O čem se rokovalo na JENAMu Vladimír Kopecký Na JENAMu (Joint European and National Astronomical Meeting) se rokovalo, povídalo, přednášelo a diskutovalo o celé škále problémů současné atronomie a astrofyziky. Následující článek podává stručný obsah alespoň toho nejzajímavějšího, co na konferenci zaznělo.
Pracovní zasedání o zatmění Slunce v roce 1999 Od výjimečné události - úplného zat mění Slunce viditelného v Evropě 11. srpna 1999 - nás dělí jen několik měsíců. Tuto očekávanou událost nešlo opominout, a tak samotné konferenci předcházel "workshop" věnovaný právě přípravám na toto zatmění. Samotného zasedání se účastnilo 50 specialistů ze 14 zemí. Jednání se soustředilo především na vytipování nejdůležitějších problémů studia sluneční korony, které by měly být studovány během zatmění. Rovněž tak byla zdůrazněna důležitost vzájemné koordinace pozorování, a to nejenom pozemních pozorovatelů, ale také družicových pozorovacích programů. Zatmění Slunce je také dobrou příležitostí pro prezentaci
14
1/1998
zemí, které mají pro pozorování vynikající podmínky, v tomto případě jde o Rumnsko a Turecko, jejichž astronomové si tuto možnost na pracovním zasedání nedali ujít. Vždyť právě přes hvězdárnu v Bukurešti prochází pás totality zatmění. Je zde tedy dobrá možnost využít jejího přístrojového vybavení. V závěru se účastníci "workshopu" shodli na tom, že zatmění j e výjimečná událost, jak na vědu upoutat zájem lidí a to především těch mladších. Snad právě v duchu této propagace se Astronomická observatoř na Skalnatém Plese rozhodla vydat obsah pracovního zasedání v tištěné formě.
Slavnostní zahájení Konference byla oficiálně slavnostně zahájena 9. září 1998 na Žofíne. Slavnostní zahajovací řeč zde přednesl předseda Akademie věd České republiky prof. Rudolf Zahradník. Dále promluvil president Evropské astronomické společnosti (EAS) prof. Jean-Paul Zahn (Francie), předseda České astronomické společnosti (ČAS) dr. Jiří Borovička a prorektor University Karlovy doc. Ivan Wilhelm. Po slavnostních proslovech již konečně "propukla" konfer ence. První přednášky se týkali "astropolitiky", tedy něčeho, na co se v zemích Českých příliš nevidí a kde se máme čemu přiučit. Přednášky v podání dr. Praderiové (Francie) a prof. Woltjera (Holandsko) však vyzněli pro nás nadmíru lichotivě.
Dle údajů Organisace pro ekonomický rozvoj (OECD) činí počet obyvatel v Evropské unii (EU) 373 mil. obyvatel, takže Evropská unie je větší než, např. Spojené státy, kde žije 265 mil. obyvatel. Samozřejmě j e tedy ne 2x větší, ale Spojené státy jsou 2/3 Evropy a Japonsko, kde žije 125 mil. obyvatel, j e tak velké, že tam žije zhruba 1/3 obyvatel jako v Evropské unii. Česká republika představu je, pokud jde o počet obyvatel zhruba 2,8 % Evropské unie. Nyní proveďme srovnání hrubého národního produktu. Hrubý národ ní produkt Evropské unie v roce 1996 činil 8 600 bilionů dolarů. Národní produkt České republiky v roce 1996 byl 5,56 bil ionů dolarů, což znamená 0,7 % hrubého národního produktu Evropy. Srovnáme-li počet obyvatel a hrubý národní produkt, pak z toho vyplývá, že průměrná produk tivita České republiky je na úrovni jedné čtvrtiny průměrné produktivity Evropské unie. To není příliš lichotivé, ale srovnámeli počet pracovníků ve vědě a výzkumu v Evropské unii (821 tisíc plných úvazků graduovaných vědců) a u nás (11 936 úvazků), vyjde nám, že u nás je zhruba na hlavu poloviční počet pracovníků ve vědě, výzkumu a ve školství než jak je tomu v západní Evropě. A teď konečně to radost né. Vědecká produktivita Evropy se podílí na celosvětové vědě zhruba 33 %. Spojené státy se podílí větším dílem - 34 %, přestože mají menší počet obyvatel. Česká republika přispívá 1,3 % své produkce vědecké vzhledem k Evropě, neboli
^
můžeme říci, že vědci, kteří pracují v České republice, kterých j e dvakrát méně v průměru než v západní Evropě, mají zhru ba stejnou produktivitu jako vědci pracující v západní Evropě. Čili není rozdíl mezi Českou republikou a západní Evropou v produkci vědy "na hlavu". Můžeme tedy uzavířít - vědecká produktivita v České republice j e srovnatelná se západní Evropou, přestože finanční podpora je na úrovni jedné čtvrtiny nebo nižší. Podívejme se ještě na závěr na situaci v astronomii. V Evropské unii připadá zhruba 12 astronomů na milión obyvatel. Vzhledek k počtu obyvatel v ČR bychom měli mít při bližně 120 astronomů, což j e zhruba odpovídající počet. Jak vidno, česká věda si nestojí špatně, je jen otázkou jak dlouho jí to vzhledem k malé státní podpoře, která vede k tíživé finanční situaci, vydrží.
Sluneční fyzika Během JENAMu probíhalo zasedání několika paralelních sekcí, přičemž tou první sekcí byla sekce "Sluneční fyziky". Celkem bylo během 4 zasedání prezen továno asi 30 příspěvků včetně posterů. Kromě toho byla také zorganizována plenární přednáška na téma "Studium slunečního nitra pomocí zvukových vln", kterou přednesl dr. Frank Pijpers (Dánsko). Velmi aktuálním tématem byly výsled ky a přínosy sondy SOHO, jejímž význam ným příspěvkem ke sluneční fyzice j e studi um slunečního nitra především pomocí oscilací, studium vrchní atmosféry, chro mosféry, korony, slunečního větru a výzkum ohřevu sluneční atmosféry. O sondě SOHO referoval především dr.
Martin Huber. Na této sondě je jeden z velmi významných přístrojů - ultrafialový spektrograf, který se nazývá "Sumer" a poskytuje nám ultrafialové spektrum Slunce v rozsahu zhruba 500 - 1 600 angstrémů. Získaná spektra umožňují pozorovat oscilace, které vznikají v konvektivní zóně. Vzájemná konfrontace mezi výsledky získanými z kosmické sondy SOHO a pozemní pozorovací sítí GONG povede jistě v budoucnu k pozoruhodným výsledkům v helioseismologii.
Malá tělesa Sluneční soustavy V oblasti meteorů jsou žhavým tématem poslední doby interstelární, neboli mezihvězdné meteory. Kdysi, když ještě nebyla fotografická pozorování meteorů, pouze vizuální, převažoval názor, že větši na sporadických meteorů je mezihvězd ného původu, ale to se potom nepotvrdilo. Pouze jedno či dvě procenta skutečně přicházejí z mezihvězdného prostoru. Potvrzuje se to i pozorováním prachu ze sondy Ulysses, která letěla k Jupiteru a měla mimo jiné na sobě detektor mezi hvězdného prachu, který prochází Sluneční soustavou, a pozorovala proud mezihvězd ného prachu. Věcí, kterou se hodně zabývá tým v Ondřejově, j e odvozování chemick ého složení ze záření meteorů. Pokrok v této oblasti je znatelný. Dalším tématem několika posledních let jsou takzvané superbolidy. Název zavedl
dr. Ceplecha pro bolidy jasnější než zhruba -0,17 hvězdná velikost. Takových bolidů je na zeměkouli zhruba 30 až 50 za rok. Je možné j e pozorovat z umělých družic jako jasné záblesky, ale pro tyto velmi jasné bolidy se ukazují i jiné možnosti detekce, např. seismické - bolid často vybuchne ve výšce asi 30 až 50 km nad povrchem, šíří se potom rázová vlna, která v okolí vyvolá slyšitelné jevy, které jsou detekovatelné i seismografy. Další možná detekce j e infrazvuk. Infrazvukových detektorů exis tuje celá síť, vzhledem k tomu, že se využívají k detekci vzdálených jaderných výbuchů, které rovněž způsobují infrazvuky. Jedinou plenární přednáškou přednese nou českým vědcem na JENAMu byl příspěvek o dynamice pásma planetek a chaosu od dr. Miloše Sidlichovského z Astronomického ústavu AV ČR. Chaotické dráhy planetek jsou zcela zvláštní jev, kdy dráha nevyplňuje jenom jednorozměrnou čáru, ale vyplňuje celou část prostoru, takže vzniká jakási chaotická oblast a dříve či později se dráha do kterékoliv části této chaotické oblasti dostane. Čili, jestliže chaotická oblast zasahuje třeba do oblasti nějakých velkých excentricit, tak asteroida, i když třeba na začátku má malou excentricitu, tak dříve či později nabude nějaké větší excentricity a zkříží třeba dráhy plan et apod. Pomocí teorie chaosu se tak dají vysvětlit oběžné dráhy asterodů a také mez ery v jejich výskytu.
Double Protostara 4 btllion mílAs apatt
Týkal se průchodu neutronové hvězdy
Extrasolární planetární soustavy
diskem obklopujícím druhou hvězdu v sys tému. Další zajímavý
Bohužel
účast byla malá a
příspěvek byl z
Estonska a týkal se modelování ozařované
počet
příspěvků šel spočítat na jedné ruce, což
fotosféry pro prekataklismické dvojhvězdy,
bylo způsobeno tím, že v letošním roce se
což je velmi zajímavá úloha studující vzá
již konaly tři konference náplní. Přesto
zde
jemnou interakci; ne pouze gravitační vliv;
s podobnou
nechyběl
• 1 3 0 biflion mile-long filament
zástupce
jak
dr. Hans Deeg z Kanárských přechodu hvězdy
planety
před
spektrálního
diskem
typu
Protoplanet
ostrovů.
Skupina TEP se zabývá přímým hledáním blízké
podobném
Slunci. Žhavým kandidátem j e hvězdička
teplejší
složka
ozařuje
chladnější
složku a tím se mění fyzikální parametry
Tranzit Extrasolar Planets Network (TEP)
chladnější složky. V oblasti zpracování dat vynikal příspěvek našeho kolegy dr. Petra
TMR-1C Hubble S p á č e Telescope NICJWOS
Hadravy, který před časem vyvinul metodu řešení spekter dvojhvězd založenou na rozkladu pomocí rychlé Fourierovské trans
přítomnost souputníka.
formace (FFT). Tato metoda
umožňuje
CM Draconis, což je vlastně zákrytová dvo
Přednáška Jean Schneidera (Francie)
jhvězda s periodou asi 1,2 dne. Jsou to
shrnovala metody sloužící k extrasolárnímu
rozklad spekter, odstranění "nepatřičných"
výzkumu.
spektrálních čar a určení jednotlivých spek
vlastně dva červení trpaslíci
o
velmi
Klasická j e metoda
měření
poloměrech.
radiálních rychlostí, kdy pozorujeme malé
troskopických parametrů, přičemž lze řešit
Důvodem sledování právě této dvojhvězdy
změny v pohybu barycentra soustavy vzh
nejenom spektra dvojhvězd, ale i vícená
je očekávání, že jestliže vznikne u hvězd
ledem k tomu, že obíhá nějaké jiné těleso
sobných soustav.
ného systému nějaká planeta nebo několik
kolem hvězdy slunečního typu. Na světě j e
malých
hmotnostech
a
planet, všechny tyto oběžnice budou zhru
více než 10 observatoří, které jsou svými
ba v jedné rovině. Potom právě zákrytové
přístroji schopny určovat radiální rychlosti
dvojhvězdy mají tu významnou vlastnost,
v rozsahu řádově l m/s. Zajímává metoda
že už se k nám nastavily v tom správném
Dymanické studie hvězdokup a galaxií
je přímá detekce, tj. přímé pozorování
Hlavní otázkou u kulových hvězdokup
vysokou
souputníka u hvězdy. Zde má největší
je jejich vznik a dlouhodobá stabilita.
přechod
naději na úspěch pozorování v infračervené
Jedno z řešení na konferenci nabídl dr.
takovéto planety přes disk jedné ze složek.
oblasti. Ve vizuální oblasti spektra bychom
Theis, který propracoval teorii
Želbohu těchto objektů není zase tolik, i
u hvězdy jakou je např. naše Slunce velkou
kulové hvězdokupy fragmentací expandu
když některé jsou i na jižní polokouli.
naději neměly. Třetí metoda - metoda
jících obálek z okolí velmi
skvrnkové analýzy, spočívá v analýze
hvězd. Ve starším vesmíru, kdy ještě neby
dvo
obrazu "rozmytého" zemskou atmosférou a
lo tolik kovových prvků, probíhala frag
jhvězdě ADS 11 632, která j e obyčejnou
vyhledávání okamžiků, ve kterých lze teo
mentace expandující obálky velmi hmotné
reticky potenciálního souputníka spatřit.
hvězdy odlišným způsobem než j e tomu
Další možnost, která je zvláště lákává, j e
dnes a jak se ukazuje bylo možné, aby tak
směru,
že může
pravděpodobností
s poměrně očekávat
Příspěvek z Pulkovské prezentoval
výsledky
observatoře
o vizuální
vizuální dvojhvězdou s periodou asi 1000 let, nicméně na Pulkovské observatoří exis tuje dlouhý záznam fotografických snímků této soustavy. Tato série snímků umožnila odhalit jisté sinusoidální variace polohy těžiště od pericentra, které se dají vysvětlit jako vliv třetího tělesa o hmotnosti 8 až 14 tisícin hmotnosti Slunce. Ukazuje se tedy, že i zpracování starších desek může odhalit
spektroskopická detekce čar ozonu, protože přítomnost
ozonu
má
přímý
vztak
biologii, eventuelně k formám
k
života.
Poslední metodou jsou přechody planet o kterých hovořil Hans Deeg (Španělsko). K takovémuto
pozorování
je
třeba
mít
přístroj, který bude měřit změny jasnosti s přesností větší než 0,001 magnitudy, což je z pozemských observatoří dost obtížné.
0
Astrofyzika interagujících dvojhvězd 14 ústních příspěvků a 28 posterů této sekce lze rozdělit do třech oblastí. Jednak jde o studium jednotlivých konkrétních objektů, dále o fyzikální modelování inter agujících dvojhvězd a konečně o metody
ÍJV1R-1C • Protopiítriet jn Tnurtis
MS í • NiCfv'OS
analýzy dat. Zajímavý příspěvek byl od mladé účastnice - dr. Raguzové (Rusko).
16
1/1998
vzniku
hmotných
vznikla kulová hvězdokupa. Pokud jde o dlouhodobou stabilitu kulové hvězdokupy, zde se dostáváme k mnohem vážnějším problémům, neboť většina
výpočetních
algoritmů vede k tzv. gravotermální katas trofě. To znamená, že většina hvězd se kolapsem dostane do velmi malého objemu
a hvězdokupa není schopna dlouhodobé existence. Zde nabídl vhodný model dr. Pavel Kroupa z Heidelbergu. Jeho teorie stability je založena na oscilacích. V pod statě by mělo v kulové hvězdokupě docházet k oscilacím mezi orbitální energií dvojhvězd a kinetickou energií pulzací těchto hvězd okolo středu hvězdokupy. Tím také dochází k jakýmsi oscilacím poloměru kulové hvězdokupy. Právě tyto oscilace mezi orbitální energií dvojhvězd a energií kinetickou mohou vést k dlouhodobé sta bilitě a k zamezení gramtermální katas trofě. Velmi pěkná byla přednáška dr. Jurie Efremova (Rusko) o asociaci ve velkém Magelanově mračnu, která se nazývá Shaplyho konstelace číslo III. Jde o útvar mladých hvězd, které jsou velmi pravidelně geometricky rozmístěny v kruhu. Je samozřejmě složité vysvětlit způsob vzniku takovéto soustavy. Nabízí se však teorie, že šlo o srážku dvou hvězdokup, v jejímž důsledku došlo ke srážce dvou hvězd, které daly vzniknout černé díře. Právě takto vzniklá černá díra by mohla vytvořit tuto bizarní soustavu. Velká část příspěvků byla také věnová na Mléčné dráze. Zde j e možno zmínit přehled který podal dr. Otto Gerhard z Basileje. Ten ukázal, že naše Galaxie má podobně jako i mnohé jiné galaxie ve stře du příčku. Hlavní poloosa této příčky měří 3 kiloparseky a sklon hlavní poloosy směrem ke Slunci je 15 stupňů. Dokonce víme, jaká je rotační rychlost příčky - je to 70 km/s na kiloparsek. Na konferenci se objevila zajímavá korespondence tohoto poznatku s referátem dr. Ehlerové z Astronomického ústavu AV ČR, která mod elovala spektra neutrálního vodíku ve směru 60 stupňů, tj. ve směru který j e mimo střed naší galaxie. Tato spektra je možno správně vysvětlit za předpokladu, že existují spirální ramena, jejichž rotace okolo středu galaxie je zhruba poloviční, než je rotace příčky. To znamená, že tady existují dvě soustavy, které rotují okolo středu galaxie. Je to jednak příčka, která ovlivňuje kinematiku poblíž galaktického středu a potom spirální ramena, která ovlivňují hlavně kinematiku vnější galaxie.
Astrofyzika vysokých a velmi vysokých energií Program této sekce byl zaměřen přede vším na problémy výzkumu zábleskových zdrojů záření gama. Právě tohoto tématu se týkala plenární přednáška sira Martina Reese, která byla jedním ze zlatých hřebů celé konference. Byla zde shrnuta některá základní fakta týkající se záblesků gama, tj. izotropní rozložení, deficit slabých zdrojů, kratší doba záblesku u jasnějších zdrojů a konečně bylo zmíněno nalezení dvou optických protějšků zdrojů záblesků gama, přičemž tyto se nachází v kosmologických vzdálenostech. Jeden z nalezených zdrojů záblesků gama vykazuje červený posun větší než 0,8, a v druhém případě je to dokonce 3,4. Zářivý výkon těchto zábleskových zdrojů dosahuje v maximu 1045 W. Celková energie, která se tak vyzáří v jednom záblesku během jednoho vzplanutí je 1046 J. Jenom pro srovnání, u kvasarů se předpokládá, že jejich zářivé výkony se pohybují na rozmezí 1040 až 1041 W. Velkým úspěchem je, že se již podařilo stanovit orientační hodnotu čet nosti takového vzplanutí, která vychází 106 na galaxii za rok, jinými slovy v každé galaxii jednou za milion roků by mělo dojít k takovému vzplanutí včetně galaxie naší, což nezní právě příjemně. Díky výsledkům družice BeppoSAX bylo možno navrhnout model vzniku gama záblesků. Jako nejpravděpodobnější se jeví splynutí dvou neutronových hvězd za vzniku černé díry o hmotnosti od 2 do 5 hmotností Slunce. Takto vzniklá černá díra j e obklopena "neutronovým smetím" pozůstatkem srážky - s hmotností 0,1 hmot nosti Slunce. A právě procesy probíhající v tomto systému, v extréme silném magnet ickém poli - cca 1011 T, vedou k uvolnění onoho obrovského množství energie. V souladu s tímto modelem j e i pozorovaná doba dosvitu záblesků gama, neboť ta se pohybuje od několika desetin sekundy až po desítky sekund, což odpovídá době, za jakou se "neutronové smetí" zřítí do vzniklé černé díry.
pedagogicky, což nebývá zvykem. Orientovala se především na membránové paradigma, které ukazuje, že můžeme chá pat černou díru jako jakousi bublinu, která má na horizontu viskózní kapalinu, které náleží elektrický odpor. Tato představa umožňuje velmi snadno pochpit a počítat procesy s náboji probíhající v okolí černé díry, např. pohyb nabitých částic. V návaznosti na to zde byly studovány pro cesy související s magnetickými poli v okolí černé díry. Prof. Novikov v závěru ještě shrnul 10 kandidátů černých děr v naší galaxii. Zdroj Cygnus XI je sice na prvním místě, ale dneska již nepatří mezi nejhezčí, zdá se totiž, že nejlepší jsou ty, u kterých roentgenové záření z disku samotného nepřehluší primární záření. V souvislosti s tím je zajímavé studium galaktického cen tra, kde se dnes již dají určovat opravdové trajektorie hvězd kolem černé díry. To j e samozřejmě něco, čím se teoretikové již dlouho zabývají, ale možnost praktického ověření j e značně překvapivá. Další část byla věnována především numerické relativitě. Jde o výpočetně velmi náročnou oblast, proto se na počítačích simulují pouze poslední sekundy daných jevů. Jde především o splynutí černých děr,
Relativistická astrofyzika a kosmologie Přednáška prof. Novikova byla tak trochu udivující, neboť byla vedena velmi
• 1/1998
17
srážku dvou neutronových hvězd - což úzce souvisí s gama záblesky - po které vznikne černá díra. Bohužel větší použitelnosti těchto metod brání výkonost počítačů. Aby byly výsledky srovnatelné s experimentem, je třeba mít k dispozici počítače s terabajtovými pamětmi a výkony v řádu teraflopy (tj. 1012 operací za sekundu). Takové se zatím pouze vyvíjejí. Posledním velkým diskutovaným tématem byla detekce gravitačních vln. Přístrojových projektů j e ve výstavbě celá řada. První generace přístrojů by měla být schopna zachytit gravitační vlny především od silných zdrojů (např. splynutí černých děr či neutronových hvězd). Velmi pozoruhodným projektem je LISA (Laser Interferometric Space Anténa). Jde o pro jekt vskutku vesmírného měřítka, neboť by mělo jít o umístění tří satelitů do oblasti sluneční soustavy. Tato sestava by pak měla detegovat gravitační vlny od normálních dvojhvězd. Zda-li dojde k realisaci tohoto projektu není jisté. ESA jej přijala jako svůj prioritní projekt. Myšlenka LISA však vznikla v USA, kde bohužel z finančních důvodů ztroskotala. Pokud tedy ESA bude mít dostatek finančních prostředků, měl by být projekt v činnosti okolo roku 2015. Přístroje a velmi rozsáhlé projekty V oblasti velkých projektů shrnul dr. Huber současnou situaci Evropské kos mické agentury, ta jak známo se potýká s jistými finančními obtížemi, což se odrazí i na dnes plánovaných misích. Dr. M. Tarenghi referoval o projektu "Very Large Telescope" - Velmi velký teleskop. Jde o soustavu čtyř velkých teleskopů o průměru zrcadel 8,2 m, které jsou pevné, plus tří teleskopů pomocných o průměru zrcadla 1,2 m. Tyto teleskopy budou používat jak aktivní, tak adaptivní optiku. Aktivní optika j e ve svém principu zařízení, které umožňuje montáž hlavního zrcadla udělat řízenou počítačem a kom penzovat nepřesnosti zrcadla vzniklé při jeho výrobě nebo při j e h o umístění. Adaptivní optika, naopak působí na sekundární zrcadlo a koriguje jej. První z těchto čtyř velkých přístrojů by měl být v provozu v roce 1999. Jakmile budou všech ny přístroje v provozu, bude možno j e využívat v kombinacích, které umožní
18
1/1998
interferometrická pozorování. Dalším rozsáhlým projektem,
historie astronomie na universitách. Alena ten
a Pert Hadravovi promluvili o svých
tokráte v oblasti rádiového pozorování,
prvních překladech děl Křišťana z Prachatic a Jana Šindela. Georg Šupener z University
který zmínil dr. P. Shaver, j e "Large Southern Array", neboli Velká jižní řada. Jde o projekt, který vznikl v roce 1992 v Evropě, nicméně současně s ním vznikl projekt americký, označený zkratkou "MMA" (Milimmeter Array). Oba tyto pro jekty byly po jednání v loňském roce sjed noceny pod zkratkou "LSA MMA". Současný projekt je představován sous tavou 64 antén o průměru 12 m s celkovou plochou asi 7 000 metrů čtverečních s pozorovací frekvencí v rozmezí 30 - 900 gigahertzů, přičemž tato soustava bude umístěna ve výšce 5 000 m nad mořem. Cena tohoto projektu je odhadována na 400 mil. dolarů. Začátek stavby se předpokládá v roce 2001 a uvedení do provozu v roce 2005. Mladí astronomové, vyučování astronomie & zaměstnání Tuto sekci lze shrnout velmi krátce. Hlavní náplní byl referát o žalostném finan cování vědy v Rusku, kde j e situace skutečně katastrofální. Dále zazněli ještě české příspěvky, které se týkaly nového uspořádání informací na didakticky zpraco vaných webových stránkách (V. Karase, J. Holana). Samotné diskuse se účastnilo bohužel velmi málo lidí. Historie astronomie Vzhledem k tomu, že tato panelová diskuse probíhala, stejně jako předchozí, zároveň s řadou dalších, také na ní nebyla
v Lipsku (specializuje se na Jezuitskou astronomii u nás v Klementinu) hovořil o několika astronomech ze 17. století v době okolo Jana Marka Marci, kterého známe jako průkopníka spektroskopie, ale Georg Shupener zdůraznil, že již Teodor Boretus, kterého Marci opomíjí a standardní kniha "Historie exaktních věd v Českých zemích" ho také tak trochu odsuzuje, dělal stejné pokusy se sluneční spektrem v dírkové komoře jako Jan Marek Marci a dostal též podobné výsledky, ale ty jistě nevešly příliš ve známost. Referát o Ptolemaiově kata logu přednesl Jurij Efremov ze Štenbergova Institutu v Moskvě, kde na rozbor odchylek poloh hvězd v Ptolemaivě kata logu použili dnešní katalogy vlastních pohybů hvězd a zjistili, že se skutečně potvrzuje věc, která byla už dlouho známá, totiž, že Ptolemaios použil hodnoty od Hiparcha, pouze užil svou špatnou hodnotu precesní konstanty, aby přepočetl tehdejší polohy z let 170 př. n. 1. na polohu 137 n. 1., kdy sám žil a katalog sestavoval. O kontak tech našich astronomů v Evropě mluvila Alena Šolcova z ČVUT, zejména o prvním astronomickém kongresu, který uspořádal Von Zach právě před 200 lety. A nakonec 90 let observatoře v Bukurešti, které shrnu la paní doktorka Stadinski, která zároveň dělala reklamu pro Bukurešťskou hvězdár nu, která bude během úplného zatmění 11. srpna 1999 ležet přímo na středu pásu total ity a chystá se tam veliký nápor astronomů. Volně zpracováno
dle přehledových
před
příliš vysoká účast. Diskuse se týkala především slunečních zatmění v Evropě, kdy Suzanne Débarbatová zdůraznila, že
nášek přednesených koordinátory jenotlivých sekcí (jmenovitě: J. Bičák, J. Borovička, F. Farník, J. Grygar, P. Heinzel,
již v roce 1600 Kepler začal počítat, kudy bude procházet dráha totality po zemském povrchu. Byla to pionýrská práce apliko
R. Hudec, V. Karas, P. Kotrč, J. Kubát, A. Mészárosová, J. Palouš, M. Sidlichovský, M. Sole, J. Vondrák a M. Wolf) na 65.
vaná na zatmění v r. 1605. Doc. Šolc navázal na toto téma ve svém příspěvku o málo známé knize od Františka Ignáce
výroční schůzi ČAS. Autor děkuje všem členům redakčního okruhu (jmenovitě K. Hofbauerové, J. Kubánkovi a M.
Casiána Halašky - "Sluneční zatmění počí taná pro léta 1816 až 1860", kde jsou uve deny dnes již standardní mapy průběhů, to
Hrabákové), kteří se podíleli na získávání a zpracování podkladů.
vše však dříve, než Bessel přišel se svou metodou, která se dnes rutině používá pro výpočet dráhy zatmění. Dalším bodem byla
