K XV. sjezdu KSC M ožnosti spojenia s m im ozem ským i cilivizáciam i — Nová d ru žice pro výzkum zářen í gam a — 2eň objevů 1975 — Novinky — Gkazy na obloze v květnu
M a ď a rsk á h v ěz d á rn a v P isz k ésk etó . N a h o ře je k o p u le n o v éh o 102cm d a le k o h le d u , d o le d v ě starší k o p u le (v lev o S ch m id to v y k o m o ry 90/60 cm , vpravo n a h o ře 5 0 cm fo to m e tric k é h o d a le k o h l e d u ) . N a ^ r u n í str. obálky je nový m e t rový re fle k to r . (F o to P. K o u b sk ý , k e z p rá v ě na str. 7 4 — 7 5 .)
Říše hvězd
Oto
f í o č . 5 7 (1976). č. 4
O b ů rka :
K XV. SJ E Z D U K S Č Sjezdy Kom unistické strany Č eskoslovenska se staly m ilníky, k nimž se hodnotí práce vykonaná pro na^i společnost, a k teré vždy na léta u rču jí rozvoj naší so cia listick é republiky. I před XV. sjezdem byla pro váděna k ritick á hodnocení, ja k se zvýšil rozvoj našeho hospodářství, ja k se vyvinuly so ciáln í a zdravotní podmínky společn osti i kulturní život a úroveň našeho lidu. Také pracovníci československé astronom ie a dobrovolní zájem ci o pozorování kosm ických tě le s a o pokroky astronom ie a kosm onau tiky mohou s hrdostí pohlédnout zpět na uplynulá léta. Poněvadž se Říše hvězd o brací především k astronom ům am atérům a pracovníkům lidových hvězdáren, povšimneme si vývoje na tomto úseku. Základním úkolem hvězdáren je každodenní vzdělávání a k ul turně výchovná činnost, při k teré seznam ují širokou v eřejn o st názor ným a srozum itelným způsobem se základním i i s n ejn ovějším i poznat ky astronom ie a příbuzných přírodních a tech n ick ých věd, vysvětlují metody výzkumné práce a je jí problem atiku a při přímém pozorování dalekohledy seznam ují zájem ce se zajím avým i objekty oblohy. Hvěz dárny spolupracují se školam i a kulturním i institucem i při prohlubo vání všeobecného i sp eciálního astronom ického vzdělání občanů. Vždy se snaží vyvozovat z vědeckých poznatků správné ideové a filo so fic ké závěry. Zvláštní zájem všech hvězdáren je věnován práci s m lá deží. Č eskoslovenské hvězdárny a astronom ické kroužky představují ve světě zcela ojedinělou soustavu vzdělávacích zařízení, k terá se rozsa hem činnosti zařadila na významné místo v kulturním dění. Uvážíme-li, že se v letech 1971 až 1975 ú častnilo jen v České so cia listick é repub lice více než čtyři a půl m iliónu občanů astronom ických přednášek, film ových besed, kursů, v eřejn ých pozorování oblohy a astronom ic kých výstav, že v tom bylo tém ěř dva m ilióny účastníků přednášek, vidíme, že záběr těchto zařízení je značně široký, že se o astron om ic kou a astronautickou tém atiku zajím á veliký okruh lidí. V přehledu je zahrnuto i pět Zeissových p lan etárií — velké v Praze a m alá v Brně, Českých Budějovicích, Hradci Králové a Plzni, k terá provádějí sou stavnou výchovnou činnost pro školy a přednáškovou práci pro do spělé a vykazují za uvedených pět let více než 2 m ilióny 300 tisíc návštěvníků. N ěkteré hvězdárny, zvláště k ra jsk é, se mohou vykázat také roz sáhlou užitečnou odbornou pozorovací i teoretickou činností, jíž se zúčastňuje mnoho m ladých dobrovolných spolupracovníků. V poslední p ětiletce byla zdokonalena soustava vzdělávání pracovníků hvězdáren
a dobrovolných spolupracovníků a m etodická činnost v k ra jích , aby všichni byli na výši závažných úkolů. Pracovníci hvězdáren řídili se ve své p ráci závěry XIV. sjezdu strany a usnesením i ÚV KSČ k práci s m ládeží a k ideologické práci. Mnohé závazky a přípravy do dalších let tvoří dobré předpoklady, abychom i nadále ro zvíjeli bohatou činnost k rozkvětu naší so cia listick é vlasti. Ladislav
Hric:
MOŽNOSTI SPOJENIAS MIMOZEMSKÝMI CI VI L I Z Á C I A M I V dňoch 23. a 24. I. 1976 sa konal v Prahe prvý československý se m inář o m ožnostiach spojenia s mimozemskými civilizáciam i. Hlavnú zásluhu na uskutočnení sem inára mal Prof. Dr. Ing. Rudolf Pešek, DrSc, člen korešpondent ČSAV, ktorý bol aj odborným garantom sem inára. Počas necelých dvoch dní odznelo na sem in áři 11 referátov, boli prem ietnuté 4 film y (o lete sond Pioneer 10 a 11 k Jupiteru a o vzniku a vývoji života) a na závěr bola za přítom nosti všetkých predn ašajú cich usporiadaná panelová diskusia. R eferáty si vypočulo vyše 100 účastníkov, prevažne vedeckých pracovníkov z róznych věd ných odvětví. Zo sem inára si každý mohol odniesť zborník obsahujúci výtahy z přednesených referátov. Po zah ájen í predniesol re fe rá t prof. Pešek. Zaoberal sa problem a tikou CETI (Com m unication With E x ra te rrestria l In tellin g en ces). CETI je jedno z mála slov, ktoré pochádzajú z Č eskoslovenska a ktoré sa používajú na celom svete. Vytvořil ho prof. Pešek, který je predsedom stálého výboru CETI. CETI sa zaoberá výskumom, vývojom, stavbou a prevádzkou zariadení, ktoré m ajú umožnit spojenie s mimozem ský mi civilizáciam i. Dnešná úroveň vedy a techniky předpokládá následovně možnosti kontaktu s mimozemskými civilizáciam i: (1) Priamy kontakt — m im ozem šťania sa dovezú k nám na vlastn ej kozm ickej lodi. (2) Nepozemská kozm ická sonda dopraví k nám posolstvo vo form ě dokum entácie. (3) Spojenie prostredníctvom elek trom ag n etický ch vín vysielaných nepozemskou sondou, ktorá p riletela z inej p lan etárn ej sústavy. (4) V ysielanie a prijím anie elek trom ag netický ch signálov z planéty na planétu. Iné druhy kontaktu sú zatiaí n erealizo v ateln é hlavně z e n e rg etic kého h lad iska. Napriek tomu íudstvo už uskutočnilo prvé pokusy o nadviazanie kontaktu s mimozemskými civilizáciam i. V r. 1972 bola vypuštěna v USA m edziplanetárna sonda Pioneer 10 a v r. 1974 sonda Pioneer 11. Obidve sondy opustia našu slnečn ú sústavu a budú sa pohybovat medzihviezdnym priestorom . Každá sonda nesie posolstvo pře mimozemšťanov na pozlátenej doštičke, ktorá by m ala zostať čita-
teln á 10 miliónov rokov. 16. XI. 1974 bolo uskutočnené prvé vysielanie posolstva mimozemským civilizáciám pomocou 300m etrového rádioteleskopu v A recibe. Posolstvo sm eruje k hviezdokope M 13 a v 1974 sa pokusila družica C opernicus zachytit laserové signály z okolia hviezdy e Eridani. Mohli by sme menovať množstvo d alších snáh ludstva na zistenie m im ozem ského života, no z atial nem alí úspěch. Z astronom ického hlad iska sa zaoberal spomínanou problem atikou RNDr. Jiří Grygar, CSc. Inteligentn ý život je podlá dnešných vědomostí možný len na planétach, ktoré sa nachádzajú v ek o sférach hviezd. Ak má hviezda hm otnost váčšiu ako 1,43 MO, spáli vodík skor ako za 109 rokov, čo je krátká doba pře vznik inteligentného života. Ak má zase hviezda hm otnost menšiu ako 0,72 Aí©, planéty by v takom to pří pade m alí viazanú rotáciu, čo nezaru ču je vhodné fyzikálně podmienky pre život. Chem ické zloženie atm osféry na planéte je podmienené je j hmotnosťou. Z tohto hradiska sa ukazuje rozsah vhodných hm otností od 0,4 až do 2,4 hmoty Zeme. N apriek všetkým obmedzeniam je v n a sej Galaxii asi 1010 hviezd, ktoré by' m ali mať vhodné ekosféry. Otázkami vzniku a vývoja života vo vesm íre sa zaoberal prof. RNDr. Vladim ír Novák, DrSc., člen korespondent ČSAV. Veda dokázala, že život na Zemi vznikol zákonité, riad iac sa princípam i vývoja organizmov. Je teda velm i pravděpodobné, že za podobných okolností vzni kol život aj na iných planetárn ych sústavách. Zo znám ých zákonitostí vyplývá, že od případného kontaktu s mimozemskými civilizáciam i, ktoré p okročili vo svojom vývoji d alej ako naša, možeme očakávať pozitivny přínos, a preto nem usím e mať obavy z m ožnosti kontaktu. M etodologické aspekty vzájom ného posobenia s možnými kozmickými civilizáciam i rozoberal vo svojom re fe rá te prof. PhDr. V. Ruml, DrSc. Z d alších referáto v spom eniem ešte re fe rá t RNDr. K. Mišoňa, CSc., ktorý sa zaoberal otázkou dešifrovania posolstva, ktoré by sme m ohli zachytiť od nepozem šťanov. Podrobné tiež rozobral posolstvo, ktoré bolo v r. 1974 vysielané rádioteleskopom v A recibe. Už z k rátkého přehradu vyplývá, že danou problem atikou sa zaoberajú vědci n ajro zn ejších vědných disciplín, nakořko tieto problémy je možné o b jasn it iba d ialektickým nazeraním na vec. Niekomu sa može zdať, že spom ínané problém y sú iba púhym fantazírovaním , že je zbytočné strácať čas teoretizovaním o veciach, ktorých skutočnú podstatu odhalí až budúcnosť. Veď je ešte množstvo nevyriešených problémov na Zemi. Raz však príde den, ked sa dnešný sen stane skutočnosťou. Vzhladom nato, že k tejto h isto rick e j události móže dójsť už zajtra, je potřebné, aby sme boli na ňu připravení aspoň teoreticky ešte dnes. Pavel
Koubský:
N O V Á D R U Ž I C E PRO V Ý Z K U M Z Á Ř E N Í G A M A Studiu záření gama se věnovala celá řada družic. Kolem Země lé taly specializované satelity jak o Explorer 11 nebo SAS 2. Kromě toho byly gama experim enty často součástí kom plexnější vědecké ap ara
tury v sériích družic OGO, OSO a Proton. Pozorování záření gama se uskutečnilo i při m ěsíčn ích exped icích v projektu Apollo a při vysa zení vozidla Lunochod. Významná pozorování erupcí záření přinesly i satelity řady Vela, je jic h ž původním úkolem je sledovat rad iaci vzniklou při nu k leárních explozích ve vesm íru. Západoevropská dru žice TD 1A nesla tak é d etektor záření gam a; jeh o hm otnost byla 28 kg a účinný povrch 130 cm 2. Vloni p řipravila organizace ESA, k te rá vznikla po reorganizaci západoevropského kosm ického programu, specializovaný sa telit pro studium záření gam a COS B (3. str. p ří loh y). Vývoj družice COS B začal v roce 1972 s cílem vypustit na oběžnou dráhu citliv ě jší a p řesn ější aparaturu pro výzkum záření gama, než bylo dosud možné. COS B nese proto pouze jediný experim ent; je to poprvé, co západní Evropa vyvinula úzce specializovanou družici. Celý p rojekt si vyžádal 160 m iliónů DM včetně poplatku za am erickou nos nou raketu Thor Delta 2913 a je jí start. Hlavní dodavatelem byla zá padoevropská firm a MBB a na p řístro jích a zařízení se podílely le tecké a elek tro n ick é firm y z F ran cie, B elgie, Dánska, Itálie, Velké B ritánie a Španělska. Také dalekohled pro záření gam a je dílem la boratoří v několika západoevropských zem ích. Gama teleskop se skládá ze šesti částí: jisk ro v é komory, číta če v antikoincidenčním zapojení, vlastního dalekohledu, kalorim etru, elektroniky a synchronizačního zařízení. Teleskop má válcový tvar a je montován v ose tělesa družice. V jeho horní čá sti je jiskrová komora, kde dochází k in terak ci záření gam a s hmotou a vzniká pár pozitron-elektron. Tyto částice pak re g istru je vlastní gama teleskop. Aby bylo možno odlišit gama kvanta od jin ý ch čá stic kosm ického zá ření, je jisk ro v á kom ora obklopena antikoincidenčním čítačem . Vznik lé pozitrony a elektrony re g istru jí tři scin tila č n í číta če, k teré tvoří vlastní gama detektor. Jiskrová komora je doplněna soustavou vodi vých sm yček s m agnety pro určování sm ěrových ch a ra k teristik z jiš těného záření gam a; scin tilačn í teleskop má totiž velm i široký zorný úhel (96°). Účinná plocha gama detektoru je 550 cm 2. E n ergii záření měří en erg etick ý kalorim etr, který opět tvoří scin tila čn í čítače. Fonásobiče, k teré z jišťu jí intenzitu scin tila cí, udávají pak celkovou energii záření gama, k teré družice zachytila. Ke každému m ěření u rču je elek tro n ika družice přesný čas, tak že je možno studovat časové změny zdrojů záření gama. Z tohoto hled iska jsou velm i zajím avé pulsary. Proto nese COS B je ště d etektor rentgenového záření pro zjišťování k o relace změn záření X a gama pulsarů. Gama teleskop sled uje záření v rozmezí 20 MeV až 2 GeV, rentgenový m onitor p ra cu je v pásmu 2 až 12 keV. Jiskrová komora je po tech n ick é strán ce n ejn áro čn ě jší součástí celé družice. Bylo třeba použít tech n ologii vy sokého vakua a přesné m echaniky. Devět prstenců z velmi čistého kysličníku hlinitéh o tvoří stěny komory. Jako náplně se používá sm ěsi neonu a m etanu. Komora musí být schopna převést puls o výkonu 10 MW během 10'7 sekundy. Systém tepelné regu lace udržuje teplotu uvnitř družice v rozmezí — 10° až + 3 0 ° C. Jsou to značně náročné požadavky, uvážím e-li, že díky velmi protáhlé dráze setrvává družice 90 % oběžné doby na
osvětlené části. Dráhu s apogeem kolem 100 000 kilom etrů vybrali experim entátoři proto, aby co nejm én ě rušily zem ské rad iačn í pásy. Tepelná regu lace je pasivní, využívá ochranných fólií, vyzařovacích desek a zvláštních nátěrů. Fólie, k terá k ryje vstupní aperturu gama teleskopu, nesm í obsahovat víc hmoty než 0,1 g/cm 2. F ólie jsou dvo jíh o druhu, zlatá, tvořená 15 vrstvam i kaptonu, propouští jen málo slunečního záření, a stříbrn á, tvořená kaptonem a postříbřeným te flo nem, umožňuje jen vyzařování tepla ven. Systém stab ilizace a o rien tace je důležitou sou částí vědeckého pro gramu družice COS B. Poloha při m ěření má být známa s přesností do 1°. Stabilizace satelitu je ro tačn í, rychlost 10 min*1. Zam ěření na různé objekty na nebi se d ocilu je změnou o rien tace spinové osy. Ka p acita stlačenéh o dusíku pro m alé raketové m otorky je taková, že celková změna o rien tace může být až 4200°. Pro zjišťování okam žité polohy družice v prostoru slouží dvě čidla, zem ské a sluneční. Obě zobrazují re fe ren čn í tě le sa na dvě různoběžné štěrbiny, takže při zná mé ry chlosti ro tace je možno z časového sledu výstupu fotonásobičů za štěrbinam i u rčit polohu satelitu vůči Zemi a Slunci. Základním zdrojem ele k trick é energie je 9480 křem íkových slu n eč ních článků na p lášti válcového tělesa družice. V počátečn í fázi do dávají slu nečn í články 180 W, zatím co příkon aparatury je jen 59 W. Kromě toho je na palubě jed en Ni-Cd akum ulátor s kapacitou 6,3 Ahod. Družice nese dva telem etrick é vysílače p ra cu jící na frek v en ci 136,95 MHz s výkonem 6,5 W. Telem etrie se přenáší ry ch lostí 80 až 320 bitů/s. Data získaná gama teleskopem se n ejprve shrom ažďují ve vyrovnávací paměti o k apacitě 8 kbitů, pak se data spolu s údaji o čase a poloze družice převedou do předepsaného form átu a vy sílají se na Zemi. Pro příjem povelů jsou na družici dva p řijím ače pro frek v en ci 148,35 MHz. Plánovaná aktivní životnost družice COS B je jed en rok. Byla vy puštěna 8. srpna 1975 z W estern Test Range na excen trickou polární dráhu. Program družice je zam ěřen především na výzkum bodových zdrojů záření a není vyloučeno, že COS B bude pro gam a astronom ii znam enat totéž, co znam enal Uhuru pro rentgenovou astronom ii. Kromě letového modelu vznikly v závodě MBB další čtyři modely — stru k tu ráln í pro m ech an ické zkoušky, tepelný model, elek trick ý a prototyp. Každý model byl zkoušen po dobu asi 3 m ěsíců. Ji ří
Grygar:
ŽEŇ O B J E V Ů 1 9 7 5 * Přehled loňských objevů h v ě z d n é a s tr o n o m ie lze sotva začít jinak než shrnutím o úkazu, jenž se na obloze nevidí každý rok — mám tím přirozeně na mysli Novu Cygni (V 1500 C y g n i), která vzplanula 29. srp na (viz ŘH 12/1975, str. 225). Na severní polokouli byla tak jasn á nova vidět naposledy před 41 roky. Shodou okolností se podařilo u Novy Cygni opatřit d ostatek údajů o průběhu světeln é křivky je ště před * Pokračování z í. 3 (str. 41—49).
vlastním objevem , který lze připsat mnoha stům nezávislých pozo rovatelů rozsetých po celé zem ěkouli. První z n ich byl Japonec K. Osa da, ale než telegram o objevu dospěl do světového ústředí pro a stro nom ické telegram y v am erické Cambridgi, a odtamtud zase zpět na světové observatoře, byla nova nezávisle spatřen a n eu věřiteln ě v el kým počtem osob; svědčí to snad i o tom, že obec astronom ů am atérů je početná i pozorná. V mnoha případech právě tato nezávislá upo zornění na výskyt jasn é hvězdy v souhvězdí Labutě umožnila a stro nomům u velkých dalekohledů, aby pořídili velm i cenná spektra a vykonali další sp eciáln í m ěření v době, kdy nova rych le stoupala k m a ximu jasn o sti. Z arch ívn ích sním ků i ze snímků palom arského atlasu vyplývá, že nova byla od konce minulého sto letí až do 10. srpna r. 1975 vždy slab ší než 15,5m. Na palom arském atlasu je dokonce slab ší než 21m v modré oblasti spektra. Ještě 13. srpna 1975 byla podle litevských pozorování Alksneho aj. 17,0m. Teprve 25. srpna se zjasn ila na 13,5m a 29,05 srpna (ča s UT) na 8,4m. O 3 hodiny později již byla 6,2m a za další hodinu 5 ,lm. V čase 29,42 UT byla 3,2m a ve 29,81 UT už 2m. Vizuální maximum nastalo 30,85 srpna, kdy nova dosáhla l,8 m. Poté však je jí jasn o st počala rychle k lesat je to dosud n e jry ch le jší nova vůbec. Za 4 dny zeslábla o 3m a za pouhý týden přestala být prostým okem viditelná. V polovině září byla již 7m, 8. říjn a 8ra a 21. listopadu klesla na 9m. Počátkem roku 1976 p řekro čila h ra n ici 10m. Přitom se výrazně m ěnila barva novy z modré přes žlutou až na nápadně č e r venou. Červenou barvu novy působí m ohutná em ise v čáře Ha. Kolem 6. září byly objeveny periodické o scila ce jasn o sti novy s amplitudou až 0 ,l m a periodou přes 6 hodin. V ysvětlují se většinou jako oběžný pohyb elipsoidální složky dvojhvězdy — zákryty však patrně nen astávají. Velmi početné jsou i spektroskopické údaje, jež z a čín a jí již více než celý den před dosažením maxima jasn o sti. V ysokodisperzní spektrogramy pořídili zejm éna japonští, čeští (J. Horn, F. Ždárský, S. K říž], britští a francouzští astronom ové. Odtud vyplývá, že ve spektru novy zprvu převládalo silné kontinuum, sa h a jíc í až d aleko do u ltrafialové oblasti. Přes ně se překládaly zpočátku velm i m ělké široké vodíkové em ise, svědčící o zry ch lu jící se expanzi plynného obalu. R ychlost roz pínání stoupala z 1000 km s 1 až na 3000 km s 1. Po maximu se počaly objevovat i široké absorpce. Zvlášť ry ch le se spektrum m ěnilo mezi 3. a 7. zářím. Koncem září se objevilo tzv. orionové spektrum a po čátkem říjn a přešla nova do nebulárního stádia s četným i zakázaný mi čaram i kyslíku, dusíku a neonu. In terstelá rn í čáry vápníku a so díku byly intenzivní a je jic h rad iáln í ry ch lost čin í — 11 km s 1. Z in fračerv en é fotom etrie však plyne, že nova není příliš zastíněna mezihvězdnou hmotou. Pravděpodobná vzdálenost novy čin í 1,3 ± 0,2 kpc. (K výbuchu tedy došlo před čtyřm i tisíciletím i.) Rentgenové záření novy bylo velmi slabé, na prahu citliv o sti apa ratur na družicích Copernicus a A riel 5. Zato bylo zjištěn o slabé rá diové záření novy koncem září a počátkem říjn a pomocí velkých radio teleskopů v Bonnu a v Green Banku. Na frek v en cích 8 —11 GHz čin il rádiový tok 10—17 mjy.
Nova Cygni ustavila nové rekordy pro svou třídu. Amplitudou sv ě telných změn m inim álně 15m a možná i 19m připom íná spíše super novy a ry ch lostí vývoje je rovněž bez konkurence. Postupné zpraco vání bohatého m ateriálu potrvá jistě mnoho let, ale přinese nepochyb ně mnoho podnětů pro teo retick ý výklad vzplanutí nových hvězd. Přehled typických hodnot pro jednotlivé druhy nov podává J. Faulkner: P aram etr Am plituda (m ) E n ereg ie exploze (jo u lů ) In terv al explozí V yvržená hm ota (k g ) R oční z tr á ta hm oty (0 = 1)
K la sick é novy 10— 12
R ek u ren tn í novy 6 —8
T rp a sličí novy 2—5
větší než 1038 3 0 0 — 103 le t
io 3g_ h )3s 25 — 50 let
io 3 i _ io 32
1025_1026
1025
?
?
10-7
10-0
18 dn í— 1 rok
P řed eru p čn í s v ě te ln é k ř iv k y n ov zkoumal statisticky E. L. Robinson. Hvězdná velikost novy před výbuchem i po něm je vždy stejn á . Dva náct nov má poměrně k valitn í fotom etrii z období růstu ja sn o sti k m a ximu. Polovina z nich jev ila změny jasn o sti již v období 1— 15 let před vzplanutím. Zdá se, že vzrůst jasn o sti novy není tak náhlý a n eo ček á vaný, jak se zprvu soudilo. N apříklad nova V446 Her se před vzpla nutím m ěnila s amplitudou 4m. Prenova má zřejm ě tři zářivé složky: obě komponenty dvojhvězdy a horkou skvrnu v akrečn ím disku ko lem kom paktní složky, kterou je pravděpodobně bílý trp aslík. Sam ot né vzplanutí kon trolu je červená složka, jež vyplňuje Rocheovu mez a z níž přetéká hmota do ak rečn íh o disku. M ateriál ak rečn íh o disku, bohatý na vodík, se pak v m ístě horké skvrny stane zdrojem term o nukleární reak ce, což je bezprostřední příčina vzplanutí. Také v ýbu ch su p ern o v y se stá le ča stěji spojuje s existencí dvojhvězd. Sovětský astronom J. G. Chabazin soudí, že exploduje méně hmotná složka dvojhvězdy, zatím co hlavní složka je ranou m asívní hvězdou hlavní posloupnosti. Pokud je výbuch sym etrický, zůstane dráha dvoj hvězdy kruhová. Jestliže se při výbuchu ztratí více než polovina hm ot nosti složky, dvojhvězda se rozpadne. Tomu též odpovídá zjištěn í Z. B ark ata aj., že k lasick á představa 0 supernovách jako projevu kolapsu železného jád ra pokročilé hvězdy kvantitativně nesouhlasí, neboť náraz k olabu jící obálky na d egenero vané neutronové jádro n estačí k odvržení větší čá sti obalu hvězdy. Lepší domněnku vypracovali D. N. Schram m W. D. A rnett, k teří vyšli z m oderních modelů n iter velmi hm otných hvězd a ukázali, že při hoření uhlíku a dalších těžších prvků ve slupkách kolem degenero vaného jád ra dojde k prudkému růstu vyzařované en ergie a tedy k výbuchu supernovy. Významná je přitom úloha neutrin, která při vysokých hustotách v okolí jád ra m asívní hvězdy mohou interagovat s hmotou a od nášejí s sebou velkou část vnějšího jád ra hvězdy. Po zůstatkem po výbuchu je pak známý kom paktní o bjekt, tj. neutronová hvězda. (Viz též ŘH 9 a 10/1975, str. 169 a 190.) Při výbuchu vznikají s-procesy (zachycováním pomalých neutronů) 1 r-procesy (zachycováním rychlých neutronů) i prvky těžší než že
lezo. Výbuchy supernov m ají tudíž klíčový význam pro chem ii m ezi hvězdného prostředí, neboť pouze tak se m ezihvězdný prostor obo h acu je o těžké prvky. Jelikož z takového obohaceného m ateriálu vzniklo i naše Slunce a slu n eční soustava, mělo by chem ické složení obalů supernov a třeba m eteoritů dobře souhlasit. Pozorování souhlas potvrzují a navíc u ka zují, že též chem ické složení prim árního kosm ického záření odpovídá skladbě pláště m asívních hvězd (hm otnosti 7— 7 0 © ). Odtud se zdá tém ěř jisté, že těžká jád ra v kosm ickém zářen í byla u rych lena p ře vážně při explozích supernov. Vývojové úvahy o hvězdách velmi dram aticky potvrzuje i pozorování jiného unikátního objektu, a to p r o m ě n n é h v ěz d y FG S g e. Je to ce n trá l ní hvězda m alé p lanetárn í mlhoviny, k terá se vytvořila asi před 6000 lety. Za posledních 80 let se hvězda z jasn ila z 13,5m na 9,5m. Je jí spektrum se m ění doslova před našim a očim a. Za posledních 20 let urazilo na H —R diagramu úctyhodný úsek od třídy B4 Ia až po sou časnou třídu F5 Ia, a blíží se oblasti nestability na diagramu. To je ve shodě s teorií, že totiž tato fáze hvězdného vývoje probíhá a stro nom icky vzato bleskurychle. Z klasických dvojhvězd budí i nad ále pozornost A lg ol [8 P ersei), jenž je n ejen představitelem velké a typické skupiny těsných zákry tových dvojhvězd, ale i jedním z prvních hvězdných rádiových zdrojů Dne 15. ledna 1975 zpozorovali D. Gibson a j. z Green Banku rádiový výbuch Algola na řadě frek v en cí v gigahertzovém pásmu. Rádiový tok vzrostl třik rá t až čty řik rát na hodnotu kolem 1 Jy. Dálkovou in te r fero m etru byl určen průměr zdroje 0,0005", což odpovídá lineárním u rozm ěru pouze 0,1 AU. Expanze oblaku se děje ry ch lostí od 500 do 1000 km s'1 a jasová teplota zdroje dosáhla 400 m iliónů kelvinů. A. Epstein z jistil pomocí družice SAS-3, že Algol je rovněž rentgenový zdroj v pásmu 1,7—6 keV. Při vzdálenosti 30 pc je rentgenová sv íti vost řádu 1024 W. Hmotnosti zákrytových složek Algola činí 5,3 ©; třetí složka má 1,8 ©. U ltrafialové spektrum jiné známé z á k r y to v é d v o jh v ěz d y p L y ra e po psali M. Háčková aj., a to na základě pozorování družice Copernicus v pásmu 100— 300 nm. Pod vlnovou délkou 230 nm pozorovali siln é em ise, zatím co nad 230 nm jsou početné absorpce. Spojité spektrum odpovídá teplotě 11 000 K (sp ek tráln í tříd a B 8 ). Em ise se n ach ázejí v plynu, který rotu je a současně se rozpíná v okolí sekundární slož ky. Spektrum sekundární složky nebylo zjištěn o v žádné spektráln í oblasti. Autoři se dom nívají, že prim ární složka se dotýká Rocheovy meze; sekundární složka je hm otn ější než prim ární a nelze vyloučit, že je to přece jen černá díra. Zdá se, že žádná solidní těsná dvojhvězda se bez rotu jícíh o akrečního disku už dnes neobejde. D okazuje to i práce A. H. Battena, tý k a jící se in terp retace pozorování známé z á k r y to v é d v o jh v ěz d y U C ep h ei. Prim ární složka má spektrum B7 V a seku nd ární G8 III— IV. Poloměr prim ární složky je 2,9 © a sekundární 4,7 ©. Při hm otnostech 4,2 © pro prim ární a 2,8 © pro sekundární složku to značí, že sekundární slož ka tém ěř vyplňuje Rocheův lalok, zatím co prim ární složka se nachází na hlavní posloupnosti. Jelikož oběžná perioda roste, přetéká hmota
Ze s e m in á ře o s p o je n í s m im o z em sk ý m i civ iliz a ce m i. N a h o ře Jsou ú ča stn íci p a n elo v é d is k u s e , vpravo č le n -k o re s p o n d e n t p ro f. d r. in g . R udolf P ešek, D rS c ., r e fe r u je o C ET I. (K člá n k u na sír. 6 6 —6 7 .)
N a h o ře je o b ěž n á k o sm ick á lab o ra to ř S k y la b s třetí p o sá d k o u na d rá z e k o lem Z e m ě v r o c e 1973. /K e z p rá v ě na str. 7 6 .) V pravo je ev ro p sk á d ru ž ic e p ro ga m a -a stro n o m ii COS-B. I K e zp rá v ě na str. 6 7 — 6 9 .)
S m y čk o v é p ro tu b e ra n c e fo to g ra fo v a n é ve s v ětle č e r v e n é v o d ík o v é čá ry Hct p ro tu b era n čn ím d a le k o h le d e m h v ěz d á rn y na P e třín ě. N a h o ře p ro t u b e ra n c e ze 7. V lil. 1969, d o le z 1. IV. 1967. (F o to J. K le p e š ta ; k e z p rá v ě na str. 7 5 .)
ze sekudární složky, a to na ro tu jíc í disk kolem prim ární složky. E xisten ci disku d ram aticky od halila pozorování em isních ča r ve spek tru systému. Navzdory všeobecném u m ínění, že jasn é zákrytové dvojhvězdy jsou už vesm ěs známé, objevil E. Lohsen, že hvězda ve známém Trapezu v Orionu, označená č 1 O rion is, je zákrytová, teprve loni. Pravím teprve, neboť hvězda je v maximu 6,7m a pokles v prim árním minimu p řesa huje celou hvězdnou třídu. Perioda světelných změn čin í 196,3 dne. Sekudární minimum je m ělké a posunuté proti fázi 0,5; to znamená, že dráha je ex cen trick á. Poslední prim ární minimum pozorované již na zá kladě Lohsenovy předpovědi, nastalo 5. prosince 1975, kdy jasn ost systému poklesla na n ěkolik desítek hodin až na 8m. N ejbližší seku n dární minimum nastan e 20. března 1976 a má trv at 2 dny. Jelikož tento díl našeho přehledu vyjde později, může si všetečný čten ář zkon trolovat, nakolik se předpověď vyplnila. Pro milovníky statistik shrnuji, že p o č e t k a ta lo g iz o v a n ý c h p r o m ě n n ý ch h v ěz d všech typů dosáhl loni počtu 25 140. N ejvíce proměnných je známo v souhvězdí S třelce , a to 3872. Autoři katalogového p řeh le du pod vedením prof. K ukarkina zavedli další tři typy prom ěnnosti: typ S Doradus (podobný typu P. Cygni), typ ZZ Ceti (b ílí trp a slíci s minutovými změnam i ja sn o sti) a y C assiopeiae (hvězdy s obál k am i). K poslednímu typu patří i h v ěz d a o A n d ro m ed a e, zkoumaná sp ektrál ně řadu let ondřejovským astronom em P. Koubským. Loni v červenci se mu konečně podařilo přistihnout hvězdu doslova v samém p očát ku vytváření nového rozsáhlého plynného obalu. To se projevilo n á padným zúžením vodíkové páry HS v absorpci (širo k á absorpce vlastní hvězdné čáry je zčásti vyplněna em isí, p och ázející z plyn ného obalu) a posléze i mohutnou em isí v čáře Ha. Objev byl vzápětí potvrzen na několika světových o bservatořích a hvězda je nyní in ten zivně hlídána. V je jím spektru byly v druhé polovině loňského roku pozorovány četné ry ch lé a nepravidelné změny vzhledu spektrálních čar a vše nasvědčuje tomu, že po třic e ti letech relativního klidu se hvězda „probudila" k m im ořádné aktivitě. H. M. Dyck a T. Simon pozorovali známého v e le o b r a a O rionis (Betelgeu ze) v in fračerveném oboru spektra od 2 do 10 jum, a dále na 34 ^m. Z jistili, že hvězda je obklopena prachovou obálkou o teplotě 300— 1000 K. Rozměr slupky činí řádově 100 AU a je jí hm otnost je řádu 10'5 O. Jelikož se dá očekávat, že plynná složka slupky je o dva řády hm otnější, je celková hm otnost plynoprachového obalu 10'3 ©. Ztráta hmoty sam otné hvězdy je řádu 10 ° © za rok, takže již za tisíc let existen ce veleobra měl prachoplynový obal dnešní rozm ěry i hus totu. Konvekce ve fo to sfé ře hvězdy musí vést k tvorbě mohutných hvězdných skvrn. Je jic h existen ci se podařilo potvrdit pomocí tzv. skrvnkové in terferom etrie C. Lyndsovi aj., k teří pracovali u 4m daleko hledu na Kitt Peaku. Zároveň se ukazuje, že Betelgeuze má rozsáhlou chrom osféru — je jí tloušťka dosahuje celých 10 % poloměru hvězdy. Ztrátu hmoty z r a n é h o v e le o b r a C, O rionis (sp ek tráln í třída 09,5 Ib) u rčil A. G. Hearn. Studoval profily čáry Ha a ukázal, že expanze vn ějších vrstev se d ěje ry ch lostí 250 km s 1. Horký koronální vítr vy
věrá z koróny o teplotě větší než 2,6 m iliónů kelvinů. Roční ztráta hmoty hvězdy dosahuje 1 ,8 .1 0 (“ ©. U ltrafialová m ěření naznaču jí, že skutečná ry ch lost expanze je snad až šestk rát vyšší. U ltra fia lo v á m ěř en í z k o s m ic k é h o p ro sto ru nabývají stále větší dů ležitosti vzhledem k tomu, že v tomto oboru je řada důležitých spek tráln ích čar, ale i proto, že mnoho žhavých objektů vydává v tomto úseku spektra n ejvíce záření. Je přirozené, že prvořadým úkolem je vykonat všeobecnou přehlídku u ltrafialový ch objektů. To se zdařilo nezávisle ve dvou experim entech. Na Skylabu pracoval 15cm d aleko hled s objektivním hranolem , um ožňující pořízení spekter v pásmu 130 až 500 nm. Astronauté pořídili přes 350 expozic, pokrývajících 9 % oblohy, s disperzem i od 64 A/mm u 140 nm až po 1280 A/mm u 280 nm. Celkem bylo získáno 400 použitelných sp ekter pod h ran ici 150 nm, 1600 spekter pod 200 nm a 6000 hvězdných sp ekter pod 260 nm. U kazuje se, že rezonanční čáry C IV a Si IV se výrazně mění s teplotou a svítivostí hvězd. Všechny hvězdy s absolutní bolom etrickou hvězdnou velikostí ja sn ě jší než —8,4m jev í v u ltrafialovém oboru profily typu P Cygni. To je důkazem, že u všech těch to svítivých hvězd pozorujem e mohutný výron hmoty. U novy FH Serp en tis (1970) bylo zjištěno právě na základě u ltrafialový ch m ěření, že b olom etrická sví tivost novy se nem ěnila po dobu 53 dní po maximu vizuální jakosti. Maximum zářivosti se přitom přesouvalo z optické oblasti až ke 200 nm. Vysoká svítivost řádu 2.104 © byla zřejm ě udržována term o nukleární re a k cí na dně obálky bílého trp aslík a. Posuv m axim ální vlnové délky sm ěrem ke kratším vlnám byl pak způsoben návratem foíosféry hvězdy po odstranění vyvrženého m ateriálu obálky. Druhým mimořádně úspěšným ultrafialovým experim entem byla m ě ření na palubě kosm ické lodi Sojuz 13 pomocí aparatury Orion 2. Toto zařízení umožnilo registrovat u ltrafialo vá sp ektra hvězd do 13m v pásmu 200 až 500 nm. G. Gurzadjan aj. z jistili, že sp ojité spektrum žhavých hvězd má průběh odpovídající soudobým modelům hvězdných atm osfér. Ukazuje se, že existu je řada žhavých hvězd s teplotam i fotosféry nad 20 000 K, k teré však m ají malou svítivost. Kromě toho byly sp ektráln ě objeveny chrom osféry u chladných hvězd. Také d lo u h o v ln n é in fr a č e r v e n é o k n o se stále více otevírá pro astro nom ická pozorování. A tak o nové objevy je ště dlouho nebude nouze. M. W. F rid eland er aj. užili balónů ke studiu oblohy v pásmu 50 až 500 /^m. Balóny setrvávaly ve výšce asi 30 km po dobu až 10 hodin. Přitom se podařilo nalézt 12 in fračerv en ých zdrojů, které nelze optic ky n ija k identifikovat. Co lepšího si může astronom přát, když každý nový sp ektráln í úsek mu přináší uspokojení z objevu objektů, o nichž jsm e až donedávna nem ohli tušit vůbec n ic? (P o k r a č o v á n í p ř íš tě )
Co n o v é h o v a s t r o n o m i i N O V Ý. M A Ď A R S K Ý
M E T R O V Ý
Na podzim loň sk éh o rok u byl v P isz k é ste tč v p oh o ří M átra (sev ero v ý ch o d n ě od B u d ap ešti) u ved en do
D A L E K O H L E D
zk ušeb ního p rovozu nový d alek ohled M aď arsk é ak ad em ie věd, k terý je n ejv ětším m aď arsk ý m d alek o h led em
o voln ém o tv o ru 1016 m m s op tick ou so u sta v o u R itch e y -C h rétien . Je v ý ro b kem Z eisso v ý ch o p tick ý ch a m e c h a n ick ý ch závodů v Jen ě, NDR, a n áleží do sé rie vý k o n n ý ch m o d ern ích d a le kohledů, z n ich ž p rvn í byly in s ta lo vány v ro c e 1972 v in d ick ý ch o b s e r v a to říc h N ain ital n a ú p atí H im alají a K av alu r v jižní Indii a n yní t a ké, po dalším zd ok o n alen í, v s o v ě t sk ých o b s e rv a to říc h A lm a A ta v K a z a šsk é SSR a D ušam be v T ád žick é SSR a ve zm ín ěné o b s e rv a to ři v M átře. O ptická so u sta v a R itch ey -C h rétien se podobá so u sta v ě C a sseg rain o v ě s h lavním a v ed lejším z rc a d le m , je jich tv a ry v šak se o d ch y lu jí od p a rab oloidu a h yp erb oloidu . U žitečn é Obrazové pole je v ětší než u n o r m á l ního c a s s e g ra in u , av šak v y tv o řen í z o b ra z o v a cích p lo ch i jejich z k o u še ní je vzhledem k tv a ru p lo ch m n o hem ob tížn ější. P rim á rn í z rc a d lo m á o hniskovou v z d á le n o st 4000 m m a d a lekoh led p ra cu je v so u stav ě R itch ey -C h rétien s re la tiv n ím o tv o rem 1 :1 3 a v ohnisku cou dé, k teré je d áno p o m ěrem 1 :3 0 . O brazy m ají velm i d ob rou d efin ici, so u sta v a v y žad u je však velm i p řesn o u ju sta ci. Z rca d lo je z h oto v en o ze S itallu , so v ětsk éh o sklok e ra m ick é h o o p tick é h o m a te riá lu , j e h ož k o e ficie n t te p e ln é ro z ta ž n o sti je 1 X 1 0 7 (ted y lepší než jak ý je u k ře m e n e ). F R O T U B E R A N C E
VE
T VA
Řady typů p ro tu b e ra n cí sn ím an ý ch ve vodíkové č á ř e Ha p ro z ra z u jí v z á jem né působení p ro tu b e ra n čn í plazm y a m a g n e tick é h o p ole. N ě k te ré s m y č kové ú tv a ry po řa d u dní i týdnů m ají sta c io n á rn í c h a r a k te r , n ě k te ré ú tv a ry se šíří trv a le v zh ů ru . R y ch lo sti pohybu ce lé h o ú tv a ru (pod le p o z ič n ích m ě ře n í) m oh ou čin it až p řes 1000 km /s. Při p oz o ro v án í s p e k tro h eliosk op em , kdy lze n astav en ím m řížky velm i ry c h le m ěn it p o z o ro v á ní do v zd álen o sti n ě k o lik a A n alev o a n a p ra v o od č á r y H a, a kdy lze tak jediným způsobem p řeh léd n o u t ce lý ú tv a r, se u k azu je, že jed n o tliv é p a rtie ú tv a ru a z v lá ště jeh o d etaily
D alekoh led p ra c u je na a n g lick é m o n táži s dům yslným u ložen ím dvou k on ců p o lárn í osy; je u rče n p ro foto e le k trick o u fo to m etrii a sp e k tro m e t rii. Pro fo to g ra fic k é p rá c e v ohnisku R-C se p ou žívají d esk y 1 6 X 1 6 cm . V ohnisku co u d é je in stalo v án m říž kový sp e k tro g ra f. P rá c e d alek o h led u , řízen í jeh o p o hybu, p řijím án í výsled ků i z p ra c o vání n ap o zo ro v an ý ch d at je p ro v á d ě no sam očin n ý m p o č íta če m . D aleko hled p a tří k n ejm o d ern ějším z a říz e ním toh o dru hu v E v ro p ě. V jiné kopuli o b s e rv a to ře v Piszk ést e tč p ra cu je S ch m id to v a k om ora 6 0 0 /9 0 0 mm , v ěn o v an á p řed evším so u stav n é fo to g ra fick é h líd ce su p ern o v . T řetím n ejv ětším p řístro je m je 500m m c a s s e g ra in o ohn isk o v é v zd álen o sti 7 m na nízké Z eissově m o n táži VI. O b serv ato ř v P iszk esteto ve výši 600 m n. m. v lesn a té m p o h o ří M átry je pobočným p ra co v iště m K onkolyho ob s e r v a to ře M ad arsk é ak ad em ie věd v B u d ap ešti, kde je n ejv ětším p řís tr o jem N ew tonův re fle k to r o p rů m ěru 600 mm a ohn isk o v é v zd álen o sti 3600 mm , vybavený fo to e le k trick ý m fo to m etrem , u rčen ý h lav n ě p ro fo to m etrii h vězd typu RR L y rae a cefeid v so u sta v ě UBV. N ěkolik m en ších p řís tr o jů slouží tak é k výukovým ú čelů m . O. O bůrka RU
V Y S O K Ý C H
S M Y Č E K
vykazu jí rů zn é ra d iá ln í ry ch lo s ti. Tak k up ř. sm yčk o v é ú tv a ry v Ha (v n e g ativ n í kopii, viz o b r. na 4. s tr. p ří lo h u ), získ an é na h v ězd árn ě na P e t řín ě p ro tu b e ra n čn ím d alek o h led em , z a ch y cu jíc í p ouze ty č á s ti p ro tu b e ra n čn í p lazm y, k te ré se rad iáln ím i ry ch lo stm i vešly do n a sta v e n é propu sti filtru Ha. P roud ění p lazm y podle r a d iáln ích ry ch lo s tí je v tě ch to ú tv a re c h m nohdy velm i c h a o tic k é , d ok on c e tom u bývá i v jed n é m ag n etick é tru b ici (viz d olní o b r .). Pokud by byl získán sn ím ek téh o ž ú tv a ru v tém že č a s e s p osun utou p ro p u stí filtru , jem n á stru k tu ra u zlinek v ú tv a re c h t r u bic p ro tu b e ra n ce by byla p od statn ě
jiná. N a o b r. n a h o ře je p ro tu b e ra n ce ze 7. VIII. 1969, n a obr. dole je p ro tu b e ra n c e z 1. IV. 1967 (v ý šk a v rc h o lů 325 000 k m ). Ze sním ků v bílém sv ě tle p o řiz o v a n ých k o ro n o g ra fe m na Skylabu se V Ý S L E D K Y
R E N T G E N O V
ZE
SK '
Skupina odb orn ík ů ze S p ace Physics L a b o ra to ry (U n iv ersity of W isconsin ) z v e ře jn ila výsled ky e x p erim en tu S -150 (m a p o v á n í oblohy v m ěkkém re n tg e n o v é m o b o ru ) z p ro g ra m u S ky labu. Až d osud p ro b íh aly s y ste m a tič tě jší výzkum y pouze v tv rd ém re n tg e n o vém o boru, k te rý je z te ch n ic k ý ch důvodů p řístu p n ě jší. N ejn ovější k a ta log re n tg e n o v ý c h zd ro jů 3U, sh rn u jí cí výsled ky p rá c e d ru žice SAS-4 (U h u ru ), p ře d sta v u je p řeh líd k u n eb es ké sfé ry v o b o ru 2 — 6 keV. P ro to b y la v p ro g ra m u Skylab v ěn o v án a p o zo rn o st p ozo ro ván í v m ěk k ém oboru 0,15— 0 ,28 keV. S ou bor k olim o v an ý ch p ro p o rcio n á ln ích p o číta čů e x p e rim e n tu S -150 s n áp ln í 90 °/o arg o n u a 10 % m etanu a celk o v o u p lo ch o u okének 1500 c m 2 byl u m ístěn n a p řís tr o jo vém ú sek u stu p n ě S IV-B n osn é r a kety S a tu rn 1B, k te rá v y n esla k o rb i táln í s ta n ic i Skylab d ru h o u posádku dne 28. 7. 1973. Pom alé sk an o v án í oblohy ry c h lo s tí 1° za 15 s a p o m ěr ně v e lk á p lo ch a o kén ek u m ožnila h led at p o d sta tn ě slab ší zd ro je (do 0,6 fotonu c n r ^ k e V ' 1 p ři 0,26 k eV ), než tom u bylo u p ře d ch o z ích e x p e rim en tů na v ý šk o v ý ch ra k e tá c h . DVĚ
PLANETKY
Na p řelom u r. 19 75/1976 byly na ob se rv a to ři Mt P a lo m ar objeveny dvě nové p la n e tk y , je jich ž d ráh y p ro tín ají dráhu zem skou. První z n ich , o z n a č e nou 1975YA , objsvil Ch. K ow al na sn ím cích z 2 7 .— 29. p ro sin ce jako ry ch le se pohybující objek t 1 2 — 13m. Dráhu n ovéh o objektu p o čítal B. G. M arsden a zjistil, že jde o p lan etk u typu A pollo. Přísluním p ro šla 14. ú n o ra 1976 a v tuto dobu b yla vzd álen a od S lu n ce 0,91 AU. V odsluní se v zd a luje od S lu n ce n a 1,69 AU, tak že v afe-
u k ázalo , že m a g n e tick á p ole ve t v a ru sm y čk o v ý ch tru b ic se š íří do m ezi p la n e tá rn íh o p ro sto ru . Jevy ta k o v é h o to d ru h u n ejso u n ičím v ý jim ečn ý m .
J. K lepešta, L. Křivský É P Ř E H L Í D K Y L A B U
O B L O H Y
Celkem bylo p ro h léd n u to zh ru b a % n eb esk é s fé ry , a to s n e g a tiv ním v ý sled k em . N ebyl zjištěn ani j e den zd ro j re n tg e o n v é em ise m ěk čí než 0,28 keV. Bylo p ro k o u m án o n a 50 b lízk ý ch (do 77 p c ) ob jek tů 4 k a te g o rií: hvězd h lav n í p oslo u p n osti, obrů, b ílý ch trp a slík ů a zn ám ý ch p o d v o jn ý ch so u sta v . N ebyla z jištěn a žád n á e m ise p řev y šu jící h od n o ty m e zi 1 0 28 a 1 0 3 2 e rg s - 1 v o b o ru 0 ,15 až 0,28 keV. T en to výzkum so u visel s t e o r e t ic kým i p ra ce m i, k te ré p řed p o k lád ají vznik m ěk k é em ise bud a k re c í hm oty u d vojhvězd , zá ře n ím h vězd n ý ch k o rá n , k oró n če rv e n ý c h obrů nebo h o r k ých k o rá n b ílý ch trp a slík ů . N e g a tiv ní v ý sled ek u re la tiv n ě b lízkých ob jek tů m á vážn ý d ů sled ek , a to p ro te o rie v y sv ě tlu jící vznik d ifuzn íh o m ěk k éh o re n tg e n o v é h o z á ře n í jak o su p erp o zici z á ře n í jed n o tliv ý ch z d ro jů u ved en ý ch č ty ř k a te g o rií. P ři p o žití p řed p o k lád an ý ch p ro sto ro v ý c h h u sto t hvězd a re n tg e n o v ý c h lum in ozit n ižších než h ra n ic e zjištěn é p ři ex p e rim e n tu S -150 n em ů že ta to te o rie sp o leh liv ě v y sv ětlit e x istu jící m ě k ké re n tg e n o v é difuzní pozadí. R. H u d e c 10
TYPU
APOLLO
lu je d ále od S lu nce než M ars. E x ce n tr ic ita d ráh y p lan etk y je 0,3015, velk á p oloosa 1,2981 AU, oběžn á doba 1,48 rok u a stře d n í denní pohyb 0 ,6 6 6 4 °. D ráha p lan etk y m á sk lo n k ek lip tice n eo b y čejn ě velk ý, 64,17°. D ruhou p lan etk u o b jev ila E . Helin ová na sn ím cích exp o n o v an ý ch 46cm Schm id tovou k om orou 7 .— 9. ledn a jako ry ch le se pohybující objek t 13 až 14m. P ro to že šlo o první p lan etk u ob jevenou v leto šn ím ro c e , d o stala o z n a čen í 1976AA. Podle M arsd en o vý ch v ý
počtů jde ta k té ž o p lan etk u typu A pollo, k te rá p rojd e p erih elem 20. k v ě t n a 1976 ve v z d á le n o sti 0,79 AU od S lu n ce. V odsluní se v zd alu je od S lu n c e n a 1,15 AU a m á oběžnou dobu K O M E T A
B R A D F I E L D
První leto šn í k om etu n alezl 19. ú n o ra W illiam A. B ra d fie ld (D e rn a n co u rt u A d e la id e ), ob jev itel dvou loň sk ý ch kom et 1975d a 1975p . V době objevu b yla v so u h v ězd í F o rn a x n a jižní o b lo ze a jevila se jak o d ifu zn í objekt 9 m bez c e n trá ln í k o n d en zace či já d r a . P řed b ěžn é p a ra b o lick é elem en ty O D C H Y L K Y Den
0,95 roku. Pohybuje se po d ráze, sk lo n ěné k e k lip tice 1 8 ,76°, jejíž v ý stře d n ost je 0,1816 a v elk á p oloosa 0,9660 AU. S třed n í denní pohyb p lan etk y je 1,038°. J. B.
Č A S O V Ý C H
1976a
d rá h y p o čítal ny v P erth u : T a fí i q =
S I G N Á L Ů 12. I.
M. P. Candy z h v ě z d á r = 1976 II. 24,837 EC = 313 ,1 1 ° 1 = 159 ,9 3 ° [ 1950,0 = 4 7 ,0 0 ° I 0 ,8488 AU IAUC 2914, 2917 (B ) V
L E D N U
1 9 7 6
17. I.
22. I.
27. I.
2. I.
7. I.
T U 1— TUC
+ 0 ,7 2 4 2 s
+ 0,7104*
+ 0 ,6 9 6 9 s
+ 0 ,6 8 3 9 s
+ 0 ,6 7 0 3 s
+ 0 ,6 5 6 2 s
TU 2 — TUC
+ 0 ,7 1 9 3
+ 0 ,7 0 6 3
+ 0 ,6 9 3 5
+ 0,6811
+ 0,6681
+ 0 ,6 5 4 6
V la d im ír PtáčeK
V y sv ětlen í k tab u lce viz ŘH 57, 1 8 ; 1/1976.
Z l i d o v ý c h h vě z d á r e n a a s t r o n o m i c k ý c h k r o u ž k ů DESET
LET
H V Ě Z D Á R N Y
Dne 9. listo p ad u 1975 k on al se ve h vě z d á rn ě ve Ž d án icích se m in á ř h v ě z d á re n a k roužk ů Jih o m o rav sk éh o k r a je, p ři k te ré m o slav ila ž d án ick á h vě z d á rn a p rv n ích 1 0 let b o h até a z á služn é čin n o sti. Je d n o p a tro v á budova h v ězd árn y se dvěm a k opulem i, vzorn ým p ře d n á šk o vým sá le m , n ěk o lik a k lu bovnam i, p ra co v n a m i, dílnou a v elk o u s p o le če n sk o u m ístn o stí je v la stn ictv ím sp ojen éh o závodn íh o klubu ROH ve Ž d án icích . V so u ča sn é době d ok o n ču je se sta v b a kopule p ro m alé Zeissovo p la n e tá riu m . V še bylo v ybu do váno b ezp latn o u b rig ád n ick o u p ra cí, bylo o d p ra co v á n o 38 000 b rig á d n ic k ých hodin. H vězd árn a se s ta la k u l turním ce n tre m m aléh o třítisíco v é h o m ěsta. B o h a té p řístro jo v é vy b av en í u m o ž ňuje vážnou p o z o ro v a cí p rá c i. V k o p ulích jsou k valitn í re f ra k to r y 2 0 cm a 16 cm , k o ro n o g ra f, S ch m id to v a k o m o ra. V eřejn é čin n o sti slo u ží d ále dva 25cm ca s s e g ra in y . P ro p ře d n á š
VE
Ž D Á N I C Í C H
kové a d e m o n s tra čn í zájezd y v o k rese byl vybaven „ a stro b u s“ 16cm r e f r a k to rem , 16m m film ovou p ro m ítačk o u s p ro jek čn í stěn o u a m ag n eto fo n em . A stro b u s s p řívěsem je za říz e n tak é p ro p řep rav u a p obyt skupiny p o zo ro v a te lů . Je vybaven v y táp ěn ím , c h la d n ičk ou a e le k trick ý m o sv ětlen ím , ta k že se d ob ře hodí p ro p o zo ro v atelsk é e xp ed ice. H vězd árn a p ro v ád í ro z sá h lo u p op u l a riz a c i astro n o m ie a k osm onau tik y a v ěn u je se p rá ci s m lád eží v p io n ý r ské o rg a n iz a ci. Za d eset let v y sle c h lo zde p řed n ášk y a ú ča stn ilo se a s t r o n om ick ý ch p o zo ro v án í té m ě ř 73 tisíc n ávštěv n ík ů , m ezi nim i p ů ld ru h éh o ti síce cizin ců z ce lé h o sv ě ta , k te ří se z ú častn ili o d b o rn ý ch nebo ob ch o d n ích jedn ání ve Z d án ick ý ch záv o d ech . N ejvětší č á s t n ávštěv n ík ů — asi 64 % — tv o ří v šak šk o ln í d ěti a člen o v é p io n ýrsk é o rg a n iz a ce . Ve v ý čtu p rav id eln é čin n o sti h v ěz d árn y n ach á zím e film ové p oh ádk ové p ořad y p ro n ejm en ší, k rá tk é šk oln í
i p op u lárn ě v ě d e ck é film y, zák lad n í k ursy a stro n o m ie a k osm o n au tik y , p ře d n á šk o v é cy k ly a v e ře jn á p o z o ro vání v kop ulích h vězd árn y . P očty ak cí jdou do m n oha sto vek , p o čty n á v ště v níků do d e se titisíců . Při h v ě z d á rn ě p ra c u jí a s tro n o m ic ké k roužk y d osp ělý ch , m lád eže, k ro u žek ra d io te ch n ick ý a fila te listick ý klub K osm os. H vězd árn a m á řad u d ob ro v o ln ý ch sp o lu p raco v n ík ů , v esm ěs z a m ě s tn a n ý ch v m ístn ích zá v o d e ch ; n em á v šak jed in éh o p la ce n é h o o d b o r ného p ra co v n ík a , aby bylo m ožno ješ-
tě lép e v yu žít b o h atéh o o d b orn éh o z ařízen í k p ln ěn í v ý ch o v n ý ch úkolů. Při slav n o sti 10. v ý ro čí p rá c e h v ěz d árn y , jíž se z ú ča stn ili ta k é p ře d s ta v itelé m ě s ta , z á stu p ci p io n ýrsk é o r g a n iz a ce a p ra c o v n íc i a stro n o m ie , d o sta lo se z aslo u žen éh o uznán í v ed o u cím u a b u d ov ateli h v ězd árn y ing. O ld řich u K otíkovi, bez jehož o b ětav é a n ad šen é p rá c e si n elze vznik, rů st a b oh atou čin n o st ž d án ick é h v ě z d á r ny ani p ře d sta v it. P řejem e h v ězd árn ě do p říštích let d alší p ro n ik avé ú sp ěch y . O. O bůrka
Aprí/ové zpravodajství
U STA V PRO VÝZKUM UFO A m erick ý p ro fe so r česk éh o původu Joe A llen H ynek už t ř i c e t le t sy s te m a tick y sb írá a an aly zu je zp ráv y o p ozo ro v án í lé ta jíc íc h ta lířů . Hynek se leto s «/zdal sv éh o m ísta šéfa a stro n o m ick é fak u lty na S evero záp ad n í u n iverzitě v E v a n sto n u , aby se m ohl s tá t řed itelem zv láštn íh o stře d is k a p ro studium UFO v N orth field u ve s tá tě Illin ois. P ro to ž e a m e ric k á v lád a v ro c e 1969 z a sta v ila fin an čn í pod poru jak ý ch k o liv v ě d e ck ý ch výzkum ů, n u tn o p řed p o k lád at, že nový Hynkův ú stav je vy d ržo ván penězi so u k ro m ý ch sp o le čn o stí. P ro fe so r Hynek n yní u veřejn il v o ficiáln ím ča so p ise FB I Law E n fo rce m e n t p ě tistrá n kový člá n e k , v y zý vající p o licejn í o rg á n y k v ý slech u svědků a k o ch ra n ě „m ísta čin u " ( p ř is tá n í? ) stejn ě, jako se to d ělá p ři v y še třo v á n í zlo čin ů . Ř editel FBI C la re n ce K elley ozn ačil člá n e k za u žitečn ý a sp o lu p rá ci s ú stav em sch v á lil. M ladá fro n ta 15. 11. 1975 N EJSTA R Š1 KOPULE NA S V Ě T E S ta rá budova H vězd árn y hl. m. P rah y na P etřín ě m ěla být původně zb ou rá n a a n a h ra z e n a velkou m od ern í stav b o u . . . Bylo n u tn o o p rav it v šech n y tři kopule (n e js ta rš í je z rok u 1 6 8 4 ) . . . V e č e r n í P raha 30. 1. 1976 NOVÝ O BJEV REN TG EN O VĚ ASTRONO M IE P ap rsk y X se nevyh nu ly ani astro n o m ii. T e n to k rá t v šak n e v y ch á z e jí z m alé vak u ové tru b ice , ale p řím o ze slu n ce a jin ý ch h vězd či sou hvězdí . . . K věty 20. 11. 1975 POZOR V ROCE 24 001 976! Novou p lan etk u o třík ilo m etro v ém p rů m ěru o b jev ila a stro n o m k a E le a n o r H elinová na h vě z d árn ě Mt P alo m ar v K alifo rn ii. A steo rid ob ěh n e S lu nce za 348 dní. Je m ožn é, že se zřítí n a Zem i — ale až za 24 m iliónů let! V e č e r n í P raha 20. 2. 1976
H VĚZD Y M 1L EN C 0 A ASTRONOMŮ A stro n om o v é jsou p ro stě lidé, k te ří vidí hvězdy jako šk álu b arev n ý ch č a r ve sp e k tro sk o p u . A tě m a h le o čim a v y p ad á v esm ír poněkud jin ak : ro zp ad á se na křivk y z a ch y cu jíc í p rů b ěh te rm o n u k le á rn ích re a k cí, te p lo t, en erg ií, a s t r o fy zik áln ích jevů. K rá tc e ře č e n o , astro n o m o v é se cd m ilen ců n ejsp íš liší tím , že v je jich p od ání se h v ězd n í nebe n áp ad n ě podobá telefo n n ím u sezn am u . Lidová d e m o k r a c ie 10. 1. 1976 ANDĚL KOSMONAUT K o n ečn ě se n a šlo v ěd eck é v y sv ětlen í lé ta jíc ích ta lířů . Na p o rad ě v New Y ersey o n ezn ám ý ch lé ta jíc íc h o b je k te ch p ro h lásil b ývalý p raco v n ík ro z h la su R o b ert B a rry , že jsou p ilo to v án y an d ěly . Zbožný v ěd ec o p írá tvrzen í o zp ráv u p ro ro k a E z e ch ie la o „v elk ém ohn ivém oblak u, jenž kol d ok ola plál jasn o u z á ř í“ . Již teh d y se podle v ěd co v a n ázo ru jed n alo o lé ta jíc í ta líře . D ikobraz 2/1976 GRAVITA CE D Ř ÍVE A N Y N l Za N ew to n o v ý ch ča sů p ad ala jab lk a ze stro m ů ry ch le ji n ež dnes. V yplývá to ze zá v ě rů p rá c e d r. T. C. van F la n d e rn a z a m e ric k é n ám o řn í o b se rv a to ře ve W ash in g to n u . . . M ladá fro n ta 6. 12. 1975 N E JP Ř E S N Ě JŠ 1 HODNOTA TEPLO TY KORONY Tep lotu slu n e čn í k o ró n y s p ře sn o stí d esetin y stu p n ě m ěří p řístro j, k terý v y tv o řili . . . V e č e r n í P ra h a 23. 1. 1976
Ú k a z y na o b lo z e v k v ě t n u S lu n c e v y ch ází 1. k větn a ve 4 h3 7 m, z a p ad á v 1 9 h l9 m. Dne 31. k v ětn a v y ch ází ve 3 h57m, z a p ad á v 1 9 h59m. Za k věten se p ro d lo u ží d élk a dne o 1 hod. 20 m in. a p olední v ý šk a S lu n ce nad obzorem se zv ětší o 7 °, z 55° na 62°. M ěsíc je 7. V. v 6 h v první čtv rti, 13. V. v 2 1 h v ú plňku, 20. V. ve 2 2 h v p osled ní č tv rti a 29. V. ve 3h v n o vu. V p řízem í je M ěsíc 12. V., v o d zem í 25. k v ě tn a . Při úplňku 13. k v ě t na n a sta n e č á s te č n é zatm ěn í M ěsíce, jehož v elik o st však bude jen 0,13 v je d n o tk á ch m ě síčn íh o p rů m ěru . Z a čá te k č á s te č n é h o zatm ěn í n a sta n e k rá tc e po vých od u M ěsíce ve 20 h1 5,7ni, stře d ve 2 0 h5 4 ,3 m, k o n ec č á s te č n é h o zatm ěn í ve 2 1 h3 2 ,9 m a k on ec polostín o v éh o z atm ěn í ve 2 3 h0 2 ,l m. Okaz bude p ro b íh at p o m ěrn ě nízko nad o b zorem a do stín u vstou pí jen jižní o k raj m ě síčn íh o k o to u če. B ěhem k v ě t na bude M ěsíc v k on ju n k ci s těm ito p la n e ta m i: 1. V. v 5 h s M erk u rem , 5. V. v 1 5 h s M arsem a ve 2 1 h se S a tu rn em , 12. V. v 1 6 h s U ran em , 15. V. v 5 h s N eptunem a 27. V. v 5h s Ju p iterem . Při té to k on ju n k ci dojde k z á k ry tu Ju p ite ra M ěsícem . V stup Ju
p ite ra za m ěsíčn í k o to u č v šak u n ás n a s tá v á velm i k rá tc e po v ýchod u Ju p ite ra , tak že ú kaz nebude p o z o ro v a teln ý . V ýstup p lan ety bude v P raze 27. k větn a ve 4 h2 1 ,5 m, v H odoníně ve 4 h1 9 ,3 m, tedy již po v ý ch o d u S lu nce. Dne 11. k větn a ve 21& p ro jd e M ěsíc v b lízkosti Špiky. M erk u r je po n ejv ětší východní e lo n g a ci 28. d ubna vid iteln ý v první p olovin ě k větn a v e č e r po západu S lu nce. P o čátk em m ěsíce zap ad á ve 2 1 h2 1 m, v p olovin ě m ěsíce již ve 2 0 h1 9 m. Během té to doby se zm en šu je ja sn o st M erk u ra z + 0 , 8 m na + 2 , 8 m. Dne 9. V. je M erk u r s ta c io n á rn í, 20. V. v dolní k on ju n k ci se S lu n cem , 22. V. nejb líže Zem i a 26. k v ětn a v odslun í. V e n u š e se blíží do horní k on jun kce se S lu ncem , k te r á n a sta n e 18. č e r v na. V k větnu v y ch ází a zap ad á tém ěř so u ča sn ě se S lu n cem , tak že není p o z o ro v a te ln á . Dne 11. k v ětn a n a stá v á k o n ju n k ce V enuše s Ju p iterem . M ars se pohybuje souhvězdím i Blí žen ců a R ak a; n ejp řízn iv ější p o zo ro v a cí podm ínky jsou z v e če ra . P o č á t kem k větn a z ap ad á v l h0 6 m, k on cem m ě síce již ve 2 3 h52m. Běh em té to d o
by se zm en šu je ja sn o st M arsu z + l , 5 m n a + l , 7 m. Dne 21. k v ětn a je M ars v odslu ní. B ěhem k v ětn a d o jde k n ěk o lik a k on ju n k cím M arsu : 5. V. v 5h p ro jd e 5° jižně od Polluxe, 12. V. ve 3 h a si 1 ° se v e rn ě od S a tu r na, 25. V. ve 1 3 h pouze 2' jižně od hvězdy 73 C a n cri (5 ,5 m) a 28. k větn a ve 2 1 h 21' s e v e rn ě od hvězd y e C an cri (6 ,3 m J. Ju p iter není po k on jun kci se Slu n cem 27. IV. v k větn u ve vhod né p o loze k p o zo ro v án í, p ro to ž e v y ch ází jen velm i k rá tc e p řed v ý ch o d em S lu n ce . Ju p ite r je v sou hvězdí B e ra n a a m á ja sn o st — l , 6 m. S a tu rn se pohybuje v souhvězdích Blíženců a R ak a a n ejv h o d n ější p o z o ro v a cí p od m ínky jsou z v e č e ra . P o čá tk e m k v ětn a z a p a d á v l hl l m, k on cem m ě s íce již ve 2 3 h20m. S atu rn m á ja sn o st asi + 0 , 5 m. Dne 17. k v ětn a b u de S a tu rn na k jihu p ro d lo u žen é sp o j n ici K a sto ra a P olluxe. U ran je v souhvězdí Pan ny a po op ozici se S lu n cem 25. IV. je v k v ě t nu n ad o b zo rem sk o ro po celo u n oc. U ran m á ja sn o st 5,7m a m ů žem e ho v y h led at podle m ap k y, u veřejn ěn é v č. 2 ( s tr . 3 8 ). N ep tu n je v souhvězdí H adonoše. Blíží se do o p o zice se S lu ncem , k te rá n a sta n e 3. VI., tak že je v k větnu nad o b zo rem té m ě ř po celo u n oc. N eptun m á ja sn o st 7 ,7 m a m ůžem e ho ta k též v y h le d a t podle m apky, o tiš tě né v č . 2 (s tr . 3 9 ). M eteo ry . Po p ůlnoci 4./5. k větn a n a sta n e m axim u m čin n o sti vj-Aquarid; roj je v čin n o sti asi 18 dní a v době m axim a lze s p a tř it k olem 15 m eteo rů za hodinu. Z v e d le jších ro jů m ají tf-Delfinidy m axim um čin n o sti 7. k v ě t na. J ■B.
OBSAH: O. O bůrka: K XV. sjezdu KSČ — L. H rlc: M ožnosti spojenla s m im ozem ským i civ ilizáciam i — K. K oubský: Nová d ru žice pro vý zkum z ářen í g am a — J. G rygar: Zeň objevů 1975 — Co nového v astron o m ii — Z lidových hvěz d á re n a astro n o m ick ý ch kroužků — A prílové zp rav o d ajstv í — Úka zy n a obloze v květnu 1976 CONTENTS: O. O bůrka: 15th Cong re ss oř the CCP — L. H ric: Possib ilities of th e C om m unication W ith E x tr a te r r e s tr ia l C ivilizations — P. Koubský: New S a te llite for Gamma A stronom y — I. G rygar: A d vances in A stronom y in the Y e a r 1975 — News in A stronom y — From the Public O b servatories and A stro n o m ical Clubs — Phenom en a in May 1976 C O flE P J K A H H E : O . 0 6 y p K a : X V . c i . e 3A K n H C C P — JI. r p m j: B 0 3 M O JK H O C T K
C BH 3H
nWBHJIM3 aiJMHMH
C —
B H e 3 e M H tIM H
II.
K o y 6 cKM:
HOBblťl c n y T H M K AJIH MCCJieflOBaHHH M3JiyHeHMH raMMa — H. rp w rap: flocTHHceHMH acxpoHOMHM b 1975 r. — Hto HOBoro b acTpoHoMHH — Jl3 HapOAHbIX OĎCepBaTOpHH H aCTpOHOMMHeCKMX KpytfCkob — HBJíeHMH na HeSe b Mae 1976 r.
• Prod ám deskový fo to a p a rá t s objekti vem T e ssa r 1 :4 ,5 ; f = 18 cm , fo rm át 1 3 X 1 8 cm , výborný stav . Dále objektiv H eliar 30 cm , 1:4,5 — a n astig m at; objek tiv V oigtar 1:6,3 — fo rm át 6 X 9 cm , a n a stig m a t. — Jan H ouser, Duk. hrdinů 518, 589 01 T řešť, ok r. Jih lava. • Koupím Čs. časo p is pro fyziku č. 5, rok 1974. — Ja ro s la v V ojč, H ran ičn í 38, 386 02 S tra k o n ice III.
Říši hvězd řídí re d a k čn í ra d a : J. M. Mohr (v e d o u cí r e d .), Jiří Bou5ka (výkonný r e d .), J. G rygar, O. H lad, M. K opecký, E. K rejzlo vá, B. M aleček, A. M rkos, O. Obůrka, J. Š tóhl; te c h . red . V. Su chánk ová. — Vydává m in iste rstv o ku ltu ry ČSR v n ak lad a telstv í Orbis, n. p., V inohradská 46, 120 41 P rah a 2. — Tiskne S tátn í tisk árn a, n. p., závod 2, Slezsk á 13, P rah a 2. — V ych ází d v a n á c tk rá t ro č n ě , ce n a jed notlivého čísla Kčs 2,50, ro čn í p řed p latn é Kčs 3 0,— . R ozšiřuje Poštovní novinová služb a. In form ace o p řed p latn ém podá a objednávky přijím á k ažd á pošta i d o ru čo v atel, nebo přím o PNS — "Ústřední exp ed ice tisku, Jin d řišsk á 14, 125 05 P rah a 1 (v če tn ě objednávek do z a h r a n ič í). — Příspěvky za síle jte na re d a k c i Říše hvězd, Švédská 8, 150 00 P rah a 5. Rukopisy a ob rázk y se n e v ra ce jí. — Toto číslo bylo dáno do tisku 10. březn a, vyšlo v dubnu 1976.
Lidová h v ěz d á rn a ve Ž d á n icích . (F o to J. Z apletal, k e z p rá v ě na str. 7 7 .)
Na čtv rté s tra n ě obá lky je s n ím e k k o m ety W est 1975n , e x p o n o v a n ý 4. b řezn a 1976 od 5 hll™ do 5 n17™ S E Č M aksutovovou k o m o ro u 4 0 /1 0 3 cm h v ěz d á rn y na K leti (jo to A. M rk o s). K o m eta byla p o čá tk em b řez n a v elm i n á p a d n ý m o b je k tem na ra n n í o blo ze p ř e d v ý ch o d e m S l u n c e ; její ja sn o st d o sá h la asi — 2 m a d é lk a o h o nu p ře s 20°.
47 281
