Jaké bude průměrné počasí v prvé polovině příštího století?

Ú p ln é z a tm e n ie S ln k a 31. jů la 1981. A utor č lá n k u na sír. 5 —7 p ri o b s lu h e zrk a d lá p ro 20cm ď a le k o h la d . S v ětlý b o d n a m a tn ici je o b ra z S ln k a — 0 30 mm. N a 1. str. o b á lk y je b ie la k o r á n a v n ep o la riz o v a n o m s v e tle . K o r á n a je p ř e c h o d ­ n é h o typu s d o b r é vyvin u tým i lú čm i n a d zá p a d n ý m lim b o m . N ad v ý ch o d n ý m lim b o m je k o r á n a k o m p a k t n e jš ia , a lú č e n ie sú e š t e t a k d o b r é vyvin u té. V p o ­ lá rn ý c h o b la s t ia c h je in te n z ita k o r á n y už p o d s ta tn é m e n š ia a k o v r o v n ík o v ý c h o b la s t ia c h a p oz oru jú s a tu a j ú z k é, p o lá r n é lú č e, t y p ic k é ú tv ary p r e k o rá n u p ř e c h o d n é h o a m in im á ln eh o typu . S v ě tlé p ru h y v p ra v o h o r e ( s e v e r je vTavo h o ř e ) sú sto p y p o h y b u jú c ic h s a m ra k o v . 20cm ď a le k o h t a d f f = 304 c m ) b o l n a p á ja n ý sv e tlo m z je d n é h o z r k a d la , k t o r é b o lo u m ie s tn e n é n a s a m o s ta tn e j m o n táž i, k t o r á b o la p o h á ň a n á z d r o jo m o fr e k v e n c ii 25 Hz. F o t o g r a fic k ý m a t e ­ r iá l ORWO NP 27, fil t e r GG 14, ex p . 10 s ek u n d , v ý v o jk a A-49.

*

*

*

*

*

*

Miloslav Kopecký

Ří še h v ě z d * Roč. 63 (1982),

č. 1

Jaké bude průměrné počasí v prvé polovině příštího století?

Již položení této otázky je jistě sm ělost, a to tím větší, pokusí-li se na ni dát odpověď ne m eteorolog nebo klim atolog, ale sluneční fyzik. Proto také je jí zodpovězení je třeba brát s odpovídající rezervou, tím spíše, že je budována na nevelkém počtu statistick ý ch vztahů mezi některým i m eteorologickým i prvky a úrovní sluneční činnosti a vychází z dlouhodobé předpovědi sluneční činnosti, kterážto předpověď již sam a o sobě nem usí být správná. V Ř íši hvězd (roč. 60, 1979, str. 248) jsem publikoval dlouhodobou předpo­ věď sluneční činnosti, z níž vyplývá, že v prvé polovině příštího století, asi v le te ch 2020, 2030 by měly být abnorm álně vysoké l l l e t é cykly. Je jich m axi­ m ální relativní čísla by m ěla dosahovat hodnot 250 až 300, tj. mělo by jít o podstatně vyšší cykly, než ja k é byly pozorovány v posledních 250 letech . Příčinou této abnorm álně vysoké sluneční čin n osti by m ěla být superpozice n ěk o likasetleté periody počtu vzniklých skupin skvrn a 801eté periody prům ěr­ né životní doby skupin skvrn. Toto období by tak bylo-obdobím absolutního m axim a sluneční činnosti jakožto protikladu M aunderova m inim a sluneční čin­ nosti v druhé polovině 17. století. Vyjděme nyní z hypotézy, v poslední době značně rozšířené a o p íra jící se o statistick é výzkumy, že sluneční čin nost ovlivňuje počasí, že dlouhodobé změny sluneční čin nosti způsobují dlouhodobé k olísán í prům ěrného stavu po­ časí, respektive klim atu. Těm ito otázkam i se již zabýval k la sik naší m eteoro­ logie a klim atologie prof. Hanzlík. V poválečném období byly u nás v tomto směru publikovány práce např. dr. Gregora, dr. Křivského, dr. V alníčka, dr. Pichy a dalších. V poslední době v této oblasti intenzívně p racu je akademik Buchá. Jinak studiu vztahů sluneční činnost — počasí a klim a je v celém světě věnována stále větší pozornost. Zde si blíže všimněme pouze těch výsledků, k teré m ají přímý vztah k námi položené otázce. Již v r. 1953 publikoval dr. Křivský analýzu dlouhodobé řady m ěření atm o­ sférick ý ch srážek v Praze-Klem entinu a došel k závěru, že v období maxima SOleté periody slun ečních skvrn je minimum atm osférický ch srážek a naopak v minimu 801eté periody slu n ečn ích skvrn je maximum atm osférických srážek. Je-li tomu tak, tj. je -li v maximu 801eté periody minimum atm osférických srážek, m ělo by v tomto období být i minimum o blačn osti a v důsledku toho dlouhá doba slunečního svitu. To znam ená, že v období m axim a 801eté periody slunečn ích skvrn by m ělo být i maximum úhrnné doby slunečního svitu. Že tomu tak skutečně je, ukázal v současné době autor tohoto článku ve spolupráci s dr. R eichrtem . N ejp od statnější výsledek, který jsm e obdrželi, je uveden v obr. 1. Zde na ose x jsou dána pořadová čísla llle t ý c h cyklů podle

cu rišského číslování. Horní křivka Sh v obr. 1 udává celkovou ro čn í dobu v ho>dinách, po kterou svítilo Slunce na stan ici Hurbanovo, zprůměrovanou za roky toho kterého llle té h o cyklu. (Prak tick y shodný průběh má i délka slunečního svitu na sta n ici Vídeň-Hohe W arte). Spodní křivka To v obr. 1 udává prům ěr­ nou životní dobu skupin skvrn (vyjádřenou ve dnech) v jed notlivých llle tý c h cyklech. K průměrné životní době To skupin skvrn je třeba u čin it dvě poznámky. Především je třeba konstatovat, že průměrná životní doba To skupin skvrn je jednou z ch arak teristik průměrné mohutnosti skupin skvrn, k terá výrazně jev í 801etou periodu sluneční čin nosti a je vlastně je jí prim ární příčinou. Bohužel, pro l l l e t ý cyklus čís. 20 nebyla však dosud hodnota To stanovena, avšak z prů­ běhu jin ý ch ch arak teristik průměrné m ohutnosti skupin skvrn víme, že v lH e tém cyklu čís. 20 byla prům ěrná mohutnost skupin skvrn m enší než v llle té m cyklu čís. 19. Z obr. 1 je vidět, že délka slunečního svitu v Hurbanovu a průměrná mohut­ nost skupin skvrn m ají v podstatě shodný průběh, tj. že v maximu 801eté pe­ riody je maximum slunečního svitu a v minimu 801eté periody minimum slu ­ nečního svitu. Jelikož na prvou polovinu příštího sto letí by m ělo připadnout maximum 801eté periody, mělo by tedy v tom to období být hodně slunečního svitu a podle výsledků Křivského málo atm osférických srážek. Je však nutno je ště poznam enat, že na zbývajících 20 le t tohoto sto letí by m ělo připadnout minimum 801eté periody m ohutnosti skupin skvrn, ja k je rov­ něž patrno z obr. 1 a tedy větší m nožství srážek a m éně slunečního svitu. Na otázku možného počasí v prvé polovině příštího sto letí se můžeme podí­ vat i z h led iska n ěk o lik asetleté periody sluneční činnosti. V období Maunderova minima, kdy byla abnorm álně nízká slun ečn í činnost, byla Evropa zasažena velmi studeným počasím . Toto období v 17. sto letí je často obrazně nazýváno malou dobou ledovou. Jestliže by toto studené počasí v Evropě bylo v příčinné souvislosti s Mauderovým minimem slun ečn í činnosti, bylo by možno očekávat, že v období abnorm álně vysoké slun ečn í čin n osti by v Evropě mělo být naopak značné teplo. Z toho všeho, co zde tedy bylo řečeno, by bylo možno u čin it závěr, že v prvé polovině příštího sto letí by v n ašich k ra jíc h m ělo převládat teplé, slunečné a suché počasí. Zda tomu ta k skutečně bude, to je ve hvězdách.

Oto Obůrka

| Rychlejší než světlo?

Před deseti roky vyvolaly náhlou senzaci, údiv a nesouhlas překvapující zprávy o pozorováni pohybů velkých hm ot v n ěk terý ch kvasarech nadsvětelnými rychlostm i. Při velm i složitých m etodách současných výzkumů, které se pohybují na h ran icích m ěřicích a pozorovacích m ožností, kdy se často dochází k závěrům obsáhlým i nepřím ým i úvahami a dedukcemi, došlo již nejednou nepřesným i a neúplným i inform acem i k n ejasn ostem a nedorozum ěni. Proto je žádoucí popsat p řesn ěji pozorované jevy a ukázat je jic h in terp retačn í mož­ nosti. Ve výzkumu kvasarů a jin ý ch rádiových zdrojů dosáhla radioastronom ie díky vyspělé tech n ice velm i význam ných úspěchů. Poněvadž se ani při použití velkých antén nezvýšila rozlišovací schopnost radioteleskopů výrazně nad jednu oblokovou minutu, obrátili technikové zájem k in terferom etru , která přinesla optické astronom ii dvacátých le t význam né úspěchy. Výzkum n a k ra t­ ších vlnových délkách, umožněný pokroky technologie, a prodlužování zák la­ den interferom etrů přinesly pronikavé zvýšení rozlišovací schopnosti studo­ vaných objektů. Při m ezikontinentálních základ nách bylo dosaženo rozlišovací schopnosti až na d esetitisícin u obloukové vteřiny. Díky tak vysokým přesnostem bylo zjištěn o , že se kom paktní rádiové zdroje sk lád ají často ze dvou nebo n ěk o lika složek. Také kvasar 3C 279 byl při opa­ kovaných m ěřeních rozlišen jako podvojný zdroj, složený z tém ěř ste jn ě ja s ­ ných složek. Úhlová vzdálenost složek byla u rčena 13. říjn a 1970 hodnotou 1 , 5 5 . 1 0 -3 obloukových vteřin, o čty ři m ěsíce později v únoru 1971 byla však nam ěřena vzdálenost 1 , 6 9 . 1 0 -3 obloukových vteřin. Vzhledem k předpokládané vzdálenosti kvasaru, odvozené z jeho rudého posuvu, bylo vypočítáno, že se obě složky od sebe vzdalují fan tastick o u ry ch lo stí 21 c (c = ry ch lost sv ětla), uvažujem e-li nyní užívanou hodnotu Hubbleovy konstanty Ho = 55 km/s Mpc, q o = 0,05. Pro Ho = 75 km/s Mpc, qo = 1 vychází ry ch lost 10 c. Je zřejm é jak jé výsledek závislý na hodnotě Hubbleovy konstanty (je jíž skutečnou hodnotu přesně neznám e), v každém případě je však v zásadním rozporu se základy současné fyziky. Kvasar 3C 273, objevený v r. 1963, má rozsáhlou složitou strukturu, kterou nelze vysvětlit jako jednoduchou soustavu dvou rádiových zdrojů. Také u tohoto systému byl m ěřen pohyb interpretovaný jako rozpínání nadsvětelnou ry ch ­ lostí 5,2 c, přičem ž se zdá, že rozpínání začalo v roce 1967, což je v souhlasu s pozorováním i výpočty. U kvasaru 3C 345 byla v r. 1974 pozorována zřeteln á podvojná struktura se vzdáleností složek okrouhle 35 světelných roků. Zdánlivá ry ch lost rozpínání soustavy při Ho = 55 km/s Mpc dosahovala 6,7 c. E xtrap olací n alezen á doba oddělení složek — asi v r. 1966 — souhlasila s pozorováním i té doby. Podle ň éjn o v ějších pozorování však nelze nyní o podvojné struktuře hovořit. Velmi složitou situ aci nacházím e v rádiovém zdroji 3C 120, který je pravdě­ podobně Seyfertovou galaxií. U této soustavy byly v letech 1972 a 1974 pozo­ rovány dva výbuchy se zdánlivým rozpínáním nadsvětelným i rychlostm i 5c resp. 8 c. Podle posledních m ěření začal v r. 1976 nový výbuch. Z několika set kvasarů a m im ogalaktických rádiových zdrojů bylo by možno vyjm enovat je ště aspoň šest d alších kom paktních soustav, u nichž byly pozo­ rovány domnělé nadsvětelné ry ch losti rozpínání. Podle sp eciáln í teorie re la ti­ vity, o je jíž platnosti není pochyb, nemůže překro čit pohyb hmoty, energie ani inform ace ry chlost světla. Proto byly hledány možnosti interpretovat požorované jevy jako důsledky m ěřících nebo výpočetních pochodů, případně jáko zdánlivé pohyby. Zavírám e-li nůžky, může průsečík je jic h če lis tí dosáhnout libovolné rychlosti, i když se všechny je jic h č á sti pohybují rychlostm i menšími než c. N arazí-li bublina, ro zp ín ající se ry ch lostí blízkou c na rovinu, může se průsečná kružnice zvětšovat nadsvětelnou rych lostí. Klouže-li rych le rotu jící paprsek m ajáku po vzdálené stěně, může se světelná skvrna pohybovat po

stěn ě nadsvětelnou rychlosti. Uvedené jevy nejsou v rozporu s te o rií relativity, protože se žádný fyzikáln í objek t nepohybuje ry ch leji než světlo. Fotony, které tvoří světelnou skvrnu posledního příkladu, jsou v jed notlivých okam žicích různé. Data o dom nělých nadsvětelných ry ch lostech v uvedených kvasarech byla získána soustavam i radioteleskopů, p racu jících ja k o in terferom etry se základ ­ nam i m ezikontinentálních rozměrů. Při k ratších vzdálenostech radioteleskopů byly dříve spolupracující radioteleskopy spojeny kilom etry dlouhými kabely, což však bylo spojeno s mnoha poruchami a vznikaly problémy stá lo sti fáze. Technikové poznali později, že kabelové sp ojen í není vůbec nutné. Tím bylo umožněno prodloužit m nohonásobně základy in terferom etrů. Rádiové signály dopadající od m ěřených objektů jsou přijím ány jednotlivým i stanicem i, zazna­ menávány přímo na m agnetofonové pásky a dodatečně přiváděny počítačem k in terferen ci. Celý pochod vyžaduje vysokou synchronizaci, k terá je zaručo­ vána srovnáváním vzájem ně cejchovaných atom ových hodin. Celý vyhodnoco­ v ací proces je složitý a vyžaduje mimořádnou obezřetnost. Superpozicí signálů v ycházejí sinusové křivky, jejich ž frekvence je u rčena délkou základny, am pli­ tuda a fáze je závislá na rozdělení záření zkoum aného objektu. Získaný obraz dává je n amplitudové spektrum pro jednorozm ěrný obraz rozdělení záření. Po­ čítám e s Fourierovou tran sfo rm ací dvourozměrného rozděleni in ten zity zá­ ření. Do procesu vstupuje tak é ro tace Země. In form ace o fázi se ztrá cí n á sle d ­ kem om ezené stability atom ových hodin. Proto lze uvedená m ěřeni je n velmi nesnadno interpretovat. Provádí se to srovnáváním teo retick y tvořených m o­ delů a opakovaných m ěření. Tak byly signály p řich á z ející z kvasarů 3C 279, v ykazu jící flu ktuace s periodou 3,5 hodiny, vyhodnoceny ja k o in terferen čn í obrazy podvojného zdroje. Při m ěřeních opakovaných po čty řech m ěsících vzrostla perioda n a 4,5 hodiny. Podle dvousložkového modelu bylo možno vysvětlit vzrůst periody zvětšením vzdálenosti složek. Poněvadž byla vzdále­ nost kvasaru znám a (z = 0,538), bylo možno odvodit ry ch lost vzdalování s lo ­ žek na přibližně 10 c. N ěkteří astrofyzikové jsou stoupenci hypotézy, že jsou kvasary pom ěrně blízké objekty a je jic h rudý posuv nelze vysvětlovat kosm o­ logicky. Právě ti spatřovali v dom nělých nadsvětelných ry ch lo stech rozpínání silné argum enty pro svůj názor. Otázkou vhodných modelů vysvětlu jících zdánlivé nadsvětelné rych losti v kvasarech se zabývala řada relativ istick ý ch fyziků a astrofyziků. Bylo s e ­ strojen o asi tu cet modelů s řadou d alších variací, jim iž se teoretikové snaží vysvětlit jednotlivé jevy. Jako příklad uveďme aspoň základní m yšlenku ze studie M. J. Reese, zkou­ m a jící model prom ěnného kvasaru rozpínajícího se relativ isticko u rychlostí. Předpokládejm e, že pozorovatel O vidí v okamžiku t = 0 explozi ve vzdáleném bodě S. Úlomky jsou vym rštěny z S relativistickým i rychlostm i na všechny strany. Pro zjednodušení úvahy předpokládejm e, že ry ch losti zůstávají k on ­ stantn í a pozorovatel O je v klidu vzhledem k S. V ča se t > 0 bude pozorovatel O pozorovat všechen vyvržený m ateriál na ploše obklopující S. Při ry ch losti v mnohem (řádově) m enší než c , je to kulová plocha o poloměru vt a středu S. Je-li však v ~ c , jeví se vzdálenost, kterou u rčitá č á stic e urazí v oase t, závis­ lá na směru pohybu a je ve skutečnosti úm ěrná Dopplerovu posuvu. Pozorova­ te li se zdá že ry ch lostí v vyvržený m ateriál leží na protáhlém rotačn ím sféroidu s hlavní osou ve sp o jn ici SO. Pom ěrně jednoduchý výpočet ukáže, že dráha čá stice jev ící pozorovateli nejvyšší příčnou ry ch lost svírá se sp o jn icí SO určitý úhel, závislý na rychlosti částice. Pozorovaná zdánlivá ry ch lost může dosáhnout mnohonásobku c. Proto může narůstat úhlový rozm ěr explodujícího objektu tak překvapivě rychle. V podstatě z toho důvodu může se in tenzita modelů rádiových zdrojů m ěnit tak rychle. Uvedené úvahy platí, když je vzdá­ lenost SO řádově mnohem větší než rozměry zdroje. V yn ech ali jsm e všechny výpočty, poněvadž by přesáhly rám ec této krátk é zprávy. Autor aplikuje výsledky teo retick é práce na modely sférick y sym etrických ro zp ín ajících se rádiových zdrojů, zvláště zdrojů s malým objem em a vysokou

hustotou relativ istick ý ch čá stic a srovnává je s nam ěřeným i daty zdroje 3C 273. V posledních le te ch se provádějí další sp eciáln í m ěření a pozorování ve sn a ­ ze zpřesnit a zvětšit m nožství pozorovacích dat. T eoretick é práce sm ěřují ke koncepci modelu, který by umožnil společné vysvětlení všech pozorovaných jevů v souhlase se zákony fyziky.

Vojtěch Rutin

| Zatmenie Slnka Bratsk ’81

31. jú l 1981 — pre vačšinu obyvatelov n ašej Zeme celkom norm álny, obyčajn ý deň. Pre časť obyvatelov, po území ktorých prebieh al pás totality úplné­ ho zatm enia Slnka, deň, ktorý sa im natrvalo vryje do pam áti pre pozorovanie nezvyčajného a zriedkavého prírodného úkazu. Pre astronóm ov, zaob erajú cich sa výskumom Slnka, deň — s velkým D, deň n ád eje a sklam ania. V priebehu krátkého časového intervalu vyvrcholuje ich dlhodobá a starostlivá příprava — pozorovanie úplného zatm enia Slnka. Úplné zatm enie Sln ka 31. jú la 1981, v perióde Saros, je opakovaním úplných zatm ění Slnka, ktoré n astali 9. jú la 1945 a 20. jú la 1963. N asledujúce úplné zatm enie Slnka z te jto periody bude 11. augusta 1999 a jeho pás to tality zasiahne aj územie n ašej vlasti (južné o b lasti). Tohoročné úplné zatm enie Slnka prebiehalo tem er výlučné po území ZSSR, len jeh o záverečná časť prechádzala Tichým oceánom . Začiatok úplného zatm enia S ln k a začín al o 2h17m, 7 UT na území ZSSR o súrad niciach A = — 39°46' a p = + 4 2 °0 2 ', a kon čil v Tichom oceáne o 5h13m a sú radniciach A = 158°04' a = + 24°52'. Celkové trvanie úplného zatm enia Sln ka bolo 2h50m, pričom dlžka pásu to tality dosiahla vzdialenosť 12 300 kilom etrov. Na území ZSSR úplné zatm enie Sln k a končilo o 4h20m (K urilské ostrovy), tak že malo trvanie 12 2 m a pás to tality překonal vzdialenosť 8250 kilom etrov. M axim álna dlžka trvania s časom 124 sekúnd n astala o 3h35m30s UT v Amurskej oblasti o súrad niciach A = —127°41' a

železnici na trase Poprad—Čop—Moskva— K rasn ojarsk — B ratsk (uvedené s ta ­ nice tiež značia, kde sa m ateriál p reklad al). Přeprava na poslednom úseku B ratsk —Tarm a sa realizovala nákladným autom. Spiatočná tra sa bola rovnaká. Výběr m iesta pre pozorovanie bol převedený sovietskou stranou. Základnými kritériam i boli: vysoká pravděpodobnost pěkného počasia, pozorovací ča s blíz­ ky k m axim álnej dobe trvania zatm enia a vhodné životné podmienky a potřeby pre pozorovanie (elek třin a, přístup, obývacie priestory, dovoz pitn éj vody a p otravin), pretože pás to tality prebiehal z prevažnej ča sti v neobývaných alebo m álo obývaných územ iach — Kazachstan, Sibír. N akoniec pre spoločné pozorovacie stanovisko bol doporučený priestor na břehu „B ratského m ora“, ktoré sa tiahne na juh od rovnom enného m ěsta Bratsk. Sam otné pozorovacie stanovisko bolo lokalizované do areálu „Domu ry b aka“, ktoré patří Lokomotívnemu depu vo V icherevke. Nachádza sa tem er na samom břehu B ratského mora, v peknom lesnom prostredí v nadm orskej výške 410 m etrov (asi 20 m etrov nad hladinou vodné] n ád rže). Zem episné súradnice pozorovacieho stanovišťa boli: A = —101°21'40", p = + 5 5 °5 8 '4 8 ". Výskumný pro­ gram n a sej expedície mal podobné zam eranie, ako tomu bolo pri poslednom zatm ění Slnka dňa 16. februára 1980, k toré sme pozorovali v Indii [ŘH 8/1980), takže sa nebudeme o ňom širšie rozpisovat. Po n áro čn ej príprave, starostlivé] in šta lá cii prístrojov a tréningu, sme počas úplného zatm enia Slnka, k toré z a ­ čalo o 11 hodin 59 minút 11,1 sekúnd a skon čilo o 12 hodin 01 minút 27,9 sekúnd m iestneho času (trvanie 106,8 se k .], robili následovně pozorovania: ( 1 ) P o la r iz á c ia e m ls n e j k o r á n y v s p e k t r á ln ý c h č ia r a c h 530,3 nm a 637,4 nm (RNDr. J. Sýkora, CSc., n a d ité ! ASÚ SAV, L. Sch eirich ) Pre tento experim ent sa použili 2 rovnaké 13 centim etrové //15 dalekohlady, um iestnené na nem ecke] p aralaktické] m ontáži. V ich okulárovom konci sa n achádzali dva term ostatované úzkopásmové filtre (p ološírka priepustnosti pre emisnú koronálnu čiaru 530,3 nm Je 0,2 nm a pre 637,4 nm — 0,3 n m ) , rotujúce polarizačně filtre a foto grafické aparáty Pen tacon Six TL. Pracovná tep lota úzkopásmových filtro v je okolo 27,2 °C. Urobili sa tri 30-sekundové expozície pre tri polohy polaroidu, pričom rozdiel medzi jednotlivým i polohami polaroidov bol 60°. Používal sa film FOMAPAN N 30. (2) P o la r iz á c ia k o r á n y v b ie la m s v e t le (Ing. Š. Knoška, CSc., P. Zimmerm ann) Tento experim ent pozostával z dvoch sam ostatných dalekohladov, umiestnených na sam ostatných m ontážiach. V prvom případe sa sním ala sln ečn á koróna pomocou lOcm objektivu s ohniskovou dlžkou 100 centim etrov. V oku lá­ rovom kon ci sa nachádzal rotu júci polaroid, fo to g rafick ý aparát Pentacon Super a film AGFA 22 DIN. V priebehu zatm enia sa urobilo 6 tr o jíc sním ok v tro ch róznych polohách polaroidu s odstupom po 1 20 ° a v časov ej postup­ nosti od 10 sekúnd do 1/250 sekundy (10, 1, 1/4, 1/15, 1/60 a 1/250 s). Sm er a stupeň p olarizácie pre slnečnú korónu sa tým to prístrojom získajú asi do 3—4 slnečných polomerov. Pre vzdialenosti viac ako 3 sln ečn é poloměry sa použil 300 m ilim etrový teleobjektiv, //4, súčasť foto grafickéh o aparátu P en ­ taco n Six TL. Polaroid je zam ontovaný tesne pred film om a otáča sa súčasne s aparátom . Použil sa film Oi? IVO NP 27 a získali sa tri tro jic e sním ok v ča so ­ vé] šk ále 1, 1/15 a 1/125 sekundy. Ako protizávažie na te jto m alej montáži bol nam ontovaný ešte jed en 300milim etrový teleo bjektiv //4, súčasť foto grafickéh o aparátu P en tacon Six TL. Tento p řístro j sa použil pre získanie farebn ých diapozitívov sln e čn e j koróny. Pracovalo sa s film om AGFACHROME 50 S PROFESSIONAL a expozičně časy boli 1 sekunda a 1/15 sekundy. Získali sa dve dvojice sním ok v nepolarizovanom svetle.

(3) F o t o g r a f o m n ie. b ie le j k o r á n y (RNDr. V. Rušin, CSc., vedúci exped ície) Pře tieto účely sa použil 20centim etrový objektiv (//15) s ohniskovou dlžkots 304 cm. Ď alekohlad bol um iestnený horizontálně a bol n ap ájan ý svetlom z 35cm zrkadla póvodného Jenschovho célostatu . Zrkadlo bolo ten to k rá t um iestnené tem er v p olám e] osi m alej p aralaktické] m ontáže. Je j m otorček bol n a ­ pájaný zo sam ostatného zdroja o frek v en cii 25 Hz. V okulárovom kon ci sa nachádzal žitý filte r GG 14 a foto g rafick é p latné ORWO NP 27. PMť expozícií sa urobilo s expozičným i časm i 10, 2, 1/50, 1/200 a 1/300 sekundy. Siesta expozicia — 15 sekund — sa urobila v kom binácii s radiálnym filtrom , ktorý n em al spojitý, ale kaskadovitý přechod s výškou. (4 ) T est m o d ifik o v a n ý c h m im o z a tm eň o v ý c h k o r o n o g r a fo v (Ing. M. Minarovjech, CSc., RNDr. M. Rybanský, C Sc.) _ Na základe indických skúseností boli preverované dva m odifikované mimozatm eňové koronografy, ktoré v polovici osem desiatych rokov by sa m ali v rám ci programu 1NTERKOZMOS už plne zapojiť do sledovania sln e čn e j koróny z obežnej dráhy okolo Zeme. Jeden takýto koronograf sa skúšal v kom binácii š televiznou kamerou 1TV-22. Získaný obraz sa fotografoval potom z telev ízn ej obrazovky na film FOMAPAN 17. Tento mimozatmeňový koronograf sa nachádzal na sam ostatn ej m ontáži. Na d alšej m ontáži sa nachádzal druhý, rovnaký mimozatmeňový k o ­ ronograf, ale v jeho okulárovom konci bol fo to g rafick ý přístro j P rak tica Super. V priebehu zatm enia sa získali expozície s nasledovným i časm i: 40, 15, 5 a 1 sekunda. Ako protizávažie na te jto m ontáži sa nachád zal 300m ilim etrový (//4) teleobjektiv, súčasť fotografického aparátu Pentacon Six, s vonkajšou clonou. Táto v on kajšia clona, v střed e k to rej bol naviac malý otvor, plní funkciu radiálneho filtra . Je j princip spočiva na využití vign etácie od okrajových ča stí te jto clony, ktorá musí byť u m iestnená v presne vypočítanej vzdialenosti od ohniska. V priebehu zatm enia sa na film AGFA PROFESSIONAL 50 S získali 4 snímky s expozičným i časm i 40, 15, 5 a 1 sekunda. Tento experim ent nava­ zuje vlastně na experim ent č. 2 a! 3 a zároveň bol pokusom pre overenie funkcie v on kajšej clony ako radiálneho filtra p re vačšie p řístro je. Pomocou tohoto prístro ja by sa m ohla sledovat sln ečn á koróna do 15—17 sln ečn ý ch polomerov. Okrem vyššie uvedených experim entov, jednoduchým fotom etrom sa m erala in ten zita světla v zenite ako počas rňznych fáz čiastočn éh o, tak a j v priebehu úplného zatm enia Slnka. ( P o k r a č o v a n le )

Karel Sandler

Výpočet dráhy ze tří pozorování

Přesnost s jakou můžeme n a jít helio cen trick o u dráhu, ať už planetky či k o ­ m ety, bude poměrně m alá, použijem e-li k výpočtu pouze tří i n ejp řesn ějších možných pozorování. Přesto však má k lasick á úloha, je již název je i názvem tohoto příspěvku, značný p raktický význam: E fem erida vypočtená ze získaných elem entů dráhy umožňuje další pozoro­ vání a zam ezuje možné ztrátě nového objektu. Získané elem enty jsou prvním přiblížením pro p řesn ější hodnoty odvozené pom ocí dalších pozorování. Při upřesňování dráhy rychle narů stá objem prováděných výpočtů a v zá­ věrečné fázi bývá též nutné přihlédnout k poruchovému působení planet. Ve srovnání s tím to zdlouhavým a složitým procesem je první krok, tj. výpočet

předběžných elem entů dráhy, pom ěrně jednoduchou úlohou, je jíž řešen í je díky značném u rozšířen í program ovatelných kalkulátorů dostupné i zkušenějším u amatéru. Níže uvedené programy A a B jsou určeny těm, k teří m ají možnost používat kalk u látor TI-59. Tato volba byla dána především požadavkem, aby návod k programu nebyl delší než výpočty, které se provádějí. Z hled iska p ra k tick é­ ho použití programů je též nezbytné je jic h uložení na m agnetických štítcích . Oba program y lze um ístit celkem na tři štítky. Metoda použitá pro výpočet elem entů dráhy, známá přes půldruhého století, sestává v podstatě ze dvou kroků (viz P. Andrle: Základy nebeské m echaniky, Academia, Praha 1971). Nejprve tro jice vybraných pozorování slouží k nalezen í h elio cen trick ý ch souřadnic objektu. Teprve potom, ve druhém kroku, jsou z těch to souřadnic určeny elem enty dráhy. Takovému postupu odpovídá i dě­ le n í na programy A a B. Program B navíc umožňuje výpočet efem eridy, a to ja k z právě nalezených, tak i z jin a k získaných elem entů dráhy. Lze tedy po­ užívat program B sam ostatně. Celý postup z a čín a jící přípravou a k on čící obvykle výpočtem efem eridy n e ­ předpokládá hlubší znalost příslušné teorie a trvá půl hodiny až hodinu. Z této doby asi polovinu zabírá vlastní výpočet, p robíh ající vícem éně autom aticky. Tato vnější jednoduchost však nemůže potlačit poněkud zvláštní specifiku řešené úlohy: ne vždy je úspěch zaručen. Celkem tři zkušební příklady poslou­ ží n ejen k ilu straci postupu, ale částečn ě p řispějí snad i k osvětlení tě ch pro­ blémů, se kterým i se setk á každý, kdo se pokusí elem enty dráhy z pozorování určit. P říp ra v a v stu p n ích d at. Poloha objektu, ch arakterizovaná např. jeho rektascen zí a deklinací, je funkcí času, m ísta pozorování a šesti param etrů, které nazýváme elem enty dráhy. Polohu pozorovatele i dobu pozorování považujeme za známé. M áme-li tedy k dispozici tři pozorování, můžeme napsat soustavu šesti rovnic pro šest neznám ých elem entů dráhy a pokusit se ji řešit. Dříve však než přistoupím e k vlastním u výpočtu, je vhodné všechny potřebné údaje, tý k a jíc í se vybraných pozorování, upřesnit a shrnout např. ve form ě pře­ hledné tabulky. Takových údajů je pro každé pozorování šest: okam žik po­ zorování, dvojice úhlů u rču jících polohu objektu a konečně tro jic e souřadnic popisující polohu pozorovatele ve slun ečn í soustavě. Není snad třeba zvlášť zdůrazňovat, že všechny údaje se bezpodm ínečně vztahují k jed iné in erciá ln í souřadné soustavě, za kterou zpravidla volím e střední ekvatoreáln í soustavu určitého data, většinou středního ekvinokcia 1950,0. Všim něme si nyní podrob­ n ě ji jednotlivých kroků přípravy. P o z o ro v á n í v h o d n á p ro v ý p o č e t ele m e n tů d r á h y . Tém ěř vždy se ukazuje, že vypočtené elem enty jsou velm i citlivé i k m alé zm ěně zm ěřených poloh. P řes­ nost získaných elem entů je tedy om ezená a závisí n a poměru nepřesnosti m ě­ řen í k n ejm enší výšce sférick éh o trojú h eln ík a určeného třem i pozorovanými sm ěry. Každá tro jice pozorování se proto k výpočtu elem entů nehodí. Zvolíme-li navíc časově blízká pozorování, chcem e vlastně rekonstruovat c e ­ lou dráhu z je jíh o krátkého úseku. Bude-li naopak časový odstup k ra jn ích po­ zorování příliš velký, nebude plocha opsaná h elio cen trick ý m průvodičem ob­ jek tu d ostatečně aproxim ovat plochu do n í vepsaného trojú h eln ík a a metoda řešení, založená na podobné aproxim aci, bude nepoužitelná. Pro planetku, po­ h ybující se za drahou Marsu, může být časový odstup pozorování v m ěsících, zatím co pro kometu, n ach á z e jící se právě v oblasti Merkurovy dráhy, může být i týden příliš. P řesn ější k ritéria zde nebudeme uvádět; ste jn ě až průběh výpočtu ukáže na vhodnost či nevhodnost n aší volby. V každém případě však volím e pozorování rozložená pokud možno rovnoměrně. P o lo h a o b je k tu . Vstupním údajem pro výpočet předběžných elem entů dráhy je astrom etrick á poloha objektu. Není vyloučeno, že sam otné toto konstatování by m ohlo u čá sti zájem ců zbytečně vyvolat jistou dávku pesimismu. Zastavím e se proto u pojmu astrom etrická poloha poněkud déle (viz též ŘH 2/1980, str. 42 ).

Světelný paprsek přináší inform aci o stavu objektu z doby, kdy jím byl vyslán. Z tohoto důvodu je pochopitelné, proč např. veškeré údaje, získané o objektu pomocí programu A, budou vztaženy n ikoli k okamžikům pozorování, ale k okamžikům, k teré jim předcházejí. Zde se o tom to faktu zm iňujem e pouze proto, že příslušná světelná doba je jednou z příčin rozdílu mezi zdánlivým (pozorovaným) a geom etrickým sm ěrem k objektu. Druhou příčinou tohoto rozdílu je aberace světla. Odečtením hvězdné aberace od zdánlivé polohy ob­ jek tu získám e jeho astrom etrickou polohu (v téže souřadné soustavě). Většinou však budeme podobného postupu u šetřen i proto, že nebudeme znát zdánlivou polohu objektu. Bezprostřední (absolu tní) m ěření zdánlivého směru s potřebnou přesností je zcela mimo dosah am atérských m ožností. Existuje však jin ý způsob ja k získat astrom etrické souřadnice objektu. I v profesionální praxi se, až na m alé výjim ky, neu rču je bezprostředně zdán­ livá poloha objektu, ale jeho relativn í um ístění vůči blízkým hvězdám. Na něm se ovšem aberace světla neprojeví. Je-li m ěření relativ n í a z katalogu vezmeme střední polohy hvězd (se započtením pouze vlastn ích pohybů a p a ra la x ), pak výsledkem takového m ěření je právě astrom etrick á poloha objektu, vztažená k téže souřadné soustavě jako katalog. Příklad: Je polovina roku 1980 a právě byl některou z p lan etek zakryt Aldebaran. Pro všechny pozorovatele ležící ve stínu planetky jsou tedy je jí a stro ­ m etrické souřadnice rovny (katalo g C o eli-II): a = 4h33m02,9s + 0,005s . 30,5 = 4h33m0 3 ,ls1 S = 16°24'37"—0,19" . 30,5 = 16°24’3 1 " j Při této přesnosti je vliv paralaxy Aldebarana (0,0 5 ") zanedbatelný, a započten byl proto jen jeho vlastní pohyb (po dobu 30,5 rok u ). Málokdy je ovšem „m ě­ ře n í" ta k jednoduché. Poznám ka: Pro účely dynamiky těles slunečn í soustavy je zapotřebí vzta­ hovat aberaci k myšlenému pozorovateli, jehož ry ch lost je nulová vůči těžišti sluneční soustavy. V m inulosti se ukázalo výhodným definovat hvězdnou abera­ ci poněkud jiným způsobem, a v důsledku toho nesp lň u je astrom etrická poloha výše uvedený požadavek přesně. Příslušné k orekce (tzv. elip tick é aberačn í člen y ) jsou velmi m alé, a při výpočtu předběžných elem entů dráhy je můžeme zanedbat. P o lo h a p o z o r o v a t e le . V souladu s přijatou konvencí neurčujem e polohu pozo­ rovatele ve sluneční soustavě jeho helio cen trick ý m i souřadnicem i, ale topocen trickým i souřadnicem i Slunce (táž čísla s opačným i znam énky). Protože vyhledání těchto souřadnic představuje určitou časovou ztrátu, je užitečné umět předem odhadnout je jic h požadovanou přesnost. Ta závisí na vzdálenosti objektu (A AU) a na nep řesn osti m ěření jeho polohy ( á " ). Chyba v poloze pozorovatele, velikosti 4 , 8 5 . 10~6 A 8" AU (tj. 725 A S" km ), může m ít na výpočet dráhy stejn ý vliv jako sam otná nepřesnost m ěření. Nem ěli bychom proto uvedenou hranici překročit. Při výpočtu top ocen trický ch souřadnic Slunce je výhodné (pro pozem ské po­ zorovatele) vycházet ze vztahů Xt = X + AX Yt = Y + AY Zt = Z + A Z, kde X, Y, Z označují geo cen trick é souřadnice Slun ce a AX, A Y, A Z topocentrick é souřadnice Země. Pravoúhlé geo cen trick é souřadnice Slunce, vztažené k ekvatoreáln í soustavě 1950,0, jsou uváděny pro každý den v roce některým i astronom ickým i ro čen k a­ mi (např. A stronom ičeskij Ježegodnik S S S R ). Podobnou ročenku nem ám e vždy po ruce a také požadovaná přesnost nem usí být vždy n ejv y šší (při výpočtu efem eridy). V takovém případě můžeme n a jít potřebné souřadnice s přesností asi 2 . 1 0 - 5 AU i s pom ocí n aší Hvězdářské ročenky. Jako příklad uvedeme vý­ počet pro 1980 srpen 8,0 EČ. Nejprve z údajů HR 1980 (str. 26 a 11) získám e ek lip tik áln í souřadnice Slun­ ce pro ekvinokcium 1950,0 a průvodič:

A = 135,593°—0,419° = 135,174° 1 1950,0 & = —14,4" sin (135,6°+ 5,7°) = — 9" R = 1,01395 AU S hodnotou sklonu ekliptiky pro totéž ekvinokcium (1950,0) e = 23,4458° nyní vypočtem e i jeh o pravoúhlé ekvatoreálni souřadnice X = R . cos A = — 0,71914 i Y = R . (sin A cos e—1 , 9 . 1 0 " 6 . /3") = 0,65579 } 1950,0 Z = R . (sin A sin e + 4,4 . 1 0 “ 6 . fi") = 0,28436 I Označme s hvězdný ča s pozorovatele, g/ jeho geocen trickou šířku a p jeho vzdálenost od zem ského středu. M ají-li být to p o cen trické souřadnice Země AX = —p cos q>' co s s = — p co s q>' sin s A Z = —p sin q>' vztaženy k ekvatoreálni soustavě 1950,0, je nutné k rovníku a jarním u bodu této soustavy vztahovat i oba zm íněné úhly. Nebudeme zdekom plikovat výpo­ č e t precesním i, nutačním i, případně jiným i transform acem i. Dopustíme se tím chyb, k teré v současné době n ep řekročí 4 . 1 0 " 7 AU. V eličiny Axy = — p co s 1950,0 Zt = 0,28433) Ste jn é hodnoty bychom v této přesnosti n ašli n ejen pro Prahu, ale pro celou (střed n í) Evropu. (P o k r a č o v á n í j

Zdeněk Komárek

N ačo súužitočné dvojhviezdy?

Dvojhviezdy sú velm i důležité objekty pre určovanie param etrov hviezd, ako sú napr. hm otnost, poloměr, svietivosť a pod. Základné delenie je n a optické (zdanlivo sa prem ietajú n a to isté m isto oblohy dve hviezdy blízko seb a) a na fyzikálně (kde obiehajú dve hviezdy, ktoré sa n a oblohe javia blízko seba, okolo spoločného ťažisk a). Tieto sa d alej rozdelujú na vizuálně (kde vidíme obe zložky volným okom, alebo dalekohladom , připadne ich rolišim e interferom etrom ), spektroskopické (k toré sa prejavujú periodickým posunom sp ek ­ trálný ch č ia r), astrom etrické dvojhviezdy (kde vidíme len pravidelný p erio­ dický pohyb ja sn e jše j zložky okolo ťažiska na fo to g ra fick e j p la tn i); d a lej po­ známe dvojhviezdy so spoločným pohybom, ktoré m ajú velm i pomalý oběh a prejavujú sa tým, že obe zložky „putujú“ spoločne priestorom . Špeciáln y případ spektroskopických dvojhviezd sú zákrytové prem enné hviezdy (fotom etrick é dvojhviezdy), k ed dráha kom ponent leží v rovině zorného lúča

( i ~ 9 0 ° ) tak sa hviezdy vzájom ne zakrývajú a my pozorujem e pokles jasn osti sústavy. Okrem tohto d elenia delím e vizuálně dvojhviezdy n a typy podlá jasn o sti zložiek, vzájom nej vzdialenosti zložiek a periódy a sp ektroskopické dvojhviez­ dy podía spektra a periódy. Dvojhviezdy s integru jú cim i zložkam i nazývame těsn é a delím e ich na oddelené, polodotykové a dotykové podlá toho, kolko zložiek vyplňuje Rocheov lalo k (0, 1, alebo obe zlo žk y). Právě těsn é polodo­ tykové dvojhviezdy vytvárajú velkú škálu zaujím avých objektov, k toré sa pozorujú len od nedávnej doby, ako napr. rentgenové zdroje, burstery, polary. Medzi těsn é dvojhviezdy p atria zrejm e a j novy, reku rentně novy a podobné explozívne prem enné hviezdy. Po prvý raz sa dali použit dvojhviezdy na výpočet param etrov hviezd po roku 1830, k ed Savary previedol prvý raz výpočet dráhy vizuálnej dvojhviezdy z napozorovaných údajov. Ak totiž poznáme velkú poloos relatív n ej dráhy a v oblúkových sekundách, periódu oběhu P v rokoch a paralaxu sústavy « v oblúkových sekundách můžeme z 3. Keplerovho zákona u rčit hm otnost sústavy ÍM 1 + M 2)

„ 1+M i = ( _ í _ )

j

,i,

Ak však paralaxu sústavy nepoznám e musím e p o čítat hm otnost sústavy pomocou iterácií, kde potřebujem e zdanlivú vizuálnu magnitúdu a spektrum zlo­ žiek, aby sme mohli u rčit bolom etrickú magnitúdu, pretože existu je em pirický vztah medzi absolútnou bolom etrickou magnitúdou a hm otnostou hviezd. Iteračným postupom dostávám e tzv. dynam ickú paralaxu a hm otnost. Při výpočte sa postupuje nasledovne: Zo vzorca (1) si vyjádřím e paralaxu

z = a / 3]l[Mí + M2) . P2

(2)

a za M i+ M i dosadíme 2 M o a vypočítám e paralaxu. Zo znám ej mboi = mv + + B . C vypočítám e: Mboi = niboi + 5 + 5 log k (3) a potom využijeme, že p latí (podlá Castera, 1965): pre Afboi < 7,6m je log M = (4,8— Aíboi)/9,5

(4)

resp. pre Mboi > 7,6m je log M = (5 ,8 — Mboi)/6,0 takže zo vzorcov (4) určím e hm otnost každej hviezdy a dosadíme ju do (2 ), odkial vypočítám e jt a postupujem e d a le j tak isto, pokial sa dve po sebe nasledujúce hodnoty p araláx (resp. hm otností) budú liš it o viac ako je nam i po­ žadovaná chyba. Keby však boli rozdiely medzi po sebe nasledujúcim i hodno­ tam i jr,resp. Mí: M2 příliš velké, zvolili sme počiatočnú hm otnost sústavy p ří­ liš velkú, alebo příliš malú a za prvé priblíženie musíme teda volit inú počia­ točnú hm otnost než 2 M->. Zo svietivosti hviezd a pri znám ej teplote zo spektra můžeme u rčit a j poloměry a hustoty zložiek dvojhviezdy. U n iektorých blízkých sústav poznáme trigonom etrickú paralaxu, potom můžeme u rčit h n ed hm otnost sústavy a ak poznáme poloosy skutočných dráh zložiek okolo fažisk a určíme hm otnost každej zložky, pretože p latí Mi/Mt = a j a 2. (5) U spektroskopických dvojhviezd můžeme však u rčit vdaka neznámemu sk lo ­ nu dráhy len veličinu (M ! + M2 ) . s i n 3 i podlá vzorca vyplývajúceho opat z 3. Keplerovho zákona, upraveného však pre prak tick ý výpočet takto ( Mt + M2) .sin 3 i = 1,0385 . 10~ 7 . (1 —e 2 ) 3/2 (K ! + K2)3 .P (6) kde e je ex cen tricita dráhy, Klt K 2 sú sem iam plitúdy rad iálnych rých lostí v k m . s - 1 a P je perióda oběhu v důoch. Pom ěrně jednoducho sa dá dokázat, že středná hodnota sin 3 i = 3 . ji/16, takže sa šta tistick y dajú odhadovat hm ot­ nosti spektroskopických dvojhviezd, ak však pozorujem e obe spektrá. Ak po­ zorujem e len jedno spektrum (to je vo vačšine prípadov), dá sa u rčit len tzv. fun kcia hmůt:

ÍW

=

M -?. sin 3 i

= 1 ,0 3 8 5 .1 0 - 7 . ( l - e ž jS / a . K ^ . p

(7)

Při spektroskopických dvojhviezdach nepoznám e absolutné, resp. zdánlivé magnitúdy jednotlivých zložiek, ale len sumárnu magnitúdu: 772 = 772!—2,5 log ( 1 0 -M (m 2-m i) + l ) (g) a len ak sa nám podarl zo sp ektra (v n iektorých pripadoch) určiť pom ěr svietivosti L-jL2 určím e osobitne m i a 7íi 2 a v případe, že poznáme vzdialenosť sústavy, tak a j My a M2■ A le hm otnost je u rčená ako súčin [Ml + M 2] . sin 3 i a pre dvojhviezdy s oboma spektram i možeme u rčit M i. sin 3 i a. M i. sin 5 i, pretože M1/M2 = K 2/K 1. (9) Takže pri zistovaní param etrov hviezd sa tu nedá toto uskutočniť tak dobře ako u vizuálnych dvojhviezd. Avšak vizuálně a j sp ektroskopické dvojhviezdy sa dajú „použit" aj na overovanie napr. relativ istickéh o stá ča n ia p eriastra a č e r ­ veného gravitačného posuvu. Zvlášť vhodné pre u rčenie stá ča n ia p eriastra sú sústavy tak é, kde je v elká poloos d ostatočne m alá a hm otnost sústavy naopak dost velká, to sú napr. sústavy s jednou hviezdou trpazlíkom (připadne obrom) a druhou bielym trpazlíkom či pulzarom. Perióda relativ istickéh o stá ča n ia pe­ ria stra sa dá určiť zo vzorca: U = 1,57 . 105 . a . (1 —e2) ,P/(Aí 1 + M2) (10) kde a je velká poloos relatív n ej dráhy v R q , U je vyjádřené v dňoch, P je p e­ rióda oběhu v dňoch a Mlt M2 v M o . Na u rčenie červeného gravitačného posuvu sú vhodné hviezdy s velkou hustotou (resp. s velkým pomerom M /R) vyskytujúce sa vo dvojhviezdach — napr. bieli trp azlíci. Červený gravitačný posuv tu vyplývá z rozdielov rý ch lostí Vt (rýchlosť ťažiska sú stav y ); je vypočítaný zo sp ektier bieleho trpazlíka a zo sp ektier druhej zložky. Tento rozdiel je A ^t = c . - — — = c . z g; (1 1 ) A A' je vlnová dlžka posunutej čiary a A je vlnová dlžka laboratórna, c je rý ch ­ losť světla a zg je právě gravitačný červený posuv. zg je zároveň podlá teórie relativity rovné 1

z* =

i

2.G.M R.c2

—1 ,

čo pře m alé hodnoty výrazu 2 . G . M/ R . cž je možné písať ako: G.M Zg = — r R . c1

(1 2 )

(13)

a teda zo známého zg a znám ej hm otnosti bieleho trpazlika, vypočítanej pomocou znám ých orbitálnych elem entov, dostávám e z (13) jeho polom ěr a pri znám ej paralaxe jeho svietivosť a teplotu. Z atial sa podařilo m erať červený gravitačný posuv napr. pre ceC M aB (Síriu s B ] a 40 E rl B. Vztah (1 3 ), resp. (12) umožňuje však pri známom R a M porovnat vypočítanú a nam eranú hod­ notu zg, čím sa te stu je jed en z dosledkov teórie relativ ity. Červený gravitačný posuv je však dosť malý, posuv vlnových dlžok odpovedajúci gravitačném u po­ suvu je u bielych trpazlíkov ~ 1 Á (u Sln k a je ~ 0,01 A) pri 5000 A. Čo sa týka relativistickéh o stáčan ia periastra, tu je napr. u běžných dvojhviezd U = 10 5 rokov, avšak v dvojhviezde, kde by boli trpazlík a pulzar od seba 1 0 ® km a pri e = 0,6 by bolo U = 20 rokov, čo je pozorovatelné, pretože za 1 ro k by sa dráha sto čila o ~18°. To sa spolahlivo p rejaví v dížke p eriastra pri výpočte elem entov novej dráhy, ak sa ted a pri výpočte nových elem entov pre takúto sústavu podaří určiť uhol oto čen ia periastra, teda periodu U, možeme ju po­ rovnat s periodou určenou pre túto sústavu zo vzorca ( 1 0 ) a tak to opať te sto ­ vat d alší dósledok všeobecnej teórie relativity. Připadne, ak poznáme napr.

RI SE H V Ě Z D POPULÁRNĚ VĚDECKÝ ASTRONOMICKÝ ČASOPIS

R O Č N Í K 62

1981 NAKLADATELSTVÍ A VYDAVATELSTVÍ P A N O R A M A , N. P., P RAHA

OBSAH

i.

Čl á n k y

B e n e š K G eologick á tv á ř Ju p iterova m ěsíce I o ----------------------------------------------------------------------------B ouška Co nového kolem Satu rn a ------------------------------------------— K objevu U rana -----------------------------------------------------------------------------—---- -----— K om eta S ch w assm ann -W achm ann 1 v r o c e 1981 ----------------------------------------------------------------------— Nové m ěsice Ju p itera, S atu rn a a N eptuna ----------------------------------------------------------------------------------— Pozorován i zatm čn l M ěsíce 13. b řezn a 1979 ----------------------------------------------------------------------------................. — .............- ........................... — V oy ager 2 u S a t u r n a B ursa M .: Podíl p lan et na slap o vých d e fo rm a cích zem ského tě le sa ---------------------------------------------C e p le c h a Z .: Bolid z ro je Leonid --------— Lednová sp ršk a bolidů --------------------D im itrov L. D .: A ntihm ota op ět v popředí zájm u -----------------------------------------------------------------------Griin M .: Předb ěžné vý sled k y sondy V oy ager 1 ----------------------------------------------------------------------------— , K o u b sk ý P .: K osm onau tik a v r o c e 1980 G ry ga r Zeň objevů 1980 ----------------------------------------------------------------------------------------- 45, 72, 94, 118, H e in z e l P M ezinárodní k o n fe re n ce o hvězdn ých a tm o s f é r á c h -------------------------------------------------- ..... H ud ec D vacet le t p ilotovan é kosm on autiky ....................... — P rvn í vesm írn ý le t r a k e to p lá n u ------------------------------------------------------------------------------------K o p e c k ý M .: P ro č slu n ečn í rád io vý tok nem ůže n ah rad it re la tiv n í číslo ---------------------------------K fiv sk ý L .: P o lá rn í z á ře 12. a 13. dubna 1981 a p ře d ch ázející slu n ečn í čin n o st --------------------------K ru šin a Z .: P řed eru p čn í fo to sfé rick á s itu a ce ------------------------------------------------------------------M a le č ek B .: Pozorován i z ák ry tů hvězd M ěsícem v ČSSR --------------------------------------------M ayer P.: P ro jek ty velk ý ch te le s k o p ů --------------------------------------- ----- ------------------------------------------------M ik u lá šek Z .: In fra če rv e n é záblesk y re n tg en ov éh o zd roje ------------------------------------------------------— Obří pek u liárn í hvězdy a dvojhvězdy -------------------------—..........................................- ......... N eu b a u er M .: Č tvrt sto le tí pozorován í S lu n ce na h v ězd árn ě ve V alašsk ém M eziříčí ------------------O búrka O.: A stron o m ick á oh lédn uti ------------------------------------------------------------------------------------------- — — Co řík a jí sp e k tra hvězd ......................... — D vacet le t c e lo n á ro d n ích od borných úkolů ---------------------------------------------------------------------— Hvězdný v ítr -------------------------------------------------------------------------- ...... - .......... — P o h lcen í g a la x ie ---------------------------------------------------------------— R entgenové dvojhvězdy -------------------------— Vývoj tě s n ý ch dvojhvězd ............................ O lm r. /„• M aserový e fe k t v ra d io a stro n o m ii -----------------------------------------------------------------— S c h m ie d L .: Vizuální pozorován i Slun ce v ČSSR v ro c e 1980 -------------------------------, --------------Š o lc M .: P o vrch S lu n ce se vlní s periodou 11 le t .................. — S v ěd ectví m e te o rick ý ch chon drulí V a n d rá k J .: N ávštěvou na H lavni a stro n o m ick é ob servatoři AV USSR v Kyjevě ----------------------— V ýp očet předpovědí úkazů Ju p iterových m ě s í c ů .................. —......... Z am yšlení k XVI. sjezdu KSČ ------------------------------

2.

28 8 49 204 182 143 223 247 26 160 177 89 157 133 203 70 115 74 185 201 137 252 206 245 116 1 250 221 51 164 99 186 4 162 25 54 113 225 69

ZPRÁVY

V ýročí v r o c e 1981 (30) • F ra n tiše k K u čera zem řel (3 2 ) • Jubileum Jiřího T olm ana (101) • F ra n tiš e k Rein zem řel (1 4 5 ) • K 80. n arozen in ám F ra n tiš k a K rejčíh o (2 0 8 ) • Již tř ic e t let o d ,ú m rtí prof. Nušla (2 0 8 ) • B esed a se č te n á ři Ř íše hvězd (257) • Sto le t od n aro zen í Jaro slav a S ty ch a (2 5 7 ) • ftíše hvězd blah op řeje (2 5 8 ).

3.

CO NOVÉHO V ASTRONOMII

Sojuz T3 (1 1 ) • N ejvětší ře ck ý d alekoh led (1 1 ) • P erio d ick á kom eta W est— K oh ou tek— Ikem ura 1980r (11) • Supernova v NGC 6946 (1 2 ) • Supernova v souhvězdí S tře lc e ? (12) • Další kom eta v P alom arsk ém a tla s e (1 2 ) • K om eta M eier 1980q (1 2 ) • P ro tich v o st k om ety 1980k (1 2 ) ’ • Jedna sond a ke dvěm a kom etám (1 3 ) • Nové věd eck é p rog ram y ESA pro ro k 1981 (13) • Dvojhvězdné já d ro p la n e tá rn í m lhoviny Abel 46 (1 4) • R o tace p lan etk y C erberus (1 4 ) • N ezvěstná p lan etk a znovu n a lezen a (14) • Rodí se nová p la n e tá rn í m lhovina kolem FG S g e? (1 4 ) • Velm i v zd álen á kulová hvězdokupa (1 5 ) • O dchylky č a so v ý ch sign álů (18, 38, 81, 104, 120, 147, 165, 191, 216, 236, 258) • Z ák ryt hvězdy planetkou W in ch ester (3 2 ) • P erio d a zdroje Cygnus X-3 (3 7 ) • Pohyb hvězd v kulové hvězdokupě M 3 (3 7 ) • Nova v souhvězdí L ab u tě? (3 8 ) • R ádiové z á ře n i kom ety M eier 1980q (3 8 ) • A lfa a P roxím a C entaurl (38) • X X X I. m ezinárod ní a stro n a u tick ý k o n gres (5 6 ). • Definitivní o z n a če n i kom et p ro šlý ch příslunlm v r o c e 1979 (5 8 ) • K om eta B rad field 1980t (5 8 ) • Opět bolid Medzev (58) • R elativní čís la slu n ečn ích skvrn nebudou z Curychu (5 8 ) • Zánik ra k e ty Kosm osu 749 (5 8 ) • K on feren ce o h v ězd ách ty p u Ap (75) • In terk o sm os 21 (8 1 ) • K om eta Lovas 1980s (8 1 ) • K om eta Longm ore 1981a (8 1 ) • Nova Scuti

(81) • Bolid v souhvězdí B oota (81) • K om eta P a n th er 1980u (81) • O pravte si v HR 1981 (81) • Letní č a s v ro c e 1981 (8 1 ) • Kolik je p la n e te k ? (8 2 ) • Houby, astron o m ie a pověry (85) • S alju t 6 opět s posádkou (1 0 1 ) • A stronom ick é p řís tro je pro ra k e to p lá n (1 0 2 ) • Jsou Phobos a Deimos z a ch y ce n é p la n e tk y ? (103) • Výbuch zářen í g am a ve Velkém M agellanově m račnu (103) • Kolik p la n e tá rií p ra cu je v NDR? (1 0 4 ) • K zá k ry tu hvězdy p lan etk ou W in ch ester (120) • P erio d ick á kom eta Lovas (1 2 5 ) • Nova v souhvězdí Jižní koruny (125) • Nový m eteo rick ý ro j? (1 2 5 ) • D efinitivní re la tiv n í čís la v r o c e 1980 (1 2 5 ) • Nové elem en ty dráhy k om ety 1980u (126) • K om eta Bus 1981b (1 2 6 ) • P u lsar složkou d louh op eriodick é dvojhvězdy (1 2 6 ) • 60 le t výzkumu zák ry to v ý ch prom ěnn ých v K rakově (1 2 6 ) • N á v ra t ze Saljutu 6 (1 4 5 ) • V oy ager 2 se blíží k S aturnu (1 4 5 ) • Id e n tifik a ce rá d io v ý ch zdrojů s op tick ý m i objekty (146) • K om eta P /F in lay 1981e (1 4 6 ) • A k tin om etrick á zák lad n a na S k aln atom P lese (1 4 6 ) • D opravila blízká supernova n a Zemi m ěsíčn í m a te riá l? (1 4 7 ) • V ýstav a časo p isů P an o ram a (165) • Další Jupiterův m ěsíc? (1 6 9 ) • Su pernova v NGC 4874 (169) • Su pernova v NGC 5597 (1 6 9 ) • Supernova v g alaxii v souhvězdí Panny (1 6 9 ) • Z á k ry t hvězdy BD-19°4222 U ranem (169) • Nové plan etk y objevené na K leti (1 6 9 ) • K om eta Gehrels 2 — 1981f (169) • Nová zák ry to v á prem enná hviezda objavená v ČSSR (1 7 0 ) • K om eta E lia s 1981c (1 7 0 ) • K om eta Bus 1981d (170) • K osm ická o b servatoř pro pozorování slu n e čn ích eru p cí (1 7 0 ) • O bservatoř na o strově La Palm a (171) • P aren ag o 1644 (189) • Supernova v souhvězdí Je d n o ro žce (1 8 9 ) • Su pernova v NGC 1316 (1 8 9 ) • Supernova v NGC 4536 (189) • N eobvyklý zbytek po sup ern ově (1 9 0 ) • D ráhy p lan etek 2403, 2404 a 2407 (190) • Rychlý vývoj hvězdy FG S a g itta e (1 9 0 ) • P la n e tk y v ro c e 1980 (191) • Interkosm os — B u lg aria 1300 (213) • Letni č a s 1981 sk on čil (2 1 3 ) • K om eta G onzález 1981g (2 1 4 ) • Kom eta K earnes-K w ee 1981h (2 1 4 ) • K om eta P/S lau gh ter-B u rn h am 1981Í (214) • Nové ra d io telesk o p y (214) • Nová polská p la n e tá ria (214 )• P la n e tk a 1981 QA (2 1 5 ) • R entgenová em ise z trp a s ličí novy AY L y ra e (2 1 5 ) • Družicová pozorován í Novy A qullae 1918 (215) • Další Saturnovy m ěsíce (216) • Využívanie sln e čn e j en e rg ie vo výstavbě (2 1 6 ) • Je ště k sup ern ově v g a la x ii v souhvězdí Panny (222) • V. k o n gres M ezinárodní unie astron o m ů am atérů v B ruselu (2 3 0 ) • Skvrny slu n ečn íh o typu a hvězdná p rom ěnn ost (2 3 1 ) • D ružice M agion uk on čila čin n o st (2 3 2 ) • Dráha kom ety González 1981g (2 3 2 ) • K om eta P /Sw ift-G eh rles (1981) • K om eta H owell 1981k (233) • Dráha p lan etk y 1981 QA (2 3 3 ) • Bolid pozorovan ý v Humennom (2 3 3 ) • Bolid v souhvězdí P eg asa (2 3 3 ) • Jasn á P e rse id a (233) • Jak je s ta r ý v e sm ír? (233) • Nové k om ety? (234) • Supernova v ESO 356-G20 ( 234) • Jak stud ený je Plu to ? (2 3 5 ) • In fračerv en ý záblesk ový zdroj? (235) • Přesn é m ěřen í ra d iá ln íc h ry c h lo stí (2 3 5 ) • Sv ěteln á ú čin n o st u bolidů (2 3 6 ) • Nová d ráh a p lan etk y 1981 QA (2 5 8 ) • Jasn á nova ve V elkém M agellanově m račn u (2 5 8 ) • C uryšská h v ězd árn a zru šen a (258) • Další m ezinárod ni posád ky na oběžnou dráhu kolem Země (258) • P éče o slu n ečn í hodiny v NDR (2 5 9 ) • MV L y rae zdrojem m ěkkého ren tg en ov éh o zářen í (259) • P lan etk y mění barvu (2 6 0 ). 4.

KALKULÁTORY V ASTRONOMII

Oprava sou řad n ic o r e fr a k c i (1 8 ) • Jak z p ra co v a t vizu áln í pozorován í prom ěnn ých hvězd (62, 83, 109) • Východ a západ (130) • V zd álenost bodů na sfé ře (150) • Z k rácen ý vý p očet pro tra n sfo rm a ci sfé rick ý ch so u řad n ic (192) • V ýp očet soum raků a svítán í (2 3 7 ).

5.

Z LIDOVÝCH HVĚZDÁREN A ASTRONOMICKÝCH KROUŽKU

Nové m ezinárod ni sdružen í a stron o m ů -am atérů a p rofesion álů pro sp o lu p ráci v oboru fotoelektric k é fo to m etrie (1 7 ) • D v acetileté p lan etáriu m (3 9 ) • Nová h v ězd árn a v B e n átk ách n. J. (67) • Další nová h v ězd árn a (8 4 ) • Letní kursy v R o k y can ech (8 5 ) • Č tvrt s to le tí m eteo rick ý ch exp ed ic (106, 127, 154) • Sem inář o výzkum u prom ěn n ých hvězd (1 7 5 ) • C elostátn í m eteorický sem in ář (1 9 6 ) • K oron ograf na K rajskej h v ezdárni v H lohovci (216) • H vězdárna ve V alašském M eziříčí (2 1 6 ) • 20. v ý ro čí trv á n í h vězdárny V lašim (238) • M eteorick á exp ed ice VAĎEX (2 6 1 ).

6.

ZÁKLADY ASTROFYZIKY PRO ZAČÁTEČNÍKY

O přenosu zářen í (15, 3 8) • Atomy a zá ře n i (5 9 ) • O ro v n ici přenosu — I. Co a jak m ěřím e (104, 128) • Jak je te p lé sv ě tlo ? (147) • Různé te p e ln é rovn ováh y (171, 236) •

7.

NA POMOC ČTENÁŘI

K datu leto šn ích velik o n oc (6 3 ) • Opozice p la n e ty M arsu (191) • Zatm ěni M ěsíce 9. led n a 1982 (2 6 3 ). 8.

SOUHVĚZDÍ SEVERNÍ OBLOHY

Orion, Z ajíc (19) • Jed n o ro žec. Malý pes (40) • H ydra, Rak (6 5 ) • Lev (8 2 ) • Panna, H avran (107) • Pan na, Váhy (1 2 8 ) • H adonoš (151) • Orel, S tlt, Slp, Delfín, K oníček (173) • Labuf, Je ště rk a (1 9 4 ) • P eg as (217) • Ryby (239) • Vozka (2 6 1 ).

B ulletin č s . astro n o m ick ý ch ústavů (2 2 , 64, 109, 153, 217, 241, 260) • V. V an ýsek: Z áklad y astro n o m ie a a stro fy z ik y (2 2 ) • B. A. V oron cov-V eljam inov: A stronóm la (2 2 ) • H vězdářsk á ro č e n k a 1981 (4 2 ) • A stronom ick ý k a le n d á ř na rok 1981 (4 2 ) • A stron o m lsk ais k a len d ars 1981 (4 2 ) • F . P e š ta : H rom adný pád m e te o rick ý ch kam enů u S trk ova a P lan é nad Lužnicí v T áborském ok re se dne 3. če rv e n c e 1753 (4 3 ) • W. HOgner, N. R ich ter: Iso p h o to m etrisch er A tlas d er K om eten (6 5 ) • J. K leczek : Slu n ečn í en e rg ie — Ovod do h elio tech n ik y (6 5 ) • P. Příh od a: M ars (109) • J. B rož, v. R oskovec, M. V alouch: F y z ik á ln í a m a te m atick é tab ulk y (1 1 0 ) • S. M arx, W. Pfau: S te rn w a rte n d er W elt (110) • S o ln e čn a ja 1 so ln ečn o -zem n aja fizik a (1 1 1 ) • A cta U n iversitatis C aro lin ae — M ath em atica e t P h y sica (1 3 0 ) • S. A. K ap lan : Physik d er S tern e (1 3 0 ) • D. B. H errm ann: Das S te m g u ck e rb u ch (131) • B. M uller: Z áklad y astro n ó m ie (154) • P. H arm an ec: Dvoj­ hvězdy (1 9 7 ) « " p . Koubský: H vězdný v ltr (1 9 7 ) • A stron o m ičesk lj k alen d ar 1981 (1 9 7 ) • R. N. M an ch ester, J. H. T a y lo r: P u lsa ry (198) • K. Llnd ner, K.-H. N eum ann: Ju gen dlexikon A stronom ie und R aum fah rt (1 9 8 ) • A. R ényi: D ialogy o m a te m a tice (1 9 8 ) • R. D rSssler: Když hvězdy byly je š tě bohy (2 4 1 ) • I . N. Galkin, W. W. S ch w arew : R eise zum M ittelpunkt des M ondes (2 4 1 ) • S o lar Phenom ena in S ta rs and S te lla r Sy stem s (2 4 2 ) • Z. Pokorný, J. Š ilhán : P ozorován í zák ry to v ý ch dvojhvězd (2 4 2 ) • P ro ceed in g s of th e S ev en teen th G en eral Assem bly (M o n treal 1979) • T ra n sa ctio n s oí th e In te rn a tio n a l A stron o m ical Union, V ol. XVII B (2 6 0 ) • P. A h nert: K alen d er fílr S te rn íre u n d e 1982 (2 6 0 ).

10. ÚKAZY NA OBLOZE B řezen 1981 (2 3 ) • Duben 1981 (4 3 ) • K věten 1981 (6 7 ) • Č erven 1981 (8 7 ) • Č erv en ec 1981 (1 1 1 ) • Srpen 1981 (1 3 1 ) • Z áří 1981 (1 5 5 ) • Ř íjen 1981 (1 7 5 ) • L istopad 1981 (1 9 9 ) • P rosin ec 1981 (2 1 9 ) • Leden 1982 (2 4 3 ) • Onor 1982 (2 6 3 ).

Říši h v ěz d ř íd í r e d a k č n í ra d a : D oc. A nto n ín M rkos, C S c. (p ř e d s e d a r e d a k č n í r a d y ) ; d o c. RNDr. Jiří B o u šk a , C S c . (v ý k o n n ý r e d a k t o r ) ; RNDr. Jiří G ry ga r, C S c .; p r o f. O ld řich H la d ; č le n k o r e ­ s p o n d e n t ČSA V RNDr. M iloslav K o p e c k ý , D r S c .; in g . B ohum il M a le č e k ; p ro f. RNDr. Oto O bůrka, C S c .; RNDr. Ján S tohl, C S c .; te c h n ic k á re d a k to rk a V ě ra S u ch á n k o v á .

orbitálně elem enty a periódu U a vieme odhadnut hm otnost hviezdy-trpazllka, potom možeme zo vztahu (10) vypočítat hm otnost pulzaru. Pretože hviezdy vo dvojhviezdnych sústavách prechádzajú vývojom, stává sa, že okrem vzájom nej výměny hm oty (těsn é dvojhviezdy) jed n a zo zložiek strá ca hmotu buď perm anentne, alebo výbuchom (nova, supernova). Za istých okolnosti sa tá to sústava može rozpadnút. Ak označím e stratu hm oty AM, potom pred rozpadom má jed na zložka rých lost V = ^ - 7 — ------- ~

•]/

g

. (Mí + M2)

(14)

a po rozpade musí mať aspoň únikovú rýchlosť l. _ j/

2G[M 1 + M2) - 2 G A M ~

(15)

kde r je sprievodič relatív n ej dráhy, potom porovnáním (14) a (15) dostávám e

B

—

H -

(M ! + M2) ž — — . (M j + M2—AM)

a od tial po úpravě AM Mí, + M2 ^ 2a (16) Zo vztahu (16) vidno, že pri povodnej hm otnosti sústavy M = AÍj + M2 sa sú­ stava rozpadne, ak strata hm oty je vačšia ako rM /2a, teda rozpad závisí n ielen na hm otnosti sústavy a y eík e j poloose, ale a j na okam žitej vzdialenosti oboch zložiek — tento jav sa nazýva P raščiho efek t. Odvodenie je správné za předpokladu, že strata hmoty nastáva za ča s t
Zprávy VÝZNAMNÉ ŽIVOTNÍ JUBILEUM RNDr. B. ŠTERNBERKA Dr. Bohum il Š te rn b e rk se 21. ledna 1982 dožívá v pozoruhodné svěžesti a v obdivu­ hodném kontaktu se soudobým rozvojem astronom ie význam ného životního ju b ilea — osm desátipěti let. O trv alý ch záslu hách a řad ě význam ných poct ud ělených ju bilantovi už bylo napsáno v íck rát a na v íce m ís­ te ch (viz napr. blahopřán í v Ř íši hvězd

před pěti lety nebo z osobního p řáte lstv í v y ch áze jící člán ek prof. Gutha v K osm ic­ kých rozhled ech 2/1977). Pokusím se proto o n ěk olik vzpomínek, ja k jsem se s dr. Š tern b erk em setk al během posled ních v íce než p ětad vaceti let. Časově n e jv zd ále n ě jší v této řad ě budou padesátá lé ta a hvězdárna na P etříně. Dr. Štern berk pravidelně chodil na schůze A stronom ické sp olečn o sti (což dělá dodnes) a všichni jsm e v ěděli, že když vystoupí a vytáhne z kapsy své „p ap írky", ta k se dozvíme n ě ­ co nového a zajím avého. V ro c e 1962 jsem se s dr. Štern berk em setk al u p řijím acích pohovorů při nástupu asp irantu ry, při nichž mne zau jalo, ja k

dlouho vedl B u lletin , aby je š tě m noho let sledoval rozvoj ústavu, jem už věnoval n e jlepší roky svého života a aby to všechno d ělal v dobrém zdraví a životní pohodě.

P. Anárle ZEMŘEL OLDŘICH KOTlK

umí z dané problem atiky vybrat to n e j­ p od statnější. L éta plynula a vyvrcholením p ráce dr. Š te rn b e rk a byl kon ec šed esátý ch let. V té době A stronom ický ústav ČSAV jím vedený byl už vyznam enán S tá tn í cenou KG za slu ­ n ečn í m nohokanálový spektroskop, dobudo­ v áv al se dvoumetrový dalekohled — mno­ h ale tý sen n ašich s telá rn ích astronom ů — a ch y stal se kon gres IAU v Praze. Kdosi ř e k l — když ch tě l zdůraznit význam organizáto rské p ráce — že kdyby d ostal Nobe­ lovu cen u vedoucí věd eckého tým u, který p řip rav il vypuštění prvé um ělé družice, by­ lo by to jenom spravedlivé ocenění. Myslím, že ja k á si „česko slov enská obdoba" tohoto výroku by byla spravedlivým oceněním č á s ­ ti toho, co pro československou astronom ii d r. Š te rn b e rk ud ělal a dosud vykonává. Roku 1969 jsem se sta l výkonným red ak­ torem B u lletinu čs. astronom ick ých ústavů, je h o ž je dr. Š te rn b e rk už mnoho let vedou­ cím red aktorem . Zde jsem poznal n ejlép e styl je h o p ráce: Je pro n ě j typ ická velko­ ry so st, důvěra ke spolupracovníkům , smysl pro exak tn í d etail apod. Za posled ních 13 let mi utkvělo v pam ěti podrobné zdůvod­ n ění, proč nelze jednu ze zaslan ých knih recen zovat, zabrán ěn í pu blikace nesprávné­ ho obrázku (čeh ož si nevšim l nikdo jiný z red ak ce ani a u to r), velká péče věnovaná správném u rozdělování an g lických slov a m noho d alších věcí. Proto můžeme při tak významném ju b i­ le u dr. Š tern berk ov i jenom p řát, aby je ště

Dne 18. 7. 1981 tra g ic k y zahynul ve věku 59 let jed en z n ejp ro d u k tiv n ějších č esk o ­ slovenských astronom ů am atérů, ing. Ol­ d řich Kotík. V ětšin u svého života prožil ve Ž dánicích na Kyjovsku. Tam se pod je h o vedením u stav il v ro c e 1957 astronom ický kroužek, k terý s i vytkl za c íl postavit v m ístě lid o ­ vou hvězdárnu. Stavělo se v a k ci Z. Ing. K otíkovi se podařilo pro věc nadchnout m noho obyvatel obce, sám od pracoval na stavbě n ěk o lik tisíc b rigád n ick ých hodin a dovedl ji až ke slavnostním u otevřen í v ro ­ ce 1965. Později byla hvězd árna jeh o záslu ­ hou n ě k o lik rá t rozšiřován a, až z n í vzniklo v íceú čelové zařízen í, k te ré má je n v a s tro ­ nom ické č á sti návštěvnost asi 5 tisíc lidí ro čn ě. H vězdárna má rovněž podmínky pro p ořád ání takových in te rn átn ích a k cí, jak o je letn í šk o la astronom ie a zejm én a p rak ­ tikum pro p ozorovatele prom ěnných hvězd, k te ré se v p ro sto rách hvězdárny konalo již čty řik rá t. Ing. K otík hvězdárnu až do svého od cho­ du vedl, s ta ra l se o je jí m ateriáln í zabez­ p ečen í a podílel se význam nou m ěrou i na vlastní popu larizační čin n o sti hvězdárny. Je to hodno obdivu tím spíše, že m ěl svoje velm i n áro čn é povolání říd ícíh o p racovníka v prům yslovém závodě a nav íc d alší zájm y, zejm én a arch iv n ictv í a m ístní h isto rii. Jeho p ráce byla ocen ěn a udělením K opernikovy m ed aile. Od jeh o odchodu uplynulo již n ě ­ k olik m ěsíců , n a žd ánické hvězdárně ho však postrádám e stále více.

Jindřich Šilhán

Co n o v é h o v astronomii KOMETA STÁTTMAYER NEEXISTUJE V Ř íši hvězd 11/1981 (str. 234) jsm e o tisk li zprávu o m ožném objevu nové k o ­ m ety S tattm ay er, i o tom , že objev nebyl potvrzen. V c irk u láři M ezinárodní astron o ­ m ické unie č. 3642 byly u v eřejn ěn y další zprávy, že o b je k t nebyl nalezen . R. M. W est (E vrop ská již n í hvězd árna) sd ělil, že na sním ku exponovaném J. Linderem (E ttlin gen, N SR ) s m eznou hvězdnou v elikostí 15,5m ú d ajná kom eta není. T aké n a sním ­ cích , k te ré exponovali J. Gibson s l,2m Schm idtovou kom orou n a Mt. Palom aru a B. S k iíf na Low ellově hvězdárně není po ob jektu žádných stop. _ J. B.

DALSI PLANETKA TYPU APOLLO P lan etkam i typu A pollo se o zn aču jí ta k o ­ vé asteroid y, je jic h ž dráhy p ro tín ají dráhu Země. Není jic h znám o mnoho a ta k objev každé p lanetky tohoto typu je zajím avý a cen ný. D alší p lanetku typu Apollo ob jev ili na tře c h sn ím cích , exponovaných 4. a 5. lis ­ topadu 1981 E. H elinová a S . Dunbar l,2m Schm idtovou kom orou n a Mt Palom aru. P la­ n e tk a se je v ila ja k o ry ch le se pohybující o b jek t 16,5m v souhvězdí P ersea. Dne 4. XI. 1981 byla totiž vzdálena od Země je n 0,279 AU (od Slu n ce 1,212 AU). Z pozorová­ ní získan ý ch m ezi 4 .—7. listopadem vypo­ č e tl C. M. Bardw ell efem eridu nové p la n e t­ k y, o značené 1981 VA : T = 1981 IX. 2,329 EC co = 58,734° 1 (2 = 246,649° !■ 1950,0 i = 20,966° J q = 0,63178 AU e = 0,73112 a = 2,34968 AU P = 3,60 roku. IAUC 3644, 3645 ( B ) ZÁKRYT HVĚZDY PLANETKOU THISBE V n o ci 6./7. říjn a 1981 n astal zákryt hvěz­ dy SAO 187124 p lanetkou (8 8 ) Thisbe, k te ­ rý byl pozorovatelný v Severn í A m erice. V cirk u láři M ezinárodní astron o m ick é unie č. 3642 bylo uveřejněno pozorování tohoto zákrytu, k te ré získ al G. Em erson v Boulderu (E . E. Barnard O bs.). Zákryt byl pozorován ja k vizuálně, ta k fo to g ra fick y ve v ýšce 21° nad obzorem za výborného počasí. Z ačátek zákrytu n astal 7. říjn a 1981 ve 2h01m43,3s SČ, ko n ec ve 2h01m53,2s. Během zákrytu nebyl z jiště n žádný sekun dárn í úkaz, k te rý by nasvědčoval přítom nosti případného s a ­ te litu p lanetky. J. B. DRUHÝ START COLUMBIE Ke svému druhém u zkušebním u v esm írné­ mu letu od startoval rak eto p lán NASA Co­ lum bia ze startovn ího kom plexu 39 A florid ského kosmodromu dne 12. listopadu 1981 — přesně sedm m ěsíců po prvním startu na okolozem skou dráhu. Dvoučlenná posádka Colum bie, astro n au ti Joe E ngle a Robert Truly, tak poprvé v h isto rii p ilo to­ vaných kosm ických letů od startov ala na „použitém " vesm írném transportn ím pro­ středku. Obdobně, jak o u prvního startu , se po­ d ařilo u sku tečn it s ta rt Colum bie až napo­ druhé — při prvním pokusu zastavil p očí­ ta č startovn í přípravy pouhých 31 sekund před vlastním startem pro zjištěnou závadu n a m azacím systém u hy d rau lický ch pump raketoplánu. Podle původního plánu letu m ěla posádka

setrv at na oběžné dráze celk em 5 dní. Co­ lum bia však m ěla pro oba astro nau ty p ři­ praveno jed no n em ilé překvap ení: došlo k poruše na energ etick ém palubním sy sté­ mu. Jed en ze tř í palivových člán ků , které d odávají e lek trick ý proud — palivové č lá n ­ ky produkují e lek třin u slučováním kyslíku s vodíkem , přičem ž dalším vítaným produk­ tem té to re a k ce je voda — p řestal p raco ­ vat. Potřeba en erg ie pro palubní systém y a zařízen í rak etop lán u k o lísá při startu a přistáván í mezi 20 až 30 kW a během letu by se m ěla pohybovat od 14 do 24 kW. Činnost dvou palivových člán ků s ta č í krýt e n erg etick o u potřebu, ale vypracované le ­ tové předpisy platné pro výskyt podobné poruchy vedly ke zk rá ce n í c elé h o program u letu. Posádce byl povolen pouze dvouden­ n í let. Případná poru ch a dalšího palivové­ ho člán k u vby již to tiž vážně ohrozila b ez­ p ečn o st letu. A stronauty tedy č e k a l tzv. m inim ální le to ­ vý program . Jedním z je h o úkolů bylo od­ zkoušení m ech an ickéh o m anipulátoru, který má v budoucnosti vyklád at z nákladového prostoru do kosmu družice. Tato m e ch a ­ n ick á ru ka — je jí prům ěr je 40 cm , délka 15,2 m a dokáže m anipulovat v beztíží až se 30 tunam i — b yla při tom to druhém letu ve vybavení rak etop lán u poprvé. Ma­ nip u láto r je um ístěn na o k ra ji náklad ové­ ho prostoru hned za dvoupodlažní kabinou posádky. Z kabiny je pak ovládán a jeh o čin n o st lze sledovat n a televizním m onito­ ru ovlád acího pultu. V ešk eré pohyby z a jiš ­ ťuje šest elektrom otorků a k vizuálním u sled ován í slouží i vhodné osvětlení. V b u ­ doucím vybavení rak eto p lán ů se počítá i se dvěma podobnými m anipulátory. Druhý let Colum bie m ěl v program u i n ě ­ kte ré v ědecké experim enty. Na p aletě v nákladovém prostoru byly um ístěny n ě ­ k te ré experim en táln í p řístro je — je jic h č in ­ nost byla z ah áje n a po otevření dveří n á ­ kladového prostoru. Colum bia te n to k rát vy­ n esla anténu pro rad arové m apování zem ­ ského povrchu, rad iom etr in fračerv en éh o zářen í a p řístro je pro dálkový průzkum zem ského povrchu a m ořských hladin, op­ tick ou re g is tra c i e le k trick ý c h výbojů v zem ­ ské atm o sféře a p řístro je pro sledování z n e čiště n í atm osféry. Po splněni zkrácen éh o program u letu po­ sád ka opět p řistála na p řistáv ací dráze vy­ sch léh o dna je z e ra n a základ ně Edw ards v K alifo rn ii. Celý let trv al 54 hodin 13 m i­ nut a 10 sekund. Na závěr se je š tě zastavm e u n ěkterých zajím avý ch údajů tý k a jíc íc h se problem ati­ ky tep eln é o ch rany raketoplánu . Zhruba 1070 m 2 povrchu rak eto p lán u je pokryto asi 3 1 0 0 0 žáruvzdorným i d estičkam i — hm otnost tohoto och ran n éh o štítu proti vy­ sokým teplotám v zn ikajícím při návratu k Zemi je 8570 kg. Po prvním letu bylo pro poškození — včetn ě poškození vzniklé­

ho nárazy zrn íče k písku při vlastním při­ stán í na p řistáv ací dráze — vym ěněno něco p řes 300 tě ch to d estiček. D alších asi 1100 d estiček bylo z p láště rak etop lán u sejm uto a po úp ravách a „vyztužení" znovu p řile ­ peno. Po předběžných proh líd kách Colum­ bie po usku tečněném druhém letu bylo oznám eno, že je n asi 12 d estiček bylo váž­ n ě ji poškozeno. Problém spolehlivosti te ­ pelné och rany rak eto p lán u p atřil při vývo­ ji tohoto nového tran sp o rtn íh o prostředku mezi n ejtěžší překážky. D alší le t Colum bie by se m ěl u sku tečn it v březnu 1982 a při tom to letu by další dvoučlenná posádka m ěla stráv it na okolozem ské dráze sedm dní. V sou časné době se d okončuje již m ontáž druhého letového exem pláře vesm írného rak eto p lán u — po­ n ese jm éno C hallenger. Tento rak etop lán má poprvé o d starto v at do kosmu při š e s­ tém plánovaném letu , k terý se pravděpo­ dobně u sku tečn í až počátkem roku 1983. I. H. ODCHYLKY ČASOVÝCH SIGNÁLU V ŘÍJNU 1981 D en 2. X. 7. X. 12. X. 17. X. 22. X. 27. X.

UT1-UTC + 0,2189* + 0,2074 + 0,1959 + 0,1824 + 0,1704 + 0,1592

UT2-UTC + 0,1899s + 0,1786 + 0,1677 + 0,1551 + 0,1442 + 0,1344

Časové znam ení čs. rozhlasu se vysílalo z kyvadlových hodin dne 27. X. 1981 od 6k45m do 9h30m SEC. Podle tabulky byl např. 2. ř íjn a 1980 čas UTC o 0,2189s za časem UT1 a o 0,1899s za časem UT2. V elik o st sezónní v ariace byla k tom uto dni UT2-UT1 = ( UT2-UTC) - (UT1UTC) = + 0,1899s—0,2189s = — 0,0290s. Č eskoslovenské časové sig n ály OMA r e ­ produkují ča s UTC lépe než n a 0,0001s, pou­ ze sig n ál OLB5 se z te ch n ick ý ch důvodů prozatím v ysílá trv ale o 0,0008s za časem UTC. K orekčn í sekunda v č a se UTC n a p řecho ­ du r. 1981/1982 neb y la te n to k rá t zavedena. V. P t á č e k PŘISPĚLA SUPERNOVA KE VZNIKU SLUNEČNÍ SOUSTAVY? O dborníci se dom nívají, že naše slu nečn í soustava vznikla asi 110 000 roků po výbu­ chu blízké supernovy z velk éh o množství plynu a prachu. Exploze m ohla vyvolat pro­ ces tvoření p lan etárn íh o systém u. K tomuto závěru dospělo n ěk o lik vědců z K alifo rn ­ ského tech n o log ickéh o in stitu tu pod vede­ ním G. W asserbu rga. Skupina odborníků se zabývala četn o stí výskytu rozpadových lá ­ te k rad ioak tiv n ích izotopů v m eteo ritech . Izotop vápníku41 může např. vzniknout pouze ostřelováním neutrony v supernově

a jeho p oločas rozpadu čin í 140 000 let. Mů­ žeme tedy před poklád at h ojn ý výskyt pro­ duktu rozpadu k a lia 41 v oko lí supernovy v prvních tis íc ile tíc h po výbuchu. Právě to­ to kalium 41 n alezli W asserbu rg a spol. v je d ­ nom z n e js ta rš íc h m eteoritů . Z je jic h v ý ­ zkumu vyplývá, že úlom ek vznikl pouze 110 000 let potom, co dosáhlo m račno uvol­ něné explozí okolí dnešní slu nečn í soustavy. Zrod plan etárn íh o systém u si tedy m ů­ žeme p řed stavit následovně. Rázová vlna, vzniklá explozí supernovy, vyvolala v o bla­ ku, tvořeném plynem a prachem , lokální k o n cen trace. O 100 000 le t později se vy­ tv ořila kom paktní tě lísk a , která dalším nalepováním hm oty vytvořila oběžnice. Sou­ běžně s tím to procesem kolabov ala cen ­ trá ln í plynná hm ota a vytvořila Slunce, k te ré začalo z ářit jak m ile v jeho středu stoupla d o statečn ě tep lota a tlak . SuW 20, 279; 1981 (H . N .j SLNECNÉ ZIARENIE a k o in d ik á t o r ZLOŽENIA A STAVU ATMOSFÉRY Jednou z vhodných m etód sledovania stavu a zloženia n a še j atm o sféry je m eran ie priam eho sln ečn éh o žiaren ia v roznych sp ek tráln ý ch o b lastiach . Na základ e takýctito m eraní možem e určiť základ né c h a ra k te ­ ristik y zákalu atm osféry a rad iačn ě v last­ no sti atm osférick éh o aerosólu . Jednodu­ chým , přitom ale sp olah livým prístrojom , ktorý um ožňuje získať hodnoty priam eho sln ečn éh o žiare n ia v tro ch úzkých sp ek ­ tráln ý ch ob lastiach , je Volzov>sln ečn ý fotom eter. V G eofyzikálnom ústave SAV v B ra­ tislav ě sa n a sled ovanie zákalových ch arak ­ te ristik atm osféry a rad iačn ý ch v lastn o stí aerosólu používajú šty ri Volzove sln ečn é fotom etre. Pom ocou dvoch sa sled u je d yna­ m ika zn ečisten ia atm o sféry v B ratislav ě. Ďalšie dva slú žia n a určovanie zm ěny stavu atm osféry v č istý ch o b lastiach (n a m eteo ­ ro logick ých o bservató riách GFÚ SAV v Mlyňan och a n a Skaln ato m P le s e ). D o terajšie exp erim en táln e výsled ky potvrdili v elk é rozdiely v m nožstve a rad iačn ý ch v lastnostia ch aerosólu v priem yselných a čistý ch vysokohorských o b lastiach . Hodnoty záka­ lového k o e ficie n ta v B ratislav ě 2- až 3-krát prevyšujú příslu šné ú d aje na Skalnatom P lese. N vt 21/81 SPEKTRUM KOMETY BRADFIELD 1980t C. B. Cosmovici získ al sp ektro grafy na re ­ flek to re ch o prům ěrech 1,22 m a 1,82 m a stro ­ fy zik áln í observatoře v Asiagu sp ektra k o ­ m ety 1980t s velkou disperzí. Podařilo se v nich id en tifikov at 20 pásů CO ve vizuální ob lasti sp ek tra a p atrn ě i pás H 2 S + u vlnové délky 450,9 mn. Z in ten zity šesti č a r CO v červen é o blasti sp ektra bylo možno p o čítat absolutní toky zářen í; pro CO (3 —0) vlnové délky 721 nm vychází tok 1 , 1 . 1 0 " 8 J m ~ 2 S " 1 s r - 1. 1AUC 3621

Základy astrofyziky pro z a č á t e č n í k y

O ROVNICI PŘENOSU II ]AK VYPADÁ V před chozích le k c ích jsm e si ře k li něco o stavbě atom u, a ta k é o tom, ja k atom in te ra g u je se světlem . Na základ ě takových in fo rm a cí bychom sam ozřejm ě stá le je ště nem ohli v ypočítat kolik fotonů atom za u rčitý ča s pohltí, vyzáří nebo rozptýlí, ale kvantová teo rie takové problém y v p rin ci­ pu dovoluje ře š it až „ad n u m ero" (k vý­ sledném u č ís lu ). Ta je jí čá st, k te rá se z a ­ bývá in te ra k cí látky a zářen í, totiž kvan­ tová elektrodynam ika, dokáže v sou časnos­ ti dosahovat shody experim entu s te o rií až n a 10 d esetinných m íst, což je snad n e jle p ší shoda v celé fyzice. Ovšem i když vycházím e z v elice přesných obecn ých principů, při p rak tick ý ch výpočtech, např. pravděpodobnosti přechodu slo žitě jších ato ­ mů z jed noho stavu do druhého (přechodu spojeného s vyzářením fotonu ) dostávám e ta k obrovské soustavy rovnic, že i s použi­ tím m oderní výpočetní tech n iky jsm e s to ře š it je je n v elice přibližným i m etodam i a přesnost výsledku je často i je n 10 % . P roto jsm e v n ěk terý ch případech nuceni doplňovat te o re tick é výpočty exp erim en tál­ ním i výsledky, je jic h ž p řesnost je vyšší. Představm e si však, že máme k dispo­ zici v ešk eré ú d aje o tom, ja k atom vyza­ řu je, p ohlcu je a ro zptylu je světlo. Před­ stavm e si také, že víme jak ou látko u (ja k hústou, ja k teplou — je -li v tep eln é rovno­ váze — apod.) je u rčitý prostor, např. hvězdná atm osféra, zaplněn. S ta čí to samo o sobě k tomu, abychom m ohli říc i ja k é světlo k nám z takové hvězdy p řijd e ? S ta ­ č í to k tomu, abychom se takového výsled­ ku dopracovali, ale ček á n ás předtím je ště dlouhá řada výpočtů. H áček je v tom, že záření dvou atomů není prostě je n součtem záření, ja k é by jed n o tliv é atom y vydávaly samy o sobě. M atem aticky to lze v yjád řit tak, že ře k ­ nem e, že rovnice, k te ré popisují látku a zá­ řen í nejsou lin e á rn í (vzpom eňm e na dis­ kusi o lin earitě rovnic v kap itole „Jak je teplé sv ě tlo "). Podívejm e se např. na obr. 1. Nechť zářen í z n ě ja k é h o zd roje p rochází jednou skleněnou deskou uloženou v m ístě A\ a nechť tato deska pohltí právě 1/2 do­ p ad ající intenzity a druhou polovinu nechť propustí (od raz od d esky zaned bám e). Od­ straňm e nyní tuto desku a dejm e jinou desku stejn ý ch v lastn o stí n a m ísto B. Opět iste n z ita prošléh o světla bude rovna polo­

vině in ten zity d op ad ajícího světla. Nyní položme na svá m ísta obě desky současně. Bude se ny n í s č íta t in ten zita prošlého sv ě tla? Nebo m nožství pohlceného sv ě tla? Z řejm ě, an i jed n o an i druhé; první deska p ohltí polovinu d op ad ajícího světla, druhá d eska polovinu z toho c o prošlo a za obě­ m a deskam i bude světlo zeslabeno na 1/4 původní intenzity. Vidíme, že m nožství světla, které n ě ja k á lá tk a pohltí nebo vyzáří, nezávisí je n n a v lastn o stech lá tk y sam otné, a le tak é n a tom, ja k é světlo na tu to látku dopadá. Problém , k terý jsm e si nyní u k ázali — u rčit, kde bude v u rčité o b lasti ja k é světlo, m ám e-li dáno světlo d o p ad ající zvenčí a v lastn o sti látky uvnitř této o blasti — to je typ ický problém p ř e n o s u z á ř en í. M ate­ m aticky h o fo rm ulujem e pom ocí tzv. rov­ n ice přenosu; řeknem e si nyní v hrubých ry sech ja k tato rov nice (pravděpodobně n e jd ů le žitě jší rov n ice c e lé astro fy zik y ) vy­ padá a proč tak vypadá. V ro v n icích s nim iž se setkávám e ve střed o školsk é m atem atice rep rezen tu je ne­ znám á v eličin a vždycky číslo . V našem příp adě je neznám é c e lé pole záření, tedy pro každé m ísto x, sm ěr n a frek v en ci v ch cem e znát intenzitu I m (x ), o níž jsm e podrobněji m luvili již v první čá sti této rozd ělené kapitoly. Když jsm e o něk olik řádků výše d efinovali problém , k terý nás oček ává, ře k li jsm e, že znám e intenzitu sv ětla d opadajícího na h ran ice oblasti. Ty­ pickým případem s ním ž mám e co č in it je hvězdná atm o sféra; je jím i hranicem i je je d ­ n ak je jí „d no“, jed nak je jí „strop". I P o k r a č o v á n í) M artin M a c h á č e k

A

B

Obr. 1. (V y s v ě tle n í v t e x tu j

Z l i d o v ý c h hvězdá r en a astronomických kroužků PRAKTIKUM PRO POZOROVATELE PROMĚNNÝCH HVĚZD Ve d nech 27. 7 . - 8 . 8. 1981 uspořádala H vězdárna a planetárium M. K opernika v Brně sp olečně s lidovou hvězdárnou SZK ve Ž d ánicích již 21. praktikum pro pozoro­ v atele prom ěnných hvězd. Praktikum vedli, ta k jak o v m inulých le te ch , RNDr. Zdeněk Pokorný CSc. a prom. fyz. Jin d řich Š ilh án , k te ří org an izu ji a řid l celon árod n í program b rn ěn sk é hvězdárny zam ěřený na pozorová­ ni zákrytových prom ěnných hvězd. Loňského p rak tik a se zú častn ilo 28 za­ č ín a jíc íc h i pokročilý ch pozorovatelů z c elé ČSSR. Ú častn íci byli ubytováni, na rozdíl od m inulých le t, ve velm i p říjem ný ch uby­ to v acích m ístn o stech přímo na ždánické hvězdárně a stravov ali se v m ístním hotelu Radlovec a v závodní jíd eln ě podniku Ná­ řadí. Cílem p rak tik a bylo, jak o každý rok, s e ­ znám it začátečn ík y i p o kro čilé se způsoby vizuálního pozorování zákrytových prom ěn­ ných hvězd a se zpracováním získaného pozorovacího m ateriálu . Pro začátečn ík y byly pořádány přednášky o pozorovacích m etodách a zásad ách, d ále o základním zpracování pozorování. P ok ro čilí pozorova­ te lé se zabývali tříd ěním archívu pozorová­ ni (k te rý ch je již v íce než 3200], fo to g ra ­ fováním nových m apek oko lí prom ěnných hvězd k publikačním účelům , přípravou nových m apek pro d alší prom ěnné hvězdy, sestavováním překladového katalogu ozna­ č en í hvězd z brn ěn sk ého program u apod. Novinkou loňského p rak tik a byla přednáška z astronom ie věnovaná peku liárn ím hvěz­ dám, kterou před nesl pracovník A strono­ m ického ústavu SAV v T atran sk é Lom nici prom. fyz. Ladislav Hric. Za jasn éh o p očasí m ěl den účastníků ten to program : Dopoledne bylo věnováno odpočinku po předchozí pozorovací noci a bud íček byl proto až v 11 hodin. Po obě­ dě m ěli ú ča stn íci do 14 hodin volno. Odpo­ lední program sestáv al z před nášek, zpra­ cován í pozorování a d alší odborné čin n osti. Po v e če ři m ěli ú ča stn íci opět volno až do 21. hodiny letn ího času , kdy byli seznám e­ n i s pozorovacím program em pro danou noc a rozd ěleni k jednotlivým dalekohledům .

Pozorování kon čívalo m ezi 3. a 4. hodinou letn íh o času . V lastn í pozorování a získán í k v alitn ích pozorovacích rad bylo druhým hlavním c í­ lem p rak tik a. T en to c il byl splněn díky výborným pozorovacím podmínkám mnohem lépe než org an izáto ři o ček ávali. Sedm ja s ­ ných pozorovacích no ci, m ožnost zhasnu tí v eřejn éh o osv ětlen í v oko lí hvězdárny a vy­ soká pozorovací ak tiv ita řady pozorovatelů um ožnily získat 160 kv alitn ích pozorovacích řad použitelných k publikování. Právě tím ­ to m nožstvím k v alitn ích pozorování se le ­ tošn í praktikum od lišilo od p rak tik m inu­ lých, kdy bývala „úroda" pozorování zhru­ ba třetinov á. Nezbývá než d oufat, že p říští praktikum se u sku tečn í ve Ž d ánicích opět za výbor­ ný ch pozorovacích podm ínek a že se na něm zase sejd e výborná parta m ladých astronom ů, k te ří budou svojí d alší čin n o stí přispívat k rozvoji am atérskéh o pozorování prom ěnných hvězd u nás. Petr K u č e r a

Souhvězdř severní o b l o h y PERSEUS, Perseus (-s e i), Per TROJÚHELNÍK, Triangulum (-li), Tri BERAN, Aries (-e tis), Ari Mapy a seznam y o b jektů souhvězdí vidi­ teln ý ch na 50° s. š. s poloham i pro ekvinokcium 1975,0, k te ré n a pokračováni o tis ­ ku jem e v Ř íši hvězd, obsah ují hvězdy do 4,5m podle katalogu F K 4 (sou ­ řa d n ice ) a stá lé č á sti p u blikace A stronom íče s k ij k alen d ar (fy z ik á ln í ú d a je ); dvojhvěz­ dy jsou uvedeny, pokud vzdálenost složek je v ětší než Z" a složky jso u ja s n ě jš í než 5,0m (ja s n ě jš í slo žk a a 8 ,l m (slab ší s lo ž k a ), prom ěnné hvězdy v maxim u ja s n ě jš í než 8,0m podle K atalogu perem ennych zvezd, rad ianty v ýznačných m eteorick ý ch ro jů , o statn í o b jek ty podle The Revised New G eneral Catalogue of N o n stelar A stronom ica l O b jects do m agnitudy (zaokrou hleno na bližší polovinu hv. v e l.): 10,0m u g a la x ií a m lhovin, 9,0m u kulových hvězdokup a 8,0m u otevřených hvězdokup; jso u však uvede­ ny v šechny o b jek ty M essierova katalogu . V tab u lkách hvězd je uvedeno číslo hv ěz­ dy v Bossově G eneral Catalogue (G C ), ozna­ čen í pořadí v souhvězdí číslem nebo ř e c ­ kým písm enem a latin sk ou zkratkou sou­ hvězdí, re k ta scen z e a a d ek lin ace 5, vizuál-

DVOJHVĚZDY (slabší 4,5™) GC

N ázev

„11975,0)

6(197Sfl)

2366-7 2633

A Ari i T ri

lh56,Om

+ 23°28' + 30 11

2 10,9

4,73

5,20

mi

J712

4,83 5,40

7,4 7,0

46° 71

37,4" 3,6

1922 193S

GC

Název

m

2102 3277 3390

4,06 4,13 3,77

3401 3462

16 P er 18 T Per

3664 3682 3733 3740 3755 4041 4158 4287 4427 4461 4474 4688 4759 4779 4924 4967 5099 5609 2272 2572 2742 2290-1 2309 2538 3391 3805 —

a ( 1975,0/

lila ) (1 0 -3 )s

6 (1 9 7 5 ,0 )

MtS) (1 0 -3 )"

lh 4 2 ,lm 2 42,5 2 48,9

+2 + 34 +2

+ 50°34' + 49 07 + 55 48

— 14 — 87 — 11

4,23 3,95

2 49,0 2 52,5

+ 16 0

+ 38 13 + 52 40

— 106 —4

23 r P er

2,93

3 03,0

0

+ 53 25

—3

25 p P er 26 /3 P er 1 Per 27 x P er 33 a Per 35 a P er 37 ý Per 39 S Per 38 0 P er 41 v P er 44 £ P er 35 £ Per 46 f Per 47 A P er 48 0 Per 51 fi P er 58 e Per

3,39 2,12 4,05 3,77 1,80 4,35 4,23 3,01 3,83 3,77 2,85 2,89 4,04 4,29 4,03 4,14 4,27

3 3 3 3 3 3 3 3 3 3 3 3 3 4 4 4 4

03,6 06,5 07,3 07,5 22,5 28,8 35,2 41,1 42,5 43,5 52,5 56,2 57,3 04,7 06,8 13,0 35,0

+ 11 0 + 130 + 17 +3 +1 +3 +3 +1 —1 +1 +2 + 1 —1 +2 +1 —1

+ 38 45 + 40 52 + 49 31 + 44 45 + 49 46 + 47 55 + 48 07 + 47 43 + 32 13 + 42 30 + 31 49 + 39 56 + 3 5 43 + 50 17 + 47 39 + 48 21 + 41 13

— 106 —1 — 81 — 155 — 24 + 22 — 26 — 35 — 12 +2 — 11 — 28 —1 — 37 — 30 — 22 — 18

2 a T ri 4 ,5 T ri 9 y T ri

3,42 3,00 4,01 3,88

1 2 2 1

51,6 08,0 15,8 52,4

+1 + 12 +4 +6

+ 29 + 34 + 33 + 19

27 52 44 10

— 230 — 42 — 48 — 103

2,65 2,00 3,63 4,34 4,47

1 2 2 3 3

53,3 05,7 48,5 10,2 18,8

+7 + 14 + 5 + 11 0

+ 20 +23 + 27 + 19 + 28

41 21 10 38 58

— 110 — 146 — 113 —7 — 14

5 r i .2 Arl 6 13 41 57 999

/J Ari a Ari c Arl 5 Ari Ari

Sp

jr R (10 - 3 ) " km /s

B l(III.V ) F7 V K3 Ib + + B9 V F2 III G4 III + + A4 V G8 III + + A3 M4 II-III B8 V GO V KO III F5 Ib K3 III B5e I B5 III B1 III F5 II B1 Ib B0,5 V 07 AOn IV B3pe V GO Ib K4 III + + A3 V F6 IV A5 III AI V B9 V + + A Ip A5 V K2 III B8 V K2 III K3 II-III

Pozn.

18 77 4

+ lv +25 —1

s,v D D

20 12

+ 14 + 2v

D.s

11

+ 3v

8 37 84 29 29 2 8 7 16 14 7 3 2 19 15 12 20

+28 + 4v + 50 + 29 — 2,8 + 16 0 — 9v + 17 — 15 + 18 + lv + 70v +6 +3 +8v +5v

50 12 36 21

— 13v + 10v +14v? +4

63 43 31 25 12

— 2v — 14,4 + 4v +25

s v D ,s,s,v

D.s D,s D

s

s s D s

—2

PROMĚNNÉ HVĚZDY N ázev

a t 1975,0)

S (1 9 7 5 ,0 )

m ax.

m in.

p P er S Per DM P er p Per /S Per IW Per IX Per X P er IQ Per AG Per b P er AW Per R T ri R Arl T Arl RZ Ari U Ari SX Arl

lh 42,lm 2 21,0 2 24,1 3 03,6 3 06,5 3 31,9 3 33,4 3 54,8 3 57,9 4 05,3 4 16,4 4 46,1 2 35,5 2 14,7 2 46,9 2 54,4 3 09,7 3 10,7

+ 50 °34 ' + 58 29 + 56 00 + 3 8 45 + 40 52 + 3 9 49 + 3 1 56 + 3 0 58 + 48 05 + 3 3 23 + 50 14 + 36 41 + 3 4 09 + 2 4 57 + 17 25 + 1 8 14 + 1 4 43 + 2 7 10

4,3p 7,9v 7,71p 3,3v 2,2v 5,8p 6,6v 6,0v 7,5p 6,50p 4,6p 7,9p 5,7v 7,5v 7,5v 7,2p 7,2p 5,76p

4,40p ll .l v 8,48p 4,0v 3,47v 5,85p 6,62v 6,6v 8 ,Op 6,80p 4,66p 8,8p 12,6v 13,7v 1 1 ,3v 7,65p 1 5 ,2p 5,82p

P erio d a (d n y ) ___

2,7277 33— 55 2,86>73 0,9172 1,3264 —

2,0287 1,5273 6,4634 266,40 186,70 323,9 —

371,44 0,728

T yp

S p ek tru m

Ia SRc EA SRb EA E li Eli RW EA EA Eli

B lp e(III,IV M3e Ia B5 M4 III B8 V + G A2 F2 Opev B9 B3 + B3 A2 F 6 — G1 M4e— M 8e M3e M 6e—M8 gM6 M 4e—M 6e AOp

ca M M M I? M a CV

1

C*

#

1

#

2

•

3

•

4

5

6

•

•

•

HVĚZDY

• v .®

o

PROMĚNNÉ

©■ ©

* 5

KH OH

o M

o

4

- °

ŘŽ Ř j ~Čf

NGC 650 869 884 957 1039 1342 1444 1528 1545 1582 598

d l 1975,0)

S l 1 975,0)

Druh

76

lh40,4m

—

2 2 2 2 3 3 4 4 4 1

+ 51°27' + 5 7 02 + 5 7 00 + 57 25 + 42 40 + 37 15 + 5 2 35 + 51 11 + 50 12 + 43 48 + 30 32

Ml OH2 OH3 OH OH OH OH OH OH OH G

M

— —

34 — — — — —

33

17,3 20,7 31,8 40,4 30,0 47,5 13,5 19,0 30,4 32,5

Podle požadavků nakladatelství Panoram a je nutné pro vyúčtování honorářů uvádět adresy a rodná čísla autorů. Prosíme proto všechny autory, kteří poslali do časopisu příspěvky, aby tyto údaje urychleně sdělili redakci ŘH.

No v é k n i h y a publikace

1 p lan etárn í, 2 ^ P e r, 3 h P e r

ní hvězdná v eliko st m , v lastn í (ro č n í) po­ hyb v re k ta scen z i jí ( a ) a d ek lin aci ,u(á), spektrum podle harvardského tříd ěn í a lum inozitní tříd a, rad iáln í ry ch lo st R, paralaxa sr. V poznám kách zn ačí D dvojhvězdu, s spektroskopickou dvojhvězdu, v prom ěn­ nou hvězdu. U dvojhvězd je uvedeno číslo GC, ozna­ čen í hvězdy, sou řad nice, vizuální hvězdná v elik o st soustavy a složek, poziční úhel P, vzdálenost složek d v obl. vteřin ách , rok m ěření E (nebo výstřednost [ e j , v elk á po­ loosa dráhy [ a ] v obl. v teřin ách a oběžná doba [ P J v ro c íc h ). Ú daje jso u podle k a ta ­ logu k A tlasu Coeli 1950,0. Prom ěnné hvězdy jsou značeny třem i způ­ soby: plný kotou ček se soustředným krouž­ kem zn ačí prom ěnné, k te ré v m axim u i m i­ nimu jso u ja s n ě jš í než 5m a rozdíl mezi maxim em i m inim em lze zach y tit různou velikostí kotoučků hvězd podle m agnitud, kroužek s bílou výplní zn ačí prom ěnné v m axim u do 5m s m inim em slabším , plný koto u ček s písm enem v zn ačí prom ěnné slab ší 5m nebo ty , u k terý ch nelze rozdíl m axim a a m inim a g ra fick y v yjád řit naší stu p nicí hvězdných velikostí. Tabulka obsa­ h u je ozn ačen í prom ěnné, je jí sou řad nice, vizuální (v ), fo to g rafick o u (p ), fotovizuální (pv) nebo fo to ele k trick o u (p e) hvězd­ nou v elikost v maxim u a m inimu, periodu ve dnech, spektrum (popřípadě lum inositní tříd u ), typ podle katalo gu O bščij katalo g perem ennych zvezd (K ukarkin, Parenago, 1958). U d alších objektů je uváděno číslo NGC podle RNGC, popřípadě číslo M essierova katalogu M, sou řad nice a označení druhu objektu podle legendy pod obrázkem . O. H la d , J. W e is e lo v á

D . . . d v o jh v ě z d y , KH . . . k u lo v é h v ě z d o k u ­ p y , OH . . . o t e v ř e n é h v ě z d o k u p y , M . . . m lh o v in y , R . . . r á d io v é z d r o je , R . . . r a d i­ a n ty ro jů , G . . . g a la x ie , v . . . z n a č e n í p r o ­ m ě n n ý c h h v ě z d u p ln ý c h k o t o u č k ů .

• A cta U n iv er sita tis C a r o lin a e — M athem a t ic a e t P h y s ic a , roč. 22 (1 9 8 1 ), č. 2, ob­ sah u je p rá c i M. Š o lce , V. V anýska, J. Svatoše a Pham Tien Duca o prachové složce v kóm ě kom ety W est 1975n. Na základ ě vícebarev né fo to m etrie byly ve spektru uve­ dené kom ety rozlišeny dvě složky, slu n ečn í zářen í rozptýlené kom etárním prachem a v lastn í tep eln á em ise p rachu . Za před pokla­ du, že kom etární prachová o bálka je izoterm ick á a že prachové č á stice m ají kulový tv ar, byla odhadnuta tep lota a hm otnost p rach u v záv islosti na poloze kom ety na dráze. A utoři ukázali, že po průchodu k o ­ m ety přísluním se z jád ra uvolňuje do kómy v íce m ateriálu než ve stejn ý ch h elio ­ c en trick ý ch v zdálenostech před průchodem p erihelem . Průběh závislosti hm otnosti p ra­ chu na č a se n asv ěd ču je dvěma jevům : (1 ) Povrchové vrstvy pevného kom etárního já d ­ ra jsou m ech an icky rozrušeny absorbova­ ným teplem při průchodu p erihelem , takže (2) po průchodu přísluním se z jád ra uvol­ ň u jí v ětší č á stice než dříve a není vylou­ čen o je jic h d alší štěp en í je š tě během je jic h pobytu v kómě. • H v ě z d á ř s k á r o č e n k a 1981. S v a z e k 2 ( P ře­ h l e d p o k r o k ů v a s tr o n o m ii). A cadem ia, P ra­ ha 1981; str. 176, brož. K čs 24,— . — Druhý díl H vězdářské ročen ky o b sah u jící „Přehled pokroků v astro n o m ii” za r. 1979 vloni v listopadu vyšel jak o sam ostatn ý svazek. Oddíl D je rozd ělen na 17 č á stí podle je d ­ notlivých oborů a oddíl E pojednává o umě­ lých d ru žicích a sondách vypuštěných v r. 1979. D vanáct p řed ních odborníků aktivně p ra c u jíc íc h v příslušných ob orech se podí­ lelo na sestav en í n e jd ů le ž itě jších výsledků získan ý ch během r. 1979 p rak tick y ve všech astronom ick ých d iscip línách. Kromě k la s ic ­ kých oborů jak o n ebeská m echanik a, astro ­ m etrie, k la sick á astro fyzika se čten á ř s e ­ znám í i s výsledky v m od erních odvětvích ja k o rád iové pulsary, rentgenové zd roje a zářen í gam a, k v azistelárn í zd roje atd. Proti minulým ročníkům lze vyzdvihnout lepší „koord inovanost" mezi jednotlivým i autory,

takže nedošlo k žádné závažnější „m ultip lic itě " příspěvků, což souvisí s ustálením autorskéh o kolektivu. Vážným nedostatkem druhého svazku ro čen ky je sk u tečn ost, že se dostává se stá le větším zpožděním do rukou čten ářů . Z toho důvodu se p řip ra­ vu je z cela nová kon cep ce „P okroků ", které budou rovněž sou části budoucích ročníků HR. P ři této p říležitosti je nutno upozornit, že č á st E „Umělé družice a kosm ické son­ d y . . . " , k terá dosud byla sou částí druhého svazku ročenky , by m ěla být nap říště z a řa ­ zována do efem eridové č á sti, kam svým ch arak te rem nesporně patří. -at• H v ě z d á ř s k á r o č e n k a 1982. A cadem ia, P ra­ h a 1981; 152 str., 20 obr.; brož. K čs 21,— . — Po řad ě le t vyšla ro čen k a na ro k 1982 před kon cem předchozího roku, tak že po­ četn ý okruh uživatelů ji m á k dispozici te n ­ to k rá t v čas. Oprava i uspořádání ro čen ky s e p od statně n e liší od ro čn ík ů předchozích, pod statně se v šak zm ěnil kolektiv autorů (ny ní P. Příhoda, J. V ondrák, B. O nderlička, Z. P ok o rn ý ). Část tý k a jíc í se časových signálů zpracoval opět V. P táček, oddíl „Kom ety a m eteo ry " nově V. V anýsek. Ro­ čen k a n a rok 1982 v šak po dlouhých le ­ te c h neobsahuje přehled pokroků v a stro ­ nom ii (za rok 1980), ale o novinkách v astronom ii za ten to rok se refero v alo již dříve jin d e (např. v RH 3 —6/1981). Obsah 58. ročn ík u H vězdářské ro čen k y je již n a ­ to lik u stá len a znám , že zde není nutno o jed n o tliv ých čá ste c h podrobně referov at. Snad je n tolik , že pro částe č n é zatm ění S lu n ce 15. X II. 1982 jso u uvedeny časy je d ­ n otliv ý ch fází, v elik o stí a pozičn ích úhlů pro v šechna k ra jsk á m ěsta (co ž jis tě vši­ ch n i pozorovatelé u v ítají) a nově byly zp ra­ covány oddíly o kom etách, m eteo rech a zv láště pak o prom ěnných hvězdách; na str. 142 naleznem e také tabulku nau tického soum raku (av šak pro zem ěpisnou šířku + 4 9 °3 0 ' na rozdíl od o statn ích tabelo vá­ n ých dat, p o čítan ých pro šířku + 5 0 °0 0 '). Lze d oufat, že i ro čen k a na rok 1983 vyjde v ča s a připom eňm e, že v ní m a jí být opět u v eřejn ěn y „Pokroky astro n o m ie", avšak ve z c ela novém p ojetí. J. B. • A s tr o n o m ic k ý k a l e n d á ř 1982. Vyd. K ra j­ ská hvězdárna v H lohovci jak o účelovou p u blikaci; str. 200. — Druhý ro čn ík sloven­ ské astro n o m ick é ročenky , vydané v n á k la ­ du 6000 kusů v listopadu 1981, zpracoval podobně jak o ro čn ík první dr. E. P ittich , CSc. se spolupracovníky. R očenka na leto š­ ní rok je upravena podobně ja k o na rok loňský, leto šní ro čn ík je však podstatně ro zšířen , takže jistě uspokojí všechny am a­ téry . Efem eridy Slu n ce, M ěsíce a planet jsou uváděny vždy pro jed notliv é m ěsíce, pro něž jsou tak é g ra fick y znázorněny po­ lohy planet v ek lip tice (a tedy i možnost je jic h po zoro v ání); připojeny jsou dále

mapky polohy hvězdné oblohy a obzorové mapky planet. Na str. 9 2 —95 jsou znázor­ něny polohy planet během roku 1982 na obloze, ale podobně jak o v loňském ro čn í­ ku n ejso u tyto m apky p říliš přehled né (d ráh a U rana a Neptuna je navíc g rafick y znázorn ěna na str. 73; škoda, že n a obráz­ c ích n ejso u h ran ice sou hvězdí). K vyhledání M ěsíce k rá tce po novu poslouží g rafy na str. 102— 103. Na d alších stra n á c h n á sle ­ dují ú d aje o m eteo rick ý ch ro jíc h a o kom e­ tá ch , jak ož i g ra fic k é znázornění poloh Galileih o m ěsíců Ju p itera a ú d aje o zatm ěn ích S lu n ce a M ěsíce. V č á sti „S lu n ce " n alez­ nem e krom ě fy zik áln ích efem erid i stručný návod k pozorování, podobně je tomu i v oddíle „Prom ěnné hvězd y", kde je p ři­ pojeno i n ěk o lik m apek. Především pro za­ č ín a jíc í am atéry bude jistě užitečn ý se­ znam jasn ý ch hvězdokup a g alaxií. V závě­ ru ročen ky jsou uvedeny stru čn é návody na sestav en í astronom ick ého dalekohledu a slu n ečn ích hodin, stať o souřadnicových sou stavách, p řeh led v ědeckých, ped agogic­ kých a osvětových astronom ick ých p raco ­ višť na Slovensku (s uvedením ad res, p ří­ stro jo véh o vybavení a td .), zem ěpisné sou­ řad n ice n ěk terý ch slov enských m ěst, názvy a h ran ice souhvězdí. N ení n e jm en ších po­ chyb, že A stronom ický k alen d ář je velm i vhodnou ročenkou pro každého am atéra a lze je j v řele doporučit. J. B. • M. Š iro k á, J. Š iro k ý : V ě d o m o s ti ž á k ů z a s t r o fy z ik y . U niverzita P alackéh o , Olo­ mouc 1982, str. 96, neprod ejný výtisk. — Výzkum vědom ostí žák,ů n ašich středních škol z astronom ie a astrofy zik y m á n a k a ­ ted ře fyziky P alackéh o univerzity v Olo­ m ouci zásluhou RNDr. Jarom íra Širokého a RNDr. M iroslavy Š iro k é, CSc. již svou tra ­ d ici (viz té ž RH 61, 198; 9/1980). S k o le k ­ tivem n ě k o lik a spolupracovníků byl zp raco ­ ván recenzovan ý přehled , jehož podkladem byl te st, k te rý byl zadán skupině absolven­ tů gym názia na začátk u školního roku 1980/ 1981. Po rozsáhlém průzkumu au toři kon­ sta tu jí, že vědom osti z astrofyziky u ab so l­ ventů gym názia zd aleka neodpovídají poža­ davkům u čeb n ích osnov, ani obsahu textu v příslušné u čeb n icí. To je kon statov ání n e­ pochybně tristn í, ale kv alifikov ané. Zbývá se tedy zam yslet nad p říčin am i této sk u teč­ nosti. Především zde jde asi o zpětnou vazbu — ja k é zn alo sti dává naše sou časné gymnázium studentům z astronom ie a z astrofyziky, s jakým i znalostm i absolven­ ti gym názií ab solv u jí, s jakým i předpoklady vstupují na vysoké školy a ja k é zn alo sti na n ašich un iv erzitách v pedagogickém oboru m atem atik a— fyzika z ísk a jí. D alší příčinou asi je , že p o slu ch ači pedagogické kom bina­ ce m atem atik a— fyzika mnohdy považují astronom ii a astrofyziku za ja k ý si o k ra jo ­ vý a tedy n ep říliš důležitý obor. T ře tí p ří­ činou je , že se astronom ie a astrofyzika vykládá na gym náziích v rám ci fyziky a

často na ní asi vůbec nezbyde dost Času. P říčin je možná je š tě v íce a pak to s n a­ šim i absolventy gym názií vypadá tak , jak k o n statu jí au to ři: „Vědom osti z astrofyziky jsou na velm i nízké úrovni." Nad tím je nutno se vážně zam yslet a co n e jry ch le ji zjed n at nápravu. N elze při této p říležitosti nevzpom enout, že asi n e jv ě tšl chybou, k te ­ rá se stala, bylo zru šení astronom ie jako sam ostatného předm ětu na n ašich gym ná­ ziích . J. B.

Úk az y na o b l oz e v bř eznu 1982 S lu n c e vychází 1. března v 6h45m, zapa­ dá v 17h41m. Dne 31. března v ychází v 5h 40m, zapadá v 18h30m. Za březen se pro­ dlouží d élka dne o 1 h 54 m in. a polední výška Slu n ce nad obzorem se zvětší o 12°, z 32° na 44°. Dne 20. března ve 23h56m vstupuje Slu n ce do znam ení B eran a; v te n ­ to okam žik je ja rn í rovnodennost a začín á astron o m ick é jaro . M ěsíc je 2. III. ve 23h v první čtv rti, 9. III. ve 22h v úplňku, 17. III. v 18h v posled ­ n í čtv rti a 25. III. v l l 11 v novu. Přízemím prochází M ěsíc 4. a 29. března, odzemím 17. března. Během března nastanou tyto kon­ ju n k ce M ěsíce s p lanetam i: 11. III. ve 23h s M arsem, 12. III. v 6h se Saturnem , 13. III. v 18h s Jupiterem , 15. III. ve 20h s Uranem, 17. III. v 19h s Neptunem , 21. III. v 15h s Venuší a 24. III. ve 2h s M erkurem. M erku r je po n e jv ě tší západní elon gaci z 26. února v březnu na ran n í obloze, ale v nepříznivé poloze k pozorování, protože vychází je n k rá tce před východem Slu nce. Východ M erkura nastává počátkem března v 5h52m, v polovině m ěsíce v 5h48m a kon­ cem března v 5h34m. Koncem března v ychá­

Poloha Měsíce, planet Marsu, Jupi­ tera a Saturna a Sptky o půlnoci 11J12. března. (Po­ d le K alender fiir Sternfreunde 1982.)

zí tedy M erkur již p rak tick y při východu S lu n ce. Během března se ja s n o st M erkura zv ětšu je; počátkem m ěsíce je 0.31?1, v p o lo ­ vině března —0 ,l m a kon cem m ěsíce — 0,8.m. V en u še s e pohybuje souhvězdím i Kozo­ ro žce a Vodnáře a je pozorovatelná n a ra n ­ n í obloze. P očátkem března vychází ve 4í> 36m, kon cem m ěsíce ve 4h04m. Během b řez­ n a se zm enšu je ja sn o st Venuše z —4,3m n a — 4,0™. ... M ars je 31. března v l l h v opozici se Slu ncem , tak že je po celý m ěsíc ve výhod­ n é poloze k pozorování. P očátkem března vychází ve 20h56m, koncem m ěsíce již v 18h 12m. N ejp řízn iv ější pozorovací podmínky jso u kon cem března, kdy ku lm inuje kolem pů lnoci ve výšce asi 39° nad jižním obzo­ rem . M ars je v březnu v souhvězdí Panny a jeh o ja s n o st se během března zvětšu je z — 0,5m n a —l ,2 m. Ju p ite r se pohybuje pom alu zpětným sm ě­ rem poblíže ro zhraní souhvězdí Vah a P an­ ny. P očátkem března vychází ve 23h01m, kon cem m ěsíce již ve 20h53m, takže n e j­ vhod nější pozorovací podm ínky jsou v č a s ­ ných ran n ích hodinách. Jasn o st Jup itera se během března zvětšuje z — l ,8 m na — 2,0m. S a tu rn je v souhvězdí Panny, kde se po­ m alu pohybuje retrograd n ím sm ěrem . V y­ ch ází již ve v ečern ích hod inách (p očátkem března ve 21h12m, kon cem m ěsíce v 19h 04m), protože se blíží do opozice se S lu n ­ cem , k te rá n astan e 9. dubna. Během března se zv ětšu je ja sn o st Satu rn a z 0,7m n a 0,5m. U ran je v souhvězdí Š tíra , 9. března je v zastáv ce. P očátkem března vychází v l h 19m, kon cem m ěsíce již ve 23h20m, takže n ejv h o d n ější pozorovací podmínky jso u v časn ý ch ran n ích hod inách. Jasn o st Urana je 5,9m. N ep tu n je v březnu na ran n í obloze p o­ blíže rozhraní souhvězdí S tře lc e a H adono­ še. P očátkem m ěsíce vychází ve 3h01m, ko n ­ cem m ěsíce již v l h04m. Dne 29. března je

Neptun stacio n árn í. Jasn o st Neptuna je 7,9“ P lu to se blíží do opozice se Sluncem , k te ­ rá n astan e 15. dubDa, takže je již v březnu ve výhodné poloze k foto grafickém u zach y ­ cen í. Je v souhvězdí Panny, počátkem m ě­ s íce v ychází ve 20h55m (a = 14h02m, 4 = = -<-6°10'), koncem m ěsíce již v I8i>52“ (a = 14h00m, S = -i-6h34m). Pluto m á ja sn o st asi 14m a je ta k v dosahu i m en ších astrografú n ašich lidových hvězdáren. Pluto je tč. blíže S lu n ci 1 Zemi než Neptun. V po­ lovině března Je vzdálenost Pluta od Země 29,2 AU, od S lu n ce 30,0 AU, kdežto vzdá­ le n o st Neptuna od Země je 30,4 AU a od Slu n ce 30,3 AU. P la n e tk y . A steroid (2 ) P alaš se blíži do opozice se Sluncem , k te rá n astan e 1. dubna. P lan etk a má ja sn o st 7,9m— 7,6m a je v sou­ hvězdí Panny. Lze ji snadno fo to g rafick y zach y tit podle rek tascen ze a d ek lin ace [ekvinokciu m 1950,0 J: III. 2 III. 12 III. 22 IV. 1

13h30,5m 13 27,7 13 22,6 13 15,8

+ 3°43' + 7 17 + 1 0 57 + 1 4 25

V březnu budou v opozici se Slu ncem je š ­ tě dvě ja s n é p lanetky, (6 ) Hebe 17. III. a (7 ) Iris 23. III. První má ja sn o st 9,7m a po­ lohy + 11°52' 12h18,5m III. 2 III. 12 12 10,9 + 1 3 32 12 02,4 + 15 05 III. 22 11 53,9 + 16 21 IV. 1 má ja sn o st asi 9,5m a polohy III. 2 III. 12 III. 22 IV. 1

12h1 2 ,lm 12 03,5 11 54,1 11 45,0

OBSAH M. K opecký: Jak é bude prům ěrné po­ ča sí v prvé polovině p říštího sto le tí? — O. Obůrka: R y ch le jší než světlo? — V. Rušin: Zatm enie S ln k a B ratsk ’81 — K. S a n d le r: V ýpočet dráhy ze tř i pozorování — Na čo sú užitočné dvojhviezdy? — K rátk é zprávy — No­ vé knihy a pu blikace — Úkazy na obloze v březnu 1982

COflEPHCAHHE M. Konei^KH: K a n a n ú y a e r cpesHaa norofla b n e p so ň nojioBHHe c jie a y io m ero BeKa? — O. OSypKa: Cicopee CBera? — B . PyuiHH: H a6JiK)fleinie noííHoro 3aTMeHMH C o ju m a 31-o ro Miojih 1981 r. — K . CaHAJiep: O n p ezjejieHHe o p 6h tm H3 3 Ha6JiK>fleHHM — KpaTKHe coo6meHMH — PeueH 3hh

—

ílB jíe h h h

Ha

H eóe

b

M apTe

1982 r. CONTENTS M. K opecký: W hat W ill the Mean W eather Be in the F irst H aif of the Next C entury? — O. Obůrka: F a ste r than L ig h t? — V. Rušin: Observation of the T o tal S o la r E clip se of 31 July 1981 — K. S an d ler: D eterm ination of the Orbit From Three O bservations — Z. K om árek: Double S ta rs — Short Com m unications — Book Review s — Phenom ena in M árch 1982

— 10°21' — 9 36 — 8 36 — 7 28

Během března dojde k přiblíženi těch to ja s n ě jš íc h p lan etek ke hvězdám : 2. III. - v 15h projd e (2 ) P allas 18' západně od 78 V irg in ls (4,9m) a 12. III. v l l h pouze 1' vý­ chodně od hvězdy SAO 119962 (6,3m). Dne 14. III. v 6h se přiblíží (1 5 ) Eunom ia (9,7m) n a 24' již n ě k 118 Tauri (5,9m) a téhož dne v 19h p rojd e (4 ) V esta (7 ,8 m) je n 4' jižn ě od 56 S a g itta rii ( 5 ,l m). P lan etk a Eunom ia projd e 19. III. ve 4h28' sev ern ě od 121 Tau­ r i (5,3m) a 29. března ve 4h34' již n ě od 132 Tauri (5 ,0 m). Tato p řiblížení jso u vhodnou p říležito sti k foto g rafick ém u zach y cen í uve­ d ených p lanetek. M eteo ry . V březnu n en í v čin n o sti žádný hlav ní ro j, z v e d le jších m ají maxim um č in ­ n o sti Bootidy 10. března, V irginidy 20. b řez­ n a a H ydraidy 25. března. V šech ny časové úd aje v tom to přehledu jso u uvedeny v SEČ, východy a západy p la­ n e t p la tí pro prů sečík 15° poledníku vý­ chodní délky a 50° rovnoběžky sev ern í š íř­ ky. J. B.

Říši hvězd řid l re d a k č n í ra d a : Doc. Antonín M rkos, CSc. (p řed sed a red a k čn í r a d y ) ; doc. RNDr. Jlřl B ouška, CSc. (výkonný r e d a k to r ); RNDr. Jiří G rygar, C Sc.; prof. O ldřich Hlad; člen k o resp o n d en t ČSAV RNDr. M iloslav Kopec­ ký, D rS c.; in g. Bohum il M aleček, C Sc.; prof. RNDr. Oto O bůrka, C Sc.; RNDr. Jan Stohl, C Sc.; te ch n ick á re d a k to rk a V ěra Su ch án k ová. — Vy­ dává m in isterstv o k u ltu ry ČSR v n ak lad atelstv í a v y d av atelstv í P an o ram a, H álkova 1, 120 72 P rah a 2. — Tisknou T isk ařsk é závody, n. p., závod 3, Slezsk á 13, 120 00 P rah a 2. — V ychází d v a n á c tk rá t ro č n ě , cen a jed n otliv éh o čís la Kčs 2,50, ro č n í p řed p latn é K čs 30 ,— . — R ozšiřuje P o štovn í novinová služb a. In fo rm ace o před­ platn ém podá a objednávky p řijím á každ á ad ­ m in istra ce PNS, p o šta, d o ru čo v atel a PNS - ÚED P ra h a . Objednávky do z a h ra n ičí vyřizu je PNS ú střed n í exp ed ice a dovoz tisk u P ra h a , závod 01, ad m in istra ce vývozu tisk u, K afkova 19, 160 00 P rah a 6. — Přísp ěv k y, k te ré m usí vyho­ v o v at Pokynům pro a u to ry (v iz ŘH 61, 24; 1/ 1980), p řijím á re d a k c e Říše hvězd, Švédská 8, 150 00 P rah a 5. Rukopisy a ob rázk y se n e v ra ­ cejí. — T oto číslo bylo dáno do tisk u 4. p ro ­ sin ce 1981, vy šlo v led nu 1982.

Ú pln é z a tm en ie S ln k a 31. jú la 1981. Ju stáž c é lo s ta tu g ru z ín s k e j sk u p in y prev ád z a A. A. A m barcu m jan . (Z o sv ěto z n á m ý m a s tr o fy z ik o m m á le n s p o lo č n é p rie z v isk o , a l e n ie je je h o p říb u zn ý .} — N a 4. str. o b á lk y je b ie la k o r á n a (n ep o la r iz o v a n á I , z a sia h n u tá m ra k m i. U k á z a lo sa , ž e p rv ý ch 15—25 s e k u n d p o d ru h om k o n t a k t e stav o b lo h y b o l r e la tív n e d o b rý , v la stn ě z c e l é h o p o z o r o v a n ia n a jle p s í (v iď obr. n a 1. str. o b á lk y ) . V ď a lš o m p r ie b e h u , a k o to v id ím e na to m to o b rá z k u , s a sta v o b lo h y z h o r š il a a s i ta k ý to trv al d o t r e t ie h o k o n ta k tu . P řístro j a k o p r e obr. n a 1. str. o b á lk y ; ex p . 2 se k u n d y . R o v n a k o sú p o š k o d e n é a j ď a lš ie z á b ě r y z in ý ch ex p erim en to v .