N akladatelství Orbis, n. p. 1965

F o t o g r a fie J u p ite r a , z ís k a n é na h v ě z d á r n ě P ie du M idi / p o d le A n n a les ď A s tro p h y s iq u e , T. 28, N o 2, 1 9 6 5 ): n a h o ř e z 23. XI. 1964 (0*25™ S E C ), d o le z 25. XI. 1964 1 1 ^05^). N a p rv n í s tr a n ě o b á lk y je f o t o g r a fi e z 25. XI. 1964 ( 23h24m) ; u p r a v é h o o k r a j e f e p a trn ý stín m ě s íč k u E u ro p a . I K e z p r á v ě n a str. 222.)

© — N a k la d a te lstv í O rbis, n . p. — 1965

Říše hvězd

Konrád

R o č . 4 6 ( 1 9 6 5 ) , č. 11

BeneS:

P O V R C H M A R S U VE S V Ě T L E T E O R I E A V Ě D E C K Ý C H POZNATKŮ SONDY M A R I N E R 4 Pro areologii — nauku o M arsu — m ají výsledky am erick é sondy Marin er 4 jed in ečn ý význam . Ze v šech in form aci, k te ré byly zpřístupněny, vyplývá, že ce lá o p e ra ce proběhla úspěšně, ať už šlo o výzkum fyzikálněch em ick ých v lastn o stí M arsu a jeho okolí, či o stru k tu rn í výzkum jeho povrchu. Celá ak ce byla o to zajím avější, že již v květnu toh oto roku probíhala v Leningradě m ezinárodn í k o n feren ce o p roblém ech p lan eto ­ logie, k te rá se zabývala širokou problem atikou vývoje, složen í a stavby vn itřn í skupiny p lan et n aší slu n ečn í soustavy (m ezi jiným i M arsu ). Na len in grad sk é k o n feren ci byla věd eckým i p racovn ík y ze SSSR (K a tte rfeld — Chain— Chodák) a z ČSSR (B e n e š) vyslovena te o rie o evoluční řad ě p lan etárn ích tě le s, k te rá před pok lád á u rčitá vývojová stád ia planet od tě le s s pom ěrně jednoduchým (n ap ř. M ěsíc) až po tě le s a s d iferen ­ covaným a geolog ick y velm i složitým povrchem (n ap ř. Z em ě). Podle uvedené k on cep ce pevniny a o ceán y nebo m oře m im ozem ských p lanet n ech áp em e jak o geoek vivalen tn í ú tv ary . Rozdíly v konkrétním obsahu a sm yslu tě ch to pojmů jsou dány zvláštním i a odlišným i podm ínkam i k osm ick o-geologick éh o vývoje jed n o tlivý ch p la n e tá rn ích těles. Při a n a ­ lýze jejich povrch ových stru k tu r m usím e m ít na z ře te li to , že p lanety se od sebe navzájem liší řad ou znaků, z nichž jako význam né považujem e rozdíly v m nožství je jich h m oty, velikosti a vnitřním režim u te rm o ­ dynam iky a en erg etik y . Dále n esm ějí b ýt opom enuty zv láštn o sti a fak tory astron om ick é povahy, n ap ř. p ozice (vzd álen o st) p lan ety vzhledem k ce n t­ ráln í hvězdě, vývoj ro ta c e , zm ěn y tv a ru tě le sa s n í souvisící, p říto m ­ n ost nebo n ep řítom n ost satelitů , jejich velik ost ap. Při tom je jisté, že široký okruh zv láštn o stí a v lastn o stí p lanet se během jejich ex iste n ce postupně m ění, což vtiskuje c e lé n aší slu n ečn í soustavě c h a ra k te r slo ži­ tého systém u, v něm ž se vzájem n é vztahy a síly přeskupují a vyrov­ návají. Na zm íněné k o n feren ci byla rovněž ře č i o Marsu. Autorův příspěvek ch arak terizo val kůru (tzv. lito sfé ru ) té to p lan ety jak o p ro to p la n e tá m í (tj. vulkano-m agm atogen n í) soustavu, k te rá , je svým geologick ým v ý ­ vojem bližší povrchu M ěsíce a M erkura n ež povrchu Zem ě. Fy zik álněch em ick é děje, g ra v ita čn í d ife re n cia ce lá te k probíhaly na M arsu v jedno­ dušší form ě, tak že se tu n ev y tv o řil složitý typ lito sféry , jak ý m ám e např. na n aší plan etě. Podobné n á z o ry sdíleli i so v ětští odborníci, jak bylo p atrn é z obsahu vstupního re fe rá tu zm íněné k o n feren ce. D okum entace povrchu M arsu získaná v če rv e n ci t. r. am erick ou sondou M ariner 4 je

v souladu s uvedeným i te o re tick ý m i před pok lad y. N ěk teré sním ky vy­ slan é sondou k Zemi ukazuji, že podobně jako n a M ěsíci (a podle našeho předpokladu i n ap ř. n a M erkuru) existují n a p ovrch u M arsu kruhovité ( k rá te ro v ité ) stru k tu ry různé velikosti. Mimo vešk erou p ochyb n ost lze k rátery identifikovat n apř. v ob lasti A tlantis (viz ob r.) a při pečlivém studiu i n a n ěk terý ch d alších, pokud byly zp řístup n ěn y. (D okonce i sn í­ mek č. 1, k terý je zdánlivě n estru k tu rn í, vykazuje e x iste n ci k rátero vý ch stru k tu r.) P lan etárn í re lié f M arsu je podle všeh o budován tak , že tzv. pevniny (te r r a e ) zau jím ají výše položen á m ísta, zatím co tm avé oblasti (tzv. m oře — m aria) jsou v ázan á n a n eg ativ n í tv a ry re lié fu ,'tj. n a pánve, d eprese ap. (Jisté názvy se le n o lo g ick é term in o lo g ie se p a trn ě uplatn í i v případě M arsu.) Je d osti pravděpodobné, že podle m ěsíčn í an alogie „pevninský11 (sv ě tle jší) typ kůry je geo lo g ick y sta rší n ež typ kůry tzv. m oří. Za p rok ázan é lze považovat to , že n a povrch u M arsu n ejso u vy so ­ k ohorské systém y zem ského typ u (ja k je zn ám e z poledníkových p ásem a m erick ý ch nebo rovnoběžkových e u ro -a sijsk ý ch ), an i o ce á n y a m oře vyplněné vodou v k apalném stavu. Zdá se, že je rovněž nutno korigovat před stavu o pevninách jako o p íse čn ý ch pouštích. I když n ení v y řešen problém , do jak é m íry je p ro to p la n e tá m í (vu lk an o-m agm atogen n í) r e ­ liéf M arsu zach ován v původním stav u nebo do jak é m íry jeví znaky op otřeb ovateln osti a zm ěn druhotným i čin iteli, p ře sto je zřejm é, že velmi řídká atm o sféra tu zd alek a není ta k závažn ým exogen ním fak to rem jako na Zemi. A m erick é pram en y uváděly, že sním ky M arineru n ezach y tily na povrchu p lan ety h orsk á pásm a an i kontin enty, údolí ap. Těm to zprávám nesm í být rozum ěno ta k , jakoby Marsův reliéf byl n evýrazn ý a nestru k tu m í. M ars m á z ce la u rčitě nížiny, údolí, h o ry (zv láště p ohoří obloukovitého nebo kruhovitého typu) nejsou tu ovšem form y an alo g ick é po­ zem ským (o b r.). Z jištění a p otvrzení e x isten ce p ro to p la n e tá m í kůry n a M arsu (s vulkan om agm atogenním i fo rm acem i) je v ěd eck y n eobyčejně význam né. Mno­ ho stru k tu rn ích jevů zn ám ých z geologie M ěsíce lze o ček áv at i ve stru k ­ turním obrazu p ovrch u M arsu, co ž do zn ačn é m íry zbavuje tu to p lan etu její „záh ad n o sti". Ve sv ětle d nešn ích poznatků se jeví z ce la iluzorním tech n og en n í původ tzv. kanálů. T ento vjem byl produktem n e d o sta te č­ n ých tech n ick ý ch m ožností p ozorování a m á zřejm ě p řiro zen ý výklad v sam otn é stavbě povrchu p lan ety. Řada p lan etologů považuje úzká p á s­ m a za fenom ény tek ton ick éh o původu. Sním ky M arineru 4 n euk ázaly n ap ro ti tom u žádné stopy po k an álech . Velm i zajím avé je rovn ěž tvrzení a m erick ý ch odborníků o tom , že n a o k rajích če tn ý ch k rá te rů bylo pozo­ rováno n ěco, co připom ínalo n ám razu nebo zled ovatěn í. V podobné in te r­ p re ta ci by nebylo n ic n elogického. Pokud jde o původ k rá te ro v ý ch (kruhově p o ly g o n áln ích ) stru k tu r na M arsu, vyn oří se jistě znovu problém je jich vzniku, podobně ja k je tom u v selen ologii (n au ce o M ěsíci). Ve sk u tečn o sti jde o velm i zásad n í o táz­ ku, k te rá se tý k á význam u vn itřn ích sil p lan etárn íh o tě le sa jako p rin ci­ piálního fak toru, k terý ovlivňuje stru k tu rn í sty l jeho povrchu. Tzv. im paktní h ypotéza p o čítá více s účinkem v n ějších čin itelů , tj. s dopadem m eteoritů (nebo i astero id ) n a p ovrch p lan ety . V elká č á s t geologů dává před nost prvním u výkladu, i když n evylučuje m ožn ost vzniku n ě k te rý ch kruhových tvarů dopadem tě le s z vnějšího kosm ického p rostoru.

K rá ter o v ý v ý v o j o b ­ la s ti A tla n tis na M arsu ( p o k u s n ě in ­ te r p r e t o v á n o p o d le d o k u m en ta ce son dy M arin er i ) . Z jev n ě a prav děpodobn é k r á t e r o v é stru k tu ry jso u o z n a č e n y Šip­ k a m i. V e lk ý p o č e t k r á te r ů n en í na m a p c e z az n a m e n á n . V a ly k r á te r u A, B jso u t e k t o n i c k y l ú s e č k o v i t é lin ie ) p o ru š en y .

M ars, podobně jak o M ěsíc, m á n a svém p ovrchu obrovské m nožství k ráterů rů zn ých velik ostí. A m erick é pram eny h ovoří o tom , že n a sním ­ cích byly k rá te ry o p rů m ěru 4,8 do 120 km. Pravděpodobné je, že jsou tu k rá te ry je ště m enší i v ětší než u dané hodnoty. Je jich podrobnější zn a­ ky zatím n eznám e, neboť k v alita snímků nedovoluje ro zlišit jednotlivé stavební elem enty, n ap ř. c h a ra k te r v n itřn í p rsten co v é zony, strukturu dna, střed o vé sk ály ap. (P od le au to ro v a n ázoru je n a jednom snímku možno rozlišit k rátero vo u stru k tu ru i se středovou sk álou .) N eo ček áv á­ me, že by ty p y k rá te rů n a M arsu byly kvalitativn ě jiné než ty , k teré vi­ díme n a M ěsíci. Rozdíly tu však m ohou být (a p atrn ě jsou ) ve stupni je ­ jich zach ovalosti, v ý razn o sti, p orušení ap. Podle všeho jsou to struktury staré, i když jisté zák ony p osloupnosti jejich vzniku tu zřejm ě platí. Je jisté, že u tv ářen í p ovrch u m ělo fázový vývoj, tzn ., že tu budou stru k ­ tury nebo fo rm ace m ladší a sta rší. Není vyloučeno, že (sla b á ) vulka­ n ick á čin n o st existuje n a M arsu je ště v so u časn é době. V p od statě však asi jde o typ vyžité p lan ety a tě le s a v tzv. dorm an tn ím stadiu. V tom sm ěru je třeb a ta k é k o rig o v at ty n ázory, k te ré předpokládaly, že M ars se vyvíjel podobně jak o Země, že so u časn éh o čtvrtoh orn íh o stad ia bud je ště nedosáh l, nebo je již p řesáh l. Podm ínky zem ského v ý ­ voje však na M ars ap lik ovat n elze, led a jen ty , k te ré p latí pro ran á (p ro to p la n e tá m í) evoluční stá d ia p lan et. Z hlediska p lan eto lo g ie je M ars již třetím sro v n áv acím objektem se Zemí. A ukazuje se, že ani ta to p la n e ta n ení pro exp anzi lidstva vhod­ ným kosm ickým tělesem . P ro střed í — n eobyčejně nízký tlak, velmi řídké ovzduší jiného složen í než je zem ská a tm o sfé ra a c e lá řa d a d a l­

ších fak torů neum ožní vlce než jen výzkum ný pobyt člo v ěk a n a jeho povrchu. V ětší n ad ěje neposkytují ani jiné p lan ety n aší slu n ečn í sou­ stavy. E x iste n ce vysp ělé b iosféry na Zemi je zák onitým člán k em p okro­ čilého vývoje p lan ety, k te rá p ro šla za 4,5 m iliard y le t stád iem kosm ogon ick ým , p ro to p la n e tá m ím (v u lk an o-m agn atogen n ím ) a d ospěla až do etap y geosyn k lin áln ě platform n í. Petr

Lála:

P R Ů B Ě H L E T U K O S M I C K É S O ND Y MARINER 4 A m erick á kosm ick á son d a M ariner 4, k te rá v če rv e n c i 1965 úspěšně sp lnila svůj úkol při p rů letu kolem M arsu, byla vyp uštěna z Cape Kenn edy 28. listop adu 1964. N osná ra k e ta A tlas A gena D s ta rto v a la v 1 5 h 2 2m0 1 s SEČ. Po 5 m in u tách letu došlo k od dělení k ry tu a tím byla p ře ­ k on án a p řek ážk a, k te rá zm ařila let M arineru 3. Tehdy (5. listopadu 1964) se o ch ran n ý k ry t poškodil a znem ožnil od dělení sondy od ra k e ty a rozvin u tí p anelů se slu nečním i b ateriem i. P osled ní stupeň — ra k e ta A gena D — byl poprvé uveden v čin n o st 6 m inut po sta rtu a fungoval 2 m inuty. R ak eta se sondou s e d o sta la na p ark o v ací oběžnou d ráh u kolem Země ve výši 197,63 km. Po 32 m inu tách letu se trv a čn o stí, když se ra k e ta d o sta la do u rče n é h o bodu, byl n a 2 min. 27 sek. znovu zapnut m otor, k terý udělil son dě ry ch lo st 11,449 k m /sek — pouze o 3 m /sek v íce než bylo stan o v en o . M ars byl v době sta rtu vzdálen od Země 205,51 mil. km a podle m ěřen í pozem ních sta n ic by son d a p ro lé tla bez k o rek ce dráh y ve v zd álen o sti 243 000 km od p la ­ n ety. Po d osažen í stan o v e n é ry ch lo sti se so n d a oddělila od ra k e ty , k te rá se o to čila o 180° a byla zbrzděna m alým i m o to rk y . Tím se zab rán ilo p ří­ p adné srá ž ce ra k e ty s M arsem a hlavně šp a tn é o rie n ta c i M arineru, k terý by ra k e tu m ohl zam ěn it za Canopus. R ak eta a son d a se pohybují po o d lišn ých oběžných d ra h á ch kolem Slunce. K rátce p řed oddělením od ra k e ty v letěl M ariner 4 n a 12 minut do stínu Zem ě. Po oddělení se h ydraulick ým zařízen ím ro zev řely slu n ečn í p an ely a uvolnila p lošinka n esoucí telev izn í k am eru (a s i 45 m inut po s ta r tu j. K rom ě to h o se e le k tro n ick á a p a ra tu ra uvedla do plného Chodu (v y síla č z a č a l p raco v a t n a plný výkon, byly zapnuty m ezip lan etárn í m ěřicí p řístro je, za ča lo fu n govat p ro g ram o v ací zařízení a td .j. Sonda z a ­ č a la ro to v at, aby mohl být k alibrován m a g n e to m e tr. Po vylétn u tí ze stínu Zem ě z a ča l p ra co v a t sy stém , o rie n tu jící p an ely n a Slu nce. V 1 6 h31m SEČ byla p odélná osa sondy o rie n to v á n a n a S lu nce (16 m inut po rozevřen í p an elů ). Kolem té to osy m ohla son d a zatím voln ě ro to v at. Povel k úplné stab ilizaci sondy vydalo p ro g ra m o v a cí zařízen í 16 hod. 37 m in. po sta rtu . Podle plánu m ěl hvězdný d e te k to r n a lé z t hvězdu Canopus n ejd éle za 75 m inut. Po 8 m in u tách z a ch y til d e te k to r sv ě tlo hvězdy A lderam in (a C ep), ale p rotože bylo p říliš slabé, brzy o rie n ta c i z tra til. Sonda se o tá č e la kolem p odélné osy d ále a po 107° z ach y tila hvězdu Regulus (a L e o ). C elková doba h led ání byla 6 hod. 28 min.

V šechny ty to úkony p ro v ed la son d a au to m atick y a vědci s tech n ik y v řídícím středisku Je t Propulsion L ab o rato ry v P asad en ě rozhodli, že nesprávnou o rie n ta ci op raví až po jednom dni letu. Dne 30. p ro sin ce v 1 0 h1 4 m SEČ byl vyslán povel DC-21, aby son da z a ­ ča la znovu h led at sp ráv n o u hvězdu. Když se o to čila o 60°, z a ch y tila hvězdu N aos (? Pup) a m usely být vyslán y d alší dva povely p ro p o k ra­ čován í ro ta c e , než ve 1 2 h0 0 m SEČ d e te k to r z a ch y til Canopus (a C a r). O tom , že m íří n a sp rávn ou hvězdu, sv ěd čil jednak vyslan ý údaj o in ten ­ zitě zach y cen éh o sv ě tla , jed n ak to , že pom ocný d e te k to r re g istro v a l světlo Země. Od za čá tk u h led án í se M ariner 4 o to čil celk em o 293° kolem podélné osy. Nyní byla son d a ve sp ráv n é leto vé poloze, vzdálena 611 600 km od Země a její ry ch lo st vzhledem k ní byla 3,29 km /sek. Aby byly sp ln ěn y všech ny úkoly letu, bylo třeb a, aby M ariner 4 d o ­ sáhl elipsovité cílo vé o b lasti o šířc e 11 300 km a d é lc e 16 000 km se střed em 13 800 km od p ovrch u M arsu, nad jeho osvětlen ou stran o u . U žitečn é údaje se d aly z ísk a t je ště ze v z d á le n o str 87 000 km od p lan ety. Když byly s d o state čn o u p ře sn o stí zm ěřen y sk utečn é p a ra m e try dráhy a bylo d o sažen o sp rá v n é sta b iliz a ce son dy, přistoupilo se ke k o rek ci d ráh y. Doba letu se m u sela z k rá tit o dva dny, aby M arin er 4 p rolétl za planetou a v m enší v zd álen o sti od ní. A kce za ča la 4. prosin ce 1964 ve 1 4 h0 5 m SEČ ve vzdálenosti 1 745 100 km od Země. V p ětim in u tových in te rv a le ch byly v y slán y sign ály QCI 1 až 3, k teré obsahovaly údaje o nutné zm ěn ě o rie n ta ce ( — 43,94° kolem p říčn é osy a + 1 5 6 ,2 4 ° kolem podélijé o sy ) a o době hořen í m otoru (2 0 ,1 8 s e k ). V 15h35m SEČ byl vyslán povel DC-27, k terý zn am en al z a čá te k p rová­ dění k orek ce. Sonda z a ča la k o n tro lo v a t svoji polohu p om ocí gyroskopů a nikoli podle n eb esk ých tě le s ; k rom ě toho z a ča la v y sílat pouze te ch ­ n ick é údaje o stavu své a p a ra tu ry . V tom to okam žiku však došlo k n e ­ o ček áv an é ro ta c i M arineru 4. Jak m ile to bylo na Zemi zjištěn o , byl vyslán povel DC-13, k terý zrušil v šech n y p ře d ch á z e jící údaje a vrátil a p aratu ru do norm álního letovéh o stavu. H ledání Canopu m u selo být proved eno celk em d e se ti sig n ály , když sonda z a ch y tila postupně n e­ id en tifik ovan ý shluk Hvězd — Regulus, N aos a r Vel. O rien tace na Canopus byla obnovena v 0h5 9 m2 2 s SEČ dne 5. p ro sin ce 1964. Nový pokus o p roved ení k o re k ce d ráh y byl proveden p říští den — 5. p rosin ce odpoledne. P ro to že se p oloha sondy za tu to dobu zm ěnila, obsahovaly sig n ály QCI ty to povely : — 39,2° kolem p říčn é osy, + 1 5 6 ,0 8 ° kolem podélné o sy a h o řen í 20,06 sek. P rovád ěcí povel DC-27 byl vyslán v 15h25m SEČ a za jednu hodinu z a č a l M ariner 4 p ro v ád ět stan oven é úkoly. K o rek ce dráhy byla u sk u tečn ěn a během 44 m inut. Pak z a č a la son da au tom atick y p rovád ět zpětnou o rie n ta ci na S lunce a Canopus. O rientace na Slunce sk o n čila za 6 minut poté, Canopus byl zaregistrován po 33 min. 50 sek . od z a čá tk u h led ání (v če tn ě z a stav en í n a r V el). Celá a k ce trv a la 3 hod. 50 m inut. Po u sk u tečn ěn í k o re k ce dráhy z a č a la son d a v y síla t o p ět 1 /3 te ch n ic­ kých a 2/3 v ěd eck ý ch údajů. Pozem ním p ozorováním bylo zjištěno, že se p odařilo p ro v ést k o rek ci d ráh y s v yn ik ající p řesn o stí. V zdálenost od p ovrchu p lan ety při p rů letu se zm en šila n a 9 200 km. K přiblížení m ělo podle výp očtů dojít 15. č e rv e n ce ve 2 hl l m SEČ. Druhý k o rek čn í m an év r nebyl nutný.

Další průběh letu závisel jen n a sp o leh liv o sti a p a ra tu ry . Dne 7. p ro ­ sin ce byla p oru šen a o rie n ta ce son dy n a Canopus. T a to m ožnost byla p řed víd ána a n eoh rozila průběh letu. Podle údajů gyrosk op ů se son da o to čila o 342° kolem podélné osy a za 44 m inut se o rien to v ala podle jasn é hvězdy r Vel. Z trátu o rie n ta c e způsobil p a trn ě p rů le t m eteoru , jehož sv ětlo zm átlo hvězdný d etek to r. P ro to že sp rá v n á o rie n ta ce nebyla v té to době n ezbytná, v ěd ci n ep o sp ích ali s jejím proved ením . Ve d nech 11. až 12. p ro sin ce p ro lé ta l M ariner 4 prvním ze tří zn ám ých m eteo rick ý ch rojů, se k terým i se m ěl během svého le tu k M arsu setk at. Ú daje d etek to ru m ik ro m eteo rů potvrd ily p rů let rojem . V ýkon v y sílače sondy byl zvýšen 13. p ro sin ce , když n a povel DC-7 z a č a la zesilo vat sign ál e lek tro n k a s putující vlnou. Výkon stoupl z 6,5 W n a 10,5 W. O rien tace sondy byla o p rav en a 17. p ro sin ce 1964. N ejprve byl vyslán povel DC-21 a když za 3 m inuty son da z a ch y tila světlo hvězdy Canopus, byl vyslán povel DC15, k terý snížil citliv o st hvězdného detek toru . Tím se zab rán ilo z tr á tě o rie n ta ce vlivem prů letu m eteo rů kolem son dy. Během celéh o dalšíh o letu nebyla sta b ilita o rie n ta ce M arineru 4 p oru šena. Druhým m eteorick ý m rojem p ro létal M ariner 4 od 20. p rosin ce. B ě­ hem p rvn ích 23 dní le tu provedl o k olo 7,5 m iliónu v ěd eck ý ch a te c h n ic ­ k ých m ěřen í a vy slal je n a Zemi. V 1 5 h0 0 m SEČ byl vzd álen 6 032 448 km od Země a pohyboval se vzhledem k ní ry ch lo stí 3,11 km /sek. Přím á v zd álen ost M arineru 4 od M arsu byla 1 7 3 1 5 5 838 km. Na p ovel p rogram ovéh o zařízen í sondy byla 3. led n a 1965 v 1 7 h59m5 6 s SEČ zm en šen a ry ch lo st vysílán í in fo rm a cí z 33,5 b itů /sek . n a 8,5 bitů/sek. Byl to první povel vyk onan ý sondou a u to m a tick y od k orek čn íh o m a­ névru 5. p ro sin ce 1964. R ozsáhlá zkouška televizního zařízen í sondy byla p ro v ed en a 12. února 1965. V době od 4 h2Sm2 9s SEČ do l l h4Sm3 5 s SEČ bylo n a M ariner 4 v yslán o 12 povelů, k te ré son d a bezvadně p ro v ed la. N ěk o lik rát byla p řep nu ta telem etrie z leto v é d o p rů letové čin n o sti a n aop ak , n a ž h a ­ ven o zázn am ové zařízen í a uvedena v pohyb zák lad n a s televizn í k a­ m erou. Výsledkem zkoušky bylo zjištěn í, že televizn í sy sté m je sch open funkce v blízkosti M arsu. K ry t televizn í k am ery zů stal o tev řen a po­ loha zák lad n y s kam erou při z a sta v e n í pohybu byla ta k o v á , aby m ířila n a p lan etu i v případě selh án í elek tro m o to rk u . Při té to zk oušce byly n a sondu n ap osled y p řed p rů letem v yslán y povely ze Země (od sta rtu p ro ved la son d a 42 p o v e ly ). B ěhem letu zm ěn ila son da au to m atick y č ty ř ik rá t polohu hvězdného d ete k to ru (p ov ely MT 1 až 4 : 27. ú n ora, 2. dubna, 7. k v ětn a a 14. č e rv n a ) a p řep jala všesm ěrovou n a sm ěrovou a n té n u (povel MT-5 dne 5. března 1965 ve 14h02m40s S E Č ). Po p řepnutí se zv ý šila ú roveň sig n álu p řijí­ m aného n a Zemi 40k rát. Během 228 dní letu k M arsu se v ysk ytly pouze m en ší závad y n a v ě ­ d eck é a p a ra tu ře , te ch n ick á a p a ra tu ra fu n g o v ala bez závad . Dne 7. p ro ­ sin ce 1964 došlo k poruše odporu v obvodu p lasm ové son dy. Porucha byla sim ulován a n a Zemi a údaje p lasm ové sondy byly p řek alib rován y, tak že od 3. b řezn a 1965 m ohlo být vyh o d n o co v án o 7 0 % in fo rm ací. Od b řezn a z a ča l v y síla t chybné údaje jeden z GM p o číta čů a k o n ečn ě 17. b řezn a selh ala ion izačn í k om ora. P říčin a závady nebyla zjištěn a,

U d álo st

P ov el

N ažhaveni TV kam ery, uvedeni zá­ kladny s kam erou do pohybu v roz­ m ezí 180° (vysláno z Johann esbu rg u ).

Č as - SEC Z em ě

M arin er 4

Z em ě

DC-25

16h41m

16h53n>

17h05“

Zastavení pohybu základny (z Joh an n esbu rgu ). Kdyby se pohyb ne­ zastavil, stan e se ta k povelem WAA.

DC-24

18h53m

19h05n>

19h17m

Širokoúh lý d etek tor (zorné pole 50°) zareg istru je planetu a zastaví pohyb základny, pokud není za sta ­ ven povelem DC-24. T elem etrie se přepne na vysílání v ědeckých úda­ jů a údajů o fu n k ci TV systém u.

WAA

0^50m

lh 02m

Ozkoúhlý d etek tor (zorné pole 1,5°) z are g istru je o k raj p lanety a dá impuls k zah áje n í sním ání a po­ hybu pásku (výška 16 898 k m ).

NAA

—

l h l 8 m33s

lh3om

Povel slou žící jak o záloha v přípa­ dě, že by se autom aticky neprovedl NAA. Jeho ú činek je stejn ý (z Goldsto n e ).

DC-16

l h13m

l h25m

lh37m

—

l h43m

lh55m

—

2h02m24s

—

Z ačátek zákrytu sondy planetou, ztráta signálu n a Zemi. Ze změn signálu úd aje o atm o sféře Marsu.

—

3h12m

3h24m

Konec zákrytu, obnovení spojení.

—

4h05m

4hi7m

Konec sním kování, záznam ové za­ řízení se zastavilo, v y síla jí se pouze vědecká m ěření. N ejm enší vzdálenost (9846 km ).

od

Marsu

—

Program ovací zařízení vypíná prů­ letovou telem etrii. S led u je Goldstone a Canberra.

MT-8

—

6h01m

6h13m

Program ovací zařízení uvede zá­ znam ové zařízení do p řeh ráv ací po­ lohy a přepne te le m e trii na vysílání záznamu m ěření provedených při průletu. S led uje C anberra a Johannesburg.

MT-9

—

12h41m

12h53m

Z ačátek v ysílání prvního sním ku (sled u jí Johannesbu rg, M adrid).

—

—

13h41m

13h53m

U končení v ysílání prvního sním ku (Johannesbu rg, Madrid, G old stone).

—

—

22h16m

22h28m

p rotože k ní došlo během sled ovacíh o období sta n ic e v Johannesburgu. S tan ice se totiž v této době p řip ravovala na sledování sondy R anger 9. Již týd en před p růletem M arineru 4 kolem M arsu zvětšily tři s le d o ­ v ací sta n ic e (G oldstone, C anberra a Joh an n esb u rg) dobu sledování z devíti n a d v a n á ct hodin a byly uvedeny v čin n o st tř i p om ocn é s ta n ice (ve W oom eře, v Madridu a druhá sta n ice v G o ld sto n e). Signál M arineru vyslan ý výkonem 10 W z okolí M arsu d o stih l Zemi za 12 m inut v síle pouze 1 0 '19 W (vzd álen o st Z e m ě ^ M a rs v době prů letu byla 215 m iliónů k m ). Aby m ohla při té to velké vzd álen o sti p arab o lick á a n té n a sondy z ach y tit povely ze Země, bylo tře b a je vy slat výk onem 10 kW. P řesn é s le ­ d ování d ráh y M arineru 4 bylo um ožněno e x is te n cí d v o u stran n éh o rád io­ vého sp o jen í — sign ál ze Země byl z a ch y ce n a ok am žitě vyslán zpět. Doba m ezi vysláním sign álu a jeho n áv ratem byla ú m ěrn á vzd álen osti son dy, zm ěna frek v en ce u rčo v ala podle D opplerova p rincipu velmi p ře s­ ně ry ch lo st. i Cíle svého letu dosáhl M ariner 4 dne 14. č e rv e n c e 1965 ve v ečern ích h odinách. Podrobný přehled čin n o sti p ozem ních sta n ic a sondy během prů letu kolem M arsu je v p řip o jen é tab u lce. Časy uvedené v tab u lce platí pro n oc z 14. na 15. če rv e n ce . Po popisu u dálosti a zk ratk y po­ velu, k terý ji způsobil, je uvedena doba vyslán í povelu ze Zem ě, jeho proved ení a z a ch y ce n í odpovědi n azp ět n a Zemi. Tak je tom u u po­ velů v y sílan ý ch ze Země (D C ). Povely MT vyd ává p ro g ra m o v a cí z a ří­ zení son dy, WAA a NAA je re a k cí d etek to rů n a z a ch y ce n í sv ě tla M arsu. Původně bylo p lánováno, že čin n o st a p a ra tu ry při p rů letu zah ájí p ro ­ g ram o v a cí zařízen í povelem MT-7 14. če rv e n c e 1965 v 1 6 h4 1 m SEČ. Poz­ ději bylo rozhodnuto n e če k a t n a te n to povel a byl v y slán ro v n o cen n ý povel DC-25. Celkem bylo pořízeno 22 snímků M arsu (p o sled n í je pouze č á s te č ­ n ý ), k teré p okrývají asi 1 % povrchu. První sním ek byl pořízen nad 35° sev ern í šířk y a 172° východní délk y, a n a p loše 6 6 0 X 1 2 8 7 km je z a ch y ce n a č á s t M aršový pouště P h leg ra. Při svém d alším pohybu nad p lan etou sn ím ala sonda postupně rovníkovou oblast a p o té i jižní p olo­ kouli. Sním ek č. 19 byl již pořízen nad term in áto rem a další sním ky nad neosvětlenou stran o u Marsu. A p aratu ra sondly M ariner 4 p raco v ala bě­ hem prů letu bez jediné závady. R ezervní sig n ály (n ap ř. DC-16) nem usela a p a ra tu ra p rov ád ět. A u stralští v ěd ci vyslovili z p o čátk u obavu, že m a g n e ­ tofonový p ásek se m ezi jed n otlivým i sním ky n e z astav o v al a n e sta čil k za ch y ce n í v ešk erý ch in fo rm ací. T ato obava však byla n e o p o d sta t­ n ěn á. První vysílán í sním ků sk o n čilo 24. č e rv e n ce 1965. Při vysílán í 11. sním ­ ku a p a ra tu ra au to m atick y p ře šla n a druhou č á s t pásky. Po sk o n čen í prvního vysílán í se sním ky z a č a ly v y síla t znovu, aby bylo m ožno v y ­ lou čit n áhod n é p oru chy. P řen o s sk o n čil 1. srp n a 1965 v ra n n ích hoh odinách , kdy byla a p a ra tu ra son dy p řep n u ta n a v y sílán í v ěd eck ý ch a tech n ick ý ch údajů z letu m ezip lan etárn ím p ro sto rem . Tím byl beze zbytku splněn ce lý výzkum ný p ro g ram a m e rick é sondy M ariner 4. Z pracování v šech údajů sí vyžád á ještě velm i m noho času , již dnes je však zřejm é, že n aše věd om osti o M arsu a m ezip lan etárn ím p ro sto ru m ezi d ráh am i Země a M arsu se p o d sta tn ě zvětšily.

K S N Í M K Ů M MARS U ZÍSKANÝM A M E R I C K O U KOSMICKOU S O ND O U M A R I N E R 4 Snímky M arsu získané v če rv e n ci t. r. p rostřed n ictvím am erick é m ezi­ p lan etárn í sondy M ariner 4 byly pro většinu astronom ů velikým p ře ­ kvapením . U kázalo se, že povrch této p lanety se p odstatn ě liší od zem ­ ského a že se velm i podobá povrchu M ěsíce. N ázory n a to, jak povrch M arsu ve sk u tečn o sti vypadá, se v průběhu doby velm i m ěnily. Ještě ve d v acátý ch letech toh oto sto le tí byl n apř. všeobecně ro zšířen názor, že tm avé oblasti na M arsu jsou sk u tečn á m oře nebo alesp oň ro zsáh lé b a­ žiny. S větlé oblasti byly p ovažovány za p loch é pevniny. O M aršově atm o sféře se pak soudilo, že se v celk u podobá naší, až n a to, že je p o ­ někud řidší. Později byl n ázo r o p řítom n osti h y d ro sféry n a M arsu d e fi­ nitivně opuštěn, p řed stav a o p řevážn ě plochém reliéfu M arsova p o ­ vrchu se však houževnatě udržovala dále. Podporovalo ji zejm éna to, že ani n ejp ečlivější p ozorován í nebyla s to objevit na M aršově term in átoru n ějak é nepravid eln osti, k te ré by bylo m ožno p řip sat existen ci pohoří. První objektivní důkazy o vertik áln í čle n ito sti M arsova povrchu p ři­ n esla podrobná pozorování rozpadu severn í p o lárn í čep ičk y , z nichž A. Dollfus r. 1953 vyvodil, že v sev ern í polárn í oblasti p lan ety existují vyvýšeniny n ejm én ě 1000 m vysoké. Z áhada tm avých sk vrn podněcovala badatele po dlouhá lé ta k n ejrů zn ějším h ypotézám . V ětšina badatelů v nich sp atřo v ala m ísta, kde p říznivější životní podm ínky (hlavně vyšší relativn í v lh k o st) um ožňují život nějak ém u prim itivním u rostlin stvu . C. W. Tombaugh je ště r. 1963 vyslovil n ázo r, že ro stlin stv o na M arsu se zřejm ě rozšiřu je jen tam , kde je ovzduší h ustší a tep lejší, v tam ních nížinách, a z toho důvodu ozn ačil m oře, zálivy a jezera n a Marsu za níže položené k rajiny, kdežto sv ě tlé pevniny (m ísta zbavená v e g e ta ce ) za relativ n ě vyšší krajiny. R. 1954 vyslovil D. B. M cLaughlin dom něnku, že Mars je d ějištěm siln é vu lk anické čin n o sti a že tm avé skvrny tvoří větrem n avátý sop ečný p rach . Č ten áři mé knihy „ P lan eta M ars“ (Orbis 1956) vědí, že jsem M cLaughlinovu dom něnku už tehdy zam ítl jako m álo pravděpodobnou. Použil jsem však její zdravé jád ro, totiž m yšlenku, že m orfologie M arsova povrdhu je siln ě poznam enán a čin n o stí sezónních větrů a vyslovil jsem hypotézu, že nikoli ona tm avá, alď naopak sv ětlá m ísta na M arsu jsou d ruhotného původu a že vznikla p řek rytím původ­ ního povrchu n avátým p rach em . S oučasně jsem upozornil n a možnou an alogii s pozem skou s p ra ší („ P la n e ta M ars“ , str. 1 2 8 — 1 3 7 ). R. 1960 se k stejném u n ázoru p řih lásil v SSSR i V. V. Šaronov, k terý rovněž označil tm avé oblasti za prvotn í p ovrch a za m ísto intenzivního zv ětrávání a d estru k ce obnažených p ovrch ových h o m ín , kdežto sv ětlé pev­ niny za d ruhotný p o v rch vzniklý n avátím p rach u. V tom je důležitý rozdíl proti názoru C. W. T om baugha, neboť z a této situ ace by tm avé oblasti nem usely ležet relativ n ě níž než světlé pevniny, ba naopak mohly by v m noha p říp ad ech p řed stav o v at, jak jsem ukázal už r. 1956, krajiny

s větší v ertik áln í čle n ito sti sto jíc í jako h ráz p ro ti šířen í p rach u z okolí.* Po druhé světové v á lce převládl v k osm ogonii vlivem p ra c í Šm idtových, K uiperových, U reyových aj. badatelů n ázo r, že p lan ety vznikly chladnou cestou , akum ulací z prvotn í p ro to p lan etárn í m lhoviny, k te rá obsahovala jed n ak plyny a jed n ak pevné čá s tic e . VI. Vand vyslovil už r. 1945 m yšlenku, že k rá te ry n a M ěsíci by m ohly být sto p am i po dopadu p osled ních č á s tic , jichž postupnou ak um ulací M ěsíc sám vznikl (viz 0 tom jeho p ráci v ŘH 9/1945, s tr . 1 5 7 — 1 6 5 ). T ento n á z o r jsem postupem doby přijal za svůj („M ěsíc“, Orbis 1953, s tr. 9 1 — 93, 21 3 ) a vyvodil jsem z něho, že „m ěsíčn í" vzhled p ovrch u m ěly p a trn ě n a p o čátk u všechny p lan ety zem ského typu a jejich m ěsíce a že zů stal zach o v án n a těch tělesech , k terá si pro příliš m alou hm otu neud ržela atm o sféru a na nichž v pozdější době neprobíhala podobná g e o lo g ick á čin n o st jako na Zemi. U M erkura to bylo m ožno už v té době p o v ažo v at za té m ě ř do­ kázané. U M arsu jsem usoudil, že by to m ohlo být vzhledem k tam ním u řídkém u ovzduší, n ed o statk u vody a tudíž i slabé sed im en tárn í kůře velm i pravděpodobné. Na m ožnost e x iste n ce d opad ových (im p ak tn lch ) k rá terů n a M arsu podobných m ěsíčním p ouk ázal první Tombaugh, k terý už r. 1950 vyslovil dom něnku, že tm avé okrouhlé sk vrn y n a M arsu, tzv. jezera, z nich ž vybíhají k an ály , by m ohly být obrovským i k rá te ry obklo­ peným i sou stavou p rask lin . Tuto dom něnku jsem sic e odsoudil jako absurdní, ale později jsem d ošel k n ázoru , že p o v rch M arsu si mohl sk utečn ě až do d n ešn í doby u ch ovat m noho rysů sh odn ých s povrchem M ěsíce a že M ars by se m ohl opravdu podobat m nohem víc M ěsíci než n aší Zem i.** O této m é d om n ěnce se m ůže č te n á ř d o číst v m é poslední knize „ P la n e ty " (Orbis 1963, s tr . 226, 230 a 2 3 2 ). P řip ravoval jsem p o ­ tom její publikaci form ou ve věd eck ém sv ě tě obvyklou, a le shodou ok ol­ n ostí už k tom u n edošlo a dnes, kdy sním ky M arsu získ an é M arinerem 4 u kázaly její sp ráv n o st, je na to p říliš pozdě. B y lo už m n oh okrát pouka­ zován o n a to , že nové v ěd eck é h ypotézy, u zra je -li k tom u č a s, se z p ra ­ vid la ro d í n ajednou n a v íce m ístech sv ě ta . Je to m ožno k o n stato v at 1 v to m to případě. Na sjezdu M ezinárodní astro n o m ick é unie v H am ­ burku v srp n u a v z á ří loňského roku vyslovili J. F o c a s a C. W . Tombaugh sp olečn ě n ázo r, že reliéf M arsova povrch u byl asi převážně v ytvořen im pakty m eteoritů a v květnu t. r. n a k o n feren ci o o tá z k á ch p lan eto lo g ie

• Je z a jím a v é , že z c e la n ed áv no (N á tu ře , č. 4998, 14. V III. 1965, s t r . 735) u v e ře jn il R. A. W ells p rá c i, v níž se sn a ž í d o k a z o v a t, ž e tm av é o b la s ti na M arsu jso u vyvýšen é h o rn a té k r a jin y . *• Chovám dom a tro ch u k u rió z n í d o k la d o to m , že jse m hypotézu o p o d ob n osti m ezi M arsem a M ěsícem sd íle l už k o n cem r . 1962. T eh dy p o p řáv aly to tiž n a š e d en ík y n e-j m álo m ísta různým sen z a čn ím zpráv ám o M a rťa n e c h , m a rťa n sk é c iv iliz a c i, p řistán ím c iz íc h ko sm o n a u tů na Zem i už v b ib lic k ý c h d o b á ch a j. Když js e m to teh d y jednom u re d a k to ro v i Z e m ěd ě lsk ý ch novin v y tý k a l a o s tř e js e m p ro ti tom n to p o č ín á n í n a ší ČTK a p ra c o v n ík ů n a še h o tis k u p ro te sto v a l, b y la m i ve tv á ř v m eten a z lá v ý tk a , že je v e lic e sm u tn é, že č e s k o s lo v e n š tí a stro n o m o v é n e d o k á z a li p ř ijít ta k é s n ě ja k o u „ s e n z a c í" , k te rá by u c iz íc h tisk o v ý c h a g e n tu r v zb u d ila s te jn ý z á je m ja k o so v ě tsk é zpráv y o M a rťa n e c h . Z m íněný re d a k to r to p o c iťo v a l ja k o ú jm u n a n á ro d n í c ti a byl ra d o stí b ez s e b e , když js e m ,m u ja k o ch a b o u n á h ra d u n a b íd l č lá n e k o tom , že M ars je v la s tn ě d ruhým vydán ím M ěsíce. Z m íněný č lá n e k v y še l 4. listo p a d u u v ed en éh o rok u v Z em ěd ě lsk ý ch n o v in á ch pod n ázvem : Z a ch o v a l s i M ars m ě síč n í tv á ř? Nové n ázo ry č s . v ě d ce na vzh led povrchu M arsu .

v L en in g iad ě vystou p il n áš d e le g á t g eo lo g K. B en eš* s n ázo rem , že „k ůra (lito sfé ra ) M arsu je vu lk an o -m ag m ato g en n ! p ro to p la n e tá rn í sou­ stavou, k te rá je svým geo lo g ick ý m vývojem d alek o bližší povrchu Merkura a M ěsíce než p ovrchu Z em ě“ . B eneš tedy m á v p o d statě stejn ý n á z o r na podobnost M arsu a M ěsíce ja k o au to r toh oto článku, její příčinu však sp atřu je nikoli v d opad ech m eteo ritů , ale v působení v n itřn ích p la n e tá r­ n ích sil. Zanechm e teď h isto rie a věnujm e tro ch u p o zo rn o sti snímkům, k teré p řinesl M ariner 4. Ukazuje se, že povrch M arsu se podobá povrchu M ěsíce je ště víc n ež se p ovažovalo za m ožné. Z toho je m ožno vyvodit, že p řed pok lád an é d estru k čn í síly (a tm o sfé ra a v od a) působily zřejm ě n a povrch p lan ety v daleko m enši m íře než bylo možno o če k á v a t, jinými slovy, že atm o sféra n a M arsu byla p a trn ě i v d ávné m inulosti velm i řídká a že voda n eh rá la n a té to p la n e tě nikdy v ý z n a čn ě jší ro li (zřejm ě tam nikdy asi nebyla an i m oře, an i o c e á n y ). To m á veliký význam i pro posouzení otázk y, zda n a M arsu m ůže být život, neboť případné zjištění i velm i prim itivního života n a té to p la n e tě (v blízké budoucnosti) by p ostav ilo nový závažn ý o tazn ík především před biology, k teří vych ázejí z toho, že život na Zemi se zrodil v o ce á n e ch . Považujm e ted y prozatím za pravděpodobnější, že život n a M arsu n eexistu je, jak tom u n asvědču je i p řed p ok lád an á rad io a k tiv ita tam ního ovzduší (d ed uk ovan á z toho, že M ars n em á m ag n etick é p ole a kosm ick é z á ře n í tudíž n eru šen ě bom bar­ duje p la n e tu ), k te rá by byla jistě n a překážku rozvoji i velm i prim itiv­ ních forem života. N ejm enší podrobnosti z a ch y ce n é na fo to g ra fiích m ají zhruba ty té ž rozm ěry jak bylo původně p řed pok lád án o (3,2 k m ). P rů m ěry v y fo to ­ g rafo v an ý ch k ráterů se pohybují asi od to h o to rozm ěru až po k rá te ry větší než 100 km. (Z to h o je m ožno usuzovat, že n a M arsu jsou p atrn ě m ilióny k rá te rů m en ších , k te ré p ro zatím nebyly z a ch y ce n y .) Z ach ycen é k rá te ry jsou zřejm ě různého s tá ří, jak. o tom svěd čí n estejn ý stupeň jejich zach o v alo sti. N ajdem e m ezi nim i i u rčito u an alo g ii tzv. za to p e ­ n ých k ráterů zn ám ý ch z povrchu M ěsíce, ty to k rá te ry se však nezdají být p obořeny a zality tm avo u lávou, jak o v m ěsíčním m a re , a le jsou p ře­ k ry ty jakým si sv ětlejším m a te riá le m , p atrn ě n av átý m p rach em a jiným k lastick ý m m ateriálem , k terý vznikl d estru k cí s ta rších útvarů . Místy se zdá, že v rstv a e o lick ý ch sedim entů (p řed p o k lád an ý ch usazenin vznik­ lých čin n ostí větru ) je velm i siln á, stovky a snad i tisíce m etrů. Na M arsu je m ožno n a jít i d v o jice n av zájem se d o tý k a jících anebo i p ro stu ­ pujících k ráterů (sn ím ek č . 8 ), k rá te ry se středovým i v rch olk y apod. Analogie s M ěsícem p řek o n áv á sk u tečn ě všech na o ček áv án í. Z achycen é k rá te ry m ají nízké v aly s m írným sklonem vně a přík řejším dovnitř a jejich d no leží vždy pod ú rovní okolí. D okonce se n a ně vztahuje i z n á ­ m é Eb ertovo pravidlo, p la tn é pro m ěsíční, m eteo rito v é a explozivní k rá ­ tery , podle něhož je p om ěr m ezi hloubkou a p rům ěrem k rá te ru tlm větší, čím je d o ty čn ý k r á te r m enší. Ja k o příklad si uveďm e k rá te r se z ře te l­ ným středovým vrch olk em z a ch y ce n ý n a snímku č. 10. T en to k rá te r m á podle m ých předběžných výp očtů prům ěr 27 km, hloubku asi 2700 m, výšku vnějšího valu 260 m, střed o v éh o k opce 1300 m. Sklon vnějšího * Viz č lá n e k v to m to č íslp na s t r . 201— 204.

valu činí asi 6°, vnitřního 26°. T yto ch a ra k te ristik y n azn aču jí, že jde s největší pravděpodobností o typický k rá te r explozivního původu, což by mluvilo ve p ro sp ěch názoru, že reliéf M arsova p o v rch u byl sk utečn ě v p řevážn é m íre d án nikoli vu lkanickou čin n ostí, ale im pakty cizích těles. Ještě k o tá z ce kanálů. Jak je znám o, nebyly n a sn ím cích M arineru 4 z ach y cen y žádné k an ály , což vzbudilo zp očátk u m noho neoprávněn éh o údivu. Musíme si uvědom it, že p loch a k rajin y z a ch y ce n é n a jed n o tli­ v ý ch záb ěrech je jen asi d ev ě tk rá t v ětší n ež n ejm en ší ploška, kterou jsou je ště pozem ské d alekohledy sch opn y n a M arsu z a ch y tit. To je ovšem p říliš m álo na to , než aby n a tě ch to sn ím cích m ohly být v y k re s­ leny k anály, jejich ž prům ěry m ěří č a s to stovky k ilom etrů. K tom u by bylo zřejm ě třeba fo to grafií, k te ré by obsáhly d alek o v ětší plochu a m ohly tak u kázat, jak splýváním jed n o tlivý ch p odrobností na p ovrch u M arsu d ojem k análů vzniká. Ale i tak se zdá, že n á z o r m nohých geologů na k anály, jako by to byly te k to n ick é ú tv ary (trh lin y , příkopové propadliny ap od.) nebude asi sp rávn ý a že d alek o p řijateln ější je dom něnka, podle níž k anály jsou zbytky (o strů v k y ) původního M arsova povrchu, k teré z n ějak ého důvodu (p a trn ě p roto, že jsou obklopeny hradbou vyvýšen in ) nebyly pokryty p rach em okolních pouští a je jich u spořádán í v pruhy, oblouky apod. svěd čí o tom , že tu působil (ste jn ě jako u zálivů m oří) vliv sezón ních v ětrů („ P la n e ty ", Orbis 1963, s tr . 2 4 5 ). Z ávěrem je m ožno říci, že sním ky M arsu získ an é M arinerem 4 p řed ­ stav u jí věd eck ý m a te riá l sk u tečn ě m im ořádné cen y, k terý nám po k o ­ n ečn ém zp racován í řek n e m noho n ového n ejenom o M arsu sam otném , a le velm i pravděpodobně i o d řív ější h isto rii slu n ečn í soustavy. Marián

Dujnič:

S Ú Č A S N Ý STAV P R E D S T Á V O P O D S T A T Ě TUNGUZSKÉHOMETEORITU Roku 1949 bola v M oskvě v y d an á m o n o g rafia „Tunguzskij m e te o rit", v k to rej au to r E. L. K rinov zhrnul m a te ria ly , k to ré zisk al Leonid Alexejev ič Kulik o Tunguzskej k a ta stro fě v priebehu ro k o v 1 9 2 1 — 1941. Č asom se u kázalo, že n e d o sta to čn e objasňuje p o d statu Tunguzského m eteoritu , ako aj javov, k to ré p ri a po páde m eteo ritu p reb ieh ali. Aby boli získ an é nové údaje o p o d statě Tunguzskej k a ta stro fy , u sp o riad ala A kadem ia vied SSSR n iek o lk o šp e ciá ln y ch exp edícií, k to rý ch úloham i bolo zisten ie čo n ajp resn ejšej d ráh y Tunguzského te le sa , dalej prieskumu terénu , kde sa pád uskutočnil a tak tiež zozbieraniu zpráv a dokum entov o g eo fyzik áln y ch jav o ch sp ojen ých s Tunguzským m eteoritom . Ako p rvý sa do oblasti pádu Tunguzského m e te o rita vydal roku 1953 K. P. F loren sk ij, k to rý po svojom n á v ra te podal zprávu, že stop y k a ta ­ stro fy sa zach o v ali a sú dostupné výskum u. Jed n ako najbližšiu exped íciu sa p od ařilo vyslať Akadém ii vied SSSR až o páť rok ov a viedol ju o p at Floren sk ij. Exp edícia m ala za úlohu h la d a t stopy po k rá te re , v c e n tre pádu, k to réh o e x isten ciu p řed p o k lád ali K. P. S tanjukovič a V. V. Fed yn skij, ktorí zveřejnili v tý ch to ro k o ch teóriu , podlá ktorej >

při zrážk e ob rovských m e te o rito v so Zemou sa móžu vytvoriť k rá te ry o p riem ere až n iek o lk ý ch k ilom etrov. Podobné, ako exp ed lcie vedené pred druhou světovou vojnou L. A. Kulikom, ani tá to exp ed ícia vedená F loren sk ým k rá te r n e n a šla . Malé k rá te rik y v bahně a m o čiaro ch , ktorý ch vznik Kulik prisúdil dopadu jednotlivých kusov m eteoritu , sa uká­ zali, že sú term áln eh o póvodu. T áto exp ed ícia vzbudila široký ohlas a d ala tak tiež p odnět k u sk u točn en iu n iek o lk ý ch d alších sa m o sta tn ý ch exp edícií, z k to rý ch n ajv ý zn an m ejšie boli exp edícia ved en á V. G. Fastom , G. F. P lech anovom a N. V. V asiljevom , k to rú u sp oriad alo Sibiřské oddelenie A kadém ie vied SSSR v ro k o ch 1 9 5 9 — 1960 a ďalej velk á komplexná exp ed ícia A kadém ie vied SSSR^ k to rá sa u sku točnila v rok och 1 9 6 1 — 1963. Členovia te jto posled nej výp ravy le te li vrtulníkm i a na velm i p riesto rn ej p lo ch é (a s i 60 000 km 2] skúm ali rozd elen ie kozm ického prachu. Z ároveň A kadém ia vied SSSR zb ierala zprávy o javoch, k toré prebehli při a po páde Tunguzského m eteoritu . Medzi najzaujím avejšie úkazy, k to réíb o li p o zo ro v ateln é po niekolko týždňov po páde T unguzského m eteo ritu , p a třili an om áln e súm rakové javy. Dnes m ám e p om ěrn ě p resn e u rčen u ob last, kde sa súm rakové javy vyskytovali. Pásm o ich výskytu sa pravděpodobně tiahlo po linii Tašk en t-S evastop ol-B ord eau x, sm erom n a západ. Súm rakové javy sa n evy­ sk ytovali južnejšie od uvedenej linie a*pravdepodobne nie v oblasti vý­ chodně od riek y jen ise ja , od k ial m ám e velm i m álo zpráv o ich výskyte. Na severe tak tiež sú m rak y neboli p ozorovan é, n ak o fk o v tom ča se tam bol p olárn ý d eň. Po m n oh o ro k o v bolo d isk u tovaných m noho predpokladov, čo bolo hlavnou p říčinou vzniku tak ja sn ý ch sú m rak ových javov. Dnes zastáv am e n ázo r, že vznik sú m rak ových jav o v bol sposobený prítom n osto u velk éh o m n o žstv a d rob ných č a s tíc vo v y so k ý ch v rstv ách atm osféry, o čom svěd čí aj n e p ře trž ité spektrum žia re n ia oblohy v tý ch m iestach , kde Slnko d o sta to čn e zostupuje pod obzor. Z a tia l nie je jasn é, v akom stupni bol súvis pádu Tunguzského m eteo ritu s výsk ytom sú m ra­ kových javov, tým v ia c, že na 30. jún 1908 p řip ad á m n o h o ro čn é maximum výskytu sv ietiacich m ra čie n . Záhadou je aj sk o ré u k o n čen ie jasn ých sú m rak ových javov, k dežto sú m rak y za p osobenia vulkána K rak atoa v rok o ch 1883 a 1886 boli p o zo ro v an é po n iek olk o m esiaco v. Dva týždne po páde Tunguzského m e te o ritu zazn am en ali v K alifo rn ii prudké zníženie p riezračn o sti atm o sféry , k to ré d osiahlo m axim a z ačiatk o m augusta 1908. K o eficien t p rie z ra čn o sti sa při tojn zm enšil na 0,1. P od lá m ienenia V. G. F esen k ova zníženie p rie z ra čn o sti zap říčin il p rach , k to rý bol roz­ prášen ý po celej Zemi a jeho celkovúj hm otu odhadol n a 106 ton . Pří­ to m n o st p rach u v atm o sfé ře bola p o tv rd en á aj m eran iam i p o larizácie oblohy v roku 1908 v n iek o lk ý ch m eStách v N em ecku, k to rá sa prejavila ako zm útenie atm o sféry (veď áko je znám e p ra ch zm enšuje p o la riz á ciu ). Súvis zn ížen ia p o la riz á cie s Tunguzským m eteo rito m dnes ešte nem ožem e p red p o k lad at, n ak o lk o d nes ešte nie je d o sta to čn e ro z­ p ra co v a n á te ó ria atm o sfe rick e j p o la riz á cie . K rátko po páde Tunguzské­ ho m eteoritu boli zazn am en an é aj iné Jávy, pred ovšetk ým to bola vzduš­ n á vlna, k to rá bola zap ísa n á barografifai n a Sibiři a m ikrobarografm i v Europe. Získané h odn oty zazn am en an é b aro g rafm i použil I. S. A stap ovič n a výp očet en e rg ie výbuchu už \» ro k u 1934. P o d ía jeho výpočtu p ri páde Tunguzského m eteo ritu sa vzdušnou vlnou uvolnila e n e rg ia

1023 ergov. E n e rg ia vzdušnej vlny vyvolan ej pádom m e te o ritu bola tak v elk á, že spfisobila v yvalen ie le sa n iek olk o sto k ilo m etro v od ce n tra pádu. Mnoho exp ed ici! věnovalo vyvalen ém u lesu v e la p o zorn osti. Bola zo stav en á m ap a p o v álan ý ch stro m o v , n a k to rej sú n a n e se n é m eran ia, k to ré exp ed ície do roku 1964 previed li. P lán ep ice n trá ln e j zóny bol zh otoven ý na zák lad e fo to g ra fií, k to ré získ al v rok u 1939 L. A. Kulik z lietad la. Oblast p ozrážan e] p lo ch y m á približnú troju holníkovú form u s osou sy m etrie východ-juh-východ n a záp ad -sev er-záp ad . Mnoho vedcov sa sn ažilo u rč it ce n trá ln y bod — ep icen tru m údernej sily vlny. N ajnovšie v ýp očty p reviedol V. G. F a st. Ako ep icen tru m u rčil bod so s ú ra d n ic a m i: 9 = 60° 53' 5 " a A = 101° 51' 5". Bod je n iek olk o k ilo m etro v záp adn ě od Južného B lata, avšak p ře sn o st výp očtu n ed osah u je p ře sn o sti 1 km. V ýval stro m o v za čín a asi 2 km od e p ice n tra . V sam o tn o m e p ice n tre p řev lád a m rtv y s to ja c í les, ktorý však te ra z op at spadol. S m er p o v álan ý ch stro m o v ukazuje sm er frontu ú dernej sily. Zaujím avým je to , že vln a za ch o v a la kruhový fro n t a v ro z ­ ličn ý ch sm ero ch m ala rožnu in ten zitu. P re z e ra jú c sm e r vývalu strom ov I. T. Zotkin a V. G. F a st došli k uzávěru, že v južnom a severových od nom sm ere vln a bola siln á a z h asín ala p om aly, násled k om čo h o s a to na m ape ukazuje ako c h a ra k te rn ě k říd lo — jazy k . Na zák lad e rozrušen ia lesn éh o m asívu E. V. M aslov sa pokusil v y p o číta t en erg iu Tunguzského m eteo rita. V yp očtom zistil, že k vyk onan iu tak éh o to d iela je p o třeb n á e n erg ia 0 ,8 — 1 0 X 1 0 23 ergov. M aslov d ošiel k uzávěru, že p ri 1 0 0 % výv ale le sa je n utný tla k vo fro n te vlny a si 0,3 a tm o sfé ry , pri 5 — 1 0 % vývale le sa je nutný tlak 0,15 a tm o sfé ry . Výšku c e n tra vlny d ostal 6 ,5 — 11,5 km. Podobné v ý p o čty p revied ol aj M. A. Cikulin, k to rý pri vý p o čte en erg ie d o stal výsledok 2 X 1 0 23 e rg o v a výšku c e n tra vlny 0,1— 0,5 km. Po páde Tunguzského m eteo ritu bolo zazn am en an é seizm ografm i v Irkutsku a v T ašken te, ba až v N em ecku, vzdialené zem etrasen ie. Na zh odn oten í tý ch to seizm ick ý ch zázn am ov m á n a jv a čší podiel v ted ajsí ria d ite l Irkutského g eo fy zik áln eh o o b se rv a to ria A. V. V oznesenskij. P od lá zázn am u Irkutského seizm o grafu u rčil V oznesenskij en ergiu Tun­ guzského zem etra se n ia , k to rá je blízka en erg ii vzdušnej vlny. V ýpočtom en erg ie Tunguzskej k a ta stro fy s a zao b eral aj K. G. Ivan ov. K výp očtu mu slúžili zázn am y m ag n ito g ram o v o g eo m a g n e tick ý ch b urkách, k to ré boli zazn am en an é pravděpodobně v S verdlovsku dňa 30. juna 1908. Zaujím avé je, že m ag n e tick é búrky z a č a li a si 2,5 m inuty po páde Tunguzského m ete o ritu a zo trv a li asi 2 h odiny. Dnes p řed pok lád ám e, že p říčin a m a g ­ n e tick ý ch búrok leží v tom , že ú d e rn á vlna Tunguzskej explózie d ostihla ion osféru, zm ěnila tam elek trón ovú hustotu a z ap říčin ila d o stato čn ú perturbáciu. P odlá tý ch to hodnot u rčil Ivanov energiu Tunguzského vý­ buchu n a 3 — 5 X 1 0 23 ergov a jeho výšku n a 6 — 9 km. V k on ečn ej fáze letu v e lk á č á s t e n e rg ie m e te o rita z ap říčin ila balistick ú vlnu, k to rá sa vzduchom pohybuje nadzvukovou rý ch lo sťo u a je d op revád zan á ra ch o to m , úderm i a hřm ením . Pri a stro n o m ick ý ch rý ch lo stia ch m á b alistick á vlna tv a r klobúka. M. A. Cikulin u rčil, že en ergiu Tunguzskej k a ta stro fy m óže d a t v ln a ,-k to r á vznikne te le so m o priem ere 2 0 — 130 m s hm otou a si 20 000 to n p ri rý ch lo sti okolo 50 k m /sec. Výskum om ro zp tý len ej h m oty Tunguzského m eteo ritu sa zao b erala

exp ed lcia, k to rá sa u sk u točn ila v ro k o ch 1 9 6 1 — 1962. Je] člen o v ia skúm ali k o n cen tráciu k ozm ick ých gu lóčiek na v elk o m p rie stra n stv e okolia rieky P odkam ennaja Tunguzka. V ztah k ozm ick ých gulóčiek s m eteo ritmi prvý ra z potvrd il E. L. K rinov na m ieste pádu Sichote-A liňskeho m eteoritu . V d ak a svoje] p rav id eln e] form ě m óžu byť gulóčky najd ené a oddelené aj z pódy. Ich d alším dobrým ro zlišo v acím znakom je aj tá sk utočn osť, že obsahuji! v y so k é p e rc e n to niklu. Z pracováním výsledkov, k to ré získ ala exp ed ícía skúškou v zoriek pódy se u kázalo, že m á přesný sm yk vzostupu tiah n ú ci sa severo záp ad n ý m sm erom . T ento sm er zodpovedá sm ěru v ě tra , ak o n a deň pádu m e te o ritu pred poved al In štitú t m e­ teo ro lo g ie. Výskumy k ozm ick ých gulóčiek n ie sú u k o n čen é, avšak už d n es m óžem e vyvodit n ie k to ré p ozn atk y, a to h lavn ě že p o čet č a s tíc sa zvačšu je s m enším i ro zm erm i v stu p ň ovitej záv islo sti. T aktiež an i ch e­ m ické an alýzy tunguzských g u lóčiek nie sú u k on čen é pre ich velm i m alú hm otu (v e d p riem ern á g u ló čk a váži iba líT* g ra m u ). P revád zané an alýzy nám zatiaf pom ohli od d ělit č a s ť gu lóčiek , k to ré sú pozem ského póvodu, n ak olk o obsahujú m álo niklu. Z celéh o výskum u o Tunguzskom m e te o rite sa s n á d n a jv ia c p rá č do­ tý k alo u rče n ia d ráh y T unguzského te le sa . N apriek tom u d ráh a te le sa nám dnes nie je velm i p re sn e zn ám a. Rózní b á d a te lia udávajú dráhu m eteo rita ró zn e. Tak n ap r. E . L. K rin o v udává azim ut rad ian tu , k to rý je pre v ý p o čet d ráh y velm i d ó ležitý , n a — 45°. E x c e n trič n o s ť form y vývalu le sa n ás m óže u tv rd zo v at v tom , že azim ut rad ian tu bol ešte vých odn ejšie, a t o asp o ň — 70°. K ed k výp očtu d ráh y přijm em e ten to n ajvých o d n ejší ra d ia n t, uvidím e, že d rá h a m usela byť siln é sk lon ěná k rovin ě ek lip tiky, nie m enej n ež 70°, a m usela byť ta k tie ž velm i e x c e n ­ trick á. Podobné d ráh y sa vyskytujú u kom et a nevyskytujú s a u p lan etoidov a m eteo rito v . R ých losť Tunguzského te le s a n epoznám e, avšak jed n ako budeme p red pok lad ať, že bola v elk á, aspoň 30 k m /se c. Ak túto rý ch lo sť d osadím e do výp očtu , zistím e, že v y p o číta n á d ráh a by prislúch a la p eriod ick ej k o m éte s dobou oběhu vačšou n ež 10 rokov. Pri m en­ ších rý ch lo stia ch vy ch ád zajú d ráh y m álo re á ln e p re m e te o rity . N apříklad pri rý ch lo sti 15 k m /se c vyjd e d ráh a te le s a s dobou oběhu m ensou než 1 rok a s velkou p oloosou m en šou než p o lo m ěr zem skej d ráh y. P od lá tý ch to p red p ok lad ov form u loval kom etnú hypotézu V. G. F esen k o v : Dňa 30. jú n a 1908 o 0 hod. 17 m inuté světovéh o č a su n a sta la zrážk a Zeme s n evelk ou kom étou. K ed přijm em e pre v ý p o čet dráhy východný rad ian t s azim utom — 70°, ta k k o m éta s a n iek o ík o d n í pred srážk ou pohybovala v súhvezdí O riona a si 30° n a juh od S lnka. V^ te jto oblasti neba slabú kom étu v júni n ájsť nem ožno z o b serv ató rií' n a severnej pologuli, tak že kom éta z o s ta la po celý č a s n esp ozorovan ou . K ed budeme predpokladať, že k om éta m ala periodu oběhu vSčšiu než 10 rokov, m ó­ žem e v y číslit, že rý ch lo sť k om éty do stre tn u tia so Zem ou bola asi 30 k m /sec. Jád ro k om éty m ohlo m ať p riem er okolo 1 0 0 m s hm otou asi 106 ton . V tak o m to případe to to kozm ické te le s o m alo k inetickú en ergiu asi 1024 erg o v , tj. e n e rg ie m alo dosť p re v y volan ie v šetk ých efek to v Tunguzskej k a ta stro fy . Já d ro k om éty dopadlo n a územ ie b ýva­ léh o Ruska poblíž riek y Podkam ennej Tunguzky (1 0 2 ° východnej dlžky a 61° severn ej š ířk y ). C hvost k om éty bol o rien to van ý n a stra n u opačnú

n ež Slnko, zad ržal sa vo v y so k ý ch v rstv á ch a tm o sféry a postupné jeho p ra ch a in é č á s tic e dopadli na Európu. P ra ch sa z a d rž a l vo výške niek olko se t k ilom etrov d va až tri dni a bol p říčinou zvýšen ia jasn o sti súm raku a rovn ak o zap říčin il iné op tick é efek ty (zm ěnu p rie z ra čn o sti, p o larizácie, výsk yt sv ie tia cich oblakov a in é ). Na záv ěr m ožno zhrnúť, že Tunguzská k a ta stro fa d ala nám m noho pre p och op en ie dejov, p reb ieh ajú cich pri z rá ž k a ch ob rovsk ých te lie s so Že­ rnou. P říčin a, že po zrážk e n ezo stali úlom ky te le sa (m alej k o m é ty ), vazí v tom , že pri lete te le sa v zem skej a tm o sfé ře sa uvolnilo tak v elk é m nož­ stvo tep la, k toré odpařilo teleso tem er okam žité. (V o ln é u p r a v e n é p o d lá I. T. Z o tk in a )

C o nového v asfronomii K O M E T A

I K E Y A - S E K I ,

K R E U Z O V Y

= = = = =

1965 říje n 21,166 E. C. 69°,192 1 346°,931 > 1950,0 141°,929 | 0,008282

Elem enty kom ety 1965/ jsou však za­ tím vypočítány jen z n ěk olika pozic, získ aných M. Antalem na Skalnatém Plese a doznají zřejm ě je š tě m enších změn. O dráze této kom ety a o průběXI. 6 a = l l h59,6m 11 11 41,2 16 11 23,0 21 11 04,0 26 10 43,4

= —21°21' —24 —27 —29 — 32

20 10 53 24

CLEN

v Tusconu a v T o k iu ; kom eta byla v té době asi 6. hvězdné v elik osti a bylo pozorováno též jád ro asi 13. hvězdné v elikosti. Další pozorování získal A ntal ve d nech 1. a 2. říjn a . U přesněné elem enty kom ety IkeyaS e k i ukazují, že jd e o dalšího Clena znám é Kreuzovy skupiny kom et, c h a ­ rakterizo v an ý ch extrém ně m alou perihelovou vzdáleností a retrogradním pohybem. Tato skupina má dnes už 8 členů, jim iž jsou postupně kom ety 1668, 1843 I, 1880 I, 1882 II, 1887 I, 1945 V II, 1963e (P ere y ra) a nyní i 1965/. Zejm éna sou hlas s drahou v el­ ké kom ety 1882 II je až překvapivě v el­ ký, ja k je vidět z porovnání elem entů obou kom et:

Jap o n ští astronom ové K. Ikeya a T. Sek i o bjev ili 18. září novou velm i za­ jím avou kom etu — 1965/. V době o b je ­ vu byla v souhvězdí Hydry a jev ila se jak o difúzní ob jek t 8. hvězdné v elik o s­ ti, ohon nebyl pozorován. Dne 19. z á ­ ří byla pozorována na au stralsk é ob­ servatoři ve W oomeře (ja sn o st taktéž 8m). V době od 20. do 23. září byla fo­ tografována Bakerovým i-Nunnovými kam eram i na řadě sta n ic v Jižní Ame­ rice , v A ustrálii, v Jižní A frice, v Iránu a na H avajských o stro v e c h ; byl pozo­ rován již krátký ohon (d élka m enší než 0,5°). Ve dnech 24. a 25. září ko­ m etu fotografov al M. Antal na S k a l­ natém P lese (ja s n o st 8™). Další pozo­ rování d ošla z doby 22. až 29. září z hvězdáren ve F lag staffu , v Cordobě, T a> £2 i

DALŠÍ

SKUPINY

1882 září 17,724 S. C. 69°,587 1 346°,959 \ 1950,0 142°,004 0,007751

J

hu ja sn o sti přinesem e je š tě pod robněj­ ší zprávu v něk terém z p říštích čísel Říše hvězd. Zatím uvádíme efem eridu pro listopad podle výpočtu L. E. Cunningham a. J. B o u š k a a Z. S e k a n in a A = 1.057 1.057 1,055 1,052 1,051

r = 0,686 0,825 0,953 1,074 < 1,188

m = 4,5 5.3 5.9 6.4 6.9

Roem erová a Lloyd n alezli na sním ­ cích , exponovaných na pobočce Ná­ mořní hvězdárny USA ve F la g sta ffu ve d nech 17. a 22. září periodickou ko­ m etu Giacobini-Zinner. V době objevu byla ned aleko m ísta předpověděného efem eridou (souhvězdí Serp en s Ca-

ZMIZENI

MĚSÍCE

Zmizení M ěsíce v době kolem s tře ­ du úplných zatm ění dne 30. prosince 1963 a 24.—25. červn a 1964 nás nutí k tomu, abychom si položili otázku, zda bývá takové zm izení časté. F. Link nalezl pouze 5 takových případů (1620, 1642, 1696, 1761 a 1816). F. Arago uvá­ dí, že v dopise prin ci Leopoldovi z března 1640 píše G alilei, že pozo­ roval zmizení M ěsíce během jednoho ze zatm ění, ale neudává rok. Podobné zprávy ex istu jí i v ru ských leto p isech . D. O. S v ja tsk ij, který v tě ch to leto ­ p isech studoval zprávy o různých astronom ických jev ech, uvádí [Mirověděnije 2/1922, 2/1 9 2 9 ) c h a ra k te ris ­ tiku zbarvení 25 m ěsíčních zatm ění od r. 1146 do 1682. Zvláště zajím avá jsou tato sd ělení: 14. II. 1291 (v elik o st 19,5 p alce) — „M ěsíc přímo krvavý, pak se PROJEKT

ISOPALCOVť

V sou časné době se n a K itt Peaku (N árodní hvězdárna USA) intenzívně p racu je na plán ech 150palcového da­ lekohledu, o něm ž bylo zatím u v e ře j­ něno něk olik podrobností. Zrcadlo bu­ de opatřeno křem enným povlakem . Prim ární ohnisko bude f/2,8, prům ěr pole okolo 1°. Dále bude d alekohled m ít Cassegrainovo ohnisko asi f/8, při A T M O S F É R A

PL

D osial sa předpokládalo, že planéta M erkur sa od o statn ý ch p lanét zem skej skupiny liší tým, že nem á atm osféru. Roku 1950 sa prvý raz po­ dařilo Francúzovi O. D ollfusovi z istií m eraním p olarizácie světla odrazené­ ho planetou, že a j M erkur má atm o­ sféru, ktorá je však 300krát red šia než

p u t), poblíže kulové hvězdokupy M5 ( NGC 5904). Jev ila se jak o ob jek t 20. hvězdné v elik o sti stelárn íh o vzhledu. Kometa byla objevena roku 1900 a od té doby byla pozorována při návratech do přísluní v letech 1913, 1926, 1933, 1940, 1946 a 1959. J. B. B Ě H E M

ZATMĚNI

přem ěnil v tm u“. 10. V. 1389 (vel. 16,0) — „zem řel M ěsíc a dlouho ho ne­ bylo ". 10. III. 1476 (vel. 13,5) — „ze­ m řel celý a nebylo ho v id ět". 8. (18.) IX. 1671 (vel. 20,5) — „přem ěnil se ve tm u". Pokud se týká zatm ění z 15. III. 1150, 23. XI. 1276, 18. III. 1280, 22. V. 1407, 17. XII. 1461 a 4. X. 1465, není zcela jasn é vyjád ření letop isce „zhy­ nul c e lý "; znam ená to úplné zatm ění M ěsíce, nebo to o zn aču je velkou hus­ totu stínu ? Možná, že v český ch k ro ­ nikách jsou podobné zprávy. Pokud se týká Danjonovy hypotézy o závislosti jasn o sti m ěsíčn ích zatm ění na slu neč­ ní čin nosti, není tato hypotéza podle m ínění D. O. Sv jatsk éh o plně po­ tvrzena údaji, zaznam enaným i ru ský­ mi letop isci, i když p ercentu ální vztah hovoří v je jí prospěch. V. M. Č ern ou HO

D A L E K O H L E D U

jehož používání bude pozorovatel um ís­ těn v pozorovacím vozíku, upevně­ ném na teleskopu. Krom ě toho bude k dispozici ■ horizontální sp ektrograf coudé a horizontální lab o rato ř coudé. Teleskop bude ve výšce nejm éně asi 50 m nad okolním terénem , aby byl nad oblastí n ejn ep řízn iv ějších teplot­ ních vlivů u země. PASP 455 I N É T Y

M E R K Ú R

zem ská. Po dlhší čas však zostala otázka e xisten cie atm osféry planéty neob jasn en á a až v roku 1963 sa tomu­ to problém u věnoval v S S S R I. V. Moroz na Južn ej sta n ic i Šternbergovho inštitútu. Moroz u sku točn il nové meran ia spektra M erkúra v infračerv enom obore (1 ,0 —3,9 m ikrónu). S p ek­

trum bolo reg istrov ané fo to ele k trickým i spektrogram am i, um lesteným i v ohnisku 125 cm re fle k to ra . Vyhodnotenim sp ek tra M erkúra Moroz zistil, že M erkúr má atm osféru, k to re j hlavnou o k o l

!

n ě k t e r ý c h

Podrobnosti ve struktuře galaxií a plynných m lhovin jsou známy v lce než půl s to le tí a dalo by se předpokládat, že tyto zn alo sti jsou kon ečné. Není tomu tak. F o to g rafie v Červeném světle u káza­ ly, že v okolí n ěk terý ch m lhovin je nakupeno daleko více mezihvězdného plynu, než bylo známo z fo to g rafií v modrém světle. Pram enem poznání se sta l palom arský fo to g rafick ý atlas oblohy, k terý obsah u je fo to g rafie v m odrém a v červeném světle. Zvláš­ tě zajím avé poznatky p řinesla foto ­ g rafie širo k éh o okolí velké m lhoviny v souhvězdí O rióna. Aby v ynikla před­ stava o sk u tečn é podobě a rozloze m e­ zihvězdného plynu v této č á sti oblo­ hy, použil jsem jak o pozadí negatívní o tisk fo to g rafie, exponované velkou Schm idtovou kom orou na Mt Palom aru. Do stejn éh o m ěřítk a jsem upravil pozitivní fo to g rafii m lhoviny tak, ja k ji znám e z četn ý ch reprodukci a um ís­ til ji do p atřičn é polohy. Po id en ti­ fik a c i byla označena hvězda č. 49 dle Bečvářova eklip tik áln íh o atlasu . N aho­ ře v levém rohu jsou vid itelné o bry­ sy tem né m lhoviny znám é pod názvem „K oňská hlav a“ (viz 4. str. o b álk y ). K om binace obou sním ků ukazuje celkový rozsah m ezihvězdného plynu, do něhož je velk á m lhovina zahalena. Po levé stran ě jsou patrné klíny tem RÁDI OVÉ

ZÁŘENI

ME

M onochrom atická zářivá teplota M erkura, m ěřená v oboru vlnových délek 8 —14 m, se značně m ění v zá­ v islosti na fázovém úhlu planety. Pro­ tože M erkur je obrácen ke Slu n ci s t á ­ le stejn o u polokoulí, ukazuje takový výsledek na značný rozdíl teploty m e­ zi osvětlenou a neosvětlenou č á stí po­ vrchu, což je c h a ra k te ristic k é pro pla-

složkou je k y sličn ík u h ličitý. Hustota ovzdušia je n eo b y čajn e ried k a — púhych 5,2 gram u /cm 3. Celkový tlak ply­ nu u rčil na 1,9 mb, čo je 500krát men e j než priem erný tla k na Zemi. M. D. M L H O V I N

A

GALAXII

né hm oty i jem né z ářící filam enty. Po­ dobně rozsáh lá o b last vodíkových oblaků byla objev en a v souhvězdí Jed ­ norožce v okolí tem né m lhoviny, zva­ né „Konus“. Mnohem pozoruhodnější jso u objevy v okolí n ěk terý ch galaxii. N ěkolik případů o bsah u je Hubblův a tlas g a la ­ xií. Zde jd e o form y obalů nebo p rsten­ ců, se kterým i se setkávám e u plane­ tá rn íc h m lhovin. Dr. Arp z observato­ ře na Mt Palom aru předpokládal po­ dobný útvar u znám é galaxie M 81 (U M a). Protože šlo o nesm írně jem ­ nou a slab ě z á řící strukturu , mohlo být k fo to g rafii 48palc. Schmidtovou kom orou p řikro čen o je n za u rčitých n ejp řlzn iv ě jších podm ínek. Tem né po­ zadí um ožňuje prodloužení expozice negativu bez obavy, že fo to g rafick á em ulze počne vlivem světélkování atm osféry šednout. Aby se ani zbýva­ jíc í a tm o sférick á em ise neu platnila, byl použit filtr, k terý propouštěl jen sp ek tráln í o b last mezi 4700 až 5400 A. Na sním ku byl zachycen p rsten ve vzdálenosti 30 000 parseků od středu M 81, je jíž vlastn í prům ěr čin í 15 000 parseků. M 81 n alézá se v relativní blízkosti M 82, ve k te ré došlo v m inu­ lých dobách k explozi. E x istu je -li sou­ v islo st g a la k tick é koróny M 82 s vý­ buchem v galaxii M 81, je předm ětem d alšího studia. J o s e f K le p e š ta KURU

NA

VLNĚ

8

mm

nety bez atm osféry. V roce 1961 Walk er vypočetl rozd ělení teploty na po­ vrchu M erkuru za předpokladu, že je ­ diným zdrojem zahřív ání p lanety je slu n ečn í záření, a ukázal, že se tep lo­ ta od subsolárn íh o k antisolárním u bodu m usí m ěnit v rozm ezí od 600°K do 25°K ; to dobře sou hlasí s výsledky m ěřen í v in frače rv en é oblasti.

Prvá m ěřen i rádiového zářen i M er­ kuru v centim etrovém oboru, provede­ ná v ro ce 1961 Howardem, B arrettem a H addockem na vln ách 3,45 cm a 3,75 cm však u k ázala, že m on ochrom atická zářivá tep lota disku při fázových úhlech 106° — 58° je v prům ěru oko­ lo 400°K, což převyšuje teplotu zm ě­ řenou v oboru 8 / — 14 n při stejn ý ch fázových úh lech. Howard, B a rre tt a Haddock dospěli k teplotě osv ětlen é­ ho m ísta 1100±300°K . Vezm e-li se v úvahu vliv lib ra ce a tak é m ožnost rad ioaktivního ohřívání planety, může se odhad teploty sn ížit na 600—700°K. Počítám e-li s nerovnostm i povrchu, m ohla by být teplota vyšší. Pro vysvětlení povahy rádiového zá­ řen í M erkuru a je h o tep lotn íh o reži­ mu jsou velm i důležitá d alší m ěřen í m onochrom atické zářivé teploty v co n ejširším spektrálním oboru, p o čítaje v to i o b last m ilim etrových vln. T ako­ váto m ěření na vlně 8 mm vykonali Kutuza, Losovskij a Salom onovič v ro ­ ce 1964 rad ioteleskopem Lebeděvova fyzikálního ústavu. K pozorování se užívalo m etody průchodu plan ety azimutem. Ju stace optického h led ače a určen í efektivn í plochy antény bylo

provedeno pom oci re g istra ce rádiové­ ho zářeni Ju p itera. Z re g istra ci, získ a­ ných při průchodech během 1— 2 dnů pozorováni, se po čítaly prům ěry, při­ čem ž se b rala v úvahu absorpce v zem­ ské atm osféře a přístro jo vé vlivy. Výsledky zpracování m ěření, vyko­ naných v červ en ci, v září a v říjnu 1964 ukázaly, že prům ěrná m onochro­ m atick á zářivá te p lota pro viditelnou č á st kotou če planety, redukovaná na střed n í h elio cen trick o u vzdálenost M erkura, se pohybovala v rozm ezí od 530°K do 130°K a záv isela n a fázovém úhlu. Zářivá tep lota m ísta o sv ětlen é­ ho Sluncem , vypočtená za určitých předpokladů rozd ělení teploty na po­ vrchu a s použitím výsledků získaných autory, vede k hodnotám mezi 660°± =tl20°K až 540±85°K . To v m ezích chyb sou hlasí s výsledky m ěření v in fra č e r­ veném oboru, získaným i již v r. 1936 Pettitem a N icholsonem , i s výpočty Howarda, B a rre tta a H addocka. Aby však bylo možno d ojít k p řesv ěd čiv ěj­ ším závěrům o teplotním režim u a v lastn o stech M erkura, je nutno získat další pozorování v m ilim etrovém obo­ ru, zejm éna při v elkých fázových úhlech planety. AC SSSR 327 \

SJEZD

N Ě M E C K É

ASTRO NOMICKÉ

N ěm ecká A stronom ická sp olečn o st (A stronom ische G e se llsch aft) vykona­ la od svého založeni před v íce než sto lety velký kus p ráce — vzpomeňme je n např. rozsáhlého katalogu AG. Je ­ jím i člen y jsou především v ědečtí p ra­ covníci z obou n ěm eckých států , dále z R akouska a Švý carsk a. Krom ě toho je členem i řada astronom ů z jin ý ch zemí, Č eskoslovensko n ev yjím aje. Le­ tos v době od 6. do 11. září se kon al v E isen ach u (NDR) již 48. sjezd této společnosti, na něm ž bylo před nese­ no p řes 50 re fe rá tů vesm ěs vysoké úrovně. Krom ě toho byly prosloveny přehledné přednášky o vodíkové m o­ lekule v mezihvězdném prostoru, o kv azistelárn ích o b jek tech , o slu n eč­ ním rádiovém zářeni, o sou časných problém ech vývoje hvězd a o rad ioastronom ických pozorovacích p ro g ra­ m ech a p řístro jích . Naši ú častn ici před­ n esli re fe rá ty o době rozpadu m agne-

SPOLEČNOSTI

tick ý ch polí slu n ečn ích skvrn (d r. M. K opecký} a o hustotě a zvětšeni stínu při m ěsíčním zatm ění z 24.—25. VI. 1964 (dr. J. B o u škaJ. Velmi zajím avé byly přednášky předsedy sp olečnosti prof. H. H affn era o výzkumu M ěsíce pom ocí sond typu R anger a prof. O. H eckm anna o evropské jižn í observa­ toři, k te rá se buduje v Chile. Neméně zajím avá byla i im provizovaná výstav­ ka, na níž se tě šil n e jv ě tší pozornosti kom pletní soubor fo to g ra fii povrchu Marsu, získaný sondou M ariner 4. U příležito sti sjezdu byla uspořádá­ na i exkurse na hvězdárny Grofischw abhausen a Tautenburg, jakož i do astronom ického oddělení Zeissových závodů v Jeně, kde účastn ici zhlédli již tém ěř hotový dvoumetrový dalekohled pro SSSR a zrcadlo pro náš dvoumetrový re fle k to r, k te rý bude bě­ hem dvou let postaven v O ndřejo­ vě. j. b .

C. R. Lynds prováděl spektrofotom etrick á pozorování v oblasti litiových čar u vlnové délky 6707 A ve spektru slu nečního disku. Tato pozorování by­ la prvním i zkouškam i s novým fotoMÁ

M E S I A C

NA G E O M A G N E T I C K Ú V L I V A K T I VITU?

M esiac — naše n ajb ližšie vesm írne teleso — zaujlm a po u rčitý ch intervaloch vzhladom na Slnko a na Zem tú istú polohu. M esačné fázy m ajú rózny účinok na d eje p reb ieh ajú ce na Ze­ mi. N iektoré vztahy medzi fázam i Mesia ca sú už dokázané — iné ča k a jú na te o re tick é zdóvodnenie. Dokázala sa napr. súvislosť medzi fázám i M esiaca a frekv en ciou m eteorov, dopadajú cich na Zem. N ezostala bez povšimnutia ani závislost m ag n etick ej a k ti­ vity na m esačn ých fázach. Závislost geom agn etick ej aktivity na m esačných fázach podlá údajov Geo­ m agnetickéh o ob servató ria v Hurbanove znázorňuje obr. 1. B oli spracované údaje za obdobie od 16. 1. 1953 do 3. 3. 1965. Toto obdobie zodpovedá 150 lunáciam , a to od č. 372 až 521. Zaujím avé sú m axim á medzi jed notliv ý­ mi fázam i až na dvojité maximum medzi splnom a poslednou štvrťou, m i­ nimum medzi poslednou štvrťou a novom. Závislost medzi aktivitou geom agne­ tick éh o pola a vzájom nou polohou Sln ka, Zeme a M esiaca znázorňuje po­ lárný diagram (obr. 2 ), kde sú za-

Obr. 1.

m etrem slu nečn íh o M cMathova d ale­ kohledu na am erick é hvězdárně K itt Peak. Byla u rčen a nová horní h ran ice celkov ého relativ ního zastoupení obou izotopů l it ia :l,8 X 1 0 12 atomů v gramu.

k re sle n é a j jed no tliv á m esačn é fázy a sm er sln ečn ý ch lúčov. Je pravděpodob­ né, že zvýšenú alebo znlženú aktivitu zem ského m agnetickéh o pola spósobuje gravitačn ý vliv M esiaca na korpusku lárn e č á stice , vyvrhnuté Slnkom do kozm ického priestoru, kto ré sú v last­ ně póvodcami m ag n etick ých búrok. M esiac tieto č á stic e u rých lu je alebo spom aluje, tým zvyšuje alebo znižuje ich účinok na m agnetosféru Zeme. Druhým účinkom M esiaca na zem­ ské m ag n etick é pole spočívá v prem enlivej vzdialenosti M esiaca od Ze­ me. Tým pósobi vSčšiu alebo m enšiu dem agnetizáciu Zeme. Změnou te jto vzdialenosti sa m ení a j rozloženie zem ­ ského m agnetickéh o pola, podobné ako sa m ení výška hladiny oceánov a m orí. Tieto zm ěny zem ského m agne­ tick éh o pola sú velm i pravidelné a volajú sa m esačným i v ariáciam i. Tieto účinky p lanét a M esiaca na Zem sú v stádiu intenzívneho bádania, ktorém u n e o cen ite ln e pom áhajú auto­ m atické inedziplanetárne sondy. M ik u lá š N ém eth

I( 20.

v.a.

V 30

1965

*4 0'i

;

*2 0 ’-

í<

>

n* -2 0 '

r *

i

-4 0 '-

01OČKA 1494

36xr

I

300T

I

1 1

2VT

1 1 1

i

V110.

1965

i

i

i

i

i

(8 0 *

l

i

120T

i

i

i

i

i

i

i

i

i

i

60'

O VI. 30

VI20.

*40'-

i

i *.20'-

-2 0 't

-4 0 ’ 3tS T

l

l

i ' i

OTOČKA 1495 i

i

l

300 '

l

i

i

i

i

i

i

i

i

240*

i

W

i

i

i

l

i

l

l

l

i

i

120'

i

i

i

'

l

i

i

0

6 0 *

L. S c h m ie d * O K A M Ž I K Y

VYSÍ L ANÍ V

ZÁŘI

ČA S O V ÝC H

SIGNÁLŮ

1 9 6 5

OMA 50 kHz, 20h ; OMA 2500 kHz, 20h ; P ra h a 638 kHz, 12&; OLB5 3170 kHz, 20h SEČ [NM — nem ěřeno, NV — nevysílán o) D en OMA 50 OMA 2500 P ra h a OLB5

1 0694 0682 0687 0704

2 0687 0672 0673 0688

3 0676 0663 0668 0681

4 0662 0651 0661 0668

5 0654 0642 NV 0656

6 7 8 0650 0633 0626 0638 0622 0614 0649 0628 0620 0652 0641 0633

9 0615 0603 NM 0621

10 0604 0591 NM 0609

D en OMA 50 OMA 2500 P ra h a 0L B 5

11 0594 0582 0590 0600

12 0585 0572 NV 0589

13 0576 0563 0571 0581

14 0564 0552 NV 0573

15 0557 0542 0545 0561

16 0547 0531 0537 0552

17 0532 0522 0523 0541

18 0526 0510 0516 0529

19 0515 0502 NV 0521

20 0506 0493 0497 0512

D en OMA 50 OMA 2500 P ra h a 0L B 5

21 0493 0481 0483 0494

22 0482 0473 0482 0487

23 0470 0460 0468 0475

- 24 0463 0453 NM 0471

25 0452 0442 0445 0461

26 0441 0431 NV 0448

27 0435 0423 0429 0440

28 0423 0411 0423 0430

29 0414 0402 0409 0418

30 0403 0392 NM 0414

Okamžiky v ysílán i signálů byly dne 1. 9. 1965 v-0h00m00s světového času po sunuty o 0,1000s vzad. V. P t á č e k

P lan etárn í fo to g rafie naráží zpra­ vidla na značné potíže, k te ré nedovo­ lu ji zach y tit na neg ativ ech takové po­ drobnosti, Jaké je možno pozorovat vi­ zuálně. Krom ě potíži instrum en táln í povahy a m alé plošné jasn o sti planet, vyžadující pom ěrně dlouhých expozič­ ních dob, je to především zem ská atm o­ sféra , k te rá svým neklidem podstatně znehod nocuje sním ky. Proto jsou do­ dnes d okonalé sním ky planet, zachy­ c u jíc í četn é podrobnosti, značnou vzácnosti. Značný p o čet dokonalých sním ků p lanet byl dosud získán na fran cou z­ ské h o rsk é hvězdárně Pie du Midi v P y ren ejlch , kde jsou m im ořádně dob­

Z lidových h vězd á ren liUDOVA

o astronom ických

H V E Z D Á R E Ň

v

Z příležitosti 20. výročia oslobodenia bola ludové hvezdárni v Prešove udelená pam átná p laketa a čestn é uznanie za príkladnú a obetavú prácu na poli kultúry. Riaditefovi te jto hvezM L Á D E Ž N I C K Á

kroužků

P R E Š O V E

Š K O L N Í

Lužickosrbský ústav pro vzděláváni u čitelů v Budyšlně uspořádal v době od 12. do 16. červ en ce tr. opět „Dny šk o ln í astronom ie'*. Program byl oprav­ du bohatý a sestaven byl tak, aby čas

VYZNAMENANÁ

d ám e I. Szeghym u ud ělili za vynikajú cu prácu na poli popu larizácie prírodných vied, Iudovýchovy a kultúry diplom K rajsk éh o národného výboru a pam atnú plaketu s čestným uznáním.

A S T R O N O M I C K Á

V dňoch 15. až 17. jú la 1965 kon ala sa v Išli pri Prešove prvá k ra jsk á m lá­ dežnická astronom ick á expedícia, ktorú usporiad ala ludová hvezdáreň y Pre­ šove za spolu práce K rajského osvěto­ vého střed isk a v K ošiciach a odbočky CAS pri SAV v Prešove. Na exped lcii zúčastnilo sa 25 m ladých členov krúžkov. Ú častn ici expedlcie prevádzali p rak tick ý zácvik v o rie n tácii v prlrode a na oblohe, v pozorovaní Slnka, M esiaca, m eteórov a um ělých družic, vo vym eriavanl teodolitom a v m eteorologickom pozorovaní. O rganizácia DNY

ré pozorovací podmínky. Na této hvězdárně získ al v listopadu m. r. P. Guérin snad dosud n ejd o k o n ale jší fo­ to g rafie Ju p itera (viz 1., 2. a 3. str. o b álk y ). N egativy byly exponovány novým zrcadlovým dalekohledem 0 prům ěru 100 cm a autor poznam e­ nává, že během n ě k o lik a n o ci byly obrazy absolu tn ě p erfektn í. Rozlišo­ v ací mez byla om ezena pouze rozlišo­ vací sch o p n o sti fo to g ra fick é emulze p ři slab ý ch k o n trastech . Vzhledem k užité ohniskové vzdálenosti daleko­ hledu — 45 m etrů — rozlišov ací mez byla řádu 0",25. Užiti d elší ohniskové vzdálenosti um ožni dosáhnout meze 0",15. J. B.

EXPEDfCIA

exped lcie bola zam eraná hlavně na p rak tick ú strán ku s m etodikou pozorovania. Ú častn íci bo li rozd elení do skupin a každý d ostal k spominaným pozo.rovaniam m ateriály, ktoré postup­ n é s pozorováním vyplňoval. Záverom exped lcie sa m ateriály vyhodnotili. E xp ed ícia sp ln ila svoj c ie l a ú častn ici sa dožadovali ju každ oročně v prázd­ n in ách usporiadavať. U sporiad atelia p ri hodnoteni te jto ak cie sa shodli, že každý rok budú takéto a k cie usporiadavaf. V o jt e c h Iv a n A S T R O N O M I E

byl stejn o u m ěrou rozdělen na před­ n ášky teo re tick é h o zam ěření a na p rak tick á cv ičen í a sem in áře. Předná­ šeli význam ní odborníci, ja k o např. prof. Hoppe z Postupim i o p oznatcích

kosm ogonického bádání a o m ožnosti vývoje života na p lan etách , p rof. Hollitsch e r z B erlín a o filo so fick ý ch pro­ blém ech m oderní astronom ie, dr. Stein e rt vysvětlil základy s fé r ic k é trig o ­ nom etrie a je jí užití v astronom ii, dr. Runge z Postupim i přednášel o m eteo­ ro lo gick ých d ružicích a je jic h význa­ mu pro m eteorologii, prof. Lauter z K uhlungsbornu o fyzice horn ích vrstev atm osféry a o v ztazích Slu n­ ce — Země. Dr. Kruger z B erlín a do­ provodil svůj re fe rá t o rad ioastronomii diapozitivy pozorovacích stan ic, mezi nim iž nechyběl ani O ndřejov. Za­ jím avá byla i beseda s pracovníky re ­ dakce časopisu „A stronom ie in der Sch u le“, k te rá má své sídlo v Budyšíně. Sem ináře se týk aly astron o m ick ých

pozorování ve ško le, práce s astrono­ m ickým kalend ářem a otočnou mapou oblohy, vyučování astronom ii se zře­ telem k občan sk é výchově, postavení kosm onautiky při vyučování astrono­ m ie (v NDR je jed in á vyučovací hodi­ na astronom ie v d esáté tříd ě) a astro ­ fyziky při vyučování astronom ii. Po­ sled ní den zasedání, jehož se zú čast­ n ili u čitelé a ped agogičtí pracovníci z celéh o územ í NDR, byla n a progra­ mu diskuse o ú k o lech vyučování a stro ­ nom ii v jednotném vzdělávacím sy sté ­ m u; hlavním požadavkem je zvýšení počtu hodin astronom ie alespoň o je d ­ nu hodinu p rak tick ý ch cvičen í za 14 dnů. Závěrem hovořil prof. H offmeis te r ze Sonneberku o výzkum ech in terste lá rn í hm oty. M ilo slav C h m ela ř

Ú k a z y na o b lo z e v prosinci S lu n ce. Dne 22. p rosince ve 2h41m vstupuje Slu n ce do znam ení K ozorož­ ce ; v tuto hodinu n astáv á zim ní slu ­ novrat a začátek astro n om ick é zimy. Slu n ce vychází 1. p rosince v 7h37m, v době slunovratu v 7 h56m a 31. pro­ s in ce v 7 h59m. Zapadá 1. p ro sin ce v 16h01m, v době slunovratu v 16h00m a dne 31. p rosince v 16h08m. Od p o čát­ ku m ěsíce do slunovratu se d élk a dne zkrátí o 20 m in., od slunovratu do kon ce p ro sin ce se opět o 5 m in. pro­ dlouží. M ěsíc bude 1. X II. v 6& v první čtvrti, 8. X II. v 18h v úplňku, 15. X II. v l l h v poslední čtvrti, 22. X II. ve 22h v no­ vu a 31. X II. ve 3h opět v první čtvrti. V přízem í bude M ěsíc 11. p rosince, v odzemí 27. prosince. Dne 8. p rosince bude polostínové zatm ění M ěsíce. Za­ č á tek úkazu n astáv á k rá tce po výcho­ du M ěsíce a západu Slu n ce v 16h07m, střed zatm ění bude v 18h10m a kon ec ve 20h12m. Toto zatm ění, podobně ja ­ ko o statn í polostínová zatm ění, nebubude p říliš nápadným ú k a z e m ; pro­ jeví se pouze ztem něním jižn í č á sti m ěsíčního kotouče, především v době kolem středu zatm ění. M erku r je v p rosin ci n a ran n í oblo­ ze. Dne 3. X II. je v dolní k o n ju n k ci se Sluncem , 21. X II. v n e jv ě tší západní

e lon gaci. Bude proto n e jlé p e pozoro­ vatelný v druhé polovině m ěsíce. V době od 15. do 22. X II. bude v 7& a si 7 °— 8° nad jihovýchodním obzo­ rem ; v tuto dobu bude tak é vycházet tém ěř 2 hod. před východem Slu nce. P očátkem p rosin ce bude vycházet v 7 h55m, koncem m ěsíce v 6h27m. Hvězdná velikost M erkura se během p ro sin ce zvětší z + 2m,3 na — 0m,2 ; v době kolem n ejv ětší elon gace, která je vhodnou p říležitostí k nalezení pla­ nety, bude asi 0m,0. K onjunkce M er­ kura s M ěsícem n astan e 21. X II., kon­ ju n k ce M erkura s A ntarem 22. pro­ sin ce. V en u še je v ečer nad jihozápadním obzorem, je jí ja sn o st je a s i — 4m,4. V p ro sin ci zapadá k rá tce po 19h. Dne 26. X II. bude v k o n ju n k ci s M ěsícem . M ars se pohybuje souhvězdím i S tře l­ ce a K o zo ro žce; zapadá k rá tce po 18h, tedy a si 2 hod. po západu Slu n­ ce. Hvězdná v elikost p lanety bude + l m,4. V kon ju n k ci s M ěsícem bude 25. prosince. J u p ite r je v souhvězdí Býka. Dne 18. X II. je v opozici se Sluncem , tak­ že po celý p rosinec bude nad obzorem po celou noc. Má ja s n o st —2m,3. Dne 9. X II. bude v k o n ju n k ci s M ěsícem . S a tu rn je v souhvězdí Vodnáře. Po­

čátkem p rosin ce zapadá ve 23h27m, koncem m ěsíce již ve 21h38m. Jasn o st je + l m,2. Dne 1. X II. a 28. X II. bude v k o n ju n k ci s M ěsícem . U ran je v souhvězdí Lva. Počátkem p ro sin ce vychází v 0 h20m, koncem m ě­ síce ve 22h18m. P lan eta má hvězdnou v eliko st + 5 m,8. Dne 15. X II. n astan e ko n ju n k ce Urana s M ěsícem . N ep tu n je v souhvězdí Vah. P očát­ kem p ro sin ce vychází v 5h56m, koncem m ěsíce již ve 3h56m. Má hvězdnou ve­ lik o st + 7™,8. Dne 19. X II. n astan e ko n ju n k ce Neptuna s M ěsícem . N eptu­ na, podobně jak o U rana, je možno vy­ h led at podle o rie n tačn ích m apek, o tištěn ý ch ve H vězdářské ro če n ce 1965. P la n e tk y . Dne 28. prosince bude V esta v opozici se Sluncem . Pohybuje se v souhvězdí Blíženců (poloha je v R očence, str. 105) a má hvězdnou v eliko st + 7 “ ,2. Pom oci vhodného a tla ­ su (např. Bečvářova) ji nebude obtíž­ né n alé zt 1 zcela m alým d alek oh le­ dem. M eteo ry . V p ro sin ci nastanou m axi­ m a čin n o sti dvou význačných ro jů , Gem inid a Ursid. Maximum prvního ro je připadá na noc 13./14. X II., maximum druhého na noc 22./23. X II. Trváni prvního ro je je 6 dni (m axim ální po­ č e t asi 60 lé tav ic za hod inu), trvání druhého pouze a si 1 den (m ax. fre k ­ vence 10 m eteorů za hodinu). Z n ep ra­ videlných rojů m ají maximum čin n o sti Andromedldy II. dne 2. p rosince. J. B. • S o v ětsk ý stu d e n t V la d im ír V o z ija n by s l rá d d o p iso v al se Čtenářem n a še h o č a ­ sop isu ve s t á ř i a s i 15— 16 le t. A d resa : S S S R , N ik o la je v s k a ja o b la s t, N o v o o d Sssk lj r a jó n , g . N o vaja O d ěssa, u l. N a b e re ž n a ja No 69.

OB S AH K. B e n e š: P o v rch M arsu ve sv ě tle te o r ie a v ě d e c k ý c h p o zn atk ů so n ­ dy M a rin er 4 — P. L á la : P rů b ěh letu k o sm ic k é son d y M a rin e r 4 — J. S a d il: K sn ím k ů m M arsu získan ým a m e ric k o u k o sm ick o u son d ou Ma­ r in e r 4 — M. D u jn lč : S ú ča sn ý stav p re d stá v o p o d sta tě T u n g u zsk éh o m e te o ritu — Co n o v éh o v a s tro n o ­ m ii — Z lid o v ý ch h v ězd áren a a s tro n o m ic k ý c h k ro u ž k ů — Okazy n a o b lo ze v p ro s in c i

C O flE P JK A H H E K. BeHem : H o B b ie TeopHH o noBepxh o c th M a p c a , ocHOBaHHbie Ha p e a y .lb r a T a x M ^pH H epa 4 — n . J l a J i a : i i o ji e T M apH H epa 4 — H . C aA H Ji: M apcuaH CK H e ch h m k h MspHHepoM 4 — M . /lyftH H '1: C o B p e M e m iu e ra n o T e 3 u o TvH rV3cK 0M MeTeopHTe — M to HOBoro b acTpoHOMHH — H 3 HapoAHblX oficep B aT op H fl H aCTpoHOMHíeCk h x KpvjKKoB — S BjíeH H S Ha H e6e b aena6pe

CO N T E N T S K. B e n e š: New T h e o rie s on th e M a rtia n S u r fa c e b a sed on R esu lts o f M a rin e r 4 — P. L á la : F lig h t o f M a rin e r 4 — J .- S a d i l: On M artian P h o to g ra p h s by M a rin er 4 — M. D u jn ič : R e c e n t H yp oth ese o n th e T u n gu z M e te o rite — N ew s in A stro ­ nom y — F ro m P u b lic O b se rv a to rie s and A stro n o m lc a l C lubs — P henom en a in D ecem b er

Ř íši hvězd řid l re d a k č n í ra d a : J. M. M ohr (v e d o u cí r e d .j, J iř í B o u šk a (v ý k o n , r e d .), ] . G rygar, F . K ad avý , M. K o p eck ý , L. L a n d o v á -Š ty ch o v á , B. M a le č e k , O. O bů rka, Z. P la v ­ co v é, S . P llc k a , J. S to h l; t a j. re d . E . V o k a lo v á , te c h n . re d . V. S u ch á n k o v á . V yd ává m iň. šk o ls tv í a k u ltu ry v n a k l. O rb is, n. p„ P ra h a 2, V in o h ra d sk á 46. T is k n e K n ih tisk , n. p., p rov ozovn a 2, P ra h a 2, S le z sk á 13. V y ch á z í 1 2 k r á t r o č n ě , cen a je d n o tliv é h o v ý tisk u K čs 2,— . R o z šiřu je P o što v n í n o v in o v á slu ž b a . In fo rm a c e o p ře d p la tn ém pod á a o b je d ­ n áv k y p řijím á k a ž d á p o šta i d o ru č o v a te l. O b jed n á v k y do z a h r a n ič í v y řiz u je PNS — ú stře d n í e x p e d ic e tis k u , odd. vývoz tisk u , Jin d ř iš s k á 14, P ra h a 1. P řísp ěv k y z a s íle jte na re d a k c i R lše hvězd, P ra h a 5, Šv éd sk á 8, te l. 54 03 95. R u k op isy a o b rázk y se n e­ v r a c e jí, za o d b o rn o u sp rá v n o st o dp ovídá a u to r. — T o to č ís lo b y lo d án o do tisk u dne 4. ř íjn a , v y šlo 3. listo p a d u 1965. A-05*51922

F o t o g r a fie Ju p ite r a (P ie du M idi) z 22. XI. 1964 (2 1 ,'50rr') s m ě s íč k e m Io ( t ě s n ě u d o ln íh o o k r a j e ) . — N a č tv r té s t r a n ě o b á lk y j e m o n tá ž n e g a tiv n íh o a -pozi­ tiv n íh o o b ra z u m lh o v in y v O rion u. ( K e z p rá v ě n a str. 218.)