J f ’ ,W '
11 * 1981
2,50 Kčs
RISE HVĚZD
Na jihu Š p a n ě ls k a , n a h o ř e C a la r A lto, v z n ik la n ov á v e lk á h v ě z d á rn a — Něm e c k o - š p a n ě ls k é a s tr o n o m ic k é cen tru m — k t e r á z a č ín á ú sp ě šn ě p ra co v a t. O tisk u jem e d v a sn ím k y z té to h v ěz d á rn y : N a h oře je m lh o v in a NGC 6514 /M 20 — T r ifid / fo to g r a fo v a n á v e lk o u S ch m id tov o u k o m o ro u p ů v o d n ě u m ístě nou v H a m b u rk u -B erg ed o rfu , n a prvn í str. o b á lk y je m lh o v in a S ev e rn í A m erika, ex p o n o v a n á l,23m r e fle k t o r e m . N a 4. str. o b á lk y je p la n etá r iu m v B ru selu . I K e z p r á v ě n a str. 230.)
* * * * * *
Ř í š e h v ě z d * R oč . 62 (1981), č. 11
Oto Obůrka
Dvacet let celonárodních odborných úkolů
Kdo neprožil horečná léta nadšeného budování po osvobození republiky v roce 1945, sotva si dovede představit tehdejší bouřlivý rozvoj kulturního ži vota. V lavinovitém růstu vzdělávací p ráce prosazovala se rychle také přednáš ková činnost s astronomickou tematikou. Zájemci o poznatky vesmírného výzkumu a o astronomické pozorování sdružovali se v pobočkách ČAS a vytvá řeli kroužky při osvětových besedách, závodních klubech a školách. V řadě míst přikročili k svépomocné výstavbě astronom ických pozorovatelen a hvězdáren. Také dalekohledy byly konstruovány převážně am atérsky. Výstavba byla fi nančně a m ateriálově podporována národními výbory, výrobními závody a ministerstvem kultury. Pro odbornou a ideovou inform aci pracovníků hvězdá ren a kroužků a pro koordinaci práce vydávalo ministerstvo metodické listy a názorné pomůcky, pořádalo týdenní sem ináře a velké konference (Pustevny, Hradec u Opavy, Hradec Králové, Jindřichův Hradec, Tatranská Lomnice, Brno). V době astronomické konference v Hradci Králové koncem r. 1954 byly dobudovány nebo rozestavěny 2 2 lidové hvězdárny a na celém území republiky pracovalo 97 astronom ických kroužků. Při brněnské konferenci o 5 let později pracovaly již 34 lidové hvězdárny, 15 objektů bylo ve stavbě a počet kroužků přerostl číslo 300.. Při živelně rostoucím počtu hvězdáren a astronom ických kroužků, zvláště v menších m ěstech a m ístech, projevovala se stále naléhavější potřeba ideové a odborné pomoci a koordinace jejich činnosti. Možnosti i potřeby se ukazovaly nejvýrazněji při celostátních astronom ických konferencích. Při nich docházelo k rozsáhlé výměně zkušeností a vznikalo mnoho užitečných podnětů. Výrazné místo mezi nimi zaujala brněnská konference v červnu 1959, kde za účasti 2 0 2 delegátů z lidových hvězdáren a astronom ických kroužků, většího počtu vědeckých pracovníků a zástupců m inisterstva kultury a kulturního života byly vyjasněny potřeby dalšího úspěšného rozvoje. Účasníci se shodli v přesvědčení, že se práce hvězdáren nemůže vyčerpávat jen populární přednáškovou činností, ale je nutné, aby se pracovníci tohoto úseku hluboce zajímali o podstatu a me tody tvůrčí astronomické práce, aby se věnovali užitečným odborným pozoro váním, pro něž mají předpoklady a přístrojové vybavení. Vzhledem k veliké šíři astronomické problematiky a nutnosti zvolit splnitelné a užitečné pracovní programy bylo navrženo, aby byly největší personálně a přístrojově vybavené lidové hvězdárny pověřeny celostátní organizací a vedením odborně výzkumné práce na jednotlivých úsecích. Po dalších přípravách uskutečnila se 6 . ledna 1961 na ministerstvu kultury porada zástupců větších hvězdáren o organizačních a personálních otázkách, při níž bylo dohodnuto také přidělení tzv. celostátních odborných výzkumných úkolů těmto hvězdárnám: Brno — proměnné hvězdy a meteory, České Budějo vice — planetky a komety, Olomouc — meteorologie, Praha — planety, Měsíc, umělé družice Země a kosmické sondy, Prešov — Slunce, Valašské Meziříčí — zákryty hvězd Měsícem a zatmění. Šlo většinou o problematiku, která byla již na těchto hvězdárnách zpracovávána. Pověřené lidové hvězdárny vzaly na sebe úkol vypracovat programy pozorování a celého výzkumu, vytvořit ve spolupráci s ostatními hvězdárnami a astronomickými kroužky síť pozorovacích stanic,
poskytovat jim metodickou pomoc po odborné, technické a organizační strán ce, shromažďovat, zpracovat a publikovat získaná pozorování. Pro nedostatek kvalifikovaných pracovníků nepodařilo se rozběhnout práce v celostátním m ě řítku na všech uvedených úsecích. Během let došlo k některým změnám. V roce 1969 přešlo sledování planetek na pražskou hvězdárnu, pozorování planet a Měsíce přešlo na pražské planetá rium, vzhledem k rozvoji výzkumu prováděného umělými družicemi a kosm ic kými sondami byl však v r. 1970 úkol redukován na podávání inform ací o nej novějších poznatcích tohoto výzkumu. Vizuální a fotografické sledování Slunce převzala hvězdárna ve Valašském Meziříčí, která se pozorování věnovala již od r. 1961. V r. 1970 byl přidělen hvězdárně a planetáriu v Hradci Králové úkol: studium tvaru Země pomocí umělých kosmických těles, hvězdárna v Úpici p ře vzala úkol: vybrané rádiové obory, spočívající především ve studiu ionosférických poruch. Úmrtím dr. J. Lunera zanikl úkol olomoucké hvězdárny, týkající se meteorologie a klimatologie. Pouhý výčet sledovaných oborů neříká tém ěř nic o charakteru, obtížnosti a vědecké ceně jednotlivých programů, nicméně svědčí o velmi rozdílných n á rocích na pozorovací techniku, kvalifikaci pozorovatelů a potřebný čas. Již z toho důvodu a pro omezený počet pracovníků a spolupracovníků nebylo mož no zavést všechny programy rovnoměrně ani na velké hvězdárny. Souvisí to sam ozřejmě také s individuálními zvláštnostmi jednotlivých hvězdáren. Lze však říci, že práce na odborných úkolech pomáhá získávat mládež i dospělé k aktivní pozorovatelské i teoretické činnosti a vede k soustavnému zvyšování kvalifikace pracovníků a spolupracovníků. Odborně výzkumná činnost zaručuje plnější využívání astronom ických přístrojů a napomáhá k získávání cenného pozorovacího materiálu, který je často podkladem vědeckých prací. Zvyšování ideové a odborné úrovně pracovníků a technické vybavení hvěz dáren a nově budovaných planetárií umožnily podstatné rozšíření forem vzdě lávání mládeže a dospělých a zavedení soustavné výukové činnosti pro školy všech stupňů. Na významné místo posunula se proto metodika pedagogické a didaktické práce. Aby byly uspokojeny potřeby pomoci, řízení a koordinace vzdělávací činnosti, pověřilo ministerstvo kultury koncem r. 1968 některé hvězdárny a planetária celonárodními úkoly ideově výchovného charakteru. Metodickým řízením spolupráce hvězdáren se školami při výuce astronomie a příbuzných věd byla pověřena pražská hvězdárna, metodikou spolupráce planetárií se školami pražské planetárium. Také celonárodní úkol v oboru mimoškolního vzdělávání dospělých v astronomii a příbuzných vědách převzalo pražské planetárium. Metodikou zájmové činnosti mládeže v astronomii byla pověřena hvězdárna v Rokycanech. Hvězdárně ve Valašském Meziříčí byl svě řen celonárodní úkol v oboru výchovy středních odborných kádrů pro hvěz dárny, planetária, astronom ické kroužky a jejich spolupracovníky, První dvou letý kurs započal ve Valašském Meziříčí již v r. 1965. Brněnské hvězdárně a planetáriu byl uložen celonárodní úkol pečovat o zvyšování kvalifikace vysokoškolsky vzdělaných pracovníků hvězdáren a planetárií. Zvláštní dvouletý kvalifikační kurs pro vybraných 16 pracovníků byl zahájen koncem r. 1965. I v ohledu vzdělávání a výukové činnosti představují naše hvězdárny a plane tária svébytné útvary s řadou individuálních rysů. Proto vyvíjejí některé hvěz dárny ještě další činnosti, zvláště ediční. Jsou vydávány nepravidelně názorné pomůcky, odborné texty a vlastní časopisy nebo zpravodaje. Bouřlivě n arů sta jící poznatky o blízkém a vzdáleném vesmíru si to vynucují. Všechna uvedená opatření jsou dokladem bohatého života našich hvězdáren a planetárií.
JEŠTE K SUPERNOVĚ V GALAXII V SOUHVĚZDÍ PANNY V č. 8/1981 (str. 169) jsm e p řin esli zp rá vu o objevu supernovy v bezejm enn é g a la xii v souhvězdí Panny podle IAUC 3610.
V IAUC 3614 však sd ě lili J. Maza a C. Torres, že n ejd e o anonym ní g alaxii, ale o NGC 4716 a d ále, že supernovu o b jev il M. W ischnjew sky na negativu exponovaném L. E. Gonzálezem . Dne 5. června t. r. m ěla supernova fo to g rafick o u ja sn o st asi 15m.
Voyager 2 u Saturna
Jiří Bouška
Dosud nejúspěšnějšími automatickými meziplanetárními stanicem i — s ohle dem na počet a význam poskytnutých dat — byly sondy Voyager 1 a 2. První startoval Voyager 2, a to 20. srpna 1977 (1977 76A), krátce po něm Voyager 1 dne 5. září 1977 (1977 84A). Obě sondy se dostaly na plánované heliocentrické dráhy a obě přinesly velké množství neobyčejně cenných poznatků o mezipla netárním prostoru, o planetách Jupiteru a Saturnu a o soustavách jejich měsíců a prstenců. V Říši hvězd jsme o výsledcích získaných oběma sondami přinesli několik článků a řadu zpráv. Jak je jistě čtenářům již známo, Voyager 2 se přiblížil letos 26. srpna ve 4h24m SEČ nejblíže Saturnu, a to na vzdálenost 101 380 km. Jen pro zajímavost uvedme, že v té době byly Saturn i sonda vzdáleny od Země 10,41 AU, takže světelný paprsek i rádiový signál letěly od sondy k Zemi plných 87 minut. Vý zkum Saturna a jeho soustavy měsíců byl plánován od 5. června do 29. září t. r., přičemž se počítalo se získáním asi 15 000 snímků kromě velkého množství dalších údajů. Již podle dosud publikovaných zpráv je zřejmé, že plán byl nejen splněn, ale značně překročen. Kromě toho rozhodla již letos v lednu NASA, že Voyager 2 po přiblížení k Saturnu nastoupí pětiletou cestu k Uranu. K této pla netě se sonda přiblíží 24. ledna 1986 na vzdálenost 107 000 km (tj. Vi vzdále nosti Země— M ěsíc), takže půjde-li všechno podle plánu, můžeme se těšit na první výsledky výzkumu Urana a jeho měsíců z bezprostřední blízkosti. O této planetě toho zatím z pozemských pozorování mnoho nevíme a tak Voyager 2 může poskytnout neobyčejně cenné inform ace, první svého druhu v dějinách astronomie. Podle některých agenturních zpráv z letošního podzimu je však výzkum pla nety Urana sondou Voyager 2 údajně ohrožen, nikoliv snad z technických, ale z finančních důvodů. Udržování styku Voyageru 2 během jeho letu k Uranu si vyžaduje nákladu asi Ví miliardy dolarů a tuto částku by v případě přerušení spojení se sondou bylo možno ušetřit. Jak kdysi říkal národní umělec Jan Werich, šetřit se musí, ať to stojí co to stojí. Ukončí-li se spojení s Voyagerem 2, bude to za cenu ztráty jistě jedinečných a neobyčejně cenných inform ací o Uranu. Lze jedině doufat, že NASA bude šetřit někde jinde. S programem průletu Voyageru 2 v blízkosti Saturna jsme čtenáře seznámili již v letošním prvním čísle (str. 1 0 ), upřesněné údaje jsou uvedeny v tabulce, v níž značí T den a hodinu (ve středoevropském čase) největšího přiblížení Voyageru 2 k uvedenému měsíci a k Saturnu, A T časovou diferenci proti největšímu přiblížení k Saturnu, A (V -2 ) minimální vzdálenost od sondy Voyager 2 a pro srovnání A ( V - l) minimální vzdálenost od sondy Voyager 1 (v km ). Při skutečném letu Voyageru 2 došlo v závěrečné fázi k menším odchylkám od plánovaného průběhu průletu kolem Saturna — sonda se k planetě přiblížila v předem stanoveném čase na vzdálenost ještě menší než plánovanou. PLÁNOVANÝ PROLET SONDY VOYAGER 2 KOLEM SATURNA V SRPNU 1981 T (S E C ) 23. V III. 25. V III. 25. V III. 26. V III. 26. V III. 26. V III. 26. V III. 26. V III. 26. V III. 5. IX.
2t,30m 2 27 10 38 2 05 3 34 4 24 4 45 7 12 7 29 2 30
AT — 3d l h54m — 1 1 57 — 17 46 — 2 19 — 50 0 + 21 + 2 48 \ + 3 05 + 9 22 06
O b jek t S8-Jap etu s S7-H yperion S6-T itan S4-Dione Sl-M im as Saturn S2-E n celad u s S3-T eth ys S5-Rhea S9-Phoebe
A (V -2 )
A ( V - l)
909 000 471 000 666 000 502 000 310 000 161100 87 000 93 000 645 000 2 076 000
2 470 000 880 440 6 490 161 250 88 440 186 000 202 040 415 000 73 980 13 537 000
K čtyřletém u letu Voyageru 2 — pomineme-li výsledky, které sonda získala u Jupitera o nichž jsme již na stránkách tohoto časopisu referovali — snad jen několik poznámek. Sonda byla orientována na hvězdu Canopus, teprve v závě rečné fázi byla orientace přepojena na Saturna, přičemž během letu byl několi krát upřesňován kurs letu. Tyto manévry, s ohledem na vzdálenost sondy od Země, byly vesměs úspěšné, což je skutečnost vice než obdivuhodná. V plánu výzkumu Voyageru 2 byla celá řada úkolů, hlavně výzkum Saturna a některých jeho měsíců s dosud největší rozlišovací schopností, získání snímků dvou vel kých měsíců — Tethys a Enceladus — které nebyly v příznivé poloze pro záběry ze sondy Voyager 1, studium prstenců F a G, jakož i výzkum 8 nově objevených Saturnových měsíců, které byly nalezeny jednak ze snímků Voyageru 1, jednak z pozemských pozorování. Pozorovací podmínky z Voyageru 2 byly podstatně lepší než tomu bylo vloni v listopadu při průletu sondy Voyager 1 kolem Saturna; např. Slunce bylo 8 ° nad rovinou Saturnových prstenců, tedy asi o 4° výše než při přiblížení Voya geru 1 k Saturnu vloni — byly tedy příznivější podmínky pro snímkování. Odborníci řídící let Voyageru 2 kladli hlavní pozornost na získání přesných údajů týkajících se soustavy Saturnových prstenců, což pochopitelně dávalo méně příležitosti pro jiná pozorování, včetně samotné planety Saturna, u níž byla pozornost zam ěřena především na snímky obou pólů hlavně v infračerve ném oboru spektra a na výzkum m alých oblaků v atm osféře, jakož i na studium m alých satelitních objektů. Výsledky, získané Voyagerem 2, nebyly do doby, kdy byl tento článek psán, publikovány ve vědeckých časopisech. Proto lze uvést jen některé předběžné zprávy — z části tiskových agentur — které nemusí být vždy zcela seriózní. Po uveřejnění vědeckých pojednání v odborném tisku se k výsledkům, které u Sa turna získala sonda Voyager 2, ještě v příštím ročníku vrátím e podrobným článkem. Tedy snad jen tolik, že Voyager 2 poskytl úplnou záplavu nových informací, jejichž vědecké zpracování si vyžádá dosti času. Ještě před přiblížením Voya geru 2 k Saturnu, počínaje 9. červnem, byly předány první snímky Saturna a jeho měsíců a byla ověřena existence m agnetosférického ohonu Jupitera, který se táhne až za dráhu Saturna, tj. do vzdálenosti větší než 10 AU od Slun ce. Na Saturnu byl objeven „m odrý" oblak a v atm osféře planety byly zjištěny silné větry různých směrů. Pokud jde o Saturnův m ěsíc Titan, sonda zjistila na tomto satelitu silnou vrstvu m račen s jasnou oblastí kolem rovníku; struktura atm osféry se jevila velice složitá. Podle získaných informací nelze vyloučit na tomto měsíci primitivní formy života. Na m ěsíci Japetus byly zjištěny velké krátery, zřejmě impaktního původu, o průměru až 17 km. Část povrchu tohoto měsíce má velké albedo, ale byly zjiš těny i značně tmavé části. U měsíce Enceladus, jehož povrch je patrně pokryt ledem, není vyloučena ani voda v tekutém skupenství. Dále bylo zjištěno, že satelit Hyperion nemá zdaleka kulový tvar, ale připomíná „burský oříšek". Ještě před přiblížením Voyageru 2 k Saturnu byly publikovány zprávy, že průlet sondy rovinou prstenců může být pro existenci meziplanetární stanice nebezpečný v důsledku srážky s drobnými částicem i těchto útvarů. Obavy ne byly bezdůvodné, zvláště pokud šlo o prstenec G; ještě před největším přiblíže ním sondy k Saturnu byl publikován názor odborníků z NASA, že jsou největší obavy se srážkou sondy s částicem i prstence G (objeveného Voyagerem 1 ], ten kého, ale možná nebezpečného pro průlet sondy Voyager 2. Průlet tímto prsten cem byl sondou Voyager 2 riskován, ale jak se ukázalo, obavy byly opodstat něné. Když m eziplanetární stanice prolétala touto oblastí 26. srpna, došlo skutečně ke srážce s částicí (nebo i několika částicem i) v tomto prstenci a v důsledku toho se zablokovalo zařízení umožňující pohyb dvou kamer sondy, takže vysílání snímků k Zemi bylo přerušeno. Neodborník jen ztěží může ocenit dokonalost technologického zařízení sondy, které reagovalo na povel ze Země (ze vzdálenosti 1557 miliónů kilom etrů), jímž bylo opět vše uvedeno do pořádku. Poté kamery Voyageru 2 začaly opět 27. srpna vysílat snímky planety Satur nu a jeho měsíců, i když ne v takové kvalitě jako před tím; pozdější záběry
byly již „perfektní". Mimo jiné byla pak objevena dosud nová m ezera v sou stavě Saturnových prstenců, za kterou zřejmě je odpovědný dosud neobjevený Saturnův měsíc, který je asi v souvislosti se satelitem Mimas a jehož průměr může být až 30 km. Závěrem z předběžných zpráv, získaných americkou meziplanetární sondou Voyager 2, lze říci asi tolik, že bylo získáno velké množství inform ací pro vý zkum těles sluneční soustavy takového významu, které dosud nedovedeme v plném rozsahu docenit. Teprve podrobné vědecké zpracování^ získaných vý sledků přinese do mnoha dosud ne zcela jasných otázek jasno. Čtenáře budeme pochopitelně o výsledcích, získaných sondou Voyager 2, v příštím ročníku Říše hvězd informovat.
Jan Vondrák
Výpočet předpovědí úkazů Jupiterových měsíců
1. N ě k o lik s lo v ú v od em . Čtenáři ŘH jistě v posledních letech nepřehlédli značné zpoždění, s jakým vychází Hvězdářská ročenka (dále jen Hi?). Není účelem tohoto příspěvku rozebírat podrobně příčiny tohoto nedobrého jevu; poznamenejme však, že hlavní příčinou je prodlužování tiskárenských lhůt nejenom u nás, ale i v zahraničí. Zahraniční prameny, ze kterých je HR zpra covávána, přicházejí stále později a přes veškerou snahu jak ze strany autorů, tak ze strany nakladatelství, vyhrotila se situace natolik, že např. HR na rok 1979 vyšla až v dubnu! Ani přechod na novou formu vydání příliš neuspíšil — HR na rok 1980 (efem eridová část) vyšla v březnu. Ukazuje se, že jediným řešením je nespoléhat se na zahraniční prameny a zpracovávat HR v republi ce, s maximálním využitím moderní výpočetní techniky. Jedním z nejbolavěj ších míst jak z hlediska termínu, tak z hlediska náročnosti výpočtů, je právě výpočet efemerid čty ř Galileových měsíců Jupitera. Je třeba uvážit, že do vý počtu přitom vstupuje na jedné stran ě pohyb Země a Jupitera okolo Slunce a na druhé straně pohyb měsíců kolem Jupitera. Světové efemeridy (The Astronomical Almanac, Astronomičeskij Ježegodnik SSSR, Connaissance des Temps) vesměs publikují efemeridy, počítané na základě Sampsonovy teorie pohybu měsíců (Mem. Roy. Astr. Soc. 1921) a používají při tom výpočetního postupu, vypracovaného Andoyerem (Bull. Astr. 1915). Vzhledem k době svého vzniku je Andoyerova metoda zam ěřena na co možno největší usnadnění ručního vý počtu — pro každý měsíc zavádí jiný souřadný systém, vázaný na rovinu jeho dráhy, používá rozvojů do řad, přibližných vztahů a zhusta využívá tabelací některých pomocných veličin. Bylo by sam ozřejm ě možné celý Andoyerův postup krok za krokem naprogram ovat i pro samočinný počítač. Takové ře še ní by však vedlo k nepřehlednému a zbytečně složitému programu. Proto autor tohoto článku navrhl způsob řešení v pravoúhlém souřadném systému, který se mu z hlediska výpočtu na sam očinném počítači jeví výhodnější. 2. V ý ch oz í t e o r ie p o h y b u je d n o tliv ý c h t ě le s , z á k la d n í so u řa d n ý s y stém . Jak již bylo naznačeno v úvodu, do výpočtu vstupuje celkem šest nebeských těles, jejichž vzájemné polohy je nutno v libovolném okamžiku znát. Pro výpočet byly zvoleny následující teorie jejich pohybu: [a ] Pohyb Země a Jupitera je dán v heliocentrickém souřadném systému teoriemi Newcomba (Astr. Pap. Amer. Ephem. 1895) a Le Verriera s Gaillotovými úpravami (Annales Obs. Paris 1913). Polohy obou těles jsou dány vektory R'z a R'j v pravoúhlé souřadné soustavě (pokud zde a dále bude ře č o pravo úhlých souřadných soustavách, vždy půjde o soustavy kladně orientované), jejíž osa z směřuje k pólu ekliptiky data a osa x ke střednímu ekvinokciu data. Pro zjednodušení, urychlení a s ohledem na požadovanou přesnost výpočtu
jsou v teorii pohybu Jupitera ponechány pouze poruchy větší nežli 5" v po loze a 1 0 - 4 astronom ické jednotky ve vzdálenosti od Slunce. (Ď) I když v současné době již existují modernější teorie pohybu čty ř nej jasnějších jupiterových měsíců (Vu a Sagnier, Lieske) je pro výpočet z dů vodů návaznosti na předchozí ročníky HR použita klasická teorie Sampsonova. Ta dává souřadnice měsíců v jovicentrické cylindrické soustavě, které lze jed noduše převést v případě i-tého satelitu na složky vektoru ť i v soustavě, jejíž osa z je totožná s rotační osou Jupitera a osa x směřuje k výstupnému uzlu jeho rovníku na rovině jeho dráhy kolem Slunce. V teorii jsou ponechány pouze ty poruchové členy, které způsobují změny souřadnic větší než 30 km. Všechny použité teorie dávají geom etrické polohy daných těles, konfigura ce a úkazy Jupiterových měsíců jsou však značně ovlivněny tím, že světlo mezi všemi těmito tělesy se šíří konečnou rychlostí. Je nutné uvážit nejenom dobu šíření světla z Jupitera na Zemi (v průměru asi třičtv rtě hodiny), ale i tu okolnost, že světlo z pozorovaného měsíce letí na Zemi po jinou dobu nežli z Jupitera. V případě zatmění a přechodů stínů je pak též nutno uvážit dobu šíření světla ze Slunce k Jupiteru. Předpokládejme, že světlo, které opustilo Slunce v okamžiku řj, dospělo k Jupiteru v okamžiku t2 a odtud k Zemi v okamžiku t a že světlo, které opustilo i-tý satelit v okamžiku li, dospělo k Zemi v tom též okamžiku ř. Ve všech případech jde světlo od měsíce k Zemi přímo, pouze v případě přechodu stínu jde nejprve k Jupiteru a teprve potom k Zemi. Mezi jednotlivými časy tedy platí vztahy: ř2— = 499,012s Rsj, t—t2 = 499,012* i?jz, ř— ti = 499,012s R mz nebo 499,012s («mj + Kjz), jestliže R značí vzdálenost mezi jednotlivými tělesy v astronom ických jednot kách (S — Slunce, J — Jupiter, Z — Země, M — i-tý m ěsíc). Počítám e-li vzá jemné postavení zdánlivých poloh i-tého m ěsíce a Jupitera (v případě konfi gurací, konjunkcí, zákrytů a přechodů měsíců přes Jupitera), měsíce a stínu vrženého Jupiterem (v případě zatmění m ěsíců) či stínu vrženého měsícem a Jupitera (v případě přechodu stínu) v okamžiku t, je třeba podle klasické teorie aberace světla počítat vzájemné geom etrické polohy Jupitera a Země v okamžiku ř2» Jupitera a Slunce v okamžiku íi a i-tého měsíce a Země v oka mžiku ři. Z těchto důvodů za základní souřadný systém, ve kterém jsou pro váděny veškeré výpočty, je zvolen systém pevně spojený se Zemí, jeho p očá tek je však z praktických důvodů zvolen v tom bodě, ve kterém se nacházel Jupiter v okamžiku t2. Osa z směřuje k severnímu konci rotační osy Jupitera, osa x k výstupnému uzlu jeho rovníku na rovině jeho dráhy kolem Slunce. Vztah roviny Jupiterova rovníku r k ekliptice e a rovině dráhy Jupitera d je ukázán na obr. 1, veličiny 12, V, i nabývající podle Andoyera hodnot fl = 336,8789°+ 0,3789° r = 339,1509°—0,0199° T i = 2,19592° + 0,002976° r, kde argument t se počítá od 1. ledna 1900 v jednotkách 10 000 dnů. Matice ro tace mezi oběma soustavami T je potom dána prvky fu = cos Q cos —sin Q sin cos i íi 2 = sin Q cos ÍF + cos Q sin *P cos i íi 3 = sin sin i ?2i = — cos [2 sin
3. V ý p očet a g r a fic k é z n á z o r n ěn í k o n fig u r a c í m ěsíců . Pro grafické znázor nění konfiguraci měsíců a Jupitera je třeba vypočítat zdánlivé odchylky všech čtyř měsíců od středu Jupitera v jednotkách jeho rovníkového poloměru. Po něvadž dráhy jednotlivých měsíců jsou velmi málo skloněny k Jupiterovu rov níku (několik desetin stupně), lze pro účely grafického znázornění počítat odchylky průmětů m ěsíců do roviny rovníku. Jsou-li složky x í , yi, xz, yz vekto rů ri, Rz vyjádřeny v astronom ických jednotkách, je hledaná odchylka z-tého měsíce v okamžiku t (kladná, je-li měsíc na západní stran ě Jupitera) dána vzorcem 2095 ( z/i xz—xí y z ) / ( xz2 + yz1) V4. Tyto odchylky se počítají v ekvidistantních časových intervalech po 1/12 doby oběhu příslušného měsíce. Pro každý kalendářní měsíc jsou potom vyinterpolovány a vykresleny spojité křivky zdánlivých odchylek všech čtyř měsíců na grafiokém zařízení Digigraf. Grafy jsou přerušeny v blízkosti kon junkce Jupitera se Sluncem, a to v intervalu 15 dní před a po konjunkci. Stejně tak jsou grafy přerušeny v těch m ístech, kde je ten který měsíc zakryt Jupiterem. 4. V ý p o čet o k a m ž ik ů h o r n íc h g e o c e n t r ic k ý c h k o n ju n k c í. Již tradičně jsou v HR, stejně jako v jiných astronom ických ročenkách, uváděny též okamžiky horních geocentrických konjunkcí všech čty ř měsíců. V případě konjunkcí je vždy třeba definovat, v jaké souřadné soustavě jsou udávány. Andoyer dává návod, jak počítat konjunkce Jupiterových m ěsíců hned ve třech různých sou stavách — vzhledem k rovině dráhy příslušného měsíce, k rovině Jupiterova rovníku a k rovině zemského rovníku. Vypočtené okamžiky se vzájemně liší až o několik minut. Zde nebude bez zajímavosti ocitovat jeho názor, kterým příslušnou kapitolu uvádí:. . ve skutečnosti nevidím jejich užitečnost, poně vadž tyto úkazy nejsou pozorovatelné s výjimkou případů, kdy nenastává pří slušný z á k ry t. . . “. Ve světových efem eridách však není nikde výslovně uvedeno, v jaké z těch to soustav jsou publikované okamžiky konjunkcí počítány. Pro účely HR jsou tyto okamžiky počítány ve shora definované souřadné soustavě, vázané na Jupiterův rovník. Jsou to ty okamžiky, ve kterých měsíc prochází rovinou, proloženou osou rotace Jupitera a středem Země a kdy je tedy splněna rov nice yi xz—xí yz = 0. Poněvadž se počítají pouze okamžiky horních konjunkcí, kdy se měsíc na chází za Jupiterem, musí být současně derivace uvedeného výrazu podle času
záporná. Kořeny rovnice se počítají numericky, postupnými aproximacemi. Podobně jako v případě konfigurací jsou udány pouze ty konjunkce, které na stávají mimo interval 15 dní před a po konjunkci Jupitera se Sluncem. Zde je třeb a poznamenat, že v našich podmínkách je interval nevhodný pro pozo rování Jupitera zpravidla značně delší. 5. V ý p o č e t okam žiků , ú kazů . Nejsložitějším problémem je právě výpočet oka mžiků úkazů měsíců. Jde v zásadě o tyto čtyři druhy úkazů: (а ) zákryty měsíců Jupiterem, ( б ) přechody měsíců přes Jupitera, je j zatmění měsíců, (dj přechody stínů měsíců přes Jupitera. Situaci komplikuje však do značné míry ta skutečnost, že (e ) zákryt není pozorovatelný, pokud se v tom okamžiku nachází měsíc ve stínu Jupitera, ( /) přechod měsíce není pozorovatelný, pokud přechází před neosvětlenou částí Jupiterova povrchu, [g ] zatmění není pozorovatelné, pokud je měsíc v té době zakryt Jupiterem, (ftj přechod stínu je pozorovatelný pouze na té části osvětleného povrchu Jupitera, která je viditelná ze Země. Pro úplnost budiž řečeno, že konečné rozměry měsíců jsou v následujících úvahách zanedbány, stejně jako roměry Slunce a Země; vypočtené okamžiky úkazů jsou tedy geocentrické a vztahují se zhruba ke středu úkazu, který ve skutečnosti nenastává okamžitě, nýbrž může trvat i řadu minut. Na druhé straně Jupitera budeme považovat za rotační elipsoid se zploště ním rovným podle Sampsona 1 : 1 5 , tedy o rovníkovém poloměru a = 71 420 kilometrů a malé poloose b = 6 6 660 km. Situace je schem aticky zobrazena na obr. 2 za zjednodušujícího předpokladu, že dráha m ěsíce d leží v rovině dané Sluncem S, Zemí Z a Jupiterem f. Část osvětleného povrchu Jupitera, která je viditelná ze Země, je na obrázku zvýrazněna. Úkazy, uvedené pod body ( a ) a (Ď) nastávají tehdy, nachází-li se měsíc uvnitř kužele C, vedeného tečn ě k Jupiteru ze středu Země, a obdobně úkazy, uvedené pod body (c) a (d) nastávají, nachází-li se měsíc uvnitř kužele C', vedeného tečn ě ze středu Slunce. Rozlišení, o který ze dvou jmenovaných úkazů jde, je dáno polohou měsíce a Země, příp. měsíce a Slunce, vůči rovině P, příp. P'. Jsou to polární roviny o pólech ve středech Země a Slunce vzhledem k povrchu Jupitera, obsahují tedy body dotyku kuželů C a C . Pro posouzení dodatečné podmínky ( /) je třeba uvážit polohu měsíce vůči kuželi K o vrcholu ve středu Země, obsahují címu dotykovou křivku kužele C', a vůči rovině H, dané středem Země a průsečnicí polárních rovin P a P’. Přechod není pozorovatelný, nachází-li se m ě síc vně kužele K a současně na opačné stran ě roviny H nežli Slunce. Obdobně podmínku (7iJ je možno posoudit, uváží-li se poloha m ěsíce vůči kuželi K’ o vrcholu ve středu Slunce, obsahujícímu dotykovou křivku kužele C, a vůči rovině H’, dané středem Slunce a průsečnicí polárních rovin P a P'. Přechod stínu není pozorovatelný, nachází-li se měsíc současně vně kužele K' a na opačné stran ě roviny H’ nežli Země. Ve zvolené souřadné soustavě je možno napsat rovnici Jupiterova povrchu f = x1 + y 2 + a 2 z2/ b 2—a 2 = 0 , rovnice polárních rovin bodů Z a S vzhledem k této kvadratické ploše P = x xz + y yz + a 2z zz/Ď2 —a 2 = 0 , P' = x xs + y ys + a 2z zslb2 —a 2 = 0, a rovnice rovin H a H’ H = P —P'F/Q = 0 a H’ = P '—PF'/Q = 0, kde F = xz2 + yz2 + a 2zz2/ b 2—a 2, F '= xs2+ y s 2 + a 2zs2/ b2—a 2 a Q = xzxs + yzys + a 2z zzs/ b 2—a2.
Rovnice kuželů C a C' o vrcholech Z a S tečných k ploše / = 0 jsou potom C = f F —P2 = 0 a C' = fF '—P '2 = 0, a konečně rovnice kuželů K a K' o vrcholech Z a S základnách totožných s dotykovými elipsami kuželů C ' a C znějí K = C + H2 = 0
K ' = C ' + H'2 = 0 .
Pokud ve shora uvedených rovnicích nahradíme obecné souřadnice x, y , z okamžitými souřadnicemi měsíce xí, y\, zi, zjistím e ze znaménka vypočtené ve ličiny (která je tedy pro daný měsíc funkcí času ), kde se měsíc vůči dané ploše nachází. V případě funkcí C, C', K a K' je znaménko kladné vně, záporné uvnitř odpovídajících kuželů. V případě funkcí P a P' je znaménko kladné, nachází-li se měsíc na stejné straně dané roviny jako Země či Slunce a v pří padě funkcí H a H' je znaménko kladné, nachází-li se měsíc na opačné stra n í dané roviny nežli Slunce či Země. Z toho, co bylo shora řečeno tedy vyplývá, že začátek či konec pozorovatel ného úkazu nastává, jsou-li splněny následující podmínky: (а ) Zákryt měsíce Jupiterem: musí platit C = 0 a ř < 0 a naopak nesmí platit C' < 0 a P' < 0. ( б ) Přechod měsíce před Jupiterem: je-li H < 0, musí platit C = 0 a P > 0 (přechod před osvětleným okrajem ), je-li H > 0, musí platit K = 0 a P > 0 (přechod před rozhraním světla a stínu na povrchu) ( c ) Zatmění měsíce: musí současně platit C' = 0 a P' < 0 a nesmí platit C < 0 a P < 0. (d) Přechod stínu měsíce přes Jupiterův kotouček: je-li H' < 0, musí platit C' = 0 a P' > 0 ( přechod stínu přes rozhraní světla a stínu na povrchu), je-li H' > 0, musí platit K' = 0 a P' > 0 (přechod stínu přes osvětlený okraj). Řešení rovnic C = 0, K = 0, C' = 0, a K' = 0 je prováděno opět numericky postupnými aproximacemi. Poněvadž v určitých obdobích u Kallista k někte rým úkazům vůbec nedochází (m ěsíc obíhá po jistou dobu vně příslušného kužele), hledají se nejprve přibližné okamžiky minim funkcí C, K, C' a K' a teprve jsou-li odpovídající funkční hodnoty záporné, počítají se kořeny rovnic po obou stran ách těchto okamžiků. Výpočet je do jisté míry usnadněn tím, že všechny čtyři funkce mají periodický ch arak ter o periodách rovných přibližně polovinám oběžných dob odpovídajících měsíců. Zda přitom jde o za čátek či konec úkazu se pozná podle znaménka derivace dané funkce podle času; záporné znaménko odpovídá začátku a kladné konci úkazu. Je sam ozřejmé, že zdaleka ne všechny úkazy jsou pozorovatelné u nás. Jupiter se může v okamžiku úkazu nacházet pod obzorem nebo velice nízko nad ním, nebo může úkaz nastat ve dne, kdy je Jupiter špatně pozorovatelný. Proto jsou počítány pouze ty úkazy, v jejichž okamžiku je současně Jupiter alespoň 5° nad obzorem a Slunce nejméně 1° pod obzorem z hlediska pozo rovatele, nacházejícího se na 50° severní šířky a 15° západní délky. V souladu s tradicem i HR a The Astronom ical Ephemeris/The Astronomical Almanac, jsou okamžiky úkazů označeny dvoupísmenovými anglickými zkrat kami: začátek zákrytu OD (occultation disappearance), konec zákrytu OR (occultation reap p earan ce), začátek přechodu měsíce T I (tran sit ingress), konec přechodu měsíce TE (tran sit eg ress), začátek zatmění ED (eclipse disappearance), konec zatmění ER (eclipse reap p earan ce), začátek přechodu stínu S I (shadow ingress) a konec přechodu stínu SE (shadow eg ress). Na obr. 2 jsou vyznačena ta místa na dráze měsíce, kde nastávají v daném případě jednotlivé úkazy. Z obrázku je patrné, že ze Země není pozorovatelný
konec zákrytu OR (neboť v té době je měsíc ve stínu Jupitera], ani začátek zatmění ED (neboť v tom okamžiku je měsíc zakryt Jupiterem ). Začátek pře chodu měsíce před Jupiterovým kotoučem TI nenastává na jeho okraji (který je neosvětlený], nýbrž na rozhraní mezi světlem a stínem, naopak konec pře chodu stínu SE nastává nikoliv na rozhraní mezi světlem a stínem (které je na odvrácené straně Jupitera), nýbrž na osvětleném okraji kotouče. Obrázek je typickou ukázkou pro měsíce Io a Europu po opozici Jupitera se Sluncem; Ganymed a Kallisto obíhají však v takové vzdálenosti od Jupi tera, že obvykle jsou viditelné jak začátky, tak i konce zákrytů i zatmění. 6. Z ávěr. Výpočetní programy, prakticky řešící danou problematiku, byly vypracovány ve Fortranu. Jejich modulový ch arak ter umožňuje poměrně jedno duchý přechod na jiné teorie pohybu jak měsíců, tak Země či Jupitera. Uvede ný postup byl použit pro HR na rok 1981 a autor doufá, že tak alespoň trochu přispěl k jejímu dřívějšímu vydání.
Co nového v a s tr o n o m ii V. KONGRES MEZINÁRODNI UNIE ASTRONOMŮ AMATÉRŮ V BRUSELU Po d van ácti le te ch existe n ce uspořádala M ezinárodni unie astronom ů am atérů — IUAA — za přítom nosti 87 ú častníků z dva ceti zem í od 3. do 8. srpna 1981 v b e lg ic kém Bruselu svůj pravidelný kongres. Jed nán í probíhalo v jednom z v elkých před náškových sálů a v n ěk olik a učebnách V lám ské svobodné univerzity. Program kongresu byl velm i bohatý, ob sahoval 18 odborných re fe rá tů členů IUAA o výsled cích pozorovacích a te o re tick ý ch p rací n ěk terý ch sp o lečn ostí a pracovních skupin, 7 v ědeckých přednášek pro fesio n áln ích astronom ů a 2 populární přednášky pro v eřejn o st. Jednotlivé odborné kom ise projed naly problem atiku a program y své práce, podaly v plénu kongresu zprávy o čin n o sti v uplynulých 3 le te c h a předlo žily výhledy na d alší aktivitu. Rada IUAA se zabývala ve v ečern ích schů zích otázkam i publikací IUAA a organizačním i otázkam i, ja k o doplněním stanov, fin a n čn í problem a tikou a úpravou člen sk ý ch příspěvků, pří pravou voleb rady IUAA a složením kom isí na d alší tříle tí. Jeden den byl věnován ex kurzi do K rálovské observatoře v U ccle, návštěvě bru selského p lan etária a v eřejn é hvězdárny Mira v G rim bergen. B elg ičtí astronom ové am atéři připravili ve výstav ním sá le ve středu m ěsta pěknou astro n o m ickou výstavu, k te rá um ožnila nahlédnout do p ráce sp o lečn o stí a klubů v c e lé zemi. Uveďme aspoň n ejzáv ažn ější vědecké přednášky proslovené na kongresu: Prof. J. P. Sw ings z astro fyzikáln íh o ústavu v Liěge před nášel o n ěk terý ch fá z ích vý v oje Be hvězd, prof. J. Dom m anget z bru selsk é observatoře se zabýval problem ati kou určování průběhu slu n ečn ích zatm ění
m ěřením tětiv, dr. A. K oeck elen b erg h rov něž z observatoře v U ccle Inform oval o sou časn é m ezinárodní spolu práci při určování a evid enci čin n o sti slu n ečn í fo to sfé ry v m e zinárodním cen tru jím vedeném . Prof. C. De Loore z V lám ské svobodné univerzity v Bru selu před nášel o pozdních stád iích vývoje velm i hm otných hvězd. Prof. De Loore podal tak é obšírnou zprávu o výzkumné práci belg ick ých vědeckých ústavů. O p ráci b e l g ick ý ch am atérů inform oval T. T rachet. Dosavadní prezident IUAA prof. V. B aro cas přednášel o problem atice in fračerv en é astronom ie, podepsaný sezn ám il přítom né s novými poznatky o vývoji těsn ý ch dvoj hvězd. Po všech re fe rá te c h a před náškách násled ovaly diskuse, k te ré svěd čily o dob rý ch zn alo stech ú častníků kongresu, tak é však o velm i o m ezen ý ch . podm ínkách am a té rsk é p ráce v n ěk terý ch zem ích. Protože náklad y na tisk vzrostly od roku 1975 o 50 % a poštovné dokonce o 80 % , byla IUAA, podobně jak o v ětšin a m eziná rodních ku ltu rních o rg an izací, nu cena zvý š it člen sk ý příspěvek n a 8,5 lib er sterling ů pro jed n o tliv ce a na 25 Lst pro korporativní členy. V závěru kongresu byly zvoleny nové ř í dící orgány. Prezidentem pro p říští tříle té období byl zvolen dr. K. J. 0 ’B rien (K an a d a), viceprezidentem dr. L. B ald in elli ( Itá lie ), tajem n íkem C. K ilbride (Ir s k o ), red ak torem p u blikací IUAA P. Glll (U SA ) a po kladníkem F. M archesini ( It á lie ). Dalším i členy rady jsou J. Doyle (B e lg ie ), J. Polman (B ra z ílie ), D. Bohme (N D R), S. Ghedini ( I t á lie ) ; podepsaný je členem ja k o čestn ý prezident. Při IUAA p racu jí kom ise pro výzkum pro m ěnných hvězd, slu n ečn í, p lan etárn í, pro pozorování m eteorů, rad ioastro n om ická, h is to rick á ; podepsaný byl opět zvolen p řed se dou kom ise pro astronom ickou výchovu a výuku. Radě IUAA bylo uloženo prozkoum at m ožnost vytvoření kom ise pro pozorování zákrytů hvězd M ěsícem . Bylo usneseno, aby se zvýšila spolu práce a pom oc zájem cům o astronom ickou p ráci v rozvojových ze m ích.
L id o v á h v ě z d á r n a M ira v G rim b erg en O jed n án i kongresu bude vydán souhrnný sborník o bsah u jící texty všech přednášek, příspěvků i diskuse. Zprávy o čin n osti k o m isí jsou uveřejňovány ve čtvrtletn ím zp ra vodaji N ew sletter, vědecké práce a m ono g rafie jsou publikovány ve zv láštní řadě. Ú častn íci kongresu si vym ěnili zku še nosti z p ráce v různých zem ích, vym ěňují publikace a p oskytu jí si vzájem ně pomoc. Ita lš tí astronom ové am atéři nabídli uspo řád ání příštího kongresu v r. 1984 v Bologni. Zpráva z m inulého kongresu, kde jsou uvedeny c íle a m etody p ráce IUAA, byla O. O bů rka u v eřejn ěn a v ŘH 12/1978. SKVRNY SLUNEČNÍHO TYPU A HVĚZDNÁ PROMENNOST Slu n ečn í skvrny jsou ch lad n ější m ísta ve fo to sféře, k terá září zhruba o polovinu m éně než okolní povrch. Výskyt skvrn, ja kož i d alších projevů slu n ečn í čin n o sti, je podmíněn e x iste n cí m ohutné podpovrchové vrstvy, v níž je en erg ie p o stupu jící z nitra Slu n ce na povrch p řen ášena konvekcí. S ro zsáhlým i podpovrchovými konvektívními zónam i se setkávám e u všech hvězd s povrchovou teplotou m enší než 7000 K. Lze tedy oček ávat, že i na jin ý ch hvězdách pozdních sp ek tráln ích tříd se budou vysky tovat skvrny slu nečn ího typu a možná i v d aleko větší m íře, než na Slu n ci. T ako véto mohutné skvrny již mohou zastín it značné množství en erg ie v y ch ázející z nitra
a ovlivnit tak celkový výkon hvězdy. Jsou-li skvrny na povrchu rozloženy nerovnom ěrně, pak vzdálený pozorovatel zaznam ená k o lí sán í ja sn o stí hvězdy s periodou ro tace. Tím to způsobem se ta k é vysvětlu jí n ěk teré zv láštnosti ve sv ěteln ých křiv kách prom ěn ných hvězd typu RS Canum V enaticorum . Tyto prom ěnné hvězdy, jím ž se někdy p ře zdívá „skv rnití p si“, jsou dvojhvězdy s chladnou prim ární složkou s vázanou ro tací. S v ěteln é změny o am plitudě řádově d esetin m agnitudy m ají periodu shodnou s periodou oběžného pohybu složek. A stro nom ové W. Ram sey a Harold L. N ations z univerzity státu P ensylvanla (U SA ) před ložili nedávno přesvědčivé důkazy ve pro sp ěch názoru, že právě skvrny na povrchu prim ární složky jed n é hvězd typu RS Ca num V enaticorum — hvězdy HR 1099, jsou odpovědné za je jí sin usoid áln í světelné změny. Hvězda HR 1099 byla sledována v září 1979 coudé sp ektrografem reflek to ru na K itt Peaku. Středem pozornosti astronom ů byl pom ěrně úzký úsek spektra v blízké in fračerv en é oblasti kolem 886 nm. V tomto úseku se totiž n ach ází n ěk olik hustých pásů ča r sp ek tra m olekuly TiO. U pom ěrně chladných objektů , jim ž jso u např. slu n eč ní skvrny, je Intenzita těch to pásů m im o řádně citlivým u kazatelem teploty. Čím niž ší je tep lota zkoum ané o blasti, tím vyšší je in ten zita pásů TiO. Předpokládejm e nyní, že skvrny na hvězdě jsou rozloženy nepravi delně. P řibližuje-li se pak k nám v důsled ku ro ta c e ob last v íce pokrytá chladným i skvrnam i, m ěla by in ten zita pásů TIO růst, neboť k le sá prům ěrná tep lota viditelného
povrchu hvězdy. Tento e fe k t by m ěl být provázen současným poklesem světelného toku v důsledku přítom nosti rozsáhlých tem ných skvrn na kotouči hvězdy. Tato k o relace byla sku tečn ě nalezena. Je -li HR 1099 poblíž m axim a ja sn o sti, pak pásy TiO p rak tick y nepozorujem e, je -li n a opak v m inimu, jsou pásy oxidu titan u v el mi výrazné. V ýsledek je podpořen i dalším i sp ektroskopickým i pozorováním i. Ve slu n ečn í chrom osféře pozorujem e zesílenou em isi v čá ře Ha právě v ob lasti slu n ečn ích skvrn. V m inimu ja sn o sti, nebo-li v okam ži ku, kdy je povrch HR 1099 pokryt nejv ětším m nožstvím skvrn, in ten zita em ise v čáře Ha z cela m arkantn ě vzrůstá. I d alší sp ek trá ln í čáry m ění svoji intenzitu takovým způsobem, že lze tyto zm ěny p řičíst na vrub e xisten ce ch lad n ě jších skvrn na po vrchu hvězdy. Ze sv ěteln ých změn a v ariací intenzity pásů TiO odhadují Ram sey a N ations i střed n í tep lotu fo to sfé ry ve skvrnách. Tato tep lota je zhruba o 1000 K n ižší než tep lo ta okolního povrchu hvězdy. Mimo chodem , ten to odhad je ve velm i dobré shodě s tím , co pozorujem e u S lu n ce, Zdá se tedy, že výzkumy Ram seye a N ationse siln ě podporují náš pohled na prom ěnné typu RS Canum V enaticorum , jak ožto na hvězdy poryté ohrom ným i skvrnam i slu n eč ního typu. Z d e n ě k M ik u lá š e k DRUŽICE MAGION UKONČILA ČINNOST První česko slov en ská družice M agion by la vypuštěna 24. říjn a 1978, spolu s družicí Interkosm os 18 ja k o sou část společného p ro jek tu so c ia listic k ý ch zem í zam ěřeného na výzkum m ag n etosféry a ion o sféry Země. Družice M agion byla od Interkosm u 18 od d ělena na 314. oběhu kolem Země dne 14. 11. 1978 a byla v čin n o sti až do svého zániku v hu stých vrstvách atm osféry, který n a sta l v noci 10./11. záři 1981 pravděpo dobně na oběhu č. 16 033. Interkosm os 18 podobně zanikl již 15. března 1981. T elem etrick á sta n ice G eofyzikálního ú sta vu ČSAV v Panské Vsi byla ve sp o jen í s dru ž icí M agion naposled dne 10. 9. 1981 při je jím posledním průchodu o b lastí rádiové vid itelnosti této sta n ic e v době mezi 17h 38m—17h43m středoevropského času na obě hu č. 16 028. Vlivem brzdění v atm osféře se oběžná doba na tom to oběhu zk rátila podle předběžných výpočtů na 87,7 minuty, družice k le sla již do výšky kolem 164 km nad zem ským povrchem a vlivem třen í s o kolní atm osférou tak é zn ačn ě stoupla tep lota v nitřních č á stí družice a dosaho v ala 46 °C. D alší ry ch lý p okles výšky a vze stup tep loty družice byly pak příčinou je jíh o zániku. E xperim ent M agion přin esl řadu cen ných výsledků v o b lasti výzkumu blízkého k o s m ického prostoru, v praxi o v ěřil novou m e
todiku výzkumu pom ocí d vojice družic vy puštěných na vzájem ně velm i blízké dráhy, a díky tomu, že družice M agion byla v pro vozu po dobu tém ěř 3 le t, celkový objem provedených m ěřen í zn ačn ě překonal pů vodní předpoklady. Je ště v posledním týdnu své e x iste n ce zaznam enaly palubní p řístro je M agion ve v ýškách kolem 200 km z a jí mavé em ise elek tro m ag n etick ý ch vln níz kých km itočtů sp o jen é se zvýšenou g eo m agnetickou aktiv itou začátk em září t. r. Také tech n o log ick é poznatky a zkušenosti získané během experim entu Magion jsou velm i cen n é; budou využity pro vývoj a kon stru kci nových česko slov en ský ch pří strojů pro kosm ický výzkum i pro přípravu d alších sp o lečn ý ch p ro jek tů spolupráce so c ia listic k ý ch zem í ve výzkumu a využí vání kosm ického prostoru. BČSAV 7/1981 DRAHA KOMETY GONZALES 1981g V č ísle 10 jsm e p řin esli zprávu o kom etě 1981g, kterou objev il González 29. června t. r. Ze 16 poloh, získan ý ch m ezi 29. červ nem a 3. srpnem p o čítal M arsden dráhu kom ety, je jíž elem en ty jsou T = 1981 III. 25,654 EČ o = 181,600° ) £2 = 143,268° } 1950,0 i = 107,149° I q = 2,33340 AU 1AUC 3627 (B ) KOMETA P/SWIFT— GEHRELS 1981j Periodickou kom etu S w ift—G ehrels n a lezli le to s na sn ím cích exponovaných 31. červ en ce a 1. a 2. srpna C.-Y. Shao a G. Sch w artz (O ak Ridge O bs.). B yla na rozhraní souhvězdí V odnáře, Ryb a Velryby nedaleko vypočteného m ísta a je v ila se jak o o b jek t asi 18,5m stelárn íh o vzhledu. Od Země byla vzdálena 0,97 AU, od S lu n ce 1,9 AU. N ejblíže Zemi p ro ch ázela v polo vině říjn a t. r., průchod perihelem n astáv á 27. listopadu 1981 (z pozorování u rčená k orek ce v čase průchodu přísluním je pou ze + 0,21 d ne). Kometu o bjevil 16. listopadu 1889 S w ift; předběžné označení d o stala 1889f, d efin i tivn í 1889 VI. Pak nebyla pozorována až do roku 1973, kdy ji ja k o novou kom etu o b je vil 8. února G eh rels; o zn ačen a b yla 1973d. Výpočet dráhy však ukázal, že jd e o k r á t koperiodickou kom etu 1889 VI. Protože perihelem p rocházela již 31. srpna 1972, dostala d efin itivn í o zn ačen í 1972 V II. P eriod ická kom eta S w ift—G ehrels má oběžnou dobu 9,23 roku, v přlslu ní se blíži ke S lu n ci na vzdálenost 1,35 AU, v odsluní se od Slu n ce vzdaluje n a 7,44 AU. O k o m etě S w ift—G ehrels jsm e p řin esli podrob n ě jš í zprávu v RH 54, 97; 5/1973. J .B .
KOMETA HOWELL 1981k E llen H owellová z K alifo rn sk éh o tech n o logick éh o in stitu tu o bjev ila na sním ku, k te rý byl exponován 46cm Schm idtovou kom o rou hvězdárny na Mt Palom aru 29. srpna novou kom etu. B yla v souhvězdí V elryby a je v ila se ja k o difúzní o b jek t 15m bez ohonu. Z prvních poloh p o čítal B. G. M arsden dráhu, je jíž elem en ty jsou
T u £2
i q e a
= 1981 V.2,801 EČ = = = = = =
214,742° ) 75,109° } 1950,0 5,606° j 1,62460 AU 0,50469 3,27995 AU
Jak je z elem entů vidět, jd e o novou krátkoperiodickou kom etu Jupiterovy rod i ny, k te rá má oběžnou dobu 5,94 roku. V ro ce 1978 prošla ve v zdálenosti 0,6 AU od Jup itera a gravitačním působením té to p la nety došlo ke zm ěně dráhy kom ety.
1AUC 3631, 3636 ( B ) DRAHA PLANETKY 1981 QA V č. 10/1981 (str. 215] jsm e o tisk li zprá vu o objevu nové planetky 1981 QA. Z prvních pozorování vypočetl C. M. Bardw ell je jí předběžnou dráhu:
T = 1981 V III. 22,883 EČ ai = 153,896° | ň = 171,524° } i = 8,955° I q = 1,19991 AU e = 0,48918 a = 2,34896 AU Jak je z elem entů vidět, p lan etka 1981 QA byla objevena p rak tick y v době prů chodu perihelem . Je jí vzdálenost od Země byla pouze a si 0,21 AU, od Slu n ce asi 1,20 AU. Oběžná doba je 3,60 roku.
IAU 3630 IB ) BOLID POZOROVANÝ V HUMENNOM Dňa 6. augusta 1981 m edzi 21h50m až 21h 58m SEČ bol v Humennom pozorovatelný bolid, ktorý vidělo v iac občanov. Podlá po pisu le te l skoro kolm o k Zemi a v elm i po m aly, zhruba od súhvezdia Lýry sm erom do súhvezdia H erkulesa. N akoniec vybúchol a rozpadol sa na mnoho drobných kúskov. Podlá v yjad renia občanov ja s n o st bolidu d osahovala pravděpodobně v iac než —8 m agnitúdu. Stop a po výbuchu sv ie tila ešte n iekorko minút. Stopu som pozoroval i ja , ako o b láčik + 5 m agnitúdy pri hviezde /S H erkulis. Tento o b láčik sa o 3 —4 m in prem iestn il do sú hvezdia Sev ern ej Koruny asi 1,5° ju žn e jšie hviezdy Gemma. Přitom som sa p rem iestnil
i ja zhruba 150 m južným smerom . Mal som dojem , že o b láčik je velm i nízko v atm o sféře. Obloha bola velm i ja s n á a preto mi bol tento o b láčik podozrivý. Ziaril ako hviezdokopa, ale na velm i v e lk e j rozlohe v priem ere okolo 5°. Nič podobné v te jto o b lasti volným okom z o sv etlen ej u lice n e m álo byť vidno. N akolko v rozhlase bola v ysielaná správa o pozorovaní pravděpodobně toho istého bo lidu pozorovatelm i v B an sk ej B y strici, dúfam , že bol zach ýten ý i na celooblohových kom orách v Stropkove, Rožftave a na S k alnatom Plese. M ichal H avrilák BOLID V SOUHVĚZDÍ PEGASA Dne 7. září 1981 pozoroval autor této zprávy na lidové hvězdárně ve V lašim i ja s ný bolid v souhvězdí P egasa. Bolid byl sp a tře n ve 20i>33m24s SEČ, jeh o ja sn o st byla asi —6 m ,doba trvání 3S, barva žlutobílá, d ráha letu přibližně od hvězdy a And po epsilon P eg. Na ko n ci své dráhy bolid vy buchl a rozd ělil se na tři části, zan ech al stopu viditelnou okem pak je š tě asi 2 S, triedrem asi 30s. Na A stronom ickém ústavu ČSAV v O ndřejově byl tento bolid pozoro ván fo to g rafick y a časem tedy o něm bu deme m ít v íce info rm ací. Z den ěk Krušina JASNÁ PERSEIDA Členové astronom ického pionýrského od dílu při lidové hvězdárně v Lošově u O lo m ouce, p racu jící na přehradě V ír u B ystřice nad P erštejn em pozorovali v noci 5./6. srpna 1981 v rám ci 8. m eteorick é expedice P er seidy 81 bolid — Perseidu. Byl pozorován 8 pozorovateli při m eteo rick é aparatu ře a 2 pozorovateli u fo to g rafick ý ch kom or na re g istra c i m eteorů. Bolid byl pozorován v souhvězdí C assiopeie, rad iant měl v sou hvězdí P ersea. D élka trv ání stopy byla 2 s, ry ch lo st 2, d élka stopy dráhy 15°, barva m odrá. Stopa po m eteoru byla pozorovatel ná 17 s. Z počátku m ěl m eteor ja sn o st —4 m, po 10° letu byl pozorován výbuch, který do sá h l až — 5m, poté se ja sn o st zeslab ila na původní magnitudu —4 m. P očátek dráhy m eteoru byl pozorován 40° nad obzorem, střed a výbuch 49° a ko n ec dráhy 55° nad obzorem . Jiří K on ečn ý JAK STARÝ JE VESMÍR? A stronom ové M arc A aronson, Jerem y Mould a John H uchra oživili opět starý spor o „sku tečn o u " hodnotu Hubbleovy konstanty, kterou se pokusili u rčit novou m etodou zjišťování v zdáleností galaxií. Z je jic h předběžných výsledků vyplývá, že s tá ří vesm íru — doba od velkého třesku — je m enší než 10 m iliard le t. Výsledek se zn ačn ě liš í od hodnoty 20 m iliard roků,
ktero u akcep tov ala v ětšina astronom ů již M pc- 1 , tedy tém ěř d vakrát v ětší než hod d esetiletí. Během této doby u čin ili n ě k teří nota uznávaná v posledních le te c h (50 km od borníci v ětší opravu Hubbleovy ko n stan s - 1 M pc- 1 ). ty, a le bylo jim věnováno velm i m álo po „O m lazení" vesm íru přivedlo nyní a s tro zornosti. Nyní se však očekává, že se m e fyziky do časové tísn ě, poněvadž již hvěz toda použitá A aronsonem , Mouldem a dokupám přiznali stá ří srovn ateln é s n o H uchrou prosadí. V yznačuje se totiž zv lášt vým odhadem doby, k te rá uplynula od v el ní jed nod u ch osti, p řím očarostí a zřejm ou kého třesku . A tyto útvary potřebovaly spolehlivostí. také čas ke svému vzniku. H ubbleova kon stanta H je konstantou Nyní může op ět vzplanout diskuse o uza úm ěrnosti m ezi v zdálenosti g alax ie r a je jí vřeném či otevřeném vesm íru. Z nových ry ch lo stí vzdalování v : v = H . t. J e jí r e c i výsledků totiž vyplývá, že hm ota znám ého proká hodnota — Hubbleův ča s — je prav vesm íru je ko n centrov ána v d aleko m enším děpodobné m ěřítko s tá ří vesm íru. H lze prostoru než se předpokládalo. Je jí střed n í jednoduše u rčit zm ěřením v a r , přičem ž hustota by m ohla p ře k ro čit onu k ritick ou v je možno relativ n ě le h ce z jis tit z rudého hodnotu, k te rá je nutná, aby se expanze posuvu sp ek tráln ích čar. Avšak u rčení vesm íru zbrzd ila a zm ěnila ve sm ršťování. vzdálenosti galaxie r může být velm i n e H. N. snadné a výsledek n ejistý . Ke stanoveni té to hodnoty jsou zapotřebí ind ikátory NOVÉ KOMETY? v zdálenosti, tedy o b jek ty v dané galaxii, u nichž znám e absolu tn í jasn o st. Potom již Podle zprávy o tištěn é v IAUC 3638 objevil z m ěřen í je jic h zdánlivé ja sn o sti lze určit P. S tattm ay e r (H errsch in g u M nichova) vzdálenost. Pro velk é vzdálenosti je nutno 6. září na ran n í obloze novou kom etu. Byla n a jít takové ind ikátory, z nichž je možno v blízkosti galaxie M 33, ja s n o st m ěla 13m odvodit svítivosti celý ch galaxií. a ohon d élky 50". Kometu m arně hledali Metoda A aronsonova a spol. je založena 7. září E. E verh art (D enver) a 12. září na sp o jito sti, kterou o bjev ili rad ioastronoC.-Y. Shao (O ak Rldge O bs.). V obou přípa mové B re n t Tully a Richard F ish e r v roce dech však byly pozorovací podmínky velm i 1975. Tito odborníci z jistili, že šířk a rád io špatné. vé čáry vodíku (21 cm ) s ab solu tn í ja s V IAUC 3640 bylo publikováno sd ělen í, že no stí v m odré o b lasti v lastně závisí na ro R. Howard o bjevil na sn ím cích získaných taci galaxie. H m otnější galaxie ro tu jí ry ch koronografem um ělé družice P78-1 novou le ji, aby od střed ivá síla udržela hmotu kom etu v těsn é blízkosti S lu n ce. Kom eta v rovnováze. Je tedy m ěřítkem ry ch lo stí byla n alezen a na 8 sn ím cích exponovaných ro ta c í tě ch to hvězdných systém ů: Čím ry ch 30. srpna 1979, z nichž se B. G. M arsden po le ji s e ten to ú tv ar pohybuje kolem středu, kusil p o čítat dráhu, je jíž ' elem enty jsou tím ry c h le ji se pohybuje plyn na jed n é za předpokladu vzdálenosti perihelu q = stra n ě sm ěrem k nám, na druhé stran ě 0,001 AU: opačně (p ry č od n ás) a tím je sp e k tráln í T = 1979 V III. 30,92 EC č á ra vlnové délky 21 cm „ro zm azan ější" oj = 83,42° 1 a tedy širší. Q = 9,81° } 1950,0 A aronson a spol. z jistili nyní hlav ní o b i = 142,42° J tíže té to m etody, jež sp o čív ají v užité sví Podle všech předpokladů jde o kom etu, tivostí v m odrém světle. Poněvadž je n u t která p atří k tzv. Kreutzově skupině, což no b rá t v úvahu a b sorp ci m ezihvězdného jsou kom ety s velm i m alou v zdáleností příprachu v g alax iích , požaduje ten to způsob sluní (viz např. RH 47, 4 —10; 1/1966). z jiště n í svítivosti v modrém světle značné /. B. opravy, k te ré vedou k n ejisto tám . Mimoto v této ob lasti zachytím e zářen í hlavně m la dých hvězd, je jic h ž p očet se může v růz SUPERNOVA V ESO 356-G20 ných g alax iích zn ačn ě lišit. Autoři zkoum ali g alax ie v in frače rv en é V galaxii typu S a ESO 356-G20 (MCG-7-6o b lasti A = 1,6 ,um, kde se p rach stává prů 13) objevil M. W ischnjew sky na negativu hled n ějším . Mimoto jsou zahrnuty do vý exponovaném 10. srpna 1981 J. Mažou su sledků i sta rší červ en é hvězdy, k te ré tvoří pernovu fo to g ra fick é ja sn o sti 15,0m. Hvězda podstatnou č á s t galaxií. Autoři sku tečně byla ve vzdálenosti 14" východně a 7 " jižn ě z jistili, že in fra če rv en á zářiv ost L g alaxií od jád ra g alaxie, je jíž poloha je (1 9 5 0 ,0 ): k o relu je d aleko lépe s je jic h ry ch lostm i a = 2h55,6m S = —35°46'. ro ta ce V než ja s n o st v modrém světle. E m piricky vychází, že L je úm ěrné Vi . T en Objev potvrdili L. Alday, J. Graham a to vztah lze fy zik áln ě odvodit. A. Landolt (C erro T o lo lo ); z fo to ele k tricZ prvních použití m etody pro vzdálené kých m ěření z 13. srpna d ostali jasn o st g alaxie, které se od n ás vzdalují ry ch lo st supernovy V = 16,18 a je jí barevné indexy mi m ezi 4000 a 6000 km s - * , vychází B — V = + 0 ,4 2 a U — B = + 0 ,1 8 . Hubbleova ko n stan ta H = 95 km s _1 IAUC 3627, 3628 l B ]
JAK STUDENÝ JE PLUTO? W. J. A ltenhoff a H. J. W endker m ěřili te pelné rádiové zářen í soustavy Pluto/Charon lOOm rad ioteleskopem v E ffelsbergu . Na fr e kvenci 22,8 GHz d ostali velm i nízkou horní h ran ici záření, z níž a z průměru planety a je jíh o albeda d ostali, že povrchová tep lota Pluta je m enší než 35 K. J ■B. INFRAČERVENÝ ZÁBLESKOVÝ ZDROJ? K nejvýzn am nějším výsledkům astro fyziky vysokých en erg ií druhé poloviny sedm desá tých le t se nepochybně řadí 1 objev nové třídy tzv. zábleskových rentgenových zdrojů (X -ray burst s o u rce s), k teré začaly být z k rá cen ě označovány jak o „burstery“ . Tyto zdroje vykazují n áh lé záblesky rentgenového zářen í s délkou trv ání vzestupné č á stí záblesku 1 —10 s a sestupnou č á stí o d élce trv ání n ě k o lik a m álo d esítek sekund. Interv aly mezi záblesky se pohybují od n ěk olika m inut až po n ěk olik m álo dnů. Často je tato záb les ková ak tiv ita doprovázena více či m éně ko n stan tn í rentgenovou em isí daného zd roje, což poukazuje na velm i pravděpodobnou m ožnost, že burstery patrně před stavu jí podtřídu k la sick ý ch rentgenových dvojhvězd, ve který ch dochází k ak reci hmoty na neutronovou hvěz du prostřed nictvím akrečn íh o disku (ačk o liv altern ativ n í hypotéza a k re ce na velm i hm ot né čern é díry n a c h á z e jíc í se v já d re ch ku lových hvězdokup n en í, alespoň v případě n ěk olika ko n krétn ích bursterů, zcela vylou č e n a ). Bohatou škálu zábleskové aktiv ity vykazuje zdroj MXB 1730-333 znám ý m ezí astrofyziky ja k o rapid bu rster (doslova přeloženo „rychlý b lý s k a č "), u kteréh o jsou pozorovány záb les ky v časové šk á le od n ěk o lik a sekund až po n ěk o lik hodin a dnů, přičem ž tyto záblesky vykazují různé tvary průběhu rentgenové křivky i různé am plitudy. MXB 1730-333 byl před časem ztotožněn se slabou in fra če rv e nou hvězdokupou Liller 1. Skupina ind ických astrofyziků (P. V. K u lkam i, N. M. Ashok, K rishna M. V. Apparao a S. M. C h itre) n e dávno oznám ila, že se jim v průběhu pozoro vání této hvězdokupy v in fračerv en ém oboru sp ek tra získaný ch 4. dubna 1979 pom ocí lm re fle k to ru observatoře Indického ústavu pro astro fyziku v B angalore podařilo ob jev it zá blesky ta k é v in fračerv en ém oboru. V prů běhu 2,5 h pozorování bylo na pozadí sta c io n árn í in fračerv en é em ise objeveno celk em 6 záblesků svými ch arak teristik am i siln ě při po m ín ajících tzv. rentgenové záblesky typu 1 pozorované u MXB 1730-333. T yp ická doba vzrůstu ja sn o sti v rám ci záblesku byla a si 2 s, typ ická doba poklesu asi 20— 30 s. Svítivost záblesků v o b lastí vlnové délky 1,6 m ikro m etru (In terv al 0,3 m ikrom etru) byla úm ěrná přibližně 2.1030 W. In fračerv en é zářen í zá blesků je podle výše uvedených autorů z ře j mě n etep eln é podstaty, je lik o ž nam ěřená sví
tivost, produkovaná v o blastí, je jíž rozm ěry patrně nepřevyšu jí 2 sv ěteln é sekundy, odpo vídá jaso v é tep lotě zd roje asi 7.107 K, kterou úd aje z rentgenového oboru sp ektra nepo tvrzují. Na základ ě údajů, k te ré jsou dosud k d ispozici, nelze zatím s d ostatečn ou dávkou pravděpodobnosti ozn ačit příčinu in fra če rv e ných záb lesků ; pozorování tohoto typu však bude nesporně ry ch le přibývat, takže se pa trn ě již brzy dočkám e dalšího přírůstku (resp ., což je pravděpodobnější, v íce přírůst ků) do obrovské rodiny hypotéz moderní astro fyziky . Z d e n ě k U rban PŘESNÉ MĚŘENI RADIÁLNÍCH RYCHLOSTI Rad iální ry ch lo st kosm ických o bjektů , n e boli složku ry ch losti ve sm ěru k pozorovateli, můžeme m ěřit z Dopplerova posunutí spek tráln ích čar. Stand ardní tech n ik a určování rad iáln ích ry ch lo stí obvykle nedovoluje zvý š it přesnost u rčen í pod hran ici 0,5 km s - 1 . Jednou z hlavních p říčin tohoto om ezení je povaha zdroje em isního srovnávacího spek tra, kterým obvykle bývá železný oblouk nebo argonová výbojka. Světlo srovnávacího zdroje totiž neprochází touž o ptickou cestou ja k o světlo hvězdy a vzhledem k tomu se zde projevují jis té rozdíly a posuny. Již v ro ce 1973 navrhli b ritští astronom ové — m anželé G riffinovi — zcela vypustit zdroj srovnávacího sp ek tra a o p řít se o ostré telurick é čáry vody a kyslíku, které v zn ik ají při průchodu světla hvězdy zemskou atm osférou. Brzy nato vyzkoušeli kan adští astronom ové tuto m etodu na spektru ob ří hvězdy s ostrý mi čaram i — A rktura. Pom ocí reflektoru o průměru 1,2 m poříd ili celkem 18 spektrogramů této hvězdy; ned osáhli však větší přesnosti v u rčen í rad iáln í ry ch lo stí než ± 2 5 m s - 1 . Jak se později z jistilo , příčinou této nepřesnosti je sku tečn o st, že se poloha telu rick ý ch čar, zejm én a pak č a r O2, mění se zm ěnam i atm osférick éh o tlaku. Campbell a W alker z univerzity v Columbii (K an ad a) proto vyvinuli novou metodu se zaru čeně nehybným zdrojem srovnávacích ab sorpčn ích čar. Do o p tick é cesty paprsků hvězdy um ístili nádobku s plynným flu o ro vodíkem , jen ž se vyznaču je m nožstvím o st rý ch absorpčn ích čar v okolí 870 nm. Tyto absorpčn í čáry se pak exponují na desku, nebo jsou sním ány televizně, spolu s ča ra m i pozorovaného objektu. R ealizátoři tohoto po kusu se m useli vypořádat s řadou neobvyk lých tech n o log ický ch problémů. Jak je zná mo, fluorovodík je jednou z n e jag re siv n ě jších kyselin, k te rá leptá sklo i křem en. Nádoba s plynným fluorovodíkem m usela m ít proto safíro v á okénka, k terá působení HF od olá v ají. Plyn v nádobce m usel být zahříván na pom ěrně vysokou teplotu, aby zde ned ochá zelo k polarizaci a bylo třeba provést zvlášt ní opatření proti možnému úniku lep tajícíh o plynu z nádobky. První testy zvýšily p řesn ost m ěření na cca
20 m s - 1 , po zavedeni jistý ch úprav by se m ohla přesnost m ěřen í zvýšit až o řád. Vzniká otázka, k čem u v lastně potřebujem e n ato lik přesn á m ěření rad iáln ích rych lostí. Již nyní se rý su jí n ěk teré m ožnosti ap lik ace, například na vyšetřování pohybů v atm o s fé rá ch hvězd nebo hledání planet o b íh a jí cích kolem hvězd pozdních sp ek tráln ích tříd. Uvedenou m etodou by bylo možné zjistit existe n ci planety Ju p itera, neboť ten vnáší do ra d iáln í ry ch losti Slu n ce v ariaci o veli kosti 0,01 km s _1. Dá se o ček ávat, že se tato metoda p řes ného určování rad iální ry ch losti brzy rozšíří, neboť je efek tiv n í a navíc, autoři této metody již připravují výrobu většího počtu trubic s fluorovodíkem . Z d e n ě k M ik u lá š e k SVĚTELNÁ ÚČINNOST
u
b o l id ú
N alézt e xak tn í souvislost mezi ry ch lo stí, hm otou a ja s n o stí světeln é dráhy m eteo ric kého tě le s a je v sou časné době n e jp a lč iv ě j ším problém em m eteorick ého výzkumu. Vztahy jso u pom ěrně jednoduché, pokud prům ěr č á ste č e k (m eteoroidů ) je m enší než 1 cm. T ělísk a této veliko sti shoří ve výš k ách 80 až 110 km nad zem ským povrchem. Atomy odpařené hm oty jso u většinou e x c i továny a ionizovány. Při n árazech navíc e x c itu jí a io n izu jí m olekuly atm osféry. Sví tivost m eteoru je úm ěrná ztrátě k in etick é en erg ie uvolněných atomů. K o nstanta úm ěr nosti závisí na složení tě le s a (kám en, ž e le z o ), fy zik áln í struktuře a ry ch lo sti p ad ají cího m eteo rick ého tě lísk a . U v elk ých tě le s je problém slo ž itě jší. Podstatnou č á st své en erg ie a hm oty pozbudou ve spodních v rst v ách atm o sféry, kde je střed n í volná dráha m olekul pod statně m en ší než prům ěr pada jíc íh o tě le sa . Vzduch je tělesem stlačo v án a na o k ra jích vzduchového p o lštáře vzniká rázová vlna, přičem ž se za tělesem vytváří turbulentní proudění vzduchu. Září n ejen tato ob last vzduchu, a le i sam otná m eteo rick á tě le sa . Jak vyplývá z pozorování Super-Schm idtovým i kam eram i, není pohyb m alých tě le s v atm o sféře pod statně zbrzděn. Ke ztrátě en erg ie dochází převážně vlivem ztráty hm oty. U v ětších č á s tic n a stá v a jí d alší těžkosti tím , že jsou v atm osféře siln ě zbrzděny, často až k ry ch lo stem volného pádu. Přitom má em itované zářen í původ v n ě k o lik a zd rojích. N ejprve byla světelná účin n ost podrobně d iskutovaná s ohledem n a zbrzdění (D. ReV elle, R. S. R ajan , Journal of G eophysical R esearch 84, 6255; 1979). Autoři vyzdvihují sk u tečn o st, že když se m eteo rick á tě le sa pohybují v hlubších vrstvách atm o sféry, je n e jv ě tší podíl záření v UV oblasti. Bohužel zatím m ohla být je jic h teo rie ověřena pouze na tře c h pád ech m eteoritů, dokum entova ný ch fo tog rafiem i. Jsou to m eteority P ří bram ( C S S R ) a In n isfree , případně Lost City (oba USA).
Jasn o st bolidů závisí na výšce a ry ch lo s ti. Přitom vzniká m ezi procesem n atav en í a světeln é em ise u rčité fázové zpoždění. Ú čin nost svítivosti je pom ěrně kom plikovaná fu n kce ry ch lo stí tě le sa . V případě m eteo ritů In n isfree a Lost City obnášela 0,3 % , pro příbram ský m eteo rit vychází 0,04 % . Hodnota 0,3 % je tém ěř o řád vyšší než do savadní em p irické dohady. Podle nové teo rie v zn ik ají tedy bolidy z m eteo rick ých tě le s , k te ré jso u podstatně m enší než se doposud předpokládalo. To znam ená, že množství m ezip lanetární hm o ty, k te rá form ou bolidů zasáhne Zemi, musí být zm enšeno zhruba 5 až lO krát. Si/W 14, 20 11/81) H. N. ODCHYLKY ČASOVÝCH SIGNÁLŮ V SRPNU 1981 Den 3. V III. 8. V III. 13. V III. 18. V III. 23. V III. 28. V III.
U Tl-UTC + 0,3296s + 0,3196 + 0,3099 + 0,3006 + 0,2921 + 0,2852
UT2-UTC + 0,3262* + 0,3125 + 0,2993 + 0,2867 + 0,2751 + 0,2654
Časové znam ení čs. rozhlasu se vysílalo z kyvadlových hodin dne 3. V III. od 0h30m do 6h30m SEČ. — V y sv ětlen í k tab u lce viz ŘH 62, 18; 1/1981. V. P t á č e k
Z á k la d y a s t r o f y z ik y pro z a č á t e č n í k y RŮZNÉ TEPELNÉ ROVNOVÁHY Ja k bylo uvedeno v č. 9, lonty s e srá ž e jí tak é s elek tro n y a mohou od n ich p řijím at energii, ale pro velký rozdíl hm otností se při každé srážce může předat je n m alá část k in etick é energ ie (ta k ja k o m íč se odrazí od zao ceán sk éh o parníku a n eztratí přitom nic ze své k in e tick é e n e rg ie ). Proto in te r akce mezi podsystém y A a B je relativ n ě slabá, ionty a elek tro n y jso u jak o b y od sebe tep eln ě izolovány. Je stliž e elektronům dodáváme nebo ubírám e en erg ii takovou rych lostí, že ji n e sta čí dost ry ch le vyrovná vat s lonty, ale s ta č í se přitom udržovat M axwellovo rozd ělení m ezi sam ým i e le k trony, budeme mít v plazm ě dvě teploty v zájem ně různé: elektronovou Te a io n to vou Ti. Je stliž e podstystém y A a B jsou však spolu v tep eln é rovnováze (ve hvězdné atm osféře je tomu tak skoro vždycky, opět s výjim kou takových situ a cí ja k o je chrom o sférick á e ru p ce ), nazývám e je jic h spo lečnou teplotu k in etick o u teplotou plazmy. C. N aprostá v ětšin a srážek iontů s e le k trony je pružná, tj. k in e tick á en erg ie se
v nich zachovává. Pouze při n ěk terý ch srá ž k ách dochází ta k é k e x c ita c i a ion izaci, popř. d ee x citaci iontů — k in e tick á en erg ie se vy m ěňuje s v nitřní en erg ií iontů. A jsou to právě je n tyto pom ěrně říd ké nepružné srá ž ky, při nichž dochází k in te ra k ci m ezi pod systém y A a C, resp. B a C. Vím e již co to znam ená, že jsou v rovnováze k in e tick é stup ně voln osti; čá stice m ají M axwellovo rozd ě le n í ry ch lo stí. Kdy mluvím e o tep eln é rovno váze v nitřních stupňů v oln osti? Tehdy, je s tli že pravděpodobnost toho, že iont je v kvanto vém stavu s energ ií z je úm ěrná e x p (—t!k T ] [Ar je opět Boltzm annova k o n sta n ta ). Kon stantu úm ěrnosti určím e opět tak , aby sou č et všech pravděpodobností byl roven jed n é; takovém u rozd ělení iontů do různých v n itř n ích stavů říkám e Boltzm annovo. P on ech ám e-li tedy ionty a elek tro n y spolu v klidu, ustaví s e . n ejprve rovnováha podsy stém u A, později B, je š tě později A + B (tedy vyrovnají se iontová a elek tronov á k i n e tick á tep lo ta) a až po pom ěrně dlouhém č a se se do rovnováhy d ostane také podsy stém A + B + C. Podsystém C se sám o sobě do rovnováhy (p ři níž by m ěl např. jin ou teplotu než je k in e tick á tep lota plazm y) do s ta t nem ůže, neboť jed no tliv é ionty si mohou vnitrní energ ii vym ěňovat p rak ticky je n pro středn ictvím k in etick ý ch stupňů volnosti. Je stliž e podsystém C n eu stále vyrušujem e tím , že mu dodáváme nebo ubírám e energ ii zvenčí může se tak é stá t, že se nikdy do tep eln é rovnováhy nedostane. D. Ja k lze n ejsn áze narušovat podsystém C? Ten, na rozdíl od podsystém ů A a B, může interagovat s podsystém em D, tedy se z á ře ním. Při p ohlcen í nebo vyzáření fotonu se p řece dodá nebo ubere en erg ie vnitřního s ta vu iontu a ne jeh o k in e tick á energ ie. Jestliže tedy podsystém D není v tep eln é rovnováze (a vzpomeňme, že podle d efin ice je atm o s féra právě ta č á st hvězdy, v níž záření není v tep eln é rovnováze), potom si konkuruje in te ra k ce C s A a B na jed n é stra n ě (ta se snaží uvést C do rovnováhy s A + B ) a in te r a k ce C s D na stran ě druhé (ta ovšem C z této rovnováhy vyvád í). C se podřídí s il nějším u. Srážkových přechodů iontu z je d noho vnitrního stavu do druhého bude tím v íce, čím je plazm a h u stší; zářivých p ře chodů tím v íce, čím je in ten ziv n ější pole zá ření. O becně lze říc i, že ve fo to sfé ře (v n iž ších vrstvách atm osféry) p řev lád ají srážkové přechody a C je tedy v rovnováze s A + B. V tom případě je vešk erá látk a (ne záře n í!) v daném m ístě v tep eln é rovnováze, a m lu víme proto o lo k áln í term od ynam ické rovno váze, označované zkratkou LTE. Ve vyšších vrstvách, v chrom osféře, mohou už převládat zářivé přechody nad srážkovým i, srážky s elek tro n y a ionty tedy už n e sta čí napravit poruchy v tep eln é rovnováze, způsobené n e rovnovážným zářením D a podsystém C tedy nebude v tep eln é rovnováze. Tato situ ace se v literatu ře běžně označu je jak o non-L T E
(někd y se jí řík á tak é k in e tick á rovnováha). Uvědomme si ovšem , že in ten zita záření vel mi siln ě závisí na fre k v e n ci a tak é že různé atom ové stavy in te rag u jí s fotony různě s il ně. Můžeme proto m ít skupinu stavů (obvykle to býv ají vyšší excito v ané stavy atom u ), k te ré se zářením In terag u jí tak slabě, že srážky přev lád ají, takže tato skupina stavů bude m ít Boltzm annovo rozd ělení. V tom též m ístě tytéž atom y, jso u -li např. v n ejn ižších dvou stavech, in te rag u jí se zářením velmi siln ě , takže to, k olik atom ů se n ach ází v tě ch to dvou stavech , je určeno převážně zářením , ne k in etick ou teplotou v daném m ís tě. Pojm y LTE a n on -L T E tedy n ejsou abso lu tní, v ztahují se n e je n k určitém u m ístu v atm o sféře a k danému atom u, ale dokonce někdy i k u rčité skupině stavů tohoto atomu. M artin M a c h á č e k
Kalkulátory v a s tr o n o m ii VÝPOČET SOUMRAKO A SVÍTANÍ Z ačátky svítání a kon ce soum raků jsou pro p ozorovatele často rozhodujícím úda jem při plánování začátk u nebo kon ce po zorování. Pro zem ěpisnou šířk u p = 50° a středoevropský poledník jso u uváděny ve H vězdářské ro č e n ce ; protože rozdíly mezi časy soum raků pro dané datum jsou v je d n otliv ých le te c h n ev elk é (b ý v ají obvykle je n n ěk o lik m inu t), sta čilo by vypočítat je n jed nou příslušnou tabulku soum raků a tu pak používat. Pokud ovšem ro čen k a není k dispozici nebo ch cem e znát okam žik za čátk u (k o n ce ) soum raku pro jin é m ísto, lze je j snadno v ypočítat i pom ocí jednodu ch ých kalku látorů . Pro výpočet potřebu jem e znát (tj. zadá vám e ja k o vstupní d ata)
sin h s—sin a sin Ss c o s T0 = ----------------------— --------cos f cos ás přičem ž výška S lu n ce h s = — 6° odpovídá případu občan ského soum raku, h s = — 12° nau tického a fts = — 18° astronom ického soum raku. Po převodu T0 do časové m íry ( hodiny + + zlom ky hodin) u rčím e ča s ko n ce soum ra ku (při západu S lu n ce ) tz, resp . ča s za čátk u svítán í (p ři východu S lu n ce ) tv po m ocí vztahů tz =
To+ 12 —
řv =
12— T o— E.
E
Pokud pro dané
. Při výpočtu pochopitelně n ásled u je hlášen í chyby. T e s to v a c í p ř ík la d : Zadáme
občan ský nau tick ý astronom ick ý
kon ec soum raku 18h19m 18 56 19 35
z a čá tek svítán í 5h22m 4 44 4 06
Vidím e, že výpočet je opravdu snadný. I ta k je třeba je j slo žit z n ěk o lik a č á stí — výpočtu ás, výpočtu E a pak teprve n á sle duje v lastn í výpočet tz, tv. S tím to postu pem — to tiž skládáním program u z n ěk o lik a d ílčích celk ů — se při program ování ča sto setk ám e. Je nap rosto správné takto postupovat — jed n ak můžeme v olit různé postupy při výpočtu (napr. d ek lin aci Slu n ce lze p o čítat s různou přesn ostí podle k o n k rétn í p otřeb y ), jed n ak se tím zjed n o dušuje opravování chyb při ladění p ro g ra mu. Z d en ěk P okorn ý
Z l i d o v ý c h hvězdáren a astronom ických kroužků 20. VÝROCI TRVÁN! HVĚZDÁRNY VLAŠIM Dne 10. června 1981 uspořádal astro n o m ický kroužek lidové hvězdárny při Domu kultury ve V lašim i slav n o stn í schůzi ke 20. výročí trvání této význam né in stitu ce S třed o česk éh o k raje . Na úvod si p o četn í n áv štěv n íci spolu s člen y astronom ického kroužku připom něli h isto rii hvězdárny a vzpom něli na již z e snulé čle n y kroužku. Úvodní slovo pronesl řed ite l lidové hvězdárny ve V lašim i Jan Z ajíc. Byly prom ítnuty d okum entární film y o výstavbě a otevření hvězdárny. Hlavní
/
Dr. L. K ř iv s k ý z A s t r o n o m ic k é h o ú stavu ČSAV v O n d ře jo v ě l v le v o ) a J. Z a jíc, ř e d it e l h v ě z d á r n y V la šim p ři d e b a t ě n a s la v n o s tn í s c h ů z i k 20. v ý r o č í trv á n í h v ě z d á r n y d n e 10. č e r v n a 1981. program však p atřil před nášce RNDr. L a d islava Křivského, CSc. z A stronom ického ústavu ČSAV v Ondřejově o S lu n ci a jeho čin n o sti, doprovázenou diapozitivy a f i l mem. V ýborná před náška našeho předního slu nečn ího fyzika b yla o cen ěn a všem i p ří tom ným i. Schůze s e d ále mimo jin ý ch zú ča stn ili Jan Lažan, předseda MěstNV ve V lašim i, Ladislav Lang, vedoucí Domu k u l tury ve V lašim i, ing. Jaro slav Šuk z hvěz dárny v Opici a před stav itelé vlašim ských podniků a škol. Po před nášce pak členové astronom ického kroužku provedli besedu pod hvězdnou oblohou spojenou s pozoro váním zajím avý ch o bjektů . Celý v ečer se velm i vydařil a náv štěv níci i organizátoři od cházeli s opravdu příjem ným i pocity. Vzpom eňme v k rá tk o sti h isto rie a stro nom ie ve V lašim i. A stronom ický kroužek Sdruženého závodního klubu B lan ík B la n ic k ých stro jíre n byl založen 22. září 1953. Po n ěk olik a le te c h p ráce tohoto kroužku bylo rozhodnuto o výstavbě lidové hvězdárny, s kterou bylo započato 9. kv ětna 1958. Za 3 roky neúnavné obětavé p ráce m noha p ra covníků v yrostla budova hvězdárny s je d nou kopulí, přednáškovou sín í pro 60 osob, dílnou, fotokom orou, sociáln ím i zařízením i a pozorovací plošinou na střeše. Stavba byla dokončena v a k ci Z a slav n o stn í o te vření lidové hvězdárny ve V lašim i se usku tečn ilo 13. května 1961 k p říležitosti 40. vý ro čí založení KSC. Bylo přítom no mnoho lid í z celéh o V lašim ska a okolí, slav nostní otevřeni provedl bývalý řed itel hvězdárny na P etříně F ra n tiše k Kadavý. Lidová hvězdárna s to ji na již n í stran ě V lašim i sm ěrem na K ondrac, a si 2 km od středu m ěsta, obklopena zahradou, v k rá s ném prostředí k ra jin y pod bájným B la níkem . Bude vhodné si d ále připom enout práci vlašim ské hvězdárny. T ěžiště spočívá p ře devším v osvětové, p ropagátorské čin nosti. Uvědomím e-li si, že hvězdárna ve V lašim i
H v ěz d á r n a v e V lašim i, k t e r á o s la v ila p ř e d n e d á v n e m 20. v ý r o č í s v é h o trv á n í. A s tro n o m ic k ý k r o u ž e k o b d r ž e l p ři té p ř íle ž ito s ti č e s t n é u z n á n í R ad y M ě s ts k é h o n á ro d n íh o v ý b o ru V lašim i. ( F o to J. K u lík .) je jed inou v celém širokém okolí (je stliž e nep očítám e v to hvězdárnu v S ed lčan ech a v P raze), pak je jí čin n o st v této o blasti je velm i důležitá. N ejbližší čin né hvězdárny by potom byly až ve Slan ém a Jindřichově H radci! Přesto však m yslím , že čin n o st vlašim ské lidové hvězdárny zůstává stá le ned oceněn a a zaslou žila by si u rčitě více pozornosti, zejm én a ze stran y okresn ích orgánů. O tom svěd čí hlavní d alekohled hvězdárny, jím ž je dosud pouze m alý Zeissův re fra k to r 80/1200 mm. O tázka pořízení nového výkon nějšího dalekohledu by se m ěla v n ejb ližší době zcela jis tě vyřešit. K odborné čin nosti uvedm e, že od roku 1978 spolu pracuje hvězdárna s A stronom ic-
Souhvězdí se ve rn í o b l o h y
kým ústavem ČSAV v O ndřejově v oblasti sled ován í Slu n ce (služba FOTOSFĚREX) a podílí se na celonárodním úkolu sledování S lu n ce spolu s dalším i hvězdárnam i a kroužky ve spolupráci s hvězdárnou ve V a lašsk ém M eziříčí. Členové astronom ického kroužku se zabývají v lastn í odbornou prací ve slu n ečn í fy zice, m eteo rick é astronom ii, a pozorováním i prom ěnných hvězd. Hvěz d árna nem á v sou časnosti žádného stáléh o p racovníka, členové astronom ického krouž ku m ají jin á zam ěstnání a tuto práci vyko n áv ají ve svém volném čase. Do budoucnosti p řejem e lidové hvězdárně ve V lašim i hodně úspěchů v je jí d alší č in n osti. Z d e n ě k K ru šin a
RYBY, Pisces (-ciu m ), Pse
PROMĚNNÉ HVĚZDY N ázev
a (1 9 7 5 ,0 )
S (1 9 7 5 f l )
m ax.
m in .
TX UU TV R
23h45m07s 0 13 41 0 26 44 1 29 21
+ + + +
6,9p 5,9p 4,6v 7 ,lv
7,7p 5,99p 5,2v 14,8v
Pse Pse Pse Pse
3 °2 0 '5 2 " 8 40 56 17 45 19 2 45 14
P e r io d a ( d n y ) —
0,8417 49,1 344,14
Typ Ib EA SR M
S p e k tr u m N0(C62) A9s + A9s M3 III M3e-M4e
HW DALŠÍ OBJEKT NGC
M
a (1 9 7 5 ,0 /
6 11975,0)
D ruh
628
74
lh35,3m
+ 15°40'
G
V ysvětlen i k m apce souhvězdí Ryb a k ta bulkám n ajd ete v ŘH 62, 151; 7/1981. O. H la d , J. W e is e lo v á
cc
N á z ev
32134 32415 32647 32879 32917 33262 963 1258 1441 1839 2055 2139 2452
4 jS P se 6 y P se 10 9 P se 17 i Pse 18 A P se 28 co P se 63 i Pse 71 £ Pse 83 z Pse 99 n P se 106 v Psc 110 o P se 113 a P se
m
4,52 3,69 4,28 4,13 4,51 4,01 4,44 4,28 4,51 3,62 4,44 4,26 3,82
a 11975,0/
23h02,6m 23 15,9 23 26,7 23 38,7 23 40,8 23 58,0 0 47,4 1 01,6 1 10,3 1 30,1 1 40,1 1 44,1 2 01,1
H l a l i 11975,0) fit S ) Cio—3) " (1 0 —3)s 0 + 50 — 8 + 25 — 9 + 10 + 6 — 6 + 5 + 2 — 2 + 5 + 2
+ + + + + + + + + + + + +
3C4 1 ' 3 09 6 14 5 29 1 39 6 44 7 27 7 45 29 57 15 13 5 22 9 02 2 38
N o v é kni hy a publikace • B u lletin čs. a s t r o n o m ic k ý c h ú stavů , t o č . 32, čís. 5 obsahuje tyto vědecké p ráce: V. V. Lucen ko a 5 spoluautorů: Spektrom etr nábojů a hmot e lek trick y nabitých č á stic vysokých en erg ií — I. Hubený: Přenos zářen í ve sp ek trá ln ích ča rá ch vně MTR při neúplné redistribuci podle frek v en cí (I. Obecný profil em isn ích č a r] — V. Bumba, J. Suda a V. N. Iškov: Vztah mezi eruptivní em isí pozoro vanou v čáře H a a elem enty jem n é struktury slu n ečn ích skvrn — S. Knoška a L. Křivský: Typy slu n ečn ích skvrn, m ag n etick á k la s ifi k ace a produktivita erupcí v cyklu č. 20 — A. H ajduk a G. Cevolani: So u časn á radarová pozorování m eteorů v O ndřejově a v Budrío — L. S eh n al a L. Pospíšilová: S rážky um ělých družic na dráze kolem Země — J. Vondrák: Vliv sek u lárn ích změn e x ce n trícity zem ské dráhy na pohyb M ěsíce. — Na konci č ísla jsou recen ze kn ih : Oort and the U niverse; Astronom y and A strophysics A bstracts, Vol. 27; The B rig h test S ta rs; Dynam ics of the M agnetosphere. — V šechny práce jsou psány a n g lick y s ruským i výtahy. -pan • R. DrOssler: K d y ž h v ě z d y b y ly j e š t ě b o h y . Panoram a, Praha 1980; 248 str. textu , 48 str. přílohy; váz. K čs 34,—. — Podtitul knihy „S lu n ce, M ěsíc a hvězdy ve světle arch e o logie, umění a kultu“ snad je š tě lépe ch a ra k terizu je obsah knihy než titul. Z něm eckého originálu, vydaného v r. 1976 lipským n a k la d atelstvím P rism a-V erlag Zenner und Gurchott jí přeložil J. P oláček a doslovem opatřil A. Robek. N ení n ejm en ších pochyb, že kniha je velm i zajím avá a u žitečn á, jis tě si ji p ře čtou vštchni, k teří se z a jím a jí o h isto rii po znávání vesm íru. Hvězdná obloha, Slu n ce, M ěsíc a p lanety poutaly od nepam ěti zájem člov ěka a okolnost, že je nem ohl ovládnout,
(1 0 -3 )"
R km/s
10 25±5 14±5 64d=7 24±7 12±6 16 29 20 18 34 18 25
+ 3 — 13,6 + 5,8 + 4,7 + 12,4 + l,9 v + 32 + 7 +30v + 15 0 + 14 + 9v
Sp
— 6 B5ep V + 22 G8 III — 43 K1 III — 435 F7 V A7 V — 146 — 111 F4 IV K5 III — 47 + 2 9 f ^KO III — 361 K0 III-IV — 6/ G8 III + 5 Í |K3 III + 5 3 S |G9 III + l9iA 0 p + A 3m
Pozn.
s
D
D, s, s
dávaly vzniknout představám o nadpřiroze n osti kosm ických objektů . V dávné historii v zhlížel člověk s úctou a bázní k obloze a tak není divu, že obloha a jed n o tliv á tě le s a na ní byly pro něho bohy. O tom, ja k tomu bylo v Evropě, v Asii a v A m erice od pradávných dob autor zasvěceně a poutavě vypráví. Re cen zen t však nen í arch eo log , histo rik ani ku n sth isto rik, ale p řece se mu zd ají něk teré in te rp re ta ce dosti um ělé. Co však nelze knížce nevytknout, jsou četn é nesprávnosti, omyly a nesm ysly, pokud jd e o astronom ii; každý astronom am atér na ně jis tě přijd e sám , ta k že je zde nen í nutno uvádět. Zabraly by o statn ě mnoho m ísta a je spodivem , že vy d avatelstv í Panoram a nepovažovalo za nutné dát recenzo vat překlad také odborníkovi z astronom ie — u rčitě by se to bylo vypla tilo. Jin ak velm i pěkná a zajím avá kniha tak zn ačn ě z trá c í na své cen ě a čten á ř astronom se asi neubrání dojmu, zda v n í nejsou po dobné om yly a nesprávnosti i z jin ý ch oborů. J. B. • I. N. G alkin, W. W. Sch w arew : R e is e z um M itte lp u n k t d e s M on d es. BSB B. G. Teubner V e rla g sg ese llsch a ft, Leipzig 1980; str. 100, 24 obr., brož. NDR 4,50 M (c e n a v prod ej nách Z ahraniční literatu ry v ČSSR asi Kčs 1 5,— ). — Výzkum M ěsíce koncem sedm de sá tý ch let dospěl ke shrnování výsledků získan ý ch autom atickým i sondam i typu Lu na a n ěk olik a lety s posádkou v projektu A pollo. Protože se m ěřen í prováděla přímo na povrchu M ěsíce, bylo možno využít ke zkoum ání jeh o stavby m etod obvyklých v g eo fy zice, tedy zejm én a v seism ologii. Z ískané úd aje o vnitřním uspořádání M ěsí ce a analýza vzorků z povrchu dovolují dnes blíže poznat n e je n histo rii našeho souputníka, a le i h isto rii vzniku a vývoje Země a c elé slu n ečn í soustavy. Sovětští autoři v ú tlé pu blikaci, je jíž překlad do něm činy mohou dobře využít i naši něm ec ky čto u cí am atéři, hutnou form ou shrnuli základ n í data o povrchových vrstvách Mě s íce , o jeh o seism ick é aktiv itě, o lunárních
m askon ech atd. Závěrem popisují sou časné představy selenologů o struktuře M ěsíce, jeh o vzniku a vývoji. V ysvětlení odborných g eo log ick ý ch výrazů najdou čte n á ři v před mluvě nebo na příslušných m ístech textu. Po kn ize, ať už v ruském originálu [vyda ném v M oskvě 1977 vydavatelstvím Znanije ) nebo v něm eckém překladu jis tě sáh nou ti, k te ří n em ají v knihovně m ísto na objem né svazky u čených knih a p řece se c h tě jí dozvěáět o M ěsíci něco podstatného. M. Š o lc • S o la r P h e n o m e n a in S ta rs a n d S te lla r S y s te m s (S lu n e čn í ak tiv ita na hvězdách a ve hvězdných sy sté m e ch ], editoři sborníku R. M. Bonnet, A. K. Dupree. NATO Ad vanced Study In stitu tes S e rie s, Ser. C., D. Reidel Publishing Comp., D ordrecht 1981; str. 591, 30 příspěvků, závěrečn é shrnutí, autorský a předm ětový re js tř ík ; cen a $ 69,50. — V sou časn é době se díky rozvoji pozoro v ací tech n ik y pozem ské i ko sm ické začín a jí sbližovat i dosud n ep říliš propojená od větví astro fy zik y , to tiž fyzika S lu n ce a obvyklá s te lá rn í astro fyzika. D ěje, k teré jso u běžně pozorovány na Slu n ci, se nyní z a č ín a jí studovat i u o statn ích hvězd. P ří kladem může sloužit důkaz přítom nosti skvrn na povrchu prom ěnných hvězd typu RS CVn, nebo již déle znám ý výskyt erupcí na červen ých trp aslících . Tomuto sje d n o cen í obou odvětví výzkumu bylo věnováno m ezinárodní sympozium, k te ré se konalo v Bonas ve F ra n c ii od 25. 8. do 5. 9. 1980. Sborník z tohoto sym pozia je rozdělen do č ty ř č á stí — první p řináší ob ecn é c h a ra k te ristik y stavu výzkumu slu n ečn í aktiv ity a slu n ečn ích m ag n etick ých polí. Jsou s e s ta veny slu nečn ím i fyziky a mohou sloužit ja k o úvod do problem atiky právě tak dobře ja k o i ak tu áln í rew iev. Pojednává se zejm é na o souvislosti ro ta c e , m ag n etick éh o pole se slu n ečn í aktivitou, ukazuje se, že vápní kové sp e k trá ln í čáry H a K jsou citliv é na eru pce a mohou být je jic h ind ikátorem i u jin ý ch hvězd a rozebírá se možný ch a ra k te r period ický ch fo to m etrick ý ch změn hvězd v souvislosti se slu n ečn í periodou Jsou vysvětleny tak é základ y fyziky slu n e č ního plazm atu v m ag netick ém poli. Další č á st se týk á vnitřní stavby hvězd. Je zam ě ře n á na výklad modelů v nitřní stavby hvězd a S lu n ce a na o sc ila c e hvězd. Rozsah tře tí čá sti zasvěcené korónám a chrom osférám ukazuje, že zde lze teo rie podepřít mnoha pozorováním i. C hrom osféry ukazují c h a ra k te ristic k é v lastn o sti v u ltrafialov ém oboru, koróny v m ěkkém rentgenovém . Převážně jso u tedy zpracovávána data z astro n o m ic kých s a telitů IUE a E in stein . N ěkolik p ří spěvků n asv ěd ču je tomu, že již brzy bude dokončen v šeobecně p řija te ln ý m odel za hříván í koróny. D alší příspěvky porovnávají v lastn o sti slu nečn ího větru a pozorovaných důsledků hvězdného větru u jin ý ch hvězd. S tím souvisí i procesy úniku hm oty
z hvězd (m ass lo ss) a in te ra k ce hvězdného větru s okolohvězdným m ateriálem . Ve čtv rté čá sti je ja k o obvykle zdůrazněno, že n e jv íce in fo rm ací získávám e nikoliv od n e jč a s tě ji se v y sk y tu jících „zd ravých" n e prom ěnných hvězd, ale od případů „pato lo g ick ý ch " — od prom ěnných. Zároveň se ukazuje, že toto tvrzení není z cela správné, neboť s tá le ro ste m nožství hvězd, u nichž je prokázána prom ěnnost. Mezi takové bude asi patřit i S lu n ce, neboť z analýzy rad io aktivního uhlíku v leto k ru zích sta rý ch stro mů plyne, že podobná údobí bez slu n ečn í čin n osti ja k o Maunderovo minimum se opa kovala n ě k olik rát v posled ních n ěk olika tisíc íc h let. Dlouhodobá prom ěnnost hvězd může souviset s je jic h v nitřní stavbou, se zm ěnam i čin n o sti m ag netick éh o dynam a. Jeden příspěvek sh rn u je problém n ed o stat ku slu n ečn ích n eu trin až dodnes, re fe ru je tedy i o te o riích s úvahou nenulové hm ot nosti neu trin . Zvlášť příhodné podmínky pro pozorování ch rom o sférick ý ch a koronáln ích dějů n ab ízejí dvojhvězdy. Zvlášť za jím avé jso u proto hvězdy typu RS CVn, W U m a, VW C ep a d alší. Ranou histo rii hvězd slu nečn ího typu (sp e k trá ln í typ G) o sv ětlu je např. studium Hyád. V d alších příspěv cích jsou rozpracovány te o rie hvězd ných eru pcí, hvězdných skvrn, fo to sfé rických m ag n etick ý ch polí atd., v četn ě in te r p retace m ikrovlnných rádiových pozorování Slu n ce a odhadu, ja k se podobné jev y pro je v í u hvězd. Sborník je určen odborníkům ve slu n ečn í fy zice a stelárn ím astronom ům , k te ří se zabývají ja k sp ektroskop ií, tak fotom etrií. Vzhledem k referativn ím u ch a ra k teru v ětšiny příspěvků však může být c en ný i pro pracovníky v jin ý ch o b lastech astro fyziky , k te ří si ta k z je d in é knihy m o hou u čin it aktu áln í přehled o ry ch le se ro z v íje jíc í fy zice lo k áln ích procesů v a tm o sfé rách hvězd. V tom to ohledu je sborník „S o la r Phenom ena in S ta rs and S te lla r S y stem s" prvou publikací většího rozsahu v daném odvětví astro fyziky . M. Sole • Z. Pokorný, J. Š ilh án : P o z o r o v á n í z á k r y to v ý c h d v o jh v ě z d . Vyd. Hvězdárna a p lan e tárium M ikuláše K opernika v B rně, 1981; str. 24; m etodický m ateriál pro hvězdárny, p lan etária, astro n o m ick é kroužky a pozo ro v atele prom ěnných hvězd. — B rněnská hvězdárna říd ící od r. 1961 celonárod ní od borně výzkumný úkol pozorování prom ěn ných hvězd, dosáhla za d vacet let pozoru hodných výsledků. V pozorovacím progra mu jsou těsn é zákrytové soustavy, vhodné pro vizuální sled ování, je jic h ž pozorování je naléhavé. Hvězdárna zpracovává a pu b lik u je výsledky pozorování a p eču je p ra videlným i prak tik y a sem in áři o výcvik po zorovatelů. Nyní vychází pro potřebu pozo rovatelů dobře zpracovaný m etod ický n á vod (již druhá v e rz e ). Po úvodních in fo r m acích o typ ech prom ěnných hvězd a me-
zinárodní org an izaci je jic h pozorováni je rozvinuta podrobněji geom etrická a fy z ik á l ní p roblem atika zákrytových dvojhvězd. Po zorovatel se seznam uje s c íli vizuálních pozorování, přesným určením okam žiku m inim a přispívat k u rčen í oběžných p ara m etrů soustavy, přesnou fotom etrick ou p ra c í přispět k u rčen í sv ěteln é křivky nebo je jíc h změn. K apitolka věnovaná přístrojům se zabývá fyziologickým i vlastnostm i oka a podmínkami dobrého telesk o p ick éh o po zorování. V kap itole o te ch n ice pozorování n ajd e zájem ce podrobný návod na sesta v e ní programu, přípravu a m etodu vizuálního určování ja sn o stí i provedení zápisů. Po drobně je probrána m etoda a tech n ik a zá kladního zpracování pozorovacích výsled ků. Řada p rak tický ch příkladů, tabulky a grafy vedou pozorovatele k úspěšném u splnění úkolu. Při pozorování zákrytových prom ěnných je vždy nutné sezn ám it se s okolím pozorované hvězdy. K ilu straci metody p ráce s m apkam i je v publikaci o tištěn a m apka prom ěnné hvězdy AW Vul, jed n a z m apek, jim iž vyzbroju je brn ěn ská hvězdárna pozorovatele. K usnad nění u rče ní ja sn o sti prom ěnné hvězdy a k výpočtu h e lio ce n trick é k o rek ce času m inim a jsou o tištěn y nom ogram y. K u rčen í okam žiku m inim a používá se K ordylew ského g r a fic ké m etody s pauzovacím papírem . Text ob sah u je tak é návod pro pokro čilé pozoro v atele, k te ří c h tě jí sk lád at světeln é křivky z n ěk olik a d ílčích úseků, např. u hvězdy s dlouhou dobou sestup né a výstupné větve nebo s plochým m inim em nebo při přeru šen í pozorování za zhoršených pozorova cích podmínek. V posledním odstavci je vy sv ětlen a te o re tic k á p roblem atika zpřesnění period sv ěteln ých změn, k te rá však vyža duje sou středění in fo rm ací o studovaných hvězdách za d elší období, zpravidla z více observatoří. N epochybuji, že i v takovém případě poskytnou radu a pomoc pracov n íci b rn ěn sk é hvězdárny vážným zájem cům o tuto p ráci. Oba autoři příručky m ají m no ho leté zku šenosti ze studia prom ěnných hvězd a je jic h p ráce je vedena upřímnou snahou pom oci rozvoji této zajím avé a v el mi užitečn é odborné astro n om ick é práce. Z ájem ci o pozorování prom ěnných hvězd mohou n ap sat na adresu Hvězdárna a p la netárium M. K opernika, Kraví hora, 616 00 Brno 16. Ob.
Ú k a z y na o b l o z e v lednu 1982 S lu n c e vychází 1. ledna v 7h59m, zapadá v 16h08m. Dne 31. ledna vychází v 7h36m, zapadá v 16h52m. Za leden se prodlouží d él ka dne o 67 min a polední výška Slu n ce nad obzorem se zvětší o 5°, ze 17° n a 22°.
Dne 4. ledna ve 12h prochází Země přísluním . Dne 25. ledna n astáv á částe č n é zatm ě ní S lu n ce, k te ré však u nás není viditelné. O blast vid itelnosti je v A ntarktidě a p řileh lých o b lastech A tlan tického , Indického a Tichéh o oceánu. M ěsíc je 3. I. v 6h v první čtvrti, 9. I. ve 21h v úplňku, 17. I. v l h v poslední čtv rtí a 25. I. v 6h v novu. Přízem ím prochází M ěsíc 8. ledna, odzemím 20. ledna. Při úplňku 9. ledna n astan e u nás v id itelné úplné za tm ění M ěsíce, jehož v eliko st (v jed n o tkách m ěsíčn ího prům ěru] je 1,34. Bude m ít tento průběh: vstup M ěsíce do polostínu (z a č á tek polostínového zatm ěn í) 18h15m, vstup M ěsíce do stínu (z a č á te k čá stečn éh o zatm ě n í) 19h14m, začátek úplného zatm ění 20h 16m, střed zatm ění (n e jv ě tší fá z e ) 20h56m, ko n ec úplného zatm ění 21h35m, výstup Mě s íce ze stínu (k o n ec čá stečn éh o zatm ění) 22h38m a výstup M ěsíce z polostínu (kon ec polostínového zatm ěn í) 23h37m. Během led na dojde k těm to kon junkcím M ěsíce s p la netam i: 15. I. ve 20h s M arsem, 16. I. ve 14h se Saturn em , 17. I. ve 21h s Jupiterem , 20. I. ve 2h s Uranem a 22. I. v l h s Neptu nem. M erk u r je v lednu ve výhodné poloze k pozorování vzhledem k n e jv ě tší východní elo n g acl, k te rá nastává 16. ledna a při níž bude M erkur v úhlové vzdálenosti 19° od S lu n ce. Po celý m ěsíc bude na v ečern í ob loze, n ejv h o d n ější pozorovací podmínky jsou v polovině ledna. P očátkem m ěsíce za padá v 16h57m, v polovině ledna v 18h02m a koncem m ěsíce v 17h12m. P očátkem ledna m á M erkur ja sn o st — 0,7m, v době n ejv ětší východní elon g ace — 0,4m a koncem ledna 2,4m. Dne 9. ledna v 15h dojde ke kon ju nk ci M erkura s Venuší, při níž bude M erkur 5° již n ě od Venuše. Dne 22. ledna je Merkur stacio n árn í. V en u še nen í v lednu ve výhodné poloze k pozorování, protože je 21. ledna v dolní k o n ju n k cí se Sluncem . Počátkem m ěsíce je na v ečern í obloze a zapadá v 18h40m; ko n cem m ěsíce se objeví na ran n í obloze a vy chází 31. ledna v 6h05m (ted y asi lV z h před východem S lu n c e ). Počátkem ledna má V e nuše ja s n o st —4,2m, kon cem m ěsíce — 3,8m. M ars se pohybuje souhvězdím Panny a v ychází v lednu v pozdních v ečern ích hodi n á ch : počátkem m ěsíce ve 23h46m, koncem led na ve 22h40m. Je tedy pozorovatelný v druhé polovině noci. P očátkem ledna má M ars ja s n o st 0,9m, kon cem m ěsíce 0,3m. Ju p it e r je poblíž rozhraní souhvězdí P an ny a Vah. N ejvh odnější pozorovací podmín ky jso u v ran n ích hod inách. P očátkem led n a v ychází ve 2h30m, kon cem m ěsíce již v 0 h50m. Jasn o st Ju p itera se během ledna zv ětšu je z — l ,4 m na —l ,6 m. S a tu rn je v souhvězdí Panny a je pozo rov ateln ý v druhé polovině noci. Počátkem led na vychází v l h06m, koncem m ěsíce již ve 23hl l m. Jasn o st Satu rn a je asi 0,9m.
N a 3. str. o b á lk y j e n ě k o l ik p rv n íc h sn ím k ů z ís k a n ý c h V o y a g e re m 2. V lev o j e S aturnů v m ě s íc H y p erio n fo t o g r a fo v a n ý z e v z d á le n o stí 1 200 000, 700 000 a 500 000 k m o d 23. d o 24. s r p n a t. r., v p ra v o n a h o ř e j e č á s t p o v rc h u m ě s íc e T e th y s fo t o g r a fo v a n á z e v z d á le n o s ti 540 000 k m d n e 26. s r p n a a v p ra v o d o le j e S atu rn ů v p r s t e n e c fo t o g r a fo v a n ý z e v z d á le n o s t i 2 700 000 k m d n e 23. s r p n a 1981. ( P o d le č a s o p is u Z en it 10 1981, k č lá n k u n a str. 223.) U ran je poblíž rozhraní souhvězdí Š tíra a Vah. Je pozorovatelný je n v časn ý ch ra n n ích hodinách. Počátkem m ěsíce vychází v 5h01m, koncem ledna již ve 3h09m. Uran má ja sn o st asi 5,6m. N ep tu n se pohybuje na rozhraní souhvěz dí H adonoše a S tře lc e . V lednu n en í ve vhodné poloze k pozorování, protože vy chází je n k rá tce před východem Slu n ce: počátkem m ěsíce v 6h46m, kon cem led na ve 4 h53m. Jasn o st Neptuna je asi 7,9C‘. P lu to je v souhvězdí Panny blízko roz h raní se souhvězdím B oota a je fo to g rafick y sled ovatelný v druhé polovině n o ci. P očát-. kem ledna vychází v 0h49m, koncem m ěsíce již ve 22h51m. Pluto má ja sn o st asi 14m. M eteo ry . Kolem půlnoci 3./4. ledna n a stáv á maxim um čin n o sti K vadrantid, které se vyznaču jí velm i ostrým m axim em (trv á ní je n asi 14 h ). M ěsíc je v době m axim a v první čtvrti. Z v ed lejších ro jů m ají m axi mum čin n o sti C om a-Berenicidy 3. ledna. Tento ro j má velm i ploché maximum, takže m eteory k něm u p říslu še jící je možno po zorovat po dobu prvních dvou dekád ledna. Časové úd aje v tom to přehledu jsou uve deny v č a se středoevropském , východy a západy p latí pro prů sečík 50° rovnoběžky severní šířk y a 15° poledníku východní délky. J. B. • P rodám z rc a d lo v é d a le k o h le d y 0 30 cm , F 2 m, 0 23 cm , F 150 cm a a c h r o m a tic k ý o b je k tiv 7 h lin ík o v é o b jím c e 0 10 cm . — B o h u m il F r a n ěk, M ax lčk y 31, 405 02 D ěčín . • P rodám a stro n o m , d a le k o h le d N ew ton s p a r a b o l. z rc a d le m 0 225 mm, f 1350 m m , h le d á č e k 0 100 mm, f 300 mm a c h r o m a tic k ý , n a p a r a la k tic k é m o n táži s je m n ý m i poh yby. — MUDr. Totnáš T o p ič, gy n .-p o r. odd. NsP, 785 01 Š te rn b e rk . • Koupím B e čv á řů v A tla s C o eli II s k a ta lo g e m 1 zv lášť, A tla s B o r e a lis a rů zno u a stro n o m ic k o u lite r a tu r u . — Jo se f P a v elk a , Zd. Š tě p á n k a 1732, 738 01 F rý d e k -M ístek . • P rodám a s tr. d a le k o h le d — r e fle k t o r N ew ton 0 175 mm, F 3000m m . Tubus ž eb ro v a n ý , s to ja n 1 tu b u s d řev ěn ý , m o n táž v id lico v á . R e fr a k to r 0 80 mm, F 1160 mm, m o n táž azim u t. v id lico v á . P oh lin ík o v a n á a stro n o m , z rc a d la : 0 100 mm, F 1800 m m ; 0 110 mm, F 2800 m m ; 0 260 mm, F 6500 m m . O dbornou a stro n o m , lite r a tu r u , o rth o sk o p ic . o k u lá ry a dro b no u a s tr. op tik u . F o to g ra fie a sez n a m z a šlu . D otazy p ísem n ě. K om p letn ě 1 Je d n o tliv ě. — Ivo B e n a d a , P ísk o v iš tě 2, 785 01 Š te rn b e rk .
O B S A H O. Obůrka: Dvacet le t celonárod ních odborných úkolů — J. Bouška: V oya g er 2 u Satu rn a — J. V ondrák: Výpo č e t předpovědí úkazů Jupiterových m ěsíců — K rátké zprávy — Nové knihy a publikace — Úkazy n a o b lo ze v lednu 1982
COflEPHÍAHME O . O óypK a: hmx 3 aflan
hm x
/^ B a jm a T M jieT H e H a y n H e x o c jio B a ijK H x
Hapofl-
o ó c e p B a T o p iiií — H . B o y n n c a :
J íc c jie A O B a H n e < ruianeTbi C a T y p H k o c M H H e cK M M H.
annapaTO M
B oH ^ p aiK :
B o m ^ jk p - 2
IIp e A B b iH M cJieH M H
— hb-
jie H M Íi c n y T H H K o b IO rru T e p a — K p a T K H e c o o G m e io is i —
P en eH B W H —
H b-
jieH M H H a H e S e b H H B a p e 1 9 8 2 r.
CONTENTS O. Obůrka: Tw enty Y ears o f R esearch Tasks o f C zechoslovak Public Observ ato ries — J. B ouška: V oyager 2 and Saturn — J. V ondrák: C alculation of Phenom ena Prediotions o f Ju p ite ť s S a te llite s — S h o rt Com m unications — Book Review s — Phenom ena in January 1982
R iil hvězd řid l re d a k č n í ra d a : Doc. Antonín Mrk os, CSc. (p řed sed a re d a k č n í r a d y j ; d o c. RNDr. Jiří B ouška, CSc. [výkonný r e d a k to r ); RNDr. Jiří G rygar, C Sc.; prol. O ldřich H lad; čle n k o resp o n d en t ČSAV RNDr. M iloslav K op ecký, D rS c.; Ing. Bo humil M alečsk ; p ro f. RNDr. Oto Obůrka, C Sc.; RNDr. Ján Stoh l, C Sc.; tech n ick á rsd a k to rk a V ěra S u ch án k ova. — Vydává m in isterstv o k u ltu ry CSR v n a k la d a te lstv í a v y d av atelstv í P an o ram a, Hfilkova 1, 120 72 P rah a 2. — Tisknou T isk ařsk é z á vody, n. p., závod 3, S lezsk á 13, 120 00 P rah a 2. — V ych ází d v a n á c tk rá t rofinš, cen a Jednotlivého č ís la Kč3 2,50, ro čn í před p latn é Kčs 30 ,— . — R ozšiřuje Poš tovní novin ová služb a. In fo rm ace o p řed p latn ém podá a ob jedn ávk y přijím á každá po šta, nebo přím o PNS — ú s tře d n í exp e d ic* tisk u , Jin d řišsk á 14, 125 05 P ra h a 1 (v če tn ě ob jed n ávek do z a h r a n ič í). Objed návky, zru šen i p řed p latn éh o « změny ad res vy řizu je PNS. — Přlsp&vky, k teré musí vyhovovat Pokynům p ro a u to ry (viz RH 61, 24; 171980), přijím á re d a k c e Říše hvězd , Šv éd sk á 8, 150 00 P rah a 5. Rukopisy a ob rázk y se n e v ra c e jí. — Toto č ís lo bylo dáno do tisk u 14. ř íjn a , v y šlo v lis to p a du 1981.
