F o t o g r a fie , n a níž b y la 21. V lil. 1981 n a le z e n a p la n e t k a 1981 QA / K L -296/. S n ím e k M aksu tovovou k o m o ro u 630/830/1760 m m h v ě z d á rn y n a K leti ex p o n o v a l L. B r o ž e k o d 21h37m49s d o 21h53m49s a p o p osu n u tí o p ě t o d 21h54m14$ d o 22h10m14' SEC. O brazy h v ěz d s e je v í ja k o d v a k o t o u č k y v z á jem n ě p o s u n u té o ste jn o u h o d notu , p la n e t k a s e z o b ra z ila v d ů sled k u v la stn íh o p oh y b u d v ě m a ú s e č k a m i, ro v n ěž n a v z á jem posu n u tým i. ( K e z p r á v ě n a str. 258.1 Na prv n í s tr a n ě o b á lk y je Ju p iter v b líz k o s ti h v ěz d o k u p y M 35 d n e 26. V lil. 1977. S n ím e k T essa rem 1 : 2,8, f 50. m m . ( F o to Z. M á c h o v s k ý /
*
*
*
*
*
*
Zdeněk Mikulášek
Říše h v ě z d * Roč. 6 2
( 1 9 8 1 ) , č. 12
Obří pekuliární hvězdy a dvojhvězdy
Porovnávéme-li mezi sebou spektra hvězd téže efektivní teploty, narazíme drive nebo později na hvězdy, v jejichž spektrech se vyskytují nezvykle silné nebo naopak slabé spektrální čáry určitých prvků. Odlišná intenzita čar obvykle zna mená, že obsah určitého prvku v atm osféře hvězdy je budto zvýšen nebo snížen. Hvězdy vykazující anomálii chemického složení atmosféry jsou souhrnně ozna čovány jako hvězdy pekuliární. Nejlépe jsou prostudovány pekuliární hvězdy, jež patří k horní části hlavní posloupnosti. V jejich spektrech pozorujeme silné čáry křemíku, stroncia, chrómu, železa a vzácných zemin. Přebytek těchto prvků v atm osférách horkých pekuliárních hvězd se v současné době nejčastěji vysvět luje jako důsledek působení tzv. zářivé difúze v podpovrchových vrstvách hvězdy. Zde v důsledku rozdílného tlaku záření některé prvky vyplouvají na povrch hvězdy, jiné naopak klesají, v atm osféře jich ubývá. Zářivá difúze je proces poměrně pomalý a vyžaduje proto naprosto stabilní, nehybnou atmosféru a vrstvy pod ní. Tyto podmínky jsou splněny jen u dosta tečně horkých hvězd spektrálních tříd B a A, jejichž horní vrstvy jsou v zářivé rovnováze. Navíc je třeba, aby rotace hvězd byla pomalá, aby nedocházelo k ne žádoucímu promíchávání m ateriálu hvězdy poledníkovými proudy, jež jsou vy volávány rychlou rotací. U tzv. m agnetických pekuliárních hvězd je atm osféra stabilizována silným magnetickým polem. U hvězd pozdějších spektrálních tříd je zářivá difúze zcela potlačena intenzívním promícháváním horních vrstev hvězdy, kde je energie postupující z nitra hvězdy k povrchu přenášena převážně konvekcí. Nicméně i v atm osférách hvězd pozdních spektrálních tříd občas pozo rujeme odchylky od normálního chemického složení. Příkladem mohou být třeba baryové hvězdy, v jejichž spektru nacházíme neobvykle silné čáry barya Ba II, nebo tzv. CH — hvězdy se silnými pásy molekuly CH. U baryových hvězd pozo rujeme nadbytek barya a dalších těžších prvků, které se však ve spektru hvězdy neprojevují tak nápadně jako baryum, u CH — hvězd konstatujem e přebytek uhlíku v atmosféře. V obou případech jde o obří hvězdy třídy K, neboli hvězdy, v jejichž nitru se spaluje hélium na uhlík a kyslík. Zdá se tedy přirozené předpokládat, že prvky, jež jsou v atm osférách těchto obrů v nadbytku, byly vytvořeny v průběhu jejich nukleárního vývoje v centru hvězdy. Uhlík vzniká známou Salpeterovou reakcí z hélia, baryum vzniká postupným zachycováním pomalých neutronů, které jsou tvořeny v okamžicích explozivních dějů v centru hvězdy. Těmito ději může být například héliové vzplanutí, při němž jsou zapáleny héliové reak ce v jádru hvězdy, nebo následující explozivní zapálení héliových slupek obalujících vy hořelé jádro. Všechny tyto procesy, ať jsou jakkoli bouřlivé, se týkají jen centrálních oblastí hvězdy a nemají žádné bezprostřední spojení s vnějšími částm i hvězdy, je zde tedy problém, jak dopravit produkty jaderného hoření z okolí jádra hvězdy až do atmosféry. A to také byla největší obtíž, s níž se museli teoretikové potýkat, neboť není znám dostatečně účinný mechanismus, který by zmíněnou přepravu mohl zajistit. Jistou možnost vysvětlení v sobě skrývá nedávno zjištěná skuteč
nost, že patrně všechny baryové a pravděpodobně i CH — hvězdy jsou složkami dvojhvězdy v pokročilém stádiu vývoje, kde již došlo k přenosu látky mezi složkami. Robert D. Mc Clure, J. M. Fletch er a James M. Nemec (Astrophys. Journ. 238, L 35; 1980) studovali 17 baryových hvězd a 20 náhodně vybraných obrů třídy K pomocí speciálního spektrom etru umístěného na l,2m reflektoru Dominion Astrophysical Observátory. Spektrometr umožňuje rychlé a dosti přesné měření radiál ních rychlostí fotoelektrickou metodou. Kritériem pro odhalení dvojhvězd mezi studovanými hvězdami byla velká disperze pozorovaných radiálních rychlostí, disperze, jež podstatně převyšuje přesnost určení radiálních rychlostí u stan dardních hvězd. Ve vzorku 20 norm álních obrů třídy K byly nalezeny 3 dvojhvězdy, další čtyři hvězdy jsou z příslušnosti ke dvojhvězdám podezřelé. Tedy zhruba jedna třetina obrů třídy K patří mezi spektroskopické dvojhvězdy. Naproti tomu prakticky všechny sledované baryové hvězdy se projevují jako spektroskopické dvojhvězdy s nevelkou amplitudou změn radiálních rychlostí. Oběžná doba těchto dvojhvězd je poměrně dlouhá — činí desítky až stovky let. Baryové hvězdy se nacházejí v poměrně volných podvojných soustavách, kde druhou složkou je málo svítivé těleso nevelké hmotnosti — nejspíše bílý trpaslík. Hvězdy jsou od sebe vzdáleny několik astronom ických jednotek. K vysvětlení pozorovaného nadbytku barya v atm osféře baryových hvězd před kládají autoři vzpomínané práce následující vývojový scénář. V minulosti byla nyní sekundární složka hmotnější a předstihla ve svém vývoji druhou složku. Vzhledem k tomu, že byly složky soustavy od sebe dosti vzdáleny, neovlivňovaly se vzájemně ve vývoji. Hmotnější složka přešla do stádia obra, v jejím nitru došlo k několikerému zapálení hélia, při němž byla proudem pomalých neutronů vy tvořena řada těžších prvků, mimo jiné i baryum. Poloměr primární hvězdy neu stále rostl, až se nakonec povrch hvězdy dotkl Rocheovy kritické plochy. Pak došlo k rychlému přetoku značné části hmoty této hvězdy na druhou složku. Role hvězd v soustavě se vyměnily — primární složka soustavy se stala složkou sekundární. Po přetoku se sekundární složka zbavená podstatné části své hmoty zhroutila a zbyl po ní degenerovaný zbytek — bílý trpaslík. Složení atmosféry a horních vrstev hvězdy, jež přijala látku původně hmotnější hvězdy, odpovídá zřejmě chemickému složení vnitřku této hvězdy. Atmosféra nynější primární složky je tedy obohacena řadou těžších prvků, které vznikly v průběhu jaderného vývoje v nitru druhé složky. Z odborných vědeckých sdělení se bohužel jen málokdy dozvíme, jaké byly skutečné důvody toho, že se určitý výzkum zaměřil právě na tu a nikoli jinou stránku věci, proč byla zvolena právě ta pozorovací technika nebo právě onen způsob zpracování výsledků. Důvody mohou být nejrůznější — od těch nejprozaič tějších, jako např. omezení dostupnou pozorovací technikou, až po ty nejbizar nější, které nazýváme vědeckou intuicí nebo „vědeckým čichem 11. V tomto smyslu je článek Mc Clureho a jeho spolupracovníků výjimkou, neboť se v něm uvádí pravý důvod, proč vzniklo podezření, že baryové hvězdy jsou dvojhvězdy, a proč se začaly studovat jejich radiální rychlosti. Ten důvod je velmi zajímavý, protože se na první pohled baryových hvězd vůbec netýká. Mc Clure v posledních letech system aticky studoval pekuliární hvězdy pozdních spektrálních tříd mezi členy kulových hvězdokup. Pekuliární hvězdy se mezi hvězdami kulových hvězdokup vyskytují poměrně zřídka. Byly nalezeny jen CH - hvězdy, a to pouze v systém ech s nízkou koncentrací hvězd jako jsou
nerovaným souputníkem. Proto se nyní úsilí týmu vedeného Mc Clurem soustře ďuje na měření radiálních rychlostí vzdálených pekuliárních a obřích hvězd třídy K v kulových hvězdokupách. Ukáže-li se, že i CH - hvězdy jsou složkami dvoj hvězd, bude to mimořádně důležité pro interpretaci pozorovaných anomálií che mického složení hvězd v kulových hvězdokupách a obřích hvězd vůbec.
Milan Bursa
Podíl planet na slapových deformacích zemského tělesa
Slapové deformace těles, která nejsou dokonale tuhá, mají obecně vliv na jejich rotační a dráhovou dynamiku. Každá dvojice těles deform ace schopných, obíha jících okolo společného barycentra, sm ěřuje ve svém rotačně-dráhovém vývoji obvykle k rezonanci 1 : 1 , tj. ke stavu, kdy rotační periody jsou rovny právě periodám oběžným. Slapové deform ace jsou obecně tím větší, čím jsou hmotnosti těles větší, čím méně jsou tělesa od sebe vzdálena a čím více se odchylují od stavu dokonalé tuhosti. Zemi nejvíce slapově deformuje Měsíc. Slapové deform ace od Slunce jsou asi poloviční a slapové deform ace Země od planet jsou o čtyři řády menší než lunisolární; prakticky jsou zcela zanedbatelné. V poslední době se široká veřejnost obrací na oddělení dynamiky sluneční soustavy Astronomického ústavu ČSAV s dotazem : „Co se na Zemi stane, až se všechny planety naší sluneční soustavy dostanou do jedné přímky? Prý má tento jev nastat v roce 1982“. (Viz např. i). Vypočítejme si proto úhrnné slapové de form ace Země od planet pro případ, kdy jsou heliocentrické délky planet blízké nebo se liší o 180°. Východiskem pro odpověd je velikost slapotvorného potenciálu V v obecném bodě M (obr. 1) na povrchu zemského tělesa. Ten je zde roven součtu potenciálu síly odstředivé, vznikající pohybem rušeného a rušícího tělesa okolo společného barycentra, a síly gravitační od tělesa rušícího. Situace je schem aticky znázorněna na obr. 1 pro případ slapotvorného potenciálu od Měsíce; w i (0) je gravitační zrychlení, buzené Měsícem v těžišti Země O ; W2 (0 ) je zrychlení odstředivé, mající týž sm ěr i velikost v libovolném bodě M, tj. u>i ( M} = w% ( 0 ) ; ý je úhel mezi geocentrickým průvodičem p© bodu M a geocentrickým průvodičem těžiště O’ rušícího tělesa (M ěsíce); dm© je obecný hmotnostní element, 4® © vzdálenost těžišť obou uvažovaných těles; význam dalších veličin je zřejmý z obrázku. Pro daný účel, kdy chcem e pouze řádově určit maximální amplitudy slapových vln, můžeme gravitační pole rušícího tělesa bezpečně považovat za sféricky sy metrické, tedy za pole hmotnostního bodu či ideální koule. V obecném bodě M zemského tělesa, považujeme-li je za dokonale tuhé, je pak slapotvorný potenciál od planety o hmotnosti M' přibližně roven
v [M] * t " i r H r )2 130052 * - 1);
(1)
GM’ je tzv. planetocentrická gravitační konstanta (součin Newtonovy gravitační konstanty G a celkové hmotnosti M' p lan ety); veličiny A, ^ mají týž význam jako na obr. 1 pro případ Měsíce. Tíhový potenciál W je v důsledku (1 ) deformován; velikost deformací, vyjád řená relativně k W, činí 1 J. D anko, L. K řiv sk ý , M. Š p a č e k : Lze o č e k á v a t v r o c e 1982 p říro d n í k a ta s tr o fy n a Z em i? V esm ír 55, 93; 1976.
Tabulka Z. H eliocentrické d élk y n ěkterých planet 6. 4. 1981
6W
W ~
M'
2
Těleso
L
Země Venuše Jupiter Mars Saturn
196°
L + ISO° 195°
186°
194°
186°
I o ffl \ 3
M,
Maximum nastává při í< = 0 nebo = *r, tj. je-li rušíci těleso v zenitu nebo nadiru bodu M. Maximální hodnoty veličin M' Ais
jsou v tab. 1. Číselné údaje v tab. 1 (získané většinou ze soudobých družicových údajů] ukazují, že slapové změny geopotenciálu, působené Měsícem a Sluncem, činí re lativně asi 6.10 ~8 celkové hodnoty geopotenciálu, a slapové změny, působené planetami, jsou ještě o další 4 rády menší; činí m aximálně (u Venušej jen 3.10-12 celkové hodnoty. V pořadí za Měsícem a Sluncem je sled prvních čty ř planet podle velikosti slapových deform ací Země tento: Venuše, jupiter, Mars, Merkur. Mezi prvními čtyřm i je tedy z gigantů jen Jupiter, pak teprve následuje Saturn, Uran a Neptun. Efekt totiž ubývá s 3. mocninou geocentrické vzdálenosti planety. Změny geopotenciálu působí deform ace hladinových ploch. Maximální hodnoty jejich radiální složky (pro <j> = 0, *). V (M ) g
l
M' I o9 \ r o , J A í^ b r ) í3cos2* - ^ -
počítané pro případ dokonale tuhé Země, jsou v tab. 1; g značí tíhové zrychlení. V ní jsou zároveň uvedeny maximální vertikální posuny zemské kůry Sp = ftáp, vypočítané pro případ Země dokonale pružné, jakož i maximální slapové změny Sg tíže g Sg = a - ^ k + h)
(3 cos2
— 1 ),
rovněž pro Zemi dokonale pružnou; k a h jsou Loveovy param etry, které pro Zemi činí přibližně k = 0,290, h = 0,584.
i
rj 1 ^ tn SO u ,E
T ě le s o
Tabulka
r l
H
H
H
H
H
N
CD N
t-
h
h
cm
H
H
H
ls N 8) N lš O « O N CD~ i r í CNJ CO~ c f CD r-T
(10um]
cnj
1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 O rH OO rH rHO rHO rHO rHO rHO rHO rHO rH =CCDCO^ c\i cvi CN J CDCD * in cnj
0)
0,048 469 0,006 782 0,205 631 0,016 717 0,055 609 0,093 388 0,046 323 0,009 002 0,249
■ < '• n-
H e lio c e n t r ic k á vzdál, v p e r lh e lu
Tř O ^ TT O rsT o" co ’ Nin ir —i ^
Or^OCNJCiCDCJCO T?ic;incco;=coo m Hinco co
O o o o o w *"! lO ~íCOCOrH*"! 'iO C^inCD MC C N J cd”X C O * " x” rH T jí co " rH O 332inrHCNjcoroot^o O^Xt^XOOXXO ■^iCN jTrcD CN jcN Jt^incD ^1 —icnj cnj cnj co SCOH CN J C O -H
3
—
O
5,202 561 0,723 332 0,387 099 1,000 000 9,554 747 1,523 688 19,218 14 30,109 57 39,518
h oj tji tji
■ * T c r ^ < 3 '< r c ^ i r i n C '-
1 1 1 1 1 1 1 1 1
3 0 0 0 0 0 0 0 0
H
£
H
H
H
H
H
H
H
H
r ji i r j c D O C D C O t ^ C C X \n -rl* CD O X CNJ^ CO_ rH_
03 č n í
in
rH
co”cnj co”tjTin in
Jupiter Venuše Merkur Země Saturn Mars Uran Neptun Pluto
©
N CD _O, O' ca CXt** N ■rrcvítCcocrint^t'' n r. x a; in x * n CN J COCD N C H N TT OOOO H COCD03
P la n e ta
^ S g ■5 •O s on
m ^ í N o c jO - - r* 1 1 II 1 II 1 creo«-H t t^— o o o o o o o o ( rHrHrHrH rHrH o”O CN J CN J CD tŤ
0,012 300 332 946 0,814 998 317,896 0,107 447 0,055 273 95,168 14,559 17,239 0,186
T o r b itá ln í [dní] ^2.
1. Slapové
účinky
M ěsíce, Slunce
a planet na Zemi.
= 398 600,47.109m3s - 2 )
.§•?
1 1 1 1 1 1 1 1 1
o o o o o o o o o
H
in 'C N « o o©ON -< --' 1 1 1 1 1 1 1 1 -HO OO O OO O OO CN J rHrH tHrH*HrHrHi— l rH o* o” ^ cvi cvi
Mésic Slunce Venuše Jupiter Mars Merkur Saturn Uran Neptun Pluto (systém planeta -f satelit)
!=§-¥
"M N n coifliň S 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 O O O oO O O O O O rc cd^ o: m irí cnj irj r-l
[UI] dř
ra Oj ' •°§
Opět vidíme, že ze všech planet má největší vliv na vznik slapových deformací zemské kůry, jakož i změn tíže Venuše, způsobující ovšem i tak deform ace desetitisíckrát menší než Měsíc nebo Slunce. Deformace Země od planet jsou zcela mimo soudobé technické možnosti přímé detekce a jejich úhrnný efekt je ve srovnání s lunisolárními slapy zcela zanedbatelný. Jinými slovy, jakékoliv změny v polohách planet jsou z hlediska slapových deformací zemského tělesa zcela bezvýznamné, neboť podíl planet na těchto deform acích je vždy bezvýznamný, činí jen asi desetinu promile slapových deformací od Měsíce a Slunce. Přesto se však podívejme na některou z „nebezpečných" konfigurací planet z hlediska slapových deformací Země. Přitom si uvědomíme, že jev je zcela stejný, nacházejí-li se planety na stejné straně od Země nebo na stranách opač ných, jak ostatně ukazují uvedené vzorce, v nichž rozhodující je funkce cos2 $ (např. cos2 ý = 1 pro f = 0°, 180°]. To znamená, že heliocentrické délky planet (a Země) nemusí být jen blízké, nýbrž mohou se lišit i o 180\ Potom takové „nebezpečné" konfigurace nejsou jevem nikterak řídkým. V roce 1981 jich bylo dokonce několik, jedna [celkem náhodně vybraná) např. okolo 6. dubna 1981. H eliocentrické délky „rozhodujících*1 planet (krom ě Merkuru) pro toto datum jsou v tab. 2. S výjimkou Merkuru byly 6. 4. 1981 uvedené planety a Země zhruba na přímce, v sektoru širokém jen asi 10°. Úhrnný slapotvorný potenciál všech uvedených planet činil přesto jen ~ 3.10 ~12 celkové hodnoty geopotenciálu. To je řádově účinek Venuše; hladinová plocha geopotenciálu byla (za předpokladu dokonale tuhé Země) radiálně deformována zhruba pouze o dvě setiny milimetru a zemská kůra o setinu milimetru (za předpokladu Země dokonale pružné). Variace tíže nedosáhly ani hodnoty 10~ 10ms~2 (jedné setiny m ikrogalu). Autoři, kteří znepokojili veřejnost nepřípadnou fyzikální interpretací geom e trického seskupení planet v příštích letech, by mohli namítnout, že jim nešlo o přímý účinek na Zemi, nýbrž o efekt zprostředkovaný přes Slunce. Podívejme se proto ještě, jak velké jsou maximální radiální slapové deform ace <Sp hladinové plochy Slunce od planet. Odpověď dává tab. 3 [a je velká poloosa dráhy, e její excen tricita). Největší jsou od Jupitera a Venuše ~ 0,7 mm; v součtu by při nej příznivější konfiguraci (všechny v perihelu) dosáhly hodnoty asi 2 mm. Z hle diska deformací slunečních hmot jiného (neslapového) původu je to veličina zcela zanedbatelná. Přitom mezi prvními čtyřm i z velkých planet je opět pouze Jupiter. To znamená, že ani z hlediska deformací Slunce není vliv Saturna, Urana a Neptuna významný, jak by se mohlo zdát např. z prací Meeuse2 a Ahnerta3. Z uvedených skutečností vyplývá, že z hlediska dynamiky sluneční soustavy geocentrická konfigurace planet v jakékoliv variantě je zcela podružná a neza sluhuje v tomto směru žádné pozornosti.
Co říkají spektra hvězd | Oto Obůrka Při čteni astronom ických textů přicházíme často k symbolům, které dešifrovány vyjadřují spektrální charakteristiky hvězd. Slunce je charakterizováno dG2 nebo G2 V, hvězda Deneb (a Cygni) cA 2 nebo A2 la , hvězda Pollux (5 Geminorum) gKO nebo K0 111, od r. 1784 známá proměnná hvězda S Cephei má proměnné spektrum F 5 1b — G2 Ib. Spektrum zářícího objektu nás informuje o jeho chemickém složení a fyzikál ních podmínkách záření. Proto je znalost spekter důležitou složkou studia hvězd ných těles. Astronomové poznali, že se spektra jednotlivých hvězd liší, a hledali možnost jejich roztřídění, což v několika krocích provedl Secchi (1863, 1868, 1878). Po postupných změnách a doplňcích, provedených známými spektroskopisty bylo na Harvardově observatoři vypracováno klasifikační schém a, které * J. M eeu s: Un a lig n e m e n t des p la n é te s . L ’A stro n o m ie, 1981. 3 P. A h n e rt: E in e P a rad e d er P la n e te n ? Die S te r n e 55, 83; 1979.
bylo v r. 1922 přijato Mezinárodni astronomickou unií, jež je doporučila k obec nému užívání. Harvardské spektrální třídění řadí hvězdy v podstatě podle povrchových teplot do tříd O, B, A, F, G, K , M. Do schém atu lze zařadit více než 99 °/o všech známých hvězd. Podrobnější popis harvardské klasifikace najdeme ve všech učebnicích astronomie, a proto se o ní zmíníme jen zcela krátce. Do spektrální třídy O náleží nejžhavější hvězdy s povrchovými teplotami až 100 000 K, vyznačující se absorpčními čaram i ionizovaného hélia He II. Třída B je charakterizována čaram i neutrálního hélia a začínající absorpcí vodíkových čar Balmerovy série. U hvězd spektrální třídy A tato absorpce zřetelně převládá, ve třídě F se prosazují stále výrazněji čáry ionizovaného vápníku Ca II. Objevují se také čáry kovů, hlavně železa, které se ve třídě G uplatňují výrazně vedle silných ča r vápníku Ca II a mnohem slabších vodíkových čar. U třídy K kovové čáry zcela převažují. Objevují se již také molekulární pásy, zvláště TiO, které pak u červených hvězd třídy M zcela převažují. Chladné hvězdy mají povrchové tep loty okolo 3000 K. Vedle hlavní spektrální řady asi 0,05 % hvězd tvoří několik zvláštních skupin. Na horkém konci je to spektrální typ P planetárních mlhovin s emisními spektry, typ Q zahrnující novy a typ W, jemuž náleží Wolfovy-Rayetovy hvězdy s širokými emisemi hélia, kyslíku a křemíku. U chladného konce posloupnosti se odvětvuje spektrální typ C (dříve označovaný také R nebo N ], zahrnující uhlíkové hvězdy, kde jsou molekulární pásy TiO spektrální třídy M nahrazeny pásy kyanu CN, kysličníku uhelnatého CO a uhlíku C2. Další typ S, tvořený malou skupinou tzv. zirkonových hvězd, se vyznačuje pásy ZrO. Původně bylo zavedeno rozdělení každé spektrální třídy do 10 stupňů od 0 do 9, prakticky se však tak jemné dělení nepoužívá. Nejpoužívanějšími kritérii při roz lišování spekter jsou intenzity a poměry mezi intenzitami vybraných čar, zvláště H, He, Ca, C, N, O, Mg, Si, CH, TiO. Spektrální typ charakterizuje povrchovou teplotu hvězdy, neříká však nic o její vlastní svítivosti, která závisí na teplotě a velikosti zářícího povrchu. Vždyť obr třídy M je asi miliónkrát jasnější než trpasličí hvězdy téže spektrální třídy. Proto byly pro označení hvězdných typů zavedeny znaky: c — nadobr, g — obr, d — trpaslík, sd — nebo SD — podtrpaslík, w — bílý trpaslík [znaky byly po užity již v úvodu článku). K důslednému zpřesnění (dvojrozm ěrné] klasifikace zavedli astronomové Yerkesovy observatoře Morgan, Keenan a Kelman v r. 1943 novou soustavu označo vanou MK s param etry spektrum a svítivost. Svítivost je vyjádřena třídami: 0 — supernadobří hvězdy, I — nadobří, II — jasní obři, I I I — normální obři, IV — podobři, V — trpaslíci (hvězdy hlavní posloupnosti), VI — podtrpaslíci, V II — bílí trpaslíci. Každá skupina může být ještě členěna na podskupiny a, ab , b (příklady jsme uvedli v úvodu). U všech spektrálních typů setkávám e se se všemi luminozitními třídami (třídami svítivosti). Byly vypracovány tabulky absolutních jasností pro hvězdy jednotlivých spek trálních typů a luminozitních tříd. Jako příklady uvedeme absolutní velikosti několika hvězd spektrální třídy FO: bílý trpaslík VII. tř. má abs. vel. + 1 3 ,0 , trpaslík V. tř. abs. vel. + 2 ,7 , obr III. tř. abs. vel. + 1 ,5 , jasný obr II. tř. abs. vel — 2,5, nadobr I a až 0. tř. abs. vel. —8,7. Vezmeme z téže tabulky ještě údaje o absolutních velikostech trpasličích hvězd hlavní posloupnosti luminozitní třídy V: hvězda spektrálního typu 0 5 má abs. vel. — 5,6, spektr, typ AO abs. vel. + 1 ,0 , spektr, typ M5 abs. vel. + 12,3. Určení spektrálního typu vychází zpravidla z vizuálního srovnávání se spektry podobných standardních hvězd. Určení třídy svítivosti je obtížnější než určen: spektrálního typu, protože rozdíly jsou méně zřejmé. Pro velikou složitost spekter nepostačí však ani klasifikační soustava MK, a proto bylo nutno zavést pro řadu zvláštností sam ostatné znaky. Pekuliární hvězdy spektrální třídy A (neobvyklá spektra] se silnými m agnetickými poli jsou označovány Ap. Hvězdy s výraznými čaram i kovů nesou znak m . Asi 10 % všech hvězd spektrálních typů A0 až A5 jsou Am-hvězdy. Hvězdy, které mají v důsledku rychlé rotace rozmazané spek trální čáry, se označují n, nebo nn při velmi rozm azaných čarách . Spektra s ostrý
mi čaram i se značí s, spektra s emisními čaram i, zvláště u hvězd s rozsáhlými obaly, nesou znak e , proměnné spektrum se značí v. Spektra hvězdy se silnými čaram i mezihvězdného vápníku bývají označována Ar. Pekuliární, neobvyklá spektra, která je možno vyjádřit jen podrobným popisem, bývají značena p nebo pec. Snaha o vyšší přesnost a objektivnost v klasifikaci hvězd vedla k dalším mo derním metodám. Pařížský klasifikační systém je založen na m ikrofotometrických měřeních intenzity ča r v závislosti na vlnové délce. Klasifikace pomocí úzkopásmové fotom etrie je založena na měření intenzit vybraných úseků spektra. Pro spektra získaná objektivním hranolem byla vypracována klasifikační metoda pro nízkou disperzi. Tyto otázky rozebereme v jiném článku. Obecně lze říci, že spektrální typy soustřeďují pozornost na podobnosti a jsou vlastně souhrny obecnějších rysů hvězdných spekter. Proto se rozlišení některých typů dosahuje především empirickými metodami. Dokonalý popis hvězdných spekter by měl obsahovat grafy rozvoje záření hvězd v celém rozsahu elektro magnetického spektra nad absorbující zemskou atmosférou. Tím by se získalo nesmírně mnoho inform ací a ukázalo by se, jak se spektra jednotlivých hvězd v podrobnostech liší.
Projekty velkých teleskopů
Pavel Mayer
Před pěti lety překvapila astronom ický svět zpráva o přípravných pracích na projektu nového velkého optického teleskopu. Zpráva vydaná Národní observatoří Kitt Peak v Arizoně hovořila o 0 25m — takový průměr, běžný u radioteleskopů, by znamenal naprostý převrat v optických přístrojích. Přitom zpráva ukazovala, že dvacetipětimetrový teleskop je realizovatelný, že potřebná technologie existuje nebo ji lze vyvinout, snad bez větších obtíží. Zpráva uváděla řadu cest, jak takový teleskop postavit, a v pozdějších letech další nám ěty přibyly. Přirozeně není myslitelná stavba dvacetipětimetrového disku z jediného kusu; disk by musil být sestaven z menších částí, poloha částí stále kontrolována a opravována autom a tickým řídícím systémem. To je technika v optice zatím nepříliš zvládnutá; uva žovaly se proto další možnosti. Jedna z nich již zatím byla úspěšně vyzkoušena teleskopem na Mount Hopkins, dnes třetím největším dalekohledem na světě s ekvivalentním průměrem 440 cm. Jeho šest sam ostatných optických systémů se zrcadly o průměru 180 cm vytváří jediný obraz ve společném ohnisku. Stačí tedy zvětšit jednotlivé systémy na průměr 10 m a vznikne požadovaný teleskop. Mělo by dokonce i být možné menší teleskopy neumísťovat na společné montáži, ale postavit je zcela sam ostatně a spojovat až jimi vytvořené paprskové svazky. Hromadná výroba menších teleskopů, technicky dobře zvládnutá, by pak měla přinést nutné úspory na pořizovacích nákladech. Skutečný teleskop ovšem bude muset splňovat požadavky řady oborů astro nomie. Stále významnějším oborem je infračervená astronom ie — a její poža davek na minimální množství a minimální změny parazitního tepelného záření přicházejícího na detektor z přístroje vylučuje soustavy sam ostatných teleskopů. Takové soustavy, či spíše jen kombinace několika přístrojů, si však zachovávají význam pro interferom etru. Pro infračervenou astronomii nejsou přijatelné ani přístroje typu Arecibo s nepohyblivou optickou plochou (podle známého radio teleskopu) a jejich varianty, neboť skutečně využitá čá st plochy se tu během pozorování mění. Současné úvahy se proto soustřeďují na sestavu teleskopů na společné montáži a na jediný disk. Projekty velkých teleskopů předložily i jiné ústavy — Krymská astrofyzikální observatoř (25 m) a Evropská jižní observatoř (16 m ). Ukazuje se však, že by nebylo moudré, a z finančních důvodů ani možné, pouštět se ihned do stavby tak velkých strojů. Zatím se proto podrobně rozpracovávají projekty
T e le s k o p s e š e s ti sy stém y s e z r c a d ly o prů m ěru 10 m — v ětší v e r z e -s o u č a s n é h o tř e t íh o n e jv ě tš íh o t e le s k o p u sv ě ta n a M ount H o p k in s v A rizoně.
menší. Univerzita v Texasu připravuje stavbu teleskopu se zrcadlem o průměru 760 cm; předpokládá se disk z Jediného kusu, avšak velmi tenký, pouhých 15 cm. Univerzita v Kalifornii velmi vážně chystá teleskop o průměru 10 m. V tomto případě má být disk složen z 36 šestiúhelníků, vzájemnou polohu částí budou sledovat snímače polohy mezi šestiúhelníky. Primární světelnost bude 1 : 1 , 7 5 , pro fotografii má být pole paraboloidu zvětšeno korekčními členy. S pomocí počítače navržený tubus a montáž mají řadu zajímavých prvků. 1 -2 5 6 1
T e le s k o p s jed in ý m zrca d lo v ý m d is k e m slo ž en ý m ze seg m en tů p ř ip o m ín á k l a s i c k é t e le s k o p y — v to m to p ř íp a d ě o v šem s p íš e r a d io t e le s k o p y .
ŠíMGLílS ÁiílilAY
NLAT_ GlJ i ERÁT lvy/i T
č l Čjv u i
Of
2.4 M TELESCGiPES
£
CONCEřT
JVEÁT GE/iERATiO/4 TELEaCGřE CQňiCEPT
™e s in g l e s
ar r ay
or
ÍO M T ELESC G i E i
K resb y zn ázorň u jí so u stav y t e le s k o p ů s ek v iv a len tn ím p rů m ěrem 25 m , s p a p r s k o vým i sv a z k y sp o je n ý m i ve s p o le č n é m o h n isk u . N a h o ře je so u sta v a 108 te le s k o p ů o prů m ěru 2,4 m, d o le je so u sta v a š e s ti t e le s k o p ů o p rů m ěru 10 m.
P r o je k t d e s e t im e tr o v é h o t e le s k o p u k a lif o r n s k é u n iv erzity p o č ít á s p a r a b o lic k ý m d is k e m s lo ž en ý m z 36 š e s tiú h eln ík ů . Tubus i m o n táž m a jí v elm i n íz k o u h m o tn ost.
Vyvrcholením současných snah má být ve Spojených státech národní teleskop o průměru 15 m, s předpokládaným dokončením v roce 1990. Příslušný návrh, který vypracovala observatoř Kitt Peak, v současné době soutěží s jinými astro nomickými projekty o příděl fondů (zejm éna s kontinentálním systémem pro rádiovou interferom etrii na dlouhých základnách). Kresby některých z původních návrhů na 25 m teleskop a kalifornský návrh na 10 m teleskop jsou uvedeny v příloze (str. 253—256).
Zprávy BESEDA SE ČTENÁŘI ŘÍŠE HVĚZD Pražské vydavatelství a n ak lad atelstv í Pa noram a uspořádalo v polovině září t. r. výstavu svých časopisů. V ýstava byla v pěk ném prostředí výstavního pavilónu Panoram a t Praze na Štvan ici a náv štěv níci m ěli p říle žitost se seznám it se záslužnou p rací v ob la sti osvětové čin n o sti tohoto nak lad atelstv í. Jednotlivé časopisy sezn ám ily návštěvníky výstavy se svou náplní — mezi nim i pocho p iteln ě i Říše hvězd. V ýstava, uspořádaná ke Dni tisku, rozhlasu a televize, jis tě sp ln ila své poslání. U příležitosti výstavy se kon aly i besedy se čten á ři jed n o tliv ých časopisů, vydávaných Panoramou. Beseda se čten á ři Říše hvězd se kon ala 15. září a zú častn ili se jí člen o v é re d akční rady Říše hvězd a odborníci z Hvěz dárny a plan etária hl. m. Prahy. Přináším e výtah z projevu prof. dr. O. Obůrky, CSc., předsedy poradního sboru pro hvězdárny a p lan etária m inisterstv a kultury ČSR a dlou holetéh o člen a red ak čn í rady Říše hvězd, který byl pronesen na besedě. M oderní vývoj vědy ukazuje stá le přesvěd čiv ěji na úzké sep ětí astronom ie s o statn ím i přírodním i vědami. R ozšíření astronom ického výzkumu na celou ob last e lek tro m ag n e tick é ho sp ektra (rádiové vlny, in fračerv en á oblast, rentgenové zářen í a zářen í gam a} bylo pod m íněno bouřlivým rozvojem tech n ik y . Každo ro čně je publikováno n ěk o lik tisíc často velm i sp e ciáln ích p rací k jed notlivým otáz kám astronom ického výzkumu. Obraz b líz kého i vzdáleného vesm íru je proto vytvářen složitou skladbou nesm írn ého m nožství d íl čích poznatků. Z toho vyplývá i p roblem atika popularizace nových astro n o m ick ých poznat ků, k terá je základním úkolem Říše hvězd. Rozsah astronom ick ých oborů a m nožství ob jevů a poznatků je tak širok é, že náš nevelký časopis musí velm i uvážlivě vybírat látku k p u blikaci, aby poskytl čten áři aspoň n e j p o d statn ější přehled. Mezi účastníky přednášek a č ten á ři č a so pisů vzrůstá zájem o kosm ologickou pro blem atiku. Časté otázky se tý k a jí rozsahu a struktury poznaného vesm íru, jeh o vývoje a budoucnosti. Lidé se z a jím a jí, bude-ll se vesm ír věčně rozpínat, nebo n a sta n e -li doba opětného sm ršťování. C htějí vědět, k te rá ze sou časný ch kosm ologických te o rií n ejlép e vystihuje sku tečn o st. Vývoj představ o „ s tá ří“ vesm íru (t j. doby uplynulé od velkého tře s k u ), ovlivňovaný úsilím o u rčen í přesné hod noty Hubbleovy ko n stan ty a d eceleračn íh o param etru, bývá často přijím án s nedůvěrou. Bohatství nových kosm olo gick ých d at a představ vyplývá z ohrom né pozorovací a te o re tick é p ráce velkých světových observatoří.
Je však nutno uvážit, že se zde astronom ie pohybuje n a h ra n icích svých sou časných m ožností. Mnohé výsledky jsou zatíženy značnou n ejistoto u . S tá le jso u konstruovány nové aparatu ry a hledán y nové cesty k ově řen í nových i sta ršíc h poznatků a teorií. Tato situ ace odráží se nutně v populárních te x te c h a p řed náškách, kde se autoři vyhý b a jí d efinitivním tvrzením o otázkách , které p ro ch ázejí stálý m vývojem . Vždyť n e jistá a nepodložená tvrzení mohou poškodit názor na serió zn ost a závažnost vědecké práce a postavení vědy v o čích neinform ované ve ře jn o sti. STO LET OD NAROZEN! JAROSLAVA STYCHA L etos 13. září uplynulo sto let od narození jed noho z h lav ních in iciáto rů založení České astro n om ick é sp olečnosti, je jíh o z a k lá d a jí cího čle n a , je d n ate le a dlouholetého m ísto předsedy ing. Jaro slav a Š tych a. Š ty ch se s ta l již v prvních le te c h našeho s to le tí vedoucí osobností popularizačního a osvětového hnutí v astronom ii. Jeho blízký vztah k astronom ii se rodil již za stu d en t sk ý ch le t, kdy pracoval ja k o asiste n t u prof. Zengera. Zájem širo k é v eřejn o sti o astro n o m ické vědění dokládaly již dlouho před prvni světovou válkou zcela zaplněné sály při před n ášk ách proť. Nušla. Tento zájem byl v letech 1909 a 1910 um ocněn sen začn ím i předpověd ím o zkáze světa při průchodu Země chvos tem H alleyovy kom ety. Š tych zorganizoval v tě ch to le te c h velkou sérii přednášek a ve svém ú silí n eu stal ani v le te c h n ásled u jících . Roku 1915 uspořádal v Praze desetipřednáškový kurs astronom ie, k terý sdružil řadu d alších zájem ců a am atérů. S ing. Štychem tu z a ča l spolupracovat K. Anděl, J. K lepešta, K. N ovák, ing. V. R olčík a d alší znám é osob no sti pozd ější České astro n om ick é sp o le č nosti. Toto in iciativ n í seskupení ustavilo již v ro ce 1916 přípravný výbor k založení ČAS. Když snahy Ing. Š ty ch a a jeh o spolupracov níků podpořil posléze i prof. Nušl, byla roku 1917 S p o lečn o st sch v álen a a založena. V prv ním výboru byl Š ty ch jed natelem . Po založení Sp o lečn o sti pokračoval Š tych neúnavně v osvětové a org anizáto rsk é práci. V ro ce 1918 se např. zasloužil o převzetí K le m en tin ské hvězdárny do m ajetk u Českoslo vensk é republiky. Jeho hlavní snahou bylo zřízení lidové hvězdárny v Praze. Po n ěk o lik ale té m ú silí se mu i toto přání splnilo, když rad a hl. m. Prahy v r. 1927 p ropů jčila Sp o lečn o sti domek č. 205 na P etříně a f i n an čn ě zabezpečila jeh o přestavbu na hvěz dárnu. Na vzniku P etřín ské hvězdárny má ing. Š ty ch svou velkou zásluhu. V A stronom ické sp o lečn o sti zastával Štych mnoho le t fun kci m ístopředsedy. Kromě o r g an izáto rsk é a popu larizační p ráce byl však i aktivním pozorovatelem . V ro ce 1936 se zú č a stn il např. výpravy ČAS za úplným zatm ě
ním Slu n ce do S S S R , odkud přivezl řadu zn a m en itých sním ků. Jeho dlouholetou a plodnou práci p řervala v r. 1941 před časná sm rt. Na leto šn í ro k připadá tedy i 40. výročí Štychovy sm rti. Štychovi spolupracovnici a p am ětn íci po čátk ů ČAS dnes již n e žijí. Nedávno zesnulý J. K lep ešta nám , později narozeným , však m nohokrát poutavě přiblížil ve svých vzpo m ínkách tuto dobu, a tak je nám i pam átka ing. Š ty ch a bližší. Jeho život a zásluhy byly na strá n k á ch Říše hvězd v íce k rá t zhodno ceny. Snad n e jlé p e to d okázal jeh o dlouho le tý spolupracovník K arel Anděl v nekrologu r. 1941 [ŘH 1941, str. 25 ). Je tedy v íce než sym bolické, když urny obou v elk ý ch p řátel a spolupracovníků, Š ty cha a Anděla, jsou dnes uloženy vedle sebe v p ilíři hlavního dalekohledu P etřín ské hvěz dárny, o je jíž zbudování se oba zasloužili. P oslání a form y popularizační a am atérské p ráce v astronom ii se za řadu le t od doby ing. Š ty ch a značně zm ěnily. Hodnoty, které nám po sobě zan ech al, v šak zů stáv ají. P. N. ř í š e h v ě z d b l a h o p ř e je
Bezm ála dvě třetin y s to le tí uplynuly od doby vzniku Čs. astron o m ick é sp olečnosti a v íce než p ů lstoletí od založen í první lidové hvězdárny. Dnešní, jistě velm i potěšitelný stav těch to o b lastí i odborná astronom ie těží i z m inulosti. V toku času se m nozí zaslou žili o rozvoj ve své době a je jic h zásluh vzpomí nám e obvykle při příležitosti životních ju b i lei. V letošním ro ce dovršil 70 le t A lois V rátník a F ra n tiše k M atěj, 60 le t Z. Corn a dr. V ilibald Cách. P řejem e jim mnoho zdraví i š tě stí do d alších le t i d alší k o n takty s vědou, k te rou si ta k oblíbili. O ld řich H la d
Co no v éh o v astronomii NOVA DRÁHA PLANETKY 1981 QA V č. 10/1981 (str. 215) jsm e inform ovali o objevu nové planetky 1981 QA, kterou n a lezl 21. srpna L. Brožek na K leti, a v č. 11 /1981 (str. 233) jsm e o tisk li předběžné e le m enty dráhy této zajím avé planetky . Z d al š ích p řesn ý ch poloh vypočetl B. G. M arsden zpřesněnou dráhu, je jíž elem enty jsou: T = 1981 V III. 23, 309 EČ co = 154,256° ) Q = 171,782° } 1950,0 8.443° | i = Q = 1,18728 AU e = 0,45091 a = 2.16226 AU P 3,18 roku. IAUC 3634 ( B )
JASNA NOVA VE VELKÉM MAGELLANOVĚ MRAČNU Na sním ku exponovaném L. E. Gonzálezem 30. září M arkutovovou kom orou n a hvězdárně Cerro el Roble o bjev il M. W ischnjew sky novu 12. fo to g ra fic k é m agnitudy ve V elkém Magellanov ě m račnu. Ve d nech 6. a 7. říjn a 1981 b yla nova pozorována na observatořích v A ustrálii a n a E vropské již n í hvězdárně. V je jím sp ektru byly nalezeny četn é em isní čáry superponované na kontinuum . Zvláště ja s n á byla červen á čára Balm erovy série vodíku Ha, dále byly z jiště n y em ise F e II, He I, S i II, O I a d alší. Z posunu č a r byly určeny dvě složky s rad iálním i ry ch lostm i asi — 2000 km/s a — 2900 km/s. Nova patrně dosáhla m axim a ja sn o sti kolem 8 ,l m (ve v i zuálním oboru) v polovině záři 1981 a je jí absolutní m agnituda m ohla být v té době asi — 10,5. Poloha novy je (1950,0): a = 5h32m41,7s
S = —70°24'12". IAUC 3641 ( B /
ODCHYLKY ČASOVÝCH SIGNÁLU V ZÁŘI 1981 D en 2. IX. 7. IX. 12. IX. 17. IX. 22. IX. 27. IX.
UT1-UTC + 0 ,2 7 8 9 s + 0 ,2 7 2 9 + 0,2629 + 0 ,2 5 2 3 + 0 ,2 4 1 3 + 0 ,2 3 0 3
UT2-UTC +0,2567« + 0,2485 + 0,2368 + 0,2249 + 0.2130 , + 0 ,2 0 1 4
V ysvětleni k tab u lce viz ŘH 62, 18; 1/1981. V. P t á č e k CURYŠSKÁ HVĚZDÁRNA ZRUŠENA Spolková hvězdárna v Curychu byla k e dni 1. dubna 1980 zru šena. N ešlo o aprílový žert, a le o sk u tečn o st, k te rá jis tě mnoho a s tro nomů, především p ra c u jícíc h v oboru h eliofyziky, překvapila. Je pravda, že budova hvěz dárny (p o stav en á 1861— 1864), dnes v cen tru m ěsta obklopená vysokým i budovami různých faku lt, nem ohla již plnit svoje poslání v plné m íře. Ale so u částí ústavu byly i m oderně v y bavené pobočky v A rose (v A lpách) a v Locarnu na jih u Š v ý carsk a; první byla vybudo vána v ro ce 1939, druhá byla v r. 1957 v yba vena moderním přístrojovým zařízením . Ř ed iteli Spolkové hvězdárny b y li odbornici, je jic h ž jm én a jso u dodnes dobře znám á — profesoři R. W olf (v r. 1848 zavedl relativ n í č ísla slu n ečn í č in n o sti), A. W olfer, W. Brunner a M. W aldm eier. Po odchodu prof. W aldm eiera do důchodu v r. 1979 se s ta l řed itelem hvězdárny Švéd prof. S te n flo , za jeh ož k r á t kého působeni bylo zastaveno vydáváni r e la tivn ích číse l, k te rá ústav po v lce než sto le tí odvozoval a publikoval (k e kon ci roku 1980), a hvězdárna b yla zlikvidována; n e je n v Cu rychu, a le i obě pobočky. Co všechno bylo
příčinou zrušení po celém světě tak znám ého ústavu nen í z c ela přesně p isa te li tě ch to řádek znám o, fak tem však zůstává, že vybu dování nového astronom ického ústavu je pod sta tn ě o btížn ější než zrušení stáv ajícíh o . Č tenáře jis tě napadne, co se sta lo s Curyšskou hvězdárnou. Budova v Curychu (p o sta vená znám ým stavitelem Sem perem ) je ch rá n ěn a ja k o h isto rick y cen ný o b jek t, takže ji n en í možno zbourat. B yla p řid ělena ústavu pro dřevařskou tech n olog ii Spolkové vysoké školy te ch n ick é. Z pobočky v A rose se stalo re k re a čn í střed isk o, v Locarnu dosud pozo ru je jed en soukrom ník. P řístro je ústavu byly rozdány, prodány a dány do sběru, stejn ý osud p ostih l i jed in ečnou knihovnu s p e c ia li zovanou na heliofyziku. Jsou různé osudy lid í — a ja k je vidět i ústavů; dobré i špatné. Osud Spolkové hvězdárny v Curychu a je jíc h poboček patří nepochybně do k ateg o rie druhé, a to jis tě i podle o b jek tiv n ích m ěřítek a nikoliv podle názoru p isatele této zprávy, který m ěl kdysi d elší dobu m ožnost na ob servatořích v Cu rych u a v Arose pracovat. Jiří B o u š k a DALŠÍ MEZINÁRODNI POSÁDKY NA OBĚŽNOU DRAHU KOLEM ZEME V rám ci spolu práce s o c ia lis tic k ý ch zem í při výzkumu kosm ického prostoru starto valy od března 1978 n ě k teré sov ětské kosm ické lodě typu Sojuz s m ezinárodním i posádkam i: velitelem byl vždy sovětský kosm onaut, dru hým členem posádky byli kosm onauté z Čes koslovenska, P olska, NDR, B ulharska, M adarska, Vietnam u, Kuby a M ongolská. Kosm o nauté z těch to zem í (s výjim kou sovětskobulharské posádky, k te rá zcela n esp ln ila p lá novaný ú kol] p racovali tak é po dobu asi 1 týdne na sovětské orb itáln í sta n ic i S a lju t 6. V příštím ro ce má d o jít v rám ci sovětskofran cou zské spolupráce při výzkumu k o sm ic kého prostoru k prvnímu letu sov ětsko-francouzské posádky n a lodi typu Sojuz a ke sp o je n í se S alju tem 6. Francou zský úřad pro kosm ické letectv í vybral pro ten to le t dva kandidáty, L. C retiena a P. B andryho; v obou případech jde o v o jen sk é le tce . Jak bylo oznám eno v září t. r., prvního sov ětsko-francouzského letu na oběžné dráze kolem Země se z fran cou zské stran y v příštím ro ce zú č a stn í L. C retien. Bude n ějak ý čas p racovat na sov ětské orbitáln í sta n ic i S a lju t 6 (č í snad 7} spolu se sovětským i kolegy n a program u, který vypracovali fran co u zští odborníci. PÉCE O SLUNEČNÍ HODINY V NDR Archenholdova hvězdárna v b erlín sk é čtvrti Treptow , založen á r. 1896, p racu je již dlouhá lé ta bad atelsky na úseku d ějin astronom ie. Bohaté výsledky uv eřejň u je ve svých publi k ačn ích řad ách „V ortrage und S c h rifte n " a „V ero ffen tlich u n g en ", nebo knižně. Před dvěma roky byla při hvězdárně vytvořena zvláštní pracovní skupina pro gnóm iku, k terá
si v ytk la úlohu provést soupis a popsat v še chny h isto rick y význam né a um ělecky cenné slu n ečn í hodiny v c e lé NDR. Ve spolupráci s ústavem och rany pam átek u silu je hvěz dárna o zařazen í cen n ý ch pevných slu n eč n ích hodin n a budovách, v p arcích apod. mezi pam átkově chráněn é o b jek ty a o zabezpečení je jic h o ch rany a údržby. S e k c e gnóm oniky — k te rá má sídlo při astronom ickém středisku v Postupim i — v yvíjí tak é in iciativ n í činnost a podává návrhy, aby se i dnes, v době a to m ových hodin, vytvářely nové slu n ečn í ho diny v n ěm ecký ch m ěstech a v esn icích , a po sk y tu je odborné a te ch n ick é rady. Za pom oci astronom ů am atérů , muzeologů, u čitelů a d alších och otných spolupracovníků a při popu larizaci v ěci tisk em a rozhlasem , byly během n e ce lý ch dvou le t získány in fo r m ace o 596 slu n ečn ích hodinách. Z toho 180 o bjektů bylo již podrobně popsáno, za m ěřeno a pořízena fo to g ra fic k á dokum en ta ce. S e k c e p okraču je v odborném zpracování obsáhlého m ateriálu a připravuje atlas, za ch y c u jíc í přehledně v šechna m ísta s in fo r m acem i o slu n ečn ích hodinách. V době zvýšeného ú silí o uchování ku ltu r n ích odkazů m inulosti je tato čin n o st n ěm ec k ý ch astronom ů velm i záslužná a hodná n á sledování. O. O bů rka MV LYRAE ZDROJEM MĚKKÉHO RENTGENOVÉHO ZÁŘENÍ Prom ěnná hvězda MV L y r je v sovětském katalogu prom ěnných hvězd (O bščij katalog perem ennych zvezd] klasifik o v án a jak o no vám podobná hvězda m ěn ící sv o ji ja s n o st při bližně v rozm ezí 10,5m— 14,0m. Jak z jis til již v ro c e 1954 M. F . W alker, ja sn o st hvězdy vy k azu je ta k é re lativ n ě ry ch lé zm ěny v časové šk á le asi 5 m in s am plitudou až asi 0,4m. V tém že ro ce získ al J. L. G reen stein spektrum MV L y r, z kteréh o usoudil, že v případě této hvězdy jd e patrně o bývalou novu. Později získan é údaje o MV L y r tuto k la sifik a c i plně potvrdily. K. O. M ason, S. M. Kahn a C. S. Bowyer nedávno oznám ili, že se jim v rám ci analýzy údajů d etektoru m ěkkého rentgenového zá ře n í (in te rv a l en erg ií kvant 0,18—0,43 keV ), um ístěného na palubě družicové observatoře pro astrofyziku vysokých en erg ií HEAO-1 získan ý ch v říjn u 1977 podařilo objev it nový m ěkký rentgenový zd roj, k terý o značili jak o H 1 9 0 1 + 4 3 . Již zběžná prohlíd ka katalogů u k ázala, že poloha nového zdroje je v dobré shodě s polohou novám podobné hvězdy MV Lyr. In ten zita zdroje v oboru 0,18—0,43 keV je přibližně 1,5=0,3 re g is tra c í s - 1 . V e n e rg ič tě jším oboru 0,5—2,5 keV v šak em ise z ob la sti MV L y r z c ela chybí, což om ezuje m axi m ální tep lotu o b lasti v yzařu jící rentgenové zářen í a si na T < 1,2.107 K. H ledání tvrdé rentgenové em ise z MV L yr je kom plikováno re lativ n í b lízkostí jasn é h o tvrdého rentg eno vého zd roje 4U 1 9 1 9 + 4 4 . M ěkká rentgenová
em ise z oblasti MV L y r zcela zm izela po 22. říjn u 1977, což zjevně poukazuje na vý raznou prom ěnnost rentgenového zářen i MV Lyr. Objev m ěkké rentgenové em ise z MV L yr před stavu je je n d alši z celé řady v poslední době provedených id e n tifik a cí kataklyzm ických prom ěnných hvězd (novy, trp a slič í novy a novám podobné hvězdy) s rentgenovým i zdroji. Nové údaje z druhé poloviny sedm d esátých le t navozují dojem , že souvislost mezi těm ito hvězdami a tzv. rentgenovým i dvojhvězdam i s nízkou hm otností (low -m ass X -ray b in aries — před stav itelé S c o X -l, C yg X-2, AM H er a j.) může být velm i tě sn á a že ch a ra k te ristik y ja k k atak ly zm ick ých hvězd, ta k rentgenových dvojhvězd s nízkou hm ot no stí lze p atrn ě o b jasn it v rám ci jednoho obecného modelu a k re ce hm oty na kom pakt n í o b je k t v rám ci m álo hm otné tě sn é dvoj hvězdy s n ěk terým i prom ěnným i param etry (rozsah ak re ce , hm otnost slo žek dvojhvězdy a ak rečn íh o disku, bílý trp aslík resp. neu tro nová hvězda na m ístě kom paktní složky a td .). Z d e n ě k U rban PLANETKY MĚNÍ BARVU V A stronom ickém ústavu univerzity ve Štýrském H radci se již řadu le t u rču jí ro tačn í doby plan etek. H. J. S ch ober a A. S ch ro ll nyní analýzovali získan á foto m etrick á m ěře ní ve sp e k tráln ích oborech U, B, V planetek (3 ) Juno, (3 6 ) A talan te a (4 8 ) Doris. Zatím co u A talan te (doba ro tace 9,93 h ) nebyly z jiš těny žádné zm ěny barevných indexů, u a ste roidů ju n o (doba ro ta ce 7,209 h ) a Doris |doba ro ta ce 11,9 h) se m ění barevný index B — V v záv islosti na ro taci. V ysvětlení změn barevného indexu je snadné předpokladem e x iste n ce barevných skvrn na povrchu p la n etek . J. B.
Nové knihy a publikace • B u lletin čs. a s t r o n o m ic k ý c h ú stav ů , ro č ník 32, čís. 6 obsah uje tyto v ědecké práce: E. K resák: Doba života a m izení periodických kom et — E. M. P ittich : Vývoj drah period ic kých kom et S h a jn -S ch a ld a ch a W hipple — W. J. B aggaley: M ěření p o čátečn ích poloměrů ionizovaných sloupců rádiových m eteorů při použití záření jed né vlnové délky — V. Bumba a L. H ejna: O blast protonových eru p cí na Slu nci v červnu a červen ci 1974 (I. Jednotlivé fáze vývoje lo k áln ích m ag n etick ý ch polí a pozadí) — D. L. Dimitrov: Jednoduchý model chem ick ého vývoje (Zastoupení uhlí ku, dusíku a ky slík u v m ezihvězdném p ro stře d í) — Z. S tu ch lík : Nulové geo d etick é čáry
v Kerrově-N ew m anově m etrice — M. Bursa a Z. Ším a: G ravitační pole M arsu v oblasti Tharsis a je jí an om áln í hm ota. — V šechny práce jso u psány an g lick y s ruským i výtahy. K číslu je připojen věcný a jm en ný re js třík ročníku 32 (1 9 8 1 ). -p an • P r o c e e d in g s o f t h e S e v e n t e e n t h G e n e r a l A s sem b ly (M o n tr ea l 1979) — T r a n s a c tio n s o f t h e In t e r n a tio n a l A s tr o n o m ic a l U nion, V ol. XV II B. N akl. D. R eidel, D ordrecht— B osto n — London; str. X + 526, váz. S 68,50. — M ezi národní astron o m ick á unie vydává o svých kon gresech zprávy, k te ré ob sah u jí velmi důležité in fo rm ace pro v šechny čle n y této vrcholné in te rn a cio n á ln í org an izace odbor níků z oboru astronom ie, již řadu le t tyto in fo rm ace, „ P ro ceed in g s", vydává znám é ho land ské vyd avatelství D. R eidel. Recenzovaný svazek obsah uje m ateriály ze sjezdu IAU v M ontrealu v ro ce 1979, k te ré uspořádal P. A. W aym an, g en eráln í se k re tá ř IAU. Sva zek XV II B obsah uje po k rátk é W aym anově předmluvě zprávu výkonného výboru IAU, rozdělenou n a dvě části. V první naleznem e slav nostní projevy pron esené oficiáln ím i osobnostm i u p říležitosti 17. sjezdu IAU v M ontrealu v r. 1979, jak o ž i zprávy o adm i n istrativ n ích jed n án ích IAU, v četn ě p řijatý ch rezolucí. V druhé č á sti jsou pak uvedeny zprávy o čin n o sti jed n o tliv ý ch kom isí IAU za poslední tříle té období od 16. sjezdu Unie. Tato č á st je n eo b y čejn ě cen n á, protože v ní předsedové jed n o tliv ých kom isí IAU in fo r m ují člen y Unie o pokrocích, k te rý ch bylo v jed n otliv ých o b lastech astronom ie během posled ních tří le t dosaženo. V d alší č á sti pu b lik ace lze n alé zt in form ace o h isto rii IAU, o správě a fin a n c ích Unie, o m ezinárodních věd eckých uniích, o službách, fu n kci a publi k a c íc h IAU, o sym posiích Unie atd. V závěru publikace je uveden seznam prezidentů, v ice prezidentů, členů o rg an izačn ích výborů a č le nů jed n o tliv ých kom isí IAU, dále pak abe ced ní seznam všech členů Unie (v četn ě je jic h ad re s), zpráva výkonného výboru IAU za ob dobí 1976—1978 a j. P u blikace je jis tě velmi užitečnou příručkou a zdrojem nezbytných in fo rm ací pro všechny člen y M ezinárodní astronom ick é unie. /■ B. • P. A hnert: K a le n d e r ftir S t e r n fr e u n d e 1982. N akl. Johann Ambrosius B arth, Lipsko 1981; str. 200, obr. 54; brož. M 4,80. — I u nás dobře znám á východ oněm ecká hvězdářská ro čen k a, je jím ž autorem je dr. A hnert, má dlouholetou trad ici. V yznačuje se krom ě ji ného tím , že ji všichni uživatelé m ají k d is pozici již dlouho před začátkem roku, pro který je u rčena — na rozdíl od n aší Hvěz dářské ro čen k y (autorovi této re ce n z e došla již v říjn u 1981). K alender fur S ternfreu nd e má dvě č á sti, první obsahuje běžné efem eridy potřebné pro am atérskou pozorovatelskou práci, v druhé č á sti jsou pak k rátk é příspěv ky tý k a jíc í se zajím avý ch objevů. E fem eri-
dová č á st odpovídá zhruba n aší ro če n ce , n a víc zde naleznem e např. efem eridy plan etek. K této č á sti snad je n to, že recenzentov i se nezdá příliš vhodné uvádět ek v ato reáln í sou řad n ice p lanet ve zlom cích hodin a stupňů m ísto obvyklých m inut a vteřin. A m atéři by jis tě uvítali i m apky pohybu p lan et — je znázorněn pouze pohyb Urana. Na str. 81 je m apka znázorň ující polohy M ěsíce, Marsu, Ju p itera, Satu rn a a Špiky, ale nen í uvedeno datum — zřejm ě jd e o 11. března. Velm i instru k tiv ní jso u g ra fick é přehledy východů a západů planet (str. 78—7 9 ), am atéři v NDR a v NSR jis tě tak é u v ítají časové ú d aje pro průběh slu nečního zatm ění 20. červ en ce (str. 64—6 5 ), i efem eridy zákrytů hvězd M ěsícem , pro něž jso u uváděny časové úd aje pro Postupim , Frankfurt/M. a M nichov. Pro pozoro v atele zatm ění M ěsíce 9. ledna bude jis tě u žitečn á efem erida vstupů a výstupů kráterů (str. 24 ). Ahnertovu ro čen ku lze vřele dopo ru čit všem našim am atérům , kterým není n ěm čina zcela neznám ým jazykem . J. B.
Z lidových hvězdáren a astronomických kroužků METEORICKÁ EXPEDICE VAĎEX 81 M eteo rická sek ce při O kresní lidové hvěz dárně ve V eselí n. Mor. uspořád ala ve dnech 27. 7 .—8. 8. 1981 m eteorickou exped ici u obce V adovce poblíž Nového M ěsta nad Váhom, za ú čelem sled ování slab ý ch m eteorů Cygnld. E xped ice se zúčastnilo celk em je d en á ct po zorovatelů, k te ří za 124 hodin shrom áždili údaje i se zákresem o p řeletu 1561 meteorů. K pozorování bylo použito m alých d ělostře leck ý ch binarů 1 2 X 6 0 . Celá a k ce se uspoko jivě zd ařila a zbývá je n doufat, že se expe dice podobného druhu budou ro zv íjet po celé n aší vlasti. L u b o š G lac
Souhvězdí severní o b lo h y
VOZKA, Auriga (-ig a e ), Aur
HVĚZDY GC
N ázeo
6029 6123 6137 6226 6427 7334 7521 7543 7557 7981
3 7 8 10 13 32 33 34 37 44
i £ £ j) a v í (3 9 x
Aur Aur Aur Aur Aur Aur Aur Aur Aur Aur
m
2,69 2,99 3,73 3,18 0,08 3,97 3,72 1,90 2,65 4,45
a ( 1975,0)
4h55,4m 5 00,2 5 00,7 5 04,8 5 14,8 5 49,8 5 57,5 5 57,7 5 58,2 6 13,8
/»(«) [1 0 -3 )s +1 0 +1 +3 +8 0 + 10 —5 +4 —5
á ( 1975,0)
+ + + + + + + + + +
33=08' 43 47 41 02 41 12 45 58 39 09 54 17 44 57 37 13 29 31
Sp
n [S ) (1 0 -3 )" — 19 —7 — 23 — 71 — 427 +8 — 128 —4 — 83 — 264
(10 - 3 ) " K3 II FOp Ia K5 I l + B B3 V G8 I I I + F K 0 III K0 III A2 V B9, 5p V G8 III
15 4 2 13 73 17 20 37 18 16
R km/s + 18 — 3v + 1 2 ,8 +7 + 30v + 9,7 + 8,2 — 18,2 + 29,3 + 20,3
P ozn.
s, v s, v D, s
s, v D
PROMĚNNÉ HVĚZDY N ázev AB RX £ £ AE R EO AR U jŽ CO X ipi RT WW
Aur Aur Aur Aur Aur Aur Aur Aur Aur Aur Aur Aur Aur Aur Aur
a (1975,0)
4 (1 9 7 5 ,0 )
4h54,2m 4 59,7 5 00,2 5 00,7 5 14,7 5 15,3 5 16,7 5 16,7 5 40,5 5 57,7 5 58,8 6 10,3 6 23,0 6 27,0 6 30,8
+ 30°31' + 39 56 + 43 47 + 41 03 + 35 17 + 53 34 + 36 37 + 33 45 + 32 02 + 44 57 + 3 5 19 + 50 14 + 4 9 18 + 3 0 31 + 32 28
m ax.
m in .
7,2p 8 ,Op 3,73p 5,Op 5,4v 6,7v 7,5p 5,82pe 7,5v l,9 2 p e 7,8p 8,0v 6,6p 5,3p 5,7v
8,4p 9 ,Op 4,53p 5,6p 6 ,lv 13,7v 7,8p 6,49p e 1 5 ,5v 2,01pe 8,6p 13,6v 7,2p 6,5p 6,43v
P e r io d a ( d n y ] —
11,6248 9883 972,176 —
458,89 4,0657 4,1347 407,30 3,9600 39,6 163,93 3,7283 2,5250
Typ
S p ek tru m
RWn Cá EA EA Ia M EA EA M EA RV? M Ic ? C<S EA
AOep F8-G8 FOep Ia K4 I I + B 7 V 0 9 ,5 V M7e-M9e B3 + B3 A 0+A 0 M7e-M9e A2 IV + A 2 IV F5 M3e M0 Iab F1-G0 A 7+A 7
DVOJHVĚZDA (sla b ší 4,5m) GC
N ázeo
a [1 9 7 5 ,0 )
á( 1975,0)
6064
o> Aur
4h57,6m
+ 37°51'
m
mj
m.2
4,92
4,99
8,00
P 355°
d 5 ,8 "
E 1925
NGC
M
1664 1893 1912 1960 2099 2281
— — 38 36 37 —
a ( 1975,0)
$ [1 9 7 5 ,0 ]
4h49,2m 5 21,0 5 27,0 5 34,5 5 50,7 6 47,6
+ 43°40' + 3 3 22 + 3 5 49 + 34 07 + 3 2 32 + 41 05
D ruh OH OH OH OH OH OH
V ysvětlen i k m apce i k tabulkám bylo o tiš těno v RH 1/1981 a 7/1981.
O. Hlad, J. W eiselová
N a po mo c čtenáři
V „Ú kazech n a obloze v lednu 1982“ v m i nulém č ísle jsm e uvedli časové ú d aje prů běhu tohoto zatm ění, k te ré je u nás velmi příznivé k pozorování, pokud ovšem bude ja s n é počasí. M ěsíc vychází 9. led na v 16h03m, tedy a si 2 hodiny před začátkem polostínového zatm ění, ku lm inuje 10. ledna v 0h16m. Doporučujem e našim am atérům pozorování kon taktů kráterů se stín em (s přesností na a si 0,1 minuty ) ; pokud tato pozorování do jdou re d a k cí Říše hvězd, budou jed notně zpracována a bude z n ich u rčena velikost, resp. zv ětšení stínu a případně jeh o zploštění. Pro pozorovatele uvádíme efem eridu vstupů a k ráterů do stínu a výstupů z něho podle výpočtu J. Meeuse (K alen d er fůr Sternfreu nde 1982). J.B .
Objekt
Vstup
Výstup
Objekt
Vstup
Výstup
R iccloli A ristarch Grimaldi Harpalus K epler Billy Copernicus Tim ocharls Plato Pico Piton Autolycus A ristoteles Eudoxus
19**19m 19 19 19 20 19 23 19 24 19 27 19 31 19 31 19 32 19 32 19 35 19 37 19 40 19 40
21h38m 21 50 21 38 21 58 21 50 21 42 21 58 22 3 22 7 22 7 22 9 22 10 22 15 22 16
Campanus M anillus M enelaus Endymion Plinius Dionysius Vitruvius Tycho Censorlnus Proclus Taruntius M essier G oclenius Langrenus
19h41m 19 43 19 46 19 49 19 49 19 50 19 52 19 54 19 57 19 58 20 1 20 3 20 4 20 9
21h48m 22 13 22 16 22 24 22 20 22 16 22 23 21 53 22 23 22 29 22 29 22 29 22 26 22 32
Ú k a z y na o b l o z e v únoru 1 9 8 2
Slunce vychází 1. února v 7b35m, zapadá v 16h53m. Dne 28. února vychází v 6h47m, za padá v 17h40m. Za únor se prodlouží délka dne o 1 h 35 min a polední výška S lu n ce nad obzorem se zvětší o 9°, z 23° na 32°. Měsíc je 1. II. v 15h v první čtv rti, 8. II. v 9h v úplňku, 15. II. ve 21h v poslední čtvrti a 23. II. ve 22h v novu. Přízem ím prochází M ěsíc 5. února, odzemím 17. února. Během února nastanou ko n ju n k ce M ěsíce s těm ito planetam i: 12. II. v 17h s M arsem a téhož dne ve 23h se Saturnem , 14. II. v 10h s Jupiterem , 16. II. v l l h s Uranem , 18. II. v 10h s N eptu nem , 20. II. v 17h s Venuší a 21. II. v 16h s Merkurem. M erk u r je počátkem února nepozorovatel ný, protože je 1. II. v dolní k o n ju n k cí se Slu ncem (vychází v 7h10m, zapadá v 17h02m). Dne 26. února nastává n eiv ětší západní elon-
g ace M erkura, při níž bude vzdálen 27° od Slu n ce. V polovině m ěsíce vychází Merkur v 6h03m a má ja sn o st 0,7m, koncem února vy chází v 5h53m a má ja sn o st 0,3m. Únorová západní elon g ace však nen í příliš příznivá k pozorování M erkura, protože při ní planeta v ychází je n velm i k rá tce před východem Slu n ce. Dne 12. února je M erkur stacio nární. Venuše je v únoru tak též na ran ní obloze. P očátkem m ěsíce vychází v 6h00m, koncem února již ve 4h38m. Během února se zvětšu je ja s n o st Venuše z —3,8m na — 4,3m (n ejv ětší ja s n o sti dosáhne Venuše 25. ú n ora). Dne 10. února je Venuše stacio n árn í. Mars se v únoru pohybuje velm i pomalu v souhvězdí Panny, dne 21. II. je sta cio n á r ní. N ejvh odnější pozorovací podmínky jsou v druhé polovině n o ci. Počátkem února vy chází ve 22h38m, koncem m ěsíce jíž ve 21h00m. Jasn o st Marsu se během února zvětšu je z 0,3m na —0,5m. Jupiter je v souhvězdí Vah a také jeho pohyb je pom alý, protože je 24. února v za stáv ce. P očátkem m ěsíce vychází v 0h47m, koncem m ěsíce již ve 23h05m, takže nejvhod n ě jš í pozorovací podmínky jsou v ran ních
hodinách. Během února se zvětšu je jasn o st Jupit-era z —l ,6 m na — l ,8 m. S a tu rn je v souhvězdí Panny a je n ejlép e pozorovatelný v druhé polovině noci. P o čát kem února vychází ve 23h08m, koncem m ě síce již ve 21h18m. Saturn má ja sn o st asi 0,8m. P lan eta je 1. února stacio n árn í, dne 25. února prochází 5° severně od Špiky. U ran je v souhvězdí Š tíra na ran n í obloze. P očátkem února vychází ve 3h06m, koncem m ěsíce již v l h23m. Jasn o st Urana je 5,9m. N ep tu n se pohybuje na rozhraní souhvězdí Hadonoše a S tře lc e a je pozorovatelný pouze v časn ý ch ran n ích hodinách. Počátkem února vychází ve 4h49m, koncem m ěsíce již ve 3h05m. Jasn o st Neptuna je 7,9m. P lu to se blíží do opozice se Sluncem , k terá n astan e 15. dubna a tak je již v únoru ve vhodné poloze k foto grafickém u sledování; ja sn o st má a si 14m. Počátkem února vychází ve 22h47m, koncem m ěsíce ve 20h59m. Pluto je v souhvězdí Panny. Dne 4. února je s ta c io nární. P la n e tk y . V únoru můžeme snadno nalézt n ě k teré ja s n ě jš í planetky při je jic h přiblížení k hvězdám. Na fo to g rafick ý ch sn ím cích lze p lan etky snadno id entifikov at podle je jic h vlastníh o pohybu. Dne 1. II. ve 4h se přiblíží p lanetka (8) Flora (9,4mJ ke hvězdě 114 Tauri (4,8m) na vzdálenost 47' (záp ad n ě), téhož dne ve 13h projd e (1 ) Ceres (8,6m) 20' s e verně od 8 Librae (2 ,7 m), dne 17. II. v 6h se přiblíží (2 ) P allas (8,2m) na 33' (západ ně) ke hvězdě f V irgln is (3 ,4 m) a téhož dne v 10h projd e (354) E leonora (9,7m) 25' sev ern ě od hvězdy 63 C ancri (5,6m). Dne 20. února v 7h projde (1 ) C eres (8,4m) 18' sev ern ě od hvěz dy 37 Librae (4,8” ), 22. II. se přiblíží (8) F lo ra (9,9m) na 45' jižn ě ke hvězdě 121 Tauri (5 ,3 m) a 24. února v 17h projde (4 ) V esta (7 ,9 m) 24' severn ě od hvězdy ir S a g itta ril (3 ,0 m). M eteo ry . Dne 9. února n astáv á maximum čin n o sti Aurigid. Jde o v ed lejší ro j s m alou čin n ostí. V šechny časové úd aje jsou v č a se střed o evropském ; časové okam žiky východů a zá padů p lanet p latí pro prů sečík 50° rovnoběžky a 15° poledníku východně od G reenw iche. J. B.
• K oupím b in o k u lá rn í, s t a r š í d a le k o h le d G alileo v a typu se z v ě tšen ím 6 X až 10 X a tr ie d r 1 2 X 6 0 . — P a v el D zik, 739 96 N ýd ek 408. • Koupím astro k o m o ru n a fo rm á t 9 X 1 2 cm 2. — Z d en ěk H ošek, H ey ro vskéh o 34, 320 06 P lzeň . • K oupím o k u lá ry F = 5 — 30 mm, h ra n o ly , z rc a d lo C a sse g ra in 0 300 a v íc e . — L itte rb a ch , O kružn í 906, 674 01 T ře b íč. • P řed ám s ta rš íu i no všiu a s tro lite r a tú r u a d iafilm y , vh odn é p ře krú žky a le b o k n iž n ic e . 150 titu lov a 40 d ia film o v . V še tk o za K čs 22 0 0 ,— , i je d n o tliv o . Z oznam p o šlém . — Jo z e f P ap cu n , N á lep kov á 52, 934 01 L e v ice. • P rodám d a le k o h le d B in a r 1 0 X 8 0 ve v e lm i dob rém stav u . — Z byn ěk S o u re k , C h v a lík o v ick á 750, 468 22 Ž elez n ý B rod .
OBSAH Z. M ikulášek: Obří p eku llárn í hvězdy a dvojhvězdy — M. B urša: Podíl p lanet na slapových d efo rm acích zem ského tě le sa — O. O bůrka: Co řík a jí sp ektra hvězd — P. M ayer: P ro jek ty v elkých teleskopů — K rátké zprávy — Nové knihy a p u b likace — Úkazy na obloze v únoru 1982
COflEPJKAHM E 3 . M uK yjiam eK : ftBoficTBeHHaH n p n po.ua ó ap n eB b ix 3Be3fl — M . B y p m a: P o ji t njiaH er b npjuniBH bix ae
opMarpiHX 3eMHoro Tejia — O. OSypica: CneKTpajibH aa KJiaccitcpHKaiwfl 3se3fl — n . M aep: IIpoeKTbi óojibm icx TejiecK onoB — K p a n tiie cooSmeHKH — Pen,eH3HM — HBJíeHMH Ha Heoe b cpeBp a jie 1982 r.
CONTENTS Z. M ikulášek: The B in ary N ature of the Barium S ta rs — M. B u rša: P lan etary Tides As a P art of D eform ations of the E a rth ’s Body — O. O bůrka: About the S p e ctral C lassificatio n o f S ta rs — P. M ayer: Proposals of L arge Telescopes — S h o rt C om m unications — Book Review s — Phenom ena in Febru ary 1982
Ř íši hvězd říd í r e d a k č n í ra d a : D oc. A nto n ín M rkos, C Sc. [p ře d s e d a r e d a k č n í r a d y ); d oc. RNDr. Jiř í B o u šk a, C Sc. (v ý k o n ný r e d a k t o r ); RNDr. )íř í G ry g ar, C S c.; p ro t. O ld řich H lad ; č le n k o resp o n d en t ČSAV RNDr. M ilo slav K o p eck ý , D rS c .; in g . B oh u m il M a le č e k ; p ro f. RNDr. Oto O bů rka, C S c .; RNDr. Ján Š to h l, C S c.; te c h n ic k á r e d a k to rk a V ě ra S u ch á n k o v á . — V yd ává m in iste rstv o k u ltu ry ČSR v n a k la d a te ls tv í a v y d a v a te lstv í P an o ra m a , H álkov a 1, 120 72 P ra h a 2. — T isk n o u T is k a řs k é závod y, n. p., závod 3, S le z s k á 13, 120 00 P ra h a 2. — V y c h á z í d v a n á c t k r á t r o č n ě , c e n a je d n o tliv é h o č ís la K čs 2,50, ro č n í p ře d p la tn é K čs 3 0 ,— . — R oz š iř u je P ošto v n í n ov in ov á slu ž b a . I n f o r m a ce o p ře d p la tn é m p od á a o b je d n á v k y p řijím á k ažd á p o šta, n eb o přím o PNS — Ú střed n í e x p e d ic e tis k u . Jin d ř iš s k á 14, 125 05 P ra h a 1 (v č e tn ě o b je d n á v e k do z a h r a n ič í). O b jed n áv k y , z ru še n í p ře d p la t n éh o a zm ěn y a d re s v y ř i z u jí PNS. — P řísp ě v k y , k te r é m u sí v y h ov ov at P ok y nům pro a u to ry (v iz ŘH 61, 24; 1/1980), p řijím á r e d a k c e Ř íše hvězd , Š v é d sk á 8, 150 00 P ra h a 5. R u k op isy a o b rá z k y se n e v r a c e jí. T oto č ís lo b y lo d án o do tisk u 11. listo p a d u v y šlo v p r o s in c i 1981.
S n ím k y z b e s e d y s e č te n á ř i Ř íše h v ěz d , k t e r á s e k o n a la 15. IX. 1981. ( K e zp ráv ě n a str. 257, jo t o P. P říh o d a ). — Na č tv r té str. o b á lk y je V en u še n a v e č e r n í o b lo z e 10. V. 1980. ( F o to Z. M á c h o v sk ý )
Redakce a red akčn í rada Říše hvězd p ře jí všem čten ářům klidný a spokojený nový rok 1982. V ro ce 1981 byl náklad časopisu podstatně zvýšen, ale ani tak se na všechny zá jem ce nedostalo. Nezapom eňte si proto z a jistit předplatné na d alší rok, protože Říše hvězd nebude zřejm ě ani v ro ce 1982 ve volném p ro d eji. V příštím ro ce bude Říše hvězd vycházet ve stejn ém rozsahu jako letos — a za stejn o u cenu — a na p řán í mnoha čtenářů budou pokračovat seriály K alkulátory v astronom ii, Základy astrofyziky pro začátečník y a Souhvězdí severn í oblohy.
