kových diagramů skvrn a mtercnciální rotace Slunce Některé běžná astronomické observatoře Kometa Bennett Novinky ibloze Z OBSAHU: Tví

Z OBSAHU:

Tví

kových diagramů skvrn a m tercnciální rotace Slunce — Některé běžná astronomické observatoře — Kometa Bennett — Novinky — ibloze

%

/

K o m e ta B en n ett 1961i. N a h o ře 11. IV. 1970, F le x a r e t-S o n n a r 2,8/180 m m , exp. 25 m in. /G . O n so rg e ), d o le 13. IV. 1970, T e s s a r 4,5/500 m m , e x p . 60 m in. (J. D rbo h lav ). — Na p r v n í sír. o b á lk y 30. III. 1970, T ess a r 2 ,8 /5 0 m m , exp. 2 m in. /M. D u jn ič).

Říše hvězd

Miloslav

R o č . 51 ( 1 9 7 0 ) , č. 8

Kopecký:

TVAR M O T Ý L K O V Ý C H D I A G R A M Ů S K V R N A D IFERENCIÁLNÍ ROTACE SLUNCE N ejvhodnějším zobrazením závislosti výskytu skupin skvrn na heliog ra fick é šířce ? a fází n llle té h o cyklu jsou tzv. m otýlkové diagram y. Obdržíme je tak , že do grafu vyn áším e na osu y h elio g rafick o u šířku v níž se skupina skvrn vysk ytla, a na osu x dobu n , v níž skvrna exis­ tovala. K lasický tv a r m otýlk ových diagram ů je zn ázorn ěn v obr. 1; v obr. 2 je sch em a tick y dán tv a r „jednoho k říd la" m otýlkového d ia­ gram u, a to pro sev ern í polokouli v jednom l l le té m cyklu, při čem ž u zavřen á křivka fa , b ) udává h ran ici výskytu skvrn v tom to diagram u. Jedním ze zák lad n ích úkolů každé teo rie p eriod icity slu n ečn í čin ­ nosti je vysvětlit zák lad ní vlastnosti m otýlk ových diagram ů. Přitom všechny tyto teo rie dosud v y ch ázely z předpokladu, že plošný c h a ­ ra k te r m otýlk ových diagram ů vzniká p řirozeným rozp tylem okolo p rů ­ m ěrn ý ch hodnot h elio g rafick ý ch šířek skvrn, jejich ž posuv od v el­ k ých k m alým vzd álen ostem od rovníku během llle té h o cyklu [č ili tzv. SpOrerův zák o n ) je jednou ze zák lad ních zák onitostí period icity skvrn. Tyto teo rie se ted y snažily v ysvětlit zm ěnu prů m ěrn é h eliografick é šířky skvrn, tj. čárk ovan ou křivku v obr. 1, příp. křivku c v obr. 2. N ěk teré poslední studie však ukazují, že celkový tv ar m otýlkových diagram ů může být ú zce sp jat s nerovnom ěrnou — čili d iferen cion áln í — ro ta c í Slunce (čím v ětší vzd álen ost od rovníku, tím m enší úhlová ry ch lo st ro ta c e S lu n ce ). Tak před evším většina so u časn ých hypotéz period icity sluneční čin ­ n osti v ych ází z předpokladu, že hybnou silou celéh o p rocesu je právě d iferen ciáln í ro ta c e . K lasick ým p řed stavitelem toh oto typu teo rií p erio ­ dicity je teorie B abcockova. Podle ní m á původní m ag n etick é pole sm ěr poledníků a d iferen ciáln í ry ch lo stí ro ta c e Slunce je sp irálovitě „n am o táván o" a tím i zesilováno a dostává rovnoběžkový sm ěr. Ja k ­ m ile tak to zesílené pole dosáhne u rčité k ritick é in ten zity, začn e se v y ­ n ořovat do p ozoro v ateln ý ch v rstev Slunce a dává vzniknout aktivním centrům . K ritick é in ten zity dosahuje to to pole nejd říve ve větších vzd á­ len o stech od rovníku, a potom stále blíže a blíže k rovníku, čím ž lze p rávě vysvětlit Sporerův zákon. Jak závisí h elio g ra fick á šířk a ?, v níž zesílené m ag n etick é pole do­ sáh lo k ritick é in ten zity a dalo vznikat aktivním centrům , n a fázi cyklu n p o čítan é v ro cích od m inim a cyklu, lze z B abcockovy te o rie odvodit a ten to vztah lze p sá t ve tvaru

Obr. I.

kde m je doba (v ro c íc h ) před minim em cyklu, během níž bylo původní m ag n e­ tick é pole zesilo ­ váno d ife re n ciá l­ ní ro ta cí Slunce. V původní Babco ck o v ě teo rii se p řed pok lád alo, že m = 3 rokům ; potom vztah (1 ) popisuje zm ěnu prů m ěrn é heliog ra fick é šířky, tj. křivku c v obr. 2. Ze je tom u sku­ tečn ě tak, vidíme z obr. 1, kde č á r ­ kované křivky jsou p o čítán y ze vztahu ( 1 ) pro m = 3. Jestliže však m položím e rovna nebo m enší než 1 rok, potom vztah ( 1 ) popisuje křivku d v obr. 2, tj. popisuje průběh levé a spodní h ra ­ n ice b (viz obr. 2 ) m otýlk ových diagram ů. Že je tom u sk utečn ě tak, je vidět z obr. 1, kde plným i křivkam i je dán průběh vztahu ( 1 ) pro tři různé hodnoty m , a to 0 ,5 ; 0,75 a 1,00 roku. Jestliže ted y m < 1, může se vztah (1 ) in te rp re to v a t tím to způsobem: Vztah ( 1 ) udává prvý okam žik n , kdy se prvá č á s t m agn etickéh o pole v šířce

Obr. 2.

Obr. 3.

10

i O

13.30' 13.50' 37' 3C

_ 275'

UflO' t i

t U.50- J

20' 16* Í2' O-

f

ním skvrnám je zesíleno d iíeren ciáln í ro ta cí. I když vztah mezi tv a ­ rem levé a spodní h ra n ice m otýlk ových diagram ů a úhlovou ry ch lo stí f ro ta c e Slunce n ení přím o p atrn ý ze vztahu ( 1) , ten to vztah existuje a lze jej v m atem atick é form ě n apř. d em o n stro v at, tím to způsobem: B ezprostřed n ě z B abcockovy teo rie, jak ukázal Godoli, lze odvodit, s jakou ry ch lo stí vy se levá a spodní h ran ice m otýlk ových diagram ů přibližuje k rovníku. A tato ry ch lo st v

kde K je k on stan ta. V ztah (2 ) tak urču je b ezprostřední závislost tv a ­ ru levé a spodní h ra n ice m otýlk ových diagram ů na d iferen ciáln í ro ­ taci Slunce. H odnota p aram etru D, tj. doby, po kterou skvrny vznikají v u rčité h eliog rafick é šířce , byla pro různé h elio g rafick é šířk y . Z obr. 3 je p atrn o, že v h elio g rafick ý ch šířk ách větších než 10° [sp od ní šk ála na ose x udává h elio g rafick é šířky od p o­ víd ající úhlovým ry ch lo stem ro ta c e Slunce existuje lineární vztah mezi D a l , tak že můžem e psát, že D = A š + B kde A a B jsou k on stan ty. Bohužel, fyzikální vysvětlení závislosti D na f se dosud nepod ařilo nalézt. P řesto však z toho, co jsem zde uvedl, vyplývá, že celkový tvar m o­ tý lk ov ých diagram ů je pravděpodobně v úzké souvislosti s d ife re n ciá l­ ní ro ta cí Slunce, a že zde může existo v at i přím á p říčinn á závislost.

NĚKTERÉ VÝSLEDKY OBĚŽNÉ ASTRONOMICKÉ OBSERVATOŘE Podrobný popis experim entů OAO-2 jsm e uvedli vloni (Ř H 6/1969, s. 1 0 5 ). Dnes se v racím e k n ěkterým výsledkům této družice, k terá poprvé p osk ytla astronom ům m ožnost pozorovat n e p ře trž itě oblohu v u ltrafialovém oboru; dostupný vlnový rozsah je při tom om ezen pouze spojitou ab sorp cí vodíku pod 912 A. Navíc pozorování není rušeno ro z­ ptýleným světlem a neovlivňuje se scin tila cí, což zn ačn ě zvyšuje p ře s­ n ost fotom etrie.* OAO-2 je n ejslo žitější bezpilotní družicí, jak á kdy byla vypuštěna A paraturu je m ožno zam ěřit na dané m ísto na obloze s p řesn o stí 1' a tu to polohu lze potom u držovat s p řesn o stí 1 ". Každý den družice přijm e a vykoná té m ě ř 400 povelů. Data z fotom etrů a ostatn ích přístrojů se p řed ávají na Zemi jednak v digitální, jednak v an alogové form ě. Již v p rvních týd n ech p rá c e oběž­ né astron om ick é o b servatoře se ukázalo, že p řip ravit dobrý pozorovací p rog ram pro její dalekohledy je časově velm i n á ro čn ý úkol. A stron o­ mové, zvyklí na p ráci s pozem ským i dalekohledy, tím byli n epříjem ně překvapeni. Je totiž zapotřebí b rá t ohled na m noho om ezujících fa k to ­ rů. Tak před ně: polovina oblohy je zaclo n ěn a Zemí, k te rá se pohybuje vzhledem ke hvězdám velm i ry ch le (3 ,5 c/m in .) a so u časn ě se m ění její fáze. Je rovněž zak ázán o p ozorovat blíže než 45° od Slunce, aby slu­ n ečn í zářen í nepoškodilo p řístroje, a rovněž n elze sled ovat oblast asi 30 — 40° kolem m ísta ležícího 180° od Slunce, neboť tím by se příliš zah řívaly p řístro je druhého exp erim entu. Z bezpečn ostních důvodů a kvůli om ezení zářen í Slunce a Země, rozp týlenéh o na povrchu družice, doporučuje se p ozorovat pouze v zem ském stínu, což je zhruba 30 m i­ nut při každém oběhu ( 3 3 % ) . Vzhledem k těm to om ezením družice může přehlédnout celou oblohu tep rve až po n ěkolika m ěsících . Další om ezení se tý k á n astavován í objektů; není m ožno p ozorovat hned po sobě dva objekty, k te ré jsou od sebe vzdáleny v íce než 30°. Omezený p o čet povelů, k teré je možno na družici vyslat, též kom plikuje p ráci s dalekohledy a vyžaduje u rčité zjednodušení program u. OAO dále n e­ sm í p ozorovat při průletu anom álií nad jižním A tlantikem , kde se van Allenův rad iačn í pás přibližuje k Zemi. E lek trick y nabité č á stic e způ­ sobují vznik sek un d árn ích elektronů v ap a ra tu ře a z fotonásob ičů pak vych ází zk reslen ý signál. T eo retick y by bylo sice m ožno ten to šum od ečíst, ale p rak tick y se u kázalo výhodnější zde nepozorovat. Vědci si museli zvyknout tak é na to, že ča sto n ení s družicí udržováno přím é rádiové spojení při pozorování a celý p rogram musí být kom p letn ě p ři­ p raven předem . Je zcela zřejm é, že bez p o čítačů by ten to úkol nebylo možno vůbec zvládnout. O výhodách sledování z mimozemského prostoru podrobněji bylo pojednáno v článcích obou autorů: „Pokroky kosm ické astronom ie", P o k r o k y mat., f yz., as tr. 15 (1970), fi. 2, s. 62 a „Kosm ická astronom ie v USA", Rtše h v ěz d 50 (1969), C. 2,

E x p e rim e n t W isco n sin sk é u n iversity. Hlavním p řístrojem Je fo to m etr, připojený n a 16" d alekohled a um ístěný v ose družice. Za clonou fo to ­ m etru (1 0 ' a 30'] je vým ěnný kotouč, n esoucí čty ři in te rfe re n čn í filtry , stan d ard n í zářivý zdroj a n epropustný uzávěr. Z áření hvězdy se m ěří fotonásob ičem EM I 6256 B. Kolem toh oto p řístro je jsou č ty ři 8 " d alek o ­ hledy, vybavené tak té ž fo to m etry ; protože m ají m enší clonky (2 ' a 1 0 '), nazývají se stelárn í — na rozdíl od předchozího — nebulárního. Mají pětipolohový vým ěnný k otou č s filtry , foton ásob ič je A sco p 541 F. F iltry se volí tak, aby so u časn ě vždy dva dalekohledy z pěti p raco v aly ve s te j­ ném sp ek tráln ím oboru. F o to m etro v at lze hvězdy až do 1 2 — 13 m agnitudy. W isconsinský exp erim en t obsahuje dále dva sp ek tro fo to m etry s dostupem do 6 — 7 m agnitudy. M ěřením byly získány podklady pro použití úzkopásm ové fotom etrie v u ltrafialov ém oboru pro zjišťování ch em ick éh o složení. N apř. h věz­ dy sp ek tráln í tříd y B 9,5, o k te rý ch je znám o, že obsahují zn ačn é m nož­ ství křem íku, jsou v oblasti 1700 A m nohem slabší než hvězdy n o rm á l­ ních složení. Z p orovnání in ten zity re zo n an čn ích č a r C IV a Si IV lze usoudit, že hvězdy ra n ě jší než B 1 jsou žh avější, než se předpoklá-dalo. Dalším význam ným objevem je, že pozdní supergigan ti jsou v ultra^ fialovém oboru m nohem jasn ější, než se před pok lád alo, což je p atrn ě způsobeno silnou em isí z jejich ch rom osfér. S p ek trofotom etrem byla u 48 hvězd studována č á ra L-alfa, aby se zjistilo rozložení n eutráln íh o vodíku v m ezihvězdném p rostoru. Z jištěné hodnoty se dobře shodují s m ěřením i neutráln íh o sodíku m ezihvězdné čá ry D. Byly tak é získány údaje o m ezihvězdné extin k ci v u ltrafialovém oboru při pozorování sp ek ter hvězd stejn é sp ek tráln í tříd y a rozdílného barevného indexu. Z e xtin k ce lze usuzovat na vlastn o sti m ezihvězdného prostoru. OAO-2 sled ovala dále p lan ety (M ars, Ju p ite r), nej jasn ější ren tgen ové zdroje, k vasar 3C-273 a asi 15 g alaxií. Zajím avé bylo p ozorování M 31, ze k teréh o vyplývá, že pod 2700 A je tato g a la x ie velm i jasn á, což bylo pozorováno i v jiných p říp ad ech (n a p ř. M 3 3 ). Objev tohoto u ltra fia lo ­ vého excesu g alaxií je velm i význam ný pro kosm ologii. U važujem e-li stá le vzd álen ější a vzd álen ější g a la x ie a p red pok lád ám e-li p latn o st Hubbleova vztahu, pak působením rudého posuvu se č á sti sp ek tra posu­ nují z viditelného oboru do in fračerv en éh o , tak že se g a la x ie zdají být čím dál tím červ en ější a slabší. Ovšem při rudém posuvu z = 0,5 (p o lo ­ vina rych losti sv ě tla ) se do viditelného oboru dostává oblast zvýšeného zářen í, což zn am ená, že tyto v zd álen ější g a laxie se budou naopak jevit jasn ější a m odré. Poznatky z OAO nasvědčují tomu, že bude nutno r e ­ vidovat vzd álen osti d alek ých g alaxií. Je m ožné, že n ěk teré m odré hvězd­ né objekty, k teré byly n alezen y při k v asaro v ý ch p řehlídkách, jsou právě tyto g alaxie s velkým i rudým i posuvy. Dne 14. I. 1970 byla poprvé sled ován a k om eta T ago-S ato-K osak a a bylo zjištěno, že kolem jád ra kom ety je m ohutná vodíková obálka, k terá září v oblasti L-alfa. Podle prvních údajů m á vodíková kóm a prům ěr větší n ež Slu nce. Už dříve byly v a tm o sfé rá ch a ohonech kom et zjištěny Cz, CH, CH 2 , CN, NH , NH 2 , OH, Off+, CH+, CO+, ale přítom n ost io n i­ zovaného vodíku je novinkou. P ozorování jsou tak zajím avá, že jim byla

vym ezena ce lé tře tin a pozorovací doby w isconsinsk ých dalekohledů.* E x p erim en t CELESCO PE p řip ravila Sm ithsonianova astro fy zik áln í ob servatoř; význam ně doplňuje p řed chozí ap aratu ru . Úkolem je m ěřit jasn osti v u ltrafialovém oboru čty řm i kam eram i, podobnými televizním (k ažd á se sk lád á z I 2 V2' S ch w arzsch ild ova teleskopu, U viconové tru ­ bice a elek troniky — optika váží 200 kp, elek tron ik a 35 kp; zorné pole je 3 čtv e re čn í stu p n ě ). Každá k am era má dva filtry . D eset hodin po sta rtu OAO byly k am ery zapojeny. Dne 14. p rosin ce 1968 pořídila k am era č. 3 první sním ek (3 hvězdy 6m v souhvězdí D ra­ k a ) a n ásledujícího dne byly použity též zbylé k am ery. Dne 16. p ro ­ sin ce 1968 se začalo s první sérií fotografií. V oblasti 1 3 0 0 — 1800 A byla obloha n orm áln ě tm avá, a le v oblasti 1 0 5 0 — 1800 A bylo re g istro ­ ván o zářen í L-alJa ze zem ské vodíkové koróny (g e o k o ró n y ), poprvé zjištěn é při rak etovém pozorování před dvěma lety. Za dva m ěsíce čin n osti bylo foto g rafo v án o asi 500 hvězdných polí (h lavn ě souhvězdí Panny, Oriona, Býka, Lyry a D rak a). Rada hvězd má jinou jasn ost v u ltrafialovém oboru než se o ček ávalo. Např. v íc e ­ násobná hvězda 9 Orionis je d e se tk rá t jasn ější v oboru 1 6 0 0 — 3000 A a v íce n ež lOOkrát jasn ější v oboru 1 0 5 0 — 1800 A. I když č á s t zářen í přísluší vodíku mlhoviny v Orionu, je p řece jen pozorovaná jasnost m nohem vyšší než se p řed pok lád alo. N aopak jiné objekty jsou slabší než se o ček ávalo. Hvězda t Orionis je 5 k rá t slabší v oboru 1 5 0 0 — 2700 A a 15k rát slab ší kolem 2300 A; jde o m ladou žhavou hvězdu sp ek tráln í tříd y O 9. Giganti jsou obecně podle tě ch to zjištěn í slabší než se p řed ­ p okládalo, což snad souvisí s nižším tlakem v jejich atm o sfé rá ch . P rom ěnná hvězda NU Orionis je kolem 2700 A lO krát slabší, kolem 2300 A 5k rát slabší a kolem 1500 A asi 4 0 k rá t slabší, než se usuzovalo. T ato hvězda tříd y B 1 p atří mezi velm i m ladé, nestabilní hvězdy [NU Orionis m ění Vizuální jasn ost v rozm ezí 6 ,5 — 7 ,3m). První pozorování Krabí m lhoviny n ezjistila žádné u ltrafialo v é zá• Viz též článek doc. dr. ]. Boušky : „Kom eta Tago-Sato-K osaka 1969g“ , Říše h v ěz d 51 (1970), í . 5, s. 85—88.

fení, avšak je m ožné, že to je vlivem příliš k rátk é expoziční doby. Během ledna 1969 se u skutečnilo několik so u stav n ý ch sledování geokoróny. Z ářen í L-alfa bylo největší, když se Slunce n ach ázelo poblíž m ístního horizontu, a m inim ální v zenitu (p o lo v ičn í). U rčujícím fa k to ­ rem je poloha družice vůči zem ském u stínu. Nebyly zjištěny žádné ko­ re la c e in ten zity záře n í L-alfa s počtem slu n ečn ích skvrn, se sluneční aktivitou na rád iových v ln ách (A = 10 c m ) nebo s g eom agn etickým i porucham i. Po uplynutí p lán ované doby činnosti družice (6 m ěsíců ) p raco v aly oba exp erim en ty uspokojivě, i když citlivost k am er se poněkud snížila. Odborníci NASA proh lásili, že za jediný m ěsíc čin n osti této družice bylo získáno d v acetk rát v íce „UV in fo rm ací11, než se podařilo nashrom áždit za 15 let rak eto v ý ch pozorování. Proto se p o čítá s dalším i sta rty dru­ žic OAO leto s v létě a v ro c e 1971. Miloslav

D r u c k m ii 11 e r :

KOMETA B E N N ET T 1 9 6 9 Í Výzkumu kom et se v poslední době věnuje zn ačn á pozornost, neboť jejich studium může dát odpověď na četn é dosud nezodpovězené o tá z ­ ky, tý k ající se m eziplanetárn íh o p rostoru. Studium se opírá zejm éna o fotom etrii, k terá je dnes již neoddělitelnou so u částí výzkum ných m e­ tod. Svědčí o tom i X III. zased ání M ezinárodní astro n o m ick é unie v ro ce 1967 v Praze, jejíž XV. kom ise [F y zik a k o m et) doporučila v y p raco v at izo tofotom etrick ý a tla s kom et. Tohoto úkolu se u jala o b servatoř v Tautenburgu, k terá izofom etrickou m etodou zp raco v ala p řes 300 origin áln ích snímků kom et z r. 1902 až 1967, p ořízen ých na h v ězd árn ách zem í celéh o světa. T ato v ěd eck á p rá c e byla vydána k oncem m inulého roku pod n á ­ zvem „Iso p h o to m etrisch er A tlas der K om eten“ (a u to ři W. H oegner a N. R ich ter). Kom etová sek ce při brněnské h vězdárně vedena snahou ú častn it se výzkumu kom et, zam ěřuje svoji čin n ost na získ án í sérií izo fo to m etrick ých obrazů jasn ějších j^omet. V poslední době se zabývala fo to g ra fo ­ váním jasn é k om ety B enhett, jejíž-Ěva^sním ky u veřejňujem e na 3. str. obálky. Ze získ an ých sním ků se zhóffivsji pak izofoty, k teré lze získat za použití n ěkolika metod. Jsou to: (1 ) postupné bodové m ik ro fo to m etrick é p rom ěřován í negativů, (2 ) sestro jen í fo to m etrick ý ch řezů m ikrofotom etrem a jejich d o d ateč­ né g rafick é zp raco v án í v izofoty, (3 ) získ án í fo to g ra fick ý ch ekvidenzit s využitím S ab attierova efek tu .* První dvě m etody jsou zn ačn ě časo v ě n á ro čn é a p racn é, nehledě k to ­ mu, že fo to elek trick ý m ik ro fo to m etr je zařízení n ákladn é a am atérů m nedostupné. Z těch to důvodů použili jsm e k sestro jen í izofot fo to g ra ­ fick ý ch ekvidenzit s použitím Sabattierova efektu, jak je vidno z p řilo ­ žen ých izofotom etrick ý ch obrazů (obr. 1 a 2 ). Při použití té to ek vid enzitom etrick é m etody m ěli jsm e potíže s vol­ bou vhodného fo to g rafick éh o m ateriálu , a to jak pro získání sam ot* Viz napf. J. K u b al: „Základy fotochem ie1'. Academia, Praha 1969, str. 166—167.

Obr. 1. E k v id en z ity k o m e t y 1969 i, z ís k a n é z e s n ím k u , p o ř íz e n é h o 6. 4. 1970; e x p o z ic e o d 3 h o d . 36 m in. d o 3 h o d . 46 m in. lna m a te r iá lu ORWO NP 22. (M. D ru ckm íiU er a Z. O k á č .l

Obr. 2. E k v id en z ity k o m e t y 1969i z ís k a n é z e sn ím k u , p o ř íz e n é h o 13. 4. 1970; e x p o z ic e o d 1 h o d . 47 m in. d o 2 h o d . 12 m in. n a m a te riá lu ORWO NP 22. (M. D ru c k m iiller a Z. O k á č.)

ných ekvidenzit, tak' 1 pro p řekopírování. Pro vlastní zhotovení ekvidenzit se n ak o n ec ukázal jako nej lepší m ad arsk ý fo to g ra fick ý papír FORTE u ltratvrd ý, k terý um ožňuje získání d o statečn ě ten k ý ch linií i při n ízk ých dávkách osvitu. Pro kopírování bylo zp očátk u použito film u FOMA R epro P, k terý však pro svoji n ed o staču jící tvrdost — gam a o k o ­ lo 4 — nevyhověl všem potřebným požadavkům . N ejlepších výsledků při dalším kopírování bylo dosaženo při použití m ateriálu FOMA R epro N 6p — g am a okolo 6 — , k terý byl nedávno uveden na trh . Zvládnutí této m etody vyžaduje velkou p ečlivost a p řesn ost. N ení-li ú zkostlivě dodržován stan oven ý p racovn í postup, nejsou výsledky reprodukovatelné a n elze jich pro další p rá ci použít. Kom etová se k ce při brněnské h vězdárně v so u časn é době dále z p ra ­ covává m ateriál získaný fotografován ím jasn é k om ety Bennett a hodlá z něj vytvořit celou sérii izo fo to m etrick ý ch obrazů této kom ety. Ráda by sp olu p raco vala v této oblasti s některou další lidovou hvězdárnou, na k teré by se našli zájem ci o tuto problem atiku.

Zprávy K 25. v ý r o č í o s v o b o z e n í Č e s k o s lo v e n s k a b y l o u d ě le n o m in istrem k u ltu ry CSR č e s t n é u z n á n í F. K a d a v ém u , ř e d it e li S t e fá n ik o o y h v ěz d á rn y v P ra z e v. v a p r o f. d r. O. O bů rkov i, ř e d it e li h v ěz d á rn y a p la n e t á r ia v B rn ě. R e d a k c e o b ě m a v y z n a m en a n ý m č ien ů m r e d a k č n í r a d y Ř íše h v ěz d s r d e č n ě b la h o p ř e je .

K om eta

B e n n e t t 2. IV. 1970, M a k s u t o v o v a k o m o r a e x p . 10 m in . /A . M r k o a ) .

400/500/1030 mm,

K o m e t a B e n n e t t 12. IV. 1970, e x p . 8 m in . r e f l e k t o r e m 1 0 0 0 /3 9 5 0 m m ( n a h o ř e ) a M a k s u t o v o v o u k o m o r o u ( d o l e ) IA. M r k o s / .

K o m e t a B e n n e t t 9. V. 1970, e x p . 21 m in . r e f l e k t o r e m 100 0/3 950 m m a M a k s u t o v o v o u k o m o r o u ( d o l e ) . (A. M r k o s . j .

Inahoře)

K om eta

B e n n e t t 7. V. 1970, M a k s u t o u o v a k o m o r a 4 0 0 / 5 0 0 / 1 0 3 0 m. e x p . 22 m in . /A . M r k o s j .

Co

n o v éh o v astronomii V O D Í K O V Ý

o b a l

k o l e m

Z ačátkem dubna 1970 usku tečn ili pracovníci Goddardova střed isk a NASA pozorování kom ety Bennett (1969i) v u ltrafialovém oboru. Použi­ li k tomu detektoru zářen í v čá ře Lym an -a n a družici OGO 5. D etektor byl vyvinut na p ařížské universitě pod vedením prof. J. E. Blam onta. O rien­ tačn í systém družice byl řízen tak, že osa d etektoru L-a přech ázela přes ko­ metu v n ěk olik a řezech. Tak byly z ís­ kány kom pletní mapy kom ety v uve­ dené vodíkové čáře. Z předběžné a n a ­ lýzy vyplývá, že kom eta je obklopena rozsáhlým vodíkovým obalem o p rů ­ měru a si 12 m iliónů kilom etrů a prof. Blam ont d ále zpracovává výsledky z ís ­ kané 1. a 2. dubna, je to již druhý případ, kdy byl kolem kom ety pozo­ rován vodíkový oblak. Poprvé sled o­ vala tento jev družice OAO 2 kolem kom ety Tago-Sato-K osaka 1969g. OHON

K O ME T Y

Dr. R. L. W aterfieid sledoval podrob­ n ě ohon kom ety B ennett. Spolu s M. J. Hendriem , H. M organem a R. Sou­ thern získ al ve Woolstonu během osmi n o cí v první polovině dubna a pěti nocí v květnu řadu snímků s dlouhou expozici. Sním ky z dubna ukazují vý­ razný chvost II. typu, který byl p o­ m ěrný stálý , a krom ě toho, že se dělil na řadu d ifu zních ro zb íh ajících se proudů, měl nevýraznou strukturu. P ři n e jle p ších pozorovacích podmín­ kách dosahovala jeho délka 11°, p o­ zičn í úhel jeho střed n í čá sti se zvět­ šoval z 275° do 295°. Ve d nech 1. a 2. dubna se n a severním o k ra ji ohonu II. typu objevil jak ýsi hřeben o pěti tém ěř přím ých a úzkých paprscích délky 5° až 8° v pozičních úhlech od 281° do 298°. Dne 4. dubna byl pozorován v ýraz­ ný velm i zakřivený ohon I. typu, sm ě­ řu jící do pozičního úhlu 302°; vynořo­ val se v pravém úhlu ve vzdálenosti 75' od kómy ze severního o k raje oho­ nu IL typu. Ve vzdálenosti 6° od jád ra ohon I. typu slá b l a po d alších 2° se

k o m e t y

b e n n e t i

NASA hodlá usku tečn it pozorování kom ety B en n ett v u ltrafialovém obo­ ru také pom ocí družice OAO 2 . a m ož­ ná, že se použije i p lan etárn ích sond M ariner 6 a 7. Také posádka Apolla 13 m ěla tuto kom etu sledovat. Pro usku tečnění pozorováni družicí OGO 5 byl proveden složitý manévr tak, aby d etektor zářeni L -a sledoval kometu a zároveň zůstaly slu n ečn í panely družice orientovány na Slunce. V d o ­ bě pozorování byla kom eta 105 m i­ liónů kilom etrů od Země a družice, k terá se pohybuje po velmi protáhlé dráze, byla ve vzdálenosti 22 000 až 107 000 kilom etrů. Prof. Blam ont se domnívá, že vodí­ ková o bálka je sou částí každé kom e­ ty, a že ke třem klasický m složkám kom ety — jádro, kóma a ohon — bu­ de nutno p o čítat i čtvrtou — vodíko­ vou korónu. P au el K o u b s k ý B E N N E T T

1 9 8 3 i

rozkládal do šířky ve tvaru v ějíře k severním u o k raji desky. Dne 7. dub­ na s e ohon I. typu — tém ěř přímý, úzký v ějíř s nepravidelnou vnitrní strukturou — rozklád al do vzdále­ nosti 13,5° v pozičním úhlu 292° a s ohonem II. typu svíral úhel 10°. Dne 9. dubna se ze severn ího o k ra ­ je ohonu II. typu vynořil ve vzdále­ nosti 85' od jád ra kom ety v pozičním úhlu 302° chvost I. typu, podobný, ale slab ší než ohon ze 4. dubna. Ve vzdá­ len o stí 4° od jád ra s e slabě stáče l k jihu, pak se rozšiřoval a ohýbal s e ­ verním sm ěrem . Dosáhl celkové délky 11,5° a byl siln ě zakřiven. Ve dnech 10., 11. a 14. dubna byly na sn ím cích stopy ohonu I. typu velm i slabé, příp. nebyl z jiště n vůbec. Při n eobyčejně jasn é obloze 11. dubna rozeznal W aterfield chv ost II. typu prostým okem až do vzdálenosti 25° od kómy. Ve dneoh 4. a 6. května, kdy Země byla v blízkosti roviny oběžné dráhy komety, měl ohon I. typu přímý tvar a jeho d élk a byla 9°; v této době n e ­ byly zjištěny žádné náznaky proti-

chvostu, sm ěřu jícíh o ke Slunci, který byl u něk terých kom et pozorován (např. Arend-Roland 1957 III). Od 23. do 28. května byl ohon opět zakřiven, ale v opačném sm ěru než dříve; a je ­ ho délka byla asi 2,5°. Dne 26. května vybíhal až do středu chvostu siln ý a DAL§I

k o m e t a

k r e

Kreutzovu skupinu tvoří něk olik ko­ m et, které se vyznačují tím, že při průchodu perlhelem p rocházejí v n e ­ o byčejn ě m alé vzdálenosti od Slunce. P atří sem kom ety 1668, 1843 I, 1872, 1880 l, 1882 II, 1887 I, 1945 V II, 1963 V a 1965 V III. Další kom eta této sku ­ piny byla objevena leto s; dostala předběžné označení 1970) a jm éno po prvních o b jev itelích W hite-O rtiz-B cle lli. Jak tomu u kom et Kreutzovy sk u ­ piny bývá, m ají v době kolem prů cho­ du přísluním velké jasn o sti vzhledem ke zm íněné m alé vzdálenosti perihelu. Výjim ku po této strá n c e netvořila ani kom eta 1970f, i když první o b je ­ vitel ji nalezl až čtyři dny po prů­ chodu přísluním . S objevem jasných kom et bývají vždy větší čí m enší zmatky, nalezne je totiž více pozoro­ vatelů, někdy an i ne astronom ů, a pak bývá někdy těžké určit, komu p atří priorita. Jak známo, kom eta může být pojm enována pouze po prvních třech o bjev itelích . H istorie objevu kom ety 1970f je po­ dle IAUC 2246 a násl. ve stručnosti takováto: Dne 21. května oznám il dr. H arley Wood z hvězdárny v Sydney cen trále pro astronom ické telegram y M ezinárodní astronom ické unie v Cam­ bridge (U SA ), že G. L. W hite (W ollongong Univ., Nový Jižní W ales) objevil 18. května jasnou kom etu v Hyádách v souhvězdí Býka, jihovýchodně od S lu nce; objev však nebyl ověřen. Ně­ kolik hodin po telegram u dr. Wooda došla do cen trály zpráva, podle níž p i­ lot Air France E. Ortiz objevil dne 21. května kom etu jasn osti 0,5— l,0 m Z m ísta, vzdáleného asi 400 km vý­ chodně od Tananaríve (M algašská re ­ p u blika). Polohy kom ety byly oběma objev iteli udány pouze hrubě. Cen­ trála IAU proto rozeslala žádosti o další potvrzení objevu do A rgentí-

přímý paprsek. Další paprsek, spíše difuzn ější, byl pozorován vně konkávního o k raje prachového ohonu; s prv­ ním paprskem svíral úhel asi 20°. Dne 28. května byly zjištěn y četn é jem né přím é paprsky, ro zk lád ající se více či méně sym etricky v širokém vějíři. TZOVY

SKUPINY

1970f

ny, Jižní Afriky, A ustrálie a na Nový Zéland. Jelik ož W hiteova pozorování naznačovala rychlý pohyb východním sm ěrem , pokusili se kom etu nalézt ta­ ké na Florid ě (K. Simmons a K. S w eetsir) a v Arizoně (E. Roemerová a d a lší); pokusy nebyly úspěšné. Po více než dva dny žádná další zp rá­ va o kom etě do cen trály nedošla, až B. Mintzová (U. S. Naval Obs.) před a­ la zprávu V. M. B lan ca (C erro Tololo In teram erican O bs.), podle níž C. Bole lli objevil 21. května jasnou kom etu, je jíž kóm a byla však pod obzorem. Během n ásled u jících dvou večerů by­ ly na hvězdárně Cerro Tololo získ á­ ny přibližné pozice; kom eta byla mno­ hem západněji, než nazn ačovala ex­ trap o lace z prvních pozorování. Zhru­ ba v téže době došla do cen trály zpráva z Q ueenslandské astronom ick é sp olečnosti (N ew ell), že pozorují ko­ metu nalezenou W hitem od 19. kv ět­ na. Později došly je š tě další zprávy o nezávislých objevech i p řesn ější po­ zorování z řady hvězdáren. Z tě ch ­ to pozorování vypočetl dr. B. G. Marsden (Sm ithson ian A strophysical Obs.) předběžné parabo lick é elem enty d rá ­ hy kom ety: T = 1970 V. 14,557 EC o> = 64,925° I Q = 340,253° > 1950,0 i = 141,055° J q = 0,00981 Z těch to elem entů, i když dosti n e ­ jistý ch , je jasn ě vidět příslušnost ko­ mety 1970f ke Kreutzově skupině; ko­ meta procházela perihelem v poled­ ních hodinách (SČ ) dne 14. května a byla v tuto dobu vzdálena od Slun­ ce pouze asi 1,5 m iliónu kilom etrů. Pohybuje se po dráze skloněné k ro ­ vině ekliptiky o úhel 39° zpětným sm ěrem . Ještě dodejm e, že W hite objevil ko­ metu triedrem 1 2 X 5 0 ; dne 18. května

m ěla kóma stelá rn í vzhled, je jí Jas­ no st byla 1—2m a byl pozorován Ohon délky asi 1°. Dne 20. května m ěla ko­ m eta jasn o st 2m a ohon delší než 10°. Mezi 2 3 .- 2 6 . květnem dosáhl ohon délky 15— 20°, jasn o st kómy udávali různi pozorovatelé mezi 1— 5m. V prv­ ních červnových d nech m ěla kom eta jasn o st podle hrubých odhadů mezi NOVA

C Y G NI

Dr. F. M. Stienon (W arn er and Sw asey O bs.) oznám il objev nové hvěz­ dy v souhvězdí Labutě. Nova byla ob­ jev en a 8. června t. r. asi 3° sev ero ­ východně od hvězdy e. Cygni a měla jasn o st (fo to g ra í.) 11,8™. Byla n a le ­ zena na d esce, exponované 61cm Schm ídtovou kom orou s objektivním hranolem a ve spektru byly patrné ja sn é a širo k é em isní čáry Balm erovy sé rie vodíku a slab é sp o jité spek­ trum. Stienon uvedl, že v době objevu byla zřejm ě jasn o st novy asi o 3— 3,5m menší než v maximu, a že na snímku, exponovaném 7. května, jehož mezná velikost byla 16,5m, není hvězda pa­ trná. Dr. Ch. Bertaud z hvězdárny v Paříži-M eudonu sdělil, že nova byla n a ­ lezena na dvou sním cích, exponova­ ných Schm ídtovou komorou. Na desče exponované 27. května t. r. měla ja sn o st 9,8m a 2. červn a 10,3®. Na sním ku z 9. prosince m. r. nalezena nebyla a je jí jasn o st m usila být m en­ ší než 15m. Dr. L. Kohoutek n alezl novu na fo to grafiích , exponovaných velkou A U T O M A T I Z A C E

V

Za příznivých podmínek se mohou Schm ídtovou komorou střed n ích ro z­ měrů zachytit v n ěk olika m álo m inu­ tách obrazy desítek tisíc hvězd. Z ta ­ kovýchto snímků se dají zjistit m no­ hé údaje, jak o např. rozložení m ezi­ hvězdné hmoty, pohyby, jasnosti a teploty hvězd. V praxi bývá prom ě­ řen í desek daleko nad síly n e je n dnes e x istu jících m ěřících p řístrojů , ale i pom ocného personálu, a tak se a stro ­ nomové musí obvykle sp okojit s pro­ m ěřením je n n ěk olik a m álo se t vy­ braných hvězd. Nepoměr mezi množ-

t

5,5—9m. Kometa se v červnu velmi ry ch le vzdalovala n ejen od Slunce, ale i od Země, a tak je jí jasn o st — jak tomu u kom et Kreutzovy skupiny bý­ vá — v elice ry ch le klesala. V době průchodu přísluním m usila je jí ja s ­ nost být znaóná, kom eta nebyla však pochopitelně pro blízkost u Slunce pozorovatelné. J. B. 1 9 7D

Schmídtovou komorou hvězdárny v Hamburku. Na deskách z 5. listo ­ padu 1969 a 2. května 1970 m ěla ja s ­ nost v oboru B asi 18m, 24. května 9„4m a 9. června 10,6m. Na d alších pěti negativech, exponovaných v době od srpna 1969 do dubna 1970, je jich ž m ezná veliko st je 17,5— 18,0m, nova nalezena nebyla. Na sním cích Palom arského fo to g rafick éh o atlasu iden­ tifik ov al Kohoutek prenovu jak o hvěz­ du jasn o stí 18,l m v oboru B. Kohoutek také zm ěřil přesnou polohu novy (1950,0): a = 20h50m46,364s 6 = + 35°48'02,04" Podle C. Y. Shaoa (H arvard College Obs.) byla jasn o st novy m ěřena dne 15. června t. r. fo to ele k trick y : m agnituda v oboru V byla 10,95m a barevný index B— V byl — 0,08™. F o tog rafick é jasn o sti byly určeny ze snímků, k te ­ ré exponoval M. M attei na stan ici A gassiz: 30. května 9,8m a 15. června

10, 8™.

M axim ální jasn o sti — asi kolem 9m — dosáhla nova zřejm ě v druhé po­ lovině května t. r. J.B. OPTICKE

ASTRONOMII

stvím pozorovacího m ateriálu a mož­ nostm i je j zpracovat vedl sam ozřejm ě k pokusům využít obrovských kap acit počítačů na tomto polí. V Edinburgu byl tento pokus výjim ečně úspěšný: Snímky, exponované 40cm Schm idtovou komorou se vyhodnocují p o číta­ cím systém em E lllo t l 4130. To umožni­ lo ry ch le a velm i přesně nalézt o bra­ zy hvězd na fo tog rafiích a zm ěřit je ­ jic h pozice, veliko sti kotoučků hvězd a je jic h hustoty. V kvantitativním m ě­ řítku se fo to g rafick é desky proh lížejí ry ch lo stí odpovídající zhruba deseti

tispěch vedl k objednávce druhého p řístro je tohoto druhu pro G reen­ w ichskou hvězdárnu, kde má být in sta ­ lován p říští rok. Krom ě toho je n a ­ d ěje, že podobné p řístro je naleznou použití také v lék ařstv í a v průmys­ lu. P řístro j se označu je zkratkou GALAXY (G e n e r a l A u tom a tic L u m in osity a n d X Y), k terá nazn aču je, že jím lze m ěřit ja sn o sti a obě souřadnice, jc a y. E n d ea v o u r 29, 54 (19701

tisícům hvězd za hodinu. S kon stru k­ ci vyhodnocovací apartu ry se začalo a si před p ěti lety a p řístro j je v č in ­ no sti od března 1969. Nyní je v pro­ vozu s tá le a dokonce podává lepší vý­ sledky, než s e očekávalo. Až do k o n ­ ce m inulého roku jím byly získány — jak o č á st program u system atickéh o hledání nových hvězd — jasn o sti a barevné indexy a si 40 000 hvězd z m ě­ ření více než čtv rt miliónu stop hvězd zachycených na d eskách . Tento MAPY

S LUNEČNÍ

X). 31.

1969

FOT O SFÉRY

1970

110.

1.20.

* 40"•

-2 0 '-

i

1

- 2 0 '- Z

•

-

-4C r-

v. -

OTOČKA 1556

3tsy

300?

240'

<90*

ar t

1. to

1. 31

1970

60*

120"

-4 0 '-2 0 '-

t

i

...

t

O -2 0 '-

•>

...

*■* -

-

*

-4 0 '-'1—1 "T 31 0 ’

f

*

OTOČKA 1557 jo t r

240*

so *

W

6cr

o

Mapy slu n ečn í foto sféry v o to čk ách č. 1556 a 1557 byly sestav eny podle denn ich kreseb Slu n ce Ú střední slovenské hvězdárny v Hurbanovu a pozorovací L. S c h m íe d sta n ice v Kunžaku. TLOUŠŤKA

SATURNOVÝCH

Pod stejn ým názvem jsm e re fe ro ­ vali v RH 1/1970 (str. 21) o m ěření tloušťky Saturnových prstenců v roce 1966 ve F ra n cii. S tejn ý m úkolem se zabýval i R. I. Kíladze na Abastum anské astro fy zik áln í observatoři (G ruzínská S S R ). Z fo to g rafick ý ch sním ků exponovaných v lOm ohnisku

PRSTENCŮ

70cm m eniskového dalekohledu určit tloušťku prstenců 1,42 ± 0,49 km, což je asi poloviční hodnota, než udávali A. Dollfus a I. H. F o cas. Podle Kiladzeho prošla Země rovinou prstenců 28. říjn a 1966 ve 22,3h ± 0,8^ a 18 prosince 1966 v 6,3h * 3,3h (č a s střed o­ evropský]. J- B.

V mezihvězdném prostoru byla radioastronom icky zjištěn a d alší m ole­ kula — kyanovodíku /H C N ). Podle zprávy dr. W. E. Howarda (N ational Rádio Astronomy O bservátory) objev u činili D. Buhl a L. E. Snyder. Em is­ n í čára HCN o vlnové d élce 3,4 mm (88,6 GHz) byla n alezena v g a la k tic ­ kých zd rojích W 49, W 51, W3. Ori A, DR 21 a. v oblasti am oniakového obla­ ku v S g r A. V uvedených zd rojích byla HALEDVK

kyanovodíková čára pozorována po­ prvé 1. června t. r. jedenáctim etrovým rad ioteleskopem na K itt Peaku. Čára HCN zdroje Ori A jeví tutéž rad iální ry ch lo st jak o čára ky sličn íku uh eln a­ tého (viz ŘH 6/1970, str. 116), u o sta t­ n ích zdrojů dopplerovský posun Cáry HCN přibližně odpovídá posunu ab­ sorpční čáry m ezihvězdného form aldehydu. 1AUC 2251

OBSERVATOŘE

Podle oznám ení C aliíornia Institute of Technology a G arnegie Institution ve W ashingtonu m ají od ledna t. r. hvězdárny na Mt. W ilsonu a na Mt. Palom aru nové sp o lečn é jm éno: Haleovy-observatoře. Byly tak pojm eno­

vány na počest G. E. H alea (1868 až 1938), zak lad atele tří velkých am e­ rick ý ch hvězdáren. Haleovo jm éno n e ­ se i pětim etrový re fle k to r na Mt. Pa­ lomaru. Ředitelem H aleových hvězdá­ ren je H. W. Babcock. S&T 3 /1 9 7 0

ZLEPŠENĚ ELEMENTY N Ě K T E R Ý C H MALÝCH P L A NE T E K Jm éno dr. K. Zilkow ského jsm e do­ sud m ěli možnost poznat z četných p rací o zlepšování a výpočtu drah k o ­ m et a um ělých družic. V poslední do­ bě se však věnuje zajím avé p ráci na zlepšování drah a výpočtu efem erid ztracen ých planetek. V A cta Astronom ica (18, 4, 568) u v eřejn il opra­ vené dráhy a efem eridy' p lan etek 457 A llegheia, 1038 Tuckia, 1161 T hessa­ lia a 1297 Quadea. Výpočty byly pro­ vedeny na p o čítačích URAL 2 a GIER na podkladě všech dosavadních pozo­ rování těch to p lanetek, k te ré byly soustředěny v Ústavu te o re tick é a stro ­ nom ie v Leningradu. Při výpočtech se bral ohled na p ertu rbace všech vel­ kých p lanet krom ě Pluta. Výsledkem jsou n á sled u jící elem enty: 458 A llegheia: E pocha a osk u lace: 1967 I. 30,0 EC T q e a P n M
= = = = = = = = =

1966 111. 6,98993 EC 2,5565149 0,17411446 3,0954833 5,44619 r o k u 651,49918" 59,54161° 10,02713 130,15687

Q =

249,94525

ar =

20,10212

i =

12,94015

1038 Tuckia: Epocha 1967 I. 30,0 EČ r <3 e a P Ti M ? £l> Í2 7T i 1967

= = = = = = = = = = = =

a

o skulace:

1963 III. 10,36621 EC 2,9969114 0,23802749 3,9330965 7,80013 r o k u 454,88821" 179,63457° 13,77015 308,15927 58,25195 6,41123 9,25550

. T h essalia: Epocha a oskul 1. 30,0 EC T = 1969 II. 9,88193 EC <2 = 2,8171721 e = 0,10838690 a = 3,1596352 P = 5,61637 ro k u n = 631,75858" M = 229,80825° 6,22234 9 = w — 301,08123 72,98910 a =

14,07034 9,39801 1297 Quadea: Epocha 1967 I. 30,0 EC T q e a P n M p

= = = = = = = =

a osk u lace:

1964 tX. 17,05857 EČ 2,7941845 0,07450543 3,0191257 5,24592 r o k u 676,37069" 162,50584° 4,27281

OKAMŽIKY

a = 122,41623 a = 296,28965 X = 58,70588 i = 9,00826 V šechny planetky m ají bohužel vel­ mi malou jasn o st (od 15,5m do 17,5m), takže budou pro většinu p řístrojů n a ­ šich lidových hvězdáren nedostupné. M ají-li však někde dostatečn ě výkon­ nou komoru a zájem o sledování tě ch ­ to objektů, poskytne hvězdárna a pla­ netárium v H radci K rálové bližší inform ace. f. Ž idů

VYSÍLANÍ ČASOVÝCH V K V Ě T N U 1970

SIGNÁLU

OMA 50 kHz; OMA 2500 kHz; OLB5 3170 kHz; P ra h a 638 kHz (Čs. ro z h la s); DIZ 4525 kHz (N auen, NDR). — V ysvětlení ik tabulce viz ŘH 1/1970 (s. 23). Den 3. 8. 13. 18. 23. 28.

V. V. V. V. V. V.

J. D. 2440 + 709,5 714,5 719,5 724,5 729,5 734,5

OMA 50 OMA 2500 0000 0000 0000 0000 0000 0000

0000 0000 0000 0000 0000 0000

OLB5 0012 0012 0012 0012 0012 0012

Praha 0000 0000 0000 0000 0000 0000*

DIZ" TU2-TUC TU1-TUC 9998 9999 9999 9999 9999 9999

9790 9780 9770 9760 9750 9740

9521 9498 9477 9459 9445 9435

* 26. května večer a 27. května ráno s e sig n ál n ev ysílal. ** Ve vysílán í stan ice DIZ je zakódován okam žitý rozdíl T U 2-T U C zdvoje­ ním časového impulsu příslušného u rčité sekundě n. Je -li zdvojen impuls pro 1. až 25. sekundu, je TU2 - TUC = + n . 20 m s ; je -li z dvojen impuls pro 35. až 60. sekundu, je T U 2-T U C = — (60tTC). 20 ms. V. P tá č e k

Ú k a z y na o b l o z e v z á ř í S lu n ce vychází 1. září v 5 h14m, z a ­ padá v 18h45m. Dine 30. září vychází v 5h57m, zapadá v 17h42m. Během září se zkrátí d élk a dne o 1 hod. 46 min. a polední výška Slu nce nad obzorem se zm enší o 11°. Dne 23. září v l lh 59m17s vstupuje Slu nce do znam ení Vah; v tento okam žik n astáv á podzim­ ní rovnodennost a začín á astro n o m ic­ ký podzim. V n o cí 31. srp n a/ l. září bude p rstencové zatm ění Slu n ce; úkaz je pozorovatelný v jižním Tichom oří, u nás nebude zatm ění viditelné ani jak o částečn é. M ěsíc je 8. září ve 21h v první čtvrtí, 15. září ve 12h v úplňku, 22. září v l l h v poslední čtv rti a 30. září v 16h v novu. V přízem í bude Měsíc 14. září, v odzemí 27. září. Během zá­ ří nastanou konjunkce M ěsíce s těm i­

to planetam i: 2. IX. ve 12h s M erku­ rem , 3. IX. ve 14h s Uranem, 5. IX. v 5h s Venuší a téhož dne v 17h s Ju­ piterem , 7. IX. v 16h s Neptunem, 19. IX. v 19h se Saturnem , 29. IX. v 0h s M arsem a tentýž den v 3h opět s M er­ kurem . Dne 8. září v 9h n astan e apuls A ntara s M ěsícem a 27. září ve 12h apuls Regula s Měsícem. M erku r je 12. září v dolní k on ju n k­ ci se Sluncem a 28. září v n ejv ětší západní elon gací, při níž bude vzdá­ len 18° od Slunce. P lan eta bude vi­ d itelná koncem m ěsíce ráno před vý­ chodem Slu nce nízko nad východním obzorem. Dne 16. září vychází v 5h07m, 21. IX. ve 4 h29m, 26. IX. ve 4hl2m a 1. říjn a ve 4^18™. Během této doby se zvětší jasn o st M erkura z + 2 ,4 m na — 0,5m a fáze s e zvětší z „novu“

do „poslední č tv rti11. Dne 28. září je M erkur v přísluní. V en u še je pozorovatelná večer k rá tce po západu Slu nce nízko nad západním obzorem. Počátkem září zapadá «Om

36m

28m

2<m

20 m

16™

v 19h54'n, v polovině m ěsíce v 19^14™ a koncem září v 18h28m. Během září se zvětšuje ja sn o st Venuše z —0,4m na — 4,3m, fáze se zm enšuje z 0,5 na 0,3. Dne 1. září je Venuše v nejv ětší

12*"

O™

56H»

S2m

<8™

Xť*

40fn

1 C

a it

29 AoJř*

E

' u s

im

i

. j-2-A aiI

.

•

P

1 1

I s

•

C

E

S

.

J*«*

: \

*

L ■ —___ ____10 Jut. Juifl

yL 2 í f i L / ^ \

L i-o i

8 O ch 7 ’ ’ '■#" •

;

S S T —

4 56 78

27 Uf-.

17 Noy.

• l.

—

i

■

^ niaJJT^y' -------- A----

Obr. 1. D ráh a p la n e t k y C e r e s o d č e r v n a d o p r o s in c e 1970.

_____________ 3Í'__________ O"*

56m

52™

<4™

<0*"

36^

32™

20™

16m

12™

5301

r. 2. D ráha p la n e t k y fu n o o d s r p n a d o p r o s in c e 1970.

východní elon gaci, při níž bude vzdá­ lena od Slu nce 46°; v odsluní je 10. září a 14. září v l l h n astan e kon ju nk­ ce Venuše a Ju p itera, při níž bude Venuše 5° jižně. M ars je v souhvězdí Lva. P lan eta je po kon ju nk ci se Sluncem , k te rá n a­ sta la 2. srpna, v září v nevýhodné poloze k pozorování. Spatřím e ji až koncem m ěsíce rán o k rá tce před vý­ chodem Slu nce nízko nad východním obzorem. Vychází něk olik minut po 4. hod. a má jasn ost + 2,0® . Dne 30. září je M ars v odsluní. Ju p ite r se pohybuje souhvězdími Panny a Vah. Planetu můžeme pozo­ rovat jen večer k rá tce po západu Slun­ c e nízko nad západním obzorem. Po­ čátkem září zapadá ve 20h30m, ko n ­ cem m ěsíce již v 18h46m. ju p ite r má jasn o st a s i — l,3 m. S aturn je v souhvězdí Býka a je nad obzorem od v ečern ích hodin. P očát­ kem m ěsíce vychází ve 21h19m, kon­ cem m ěsíce již v 19h23m. ja sn o st Sa­ turna se během září zvětšuje z +0,3™ na + 0 ,1 “ . U ran, N eptun a P lu to jsou pro blíz­ kost u Slu nce nepozorovatelné. Dne 20. září nastává kon ju nk ce Pluta se Sluncem . P la n e tk y . Asteroidy Ceres a Juno se blíží do opozice se Sluncem . Můžeme je vyhledat, n ejlép e fotograficky, po­ m ocí orien tačn ích mapek na obr. 1 a 2 (podle L’A s tro n o m ie). V polovině září má Ceres jasn o st (fo to g r.j 7,9m a Juno 8,5m. V izuálně jsou obě pla­ netk y a si o 0,7m jasn ě jší. M eteo ry . V září má maximum čin ­ n osti několik nepravidelných a s la ­ bých m eteorických ro jů : Aurigidy v noci 31. V III./ l. IX., Gruidy 5./6. IX., Sculptoridy 8./9. IX., Piscidy 11. IX. a zářijov é Perseidy 16./17. září. Maxima jsou vesm ěs ostrá [ trvání pouze 1— 2 d ny). J. B.

OBSAH: M.

Kopecký:

Tvar

m otýlkových

diagramů skvrn a d iferen ciáln í ro ­ tace Slunce — M. Grlin a P. Koubský:

N ěkteré

výsledky

astronom ické

observatoře

Oběžné —

M.

Druckm ulier: Kometa B ennett 1969i — Zprávy — Co nového v astro­ nomii — Úkazy na obloze v září CONTENTS M. Kopecký: B utterfly Diagram and D ifferential Rotation of tbe Sun — M. Grtln and P. Koubský: Some Resu lts from Orbiting Astronomical Observátory

—

M.

D ruckm iiller:

Co m et B en n et t 19B9Í — Notes — News in Astronomy — Phenomena in Septem ber

COflEPJKAHHE M.

KoneukH:

A harpaMMa

tíadoHeK

M ayH jie p a h flH(J)i})epeHUHajibHoe BpaUifcHHe

CojiHua

K o y 6 cKn:

—

M.

TpioH h 17.

HeKOTopbie pe3yjibTaTbi Ha

OpCiHxa.ibHofl

aCTpOHOMHlieCKOÍi

06 -

cepBaTopHH — M. flpyKMioJiJiap: KoMeTa —

EeHHerra

M TO

H O B O ro

.íieH H H

Ha

1969i — B

CoofimeHHa

aC TpO H O M H H

H e6e

b

—

3 b-

ceH T H Ó pe

Říši hvězd řídl redakční rad a: J. M. Mohr (vedoucí red .), Jiří Bouška (výkon red .), I. Grygar, O. Hlad, F. Kadavý, M. Kopecký, B. Maleček, L. Mller, O. Obůrka, J. Štohl; taj. red. E. Vokalová, techn. red. V. Suchánková. Vydává ministerstvo kultury v nakladatelství Orbis, n. p., Vinohradská 40, Praha 2. Tiskne Státní tiskárna, n. p., závod 2, Slezská 13, Praha 2. Vychází 12krát ročně, cena Jednotlivého výtisku Kčs 2,50, roční předplatné Kčs 30,—. Rozšiřuje Poštovní novinová služba. Informace o předplatném podá a objednávky přijímá každá pošta 1 doručovatel. Objednávky do zahraničí vyřizuje PNS — ústřední expedice tisku, odd. vývoz tisku. Jindřišská 14, Praha 1. Příspěvky zasílejte na redakci Rlše hvězd, Švédská 6, Praha 5, tel. 54 03 95. Rukopisy a obrázky se nevracejí, za odbornou správnost odpovídá autor. — Toto číslo bylo dáno do tisku 1. července, vyšlo v srpnu 1970.

o

K o m e t a B e n n e t t 2959;. N a h o ř e 6. IV. 1970, S o n n a r 1:4/3 00 m m , e x p . 10 m in. (K . R a u š a l ) , d o l e 13. IV. 1970, T r i o p l a n 4 , 5 / 3 6 0 m m , e x p . 10 m i n . /Z. O k á i a M. D r u c k m i i l l e r J . — N a .č t v r t é str. o b á l k y 13. IV. 1970, T e s s a r 4 , 5 / 5 0 0 m m , e x p . 60 m in . (). D r b o h l a v I

\ \V