N a p rv n í s tr a n ě o b á l k y j e b u d o v a L id o v é h v ěz d á rn y v S e d lč a n ech.
V lev o 200m m Z eissů v r e fr a k t o r c o u d é s e d lč a n s k é lid o v é h v ě z d á r ny. ( K e z p r á v ě n a s t r a n ě 36.)
©
— N a k l a d a t e l s t v í O r bi s, n. p.
— 19 63
Ř íše h v ě zd
Radim
R o č . 4 4 ( 1 9 6 3 ) , č. 2
Simon:
V Ý Z K UM NAŠICH VLTAVÍNŮ A JEHO PER SPEK TIV Y Dne 4. p ro sin ce m. r. u sp o řád ala m e te o rick á sek ce Č eskoslovenské astro n o m ick é sp olečn o sti in form ativn í schůzku p raco v n ík ů z oboru n a šich tek titů . Této schůzky, k te rá byla první o této te m a tice v ČSSR, se zú častn ili zástu p ci ústavů ČSAV a U niversity K arlovy, zástu p ci N árod ního m uzea v P raze, Č eskoslovenské astro n o m ick é sp o lečn o sti a p ra c o v n íci z Č eských B udějovic a z M oravy, k teří p rovád ějí terén n í průzkum na n ašich n alezištích vltavínů. Na p o rad ě byly p řed nesen y re fe rá ty jak všeob ecnéh o rázu , tak re fe rá ty tý k ající se průzkum u n ašich nalezišť a výzkum u vltavínů, jejich m orfo lo g ie a p o v rch o v é sk u lp tace. V závěru bylo stan oven o, že p říští p o rad a, k te rá bude m ít již p raco v n í c h a ra k te r a bude ro zšířen a o p raco v n ík y d alších oborů, se bude k onat letos v létě v Třebíči. N ásledu jící sch ů ze bude p o řád án a na zám ku Hluboká u Čes. Budějovic. Výhledově se uvažuje o k o n feren ci s m ezinárodní ú častí, k terou by u sp o řád a la ČSAV. Jak bylo uvedeno v zápise, k terý byl ro zeslán všem ú častn ík ů m , oznám í do k once ledna všichni p racovn íci, pokud se hodlají zú častn it příští schůzky, stru čn ý obsah re fe rá tů . Tato sdělení budou p o jata do seznam u, k terý bude ro zeslán pro in fo rm aci všem účastníkům . P řed nesen é p ráce budou u veřejn ěn y ve sb orn ík u a o p atřen y ruským i a anglickým i vý tahy. S p o lečn ost bude dále in fo rm o v at zájem ce o závažn ých nových p ra cích d om ácích i cizích p om ocí v lastn í lite rá rn í služby. Tím se zvýší in form ovan ost n ěk terý ch p raco v n ík ů o vývoji z p raco v áv an é tem atiky. P ořád ající sp olečn o st uvítá d alší ú častn ík y , k te ří již m ají zkušenosti ve výzkum u tek titů a h odlají na tom to výzkum u sp o lu p raco v at. Výzkum tektitů je výzkum em kom plexním . Má-li vést k cíli, kterým je v prvé řad ě objasnění jejich původu, m usí se ho z ú častn it p ra co v níci řad y v ěd eck ých d iscip lín : m in eralogové, g eologové, geochem ikové, astro n om ov é, n u k leárn í fyzikové, pedologové, od borníci nauky o korozi i p rak tičtí sk lářští p ra co v n íci. Na v šech ny tyto odborníky bude třeb a se o b ra ce t při řešen í d ílčích problém ů. Je p řirozen é, že význam ná úloha při tom to výzkum u p řip ad á p racovn ík ům v terén u , k te ří od krývají nová n aleziště, p řesn ě reg istru jí m ísta nálezů jedn otlivých kusů spolu se zá znam y o jejich sk u lp taci, o m ech an ick é i ch em ick é korozi a zjišťují tak původní a d ru hotná n aleziště a vlivy, k te ré na tom kterém m ístě na vltavín y působí. Terénním průzkum em se u rču je sm ěr tran sp o rtu a e x tra p o la cí možno stan o v it m ísta původních nalezišť. Jedině tak to
p rovád ěný terén n í průzkum, z am ěřen ý n a uvedené u k azatele, m á v ě d e c kou hodnotu. Těmito zásad am i se řídí k olektiv m ladých p raco v n ík ů z Čes. B udějovic, k terý již objevil řad u n ových n alezišť. N alezené kusy se fotografu jí, číslují, zan ášejí do sp eciáln ích m ap terénu , sbírá a k lasi fikuje se doprovodný n ero stn ý m a te riá l a v y tv áří se tak postupně nová g eo lo g ick á m apa nalezišť jih o česk ý ch tek titů , k te rá bude na sv ětě o je d inělá. Na M oravě nejsm e dosud tak daleko a n edosáh li jsm e dosud stad ia kolektivního průzkum u. Ú čelem naší p rá ce je p o stav it výzkum česk o slo v en sk ých tek titů po stupem doby na m ezinárodn í úroveň. T ém ěř každé číslo za h ra n ičn ích od borných časop isů , jako jsou M eteoritik a, N ature, G eochim ica e t Cosmoch im ica A cta, Chemie d e r E rd e a jiné, p řin áší nové a ča sto objem né p ráce o cizích tek titech , n ap ro ti tom u u nás se od doby p ra cí D vorského, Ježk ových , H anušových a O sw aldových, u v eřejn ěn ý ch před osm d esáti až d vaceti léty, objevují jen zřídka in form ativní člán k y, někdy pochybné hodnoty a vážné p rá ce tém ěř úplně chybějí. N epřekvapuje p ro to , že i cizí p rá ce pojed návají hlavně o a u stra lite c h , in d o čin itech a a m e rick ý ch bed iazitech. Je p roto nutno u v ítat in iciativ u m e te o rick é sek ce při Čs. a stro n o m ick é sp olečn osti, k te rá si vzala za úkol so u střed it p raco v n ík y n ejrů zn ějšíh o zam ěřen í za tím ú čelem , aby se n aše p rá c e pozvedla a postupně d osáh la znovu m ezinárodní úrovně. Josip
Kleczek:
H YDROM A GN ETI KA V posledních lete ch se ča sto v astro n o m ick é lite ra tu ře objevují slova h ydrom agn etik a, m a g n e tick á h ydrodynam ika a m agn eto-hyd rod yn am ik a. Jejich význam je týž a vzhledem k ek onom ice vyjad řován í se dnes p ře vážně užívá prvního z uvedených názvů. Je to m ezinárodní term ín. K os m ická elek trodyn am ika je h y d ro m ag n etik a ap lik ovan á na vesm ír. H ydro m agn etik a je nový vědní obor, jeh ož bouřlivého rozvoje jsm e v so u časn é době svědky. Vznikla na rozm ezí dvou oborů, totiž hydrodynam iky a elek trom agn etism u . Jak došlo ke spojení dvou, zdánlivě n esouvisících oborů? P roč se věnuje tolik úsilí h y d ro m a g n e tice ? Z jakého důvodu se astronom ové zabývají h yd rom agn etik ou ? Odpověď na ty to o tázk y ch ce d át n áš člán ek . V nedávné době se přišlo na to, že ionizované plyny se n atolik svým i vlastn o stm i liší od n o rm áln ích plynů, že jsou p ovažovány za zvláštní, čtv rté skupenství a užívá se pro ně n ázev p lazm a. Z atím co v norm álním plynu jsou všech ny atom y (m o lek u ly ) neutráln í, jsou v plazm ě atom y roztržen y na kladné ionty a záp o rn é elek tro n y . E lek tro n y v plazm ě jsou volné, kdežto v neutráln ím plynu jsou vázán y do atom ů. Volným i e le k tro ny se plazm a podobá kovům. Díky volným elektronům jsou kovy i plazm a dobrým, vodičem elek třin y. Tím se p lazm a především odlišuje od plynů. P roto na ni působí ele k tro m a g n e tick é síly, kdežto n orm ální plyny jsou k přítom n osti ele k trick ý ch a m a g n e tick ý ch sil n e te čn é . P lazm a pro
svou elek trick o u vod ivost p odléhá zákonům elek tro d y n am ik y . Avšak jako dědictví po m ateřsk ém plynu si nese i po ionizaci poslušnost zákonů hydrodyn am ických . A p rávě z tohoto spojení zákonů e le k tro m a g n e tic k ých a h yd rod yn am ick ých vy ro stl nový vědní obor — h ydrom agnetika. M atem atick á teo rie h yd rom agn etik y je pom ěrně slo žitá. Její fyzikální základy jsou však jednoduché a v dalším se o nich zm íním e. Jeden ze zák lad ních principů h ydrom agn etik y je nám znám ze školy. Můžeme ho n azvat prin cip g e n e rá to ru : ve vodiči, k terý se pohybuje n a příč m agn etick ým silo čá rá m , se indukuje e le k trick é pole. Jeho in ten zita E je úm ěrná ry ch lo sti pohybu vodiče v a m agn etickém u poli H. Předpokládejm e pro jednoduchost, že p lazm a se pohybuje kolmo k silo čárám . Potom e lek trick á in ten zita je k olm á k m ag n etick ý m silo čárám i k ry ch lo sti a její velikost E je d ána (v ek to ro v ým ) součinem E = v X H
(1)
Druhého principu užívá k o n stru k tér elek tro m o to rů : jestliže vodičem , k terý se n ach ází v m a g n e tick é m poli H, p ro té k á proud o hustotě /, pů sobí na jeden cm 3 vodiče síla F , ro v n á (vek torovém u ) součinu pole a proudu:
F = / X //
(2)
Síla je při tom kolm á k proudu i k poli. Třetím vztahem je Ohmův zák o n : e le k trick é pole E vyvolává ve vodiči proud o h ustotě j = oE (3 ) kde k o n stan ta ú m ěrn osti a je e le k trick á vodivost. Z uvedených vztahů sn adn o n ahlédnem e, že m ag n etick é pole brání po hybu plazm y. Pohyb plazm y n a p říč silo čá rá m vzbuzuje podle obr. 1 a rovn ice 1 elek trick é pole E. P lazm a je vodič elek třin y a podle Ohmová zák ona (ro v n ice 3) e le k trick á síla vyvolá pohyb k ladných iontů ve sm ěru E a pohyb elek tro n ů v o p ačn ém sm ěru. Jeho m írou je h ustota proudu j, to je m nožství náboje p řen esen éh o ploškou 1 cm 2 za jednu vteřinu. Avšak podle vztahu 2 a obr. 2 je síla F n am ířen a v opačném sm ěru než ry ch lo st v. Síla F se ted y sn aží utlum it pohyb plazm y. Zdá se, jak o by m ag n etick é silo čá ry byly „zamrzlé** do p lazm y. To zn am en á, že pohybují-li se silo čá ry , pohybuje se i p lazm a a naopak. Podobně, jak o když spustím e kousky nití (m a g n e tick é silo č á ry ) do vody, k terá zm rzne v led (p la z m a ), pohybujem e-li ledem , stáh n em e i n itě a naopak. „Z am rzlosť* m ag n etick ý ch silo ča r je velm i důležitý poznatek v hydrom ag n etice. P roto se u ní ještě pozdržím e, abychom si ji vysvětlili i z h le diska m ikroskopického. V plazm ě jsou ionty i elek tro n y v rych lém pohybu. L etící ion p řed stavu je elek trick ý proud. P řed stav m e si, že se pohybuje kolmo k silo čárám . Podle vztahu (a obr.) 2 na ion působí síla, k te rá je vždy kolm á k pohybu iontu. T ato síla nezvětšu je ry ch lo st v, nýbrž m ění stá le její sm ěr. Je to ted y síla d ostřed ivá. V ýsledkem je kroužení iontu kolem u rčité silo čáry . Polom ěr r oběžné d rá h y (g y ra č n í p olom ěr) je určen vztahem r =
mvc w
<4>
V lev o o b r. 1. P o h y b u je-li s e p la z m a k o lm o k m a g n e t ic k é s íle H r y c h lo s t í v, vzbu dí s e v ní e l e k t r i c k á s íla E k o lm á k H i k v. V pravo o b r. 2. E le k t r ic k ý p ro u d o h u s to tě j k o lm ý k m a g n e t ic k é s í l e H p ů s o b í n a 1 c m z p la z m y s i lo u F k o lm o u k H i k j.
Obr. 3. V to m to o b r á z k u s m ě ř u jí m a g n e t ic k é s ilo č á r y z e s tr á n k y v en s m ě rem k n ám . E le k tr o n y r y c h le o b íh a jí p o m a lý c h k r u ž n ic íc h v jed n o m sm ěru , p r o to n y s e p o m a lu p o h y b u jí v o p a č n ém sm ěru ( v e sm ěr u h o d in o v ý c h ru č ič e k ).
kde m je hm ota iontu (e le k tro n u ), c ry ch lo st sv ětla, e náboj iontu (e le k tronu ) a H m ag n e tick á in ten zita. V ztah (4 ) vyjad řu je rovn ost o d stře•■2
divé síly m— a ele k tro m a g n e tick é síly d ostřed ivé. Ta je u rče n a ze v ztar e hu ( 2 ) , kde za / dosadím e náboj — v. Z rovn osti obou sil v* e m— = — v . H r c lze snadno odvodit v ý raz (4 ) pro g y ra čn í p olom ěr. Úhel co, k terý opíše ion (e le k tro n ) za jednu vteřin u je dán vztahem v
eH
(5)
Úhel co je vyjád řen v rad ián ech . Poněvadž na jeden oběh připadá 2 jr radiánů, udává
což podle (5 ) je
eH <6)
T ato důležitá veličin a se n azývá g y ro frek v en cí. Ze vzo rce (6 ) vyplývá, že elek tron y oběhnou asi 1 8 0 0 k rá t svou silo čáru ve stejn é době. kdy ji proton oběhne jen jednou (h m o ta protonu je asi 1 8 0 0 k rá t v ětší než hm ota e lek tro n u ). M ikroskopický pohled na plazm u nám ji ukazuje složenou z těžk ých kladně nabitých iontů a z leh k ých záp o rn ý ch elek tronů . Pohyb všech iontů a elek tronů v m ag n etick ém poli je u spořádan ý. Ionty pom alu krouží po velkých kruzích v jednom sm ěru, kdežto elek tro n y obíhají v o p a č ném sm ěru po m enších kruzích a m nohem ry ch leji. P lazm a je tak už
Obr. 4. S c h é m a e f e k t u zú žen í. E le k t r ic k ý p ro u d o h u s to tě j v e slo u p c i p la z m y m á m a g n e t ic k é p o le , je h o ž s ilo č á r y Jso u k r u ž n ic e k o l m é k p ro u d u . T e č k o v a n é j e v y z n a č e n a je d n a s ilo č á r a . P o d le o br. 2 n a k a ž d ý c m 3 p la z m y p ů s o b í s íla F, k t e r á j e v šu d e n a m íř e n a k o s e s lo u p c e . V ý s le d e k j e z ú ž en í p la z m y v h u stý ž h a v ý p r o v a z e c v o s e s lo u p c e .
ve svých zák lad ních p rvcích , to je elek tro n ech a ion tech , těsn ě sp jata s m agn etick ým i silo čaram i. Je třeb a ještě dodat, že pohyb podle s ilo ča r je v hom ogenním m ag n e tickém poli neovlivněn. Složka pohybu kolm á k silo čá rá m je ovlivňo vána způsobem, k terý jsm e výše popsali. Sku tečný pohyb iontů bude složen z obou složek a jeho d ráh a bude spirální. U vedm e ještě jednu ap lik aci zák lad n ích principů h ydrom agn etik y, dů ležitou pro u sk u tečněn í term o n u k leárn ích re a k cí. V ysvětlím e efekt zúžení (p in ch e ff e c t). P řed stavm e si slou p ec plazm y, kterou p roték á silný elek trick ý proud (n a p ř. při v ý b oji). Kolem proudu vzniká vlastní m ag n etick é pole, jehož s ilo čá ry jsou kružnice kolm é k proudu (viz obr. 4 ) . Podle vztahu (2 ) působí n a každý elem ent plazm y síla, k terá ho tla čí k ose v álce. P lazm a je s tla č o v á n a k ose, zúží se, a protože při vý bojích jde o ry ch lý p ro ces, silně se zah řívá. Tímto způsobem lze do sáhnout tep lot velm i vysok ých. E fek t zúžení byl p ro to uvažován jako ce s ta k usku tečněn í řízen ý ch term o n u k leárn ích re a k cí, kýženého to cíle en ergetiků . O statně h y d ro m ag n etik a je nezbytná pro re a liz a ci te rm o n uk leárn ích re a k cí ta k é z toho důvodu, že jediný způsob, jak lze udržet horkou plazm u, jsou tzv. m a g n e tick é nádoby. Žádný m a te riá l nesnese tep lotu n ěkolik a s e t m iliónů stupňů, k terou by p lazm a m ěla m ít, aby byla účinným zdrojem term o n u k leárn ích re a k cí. Využívá se „zam rzlo sti“ p lazm y do silo ča r a jejich vhodným u spořádáním se utvoří m agn etická nádoba (m ag n etick á p a s t), k te rá udrží plazmu. Abychom k onečn ě porozum ěli, p ro č se astro n o m o v é zabývají hydrom agnetikou, je třeba si uvědom it, že p lazm a je n ejrozšířen ějším sku penstvím ve vesm íru. Plynů je co do m nožství daleko m éně a kondenzát (k ap aln ý a tuhý sta v ) je p rak tick y zan edb ateln ý. Jak o příklad plazm y u v e ď m e : ion osféry p lan et, ra d ia čn í p ásy p lan et, zod iakální světlo, slu n ečn í vítr, nitro Slunce a hvězd (k d e je so u střed ěn a p řevážn á č á s t hm oty v esm íru ), slu n ečn í k orón a, m lhoviny, oblasti m ezihvězdného plynu a g a la k tick á h ala. T aké m a g n e tick á pole jsou ča stý m zjevem ve vesm íru. Např. m agn etick é pole Země, Ju p itera, celk ové m. p. Slunce, lok áln í m. p. na Slunci, m ezip lan etárn í m. p., m ezihvězdná m. p., m. p. g alaxií, p rom ěn livá pole m ag n etick ý ch hvězd. Odhalení e lek tro m a g n e tick ý ch sil sk ý tá nové výhledy na strukturu vesm íru a na jeho vývoj. Z n ašeho skrom ného přehledu je zřejm o, jaké široké u platn ěn í m á h y d ro m ag n etik a v astronom ii.
ZAJÍMAVÉ Ř E T Ě Z C E K R Á T E R Ů NA MĚSÍ CI S tále více se přibližujem e době, kdy člověk vstoupí na povrch jiných plan et. N ejdříve asi stan e jeho noha na povrchu nejbližšího nám nebes kého tělesa, M ěsíce. Jestliže však n apř. ch cem e ře šit otázk u rozložení k ráterů na viditelné stran ě M ěsíce, je vhodnější ře šit ji na zák lad ě po zo rován í z dálky. Jestliže pozorujem e dalekohledem jižní cirku m p olární oblast M ěsíce, vidíme tu ch ao tick é nakupení k ráterů n ejrů zn ější velikosti, p očín aje velkým i valovým i rovinam i a k onče nejm enším i k rátero v ý m i jam kam i. U prostřed nich, na jih od znám ého k rá te ru T ycho, leží obrovská valová rovina Clavius, jejíž dno i valy jsou p ok ryty n evelkým i tzv. „ p a ra z itick ým i“ k rátery m ladšího původu (obr. na 4. str. p řílohy n a h o ře ). Část těch to k ráterů vytváří zajím avý ře tě z e c v podobě plavné křivky. Jed n o t livé k rá te ry tohoto ře tě z ce postupně zm enšují svůj prům ěr. Prvním z nich je k rá te r Rutheford, n a lézající se v jihozápadní čá s ti valu Clavia. Tento ře tě z e c se stal autorovi tohoto člán k u jak ým si „ k líče m " k p ochopení rozložení i n ěk terý ch jiných m ěsíčn ích k ráterů . Jak se ukazuje, prům ěry k ráterů tv o řících ře tě z ce a vzd álen osti m ezi jejich střed y podléhají u rčité z á k o n ito sti^ Z m ěn y prům ěrů k ráterů je m ožno v y jád řit vzo rcem d„l(dn + 1) = j/2 , což zn am en á, že p lo ch a každého následujícího k rá te ru je přibližně d v ak rát m enší než p ře d ch á z e jícího. Také vzdálenosti m ezi nimi se rovn om ěrn ě zm enšují. G raficky jsou zm ěny prům ěrů i vzdálenosti m ezi jejich střed y vyjád řen y na obr. 1. Na vodorovné ose jsou v yn esen a čísla k ráterů tv o řících ře tě z e c a na svislé ose jejich prům ěry ( d ) a na spodních o b rázcích vzdálenosti m ezi jejich střed y ( s ) . Pom ěr prům ěrů jed n otlivých k rá te rů v tom to ře tě z ci í
- *’47* T , = V * l X ~ »<*>! £
= W 2i £
= 1,45.
S třední pom ěr prům ěrů tě ch to k ráterů je roven 1,40. Pom ěry vzd ále ností středů b y ly :
~ = 1,33; — = 1,29; — = 1,27; — = 1,12 . *2
íj
Í4
55
Další zkoum ání vedlo a u to ra k poznatku, že a n alo g ick é ře tě z c e ukazují i n ěk teré jiné k rá te ry . Tak n ař. sám Clavius se ukazuje být prvním v ř e tězci sta rý ch k ráterů , tv o řen ý ch k rá te ry Clavius, Longom ontanus, W ilhelm , Heinsius a ještě dvěm a k rá te ry m enších rozm ěrů (obr. na 3. str. ob álk y). Také ten to ře tě z e c ukazuje vcelku podobnou zák on itost, jak á byla n alezen a u výše zm íněných m alý ch k ráterů . Ve střed n í čá sti m ěsíčního kotouče při jižním o k raji valové roviny H ipparchus se n alézá sy m etrick ý ře tě z e c k ráterů , v jehož střed u leží k rá te r H alley (obr. na 4. str. o b álk y ). Tento ře tě z e c m á dvě větve — západní a východní. R ozm ěry k ráterů v každé z tě ch to větví se sm ěrem k jejím u konci zm enšují. Ve východní větvi se zdá druhý a p átý k rá te r
Obr. 1: K řiv k y z m ě n p rů m ěrů ( d ) k r á terů v ř e t ě z c i a v z d á le n o s tí ( s ) m ez i J e jic h s tř e d y : ( a ) ř e t ě z e c k r á te r ů n a d n ě v a lo v é ro v in y C laviu s, ( b ) ř e t ě z e c P u rb ach , L a c a ille a j, ( c ) ř e t ě z e c n a s e v er o d S in u s Iridu m . Obr. 2. K řiv k y z m ěn p rů m ěrů k r á te r ů v ř e t ě z c íc h . N a v o d o r o v n é o s e č ís la k r á te r ů v ř e t ě z c i, n a s v is lé p rů m ě ry k r á te r ů ( d i = 1 ). — V lev o : O — ř e t ě z e c n a d n ě v a lo v é ro v in y C lav iu s (6 k r á te r ů ) , • — C laviu s, L o n g o m o n ta nus, W ilh elm , H ein siu s (4 k r á t e r y ) , ■ — W a lter, A lia c e n s is , A p ian u s P layf a ir (4 k r á t e r y ) , □ — ř e t ě z e c p o b líž
H ip p a r c h a (z á p a d n í v ě te v , 5 k r á te r ů ) . V p rav o : O — O ron tiu s, H u ggin s, N aslre d in a b e z e jm e n n ý k r á t e r ( s „ p ro p u stěm iu, 4 k r á t e r y ) , • — ř e t ě z e c u H ip p a r c h a (v ý c h o d n í v ě te v s „ p ro p u stěm i“, 5 k r á te r ů ) , □ — P u rb ach , L a c a ille a j. ( b e z h o r iz o n tá ln í č á s t i k ř iv k y , 6 k r á t e r ů ) , ■ G em m a F risiu s, 4 b e z e jm e n n é k r á te r y , C elsiu s a j e š t ě d v a m en š í k r á t e r y ( b e z h o r iz o n tá ln í č á s t i k ř iv k y , 5 k r á t e r ů ) , H G a ssen d i, M erse n iu s , C a v en d ish (3 k r á t e r y ) , A — M iller a d v a b e z e jm e n n é k r á te r y (3 k r á t e r y ) , X — M e s s a lla , G em inu s, B u r c k h a r d t (3 k r á t e r y ) .
chybět. Budem e-li p řed p ok lád at, že v obou tě ch to m e zerách je po jednom k ráteru , obě větve tohoto ře tě z c e budou p řesn ě odpovídat nám i n alezen é zák onitosti. V šechny ty to k rá te ry leží na č á sti kružnice, jejíž střed je v severním valu H ipparcha. T aké střed y k ráterů v jiných řetězcích leží na k řivk ách velm i blízkých oblouku kružnice. V n ěk terý ch ře tě z c íc h se prům ěry i vzdálenosti středů jednotlivých k ráterů n ejp rve zm enšují, ve střed n í č á s ti ře tě z c e však zů stávají u n ě k terý ch .k ráterů ste jn é , a potom se znovu zm enšují. T ypický ře tě z e c tohoto druhu tvoří Purbach, L acaille, D elaunay, F a y e , Donati, bezejm en ný deform ovaný k rá te r, Airy, A rgelan der, Vogel a ještě jed en nevelký k ráter. Křivka na obr. lb ukazuje, že vzdálenosti m ezi střed y k ráterů se ve střed u ře tě z c e sk u tečn ě zastavu jí (jsou stejn é a nezm enšují s e ) ; posuuem e-li horní levou č á s t křivky (čá rk o v a n á č á r a ) doprava, vidíme, že spolu s dalším jejím dolním pokračováním tvoří jediný celek . Celý ře tě z e c leží na oblouku kruhu se střed em v k rá te ru A lpetragius. Od n ěk terý ch k ráterů , jako např. od k ráteru Gassendi, Cavendish, Cleom edes aj. odbočují větve složen é ze dvou nebo tří k ráterů , k te ré se rovněž řídí n aší obecnou zák onitostí. Táž zák on itost spolu váže i podvoj
né nebo potrojné k rá te ry ležící tak blízko u sebe, že střed druhého k rá teru leží velm i ča s to na valu prvního. V 18 zkoum aných p říp ad ech p odvojných i p otrojn ých k ráterů byl pom ěr prům ěrů V 2 (tj. 1 ,4 1 ), v 11 p říp ad ech 2 (tj. 1,4 1 2] a ve tře c h 2,82 (tj. 1,4 1 3). Je zajím avé, že tak é u n ěkolika význ am n ých k rá te ro v ý ch dvojic, ja k ý mi jsou n apř. A tlas a H ercules, A risto teles a Eudoxus, A ristillus a Autolycus, je pom ěr jejich prům ěrů rovněž blízký číslu 1,41 (u prvního páru 1,42, u druhého 1,43, u tře tíh o 1 ,4 0 ). Na M ěsíci však existují i ře tě z c e složen é z k ráterů stejn ý ch prům ěrů a stejn ě od sebe vzd álen ých. Takový ře tě z e c n alezn em e n ap ř. severn ě od Sinus Iridum ; je složen z k ráterů M aupertuis, Bianchini, Sharp a M airan (obr. na 4. str. p řílohy d o le ). V šechny ty to k rá te ry m ají stejn é rozm ěry a jsou od sebe odděleny stejnou vzd áleností, ro v n ající se čtv e rci prům ěru každého z nich a krom toho Vi6 obvodu k ružnice, na jejím ž oblouku jsou položeny. V téže k rajině je m ožno n alézt je ště několik d al ších podobných řetězců . T aké vzdálenost m ezi střed y k ráterů v ře tě z ci P tolem aeus, Alphonsus a A rzachel jsou rovny Vie obvodu k ružnice, na jejím ž oblouku leží, ale jejich prům ěry n epodléhají zjištěn é zák on itosti d„l(d n + 1 ) , nýbrž blíží se číslům 6,5 a 4. Na obr. 2 vlevo jsou vyn eseny hodnoty prům ěrů k ráterů ve č ty ře c h řetězcích , sestáv ajících ze 4 — 6 k ráterů , kde všech ny k rá te ry bez v ý jim ky jsou podrobeny zák o n ito sti, blízké ro v n ici d„l(dn + 1) = 1,41 . V pravo jsou ře tě z c e sm íšeného typu, ře tě z c e s „p rop ustěm i“, v nichž n ě k teré k rátery jako by chyběly, a tak é ře tě z c e složen é jen ze tří k ráterů . Na vodorovné ose je vynesen p o čet k rá te rů sk lád ajících ře tě z e c (ch y bějí-li n ěk teré k rá te ry , n ejsou p říslušná čísla o b sa z e n a ), na svislé ose pom ěry jejich prům ěrů. V šechny veličin y jsou tu převed eny do jednoho m ěřítk a tím, že prům ěr prvního k rá te ru v každém ře tě z c i byl položen rovný jedné (d = 1 ) . Srovn ám e-li křivky v obou g ra fe ch , vidíme, že tu existuje jasn á zák onitost dn l(dn + 1) = 1,41. Závěrem lze shrnout, že v rozložení k ráterů na M ěsíci, na první pohled zcela ch aotick ém , byla zjištěn a u n ě k te rý ch zák onitost, k terou lze m a te m atick y vyjád řit. Bylo dále zjištěn o, že n ěk teré k rá te ry tvoří ře tě z ce a že jejich střed y leží na plynulé k řivce, blížící se oblouku kružnice. Prům ěry a plochy k ráterů tv o řících ře tě z ce se zák onitě zm enšují. V řadě případů se tak děje způsobem blízkým g eo m etrick é řad ě a toto zm en šování lze vyjád řit vzorcem d „ l(d n + l) = j/2] V yskytují se tři druhy p říp a d ů : (1 ) prům ěr k ráterů se zm enšuje a ty to zm ěny lze v y jád řit křiv kou odpovídající výše uvedeném u v z o rci; ( 2 ) v č á sti ře tě z ce se prům ěr k ráterů zm enšuje a v u rčité jeh o č á sti zů stává stejn ý (k řiv k a typu uve deného na obr. lb ; (3 ) prům ěr k ráterů s ře tě z ci zů stává stejn ý (obr. l c ) . V zdálenosti m ezi střed y všech k ráterů v ře tě z ci se ponejvíce m ění způ sobem an alogick ým zm ěně jejich prům ěru. A k onečn ě ře tě z ce tvoří ze selen ologickéh o hlediska k rá te ry jak sta ré , tak i m ladé a jeden a ten tý ž ře tě z e c mohou tvořit k rá te ry různého stá ří. (P s á n o p r o Ř íší h v ě z d , z k r á c e n ý p ř e k l a d J o s e f S a d il)
V ltavín y z rů zn ý ch m o r a v s k ý c h n a le z iš í I f o t o R. Š im o n ).
N a h o ře m o r a v s k é v ltav ín y , d o le v ltav ín k a p k o v it é h o tvaru ( j o t o R. Š im o n ).
N a h o ř e v z á c n é tv a ry v lta v í nů ( n e jv íc e v p ra v o h e lik o id á ln í tv a r ). V p rav o n ezv ětší d o su d z n á m ý v ltav ín o v á z e 220 g z m u z ea v T řeb íč i. (K č lá n k u n a str. 25.)
N a h o ř e v a lo v á ro v in a C lav iu s ( 1 ) n a M ěsíci. Č íslem 2 j e o z n a č e n k r á te r R uthef o r d ; ten to k r á t e r je prvn ím v ř e t ě z c i m e n š íc h k r á te r ů v id ite ln ý c h n a d n ě té to v e l k é v a lo v é ro v in y . D ole ř e t ě z e c k r á te r ů p o b líž S in u s lrid u m ( p r o j e k c e na g ló b u s. (K č lá n k u n a str. 30 .)
P o z n á m k a p ř e k l a d a t e l e . V p osled ních le te ch byla u veřejn ěn a řada prací, je d n a jíc íc h o rozložení kráterů a jin ý ch povrchových útvarů na M ěsíci. Zatím co jed ni autoři dospívají k přesvěd čen í, že rozložení k ráterů na povrchu naší družice je převážně náhodné, jin í z nich dospívají k výsledkům zcela opač ným. Zkušenost nás učí, že při řešen í této otázky je třeb a postupovat nanejvýš opatrně, neboť zjiště n í ja k ý ch k o li lin ií na M ěsíci, podle nichž jsou u rčité útvary rozloženy, nem usí m ít, ja k už bylo m nohokráte dokázáno, žádný reálný základ a může být pouhou m yšlenkovou ko n stru kcí. Ačkoli řetězce kráterů o bjeven é Šem jakinem se zd ají být re á ln é (z cela jis tě to lze např. tvrdit o ře tězci v Claviovi), bude nutno i Šem jakinovy výsledky podrobit důkladné revizi (podle m ého soudu to bude nan ejvýš třeb a zvláště u řetězců složených z k rá te rů n estejn éh o s tá ř í). T aké n ě k teré m atem atické vztahy z jiště n é Šem jakinem u kráterů v ře tě z cích se mi n ezd ají vzbuzovat mnoho důvěry, neboť v případě, že by byly potvrzeny, bylo by pro ně velm i těžké n a jít p atřičn é hlubší (fyzi kální ) zdůvodnění. To, že tyto ře tě z ce připom ínají oblouky kružnic, nem usí překvapovat, neboť také většina horotvorných lin ií na naší p lanetě, souvi sícíc h se systém y hlubokých zlomů (o k rajo v é části Tichom oří a j.), m ají podle n e jn o v ě jších výzkumů J. T. W ilsona, R. D. R u ssella, K. M. F arq u ah ara a j. v pod statě tv ar oblouků. Budou-li výsledky Šem jakinových výzkumů alespoň zčásti potvrzeny, budou znam enat nový významný příspěvek ve prospěch domněnky o vůdčí úloze tek to n ick ý ch procesů při form ování m ěsíčn ího povrchu.
C o n ového v astronomii ČETNOST
VÍCENÁSOBNÝCH
Je velm i poučné sled ovat, ja k se bě hem doby m ěnily odhady o pom ěrném zastoupení dvojhvězd v Galaxii. Zprvu byl výskyt dvojhvězdy považován za výjim ku a je š tě nedávné odhady se po hybovaly kolem hodnoty 15— 30 °/o. No vá studie C. W orleye z N ám ořní ob serv ato ře ve W ashingtonu však vede k závěru, že spíše izolované hvězdy jsou výjim kou z pravidla. Dr. W orley znovu zhodnotil výběrové efekty, k te ré nepříznivě ovlivňují objev dvoj hvězd i vícen ásobných systém ů a ze jm éna ukázal, že podle sou časných údajů je z 30 n ejb ližších hvězd 63 % členy vícenásobných soustav a podob ně z 30 n e jja s n ě jš íc h je 73 % slo žk a mi takových skupin. Je-li tato zákoni tost sku tečně obecně platná v ce lé Ga laxii, pak teo rie hvězdného vývoje z ní m usí vycházet a existen ce osam oce ných hvězd je v lastně něčím abn o r m álním . K tomu lze poznam enat, že tím se zm enšuje pravděpodobný počet p lan etárn ích soustav s m ožností vzni ku a vývoje org an ick éh o života, neboť
HVĚZD
si stěží dovedeme představit život na p lanetě, k terá se nachází v g ra v ita č ním a zářivém poli dvojhvězdy nebo dokonce v ícen ásobné skupiny hvězd. Dr. Hynek z Dearbornovy observatoře ve státě Illin o is si naopak povšiml m a lé četn o sti spektro sko p ick ých dvoj hvězd u obrů třídy G, K a M ve srov nání s hvězdami hlavní posloupnosti tříd B, A, F, což v žádném případě nelze vysvětlit výběrovým efektem . Jelik ož podle d nešn ích představ uve dení obři se v y v íje jí právě z hvězd hlavní posloupnosti tříd A a F, lze po zorované zm enšení četn o sti dvojhvězd vysvětlit n ejsp íše tak, že během p ře měny v obra se hvězda hlavní posloup nosti rozepne a většinou pohltí i svého průvodce. Toto p ohlcen í ovšem pod statn ě zasáhne i do vývoje obří hvěz dy a bude úkolem teo retick ý ch studií, ja k v hrubých ry sech takový proces p o kraču je. Zároveň tak lze vysvětlit, že dosud nebyly nalezeny žádné k rá t ko p eriod ické sp ektro sko p ick é dvoj hvězdy, o bsah u jící obra. g
Pojem protohvězdy n ěk teří astro n o mové od m ítají, ale obecně se stá le více prosazuje názor, že protohvězda je určitým vývojovým stadiem tvoření hvězd, kdy původně řídký rozsáhlý oblak m ezihvězdného plynu a prachu se postupně sm ršťuje, a tedy i oteplu je , až nakonec dojde k zapálení te r m onukleární reak ce. Vývoj protohvězd studoval za u rčitých zjed nod u šu jících předpokladů J. Gaustad z Princetonu a dospěl k něk olika novým poznatkům . Jako výchozí hodnoty zvolil autor tep lotu v rozm ezí 50— 3000° K a hustotu 107— 1017 hm ot vodíkových atomů na krychlový cen tim etr. To odpovídá protohvězdě s prům ěrem od 5000 do 1 astronom ick é jednotky. Při sm ršťování ztrá cí hvězda svou poten ciáln í en e r gii vyzařováním a ry ch lo st sm ršťování je proto dána neprůhledností hmoty protohvězdy. Tato neprůhlednost při rozeně závisí na fyzikáln ích v lastn o s tech, a tudíž především na tep lotě nit ra protohvězdy. Při tep lotách pod
ZMÉNY
VE
100° K je záření pohlcováno ledovými krystalk y vody, m etanu a čpavku. Při vyšších tep lotách se krystalk y vypa řu jí a zů stáv ají zrnka, tvořená nap ří klad ky sličn íky železa a kysličn íkem křem ičitým . Při tep lotě nad 1600° K se i tato zrn ka vypaří a op acita proto hvězdy je pak dána rozptylem na vo díkových m oleku lách. Je-li hm ota pro tohvězdy m enší než 1/10 hm oty Slu n ce, pak neprůhlednost sta č í podstatně zpom alit úbytek en erg ie vyzařováním a těleso se sm ršťuje tak, ja k již před sto lety předpokládal H elm holtz, při čem ž jeh o s ta b ilita je stá le zachována. Pro h m o tn ější protohvězdy n estačí op acita zpom alit výdej zářivé energ ie, takže pom ěrně brzy se m ezihvězdné m račno zhroutí volným pádem a vy tvoří skutečnou hvězdu, kde zdrojem en erg ie jsou term on u k leárn í reak ce. Stadium gravitačn í kon trakce je tedy u hvězd podobných Slu nci sku tečně je n epizodou, m nohem k ra tší než se dosud m yslelo. (S&T 24, 267; 1962.) g
SPEK TRU
Hvězda x Ophiuchi (4,4m— 5,0m, spektrum B3Vpe] p atří k typu pro m ěnných hvězd, podobných novám, jak o např. Z And nebo P Cyg; je č le nem hvězdného proudu Sco — Cen. V období od května do srpna 1957 byly pozorovány změny ve spektru té to hvězdy, k te ré je možno vysvětlit existen cí plynného obalu o prom ěnné hustotě. S p o jité spektrum uspokojivě vysvětlí předpoklad, že spektrum X Oph je výsledkem vzájem ného pro lín án í dvou druhů eářen í různé fyzi káln í podstaty.. Zdá se, že v jednom případě jd e o tepelné záření h orké hvězdy s absolutním rozložením en e r gie, ja k to předpokládal již r. 1941 E. P. M ustěl. Druhé záření je pravdě podobně netep elné povahy, jeh o sp ek trum připom íná spektrum re la tiv istic kých elektronů . V červen é části pozo-
x
OP HI UC HI
ru jem e n ěk teré odchylky od norm ál ního sp ek tra (obdobné těm , ja k é vy kazu jí re la tiv istick é e lek tro n y ), k te ré se zv ětšu jí vlivem plynné obálky na spektrum x Oph. Exponent m ag n etic kého sp ek tra elek tronů y nelze z po zorování přesně odvodit, poněvadž ne ní znám a efektivn í tep lota: při 15 000° K by byl y ~ 4. Pozorované změny sp ojitéh o sp ek tra x Oph je možno vy sv ětlit zm ěnam i y a intenzity m agne tick éh o pole, pravděpodobně i teploty hvězdy. Při intenzitě m agnetickéh o pole 102 o ersted obdržím e hodnoty k o n ce n trace a hustoty en erg ie re la ti v istick ý ch elek tronů , přičem ž se tato hu stota přibližně rovná hu stotě m ag n etick éh o pole. U kazuje se u rčitá shoda v anom áliích sp o jitéh o sp ek tra X Oph a S Mon i řady jin ý ch hvězd. A. N.
1962 +
VI20.
VI.30.
40° -
+20"0"-20"-
40' -
I I I l I I 360'
T T T T T T T T T T T T
300-
Ví 10.
240°
180'
vn.20.
i
o t o č k a 1455 i i i i i i i i i i i i r
120“
60 ’
0*
VI.30.
1962
rn—i t
i 1 t ~t
o-
bff L. S c h m ie d T E L E V I Z N Í
METODY V POPULARIZACI A S T R O N O M I E
Zeissovy závody v Jeně se stro jily no vý p řístro j pro p opu larizaci astro n o m ie — telev izní telesko p , v němž se používá sp eciáln í telev izní kam ery. Prům ěr hlavního zrcad la p aralak tick y m ontovaného dalekohledu je 600 mm. Optický systém je upraven tak, že pří stro j může m ít buď velkou sv ěteln o st
při m alé ohniskové vzdálenosti (2,4 m) a v elké zorné pole (ro v n ající se prů měru M ěsíce), nebo v elké zvětšení a m alé zorné pole. Při použití sv ěteln é ho systém u se vkládá blízko ohniska hlavního zrcad la korek čn í optická sou stava, s k lá d a jíc í se ze tří čoček, aby se o d stran ilo zk reslen í obrazu.
Takovým to způsobem se získá v hlav ním ohnisku pole s dobrým obrazem o velikosti 2 4 X 3 2 mm pro sním ací elek tronk u . Aby bylo možno zkoum at podrobnosti na povrchu M ěsíce a pla net, používá se druhého systém u s v el kým zvětšením . V tomto případě se um isťuje blízko ohniska hlavního zrcad la pom ocné s fé ric k é zrcadlo, k te ré znovu odráží paprsky k hlavním u zrcadlu. Otvorem v jeh o středu dopa dá obraz na sním ací televizní e lek tro n ku. Tento systém dovoluje získ al ekvi v alen tn í ohniskové vzdálenosti 7Vfc, 23 a 52 m. Vzhledem k tomu má obraz M ěsíce prům ěr 70, 215 a 485 mm. Te
levizní kam era, zhotovená rádiovou a telev izní lab o rato ří v B erlín ě-A d lershofu, je válcového tvaru a je tak m a lá, že n epřekáží pozorování, p řiblíží-li se k předním u o k ra ji sním ací e le k tronky — superortikonu. Obraz zís kaný dalekohledem se předává na m o nitor, na jeh o ž stínítku je možno r e gulovat k o n trast obrazu. Televizní tech n ik a pozorování nebeských o b je k tů má ve srovnání s pozorováním foto grafický m sv oje výhody, neboť umož ňu je m ěnění kon trastu a jasu obrazu, což je velm i důležité při pozorování ob jek tů s malým i světelným i rozdíly. V ok.
OKAMŽIKY
V Y SÍ LÁ N Í ČASOVÝCH SI G N ALO V PROS INCI 1 962 OMA 50 kHz, 20h; OMA 2500 kHz, 20h; P ra h a 638 kHz, 12& SEČ [NM — nem ěřeno, NV — nev ysíláno)
D en OMA 50 OMA 2500 P ra h a
1 2 3 4 5 9971 9969 9964 9962 9960 9960 9958 9955 9952 9951 NV NV 9955 NV 9953
6 9956 9950 9951
7 9947 9948 9949
8 9 10 9954 9954 9954 9946 9943 9942 9946 NV 9942
D en OMA 50 OMA 2500 P ra h a
11 12 9953 9943 9940 9939 9941 9940
D en OMA 50 OMA 2500 P ra h a
21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31 9927 9925 9923 9920 9918 9917 9917 9911 9911 9903 9904 9918 9916 9914 9912 9910 9908 9906 9904 9901 9900 9898 9918 9917 9915 NV NV NV NM 9905 9903 9902 NV V. P t á č e k
13 14 15 16 17 18 19 20 9947 9946 9937 9933 9940 9933 9931 9929 9936 9933 9930 9928 9926 9924 9921 9920 NM NM 9930 NV 9927 9925 9923 9921
Z Č e s k o s l o v e n s k é astronom ické společnosti NOVA
POZOROVACÍ STANICE SEKCE CAS
Nemine tak řk a rok, aby v něk terém koutě n aší vlasti nevyrostlo nové s tře disko am atérské astronom ick é práce. Síť našich pozorovatelen a lidových hvězdáren byla loňského roku oboha cen a o další hvězdárnu. Je jí hvězdár na astronom ického kroužku Domu osvěty v S ed lčan ech . Sedlčany samy m ají bohatou h istorii. O je jic h n ěk d ej ším významu a postavení svěd čí i to, že už ve 14. sto le tí m ěly vyšší školu, na niž dosazovala u čitele sam a praž
PLANETÁRNÍ
ská un iversita. Na této šk o le nabyl prvního vzdělání i sed lčan sk ý rodák P etr Codicillus (K n ížk a), který jak o p rofesor m atem atiky a astronom ie v le tech 1563—89 vydával oblíbené č e s ké kalen d áře (m in u ce). Kdyby dnes učený m istr Codicillus vstal z m rtvých a navštívil své rodné Sedlčan y, jis tě by je nepoznal. Snad je n typ ická s i lu eta dvou kopců, z v ed ajících se nad západním o krajem m ěsta, vrchu Šiberného (původně Siben ného) a C ihelné
ho, by mohly člověku za sto le tí š e s t n áctéh o prozradit, že je v S ed lčan ech . Nevím, zda P etr C odicillus někdy vy stoupil za svého m ládí na v rch o lek Cihelného vrchu, nebo ja k řík a jí v S e d lčanech, na „C ihelák“, aby odtud po zoroval nebeská znam ení. H istorick é pram eny o tom m lčí, ale je to velm i pravděpodobné, protože toto m ísto, tak blízké středu m ěstečk a, poskytu je opravdu báječn ý rozhled na všechny světové strany a zdá se být přímo před u rčeno k postavení astron o m ick é po zorovatelny. Poznal jsem to sám už před 35 lety, kdy jsem odtud, z v rch o lu dřevěného „trian g lu 1*, který tu s tá val, pozoroval jak o m alý stud en tík svým teh d ejším „b re jlák e m “ M ěsíc a hvězdy. Tehdy jsem se v duchu zap ří sahal, že až vyrostu a získám v životě n áležité postavení, vybuduji právě na tomto m ístě skvělou hvězdárnu . . . V yrostl jsem , postavení isem n ezís kal a hvězdárnu jsem tu také nepo stavil. Ale můj te h d e jší sen se p řece jenom splnil. Hvězdárnu tu postavili za vedení svého předsedy, m ístního d ětského lé k a ře dr. K arla H offm anna, členové astronom ického kroužku, a to vlastním a rukam a (v rám ci akce Z), a řeknu vám, ž e je to stavba v el mi solidní a kopule na ní že je malým um ěleckým dílem . Prostředky na za koupení dalekohledu poskytl sed lčan ským hvězdářům s velkým pochopením MNV v S ed lčan ech . Není to d alekohled led ajak ý, a le výborný Zeissův re fra k to r coudé, s o bjektivem o prům ěru 200 mm a ohniskovou délkou 3 m. A čkoli da lekohled není dosud (v září 1962) zce la d efinitivně ustaven a nem á zatím elek trick ý pohon, měl jsem už m ožnost p řístro j po optick é s trá n c e zběžně vy
V levo k r e s b a Ju p iter a , p o ř íz en á d n e 11. sr p n a 1962 N a jse rem n a L id o v é h v ě z d á r n ě v P ra ze na P etřín ě (180m m Z eissů v r e f r a k to r ) . V p rav o k r e s b a Ju p i te r a p o ř íz e n á té h o ž v e č e ra a u to rem č lá n k u na h v ě z d á r n ě v S e d lč a n e c h .
zkoušet a m oje přesvěd čen í je, že je to jed en z n e jle p ších přístro jů , s n i miž jsem zatím k fiše l do styku. Doka zují to výsledky pozorování M ěsíce, Ju p itera a Saturn a, k terá jsem tu v č e r venci, srpnu a září m. r. spolu se členy kroužku Bohum ilem Fialou (je d natelem ) a Josefem M acháčkem vyko nal, a které jsou přinejm enším s t e j né úrovně jak o výsledky získané ve s te jn é době 180mm Zeissovým re fra k torem Lidové hvězdárny v Praze na Petříně, který jsm e zatím považovali (vedle Gajduškova reflek to ru Lidové hvězdárny v P rostějo v ě) za nejlep ší u nás e x istu jíc í d alekohled pro plane tárn í pozorování. Z toho důvodu jsm e nakloněni m yšlence používat hvězdár ny v S ed lčan ech jak o stan ice m ěsíční a p lan etárn í sek ce Čs. astronom ické sp olečnosti. Tato m yšlenka už byla v lastně realizována tím, že jsem tu vloni zah ájil sérii pozorování Jup ite ra, v jehož rovníkovém pásmu probí h a jí právě v n y n ější opozici, ja k už bylo oznám eno v Říši hvězd (9/1962, str. 175), velm i zajím avé změny. P laneta Ju p iter je v sed lčan ském da lekohledu především mnohem ja s n ě j ší než na P etříně, což je patrně spíše způsobeno zd ejším čistším ovzduším, než rozm ěry optiky, a v klidných oka m žicích je na ní možno zahlédnout ta kové m nožství jem ných podrobností, le žících již na sam é hran ici rozlišovací schop nosti, že je většinou velmi těžké, ne-li nem ožné, je kresbou všechny v k ra tší době zachytit. Zajím avý je i pohled na čtyři v elk é Jupiterovy dru žice, je jic h ž kotoučky tu jsou mno hem lépe patrny než na Petříně a do konce se zd ají je v it i u rčité individuál ní odchylky. U Saturn a bylo možno
i při velm i nízké poloze planety nad obzorem a velkém atm osférick ém ne klidu sp atřit již na první pohled Cassiniho dělení, p rsten ec C p ro m ítající se na planetu, a na planetě sam é tm a vý rovníkový pruh, dokonce s n ěk terý mi podrobnostm i. Pohled na M ěsíc tím to d alekohledem předčí vše, co jsem až dosud viděl. Kupy u H ortensia, Hyginova brázda, řada k ráterů mezi Kop erníkem a E ratosthen em , dno Alphonse a jin é m ěsíčn í k rajin y , k te ré jsem tu pozoroval, Jeví takové množství po drobností, že jsem velm i litov al, že jsem se tu nem ohl zdržet déle. Zvlášť velkou předností sed lčan sk éh o d alek o hledu, proti jiným podobným p řístro
jům , je to, že p řístro j je i za n e js il n ějšíh o náporu větru naprosto sta b il ní a obrázek v něm zůstává zcela n e pohnutý. Zkušební fo to g rafie Jup itera získan á tím to dalekohledem členem kroužku Štěpánem Lužou potvrdila rovněž velm i dobrou optickou kvalitu tohoto p řístro je a dává pro budouc nost ty n e js lib n ě jš í n ad ěje, i pokud jd e o fotografo v án í M ěsíce a p lanet. Doufám, že budu m ít co nejd řív e m ožnost, a se mnou i jin í pozorovatelé, refero v at na strá n k á ch Říše hvězd o d alších zajím avých v ýsled cích, zís kaných při pozorování M ěsíce a p lanet na sed lčan sk é hvězdárně. J o s e f S a d il
Z lidových hvězd á ren o astronom ických k ro užků VII.
C E L O S T Á T N Í
m e t e o r i c k á
M eteorická expedice v ro ce 1962 se vzhledem ke svému odborném u pro gram u konala na observatoři A strono m ického ústavu ČSAV v Ondřejově. P ořad atelé expedice, AÚ ČSAV, Čs. astronom ická sp olečnost při ČSAV a Lidová hvězdárna v Brně vybrali pro ú čast na této akci 35 n ejzk u šen ějších pozorovatelů m eteorů z lidových hvěz dáren a astronom ických kroužků z c e lé republiky. Expedice proběhla v době od 20. VIII. do 4. IX. 1962 a na je jím program u by lo sim ultánní rad arové a op tick é po zorování m eteorů. Tento program má být podkladem pro navázání rad aro vých pozorování na pozorování vizuál ní a teleskop ická. Srovnání tohoto dru hu a rozsahu nebyla dosud ve světě prováděna. Pozorování byla organizo vána tak, že v oblasti oblohy, sled o vané radarem , (střed oblasti ve směru k jihu a ve výšce 45° nad obzorem ) bylo vybráno 12 polí ve tře ch deklin ačn ích p ásech (+ 2 0 ° , + 5 ° , — 10°), každé obsazené dvěma pozorovateli s binokulárním i dalekohledy typu 1 0 X 8 0 . Současně byla táž oblast s le dována vizuálně čtyřm i pozorovateli. U v šech m eteorů byly zaznam enávány všechny obvyklé ch a ra k te ristik y ; čas přeletu, jeh o ž přesná znalost je n e
e x p e d i c e
zbytná pro správnou id e n tifik aci spo lečn ý ch radarových a optických zázna mů, byl nav íc reg istro v án na syn ch ro n ně se o d v íje jící film ový pás s přesností na l s. R ad io elek trick á pozorování vedli pracov níci oddělení m eziplane tá rn í hm oty na m eteorick ém rad iolo kátoru ond řejovské hvězdárny (A = 8 m, špičkový výkon 25 kW, délka impulsů 1 0 í , s ) . Během osmi jasn ý ch nocí (35 hodin čistéh o času ) byly získány ú d aje o 4479 telesk o p ick ý ch a 1039 v izu álních m e teo rech . Radarové záznam y se dosud zpracov ávají, celkem však rep rezen tu jí tém ěř polovinu o ptických pozorová ní. Lze tedy oček ávat, že počet sp o leč ných m eteorů bude p o sta ču jící pro po drobné s ta tis tic k é zpracování. K cen ným výsledkům může vést i sam ostatn é zpracování o p tických pozorování, jak o např. studium závislosti frek v en ce m e teorů na výšce nad obzorem a studium rozložení sm ěrů v okolí ekliptiky. K to mu účelu byly záznam y v pozorovacích pro to k olech přizpůsobeny požadavkům zpracování na děrnoštítkových p o číta cích stro jích . V p očátečním období exped ice se ú častn íci podrobně seznám ili s m eto dikou pozorování na in stru k tážích , k te ré vedli pracov níci m eteo rick é se k
ce ČAS a rad arové skupiny oddělení m ezip lanetární hm oty. Později pak proběhly besedy o p ráci jed notliv ých oddělení ústavu, sp ojen é s prohlídkou p řístro jo v ého vybavení. Tyto besedy vedli ochotně pracov níci hvězdárny: doc. dr. Guth (Vývoj ond řejov sk é ob se rv a to ře }, dr. Bumba a dr. V aln íček (E xp erim entální p ráce ve slu nečním výzkum u), ScC. Ceplecha (Fyzika m e te o rů ), G rygar (S te lá rn í astro n o m ie), dr. Kopecký (F ilo so fick é problém y kosm onau tiky), ScC. Kvíz (Studium vy soké atm osféry a prašné síožky v m e ziplan etárním p ro sto ru ), dr. Plavec (Poznatky ze stu d ijn í cesty do K ana dy a USA), ScC. Plavcová (R ad iolokace m eteo rů ), ScC. Sehnal (U m ělé dru ž ic e ), dr. Švestka (T eo retick ý výzkum S lu n c e ), inž. T lam ich a (S lu n ečn í rad io astro n o m ie). Kromě toho byla usku tečn ěn a exkurze na geod etickou ob serv ato ř Pecný.
Ú častníci expedice byli ubytováni ve stanovém táboře na pozemku o bserva toře. Vedení expedice (odborné: Gry gar, ScC. Kohoutek, M ikušek, ScC. Plav cová; o rg an izačn í: Bělovský, Kvizová, doc. dr. Obůrka, O nsorge) mělo usnad něnu p ráci dík pochopení v šech odbor ných i te ch n ick ý ch a hospodářských zam ěstnanců ob servatoře. Kromě hlav ního výsledku expedice, kterým bylo získání un ikátního pozorovacího m a te riálu , přispěla a k ce nepochybně ke zvýšení odborné úrovně a znalostí č le nů expedice, což se jis tě příznivě od razí v obdobné i popularizační práci na je jic h hvězd árnách a v astronom ic kých kroužcích . Přísný výběr ú častn í ků celo státn í m eteo rick é expedice se plně osvědčil, takže i napříště budou pozorovatelé vybíráni především po dle předchozí praxe a dosažených vý sledků. Jiř í G ry g ar a L u boš K o h o u te k
N o v é knihy o pub likace J. Bouška, V. Guth, B. O nderlička a spolu pracovníci: H v ě z d á ř s k á r o č e n k a 1963. N akladatelství ČSAV Praha, 1962, 240 str., 26 obr.; brož. 11 Kčs. — Již po d ev ětatřicáté vychází tato důležitá a n ep ostrad ateln á pom ůcka pro v še chny astronom y am atéry a astro n om ic ké kroužky. Úprava i obsah nového ročníku se v podstatě n eliší od ročníků před chozích. R očenka o b sah u je obvyk lá kalend ářní data pro rok 1963, dále podrobné efem eridy Slu nce, M ěsíce, planet a je jic h m ěsíců, přehled zatm ě ní a zákrytů, pozorovatelných u nás v r. 1963, obvyklý kalen d ář úkazů, ob sa h u jíc í význačné úkazy na obloze pro příslušný m ěsíc a pro každé dva m ě síce schem atickou mapku vid itelných souhvězdí. Na d alších strán k ách na leznem e přehled dat o n e jv ě tších pla-
n etk ách , dále o kom etách, je jic h ž n á vrat se v r. 1963 o ček ává, a o m eteo ric kých ro jíc h . N ásleduje přehled údajů 0 n e jja s n ě jš íc h hvězdách spolu s po třebným i pomocnými tabulkam i a p ře hled prom ěnných hvězd, k te ré jsou vhodné pro zacvičen í pozorovatelů, rtebo k te ré by bylo vhodné system a tick y sled ovat. V závěru naleznem e přehled vědeckých časových signálů, tabulku pásm ových časů a návod k po užívání ročenky, v němž m ají zájem ci k dispozici potřebné pom ocné tabulky a vzorce pro pozorovatelskou praxi 1 početn í zpracování získaných pozo rování. N echybí ani přehled pokroků jed notliv ých odvětví astronom ie v roce 1961, včetn ě připom ínek o podílu č e s koslovenských astronom ů na těch to úspěších. A. N.
Ú k a z y na o b lo z e v březnu S lu n c e vychází 1. března v 6h45m, 31. března v 5h41m. Zapadá 1. března v 17h41m, 31. března v 18h29m. Poled ní výška Slunce nad obzorem se za březen zvětší o 12°. Dne 21. března vstou pí Slu nce v 9h20m do znam ení B era n a ;
v tuto dobu nastává ja rn í rovnoden nost, začátek astronom ického ja ra . M ěsíc je 2. března v 18h v první čtvrti, 10. března v 9h v úplňku, 18. března ve 13h v poslední čtvrti a 25. března ve 13h v novu. Během března
nastanou tyto kon junkce M ěsíce s p la n etam i: 6. III. s Marsem, 8. III. s U ra nem, 15. III. s Neptunem, 22. III. se S a turnem a s Venuší. M erku r je v březnu n epozorovatel ný. Dne 30. III. je v horní konjunkci se Sluncem . V en u še je v březnu na ran ní obloze. Počátkem m ěsíce vychází ve 4 h56m, koncem m ěsíce ve 4h36m. Má ja sn o st — 3,6m. Dne 21. III. je Venuše v kon ju n kci se Saturnem . M ars je v souhvězdí Raka a je nad obzorem v březnu prak ticky po celou noc. Dne 1. III. vychází ve 14h02m, zapadá v 6h08m; 31. III. vychází ve 12h09m, zapadá ve 4h02m. Jasn o st M ar su se zm enší během března z —0,5m na + 0 ,2 m. Ju p iter je 16. března v kon junkci se Sluncem , takže je po celý březen n e pozorovatelný. S atu rn je v souhvězdí K ozorožce. Je pozorovatelný ke konci m ěsíce na ran ní obloze k rátce před východem Slu n ce. Dne 12. III. vychází v 5h23m, 22. III. v 4h46m, 1. IV. ve 4h09al. Jasn o st S a turna je + l , 0 m. U ran je v souhvězdí Lva; je nad ob zorem po celou noc. Má jasn o st + 5,8m. N eptu n je v souhvězdí Vah a je pozo rovatelný v druhé polovině n o ci; má ja sn o st + 7 , 7 ^. B ližší údaje o těchto p lan etách jsou uvedeny spolu s o rie n tačním i m apkam i ve Hvězdářské ro čen ce 1963. J. B.
OBSAH R. Š i m o n : V ý z k u m n a š i c h v l t a v í nů a j e h o p e r s p e k t i v y — J. K l e c z e k : H y d r o m a g n e t i k a — M. M. Š e m j a kin: Zajím avé ř e t ě z c e k r á te r ů na M ě s í c i — Co n o v é h o v a s t r o n o m i i — Z Čs. a s t r o n o m i c k é s p o l e č n o s t i — Z lidových hv ězd á re n a a s tr o n o m ick ý ch kroužků — Nové knihy a p u b l i k a c e — Ú k a z y na o b l o z e v březnu C O f l E P ) K A H H E P. I U h m o h : O H e x o c jiO B a u K H X m o jif la B H T a x — H . K J i e q e x : r H jip o M a r H e TH K a — M. M. IUeM HKHH: 3 a M e « i a T & nbH bie —
H tO
uenoH K H H oeoro
B
MexocjioBauKoro
xpaTepoB
Ha
acrpO HOM HH
J ly H e —
H3
acTponoMHqecKoro
o 6 m e c T B a — H 3 H a p o flH H x o ó c e p B a TOpHft H aCTpOHOMHVeCKHX K pyJKK O B — H o B b ie KHHTH H nyĎ^H K aUH H — flB jíeH H H
Ha
H e6e
b
M apTe
C O N T E N T S R. Š i m o n : On t h e C z e c h o s l o v a k Mold a v i t e s — J. K l e c z e k : H y d r o m a g n e t i c s — M. M. Š e m j a k i n : R e m a r k a b l e C h a i n s of C r a t e r s on t h e M o on — N e w s in A s t r o n o m y — F ro m the C zechoslovak Astronom ical Society — Fro m the Popular Observatories and A stronom ical C lubs — N e w B o o k s a n d Pu b l i ca t i o n s — P h e n o m e n a in M a r c h
PRODÁM r e f r a k t o r M e r z , 0 obj. 6 0 m m , o h n . v z d á l . 6 00 m m , p a r a l . m o n t á ž , d ě l e n é k r u h y ; r e f r a k t o r Sch Ql l, 0 obj. 100 m m , o h n . v z d á l . 15 0 0 m m , s h l e d á č k e m , v i d l i c, p a r a l . m o n t á ž ; a s t r . h o d i n y na s t ř . č a s s d ř e v . v t e ř . k y v a d l e m ; s a d u o k u l á r ů — 1 J e d n o t l i v ě . C e n a d l e d o h o d y . L. Z á k o v á , P r a h a 7, L e t o h r a d s k á 8. PRODÁM N e w t o n 0 168 m m , f = 80 0 m m , p a r a l a k t i c k ý s d ě l e n ý m i k r u h y n a 1 ° n. 5 m in ., o s v ě t l e n é , h o d in o v ý s t r o j , ó k u l á r y 3 , 5 ; 4 , 7 ; 9,6 a 20 m m , c e n a 60 0 0 K č s. Inž. dr. J a r o s l a v Kl ír , O s t r a v a , R o d i m c e v o v a 29. VY ME Nl M r o č n í k y U r á n i e z let 1 9 5 4 — 19 5 7 i j e d n o t l i v á č í s l a z j i n ý c h l e t za r o č n í k y Ř íš e h v ě zd do r. 19 54 a r o č n í k 1 9 6 2 . M g r. inž. A n d r z e j M a r k s , W a r s z a w a 90 ( M i e d z e s z y n I ) , ul. S z a f i r o v a 16. Říši h v ě zd řídí r e d a k č n í r a d a : J. M. M o hr ( v e d o u c í r e d . ) , Jiří B o u š k a [ v ý k . r e d . ) , j Buk a č o v á , Z. C e p l e c h a , F. K a d a v ý , M. K o p e c k ý , L. L a n d o v á - Š t y c h o v á , B. M a l e č e k , O Obi ir ka, Z. P l a v c o v á , J. S t o h l ; t aj . re d. E. V o k a l o v á , t e c h n . r e d . V. S u c h á n k o v á . V y d á v á min. š k o l s t v í a k u l t u r y . v n a k l . O rb is, n. p., P r a h a 2, V i n o h r a d s k á 46. T i s k n e K n i h t i s k , n. p., z á v o d 2, P r a h a 2, S l e z s k á 13. V y c h á z í d v a n á c t k r á t r o č n ě , c e n a j e d n o t l i v é h o v ý t i s k u K čs 2 , — . R o z š i ř u j e P o š to v n í n o v i n o v á s l u ž b a , p ř e d p l a t n é p ř i j í m á k a ž d ý p o š t o v n í ú ř a d a d o r u č o v a t e l . O b je d n á v k y do z a h r a n i č í v v ř i z u j e P o š t o v n í n o v i n o v ý ú ř a d — v ý v o z t i s k u , P r a h a 1, J i n d ř i š s k á 14. P ř í s p ě v k y z a s í l e j t e na r e d a k c i Říše h v ě z d , P r a h a 5, Š v é d s k á 8, te l. 54 03 95. R uk o pi s y a o b r á z k y s e n e v r a c e j í , za o d b o r n o u s p r á v n o s t o d p o v í d á a u t o r . T o to č í s l o by lo d á n o do ti sk u 7. l e d n a , v y š lo 5. ú n o r a 1963 . A-02*31050
K r á t e r y : 1 — C laviu s, 2 — L o n g o m o n ta n u s, 3 — W ilh elm , 4 — H ein siu s, 5 a 6 — b e z e jm e n n é k r á te r y . — N a 4. str. o b á lk y ř e t ě z e c k r á te r ů p o b líž v a lo v é ro v in y H ip p a rch u s. /K č lá n k u na str. 30.)
