Na první str. obálky jsou Plejády, exponované 40 min. stejnou kom orou 9. X (O ba sním ky Zd. Vávrová.)

Velká spirálová ga la xie v souhvězdí A n drom edy (M 3 1 ), fotog ra fo va n á 17. X. 1977 M aksutovovou kom orou (625/830/1870 m m ) na K le ti. E x p ozice 60 m in. na film ORW O N P 27. Na p rv n í str. obálky jsou P lejá d y , exponované 40 m in. stejn ou k om orou 9. X. 1977. (O ba sním ky Zd. V á v rov á .)

Říše h v ě z d

Václav

f í o č . 5 9 ( 1 9 7 8 ) , ě. 1

Bumba:

O PRÁCI A S T R O N O M I C K É H O ÚSTAVU ČSAV N a podzim m in u léh o roku uspořádal tisk ový orgán prezíd ia Československé akadem ie věd, B u lletin ČSAV, anketu, p ři n iž odpovíd a li ře d ite lé ústavů Čes­ kosloven sk é akadem ie věd na dvě otá zky: (1 ) Jakými form a m i p ra co vn í a společen ské a k tiv ity p řis p ěje váš ústav k význam ným ju b ile jím rok u 1977 k 60. v ý ro č í VŘSR a 25. v ý ro č í za ložen í Č SA V? 12] K te ré z výsledků věd ecké č in n o s ti vašeho ústavu po dobu 25letého trvá n í ČSAV považujete za nejzá va žn ější, ja k ty to výsledky o b oh a tily p ř í­ slušný vědní ob or a jak se u p la tn ily ve společen ské pra xi? Na ty to dvě otázky o tisk u jem e odpověd i ře d ite le A s tro n om ick éh o ústavu ČSA V člen a korespon d en ta Č SAV V. Bumby. (1 ) V roce 1977 byl A stron om ick ý ústav ČSAV p ověřen p rezíd iem ČSAV organ iza cí X X V III. kongresu M ezinárod n í astronautické fed erace. Protože se tento kon gres m ěl konat n ě k olik dní p řed 20. výročím vypuštění prvn í um ělé d ru žice Zem ě Sovětským svazem a jeho h la vn í tém a zah ajovacíh o plenárníh o zasedání b ylo „Z la tá d esetiletí kosm ického výzkum u", rozh od li jsme se, že věnujem e na počest 60. v ý ro č í VŘSR veškerou p éči zajištěn í a uspořádání kongresu tak, aby kon gres v yzd v ih l prioritu Sovětského svazu v dobývání kosmu a pod trh l velikou účast socialistick ých států na m írovém výzkum u a vyu žití kosm ického prostoru. Dom nívám e se, že tento zám ěr se plně v y ­ d ařil zejm én a d íky tomu, že se nám p od a řilo za jis tit velkou účast na k on ­ gresu nejenom vědeck ých a techn ick ých pracovníků ze socialistick ých zem í, nýbrž že i počet referátů z našich zem í (zejm én a d íky národním koordinaěním orgánům program u In terk osm os) přesáhl 40 % . K on gres b yl co do účasti zatím n ejvětším v d ějinách M ezinárod n í astronautické fe d e ra c e s n e jvětší účastí referátů ze socialistick ých zem í, a proběhl v duchu m írové spolupráce. O tom svědčí i heslo příštího kongresu, k teré se v Praze v této atm osféře zro d ilo „Kosm onautikou za m ír a spolu p ráci". S kongresem byla spojena řada ak cí: Dva dny před kongresem , ve spolu­ práci Č eskoslovenské akadem ie věd, A stron om ick ého ústavu ČSAV, SČSP a Domu sovětské vědy a kultury v Praze, byla slavnostně zahájena výstava „V ýzk u m a dobývání kosmu v SSSR“ , dedikovaná 60. v ý ro č í VŘSR a 20. v ý ­ ročí prvn ího sputniku. Její význam p o d trh li svou přítom nosti i soudruzi K a­ pek, H avlín, Lúčan i druzí a početná sovětská d eleg a ce vedená B. N. P e tro ­ vem, jejím iž člen y b yli čty ři sovětští kosmonauti a řada předních kosm ic­ kých odborníků. V p řed večer kongresu proběh la v k on gresovém sále výstava obrazů s o v ě t­ ského kosmonauta Leon ova a akadem ického m alíře Sokolova. Výstava, kterou o te v ře l m inistr kultury CSR dr. M. Klusák, po celý týden zasedání kongresu připom ín ala jeho účastníkům tém ata m írovéh o výzkumu kosmu a m íro vé spolupráce při jeho vyu žití. K rom ě kongresu p řip ra v ili p ra co vn íci ústavu řadu článků v denním tisku a časopisech, vystoupení v te le v iz i i rozhlase, v yzd vih u jících význam VŘSR

p ro českosloven skou vědu, pro za lo žen í ČSAV, zejm éna pak pro astronom ii, ■astrofyziku a vyu žití kosm ických m etod a zúčastnili se celostátn ího sem ináře , 3 ) tet sovětské kosm onautiky", pořádané k velkém u říjnovém u výročí. (2 ) Cena ČSAV, kterou v ro c e 1953 dostal k olek tiv pracovníků A stron o­ m ick éh o ústavu ČSAV, předznam enala rych lý rozv o j kom plexního výzkumu m eteorů , k te rý přinesl řadu výsledků, dů ležitých nejen pro naše poznání zá ­ k o n ito s tí rozlo že n í a pohybů hm oty ve sluneční soustavě, nýbrž i pro mo d e lo v á n i průletu těles velkou rych lostí zem skou atm osférou nebo pro setkání u m ě lýc h družic Země s m eteory. Za více než 25 let system atického fo to gra fo v á n í byl získán nejbohatší arch iv drah m eteorů na světě. Poprvé na světě b yl pom ocí takové dráhy n alezen a důkladně prostudován m eteo rit Příbram ( v r o c e 1959), byla získána spektra m eteorů s největší disperzí. Do v ý ­ zkum u m eteorů byl zapojen m eteorick ý radar i kosm ické m etody na palubě d ru žic Interkosm os a raket V ertikál. Z naší in icia tivy byla vybudována dnes u ž evro p sk á síť, která hlídá soustavně lety bolidů. Část dosažených výsledků b y la v roce 1970 oceněna Státní cenou K lem enta Gottwalda, kterou ob d rželi U r. Z. Ceplecha, DrSc. a člen korespondent SAV L. Kresák. Státní cenou K. G ottw alda bylo v roce 1961 oceněn o i vybudování unikát­ n íh o m nohokam erového sp ek trografu a výsled k y studia jím získaných spekter slu n ečn ích erupcí. Dnes podobné s p ek trografy existují na několika dalších h vězd árn ách na světě. Sluneční výzkum našeho ústavu, prováděný opět kom ­ p le x n ě v celém rozsahu elektrom agn etick éh o spektra i ve lk é části spektra Sluncem vysílan ých částic na Zem i i do vesm íru, se může pochlubit dalším i ■výsledky zejm éna v poznání zákonitostí rozlo žen í slunečních m agnetických p o li a Jimi podm íněné ak tivity (Cena ČSAV 1967), které v dalším ro zp ra co­ v á n i m ají slou žit jako základ p ro p rogn ózn í činnost g eo ak tivn ích jevů. Díky vla stn ím pozorováním klasickým i m etodam i i na palubě d ru žic Interkosm os p o d a řilo se určit fyzik á ln í podm ínky v n ěk terých oblastech sluneční atmo s fé r y , stanovit p ravidla průběhu některých typů eru pcí i získat poznatky o je jic h v liv ec h na m eziplanetární prostor a zem skou m agnetosféru. S tart prvn í um ělé dru žice v SSSR před d vaceti lety zaznam enal 1 ren e ­ s a n c i naší k lasick é astronom ie — inten zivně se rozvin u ly práce v dru žicové astrod yn am ice a ústav se stal jedním z dru žicových cen ter s m ezinárodní p&sobností. Např. v roce 1972 byl u nás uveden do provozu prvn í laserový d ru ž ic o v ý radar, vybudovaný ve spolupráci pěti socialistick ých zem í. Ana lý zo u našich i zah raničních pozorován í byla stanovena řada ch arakteristik tv a ru g ra vita čn ích p o lí Země — d ů ležitých jak pro g e o fy zik á ln í a g e o lo ­ g ic k ý výzkum , tak i pro obranu státu. Byl určen i přesný tvar a rozlo že n í h m o ty M ěsíce i Marsu. T yto práce b y ly ocen ěn y vlon i Státní cenou K. G ott­ w a ld a , kterou ob d ržel ing. M. Burša, DrSc:, vedou cí od d ělen í dynam iky slu­ n e č n í soustavy. V tom to od d ělen í ze zm ěn drah družic Interkosm os b yly z ís ­ k á n y údaje o rotaci atm osféry. Rozpracovaná te o rie pohybu um ělých družic Z em ě je používána v řadě resortů, např. k výpočtu před p ověd i poloh kom u­ n ik a č n ích družic M oln ija pro čs. radiokom unikační středisko. V chron om etrii našla celosvětové uplatněni naše o rig in á ln í m etoda přes­ n é h o p orovn áván í času vzd álen ých hodin p om ocí te le v ize [Cena ČSAV .1973). System atickou ap lik ací m oderní elek tro n ik y bylo dosaženo vysokého stupně p řesn o sti sd ělování přesného času d ů ležitého nejen pro naši veřejnost, nýbrž ze jm én a pro čs. průmysl. D lk v n ejvětší investici, kterou Astron om ický ústav ČSAV ob d ržel p řed d e ­ s e t i lety — dvoum etrovém u dalekohledu — b yly získány obsáhlé kolek ce vyso k o d isp erzn ích spektrogram ů, jejich ž studiem i teoretick ým i výp o čty byla d ok ázá n a podvojn ost horkých Be hvězd se závojem a získány něk teré údaje o v ý v o ji hm oty je jic h složek (loň sk á cena Č S A V ). Byla studována spektra t ř í n ových hvězd: N o v y Delphini 1976, N ovy Vulpeculae 1968 a N o v y Cygni

N a sním cích z oblasti jižn í M léčn é dráhy bylo ob jeven o kolem 170 o te v ř e ­ ných hvězdokup, čím ž byla p ro storově ucelena znalost tohoto podsystém u naši Galaxie. Bylo ob jeven o něk olik d esítek planetárn ích m lhovin, studová­ ny jejich individuáln í vlastnosti i vlastnosti je jic h prostorovéh o r o zlo že n i. Světovéh o uznání bylo dosaženo při studiu dynam iky Galaxie, zejm én a v y ­ tvořen ím vhodných origin á ln ích an alytick ých m odelů um ožňujících studium dynam ických i hustotních vlastností h vězdných soustav. V elm i vysokéh o o c e ­ nění došly „K a ta lo g hvězdokup a h vězdných a sociací" (2. v y d á n í) a „ K a ­ talog galak tick ých planetárn ích m lh ovin ".

Zdeněk

Mikulášek:

VESMÍR A DEUTERIUM Vétšina kosm ologů se shoduje na tom, že se vesmír rozpíná, při­ čemž rychlosti, s nimiž se od nás vzdaluji nejvzdálenější galaxie, se blíží rychlosti světla. Spory jsou však o tom, jak bude probíhat další vývoj: Bude se vesmír rozpínat neustále nebo se jeho rozpínání p o čase zastaví a nastoupí smršťování? N edávno provedená měření za­ stoupení deuteria v Galaxii dávají za pravdu spíše první m ožnosti. Ukazuje se totiž, že střední hustota vesm íru je zřejmě natolik nízká, že gravitace látky ve vesmíru nemůže zastavit expanzi vesmíru a p ři­ nutit jej opět ke smršťování. Berem e-li v úvahu dnešní hodnotu Hubbleovy konstanty, jež vyjadřuje míru rozpínání vesmíru, pak stačí, aby střední hustota vesmíru byla vyšší než 6 1 0 27 kg n r3 k tomu, ab y se vesmír uzavřel a po jisté době se začal smršťovat. Klasické odhady hustoty vesmíru vycházející ze statistických a dynam ických úvah dá­ vají běžně hodnotu až o řád menší než je kritická hustota. Uveď m e zde například studie J. R. Gotta a dalších, kteří studovali dynam iku galaxií a kup galaxií a dospěli k závěru, že střední hustota vesm íru je o něco m álo větší než 5 10 2S kg n r3. Jinou cestu odhadu střední hustoty vesmíru navrhl v roce 1973 R. V . W agoner. Podle teorie velkého třesku vzniklo deuterium a další le h k é prvky jako litium, hélium a berylium jadernou přem ěnou vodíku n ě­ kolik stovek sekund poté, kdy se začal vesm ír rozpínat^ a teplota v něm by la rovna zhruba 109 K. Zastoupení lehkých prvků závisí n a počátečních podmínkách, na tom, jak rychle se vesm ír rozpínal. W a ­ goner vyjádřil zastoupení těchto prvků jako funkci dnešní střední hustoty vesmíru (v iz o br.). Výpočty ukazují, že obsah deuteria je m i­ m ořádně citlivým ukazatelem hustoty, neboť změna hustoty vesm íru o dva řády se odrazí ve změně obsahu deuteria o devět řádů! M nož­ ství deuteria je tak silně závislé na vlastnostech vesm íru z toho dů­ vodu, že se deuterium velmi snadno mění v jiné lehké prvky. Čím hustší je vesmír ve fázi tvoření lehkých prvků, tím větší díl deuteria se přem ění na hélium, či jiné lehké prvky. Je-li naopak vesmír v této fázi řidší, pak se jaderná syntéza zastaví dříve, než se stačí deute­ rium změnit v jiné prvky. Dnešní obsah deuteria ve vesmíru jistě n e­ souhlasí s obsahem deuteria vzniklého v raných fázích vývoje vesm í­ ru, protože v nitrech hvězd hoří deuterium na hélium. Vzhledem k to­ mu představuje dnešní zastoupení deuteria horní hranici svého za-

Závislost re la tiv n íh o h m o t­ n ostn íh o zastoupení le h ­ kých prvků, k teré vzn ik ly v raných fázích vývoje vesm íru, Xi na současné h od n otě střed n í hustoty vesm íru — e (h u s to ta uda­ ná v kg m-* ). Povšim n ěte si m im ořá d né c itliv o s ti o b ­ sahu d euteria na hustotě vesm íru /čerch ova n á čá ­ ra ] . Svislou čárkovanou ča rou je vyznačena h od n o ­ ta k ritic k é hustoty vesm í­ ru, p ři n íž se vesm ír uza­ vírá. Šipka ozn a ču je p o z o ­ rova n é h m otn ostn í zastou­ p e n í deuteria.

-29

-28

-27

-26

-25

stoupeni ještě před vytvořením hvězd a současně určuje horní h ra­ nici hodnoty střední hustoty vesmíru (viz obr.). Od roku 1973 sleduje družice Copernicus ultrafialové absorpční čáry deuteria ve spektrech jasných hvězd ranných typů. Intenzita těchto čar je měřítkem obsahu deuteria v mezihvězdné látce, která se na zkoumané hvězdy promítá. Donald G. York a John B. Rogerson z uni­ verzity v Princetonu takto studovali spektra pěti jasných hvězd a zjistili, že deuterýicii představuje 2,5 10'5 část hmoty mezihvězdné lát­ ky. Odtud lze již lÉiadno získat i odhad horní hranice střední hustoty vesmíru — zhruba 5-10'28 kg m-3, což je tedy podstatně méně, než kolik činí kritická hustota. Význam této metody odhadu střední hodnoty hustoty vesm íru tkví v tom, že jde o zcela nezávislou metodu, a že se na ní nevztahují námitky řady teoretiků, kteří poukazují na to, že velké množství hm o­ ty ve vesmíru uniká naší pozornosti např. ve form ě m ezigalaktického plynu nebo černých děr. Nicm éně i zde existují problém y: Co když se deuterium ve vesmíru nějakým procesem vyrábí a toto deuterium pak obohacuje oblaka mezihvězdné látky. Pak by ovšem dnešní hodnota obsahu deuteria mohla být podstatně vyšší než na počátku a znam e­ nalo by to, že vesm ír může být ve skutečnosti mnohem hustší. Fred Hoyle a další ukazují, že deuterium může vznikat např. v r á ­ zové vlně při vzplanutí supernovy nebo při reakcích atomů mezi­ hvězdného plynu s vysoce energetickým i kosmickými paprsky. Tyto procesy by m ěly zvyšovat obsah deuteria především v oblastech po-

A

blíž jádra galaxií, kde je vývoj hvězd nejprudší. N a druhé straně se při vývoji hvězd deuterium spaluje, takže se může stát, že rychlý vý­ voj hvězd zde bude mít za následek spíše snížení obsahu deuteria. Z tohoto důvodu studovala skupina A. A. Penziase z Bellových labo ­ ratoří rozložení deuteria v Galaxii prostřednictvím měření emise DCN (m olekula kyanovodíku, kde je atom vodíku nahrazen deuteriem) v oboru milimetrových vln v temných oblacích mezihvězdné látky. Penzias se svými kolegy porovnávali intenzitu emise DCN na km i­ točtu 144 828 MHz s intenzitou emise m olekuly HC13N (m olekula kya­ novodíku, kde místo běžného atomového uhlíku C12 se vyskytuje atom těžšího uhlíku C13) na frekvenci 86 340 MHz. Tento výzkum provedli u sedmi oblaků mezihvězdné hmoty, o nichž je známo, že mají sil­ nou emisi HCN, a to pom ocí 5m antény univerzity v Texasu a l i m antény National Rádio Astronom y Observátory na Kitt Peaku. V šesti m račnech mimo střed Galaxie se pom ěr obsahu DCN k HC13N mění v rozm ezí 0,084 až 0,21. V yjdem e-li ze známého poměru zastoupení izotopů uhlíku v mezihvězdné látce, docházíme k závěru, že tyto v ý ­ sledky velmi dobře souhlasí s výsledky získanými pomocí družice Copem icus. V mračnu Sagitarius B, které se nachází v blízkosti stře­ du Galaxie, je poměr obsahu DCN k HC13N podstatně menší, což upo­ zorňuje na skutečnost, že v tomto oblaku je méně deuteria než v ostat­ ních oblacích. Jak poznam enává Penzias se svou skupinou v prvním lednovém čís­ le časopisu Astrophysical Journal, podporuje nedostatek deuteria v té­ to oblasti myšlenku, že deuterium je během vývoje hvězd spotřebo­ váváno v míře podstatně větší než vyráběno. Odtud také plyne, že v sou­ časné době existují silné argum enty pro to, že náš vesmír je otevřený a bude se rozpínat do nekonečna.

Zdeněk

Urban:

RENTGENOVÁ A ULTRAFIALOVÁ P O Z O R O V Á N Í N O V Y C Y G N I 1975 Senzační vzplanutí Novy Cygni 1975 (V1500 C yg) koncem srpna 1975 se stalo nesporně astronom ickou událostí prvního řádu. Není proto divu, že tato nova byla v průběhu vzplanutí i po něm pozoro­ vána doslova čím se dalo a že byla získána celá záplava údajů z n e j­ různějších spektrálních oborů. V tomto článku se nebudeme zabývat pozorováním i z optického oboru (potřebné údaje čtenář najde např. v článcích J. Boušky — Vesm ír 1/1976, str. 29 a J. Grygara — Vesm ír 8/1976, str. 237) — řekneme si něco o tom, jak ve V1500 Cyg chovala v oborech rentgenového a ultrafialového záření. Jelikož v době vzplanutí V1500 Cyg bylo na oběžné dráze hned několik družic s detektory rentgenového záření na palubě (SAS-3, Ariel 5, A N S, Copernicus), zdálo se, že k pochopitelné velké radosti astrofyziků zabývajících se novami, poprvé v historii získáme údaje o rentgenovém záření jasné novy v průběhu vzplanutí. Již předběžné

údaje (n apř. Sanford P. W . a spol., IA U Circ. 2828, 1975 a Turner M., IA U Circ. 2829, 1975) však byly přijaty se smíšenými pocity — V1500 Cyg totiž v rentgenovém oboru vůbec nezářila! J. A. H offm an, W. H. G. Lewin, K. Brecher, J. Buff, G. W . Clark, P. C. Joss a T. M atilsky (N á ­ tuře, 261, 208, 1976) uveřejnili rentgenová pozorování V1500 Cyg v oblasti 0,1— 50 keV získaná pomocí družice SAS-3. Rentgenová emise nebyla vůbec objevena, a proto byly stanoveny pouze je jí horní lim i­ ty. V oblasti energie kvant 1,5— 15 keV pom ěr rentgenové svítivosti Lx k celkové optické svítivosti nový Lopt nepřevyšuje 10'4. V oblasti 0,1— 0,3 keV je tento poměr menší než 5,4 X 10"6. Pro ilustraci: po­ měr L x j L o p t pro klidné Slunce je 1 0 s, pro známý rentgenový zdroj Sco X -l však hodnota tohoto poměru činí 103! jaké jsou teoretické důsledky absence rentgenové emise v průběhu vzplanutí V1500 Cyg? Ke vzplanutí novy podle současných názorů dochází následkem explozivního spalování vodíku v na vodík bohaté obálce bílého trpas­ líka. Spalování začíná tehdy, když teplota a tlak ve spodních čás­ tech této obálky dosáhnou hodnot potřebných k zahájení jaderných reakcí. Vodík potřebný k vybudování obálky bílý trpaslík získává v rám ci přenosu hmoty v těsné dvojhvězdě, které je složkou (p ra v d ě ­ podobně všechny novy jsou složkam i těsných dvojhvězd). Celá série překrásných teoretických prací S. Starrfielda, W . M. Sparkse a J. W . Trurana (viz např. přehledový článek těchto autorů ve sborníku IAU Symposium N o 73, D. Reidel 1976) ukázala, že ve výše uvedeném explozivním spalování vodíku hraje významnou roli zastoupení atomů C, N a O v na vodík bohaté obálce. Cím je zastoupení těchto atomů v obálce větší, tím je explozivní spalování prudší a energetická pro­ dukce vzplanutí novy větší. Spektrální pozorování skutečně před p o­ věděný anom álně vysoký obsah C, N a O ve vyvržených obálkách nov potvrdila, takže teorie Starrfielda a spol. m á dostatečně solidní expe­ rim entální základ. V e světle takového teoretického obrazu vzplanutí novy absence rentgenové emise v průběhu vzplanutí V1500 Cyg nepů­ sobí nijak překvapivě — obecně se totiž jen m alá část energetické produkce jaderných reakcí vyzáří v podobě rentgenového záření. Též spektrální teplota typická pro novy v maximu (a si 104 K ) podm ín­ kám potřebným k produkci rentgenové emise nevyhovuje. Problém je jinde. N edávno K. Brecher a P. Morrison (Bull. Amer. Astron. Soc., 7, 538, 1975) ukázali, že pokud jsou všechny novy rekurentní, kte­ rýžto předpoklad je dnes téměř obecně přijím án, okolí každého dvojhvězdného systému novy musí být „znečištěno" plynoprachovým i zbytky obálek vyvržených při předcházejících vzplanutích. Interakce expandující obálky vyvržené při dalším vzplanutí s těmito zbytky pak nutně vede k produkci rentgenové emise, přičem ž rentgenový tok závisí na hustotě hmoty nacházející se v okolí novy. Stojí za zmínku, že podobným mechanismem vysvětloval již v roce 1961 G. W allerstein (Pub. A. S. P., 73, 153, 1961) přítomnost koronálních čar ve spektrech nov (k e vzniku těchto čar je totiž potřebná teplota ně­ kolika miliónů kelvinů, což mnohonásobně přesahuje pozorované spektrální teploty n ov). K „znečištění*1 okolí novy může přispět též samotný přenos hmoty mezi složkami, jelikož z teorie těsných dvoj­ hvězd plyne, že pouze část přetékající hmoty je zachycena druhou

složkou. Zbylá hmota se bud „volně potlouká" mezi složkami, n ebo vnějším Lagrangeovým bodem opouští soustavu a vytváří jakousi obec­ nou obálku, do které je ponořena celá dvojhvězda. Pokud tedy v prů­ běhu vzplanutí V1500 Cyg rentgenová emise nebyla pozorována, zna­ mená to, že množství hmoty v podobě „zbytků" v okolí této novy je zanedbatelné? N a tuto možnost poukazuje předpoklad L. Jacchii, že V1500 Cyg je novou „začátečnicí", která vzplanula prvně ve svých dějinách. V takovém případě sam ozřejm ě odpadají zbytky obálek vy­ vržených při předcházejících vzplanutích a též hmota, která uniká ze soustavy v rám ci přenosu hmoty mezi složkam i, takže k produkci rentgenové emise nedochází. Diskutabilní je právě to, jestli skutečně odpadá hmota uniknuvší ze soustavy při přenosu hmoty, existence kterého je potřebná vzhledem k nutnosti zajistit přísun vodíku k bí­ lému trpaslíkovi, aby si ten m ohl vybudovat na vodík bohatou obál­ ku — jeden ze základních předpokladů současné teorie vzplanutí nov. Tato část problém u zůstává nezodpověděna. V1500 je vůbec novou p o ­ někud neobvyklou. Ačkoliv některé její vlastnosti jsou pro novy ty­ pické, vyskytují se zde též početné anom álie (světelná křivka připo­ mínající spíše supernovu typu I, neobvyklý spektrální vývoj, vysoká svítivost v maximu, naopak neobvykle m alá jasnost novy v minimu atd.). Podle J. S. G allaghera a E. P. N eye (Astrophys. J., 204, L35, 1976] v případě V1500 Cyg došlo k „obvyklém u vzplanutí novy v ne­ obvyklých podm ínkách". Právě na základě výše uvedených anom álií V1500 Cyg a některých zvláštností teoretického CNO-m odelu nov před­ ložila skupina šesti astrofyziků v čele se S. Starrfieldem (Astrophys. J., 208, L23, 1976) model, který v kontrastu s obecně přijím aným a používaným dvojhvězdným modelem nov předpokládá, že V1500 Cyg je v prostoru osamoceným bílým trpaslíkem . I když jsou argum enty Starrfielda a spol. velice sugestivní a zajím avé, některá pozorovaná fakta (např. fluktuace jasnosti a pozorované náznaky orbitální pe­ riody) naznačují, že zatím bude lepší předpokládat, že V1500 Cyg je novou konzervativní a tedy dvojhvězdou. Alternativou Starrfieldem a spol. navrhovaného modelu v prostoru osam oceného bílého trpaslí­ ka by m ohla být určitá m odifikace výše uvedeného modelu dvojhvězdné novy „začátečnice" (pozn. autora tohoto člán k u ), který lépe odpovídá rentgenovým pozorováním V1500. N a fakt, že dvojhvězdnou interpretaci V1500 Cyg nelze vyloučit, ostatně poukazují i Starrfield a spol. U ltrafialová pozorování V1500 Cyg byla získána pomocí holandské astronomické družice A N S . Přehled předběžných výsledků podal n a nedávné konferenci o novách a příbuzných objektech, která se ko­ n ala v září 1976 v Paříži, Chi-Chao W u z univerzity v Groningen. V1500 Cyg byla pozorována v pěti spektrálních pásmech, z nichž každé bylo široké 10,0 až 20,0 nm. Centrální vlnové délky těchto pásem byly 155, 180, 220, 250 a 330 nm. Analýza pozorování naznačuje, že V1500 Cyg je dvojhvězdou s orbitální periodou 0,140 dne, přičemž geom etrický model soustavy sestavený na základě těchto pozorováni zhruba odpovídá modelu používanému při interpretaci nov a novám podobných hvězd jako podvojných soustav (tento model viz např. ŘH 2/1976, str. 31). A N S pozorovala V1500 Cyg přibližně 100 dní po

maxim u této novy. V tomto období spektrální teplota V1500 Cyg byla asi 65 000 K. N a základě této teploty, vypočtené mezihvězdné absorp­ ce, odhadnuté vzdálenosti 1550 pc a některých jiných údajů byla sta­ novena bolom etrická svítivost V1500 Cyg 5X 1 0 5 L q v maximu a 3 X 1 0 4 L q 100 dní po maximu. V tomto ohledu se V1500 Cyg liší od novy FH Ser, která vzplanula v roce 1970. Pozorování FH Ser z paluby družice OAO-2 totiž ukázala, že jasnost této novy rostla v u ltrafialo­ vém oboru ještě 50 dní po optickém maximu, takže nehledě na p o ­ k les optické jasnosti bolom etrická jasnost FH Ser zůstávala díky p ře­ sunu maxima energie ve spektru z optického do ultrafialového oboru po dobu více než 50 dní přibližně konstantní. Existenci této konstant­ ní fáze u FH Ser je nutné brát do úvahy při konstrukci jakéhokoliv obecného modelu nov (J. S. G allagher a A. D. Code, Astrophys. J., 18S, 303, 1974). Je zajímavé, že CNO-m odel nov si dovede poradit i s tímto problém em a existenci konstantní fáze u FH Ser relativně úspěšně vysvětluje, nicméně některé otázky související s touto n ad ­ m íru podivnou charakteristikou FH Ser {J. S. G allagh er a S. Starrfield , Mon. Not. R. astr. Soc., 176, 53, 1976; W . M. Sparks a spol., Astrophys. J., 208, 819, 1976) zůstávají dosud nevyřešeny. Ačkoliv tedy konstantní fáze u V1500 Cyg nebyla pozorována, určitá analogie s FH S e r se zde vyskytuje. Optická svítivost V1500 Cyg totiž v období od m axim a do bodu světelné křivky asi 100 dní po maximu poklesla při­ bližně 6600krát. Ve stejném období bolom etrická svítivost poklesla pou­ ze 20krát. Současně v tomto období efektivní teplota V1500 Cyg vzrost­ la z 10 000 K (m axim um ) na 65 000 K (100 dní po m axim u). Určitý přesun maxima vyzařované energie do ultrafialového oboru spektra tu tedy je a pokles optické jasnosti V1500 Cyg po optickém maximu je aspoň částečně vysvětlitelný tímto přesunem. Co říci na závěr? Zbožné přání některých astrofyziků, aby vzhledem k m om entální přítomnosti většího počtu rentgenových a u ltrafialo­ vých satelitů na oběžné dráze pokud možno co nejdříve „vybuchla" n ě ja k á nova, se splnilo. „Vybuchla** V1500 Cyg a navíc ještě Nova Scuti 1975 a neobyčejně záhadný objekt A 0620-00 (N o v a Monocerotis 1975), který se svými charakteristikam i zařazuje někam mezi novy a obvyklé podvojné rentgenové zdroje. V1500 Cyg byla pozorována tak intenzivně a všestranně (b y la získána rádiová, infračervená, optic­ ká, ultrafialová i rentgenová pozorování), jako dosud žádná nova. D etailní analýza všech pozorování tohoto „daru z nebe“ pro astro­ fyziku si vyžádá přinejmenším ještě několik let. Co však lze říci již dnes je, že N ova Cygni 1975, ačkoliv jde o novu anom ální (resp. p rá ­ v ě p ro to ), posunula naše vědomosti o novách o pořádný kus ku­ předu.

Zprávy ŠEDESÁTINY

A N T O N ÍN A

MRKOSE

Dne 27. ledna se d ožívá v obdivuhodné pracovn í ak tivitě šedesáti let náš n ejvýzn am n ější odborník v p raktick é astronom ii, docent Antonín Mrkos, kan­ d id á t fyzikálně-m atem atických věd. N aro d il se v Střem ch oví u Zdtáru n. S. a po ab solvován í gym názia v Tišnově v r. 1938 začal studovat na Vysoké

šk ole technické v Brně, ale krátce nato byly čes­ ké vysoké školy n acistic­ kým i okupanty uzavřeny. Ihned po válce odešel na hvězdárnu na Skalnatém Plese, kde p ra coval do ro ­ ku 1950 převážně jako p o­ zo ro va tel u 60cm r e fle k ­ toru. V tom to období o b je ­ v il 5 nových komet, na­ le zl 2 p erio d ick é kom ety a o b jevil 6 nových em is­ ních galak tick ých m lh o­ vin. E xponoval na tisíc snímků kom et a poříd il též fo to g ra fic k ý atlas o b lo ­ hy do 16m, v té době uni­ kátní dílo. P ři zam ěstnání studoval také na p říro d o ­ vědeck é fakultě v B rati­ slavě. V r. 1950 přešel na m e­ teorolo gick ou observatoř na Lom nickém štítu a po něk olik aletém přerušeni ji opět uvedl do provozu a rozš ířil je jí program o ně­ které speciáln í výzkum né práce. V období 1950 až 1963 ob je v il na Lom nickém štítu dalších 6 nových kom et a n a lezl 2 periodické. Význam ná a průkopnická práce Antonína Mrkose byla i v Antarktidě. Zú­ častnil se dvou sovětských výprav, v letech 1957— 1959 a 1961— 1963, p ři nichž se krom ě astronom ického u rčování zem ěpisných souřadnic mnoha bodů v A n tarktidě zabýval m ěřením světla noční oblohy a polárních září. Od r. 1963 pracoval v G eofyzik áln ím ústavu ČSAV a říd il přípravu dalších čs. výp rav do Antarktidy. V r. 1964 přešel na katedru astronom ie a astrofy zik y MFF UK a r. 1965 se stal též řed itelem lid ové hvězdárny v Č. B udějovicích s pobočkou na K leti. Význam nou m ěrou se zasloužil o vybudování nové hvězdárny a p lanetária v Č. B udějovicích, i o rozšířen í hvězd árn y na K le ti a je jí vyb aven í novým i m oderním i přístroji, je ž většinou sám konstruoval. Zde pracuje Antonín M rkos hlavně na m ěření pozic kom et a m alých planetek a na určování je jic h jasností. V tom to oboru p atři jubilant m ezi n ejak tivn ějšl odborníky na světě. K rom ě práce odborné se Antonín M rkos p od ílí jako docent astronom ie na vých ově m ladé gen erace, a to jak na p e d a go gick é fakultě v Č. B u dějovicích, tak i na m atem aticko-fyzik áln í fak u ltě UK v Praze. Práce jubilanta byla m nohokrát význam ně oceněna: r. 1960 Řádem p ráce. Vyznam enáním za výstavbu a Vyznam enáním Akadem ie věd SSSR, r. 1970 Zlatou m ed aili V. I. Lenina, r. 1971 Pam ětní m ed ailí k 50. v ý ro č í KSČ, r. 1972 Stříbrnou m ed aili UJEP, abychom u ved li jen nejdů ležitější. Za význam nou práci v kom etární astronom ii byla na návrh Akadem ie věd SSSR p ojm eno­ vána planetka č. 1832 Mrkos. Redakční rada Říše hvězd p ře je ju b ilan tovi a svému dlouholetém u člen u do dalších le t pevné zd ra v í a m nohé další pracovní úspěchy.

ZEMŘEL

PROFESOR

KUKARKIN

Dne 15. zá ří ze m ře l v M oskvě ve věku 68 let znám ý sovětský astronom B o ris V a s ilje v ič Kukarkin, p rofesor M oskevské u n iverzity a b ývalý řed itel S tátn íh o astronom ického ústavu P. K. Šternberga. Sovětská astronom ie v něm z tr á c í význam ného představitele. P rofesor Kukarkin ud ržoval živ é styky s na­ šim i astronom y a při několika návštěvách Č eskoslovenska seznám il se s v ě ­ d eck ý m i ob servatořem i a některým i lid ovým i hvězdárnam i. M ěli jsme v něm p říte le a ochotného rádce. B. V. Kukarkin, rodák z N ižníh o N ovgorod u (nyní G o rk ij), vstoupil do a stron om ie ve svých 19 letech jako amatér. Od roku 1928 v e d l tém ěř po 4 rok y hvězdárnu astronom ického kroužku v N ižním N ovgo ro d ě. V roce 1928 z a lo ž il a red ig o v a l sborníky „Prom ěn n é h vězd y ", které b yly p ozd ěji zm ě­ něn y na časopis, vydáváný astronom ickým výb orem A k adem ie věd SSSR. V e ­ lik é astronom ické znalosti získ al houževnatým sam ostatným studiem. Po p ře ­ ch odn ém působení na Taškentské ob servatoři přešel 1932 na M oskevskou un iverzitu a je jí Astron om ický ústav P. K. Šternberga, kde p ra coval v rů z­ ných funkcích po celý život. V době V e lk é vlasten eck é válk y sloužil v armádě. Základním zam ěřením ce lo živ o tn í věd eck é p ráce prof. Kukarkina bylo ši­ ro c e za ložen é studium prom ěnných hvězd a složen í a dynam ika hvězdných soustav. N aši čten áři se v roce 1953 seznám ili s překladem jeho knihy „ V ý ­ zkum složen í a v ýv o je hvězdných soustav na zák lad ě prom ěnných h vězd " (p ř e lo ž ili L. a V. P e rk o v í) a knihy sepsané sp olečně s P. P. Parenagem „P r o ­ m ěnné hvězdy a způsoby je jic h p ozo ro vá n í" (p ře lo ž il A. N o v á k ), které um ož­ n ily širokém u okruhu zájem ců seznám it se s problem atikou hvězdných p o­ pulací a různých typů prom ěnných hvězd v Galaxii a b yly dů ležitým i po^ m ůckami pro ro zv o j pozorován í prom ěnných hvězd. Problem atika výzkumů se prohlubovala a měnila, jak si to vyžad oval v ý v o j m oderní vědy. V sovět­ ském „A stron om ick ém žu rn á le" a 1 v jiných vědeck ých časopisech setkávali jsm e se s jeho pracem i až do p oslední doby. V e spolupráci se skupinou sovětských astronom ů zp racoval B. V. Kukarkin „G en erá ln í katalog prom ěnných h vězd ", k terý vyšel již ve třech, vžd y d o­ p lněných a opravených vydán ích s doplňky nových objevů a klasifikací. V roce 1974 vydal „K atalo g k ulových hvězdokup G alax ie" obsahující 129 ■objektů. Činnost p ro feso ra Kukarkina byla však mnohem širší, v e d l astronom ickou red a k ci druhého vydání „V e lk é sovětské en cy k lo p ed ie", po 6 le t b yl p re zi­ dentem kom ise pro výzkum prom ěnných h vězd M ezinárodn í astronom ické unie a v letech 1955— 1961 vicep rezid en tem IAU. Zaujím al význam né posta­ v e n í v řadě sovětských věd eck ých institucí. P rofesor K ukarkin se zasloužil význam ně o ro zv o j sovětské astronom ie. O tto Obůrka

Co n o v é h o v ast r onomi i BOLID

ZE

14. L I S T O P A D U

Jasný bolid b yl p ozorován dne 14. listopadu 1977 nad M edzevem (35 km západně od K oš ic ). O b jevil se m ezi 18h30m a 18h35m SEČ přím o v zenitě. L e tě l sm ěrem na západ a ztra til se v e výši asi 40° nad obzorem . Doba letu byla asi 4 sekundy. V poslední třetin ě dráhy došlo k výbuchu bolidu a bylo v id ě t svítící úlomky v ok o lí c e n trá l­ ního tělesa. Po zhasnutí bolidu bylo

1977

m ožné po dobu asi jedné sekundy p o­ zo ro va t plynné m račno v d élce asi tří stupňů. Jasnost bolidu odhadl autor, k terý m ěl m ožnost celý úkaz p o zo ro ­ vat, na — 10m a zd á n livý prům ěr b o li­ du na Vz průměru M ěsíce. Obloha by­ la pokryta m írnou mlhou. Okaz p ozo­ rova lo také n ěk olik nahodilých ch od ­ ců. M. S ch m ógn er

PERIODICKÁ

KOMETA

Na šesti sním cích, exponovaných m ezi 9.— 13. říjnem 1977 na E vropské jižní hvězdárně (E S O ), o b je v il H.-E. Schuster objekt, o něm ž neb ylo zprvu zc e la jasné, zda jde o kom etu nebo planetku. O bjekt m ěl jasnost 17m a byl v souhvězdí Sculptor, p ob líže rozh ran í se souhvězdím i Grus a Phoenix. Další p ozorován í však ukázala, že jde o k o ­ metu s difuzní kómou a krátkým , jen asi 20" dlouhým ohonem . Dodatečně se zjistilo, že kom eta byla fo to g r a fo ­ vána na ESO již 5., 6. a 7. zá ří 1977, ale byla považována za planetku. Již z prvn ích pozorován í zjis til B. G. Marsden, že se kom eta pohybuje po k rát­ KOMETA

SUPERNOVA

= 1978 I. 6,8151 EG = 353,9256° ] = 50,8293° } 1950,0 = 20,4467° = 1,627511 AU = 0,574322 = 3,823343 AU = 7,476 roku.

J

1AUC 3120-23, 3138 ( B ) 19 7 7 p

6 pozic (m ezi 13. IX.— 21. X. 1977) p od le B. G. Marsdena: T = 1977 IX. 17,688 EC to = 162,156° } Q = 182,253° > 1950,0 i = 18,657° q = 1,81167 AU e = 0,66561 a = 5,41778 AU P = 12,61 roku.

J

1AUC 3124, 3128 ( B) 1977q

sp olupracovníky (P a lo m a r) a jap on ­ ští astronom ové N atori a Suzuki (Y akiim o S t.). Předběžné parabolické elem enty dráhy z 9 p ozorování p očí­ tal B. G. Marsden. K elementům, k te ­ ré přetiskujem e, je nutno poznam e­ nat, že čas průchodu perih elem a argum ent perih elu jsou dosti nejisté. T = 1977 V III. 5,131 EC 320,638° ] Ol = 4,634° } 1950,0 Q = 168,503° I <7 = 3,63583 AU. IA U C 3131-35 ( B )

V GALAXII

P. J. Young a D. R itchie (H a le o v y o b s e rv a to ře ) o b je v ili 15. říjn a 1977 supernovu fo to g ra fic k é m agnitudy 16 ve slabé ga la xii Zw 310-31 = V V 11-10-52 v souhvězdí Ž irafy. Superno­ va byla v e vzdálenosti 3 " vých odně a 17" severně od jádra galaxie. O bjev

t

T co Q i q e a P

TSU C H IN S H AN

Na hvězdárně na Purpurové hoře (Tsuchinshan) u N ankingu (Č L R ) by­ la 3. listopadu 1977 objevena nová kom eta 13,5m. Byla v jihovýchod ní části souhvězdí Ryb a je v ila se jako difu zní objekt. V době objevu byla vzdálena od Zem ě 2,71 AU, od Slun­ ce 3,72 AU. Kom eta pak byla fo to ­ gra fo vá n a 8. listopadu na M t Palom aru a na hvězdárně v Bernu. Další p o ­ z ic e v období m ezi 3. a 10. listop a­ dem u veřejn ili Y. C. Chang (P urpu­ rová h o ra ), M. P. Candy (Pethská hvězdárna v B ick le y ), E. H elin ová se

1977o

k op erio d ick é d ráze s oběžnou dobou 7,46 roku, a že se patrně dosti p řib lí­ žila k Jupiteru v roce 1958. Z 21 p o ­ zic, získaných m ezi 5. IX.— 31. X. 1977 vyp o če tl M arsden zlepšenou dráhu, je ­ jíž elem enty otiskujem e:

SANGUIN

N a snímku, exponovaném 15. října 1977 dvojitým 51cm astrogra fem h věz­ dárny El Leoncito, o b je v il J. G. Sanguin novou kometu. Byla v souhvězdí V odn áře blízk o e k lip tik y a je v ila se jako d ifu zn í objekt 16m s centrální kondenzaci a slabým ohonem . V p o ­ lovin ě ledna 1978 je kom eta vzdálena od Zem ě 2,1 AU, od Slunce 2,2 AU. jd e o další novou periodick ou k o ­ metu, je jíž elem enty dráhy jsou ze KOMETA

SCHUSTER

ZW

310-31

byl p otvrzen fo to gra fic k ým p ozo ro vá ­ ním C. K ow ala. Spektrogram , který expon oval 16. říjn a M. Schmidt uká­ zal, že supernova již byla po maximu jasnosti. Poloha galaxie je (1950,0): a = 7h58,6m S = +67°17'. U A IC 3122 ( B )

SYMPO ZIUM

O STRUKTUŘE

VESMÍRU

M ezinárodní astronom ická unie uspořádala v záři m. r. v Tallinu p ě ti­ denní sym pozium k otázkám struktu­ ry vesmíru. Tem atika jednání byla rozd ělen a do pěti základních částí. V úvodní přednášce podal akadem ik V. A. Am barcum jan přehledný obraz současného stavu výzkumu g a la x ií a vyšších vesm írných struktur a ukázal na n ejzá va žn ější úk oly dalšího bádá­ ní. První část sym pozia byla pak v ě ­ nována výsledkům rádiového a o p tic ­ kého studia g a la x ií v m alých skupi­ nách a je jic h vzájem ným interakcím . Druhá část se zab ývala vlastnostm i, dynam ikou a v ývo jem kup g a la x ií a výsled k y rád iových a ren tgen ových pozorování. Posluchači b yli seznám e­ ni s teoretick ým i m od ely tvořen í kup g alaxií, které b y ly zn ázorněn y i f i l ­ m ovým i záběry sim ulovaných p och o­ dů. T ře tí obsáhlý úsek b yl věnován soustavám velk ý ch vesm írných m ěří­ tek. Po zevrubném rozboru našich zn alostí o místní nadkupě b yly v ě n o ­ vány další r e fe rá ty vytvá řen í kup g a ­ lax ií a h y p ergalax ií velk ých m ěřítek, je jic h fyzik á ln ím vlastnostem a m eto­ dám statistického studia. Bylo ukázá­ no, že zkoumání trojrozm ěrn ého ro z­ d ělen í g a la x ií a kup vede k předsta-

VE V E L K É M

MĚŘÍTKU

vám jak ési buňkovité struktury ve s ­ míru. V e lk ý zájem b yl obrácen k další části, věnovan é pozorovacím do­ kladům k osm ologick éh o v ýv o je, p ři­ čem ž význam né m ísto m ěly dosavad­ ní výsled k y studia kvasarů, diskrét­ ních rád iových zdrojů a m ikrovln n é­ ho zářen í pozadí. Do této části ná­ le ž e jí také refe rá ty o v ý v o ji g a la x ií a kup. Poslední část byla věnována teoriím o původu a v ý v o ji vesm írných struktur. Během sem ináře b ylo předneseno 36 hlavních půlhodinových, 20 čtvrt­ hodinových referátů a 30 krátkých sdělení. V íc e než p olo vin a ze dvou set účastníků — k te ří p řišli ze čtyř kontinentů — se zúčastnila diskuse. Mnohé otázky, které b y ly ještě před několika roky v ě cí spekulací n ěk te­ rých teoretiků, stá v a jí se — d ík y ro z­ v o ji výzkum ných a p ozo ro vacích m e­ tod a velikém u rozšířen í p ozorovací zák lad n y s rych le narůstajícím p o zo ­ rovacím m ateriálem — předm ětem vážn ých úvah a seriózních diskusí astrofyzik ů a teoretick ých fyziků. V příštích číslech seznám ím e č te ­ náře s některým i výsled k y nových studií. O. Ohůrktt LASERY

V e spektrech n ěkterých velm i hor­ kých hvězd obklopených rozsáhlou obálkou, jakým i jsou např. W o lfo v y R ayetovy hvězd y čl jádra planetárních m lhovin, pozorujem e n eobvyk le s il­ nou čáru ion izovan éh o h élia o v ln o ­ vé d élce 488,6 nm. Jen stěží je m ož­ né v y s v ě tlit nezvyk lou intenzitu této čáry klasickým způsobem. Již před n ěkolika le ty navrhl jisté řešení celé situace znám ý an glick ý věd ec Menzel, jen ž tvrdí, že rozsáh lé atm osféry, těchto horkých h vězd mohou za jis ­ tých okoln ostí fungovat jak o p řírod ­ ní p lyn ový laser. Jeho předpoklad byl v poslední době podpořen výp o čty d vojice kanadských teoretiků J. P. V arshiniho a C. S. Lama, zv e ře jn ě ­ ným i v časopise Astrophysics and Space Science (45, 1; 1976). Autoři

zm íněné práce s estro jili řadu m ode­ lů atm osfér obklopujících velm i h o r­ ké hvězdy. Plyn v těchto atm osférách velkou rych lo stí expanduje, jeh o hus­ tota prudce klesá a v plazm ě d ochá­ z í k rekom binaci a och lazován í. P o­ dle výpočtů Varshiniho a Lama v zn i­ k a jí v atm osférách žhavých hvězd podm ínky pro to, aby některé e n e rg e ­ tick y vyšší hladin y ion izovan éh o h é ­ lia b y ly zapln ěn y v íc e než h la d in y nižší. Tím je splněna zák lad n í p od ­ m ínka pro zesilován í záření lasero­ vým efektem . Prostřednictvím vynu­ cené em ise se zesilu je zejm én a čára ion izovan éh o h élia o vln o vé délce 468,6 nm. Atm osféra h vězd y ted y fu n ­ guje jak o g ig a n tic k ý přírod n í p lyn o ­ v ý laser, k terý čerpá svoji en ergii na účet e n ergie vyráběné hvězdou. Zd en ěk M ikulášek

OSMÁ

ČS. S T E L Á R N Í

Astronom ie a astrofyzik a jsou v současné době velm i rozsáh lé ob o­ ry. Na jedné straně navazují na k la­ sické d iscip lín y jako nebeská m e­ chanika a astrom etrie, na straně dru­ hé zah rn ují discip lín y blízk é te o r e ­ tick é fy z ic e [rela tiv is tic k á k osm olo­ g ie ap od .). Je opravdu těžk é d o­ tknout se během n ěkolika dní alespoň částečně otázek, problém ů a m yš­ len k ových okruhů, k teré do těch to oborů patří. Tento náročný c íl sl v y ­ tkla osmá k on feren ce česk osloven ­ ských stelárních astronom ů a astro­ fyziků, která se konala 24. až 27. ř íj­ na 1977 v H radci nad M oravicí. K on feren ce byla rozd ělen a do šesti pracovních zasedání. K aždé z nich b ylo věnováno užšímu problém ovém u okruhu z astronom ie nebo a s tro fy zi­ ky a u vedeno p řeh led ovým i referá ty , na něž n a va zovaly kratší refe rá ty původní. Úvodní zasedání bylo věnováno p řístrojo vé techn ice (r e fe r á ty P. M ayera a J. Z ve rk a ) a zp rávám ze sym pozií (r e fe r á ty J. G rygara a J. T rem k a). N ásled u jící půlden b yl v y ­ hrazen pekuliárním a m agnetickým hvězdám spektráln ího typu A. P ře­ hled ový refe rá t Z. M ikuláška a J. Zverka byl úvodem do té to p ro b le ­ m atiky. E. C hvojková p rom lu vila o m agnstodynam ickém m echanismu na hvězdách se silným m agnetickým polem . P. H arm anec účastníkům s lí­ bil, že m luví o hvězdě 88 H er na­ posled. Další tem atický okruh se nazýval „G alaxie a je jí subsystém y". Zde účastníci v ys le c h li tr i velm i zajím a­ vé přeh led ové re fe rá ty J. Ruprechta, B. O nderličky a V. Vanýska. Poslu­ chač m ěl m ožnost poučit se o v zn i­ ku a v ý v o ji galaxií, o struktuře naší Galaxie a je jíc h subsystémů, o ch e­ m ickém a dynam ickém v ý v o ji Gala­ xie. P. An drle in fo rm ova l účastníky k on feren ce o kolokviu M ezinárodní astronom ické unie „C hem ický a dy­ nam ický v ý v o j G alaxie", k teré se k o ­ nalo v roce 1977 v Toruni (P o ls k o ). Kratší r e fe rá ty se d otk ly n ěk terých m oderních problém ů gala k tick é astro­

k o n f e r e n c e

nomie. Jde o m ožný „sp ou šťový11 m e­ chanismus kolapsu m račen m ezi­ hvězdné hm oty a vzn ik hvězd, nebo o stárnutí sp iráln í struktury. Známý m echanism us stárnutí sp iráln í struk­ tu ry doposud uspokojivě nevysvětluje om ezený věk objevů, které spirální ram ena naší Galaxie vytvá řejí. P. A n d rle p oh ovořil rovn ěž o charakte­ ristikách rezonančních drah v g ra v i­ tačním potenciálu s poruchou č tv rté ­ ho stupně. P ři zasedání k tem atickém u okru­ hu s názvem „D yn am ickozářivé m o­ dely hvězdných a tm osfér" účastníci v ys le c h li další tři velm i zajím avé re­ fe rá ty S. K říže, P. Hadravy a I. Hu­ beného. P ři budování dynam icko-zářivéh o m odelu atm osféry, která ob­ k lopu je d vojhvězd y, je třeba součas­ ně řešit hydrodynam ické rovnice, ro v ­ n ici přenosu zá řen í a rovn ici statis­ tick é rovnováhy. Řešení uvedeného systému základn ích rovnic p atří k dů­ ležitý m problém ům m oderní astro­ fyzik y. Z ávěrečné setkání bylo věnováno inform acím o výp očetn ích p ro gra ­ m ech a p od program ech obecného charakteru. V ed le program ů, které autom atizují redukci hvězdných spek­ ter a UBV fotom etrie, h le d a jí v pozo­ rovaných datech časové periody, n e­ bo p očíta jí dráhové elem en ty spektro­ skop ických d vojhvězd (J. Horn. P. H arm an ec), účastníci b yli in form o­ váni o rozsáhlém program u I. Hube­ ného, k terý má vést k výpočtu m o­ delu hvězdných atm osfér. Můžeme konstatovat, že každá ste­ lárn í kon feren ce je pro účastníky ne­ jen m ožností poučit se o široké šká­ le astronom ických a astrofyzikálních problémů, ale také p říležitostí k na­ vázán í n eform álních kontaktů s jin ý ­ m i p racovn ík y v tom to oboru. Jednou z nich nepochybně b yla i slavnostní závěrečn á večeře, která byla vyd a ře­ ným vyvrch olen ím celé konference. Z ávěrečné slovo p atřilo J. Trem kovi, který shrnul hlavn í m yšlenky jed n ot­ livých zasedání, zhodnotil průběh c e ­ lé kon ference, a tím osmou stelární k on feren ci uzavřel. Jan Palouš

AKTIVNÍ

j á d r a

m a r k a r j a n o v ý c h

V současné době je věnován zn ač­ ný zájem výzkumu tzv. m odrých g a ­ lax ií se silným u ltrafialovým kontinuem. V roce 1956 ob jevil m exický astronom G. Haro při trojbarevn é fo ­ to gra fic k é fotom etru asi třicet jas­ ných, n eobvyk le m odrých trpasličích g a la xií s velm i zářivým i jádry. Prů­ m ěry soustav se pohybují m ezi 2 a 10 kpc, absolutní jasnosti od — 15m do — 20m. Spektra ja d er obsahují in ten ­ zivn í čáry vysoce vybuzených iontů a tím se podobají spektrům hvězd ranných spektrálních tříd O a B. Byl vysloven názor, že v jádrech těchto g a la xií p roch ázejí pravděpodobně bouřlivé pochody tvořen í hvězd. P ro ­ to se „m od ré g a la x ie " staly předm ě­ tem řady teoretick ých studií. V roce 1965 zap očal sovětský astro­ nom B. E. M arkarjan soustavný fo ­ to gra fic k ý výzkum m im ogalaktických objektů ob jek tivním hranolem na m et­ rové Schm idtově kom oře Bjurakanské observatoře. Do listopadu 1976 publikoval d evět soupisů, obsahují­ cích 895 ga la xii různých m orfo log ic kých typů se silným u ltrafialovým přebytkem . Absolutní jasnosti g a la xií se pohybují m ezi — 12m a — 21,5m. M ezi nim i jsou m nohé s aktivním i jádry, podobné S eyferto vým galaxiím . T aké u m nohých M arkarjan ových ob­ jektů je m im ořádně m odrá barva v y ­ volána pravděpodobně intenzivním

VELMI

HORKÝ

BÍLÝ

V ed le W olfových -R a yetových h vězd a ja d er planetárních m lhovin patří b ílí trpaslíci k nej teplejším p ozo ro­ vaným hvězdám . V zh ledem k tomu, že valná část en e rgie těchto hvězd je vyzařována ve vzdáleném u ltra fia lo ­ vém oboru spektra, není vžd y m ož­ né zodpovědně stan ovit je jic h te p lo ­ tu jen na zák lad ě pozem ských o p tic ­ kých m ěření. V e lk ý význam proto m ají p ozorován í horkých hvězd z um ělých družic, kde je m ožné s le ­ dovat rozd ělen í en ergie ve spektru v d alek o větším rozsahu vln ových délek. V časopisu Astrophysícal Jour­ nal (210, L87; 1976) publikoval Al-

g a l a x i i

tvořen ím hvězd. M arkarjan se také dom nívá, že silné u ltra fia lo vé zářen í s férick ých a e lip tick ých g a la xií je p ro ­ jevem aktivnosti jader, které však nem ůžem e přím o pozorovat. Vybrané n eobvyk lé g a la x ie b yly studovány 2,6m dalek ohled em Bjurakanské abservatoře a 6 m d a le k o h le ­ dem S p eciální a s tro fy zik á ln í observa­ toře A V SSSR na Kavkaze. U kázalo se, že některé ob jek ty představují vlastně superasociace, fy zick y svázané s b lízk o le žíc ím i g a ­ laxiem i, jiné jsou ob jek ty s d vojitým i nebo i vícen ásobným i jádry, která jsou složen a ze tří nebo čtyř zhuště­ ní. Galaxie m ají různé protáh lé tv a ­ ry a jádra jsou seřazena do řetízků pohroužených do d ifu zn ích obalů. V ý ­ skyt vícenásobných jader je výrazn ě vyšší m ezi M arkarjan ovým i g a la x ie ­ mi než m ezi jiným i typy galaxií. Z to ­ ho hlediska lze říci, že M arkarjanov y g a laxie m ají n ejak tivn ější jádra. B. E. M arkarjan, V. A. L ip oveck ij a J. A. Stepanjan publik ovali v časo­ pise Arm énské akadem ie věd „A strofiz ik a “ již 10. soupis ga la xií s u ltra­ fia lo v ý m kontinuem, obsahující data o dalších 100 objektech, u nichž je prokázána nebo odůvodněně p řed p o­ kládána přítom nost em isních čar. Tři ob jek ty nesou ch arak teristiky S eyfertových galaxií, ob jek t č. 992 je p ra v­ děpodobně kvasar. O. Obůrka

TRPASLÍK

FEIGE

24

bert V. Holm v ý s le d k y u ltrafialo vé foto m etrie bílého trpaslíka F eig e 24. získané družicí OAO-2. Přím é určení tep loty bílého trp aslíka je tu kom ­ p lik ován o tím, že b ílý trp aslík tvoří těsný pod vojn ý systém s chladnou hvězdou patrně h la vn í posloupnosti. Po od ečten í příspěvku zářen í pochá­ z e jíc í od chladné složk y srovnával A. V. Holm rozd ě le n í en e rgie v o b ­ lasti 143— 425 nm s m od ely atm osfér b ílých trpaslíků a dospěl k závěru, že absolutní v e lik o st bílého trpaslíka F eig e 24 č in í 7,9 m ag a jeho e fe k tiv ­ ní povrchová tep lota dosahuje 70 000 K. Zd en ěk M ikulášek

PLANETÁRNÍ

MLHOVINY

A stron om ové J. H. Cahn a S. P. W yatt se ve své práci publikované v časopise Astrophysical Journal (210, 508; 1976) zab ývali otázkou četnosti planetárních m lhovin v širokém o k o­ lí Slunce. V ych ázejíce ze Seatonovy škály vzdálen ostí planetárních m lh o­ vin zjistili, že v průměru připadá na 1 kpc3 asi 80 planetárn ích m lhovin. Za předpokladu, že se planetární m lhoviny rozp ín a jí konstantní ryc h ­ lostí 28 km sr1, dosp ěli k závěru, že rychlost jejich vzniku čin í (4 ^ - 6 ) • • 10~3 kpc-3 za rok. Přep očítám e-li pak tuto rych lost vzniku na celou Gala­ xii, dostávám e, že v Galaxii každým rokem vzniknou v prům ěru 2 až 3 n o­ vé planetární m lhoviny. Tento odhad můžeme srovnat s odhadem počtu

NOVA

DRAHA

V čísle 11/1977 (str. 213) jsme otisk li zprávu o objevu nové p e rio ­ dické kom ety, kterou n a lezl N. S. Černých, a u vedli jsm e i předběžné elem enty je jí elip tic k é dráhy. V září a říjnu 1977 byla kom eta pozorována na řadě h vězdáren a m ěla jasnost 13,6m— 12,7m. Z 83 p ozorován í od 19. srpna do 18. říjn a 1977 vyp o če tl B. G. M arsden nové elem enty e lip tic k é

KLASIFIKACE

A VÝVOJ

hvězd, které opustí hlavn í posloup­ nost — (2 •+- 3) • 10-3 kpc-3 rok-1 a rych lostí vzniku b ílých trpaslíků — — (2 -i- 5) • 10-3 kpc-3 ro k '1. Srovn atel­ nost všech těchto naprosto nezávis­ lých odhadů ukazuje, že valná v ětši­ na hvězd hlavn í posloupnosti musí p ro jít stádiem planetární m lhovin y a poté pak bílého trpaslíka. Tato sku­ tečnost velm i dobře souhlasí s dneš­ ním i představam i o v ý v o ji hvězd, p o­ dle nichž hvězdy s hm otnostm i do 4 hm ot slunečních (a ty představují převážnou část hvězdné p opulace) se v závěru svého života zbavují podstat­ né části své hm oty form ou vzniku planetární m lhovin y a končí jako chladnoucí trpaslici. Zdeněk M ikulášek

KOMETY

19771

dráhy, které přetiskujem e: T = 1978 II. 14,7438 ET a, = 266,6669° 1 Í2 = 134,1055° [> 1950,0 i = 5,7260° q = 2,568104 AU e = 0,594029 a = 6,325839 AU P = 15,91 roku. UA1C 3128 f B)

J

S RA2EK

Přestože je rela tiv n í hustota g a la ­ xií podstatně v ětší než rela tiv n í hus­ tota hvězd (r e la tiv n í hustotou jsm e nazvali číslo, je ž dostaneme, vyd ě lím e-li objem g alaxie objem em p rosto­ ru, na k terý jedna ga la x ie p řip a d á ), jsou i v případě g a la x ií srážky v e li­ ce vzácné. V šedesátých letech a d ří­ ve se p om ocí srážek ga la xií vys v ě t­ lo v a ly mohutné rád iové zdroje, jak o je např. v souhvězdí Labutě. Dnes se v této souvislosti spíš m luvívá o ak ti­ vitě jader. An i tato skutečnost však nic nem ění na užitečnosti práce, k te­ rou publikovali ind ičtí astronom ové Sastry a Alladin. U važovali o č ty ­ řech typech srážek dvou galaxií. V žd yck y se brala v úvahu h lavn ě testovací galaxie, ale částečně i dru­ há galaxie, která ji ovlivňu je. Sastry

HVĚZD

GALAXII

a A lla d in rozlišu jí ty to typy srážek: ( A ) Zm ěny rozm ěrů a hm otností způsobené srážkou jsou zanedbatelné. f B ) Rozm ěr testovací g a laxie v zros­ te nejm éně o 10 % (popř. se totéž stane i s o v liv ň u jící g a la x ií). I C ) Slapovým i silam i je z testo­ v ací ga la x ie vytržen a satelitn í g a la ­ xie. ( D ) Struktura testovací galaxie je zcela rozrušena slapovým i silam i dru­ hé galaxie. Je bezesporné, že jde o k lasifik a ci velm i hrubou; nebere se např. v úva­ hu struktura jader, je jic h ž význam pro ga la xii je m im ořádně velký, a lze jen těžk o předvídat všechny efek ty, k teré mohou nastat např. při jejich přím é srážce. (P o d le Astrophys. Space Sci 46. 285, 1977.) -pan-

j u b i l e j n í

Observatoř v Cincinnati, která vede eviden ci planetek, p řid ělila jubilejní číslo 2000 planetoidě 1934 NX, kterou ob jevil 12. července 1934 C. Jackson v Johannesburgu. Pak nebyla dlouho pozorována, až ji znovu ob jevil 29. července 1960 J. Schubart v Sonnebergu (předběžná označení 1960 O A j.

NAŠE

PRISTROJE

V

KO

V šetky tri oddelenia Ústavu experim entálnej fy z ik y SAV v K ošiciach — oddelenie kozm ickéh o žiarenia, odd elen ie m agnetizm u i od d elen ie v y ­ sokých e n e rgií — spolupracujú s ústavmi a lab oratóriam i v Sovietskom zvaze. T áto spolupráca umožňu­ je zúčastňovat sa na experim entoch, vyu žívajú cich unikátně zariadenia, stavba ktorých je v našom m alom štáte nem yslitelná. T o nám um ožňuje riešiť výskum né úlohy v najaktuálnejších oblastiach fyziky. V od delení kozm ick éh o žiarenia sa navrhla m eracia aparatúra P G -l-A , slúžiaca k reg lstrá cii tokov protónov a elek trón ov v m agn etosfére Zeme. Táto aparatúra bola um iestnená na družiciach Interkozm os-3, Interkozmos-5 a Interkozmos-13. Experim entáln y m ateriál z našej aparatúry sa vyh odnocoval spoločn e vo Vedeckovýskumnom ústave jad rovej fy z ik y M oskovskej štátnej univerzity, Ústa­ ve kozm ických výskum ov Akadém ie vied ZSSR a v ÚEF SAV. Experim entálne údaje, získané v týchto experim entoch, rozšířili na­ še poznatky o dynam ike radiačných pásov Zeme. V rám ci program u Interkozm os spolupracuje ÚEF SAV s Fyzikáln o-techn ickým ústavom A k ad é­ m ie vied ZSSR v Leningrade. V sp o­ lupráci s tým to ústavom sa navrhla a v yh oto vila experim entálna aparatú­ ra SK-1, ktorá bude um iestnená na družici A U O S -Z-E llip s. V ý sled k y z tejto družice budú prvýk rát v program e Interkozm os spracovávané pre všetkých účastníkov tohto experim entu — teda aj pre sovietsk e pracoviská — na Ústave experim entálnej fy z ik y v Košiciach pom ocou sam očinného

p l a n e t k a

Celkem b ylo dosud nalezen o asi 13 000 planetold a tém ěř pro všechny z nich byly vyp očten y dráhy, pro více než 7000 b yly publikovány. Jak je vidět, d efin itivn í označení č ísly dostal pouze m alý počet planetek z dosud p ozo ro­ vaných. M A V S 16, 81; 1977 ! B )

MICKÝCH

DRUŽICIACH

počítača EC-1040. Ď alej v spolupráci s tým to ústavom bola vyh otoven á apa­ ratúra na m eranie tokov neutrónov v atm osféře pom ocou balónov v exp e­ rim ente B A N A N a tie ž na vyh od n o­ covan í dát z tohto experim entu. ÚEF SAV sp olu pracovali tiež na experim ente Interkozm os-6. Na tejto družici boli um iestnené jád rové emulzie, pom ocou ktorých sa skúmali jadro-jad rové in terak cie pri energiách nedostupných na súčasných urýchlovačoch (v ia c ako 1012 e V ). Na spracovan í týchto em u lzií sa spolupracu­ je s Vedecko-výskum ným ústavom jad rovej fy z ik y M oskovskej štátnej u niverzity. Dalším rozsiahlym program om , na ktorom sa od d elen ie kozm ickéh o ž ia ­ renia ÚEF SAV zúčastňuje, je m edzinárodný výskum ný program KAPG. Spolu s Ústavom zem ského m agn e­ tizmu, ion osféry a šíren ia rádiových vín ( IZ M IR ) Akadém ie vie d ZSSR a v elk ý m počtom dalších sovietskych p racovísk riešia sa problém y modulác ie kozm ickéh o žiarenia. N a Lom nickom štíte bola v rám ci M edzinárodného g e o fy zik á ln e h o roku 1956— 57 vybudovaná jedna z prvých pozem ných m eracích stanic pre registráciu kozm ického žiaren ia v o s vě­ tověj sieti stanic, k torej m eracia apa­ ratúra sa stále zd ok o n alu je a dnes je plne autom atizovaná. N am erané údaje si po sp racovaní vym ieňa s 50 pracoviskam i z celéh o světa. Spoločne s Laboratóriom variá cií kozm ického žiaren ia v IZ M IR A N a Ústavom g e o fy z ik y Akadém ie vied Ukrajinskej SSR sa rieši problém r o z ­ ptylu nabitých častíc g alak tick éh o i slnečného kozm ickéh o žiarenia

v stochastickou! m agnetickom p oli v m ed ziplan etám om priestore, využívajúc kinetickú rovnicu a najm a jej difúznu aproxim áciu. Ospešne sa rieši aj problém fluktuácie in ten zity kozm ického žiarenia v nehom ogénnom prostředí. Ď alej pře spoločnú sovietsko-česko-

slovenskú stanicu kozm ického žia re ­ nia v A n tarktidě „V o s to k " bola v y ­ vinutá autom atická záznam ová je d ­ notka pre registráciu kozm ického žiarenia, ktorá poskytuje jednominútové údaje in ten zity kozm ickéh o ž ia ­ ren ia a umožňuje tým skúmaf aj m ikrovariácie žiarenia. N v ! 20/1977

KOLOKVIUM O

CHEMICKÉM

A

DYN AM IC KÉM

V e dnech 7.— 9. zá ří 1977 se v Toruni konalo 45. kolokvium M ezin á­ rodní astronom ické unie. V rodišti M. K opernika se sešla nad problém y chem ického a dynam ického v ý v o je naší G alaxie tém ěř stovka odborníků z celéh o světa. Při zkoum ání vzniku a v ý v o je G alaxie, podivuhodného sys­ tému složen éh o především z h vězd a m ezihvězdného plynu, se zabývám e kinem atickým i a dynam ickým i v last­ nostmi hvězd a m ezihvězdného p ly ­ nu nebo je jic h vlastnostm i chem ick ý­ mi. Tyto oblasti b yly doposud v z á ­ jem ně oddělovány. Setkání odborníků z těchto oborů však ukazuje na jasné vzájem né souvislosti a na význam současného dynam ického a chem ic­ kého popisu Galaxie. V ý v o jo v é sou­ vislosti dynam ických vlastností s lo ­ žek G alaxie s chem ickým i ch arak te­ ristikam i nejsou však zatím v m od e­ lech vzniku a v ý v o je G alaxie uspoko­ jiv ě vyřešeny. Správná In terpretace všech údajů o galak tick ém systému je nutná p ři konstrukci lib ovoln éh o vývo jovéh o m odelu. Význam této p ro ­ blem atiky a souvislosti těchto, d řív e neprávem oddělovan ých oborů, byl naznačen p rávě na tom to kolokviu. Je třeba In terpretovat m noho zn á­ mých skutečností, p očínaje vznikem g a lak tick éh o hala a hvězd populace II, až po otázky sou visející s p řítom ­ ností d iferen ciá ln ě rotu jícíh o p lyn ­ ného disku se sp iráln ím i ram eny, která jsou tvořena m ladým i h vězd a­ mi a m ezihvězdným plynem. Můžem e se zabývat řadou m yšlenkových okru­ hů: (1 ) vzn ik G alaxie, g alak tick éh o hala a g alak tick éh o disku, (2 ) dynam ika m ezihvězd ného p ly ­

VÝVOJI

GALAXIE

nu m alých rozm ěrů a velkých roz měrů (a k re c e plynu na disk, rad iální toky plynu, rotace plynu ok o lo g a ­ lak tick éh o já d ra ), (3 ) vzn ik hvězd (fu n k ce popisující p očet vzn ik a jících h vězd (stars fo rm ation r a te ), souvislosti s dynam i­ kou m ezihvězdného plynu, závislost chem ického složen í hvězd na jejich stáří, zm ěny v chem ickém složen í hvězd a m ezihvězd ného p ro střed í). Mnoho otázek je spojeno s g a la k ­ tickým halem , diskovou populací n e ­ bo s galak tick ým jádrem . Je zřejm é, že všechny tyto otázky a m yšlenkové okruhy jsou navzájem propojeny. V gala k tick é astronom ii existu je řa­ da d ůležitých problém ů, které by b y ­ lo třeba řešit v b lízk é budoucnosti. Jde především o výzkum zastoupení kyslíku ve hvězdách a m ezihvězdném prostředí, zjiš fov á n í přesné závislosti m ezi chem ickým složením hvězd a je ­ jich stářím, výzkum souvislostí m ezi sluneční soustavou a jejím blízkým okolím , zkoum ání souvislostí m ezi hvězdam i a m ezihvězdným prostředím (statistika supernov typů I a I I ) , p řes­ ný výzkum počáteční funkce rozlo že ní hm oty hvězd (statistika m ladých hvězd a zjišťován í jejich hm oty) a zm ěny ve funkci rozlo že n í hmoty hvězd p ři stárnutí hvězd. K úspěšnému průběhu celéh o k o ­ lok via přispěla řada p řeh led ových referátů vyn ik a jících odborníků z c e ­ lého světa i mnoho kratších diskus­ ních příspěvků. Zvláště pozoru hodné bylo závěrečn é shrnutí E eatrice Tinsleyové, v něm ž podala p řeh led celé galak tick é astion om ie a astrofyziky. Jan Palouš

SEMINÁŘ

O

VYUŽITÍ

Česká vědecko-techn ická společnost - Společnost elektrotech nick á, Ú střed ­ ní odborná skupina p ro přím é p řem ě­ ny e n ergie a pobočka ČVTS Matematick o-fy zik á ln í fak u lty U n iverzity K a rlovy uspořádaly 18. řijna 1977 ve velk é zasedací síni K arolina seir.inář o vyu žití sluneční energie. Úvodní přednášku o heliotech n ice ořednesl doc. RNDr. DrSc. J. K leczek (AÚ ČSAV O n d řejov), slunečním u zářen í b yly věnován y d vě přednášky (RNDr. CSc. J. Bednář z MFF UK a RNDr. K. Vaniček z HMÚ H radec K rá lo v é ). R a­ da referátů a diskusních příspěvků pak byla věnována p rob lem atice v y ­ u žití sluneční e n e rg ie a společenským aspektům to h oto vyu žívání. Tak např. RNDr. CSc. J. Toušek (M FF U K ) h o ­ v o řil o slunečních b ateriích a m ož­ nosti jejich vyu žíván í v pozem ských podm ínkách, Ing. K. M rázek (STO Praha) o otopných soustavách s vyJEŠTĚ

O

KOMET

Podle zp rávy D. Despoise a spolu­ pracovníků byla na radioastronom ické ob servatoři v N angay zjištěna od 21. října 1977 v kóm ě čára OH na fre k v e n c i 1667 M Hz v absorpci. Šířka čáry odp ovíd ala rychlosti 3 km/s. Produkce radikálu OH u kom ety K oh ler byla srovnatelná produkcí OH u kom ety Kohoutek 1973 XII. • Pokud jde o dráhu kom ety (v iz RH 58, 213; 11/1977), stále dobře v yh o ­ vuje parabola. Jinak je dráha zají-

RENTGENO V současné době známe přes 150 g alak tick ých zdrojů R entgenová zá ř e ­ ní. T yto z d r o je m ůžem e ro zd ě lit zh ru ­ ba do dvou velk ý ch skupin. Prvn í skupinu tv o ří ren tgen ové zd roje sou­ v is ejíc í s pozůstatky galak tick ých su­ pernov. Do druhé skupiny za řa zu je ­ m e zd roje, které jsou složkam i těs­ ných d vojhvězd. N ěk te ří autoři p ře d ­ pokládají, ž e existuje i skupina tře tí — tzv. čern é „m a x id íry " (v e lm i hm ot­ né černé d íry s hm otnostm i 103 hmot Slu nce), které jsou p odle těchto auto­ rů zodp ověd n é za ren tgen ovou em isi

SLUNEČNÍ

ENERGIE

užitím sluneční e n e rg ie ja k o z d ro je tepla, Ing. C. D attel (STÚ P ra h a) o konstrukci a tep eln é b ilanci solárníb - domu N ul-energi-hus, Ing. V. Jahotí^ř (V Ú E B ěch ovice) o p ersp ek ti­ vách en ergetik y atd. H o v o řilo se též o perspektivách en ergetick ých zd ro ­ jů, o hodnocení současných m ožností vyu žití sluneční e n e rg ie v našich pod­ mínkách, o sluneční e n e rgii v dnešní a budoucí e n ergetice atp. N a zá v ě r sem ináře b yly prom ítnuty krátk é f i l ­ m y o Slunci a o p ro jek tech vyu žití sluneční en ergie. Seminář, jehož se­ k retářem b yl RNDr. CSc. J. Toušek z M atem atick o-fyziká ln í fak u lty Uni­ ve rzity K a rlo v y a odborným g a ra n ­ tem Ing. DrSc. J. K ram ář z Výzkum ­ ného ústavu silnoprou dé e le k tro te c h ­ niky v Praze-B ěchovicích, m ěl velký ohlas. Pod k lad ový m ateriá l p ro účast­ níky byl u veřejn ěn v časopise E lek tro­ techn ický obzor (č . 7/1977). J. B. KOHLER

19 7 7 m

mává tím, že přísluní kom ety le ž í té­ měř přesně ve středn í vzdálenosti Zem ě od Slunce. Uvádím e ještě z le p ­ šené elem en ty dráhy, které v yp o četl B. G. M arsden ze 120 p ozorování, získaných m ezi 6. IX.— 9. XI. 1977: T = 1977 XI. 10,5659 EČ a = 163,4799° 1 Q = 181,8175° > 1950,0 i = 48,7196° | q = 0,990662 AU. IA U C 3125, 3137 ( B f É PULSARY z k ulových hvězdokup. Em ise Rent­ gen ová zářen í z kulových hvězdokup se však dá vys v ě tlit i p om ocí dvojhvězdného m odelu. Obecně p řijím a ­ nou in terp reta cí dvojh vězd n ých ren t­ g en ových zdrojů je hyp otéza p řed p o­ k lád ající, ž e jednou ze složek d v o j­ hvězd y je kom paktní objekt — bílý trpaslík, neutronová hvězda nebo č e r ­ ná díra, p řičem ž druhá složka, kterou je vícem én ě norm ální hvězda, ztrácí hmotu bud form ou hvězdnéh o větru an ebo form ou odtoku hm oty, k e kte­ rému d ochází tehdy, k dyž h vězd a vy-

plni svůj R ocheovský lalok. U dvou podvojn ých zdrojů R entgenová zá ře ­ ní b yly ob jeveny pulsace je jic h ren t­ gen ovéh o toku již p om ocí známé d ru ­ žic e UH URU. Jde o ren tgen ové zd ro ­ je Cen X-3 (p e rio d a pulsací 4,84 s j a H er X -l (p e rio d a pulsací 1,24 s ). Předpokládá se, že p erio d a těch to pulsací je vlastně rotačn í periodou zm agnetizované neutronové hvězdy, tak že v případě pulsujících p od voj­ ných ren tgen ových zdrojů, p ro které se začal pou žívat název ren tgen ové pulsary, je kom paktní složkou systé­ mu neutronová hvězda. V posledních dvou letech b ylo vypuštěno několik dalších ren tgen ových družic (A r ie l 5, SAS-3, A N S ) d íky kterým se rodina ren tgen ových pulsarů značně r o z ­ JEŠTĚ

O

OBJEKTU

Zprávu v min. čísle (s. 233) upřes­ ňujeme v tom smyslu, že objekt se pohybuje po značně excen trick é d rá­ PŮVOD

KOWAL

1 977

UB

ze ve vzdálen osti 8,5— 18,9 AU od Slunce, oběžná doba je 51 roků. Po­ drobnosti v příštím čísle.

M EZIHVĚZDNÉHO

V m ezihvězdném prostoru Galaxie pozorujem e id a tiv n ě v e lk é m nožství lithia 7Li, nicm éně dosud nám není zcela jasná, jak se toto lithium do m e­ zihvězdného prostoru dostalo. Tento problém se nedávno pokusili rozřešit D. D. Clayton a E. Dwek (Astrophys. J. Letters, 206, L59, 1976). Autoři p ře d ­ pokládají, že 7Li pozorované v Gala­ xii vzniká v ok o lí m ladých pulsarů, které se, jak známo, obecně považují za produkty vzplanutí supernov. V m o­ delu Claytona a Dweka 7Li vzniká při srážkách jad er hélia urych lovaných v m agn etosféře pulsaru s jin ým i jádry hélia, která se nach ázejí v obálce v y ­ vržené při vzplanuti supernovy. V zá ­ jmu objasnění g alak tick éh o obsahu 7Li ( TLi: H ~ 1 0 - 9 ) je nutné, aby se při zrodu každého pulsaru v y tvo řilo asi RENTGENOVÁ

rostla. Podle S. Rappaporta a P. C. Josse z Centra p ro kosm ický výzkum Massachusetts Institute o í T ech n olo­ g y (p ra co v n íc i té to instituce říd í ex­ perim en t s dru žicí SAS-3) známe dnes celkem d evět ren tgen ových pul­ sarů (ú d aje v zá vo rce je p erioda pu l­ sací a předpokládan ý op tick ý kandi­ dát pro daný ren tgen ový p u lsar): SMC X -l (0,715 s, hvězda Sanduelak Sk 160), H er X -l (1,24 s, HZ H e r), Cen X-3 (4,84 s, K rzem inského h věz­ d a ), A 0535 + 26 (104 s, HD 245770), GX1 + 4 (122 s, obr spektráln í tříd y M ), 3U 0900-40 (283 s, HD 77581), A 1118-61 (405 s, prom ěnná typu Mira Ceti RS Cen, resp. jiná B e-hvězda), GX301-2 (696 s, hvězda W R A 977), 3U 0352 + 30 (835 s, X P e r). Z. Urban

LITHIA

103* jad er lith ia 7Li. Takto vytvořená jádra by se zřejm ě nacházela ve vzbu­ zeném stavu, takže při zpětných pře­ chodech elektronů by m ohlo docházet k em isi kvant záření gama. Clayton a Dwek proto předpokládají, že podob­ nou em isi gam a-kvant bychom m ohli u m ladých pulsarů pozorovat. Zcela odlišným způsobem poh líží na původ m ezihvězdného lith ia J. M. Scalo (Astrophys. J. 206, 795, 1976), který se dom nívá, že 7L i vzn ik á v nitrech hvězd s tzv. dvojitým vrstvovým zd ro­ jem en ergie následkem reakce 3He (a, j-) 7Be ( c - , v ) rLl. Tím to způsobem vyrobené lithium se pom ocí konvekce dostává na povrch hvězdy a odtud do m ezihvězdného prostoru spolu s hm o­ tou, kterou hvězda ztrácí v období, kdy je rudým obrem. Z. Urban

NOVA PODRUHÉ IDENTIFIKOVÁNA S N O VO U VIZUÁLNÍ

P řís troje ren tgen ové d ru žice SAS-3 za re gis tro v a ly dne 24. 7. 1977 ren t­ gen ovou novu v souhvězdí P ravítka (N o rm a ) na jižn í obloze. N o v ý p ře ­ chodný zd roj má souřadnice (1950,0): a = 16h08m51s—8S,

S =

— 52°18'01"±30''

Jak sd ělil G. Clark z týmu ren tge­ nových astronomů Massachusettského tech n ologick éh o institutu, činil ren tgen ový zá řivý tok 4 X 1 0 15 J c m - V 1 v oboru 1— 10 keV, což p řed­

stavu je p řib ližn ě 1,1 násobek toku od zd ro je Tau X -l v K rabi m lhovině. J. G rindley z A s tro fy zik á ln íh o s tře ­ diska v Cam bridgi n a lezl na červen é d esce expon ovan é čtyřm etrovým d a le ­ koh ledem ob servatoře C erro T o lo lo po dobu 60 minut dne 24. 8. 1977 v izu á l­ ní novu 21m v m ístě o souřadnicích (1950.0): a = 16h08m52s± l s <5 = — 52°17'44"±3"

FREKVENCE

HVĚZDNÝCH

V současné době převládá m ezi astronom y názor, že pulsary jsou bý­ valé hvězdy, které se zh rou tily až do „p řed p osled n í zastá vk y ” — tj. až do stádia neutronové hvězdy. Lande a Stephens vyšli ve svých úvahách z prostorového rozlo že n í pulsarů a z jejich zářivosti. Odhadli, že p rosto­ rová hustota pulsarů je p řibližn ě 100 pulsarů na kubický kiloparsek. Předp okládám e-li navíc, že průměrná ž i­

ODCHYLKY Den UT1— UTC UT2— UTC

Na identick é desce exponované v srpnu 1967 W. L ille re m objekt v i­ d iteln ý není, takže p ři m ezní magnitudě na desce 23m až 24m jd e o zja s ­ nění nejm éně o 2m až 3m. Po zto to ž­ nění ren tg en ovéh o z d r o je A 0620-00 s vizu áln í novou M on ocerotis 1975 = = V 616 M on to je te p rv e dru hý p ří­ pad, kdy se p od a řilo přechodný ren t­ gen ový zd roj id en tifik ova t s vizuáln í novou. R■ H.

ČASOVÝCH

3. X. — 0,067is — 0,0961

8. X. — 0,0806$ — 0,1093

KOLAPSŮ

SIGNÁLŮ

13. X. — 0,0959s — 0,1240

Označení časových stupnic je upra­ veno p odle doporučení XVI. Valn éh o shrom áždění M ezinárodní astron om ic­ ké unie (G ren ob le 1976). P odle tabulky byl např. 3. října 1977 čas UTC o 0,0671* před časem UT1 a o 0,0961® před časem UT2. V e ­ likost sezónní variace byla k tomuto dni UT2 — = (UT2 — U TC ) — — ( UT1 — U T C )/ = — 0,0961® + + 0,067l s = — 0,0290s. Českosloven­ ské časové sign ály OMA reprodukují

tm

V GALAXII

votnost pulsarů je k olem tří m iliónů let, a že v současnosti pozorujem e zc e la prům ěrný stav, vych ází nám, že v Galaxii vzn ik á jed en pulsar za 4 roky. H vězdných kolapsů může být p ochopitelně mnohem víc, protože h vězd y s m alou hm otností skončí ja ­ ko b ílý trpaslík, k dežto h vězd y s v e l­ kou hm otností mohou skončit jako černé díry. { P od le Astrophys. Space Sci. 49, 1969 [19 77 ].) -pan-

V ŘlJNU

18. X. — 0,1126s — 0,1397

1977

23. X. — 0,1301s — 0,1561

28. X. — 0,14608 — 0,1706

čas UTC lépe než na 0,0001s, pouee signál OLB5 se z techn ick ých důvodů prozatím vysílá trv a le o 0,0008s za časem UTC. Časová stupnice UTC a s ní vše­ chny časové sign ály b yly rozh odnu­ tím M ezinárodn ího časového ústředí (B IH ) posunuty o 1 sekundu vzad zavedením k orekčn í sekundy před světovou půlnocí dne 31. prosince 1977. V la d im ír P táček

Z lidových hvězdáren a astronomických kroužků METEORICKÁ

EXPEDICE

V e dnech 6.— 21. srpna 1977 uspo­ řádala hvězdárna v Jindřichově H rad­ ci společně s astronom ickým krou ž­ kem Svazarm u v Kunžaku již třetí m eteorickou expedici. Byla zam ěřena' na sledování m eteorick éh o ro je P er­ seid. Sedm spolupracovníků hvězdárny v J. H radci a pět členů kroužku

KUNŽAK

v Kunžaku p ro vád ělo tř i program y. N e jv íc e bylo zastoupeno vizu áln í po­ zo ro vá n í meteorů. Již v p rvn ích no­ c ích napozorovalo pět p ozorovatelů něk olik set m eteorů, z nichž velká většina patřila k m eteorickém u ro ji Perseid. Ještě se však p ro jevo va ly m eteory z d ozn ívajícíh o ro je Aquarid. A ž do 11. srpna počasí účastníkům

exp ed ice přálo. Den před maximem, které m ělo nastat 12. srpna, se však obloha zatáhla a v ytrv a lý déšť zn e­ m ožnil maximum pozorovat. Když se opět vyjasn ilo, nepodařilo se již m la­ dým astronomům napozorovat to lik m eteorů jako v prvn í polovin ě ex p e ­ dice. Celkem bylo napozorováno 1751 m eteorů. N ejv íc e bylo Perseid, m éně byly zastoupeny Aqu aridy a m eteory ved lejšíh o roje Cygnid. Souběžně s vizuálním pozorováním p robíhalo i pozorován í teleskopické, k teré b ylo zam ěřeno na určení rad ian ­ tu Perseid. P rotože tento program p robíhal jenom za velm i jasných n o­ cí, n apozorovali dva p ozo ro vatelé pouze přes 20 meteorů. Celostátním program em bylo fo to ­ g ra fo vá n í spekter stop velm i jasných m eteorů. Za tím to účelem byla na

ZPRAVODAJ

hvězdárně v J. H radci vyvinuta a již je dva rok y v provozu speciální ka­ mera. Kam era je um ístěna na čtyřosé m ontáži, která um ožňuje ve velm i k rátké době nastavení na lib ovoln é m ísto na obloze. Prům ěrná doba na­ stavení je asi 4,3 s. Kam era byla v p o ­ hotovosti 12 nocí, celkem 61 hodin 43 minut. Přesto však ani na této exp ed ici nebylo žádné spektrum m e­ teoru zachyceno. Během exp ed ice ukázali všichni účastníci nejen své znalosti z oblas­ ti astronom ie, ale p ro je v ili se i jako zkušení táborníci. I pro tento rok plánuje hvězdárna v J. H radci sp oleč­ ně s astronom y v Kunžaku další ex­ pedici, na které se krom ě dosavad­ ních program ů uskuteční i vizuální pozorován í m eteorů v červen ém a m odrém světle. V la s tim il Ta lkn er

HVĚ Z D A R N Y

M alý stránkový rozsah našeho ča ­ sopisu — k terý nám neum ožňuje u ve­ řejň ovat dostatečně široké Inform ace ze všech úseků astronom ického v ý ­ zkumu — nutí n ěkteré hvězdárny, aby v yd ávaly pro potřeby astron om ic­ kých kroužků svých obvodů m etod ic­ ké m ateriály a zp ravod aje nebo buletiny. Psali jsme zde již 1 záslužné publi­ kační činnosti h vězdárny v T eplicích, je jíž „A k tu á ln í in fo rm a c e " přin ášejí mnoho zajím avých poznatků h vězd ár­ nám a kroužkům v Severočeském í jiných krajích. Dnes chcem e věnovat pozornost ,.Zpravodaji hvězdárny v O p ici", k te ­ rý je dobrým důležitým inform átorem astronom ických kroužků ve V ý ch o d o ­ českém kraji. I když je odborná p rá­ ce hvězd árn y orientována k výzkumu Slunce a atm osférick é činnosti, obsa­ huje zp ravod aj n ovink ové stati a in form ace z různých astronom ických oborů. K rom ě původních článků a obsahu přednášek přednesených

V ÚPICI

v Opici, najdem e tam závažné p ře­ k lad y a výtahy ze zahraničních ča­ sopisů a knih. N ásleduje rubrika k rátk ých zp ráv a po ní zp ravidla vzpom ínky účastníků astronom ických expedic a dvoum ěsíční výh led na za­ jím avá pozorován í oblohy. V n ěk te­ rých číslech jsou krátké obsahy člá n ­ ků podle dokum entace OS pro ja d er­ ný výzkum. Ročně obsahuje tém ěř dvě stě stran form átu A4. Zpravodaj doplňuje pohotově a p ro­ m yšleně in form ace obsažené v ji­ ných našich časopisech a je dobrou pomůckou pro astronom ické kroužky. Je nutno kladně hodnotit úsilí úpické hvězdárny o rozv o j am atérské astronom ie a o vzd ěláván í široké obce spolupracovníků. Uvážím e-li, že se podobné práce r o z v íje jí i na několika dalších hvězdárnách, které také v y ­ d ávají své zp ravod aje a časopisy, na­ padá nás m yšlenka, jak užitečné by b ylo sp ojení tohoto úsilí pro celou naši lidovou astronom ii. Ob.

Nové knihy a publikace • B u lletin čs. a stro n o m ick ý ch ústa­ vů, roč. 28, čís. 6, obsahuje ty to v ě ­ d eck é p ráce: B. A. Lindblad a J.

Štohl: Chyby odhadů hvězdných v e li­ kostí a je jic h škály pro švédské a českosloven ské p ozo ro va tele meteorů

- - Z. C eplecha: B olidy fo to gra fova n é ve střední E vropě — M. Kresáková: E fek tivn í zorn é p ole čárových zdrojů (m eteo rů ) — E. Kresák: R ozdíly m ezi novým i a starým i kom etam i — W. J. B aggaley: Č ervené dohasínání v m e­ teorick ých chvostech — P. Pecina: V ýšky čeln ích ozvěn m eteorů — P. P řik ryl: D ecelerace posunutí čelních ozvěn — J. Zahradník a J. K lokočn ík: Hodnocení podm ínek v místě on d ře­ jovského d ru žicového laseru — R. Hudec: F oto gra fic k é p ozorování rentgen ovské novy M on ocerotis 1975 — R. Hudec: O ptické vlastnosti HZ Her/Her X -l v roce 1976. — Na kon­ ci čísla je věcn ý a jm enný rejstřík ročníku 28 (1977). Všechny práce jsou psány an glick y s ruským i v ýta ­ hy. -pan• J. T reder: S tern zeiten . Bd. 1 + 2. V ero ffen tlich u n gen des Forschungsbereich es Geo- und Kosm oswissenschaften, Bd. 6 + 7. A k adem ie-V erlag, Berlin 1977; cena brož. M 15,— + + 14,— . — V ý ro čí 275 let od z a lo ­ žení h vězdárny v B erlíně je jistě v ý ­ ročím pozoruhodným a vhodným k za­ m yšlení nad dosavadní prací. B erlín ­ ská hvězdárna byla založena r. 1700 G. W. Leibnizem v m ístě nynějšího Enckeho náměstí. V letech 1833 až 1837 byla pod veden ím J. F. Enckeho postavena nová budova hvězdárny. R ychlý růst m ěsta a tím se stále zh oršu jící p ozorovací podm ínky byly důvodem k p řeložen í hvězdárny do Babelsbergu (k d ysi berlínského p řed­ městí, nyní Potsdam -Babelsberg), kde v letech 1913— 1914 vzn ik l pod vedením K. H. Struveho nový m oder­ ní astronom ický ústav, vyb aven ý na tehdejší dobu vyn ik ajícím i přístroji, k terý se stal součástí berlínské uni­ v erzity. V r. 1969 byla hvězdárna v Babelsbergu začleněn a do nově v zn ik léh o Ú středního astrofyzik áln íh o ústavu Akadem ie věd NDR, podobně jako něk olik dalších velkých h v ě z­ dáren, např. v Sonnebergu a v Tautenburgu. Ř editelem ústavu je prof. dr. J. Treder, autor recen zovan é publikace, je jíž obsah tv o ří p ro jevy a přednášky pracovníků Ústředního astrofyzik áln íh o ústavu, Ú středního

archivu Akadem ie věd NDR, V ýzkum ­ ného střediska A. v. Humboldta, Arch enh oldovy h vězdárny a Lohrmannova institutu V ysok é šk oly tech n ic­ ké v Dráždanech, pronesené v září 1975 na astronom icko-historickém k olokviu Ú středního astrofyzik áln íh o ústavu. Bylo vzpom enuto zásluh a práce význačných něm eckých od b or­ níků, k teří se o ro zv o j astronom ie na h vězdárně v B erlíně zvláště za ­ sloužili. B yli to p ředevším L. Euler, G. W. Leibniz, J. H. Lam bert, J. F. Encke, C. F. Gauss, A. v. Humboldt, W. Foester, F. KOstner, K. H. Struve a A. Einstein. Recenzovaná publikace bude před evším zajím at všechny zá ­ jem ce o historii astronom ie. Závěrem ještě připom eňm e, že berlínská h věz­ dárna byla nejen prvn í hvězdárnou v Něm ecku, ale v celé oblasti n ě ­ m ecky m lu vících zem í ve střední Evropě a byla založen a dokon ce o n ě ­ k olik měsíců d řív e než něm ecká A k a­ dem ie věd. J. B. • V. Vanýsek: Stavba a vý vo j hviezd. Západoslovenská krajská hvězdárna v H loh ovci řeší dlouhodobý nedosta­ tek astronom ických učebnic a od b or­ né literatu ry vydáván ím vlastních studijních textů pro vedoucí astron o­ m ických kroužků a lek tory. Skuteč­ nost, že jen v Západoslovenském k ra ­ ji pracuje na 270 astronom ických kroužků, odůvodňuje dostatečně na­ léhavou potřebu m etodických a ná­ zorn ých pom ůcek a studijních m ate­ riálů. Krásným dokladem in iciativn í péče dr. E. Csereho a pracovníků hvězdárny o rozšiřován í astronom ic­ kého vzd ělán í je vyd án í skripta „S ta v ­ ba a v ý v o j h v ie zd ", které je p ře ­ kladem jedné k a p itoly přip ravovan é knihy prof. V. Vanýska „Z ák lad y astronom ie a a s tro fy zik y ", k terá v y ­ jde v nakladatelství Academ ia. Skrip­ tum má 135 stran a 36 kreseb a dia­ gram ů a stalo se již podkladem in ten ­ zívn í studijní činnosti v mnoha astro­ nom ických kroužcích. Také čeští zá­ jem ci doufají, že naléhavě oček á va ­ ná kniha poskytne m noho nových in fo rm ací všem čtenářům a stane se studijním základem astronom ické v ý ­ uky. Ob.

Ú k a z y na o b l o z e v b ř e z n u 1 9 7 8 Slunce vych ází 1. března v 6h45m, zapadá v 17h41ra. Dne 31. března v y ­ chází v 5h40m, zapadá v 18h30m. Za březen se p rodlouží délka dne o 1 h 54 min. a polední výška Slunce nad obzorem se zvětší o 12°, z 32° na 44°. Dne 21. března v 0h35m vstupuje Slunce do znam ení Berana; v tento okam žik je jarní rovnodennost a za ­ číná astronom ické léto. M ěsíc je 2. III. v 9h35m v poslední čtvrti, 9. III. ve 3h37m v novu, 16. III. v 19*>22m v prvn í čtvrti, 24. III. v 17h21m v úplňku a 31. III. v 16hl2m opět v poslední čtvrti. V p řízem í je M ěsíc 5. a 31. března, v odzem í 17. března. Při úplňku 24. března nastá­ vá úplné zatm ěni Měsíce, které bude u nás však vid iteln é jen ke konci úkazu. M ěsíc u nás vych ází až v 18^ 17m, tj. 9 minut po kon ci úplného zatm ění. Konec částečného zatm ění nastane v 19h12m a výstup M ěsíce z polostlnu bude ve 20h16m. P o zo ­ rovací podm ínky jsou u tohoto z a ­ tm ění velm i nepříznivé, navíc bude M ěsíc ještě velm i nízko nad o b zo ­ rem. Také p ozo ro vací podm ínky pro zákryt Aldebarana M ěsícem 15. b řez­ na jsou velm i nepříznivé, p rotože úkaz nastává v denních hodinách. V P raze bude výstup v 10h09,7m, v H odoníně v 10h07,3m. Podrobnosti o ostatních zák rytech slabších hvězd naleznem e ve H vězdářské ročen ce 1978 [s tr 89). Během března dojde ke konjunkcím M ěsíce s planetam i: 2. III. ve 21h s Neptunem, 10. III. ve 2h s Venuší, 16. III. ve 22h s Jupi­ terem , 19. III. v 7h s Marsem, 21. III. ve 20h se Saturnem, 27. III. v 18h s Uranem a 30. III. ve 2h s N ep tu ­ nem. M erk u r je v březnu v e če r k rátce po západu Slunce nad západním o b zo ­ rem. Počátkem m ěsíce zapadá v 17*1 42m, v polovin ě v 19h23m a koncem března ve 20h02m. Během března se jasnost M erkura zm enšuje z — l,4 m na + l , 0 m. N e jp řízn iv ě jš í pozorovací podm ínky jsou ke kon ci března, p ro ­ tože 24. III. je M erkur v n ejvětší v ý ­ c h odn í elon gaci, 19° od Slunce. Dne

12. března ve 23h a 28. března ve 20h nastávají konjunkce M erkura s Venuši; v obou případech bude M erkur severně od Venuše. Dne 17. března p rochází M erkur přísluním. Venuše je na večern í obloze. Po­ čátkem m ěsíce zapadá v 18h25m, kon­ cem března v 19h56m. Venuše má jas­ nost — 3,4m. Mars je v souhvězdí Blíženců. N ejp řízn lvějšl p ozo ro vací podm ínky jsou ve večern ích hodinách, kdy kulminu­ je. Počátkem března zapadá v 5h23m, koncem m ěsíce ve 3h32m. Jasnost M ar­ su se během března zm enšuje z — 0,2m na + 0 ,5 m. Dne 2. března je Mars stacionární a 17. III. v 6h nastává konjunkce Marsu s Polluxem (M ars bude 4° jižně od P ollu xe). Jupiter je v souhvězdí Býka a nejp řlzn lvějšl p ozo ro vací podm ínky jsou zvečera, kdy kulminuje. Počátkem března zapadá ve 3h13m, koncem m ě­ síce již v l*i26m. Jasnost Jupitera se během března zm enšuje z — 2,0m na — l,7 m. Saturn je v souhvězdí Lva a po op ozici se Sluncem 16. února je v březnu ve výhodné poloze k p ozo­ rování, p rotože je nad obzorem tém ěř po celou noc. T ep rve ke konci b řez­ na zapadá ve 4h30m. Jasnost Saturna se během března zm enšuje z + 0 ,3 m na + 0 ,5 m. Uran je v souhvězdí Vah a n ej­ p řízn ivější p ozo ro va cí podm ínky jsou v časných ranních hodinách, kdy kulm inuje. Počátkem března vych ází ve 23h39m, koncem měsíce- již ve 21h40m. Uran má jasnost + 5 ,7 m. N eptu n je v souhvězdí Hadonoše a kulm inuje taktéž v ranních h od i­ nách. Počátkem března vych ází ve 2h21m, koncem m ěsíce již v 0h23m. Jasnost Neptuna je + 7 ,8 m až + 7 ,7 m. Dne 20. března je Neptun stacionární. M eteory. Po celý m ěsíc můžeme po­ zo ro va t i-L eon id y-V irgin id y, jejich ž v elm i p loché maximum nastává k o­ lem 22. března: roj je v činnosti asi 70 dní. Z v ed lejších rojů budou m ít B ootidy maximum činností 19. března, a H ydraid y 24. března. J. B.

Pokyny pro aatory Redakci Říše h vězd stále ješ­ tě doch ázejí příspěvky, které ani zdaleka nevyh ovu jí čs. norm ě 88 0220, která závazně předepisu je úpravu ru­ kopisů pro tisk. Je sam ozřejm é, že všichni autoři se musí s touto n o r­ mou seznám it a d održovat ji; pokud rukopisy norm ě nevyhovují, tiskárna je nepřijm e a nebudou uveřejněny. V e stručnosti připom ínám e, že p ří­ spěvky musí být psány norm álním strojem (n e tzv. p e rlič k o u ) ob řádek po jedné straně papíru form átu A4. Na jedné straně má být asi 30 řádek po 60 úhozech (včetn ě m ezer). V ru­ kopise nesmí být nic podtrhováno a v elk á písmena lze používat jen tam, kde to pravid la pravopisu p řed ep i­ sují. Tabulky a popisy k obrázkům je nutno psát na zvláštn í list. O bráz­ ky je nutno k reslit černou tuší na b ílý nebo pauzovací papír, popisy v obrázku musí být provedeny šablonkou nebo n ejlép e obtiskovacím i písm eny (p ro p iso t), v žádném p říp a ­ dě psacím strojem . V přísp ěvcích je nutno uvádět jednotky jen podle nor­ my SI. V šechny přísp ěvky je nutno posílat v orig in á le s jednou kopií, u obrázků stačí origin ál. U článků autoři p řilo ží ještě překlad názvu v ruštině a v an gličtin ě. V Říši hvězd mohou být otištěny pouze články a obrázky, které nebyly a nebudou po­ slány do jiného časopis* v Č eskoslo­ vensku. Redakce

OBSAH: V. Bumba: O práci astro­ nomického ústavu ČSAV — Z. Mikulášek: Vesm ír a deuterium — Z. Urban: Rentgenová a u ltrafia­ lová pozorování N ovy Cygnl 1975 — Zprávy — Co nového v astro­ nom ii — Z lid ových hvězdáren a astronom ických kroužků — N ové knihy a publikace — Okazy na obloze v březnu.

;

CONTENTS: V. Bumba: Astronom ical Institute o f the Czechoslovak Academy o f Sciences — Z. M ikulášek: The Universe and Deuterium — Z. Urban: X-Ray and UV Observations o f N ova Cygnl 1975 — Notes — News in AstroIi nomy — From the Public Observatories and Astronom ical Clubs — N ew Books and Publi^ c a tlo n s — Phenomena in March. C O flE P JK A H H E : B. EyM6a: A cTpOHOMHHeCKHM HHCTHTyT HeXOeJioBaUKOň aKafleuHM HayK — 3. MHKyjiameK: Bce.-ieuan ťi jieifTpHíí — 3. ypóaH: PeHTreHOBCKMe h y.n,Tpac{>H0.'ieT0Bi,ie HaójHoaenHH h o b o h JIe6eaa 1975 — Coo6meHMH — HTO HOBOrO B aC TpO H O H H M — M 3

o6cepaaTopnM h aCTpo-

H a p o A H b ix

H O M H ie c K H X K H M rH

Ha

h

H e6e

K pyJK K O B

n y ó jiiiK a u H M

b

—

—

HOBBie

H B J íe H M f l

n a p ie .

• Pelský astronom amatér (18 le t) by si rád dopisoval s našim amatérem. — Zbigniew Szalankiewicz, ul. Ratuszowa 4/4, 76-150 Darlowo, Polsko. • Kúpim achromatický objektiv 0 30—100 mm, f = 500—1500 mm. Uveďte cenu a popis. — Karol Dančišin, Kalininova 8, 040 01 Košice. • Koupím kompletní Bečvářův Atlas Coeli. — Milan Purkyt, J. Sobieského 5, 776 00 Olomouc. Říši hvězd řídí redakční rada: Prof. RNDr. Josef M. Mohr (vedoucí redaktor), Doc. RNDr. CSc. Jiří Bouška (výkonný redaktor), RNDr. CSc. Jíří Grygar, Prof. Oldřich Hlad, RNDr. DrSc. Miloslav Kopecký, Ing. Bohumil Maleček, Doc. CSc. Antonín Mrkos, Prof. RNDr. CSc. Oto Obůrka, RNDr. CSc. Ján Stohl; technická redaktorka Věra Suchánková. — Vydává ministerstvo kultury v Orbisu, Vinohradská 46, 120 41 Pra­ ha 2. — Tiskne Státní tiskárna, n. p., Slezská 13, Praha 2. — Vychází dvanáctkrát ročně, cena jednotlivého čísla Kčs 2,50, roční předplatné Kčs 30,—. — Rozšiřuje Poštovní novinová služba. Informace o předplatném podá a objednávky přijímá každá pošta, nebo přímo PNS — Ústřední expedice tisku, Jindřišská 14, 125 05 Praha 1 (včetně objednávek do zahraničí). Objednávky nevyřizuje redakce. — Příspěvky zasílejte redakci Říše hvězd. Švédská 8, 150 00 Praha 5. Rukopisy a obrázky se nevracejí. — Toto číslo bylo dáno do tisku 5. prosince 1977, vyšlo v lednu 1978.

H vězdokupy X a h Persei. E x p oz ice 20 m in. 9. říjn a 1977 na film ORWO N P 27 velkou M aksutovovou ko m oro u na K le ti. Na č tv rté straně obálky: K om eta K o h le r 1977m, fotog ra fo va n á 9. X. 1977. E x p ozice 20 m in. re fle k to re m (1000/3960 m m ) na K le ti na desku ORW O ZU 2. (O ba sním ky A. M rk o s .)

\

\

\\ \

s

S

\ \

\

\

w

' .

\

fe V

\

\V

\

\

\

\

A \ \

x

\

V \

\