O lt S A H U
vezdné lety — Výzva k pozor jvateliim slunečních skvrn — 177 — Co nového v astrem unii — Z lidových hvezdáren iloze v červenci
R a k eto p lá n ( S p a c e S h u ttle ) — k o sm ick y d o p ra v n í p r o s t ř e d e k b líz k é b u d o u c nosti. ( K e z p rá v ě na str. 10 5 .) — Na p rv n í str. o b á lk y je lidová h v ěz d á rn a v R im a v sk é S o bo tě. ( K e zp rá v ě na str. 1 0 8 .J
Říše hvězd
fío č . 59 ( 1 9 7 8 ) , č. 5
Pavel Andr le:
M E Z I H V Ě Z D N É LETY Snění o velkých věcech patří, jak se zdá, k lidské povaze v n e j různějších dobách. N ejvětší zveličování je však vždy v lidské fa n tazii. Dnes, když kosm ické lodi celkem spolehlivě lé ta jí kolem Země a na Měsíc (a autom aty dokonce k planetám ), sním e o mezihvězd ných letech — pochopitelně opět pomocí raket. K otázce, že po letech , kdy se fantazie realizují, bývá skutečnost zcela jiná, se ještě vrátím e na závěr článku. Teď v úvodu budeme před pokládat, že mezihvězdné spojení je možné, a že máme k dispozici hvězdolet schopný le tě t ry ch lostí blízkou rych losti světla c. Posádka je připravena ke startu a cílem je oblast vzdálená 6,1 parseků ve směru severního světového pólu. Hvězdolet máme schem aticky n ak res len na obr. 1. T ech nická a en erg etick á strán ka nás zatím nezajím á. Teď jsou pro nás důležitá tři okna, jim iž astronauté budou moci kdy koliv pozorovat oblohu. Protože cílem je oblast severního světového pólu, uvidí astronauté v severním okně severní polokouli, v jižním okně jižní polovinu oblohy a v postranním okně to bude právě napolovic. Zpočátku bude obloha stejn á , jako jsm e zvyklí ze Země. Jak však rych lost hvězdoletu poroste, budou se stávat mnohem výraznější n ě které úkazy, které jsou v pozem ských pom ěrech buď velm i malé, nebo dokonce principiálně nem ěřitelné. Všimneme si tří z nich: aberace, Dopplerova efektu a d ilatace času, jak se projeví ve vlastnostech zá ření hvězd a v životě astronautů. Aberace je přírodní úkaz, který všichni známe i z praxe. Své vzpo mínky na deštivé léto si osvěžíme pohledem na obr. 2: Když stojím e s deštníkem nad hlavou, neprší na nás (předpokládám e, že nefouká v ítr). Když však jdem e, musíme deštník sklo n it dopředu, a to tím víc, čím jdem e ry ch leji. A nalogická zákonitost platí i v optice, a proto že jsm e na pohybující se Zemi, musíme rovněž sklo n it dalekohled o určitý malý úhel ve směru pohybu (obr. 3 ). S růstem rych losti hvěz doletu se bude poloha hvězd čím dál tím více m ěnit a vznikne „kuriozní“ pohled, jaký je načrtnutý na obrázcích 4 —6. Víme už, že k rá t ce po startu bude V — O a v severním okně uvidí astronauté přesnč severní polokouli. Když např. ry ch lost dosáhne poloviny c , nezaujmou hvězdy severní polokoule celou polovinu nebeské sféry (ja k jsm e na to zv y klí), ale jen je jí část ohraničenou na m apce čárkovanou kruž nicí. Zrovna tak se h ran ice polokoulí v postranním okně zakřiví. Vů bec bude obecným jevem , že hustota hvězd se ve směru pohybu zvět šuje, kdežto v opačném směru dochází ke zředění. Dopplerův jev si objasním e na obr. 7. Hvězdolet se pohybuje ve smě-
letu. V š e c h n y o b rá zk y k res lil in g . P. P říhoda.
sucho *****
sucho
Obr. 2. A b e ra c e v b ě ž n é m
životě.
ru šipky. Proto pozorovateli vlevo připadají světelné signály z hvězdoletu m odřejší (dochází např. k modrému posuvu sp ektráln ích č a r ), pozorovateli vpravo se jeví červ enější než astronautovi, který obslu huje zdroj světla na hvězdoletu. Tutéž zákonitost bude pozorovat i druhý astronaut, který má za úkol sledovat oblohu. Když rych lost hvězdoletu dosáhne 90% rych losti světla, nebude už dlouho Polárka svítit tak, jak jsm e zvyklí, ale bude zdrojem rentgenového záření. Na proti tomu hvězdy z oblasti jižního pólu budou rádiovými zdroji. S lo žitější je otázka, u kterých hvězd budeme pozorovat modrý a u k terých rudý posuv. Při velmi velkých ry ch lostech bude mnohem méně hvězd s modrým posuvem než hvězd s rudým posuvem. Přitom nemám e na m ysli „deform aci“ oblohy způsobenou aberací, ale důsle dek relativ istick ý ch efektů, které se budou sklád at z Dopplerovým je vem. Světlo vyzařují atomy a atomy můžeme „při dobré vůli“ považo vat za hodiny. Při ry ch lostech blízkých c dojde ke značné d ilataci času, což se projeví ve zpožďování přírodních atom ových hodin. Po zorovateli na hvězdoletu se bude toto zpožďování jevit tak, že světlo vyzařované hvězdami bude červen ější, než by bylo, kdyby byl hvězdolet v klidu. Dopplerovské posuvy představují výraznější efek t, takže modrý posuv nikdy nevymizí. Pro náš hvězdolet to znam ená, že svět lo z oblasti jižního pólu bude při vysokých ry ch lostech ještě víc posu nuto do rádiové oblasti spektra, zatím co P olárka bude zdrojem m ěk čího rentgenového záření, než by byla bez rela tiv istick é d ilatace. S k lá dání Dopplerova efektu a dilatace času je právě příčinou, proč je ru dých posuvů mnohem víc než modrých (nesm ěšovat s rudým posu vem ve sp ektrech galaxií, který se n e jč a s tě ji vysvětluje rozpínáním vesm íru). Z obr. 8 je vidět, že pro m alé ry ch losti bude modrých a ru dých posuvů stejn ě. Jakm ile však rychlost poroste, bude se kužel, v němž pozorujem e modré posuvy, čím dál tím víc zužovat a např pro V = 0,99 c lze ukázat, že jeho vrcholový úhel (který byl zpočát^ ku 180°) bude jen asi 50°. D ilatace času způsobuje i relativní mládnutí astronautů. Podle teo rie relativity ubíhá astronautův čas pom aleji než na Zemi. Současně ale pozemský čas plyne pom aleji než na kosm ické lodi. Tato skuteč-
zd * “ ............................
*
V«c
V = 0,5c
V=0,9c
V= 0,99c
rudv,
*
imodrý V = 30 km/s
Iposuv
V lev o obr. 3. A b e r a c e p ři a stro n o m ic k ý c h p o zo ro v á n ích . V p ra vo obr. 8. R udý a m o d rý p o su v p ři rů z n ý c h ry c h lo s te c h .
nost je fyzikálně prověřená a není v rozporu s žádným fyzikálním zákonem , pokud se jedná o přím očarý rovnom ěrný pohyb. My však mluvíme o hvězdoletu, který musel své rych losti n ěja k dosáhnout, v hlubinách vesmíru se musel zastavit a vydat se na zpáteční cestu. Protože lze ukázat, že vliv zrych lení na chod času je tím výraz n ější, čím jsou obě tě le sa od sebe dál, nechám e v dalších úvahách stranou vliv startu a přistávání a všimneme si jen manévrů, které pro běhly v oblasti cíle mezihvězdného letu. Podstatné na celé věci je, že když hvězdolet brzdil a nabýval zpětné rych losti, nebyla vztažná soustava spojená s hvězdoletem ekvivalentní se soustavou spojenou se Zemí. Právě při tomto procesu dochází k astronautovu časovému zis ku. Celou tuto zákonitost si ukážem e je ště jednou na běžně uvádě ném příkladě (který má tu chvályhodnou vlastnost, že z odmocnin vycházejí racionální č ís la ). Stále předpokládám e, že cíl výpravy je ve vzdálenosti 6,1 pc, tj. 20 světelných roků. V poměrně k rátké době dosáhne hvězdolet ry ch losti 240 000 km/s a poletí touto ry ch lostí 25 pozem ských let. Během krátké doby hvězdolet zabrzdí, astronauté splní své vědecké úkoly a stejnou rychlostí se budou vracet domů. Pro jednoduchost nechám e zcela stranou k lasick é sklád ání ry ch lostí (k teré by rovněž bylo pří činou zajím avých efek tů ), kdy např. pozemský signál musí dohánět vzdalující se hvězdolet. Všim nem e si pouze relativ istick é dilatace času. Protože pro V = 240 000 km/s je odm ocnina z výrazu (1 — V2/ c 2) rovna 0,6, prohlásí pozorovatel na Zemi: Za pozem ských 50 let uběhlo na rak etě 30 let (0,6.50). Astronaut bude tvrdit: Byl jsem na cestě 30 let (nep řekro čil ry ch lost světla, protože došlo ke k on trakci délek) a za tu dobu by uplynulo na Zemi 18 le t, kdyby . . . Ve slůvku kdyby se skrývá brzdění a zpětný start v hlubinách kosm ického prostoru. Pozemšťan řekne, že proces brzdění ve vzdáleném vesmíru nemůže ovlivnit procesy na Zemi. Totéž řekn e třeba i astronaut a při chodu motorů opravdu nebude pozorovat nic neobvyklého. Za několik let, kdy už hvězdolet dávno letí konstantní ry chlostí, budou astronauté
V-0,5c
V-0,9c
Obr. 4. Z m ěn y p o z o ro v a n é v s e v e r n ím o k n ě p ři vzrů stu ry ch lo sti.
V-0
V-0,5 c
Obr.
V=0,9c
5. Z m ěn y p o z o ro v a n é v p o stra n n ím o k n ě .
V -0
Obr. 6. Z m ěn y p o zo ro v a n é v jižn ím o k n ě.
chytat signály ze Země, které byly vyslány v době brzděním hvězdoletu. V té době astronaut zjistí, že čas na Zemi začal ubíhat závratně rychle, a že za poměrně krátkou dobu práce motorů uběhlo na Zemi 32 let. Jaká tedy bude bilance po návratu: Podle pozemšťana: Na Zemi 50 let. — Na hvězdoletu 30 let. Podle astronauta: Na hvězdoletu 30 let. — Na Zemi 18 + 32 = 50 let. Oba tedy dospěli k podivuhodně stejným závěrům. Přitom astronaut, který se vrátil, byl o 20 let m ladší než jeho stejn ě narozený bratr. Je to však, psychologicky vzato, zisk? Nikomu se přece život n e
prodloužil. Astronaut prožil 30 let, jeho bratr 50 let. Mít radost z toho, že přátelé zemřou dřív, nep atří mezi názory slušných lidí a tak je diný astronautův velký zisk bude v tom, že za svůj život zažije víc objevů a nových poznatků a vůbec bude moci sledovat časově delší úsek rozvoje lidské společnosti. Dvacet let však není příliš dlouhá do ba. Nechrne proto astronauty le tě t do větší vzdálenosti a ry ch leji. Kdyby např. mezihvězdná výprava le tě la rychlostí 298 000 km/s do vzdálenosti 50 pc, uplynulo by na hvězdoletu n ecelých 40 let a na Zemi tém ěř 350 let. Astronauté by se vrátili a nen alezli by na Zemi nikoho, kdo se s nimi loučil (obrazně řečen o : ú častník bitvy na Bílé hoře by se mohl projet pražským m etrem ). V takovém to případě by nutně musely vzniknout psychologické stresy — snad ja k á si horší obdoba osudu E. Marty z Čapkovy Věc Makropulos. Až dosud jsm e brali mezihvězdné lety jako předpoklad našich úvah. Byla to pro nás příležitost zm ínit se o krásné podívané, které by astronauté byli svědky, a možnost k úvahám o pozoruhodných důsled cích teorie relativity. Než by se však takový let mohl uskutečnit, bylo by třeba vyřešit mnoho problémů — zejm éna z a jistit zdroje energie a bezpečnost astronautů. Největším problémem, z něhož ostatní potíže vícem éně vyplývají, jsou vzdálenosti. Dnešní kosm ické sondy dosahují rych lostí, jim iž pro létnou dnes známou částí sluneční soustavy za n ěkolik desítek let. Vzdálenost Pluta bychom však m useli znásobit tém ěř 7000, abychom dospěli k nejbližším u hvězdnému sousedu Slunce. Vzniká proto otázka, jak zkrátit dobu letu, která v dnešní době trvá (pro n ejbližší hvězdy) m ilióny let. Jako prvé a zatím snad jediné řešení se nabízí zvyšo vání rychlosti, které je ,, jak jsm e poznali, užitečné i z hlediska č a sového zisku. Z teorie relativity však rovněž vyplývá, že rychlost svět la je horní hranicí pro pohyb všech objektů s nenulovou klidovou hm otností a i kdybychom n echali hvězdolet urychlovat jakkoliv dlou ho, rych losti světla bychom nedosáhli. Urychlování těles ve vesmíru je však velmi drahá záležitost. Rovnice, kterou odvodili M eščerskij a Ciolkovskij, je velmi jednoduchá, ale i velmi krutá. Říká nám, že rychlost, kterou rak eta dosáhne, dostanem e, znásobím e-li výtokovou rych lost přirozeným logaritm em poměru p očáteční a konečné hm ot nosti. Logaritm ická funkce je však „neobyčejně fád n í“. Přirozený lo garitm us poměru hm otností n ejv ětších a nejm enších objektů (ja k é ve vesmíru znám e) by byl m enší než 1000. Zvýšení výtokové rychlosti je proto jediná dnes známá m ožnost, jak urychlit raketu na ry ch lost, která by z hled iska mezihvězdných letů „stála za ře č “. Jako m axim alistický požadavek vznikla idea fotonové rakety, kde se vý tokové rych lost rovná ry ch losti světla c. Aby však byl fotonový motor účinný, musel by pracovat s vysokými energiem i. Proto by musel být od hvězdoletu značně izolován, což by opět zvýšilo váhu celého za řízení. Hvězdolet by však nebylo třeba ch ránit jen před vlastním motorem. Při rych lostech srovnatelných s c by pro hvězdolet bylo nep řátelské celé vesm írné okolí. Nezáleží přece na tom, pohybuje-li se hvězdolet vůči svému okolí nebo mezihvězdná hm ota vůči hvězdoletu. Proto by atomy vodíku (který ch je v mezihvězdném prostoru stěží milión na
modrý posuv
I
rudý .posuv
Obr. 7. O ptick y D o p p lerů v Jev.
m etr krychlový) neustále narážely na čeln í stěnu hvězdoletu ry ch lo st mi mnoha desítek tisíc kilom etrů za sekundu. Vzpomeňme si nyní na školní léta — konkrétně na obrázek rentgenové lampy. V důsledku procesu, při němž elektrony urychlené na značné ry ch losti dopadají na destičku, kde jsou zbrzděny, vznikají v rentgenové lam pě paprs ky X. V čelní stěně hvězdoletu bude rovněž vznikat rentgenové nebo spíše gama záření velmi vysokých energií, ve srovnání s nímž jsou hloubkové rentgeny nevinnou záležitostí. Před tím to zářením bude třeba astronauty chránit, což vede k dalšímu zvýšení váhy hvězdo letu. Navíc budou tyto čá stice (většinou elektrony a protony) p říči nou trvalé koroze povrchu hvězdoletu, která při dlouhodobých letech rozhodně nebude malým problémem. le ště větší nebezpečí bude znam enat kosm ický prach. Jeho zrnka vážící většinou nepatrné zlomky gramu se při ry ch lostech sro v n atel ných s c změní ve výbušninu, která by mohla hvězdolet trvale po škozovat a po čase zničit. Lze ukázat, že zrnko vážící tisícinu gramu by při uvažovaných ry ch lostech vytvořilo takové množství tepla, že by se vypařilo několik tun železa. Bude tedy kosm ická loď vysta vena trvalém u „nahlodávání“ od jednotlivých čá stic a občasným v ět ším či menším otřesům od větších či m enších zrnek prachu. M ateriá ly, které by takové zatížení snesly, jsou buď nerealizovateln é, nebo hudbou velmi vzdálené budoucnosti. Je zde však je ště jedna m ožnost: Prostor před hvězdoletem „zam ésť*. K tomu, aby čá stice a zrnka prachu před hvězdoletem „uhnuly", by bylo třeba velmi silných polí s a h a jí cích do značných vzdáleností. Takový proces by byl p rincipiálně mož ný, ale vyžadoval by velké množství energie. E nergie by byla snad nejvážnějším problémem při realiz a ci m ezi hvězdných letů. Numerické odhady ukázaly, že k tomu, abychom n e realistick y lehkém u hvězdoletu s hm otností 1 tuna udělili rych lost 0,8 c, bylo by zapotřebí energie, která se na celém světě vyprodukuje za několik m ěsíců. Při požadavku, aby se takový hvězdolet vrátil, bu de třeba 200krát víc energie. S takovou kosm ickou lodí by asi dnes nikdo n eletěl ani k M ěsíci a navíc je třeba hvězdolet ch ránit před sm rtelným i nebezpečím i, o nichž jsm e mluvili výše. K uskutečnění mezihvězdného letu s reálnou nad ějí na úspěch by (při zvládnutí te ch nických problémů) bylo zapotřebí energie ro vn ající se celosvětové pro dukci za mnoho let.
•
É
Je zde však jedna sk utečnost, k terá se v historii podivuhodně přes ně vyplňuje: R ealita bývá zcela jin á než nejod vážnější snění. Kon struktéři m ěsíčních lodí přece nevycházeli z Věrna, Cyrana nebo z báje o Ikarovi. Každá dlouhodobá předpověď mívá velkou a většinou neodstranitelnou vadu: Vychází z toho, co je jí autor věděl, když před povídal. Protože danému autorovi bylo jasn é, že jde o snění, dodal svému snu na věrohodnosti tím, že se uchýlil ke gigantom ánii (Verne potřeboval k letu na M ěsíc obrovské dělo, my dnes sním e o fa n ta stic ky výkonných ra k e tá ch ). Na Měsíc však lidé nebyli vystřeleni, ale dostali se tam pomocí raket. Ke hvězdám zřejm ě lidé nepoletí pomocí tém ěř ničeho z dnešní techniky, ale . . . Autor tohoto článku se zřejm ě nedožije dokončení minulé věty. Ale přece: E xistují te retick é po znatky (využívané h ojně v scien ce fic tio n ), které by snad mohly mezihvězdné spojení usnadnit. Jsou to např. n ěk teré vlastnosti prosto ročasu kolem ro tu jících černých děr. Zatím však nemám e k dispozici ani základní n ástroj (černou díru) a tím méně jsou experim entálně ověřené je jí vlastnosti. Proto skončím e člán ek s tím, že z hlediska dnešní techniky (i když ji patřičně zveličím e) jsou mezihvězdné lety s lidskou posádkou n eu sku tečnitelné. Do různých futuristických sp e kulací se pouštět nebudeme, protože nahrazovat realistick ou fantazii fan tastickou fantazií nebylo účelem tohoto článku. Ladislav Křivský:
VÝZVA K P O Z O R O V A T E L Ů M S L U N E Č N Í C H SKVRN Pozorování slunečních skvrn má v Československu bohatou tradici. Pozorováním a zakreslováním skvrn se věnovali u nás význační astro nomové, i zaklad atel genetiky J. G. Mendel (1822— 1884) a mnoho dal ších významných osobností. Rada pozorovatelů po desítky let přispí vala vlastním i pozorováními a určovala relativn í číslo skvrn pro m ezi národní ústředí v Curychu. V posledních asi 20 letech se zjistilo , že skutečn á aktiv ita Slunce, m ající vliv na m eziplanetární prostor a na děje v zem ské m agnetosféře a vysoké atm osféře, n ení určována množstvím slun ečn ích skvrn a často neodpovídá stavu a průběhu relativního čísla. N ejm ohutnější mi aktivním i projevy sluneční čin n o sti bývají velké sluneční erupce spojené s výrony energie ve form ě fotonů, nárazových vln i čá stic; nárazové vlny a částice o různých ry ch lostech se pak šíří od Slunce do prostoru. Erupce, které lze pozorovat kupř. chrom osférickým filtrem ve vodíkové čáře H -alfa, jsou n estejn ě veliké a jasn é, jsou různých typů a fyzikáln ích v lastn o stí; erupce podle své m ohutnosti ovlivňují em isem i v rentgenovém a ultrafialovém oboru ionosféru a tím naru šují příjem krátkých rádiových vln, n ěk teré typy erupcí em itují čá s tice kosm ického a subkosm ického záření, n ěk teré generují výron obla ků plasmy a m agnetohydrodynam ické nárazové vlny, s kterým i se s tře távají planety i naše Země a zde vyvolávají geom agnetické bouře.
Všechny tyto erupční jevy jsou doprovázeny různými typy rádiových em isí, které jsou registrovány radioteleskopy, a z kterých lze usuzo vat, jaký výron byl generován, a kterou poruchu lze na Zemi očekávat. Sluneční činnost je i sledována trvale řadou vědeckých družic. Zdálo by se, že pozorování slunečních skvrn (zakreslování nebo fo to g rafo vání) v dnešní době je čistě am atérským koníčkem , bez možného vy užití ve vědecké aplikaci. Nemusí tomu tak být a ke zdůvodnění to hoto názoru dovolte mi krátké vysvětlení. V posledních dvaceti letech se ukázalo, že určitý vývoj a konfigu race aktivní oblasti, která se projeví i v uspořádání skvrn ve sku pině, nebo výskytem další skupiny v blízkosti, má podstatný vliv na vznik erupcí a to i takových typů, které vyvolávají ve sféře Země řadu poruch. K tomuto poznatku přispěly prioritním způsobem n ásled ující práce: (1) Práce francouzské skupiny autorů Y. Avignon, C. Caroubalos, M. J. M artres, M. Piek (1964, 1965). Tato skupina zjistila , že vznik mohutných erupcí s geoaktivním účinkem podmiňuje přibližování a slévání velkých skvrn ve skupině a stanovila em pirické vzorce pro očekávání vzniku takových erupcí. (2) Řada prací A. Antalové (první z r. 1967), ve kterých stanovila typy skupin skvrn, v nichž s určitou velkou pravděpodobností vzni k a jí erupce s výronem plazmového oblaku. (3) Práce L. Křivského a V. Obridka (1969), v které byla zkoumána významná role tzv. satelitn ích skupin skvrn pro výskyt protonových erupcí v hlavní skupině. Je pochopitelné, že sluneční m agnetická pole a je jic h konfigurace a pohyby sluneční plazmy v těchto polích podmiňují jakýkoliv typ sluneční aktivity, tedy i vznik a vývoj slun ečn ích skvrn a pochopi telně i erupční aktivitu. Sledování těchto param etrů sluneční zm agne tizované plazmy by umožňovalo i dokonalou předpověď erupční čin nosti. Bohužel nemám e k dispozici vzhledem k počasí i z jiných dů vodů každý den taková m ěření, a proto soustavná předpověď na zá kladě nejm od ernější techniky je zatím nemožná. Použili jsm e slovo „předpověď 4, k vůli kterém u se vlastně na pozo rovatele fotosféry, slunečních skvrn, obracím . Před většinou přírodo vědeckých i společen ských vědních oborů sto jí „prognoza“ jako p rak tick á aplikace, k terá jednak ověřuje stav vědeckého poznání procesů a jednak je výrazem organizační schopnosti tuto prognozu zajišťovat a publikovat. Předpovědi nedělá dávno již jen m eteorologie, mohli by chom jm enovat řadu oborů z biologických i jiných věd, kde form ulo vání prognoz na n ejrů zn ější časové úseky je dnes nezbytností. Prognozy sluneční čin nosti na časové úseky od n ěk o lika dnů do n ěkolika týdnů vydává dnes již řada států a zdá se, že první takové služby byly založeny v době druhé světové války, kdy sloužily pro předpověď stavu ionosféry a šířen í rádiových vln. U nás v Českoslo vensku se dosud předpovědi form ulovaly jen ojed in ěle, obvykle při očekávání velkých geom agnetických poruch nebo polárních září, a to na základě vlastních vědeckých poznatků a pozorování. První sy ste m atičtější vydávání slunečních „alertů “ z Ondřejova bylo u sku tečn ě no přechodně v době československé ú časti při Sovětské an tarktick é
t
expedici v letech 1963—1964; tehdy byly naše „ a le rty “ nepravidelně podle situace posílány do Moskvy a odtud vysílány pro Antarktidu. Od počátku letošního roku jsou předávány n eo ficiáln í prognózy slu neční činnosti (na týden) našim radioam atérům . Abychom mohli zlepšit tuto předpovědní službu (o kterou by byl zájem i v jiných oborech praxe i vědy), je nutno mít na jednom m ístě přehled o sluneční čin nosti tentýž den, nebo nejpozd ěji z předešlého dne. Sluneční činnost se dá sledovat i neoptickým i prostředky (n ezá visle na p o časí), a to radioteleskopy, registracem i ion osférických efe k tů (kupř. pomocí atm osferiků, je jic h ž reg istrace se d ěje na řadě vě deckých ústavů, ale i na lidových hvězdárnách) a v m ístě soustře ďování takovéto údaje jsou k dispozici. Ukazuje se však, a zdůvodnili jsm e to již výše, že fo to sfé rick á situace je jedním z východisek pro form ulování předpovědi. Bohužel přehled o foto sférick é situaci (o skvrnách) není mnohdy i po řadu dnů vzhledem k počasí po ruce. Bylo by možno, aby erudovaní sluneční pozorovatelé (am atéři) a p ra covníci lidových hvězdáren se zam ěřením na pozorování Slunce tentýž den odpoledne (do odchodu pošty) zaslali složený papír s kresbou Slunce nebo vyvolaný negativ v obyčejné obálce formátu 1 6 X 1 1 cm s označením „expres“ na adresu autora této výzvy? (Astronom ický ústav ČSAV, 251 65 Ondřejov.) Pro vydávání předpovědí u nás je možná i druhá cesta, „úřednick á “. Bylo by možno přebírat m ezinárodní předpovědi vysílané rádiem nebo předávané dálnopisnou sítí (tzv. ursigram y) a tyto předávat v kodované či dekodované form ě patřičným zájem cům . Autor této výzvy se domnívá (a má pro to řadu argum entů), že nejsm e na tom tak špatně, abychom nem ohli přistoupit k pokusnému zorganizování před povědní služby na základě vlastn ích pozorování a aplikací vlastních vědeckých poznatků. Uvedu příklad velmi m arkantní (z mnoha dal ších ), který vzbudil před časem pozornost i světového tisku: V letech M ezinárodního geofyzikálního roku (1957—1958) byla vydána na zá kladě přímých i nepřím ých sledování sluneční činnosti na observatoři v Ondřejově předpověď na výskyt intenzivních poruch slunečního pů vodu a tato předpověď byla zaslána pravidelným dálnopisným sp o je ním do m ezinárodního cen tra v zahraničí. Žádný takový obdobný „ a le rt“ nebyl navržen ani jednou observatoří ze světové sítě teh d ej ších astronom ických a g eofyzikálních observatoří, a proto n e byl zahrnut do celosvětové předpovědi sestavované v zahraničních centrech. „Světová“ předpověď byla tehdy sestavována na základě počtu a opodstatněnosti obdobných návrhů a „jed en “ návrh na alert nebyl brán vůbec v úvahu. Podle zpráv ze zahraničního tisku, které jsm e dostali se zpožděním, byly v n ásled u jících dnech pozorovány mo hutné a rozsáhlé polární záře, doprovázené geom agnetickým i bouře mi. Polární záře byly pozorovány dokonce v m alých geografických šíř kách v oblasti Středozem ního moře, a tyto jevy byly vesměs označo vány za nejm ohutnější vůbec v průběhu let celé akce MGR; mnohé zprávy přímo uváděly, že tyto jevy byly očekávány pouze česk o slo venskou předpovědí. Cestou této výzvy prosím zájem ce o výše uvedenou službu z řad pozorovatelů Slunce, aby oznám ili, zda jsou ochotni příležitostně nebo
soustavně (podle počasí) ú častnit se této akce. Tato akce by mohla zdůvodnit důležitost am atérského pozorování Slunce i dnes, kdy v dneš ní době m oderních přístrojů na výzkum Slunce pro ryze vědecké účely může být považováno pozorování fotosféry bez takovéhoto využití pou ze za osobní sebeuspokojení, bez nad ěje k přispění k seriozní sp o le čensky potřebné problem atice. Ohrada poštovného soukromým pozorovatelům by byla zaručena. Li dové hvězdárny by pak pomohly touto jednoduchou službou i v lastn í mu postavení v poměru k nadřízeným orgánům i vzhledem k vlastní obci vážnějších zájem ců o astronom ii. Tato akce by byla též jednou z odpovědí na časté otázky, které byly kladeny již před lety autorovi výzvy z řad zkušených am atérských pracovníků, zda-li dnešní am atérská práce může aspoň čá stečn ě přispět astronom ii na vědecké úrovni, jako tomu bývalo ještě před poslední válkou. Ú častn íci sluneční prognozní služby budou zváni na sem ináře o slu neční problem atice pořádané v Praze, v Opici a na Slovensku, a bude jim zdarma poskytována literatu ra, tý k a jící se problem atiky prognóz sluneční aktivity. Jiří Gr yga r:
ŽEŇ O B J E V Ů 1977* R á d io v ý ch p u lsa rů , které jsou zkoumány již deset let, je dnes zn á mo na 150. V ětšina pulsních period se soustřeď uje do intervalu 0,5 až 1,0 s. Odhaduje se, že celkový počet pulsarů v G alaxii je asi 250 000, a že jeden pulsar vzniká v průměru za 18 let. To je však podstatně vyšší frekvence, než četn ost výbuchu supernov (3 za sto le tí). U 12 pulsarů se podařilo zm ěřit je jic h vlastní pohyby. Jelikož vzdálenosti pulsarů známe z m ěření rádiové disperze signálů, můžeme odtud u rčit lin eárn í rychlosti, pohybující se od 85 do 500 km s '1. To znam ená, že prostorové rych losti pulsarů mohou ve sk utečnosti dosáhnout až 1000 km s'1, a není n ijak snadné tak vysoké rych losti objasnit. Únik ze dvojhvězdy při explozi supernovy nemůže dát pulsaru tak vysokou rychlost. Proto se dnes uvažuje o asym etrické explozi supernovy jako o nejpravděpodobnějším vysvětlení. Pomocí 3,9m anglo-australského teleskopu se loni zdařilo opticky identifikovat pulsar v souhvězdí P lachet, PSR 0835-45, jenž má třetí n ejk ratší známou pulsní periodu 0,089 s, takže zřejm ě patří k velmi mladým pulsarům. Podle P. T. W allace aj. je optický puls dvojitý a předchází mu m enší puls, jenž nastává o 0,022 s před hlavním pulsem. Pulsar je totožný s hvězdou 24,2 vizuální hvězdné velikosti, kterou v r. 1975 fotografoval Lasker. Naproti tomu se opticky nezdařilo iden tifikovat binární pulsar PSR 1913 + 16. Pulsar je opticky slabší než 26,2m. -i tí, Radioastronom ové zaznam enali v loňském roce další in te r s te lá r n í m o le k u ly , a to metylamin-D (CH3NHD), radikál C3N, keten (H2C = C = 0 ) , * Pokračování z č. 3 (str. 41) a č. 4 (str. 71).
nitroxyl (HNOJ, m etan (CH4) a dosud n ejtěžší molekulu HC7N (a to mová váha 99) — všechny m ají čáry v pásmu m ilim etrových vln. V infračerveném oboru byly nalezeny čáry acetylénu C2H2. Počet iden tifikovaných m olekul a radikálů se tak blíží padesáti. Revizím se nevyhnuly ani tak fundam entální hodnoty jako rozměry a hm otnost naší G ala x ie. Především byla znovu překalibrována v z d á le n o s t H yád, hvězdokupy, jež je nulovým bodem všech škál vzdále ností ve vesmíru. Podle dvou nezávislých m ěření je vzdálenost této hvězdokupy (43,5=4) pc. R otační ry ch lost Galaxie v okolí Slunce je vyšší než se dosud uvádělo, a čin í (294± 42) km s-1. Tomu odpovídá oběžná perioda 210 miliónů let. Hmotnost Galaxie rovněž ze dvou n e závislých určení vychází na 4,4 X 1 0 11 Mq . Průměrné m angetické pole Galaxie je řádu 0,1 nT. Sousední g alaxie M 31 v Andromedě má hm ot nost 3 ,5 X 1 0 11 Mo a ce lá hyp ergalaxie (m ístní soustava) má podle J. E jn a sta aj. hm otnost (1,2=^0,5) X 1 0 12 Mq . K u lov á h v ě z d o k u p a NGC 5694 v souhvězdí Hydry se skoro u rčitě po hybuje po hyperbolické dráze vůči jádru Galaxie. Je jí ry ch lost 273 km s -1 je o 80 km s 1 vyšší než úniková rychlost ve vzdálenosti 26 kpc od cen tra Galaxie. Tuto vzdálenost se podařilo u rčit na základě studia hvězdokupy pomocí 4m reflek toru observatoře CTIO v Chile. Jelikož je vysoce nepravděpodobné, že by norm ální kulová hvězdokupa mohla vzniknout v in terg alak tick ém prostoru, patřila tato kulová hvězdokupa patrně k soustavě M agellanových m račen, a odtud unikla při těsném přiblížení M račen k naší Galaxii. Jako obvykle bylo i loni věnováno velké množství prací n e s t a c io n árn ím a k o m p a k tn ím g a la x iím , ra d io g a la x iím a k v a sa rů m . A. Solinger aj. vyslovili pochybnosti o výbuchu v nepravidelné g alaxii M 82. Tvrdí, že před miliardou let vstoupila galaxie M 82 do skupiny g a laxií kolem M 81 a sráží se tam s mezihvězdným prachem . R. G. Kron aj. n ašli pomocí M ayallova 4m teleskopu vzdálenou ku p u g a la x ií ozna čenou 1305 + 2952. Zdánlivá fo to g rafick á hvězdná velikost kupy je 21m a je jí rudý posuv je novým rekordem , neboť dosahuje z = 0 ,9 47 . Problém ru d ý ch posu vů p ro k v a s a r y se dále kom plikuje, neboť po dle G. Dishona a T. A. W ebera může tento posuv tvořit jed nak r a diální a jednak transversální složka. V extrém ním případě může n a příklad proslulý kvasar 3C-279 být až p atn áctk rát blíž, než vyplývá z k lasick é interp retace. Také kvasar 3C-273 by m ísto 950 Mpc byl pak vzdálen pouhých 67 Mpc. To jsou ovšem extrém ní hodnoty. R eál né případy jsou uvnitř uvedených intervalů vzdálenosti; nicm éně i tak se dá aspoň zčásti vyšeřit problém nadsvětelných ry ch lostí expanze kvasarů. Jiné vysvětlení, založené na průběhu rázové vlny po explozi v jádře kvasaru, navrhli W. A. C hristiansen a J. S. Scott. Ukazují, že pak n a venek pozorujeme fiktivní nadsvětelné rych losti expanze, jež mohou až patnáctinásobně převýšit rych lost světla. V je jic h modelu se však musí rych lost během zhruba desíti let postupně snížit na podsvětelnou. Během několika málo let si proto budeme m oci snadno ověřit, zda v objektech, jako je 3C-279 nebo 3C-120, expanzní ry ch losti sku tečn ě k lesají. V elice se obávám, že žádný pokles nenam ěřím e, a tak zase jeden model poputuje do astrofy zik álních sklepení, kde se sk la
duje i jin é haraburdí jako Maršový kanály a 40 % argonu v jeho atm o sféře, Weberovy gravitační vlny, hluboké nánosy prachu z povrchu M ěsíce, černá díra z dvojhvězdy p Lyrae a stacio n árn í vesmír. Možná, že právě modelu stacionárn ího vesmíru bych se nem ěl příliš posmívat, ne snad proto, že se přece jen ještě ukáže, že tento model je dobře, ale spíše proto, že naše soudobé kosm ologické modely n e jsou o nic lepší. V září 1976 konalo se v Paříži kolokvium s názvem „Rudý posuv a expanze vesm íru", jehož publikované výsledky nazn a čují, že současná kosm ologie prodělává krizi. (Ledažeby jednání ko lokvia ovlivnila okolnost, že zasedání probíhala v budově poblíž psy ch iatrick é kliniky, jak na to upozornil G. Burbidge.) S tá le není totiž jasno ani v tak fundam entální otázce, jako je velikost H u bblov y k o n stan ty . Sandage a Tammann h ájí hodnotu Ho v rozmezí 50— 60 km s 1 M p c1, kdežto řada jiných autorů by rad ěji dala přednost hodnotě Ho = (8 0 —90). Konečně „bezvěrci“ jako H. Arp a J. C. Pecker tvrdí, že žádná expanze vesmíru neexistuje. K nim se do jisté míry připo ju je H. Alfvén, jenž prohlásil, že velký třesk je mýtus, jenž bude mít jednou čestn é m ísto v kolumbáriu, kde už jsou indické, čín ské, b a bylónské a jin é mýty o stvoření světa. Prof. Pecker však na to n a m ítá, že si mnoho nepomůžeme, když místo velkého třesku zavedeme n ějak ý nový mýtus. Jediným pozitivním experim entálním výsledkem je nezávislé potvr zení pozorování o a n iz o tro p ii r e l ik t o v é h o zá řen í. G. F. Smoot aj. z jis tili na základě radiom etrických m ěření vykonaných na palubě letadla U-2, že se Země pohybuje vůči poli reliktového záření rych lostí (390=^=60) km s*1 ve směru « = 11,0h a $ = + 6 °. Corey a W ilkinson na základě pozemních pozorování n ašli sm ěr a = 10,4h a 6 = — 18°. N ěkolik prací bylo věnováno ústřednímu problému g e o m e t r ic k é h o c h a r a k te r u v esm íru : je vesm ír uzavřený nebo otevřený? O vratkosti n ašich argumentů svědčí z ajisté okolnost, že ještě předloni se zdálo skoro jisté, že vesmír je otevřený, hyperbolický. Loni však Davidsen aj. u rčili d eceleračn í param etr qo = + 1 a čín ští astronom ové Fang Li-Ži aj. dokonce qo = + 1 ,4 . Podle J. C. Tartera je hm ota ch y b ějící k uzavření vesmíru obsažena v tělesech o hm otnosti 0,08 až 0,001 M o . Řadí k nim tzv. hnědé trpaslíky, pidihvězdy a obří planety. R ent genová pozorování horského m ezigalaktického plynu dále nasvědčují tomu, že hm otnost plynu v nadkupách g alaxií je až o řád větší než hm otnost sam otných galaxií. Tyto efekty by ve svém souhrnu měly sta čit k tomu, aby hustota hmoty ve vesmíru byla vyšší než k ritická, a vesm ír by se tedy po něk olika desítkách m iliard let počal opět smršťovat do další singularity. Jestliže je vesm ír přece jen otevřený, pak se jeví jeho v z d á len á b u d o u cn o st jako n ejú žasnější fyzikální dobrodružství, jak na to upozor nil J. N. Islám . Autor vyšel z Hawkingova poznatku o tom, že každá černá díra vyzařuje, a to nepřímo úměrně třetí m ocnině své hm ot nosti. Je-li hm otnost M černé díry vyjádřena v jed notkách hmoty Slunce, pak je jí životní doba t v letech je dána vztahem t = = 2.1065 M3. Během 1011 let se bude každá galaxie sklád at jednak z vychladlých bílých trpaslíků (černých trp aslík ů ), z neutronových hvězd, černých
děr a chladných pevných těles. Tato tělesa budou při oběhu kolem jádra g alaxie vyzařovat g ravitační vlny, a to způsobí, že se během 1029 let všechna zhroutí do m asívní černé díry o hm otnosti řádu 1011 M q . Schw arzschildův poloměr této obří černé díry bude asi 0,01 pc. Podobný osud postihne během 1031 let také kupy galaxií, jež úhrnem vytvoří osam ělé černé díry o hm otnosti 1015 M q a poloměru 102 parseků. Mezitím bude plynule k lesat teplota reliktového záření, takže po čase budou tyto masívní černé díry ztrácet více záření Hawkingovým procesem , než kolik ho získ ají absorpcí reliktového záření. Islám od haduje, že během závratně dlouhé doby 10106 let se masívní černé díry zcela vypaří a vytvoří znovu gravitačn ě vázané systém y, tvořené hvěz dami a planetam i. Z hvězd vznikne další gen erace černých trp aslí ků, neutronových hvězd a m alých černých děr. Podle F. J. Dysona je však všechna hmota radioaktivní, takže v ní dochází k uvolňování energie při slučování atomových jader. Tento sam ozřejm ě velmi po malý proces způsobí, že veškerá látka se postupně změní v jádra že leza, a to asi za 10r,o° let. Černí trp aslíci se během nesm írně dlouhé doby 1 0 1077 let změní v neutronové hvězdy díky tunelovému jevu v ato~ mových jádrech. Zhruba stejn ě dlouho pak bude trvat této nové g e n eraci neutronových hvězd, než se tunelováním změní v černé díry „třetí g en erace“. Zhruba 1066 let postačí k vypaření těchto černých děr Hawkingovým procesem . Budoucí vesm ír se pak bude sklád at pou ze z volných protonů, elektronů, fotonů a neutrin . . . Islamův výpočet je sam ozřejm ě velmi schem atický a založený na fyzikálních předpokladech, jež v tak nesm írných m ěřítkách času n e musí být splněny. N aznačuje však možnou cestu budoucího vývoje vesmíru po dobu, jež lze pro všechny p raktické účely označit za bez m ála nekonečnou. Vždyť jen k zapsání všech nul čísla 1010?7 bychom za předpokladu, že pro každou nulu nám stačí jedna elem entární č á s tice, potřebovali — veškerou hmotu vesmíru do vzdálenosti 500 megaparseků! Je snad sam ozřejm é, že všechny předešlé úvahy jsou vyvozovány z platnosti o b e c n é t e o r ie rela tiv ity . Proto neustávají pokusy o co n e j přesnější ověřování teorie, a to především astronom ickým i pozorová ními. Z radarových m ěření je dnes gravitační zpom alení rychlosti fy zikálních dějů ověřeno už na 1 % . Nezávislost gravitační konstanty na čase za poslední půl m iliardy roků je zaručena s přesností ( —0,5± 2) X X 1 0 11, ačkoliv m ěření polohy M ěsíce připouští pokles ( — 5,1± 3,0) X X 1 0 11 za rok. Podstatné zpřesnění ověřu jících experim entů lze o ček á vat od plánovaných družic s atomovými hodinami na palubě, jež by měly být vypuštěny v dohledné době. Přes velké úspěchy družicové astronom ie pokračuje i nadále ro zv o j p o z e m s k é a s tr o n o m ie v optickém i rádiovém oboru spektra. Koncem r. 1976 byl uveden do chodu 2,6m reflek to r Bjurakanské observatoře v SSSR a na přelomu let 1976/77 začala zkušební pozorování s 3,6m réeflektorem Evropské jižní observatoře v Chile. Velký azim utální te le skop o průměru 6 m na observatoři v Zelenčukské v SSSR dosahuje 24m během 30—40 min. expozic. Chilská přehlídka oblohy v modrém oboru a australská přehlídka v červeném oboru se blíží dokončení, takže brzy bude k dispozici dvoubarevný atlas celé oblohy zhruba do
20—21m. Náš 2m d a l e k o h le d v O n d řejo v ě byl v r. 1977 v provozu pou ze po 92 noci. Za 412 hodin bylo pořízeno 235 vysokodisperzních spektrogramů. Celkem bylo v letech 1967—1977 za 891 nocí pořízeno 3124 desek během 4707 hodin pozorování. N ejvíce m ateriálu bylo získáno v letech 1975, 1976 a 1968, a n ejlep ší noční počasí je po řadě v m ěsí cích září, srpen, říjen , červenec a květen. Průměrně lze v roce pozo rovat po 104 noci, přičem ž 88 nocí je zcela jasn ých a 38 je p o lo ja s ných. Na základě m ateriálů, získaných 2m dalekohledem , bylo dosud publikováno 35 vědeckých prací, na nichž se podílelo 28 autorů z ČSSR i ze zahraničí. V radioastronom ii je n ejslib n ě jší událostí první pozorování pomocí rozestavěného sy stém u VLA v Novém Mexiku. Prvním objektem byla těsná dvojhvězda AR Lacertae, jež je rovněž rádiovým zdrojem . F. N. Owen a S. R. Spandler ji m ěřili soustavou pěti dokončených 25m antén na základnách od 500 do 5000 m v pásmu 4,6 GHz. O čekává se, že v příštím roce bude systém VLA dokončen. Úspěchy metody aperturní syntézy v radioastronom ii zřejm ě provo kují konstruktéry optických teleskopů natolik, že lze očekávat vývoj n o v é g e n e r a c e o p t ic k ý c h d a le k o h le d ů , jenž započal projektem vícezrcadlového teleskopu MMT pro arizonskou observatoř na Mt. Hopkins. V letošním roce bude systém šestizrcadlového teleskopu (každé zrcad lo má průměr 1,8 m) uveden do chodu. Mezitím se již objevují plány na konstrukci zrcadel s efektivním průměrem 25 metrů. Buď by se postavilo jediné obří zrcadlo, poskládané ze šestiúhelníkových prvků, nebo parabolická úseč, či dokonce soustava řádově stovky zhruba 2m teleskopů, řízených počítačem a justovaných lasery. Ještě podivnější se zdá být projekt „gumového“ zrcadla, jehož optická plocha by se deform ovala během pozorování tak, aby se zrušila deform ace čela svě teln é vlny, způsobená zemskou atm osférou. První pokusy, vykonané s 0,9m reflektorem v Bellových laboratořích, přinesly čtyřnásobné zvý šení kvality obrazu. Uplynulý rok byl poměrně chudší na vědecká setkán í, jež se bez prostředně tý k ají astronom ie. Odliv je běžným následkem kon greso vého roku 1976. U nás jsm e si ovšem na nedostatek vzruchu nem ohli n aříkat, neboť koncem září se v Praze konal již 28. k o n g r e s M ezi n á ro d n í a s tr o n a u t ic k é fe d e r a c e . Obsáhlé agendě kongresu věnovala Říše hvězd zvláštní článek (ŘH 12/1977, str. 225). Je nesporné, že volba Prahy za sídlo kongresu je uznáním aktivity našich odborníků v obo rech , jež se tý k ají kosm onautiky a kosm ické astronom ie. Naši astro nomové dostali ovšem v minulém roce i celou řadu individuálních o ce nění. Dr. B. Šternberk, dlouholetý ředitel Astronom ického stavu ČSAV a předseda Čs. astronom ické sp olečnosti při ČSAV, obdržel ke svým osm desátinám Řád práce v ocenění výjim ečných zásluh o rozvoj čs. astronom ie a zvláště o vybudování čs. časové služby. Dr. M. Burša, vedoucí oddělení dynamiky sluneční soustavy Astronom ického stavu ČSAV, byl vyznamenán státní cenou K. Gottwalda za soubor prací o gravitačním poli a tvaru Země i M ěsíce. Kolektiv pracovníků ste lá r ního oddělení Astronom ického ústavu ČSAV v Ondřejově (dr. S. Kříž, P. Harm anec, P. Koubský, J. Krpata a F. Žďárský) získali cenu ČSAV za vypracování jednotné teorie vzniku a vývoje em isních B hvězd.
Dr. M. Kopecký ze slunečního oddělení AÚ ČSAV a zástupce ředitele téhož ústavu, byl zvolen členem -korespondentem ČSAV a dr. B. Valn íček, vedoucí oddělení kosm ického výzkumu Slunce, obdržel ke svým padesátinám stříbrnou čestnou plaketu ČSAV „Za zásluhy ve fy zik ál ních vědách“. Na závěr letošního přehledu bych se chtěl spolu se čten áři zam yslet nad několika statistický m i údaji. Podle údajů sborníku Scien ce Citation Index bylo již v r. 1974 publikováno přes 400 000 vědeckých prací v bezm ála 2,5 tisících vědeckých časopisech. Sam ozřejm ě jen zcela nepatrný zlomek těchto prací se týká astronom ie či příbuzných oborů, ale i tento zlom ek představuje horu m ateriálu, kterou se už jed inec nemůže prokousat. Pro přípravu Zně objevů jsem před dvěma lety vystačil s pročtením 50 publikací; letošn í Žeň vznikla excerpcí ze 789 prací, takže je zřejm é, že výběr zajím avých poznatků se stává rok od roku su bjektivn ější. Navíc se dá snadno spočítat, že během nejbližšího d esetiletí přibude astronom ických publikací takovou m ě rou, že už je nikdo nebude s to během roku přečíst, neřku-li o nich psát přehledové články. Přece jen by však bylo neopodstatněné tento souboj s přemírou inform ací vzdávat předčasně. Dost možná, že se budoucích astronom ických přehledů dočkám e od specialistů, kteří včas pochopili výrok sovětského fyzika I. J. Pom erančuka: „V umění stejn ě jako ve vědě je třeba vědět, co je možno zanedbat.“
Co nového v astronom ii XVI I . S J E Z D
MEZINÁRODI
Na XVI. sjezdu M ezinárod n í a s t r o n om ické unie, k terý se konal v r. 1976 v G renoblů, bylo ro zh o d n u to , že XVII. sjezd se bude k on at v K anad ě. U sk u te čn í se ve d n ech 14 .— 23. srp n a 1979 v M ontrealu . P ro g ra m sjezdu p řip r a vuje výkonný výbor Unie a k an ad ský n áro d n í astro n o m ick ý k om itét, je hož p řed sed ou je A. H. B atten . S jez du se m ohou z ú ča stn it člen o v é Unie, ve v ý jim e čn ý ch p říp ad ech i pozvaní h osté. M ezinárodní a stro n o m ick á unie m á v so u ča sn é době 3822 člen ů , v r. 1958 před X. sjezd em v M oskvě m ěla pouze 901 čle n a . N ejv íce člen ů Unie
DRÁHA
KOME
Jak jsm e již oznám ili v m inulém čísle , objevil 12. ledna W est novou k o m etu. Další p ozo ro ván í kom ety zís kali m ezi 12. a 20. ledn em G. a O. P izarro m etrov o u Schm id tovou k om o rou ESO v La Silla. Z d osavad n ích poloh p o číta l B. G. M arsden p řed b ěž nou p ara b o lick o u d ráh u , z níž je p a trn é, že p e rih e l leží ve velm i z n ačn é v zd álen osti od S lu n ce. U vádím e
I ASTRONOMICKÉ
UNIE
je z USA ( 1 1 0 5 ) , pak ze SSSR (3 9 2 ) a z V elké B ritán ie ( 3 4 1 ). Č esk o slo vensko je v Unii zasto u p en o 50 od borníky. U p říležito sti XVII. sjezdu se bude k on at v K anadě i několik sym pozií Unie. Od 6 .— 10. srp n a 1979 bude p ro b íh at na Mt T rem b lan tu (Q u eb ec) sym pozium „M ezihvězdné m olekuly “ , v době 7 .— 10. srp n a 1979 v T o ro n tu sym pozium „Těsné zák ry to v é dvojhvězdy** a m ezi 27.— 31. srpn em 1979 ve V icto rii (B. C.) sym pozium „Hvězdokupy**. J. B.
Y WE ST 1978a M arsden ovy elem en ty ( č a s p růchodu p erih elem a a rg u m en t p erih elu jsou dosti n e jis té ): T w Q i q
= = = =
1977 VII. 30,094 EČ 344,221° ) 210,930° > 1950,0 117,000° 5,62079 AU.
J
1AUC 3165 (B J
DEFINITIVNÍ
RELATIV Ní
V n ásled u jící tab u lce uvádím e d e finitivní re la tiv n í čísla pro jed n o tli vé dny roku 1977 podle řed itele SpolDen
ČÍSLA
V ROCE
I.
II.
III.
IV.
V.
VI.
VII.
5 6 7 8 9 10
20 32 25 25 24 13 0 0 0 0
15 19 19 16 18 7 7 26 21 25
0 8 8 8 8 9 8 20 20 19
7 11 10 7 7 8 7 0 0 0
15 14 22 23 18 16 12 19 25 29
44 43 43 49 40 39 41 38 33 29
42 45 42 39 40 40 25 20 17 23
17 15 24 19 23 26 28 25 30 25
22 29 29 25 20 26 25 18 30 40
11 12 13 14 15 16 17 18 19 20
14 22 23 22 24 18 30 26 7 0
28 48 68 61 45 49 47 37 25 14
19 14 8 7 0 0 8 0 0 0
8 12 16 22 29 31 32 29 22 12
34 35 26 33 26 25 20 12 0 11
27 22 20 25 8 8 8 21 33 21
9 8 10 7 0 0 0 0 7 8
23 29 40 40 42 38 36 40 35 33
21 22 23 24 25 26 27 28 29 30
. 15 24 34 35 20 14 0 13 11 8
9 9 9 8 8 8 0 0
0 10 9 7 14 8 9 16 16 8
20 19 18 8 0 14 8 11 10 9
14 7 7 7 0 7 13 16 20 30
28 40 57 60 74 71 74 65 50 45
8 23 30 38 42 42 37 26 16 10
33 38 15 19 25 34 38 36 40 36
31
10
8
31
21,4
30,1
1 2 3
i
Prů měr 16,4
8 23,1
8,7
O z
VÁ
40 12,9
TŘÍDA
18,6
38,5
VIII.
R ENTG E N O V Ý C H
P fístro je nové ren tg en o v é d ru žice HEAO-1 re g istro v a ly dne 17. srp n a 1977 poblíž polohy již d říve z n ám é ho p ře ch o d n é h o re n tg en o v éh o zd ro je 4U 0336 + 01 nový slabý zd roj m ěk kého re n tg e n o v é h o z ářen í. Jak u k á zal ro zb o r dat, je nově objevený zd roj s velkou p rav d ěp o d o b n o stí t o tožný se zm íněným p řech o d n ým z d ro jem a jejich op tick ým p ro tějšk em je HR 1099, rád iový zd roj a so u časn ě jedna z n e jja sn ě jších p ro m ěn n ý ch hvězd typu RS Canum V en atico ru m . Z výsledků m ěřen í v y p o čten á ren t-
1977
kové h vězd árn y v C u rych u p rof. dr. M. W ald m eiera. P rů m ěrn é re lativ n í číslo m in ulého roku bylo 27,5. IX.
X.
XI.
XII.
43 37 47 47 48 55 57 52 47 38
44 40 25 22 25 27 34 27 31 25
20 20 31 47 58 58 55 45 58 75
45 51 48 47 53 56 53 60 59 60
28 33 53 48 54 53 51 50 54 54
26 27 28 31 39 49 51 54 52 38
71 62 44 37 41 39 29 33 40 23
58 42 41 48 46 49 54 61 64 60
42 35 30 29 28 30 38 37 42 45
32 28 24 18 10 9 14 9 10 23
23 17 23 31 35 41 50 45 58 64
52 44,0
43,8
67 29,1
43,2
ZDROJŮ
g en o v á lum in ozita čin í asi 3 .1 0 23 J s 1 v oboru 0 ,1 5 — 2,80 keV, co ž p ře d s ta vuje řád o v o u shodu s d alším o b jek tem toh o to typu, sy stém em UX Ari. P ro to že bylo nyní re n tg e n o v é zá ře n í z jištěn o i od d alší p rom ěn n é typu RS CVn — a A u rigae, z a čín á být zřejm é, že sy stém y to h o to druhu p řed stav u jí novou tříd u vizu álně z to tožn ěn ých re n tg e n o v ý ch zd rojů . Skupina p ro m ěn n ý ch typu RS CVn tvo ří podskupinu z á k ry to v ý ch p ro m ěn n ých typu A lgol. Z jejích zástu p ců lze u vést Z H er, AR L ac, LX P er a
SZ Pse. První p řišel s m ožn ostí e x is te n ce té to skupiny S tru v e v ro c e 1946. V ro c e 1976 H all p řesn ě d efi noval její p říslu šn ík y . Podle H alla jde o b in árn í z á k ry to v é so u stav y s p rim árn í složkou sp e k trá ln í tříd y F — G V— IV s o rb itáln í p eriod ou mezi 1 a 14 dny a se silnou em isí ve váp n ík o v ý ch č a r á c h H a K, p řičem ž em ise je p o z o ro v a te ln á mim o zá k ry t. U řad y — av šak nikoliv u v šech — systém ů toh o to typu lze p o zo ro v at d alší z v lá štn o sti. Je to jedn ak kvazisinu soid ální tv a r sv ěteln é k řivky m i
DRUŽICE
PRO
P říp rav y na lety p rv n ích ra k e to p lá nů vstupují do finiše — jednak p ro bíhají intenzívní zkoušky to h o to no•vého k osm ick éh o d op rav n íh o p ro střed k u , jedn ak již došlo k ro z p lá n o vání u ž ite čn é h o z a tížen í pro první s ta rty . Jak oznám ili zástu p ci NASA, p o čítá se v rozm ezí let 19 8 0 — 1991 s celk em 2560 s ta rty rak eto p lán u S p ace S h u ttle. U žitečn á zatížen í na jeho palubě budou z 50 % p atřit NASA, z 20 % m in isterstv u ob ran y , z 6 % d alším a m erick ý m vládním o rg a n iz a cím , z 12 % k o m erčn ím f ir m ám a ro v n ěž z 12 % z a h ra n ičn ím o rg a n iz a cím . P rv n ích še st sta rtů v lé te ch 1 9 7 9 — 1980 bude zk u šeb n ích . Pak již bude ra k e to p lá n p řed án k b ěžn é mu n asazen í, tj. n a h rad í nyní p ou ží vané n osné ra k e ty . P ro p rv n ích 11 tě ch to o p e ra tiv n ích sta rtů , k te ré jsou ro zv ržen y na lé ta 1 9 8 0 — 1981, byly již stan o v en y tyto k on k rétn í ú koly:
K PROBLEMATICE
mo z ák ry t, k rátk o d o b é n ep ravid eln é zm ěny ve sv ěteln é k řiv ce, u ltra fia lo vý či in fra če rv e n ý e x ce s, pom ěr hm ot blízký jedné, zm ěny period y, em ise v č á ř e Ha, p ro m ěn n á rad io v á em ise a p ro m ěn n á ch ro m o sfé rick á em ise v č a r á c h La a Mg II. Objev nové t ř í dy op tick y id en tifik o v an ý ch re n tg e n ových zd rojů je b ezesporu objevem velk éh o význam u a lze o če k á v a t, že na p rom ěn n é typu RS Canum V enatico ru m se v nejbližší bud ou cn osti z a m ěří zv ý šen á p ozo rn o st řad y p o zo ro v atelů i teo retik ů . R. H.
RAKETOPLÁN k om plex p řístro jů NASA, sp ojové d ru žice TDRSS-A a SBS-A, let č. 9 k an ad sk á sp ojová d ru žice T elesat-E , GOES-D, let č. 10 spojové d ru žice TDRSS-B a SBS-B, let č. 11 o rb itáln í la b o ra to ř S p acelab 1, let č. 12. sp ojová d ru žice In telsat V, GOES-E, let č. 13 k an ad sk á sp ojová d ru žice T elesat-F , TDRSS-C, let č. 14 o rb itáln í la b o ra to ř S pacelab 2, let č. 15 k an ad sk á sp ojová d ru žice T elesat-G , GOES-F, let č. 16 spojové d ru žice TDRSS-D a SBS-C, let č. 17 o rb itáln í la b o ra to ř S pacelab 3.
let č. let č.
R. H.
PÁRU
Zjištěn í, že n ě k te ré k v asary p atrn ě souvisí s g a la x ie m i, p atří v s o u č a s n osti m ezi n e jča stě ji d isk u to v an é v ý sled k y výzkum u k vasarů . V n ěk o lik a m álo p osled n ích le te ch bylo objeveno v íce k v a sa rů p ro m ítajících se na oblo ze do tě sn é blízkosti g a la x ií a podle zn ám éh o p alo m arsk éh o a stro n o m a H. A rpa jde v p řípad ě tě c h to p árů k v a s a r — g a la x ie v esm ěs o so u vislo st fy zikální. M im ořádně n ázo rn ý m p řík la dem tak o v é sou vislosti je g a la x ie NGC 5296. T ato slab á (m v = 15,0) trp a s li čí g a la x ie je p rů vod cem re la tiv n ě
7 8
KV A SA R- G A LA X I E
jasn é sp iráln í g a la x ie NGC 5297 (m v = 12,5; rudý posuv z = 0 ,0 0 8 3 ). Zdánlivá v zd álen ost obou g a la x ií je přibližně 8 8 ". V blízkosti NGC 5296 se n avíc n a ch á z í je ště m odrý kvaziste lá rn í o b jek t; s n ejv ětší p rav d ěp o dobností jde o k v asar. Arp získal po m ocí sp e ciá ln í a p a ra tu ry um ístěn é na p alo m arsk ém p ětim etro v ém reflek to ru celo u řad u sp e k te r NGC 5296 a s ní so u sed ícíh o k vasaru . Pro NGC 5296 byl z jištěn rudý posuv z = = 0,0088, tedy h od n o ta velm i blízká h od notě ru d ého posuvu její „ m a te ř
sk é “ g a la x ie NGC 5297. Pro m odrý o bjekt v so u sed stv í NGC 5296 byl n a m ěřen rudý posuv z = 0,963, co ž p od p oruje in te rp re ta c i toh o to objektu jako k vasaru . V zhledem k p o d sta tn é mu rozd ílu v ru d ých p osuvech NGC 5296 a s ní so u sed ícíh o k vasaru (z = = 0,0088, resp . z = 0 ,963) se zd álo sam ozřejm ý m , že jde o pouhou n á hodnou p ro jek ci tě ch to objektů na ste jn é m ísto oblohy. O to p řek v ap i vější však byl vý sled ek an alý zy fo to g ra fic k é h o sním ku oblasti NGC 5296, k terý byl získ án ro v n ěž p om ocí p ě ti m etrov éh o re fle k to ru n a P alo m arsk é h vězd árn ě. Na „h lu bok é“ d esce, p o ří zené s exp ozicí 90 m inut, je jasn ě vi d iteln ý úzký a ja sn ý filam en t sp o ju jící jád ro NGC 5296 s blízkým k v a s a rem . N áhod ná p ro jek ce filam en tu tvo řen éh o h m otou vyvržen ou z já d ra NGC 5296 n a k v a s a r se zd á být v y lo u če n a , ta k ž e n eh led ě na rozdíl v ru d ých p osuvech , NGC 5296 a blízký k v a sa r sp olu p ravděp odob ně sk u te čn ě fy zik áln ě souvisí, co ž p řin áší beztak již p řetížen ý m teoretik ů m d alší velm i obtížný a stro fy z ik á ln í „oříšek*4 k ro z lousknutí. Jedním z p rv n ích , kdo se o te o r e tick é v y sv ětlen í vzniku p árů k v a s a r— — g a la x ie p o zo ro van ý ch A rpem a ji ným i a u to ry pokusili, je R. C. K apoor z In d ick éh o ú stavu pro astro fy zik u v B a n g a lo re . T ento au to r p řep o k lád á, že p ár k v a s a r— g a la x ie vzniká ná~ sledk em v yvržen í su p erh m o tn é če rn é díry z já d ra g a la x ie , p řičem ž toto v y
PŘÍSPĚVEK
vržení je vy v olán o a sy m e trick ý m k o lap sem , p ro v ázen ý m m ohutnou em isí g ra v ita č n íh o zá ře n í u n ášejícíh o sebou velk é m n ožství im pulsu. Č erná d íra pak n ásled k em „zp ětn éh o ú d eru “ vylé tá v á ve sm ěru o p ačn ém té to em isi. Podle K ap oora m ůže být k olap su jící objek t s h m o tn o stí ú m ěrn ou 109 h m oty slu n ečn í při an izo tro p n ím v y zá ře n í asi 0,01 až 0,9 M c2 e n erg ie v y m rštěn z já d ra g a la x ie ry ch lo s tí až 104 km s"1. Č erná d íra opu stí g a la xii, pokud její ry c h lo s t p řesah u je 1500 km s_1 (p o č ítá se s g a la x ií o p rů m ě r né h m o tn o sti). Při p rů ch od u če rn é d í ry g a la x ií d och ází k in te ra k c i s h v ěz dam i a m ra čn y m ezih vězd n ého plynu. D ůsledkem té to in te ra k c e je u rčitá p řestav b a ro zm ístěn í hvězd v g alaxii a zřejm ě též zab rzd ěn í sam o tn é če rn é díry n ásled k em a k re c e h vězd n é látk y a m ezih vězd n é h m o ty n a její p ov rch . E n e rg ie u vo lň o v an á při té to a k re ci podle K ap o o rov ý ch v ý p o čtů d osah u je h od not b lízkých sv ítiv o stem k v asarů , p řičem ž tuto e n e rg e tick o u b ilan ci si č e rn á d íra m ůže u d ržov at po dobu 107— 108 let. R elativ n ě v elk á Část r u dého posuvu tak o v éh o k v a sa ru by pak m oh la být g ra v ita č n íh o původu, což by objasn ilo rozd íl v ru d ý ch posu v ech , k te rý je u v ě tšin y p árů k v a s a r — g a la x ie p ozo ro ván . K ap oor p řed p ok lád á, že če rn é d íry v y v ržen é z j a d er g a la x ií v y tv á ře jí zv láštn í třídu k vasarů , k te rá se od „o b y čejn ý ch k v asarů p o le“ liší m en ší sv ítiv o stí a d elším trv án ím ak tiv ity . Z. U rban
K ODSTRAŇOVÁNÍ ODRAZOVÝCH NA OPTICKÝ CH P LO CH Á CH
Svým obsahem p říspěvek n avazu je na sérii člán k ů loň sk éh o ro čn ík u Ř í še hvězd z a b ý v a jících se p ro b lem a tikou výroby a stro n o m ick ý ch z rc a d e l. V člán k u jsou popsány ch em ick é p ro střed k y , p om ocí k te rý c h je m ožno o d stra n it s ta ré nebo n evy h o vu jící k o vové o d ra z n é povlaky (n ap ř. stříb ro , hliník, ch ro m ) na astro n o m ick ý ch z rc a d le c h , h ra n o le ch , p la n p a ra le ln ích d e stičk á ch a jin ých o p tick ý ch e le m en tech . Dále jsou tak é uved eny r e ce p ty pro o d stra ň o v án í n ejb ěžn ějších v rste v p olo p ro p u stn ý ch , p od k lad o
VRSTEV
vých, o ch ra n n ý ch a a n tire fle x n íc h . P ro v rstv y o d razn é se p oužívá jako n ejb ěžn ějšíh o m a te riá lu hliník, stříb ro a ch ro m . P ro v rstv y p olo p ro p u stn é se používá vedle ch ró m u a hliníku sirn ík an tim o n itý , sirn ík zin e čn a tý a p latin a. C hrom , m olybden a nikl slou ží jako m a te riá l pro v rstv y p od k lad o vé. Č asto je tře b a ch rá n it p řed n í o d razo v o u p loch u z rc a d e l nebo čo če k . K tom u ú čelu se p ou žívají v rstv y o ch ra n n é , a to p řed evším k ysličník k řem ičitý a sirn ík zin e čn a tý . Pro z rc a d la se zad ním o d razem se používá
jako o ch ra n n á v rstv a měď. U Často p ou žívan ých v rste v a n tire fle x n íc h je použitý m a te riá l k ysličn ík k ře m ičitý , fluorid v áp en atý , flu orid h o re čn a tý a kysličník tita n ičitý . V n ásled u jícím je podán stru čn ý p řeh led b ěžn ých i m én ě zn ám ý ch lepta c íc h ro zto k ů . V n ě k te rý ch p říp a d ech je d o p o ru če n a te p lo ta při le p tá ní a u ved ena le p ta cí ry ch lo s t. C h ro m — Cr 1. F e rik y a n id o v é lep tad lo . Roztok A: ve 300 ml deštil, vody (p ře v a ře n é p itn é) ro zp u stit 100 g ferik y an id u d ra se ln é h o K3 F e (C N ) 6. Roztok B: ve 100 ml d eštil, vody ro zp u stit 50 g h yd ro xid u d ra se ln é h o . Po p říp rav ě roztok ů se oba slejí d oh ro m ad y v p o m ěru 3A + 1B a dobře p ro m ích ají. 2. M an gan istan o v é lep tad lo . V 500 ml H 2O ro zp u stit 50 g h yd ro xid u d ra seln éh o (p e c k y ) KOH a p řisy p at dvě polévkové lž íce m a n g an istan u d ra s e l ného KM n04. N a sy cen ý ro zto k m ích at za zv ý šen é tep lo ty (4 0 — 60 °C ). 3. K yselin a ch lo rov o d ík o v á (s o ln á ) HC1 — 1 0 % i větší k o n c e n tra c e při tep lo tě p ok ojové až 60 °C. L ep tá za p řed poklad u p oru šen í p a siv ačn í v r s t vy hliníkovým d rátem . H lin ík — AI 1. K yselin a ch lo rov o d ík o v á HC1 ( 1 0 % ) při 80 °C. 2. H yd roxid sodný NaOH (2 0 % ) při 6 0 — 90 °C. 3. Roztok k yselin y fo sfo re čn é H3PO4 (8 5 % ) 90 ml a k yselin y d u sičn é HNO3 ( 6 5 % ) 5 ml ve 20 ml d eštil. H2O, le p ta cí ry ch lo s t 200 nm /m in. S tříb ro — Ag 1. Roztok 100 ml k yseliny d u sič né HNO3 ( 6 5 % ) ve 100 ml deštil.
H2O. 2. 55 g d u sičn an u železitéh o F e (N 0 3 )3 ro zp u stit v ety len g ly k o lu HOCH 2CH 2OH na 100 ml a p řid at 25 ml H2O. L e p ta cí ry ch lo s t 300 n m /m in. M ěď — Cu 1. Z řed ěn á k yselina ch lo ro v o d ík o v á HC1 (1 0 % ) s d eštil, vodou H 2O v p o m ěru 1:1. 2. V ro zto k u 50 ml kyseliny c h lo ro v o d ík o vé (1 0 % ) a 750 ml H20 r o z p ustit 400 g ch lo rid u železitéh o
FeC l 3 . Při tep lo tě 6 0 — 80 °C je doba lep tán í 3 až 5 m inut. 3. Roztok 100 ml kyseliny d usičné HNO 3 (6 5 % ) ve 100 ml H2O. Možno lep tat při p ok ojové tep lo tě. N ikl — Ni K o n cen tro v an á k yselin a d u sičn á HNO 3 (6 5 % ) při pokojové tep lo tě. K y sličn ík k ře m ič itý — SÍO 2 1. K o n cen tro v an ý h ork ý hydroxid sodný NaOH. L ep tací ry ch lo st 5 nm / /m in. 2. Ve 1200 ml d eštil. H2O ro zp u stit 300 g h yd ro flu o rid u am on néh o NH 4H F 2 a 400 g flu oridu am on néh o NH 4F. Možno le p ta t při pokojové te p lotě. L ep tací ry ch lo s t 100 nm /m in. S irn ík z in e č n a tý — Z nS Roztok 300 ml kyseliny c h lo ro v o díkové HC1 (3 7 % ) a 300 ml H 2O d eštil, při p okojové tep lo tě. P ozor, uniká je dovatý siro v o d ík (z a p á ch a jící po z k a žen ých v e jc íc h ), tře b a o d sáv ací z a ř í zení (d ig e s to ř ). S irn ík a n tim o n itý — SĎ2S3 L ep tá se k o n cen tro v an o u kyselinou ch lo rov o d ík o v ou HC1 ( 3 7 % ) . Pozor, uniká sirovod ík — viz ZnS. Platina — Pt Je ro zp u stn á v lu ča v ce k rálov sk é, tj. sm ěsi dvou kyselin (300 ml k o n ce n tro v a n é — 3 7 % k yseliny c h lo r o vodíkové HC1 a 100 ml k o n cen tro v an é k yseliny d u sičn é HNOa ( 6 5 % ) . F lu o rid v á p en a tý — C a F 2 Je ro zp u stn ý v am o n io v ý ch so lích , n apř. v ch lo rid u am on ném NH 4CI n e bo ve flu oridu am on n ém NH 4F. F lu o rid h o ře č n a t ý — M gF 2 R ozpustný v k o n ce n tro v a n é k y seli ně d u sičn é HNO3 ( 6 5 % ) . F lu o rid so d n ý — N aF Možno ro zp u stit ve stu d en é H2O.
vodč
K y sličn ík titan ičitý Možno o d s tra n it k on cen tro van o u k yselinou síro v o u H2SO4, řed ěn ou v H2O v p om ěru 1 :1 nebo 20% lou hem sodným (N a O H ). O dstraň o v á n í žela tin o v é vrstvy na s k l e : O dstraň uje ro zto k 500 ml k on
c e n tro v a n é k yseliny síro v é H2SO4 (9 6 % ) a 500 ml p eroxid u vodíku (3 0 % ). Při p rá ci s k yselinam i a zásad am i je tře b a dbát n ejv ětší o p atrn o sti a d od ržo v at zák lad n í u stan o v en í b ez p e čn o stn ích p řed pisů. Je tře b a vždy p ou žívat gum ové ru k av ice, p og u m o v a né z á stě ry , o ch ra n n é o b ličejo v é š tí ty, a to p řed evším při p rá ci s k y se linou flu orovodíkovou, dusičnou , s ír o vou a solnou. P ra co v a t s k yselinam i je třeb a jen v o d sáv an ý ch b oxech n e bo alesp o ň v dob ře v ě tra n é m ístn o s ti, p řípad ně na volném p ro stra n stv í. Z áv ěrem člán k u je tře b a upozorn it na ag re siv itu n ě k te rý ch le p ta cích ro z toků (p řed ev ším sm ěsi kyseliny flu o rovod ík ové a s íro v é ) vůči p ovrchu
ODCHYLKY Den UT1— UTC UT2— UTC
ČASOVÝCH
5. II. + 0,5432* + 0 ,5 4 2 7
10. II. + 0,5258* + 0 ,5 2 6 0
sk la. Po delší době styku s p o v rch em sk la d och ází k n en á v ra tn ý m m ik ro sk opickým d eg ra d a čn ím d efek tů m , k teré mohou p říp ad n ě i p oškodit fu n k ci o p tick éh o elem en tu . L ep ta cí ro z toky m ají být p ro to ve styku s v o l ným p o v rch em sk la co n ejm én ě, p ři čem ž k on ečn ý o p lach se p rovád í v d e jt'lo v a n é (p ř e v a ř e n é ) tek o u cí vo dě po dobu n ěkolik a m inut. V člán k u byly p od ány p ra k tick é in fo rm a c e o rů zn ý ch le p ta cích ro z to c ích pro lep tán í kovů (k y sličn ík ů , flu oridů a sirn ík ů ) na p ov rch u sk la. N ěk teré složky le p ta cích roztok ů jsou m éně d ostu pn é. Z toh o důvodu jsou uvedeny p ro lep tán í u rčité h o k o vu někdy dva i v íce re ce p tů . J. P ro ch á zk a a J. V a líček
SIGNÁLU 15. II. + 0 ,5 0 7 4 * + 0 ,5 0 8 4
V ÚNORU 20. II. + 0,4884s + 0 ,4 9 0 3
19 7 8 25. II. + 0 ,4 6 9 9 * + 0 ,4 7 2 9
Č asové zn am en í čs. ro zh lasu se vysílalo z k yv ad lo v ý ch hodin 1. ú n o ra od 15h0 0 m do 1 7 h4 5 m. — V ysvětlen í k tab u lce viz ŘH 59, 20; 1/1978. VI. P tá ček
Z n d £ v ý c ř i h v ě z d á r e j i a a y t r o n o n u c k ý c f i k^oužkú^ HVÉZDÁREŇ
V RIMAVSKEJ
Dna 4. o k tó b ra 1977, pri p říležito sti 20. v ý ro čia vypu stenia prvej u m elej d ru žice Zem e, bola v Rim avskej So botě slá v n o stn e o tv o re n á a odovzd aná do p ou žívan ia nová budova O kresnej 1'udovej h v ězd árn ě. Na o tv o ren í sa z ú ča stn ili z á stu p co v ia stra n ic k ý c h a štá tn y ch o rg á n o v o k resu a p o četn í h ostia z a stro n o m ick ý ch zariad en í u nás. Budova h v ězd árn ě sta v a n á v ak cii „Z “ je prvou ú čelo v o u budovou h v ěz d árn ě v SSR. C elková h od nota diela je 1 8 6 0 000 K čs. V jed n o p o sch o d o v ej budově 1 7 X 1 2 m 2 je v šetk o p otřeb n é p re úspešnú p rá cu ako v ob lasti pop u la riz á cie astro n ó m ie, tak i v o b la s ti o db orn ej p rá ce . V kupole o priem ere 5,4 m je u m iestn en ý hlavný d alekohfad co u d e -re fra k to r 150/2250 mm s p ríslu šen stv o m . O bčania o k resu p rejavu jú velk ý záu jem o ten to n aozaj dóstojný stá-
SOBOTĚ
nok a m a té rsk e j astro n ó m ie, resp . o p ro b lem atik u jeho p rá ce . Za n ecelý m esiac h v ezd áreň v rá m ci exk u rzií, v e ře jn ý ch p ozo ro van í oblohy a p redn ášok n avštív ilo te m e r tisíc záu jem cov. Pri h vezd árn i z a ča li pracovat* tri astro n o m ick é k rúžky. Ď alšie p racu jú v o k rese a ich p o če t v blízkej b u d ú cn osti u rč ité v z ra stie . V ob lasti o d b o rn ý ch p ozo ro van í sa budem e za m e ria v a ť na fo to g ra fick é sled o v an ie sln ečn ej ak tiv ity a n očnú a stro fo to g ra fiu . P řip rav u jem e skúšobné re g is trá c ie CN a SEA. Až budú n a še p ozo ro van ia na slu šn ej ú rovn i, verím e, že sa nám p od aří zarad iť sa do p říslu šn ý ch p o z o ro v a c ích sietí v rá m ci ČSSR. Touto ce sto u by sm e ch ce li pozvať v šetk ý ch , k to rí budú m ať ce stu na juh S tred o slo v en sk éh o k ra ja . P ríď te sa na n ás pozrieť, rád i v ás u n ás p řivítám e.
F. Zloch
Nové knihy a publikace • H v ěz d á řsk á ro č e n k a 1978. A ca d e m ia, P ra h a 1977; 257 s tr.; K čs 3 1 ,— . — P ad esátý tře tí ro čn ík H vězd ářsk é ro če n k y je co do ro zsah u a u sp o řá dání shodný s ro čn ík em p řed ch o zím . To zn am en á, že ro če n k a o b sah u je 5 tra d ičn ích k apitol a to : K alen d ářn í d ata 1978, E fem erid y , Č asové sig n á ly, P řeh led pok rok ů v astro n o m ii, Um ělé d ru ž ice a sondy vyp u štěn é v i\ 1976. E fe m e rid o v á k ap ito la je ro z d ě lena na 8 čá stí, ta k že v ní n ajd em e efem erid y S lu nce, M ěsíce a p lan et ja kož i údaje o zatm ěn í S lu n ce a Mě síce, dále k a le n d á ř zajím av ý ch ú k a zů atd. P řeh led pokroků je ro zd ělen na 16 č á s tí a p ojed n áv á o p o k ro cích ve v šech věd n ích o b o re ch astro n o m ie a a stro fy z ik y d o sa ž en ý ch v r. 1976. O oblibě H vězd ářsk é ro če n k y sv ěd čí mim o jiné fak t, že je k a ž d o ro čn ě brzy ro z e b rá n a . M éně p o těšu jící je však sk u te čn o st, že se n e u stále zvyšuje její ce n a , co ž n á z o rn ě d ok u m en tu je n á sled u jící tab u lk a: HR
K čs
S tr.
N á k la d
1961 1964 1967 1970 1973 1976 1978
9,20 l i l i , 50 1 3 ,— 2 0 ,— 2 2 ,3 1 ,—
205 233 203 219 231 267 257
3800 4700 3400 3000 3800 6500 7000 /. Svatoš
• B u lletin čs. a stro n o m ic k ý c h ústavů ro č. 29 (1 9 7 8 ), čís. 2, o b sah u je tyto v ěd eck é p rá c e : M. K opecký a B. Růžičk o v á-T o p o lo v á: P oznám ky ke z m ě nám fra g m e n ta c e skupin slu n ečn ích sk vrn — J. S tau d e: M odely p řen osu e n e rg ie v p o d p o v rch o v ý ch v rstv á ch slu n e čn ích sk v rn a in te rp re ta c e umb ráln í g ra n u la c e — Jaak k o Tuomin en: R oční v a ria c e pohybu slu n ečn ích sk vrn n alezen é V. F. Č isťakovem — L. N. K u ro čk a a V. A. O stap enk o: O ptické tlou šťky a stup eň io n izace vodíku v ch ro m o sfé rick ý ch e ru p cích různé m o h u tn osti — M. Š id lich ovský: Silová fu n k ce dvou o b ecn ý ch t ě les — J. V o n d rák : N ová m etoda r e d uk ce p ozo ro ván í zen itovým te le s k o
pem — L. K resák : P rů ch o d y kom et a a stero id ů v b lízkosti Zem ě — L. K re sák : Kom ety a a ste ro id y v blízkosti Zem ě — Z. H orák : S lu čiteln o st p a ra d oxn ích ru d ých posuvů p o zo ro v a ných u g a la x ií a k v asarů s te o rií g r a v ita ce . — V šech n y p rá c e jsou psány an g lick y s ru ským i v ý tah y . -pan• P ro is c h o ž d e n ie i ev o liu cija ga la k tik i zv ezd . V re d a k ci nedávno z e m řeléh o S. B. P ik eln ěra vydalo 1976 v y d av atelstv í N auka v M oskvě. 408 stra n , 63 ob rázk y a n ák resy , 12 t a bulek. B ib lio g rafick á č á s t obsahu je dia h ork éh o v esm íru až k bílým trp as454 c ita c e . — Kniha obsahu je výklad so u ča sn ý ch n ázorů na v y tv ářen í a v ý voj g alaxií, h vězd n ý ch so u stav a hvězd, p o čín ajíc od su p rah u stéh o stalíkům , n eu tro n ov ý m hvězd ám a č e r ným d írám jako posledním fázím v ý voje hvězd. Jsou popsány fyzikální te o rie a h lavn í výsled k y te o rie tv o řen í g a la x ií a hvězd. Úvod a 10 k apitol knihy jsou zp ra co v á n y předním i s o větským i odb orníky. Po p řehledu h lav n ích c h a ra k te ris tik g alaxií a je jich so u stav je v p rv n ích č ty ře c h k a p ito lách p ro v ed en ro zb o r so u časn ý ch teo rií o jejich tv o ře n í a vývoji. Další č á s t knihy je v ěn o v án a otázk ám vzni ku hvězd první p op u lace, v la s tn o s tem , vzniku a vývoji h vězd ných a s o cia c í a kup. Z vláštní k apitoly jsou u rčen y vývoji hvězd h lavní p oslo u p n osti, jejich životním p ochodům po opu štění h lavn í poslou pn osti a k o n e č ným stadiím vývoje. Poslední č á s t se zab ývá h isto rií n ázorů na hvězdný vývoj a u kazu je so u časn ý stav dvou zák lad n ích sm ěrů v kosm ogonii a kosm ologii. Kniha m á vysokou o d b o r nou ú roveň , je však p sána sro zu m i teln ě i pro neod borníky. Ob. • F izik a k o sm o sa — M a len ka ja en cik lo p ed ija . H lavní re d a k to r + S. B. P ik eln ěr. V y d av atelstv í S ov ětsk aja encik lo p ed ija, M oskva 1976. 656 stran , m noho o brázků , n á črtů a g ra fů . — Č ten áři so v ětsk é a stro n o m ick é l ite r a tu ry d ostali do rukou ob sah em a po jetím význam né dílo, p řed stav u jící
stru čn o u en cyk lop ed ii so u časn é a s t r o fyziky, sep san o u p ad esáti p řed ním i sp e cia listy . Kniha je ro zd ělen a do dvou čá stí. P rvní obsahu je osm p ře h led o vý ch sta tí, u v ád ějící č te n á ř e do zák lad n í a stro fy zik áln í p ro b lem atik y , ísou v ěnován y h vězd ám a jejich -atm osférám , Slu nci a slu n ečn í so u sta v ě , n aší G alaxii a o statn ím g a la k tick ý m systém ů m . Poslední k ap ito la se zab ývá otázk am i kosm ologie. D ru há č á s t, n azvan á en cy k lo p ed ick ý slo v ník, obsahu je na 280 stru čn ý ch sta tí k heslů m , se řa z e n ý m v o b eced n ím p o řád k u . M nohé jsou zásad n í a d osti š i rok é, nebylo je však m ožno z a čle n it do p ře h le d o v ý ch člán k ů , jako n ap ř. o p tick é a ra d io a s tro n o m ick é m etody výzkum ů k o sm ick ý ch objektů, r e n t g en o v é z á ře n í, g am a z ářen í, n eu trinová a stro fy z ik a, k v asary , p u lsary , k osm ick é p ap rsk y, p rom ěn n é hvězdy, sp irá ln í v ětve g a la x ií apod. Jiná h e s la vy sv ětlu jí pojm y, u vád ějí p ou žívan é jednotky a n ě k te ré zák o n ito sti nutné k p och o p en í k osm ick ý ch jevů a p o ch odů . Ú daje a in fo rm a ce odp ovíd ají stupni zn alo sti a výzkum u v první p o lovině rok u 1975, kdy byl ru k op is odevzd án do sazby. Knížka sezn am u je č te n á ř e ta k é se zák lad ním i s o u ča sn ý mi sm ěry v astro n o m ii a a stro fy z ice . Bylo by si p řá t, aby i č e ští č te n á ři d ostali brzy podobné dílo. Ob. • D. B. H errm an n : K o sm isc h e W eiten . N akl. Joh ann A m brosius B arth ,
Lipsko 1977. S tr. 95, obr. 18, tab.. 10; c e n a váz. M 9,60. — I u n ás zn ám é lipské n ak la d a te lstv í Joh an n A m b ro sius B arth , v y d áv ající d lou há léta k n i hy a p u b lik ace s a stro n o m ick o u te m a tikou, z a č a lo vloni v y d áv at v re d a k ci p ro f. d r. H. L a m b re ch ta (Je n a ) a d r. S. M arxe (T a u te n b u rg ) novou řad u „ W isse n s ch a ftlich e S ch rifte n zu ř Astronom ie**. P rvním svazk em je r e ce n z o v a n á knížka d r. D. B. H errm an na, o jejím ž obsahu v íce než titu l p ro zrazu je pod titul „H isto rie m ěřen í v zd álen o stí ve v e sm íru ". V jed n o tli v ý ch k ap ito lách se č te n á ř v elice p o d robn ě sezn ám í s h isto rií a m e to d a mi m ěřen í v zd álen o stí v k osm ick ém p ro sto ru , ať již jde o trig o n o m e trick é p a ra la x y , fo to m e trick é p a ra la x y , d a l ší m etody u rčo v á n í v zd álen o stí (d y n am ick é a se k u lá rn í p a r a la x y ), p ri m árn í a sek u n d árn í m etody u rčo v á n í v zd álen o stí e x tra g a la k tic k ý c h o b jek tů. P osled ní k ap ito la p ojed n áv á o t e o rii trig o n o m e trick ý ch p a ra la x , ro čn í a b e ra c e a fo to m e trick ý ch p a ra la x . Knížka je d op lněn a obsáhlým s e z n a m em lite ra tu ry a pozn ám k am i. Její a u to r, řed itel A rch en h o ld o v y h v ě z d árn y v B erlín ě-T rep to v ě, n ap sal sk u te č n ě velm i zajím av ou m o n o g rafii, o níž bude jistě velký zájem m ezi a stro n o m y a m a té ry i u n ás. N ak la d a te lstv í Joh ann A m b rosiu s B a rth lze jen p řá t, aby při v ýběru d alších sv a z ků m ělo stejn ě šťastn o u ruku jako při vydán í p rvní p ub lik ace řad y . /. B.
Ú k a z y na o b lo z e v č e r v e n c i 1978 S lu n c e v y ch á zí 1. č e rv e n c e ve 3 h 5 5 m, zap a d á ve 20h13m. Dne 31. č e r v e n ce v y ch ází ve 4 h27m, zap ad á v 1 9 h4 5 m. Za č e r v e n e c se z k rá tí d él ka dne o 60 min a polední výška S lu n ce nad o b zorem se zm en ší o 5°, z 63c na 58°. Dne 5. č e r v e n c e v l h je Země v odsluní. M ěsíc je 5. VII. v l l h v novu, 13. VII. ve 12h v první č tv rti, 20. VII. ve 4 h v úplňku a o p ůlnoci 26./27. VII. v poslední č tv rti. Dne 6. č e r v e n c e je M ěsíc v odzem í, 19. VII. v p řízem í. Běh em č e rv e n c e n astan o u k on ju n k ce M ěsíce s p la n e tam i: 7. VII. v 15h
s M erk u rem , 9. VII. v 6 h s V enuší a v 9h se S atu rn em , 10. VII. v 17h s M arsem , 15. VII. v l h s U ran em a 17. VII. v l l h s N eptunem . Během č e r v en ce se M ěsíc d v a k rá t p řiblíží k Ald eb aran u , a to v o d p o led n ích h od i n ách 2. VII. a ve v e č e rn íc h h o d in ách 29. VII. Při p rvní k on ju n k ci dojde k zák ry tu A ld eb aran a M ěsícem , ale v denní době. V stup hvězdy za m ě síčn í k oto u č n a sta n e v P raze v 16h 27,0 m, v H odoníně v 16*28,4™ . M erk u r je po ce lý če rv e n e c n a v e č e rn í obloze v příznivé poloze k p o zo ro v án í. P o čátk em m ěsíce zap ad á ve
21 h27 m, k on cem č e rv e n c e ve 20h19m. Během č e r v e n c e se zm en šu je jasn o st M erk u ra z — 0 ,4 m na + l , l m. Dne 22. VII. je M erk u r v n ejv ětší vých o d n í elo n g a ci (2 7 ° od S lu n ce ), 27. VII. p ro ch ází odsluním , 28. VII. ve 3h n a s tá vá k on ju n k ce M erk u ra s R egulem a 31. VI. ve 2 3 h k on ju n k ce M erk u ra se S atu rn em . V e n u š e je ta k té ž po celý če rv e n e c na v e če rn í obloze (v sou hvězdí L v a ). P o čátk em m ě síce z ap ad á ve 22h17m, k on cem m ě síce již ve 21h1 7m. Jasn o st V enuše se během č e r v e n c e zv ětšu je z — 3 ,5 m na — 3 ,7 m. Dne 10. VII. ve 1 3 h n a stá v á k on ju n k ce V enuše se S a tu rn em a 11. VII. v 9 h k on ju n k ce V e nuše s R egulem . M ars je ro v n ěž n a v e če rn í obloze a pohybuje se v če rv e n ci so u h v ězd í mi Lva a Panny. P o čátk em m ěsíce z a padá ve 2 2 h5 6 m, k on cem m ěsíce již ve 2 1 h28 m. Jasn o st M arsu je + 1 ,7 m.
Ju p ite r není v če rv e n ci ve vhodné poloze k p ozorován í, p ro to že je 10. VII. v k on jun kci se S lu ncem . Je v so u hvězdí B líženců . Objeví se na ran n í obloze až k on cem m ěsíce, kdy v y ch á zí ve 3 h0 4 m. Jasn o st Ju p itera je — 1,4™. S a tu rn je v souhvězdí Lva a je p o z o ro v ateln ý jen ve v e č e rn c h h od in ách . P o čátk em č e r v e n c e zap ad á ve 22h33m, k on cem m ěsíce již ve 2 0 h4 2 m. S atu rn m á jasn o st + 0 ,9 m. Dne 19. VII. v 7 h n a sta n e k on ju n k ce S atu rn a s R egu lem . U ran je v souhvězdí V ah; n ejv h od n ější p o zo ro v ací podm ínky jsou ve v e če rn ích h od in ách . P očátk em č e r v en ce zap ad á v 0 h50 m, k on cem m ěsí ce již ve 22h51 m. U ran m á jasn o st 5,8m a m ůžem e ho v y h led at (p o d ob ně jako N ep tu n a) podle o rie n ta čn í m apky, k tero u jsm e otisk li v Č. 3. Dne 21. č e r v e n c e je U ran v z a stá v ce .
Ť 3 4 5eTI D ráhy p la n e t e k C e r e s ( n a h o ř e ) a Ju n o ( d o l e ) p o d le A n n u a ire du B urea u d e s L o n g itu d es 1978.
N ep tu n je v souhvězdí H adon oše a n ejv ý h o d n ější p o zo ro v ací podm ínky jsou ve v e če rn ích h o d in ách , kdy k u l m inuje. P očátk em m ěsíce zap ad á ve 2h35 m, k on cem m ěsíce již v 0 h36 m. N eptun má jasn o st 7 ,7m. P la n etk y . V če rv e n ci n a stá v a jí o p o z ice dvou jasn ý ch p lan etek se S lu n cem . Dne 9. VII. je v opozici C eres; je v souhvězdí S tře lce a m á jasn o st 7 ,7 m. O pozice p lan etk y Juno n astáv á 24. V II.; je v sou hvězdí O rla a m á jasn o st 9,9 m. Obě p lan etk y m ůžem e v y h led at podle p řip o jen ý ch m apek. Dne 19. č e rv e n c e je p lan etk a V esta s ta cio n á rn í. M eteo ry . K oncem m ěsíce m ají m a xim um dva h lavní p rav id eln é ro je : $ C assiopeidy 17. če rv e n c e a ó' Aquaridy v ra n n ích h od in ách 28. če rv e n c e . První roj má trv á n í asi 20 dní, druhý 10 dní. Ke k on ci m ěsíce m ají m a x i ma čin n o sti i dva ved lejší ro je, a to a C ap rico rn id y 27. če rv e n c e a 6 Caprico rn id y 28. če rv e n c e . T rvání prvního ro je je asi 30 dní, d ru h éh o asi 15 dní. /. B.
OBSAH: P. Andrle: Mezihvězdné lety — L. Křivský: Výzva k po zorovatelům slunečních skvrn — I. Grygar: Žeň objevů 1977 — Co nového v astronomii — Úkazy na obloze v červenci CONTENTS: P. Andrle: Interstellar Flights — L. Křivský: Appeal to Observers oř Sunspots — J. Gry gar: Advances in Astronomy in the Year 1977 — News in Astro nomy — Phenomena in July C O flE PJK A H M E : n . AHflpjie: IIo jieTbi k 3 Be3flaM — JI. Kp>kmbckh: B b l3 0 B K Ha6 jIK>flaTeJIHM COJIHeHH b ix n«TeH — VL. rp b ira p : flocTHJKeHMfl aCTpOHOMHH B 1977 T. — HTO H0 B0 r 0 B aCTpOHOMHH — flBJíeHWH Ha
He6e
b
Hiojie.
• Koupím optický hranol s výstupní plochou 5 X 5 cm (i jiný) a jakýkoliv okulár. — František Bemschek, 378 08 Dvory n. Luž. č. 96, okr. Jindř. Hradec. • Koupím alespoň osm ročníků &H, Atlas Eclipticalis, Atlas Coeli a starší astro no mickou literaturu. — Miř. Kršňák, 569 21 Boršov u Moravské Třebové č. 214, okr. Svitavy. ; ||): »! I • Koupím Atlas Coeli II — katalog (případně i kompletní). — Ant. Soukup, K. Vokáče 23, 320 21 Plzeň. • Prodám optiku na Schmidtovu komoru, 0 zrcadla 200 mm, světelnost 1:3,5, výroba prof. Gajdušek, dotazy zodpovím. — Ant. Vojtěch, I. Sekaniny 1803, 708 00 Ostrava 4. • Předám achr. objektiv 0 40 mm, f — 350 mm, v kovověj objímke a okulár 0 22 mm, f = 25 mm. — Miroslav Ogurčák, Dedovec 1*690, 017 01 Považ. Bystrica. • Kdo z konstruktérů je ochoten zapůjčit technické výkresy k výrobě paralaktické montáže větší a menší do váhy 50 a 20 kg, bez stojanu. Čestně a neporušené vrátím. — Zdeněk Kowalczuk, Drahlov č. 31, 783 74 Chraváty, okr. Olomouc.
Říši hvězd řídí redakční rada: Prof. RNDr. Josef M. Mohr (vedoucí redak tor), Doc. RNDr. CSc. Jiří Bouška (výkonný redaktor), RNDr. CSc. Jiří Grygar, Prof. Oldřich Hlad, člen koř. ČSAV, RNDr. DrSc. Miloslav Kopecký, Ing. Bohumil Maleček, Doc. CSc. Antonín Mrkos, Prof. RNDr. CSc. Oto Obůrka, RNDr. CSc. Ján Stohl; technická redaktorka Věra Suchánková. — Vydává ministerstvo kultury v nakladatelství a vy davatelství Panoráma, Hálkova 1, 120 72 Praha 2. — Tiskne Státní tiskárna, n. p. Slezská 13, Praha 2. — Vychází dvanáctkrát ročně, cena jednotlivého čís la Kčs 2,50, roční předplatné Kčs 30,—. — Rozšiřuje Poštovní novinová služba. Informace o před platném podá a objednávky přijímá každá pošta, nebo přímo PNS — Ústřední expe dice tisku, Jindřišská 14, 125 05 Praha 1 (včetně objednávek do zah raničí). Objed návky nevyřizuje redakce. — Příspěvky zasílejte redakci Říše hvězd, Švédská 8, 150 00 Praha 5. Rukopisy a obrázky se nevracejí. — Toto číslo bylo dáno do tisku 31. března, vyšlo v květnu 1978.
M ohutná p r o t u b e r a n c e , fo to g ra fo v a n á ve sv ětle č á ry Ha k o ro n o g ra fe m h v ě z d á rn y v P ra z e-P etřín ě. — Na č tv rté str. o bá lky je M léčn á d rá h a v so u h v ěz d ích Štítu a S t ř e lc e . S n ím e k ex p o n o v a li č le n o v é a stro n o m ick éh o k ro u žk u v Písku le te c k o u k o m o ro u (1 :3 ,5 , f = 350 m m ) na h v ě z d á rn ě na K leti.
