z hodnoty mo — 2,5, určené z prvních pozorování kom ety a za předpokladu fotom etrických exponentů n = 6 (mó) a n = 4 [ ttia). Údaje o jasn o sti, uvedené v e fe meridě, je nutno brát s určitou rezervou, avšak v každém případě, nedojde-li k n ěja k é neočekávané události, kom eta by m ěla být v prosinci 1973 a v lednu 1974 dobře viditelná pouhým okem. N ejvětší jasn o st by pochopitelně kom eta m ěla m ít v době průchodu perihelem , ale protože bude současně v té době v konju nkci se Slun cem, nebude pozorovatelná. Nebude viditelná ani v norm álních korono grafech , protože má procházet ve vzdálenosti asi 40' severně od sev er ního o k raje Slunce, takže bude mimo zorné pole. Zajím avá by mohla být pozorování komety v době prstencového zatm ění Slunce, které nastává v odpoledních hodinách dne 24. prosince t. r. Toto prstencové zatm ění však není u nás pozorovatelné, pásmo viditelnosti probíhá severní částí již n í Ameriky, přes A tlantický oceán do severozápadní čá sti Afriky. Vzhledem k tomu, že -od kom ety 1973f by mohl být získán rozsáhlý pozorovací m ateriál, koordinuje pozorování v celosvětovém m ěřítku 15. kom ise pro fyzikální výzkum kom et při M ezinárodní astronom ické unii pod vedením předsedy této kom ise prof. dr. V. V anýska. Ke spolu práci se přihlásila řada hvězdáren, k teré budou kometu pozorovat foto graficky a fotom etrický v předem u rčených sp ektráln ích oborech, uskuteční se m ěření spektrofotom etrická a má být získán m ateriál spektroskopický, polarim etrický a radioastronom ický (např. hledání záření m olekul HaCO a OH v kómě stom etrovým radioteleskopem na E ffelsbergu ). Na programu pozorování se budou podílet i Astronom ický' ústav MFF UK, Astronom ický ústav ČSAV, Astronom ický ústav SAV, observatoř na K leti a snad i n ěk teré d alší naše hvězdárny. Kometu má pozorovat i čtvrtá posádka oběžné laboratoře Skylab 1 (fo to g rafick y v n ěkolika úzkých sp ektrálních oborech, m ěření polarizační a spektrom e trick á ). Získaný m ateriál by mohl pom oci vyjasn it n ěk teré dosud existu jící problémy ve fyzice kom et a přinést řadu nových poznatků. Doufejme, že kom eta nezklam e očekávání. *
* *
DVOJHVĚZDA
Při teCném zákrytu M ěsícem 11. května t. r. z jistil H. Povenm ire, že hvězda 36 S extan tis (BD + 3 °2 4 0 8 ) je dvoj-
36
SEXTANTIS
hvězdou. V izuální jasn o sti složek jsou 7,1>° a 7,7“ a obě hvězdy jsou vzdáleny patrně m éně než 0 ,1 ". IAUC 2545
<
<
.
RÁDI OVÁ E M I S E J U P I T E R A Rádiová em ise Jupitera byla objevena již v ro ce 1954, kdy B. F. Burke a K. L. F ran klin při práci s Millsovým křížem Carnegiova institutu ve W ashingtonu z jistili při pozorování na frek ven ci 22,2 MHz (odpovídá vlnové d élce 13,5 m] silnou em isi impulsové povahy, k terá pochází z Jupitera. Později byl objev rádiové em ise potvrzen C. A. Shainem a C. S. Higginsem, k teří analyzovali záznamy em ise oblohy na fre k venci 18,3 MHz, prováděné v A ustrálii v letech 1950— 1951. Dnešní rad ioastronom ická pozorování pokrývají oblast elektrom ag netického spektra od m ilim etrových vlnových délek až do dekam etrových. E xistu jí tři typy rádiové em ise Jupitera. Až po vlnovou délku přibližně 3 cm jde o záření tepelné, vyvolané pohybem m olekul v Jupite rově atm osféře. S rostoucí vlnovou délkou se tepelné záření m ísí s netepelným , které pak zcela převládá v oblasti decim etrových vlnových délek. Je způsobováno pohybem relativ istick ý ch elektronů v m agn etic kém poli planety. V lastnosti záření Jupitera v oblasti m etrových vlno vých délek (od 70 cm do 7 m) jsou známy pom ěrně m álo vzhledem k technickým a pozorovacím obtížím (ned ostatek vysoce citlivých při jím ačů, existence g alaktického rádiového pozadí). Záření dekam etrové (do 7 m do 60 m j je opět netepelné, má však zcela jiný ch arakter než decim etrové. Je značně nepravidelné a sestává z intenzivních záblesků (b u rsts), k teré trv ají od 1 0 " 3 s do n ěk o lika minut a shlukují se do sku pin. Rozbor dynam ických sp ekter ( tj. spekter s časovým rozkladem ) ukazuje, že individuální záblesky jsou lokalizovány v úzkém frekv en č ním pásmu (0,5 MHz), přičem ž frekvence ce lé skupiny se pomalu zvyšuje s ry ch lostí řádově 1 MHz/min. Původ dekam etrového záření není zcela přesně znám; n ejd ů ležitější teo rie budeme diskutovat později. Dekametrová em ise Jupitera je natolik intenzívní (m axim ální hustota zářivého toku na frek ven ci 10 MHz dosahuje hodnot 1 0 " 18 až 1 0 “ 19 Wm-2 Hz- 1 ), že se planeta jeví v tom to oboru spektra n ejja sn ějším objektem na obloze. Střední hustoty toku jsou však o několik řádů nižší než špičkové hodnoty. I tak celkový výkon dekam etrového záření planety dosahuje 5 X 1 0 10 W. Rádiovou em isi na frek ven cích m enších než 4 až 5 MHz nepozoru jem e vzhledem ke značné absorpci záření při průchodu ionosférou Země. Soudí se však, že Jupiter vysílá záření i těch to frekven cí (tzv. hektam etrové rádiové záře n í). Na obr. 1 je znázorněno ce lé rádiové spektrum Jupitera. Původ tepelné em ise je zcela jasný. Také názory na vznik decim etro vého rádiového záření Jupitera se od sebe p říliš n eliší. Decim etrová em ise byla objevena prakticky ve stejnou dobu jako rad iační pásy kolem Země (první d etekci záření provedl roku 1958 R. M. Sloanaker na vlnové délce 10 cm ). Je tedy přirozené, že se brzy objevila hypotéza, podle níž i Jupiter je obklopen radiačním i pásy, v nichž se n ach ázejí relativistické elektrony, pohybující se v m agnetickém poli planety a em itu jící m agnetické brzdné záření. Poprvé toto vysvětlení uvedli
F. D. Drake a S. Hvatum (1959) a rozpracování provedla řada dalších radiofyziků. Domněnku potvrzují i m ěření rozměrů zdroje záření: d eci metrové záření přichází z oblasti převyšující 3,5 až 7k rát polom ěr Jupitera. Obecně musíme připustit, že brzdné záření může být cyklotronové ( při něm je energie elektronu E < Eo, kde Eo je klidová energie e le k tronu) nebo synchrotronové [E s> E 0; jde o rela tiv istick é elek tro n y ). Poněvadž však pro vysvětlení pozorované rádiové em ise cyklotronovým m echanism em je zapotřebí předpokládat značně intenzívní m agnetické pole (až 103 G) a větší polární rozm ěr zdroje než jak ý pozorujem e, hledá se vysvětlení v synchrotronovém brzdném záření. Tomuto m ech a nismu odpovídá zjištěn á lineární p olarizace záření a rozm ěry zdroje, je však třeba předpokládat vysokou hustotu relativ istick ý ch čá s tic ; i za předpokladu záchytu všech čá stic kosm ického záření radiačním i pásy planety je sycení pásů en ergetickým i částicem i m enší než požaduje teorie. Nelze však vyloučit urychlování elektronů v těsném okolí Jupi tera nebo chybu v odhadu některého z výchozích param etrů (např. intenzity m agnetického pole, rozměrů oblasti em itu jící záření apod.). Z pozorování decim etrového záření lze z jistit základní ch a ra k teris tiky m agnetosféry Jupitera: M agnetická osa se odchyluje od ro tačn í o úhel asi 10°, severní m agnetický pól má délku Lni. = 190 ^ 2 1 0 ° [Lni. zn ačí jovicentrickou délku ve třetím rotačním systému, odvozeném
z pozorováni dekam etrového rádiového z ářen í). In tenzita m agnetic kého pole na rovníku se odhaduje řádově na gaussy, na pólu pak na 10 až 102 G. V ysvětlit původ dekam etrového záření Jupitera je obtížnější než v případě záření decim etrového. Doposud n eexistuje teorie, která by vyhovovala po všech stránkách . Pom ineme některé kuriózní domněnky — jako např. tu, která se snaží vysvětlit pozorovanou em isi pomocí výbojů v atm osféře, nebo domněnku, podle níž jsou rádiové záblesky výsledkem fokuzace vzdálených rádiových zdrojů ionosférou Jupitera — a zam ěřím e se na dva hlavní problémy: (1 ) Jak ovlivňují aktivní procesy na Slunci dekametrovou emisi. (2) Jaký vliv na rádiovou em isi m ají nejbližší Jupiterovy družice — především Io. Analýza těchto problémů nám objasní řadu fyzikáln ích procesů, které probíhají v m agnetosféře planety, a k teré m ají přímou souvislost s deka metrovou em isí Jupitera. N ejdříve první problém: V současné době známe poměrně dosti dobře vztahy mezi aktivním i procesy na Slunci a geofyzikálním i jevy (m agn etick é bouře, poruchy v ionosféře, polární záře atd .J. Můžeme tedy hledat podobné vztahy i pro další planety, Jupitera n evyjím aje. Často se zkoumá pouze vztah m ezi aktivitou Jupi tera v dekam etrovém oboru spektra a geom agnetickým i poruchami, poněvadž vztahy Země— Slunce jsou po m orfologické strán ce dobře popsány. V posledních deseti le te ch zjišťovali k o relace mezi dekametrovým zářením Jupitera, geom agnetickou aktivitou a jevy na Slunci T. D. Carr, J. W. W arw ick, A. G. Sm ith, C. H. Barrow , J. N. Douglas a řada dalších. Je jic h výsledky, k teré by m ěly dokázat tuto korelaci, nejsou n ijak přesvědčivé. V. A. Kovalenko (1970) však ukazuje, že se autoři při hledání vztahů S lu n ce—Jupiter dopouštěli zásadní chyby; nebrali totiž v úvahu, že proudy čá stic vyvržených z aktivních oblastí na Slunci (k teré mohou být oním „agentem " ovlivňujícím rádiovou em isi Jupitera) ro tu jí i nadále se Sluncem . Je tedy nutno brát v úvahu skutečnost, že toky čá stic slunečního větru mohou současně zasáhnout Zemi a Jupitera jen v období k rátce kolem opozice planety ( i toto však platí pouze v prvním p řiblížen í). Je třeba p očítat i s rozdíly v ry ch los tech proudů částic. Jen v případě rázových vln, k teré na Zemi vyvolá v ají pokles intenzity kosm ického záření (tzv. Forbushův je v ), není třeba uvažovat vzájem né postavení Slunce, Země a Jupitera, protože již v okolí Země m ají tyto rázové vlny šířku několika astronom ických jed notek. Kovalenko zjistil jednoznačnou závislost mezi dekametrovým zářením Jupitera, rázovými vlnam i „odpovědným i1* za Forbushovy po klesy a proudy částic slunečního větru, které p ro tín ají m agnetosféru planety (obr. 2 ). Rozbor provedl pro období m axim a sluneční činnosti (v letech 1957—1962) a spolu s V. N. M alyškinem i pro období minima (1964). Rázové vlny a částice kosm ického záření slunečního i g alaktického původu, k teré proniknou do m agnetosféry planety, vyvolávají jevy, které jsou pak zdrojem dekam etrové rádiové em ise. V poslední době V. P. Vasilev, V. D. Volovik a I. I. Zaljubovskij (1972) diskutují případ, kdy částice o energiích cca 1016 eV, k teré vlétnou prostřednictvím m ag netosféry do atm osféry planety, vyvolávají rozsáhlou spršku v atm o
sféře (Augerovu sp ršku ). Při nl elektrony spršky generují koherentní rádiovou emisi, k terá se zesilu je v ion osféře planety maserovým mechanism em . Tímto způsobem lze podle autorů vysvětlit všechny základní vlastnosti pozorovaného dekam etrového záření. Nemalý vliv na rádiové záření Jupitera m ají jeho n ejbližší m ěsíce, především Io. Družice Io obíhá kolem planety ve vzdálenosti 6 polo měrů Jupitera, tedy hluboko v m agnetosféře planety. M agnetosféra rotu je spolu s planetou, zatím co Io se vůči ní pohybuje ry ch lostí okolo 56 k m s-1 západním směrem. R elativní pohyb satelitu může vyvolat hydrom agnetické poruchy, které přispívají k rádiové em isi, což bylo skutečně pozorováno. V ro ce 1964 objevil E. K. Bigg k o rela ci mezi dekam etrovým i záblesky a polohou Io. Záblesky se pozorují tehdy, když rovina tvořená m agnetickou a ro tačn í osou Jupitera prochází poblíž Io. J. H. Piddington a J. F. D rake (1968) poukazují na elektrodynam ické efekty, k teré při pohybu družice Io uvnitř m agnetosféry / S
P Kp 9 7 5
I
?P
25 duben
30 i
5
10 "k v ě te n
15
IQ
3 g.
1960
Obr. 2. S ro v n á n í d e k a m e t r o v é e m is e Ju p it e r a s g e o m a g n e t ic k o u a k tiv it o u v r o c e 1960 ( K o v a le n k o , 19 7 0 ): S — r á d io v á e m is e J u p ite r a r e g is tr o v a n á r a d i o t e l e s k o p em n a F lo r id ě (1 8 MHz — z n a č e n o t e č k o u ) a s ta n ic í B o u ld e r v C o lo ra d u {7,6 až 41 MHz — z n a č e n o k ř í ž k e m ) ; P — p ř e d p o k l á d a n é p o r u c h y v m a g n e t o s fé ř e Ju p ite r a ; Kp — in d e x g e o m a g n e t i c k é a k t iv it y ; I — n e u tr o n o v á s l o ž k a k o s m i c k é h o z á ř en í. V e š k á l e S /so u č á r k o v a n ě v y z n a č e n y r á d io v é z á b le s k y s fr e k v e n c í > 28 MHz, k t e r é m o h o u b ý t z p ů s o b e n y d ru ž ic í l o . Š ip k a m i j e v y z n a č e n č a s o v ý po su v g e o m a g n e t i c k é p o r u c h y p ro ti p o r u š e v m a g n e t o s fé ř e J u p ite r a ( s o h le d e m n a p o s t a v e n í p la n e t a r y c h lo s t le tu č á s t ic z e S lu n c e ).
vznikají. Bez ohledu na elektrickou vodivost Io, dlouhé vnoření satelitu do stacionárního m agnetického pole musí vyvolat jeho m agnetizaci (s výjimkou případu, kdy družice ro tu je kolem osy kolm é k Jupiterově o se). Siločáry m agnetického pole „zam rznou" do družice, k terá pak strhává celou m agnetickou trubici. V m ístech zakotvení trubice — v ionosféře Jupitera — dochází ke srážkám mezi ionty a neutrálním i atomy, následkem čehož vzrůstá tep lota až přes 1000 K (obvyklá hod nota činí okolo 200 K ). Mohou vznikat rázové vlny, k teré generují rádiovou em isi svým ch arakterem podobnou slunečním zábleskům II. typu. Také u dalších družic ( I I —V) bylo zjištěn o, že je jic h poloha má vliv na pravděpodobnost vzniku dekam etrové em ise. Em ise však ve srovnání s Io není n ijak výrazná, což může být způsobeno tím, že úzce sm ěro vané záření nezasáhne Zemi, nebo že zde nedochází k elektrodynam ickým jevům, které jsm e si popsali. Původ dekam etrové em ise Jupitera není zatím bezpečně znám. Víme jen, že je nutno brát v úvahu i přítom nost dalších kosm ických těles (Slu n ce, družice Jup itera). Zpřesnění všech úvah však nastane, budou-li k dispozici přím á m ěření (např. rozdělení elektronů a protonů o vel kých energiích v rad iačních pásech, m ěření rozměrů m agnetosféry Ju p itera), provedená kosm ickým i sondam i v těsném okolí Jupitera. Výsledky, které má získat sonda Pioneer 10 (F ) nebo podobné stanice, mohou tedy hodně napovědět.
Co nového v astronomii VZOREK MĚSÍČNÍ HORNINY PRESIDENTU SVOBODOVI
Ředitel in fo rm ačn í agentury USA J. Keogh předal 11. červ en ce m inistru zah ran ičn ích v ěcí ing. B. Chňoupkovi dopis presid enta R. Nixona presidentu L. Svobodovi spolu se vzorkem m ěsíč-
n í horniny a čs. vlajkou, která byla s v lajk am i o statn ích člen sk ý ch států OSN um ístěna posádkou am erické lun árn i výpravy A pollo 17 na povrchu M ěsíce a přivezena zpět n a Zemi.
FOTOGRAFICKY
Sporad icky se vysky tu jí i fo to grafick é doklady o záření okrajový ch čá sti atm osféry p lanety Venuše na neosvětleném o k ra ji je jíh o kotouče. Jedním z prvních, kdo takové sním ky získal, byl N. W. S lip h er; u v eřejn il jsem je v knize „F o to g rafick ý průzkum vesmíru“. V nedávné době o tisk l č ty ři podobné fo to g rafie v časop ise „S ky and T elesco p e“ Step hen Larson z M ěsíční a p lan etárn í labo rato ře v A rizoně; dva z těch to sním ků reprodukujem e na 3. str. obálky. Larson poznam enává, že získánl uvedených sním ků Venuše bylo problém em i pro 61palc. re fle k tor. V ohnisku tohoto dalekohledu m ěl kotou ček Venuše průměr asi
O
VENUŠI
20 mm. F o to g rafie byly exponovány v době kolem dolní k on ju n k ce VenuSe se Sluncem , je ž n a sta la 17. června 1972; Venuše byla v době fotografování vzdálena je n 1,87° až 1,52° od Slu n ce. Sním ky byly získány za denního světla, což pochopitelně vedlo k závoji em ulze; uplatňovala se též op tick á d ifrak ce, způsobená zacloněním objektivu a jiným i vlivy. Negativy byly sním ány kinofilm ovou komorou většinou na film Tri X s filtrem RG5, v n ěk terý ch případech tak é n a in fračerven ý film se stejn ým filtrem . Přes různé potíže se zd ařila c e lá série sním ků Venuše, k te ré jasn ě ukazují pokračování osvětlen i v horní čá sti at-
m osféry planety. Jde tedy o úkaz r e á l ný, a le ne vždy viditelný. Dojem, že je na fo to g rafiích patrný popelavý svit Venuše, pochází od toho, že c e lé pole sním ku je i přes použití filtrů šedé; krom ě toho byly sním ky pro rep ro dukci upraveny v tom smyslu, že ob raz Venuše byl k ra tše ji exponován, načež byl p řekryt kruhovou m askou a NOVA
PERIODICKÁ
M ichael Clark (M ount John Univ. Obs., N. Zéland] objevil 9. červn a n o vou kom etu v souhvězdí M ikroskopu. Jev ila se jak o difúzní ob jek t 13. v eli kosti s cen tráln í kondenzací, ohon n e byl pozorován. D odatečně byla n a le zena n a sním ku z 1. června a první pozorování byla vykonána v době od 10. do 17. června, z čá sti i na Carterově hvězdárně; jasn o st byla stá le asi 13m a byl pozorován ohon k ra tší než 1°. Ja k se brzy po objevu ukázalo, jde PERIODICKÁ
zbýv ající okolí bylo exponováno déle. V důsledku toho vznikl dojem popelavého svitu planety. Pokud tedy jde o popelavé světlo Venuše, je c elá zá ležito st sporná. I když by popelavý svit této p lanety m ohl te o re tick y exis tovat, nebyl jed noznačně potvrzen po zorováním . J o s e f K le p e š t a
OMETÁ
SUBMILIMETROVÝ
V astronom ii se stále více začíná uplatňovat tzv. subm ilim etrový obor sp ek tra, jím ž se obvykle rozumí o b last vlnových d élek mezi 0,025—1 mm. Až donedávna tato čá st sp ektra n e byla přístupná pozorování, protože se v ní velm i siln ě up latňu je absorpce vodní páry v zem ské atm osféře. P ro tože však asi 99 % vodní páry je kon cen trováno ve výšce do 10 km nad zemským povrchem , je možno pozoro vání v subm ilim etrovém oboru prová-
19731
o kom etu krátko p eriod icko u ; první elem enty e lip tick é dráhy vypočetl B. G. M arsden: f = 1973 V. 25,034 EC a = 209,253° } Q = 59,087° } 1950,0 í = 9,488 ) q = 1,55979 AU e = 0,49795 a = 3,10687 AU P = 5,48 roku. IAUC 2544-50 (B )
KOME1 A
Na dvou sním cích, exponovaných 1. červ en ce 229cm reflek to rem na ob servato ři K itt Peak, n alezli E. Roemerová a J. L atta periodickou kom etu Brooks 2. B yla v západní čá sti sou hvězdí Vodnáře velm i blízko m ísta, udaného efem eridou, kterou vypočetli B. G. M arsden a Z. S ekan in a. Jasnost byla pouze asi 20,0m. Kometu objevil r. 1889 Brooks a pak byla pozorována při n áv ratech do přísluní, k te ré n a staly v le te c h 1896, 1903, 1911, 1925, 1932, 1939, 1946, 1953 a 1960. Uvádíme
CLARK
BROOKS
2 — 19 7 3 j
je š tě elem enty dráhy, vypočtené v Ústavu te o re tick é astronom ie v Le ningrad ě: T O) Q i Q e a P
= = = = = = = =
1974 I. 4,1577 EC 198,1566° 1 176,2894° J 1950,0 5,5521° | 1,840041 AU 0,491209 3,616498 AU 6,878 roku. IAUC 2505, 18, 54 (B )
SPEKTRÁLNÍ
OBOR
dět z balónů a vysoko le tíc íc h le ta d el; takovéto pozorování je však zn ač ně časově om ezeno a krom ě toho je obtížné a d rah é. Současn ě se ukázalo, že je -li celk ov ý obsah vodní páry v at m osféře nad pozorovacím m ístem asi 7,o obsahu vodní páry u hladiny m oř ské, je propustnost atm o sféry v obo ru vlnových d élek 0,35—0,45 mm asi 30 o/o, což p o staču je k pozorování ja s ných o bjektů . Proto je možno s u rči tým om ezením pozorovat v subm ili-
m etrovém oboru i z povrchu zem ské ho, um ístlm e-li d alekohled v suché o blasti a ve vysoké nadm ořské výšce. První takovéto pokusy byly úspěšné. Dalekohledu o prům ěru zrcad la 150 cm (obr. n a 2. str. o b álk y ), um ís těného v nadm ořské výšce 2800 m na Mt. Lemmon u Tucsonu (U SA ), bylo užito na vlnové d élce 0,35 mm k m ě řeni záření n ěk terých planet, n ěkolika g alaxií a jád ra G alaxie; byl tak é po prvé rozlišen v subm ilim etrovém obo ru kom plex zdrojů v m lhovině M 42 NOVÝ
REKORD
V RUDÉM
V m inulém č ísle Řiše hvězd (str. 154) bylo referováno o kvasaru OH 471 s rudým posuvem z = 3,4. K rátce po objevu tohoto kvasaru, jehož rudý posuv značně převyšuje všechny dříve z jištěn é hodnoty, byl u kvasaru OQ 172 z jiště n rudý posuv je š tě větší. E. M. Burbidgeová, J. W am pler, L. Robinson a J. Baldw in zm ěřili na Lickově ob servatoři pro ten to kvasar z = 3,53. Oba objekty, a č s podobnou hodnotou rudého posuvu, m ají různý ch arak te r spektra. O bjekt OH 471 není m odrý; ja k bylo zjištěn o ze sp ektra, nepřichází VÝSTAVA
„MIKOLAJ
v souhvězdí Orionu. Na s te jn é vlnové d élce bylo k m ěřen í užito i 61cm a 224cm dalekohledů hvězdárny na Mauna Kea (H avajské ostrovy) v nadm oř ské výšce 4200 m; tato hvězdárna má z v elkých ob servato ří n e jv ě tší nad m ořskou výšku a n ejsu šší klim a. Šlo zde především o m ěření g alak tick éh o cen tra. D alší pokusy s pozorováním v subm ilim etrovém oboru byly vyko nány i na jin ý ch o b serv ato řích a zdá se, že této oblasti sp ek tra p atří blízká budoucnost. M ercu ry 2, 9 ; Z11973 (B J
od něho žádné zářen í ve vlnových d élk ách k ra tších než má Lymanův skok (912 A, rudým posuvem posunutý na 4000 A ). Je n velm i přesné rádiové polohy um ožňují ztotožnit rádiový zdroj s takovým objektem , a proto možná v budoucnu studium objektů n eu tráln ích či dokonce červen ých po vede k odhalení je š tě větších rudých posuvů. O bjekt OQ 172 je poněkud modrý, zářen í k ra tší než Lymanův skok není odříznuto. Má ve spektru obtížně d ešifro v atelné absorpční čáry. Ma
KOPERNIK"
První výstava k 500. výročí n aro zeni M ikuláše K opernika se kon ala během osm é přehlídky „Academia Film Olomouc 1973“ ve d nech 14. až 19. dubna ve velkém sá le V lastivěd ného ústavu v Olom ouci. Za účasti rek to ra U niversity P alackého, akad e m ických funkcionářů, u čitelů a stu dentů UP, představitelů p o řád ajících in stitu ci a zah ran ičn ích hostů té to c e lo státn í přehlídky vědeckých, popu lárn ě vědeckých film ů a televizních pořadů, byla zah ájen a přednáškou dr. J. Širokého z katedry te o re tick é fyziky a astronom ie UP. Ú častníkům slavnostního zah ájen i byl prom ítnut barevný dokum entární film re žiséra a kam eram ana Zbygniewa B ocheneka „K ronika života", věnovaný dílu v el kého polského vědce. Druhá výstava se kon ala ve dnech
POSUVU
V OLOMOUCI
20. června až 6. červ en ce 1973 na pří rodovědecké fak u ltě U niversity Pa lack éh o v Olomouci. Výstavu zapůj č ila v rám ci družební spolupráce Uni v e rsita M arie C urie-Sklodow ské v Lub lin ě. Na slavnostním zah ájen í prom lu vili prof. dr. M iloslav Zedek, prorek tor UP, doc. dr. Ja n Gurba z Univer sity M arie Curie-Sklodow ské a výklad podala Zofie Jasiň sk á, autorka scé n á ře této výstavy. V ýstava (43 panelů) je tem atick y rozd ělena do pěti celků: předchůdci M. K opernika, život a dílo M. K opernika, odpůrci h elio ce n trick é teo rie, násled ovníci K opernikových m yšlenek a p olští násled ovníci M. Ko pernika. Obě tyto ak ce se konaly rov něž v rám ci oslav 400. výročí zalo žení university v Olomouci, druhé n e j sta rší vysoké školy v česk ý ch zemích.
U n ěk terý ch kom et — jd e o celkem výjim ečné případy — býv ají někdy pozorována výrazná n áh lá zjasnění. Takovým ito změnami jasn o sti je např. znám a period ická kom eta Sch w assm ann— W achm ann 1. Letos byly v el mi značné změny jasn o sti pozorovány i u jin é periodické kom ety, T u ttle— G iacobini— K resák 1973b. V době, kdy byla nalezena, tj. 8. ledna 1973, byla ja sn o st je jí c en trá ln í čá sti asi 21m. Pak nebyla d elší dobu pozorována, až 20. května z jistili F. S e ile r a C. Y. Shao celkovou jasn o st 14m, což od povídalo efem eridě, vypočtené B. G. M arsdenem , podle níž m ěla být c e l ková ja sn o st kom ety l)ěhem května a června asi 13m. Koncem května, kdy kom eta byla v perihelu, došlo k jejím u prvnímu náhlém u zjasn ěn í. F. S e ile r z jistil 27. května velikost 4m a 31. května velikost 6m; kom eta tedy byla ja s n ě jší o 9m, príp. 7m, než m ěla podle předpokladů být; byla DVOJHVĚZDA
BETA
Hvězda (i Coronae B o realis je zná ma jak o sp ektroskop ick á dvojhvězda. V červnu t. r. se podařilo P. Couteauovi na hvězdárně v N ice vizuálně pozo rovat slab ší složku, je jíž ja sn o st je o l ,6 m m enší než složky hlavní. Vzdá len o st obou hvězd je pouze 0,30" a KRÁTERY
Povrch Venuše nelze vzhledem k velm i husté a neprůhledné atm o sféře planety pozorovat ani d alek o hledy ze Země, ani p řístro ji kosm ic k ý ch sond při přiblížení k Venuši. Dosavadní autom atické s ta n ice , k teré na planetě přistály, neposkytly také žádné úd aje o vzhledu povrchu. Jed i né inform ace poskytu jí radarová za řízení, z nichž již před časem bylo zjištěn o , že povrch Venuše je velmi člen itý . Pom ěrně velm i m alá ro zlišo v ací schop nost astronom ických rad a rů však nedovolovala z jistit podrob no sti a lokalizovat útvary relativ n ě m en ších rozm ěrů, takže sou časné ra darové mapy Venuše d ávají jen hrubý
dokonce vid itelná prostým okem ! Po čátkem června n astal opět pokles ja s nosti, 3. VI. z jistil J. B ortie magnitudu 10,2m. Ve dnech 1. a 5. červen ce u rčili C. Feh ren b ach , R. E. McCrosky a C. Y. Shao ja sn o st asi 15m— 14m; kom eta byla v té době slabší než udá vala efem erida. Druhé n áh lé zjasn ěn í bylo zjištěn o v n o cích 6.17. a 8./9. červ en ce, kdy podle M. A ntala a J. Bortleho dosáhla kom eta jasn o sti asi 5m— 6,5m, takže byla opět asi o 7 m agnitud ja s n ě jš í než odpovídalo e fe m eridě a byla n a h ran ici v id itelnosti prostým okem. I když odhady ja s n o sti mohou být o 1 m agnitudu (a případně i o v íce ) n e jisté , je zřejm é, že se při obou náh lý ch zjasn ěn ích , k te ré následovaly po sobě v intervalu 40 dní, zvýšila m agnituda kom ety b ě hem m axim álně 6— 7 dní asi o 10m, takže jasn o st stoupla z dosud nezná m ých p říčin asi 10 OOOkrát. Š lo tedy o úkaz z cela m im ořádný. Jiří B o u šk a CORONAE
BOREALIS
slab ší složka je v pozičním úhlu 155,3°. S lab ší složk a projde apastrem 1975,0 a m á oběžnou dobu 10,496 roku. Na m ožnost vizuálního pozorování průvodce /S Coronae B o realis v době kolem průchodu apastrem upozornil již v ro ce 1944 F. J. Neubauer. NA
VENUŠI
celkový přehled o povrchu planety. Teprve počátkem srpna t. r. oznám il dr. R. M. Goldstein (Je t Propulsion Laboratory, C alifo m ia In stitu te of T ech n o lo g y ), že se jem u a jeh o sp o lupracovníkům podařilo radarově lo kalizovat v rovníkové o blasti Venuše k rá te r o průměru asi 160 km. Zatím je je š tě otázkou, zda jd e o ojed inělý útvar, či zda je na povrchu Venuše k ráterů v íce. Vzhledem k hustotě atm osféry Venuše je dosti obtížné předpokládat, že k rátery by byly im paktního původu. Avšak d ělat ně ja k é závěry ze zatím ojed inělého po zorování by bylo v elice odvážné. J. B.
Na observatoři C erro-Tollolo v Chi le byla získána řad a k v alitn ích spektrogram ů supernovy, k te rá vybuchla ve sp iráln l g alaxii NGC 5253. Ve spek tru supernovy se vedle absorpčn ích č a r H a K jednou ionizovaného váp níku, k te ré v zn ik ají pohlcením světla hvězdy v m ezihvězdné hm otě G ala xie, objevily i slab é ab sorp čn í čáry posunuté k červeném u o k ra ji spektra. Byla vyslovena dom něnka, že tyto č á ry jso u m im ogalaktickéh o původu a v zn ikají v ab so rb u jící hm otě m ateřsk é galaxie. Srovnáni rad iáln ích ry ch lo stí odvozených z polohy ab sorp čn ích č a r
[g a la k tick é čáry : Vr = — 5 ± 3 km/s, m im ogalaktické čá ry : Vr = 4 2 7 *6 km /s) tuto dom něnku potvrzuje, ne boť sou h lasí s našim i představam i o rozd ělení ry ch lo sti ja k v Galaxii, ta k i galaxii NGC 5253. Z ekvivalent n í šířk y ab sorp čn ích č a r je možné odhadnout optickou tloušťku absorbu jíc í vrstvy v obou g alaxiích . Ukazu je se, že tloušťka ab so rb u jící vrstvy v NGC 5253 je m nohem m enši než tloušťka a b so rb u jící vrstvy v G ala xii; g alaxie NGC 5253 je tedy „méně zap rášen á" n ežli naše Galaxie. Z d e n ě k M ik u lá šek
ZMĚNY JASNOSTÍ KOMET V MEZIPLANETÁRNÍM
Pracovníci kated ry astronom ie uni versity v K ijevě A ndrijenko, Demenkovi a Zosimovič porovnávali sv ětel né křivky 29 kom et, pozorovaných v le te ch 1881 až 1937, se změnami geom agnetického pole v době, kdy kom ety byly poblíž roviny ekliptiky. Ukázalo se, že zjasn ěn i kom et je
A PODMÍNKY PROSTORU
v sou vislosti se zvýšením indexu g e o m agnetické aktivity. Z toho lze usu zovat, že změny ja sn o sti kom et ovliv ň u je slu n ečn í vltr a proudy korpuskull slu nečn ího původu. Studium změn ja sn o sti kom et může tak být dobrou m etodou pro zkoum áni pod m ínek v m eziplanetárním prostoru.
ODCHYLKY ČASOVÝCH SIGNÁLU V ČERVNU 1973
Den 1. VI. 6. VI. 11. VI. TU1—TUC + 0,2926s + 0,278is + 0,3062s TU2—TUC + 0,3364 + 0,3220 + 0,3063 V ysvětleni k tabulce viz ŘH 54, 76; 4/1973.
16. VI. + 0,263is + 0,2898
21. VI. + 0,2487s + 0,2734
26. VI. + 0,2350s + 0,2573 V. P tá č e k
Z lidových hvězdáren a astronomických kroužků HVĚZDÁRNA
A
PLANETÁRIUM V
MIKULÁŠE
KOPERNÍKA
BRNĚ
V rám ci slav n o stí K opem íkova roku bylo uděleno brněnské hvězdárně a planetáriu čestn é pojm enováni Hvěz dárna a planetárium M ikuláše Kopernlka. Slavnostní akt přejm enováni byl proveden 19. dubna nám ěstkem pri m átora m ěsta Brna dr. Milanem S ch nirch em za přítom nosti býv. m i nistra kultury ČSR dr. M iloslava Brůžka, velvyslance Polské lidové re publiky L ucjana M otyky, polského gen eráln ího konsula v O stravě W. Her
mana, m ístopředsedy JmKNV dr. Mi lana Pavluse, tajem n ík a KV KSČ dr. O ldřicha K llčnlka, d alších předních představitelů politickéh o , vědeckého a kulturního života a mnoha přátel a spolupracovníků hvězdárny. V pro jev ech výše uvedených představitelů byla vysoce hodnocena cílevědom á, soustavná kulturně výchovná, peda gogická, m etod ická i odborná činnost hvězdárny, k te rá dosahuje n ejen vy soké ideové a odborné úrovně, ale Vyznačuje se tak é rekordní návštěv-
ností. To jsou tak é důvody pro p o ctě ní hvězdárny jm énem Koperníkovým, jehož astronom ick é dílo vyvolalo ve
likou revolu ci m yšlení a pomohlo lidstvu vym anit se ze z a je tí starověké filo so fie, je jíc h dogm at a přežitků. Koperníkova osobnost je pro nás sym bolem pokroku, svobodného m yš lení a neú platn é lásk y k poznané vě d ecké pravdě. Jak o viditelný doklad čestného po jm enování byly na budově planetária um ístěny dva bronzové re lié fy výtvar níků M iloše Slezák a a M iroslava Šimordy. Jm enovací listin u vypracoval akad. m alíř Jiří H adlač. B rněnská hvězdárna a planetárium byla v ro ce 1972 zařazena m in ister stvem kultury do ústřední sítě zaří zení a ústavů, k te rá je organizační základnou a nástro jem k řízení celé oblasti kultury v ČSR. Pracovníkům brn ěn ské hvězdárny dostalo se nové vzpruhy k d alší in tenzívní práci. KA
V Í S I A V Y K 5 0 0. V Ý R O Č Í N A R O Z E N Í MIKULÁŠE KOPERNIKA
Dne 17. dubna 1973 byla slavnostně zah ájen a ve foyeru P lan etária PKOJF v Praze stálá výstava „M ikuláš Kopernik — život a d ílo“, pořádaná N á rodním výborem hl. m. Prahy, S te fánikovou hvězdárnou hl. m. Prahy a P lan etáriem PKOJF v Praze. V ernisáže se m j. zúčastnil v elvyslanec P olské li dové republiky v Praze L u cjan Motyka a předseda kulturní kom ise NV hl. m. Prahy prof. Jaroslav V ondráček v z a stoupení prim átora hl. m. Prahy. V ý stava vyplňuje celý prostor foyeru. Na 26 sv ítících p an elech je ukázán vývoj p ředkopernikánské astronom ie, život a dílo M ikuláše K opernika, b o j o jeh o soustavu, důkazy a důsledky. Dále vý voj p řístrojov é tech n iky od n e js ta r ších dob do dneška se zam ěřením na p řístro je užívané Kopernikem . Výstavu doplňují prostorové exponáty. Mezi nim i zau jím ají č eln é m ísto tři p ří s tro je vyrobené podle Kopernikova popisu: astrolábium , kvad rant a trikvetrum. Jsou přitažlivě n e je n v ěr ností provedení, a le je s nimi možno i m ěřit. Z d alších exponátů nutno jm enovat velk é telurium , Foucaltovo kyvadlo, faksim ile vzácných tisků, prostorový model okolí Slu n ce a hvězd
né glóby. Výstava je u rčen a zejm éna žákům škol, k terý ch ro čn ě projd e pla n etáriem v íce než 70 000, a le pro množství m ateriálu , dokum entujícím život a dílo velkého polského a stro nom a, bude p řitažlivá každém u zá jem ci o astronom ii, nebo je jí historii. Výstavu, jejím ž garantem byla Š te fá nikova hvězdárna hl. m. Prahy a s c é n áristy prof. O. Hlad, dr. Z. H orský, prom. soc. P. N ajser a ing. A. Rflkl, vyrobil n. p. V ýstavnictví v Praze (vý tvarník J. Lauda, arch. J. M ašek ). Ve stejn é m složení byly vytvořeny i dvě putovní výstavy m in isterstv a kul tury ČSR „M ikuláš K opernik — tvůrce nového obrazu sv ě ta". Celkem 24 pa nelů a pět exponátů, m ezi jiným i a s trolábium a trikvetrum , budou putovat po Československu. O ficiáln í vernisáž, k te ré se m j. zúčastnil bývalý m inistr kultury ČSR dr. M iloslav Brůžek a velv yslanec PLR v Praze L. M otyka, se kon ala v T ech n ick ém muzeu v Brně. Jeden z pořadatelů výstavy — Hvěz d árna a planetárium M. K opernika v Brně, doplnil výstavu řadou u n ik át ních tisků ze sbírek hvězd árenských muzeí a knihoven. „V ýchodní" verze putovní výstavy bude pokračovat pres
Poprad a Handlovou do Jihlavy, Pros tějova, V alašskéh o M eziříčí a Ostravy, „západní" verze přes Ž atec do T eplic a Ostí. V ern isáž v Českých Budějovi cích byla sp ojen a s otevřením „Kopernikovy ko p u le" na K leti — sp o le č ného pracoviště bud ějovické a praž ské p etřín ské hvězdárny. Výstava má d ile putovat do K arlových Var, Ro-
kycan , Plzně, H radce K rálové, Trut nova a Příbram i. Po úspěšném putování výstavy „Johan nes K ep ler“ po Československu, kterou zhlédlo 60 000 návštěvníků, m ají i tyto výstavy přispět k popula rizaci dějin astronom ie a zejm éna díla a významu M ikuláše K opernika. O. H lad
Nové knihy a publikace • J. Thew lis: C o n c is e D ictio n a ry o } P h y sics a n d R e la t e d S u b je e ts . Pergamon Press Ltd., Oxford a j. 1973, str. 366, váz. £ 5,50. — V důsledku ry ch lého rozvoje přírodních věd v sou časn é době dochází k novým objevům a poznatkům a v souvislosti s tím se pochopitelně o bjev ují i nové pojm y a term íny. Proto m ají s tá le v ětší vý znam oborové naučné slovníky, kde čten ář nalezne v ysvětlení sp eciáln ích výrazů, jež většinou chybí v původní literatu ře. Aby však slovník dobře plnil své poslání, m usí obsahovat po kud možno co n ejv íce stru čn ě a ja sn ě vysvětlených h esel, je jic h ž výběr vy žaduje velkou zkušenost a pochopi teln ě důkladné odborné znalosti. Stručný fyzikáln í slovník, jehož auto rem je významný britsk ý fyzik dr. J. Thew lis, je sku tečn ě publikací vynika jíc í úrovně, k te rá bude každému fy zi kovi po dlouhou dobu nepostrad atel-
ným pom ocníkem . Každé z asi 4500 h esel je vysvětleno stru čn ě a přes ně, I s potřebnou m atem atickou fo r m ulací. Kromě fyzikáln ích hesel byly do slovníku zařazeny i term íny z ně k terý ch příbuzných oborů, astronom ii a astrofyziku n ev yjím aje. Naleznem e zde vysvětlení i ta k sp eciáln ích te r mínů, jak o např. nam átkou nalezené: cefeid y, kom etární sp ektra, g alak tick é souřadnice, dichotom ie, g alak tick é halo, m ag n etick é pole galaxií, apex slu nečního pohybu, hvězdné asociace, i mnoho d alších . O tom, že slovník je na sou časné úrovni, svědčí opět n a m átkou n alezená h e sla: m ascon, č er ná díra, sh ell-star, neutronová hvěz da, pulsar, quasar a d alší. A to jde o slovník fyzikáln í! I přes poměrně vysokou cenu lze slovník vřele dopo ručit. Lze je j objedn at v SNTL (P ra ha 1, S p álen á 5 1 ). J. B.
Ú k a z y na o b lo z e v řijn u 1973 S lu n c e vychází 1. říjn a v 5h59m, za padá v 17h39m. Dne 31. říjn a vychází v 6h47m, zapadá v 16h39m. Za říje n se zkrátí d élka dne o 1 hod. 48 m in. a polední výška Slu n ce nad obzorem se zm enší o 11°. M ěsíc je 4. říjn a ve 12& v první čtvrti, 12. říjn a ve 4h v úplňku, 19. ř í j na v Qh v poslední čtv rti a 26. říjn a ve 4h v novu. V přízem í je M ěsíc ve dnech 4. a 31. říjn a , v odzemí 16. ř í j na. Ve v ečern ích hodinách 15. říjn a dojde k zákrytu hvězdy 4. veliko sti x Tauri; v Praze nastává vstup ve 20h43,9m a výstup ve 21h15,3m, v Ho doníně vstup ve 20h4 5 ,lm a výstup ve 21h09,9m. M erku r je pozorovatelný v ečer níz
ko nad západním obzorem je n k rátce po západu Slu nce. N ejvýhodnější po zorovací podmínky jsou kolem 18. ř íj na, kdy je planeta v n ejv ětší východní elon gaci — 25° od Slu nce. Počátkem říjn a Merkur zapadá v ÍS^-OS™, v době elon g ace v 17h35ni a koncem m ěsíce v 17h04m. Jasn ost M erkura se během říjn a zm enšuje z —0 ,l m na + 0 ,9 m. Dne 2. říjn a je M erkur v odsluní a 28. říjn a v l h v kon ju nk ci s Měsícem. V en u še je pozorovatelná je n zveče ra; zapadá mezi 19** a 18h30m. Během říjn a se je jí jasn o st zvětšuje z —3,6m na — 3,9m. Dne 8. říjn a je Venuše v od sluní, 14. říjn a v kon ju nk ci s Neptu nem a 30. říjn a v 7h v k o n ju n k cí s Mě sícem .
M ars je 25. říjn a v opozici se Slu n cem . Pohybuje se souhvězdími B eran a a Ryb a po celý m ěsíc bude ve výhod né poloze k pozorováni tém ěř po c e lou n o c; v době horní kulm inace bude asi 50° nad obzorem. Mars má jasn o st — 2,2m a průměr jeho kotoučku je asi 2 1 ". P lan eta je 13. říjn a ve 12h v kon ju n kci s M ěsícem a 17. říjn a v perigeu. Ju p ite r je v souhvězdí K ozorožce a n ejp říh o d n ější pozorovací podmínky isou zvečera, kdy kulm inuje. P o čát kem říjn a zapadá ve 23h55m, koncem m ěsíce již ve 22h08m. Jasn o st Jup itera se během říjn a zm enšuje z —2 ,l m na — l ,9 m. Dne 6. říjn a v 8h je Jup iter v kon ju nk ci s M ěsícem. S a tu rn je v souhvězdí Blíženců a n ejv hod nější pozorovací podmínky jsou v časn ý ch ran n ích hodinách, kdy kulm inuje. P očátkem říjn a vychází ve 21h37m, koncem m ěsíce již v 19h41m. Jasn ost Satu rn a se během říjn a zvět šu je z + 0 ,3 m na + 0 , l m. Dne 17. říjn a ve 13h n astan e kon ju nk ce Satu rn a s M ěsícem. U ran a N eptu n n ejso u v říjn u pro blízkost u Slu n ce pozorovatelní. Uran je v souhvězdí Panny a 16. říjn a je v kon ju n k ci se Sluncem , Neptun je v souhvězdí Š tíra a jeho kon ju nk ce se Slu ncem n astan e 29. listopadu. Dne 1. říjn a je Neptun v kon ju n k ci s Mě sícem , 16. říjn a Uran v apogeu, 25. ř í j n a Uran v ko n ju n k ci s M ěsícem a 28. říjn a opět Neptun v kon junkci s M ěsícem. M eteo ry . K rátce po půlnoci 9./10. říjn a nastává maximum čin n o sti n e pravidelného ro je Draconid (G iacobinid ), dne 20. říjn a bude maximum s la bého ro je a-Pegasid a na večern í h o diny dne 21. říjn a připadá maximum čin n o sti význam ného ro je Orionid. O rionidy m ají trvání 8 dní a v době
OBS AH I. Grygar: Stárn ou cí hvězdy — J. Bouška: Kometa Kohoutek 19731 — Z. Pokorný: Rádiová em ise Ju pitera — Co nového v astronom ii — Z lidových hvězdáren a astro nom ických kroužků — Nové k ni hy a publikace — Okazy na oblo ze v říjn u 1973 CONTENTS j. G rygar: Stars in Old Age — J. Bouška: Comet Kohoutek 1973f — Z. Pokorný: Rádio Em ission of Jupiter — News lit Astronomy — From the Public O bservatories and A stronom ical Clubs — New Books and Publicatlons — Phenomena In October 1973 C O f l E P J K A H H E
n . rpw rap: CTapeiomne 3B e3au — ít. BoyniKa: KoMeTa KoroyTeK X973f — 3. HoKopiibi: Pa;uton3.iyHeHMe lOnMTepa — i Ito HOBoro b aC TpO H O M H H
—
C epBaTO pH H
H
K p y jK K O B
—
S jíH u a m iH
B
JÍ3
H a p O A H b IX
06-
aC TpO H O M H H eC K H X
H o B b ie
K H H rH
— HBJíeioiH
OKTHÓpe
Ha
h
ny-
HeSe
1973 r.
maxim a lze sp atřit asi 25 m eteorů za hodinu. /. B. • Koupím optické sklo 0 150—200, okuláry F = 5—10 mm. — V ratislav Člhák, Týnská u ličk a 10, 110 00 Praha 1. • Koupím astrookuláry: ortoskop. F = 23 a Huyghensův F = 35 mm. — Milan Kopecký, 56115 Sopotnice, okres Ostí n. O rlicí. • Koupím knihu, Link: M ěsíční zatmění a příbuzné úkazy (1961); nab. do r e dakce.
Říši hvězd řídí red akční rada: J. M. Mohr (vedoucí red .J, Jiří Bouška (výkon. red .J, E. Brennerová, J. Grygar, O. Hlad, M. Kopecký, B. M aleček, A. Mrkos, O. Obflrka, J. Stolil, tech. red. V. Suchánková. — Vydává m inisterstvo kultury v naklad atelství Orbis, n. p., Vinohradská 46, Praha 2. — Tiskne Státn í tisk árn a, n. p., závod 2, Slezská 13, Praha 2. Vychází 12krát ročně, cena jednotlivého výtisku Kčs 2,50, ro čn í předplatné Kčs 30,— . R ozšiřuje Poštovní novinová služba. Inform ace o předplatném podá a objed návky přijím á každá pošta i doručovatel. Objednávky do zahraničí vyřizuje PNS — ústřední expedice tisku, odd. vývoz tisku, Jindřišská 14, Praha 1. Příspěvky z a síle jte na red akci Říše hvězd, Švédská 8, 150 00 Praha 5, tel. 540 395. Rukopisy a obrázky se nev racejí, za odbornou správnost odpovídá autor. — Toto číslo bylo dáno do tisku 23. července, vyšlo v září 1973.
S n ím k y V en u še v d o b ě k o le m d o ln í k o n ju n k c e p lu n ety s e S lu n c e m : n a h o ř e 16. VI., d o le 17. VI. 1972 [ k e z p rá v ě n a str. 177) — N a č tv r té str. o b á lk y j e p l a n e tá r n í m lh o v in a M 57 v s o u h v ě z d í L yry, e x p o n o v a n á lOOcm r e fl e k t o r e m h v ě z d á rn y n a K le ti IR. P e tr o v ič o v á /.
