Z a tm ěn í S lu n ce 20. května 1966. S ním ky expon ova né ch ro m o s fé rick ý m d a leko h ledem ve světle če rve n é vod ík o vé č á r y ; na č ís e ln íc íc h je světový čas. — Na p rv n í str. obálky je fo to g ra fie zatm ění v in te g rá ln ím světle těsně před m axim em zatm ění. /K člá n ku na str. 89.)
©
O rbis, n. p. — 1967
Říše hvězd
Jiří
R o č . 4 8 ( 1 9 6 7 ) č. 5
Bouška:
K O S M O N A U T I K A V R O C E 1966 N ejdů ležitějšl událostí minulého roku bylo úspěšné ukončení druhé fá ze am erických letů s posádkou kolem Země — projektu Gemini — jako přípravy k projektu Apollo, v jeh ož závěru se dostanou první ame ričtí kosmonauté na Měsíc. V projektu Gemini se počítalo s deseti pilo tovaným i kabinami (G em ini 3 až 12), které m ěly být podle předem uveřejněného programu vypuštěny během tří roků. První z nich, Ge mini 3, startovala 23. března 1965 a program ukončila Gemini 12, v y puštěná 11. listopadu 1966. Program byl zkrácen proti původnímu plánu 0 16 m ě síců (l), což je skutečně výkon mim ořádný a při tak náročném úkolu jistě obdivuhodný. Toto zkrácení zcela určitě u rychlilo perspek tivy dosažení Měsíce, avšak není vyloučeno, že bylo i příčinou někte rých závad, které se během startů a letů kosm ických lodí typu Gemini vyskytly. Musíme si ovšem uvědomit, o jak náročný úkol jde, a pak teprve je možno pochopit obtíže, které se vyskytují. Obtíže a závady se však při letech kosmonautů budou asi vždy vyskytovat, i v budoucnu, vždyť selhání jediného člověka nebo jediné součásti může zavinit kata strofu. N epou žiji asi vhodného přirovnání, ale chtěl bych připomenout, kolik havárií poznam enalo první léta letectví a kolik prvních letců tra gick y zahynulo. A katastrofám v letectví nelze zabránit ani dnes. V tabulce uvádíme jedn otlivé lety v projektu Gemini s posádkou spolu s dobou, po níž byli kosmonauté na oběžné dráze kolem Země (v e „v es m íru "). O jedn otlivých letech jsme čtenáře průběžně inform ovali, takže se nebudeme opakovat. Jen stručně lze shrnout, že poslední let Gemini byl 14. am erickým letem kosmické lodi s posádkou v přípravě na projekt A p ollo (příp. 16., jestliže bychom počítali i lety kabin Mercury 3 a 4 po balistické d rá ze). Am eričané si m ohli vycvičit přímo na oběžné dráze kolem Země početnou skupinu kosmonautů, z nichž ně kteří v praxi dokázali, že si dovedou poradit i v nejobtížnějších situa cích. Projekt Gemini prokázal, že člověk může snést dlouhodobé lety ve vesmíru; let po dobu 330 hodin (G em ini 7) dokázal, že posádka bez obtíží vydrží let k Měsíci a zpět. N eobyčejně významnou okolností je 1 skutečnost, že v průběhu projektu Gemini došlo ke spojování družic na oběžné dráze kolem Země, což bude mít velk ý význam v budoucnu při m ontáži velik ých kosm ických stanic v prostoru. Bylo také ověřeno, že se kosmonauté mohou poměrně dlouho pohybovat vně kosmické lodi a konat nejrůznější práce. Neobyčejně cennou je také skutečnost, že bylo dosaženo výšek nad zem ským povrchem, o nichž se dosti dlouho předpokládalo, že budou nedosažitelné (nebo alespoň dlouho nedosa žiteln é ), vzhledem k pronikavém u záření. Kromě toho byl získán velm i
rozsáhlý a neobyčejně cenný vědecký materiál, o němž se v tomto pře hledu nelze ani stručně zmínit. Z oboru astronomie připom eňme pouze snímky hvězd v u ltrafialovém oboru, spektra hvězd v tém že oboru, fo to gra fie zatměni Slunce 12. XI. 1966 (G em ini 12), atd. V souvislosti s lety Gemini se někdy uvádí, že tyto kosm ické lodi a jejich posádky získaly řadu kosmonautických rekordů (vzdálen ost od Země, doba letu, pobyt kosmonauta vně kabiny, a j.). Kosmonautika však není sport a tak re kordy přenechm e raději sportovcům. Kosmonautice jde a musí jít o něco víc. V souvislosti s lety Gemini se někdy připomíná, že Sovětský svaz už dlouho nevypustil žádnou kosmickou lo ď s posádkou. Ani v roce 1966 se žádný takový pokus neuskutečnil a v zahraničním tisku (a konečně v poslední době i u nás) se uvádějí různé dohady s velk ým i otazníky. Na rozdíl od USA se v SSSR nikdy neuveřejňovaly a ani dnes neuveřej ňují zprávy o projektech a program ech kosm ických letů a tak skutečně nic jiného než dohady nezbývá. Jisté však je, že Sovětský svaz má stejný cíl jako Spojené státy, tj. Měsíc. Zdá se však, že v SSSR se jde jinou cestou, ale není známo jakou. Jediným zdrojem inform ací jsou zprávy v sovětském tisku a občas náznaky v projevech více či méně in form o vaných osob, ale je velkou otázkou, zda je možno si učinit z takovýchto zpráv nějaký reálný přehled. Na druhé straně však n elze opominout zm ínky v projevech nejvyšších představitelů Sovětského svazu, podle nichž se prom ítají v poslední době ekonom ické faktory i do kosmonau tiky. N echcem e-li být tedy špatným i proroky, nezbývá než čekat, jako obvykle, čím nás SSSR překvapí. V minulém roce startovalo celkem 118 um ělých kosm ických těles, tedy prakticky stejně jako v roce 1965 (k d y bylo vypuštěno 112 tě les). První družicí roku 1966 byl Kosmos 104 (1966-01A), vypuštěný 7. ledna, poslední byla am erická družice 1966-118A, startující 29. prosince. Po čátkem prosince minulého roku bylo podle inform ací ze Smithsonianovy astrofyzikální observatoře v prostoru celkem 1165 umělých kos m ických těles a jejich částí. Na počtu 118 vypuštěných kosm ických těles v loňském roce se jed n otlivé kosm ické „v e lm o c i" p od ílejí takto: USA 75, SSSR 42 a Francie 1. Mnoho nechybělo a v minulém roce se mohlo stát další kosmickou „velG em in i 3 4 5 7 6 8 9 10 11 12
Posádka Grissom*, Young M cD lvitt, W h ite* Cooper, Conrad Borman, L ovell Schirra, S taffo rd Arm strong, Scott Stafford, Cernan Young, C ollins Conrad, Gordon Lo v e ll, A ld rin
Doba letu 4h53m 97h56m 190h56m 330h35m 25h5lm 10h42m 72*121m 70h47m 71h17m 94*133m
* V. Grissom , E. W hite a R. C h affee zahynu li 28. led n a 1967 p ři p ožáru v kosm ické lod i A p o llo , um ístěné na raketě Saturn 1B p ři zkoušk ách na K ennedyho mysu.
m ocí“ Japonsko, kde došlo k několika pokusům o vypuštění umělé dru žice Země, ale zatím bez úspěchu. Z uveřejněných zpráv o jedn otlivých umělých kosm ických tělesech si můžeme učinit přehled, kam sm ěřovala v loňském roce kosmonautika. Přední místo zaujím al výzkum Měsíce, k němuž sm ěřovalo 5 sond so větských a 6 am erických. Luna 9 (1966-06A ] a Luna 13 (1966-116A ) při stá ly m ěkce na měsíčním povrchu a poskytly snímky svého okolí, Luna 10 (1966-27A), Luna 11 (1966-78A ) a Luna 12 (1966-94A ) se staly dru žicem i Měsíce, přičem ž Lima 12 získala též fo to g ra fie měsíčního po vrchu. Ze čtyř am erických sond typu Surveyor byla úspěšná pouze první (1966-45A), která m ěkce přistála na M ěsíci a poskytla velk é množství fo to g ra fií okolí. Za zmínku stojí, že sonda přežila dvě lunární noci. V ětší úspěch m ěli Am eričané s družicem i Měsíce (Lunar O rbiter). Obě, 1966-73A a 1966-100A, se podařilo uvést na dráhu kolem Měsíce (p ř i čemž tato dráha byla na povel ze Země m ěněna) a sním kovaly vybrané oblasti na měsíčním povrchu. Snímky, z nichž některé jsme v Říši hvězd otiskli, slouží ke zvolen í vhodných míst přistání kosm ických lodí s po sádkou v projektu Apollo. V Sovětském svazu bylo vypuštěno 34 družic, označovaných jako Kos mos (Kosm os 104 až 137). O těchto satelitech nejsou až na malé v ý jim k y kromě parametrů drah uveřejňovány žádné zprávy. N ejde zřejm ě o jeden typ družice, ale o typů několik, sloužících k různým účelům. Některé z Kosmosů se podle uveřejněných zpráv používá ke snímko vání zemského povrchu a k biologickým pokusům. Dále byla v SSSR vypuštěna další družice typu Proton (Proton 3 — 1966-60A) pro výzkum kosm ického záření a dvě komunikační družice typu M olnija (1966-35A a 1966-92A); obě obíhají po velm i protáhlých eliptických drahách (apogeum 40 000 km ), ale ani jedna z nich, podobně jako i dvě první dru žice tohoto typu, nejsou na drahách stacionárních. Komunikační družice se v Sovětském svazu začaly vypouštět mnohem později než v USA a zdá se, že problém uvedení satelitu na stacionární dráhu není v SSSR ještě vyřešen. Stacionární komunikační družice by jistě měla pro stát s tak velkou rozlohou, jako je SSSR, podstatně větší výhody než do savadní družice M olnija, které umožňují spojení jen po určitou dobu, po níž je družice nad obzorem, i když je tato doba pom ěrně dosti dlouhá. V e Spojených státech byla opět po delší době vypuštěna sonda na heliocentrickou dráhu; je jí Pioneer 7 (1966-75A), sloužící jako umělá planetka Slunce k výzkumu p o lí a slunečního větru. Pro studium částic s vysokým i energiem i a k výzkumu záření v m eziplanetárním prostoru b yly určeny satelity Explorer 32 a 33 (1966-44A a 1966-58A); druhý se pohybuje kolem Země po dráze s perigeem 15 900 km a apogeem 435 425 km. N ěk olik družic bylo určeno pro výzkum y v oboru m eteoro logie. Byly to ESSA 1 a ESSA 2 (1966-08A a 1966-16A), obě vypuštěné v únoru, k nimž v říjnu ještě přibyla ESSA 3 (1966-87A) a dále pak Nimbus 2 (1966-40A), která slouží k fotogra fová n í oblačných systémů na Zemi. Další družice byly určeny k přím ým i nepřím ým geodetickým výzkumům: EGRS 6, 7 a 8 (1966-51B, -77B a -89B), jakož i Pageos 1 (1966-56A). Na oběžnou dráhu se dostala i geofy zik á ln í družice OGO 3 {1966-49A) a astronomická OAO 1 (1966-31A); první astronomická dru ž ic e OAO 1, vypuštěná 8. dubna a určená k astronomickým pozorováním
na oběžné dráze kolem Země, nesplnila svůj náročný a mimořádně obtížný úkol, když selhalo naváděcí zařízení, jím ž měl být dalekohled satelitu zam ěřován s velkou přesností na jedn otlivé hvězdy. Z dalších am erických družic připom eňme ještě jen satelity OV1-4 a OV1-5 {196625A a 1966-25B), vypuštěné jednou raketou, které byly určeny k měření záření, dále pak OV3-1 (1966-34A ) pro výzkum kosmického záření a OV1-8 (1966-63A), který sloužil jako pasívní komunikační reflektor. Am eričané u vedli také na stacionární dráhu další kom erční komuni kační družici Lani Bird (1966-96A). Jediná francouzská družice, Diapason 1 (1966-13A), byla vypuštěna 17. února a umožňovala m ěření zemského m agnetického pole. Shrneme-li výsledky, jichž kosmonautika v minulém roce dosáhla, vidím e jasně směry, jakým i se výzkum ubírá. Především je to jasný cíl dosažení Měsíce v nejbližší budoucnosti (Gem ini, Surveyor, Luna, Lunar Orbiter, jakož i zkoušky s am erickou obří raketou Saturn a novým i typy sovětských ra k et). Dále je to system atický výzkum blízkého, vzd á len ěj šího i velm i vzdáleného prostoru kolem Země, jakož i studium Země samé. Na významu nabývají i komunikační družice, které jsou takřka hmatatelným důkazem praktického významu kosmonautiky, jak se o tom přesvědčují např. televizn í diváci po celém světě. — A protože se u nás vždycky lidé zajím ají, co to všechno stojí, uveďme jen pro inform aci, že Am eričané vydali v minulém roce na kosm ický výzkum kolem 8 m i liard dolarů. Zdeněk
Sekanina:
PROJEKT R A K E T O V É H O V Ý Z K U M U K O M E T Kom ety dosud náleží m ezi tělesa sluneční soustavy, zkoumaná pouze z povrchu Země. Vzhledem k jejich klíčovém u postavení v otázkách studia vlastností m eziplanetárního prostoru, četní vědci již po řadu let doporučují vyslání raketové sondy do h lavy některé z význam nějších komet. Přesto se však dosud žádný takový experim ent neuskutečnil. Po dívejm e se proto nejprve na důvody tohoto nepříznivého stavu. V y p ly nou n ejlépe ze srovnání technických problémů, je ž musí být vyřešeny pro realizaci raketové sondáže kom ety na jedné straně a velk é pla nety (Venuše, Marsu) na straně druhé. Jak známo, technika vyslání m ezi planetárních sond k sousedním planetám už je v současné době zvlád nuta se zcela dostačující přesností. A le právě přesnost, s níž se optim ální přiblížení sondy k tělesu zdaří, závisí nejen na přesnosti navedení umělého tělesa na dráhu, ale také na přesnosti, s níž je známa dráha tělesa zkoumaného. Pohyby komet však v současné době nejsou znám y s takovou přesností jako pohyb V e nuše nebo Marsu. Krom ě toho, aby výsledky sondáže byly vědecky co možná nejcen nější, je nutno, aby byly splněny i další předpoklady, zejména, aby sonda mohla provádět měření co nejdéle, což klade mimořádné nároky na je jí m anévrovací schopnosti, jak uvidím e dále, a za druhé se doporu čuje, aby synchronně s m ěřením i z paluby sondy byla prováděna i po
zemská pozorování tělesa. Oba tyto předpoklady jsou daleko snáze rea lizovateln é u planet než u komet. První z nich proto, že při m anévro vání sondy v blízkosti planet je možno s výhodou použít jejich relativně silného gravitačního pole. U kom et takové možnosti nemáme, protože vlastní gravitační pole kom et je zanedbatelně malé. Druhý předpoklad je u většiny kom et těžko splnitelný pro jejich velm i malou jasnost. Tím se synchronní výzkum kom et sondou a pozem ským i observatořemi značně znesnadňuje. Jak vidno, existují velm i vážné důvody pro zvážení vědeckého úspě chu raketové sondáže komet v současné době. Jestliže se v posledních letech přes veškeré potíže vysk ytly konkrétní p rojek ty raketového v ý zkumu komet, pak to jen potvrzuje rych lý pokrok kosmonautiky i na tomto poli. Jedním z velm i konkrétních programů je projekt skupiny chicagských astronomů D. L. Robertse, F. Narina a P. M. Pierceho, zveřejněný na mezinárodním sym póziu v L iěge v r. 1965. Základní vědecké cíle, je ž si autoři projektu staví, jsou shrnuty v tab. 1. Jak vidět, jde jim o kom plexní výzkum všech podstatných částí komety, tj. jádra, jeho atmo sféry i chvostu. Je však třeba zdůraznit, že při vyřešení těchto otázek se ve význam né m íře počítá i s pozem ským i pozorováním i, s labora torním i m ěřením i a rovněž s vypuštěním umělých komet známého slo žení. Vlastní kom etární sondy jsou jen součástí celého komplexního v ý zkumu. Tab. 1. V Ě D E C K É C lL E R A K E T O V É H O
VÝZK UM U
KOMET
lá d r o M akroskopická stavba (k o n glo m e rá t led u a m eteorického m a teriálu ). Prům ěr, tvar, hmota, hustota. Struktura. Teplota a albedo. M echanism us u volň ován í p lyn u a prachu. M agn etické pole. Eventuální b io lo gick é nebo orga n ick é složky. K óm a M echanism us vytvářen í h alový ch jevů. M ateřské a dceřinné m olekuly a lonty. M echanism y ionizace a excitace. C harakter částic od rá že jících a rozp tylujících světlo. Závislost rozm ěrů a jasnosti na heliocentrické vzdálenosti. M agn etické pole. C h v os t Struktura chvostů typu I, II a III. M echanism y vytvářející pozorovanou strukturu chvostů. M echanism y ury ch lován í částic ve chvostu. M agn etické pole.
Důležitou otázkou je, zda vědecky cennější výsledky by přinesly son= dy ke kometám krátkoperiodickým , či k tzv. novým kometám. Odpověď není jednoduchá a je nutno zvážit řadu okolností. Obecně lz e říci, že krátkoperiodické kom ety jsou méně aktivní a dá se proto předpokládat, že neposkytnou tolik inform ací jako nové komety. Na druhé straně však lze návrat krátkoperiodických kom et dnešními prostředky snadno a re lativně přesně předpovídat a tedy také sondáž tohoto druhu lépe a peč liv ě ji připravit. Rovněž samotné dráhy krátkoperiodických komet jsou známy s větší přesností, než je tomu u nových komet.
Autoři uvedeného projektu se proto zabývali odděleně kometami krát koperiodickým i a novým i a pom oci řady kritérií se snažili nalézt n ej vhodnější objekty pro sondáž. Tab. 2. V Ý B Ě R O V Á K R IT E R IA P R O P E R IO D IC K É K O M E T Y 1. 2. 3. 4. 5.
Pozorovány poslední dva návraty. Id e á ln í rych lost menší než 17,4 km/s. Jasnost komety v okam žiku střetnutí se sondou větší než 12m. Znovunalezení komety nejm éně 2 m ěsíce před vypuštěním sondy. Jasnost komety v době opětného n alezen í větší než 20m a alespoň dvouhodinová viditelnost n a noční obloze.
Výběrová kritéria užitá pro krátkoperiodické kom ety jsou shrnuta v tab. 2, je ž vyžaduje několik vysvětlen í. Pojm em ideální rych lost je míněna rychlost, které musí při vypuštění sonda dosáhnout v okamžiku dohoření paliva (s výjim kou paliva, je ž je určeno pro korekci pohyb za letu v m eziplanetárním prostoru, pro m anévrování v oblasti kom ety apod.j, aby byla správně „posazena*1 na předem vypočtenou dráhu. Splnění prvního kritéria se vyžaduje jako záruka dostatečných in fo r mací o kom etě z posledního desetiletí jejíh o „ž iv o ta " a rovněž jako jistý předpoklad spolehlivosti je jí dráhy. Druhé kritérium je dáno předpoklá danou úrovní raketové techniky v nastávajících 20 letech. T řetí krité rium reprezentuje požadavek možnosti synchronních pozorování ze Ze mě (h lavně spektroskopická p ozorová n i). Konečně poslední dvě k ri téria jsou nutná pro spolehlivé ověření přesnosti dráhy i odhadu před pověděné jasnosti komety. Souhrnně uvažovali autoři 36 krátkoperiodických komet ve 110 před pokládaných návratech m ezi r. 1965 a 1986. Z těchto 110 m ožností v y slání sond se jako vědecky účelné ukázalo pouze pět případů, při čemž u sedmi dalších komet vzbuzovalo splnění některého z výběrových kri térií určité pochybnosti. Postupná redukce počtu účelných sond podle jednotlivých kritérií je patrna z tab. 3. Oněch pět komet, vyhovujících všem pěti kritériím , jsou: Tem pel 2 při svém návratu v r. 1967, Encke při návratu v r. 1974, ď A rrest v r. 1976, K o p ff v r. 1983 a H a lley v r. 1986. N ěkteré důležité údaje o každé z nich jsou obsaženy v tab. 4. Nechť si čtenář povšim ne zejména dat o rychlostech m íjení, tj. relativn í rych losti sondy vůči kometě v době střetnutí obou těles. N ejvyšší je pro ko metu Halley, což je dáno jejím retrogradním pohybem kolem Slunce, zatím co nejmenší je pro kometu K o p ff. Podobná výběrová kritéria byla autory projektu zvolena i pro nové komety. Byla aplikována na statistický materiál, obsahující více než 50 dlouhoperiodických kom et z le t 1945 až 1960. Ukázalo se, že při souT a b. 3. V Ý S L E D E K A P L IK A C E V Ý B Ě R O V Ý C H K R IT E R II N A P E R IO D IC K É K O M E T Y V L E T E C H 1965— 1986 Celkový počet uvažovaných p eriodických kom et Celkový počet uvažovaných návratů, tj. průchodů periheliem Počet n ávratů vyhovujících id e áln í rychlosti menší než 17,4 km /s Počet n ávratů komet jasnějších než Í2m v okam žiku střetnuti Počet n ávratů pozorovatelných 2 hodiny v rozsahu zem ěpisných šířek ± Počet n ávratů s podm ínkam i na h ranici výběrových kritérií Celkový počet n ávratů s dobrým i p ře d p o k lad y a vybran ých proto pro raketový výzkum
50°
36 110 64 17 12 7 5
K o m e ta
Tem pel 2
Rok průchodu perlheliem Id eáln í rych lost (k m / s) Rychlost m íjení (k m / s) D oba letu sondy (m ě síce ) Jasnost 60 dní před startem Viditelnost 60 dní před startem (h o d in y ) Jasnost pří střetnutí
p ř i o b je v u
Prům ěrný počet za rok Id eáln í rych lost (k m / s) R ychlost m íjení
(k m / s)
ď A rre st
K o p ff
H a lle y 1986 13,9 69 7 19m
1967 14,1 11 4 18m
1974 15,6 35 3 18m
1976 13,5 13 3 18m
1983 14,1 8 6 17m
4 10m,5
5 9m
4 7m
3 12m
Tab. 5. P R O M Ě R N E Jasnost k o m e ty
Encke
PARAM ETRY
NOVÝCH
konjunkce 5m
KO M ET.
10m
15m
20m
0,15 —
0,7 15,4 ± 1,4 43 ±20 6 ± 2 9m ± 4in
1,5 15,1 =t 1,5 40 ±18 8 ± 3 lim =t 3m
—
D oba letu sondy (m ě síce )
—
Jasnost komety při střetnutí
—
časné průměrné jasnosti kom ety v době objevu (asi 10m), je pravdě podobnost splnění výběrových kritérií v průměru jen u 2 komet během 15 let, což je příliš málo, než aby se vyp la tilo m ít na odpalovací rampě neustále v pohotovosti raketový nosič s kom etární sondou. Situace by se podstatně zlepšila, kdyby se během krátké doby podařilo zdoko nalit přístrojové vybavení lovců komet natolik, aby b yli schopni obje vovat kom ety už kolem 15m nebo i slabší, jak je patrno z tab. 5. V nejbližší době proto projekt s vysláním sondy k nějaké nové kom etě ne počítá. Pro krátkoperiodické kom ety program uvažuje celkem 3 typy kometárních sond. Pro kometu Tem pel 2 v letošním roce by m ěl být použit n ej jednodušší typ: sonda by měla m íjet jádro kom ety ve vzdálenosti asi 10 000 km. M ěla by především v praxi ověřit správnost všech předpo kladů projektu a kvantitativně zhodnotit přijatá výběrová kritéria. Pří strojové vybavení sondy podává tab. 6. Sonda by m ěla registrovat pra chové částice a stanovit některé charakteristiky plazm y a m agnetické ho pole. Pro kom ety Encke (1974), ď A rrest (1976) a H alley (1986) byl navržen druhý typ sondáže. Sonda má m íjet jádro kom ety ve vzdálenosti 1000 km a oproti prvnímu typu má být navíc vybavena spektrofotom etrem pro po řizování spektra kom y a jádra a televizn í kamerou pro snímání obrázků jádra. Přístrojové vybavení sondy tohoto typu je uvedeno v tab. 7. N ejnáročn ější typ sondáže je určen pro kometu K o p ff v r. 1983. Má se přiblížit jádru na vzdálenost rovněž asi 1000 km, ale vzhledem k to mu, že tato kometa má ze všech pěti příznivých případů nejnižší ry ch lost vůči sondě, má být navíc v době krátce před vlastním střetnutím učiněn pokus o podstatnou redukci rychlosti sondy vůči kometě z 8 kin/s
na asi 0,1 km/s. Tim by se totiž prodloužila doba přebýváni sondy v kometární atm osféře asi lOOkrát a přístrojové vybavení, jež jinak zů stává v podstatě totéž jako u druhého typu, by bylo n áležitě využito. Celková váha lodi by se tím však zvýšila asi desetkrát. Am eričané na zýva jí tento typ sondáže „rendezvous mission“ , čím ž vyjadřují právě nízkou relativn í rychlost sondy vůči kometě. V češtině nemáme vhod ného krátkého ekvivalentu — pokud bychom ovšem nechtěli použít téhož přejatého slova jako angličtina — a užívám zde proto slova „setkán í", i když jsem si vědom, že nevyjadřuje přesně význam slova „ren d ez vous" ve výše uvedeném smyslu. Přesnější by byl jiný, leč poněkud nem otorný převod: souběžně (s kom etou) se pohybující sonda. Před ch ázející typy sond označuji zde term ínem „m íje n í", jenž věrně převádí an glický term ín „fly -b y m ission". Přehled navrhovaných kometárních sond je obsažen v tab. 9. Podává jistě řadu velm i zajím avých dat. Zde si všimněme jen dvou z nich. Tech nické provedení redukce rych losti z 8 km/s na 0,1 km/s je v současné době při nejmenším velm i nejisté. Možnost „setk á n í" s kometou K o p ff navrhují autoři tohoto projektu proto, že vych ázejíce ze současného temTab. 6. P Ř E D P O K L Á D A N É P Ř lS T R O J O V Ě V Y B A V E N I S O N D Y M ÍJ E J ÍC Í K O M E T U V z d á le n o s t m íje n i 10 000 km P ř ís t r o j
P o zn á m k a
R egistrace plazmy 2 m agnetom etry
20 e n ergetických h ladin každou minutu I m ěření ve 3 osách každé 3 vteřin y; absolutní m ěřen! ve 3 osách 45 kanálů za minutu citlivost 3 X ÍO^7 dyn -sec ( = 1013 g při rychlosti 30 k m /s) I I kg 20 wattů 20 bitů za vteřinu
Hmotový spektrom etr R egistrace prachových částic Přístrojová váha Výkon vysílače R ychlost sdělování dat
Tab. 7. P Ř E D P O K L Á D A N É P Ř ÍS T R O J O V É V Y B A V E N Í S O N D Y T É S N Ě M ÍJ E J ÍC Í K O M E T U V z d á le n o s t m íje n í 1000 k m P ř ís t r o j
P o zn á m k a
R egistrace částic a polí R egistrace plazm y s rychlou reagencí Rychle re a g u jíc í m agnetom etr Spektrofotom etr
dtto (tab. 6) 1 m ěření každou m ilisekundu pro zjištěn í jem né struktury 1 m ěření ve 3 osách každou m ilisekundu 1 spektrum každých 5 minut během p řiblížen í a m í jení 15 obrázků já d ra za hodinu 34 kg 40 wattů 630 bitů za sekundu
T elevizní sním ač Přístrojová váha Výkon vysílače Rychlost sdělování dat
Tab. 8. P Ř E D P O K L Á D A N É P Ř ÍS T R O J O V É V Y B A V E N Í S O N D Y P R O S E T K A N Í S K O M E T O U R y c h lo s t m íje n í 100 m /s P ř ís t r o j
P o zn á m k a
R egistrace částic a polí Spektrofotom etr
dtto [tab. 6) 1 spektrum každých 5 minut během jení 15 obrázků já d ra za hodinu 32 kg 35 wattů 125 bitů za sekundu
T elevizní sním ač Přístrojová váha Výkon vysílače Rychlost sd ě lová n í dat
p řiblížen í a m í
K o m e ta Čas průchodu periheliem Typ sondy M inim ální vzdálenost od já d ra (k m ) Rychlost m íjení (k m / s) Doba letu uvnitř komy (h o d in y ) T elekom unikační vzdálen ost (m il. km ) Přístrojová váha (k g ) Celková váha lodi (k g )
Tem pel 2
Encke
ď A rre st
K o p lf
H a lle y
srpen 1967 míjení 10 000
duben 1974 m íjení 1000
srpen 1976 m íjen! 1000
srpen 1983 setkání 1000
leden 1986 míjení 1000
11 1 63 11 110
35 0,6 60 34 410
13 4 27 34 280
69 1
0,1 240 150 32 4500
190 34 860
pa rozvoje raketové techniky se vcelku opodstatněně domnívají, že v r. 1983, kdy má k experimentu dojít, bude už jejich požadavek technic ky realizovatelný. Projekt je v současné době už nanejvýš aktuální. Skutečnost už totiž začíná hodnotit „tvrd o st" přijatých výběrových kritérií. První z pěti plá novaných sond má m íjet kometu Tem pel 2 v době jejíh o průchodu perihelem, který má nastat 15. srpna letošního roku. Doba letu, trvající 135 dní, tedy vyžadovala, aby sonda byla vypuštěna už 2. dubna. Kometa měla být nalezena n ejpozději počátkem února a v té době měla být asi 18m (tab. 4). Podle sdělení řed itele hvězdárny v Tokiu dr. Hirose byla kometa objevena Tomitou 12. února jako objekt 19m. Je tedy skutečný objev poněkud méně přízn ivý než se předpokládalo, a to jak v termínu objevu, tak i v jasnosti kom ety. Rychlý sekulární pokles jasnosti krátko periodických komet, s nímž zřejm ě autoři projektu nepočítali, mohl by se stát jeho Achilovou patou. Je např. pravděpodobné, že kometa Encke bude v r. 1974 podstatně slabší než v současné době. Zřejm ě už pouhé vypracování spolehlivého projektu raketového v ý zkumu kom et je problém nesmírně obtížný. Tím obtížnější bude jeho realizace. N avíc se v tom to směru projevuje určitá živelnost, jak po ukázal prof. Swings, řed itel Ústavu a strofyziky university v Liěge v Belgii. Doufejme však, že snaha všech vědců, kteří m ají zájem na v y puštění kom etární sondy a kteří na tomto poli intenzívně pracují, bude v brzké době koordinována a posléze i korunována úspěchem.
(osef
Olmr
a
Antonín
T l a m i c h a :
Z A T M Ě N Í S L U N C E Z 20. K V Ě T N A 1966 I když prstencové zatm ění Slunce z 20. května 1966, u nás viditelné jako částečné, nemohlo zdaleka poskytnout fy z ic e Slunce tolik in fo r mací jako zatm ění úplné (fotom etrie, polarim etrie koróny a studium chromosféryJ, bylo na observatoři v Ondřejově sledováno pečlivě a s v e l kým zájmem. Zatmění patří k řadě zatm ění s periodou 53r 33d, která se
pohybují na hranici totality. Je uvedeno v O ppolzerově Canonu pod čís. 7559. Je to 33. zatm ění cyklu saros, počínajícího 25. květnem 1389 a kon čící v Canonu 6. zářím 2146. V naší řadě budou podle Canonu [d o roku 2146) tato prstencová zatm ění: 21. června 2020, 24. července 2074 a 25. srpna 2128. V elk ý význam m ají tato zatm ění zejm éna pro astro m etrii (m ěsíční průměr, tvar okrajů a elem enty dráh y). K zatm ění dochází při výstupném uzlu a dráhy měsíčního stínu nad zemským povrchem jsou při každém následujícím zatm ění posunuty po někud k jihu. Kruhové zatm ění 20. V. 1966 začínalo v 8h 54,0m SEČ v Atlantickém oceáně (v elm i těsně severně od rovníku a na 30° zá padní d é lk y ) a postupovalo sm ěrem k východu. Pásmo zatm ění m ělo počáteční šířku asi 60 km, ale již na západo africkém pobřeží (u K on ak ry) pokleslo na 45 km. Potom zatm ění po stupovalo severovýchodně přes M ali a jižn í A lžírsko do Libye. Šířka pásma prstencového zatmění se stále zužovala a byla na libyjském po břeží něco přes 3 km. Přibližně v 10h 26™ SEČ přešla oblast stínu jih o východní Řecko a přiblížil se okamžik maximální fá ze zatm ění: trvání zatmění a šířka pásma zatm ění dosáhly minima. Střed úseku nejmenšího trvání prstencového zatm ění — 0,4S s šířkou pásma zatm ění 250 až 300 m — le ž e l v asijském Turecku. Vrchol stínového kužele byl v 10h 45m jen 27 km nad zem ským povrchem, poblíže Marmarského moře. Asi v l l h 08m SEČ osa stínu zasáhla sovětské pobřeží Černého moře. Dále potom zatmění přecházelo města Maikop, Stavropol a Astracháň, postupovalo nejsevernější částí Kaspického moře, dále pokračovalo se verně od Aralského jezera přes Balakaš ve střední Asii. Prstencové za tmění končilo na čínském území asi ve 12h 24m SEČ jihovýchodně od Pekingu. Pásmo zatm ění m ělo šířku asi 55 km. Částečné zatmění procházelo severní Afrikou, celou Evropou a tém ěř celou Asií (m im o jižn í část Indie s Ceylonem, Laosem, Sundskými ostro vy, Japonskem a Čukotkou). Jak jsm e uvedli, u nás probíhalo zatm ění 20. května jako částečné: V maximu zatm ění bylo zakryto 61,6 % slunečního disku. Počasí nám příliš nepřálo. Bylo oblačno a jen občas svítilo Slunce. To stačilo však k tomu, aby zatm ění bylo sledováno i v optickém oboru. Pozorování v rádiovém oboru, neodvislé od počasí, probíhalo klidně a nerušeně. V optickém oboru byl v činnosti spektrohelioskop, fotosféricko-chrom osférický dalekohled a m onochrom atický filtr pro snímky ve velkém m ě řítku. Pozorování ve spektrohelioskopu začalo v 8h 28m SEČ, kresba slunečního povrchu mohla být pořízena až v 9h 10m SEČ. Obr. 1 znázorňuje výskyt skvrn na Slunci v maximu zatm ění a směr pohybu m ěsíčního stínu. Skupina skvrn na severozápadě — poloha 18° S, 54° Z — (p ro 9h 20m SEČ) byla označena jako typ D, skupina v cen trál ní zóně, označená rovněž jako typ D s polohou 18°J , 3° V a skupina na severovýchodě byla rozdělena na dvě skupiny: E s polohou 14° S, 66° V a I s polohou 10° S, 66° V. U všech skupin byla pozorována v chrom osféře jasná floku lová pole; jejich postupné zakrývání bylo důležité zejm éna pro pozorování v rá diovém oboru, jak se dále zmíníme. Zakryta byla aktivní oblast v centrální zóně. Že je zakryta, bylo zjiš těno v 10h 04m SEČ; přesný začátek zakrývání nebyl pro oblačnost po-
zorován. K zakrývání aktivní ob«obr- 1lasti na severovýchodě došlo okolo 10h 54m 30s SEČ. Postupné je jí za krývání bylo možno sledovat jen občas, jak to oblačnost dovolila. Od l l h 03m SEČ až do konce neby lo možno prakticky již zatm ění sle dovat. Mimo floku lová pole byly pozo rovány v chrom osféře protuberan ce na Z , SZ a JZ, filam en ty v S7 kvadrantu a v centrální zóně. Za kryta byla jen protuberance na JZ a částečně filam ent v centrální z ó ně. Fotosférickým dalekohledem byly pořízeny v integrálním světle během zatm ění snímky slunečního povrchu (exp. 1/125], z nichž přij nášíme fo to g ra fii těsně před ma_ ximem zatm ění (v iz 1. str. ob á lk y). Řadu snímků pořídil během zatměni chrom osférický dalekohled ve světle vodíkové čáry Ha, z nichž dva otiskujeme (v iz 2. str. o b á lk y). Čas na hodinkách je světový. Mnoho cenných inform ací přineslo pozorování v rádiovém oboru, kde jsm e pozorovali zatm ění na čtyřech vlnových délkách: 3,2 cm, 37 cm,
Obr. 2.
56 cm a 115 cm. Měření proběhlo nerušeně a byly získány cenné údaje. Z rádiových m ěření při zatm ění můžeme odvodit rádiové prům ěry slu nečního disku. Rozumí se tím rozm ěry, odvozené z bodů, kdy se na křivce rádiového toku objeví sestupný zlom na začátku a vzestupný na konci, ovšem za předpokladu, že rádiový disk je kruhový nebo e lip tický. [Předpokládali jsme pro toto období rozm ěr disku kruhový.) Na obr. 2. jsou znázorněny křivky intenzity, měřené na rádiových vlnách; R\ a jsou rádiové kontakty. Na obrázku je vidět, že rádiové průměry se zvětšují se zvětšující se vlnovou délkou. Je to způsobeno tím, že rádiové vln y nevznikají ve stejné výšce sluneční atm osféry; čím větší je vlnová délka, tím větší je rádiový průměr Slunce. Na křivce 115 cm je vidět deform aci, způsobenou aktivním centrem u skupiny E, které bylo během zatm ění zakryto měsíčním diskem. Od začátku m ěření na 115 cm (tj. 6h 30m SEČ) byla registrována šumová bouře, provázená záblesky. Hladina byla také zvýšená. Při zakrytí měsíčním diskem jsme určili polohu aktivního centra, které způsobilo šumovou bouři a z v ý šení hladiny. Z rádiových kontaktů jsou odvozeny rádiové průměry, uvedené v ta bulce [R 0 je průměr fotosférick ého disku): R á d io v é
/. [cm]
115
56
37
k o n ta k ty *
3,2
37
3,2
9hl4m
56
115
12h07m
12hl7m
R,
Ri čas SEČ\ 9 h0 5 m
,
9hl8m
9*>22m
Ilh56m
12h00m
R á d io v é p r ů m ě r y
A [cm] Rádiový průměr disku
3,2
1,03 R 0
M in im á ln í t o k
A [cm] tok [% ]
37
56
115
1,10 R„
1,13 R„
1,29 R„
b ě h e m m a x im a
z a tm ě n í
3,2
37
56
115
54,5
55
56
?
Pro srovnání uvádíme, že na vln ové délce 3,2 cm byl 30. června 1954 naměřen rádiový průměr slunečního disku 1,04 R0. Tuto hodnotu určili němečtí radioastronomové. V roce 1966 byla na zatm ění soustředěna pozornost mnoha radioastronomů, neboť rádiová m ěření během zatm ě ní přinášejí nové poznatky o změnách v koróně, avšak výsledky nebyly dosud publikovány. ♦ Optické kontakty nastaly v 9h 24m a v l l h 54m SEČ.
INFRAČERVENÁ SPEKTRA ZÍSKANÁ Z B A L Ó N U S T R A T O S C O P E II. Je do jisté m íry kuriozitou, že v době tryskových letadel, družic a kos m ických sond se spojila současná nejm odernější elektronika s „p rim i tivn ím " balónem, aby zkoumala m ezihvězdný prostor. Snad z tohoto důvodu stojí projekt Stratoscope II ve stínu velk ých a populárních pro jektů jako Ranger, Mariner, Lunik atd. Protože pro astronom ii je znač ným přínosem možnost pozorování, resp. m ěření vně hustých vrstev zemské atm osféry bez ohledu na to, jakým „dopravn ím " prostředkem bylo této m ožnosti dosaženo, domnívám se, že je vhodné alespoň čás tečně napravit macešský postoj k popularizaci tohoto projektu. Pro ne dostatek místa se om ezím pouze na základní technické údaje a na n ej důležitější výsledek z rozsáhlého programu Stratoscope II. Dalekohled o průměru 90 cm, vybavený spektrom etrem a fotom etricKým zařízením s dvěma detektory (arsenidové fotobu ň ky), jakož i řadou dalších pom ocných přístrojů, (např. chladící zařízen í pro spektrom etr tekutým dusíkem) byl vynesen balónem 26./27. listopadu 1963 v USA ve státě Louisiana do výše zhruba 25 km nad zem ský povrch. Úkolem bylo získat infračervená spektra Jupitera, M ěsíce a hvězd a Tau, y. Cep, « Ori, o Cet, a CMa, R Leo, p Per a n Gem v spektrální oblasti 0,8— 3,2 n. N a vádění a kontrola přístrojů byly řízen y pom ocí telem etrického a te le v iz ního systému ze stanice vzdálené 320 km od místa startu. Projekt se uskutečnil pod vedením R. E. Danielsona. Spektrální záznam y se rovněž telem etricky předávaly na zem, jakož i zaznam enávaly na m agnetický pásek. Ke spektrálnímu záznamu jednoho objektu bylo zapotřebí 8,5 min. Uvědom ím e-li si, že se jednalo o m ěření různých, většinou bodových objektů z pohybujícího se balónu, je zbytečné zdůrazňovat technickou náročnost navádění, řízen í a kontroly přístrojů. Let i přistání balónu proběhl bez závad a dnes jsou již zpracovány a vyhodnoceny některé nam ěřené údaje. Jedním z nejdů ležitějších přínosů pro astrofyziku jsou výsledky v oblasti výzkumu m ezihvězdné hmoty. Jak víme, je m ezihvězdný prostor vyplněn neutrálním i ionizovaným plynem (oblasti H 1, H II, plynné m lhoviny) a pevným i prachovým i částicem i (re fle x n í mlhoviny, temné m lh oviny). Díky interakci částic s elektrom agnetickým zářením mohou astronomové na základě selektivního rozptylu světla studovat fyzikální, případně chem ické vlastnosti těchto částic. Z teoretické optiky plyne, že intenzita rozptýleného světla je funkcí rozměru částice, jejíh o geo m etrického tvaru, indexu lomu částice (vo d iče či d ielek trik a ), vlnové délky dopadajícího záření a úhlů dopadajícího a rozptýleného záření. Teoreticky propočítané m odely se porovnávají s pozorovaným i selektiv ně absorpčními účinky světla. Param etry toho teoretického modelu, který nejlépe vyhovuje pozorovanému, se potom blíží parametrům částic po zorovaného objektu. Zatím víme, že prachové částice m ají nejpravdě podobnější rozm ěry kolem 0,3 tj. jejich rozm ěr je řádově stejný jako vlnová délka viditelného světla. Z teoretické optiky rovněž plyne, že
výpočet rozptylu světla na částicích řádově téhož rozměru, jako vlnová délka dopadajícího záření, je m atem aticky značně náročný a zdlou havý. Je-li však částice mnohem menší, nebo mnohem větší než vlnová délka dopadajícího záření, je výpočet rozptylu nesrovnatelně jednodušší a rychlejší. Na Zemi máme však vlivem vzdušného obalu možnost po zorování toliko v poměrně úzkém spektrálním oboru. Běžná měření v sy stému UBV se tedy musí porovnávat s teoreticky nejnáročnějším i modely. Jak patrno, zákony „schválnosti přírody11 platí nejenom v občanském životě. Z tohoto důvodu zatím vím e jen pom ěrně málo o fy zik á ln í a che mické podstatě prachové složky m ezihvězdného prostoru. V ýše bylo uvedeno, že Stratoscope II m ěřil i v oblasti vln ových délek kolem 3 n. To znamená, že částice jsou asi desetkrát menší vzhledem k této vlnové délce, čím ž je splněn předpoklad pro značné zjednodušení výpočtů. Možnost měření v in fračervené oblasti přináší tedy velic e slibné perspek tivy pro další rozvoj fy zik y m ezihvězdné hmoty. V poslední době se předpokládalo, že mezihvězdnou absorpci způso bují částice složené z „le d o v ý c h " krystalů vody, metanu a čpavku s ne patrnou přím ěsí některých kovů. Tyto ledové krystaly m ají mnoho absorpčních pásů v in fračervené oblasti v rozsahu 2,8— 3,4
ELIPTICKÁ D R ÁH A UMĚLÝCH DR U ŽI C ZEMĚ První skrovné elem enty dráhy nově vypuštěné um ělé družice Země, které poskytuje tisk nebo rozhlas, jsou na první pohled nedostatečné k tomu, aby si člověk mohl vytvořit obraz o dalších elem entech je jí dráhy a jejíh o tvaru. K určení některých z nich postačí však i oznámení tisku o výšce perigea a apogea, a zde se pak naskýtá dobrá příležitost pro člen y astronom ických kroužků k malé počtářské zábavě, k poučení a naplnění touhy zjistit si vlastním uměním o družici víc, než co dosud bylo oznámeno. K tomu c íli sm ěřuje tento článek a řeší jen základní elem enty v rovině dráhy satelitu, ne však je jí prostorovou polohu. Pů jde tedy jen o zjištěn í těch hodnot, které jsou funkcí výšky perigea a apogea. Při tom se pro zjednodušení předpokládá, že Země je tvaru kulového o polom ěru R = 6370 km. Celý výpočet si rozdělím e do oddílů A až D, jak je výhodné problém řešit. (-A) Velká poloosa a, num erická exen trlcita e. Středem eliptické dráhy satelitu S položm e pravoúhlé souřadné osy tak, aby kladná x-ová osa sm ěřovala k perigeu P (A . . . apogeu m ), takže střed Země se bude na cházet v ohnisku F t dráhy satelitu. Z obr. 1 vidíme, že velká osa A P bude závislá na výšce H apogea, h perigea a průměru Země. V elká poloosa je tedy dána výrazem
Tvar eliptické dráhy (zp lo štělo s t) v astronomii necharakterizujeme znalostí malé poloosy b, ale numerickou výstředností e, která je v elipse dána poměrem délk ové výstřednosti s a velk é poloosy, tedy
y
Z pravé strany obrázku snadno přečtem e, že OF\ = ea = a — h — R. Dosadíme-li sem za a hodnotu ze vzorce (1 ), zjistím e, že numerická výstřednost dráhy satelitu H—h ,y . e H + h + 2R Použitím těchto vztahů bychom nyní mohli určit i malou poloosu b jako __________________ geom etrický průměr v = \( H + R) (h + R ). (B) Doba T oběhu družice, anom álie střední M a excen trická E. M ysle me si satelit S’, který by měl se skutečným satelitem S stejnou dobu oběžnou T, perigeem by procházel se satelitem S ve stejném okamžiku, na své kruhové dráze by se však pohyboval rovnom ěrně. Oběhne-li tento satelit celou svou dráhu, vyjádřenou v obloukové m íře hodnotou 2 * za dobu T minut, pak za 1 minutu opíše oblouk n = 2 sr/T a za dobu t minut oblouk M = n t. Z 3. K e p le r o v a z á k o n a v ím e , ž e n 2 . a 3 = C; z to h o pak plyne, že
(3)
M
k d e G a u s s o v a k o n s ta n ta C (p la t n á p ro Z e m i) je 1 ,4 3 5 X 1 0 9 k m 3 m in -2. Ú h e l M v o b lo u k o v é m íř e o d p o v íd á d o b ě t m in u t p o p rů c h o d u d r u ž ic e p e r ig e e m ; p ro M — 2 z o d p o v íd á t h o d n o t ě ob ěh u T d r u ž ic e v m in u tá c h : T = 1,65867 x 10"* Vo3 .
(4)
10,911
Obr. 2. 9,619
»,608 7,73 6 6,984 6, 31/
5/1* 5,157 1,635 1,135
3,61/
6,317
Vztah m ezi střední anom álií M a excentrickou E udává Keplerova transcendentní rovnice A f = £ — c .s in E
(5)
(C ) Průvod ič (ra d iu s v e k to rj r, výška V družice nad zemským p o vrchem , pravá anom álie v. Z obr. 1 ze vztahu průvodičů a souřadnic x, y bodu S plyne ra = ( x — ea) 2 + ý * , g* = ( x + ea )1 + y * ;
odečtením těchto rovnic dostaneme vztah g s — r* = 4 eax = 4 e a . a . cos E = 4 ea 2 . cos E ;
vím e-li z rovnice elipsy, že p + r = 2a dostaneme řešením obou rovnic výraz pro radiusvektor r = a (1 — e . cos E ) .
(6 )
Výška družice nad zemským povrchem je v daném okamžiku po prů chodu perigeem V — r —R .
(7)
Z obrázku je dále vidět, že F\Q = OQ — OFít č ili r.cos v = a.cos E — — ea; dosadím e-li sem za r z rovnice (6 ), dostaneme výraz pro pravou anom álii v: cos v =
cos E — e = . 1 — e . cos E
(8 )
Učebnice astronomie udávají též jin ý vztah m ezi pravou a excentric kou anom álií v
1/ 1 + e
E
tgT = l / T = 7 " t g l T ’ což se dá převést na v l/ A + U _£ '8 ^2 - = \ / HU +T RT ■‘ 16— 2'
( O ) T a n g e n c iá ln í r y c h lo s t w d r u ž ic e n a e l i p t i c k é d rá z e . T a to r y c h lo s t je d án a v ý r a z e m
i
(9*>
)’
k d e K = 399 059,852 k m 3 s e c "2 p r o r a a v k ilo m e t r e c h . U p r a v ím e - li v ý r a z v zá v o rc e na 2a — r
l g
ar
a r
’
m ů ž e m e s e m d o s a z e n ím z a r a f v y já d ř it v e lik o s t t a n g e n c iá ln í r y c h lo s t i __________ n a e x c e n t r ic k é a n o m á lii
-w
■
Průběh tangenciální rych losti od perigea k apogeu (vzo rec 96) pro a = 10 000 km p ři různých tvarech elip tick é dráhy ukazuje obr. 2. Dobře znázorňuje vysokou rychlost družice v perigeu (p la n ety v periheliu) proti malé rychlosti v apogeu (p la n ety v a féliu ) a nestejnom ěrnost rych losti během je jí dráhy. Dále názorně ukazuje, že při stejně velk é poloose
r S8 č
I B
S
I
a „r_ 8
3 OOZ
eoo
* • ř (B.hJS)
OOZZ
nciálnl rychlosti družic pro E = 90° jsou stejné bez ohledu na ejich drah a rovné rovnom ěrné rychlosti satelitu S ' na kruhové . In flexn í bod křivek rych lostí neztotožňuje se však s bodem dráhy = 90°, ale je dán vztahem e*. cos3E — 2e . cos2E — cos E (2 — e‘) + 2e = 0 . 190
170
160
ISO
KO 130
e
e
0,20
1,00
0 ,tí
OJO
0,16
OflO
0£5 120
QS5
0,75
110
0,K
0,70 0,65
100 0,12
0,60 0,55
90
0 ,0
BO
o,o e
0,50 0,<5 0,40 0,35
0,06
70
0,30 OJS
o ,o i 60
OJO 0,15
0,02
SO
0,10 0,05
0 CO
30
20
10
O
o
0
Num erické řešení základních rovnic našeho problému je doplněno řešením nom ografickým (nom ogram y na str. 98/9). Nom ogram je sice ubohá náhrada za elektron ický počítací stroj, ale v našem případě umož ní alespoň kontrolu výsledků početního postupu. Nom ogram na str. 98 řeší vzorce (1 ), (2 ), (4 ) a (7 ), nom ogram na str. 99 pak přím o n eře šitelnou Keplerovu rovnici (5 ). Způsob čtení udávají připojené klíče.
C o nového v astronomii D A L E K O H L E D
K
P O Z O R O V Á N I
Z eissovy závody v Jeně v y rá b ě jí n o vý s p eciáln í dalek oh led pro p o zo ro v á ni um ělých družic Země. Slouží k p řes nému foto gra fick ém u určení p oloh sa telitů vzhled em k hvězdám . Přistroj, označený SBG 420/500/760, je vyb a ven Schm idtovou o p tik o u ; ohnisková vzd álen ost je 788,1 mm, prům ěr zrca dla 530 mm, průměr k orekčn í desky 425 mm. Z ak řivené zorn é p ole má prů m ěr 155 mm. Tubus je upevněn na čtyřosé m ontáži (v iz 3. str. o b á lk y ), což S O V A
S U P E R N O V A
N a Abastumanské a s tro fy zik á ln í ob servatoři ob jevil 28. února A. D. Chuadze supernovu ve sp irálové Galaxii NGC 3389 v souhvězdí Lva. Souřadnice supernovy jsou (1950,0): a = 10h45,7m a S = + 1 2 °4 8 ' V době objevu byla jasnost 13m (fo to g r .). Supernovu o b je v il nezávisle i Lovas 10. března na K on kolyh o h věz dárně v Budapešti, p odle něhož m ěla
DRUŽIC
um ožňuje d okon alé veden í d a le k o h le du při sledován í d ru žice na je jí dráze na obloze. Pohyb stro je je řízen nu m erick y a od p ovíd á topocen trick é ryc h lo s ti družice. K vizu áln í kon trole v ed en í dalekohledu slou ží hledač o průměru objektivu 150 mm a zorném p o li 6°. F o to gra fic k é desky rozm ěrů 9 X 12 cm se vym ěňují autom aticky. D alekoh led um ožňuje zc e la autom atic ký průběh p ozo ro ván í um ělé družice p od le program u.
N A
Kam erou A na záběru č. 199 zach y til R anger 7 dosti neobvyk lý útvar uvnitř jednoho z m enších kráterů. K rá ter má 235 m etrů v průměru a hloub ku 40 až 50 m etrů. Otvar v jeho nitru je obnaženým skaliskem se třem i vrch olk y. Francouzi ho n e o fic iá ln ě na zv a li 1’hibou — sova, neboť připom íná při trošce fan tazie soví hlavu. S m alley a Ronca u ve ře jn ili m o n o gra fii o tom to útvaru v časopisu Nature. O tvar stu d o v a li n ěk olik a způsoby — m im o jiné za pom oci dvou h lin ěných m odelů a d en zitom etrick ých m ěření. Ukazuje se, že útvar má sklony svahů m axim álně 70°, c o ž je na m ěsíční pom ěry hod ně. R e lativn í v ýšk y vrch olů od dna
U M Ě LÝ CH
M E S I C I
kráteru jsou třic et a d vacet metrů. Objem jednoho ze tří vrch olů je 68 000 m 3. U važují se různé m ožn osti vzniku: útvar m ohl být pod povrchem jako sou vislejší hm ota a m ohl b ýt od k ryt p ři vzn ik u kráteru, který b yl příčinou jeho obnaženi. Může jit také o m ístní m ateriál, rozčlen ěn ý do oné zvláštn í struktury teprve po impaktu, po nára zu ryc h le le tíc íh o tělesa, které v y ry lo kráter. Po podrobnějším rozboru se au toři k lon í k m ožnosti, že útvar vzn ik l až po vzniku kráteru jako v ý sledek p rosakování vod y z nitra M ěsí ce p ovrch ovým i vrstvam i, přičem ž m ohl b ýt objekt vytvo řen po prudkém u volnění par. P. Příhoda V
N G C
3389
jasnost asi 14m. F. B ertola z h vězd ár ny v P adově získ al 4.— 5. března 122cm refle k to re m ob servatoře A siago spek trum, v něm ž jsou ch arak teristick é čá ry supernov I. typu p ob líž maxima jasnosti. Supernova je také na sním ku, exponovaném 90/65cm Schm idto vou kom orou observatoře v Asiagu v noci 2.— 3. března; barevn ý index U— B je b lízk ý nule.
Autory denních kreseb Slunce, p od le n ich ž b y ly zp racován y m a p y sluneční fo to s fé ry v rotacích 1514 a 1515, jsou M. Dujníč, K. Růžička a L. Schmled. L. S. 1966
XI. 10.
XI.20.
XL30
--------------- 1---------------------------------- 1___________________________t
*4 0 '-
*.x r -
"*t
•**
-
•-N
-«ě
"T
cr-
-
20-
-u r-
OTOČKA 1514 i
360'
f
i
i
i
i
i
i
i
i
i
300-
1966
i
i
i
i— i
2iO"
i— i— i— i— i— i— i— i— i— i— i— i— i— i— i— i— i— i— r
180"
X110.
120"
60'
XI.20
XI.30
... t
O"
íT
-*í
O" -
20 '-
• v*
-iCT360"
OTOČKA 1515 300' Z M Ě N Y
240T J A S N O S T I
P rof. dr. C. H o fím e ls te r z observa toře v Sonnebergu oznám il, že k dyž porovnával dvě desky, exponované 5. III. 1943 a 6. X II. 1966 astrogra fem 400/1600 mm, n a lezl objekt, je v íc í se jak ožto norm áln í prom ěnná hvězda, b yí poněkud zam lžená. Při id e n tifik a c í se ukázalo, že jde o m lhovinu NGC 2313, velm i podobnou hvězdě, ozn ače nou v katalogu jak o „slabá, v e lm i m a lá, kruhového tvaru“ . Souřadnice (1950,0) jsou a = 6tl55m37s, S = = — 7 °5 2,8 '; průměr asi 10'. P rod lou žení sm ěrem k severu má charakter bud difuzní, anebo jd e o n ě k o lik sla bých hvězd. Na palom arském atlasu je patrna slabá stopa m lhovin né hm oty rozm ěrů 1 ,3'X 0,9', je v íc í se jak ožto p rodloužen í objektu, podobného h věz dě. Zdá se, že tento útvar jako celek le ž í v oblasti tem né hm oty rozm ěru
W
120"
M L H O V I N Y
60" NGC
O*
2313
4' X 5'. Tato oblast je zach ycena na 196 deskách observatoře na Sonneber gu, p očín a je 31. prosincem 1927 a kon če 17. lednem 1967. Do r. 1955 m ěl ten to objekt p ra k tick y konstantní m agnitudu 14,2“ , potom nastal m írný pokles jasnosti až do dnešní doby, kdy má ve lik o s t 15,7m (le d en 1967). Barva je těžko zjistiteln á , avšak zdá se, že je poněkud m od řejší než je barva hvězd v tom to útvaru. M lhovin a by m ěla b ýt fo to gra fo v á n a n ejvětším i p řístroji, aby m ohlo b ýt zjištěno, zda m lhovina má hvězdné jádro, jak ožto pravděpodob nou příčinu prom ěnnosti. Jako jiné v y světlen í se nabízí dom něnka, že celý tento systém vstupuje do oblaku tem né hm oty. Zdá se, že všechny typ y p ro m ěnných m lhovin, obsahujících novy, m ají podstatně od lišný charakter. IA U C irc. 1966
O K A M Ž I K Y
V Y S Í L Á N Í V
Č A S O V Ý C H
B Ř E Z N U
S I G N Á L C
1 9 6 7
O M A 50 kHz, 8*>; OM A 2500 kHz, 8h; OLB5 3170 kHz, 8h; Praha 638 kHz, 12» Den OM A 50 O M A 2500 OLB5 Praha Den OM A 50 O M A 2500 OLB5 Praha D en OM A 50 O M A 2500 OLB5 Praha
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
0058 0053 0068 0053
0060 0055 0070 0055
0062 0057 0072 0057
0064 0059 0074 0059
0066 0061 0076 0061
0068 0063 0078 0063
0070 0065 0080 0065
0072 0067 0082 0067
0074 0069 0084 0069
0076 0071 0086 0071
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20
0078 0073 0088 0073
0080 0075 0090 0075
0082 0077 0092 0077
0084 0079 0094 0079
0086 0081 0096 0081
0088 0083 0098 0083
0090 0085 0100 0085
0092 0087 0102 0087
0094 0089 0104 0089
0096 0091 0106 0091
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
31
0098 0093 0108 0093
0101 0096 0111 0096
0103 0098 0113 0098
0105 0100 0115 0100
0107 0102 0117 0102
0109 0104 0119 0104
0111 0106 0121 0106
0113 0108 0123 0108
0114 0109 0124 0109
0116 0111 0126 0111
0118 0113 0128 0113
V. P táček
Z lidových hvězdáren o astronomických kroužků N O V Ý
B Ě H
P O M A T U R I T N Í H O
STDDIA
ASTRO N O M I E V září 1967 bude zahájen na h v ě z d árně ve Valašském M e ziříč í druhý běh dvouletého dálkového pom aturit ního studia astronom ie. T oto studium je zřízen o p ři střední všeobecně v zd ě lá v a c í š k ole ve Valašském M e ziříč í a je určeno pro vých ovu středních od borných kádrů pro lid ové hvězdárny, je jic h spolupracovníky a člen y astro nom ických kroužků. P ravidelná třiapůldenní in ternátní soustředění budou N O V A
P O Z O
P ozorovateln a astronom ického krouž ku JZD O lšany-Hablov, okres Prostě jov, je dalším dokladem toho, co d o k áže obliba astronom ie. Domek s od klopnou střechou k ry je N ew ton ů v re fle k to r o průměru zrcéd la 140 mm. M ontáž dalekohledu je opatřena ho dinovým pohonem a dělen ým i kruhy.Je dílem Jar. N akládala za odborné spo lu práce A d o lfa N eckaře. K m ontáži
každé dva m ěsíce, po prvém 1 druhém ro c e 14denní odborná p raxe na h v ě z dárně. Z ávěrečné zkoušky, po je jic h ž úspěšném absolvován í obdrží poslucha č i osvědčení, budou v říjnu 1969. P í sem né přih lášk y nutno podat lid o v é h vězdárně ve V alašském M eziříčí n ej p o zd ě ji do 15. květn a 1967. B ližší in fo rm ace podá všem zájem cům ro v něž hvězdárna ve Valašském M eziří čí. B. M a le če k R O V A T E L N A
b ylo použito různých součástek od ji ných zařízen í i z dom ácích zdrojů. Za jasných večerů se tu kon ají besedy u dalekohledu, spojené s p ozorováním M ěsíce, planet i ostatních těles na obloze, k terých se zúčastní m lád ež 1 d osp ělí ze širokéh o ok olí. Je správ né, že astron om ické p ozo ro vateln y v zn ik a jí nejen p ři klubech prů m yslo v ých závodů, ale také p ři JZD.
P o zorova teln a a d alekoh led a s tro n o m ick éh o k rou žk u Jednotného zem ěd ěl ského družstva O lšany-H avlov.
Ú k a z y na o b l o z e v č e r v n u S lu n ce v yc h á zí 1. června ve 3h56m, zapadá ve 20h00m. V době letn íh o slu novratu, k terý nastává 22. června (v e 3h23m), v yc h á zí Slunce ve 3b50m a za padá ve 20h13m. Dne 30. června v y chází ve 3h53m, zapadá ve 20h13m. Od počátku června do slunovratu se d é l ka dne prod lou ží o 19 min. a od slu novratu do konce června se d élk a dne opět o 3 min. zkrátí. M ě s íc je 8. V I. v 6h v novu, 15. V I. ve 12h v prvn í čtvrti, 22. V I. v 6h v úplňku a 29. V I. ve 20h v posled n í čtvrti. V odzem í je M ěsíc ve dnech 3. a 30. června, v p řízem í 18. června. V červnu nastanou ty to konjunkce M ě síce s planetam i: 2. V I. se Saturnem, 10. V I. s Merkurem, 11. V I. s Jupite rem a s Venuší, 15. V I. s Uranem, 17. V I. s M arsem, 19. V I. s Neptunem a 30. V I. op ět se Saturnem. M e rk u r je po západu Slunce nad se verozápadním obzorem . Počátkem m ě síce zapadá ve 21h51m, v p olovin ě
června tak též v e 21h51m a koncem m ěsíce již ve 20h37“ . Hvězdná v e li kost p lan ety se během června zm en šuje o — 0,2m na + 2 , l m. Počátkem m ě síce je osvětlen a zhruba p olovin a k o toučku, koncem m ěsíce bude vid ět úzký srpek, p ro tože se M erkur b líží do d oln í konjunkce se Sluncem. N ejv ětší vých od n í e lon ga ce nastává 12. VI. Venuše je v e če r na západní obloze. Počátkem června zapadá ve 23h21m, koncem m ěsíce již ve 20h43m. H vězd ná v e lik o s t se během června zvětšuje z — 4,0m na — 4,2m. Dne 9. června je Venuše v konjunkci s Jupiterem, při níž budou obě plan ety vzd álen y asi 2°. N ejv ě tš í vých odní elon gace Venuše na stává 21. června, p ří n íž bude Venu še vzdálena 45° od Slunce. Mars je v souhvězdí Panny. Počát kem června zapadá v l h52m, koncem m ěsíce již v 0b06m, tak že bude p ozo rovateln ý pouze v prvn í p olo vin ě no
ci. Jasnost Marsu se během června zm enšuje z — 0,6m na 0,0™. Ju piter Je v souhvězdí Raka a Je p o zo ro va teln ý pouze ve večern ích h od i nách. Počátkem června zapadá ve 23h27m, koncem m ěsíce Již ve 21h48m. H vězdná v e lik o s t p lanety se zm enší během června z — l,5 m na — l,3 m. S aturn je p ozorovateln ý v souhvězdí Ryb na ranní obloze. Počátkem m ěsíce vych á zí v l h50m, koncem června v 0h 00m. Saturn m á hvězdnou v e lik o s t
+ 1,0“>. Uran je v souhvězdí Lva a je p ozo ro vateln ý ve večern ích hodinách. Zapa dá počátkem června v l hl l m, koncem m ěsíce ve 23h19m. Hvězdná v e lik o s t Urana je + 5 ,9 m. N e p tu n je v souhvězdí Vah. P o č á t kem m ěsíce zapadá ve 3h23m, koncem června již v l h27m. Neptun má h vězd nou v e lik o s t + 7 ,7 “ . M eteo ry . Během celéh o června je m ožno p ozorovat m eteory Scorp iid yS agittarldy, jejich ž maximum připadá na 14. června. Z n ep ravideln ých rojů m ají maxima činnosti Libridy 8./9. VI., Bootldy 9. V I. a C orvidy 27. června. J. B. • Předám C assegraln ov hvězdářsky d a le kohlad aj s kufrom . V idlicová montáž. P a ra b o lic k é zrk ad lo má 0 15 cm a h y p erbolické zrk ad lo má 0 4,4 cm. Fokus: 555 mm. Tubus d lh ý 50,5 cm. O kuláry sú 4. Z vač šu je 300 X . Cena p od lá dohody. A d re sa : Vincent K rál, Čierne p rl Čadci, č. domu 651. O kres: Čadca. Slovensko. • Předám Školný m ikroskop „ E r-H a “ aj 114 kusov hotových m ikroskopických preparátov ro zličn ých rastlín a] živočichov. O bjektiv je trojdieln y a zvačšuje 70X — 140 X — 250 X . O k u lá r má jeden, ktorý s objektívom m ožno použiť ako výborný hvězdářsky ok u lár. Cena p od lá dohody. A d re sa : Vincent K rál, Čierne p ri Čadci, č. domu 651. O kres: Čadca. Slovensko.
OBSAH J. Bouška: K osm onautika v roce 1966 — Z. Sekanina: P ro jekt ra k e tového výzkum u kom et — J. Olm r a A. Tlam lcha: Zatm ění Slunce z 20. května 1966 — J. Svatoš: In fra č e r vená spektra získaná z b aló n u Stratoecope II — K. M orav: E lip tická d rá h a um ělých družic Země — Co nového v astronom ii — Z l i dových hvězdáren a astronom ic kých kroužků — O kazy na obloze v červnu
C O N T E N T S J. Bouška: Astronautics In the Year 1966 — Z. Sekanina: Project of Rocket Investigation of Comets — J. Olm r and A. Tlam lcha: So lar Eclip se of M ay 20, 1966 — J. Sva toš: The In fra re d Spectra from the B alloon Stratoscope II — K. M o ra v: E llip tic a l O rbit o f the Artiflc ia l Earth Satellite — N e w s in Astronom y — From the Public O bservatories and Astronom ical C lubs — Phenom ena In June
COJ1EPXAHHE 0 . B oyu iK a: KocMOHayTHKa
b
1966 r.
CeKaHHHa: I l p o e K T paKeTHoro HCUieaOBaHHH KOMeT — Fl. O .l Mp H A. TjiaM H xa: 3aTMeHHe Co.iHua 20 MapTa 1966 r. — H . C aaTom : HH(j>paK p a c H b ie cneKTpa H3 a sp o cra T a CTaTocKoyn II — K. M opa B : 9ji;mnTHqecKHň opfiHT HCKyccTseHHoro c n y rH H K a 3 e M .iH — H t o HOBoro b a crp o H O M H M — H 3 H a p O flH H X o6cepBaTopHfi H aCTpOHOMHiecKHX KpyJKKOB — JlB-leHHa Ha Hefie b hiohc
—
3 .
fiiši hvězd říd í redakční ra d a : J. M. M oh r (v e d o u c í re d .j, Jiří Bouška (výkon , re d .j, J. G rygar, F. Kadavý, M. Kopecký, L. Landová-Štychová, B. M aleček, O. O bůrka, Z. Plavcové, S. Plicka, J. Štohl; taj. red. E. V o k alo vá, techn. red. V. Suchánková. V y d áv á min. školství a kultury v nakl. O rbis, n. p., P rah a 2, Vin o h rad sk á 46. Tiskne Knihtisk, n. p., závod 2, Prah a 2, Slezská 13. V ych ází 12krát ročně, cena jednotlivého výtisku Kčs 2,— . Rozšiřuje Poštovní novinová služba. In form ace o předplatném podá a o b je d návky přijím á každá pošta i d oru čovatel. O bjed n ávk y do zahran ičí vyřizuje PNS — ústřední expedice tisku, odd. vývoz tisku, Jindřišská 14, Prah a 1. Příspěvk y zasílejte na re d ak c i Říše hvězd, Prah a 5, Švédská 8, telefon 54 03 95. Rukopisy a obrázky se nevracejí, za odbornou správnost odpovídá autor. — Toto číslo bylo dán o do tisku 25. březn a, vyšlo 5. května 1967. A-05*71382
N ové p řís tro je VEB C arl Zeiss v jen e. N a h oře je s p eciá ln í fo to g ra fic k ý d a lek o hled k p o zo ro vá n í u m ělých d ru ž ic Zem ě. jK e zprávě na str. 100.) — Na čtv rté straně obálky je d vou m etrový d a lekoh led p ro Ázerbájdžánskou akadem ii věd, postavený na observa toři u Baku. P rim á rn í oh n isko je f/ 4 5 , Cassegrainovo f/14,8 a coudé f/36. F o to g ra fie ukazuje re fle k to r v m on tá žn í hale Zeissových závodů. S te jn éh o typu je i d vou m etrový d alekoh led p ro Ondřejov.
