H vězdárna v Hamburku. N ahoře dom ek s první Schm idtovou komorou, dole vlevo kopule velké Schm ldtovy kom ory, vpravo sluneční laboratoř. — Na první str. obálky ]e leteck ý pohled na observatoř.
©
— N akladatelství Orbis, n. p. — 1966
Říše hvězd
Jiří
Roč. 47 (1966) č. 12
Grygar:
ŽEŇ O BJEVŮ 1 9 6 6 Byly doby, kdy se dalo hovořit o jed n é či dvou významných astro nom ických událostech do ro k a; dnes však n estačím e jaksep atří vychut nat jednu novinku, a už jsou zde další nem éně vzrušující. Je to tedy vlastně trou falost hodnotit bez časového odstupu astronom ické výsledky roku, který právě končí. Byť i povrchní a neúplné inform ace o tom, on rok dal, nám však mohou ukázat, kam sm ěřuje nápor soudobé astro fyziky, a možná i připravit půdu pro zasvěcen ější rozbory, napsané odborníky, k teří m ají k jednotlivým objevům nejblíže. Mimochodem, i odborný astronom ický tisk se prom ěňuje pod příva^ lem pozorovatelských i teo retick ý ch prací. Tak například vedoucí am e rický astronom ický časopis „Astrophysical Jou rn al" začal od ledna t. r. vycházet poprvé během své sedm desátileté existen ce jako m ěsíčník, když předtím sta čil šestitýdenní interval, a před r. 1963 dokonce dvoumě síční. Od příštího roku bude vydáván m ezinárodní časopis „Solar Physics“ [Slu n ečn í fy z ik a ), na jehož vydávání se podstatně podílejí čs. spe cialisté. A astronom se tak dostává do paradoxní situace, v níž už je delší dobu mnoho jeho kolegů — fyziků i chem iků: bud bude s vypětím všech sil sledovat n ejn o v ější literaturu svého oboru, a nezbude mu čas na vlastní výzkum, anebo se věnuje jenom vlastní vědecké práci s ri zikem, že jeh o výzkum nebude mít potřebnou úroveň, a že případně objeví věci, popsané již před tím někým jiným . Týž problém se kon ec konců tý k á i astronom a-am atéra, jen ž by chtěl svůj omezený volný čas věnovat ja k aktivní astronom ické činnosti, tak i sebevzdělání — i jeho situace je v tomto směru mnohem těžší než postavení jeh o předchůdců před patnácti či padesáti lety. Abych nadbytečně nezvyšoval hrozby „inform ační exp lose" v časo pise, který rozsahem zrovna neoplývá, chci se pokusit shrnout v jed i ném článku několik zcela různorodých objevů, jež mi však připadají typické pro dnešní astronom ii. Stěží mohu začít něčím jiným než q u a sa ry , které se zdají být víc než pouhou módní novinkou jed né sezóny. Je jic h výzkum je přímo školním příkladem problem atiky současné astro nomie. Hypotéza stíhá hypotézu, ale všichni žíznivě če k a jí především na pozorovací údaje. Data o quasarech se ovšem nezískávají snadno. Potřebujem e k tomu obří dalekohledy, p racu jící na sam é h ranici te ch n ických možností. V elkých přístrojů je nedostatek a pozorovací čas se odměřuje bezm ála po m inutách. Proto nás nesm í zarazit, že tolik slib nému optickém u pozorování quasarů se na celém světě věnuje sotva
deset lid í! Je jic h práce je však základem pro intenzívni m yšlenkové úsilí snad už stovky teoretiků, k teří se snaží vytěžit z pozorování k oli krát i víc, než je vůbec možné. P očátek uplynulého roku byl ve znam ení vážných pochyb o kosm olo gických vzdálenostech quasarů (H oyle, m anželé Burbidgeovi, T e rre ll). Tito autoři popírají, že by rudý posuv quasarů byl mírou je jic h vzdále nosti, a tvrdí, že quasary jsou lok álně m etag alak tick é objekty, ve vzdá len ostech do 30 m egaparseků. Tím by se značně zredukovala překva pivě vysoká svítivost quasarů, k terá je vázána na údaj o vzdálenosti. Při kosm ologickém výkladu rudého posuvu quasarů vycházejí, ja k zná mo, vzdálenosti quasarů až kolem 10 000 m egaparseků, a zářivé vý kony stok rát převyšující svítivost obřích galaxií. Z astánci lok áln í hy potézy vysvětlují rudý posuv quasarů tak, že jde objekty, vyvržené subrelativistickým i rychlostm i z jad er blízkých galaxií, a T errell šel do konce tak daleko, že považuje quasary za produkty exploze v jád ře n aší vlastní Galaxie. V průběhu roku byla však lo k áln í hypotéza o quasarech n ěk o likrát kritizována a je jí současné vyhlídky jsou nepříznivé. Podle Faulknera, Gunna a Petersona vyplývá z lo kální hypotézy, že bychom m ěli po zorovat aspoň d esetkrát více quasarů s modrým posuvem ča r než qua sarů s rudým posuvem. Dosud však nebyl pozorován an i jediný modrý posuv, zatím co rudých posuvů je známo již kolem padesáti. Rovněž tak se nepotvrdila domněnka Arpova, že quasary prostorově souvisejí s pekuliárním i galaxiem i. Dr. A. Sandage z Mt. Palom aru navíc prokázal, že quasary nejsou členy g alak tick ý ch kup. Fotografoval totiž 5metrovým Haleovým dalekohledem okolí quasarů 3C-273 a 3C-48 na citlivé vývojové emulze firm y Kodak. Sním ky ukazují rekordně slabé hvězdy až 25m( !), avšak žádnou stopu po kupě g alaxií kolem quasarů. Při tě ch to expozicích však již quasary pozbývají svého kvazistelárního vzhledu, podle něhož byly pojmenovány. Na Sandagových sn ím cích jsou to m alé mlhavé útvary s jasným jádrem , je jic h ž celkový lin eárn í rozm ěr může dosahovat rozměrů norm ální galaxie. Je třeba si ovšem uvědomit, že dosavadní rádiová i optická pozorování se tý k a jí právě je n vlastního jasného jád ra o relativně m alých rozm ěrech. Z rádiových m ěření nyní plyne, že úhlový rozm ěr jad er nepřevyšuje an i setin y obloukové vte řiny. Změny jasn o sti jad er patří k největším otazníkům kolem quasarů. Quasar 3C-273 se v posledních letech „uklidnil11 a má prak tick y kon stantn í jasn ost, podobně jako 3C-48. N aproti tomu se dlouhodobě zvy šuje, byť i s výkyvy, jasn o st quasarů 3C-196, -345 a -2, zatím co jasn o st jin ý ch quasarů poklesla. Mohutný výbuch se udál v quasaru 3C-446. Za n ecelé dva roky se zjasn il o 3,2m, takže v červenci 1966 byl 15,3m a sta l se opticky druhým n ejja sn ějším quasarem na obloze. Tato po zorování n ás přesvědčují, že hvězdná velikost quasarů n en í vhodným param etrem pro závislost mezi zdánlivou ja sn o stí a rudým posuvem, a n aše n ad ěje (ovšem za předpokladu, že p latí kosm ologická hypotéza o vzdálenostech quasarů), že quasary pomohou při rozlišen í modelů vesmíru, se nepotvrdily. Zato se quasary ukazu jí být vhodnými objekty pro absolutní m ěření vlastních pohybů, event. paralax. Jsou tak daleko,
že je jic h vlastní pohyb či paralaxa jsou nem ěřitelné a je jic h hvězdný vzhled je přímo předurčuje, aby se proto staly id eální vztažnou sou stavou pro astrom etrick á m ěření. Jestliže se o sam otný objev quasarů před 3 lety p řičin ili rádioví a optič tí astronom ové, pak na nejpřekvapivějším objevu letošního roku — e x t a r e c h — má hlavní podíl raketová rentgenovská astronom ie. Extar je term ín, vzniklý z an glického pojm enování „X - s ta r“, doslova tedy „hvězda X“, čili hvězdný útvar, v y sílající paprsky X. O rentgenovské astronom ii Říše hvězd n ěk o lik rát psala (Neutronové hvězdy objeveny?, č. 10/1964, str. 185, Raketový výzkum supernov, č. 2/1965, str. 2 5 ), a tak je n o tom nejnovějším . V březnu r. 1966 bylo pom ocí aparatury in sta lované na rak etě Aerobee zjištěno, že zdroj X -záření v souhvězdí Štíra (n e jja sn ě jší rentgenovský zdroj na obloze) má obzvlášť malé, patrně bodové rozm ěry. Také jeho poloha byla zpřesněna a tak se ukázalo, že v dané oblasti oblohy není žádný podezřelý plošný optický útvar. Lze tedy zdroj ztotožnit nanejvýš s některou slabou hvězdou. Tato před pověď se vzápětí skvěle potvrdila, když další výstup rakety Aerobee u rčil pozici X-zdroje s přesností na zlom ek obl. vteřiny. Id entifikace s optickým objektem se zdařila současně japonským astronomům a dr. Sandagovi; v optickém oboru se zdroj jev í ja k o modrá hvězda 12,6™, je jíž vzdálenost činí něco mezi 100 a 1000 parseky. Spektrum objektu připomíná spektrum novy, avšak plynná obálka kolem se na rozdíl od nov nerozpíná. Polom ěr „hvězdy“ je řádu 100 m iliónů kilometrů. Při rozeně nejd e o norm ální hvězdu, neboť ta by n evysílala to lik záření X. Zároveň je však skoro vyloučeno, že by mohlo jít o neutronovou hvězdu, ja k o tom svědčí odhad rozm ěrů i nové teo retick é výpočty, jež ukazují, že neutronová hvězda se během n ěkolika m ěsíců ochladí tak, že se fa k tick y nedá spatřit. Proto usoudil dr. M anley (autor term ínu e x ta r), že existuje jak ý si mezistupeň ve vývoji protohvězdy před tím, než se protohvězda sm rští na hvězdu hlavní posloupnosti. M agnetické pole sm ršťu jící se proto hvězdy se totiž velmi zesilu je, a jeho energie se musí n ěja k vyzářit, neboť „hotové11 hvězdy m ají velm i slabé m agnetické pole. V době rych lého intenzivního vyzařování „zam rzlé" m agn etické energie pozorujeme podle M anleye extar, což je v současné době jed iné vysvětlení pro exis ten ci zdroje ve Štíru, a snad i dalších, dosud neidentifikovaných rentgenovských zdrojů. E xtar by m ěl celkem zakrátko jev it pokles rentgenovského toku, a skutečn ě bylo zjištěno, že jed en z X-zdrojů v La buti snížil za tři roky čty řik rát svou jasn ost, což umožnilo objevit v jeho blízkosti slabší zdroj X, který je pekuliární rádiovou g alaxií Cygnus A. Je ovšem pravděpodobné, že první úvahy o povaze extarů jsou střílením naslepo, ale sam otné tvrzení o existen ci dalšího typu nebeských těles má své oprávnění a vyhlídky na rychlý rozvoj rentgenovské astronom ie jsou víc než příznivé. Ani quasary, ani extary však nemohou zastín it další základní objevy letošního roku. V Říši hvězd jste už če tli (č. 4/1966, str. 69) o in fr a č e r v e n ý c h h v ě z d á c h a tak je n stručně o tom, že n ěk teré z „m okrých" hvězd jsou vlastně dlouhoperiodické prom ěnné typu Mira Ceti, záchyt cené poblíž minima. Perioda n ejch lad n ějších mirid čin í vesm ěs víc než
1,5 roku. Díky infrahvězdám se současná sp ektráln í k la sifik a ce pro dloužila až k typu M10. Zdroj v Labuti (k terý je v optickém oboru tak slabý, že ho není vidět ani v 3m etrovém dalekohledu Lickovy hvězdár ny, zatím co v daleké in fračervené oblasti kolem 2 m ikronů je + 0 ,4 m), je však zcela odlišný. Podle Reddishe se při g ravitačn í kon trakci pů vodní hvězdy nespotřeboval všechen m ateriál mezihvězdného m račna. V době, kdy se protohvězda rozehřála na žhavou hvězdu třídy OB, se tento přebytečný m ateriál vypařil a násled ná plynná obálka se zkon denzovala při postupném pozdějším ochlazování OB hvězdy. Dnes je hvězda červeným veleobrem ve shodě se standardní teorií hvězdného vývoje, avšak oblak tuhých částeček , který ji obklopuje, je příčinou dalšího zčervenání, jež značí, že maximum zářivé en ergie útvaru se posunulo do infračerveného úseku spektra. Přejdem e-li nyní na chvíli k je ště dlouhovlnnějším u záření rádiové mu, tak v tomto oboru byl letošní rok ve znam ení objevů řady dalších sp ektrálních čar. V našem časopise js te se dočetli o rafinovaném cho vání rádiových ča r m olekuly hydroxylu (ŘH 9/1966, str. 1 67), a od té doby bylo harvardským i radioastronom y objeveno n ěkolik čar atom ár ního vodíku, vzn ik ajících přeskoky elektronů mezi nejvyšším i elek tro novými hladinam i neutrálního vodíku. F rek ven ce ča r jsou 1424,7; 1620,7; 1651,5 a 1715,7 MHz, což odpovídá vybraným přechodům mezi 167. až 156. hladinou. Ještě závažnější je první objev r á d io v ý c h č a r h é li a na frek ven cích 1621,3; 1652,2 a 1716,4 MHz, neboť tím se otevřela prin cipiálně nová m ožnost studovat rozložení a relativn í zastoupení h élia v mezihvězdném prostoru a získat tak především pozorovací údaje pro ověření hypotéz o vývoji hvězd a hvězdných soustav. Není to však jen oblast velkých rozměrů, m ohutných zářivých vý konů a extrém ních oborů spektra, jež je odpovědná za leto šn í příval astronom ických novinek. Cenné výsledky počíná p řin ášet i m nohaleté system atické hledání absolutně slabých hvězd, vedené am erickým a stro nomem holandského původu W. J. Luytenem. Jeho spolupracovnice J. H. Andersonová zjistila, že objekt LP 31-60 Luytenova katalogu je vzdálen m éně než 10 parsek. Při zdánlivé hvězdné velikosti 15,3m to je ve skutečnosti těleso m enší a hustší, než běžní bílí trp aslíci, a jeho hmota je z větší části v tzv. degenerovaném stavu. Jiný zajím avý případ popsal dr. Zwicky. Dvojhvězda LP 101-16 se skládá z bílé horké složky 15,8m, jež má skutečný průměr m enší než M ěsíc! Druhá složka je čer vená 15,3m a leží rovněž hluboko pod hlavní posloupností. Zwicky soudí, že jd e o přechodné typy mezi bílým trpaslíkem a zcela degenerova nou hvězdou a zavádí pro ně nové označení. Do češtiny se dá nejsnáz přeložit jako p id ih v ě z d a , pravý to opak k nadhvězdám. Podle Zwickyho je průměrná hustota pidihvězd o tři řády vyšší než u běžných bílých trpaslíků, tj. asi tisíc tun na krychlový centim etr. Polom ěr pidihvězd se pohybuje kolem 1000 km při absolutní vizuální hvězdné velikosti přes + 1 6 m. Zwicky aplikuje své úvahy na zmíněnou dvojhvězdu, což je vzhledem k neúplnosti pozorovacích údajů značná odvaha, avšak v zá sadě má zřejm ě pravdu. E xisten ce degenerovaných hvězd se už dlouho teo retick y předpokládá a je n ejsp íš je n otázkou času, aby se existen ce pidihvězd přesvědčivě potvrdila. Pro je jic h malou absolutní jasn o st je
můžeme n alézt přirozeně je n v bezprostředním okolí Slunce, avšak je jic h skutečná četnost v G alaxii může být překvapivě vysoká, takže ne viditelné pidihvězdy se mohou případně významnou měrou podílet na celkové hm otě G alaxie. Průměrná hmota pidihvězdy se podle předpo kladu totiž valně n eliší od hmoty Slunce, tak že název se vztahuje je dině k malým rozměrům a m alé svítivosti těles. Kromě objevů, založených v podstatě na využití m oderní pozorovací techniky, je třeba zmínit se 1 o pokroku, za který vděčíme jiným vý konným pomocníkům dnešních astrofyziků — totiž rychlým sam očin ným počítačům . Díky počítačům bylo možné pustit se v minulém roce důkladně do studia v ý v o je t ě s n ý c h d v o jh v ěz d , a za n ecelý rok přinesla tato práce více podnětů než d řívější m nohaleté studie, s dnes již a rch a ic kou výpočetní technikou. Předchozí teo rie vývoje dvojhvězd nedovedly, ja k známo, úspěšně překonat zdánlivý paradox: zatím co vývoj izolo vané hvězdy probíhá tím ry ch leji, čím větší je hm ota hvězdy, u dvoj hvězd je tomu právě naopak: m éně hmotná sekundární složka (subgigant) je vyvinutá více než těžší složka, která proti očekávání dosud pokojně spočívá na hlavní posloupnosti nebo těsně za ní. Jak se uká zalo na srpnovém kolokviu o vývoji dvojhvězd v belgickém U ccle, byl tento paradox v zásadě vyřešen, a to nezávisle hned na třech m ístech: v Gottingen (Kippenhahn, W eigert), Ondřejově ( P lav ec} a Varšavě (P aczyn sk i). Ukázalo se, že v podstatě m ěla pravdu hypotéza „pes po žírá psa“, ja k ji kvalitativně form ulovali před více než deseti lety Grawford a Hoyle. Dnešní subgigant byl původně hlavní a h m otn ější složkou systému. Vyvíjel se ry ch leji, tj. jak o první opustil hlavní posloupnost a začal se rozpínat. Díky Rocheově mezi však začal po čase předávat hmotu méně hm otné druhé složce. Výpočty ukazují, že přetékáním přes Rocheovu mez lze vyměnit až 80 % hmoty původní hlavní složky, čímž se přiro zeně poměr hmot naprosto obrátí. Časová šk á la je taková, že prak tick y všechny systém y zastihnem e v těch fázích, k teré pozorujeme: buď k expanzi dosud nedošlo, a vidíme tzv. oddělený (detached ) sys tém, nebo již expanze a přelévání hmoty v podstatě skončilo, a máme polodotykový systém (sem id etach ed ): nadsvítivý subgigant vyplňuje nebo tém ěř vyplňuje Rocheovu mez ( je to bývalá prim ární, nyní sekun dární slo žk a), zatím co současná prim ární (dříve sekudární) složka je na hlavní posloupnosti či nep atrně nad ní. Zatím nebyla řešena otázka existen ce k on taktn ích systém ů typu W UMa, kde jsou poměry příliš složité. Avšak vysvětlení existen ce oddělených a polodotykových sy sté mů je takovým úspěchem , že to nepochybně ovlivní další výzkum hvězd ného vývoje vcelku. Člověku je skoro líto, že nemůže v jednom článku probrat i další překvapení a novinky letošního astronom ického roku, a že mu navíc řada důležitých prací nepochybně unikla. Leč takový je stav, a vyhlídky pro p isatele „Zně objevů 1967“ jsou chm urné: bez velké jasnozřivosti lze předvídat, že nových podstatných výsledků je ště přibude jako svě dectví současného tempa, rozsahu a kvality astronom ického výzkumu. ★
★ ★
V N I T Ř N Í STAVBA P L A N E T Z dialogu astronom a s geologem vyplývá ja k o zajím avý k on trast ta okolnost, že jed en zkoumá bezedné hloubky vesmíru, zatím co vertikáln í průzkumný dosah druhého je omezen na nicotnou vzdálenost několika málo kilom etrů. I nejhlubší vrty (5 —7 km ) jsou ve vztahu k zem ské mu poloměru pouhým píchnutím špendlíku do obrovské koule. V sou časné době se geologie snaží, na vhodných m ístech, tam , kde je vlastní zem ská kůra slabá, proniknout alespoň k zem skému plášti, k tzv. Mohorovičičově zóně diskontinuity. Záměr, dostat se pod zevní slupku Země, u skutečňují obě světové velm oci, S S S R i USA. K poznání stavby zem ského nitra přispívá zejm éna geofyzika a v jis tém smyslu i studium různých druhů m eteoritů. Zkoumáním ry chlosti zem ětřesných vln se moderní geofyzika propracovala k u rčité představě stavby nitra naší planety, kterou n ejlép e vystihuje Gutenberg-Bullenův model. Podle něho se nitro Země člen í na řadu sfér. V n ější obalová sfé ra A zahrnuje zemskou kůru a sahá přibližně do hloubky 35 km. Pod ní je vyvinut tzv. zemský plášť, rozdělený na zónu B (a si do hloub ky 400 km ), zónu C (400—900 km ) a zónu D (90 0 —2900 k m ). Spodní část zem ského pláště je oddělena ostrou h ran icí (plochou n esp ojito sti) od zem ského jád ra. Mezi zónou D a jádrem Země v hloubce 2900 km rych lost zem ětřesných vln prudce k lesá z 13 k m /sec na 8,8 km /sec. Zemské jád ro je podle některých badatelů železoniklové a plocha n esp ojitosti je vysvětlována změnou látkové rozdílnosti. Podle jin é kon cepce si jádro více m éně podržuje svůj silikátový ch arak ter a n esp ojitost je in terp re tována spíše změnou fyzikálního stavu hmoty, např. přechodem hmoty do m etalick é fáze. Méně výrazná plocha nesp ojitosti se objevuje i v zem ském jádru asi 1500 km od zem ského středu, což vede k vydělení tzv. jad érk a (sféry G ). V n ější část zem ského jád ra se zónam i E a F je ú daj ně v kapalném stavu (obr.). Křivka nárůstu rychlosti podélných zem ětřesných vln [V p ) vykazuje určité zvláštnosti. Do hloubky 1200 km stoupá ry ch lost V p vln tém ěř lineárně. Odtud do hloubky 1700 km se přírůstek rych losti vln poněkud zm enšuje. V hloubce 2400 km dosahuje ry chlost šířen í V p vln nejvyšší hodnoty (13 k m /sec). Za touto h ran icí se zm enšuje až ke kritickém u rozm ezí v hloubce 2900 km. Z toho vyplývá, že rozdělení zem ského pláště na svrchní, střední a spodní část má své opodstatnění. Z geolo g ického hlediska nás zvláště zajím ají děje, které probíhají mezi svrch ním pláštěm (upper m antle) a vlastní zem skou kůrou. Zem ská kůra pevninského typu se d ělí na podkladě seism ických dat a zčásti i na vlastní geologické analýze na tříetážovou soustavu, slo ženou ze sedim entárního komplexu, granitové a basaltové vrstvy. Tento model je ovšem zjednodušený. V koncepci V. V. Bělousova přechází sedim entární obal v žulo-rulový, ten v granulito-bazitový (složený z granulitové facie a gabber) a kon ečn ě v granulito-eklogitový. Mohorovičičovou plochou n esp ojitosti je pak oddělena „le h čí“ zóna A od svrchní ho zem ského pláště (zóny B ), který je složen z ultrabazických (těžších )
hornin peridotitového typu. Zemskou kůru (v modelu zóny A) považu= jem e za novou kvalitu v historickém vývoji Země, k terá se do dnešního stavu vytvořila d iferen ciaci a vydělením z hmoty zem ského pláště. Je tedy je jí existence a složitost dílem dlouhodobého vývojového procesu, který trvá několik m iliard le t od protoplanetám ího stadia n aší planety až k současnosti. Látková d iferen ciace probíhá složitým i d ěji tvorby žhavotekutých m agm at a v obecném smyslu oddělováním leh čích složek od těžších. V nitřní (endogenní) d ěje odehrávající se v oblasti zem ské ho p láště a kůry m ají různou tvářnost, v podstatě jsou to však magmatismus, asim ilace, m etam orfóza v prostředí různých Pt podmínek, plutonismus, vulkanismus ap. Výchozí oblastí vzniku žhavotekutých bazických m agm at, mezi nimiž převládá čedičové magma, je právě svrchní část zem ského pláště. Vznik m agm atických krbů se situuje do hloubek 50— 100 km. V lastní m echa nismus transportu čedičové hmoty z těchto hloubek si představuje so větský badatel V. V. Bělousov tak, že „basaltové k ap k y " vydělující se z peridotitu (horniny bohaté na olivín) se kon cen tru jí v různě veliké čočkovité (ve svrchní čá sti kupolovité) útvary, tzv. astenolity. Podle uve dené koncepce m ají astenolity tendenci stoupání, pron ikají povlovně vzhůru a přim ykají se k zem ské kůře zespodu. Od nich se pak odvo zují hlubinné intruse i povrchový vulkanismus. V mnoha starších geolo gických form acích skutečně nacházím e intruse ja k o kruhové, erozí vy preparované a v různém stupni obnažené struktury. E xisten ci různých kruhových vulkano-tektonických struktur na povrchu zem ských pevnin se je ště donedávna věnovala m alá pozornost. Avšak v poslední době a v souvislosti s poznatky selen ologie a areologie studuje kruhové struk tury (ring-stru ctu res) na Zemi řada specialistů, k teří h led ají vztahy a podobnosti mezi nimi a kruhovými strukturam i na M ěsíci a na Marsu, je jisté, že srovnávání kruhových struktur zem ského typu s kruhovými strukturam i na M ěsíci nebo na Marsu nelze provádět zcela m echanic ky, současně však nelze vylučovat objevení něk terý ch společných g e n etický ch principů. V nedávné době byla v USA prof. Elstonem obje vena kruhová vulkano-tektonická deprese, znám á ja k o M ogollonské plató, k terá svými rozměry odpovídá přibližně kráteru Theophilus na M ěsíci. V eliké kruhové struktury popisuje z Kazachstanu A. V. Avdeev a další. Četné kruhové struktury na Zemi nejsou astroblém y, tj. tvary, které vznikly k atastro fick o u činností po impaktu cizích těles, ale zá konitým i jevy spjatým i s vnitřní dynamikou zem ského tělesa. Na pří
kladu Země je vidět, že vnitřní procesy v nitru planet h ra jí významnou úlohu, a že je z hlediska studia povrchu p lan et naprosto n elze podce ňovat. P lanety se podle všeho vzájem ně liší dynamikou svých vnitřních částí. Zákony, k teré se v n itrech těch to těles uplatňují, není ovšem n ikterak snadné poznat a odhalit. Zdá se nám však, že prim árním faktorem , ovliv ňujícím vývoj planet, je velikost hmoty a s n í sp jaté in terak ce, postu p u jící od samého jád ra až po vn ější sféry . Jisté je , že planeta „žije“ ja k o celek, a že změny, k teré pozorujem e na jejím povrchu, m ají ve lice hluboké kořeny. Proto in terak ce mezi zem ským pláštěm a kůrou nelze chápat odděleně. T eoreticky je svými fyzikálním i znaky Zemi n ejbližší planeta Venuše. J e jí průměrná hustota je blízká hustotě Země a totéž p latí i pokud jde o rozm ěry obou těles a je jic h hmotu. Model vnitřní stavby Venuše bude podle všeho n ejlép e srovnatelný s modelem Země. Před m echanickým srovnáním obou modelů nás varuje je n exis tence husté atm osféry v okolí Venuše, rozdíly v rych losti ro tace a m ag netismu. Venuše se nám jev í jako těleso vývojově opožděné, neboť atm o sféra podobného typu a hustoty obklopovala Zemi v dobách již velmi dávných. Zatímco Země prošla etapou kosm ogonickou, protop lanetární a geosynklinálně-platform ní (geologickou ), prodělala Venuše etapu kosm ogonickou a snad teprve protoplanetární. O sestavení modelu vnitřní stavby M ěsíce se již pokoušelo několik badatelů. Jednoduchou představu m ěl jugoslávský geofyzik M ohorovičič. Podle něho je M ěsíc diferencován na dvě základní selen osféry, a to v nější do hloubky 400 km a vnitřní asi 1340 km. Prům ěrná hustota m ěsíčního jád ra (látkově podobného zem ské Simě, tj. hm otě pláště) čin í podle M ohorovičiče 4,4, prům ěrná hustota zevního obalu (odpo vídajícího údajně zemskému Sialu ) činí asi 2,75. (M ohorovičič nemluví 0 hustotě hornin bezprostředního m ěsíčního povrchu.) H. Quiring si model M ěsíce představuje tak, že vnější část tvoří sial-sim atidký obal, pod ním je pásmo u ltrabazických hornin (peridotity a dunity) a k o n e č ně hortonolitové jádro. (Tzv. hortonolit je v podstatě olivín (M g, F e ) Sz'04) v němž převládá F e nad M g; sp. v. 3,9). Von Bulow rozlišuje na M ěsíci vnější, sp ecifick ý leh čí selenosféru a pod ní zónu hmot sp ecifick y těžších a o větší hustotě. Faktem zůstává to, že M ěsíc nem á kůru zem ského typu, a že procesy d iferen ciace m ěsíční Simy pro běhly v podstatně om ezenější m íře. Tato okolnost m á zásadní význam 1 pro oceňování surovinového bohatství našeho souputníka. Model Mě síce ve srovnání s modelem Země bude podstatně od lišnější. V celku je již prokázáno, že ani M ěsíc a ani Mars n em ají těžké jádro. Na základě poznatků stavby zem ského nitra však můžeme dospět k závěru, že n e je n Země, ale i ostatní vnitřní planety se člen í na u rčité sféry (selen o sféry , areosféry, afrosféry a p .), oddělené od sebe výrazným i nebo m éně výraznými plocham i n esp ojitosti. P rakticky žádné z těchto těles není zcela vychladlým, stejnorodým , nediferencovaným shlukem hmoty. V moderní geologii se stále více prosazuje m ínění, že m ezi svrch ním pláštěm a zemskou kůrou [m ezi geosféram i A a B ) existu jí úzké g en etick é vztahy. V ětšina geologů dnes souhlasí s tím, že zem ská kůra je druhotným vývojovým d iferenciátem zem ského p láště. Přiznám e-li
První Schm idtova kom ora na světě, dodn es používaná pro svoji výbornou optickou kvalitu na ham burské observatoři.
A G -astrograf ham burské hvězdárny s čtyřčočkovým objektivem 0 15 cm, jímž byly fotografovány polohy hvězd pro k atalo g A stronom ische Gesellsch aft. /Sn ím ky v příloze z publikace ,? h e Hamburg O bservátory", 1964.)
Ř Í Š E HVĚZD POPULÁRNĚ VĚDECKÝ ASTRONOM ICKÝ ČASOPIS
R O Č N Í K 47
1966 N A K L A D A T E L S T V Í O R B I S , N. P., P R A H A
1. ČLÁNKY K. B eneš: Problémy fyziky a geologie M ěsíce ve světle nových výstr. z k u m ů .................................................................................................................................12 — Strukturní zvláštn osti přivrácené a odvrácené stran y M ěsíce . . . 88 — Vnitřní stavba p l a n e t .................................................................................................230 /. B ouška: Ja k á byla kom eta I k e y a - S e k i ? ............................................................ 4 — H vězdárna v H a m b u r k u - B e r g e d o r f u ...................................................................233 — Lunar Orbiter 1 ................................................................................................................205 — První sonda typu S u r v e y o r ......................................................................................... 124 — V ídeňská universitní h v ě z d á r n a ..................................................................................165 S. R. Brzostkiew icz: O bservatoř Jagello n sk é university v K rakově 108 V. Burda: F otografován í m ěsíčního p o v r c h u ............................................................191 R. Evanžin: 175 let délkové jednotky „ m e t r " ..............................................................16 /. G rygar: Co nového o q u a s a r e c h .................................................................................. 127 — Dějiny S l u n c e ................................................................................................................ 105 — H orská observatoř v M a ď a r s k u .................................................................................... 10 — Hvězdy tém ěř s t u d e n é ................................................................................................... 69 — Rádiové zářen í hydroxylu v G a l a x i i .......................................................................... 167 — RU Cam — p říležitost pro a m a t é r y ...........................................................................189 225 — 2eň objevů 1966 ......................................................................................................... —, L. Kohoutek: M eteorické expedice j u b i l u j í ..............................................................41 P. H arm anec: K oncepce sovětského výzkumu plan et pom ocí kosm ických s o n d .......................................................................................................................................161 — Proč sto jí za to zkoum at těsné d v o jh v ě z d y ........................................................... 185 O. H lad, J. Pavlousek: Rekonstrukce p etřín ské hvězdárny . . . 211 G. N. K atterfeld: Rozvoj a úkoly p la n e t o l o g i e ............................................................145 L. Kohoutek: Q uasi-stelární ex trag alak tick é o b j e k t y .....................................81, 201 Z. K opal: Život na M ě s í c i ? .......................................................................................... 1 G. V. K uklin: Nová velká sluneční o b s e r v a t o ř ..............................................................30 P. L á la : K osm onautika v roce 1965 ........................................................................... 65 — První družice M ě s í c e .................................................................................................121 — Příslib kosm ické s p o l u p r á c e .................................................................................... 25 — Z asedání organ izace COSPAR ve V í d n i ...................................................................209 B. M aleček: Konference o výuce a s t r o n o m i i ..............................................................54 — Pom aturitní studium a s t r o n o m i e ...........................................................................178 K. M orav: Z dějin olom oucké a s t r o n o m i e ...................................................................193 Z. Pokorný: K otázce vizuálních a fotografick ých pozorování Jupitera 153 — Nová m ěření prům ěru Pluta 110 P. Příhoda: Luna 9 na M ě s í c i ........................................................................................... 72 — Osvětlení m ěsíčních útvarů a deskriptivní g e o m e t r i e ....................................... 47 J. S a d il: Zmizení Saturnových p r s t e n c ů ..................................................................... 93 F. So fá k : N áhrada hvězdného nebo zem ského g l o b u .............................................148
1. Szegh y : Prešovský hvězdář I. H i e b n e r ..................................................................172 M. M. Semjakin: Je ště jednou o zajím avých řetězcích kráterů na M ěsíci . 26 M. Simek: Okamžité předávání dat z um ělých d r u ž i c ............................................ 175 J. Široký: A stronom ie na universitě P a l a c k é h o ............................................................. 91 /. Sole: Dopplerův jev při velkých r y c h l o s t e c h ....................................................129 — Polarizačn í interferenční fotom etr v a s t r o n o m i i .............................................. 28 J. V agera: O rganické látk y a „organizovan é*1 struktury vm eteoritech 215 B. V alníček: Astronom ie v M o n g o ls k u .......................................................................... 112
2. ZPRÁVY O sm desát le t K arla Goni (18) • K osm desátinám doc. Bohum ila H acara 134} • Prof. Ju raj G ašperík šesťd esiaťro čn ý (34) • 80 let ředitele Peřiny (56) • Dr. K arel R au šal šedesátn íkem (115) • Prof. Em il Šk rab al šedesátníkem (135) • Š ed esát let docenta Linka (155) • Fran tišek F isch er — osm desát let ve znam ení Luny (156) • Š ed esát let Ja n a Píšaly (180) • Sed m d esátk a Fran tišk a Kadavého (220). 3. CO NOVÉHO V ASTRONOMII Pozorování komety Ikeya-Seki 1965f (18) • Venera 2 a 3 (20, 77) • D alší m iniaturní hvězda (20) • M imozemské civilizace (21) • Mapy sluneční fotosféry (21, 75, 100, 118, 138, 198, 238) • D alší nové film y (22) • Okamžiky vy sílán í časových sign álů (22, 38, 61, 77, 102, 119, 140, 159, 183, 199, 222, 238) • Kometa Klem ola 1965j (35) • Luna 8 (35) • Gemini 7 a 6 (36) • Nová ja sn á zákrytová prom ěnná (36) • Třetí m ezinárodní porada o sluneční fyzice a hydrodynam ice (36) • První fran cou zsk á um ělá družice ((3 7 ) • Supernova v souhvězdí Trojúhelníka (38) • Připravuje se pozorováni Saturnových p rsten ců (56) • Luna 9 (57) • K re k tifik aci sním ků M ěsíce (57) • Vztah mezi prům ěrem kráteru a jeho hloubkou na zák lad ě fotografií Rangeru VII (58) • Jak dochází ke slunečním erupcím ? (59) • Leonidy v roce 1965 (60) • Meteo rologické družice ESSA (61) • A stronom ický aktiv (73) • Obhajoby kandi dátských d isertací (74) • Definitivní relativn í čísla v roce 1965 (75) • Výbuch v jád ře Galaxie NGC 1275 (76) • Mohou být neutronové hvězdy zdrojem X-záření? (96) • Antihmota a hvězdy (97) • Ik aru s a relativita (97) • č á s tečné m ěsíční zatm ění 13.—14. VI. 1965 (98) • Rozpad jád ra komety 1965f (99) • Výzkum svrchního p láště Země (100) • Eruptivní hvězda YZ C anis M inoris (101) • Světelné obaly kolem supernov (101) • Mají Jupiterovy dru žice atm osféru ? (115) • O krajové čá sti g a la x ie NGC 224 a Mléčné dráhy (116) • Struktura supernov a jejich pozůstatků (116) • Mohou být pozoro vány neutronové hvězdy? (117) * První chem ická analý za hvězdy z cizí g a laxie (118) • Supernova u NGC 4688 (119) • D alší vodíkové em ise v rádiovém oboru (135) • K onference o aktivitě kom et (136) • Polotieňové zatm enie Mesia c a 4. m ája 1966 (137) • Nova H erculis 1963 (137) • Infračervené magnitudy chladných hvězd (137) • Periodická kom eta Neujmin 1 — 1966a (139) • Definitivní označení kom et prošlých přísluním v roce 1964 (139) • Páté sym pózium o kosm ické plynové dynam ice (139) • Pozorování zatm ění Slunce
20. V. 1966 na Malé S k ále (156) • E xtrag alak tick é zdroje zářen i X objeveny (158) • A stronom ická jednotka se zpřesňu je (158) • Je ště komety ču-čin-šan (180) • Quasary a grav itačn í čočky (180) • D iskrétní zdroje X-zářenl (181) • Jsou qu asary daleko nebo b lízko? (181) • Opravené ú d aje o dvou zák ry to vých prom ěnných (182) • Změněný program am erického výzkum u Venuše a M arsu (182) • Kometa K ilston 1966b (196) • O původu protisvitu (196) • Obrovská protuberance (197) • Lum iniscence na Merkuru (197) • Změny ja s nosti q u asaru 3C-446 (198) • D alší astron au tick ý průzkum M arsu (220) • Pioneer 7 (221) • Nový obři rad iotelesk op (221) • Barva Slunce (222) • Ko m eta Ikeya-Everhart 1966d (236) • Kom eta Barbon 1966c (237) • Supernova v NGC 521 (237) • Změny ja sn o sti Novy P ersei 1901 (237) • Program k o s m ických letů neskonči přistán ím na M ěsíci (237) • A stronom ická družice ESRO v roce 1971 (239). 4. Z LIDOVÝCH HVĚZDÁREN, ASTRONOMICKÝCH KROUZKO A CS. ASTRONOMICKÉ SPOLEČNOSTI Sem inář o výzkumu prom ěnných hvězd (61) • M eteorická expedice Orionidy (62) • Nová lidová hvězdárna v Jičín ě (63) • Slavn o stn í otevřeni lidové hvězdárny ve Zdánicích (63) • O spešný astronom ický týždeň v Rožnave (77) • Školní hvězdárna ve PtenI (78) • Sp o lu p ráca ludových hvezdárnl v Žíline a v Hiirbanove (79) • Pražská pobočka ČAS v roce 1965 (102) • Nová lidová hvězdárna ve Zdánicích (140) • Školní hvězdárna v D ráždanech-Plavnu (141) • Příkladná p ráce lidové hvězdárny ve V alašsk ém M eziříčí (222). 5. NOVÉ KNIHY A PUBLIKACE Bulletin českoslov. astronom ických ústavů (23, 39, 79, 142, 159) • Publikace astronom ického ústavu m atem aticko-fyzikální fakulty K arlovy university (23) • F. Link, L. Neužil: D ioptrlcké tabulky zem ské atm osféry (23) • Z. Kopal, J. K lepešta, T. W. Rackham : Photographlc A tlas of the Moon (38) • H vězdář sk á ročen ka 1966 (63) • N. P. Barabašov, J. Širok ý: M ars (103) • P. Ahnert: A stronom isch-chronologische T afeln fiir Sonne, Mond und Planeten (142) • J. Dick: G rundtatsachen der spharischen A stronom ie (143) 6. ÚKAZY NA OBLOZE Únor (23) • Březen (39) • Duben (63) • Květen (79) • Červen (103) • Čer venec (119) • Srpen (143) • Září (159) • Říjen (183) • Listopad (199) • Prosinec (223) • Leden 1967 (239). Redakční ra d a: Prof. RNDr. Jo se f Mohr ( vedoucí re d ak to r), RNDr. C Sc. Jiří Bouska Jvýkonný red ak tor], RNDr. C Sc. Jiří G rygar, F ran tišek K adavý, RNDr. CSc. M iloslav K opecký, Luisa Landová-Štychová, ln i. Bohumil M aleček, Doc. RNDr. C Sc. Oto Obůrka, ln i. C Sc. Zdenka Plavcova, prom. hist. Slavom ír Plicka, RNDr. C Sc. Ján S to h l; taj. redak ce Eva V okalová, techn. redak tork a Věra Suchánková.
Metrový Zeissův reflek to r hvězdárny v Hamburku se spektrografem Ivpravo nah oře).
H am burská hvězdárna. Lippertův a s t r o g r a f; vlevo reflek to r 0 vpravo astro g ra fy s tripletem a Petzvalem (0 30 cm /.
60 cm,
této koncepci je jí pravé místo, musíme současně pátrat po tom, ja k ý byl zem ský povrch v období protoplanetárního a raně arch aickéh o stadia? Zdá se, že pro tuto etapu vývoje Země musíme hledat nová srovnávací prostředí mimo naši m ateřskou, hluboce již přetvořenou planetu. Nejbližší představu o protop lanetární vývojové etapě nám poskytuje povrch M ěsíce, po případě i povrch Marsu. V ycházím e-li z toho, že ve vesmíru nepůsobí slepé ch ao tick é síly, ale že tu p latí obecné vývojové prin cipy, potom nebudeme považovat Zemi za cosi m im ořádného, za něco, co se vyvíjelo zcela jiným i cestam i než ostatní planety. V pozadí tu s to jí spíše rozdíly v en ergetickém potenciálu, který vyplývá z různé hm otnosti jednotlivých těles. Srovnávací geologický výzkum planet n e sporně objasní n ejen zvláštnosti jednotlivých těles, ale odhalí i n ěkteré společné znaky. E xistu jí-li g en etick é vztahy mezi zem skou kůrou a pláš těm Země, potom musíme očekávat i na jiný ch plan etách projevy vnitř ních sil a dějů, k teré se spoluúčastní na form ování vn ějších čá stí těchto objektů. Příčiny m nohých jevů jsou je ště dnes zahaleny tajem stvím . Ne víme a neznám e ani účinky sil, k teré se projevují v sluneční soustavě při jejím pohybu okolo jád ra G alaxie v průběhu tzv. g alaktickéh o roku. U rčité cykly a rytmy, znám é v geologickém vývoji Země, mohou m ít své příčiny nebo impulsy i daleko za hranicem i n aší sluneční soustavy. Tamrazjanova m yšlenka o tom, že nemůžeme podceňovat to, je -li sluneční soustava v p erigalaktickém nebo apogalaktickém postavení, má nespor ně racio n áln í jádro. Vztahy a závislosti, k teré se uplatňují ve vývoji planet, jsou velmi složité a nikdy bychom se k nim nepropracovali, kdyby se náš výzkum omezil je n na jedno d ílčí těleso — Zemi. V tomto smyslu také hodnotím e úkoly a cíle kosmonautiky. Jiří
Bonška:
HVĚZ DÁRNA V H A M B U R K U - B E R G E D O R F U Hamburská hvězdárna je n ejen n ejv ětší něm eckou observatoří, ale i jednou z n ejvětších v Evropě. Byla založena z čistě praktických dů vodů, a to, aby sloužila potřebám navigace. Hamburský přístav — dnes třetí n ejv ětší na světě — zaznam enal na počátku minulého století veliký rozmach. Rozsáhlá nám ořní doprava na dálkových lin kách po všech světových m ořích vyžadovala určování zem ěpisných souřadnic lodí astronom ickým i metodami. M ěření poloh bylo n em yslitelné bez znalos ti přesného času, který se určuje m ěřením průchodů hvězd poledníkem. To byla tak é první a n ejd ů ležitější pracovní náplň ham burské hvězdárny hned od jejíh o založení, krom ě výchovy lodních navigátorů. Původní hvězdárna, um ístěná blízko přístavu v Altoně, tehdy sam o statném m ěstě (dnes jed na z m ěstských čtvrtí Hamburku), byla uvede na do provozu v roce 1827. (Avšak již čtvrt sto letí před tím zřídil známý výrobce astronom ických a geod etických p řístrojů J. G. Repsold malou observatoř na teh d ejších hradbách, k terá byla vybavena meridianovým kruhem .) Velký význam mělo přem ístění hvězdárny mimo ro zrů stající se m ěsto, které ztěžovalo astronom ická pozorování. Stalo se tak v roce 1910, kdy teh d ejší řed itel hvězdárny prof. R. Sch orr vybudoval novou
observatoř v Bergedorfu, m ěstečku vzdáleném asi 20 km východně od centra Hamburku. Na počátku sto letí to byl jistě čin neobyčejn ě pro zíravý a Sch o rr tehdy nem ohl tušit, že se z Hamburku stan e během půl sto letí tém ěř dvoumiliónové m ěsto, k teré pohltí i Bergedorf jako své předm ěstí. Sch orr vybudoval ústav na teh d ejší dobu skutečn ě mo derní. Upustil od tehdy obvyklé stavby jed iné velké budovy s kopulemi vysoko nad zem í a m ísto toho postavil několik m enších budov a sam o statných kopulí na rozsáhlém pozemku za tehdejším Bergedorfem , na návrší, zvaném G ojenberg (41 m n. m .). Tedy koncepce, k terá je běžná i dnes při stavbě hvězdáren, neboť umožňuje další růst ústavu. Ze staré budovy v Altoně byl do nové observatoře v Bergedorfu pře nesen z větších přístrojů pouze re fra k to r s Merzovým 26cm objektivem ( / = 3 m ), který se vzhledem ke své výborné optické kvalitě používá dodnes, především k vizuálnímu pozorování kom et (p říští rok mu bude právě 100 le t). Hlavním dalekohledem , ja k bylo na počátku sto letí obvyk lé, musil být velký refrak tor. Byla zvolena dosti neobvyklá k on cep ce: n ěm ecká p aralak tick á m ontáž s jedním tubusem, konstruovaná v Repsoldově dílně, byla vybavena dvěma výměnnými objektivy, fo to g ra fic kým a vizuálním, o shodných rozm ěrech (60 cm ) a ohniskových vzdá len ostech ( / = 9 m ). Oba objektivy, hled ač ( 0 18 cm, / = 9 m ), k o pule a pohyblivá podlaha v ní jsou od firm y Zeiss. Pro astrofyzikální pozorování byl postaven velký reflek tor, zhotovený v Zeissových závodech. Má parabolické zrcadlo o průměru 99,5 cm a ohniskové vzdálenosti 3 m. Světelnost je tedy 1:3, což by asi tak odpoví dalo Schm idtově komoře. Není tedy divu, že na d eskách rozměrů 1 3 X 1 8 cm se dobře vykreslí pole asi tak o průměru 20 mm. Nesmíme ovšem zapomínat, že přístroj byl postaven již v roce 1911 — a ja k é tehdy byly zkušenosti s velkými reflek tory . D alekohled má, jako většina vel k ý ch Zeissových strojů z přelomu století, „vyvažovači** m ontáž (podob ně jak o dvojitý refrak to r na P etřín ě). Celkem nevýznam né výhody této m ontáže nejsou však vyváženy velkým i a těžkým i protizávažím i, jin a k je zrcadlo pro osové paprsky velmi kvalitní, obrazy hvězd m ají prů m ěry asi 1 ,5 "—2,0". Dnes se p řístro je používá pro spektroskopii v Cassegrainově ohnisku ( / = 15 m ). Protože však zrcadlo nem á otvor, je v tubusu před ohniskem um ístěno rovinné zrcadlo, kterým jsou paprsky odkloněny v úhlu 45° a vyvedeny mimo tubus do spektrografu. Ve spektrografu je možno používat 1 až 3 hranolů a dvou kom or (s ohnis kovými vzdálenostm i 23 cm a 72 cm ). Při jednom hranolu a krátkoohniskové kom oře je disperze (u čáry H-gama) 72 A/mm, při třech h ra n olech a dlouhoohniskové kom oře 8 A/mm. To už je hodnota pěkná, avšak spektrograf přestal být moderním přístrojem už dosti dávno. Vzhle dem k jeho m alé světelnosti trvá expozice spektra hvězdy např. 8. hvězd né velikosti asi 2 hodiny. I když je v Hamburku je n asi 70 spektrografick y využitelných nocí do roka, jistě by si m etrový re flek to r zasloužil m oderní světelný spektrograf. Uvažuje se již o tom n ějak ý čas, ale cena takovéhoto p řístro je není zrovna m alá — asi 350 000 DM (Zeiss, Oberk och en ). Dalším větším dalekohledem je Lippertův astrograf. Na Zeissově zalo m ené m ontáži je na jedné stran ě dvojitý foto grafický dalekohled: trip let
a Petzvalův objektiv ( 0 30 cm, / = 150 cm ), jako ž i h led a č; na druhé stran ě je parabolické zrcadlo ( 0 60 cm, f = 3 m ), vybroušené známým optikem B. Schm idtem , k teré se používá s fotoelek trick ým fotom etrem [násobič EM I) k m ěření jasn o stí prom ěnných hvězd (a si 30 fotom etrických nocí do ro k a ). Nej větším hamburským strojem je velká Schm idtova kom ora, p osta vená v ro ce 1954. Má sfé rick é zrcadlo o průměru 120 cm a korekčn í desku 0 80 cm (světelnost 1 :3 ). Optika — mimochodem skutečně vy n ik a jíc í — a tubus jsou výrobkem Zeissových závodů (Je n a ), montáž zhotovila ham buřská firm a H eidenreich & H arbeck, k terá — ačkoliv nem ěla do té doby n ejm en ších zkušeností s podobnými výrobky — zho tovila naprosto dokonalou montáž, čemuž se lze velm i obdivovat. Na vádění dalekohledu na zvolený o bjek t na obloze je úplně autom atické podle nastavených souřadnic na řídícím pultu; autom atika funguje spo lehlivě a přesně. Jediným nedostatkem snad je, že pohyb kopule není autom atický a synchronizovaný s pohybem dalekohledu; krom ě toho kopule má poněkud úzkou štěrbinu. D alekohled je též vybaven dvěma hranoly stejn éh o průměru jak o k orek čn í deska (lám avý úhel 1,7° a 4 ,0 ° ); lze jim i získat spektra hvězd do 13.— 14. hvězdné velikosti s dis perzí 580 A/mm. V p řístro ji se používá desek rozměrů 2 4 X 2 4 cm, n a nichž se vykreslí pole 5 ° X 5 ° ; obrazy hvězd jsou ste jn ě k valitn í na o k raji desky ja k o v je jím středu. Tém ěř výhradně se exponuje na desky Kodak, které jsou sice velmi drahé (kus za 30 DM), zato však tém ěř desetkrát citliv ě jší než desky ORWO. Postavení velké Schm idtovy kom ory v Hamburku je jistě důstojným uctěním pam átky B. Schm idta, k terý na ham burské observatoři pra coval a objevil princip foto grafickéh o zrcadlového optického systému, po něm nazvaného. Je ovšem otázkou, zda je právě Bergedorf nejvhod nějším m ístem pro tak velký přístroj. Poměrně m alý počet jasn ých nocí (a si stejn ý jak o u n á s), velmi prom ěnlivá oblačnost a konečně záře nad Hamburkem do výšky dobře 20° nad západním obzorem, to vše jsou okolnosti, k teré práci s přístrojem dosti omezují. To si uvědomují i astro nomové v Bergedorfu a uvažuje se proto o přem ístění p řístro je do vhod nějšího m ísta. Zatím je š tě není definitivně rozhodnuto, kam se daleko hled přestěhuje, ale vážně se uvažuje o Ř ecku; k přem ístění má dojít asi do dvou let. Není možné a nem ělo by ani sm yslu zmiňovat se o všech d alších pří stro jích , k teré jsou na ham burské hvězdárně. Uveďme je n původní Schmidtovu komoru, první přístro j toho druhu, v y n ik ající optické kva lity a dále m alý Zeissův astrograf s čtyřčočkovým objektivem ( 0 15 cm, / = 206 cm ). Tento dalekohled z roku 1928 dokonale vykreslí pole 5 °X 5 °; používá se k fotografickém u m ěření poloh hvězd. Základní po lohy hvězd se m ěří meridiánovým kruhem (prům ěr objektivu 19 cm ). Přístroj, zhotovený je ště v Repsoldově dílně, byl v poslední době rekon struován, takže reg istrace průchodů hvězd m eridiánem a od ečítání kru hů jsou zcela autom atizovány. N apřesrok bude přístroj přestěhován na dobu asi 3 let do Austrálie (P e rth ), kde se jím budou m ěřit referen čn í hvězdy na jižn í obloze. Z pom ocných přístrojů je především nutno se zm ínit o p očítači dánské
výroby GIER, na němž má každý pracovník ústavu už n ěkolik le t právo .p rakticky kdykoliv p o čítat cokoliv. Podle n ašich m ěřítek by to byla in vestice nevyužitá (resp. využitá v současné době asi tak na 2 0 % ) . Avšak strojové hodiny se nem usí plánovat jako u nás a ani se na ně nem usí plánovat na rok dopředu fin an čn í úhrada. Zřejm ě se to vyplatí. Z dalších pom ocných zařízení je je ště nutno zm ínit se o irisovém fo to m etru a registračním m ikrofotom etru, což jsou p řístro je pozoruhodné a moderní. Jinak je na hvězdárně řada pom ocných přístrojů již dosti letitý ch , z nichž n ěk teré pocházejí je ště z Repsoldovy dílny. M oderni zace pom ocných zařízení by se u rčitě vyplatila, mnohé by se dalo jistě zhotovit i ve vlastní m oderně vybavené dílně s 8 m echaniky. Hvězdárna má tak é vlastní aparaturu k hliníkování zrcadel až do průměru 150 cm ; evakuace prostoru (přibližně 1 m3) trvá zhruba 3 hodiny. Na zrcadla se nyní po pokovení napařuje ochranná vrstva (SzO), což se velmi osvědčuje. Hamburská hvězdárna, jejím ž vedoucím je prof. H. H affner, má nyní a si 50 zam ěstnanců (bez pom ocných s il) , z toho je tém ěř polovina astronomů. Práce ústavu je hlavně zam ěřena na dva obory: astrom etrii a astrofyziku. Podrobnější popis jednotlivých oborů a výsledků by vydal na je ště jed en člán ek a tak uvedme je n ve stručnosti, že v oboru a stro m etrie je to především system atické m ěření poloh hvězd, a to ja k meridiánovým kruhem, tak i foto g rafick y (např. práce na katalogu AG 3 v letech 1956—1962). A strofyzikální program je p estřejší: týká se spektroskopie (rad iální rychlosti veleobrů a zákrytových prom ěnných hvězd), fotom etrie (hvězdy sp ektráln í třídy M, prom ěnné hvězdy), dále se pracu je na výzkumu kulových hvězdokup (fotom etrie v oborech U BV ), na spektrálním přehledu M léčné dráhy, v oboru teo retick é astrofyziky (m odely hvězdných atm osfér) — abychom uvedli je n n ejd ů ležitější. Již řadu let trv ají dobré p řátelské styky mezi hamburskými a našim i astronom y. N ěkolik našich odborníků pracovalo v posledních le te ch del ší dobu v Bergedorfu a spolupráce se dále úspěšně rozvíjí. Prof. H affner navštívil letos v létě Č eskoslovensko a měl m ožnost seznám it se s n ě kterým i našim i vědeckým i ústavy. Celá řada pracovníků — lépe řečen o tém ěř všichni astronom ové ham burské hvězdárny — k nám přijedou příští rok v létě u příležitosti sjezdu M ezinárodní astronom ické unie a jistě se jim dostane stejn ě srdečného p řijetí, jak o všem našim astronomům v Hamburku. •
Co
n o v é h o v a s t r o n o m ii K OME TA
I K E Y A - E V E R H A R T
Dr. H. H irose z astronom ické ob servatoře v Tokiu oznám il, že Kaoru Ikeya objevil 8 . záři novou kom etu; byla v souhvězdí Coma B eren ices a je vila se jak o difuzní objekt asi 8 . hvězd né velikosti. Kometa byla nezávisle ob jeven a 12. záři dr. Edgarem Everhartem (M anstield Center, Connecticut,
1966d
U SA), který udával je jí ja sn o st 9m. První p řesné pozice byly získán y na hvězdárnách v Bordeaux a ve W ashing tonu. Velkou Schm idtovou kom orou hvězdárny v Ham burku byla ve dnech 19.—21. záři exponována sp ek tra ko mety, k terá u kazu ji velm i siln é kon tinuum, překryté em isem i CN a C2.
Podle zprávy dr. M. Schm idta z K a lifornského technologického ú stavu objevil dr. Roberto Barbon 15. srp n a novou kometu. V době objevu byla na rozhráni souhvězdí Ryb a Velryby a jevila se jak o difuzní objekt 9. hvězd né velikosti s centráln í kondenzací či jádrem a ohonem délky 10'—20'. První polohy kom ety byly získán y 48palcovou Schm ldtovou kom orou na Mt. Palom aru, d alší n a Sm ithsonianových pozorovacích stan icích , n a W aterfieldově hvězdárně v A scatu a na N ám oř ní observatoři USA ve W ashingtonu.
K om eta byla objevena až čtyři m ěsíce po průchodu přísluním . V době příslu n í byla od Slunce vzdálena více než 2 astronom ické jednotky; od objevu se vzdaluje jak od Slunce, tak i od Země. Uvádíme parab o lick é elementy dráhy, k teré vypočetli B. G. M arsden a K. A ksnes z pozorovaných poloh od 19. do 27. srpn a: T = 1966 IV. 18,659EČ 135,973° ] co = Q = 166,805° V1950,0 t = 28,367° | q = 2,00105 a. /.
S U P E R N O V A
Dr. M. Schm idt z K aliforn ského tech nologického ústavu (USA) oznámil, že dr. Gibson Reaves objevil 16. srp n a supernovu 15,5 hvězdné velikosti v g a laxii NGC 521. Supernova je 1' vý chodně a 0,5' severně od střed u uve dené galaxie. NGC 521 m á polohu a = l h22,0m, S = + 1 ° 2 9 ' (1950,0) — ZMĚNY
JASNOSTI
Nova Persei z roku 1901 (GK Persei) m ěla v posledních letech jasn o st a si 13m. Letos v létě však zvýšila svo ji jasn o st o více než 2 hvězdné třídy. Edwin Friton oznám il A m erické sp o lečnosti pozorovatelů prom ěnných hvězd, že dne 14. srpn a t. r. m ěla nova PROGRAM
V
NGC
521
je tedy v souhvězdí Velryby (poblíže rozhraní Velryby a Ryb) ; g alaxie p at ři k typu SBb. Dne 18. srpn a získal dr. Je sse L. G reenstein spektrum nové supernovy, k teré ukazuje, že objekt p atří do I. typu a supern ova byla v do bě expozice a s i 15 dní po m axim u ja s nosti. NOVY
PERSEI
1901
ja sn o st 11,5m. Podle zprávy Leslie Peltiera byla 24. srp n a jasn o st novy 10,9m. D odatečné prom ěřeni přehlídkových sním ků oblohy hvězdárny v Sonneberku (NDR) ukazuje vzestup ja sn o sti GK Persei od 24. července do 22. srpn a t. r. o 1 hv. třídu (z 12,7m na l l ,7 m).
K O S M I C K Ý C H LETO NESKONČI P Ř I S T Á N Í M NA M Ě S Í C I
Program kosm ických letů Spojených států nebude končit přistán ím kosm o nautů na M ěsíci, ale dosažen í M ěsíce kosm ickou lodí s posádkou bude sp í še jen prvním krokem k dalším u vý zkumu a konečném u dobytí Zemi blíz kých kosm ických těles. Vyplývá to z rozhovoru am erického odborného ča sopisu „M issiles and R o ck ets" s vice presidentem USA Hubertem Humphreyem. Humphrey, který je so u č a s ně předsedou NASA, též uvedl, že Spo jené státy vydaly na kosm ický výzkum od startu první am erické družice v ro
ce 1958 částk u 30 m iliard dolarů (tj. a si 225 m iliard devizových k orun). Na otázku, zda kosm ickým program em ne jsou zkráceny ostatn í vědní obory, ja kož i např. lék ařsk ý výzkum, bytová výstavba či u rčité sociáln í program y, odpověděl Humphrey, že je tomu p rá vě naopak. Podle jeho slov pom áhá Spojeným státům kosm ický program p ři řešeni těchto problém ů svým vli vem na zvyšováni hrubého sociálního produktu. Kromě toho přispívá k os m ický program v důsledku m ezinárod n í sp olu práce též k zachováni míru.
MAPY I9S6
S L U N E Č N Í
V30
F O T O S F É R Y
W10
VI.20
-40"-
*
í
20"-
■
•
__
•
O" -
20" -
i
r
OTOČKA1508
-40" 360'
300"
240"
180"
120"
VI30+40"
60"
O"
Vm
t
*•'
1966
i
i
i
0"-
-
t OTOČKA1509
r
-4 0 "360"
300"
2ÍO"
W
120"
60"
0"
Mapy slu n ečn í fotosféry pro otočky 2. 1508 a 1509 byly sestaven y podle denních kreseb Slunce M. Dujnlče, K. Růžičky a L. Schm ieda. L. S. OKAMŽIKY
VYSÍLÁNÍ V
ČASOVÝCH
ŘÍJNU
SIGNÁLŮ
1966
OMA 50 kHz, 8 h ; OMA 2500 kHz, 8 h ; OLB5 3170 kHz, 8 h ; Praha 638 kHz, 12»
3 9919 9909 9924 9919
4 9920 9910 9925 9920
5 9923 9913 9928 9923
9924 9914 9929 9924
7 9926 9916 9931 9926
9928 9918 9933 9928
9 9930 9920 9935 9930
9932 9922 9937 9932
13 9938 9928 9943 9938
14 9941 9931 9946 9941
15 9942 9932 9947 9942
16 9944 9934 9949 9944
17 9947 9937 9952 9947
18 9948 9938 9953 9948
19 9950 9940 9955 9950
9952 9942 9957 9952
27 24 25 26 23 22 21 9954 9956 9959 9960 9963 9964 9967 ___ ___ — — — — 9962 9959 9961 9964 9965 9968 9969 9972 9954 9956 9959 9960 9963 9964 9967
28 9969 9964 9974 9969
29 9971 9966 9976 9971
30 9972 9967 9977 9972
Den OMA 50 OMA 2500 OLB5 Praha
1
2
9915 9905 9920 9915
9916 9906 9921 9916
Den OMA 50 OMA 2500 OLB5 P raha
11
12
9934 9924 9939 9934
9936 9926 9941 9936
Den OMA 50 OMA 2500 OLB5 Praha
6
8
10
20
31 9974 9969 9979 9974
Ve dnech 21.—26. 10. 1966 bylo vy sílán i OMA 2500 přerušeno v důsledku přesunu stan ice ze S a talic do Liblic u Čes. Brodu. V. Ptáček
E vropská organ izace pro kosm ický výzkum (E SR O ) oznám ila, že v roce 1971 bude vypuštěna evrop sk á druži ce s dalekohledem . S a te lit m á být vy roben Britským úřadem pro atom ovou energii, nosnou rak etu dodá Evropská organ izace pro vývoj a stavbu k osm ic kých ra k et (ELD O j. Projekt, již delši dobu připravovaný a diskutovaný, si vyžádá n ák ladu a si 3 m iliónů liber
šterlinků. Družice bude vybavena d a lekohledem o prům ěru zrcad la 75 cm a m á obíhat kolem Země ve vzdálenosti a si 650 km. P ředpokládá se, že sate lit umožní provádět po dobu a si jednoho roku astronom ická pozorování, k terá n ejsou usk utečn iteln á z povrchu Země v důsledku vlivu atm osféry (u ltra fia lový obor sp e k tra ).
Ú k a z y na o b loze v lednu Slun ce vychází 1. led n a v 7k59m, z a p ad á v 16h08m. Dne 31. led n a vychází v 7 *>37 ni, zap ad á v 16h51m. Za leden se prodlouží d élk a dne o 65 m inut a p o ledni v ý ška Slunce nad obzorem se zvýší o 5,5°. Dne 2. led n a je Země n ej blíže Slunci. M ěsíc je 3. ledna v 15h v posled n í Čtvrti, 10. led n a v 19h v novu, 18. le d na ve 21 & v první čtvrti a 26. ledna v 8 h v úplňku. V přízem í je M ěsíc 1. a
28. ledna, v odzem í 16. ledna. Kon junkce M ěsíce s plan etam i n astanou: dne 2. I. s Uranem, 3. I. s Marsem, 6 . I. s Neptunem, 12. I. s Venuší, 16. I. se Saturnem , 25. I. s Jupiterem , 29. I. s Uranem a 31. I. s M arsem . Merkur není v lednu pozorovatelný, protože je 18. I. v horní konjunkci se Sluncem . Dne 3. ledna je Merkur v odsluní.
V á že n í čtenáři! Vzhledem k tomu, že se č a sto během roku obrace j! m nozí z V á s na redakci č a s o pisu ne b o n a vydavatelství O r b is s p ro sb o u o z a slá n í chybějících čísel a nelze V á m většinou vyhovět, protože je č a so p is úp lně rozebrán, d o poruču je m e Vám , zajistit si kom pletní příští ročník vyplněním a o d e slá n ím o b je d n a c íh o lístku na n ásledu jící straně. Z a slá n í o b je d n á vk y neodkládejte, protože nám jejich souh rn p oslou ží při stanoven! ce lkové ho n á k la d u ča sop isu . S p ozdravem V ydavate lství č a so p isů
ORBIS • Lidová hvězdárna v Praze oznam uje všem svým přátelům a příznivcům, že byla právě vydána nová publikace o hvězdár ně, jejím iž autory jsou Z. Finková a inž. J. Pavlousek. Kromě stru čn é úvodní čá sti o h isto rii se publikace zabývá hlavně sou časnou popularizační, odbornou a výchov nou prací hvězdárny a končí výhledem do snad již nedaleké budoucnosti, kdy má d ojít k přestavbě a přístavbě dosa vadní budovy. P ublikace je doplněna 16 hlubotiskovými fotografiem i a několika kresbam i. S to jí Kčs 4,80 a m ůžete si ji objednat na adrese: Lidová hvězdárna v Praze, Praha 1 - Petřín čp. 205.
• Koupím k valitn í objektiv buď pro re frak to r 0 15—20 cm, nebo pro reflek to r 0 18—30 cm. Cena, popis. — Filip Sta nislav, Lohenice 63, p. Přelouč, okr. P ar dubice. • Prodám refrak to r 0 100 m, fokus 1600 m, bez p aralak tické m ontáže, dále 0 50 mm, fokus 500 mm na stojánku. Fotogra fické objektivy 0 140, 120, 100 mm, f cca 500 mm. Cena dle dohody. — Otto Vlasák, Ml. gardy 2739, Kroměříž. • Astronom ické hodiny Satori, klopený regu látor, vteř. invar. kyvadlo, přesnost chodu 0,02 v t./2 4 hod., prodám. — F. Kříž, Skroupovo nám. 2, Praha 3 — Zižkov, te l. 27 18 47 5.
Venuše Je viditelná na večerní ob loze k rátce po západu Slunce. M ars je v souhvězdí P a n n y ; je vi ditelný v druhé polovině noci. Dne 18. led n a n astan e konjunkce M arsu se Spikou. Ja sn o st M arsu se během ledna zvětšuje z + l , l m na + 0 ,4 “ . Jupiter je v souhvězdí Raka a je nad obzorem po celou noc, protože je 20 . ledna v opozicí se Sluncem . Ja sn o st Ju p itera je a si — 2,2 hv. tř. Saturn je v souhvězdí Ryb. Počát kem m ěsíce zapad á ve 22h41m, koncem led n a v 20h57m. Ja sn o st plan ety je l,4 m. U ran je v souhvězdí Vah a vychází v lednu pozdě večer. P lan eta má hvězd nou velik ost 5,8m. Neptun je v souhvězdí Vah a vych á zí v ranních hodinách. Ja sn o st Urana Je 7,8“ . Bližší údaje naleznete n a H vězdář sk é ročen ce 1967, k terá vyjde koncem prosin ce v n ak lad atelstv í Čs. akadem ie J. B. věd.
J. Grygar: 2eň objevů 1966 — K. B eneš: V nitřní stavba planet — J. Bouška: Hvězdárna v HamburkuBergedorfu — Co nového v astro nom ii — Okazy na obloze v lednu C O N T E N T S J. Grygar: Astronom ical D iscoveries 1966 — K. Beneš: In ternal Structure of P lanets — J. Bouška: The Hamburg Observátory — News in Astronomy — Phenomena in January C O flE P X A H H E n .
rp w ra p :
K p b iT H S
T peH H oe B o y u iK a : —
HTO
A cTp onoM H M ecKH e
1966 r. —
K.
cTpoeH H e
O fic e p B a T o p H R H O B O rO
B
.-IPHHH H a
B e íie in :
n jia H e r b
b
-
n .
r a w 6 yp re
aCTpOH OM HH
i« ’ 6 e
ot
BH y-
— —
flB -
H H Bape
Přihlašuji se k pravide ln ém u od b ě ru č a so p isu Ř ÍŠ E H V Ě Z D a žá d á m o za sílá n í na a d re su :
.......................................................
Poštovní novinová služba admin. odb. tisku Jindřišská 14 Praha
dne
1
p o d p is
Říši hvězd řídi redakční ra d a : J. M. Mohr (vedoucí red .), Jiří Bouška (výkon, red .], J. Grygar, F. Kadavý, M. Kopecký, L. Landová Stychová, B. M aieček, O. Obrtrka, Z. Plavcové, S. P licka, J. Š to b l; ta j. red. E. Vokalová, techn. red. V. Suchánková. Vydává min. školství a kultury v nakl. Orbis, n. p., Praha 2, Vinohradská 46. Tiskne Knihtisk, n. p., závod 2, Praha 2, Slezská 13. Vychází 12krát ročně, cena jednotlivého výtisku K čs 2,—. Rozšiřuje Poštovní novinová služba, inform ace o předplatném podá a objednávky přijím á každá pošta 1 doručovatel. Objednávky do zahraničí vyřizuje PNS — ústřední expedice tisku, odd. vývoz tisku. Jin dřišská 14, Praha 1. Příspěvky z a sílejte na red akci Rlše hvězd, Praha 5, Švédská 8, tel. 54 03 95. Rukopisy a obrázky se nev racejí, za odbornou správnost odpovídá autor. — Toto číslo bylo dáno do tisku dne 31. říjn a, vyšlo 5. prosince 1966.
A-14*61860
H vězdárna v Hamburku. N ahoře dom ek s p asáín ík em A skania a kopule velké Schm tdtovy komory, dole kopule s Lippertovým astro grafem (fo to dr. B ouškaJ. — N a čtvrté stran ě obálky je velk á Schm idtova kom ora (fo to dr. D leckvoss).