6 /1 9 6 5
Z
OBSAHU:
Sluneční činnost v roce 1964 — Ranger 8 a m ikroreliéf m ěsíčního povrchu — Průběh soum rakového osvětlení — Co nového v astronom ii — Nové knihy f w j ^ ^ D O b l i k a c e — Úkazy na obloze v červenci
)
v
P říp ra v a a k o n t r o la m ě s íč n í so n d y R a n g er 8 p ř e d s ta rte m n a K e n n e d y h o m ysu. — N a prv n í s t r a n ě o b á lk y jso u z n á z o r n ě n a m ís ta d o p a d u s o n d L u n ík 2 ( 2 ) a R a n g er 6 a ž 9 ( 6 , 7 , 8, 9 j n a M ěsíc. L u na 5 d o p a d la p o b líž m ís ta 7. N a o d v r á c e n o u stran u M ěsíce d o p a d l j e š t ě R a n g er 4. ©
— N akladatelství Orbis, n. p. — 1965
R o č . 4 6 (1 9 6 5 ), č. 6
Říše hvězd
Jiří
Bonška:
S L U N E Č N Í ČINNOST V ROCE 1 9 6 4 V ŘH 4/1964 (str. 76} jsme uvedli některé předpovědi doby minima končícího 19. cyklu sluneční činnosti; jednotlivé předpovědi se navzá jem poměrně dosti lišily. V únoru loňského roku předpověděl R. Michard, že minimum nastane v říjnu 1964 plus minus 3 m ěsíce, že slu neční činnost bude podstatně vyšší než v roce 1954 a že doba „dokonale klidného Slunce" nebude mít dlouhého trvání. Tyto prognózy byly zčásti založeny na publikaci H. W. Dodsona a E. R. Hedemana z ledna 1964, v níž byl podrobně studován trend sluneční aktivity během roku 1963, jenž byl též porovnáván s průběhem sluneční činnosti v letech, před cházejících dřívějším minimum. V následující tabulce uvádíme pro jed notlivé m ěsíce roku 1964 hodnoty definitivních relativních čísel (Ro), provizorních relativních čísel (Rp) a počet dní beze skvrn [no) podle M. W aldm eiera a dále počet skvrn starého 19. cyklu (n lg), počet skvrn nového 20. cyklu (n 2o) a intenzitu slunečního rádiového šumu na kmi točtu 2800 MHz redukovanou na vzdálenost 1 astronom ické jednotky (Z2800 ) podle C. M. Minnise. Měsfc I.
IV.
11.
111.
ř!20
15,3 14.6 1 11 0
17,7 16,3 8 5 0
16,5 14,5 2 12 1
8,6 7,7 7 7 2
I 2800
72,0
74,4
74,7
73,2
Rd RP no
n 19
v. 9,5 9,4 4 6 1 70,7
VI.
VII.
VIII.
IX.
X.
XI.
XII.
9,1 9,3 10 4 4
3,1 3,4 20 2 2
9,3 8,9 11 3 1
4,7 4,4 18 1 2
6,1 5,6 15 3 5
7,4 6,9 10 4 5
15,1 14,6 6 6 4
71,2
69,2
70,4
70,1
73,5
71,3
75,5
Nejnižší relativní číslo roku 1964 bylo v červenci, podle M. W aldmeie ra lze předběžně předpokládat, že minimum nastalo v říjnu. Proti po sledním obdobím minim sluneční činnosti nebyl při loňském minimu velký počet dní beze skvrn. Největší počet dní beze skvrn byl vloni taktéž v červenci a jedině v tomto m ěsíci jejich počet dosáhl 20. V roce 1964 se na Slunci objevovaly jak skvrny starého, tak i nového cyklu. Počet skvrn starého cyklu se od počátku do konce roku stále zmen šoval a naproti tomu počet skvrn nového cyklu zvolna rostl. V posled ních třech m ěsících roku 1964 již většina skvrn patřila novému cyklu. První skvrna nového cyklu byla pozorována již 28. srpna 1963 v severní heliografické šířce 34°. Od té doby byl pozorován větší počet skvrn 20. cyklu, avšak všechny v severních šířkách. Teprve 21. února 1965 se objevila první skvrna nového cyklu jižně od slunečního rovníku; byla to malá skvrna v jižní heliografické šířce 25°.
XII.
I.
II.
III.
IV.
V.
VI.
VII.
VIII.
IX.
X.
XI.
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10
0 14 8 7 13 17 20 16 13 15
0 0 0 0 0 0 10 13 18 9
27 8 13 7 7 0 15 9 8 0
10 0 13 0 10 11 15 13 10 9
7 0 0 10 14 11 11 10 7 7
8 8 8 8 0 0 14 0 7 7
7 0 0 8 10 8 7 0 0 0
9 20 17 9 8 7 7 0 0 7
7 8 8 0 0 0 7 20 12 11
17 12 0 0 0 14 20 16 11 0
9 8 8 0 0 7 7 7 0 0
0 0 0 0 7 0 0 8 7 10
11 12 13 14 15 18 17 18 19 20
19 20 27 24 22 16 20 7 14 11
7 0 0 8 13 17 21 15 13 23
14 23 40 32 29 28 20 8 10 11
8 7 7 7 7 7 13 7 0 9
7 0 0 9 17 17 23 11 9 7
14 22 12 18 24 23 13 22 24 19
0 0 0 10 12 11 9 6 0 0
8 21 23 36 30 30 19 9 8 7
11 20 18 11 0 0 0 0 0 0
0 0 0 0 0 0 0 12 11 10
0 9 7 17 8 16 15 19 12 19
12 16 10 17 10 17 27 28 30 29
21 22 23 24 25 26 27 28 29 30
11 11 11 18 17 10 9 24 27 22
39 42 54 44 36 34 34 34 28
20 32 30 27 23 20 16 14 7 7
19 17 16 23 12 7 0 0 0 0
7 18 13 11 11 14 8 8 8 9
9 0 0 0 0 0 0 0 7 7
0 0 0 0 0 0 0 0 0 0
7 0 0 0 0 0 0 0 0 0
0 0 0 0 0 0 0 0 0 7
0 0 0 7 8 7 9 0 9 18
21 8 0 8 9 0 0 7 0 0
23 26 16 18 19 14 19 28 38 21
31
11
7
7
Den
7
9
9
19
I když dnes ještě nemůžeme zcela přesně stanovit dobu minima slu neční činnosti, je jisté, že minimum nastalo v druhé polovině roku, s velkou pravděpodobnosti 1964,8. V lednu 1965 sluneční činnost opět stoupla, měsíční provizorní re la tivní číslo bylo 18,5. V dalších m ěsících se jevil pokles. Tak měsíční provizorní relativní číslo v únoru bylo 14,3, v březnu ještě nižší, 11,3 a v dubnu dokonce jen 6,8. Dni beze skvrn byly v lednu 1965 jen 2, v úno ru 4, v březnu 5 a v dubnu 12. Podle M. W aldm eiera jsou předpověděná měsíční relativní čísla pro příštího půl roku: květen — 14, červen — 15, červenec — 16, srpen — 17, září — 18 a a říjen — 20. Pro inform aci uvádíme ještě roční relativní čísla od posledního mi nima v roce 1954: 1954: 4,4 1955: 38,0 1956: 141,7
1957: 190,2 1958: 184,8 1959: 159,0
1960: 112,3 1961: 53,9 1962: 37,5
1963: 27,9 1964: 10,2
RANGER 8 A M I K R O R E L I É F MĚSÍČNÍHO POVRCHU Další Ranger, třetí z osmi vyslaných, dosáhl měsíčního povrchu 20. II. 1965 a po několika týdnech došla série snímků vhodně vybraných ze sedmi tisíc záběrů, které pořídily jeho kamery. Šest jich fungovalo 23 mi nut před dopadem a zobrazily celkovou plochu 2 300 000 km2. ( Optika k am er: f = 25 mm, světelnost 1 :1 a f = 75 mm o světelnosti 1 :2 .) Prvý obrázek byl vyslán z výšky 2500 km nad povrchem Měsíce, po slední záběr zachycuje m ěsíční reliéf z výšky 500 metrů. Sonda do padla do Mare Tranquillitatis. Technické podrobnosti popíší jistě lépe časopisy příslušného zamě ření. Vybavení bylo ostatně podobné Rangeru 7. Nám půjde spíše o cíl jeho pozorování než o použité prostředky. Ukazuje se především, že měsíční mikroreliéf v oblasti moří je dosti podobný, máme-li ovšem právo tak soudit ze dvou případů — oblasti Mare Cognitum, zachycené Rangerem 7 a části Mare Tranquillitatis, zobrazené Rangerem 8. Jde o oblasti i při pohledu ze Země morfologicky dosti podobné a nejpodrobněji zachycené místo — v oblasti dopadu — je v obou případech ve stejné vzdálenosti od hornatých oblastí. Můžeme však očekávat, že mikro reliéf bude dosti podobný i u moří různého stáří, neboť se musí skládat vesměs z nejmladších útvarů. Takové útvary m alých rozměrů jsou totiž nejsnáze a nejdříve vyhlazovány. Mechanismů se zde vyskytuje několik. Na jeden upozornil Shoem aker: na povrch Měsíce dopadají neustále m eteorická tělíska, jejich dopad způsobí odpaření části měsíční hmoty a její únik v plynném stavu do prostoru — tedy jakási m eteorická eroze, jaká se na tělese obklopeném atmosférou nemůže projevit. Procesy vzniku těchto m alých útvarů budou v geologické přítomnosti zřejmě shodné ve všech částech Měsíce, a proto i mikroreliéf nebude příliš pestrý, jak nyní dosvědčují i pozorování. Jaké útvary se vyskytují na snímcích Rangerů? Nejhojnější jsou jam kové krátery přibližně kruhového obvodu, vesměs bez valů, s neostrými hranami, jakoby smytými m eteorickou erozí, dále zvláštní protáhlé k rá tery (viz obraz 3—5 v příloze). Tyto útvary již byly zaznamenány Ran gerem 7, ale na záběrech Rangeru 8 se vyskytují hojněji. Předpokládá se, že vznikly sekundárně úlomky z kráteru Theophilus; jejich podélné osy směřují přibližně k tomuto kráteru, vzdálenému asi 400 km. Z obou Rangerů byly rovněž zaznamenány skalnaté oblasti — na záběru č. 6 (3. str. přílohy) je takový úsek pokrytý jakýmisi polozapadlými balvany vpravo dole — a čten ář si jistě vzpomene na útvary podobného druhu v kráteru Bonpland PQC v Říši hvězd 4/1965. Tyto oblasti se však v mo řích vyskytují dosti zřídka, a proto zatím nebyly zachyceny z největší blízkosti. Je zajímavé, že byly zatím pozorovány jen uvnitř kráterových jamek. Charakter okrouhlých kráterů mikroreliéfu je zřetelně d vo jí: (1) Krátery se „smytými1* hranami vesměs bez valů. Jsou pravděpodobně sekundárního původu — vzniklé dopadem těles vyvržených z velkých
0
Obr. 1. P r o fily m a lý c h m ě s íč n íc h k r á terů k o n s tr u o v a n é g r a fic k y p o m o c í v rž en ý c h stín ů : b e z p ř e v ý š e n í: ( a ) k r á te r z p r a v é h o d o ln íh o r o h u o b ra z u 5, p rů m ě r 1200 m e trů ; ( b ) k r á t e r z e stř e d n í č á s t i o b ra z u 7, o p rů m ěru 220 m etrů . P r a v d ě p o d o b n ě p rim á r n íh o m e t e o r i c k é h o p ů v o d u : ( c ) k r á te r z l e v é h o d o ln íh o r o h u o b ra z u 6. S tř ed o v ý v r c h o le k b y lo m o ž n é k o n stru o v a t jen
1
2
3
p ř ib liž n ě , p rů m ě r 65 m e tr ů ; ( d ) k r á te r z o b ra z u 7, l e v á s tr a n a sn ím k u , p rů m ě r 35 m e tr ů ; l e ) k r á t e r p o d le o b ra z u 8, p rů m ě r 8 m etrů (p ř ip o je n a v e lik o s t č l o v ě k a ) . Obr. 2. B a ld w in o v a k ř iv k a s e s t r o je n á p o d le k r á te r ů p o p o z e m s k ý c h e x p lo z íc h ( p l n ě ) . Č á r k o v a n ě j e v y z n a č e n a k ř iv k a p r o m a lé m ě s íč n í k r á te r y z a c h y c e n é R a n g er em 8, j e j ic h p r o fily jso u na o br. 1. N a o s e x j e v y n e s e n lo g a ritm u s h lo u b k y k r á te r u , n a o s e y lo g a ritm u s p rů m ě ru k r á te r u [ v e s t o p á c h ) .
měsíčních kráterů. (2 ) Krátery s ostrým hřebenem a vystupujícím válem. Pravděpodobně primární m eteorické krátery. Vyznačuji se větším albedem uvnitř i v nejtěsnějšlm okolí. Vyskytují se v podstatně menším množství než první druh. Členitost reliéfu je způsobena povětšině nejmenšími krátery několikametrových průměrů, které se objevují na po sledních snímcích Rangerů neobyčejně hustě, zatím co krátery o prů m ěrech několika desítek až set metrů jsou rozmístěny daleko řidčeji. Svahy kráterů mikroreliéfu nejsou nijak strmé, třebaže poměr šířky k hloubce je menší než u kráterů větších rozměrů. Pomocí jednoduché konstrukce je možné sestrojit i přibližný profil z jediného snímku, předpokládáme-li, že povrch kráteru je rotační plocha s osou jdoucí svisle středem kráteru a známe-li úhel dopadu slunečních paprsků. První předpoklad bude splněn vhodným výběrem pravidelného krá teru. Profily pro několik malých kráterů jsou sestrojeny na obrázku 1. Vidíme, že sklony svahů nepřesahují v nejsráznějších m ístech 30°. Po m ěr průměru k hloubce kráteru je ovšem menší, než u měsíčních kráterů většího rozměru. Pozoruhodná je ještě jedna sk u tečn o st: vyneseme-li logaritm y hlou bek a průměrů kráterů mikroreliéfu a srovnáme-li takto získané body s křivkou, jež byla sestrojena Baldwinem podle měření měsíčních krá
terů velkých průměrů až k malým pozemním kráterům, vzniklým vý buchy bomb, granátů a podzemních náloží, vidíme, že všechny změřené krátery z Rangeru 8 vykazují daleko větší mělkost, než odpovídá stejně velkým kráterům při pozemských explozích (viz obr. 2 ). Nejde zřejmě o výsledek náhodných odchylek, neboť měsíční krátery sledují průběh Baldwinovy křivky, ale křivka jimi proložená je posunuta doprava, k měl čím kráterům. Nechci se hlouběji pouštět do vysvětlování této skuteč nosti. Je třeba jen uvážit, že v pyrotechnice je známým jevem, že po vrchově uložená a naddimenzovaná nálož vytvoří mělčí kráter, než hlou běji uložená a slabší nálož. Bude třeba uvážit rozdílné vlastnosti po vrchové vrstvy Země a Měsíce, která by tento jev snad mohla vysvětlit (menší specifická váha měsíční horniny a menší m echanická pevnost), anebo připustit, že při vzniku nejmenších měsíčních kráterů nejde asi o pouhý úder a m echanické rozhrnutí měsíční horniny do tvaru krá teru. Ivan
Šolc:
P R Ů B Ě H SOUMRAKOVÉHO OSVĚTLENÍ Autorovi se podařilo nalézti jednoduchou rovnici, která vyjadřuje spo lehlivě průběh slunečního soumrakového osvětlení v závislosti na depresi Slunce. Výsledků lze použít např. pro stanovení správné expozice ve černích a ranních snímků. Současně přinášejí uvedené vztahy určité zobecnění dosud známých zákonitostí. Studium soumrakových zjevů, jejich vysvětlení a použití pro hlubší po znání vrchních vrstev atm osféry se v am atérské práci značně opomíjí. V tomto článku se nebudeme zabývat výkladem těchto úkazů, ale všim neme si v hlavních rysech průběhu soumrakového osvětlení a změny jasu oblohy. Hned v začátku prozradíme, že nás k tomuto předmětu přivedla snaha po určení správné expozice večerních a ranních astro nomických náladových snímků, kdy obvykle požadujeme, aby se na des ku zobrazila vedle význačného úkazu (např. konjunkce jasných planet) též kontura krajiny. Jas oblohy byl sledován plošným vizuálním foto metrem a fotograficky; výsledky byly srovnány s údaji v literatuře. Sta tisticky byly zjištěny průměrné hodnoty, při čemž byla vyloučena ná hodná i system atická kolísání. Jen tak je totiž možné vyjádřit průběh soumraku analyticky, při čem ž je jediným určujícím param etrem hloub ka Slunce (deprese) pod obzorem. Osvětlení krajiny při plném letním slunci je asi 105 lux. Úplněk osvětlí krajinu nejvýše intenzitou asi 0,25 lux. Před západem Slunce je osvět lení přibližně 103 lux. Oblačností ovšem osvětlení silně klesá, případně i o několik řádů. Uprostřed zimní bezměsíční noci bývá osvětlení řá dově 1CT4 lux. Průběh osvětlení E při jasné obloze počínaje západem Slunce (/i = 0) během soumraku, až do temné noci se podařilo vyjádřit analyticky vztahem:
Podle průměrných hodnot m ěřených autorem, v uspokojivém souladu s údaji v literatuře, mají konstanty v rovnici (1 ) tyto hodnoty: a = 0,1046, b = 0,0165, c = —3,802. Při tom se měří E v luxech, h ve stupních. Vyčíslíme-li při těchto konstantách rovnici (1 ), dospějeme k tabulce: h
E (lux)
h
E
h
E
0° —1° —2° — 3° —4° — 5° — 6° — 7° —8° —9° — 1ÍK
344 265 128 44,7 12,3 3,5 1,1 3,4.10-1 1,3.10-1 5,6.10-2 2,8 .10-2
— 11° — 12° —13° — 140 —15° — 16° — 17° — 18° —19° —20° —25°
1,5.10-2 9,0.10-5 5,7.10-s 3,9.10- 3 2,9.10*5 2,1.10-3 1,7.10-5 1,4.10-5 1,1.10-5 9,6.10-5 5,4.10-4
— 30° —40° — 50o — 60° —70° —80° — 90°
3,9.10-4 2,8.10-4 2.4.10"4 2,2 .10-4 2,1.10-4 2,0.10-4 2,0.10-4
Svítí-li Měsíc, osvětlení krajiny stoupá. Tabulka pro osvětlení Měsí cem je uvedena např. v knize Tverského.1) Znalost osvětlení se uplatní při fotografii noční krajiny. Chceme-li však fotografovat oblohu, je třeba znát její jas. V těsné blízkosti Slunce bývá jas oblohy několik stilbů, jas Měsíce je 0,25 sb. Nejtemnější místa hvězdné oblohy mají jas asi 10“® sb. Při soumraku bývá největší jas ovšem na západní, případně východní obloze. Opakonými pokusy se potvrdilo, že závislost jasu S oblohy na depresi Slun ce h lze dosti přesně vyjádřit vzorcem stejným jako ( 1 ) :
Pro oblast dosti blízkou obzoru ležící na výškové kružnici Slunce vy hovují uspokojivě konstanty: a = 0,1985, b = 0,0245, c = —8,100. Nu merickým vyčíslením vztahu (2 ) získáme tabulku: fc 0° —1° — 2°
—3° _ 4c —5° —6° — 70
S
Isb/
1,00 8 ,0 . 10-1
4 ,2 .1 0 -1 1,6 . 10-1
4 ,5 .1 0 -2 1 ,2 . 10-2 3 ,4 .1 0 -5 8 ,7 .1 0 -4
h —8° —9° — 10 ° —l i o — 120
—13° — 14°
S
(sb)
2 ,6 .10-4 8 ,9 . IO- 5
3,4 .10-5 1,4 .10-5 6 ,8 . 10-6 3 ,5 .1 0 -6 1,9 .1 0 “®
h —15° —16° —170 —18° — 19°
S
Isb)
— 200
1,2 . 10-6 7,5 . 10 " 7 5 , 1 . 10 “7 3,5 . 10 “7 2 , 6 .10-7 2 , 0 . 1 0 -7
-2 5 0
7 ,6 .1 0 -6
n
S t sb )
— 30o — 40° — 50o — 60° — 70° — 80° — 90°
4,2 .10-6 2 ,3 . IQ"8 1 , 7 . 10-6 1,4 . 10"6 1,3 . IQ"6 1 , 3 . 10-6 1,2 . 10-6
Pro jiná místa oblohy platí ovšem jiné konstanty, obecně však je pro oblasti od Slunce vzdálenější pokles křivky jasu méně strmý. (Pro h = 90° se křivky shodují, ale začínají při nižších hodnotách jasu.) Z uvedených zákonitostí vyplývá volba správné expozice, při níž je obloha na snímku jasně patrná. Pro délku expozice T platí při kon1 ) P- N. T v ersk o j: Optické, elek tric k é a akustické jevy v atm osféře — Praha 1955.
stantní světelnosti a citlivosti fotografického m ateriálu opět podobný vztah: log T ----------+ C (3) 8
b + sin 2 h
Pro m ateriál obvyklé citlivosti (21 DIN) můžeme při světelnosti 1:4,5 použít pro soumrakovou ekliptikální oblast poblíž obzoru těchto kon stan t: a = 0,2215, b = 0.0275, c = 6,050. Pomocí těchto konstant sesta víme opět tabulku: I (sec) h 1 /sec) h 1 (sec) h (7,0h) 25 000 —19° ( l m2s) 62 —9° Vioo 0° (9,7h) 35 000 —20° (2m43s) 163 — 10c Vso —1° (26,5h) 95 100 —25° (6m25s) 385 —11° V 50 —2C (50h) —30° 180 000 (14™) 834 —12c V 20 —3C (98h) —40° 355 000 (28” ) 1660 —13c i/e —4C (133h) —50° 480 000 [50m) 3000 —14c >/2 —5° (160h) —60° 580 000 (l,4h) 5120 2,0 —15c —6° (177h) (2,3h) —70° 640 000 8150 —16c 6,6 —7C (186h) —80° 670 000 (3,4h) 12 300 —17^ 20 —8C (189h) —90° 680 000 (5.1h) 18 300 —18c
Uvedené hodnoty platí ovšem pouze za bezměsíčné průzračné noci bez rušivých světel. Z tohoto důvodu mají především velmi dlouhé expozice význam spíše teoretický a sotva se kdy uplatní. Náladové snímky se tedy pořizují nejčastěji ještě za soumraku přiměřenou expozicí. Výška Slunce se počítá ze známých trigonom etrických vztahů, dobře však po stačí i nomogram. Jsou-li expozice dlouhé, bere se přibližně čas uprostřed expoziční doby. Jiná možnost využití uvedených vztahů je exponování při konstantní zvolené depresi Slunce (např. 5°), při čemž se fotoaparát směruje vždy pod stejným výškovým úhlem na výškovou kružnici Slunce. Při hro madném vyvolání snímků (např. na kinofilmu) získáme zajímavé údaje o stavu vysokých vrstev ovzduší, které při soustavném sledování mohou přinést důležité výsledky. Nakonec je uveden diagram pro rychlý odhad deprese Slunce v zá vislosti na čase uplynulém od okamžiku západu při různé deklinaci. Obor od 0° do —10° lze zhruba považovat za lineární a na deklinaci Slunce nezávislý. J O S E F
K L E P E Š T A
—
PO
D E S E T I
L E T E C H
V 6. č ísle Říše hvězd z roku 1955 jsm e vzpom ínali 60. n arozen in Jo se fa Klepešty, spolu zakladatele České astron o m ick é sp olečn osti a lidové hvězdárny na P etříně. Po 17 le t byl jed n atelem S p olečn o sti a in iciáto rem je jí boh até čin nosti. O cenili jsm e jeh o velikou zásluhu o n aši odbornou lite ratu ru , kterou n ejen pom áhal vydávat v lastním i fin an čn ím i prostřed ky, ale ob ohatil ji také tém ěř dvěma d esítkam i p u blikací, je jic h ž byl autorem . D alších d eset le t neu bralo K lepeštovi na elánu, vtipu a nápadivosti. Z jeho iniciativ y vzešla díla jak o byl Bečvářův A tlas c o e li a A tlas e clip tic a lis, i celá řada d alších děl, k te rá sám zpracoval, nebo na k te rý ch se podílel. B yla to ze jm éna Mapa M ěsíce [spoluautor L. L u k eš), Hvězdy kolem n ás (s J. B ouškou), Mapa sev ern í oblohy (s A. R u klem ), V esm ír (s J. S ad ilem ), O táčivá mapa severní oblohy (s A. R uklem ), P rostorové mapky sev ern í oblohy (s A. R uklem ), Lidová hvězdárna v Praze (s F. K adavým ). Sam ostatn ě zpracoval d íla: F o to g rafick ý průzkum vesm íru, A stronom ická fo to g ra fie pro am atéry, Malá mapa M ěsíce. Své odborné znalosti ve fo to g rafii u p latnil zv láště n a lidové hvězdárně v P ra ze, kde získ al tam ějším i p řístro ji stovky v y n ik a jícíc h sním ků p rotu berancí a slu n ečn í foto sféry . Z nich m nohé up latnil v Ř íši hvězd i v jin ý ch n a šich i zah ran ičn ích časo p isech a p u b likacích . Četné sním ky byly vědecky vyhod noceny a zpracovány. O jeh o pracovním elánu svěd čí m nožství člán ků v Říši hvězd a v jin ý ch odborných časo p isech . P řejem e ju bilan tov i k je h o sedm desátinám dále plné zdraví, aby sl dosavadní e lá n zachoval. Bude to i na prospěch n aší astronom ii. Doufejm e, že za d eset le t se ob jev í v Ř íši hvězd d alší zhodnocení jeh o p ráce — K lep ešta je š tě po d eseti letech . F. K a d a v ý
Upozorňujeme hvězdárny a kroužky, že vyřazené dálkom ěry a jin é op tické zařízení, o němž jsm e p řin esli zprávu v č . 4/1965, je již rozebráno a tak d alší objednávky, které by došly na vojenský útvar v Olomouci, nemohou být vyřízeny. S. pplk. B. Kozel nás požádal, abychom zájem cům sd ělili, že mu došlo tak velké m nožství žádostí, že n e může pro plnění v lastních důležitých úkolů na všechny ani odpovídat. Říše hvězd děkuje pplkl. Kozlovi l vojenském u útvaru 8697 za ochotu a porozumění.
1. Z á b ěr p o v rch u M ěsíce z R a n g eru 7, v ý š k a 760 k m . S ň ato k a m e r o u f = 75 m m , f / 2 , 7 m inut p ř e d d o p a d e m . P lo c h a 1 5 0X 115 k m . U p ro střed k r á t e r D ela m b r e o p rů m ěru 52 k m .
2. P ov rch M ěsíce z v ý š k y 240 k m . K a m e r a f = 25 m m , 2 m in u ty 15 v teřin p ř e d d o p a d em . Z o b ra z en á p lo c h a 125 X 108 k m . Z a c h y c en y k r á te r y S a b in ě a R itter. R o v n o b ěž n é b r á z d y p ř ib liž n ě z á p a d o v ý c h o d n íh o s m ěr u jso u p o d r o b n ě ji z a c h y c e n y n a n á sled u jíc ím sn ím k u ( 3 ).
3. P ov rch M ěsíce z v ý šk y 435 k m , k a m e r a f = 75 m m , z a c h y c e n á o b la s t 9 3 X 7 0 k m . K rá ter S a b in ě v le v o n a h o ř e , jiz v o v ité p ro tá h lé' k r á te r y p r a v d ě p o d o b n ě v z n ik ly ú lo m k y , k t e r é p o c h á z e jí z k r á te r u T h e o p h ilu s , v z d á le n é h o 400 k m . Z ř e te ln ý z a jím a v ý p r o fil b r á z d y , j e jic h ž d n o j e n e jn iž š í t ě s n ě p o d o k r a jo v ý m i sv a h y .
4. P o v rch M ěsíc e z v ý š k y 80 k m , k a m e r a f = 75 m m , 45,6 v teř in y p ř e d d o p a d e m , p lo c h a 1 9 X 1 4 k m . P r o tá h lé k r á t e r y s m ě ř u jíc í p o d é ln o u o s o u k e k r á te r u T h eo p h ilu s .
5. P ov rch M ěsíce z v ý š k y 44 k m , k a m e r a j = 75 m m , 25,13 v teřin p ř e d d o p a d e m . Z a c h y c e n á p lo c h a 1 0 X 7 km .
6. P ov rch M ěsíce z v ý š k y 8 k m , k a m e r a f = 75 m m , 4,65 v teř in y p ř e d d o p a d e m . Z a c h y c e n á o b la s t 1200 X 900 m etrů .
7. P ov rch M ěsíc e z v ý šk y 3,6 k m , k a m e r a f = 25 m m ; s n ím e k 2,09 v teř in y p ř e d d o p a d e m , d o p a d n a s ta l b ě h e m v y sílá n í sn ím k u . O blast 1300X 1350 m etrů . P ov rch j e p o d o b n ý M are C ogn itu m .
8. P ov rch M ěsíce z v ý š k y 720 m etrů , p ř e d p o s le d n í z á b ě r , k a m e r a / = 25 m m , z o b r a z e n á p lo c h a m á v e lik o s t 120 X 90 m etrů . N ejm e n š í z a c h y c e n é k r á te r y m a jí p rů m ěr k o le m 1,5 m etru . — V šech n y sn ím k y v p ř ílo z e jso u o r ie n to v á n y s e v e r e m n a h o ru .
Co
n o v é h o v astronom ii E R U P T I V N Í
HVĚZDA
Prom ěnná hvězda v souhvězdí Coma B eren ices, je jíž sou řad nice (1950,0) ]sou ct = 12h29m,9 a S = + 14°36', zvýšila koncem března opět n áh le svou jasn o st. Podle prof. F. Zwickyho m ěla ve d nech 26. a 27. III. 1965 fo to g ra fick ou ja sn o st 13m,4, takže byla tedy asi o 8 hvězdných tříd ja s n ě jš í než norm álně. První n áh lé zvýšení ja sn o s ti této hvězdy pozoroval L. Rosino na hvězdárně v Asiago 16. XI. 1961; hvězJASNOST
MĚSÍCE
PŘI
První zprávy o pozorování tohoto úplného m ěsíčního zatm ění byly uve řejn ěn y v letošním únorovém č ísle č a sopisu Sky and Telescop e. R ed akci to hoto časopisu došlo mnoho zpráv o po zorování, především z USA a z K ana dy, kde bylo v době úkazu ja s n é p očasí a dále též z A nglie, B elgie, Jižní A fri ky, Venezuely, Antil a j. Podle těch to předběžných zpráv je možno shrnout, že M ěsíc byl i v době úplného zatm ě ní snadno vidět prostým okem . D aleko hledem byly i v n e jte m n ě jší o b lasti stínu vid itelné n ě k teré povrchové útva ry, především m oře. Také k rá te r A ristarch u s byl pozorovatelný během celé totality, n ě k teré jin é velk é k rátery však byly rozeznatelné je n s obtížem i. Polostín byl zjištěn prostým okem me zi Ih23m _Ih 27m SEC, tedy asi 22—26 min. po vstupu M ěsíce do polostínu. O kraj stínu byl bílý až m odrobílý, střed stínu se je v il tem ně červen ý nebo nahnědlý. Jeden pozorovatel (J. V alliěre s ) sp atřil červenou skv rnu m ezi Ma ře Humorum a okrajem m ěsíčn ího k o touče 10 min. před třetím kontaktem . Podle L. G. Ja c ch ia (Sm ithson ian A strophysical O bservátory) bylo toto zatm ění m éně tem né než p osled ní dvě (z prosince 1963 a z červn a 1964). G ra dient jasn o sti podél m ěsíčn ího kotou če byl velm i výrazný, ja k tomu bývá u všech m im ostředových zatm ění. Me zi vnitřním a vnějším o k rajem M ěsíce (vzhledem ke středu stín u ) byla zjiš-
BLl ZKO
M
88
da m ěla tehdy fo to g rafick o u jasn o st 13m. K rátce poté, 5. X II. 1961, jasn o st p oklesla na 17®,5 a 16. X II. 1961 se opět zvýšila n a 13m,5. V době od led na 1962 do ledna 1965 hvězdu pozo roval Zwicky a z jistil zm ěny jasn o sti v rozm ezí od 19m do 22m. Lze se do m nívat, že uvedená hvězda, vzdálená 6'29" východně a 4'38" jižn ě od spiráln í galaxie M 88 (NGC 4501), je r e ku rentn í nova v halu n aší Galaxie. h B. ZATMĚNI
19.
XII.
1964
těna d iferen ce n ěk o lik a hvězdných tříd , vizuální ja sn o st M ěsíce v době středu úplného zatm ění byla 0m,0_ K odhadu m agnitudy bylo užito o brá cen ého ku kátk a a jak o srovn ávací ob je k ty sloužily K ap ella a Jup iter. K po dobným výsledkům došli R. B erry a B. Sylv ester (U niversity of V irg in ia), k te ří m ěřili jasn o st M ěsíce fo to ele k trick y . Ve středu to ta lity z jistili po k le s jasn o sti o 12“ —13m proti úplň ku ( — 12m,7). Mnoho pozorovatelů určovalo ja s nost zatm ělého M ěsíce v pětistupňové Danjonově šk á le (0 — n e jte m n ě jší za tm ění, 4 — n e j ja s n ě jš í zatm ěn í). Od různých pozorovatelů bylo získáno c e l kem 134 odhadů. Prům ěrná hodnota byla 1,6 a 124 odhadů bylo 1 nebo 2, případně mezi 1 — 2. 25 odhadů vykonanýčh prostým okem dalo průměrnou hodnotu 1,4 Danjonova stupně, 24 od hadů tried rem nebo malým hledáčkem 1,5, 29 odhadů 2— 5palc. dalekohledem 1,4, 22 odhadů 6palc. a větším daleko hledem 1,9 a 34 odhadů blíže neuda ným i p řístro ji 1,9. U kazuje se zde zná má sku tečn ost, že ve v ětších d alek o h led ech se jev í stiň poněkud tem n ěj ší než v p řístro jíc h m alých nebo při pozorováni prostým okem. V každém případě byl zem ský stín při zatm ění z 19. XII. 1964 ja s n ě jš í než při dvou posledních zatm ěních. Pro zatm ění z 30. XII. 1963 byla prům ěr ná hodnota Danjonova stupně 0,2 a
p rak tick y s te jn á byla i pro zatm ění z 24.Z25. VI. 1964. Je však nutno uvážit jednu důležitou okolnost. P ři posledním zatm ění procházel M ěsíc pom ěrně daleko na sever od střed u stínu a hustoty zem ského stínu dosti značně ubývá sm ěrem od středu k o k ra ji. Kdežto při červnovém zatm ění 1964 p rocházel M ěsíc středem stínu, při prosincovém zatm ění 1964 byl sev ern í o k raj M ěsíce je n asi 3' vzdálen od hraO B R A Z Y
H V Ě Z D
F o to g ra fií hvězd m im o.ohnisko ob je k tiv u nebo zrcadla se získ ají ko tou č ky různé jasn o sti. Mohlo by se soudit, že takové plošné obrazy budou lépe slou žit pro fotom etrovánl než je tomu u bodového obrazu. Ve sku tečno sti n e ní tomu ta k hlavně proto, že dosah
O br. 1 i
Obr. 2 T
O br. 3
►
n ice stinu a polostinu a jižn í o k raj m ěsíčn ího kotou če byl vzdálen asi 6' od střed u stínu. Již z těch to důvodů m usila být jasn o st M ěsíce pří posledním zatm ění pod statně větší než při zatm ění p řed ch ázejícím . Dokud nebudou u v eřejn ěn a m ěřen í hustoty v různých m ístech stínu, není možno je ště čin it n ě ja k é k o n ečn é závěry o zatm ění z 19. XII. 1964. Jiř í B o u šk a MI MO
O H N I S K O
m ezné v elik o sti je nízký [viz obr. č. 1 ). Zlepšená m etoda byla zkoušena u Schm idtových kom or na Mount Palom aru. Stiskn utím sp ínače je c e lé ko m oře udělen plynulý, poněkud zry ch lený pohyb v obou sou řad nicích. Rych lost je volena tak, aby se bodový obraz hvězdy pohyboval v určitém rozm ezí a sám v y k reslil čtvercovou plošku. Vý hodou tohoto postupuje je , že umož ň u je získání m ateriálu pro fotom etrii do sla b ších m agnitud (viz obr. 2 ). A stronom T lk h o ff použil m imoohniskových obrazů hvězd vytvořených optikou čočkového dalekohled u k je d noduché dvoubarevné kolo rim etrii. Vy užil ch ro m atickou vadu norm álního objektiv u dalekohled u (tedy ne apoch ro m atu ), k te rá má rozdílnou polohu
ohniska pro barvu červen ou a mod rou. T ikhoff pom ocí vhodných filtrů izoloval jed nu nebo druhou barvu hvězd a tak získ al m on ochrom atické obrazy hvězd, je jic h ž maxim um ja s no sti leži v červ en é nebo m odré části sp ek tra. Aby do jis té m íry zam ezil přeexpozici jasn ý ch hvězd, upevnil na v nitřní stran u objektiv u clonu ve tva ru p rsten ce. Výsledkem pak byly p rstencové obrazy hvězd. Pokus jin éh o druhu u čin il autor s m alou Schm idtovou-G ajduškovou ko M Ě S Í Č N Í
S ONDA
V SSSR byla 9. kv ětna vypuštěna po více než dvouleté p řestáv ce — Luna 4 starto v ala 2. IV. 1963 — podle pro gram u výzkumu kosm ického prostoru a planet slu nečn í soustavy kosm ická rak eta s autom atickou sta n ic í Luna 5 sm ěrem k M ěsíci. Sonda vážila 1476 kg a obsahovala m ěřicí aparatu ru pro vědecký výzkum kosm ického p rostoru ; je jí úkol nebyl oznám en. Dne 12. k v ět Z M Ě N Y
V
m orou o sv ěteln o sti 1:1, f = 11 cm. O braz hvězd byl m írně rozostřen. Kru hovou clonu zde představoval kulatý no sič film u. Sním ek (obr. 3) ukazuje souhvězdí O riona pod jeh o třem i hvěz dami v pásu. Na fo to g rafii je velmi výrazně v yjád řena posloupnost v č e r nán í em ulze závislá na ja sn o sti hvězd. Jsou zde zaznam enány hvězdy do 12. v elikosti. U hvězdy £ O rionis zachytila se i slabá difuzní m lhovina NGC 2024. Celková expozice sním ku byla 5 mi nut. J o s e f K le p e š t a LUNA
5
n a ve 20h10“ dopadla Luna 5 na m ě s íčn í povrch v o b lasti M are Nubium, tj. poblíž o b lasti je jíž sním ky získal vloni v létě R anger 7. Podle u v eřejn ě n é zprávy v šechny p řístro je sondy fun govaly norm álně a při letu a doletu k M ěsíci v yslala Luna 5 zn ačn é množ ství in fo rm ací p otřebných pro další rozpracování systém u m ěkkého p řistá ní na m ěsíčním povrchu.
J A S N O S T I
K O M E T Y
S C H W A S S M A N N - W A C H M A N N
Tato znám á period ická kom eta se vyznačuje náhlým i zvýšením i jasn o sti, při nichž vzroste ve velm i k rá tk é do bě jasn o st až lOOkrát (případně i ví c e ) . Jasnost této kom ety je sou stav ně sledována dvoumetrovým re fle k to rem hvězdárny v Tautenburku. Podle zprávy F. BĎrngena m ěla kom eta d el ší dobu až do ko n ce roku 1963 n o r m ální jasn o st, kolem 18. hvězdné ve lik osti. V lednu a v únoru 1964 byly zjištěn y m enší změny v ja sn o sti, avšak v polovině března 1964 se hvězdná ve M E Z I N Á R O D N I
lik o st kom ety náh le zvýšila až na 12m. Další n áh lé zvýšení ja sn o sti po zoroval F. Dossin na hvězdárně Haute-Provence 3. ledna 1965, kdy kom eta d osáhla 14m. Podobné výbuchy byly u této kom ety, o bjev en é v ro ce 1925, pozorovány již m nohokrát. Vzhledem k tomu, že se kom eta Schw assm annW achm ann 1 pohybuie po dráze ne p říliš odlišné od kruhové (e x ce n tricita je je n 0,13), je možno ji pozorovat kaž doročně v době kolem je jí opozice se Sluncem . J. B.
H L E D Á N I
V loňském ročn ík u A hnales ďA strophysique (27, č. 4 ,1 9 6 4 ) re fe ro v a l zná mý am erický astronom F . Zw icky o vý sled cích m ezinárodní ak ce hled án í su pernov. Od r. 1885 do srp n a 1963 bylo nalezeno 136 supernov, v ětšin a z nich organizovaným hledáním . Značný po čet objevů od ledna 1958 — 77 su p er nov — lze vysvětlit uvedením do č in
1
S U P E R N O V
nosti 48palc. Schm idtovy kom ory na Mt Palom aru. Pro nejlép e pozorované skupiny galaxii je možno uvést, že v galaxiích , k te ré jsou nejv ýše o 3m slab ší než n e jja s n ě jš í g alaxie skupiny, vzplane supernova asi za 300 let. Čet nost vzplanutí supernov se nezdá pod statn ě záviset od typu galaxie, tj. vy sk y tu jí se přibližně s te jn ě často ve spi
rálových, elip tick ý ch i nepravidelných g alaxiích , pokud m ají zhruba stejn o u jasn ost. V ětšin a supernov byla n a le zena v okrajový ch čá ste c h galaxií, což lze vysvětlit jednoduše tím , že na v ě t šin ě negativů, k te ré byly exponovány za účelem hled án í supernov, jso u c en trá ln í čá sti g alaxií přeexponovány a supernovy zde m ohou být velmi snadno přehlédnuty. Dosud se většinou řad ily supernovy do dvou tříd. Zwicky je však toho n á zoru, že je ú čeln á vícestupňová k la si fik a ce, v y ch ázející nikoliv ze sv ětel ných křivek, ale ze sp ekter. C h arakte ristick é znaky jed notlivých typů jsou: I. Spektrum supernov tohoto typu u kazuje 5 c h a ra k te ristick ý ch širo k ých pásů v modrém a fialovém oboru, k te ré se ob jev í n ěk olik dní po maximu jasn o sti. Kolem m axim a je spektrum sp ojité, inten zita kontinua v u ltra fia lovém oboru je m alá. Dosud nebyly identifikovány ve sp ek trech supernov I. typu žádné podrobnosti. II. S p ek tra jsou podobná spektrům o b yčejn ý ch nov. Š ířk a em isí svědčí o ry ch lo stech vyvrhovaných plynných oblaků nejm én ě 7000 km/s. Sp ojité spektrum s velkou intenzitou v u ltraMARINER
4
A
M
A m erická kosm ická sonda M ariner 4, vypuštěná 28. listopadu m. r. k pla n etě Marsu, u razila v polovině dubna t. r. již 2/3 vzdálenosti k této plane tě. Dne 14. červ en ce letošníh o roku p roletí ve vzdálenosti 10 000 km od Marsu a m á získat sérii fo to g rafií této planety. V dubnu reg istro v al M ariner 4 značný počet srážek s m ikrom eteority. Tak je n za jed en den, 18. dubna, bylo zjištěn o 95 nárazů. Ve v šech p ří padech však šlo je n o tě lís k a n ep atr ných rozm ěrů, k te rá n ik terak nem ohla ohrozit při srážk ách se sondou činnost je jíh o zařízení. Zatím co sonda M ari n er 2, vypuštěná koncem srp na 1962 k Venuši, re g istro v ala srážky s m ikrom eteo rity je n výjim ečně, v zrostl po č e t zjiště n ý ch srážek u kosm ické sta n ice M ariner 4 v průběhu letu asi de setk rát. Zvýšený počet srážek s m ikrom eteority, reg istrov aný M arinerem 4,
fialovém oboru se pozoruje je n po n ě k o lik dní kolem m axim a jasn o sti. ///. S p ek tra supernov tohoto typu jsou podobná spektrům supernov II. typu, avšak kontinuum je pozorováno n ěk olik týdnů. Š ířk a vodíkových em i sí svěd čí o expan zních ry ch lo stech asi 12 000 km/s. IV. K tom uto typu p atří supernovy, k te ré m ají zprvu sp o jité spektrum s velkou intenzitou v ultrafialov ém oboru. Později se ob jev u jí pásy, jin é než u typu I., k te ré tak é nebyly dosud identifikovány. V. Spektrum je tém ěř takové jak o u nov s tím rozdílem , že i za lVz ro ku se n eo b jev u jí zakázan é čáry. Vy vržená hm ota je tedy m nohem v ětší než u o byčejn ý ch nov. Vzestup ja sn o sti do m axim a a opětný pokles p ro b íh ají po m alu. Rozdíly m ezi n e jja s n ě jš ím i no vami a n ejslab ším i supernovam i V. ty pu n ejso u zcela jasn é. V n e jv zd álen ějších g alaxiích byly dosud n alezeny je n supernovy I. typu. Lze se proto dom nívat, že jsou bud absolu tn ě ja s n ě jš í než o statn í super novy, nebo jso u v těch to g alax iích č e t n ě jší. ( P o d le A s tr o n o m ie In d e r S c h u le 1 /1 9 6 5 / K RO M E T E O R I T Y
je nepochybn ě v sou vislosti s o b lastí asteroid . I když n ap ro stá v ětšina pla netek se pohybuje mezi draham i M ar su a Ju p itera, zdá se podle zjištěn ý ch údajů, že p očet p lanetoid se zm enšu jí cím i rozm ěry prudce p o ro ste až k t ě lískům rozm ěrů p rachových č á stic a že tato tě lísk a budou obíh at kolem S lu n ce po d rah ách i dosti vzdálených od hlavního pásu asteroid n a obě s tra ny, tj. sm ěrem ke Slu nci i od Slunce. Š ířk a pásm a výskytu takovýchto drob n ý ch č á stic bude asi podstatně v ětší než je šířk a pásm a p lanetek. D alší za jím avé úd aje o hustotě tě ch to čá stic by m ěla nyní v závěrečn é fázi letu p řinést ja k am erická sonda M ariner 4, tak i sov ětská sonda Zond 2, k te rá le tí po podobné dráze a má p ro letět v blíz ko sti M arsu 6. srpna t r. O sovětské sondě a je jíc h m ěřen ích však nebyly vydány žádné zprávy. Zvýšený počet
reg istrov aných srážek M arineru 4 s m ikrom eteority však tak é u kazuje na značné nebezp ečí poškození kos m ických sond v blízkosti M arsu. Kdy by došlo ke srážce sondy s větším MAPY
kosm ickým tělískem , m ohla by být po cho p itelně vyřazena z čin n osti důle žitá zařízení, čím ž by sonda, nebo n ě k te ré je jí aparáty, m ohly být vážně poškozeny. /. B.
S L U N E Č N Í
F O T O S F É R Y
+w ~ 2cr O' -
20 '
-
30 0 '
HIC
2
t80'
<20r
M 20
60r
CT
VH30
196i
L. S c h m led C E L O S T Á T N Í
K O N F E R E N C E O A S T R O N O M I E
K atedra fyziky ped agogické faku lty v Plzni spolu s lidovou hvězdárnou v R okycanech pořádá ve d nech 21. až 23. září 1965 c elo stá tn í k o n fere n ci o vyučování astronom ii na v šech ty p ech škol. Úkolem k o n fere n ce je z jis tit m ožnosti m od ernizace a případné ho sjed n o cen í a ro zšířen í výuky a s tro nom ie na základ n ích d ev ítiletý ch ško lách , n a stře d n ích všeobecn ě vzdělá v acích šk o lách , na p ed agogických fa k u ltách a na un iv ersitn ích fak u ltách s m atem aticko-fyzikálním zam ěřením . Na program u k o n fere n ce jsou před nášky a diskuse k tém atům : Světový
VYUČOVÁNÍ
názor a jeh o výstavba při vyučování astronom ii na šk o lách . Moderní otáz ky z astronom ie. In fo rm ace o výchov né práci v p lanetáriu. Současný stav vyučování astronom ie na různých stupních ško l a m ožnosti m odernizace této výuky (v CSSR, NDR, PLR). Ná zorné pomůcky ve vyučování astro nom ie. Zkušenosti lidové hvězdárny v R okycanech s výchovou ško ln í a m i m oškolní m ládeže v oboru astronom ie. T ech n ick é, fyzikáln í a b io lo gické pro blém y astron au tiky a m ožnosti vy užití astron au tiky ve vyučovacím pro cesu na ZDŠ a SVVŠ. Přednášky pro-
slovl přední vědečtí pracovnici z obo ru astronom ie z vysokých škol, astro nom ických ústavů ČSAV a odborníci z praxe. Na ko n feren ci budou pozváni zástupci příslu šných fak u lt vysokých škol, zástupci k ra jsk ý ch pedagogic OKAMŽIKY
kých ústavů (d op oručujem e z každ é ho k r a je jed noho pedagoga inform ova ného o stavu výuky astronom ie na S W Š a jednoho obeznám eného s vý ukou na ZDŠ) a pracov níci lidových hvězdáren.
V YS Í L A NÍ V
ČASOVÝCH
D U B N U
SIGNALO
1 9 6 5
OMA 50 kHz, 20h ; OMA 2500 kHz, 20h; P ra h a 638 kHz, 12&; O LB5 3170 kHz, 20h SEČ (NM — nem ěřeno, NV — nevysíláno) Den OMA 50 OMA 2500 P ra h a OLB5
1 0434 0420 0432 0434
2 0429 0412 0416 0426
3 0406 0393 0420 0408
4 0415 0402 NV 0417
5 0411 0398 0410 0412
6 0404 0391 0398 0408
7 0395 0385 0386 0400
8 0393 0378 0380 0393
9 0384 0370 NV 0388
10 0380 0364 0369 0383
D en OMA 50 OMA 2500 P ra h a OLB5
11 0370 0359 NV 0379
12 0366 0351 NV 0372
13 0357 0346 0349 0372
14 0354 0340 0345 0363
15 0348 0333 0344 0359
16 0343 0331 0342 0356
17 0344 0328 0332 0359
18 0333 0322 NV 0341
19 0325 0316 NV 0333
20 0325 0312 0312 0332
Den OMA 50 OMA 2500 P rah a OLB5
21 0316 0306 0311 0325
22 0309 0301 NM 0320
23 0304 0296 0290 0316
24 0301 0290 0301 0308
25 0301 0286 NV 0304
26 0297 0281 0291 0301
27 0294 0277 0282 0295
28 0285 0272 0283 0289
29 0283 0265 0270 0283 V.
30 0276 0261 0271 0276 P táček
N o v é knihy
o
p ub lika ce
B u lle tin č s. a s tr o n o m ic k ý c h ú stavů , ro čn ík 16, číslo 2, obsah u je tyto vě d ecké p ráce: E . Chvojková: M agnetic ké pole Slu n ce podle Babcockovy teo rie slu n ečn í aktiv ity — E. Chvojková: G eom etrie drah vysokoenerg etických čá stic p ohybujících se po sp irálách v gravitačním poli — E. Chvojková a T. K lep ešta: M agnetické pole a eruptivn í p ro tu beran ce — J. P. Wild a A. Tlam icha: Sp ektráln í důkaz vzniku slu n ečn ích rádiových bouří I. typu a m ag n e tick é pole v korón ě — L. Dez60 a A. K ovács: Pom ěr ploch penum bry k um bře ve skup in ách slu n ečn ích skvrn — M. Kopecký a J. Suda: Počet skupin s lu n ečn ích skvrn vzniklých v období 1951— 1954 a je jic h prům ěrná životní doba — E. K resák a M. K resáková: Změny fre k v e n cí jasn ý ch fo to g ra fic kých m eteorů — Z. C eplecha: Kom
p letn í ú d aje o jasn ém m eteoru 32281 z 13. XI. 1961 — V. J. Charitonovová: Příbram ský m eteo rick ý déšť (8. Che m ická analýza kam enného m eteoritu P říbram ) — R. Rost: P říbram ský me te o rick ý déšť (9. Chem ické slo žen í a m ikro sk op ické v y šetřen í v odraženém světle chond ritu V elk á) — I. Zacharov: A utom aticky foto m etr pro sou m rako vá m ěřen í — F. Link: E fem erid y za tm ěn í um ělých družic Země — S. K říž: Nové přiblížení k problém u o k rajo v é ho ztem nění hvězdy RW Tauri — E. Chvojková: K p erio d icitě slu n ečn í a k ti vity — Z. Ceplecha, J. Grygar a L. Ko hou tek: Rozdělení zářivé e n erg ie ve sp e k tre ch telesk o p ick ý ch m eteorů (Výsledky z exped ice Bezovec 1963) — L. K řivský: O zm ěnách v o b lastech D v době ch ro m o sférick ý ch eru p cí po dle SEA.
A s tr o n o m is c h e A bhand.lun.gen. Nakl. J. A. B arth, Lipsko 1965; str. 142, obr. 57; cen a váz. MDN 23,30. — Publikace, věnovaná znám ému něm eckém u a s tro nomovi, prof. dr. Cuno H offm eisterovi, řed ite li hvězdárny N ěm ecké aka demie věd v S onneberku k jeh o 70. narozeninám , ob sah u je p ráce 19 autorů z obou něm ecký ch států , Ma ďarska, P olska, N. Zélandu a Jižní A friky. P ráce jsou rozděleny do šesti čá stí: p u blikace tý k a jící se k alen d á ře (P. A hnert: Poznám ky ke k a le n dářním refo rm ám ], p řístro jů (H. G. B eck : Vývoj H artm annovy metody, N. R ich ter: O ptické vlastn o sti dvouhranolového sp ek trog rafu v So n n eb erk u ), nebeské m echaniky (J. S ch u b art: Ro vinná a prostorová řešen í H illova pro blém u ), m ezihvězdné hm oty (H. Lamb re ch t: K vantitativní sp ek tráln í an a lýza m ezihvězdného p lyn u ), prom ěn ných hvězd (celk em 11 p rací, je jic h ž autory jsou F. M. B ateson, M. Beyer, L. Detre, W. Furtig, W. W enzel, W. Gotz, H. Huth, K. a I. K ordylew ski, G. R ich ter, W. Stro h m eier a A. A. W ach-
m ann) a kon ečně různé (au toři J. Hoppe, J. W itkow ski a M. J. B e s te r). S b or ník, vydaný z podnětu dr. P. A hnerta je důstojnou oslavou význam ného ži votního výročí prof. H offm eistera. Je je n tře b a litovat, že n eo bsah u je žádnou p ráci od n ašich autorů, již proto, že řad a n aších astronom ů ju b ilan ta velm i dobře osobně zná a jsou s ním v dlou holetém styku. Pokud je mi známo, vů bec jsm e nevěděli, že se podobný sb or ník chystá. f. B. R o cz n ik A stro n o m icz n y n a r o k 1965. V aršava 1964, str. 105; brož. 53,— zl. — Dvacátý ro čn ík polské astronom ické ročenky, sestav en é pod vedením prof. F . K§piúského a vydané Ústavem geo dézie a k a rto g rafie ve V aršavě, obsa h u je podobně jak o ročn ík y před ch áze jíc í efem eridy Slu n ce, M ěsíce a pla net, úd aje o zatm ěn ích a zákrytech , střed n í a zdánlivá m ísta hvězd a re dukční veličiny. R očenka je doplněna některým i astronom ickým i a geod etic kým i kon stantam i, pomocnými tabu l kam i a vysvětlivkam i s příklady. J. B.
U k a z y na o b loze v červenci S lu n c e vychází 1. červen ce ve 3 h55m, zapadá ve 20h13m. Dne 31. červ en ce vychází ve 4 h27m, zapadá v 19h45m. Během červen ce se z k rá tí d élka dne přesně o 1 hodinu a polední výška Slu nce se zm enší o 5°. Dne 3. červ e n ce bude Země v odsluní. M ěsíc je 5. V II. ve 21b v první čtv rtí, 13. V II. v 18h v úplňku, 21. VII. v 19h v poslední č tv rti a 28. V II. ve 13h v n o vu. V odzem í je M ěsíc 14. VII., v p ří zemí 28. V II. V noci 12./13. červ en ce n astan e zákryt ja sn é hvězdy a Sgr (hv. vel. 2m, l ) . Hvězda zm izí za m ě síčn ím kotoučem ve 23h03m a o b jev í se opět v 0 h21m (časové ú d aje pro P rah u ). Během červ en ce dojde k těm to kon junkcím M ěsíce s planetam i: 3. VII. s U ranem , 4. V II. s M arsem , 8. VII. s Neptunem, 18. V II. se Saturnem , 25. VII. s Jupiterem , 29. VII. s M erku rem a 30. V II. s Venuší a s Uranem . M erku r a V en u še jso u ned alek o sebe na severozápadní obloze v e če r k r á t ce po západu Slunce. M erkur zapadá
počátkem červ en ce ve 21h30m, v polo vině m ěsíce ve 21h13m a koncem č e r vence již ve 20hl l m. Hvězdná velikost planety se zm enšuje během červen ce z —0m,3 na + l m,2, sou časně se zm en šu je i fáze a ro ste rozm ěr srpku (z 6" na 1 0 " ). Dne 19. VII. bude M erkur v n ejv ětší východní elon gaci. Venuše zapadá 1. VII. ve 21h33m, 31. V II. ve 20h56m; má hvězdnou v elikost — 3m,3. Ve d nech 4. a 19. červen ce dojde ke kon junkcím M erkura s Venuší, při čem ž při první k o n ju n k ci bude p řib lí žení obou planet velm i těsn é. Dne 24. VII. n astan e ko n ju n k ce Venuše s Regulem . M ars je na večern í obloze v sou hvězdí Panny. Zapadá 1. VII. ve 23h30m, 31. VII. již ve 21h58m. P lan eta má hvězdnou v eliko st asi + l m,l , průměr kotoučku bude asi 6 ". . Ju p ite r je n a ran n í obloze v sou hvězdí Býka. Počátkem červen ce vy chází ve 2h22m, koncem m ěsíce v 0h 47m. Jup iter má hvězdnou veliko st asi
— l m,6, prům ěr kotou čku bude asi 32". S a tu rn je v souhvězdí Vodnáře. Dne 1. červ en ce vychází ve 23h08m, dne 31. červ en ce ve 21h09n>. Hvězdná v eli k o st Satu rn a se zvětší během m ěsíce z + l m,2 na + l m,0. Prům ěr kotouče p lanety bude asi 17", rozm ěry os p rsten ce 41" a 2 ". U ran ]e v souhvězdí Lva, má hvězd nou v eliko st + 6m,0. P očátkem m ěsíce zapadá ve 22h56m, koncem m ěsíce již ve 21h02m. N eptu n je v souhvězdí Vah. P očát kem červ en ce zapadá v l hl l m, koncem červen ce ve 23hl l m. P lan eta má hvězd nou v eliko st + 7 m,8 a lze ji snadno vyhledat n a obloze pom ocí o rie n ta č n ích m apek ve H vězdářské ro če n ce 1965. M eteo ry . Z hlavních ro jů m a jí 27. VII. maximum čin n osti |S-Cassipeidy a á-Akvaridy; oba ro je m ají velm i plo chá m axim a. J. B. • KOUPÍM kvalitn í optiku soustavy Cassegraln s prim árním zrcadlem do 0 160 mm, s relativním otvorem 1:5. — Inž. L. W alt, Jesenlova 155, Praha 3. • PRODÁM zrcadlový dalekohled Newton 0 10 cm, i = 1 m. Kom pletní tubus s korig. optikou, bez stativu. — Inž. V. Rů žek, Spojovací 20, Plzeň. • PRODÁM parabolické zrcadlo 0 150 mm, f = 1230 mm, nově pohllníkované, s tře mi okuláry a objektiv 0 60 mm, f = 250 mm, vše za 450 Kčs. — Inž. K arel Balík, Slunná 25, Praha 6; te le f. 35 46 10. • PRODÁM re flek to r f = 2000 mm, 0 zrcad la 215 mm, p aralak tická montáž s elek tr. pohonem; optika inž. Gajduška. Vhodný pro lidové hvězdárny. Cena Kčs 9000 K čs. — Dotazy: Josef Sova, Čeiechovice na Hané. • KOUPÍM hvězdářský dalekohled, pří padně jen optiku. Popis, cena. — Jaroslav T yller, L ipoltice 23.
OB S AH J. Bouška: Slu nečn í činnost v ro ce 1964 — P. Příhoda: Ranger 8 a m ik rorelíéf m ěsíčního povrchu — J.
Sole:
Průběh
soum rakového
osvětlení — Co nového v astrono m ii — Nové knihy a publikace — Úkazy na obloze v červenci
COflEPXAHHE H. BoyiiiKa: CanHeiHaH ACHTe-ibnocib b
1964 r. — n . IlpjKHroAa:
TuqeHHe
PsiinfliKp 8 H mhkpopo.'ibcd) noBepxHOCTH JlyHhi — H. IHojibu: Xoa aenepHHx cyMepoK — tIto aC TpO H O M H H
koboto b
— HoBbie KHHra H ny6-
.iHKauHH — KB^eHHa Ha ne6e b HK).ie
C O N T E N T S J. Bouška: So lar Activity in the Year 1964 — P. Příhoda: Ranger 8 and th e M ícrorelief of Moon’s Surfa ce — J. Š o lc: The Course of the Tw ilight Illum inatíon — News in Astronomy
—
New
Books
and
P ubllcations — Phenomena in July
Říši hvězd říd í red akční rada: J. M. Mohr (vedoucí red ), Jiří Bouška (výkon, red .), J. Grygar, F. Kadavý, M. Kopecký, L. Landová-Stychová, B. M aleček, 0 . Obůrka, Z. Plav cové, S. P licka, J. Sto h l; ta j. red. E. Vokalová, tech n . red. V. Suchánková. Vydává min. šk olstv í a kultury v nakl. Orbis, n. p., Praha 2, Vinohradská 46. Tiskne K nihtisk, n. p., provoz 2, Praha 2, Slezská ul. 13. Vychází 12krát ročně, cena jednotlivého výtisku Kčs 2,— . Rozšiřuje Poštovní novinová služba. Inform ace o předplatném podá a objed návky přijím á každá pošta i doručovatel. Objednávky do zah ran ičí vyřizuje PNS — ústřední expedice tisku, odd. vývoz tisku, Jin dřišská 14, Praha 1. Příspěvky zasílejte na red ak ci Říše hvězd, Praha 5, Švédská 8, tel. 54 03 95. Rukopisy a obrázky se ne v ra ce jí, za odbornou správnost odpovídá autor. — Toto číslo bylo dáno do tisku dne 3. května, vyšlo 1. června 1965. A-05‘ 51428
N a h o ře s o v ě t s k ý k o s m o n a u t L e o n o v o p o u š tí k o s m ic k o u l o d V o sc h o d 2. D ole p říp ra v y s a m e r ic k o u k o s m ic k o u lo d í G em in i. — N a č tv r t é s tr a n ě o b á lk y j e s n ím e k m ě s íč n íh o p o v rch u , z ís k a n ý so n d o u R a n g er 8 a s i 0,4 v teř in y p ř e d d o p a d e m .
