Z
OBSAHU: N o va D el p h ln l n e c h c e z e s l á b n o u t — C h e m i c k á a n a l ý z a n a M ě sí ci — R o z l i š o v a c í s c h o p n o s t s o u s t a v y o b j e k t i v e m u l z e — Z p r á v y — N o v i n k y — Úk a z y na ob lo z e
Kčs 2
J
= ^
it—
J
o A. S p e k tr u m N ovy D elp h in t, p o ř íz e n é 13. 10. 1967 v p rim árn ím o h n isk u d v o u m e tr o v é h o d a l e k o h led u v O n d řejo v ě na p a n ch ro m a tic k o u em u lz i ORWO ZP - 3 ex p o z ic í 10 m in. Po o bo u s t r a n á c h s p e k t r a N ovy j e e x p o n o v á no sr o v n á v a c í s p e k tr u m ž e le z a . (H . Artuš, J. G rygar, J. H a v e lk a .) B. V ý sek z e s p e k t r a N ovy Delp h in i, p o ř íz e n é h o 13. 1. 1968 v o h n isk u c o u d é d v o u m e tr o v é h o d a le k o h le d u na em u lz i ORWO ZU-2 e x p o z ic í 133 m inut. N alev o od střed u s p e k t r a je m oh u tn á e m is e č á r y Hji a d o le v a o d ní tři tm a v é a b s o r p č n í č á r y , o d p o v íd a jíc í posuvů m 300, 450 a 1100 k m / s . N ap rav o o d střed u je m é n ě z ř e te ln á e m is e Cáry F e 11 14923,92 A) r o v n ě ž s třem i a b s o r p č n ím i s lo ž k a m i p o su n u tý m i v lev o . IS. K říž, J. H a v e lk a .) C. S p e k tr a N ovy D elp h in i a h v ěz d y 29 V u lp e cu la e , e x p o n o v a n ě [20 a 40 s e c .) 3. b řez n a 1968 v e lk o u S c h m id to v o u k o m o rou ( s o b je k tiv n ím h r a n o le m ) H a m b u rs k é h v ěz d á rn y na d e s k y K o d a k 103-D. (F o to L. K o h o u t e k .}
B
©
— O r b i s , n. p. —
R o č . 4 9 ( 1 9 6 8 ) č. 5
Říše hvězd
fiří
Grygar
a
Luboš
Kohoutek:
NOVA D E L P H I N I N E C H C E Z E S L Á B N O U T Říše hvězd (č . 1 1 /1 9 6 7 , 20 1 ) p řin esla podrobné in fo rm ace o vzp la nutí Novy Delphini. Zdá se však, že pro její ch ování jí budeme m uset věn ovat vícedílný s e riá l člán k ů . T en to k rát bychom se ch těli nejprve v rátit k několik a pozoruhodným faktům z prvního půlroku sledování Novy. Především je z a rá ž e jící relativ n ě m a lá am plituda vzplanutí. P roh líd ka h arv ard sk ý ch i so n n eb erg sk ý ch arch ív ů desek u k ázala, že prenova m ěla po více n ež še d e sá t le t k o n stan tn í ja sn o st 1 2 m a sp ek tráln í třídu O. Při A lcockově objevu v če rv e n ci m inulého roku byla 5 ,6 m a zkoum ání filmů z d ru žico vých k om or u k ázala, že k tom uto asi třistan ásob ném u zvýšení jasn o sti p o třeb o v ala N ova více n ež m ěsíc. P atří tudíž zjevně mezi tzv. pom alé n o v y ; to je pro p ozorován í výhodné, neboť jednotlivá stá d ia výbuchu p robíhají voln ěji a lze je sn ad n ěji časo v é ro zlišit. Nova je rovněž celk em příznivě p oložen a pro p o zo ro v atele n a sev ern í p olo k ouli; to způsobuje, že p o zo ro v ací m a te riá l, n ash rom ážd ěn ý řad ou sv ě tových o b servato ří — a le i astro n o m y am a té ry — bude zvlášť obsáhlý. Nova též n eob yčejn ě šťa stn ě zap ad la do výzkum ného p rogram u v Ondře jově, neboť, jak znám o, v p osled ních le te ch se p rosazu je dom něnka, že všech n y novy jsou těsn ým i dvojhvězdam i. K rom ě toho sp ektru m p lyn n ý ch obálek nov č á s te čn ě p řipom íná sp ek tra p la n e tá rn ích mlhovin, a tím se pro n á s stá v á její p ozorován í je ště p řitažlivějším . O objevu novy jsm e se dozvěděli z teleg ram u c e n trá ly M ezinárodní astro n o m ick é unie a od 13. če rv e n ce 1967 jsm e zap o čali fo to e le k trick é sled ován í jasn o sti 65cm re fle k to re m A stron om ick éh o ústavu K arlovy university v O ndřejově, a to ve stan d ard n ím systém u U B V . Poněvadž jsm e si byli vědom i, že n aše p ozorován í budou p řeru šen a během kon g resu Unie v P raze a n á sle d u jících sym pózií v T atran sk é Lom nici, po žád ali jsm e p rostřed n ictv ím Čs. astro n o m ick é sp o lečn o sti lidové hvěz d árn y o sp o lu p ráci, to tiž o fo to g ra fick é sled ován í Novy. N aše výzva m ěla bohužel jen n ep atrn ý ú spěch. P řih lásila se pouze lidová h věz d árn a v P raze na P etřín ě, kde n avzdory velk om ěstském u o sv ětlen í po řídil J. P roch ázk a zejm én a v k ongresovém období řad u k v alitn ích sn ím ků, a dále lidová h v ězd árn a ve V eselí n. M., jejíž ře d ite l prof. R. Lukeš Na 1. s tr a n ě o b á lk y ]e f o t o g r a fi a N ovy D elv h in i 1967, k to rú o b ja v il G. E. D. A lc o c k 8. jú la 1967 z P e te r b o r o u g h v A n g lick u . S n ím k u z ís k a l M. A n tal 30cm f f / 5 ) a s t r o g r a fo m o b s e r v a tú r ia n a S k a ln a t o m P le s e d ň a 13. Jú la 1967 p ři je d n o m in ú to v ej e x p o z íc ii. Zv& čSenie z n eg a tiv u je 6 ,4 k rá t. N ov a s a n a c h á d z a v s t ř e d e z á b ěru a j e n a jja sn ejS o u h v iez d o u v p o li.
3 4 5 Ě
7 8
NOVA DELPHINI
1967
9 10 11
1967/68
čas
12 Obr. 1. S lo ž e n á s v ě t e ln á k ř iv k a N ovy D elp h in i v e v izu áln ím o b o ru (A = 5460 A)
se sp olu pracovníky pořídil 8 snímků Novy. Až na ty to če stn é výjim ky se tedy n aši am atéři příliš n evyzn am en ali, a je to šk oda. Vždyť N ova byla vid iteln á pouhým okem p ra k tick y celéh o půl roku na v e če rn í oblo ze a k jejím u sledování s ta č ila jedna dvou až p ětim inutová exp ozice každou jasn ou n o c. P ro m arn ila se tak p říležito st v y k o n at vskutku v ě d ecky ce n n á p ozorování, p říležito st, jež se v tom to oboru zase několik let n en ask ytn e. To, co zanedbali n aši am a té ři, n ep rop ásli p o zo ro v atelé v z ah ran ičí, zejm éna v Anglii a v USA. Jejich četn é vizuální odhady dosahují p ře s nosti kolem ± 0 , l m a odtud je m ožno d o cela dobře rek o n stru o v at d o sa vadní průběh výbuchu. Není bez zajím avosti, že k n av ázán í svých m ě řen í na stan d ard n í sy stém si A m erick á sp o le čn o st pozorovatelů p ro m ěn n ých hvězd v yb rala p rávě on dřejovsk á fo to e le k trick á m ěření, jež jsm e usku tečnili ve 30 n o cích v r. 1967. O dečtem e-li období kongresu a sym pózií, zn am en á to, že k ažd á p á tá n oc v Ondřejově byla fo to m e trická, a to je p atrn ě rek ord n ě příznivé astro n o m ick é p o ča sí za m noho let. Na obr. 1 je kom binovaná sv ěteln á k řivk a Novy ve vizuálním oboru. Z ákladem jsou on dřejovsk á fo to e le k trick á m ěření. Jasn o st před m a x i mem je rep rod u kován a podle p ro m ěřen ý ch filmů z dru žicových B akerových-N unnových kom or, a tam , kde n aše p ozorován í ch yběla, jsm e k řiv ku doplnili redukovaným i vizuálním i odhady a m e rick ý ch astronom ů J. A shbrooka a L. Robinsona. Průběh sv ěteln é křivky n a p o čátk u roku 1968 je složen z m ěřen í většího m nožství rů zn ých ob serv ato ří, což z čá sti vysvětluje v ětší ro zp ty l bodů. Z obrázku je p atrn é, jak neobvyklé je chováni Novy. Po prvním vzp la nutí v če rv e n ci se jasn o st dále zvýšila k oncem srp n a, bezpochyby na
Obr. 2. D eta il fo t o e l e k t r i c k é h o fo t o m e tr u dr. P. May er a . F o t o n á s o b ič EM l je u z a v řen v e v á lc o v é m p o u z d ře, n a d nim i, jso u v id ět k o n t r o ln í a p o ln í o k u lá r a v lev o p o m o c n ý m ik r o a m p é r m e t r p r o o r ie n t a c i o m ě ř e n é m fo to p r o u d u . T ě le s o fo to m e tr u je u m ístěn o na o t o č n ě p ř ír u b ě v C a sse g ra in o v ě o h n is k u 65cm r e f l e k toru . ( F o t o J. H a v e lk a .]
p o čest X III. kongresu IAU v P raze. K oncem z á ří d osáhla N ova 4,6m, p ři čem ž m odrý b arevný in dex B -V stoupl z + 0 ,2 5 m n a + 0 ,3 5 m a fialový U -B stou p al z — 0,7m až n a — 0 , l m. V říjn u pak index U -B poklesl n a — 0 ,3 m. K n eček an ém u p řek v ap e ní došlo v p rosin ci, c e lý ch p ět m ěsíců po h lav ním vzplanutí. N ova se zjasn ila až na 3 ,5 m, tj. byla 2 5 0 0 k rá t jasn ější než p řed výbuchem . V Ondřejově jsm e o tuto podívanou bohužel z v ětší č á s ti p řišli díky přízem ním m lhám . Tuto fázi zach y tili lépe dr. V etešník a dr. O nd erlička na u niversitní o b servatoři v Brně. K oncem roku 1967 jsm e však v Ondřejově zazn am en ali dosud vůbec nejnižší fialový b arevný index — 0 ,9 2 m. Tak se dosud n e ch o v a la žád ná n o v a; i ty p om alé z a ča ly slábnout v době, kdy N ova Delphini je ště usilovně zvyšuje svoji jasn o st. Dne 28. led n a 1968 byla N ova v k onjunkci se Sluncem a asi dva týdny před tím to d atem p ře s ta la být p o zo ro v ateln á z o b serv ato ří na jih od 30° sev ern í šířk y . V n aší š ířc e však bylo m ožné, pokud to p o ča sí dovolilo, p ozorovat Novu n e p ře trž itě i kolem k onjun k ce. Nyní je na ran n í oblo ze, a její p ozorován í je p řiro zen ě m éně pohodlné. P řesto se a stro n o m ové n evzdávají a N ova tak é n e: z obrázku je p atrn é, že i v únoru došlo k dalším u vzplanutí. Když byl v O ndřejově uveden do provozu d voum etrový dalekohled, s ta la se N ova celk em p o ch o p iteln ě jedním z p rvn ích objektů, na nějž jsm e d alek ohled zam ířili. První sp ektru m Novy bylo zde pořízeno je ště během p řejím a cích zkušebních n o cí 13. říjn a 1967. O riginál sp e k tra v p rim árn ím ohnisku d alekohledu je dlouhý 4 cm a za ch y cu je oblast od 3600 do 6800 A s d isp erzí 86 A/mm (viz 2. str. o b álk y ). Na sním ku
Obr. 3. M ap k a p r o p o z o r o ván í N ovy D elp h in i 1967. H v ěz d n é v e lik o s t i a b a r e v né in d ex y s r o v n á v a c íc h h v ě z d jso u u v e d e n y v t a b u lc e.
T a bulka sro v n á v a cích h v ěz d : H v ězd a
V
B-V
aDel a b c d e /
3,77 4,79 6,80 6,43 6,97 7,57 8,56
— 0,06 — 0,01 — 0,05 + 0 ,6 2 + 0 ,2 7 + 0 ,1 5 + 0 ,0 7
jsou p atrn é jasn é em ise a tm avé ab sorp ce, posu nuté vždy k fialovém u k o n ci sp ek tra. Z velik os ti posuvu byla odvozena ry c h lo s t rozp ín án í obál ky Novy n a 340 km /s. Před konjunkcí jsm e dvoum etrovým d alek o hledem získ ali pět sp ek te r Novy. Poslední p o ří dili CSc. S. Kříž a J. H a velka 13. ledna 1968 v ohnisku coudé s disperzí 8 A/mm. Na snímku je za ch y ce n a m od rá oblast sp e k tra od 4000 do 4900 A. Poslední spektrum se vzhledem zjevně liší od v šech p řed chozích . Em ise se ro zšířily a p ře k rý v ají v ětší č á s t kontinua. Na k rátk o v ln n é stra n ě em isí lze nyní p o zo ro v at celý systém ab so rp čn ích složek, tak že N ova m á zřejm ě n ě kolik obalů, jež expandují různým i ry ch lo stm i. Z posuvů č a r jsme obdrželi pro ry ch lo sti rozp ín án í slupek hodnoty 300, 450 a 1100 km /s. N ejry ch leji se ro zp ín ající obálka m á záro v eň n ejm ohutnější absorpce. Je to vůbec n ejvyšší ry ch lo s t exp anze až dosud u Novy Delphini z jiště ná, neboť při výbuchu v če rv e n ci se obálka ro zp ín ala ry ch lo stí 700 km /s a poté ry ch lo st exp anze n eu stále k lesala. Poslední obrázek (2. str. obálky, obr. C)- je spíše instruktivní. Byl pořízen jedním z au torů velkou Schm idtovou kom orou s objektivním h ranolem na ob servatoři v H am burgu-B ergedorfu 3. března v ran n ích hodinách. Spektrum Novy v in terv alu od 3600 do 6400 A s disperzí 580 A/mm u Hy je srovn áván o se sp ek trem hvězdy běžného typu A0 a m agnitudy V = 4,79, B-V = — 0,01. N ápadný je rozdíl em isního sp ek tra Novy s čistě absorpčním sp ek trem sro v n á v a cích hvězd. Úplné zp raco v án í n ašich sp e k te r si vyžádá více času a m ezitím , jak
•
doufám e, se n aše sb írk a sp e k te r ro z šíří. Není to ovšem z c e la snadná z áležito st. Jeden z p isatelů vzpom íná n a svůj první pokus p ořídit sp ek trum Novy brzy po k onjunkci před ran n ím svítáním . Po n astav en í so u řad n ic Novy na o v lád acím pultu se dalek ohled d o stal do tak nevýhodné polohy, že přístup k p ointerům byl z p o zo ro v ací lávky sk oro n e m ožný. Dopadlo to tak, že se ve výši n ějak ý ch 5 m nad podlahou k o pule m u sela o tev řít dvířka v lá v ce , p oložit se na její dno, zak lesn ou t se šp ičk am i bot a vyk lon it se do volného p ro sto ru , a to vše v tlustém zim ním kožichu. Z atím co p ravá ru k a h led ala oporu n a n eu stále ubíha jícím d alekohledu, lev á m a čk a la ta s try jem n ých pohybů, až se Nova k o n e č n ě d o sta la n a stře d vláknového k říže. N apoprvé ten to a rtistick ý výkon zab ral bohužel tolik času , že se m ezitím z a ča lo rozed n ívat, ale tvrdý trénink může p říště le c co s z a ch rá n it. Nova Delphini, jak se zdá, za to stojí. *
V yzývám e v šech n y vážné z á je m c e k e sp o lu p rá ci p ři p ozorováni Novy D elphini 1967 v období k v ě te n — p ro s in e c t. r. F o to g ra fu jte novu v každé jasn é n o ci stejn ým typem p řístro je (s ta č í již m alý fo to g ra fick ý a p a rá t, n ejlép e d eskový) jia ste jn ý fo rm á t desek fo to g rafick é h o m ateriálu , k terý vyv olávejte za ste jn ý ch podm ínek. Pro získ án í fotovizu áln ích m agnítud doplňte p an ch ro m atick o u em ulzi žlutým filtrem . E xpozici volte takovou, aby byla n a n eg ativ u v id iteln á i nejslab ší sro v n á v a cí hvězda „ } “ (viz m a p k a )'ja k o čern ý bod, jinak ale co n e jk ra tší. Pro zp raco v án í lze použít jen n eg ativ y , na nichž n ejsou hvězdy ro zm azan é. Vizuální odhady jasn o sti Novy jsou cen n é, jsou -li p rovád ěny s co největší p ečlivostí (p ou žijte běžné A rgelan derovy m etody jako u p ozoro vání p rom ěn n ých hvězd a p řip ojen é m apky sro v n á v a cích h v ězd ). V šech n a sp oleh livá p ozorován í budou z p ra co v á n a a publikována po sk on čen í letošního p o zo ro v acíh o období — zprávy od vás o ček áv ám e do k o n ce p ro sin ce 1968. Z ašlete je lask av ě na ad resu au torů (A stro nom ick ý ú stav ČSAV, B ud ečsk á 6, P ra h a 2 ).
Marcel
Giin
a
Antonín
Vítek:
C H E M I C K Á A N A L Ý Z A NA M Ě S Í C I V prvním období kosm onautiky se hovořilo n e jča s tě ji o tom , že vzor ky vzaté n a M ěsíci budou d opraveny a u to m atick o u sondou n a Zemi a zde a n alý zo v án y ; později bylo stan o v en o p ro v ést předběžnou analýzu přím o n a p ovrch u M ěsíce a d etailn í an alýzu v pozem sk ých la b o rato řích odsunout až n a lety člo v ěk a. Přím é m etody ch em ick é an alýzy povrcfiu bylo nutno stan o v it p očátk em toh oto d esetiletí, když se ve Spojených s tá te c h z a ča l rý so v a t p ro g ram bezpilotních sond typu S urveyor. N ěk teré z n ich v přehledu uvádím e.1 Z ákladní podm ínkou pro použití bylo na1 S c h m i d t D.: R a u m f a h r t f o r s c h u n g 11, 27 ( 1 9 6 7 ) .
lézt řešen í, k teré by nevyžadovalo složitéh o ani těžkého zařízení. P ři tom toto zařízen í musí být sch opn o stan o v it m axim áln í p o čet prvků vedle sebe. H m otová s p e k tro m e trie — vzorek nutno tep eln ě p řem ěn it v plyn. Výhodou je velký ro zsah z jistite ln ý ch prvků, nevýhodou kom p lik ova n ost a p a ra tu ry , tak že této m etody bude použito pravděpodobně až později. P lynová c h ro m a to g ra fie je vhodná pro k v alitativ n í i k v an titativ n í an alýzu plynů a p ar (p ev n é nebo tek u té vzorky nutno tep eln ě ro z lo ž it). Byl vyvinut p rototy p pro S urveyor, k terý m ěl tv a r k ry ch le o stra n ě 20 cm a h m otě 6,4 kg. Na 100 m inut provozu potřeb oval 22 Wh. P ly nový ch ro m a to g ra f lze použít k a n alý ze o rg a n ick ý ch sloučenin, což je jeden z důvodů jeho použití až p ři le te ch k p lan etě M arsu. A ktivační analýza je zalo žen a na p rincipu p řem ěn y stab ilních jad er n a rad ioak tivn í (n a p r. ozařován ím ry ch lý m i n e u tro n y ). Při rozpadu do ch ází k em isi zářen í gam a, c h a ra k te ristick é h o pro ozařo v an ý prvek. E m itované zářen í se re g istru je scin tila čn ím p o číta če m . P rototyp to h o to zařízen í byl vyvinut v T exasu, avšak pro sondu S urveyor byl příliš těžk ý (1 5 k g ). S p ek tro m etrie ga m a . I bez um ělé ak tiv a ce lze použít m ěření zářen í g am a od p řírod n ích rad io ak tiv n ích prvků. Podobná zařízen í byla na so n d ách R an ger 3, 4, 5 a Luna 10 pro rozb or z dálky. R en tgen o v á flu o re s c e n č n í sp ek tro m e trie — elek tro n y o vysoké en ergii se od stran í elek tro n y ze spodních úrovní atom ových obalů. V důsledku toho elek tro n y z vy šších úrovní zaujm ou nižší dráh y a při tom vyzáří k van ta ren tgen ovéh o zářen í, c h a ra k te ris tic k á pro o zařovan ý vzorek . Byl vyvinut p rototyp pro sondu Surveyor, avšak z tech n ick ý ch důvodů nebylo m ožné vyp ustit ten to p řístro j na M ěsíc. P o čítá se s ním pro an alýzu m ěsíčního povrch u v p rogram u Apollo, pro dálkově řízen á p rů zkum ná vozidla na M ěsíci a pro pozdější p la n e tá rn í výzkum . D ifra k čn í sp ek tro sk o p ie je v k ry sta lo g ra fii používaná m etoda u rčen í stru k tu ry m in erálů pom ocí ohybu R entgenová zářen í o znám é en ergii na jem ném p rášk u (B rag g ů v z á k o n ). Pro S urveyor byl vyvinut prototyp o h m otě 10 kg a příkonu 15 W. Vzhledem ke z k rá ce n í p rogram u byl však ten to exp erim en t vyškrtnut. P etro g ra fick á analýza se používá v m in eralogii pro u rče n í so u čá stí k rystalick é stavby. Dosud n ep ok ročil vývoj tak daleko, aby m ohla být vyrobena a p a ra tu ra pro m ěsíční sondu. D iferen ciá ln í term o a n a lý za používá k u rčen í m ineráln íh o složení s le dování fázov ých p řechodů při sto u p ající tep lotě. M etoda (jejím ž au to rem je p rof. Š kram ovsk ý z U niversity K arlo v y ) je pro použití v k osm o n au tice tep rve ve výzkum ném stádiu. Z ko um ání m a g n e tic k é su scep tib ility je an alo g ií k u rčen í e le k trick é a tep eln é vodivosti. P řístro j, k terý byl n avržen pro Surveyor, m ěl zjistit p ro cen tn í obsah kovového železa p orovnáním in d uk čn osti dvou cívek, z nichž jed n a by byla u ložena na povrchu M ěsíce. Tento exp erim en t nebyl realizov án . Rozptyl a lfa a a-protonové r e a k c e byly jediným an aly začn ím e x p e ri m entem , k te rý se v rá m ci p ro g ram u S urveyor realizo v al. Tuto m etodu
V lev o o br. 1. K a lib r a č n í k ř iv k y p ro o d r a ž e n é a l f a - č á s t i c e p r o k y s l ík , h lin ík a n ik l. V p rav o obr. 2. K a lib r a č n í k ř iv k y p ro v y r a ž e n é p r o to n y p r o f lu o r , s o d ík a h o ř č ík . (N a o s e x j e č í s l o k a n á lu , na o s e y p o č e t pu lzů za 1000 m in u t.)
p ro p raco v al prof. Anthony L. T urkevich z Ferm ih o ústavu při C hicagské u niversitě spolu s dr. Jam esem H. P a tte rso n e m z A rgonne N ation al Lab o ra to ry .2 3 Nová tech n ik a využívá c h a ra k te ris tic k ý c h in te ra k cí č á s tic alfa s hm o tou. E n e rg e tick é sp ektru m č á s tic alfa, o d rážen ý ch pod velkým i úhly 180°) je závislé n a já d re ch atom ů, od k te rý ch se odráží. Ze zák ona zach o ván í en erg ie a im pulzu lze snadno odvodit, že č á s tic e alfa s e n e r gií E 0 se o d razí zp ět s en erg ií
kde Z je hm otové číslo já d ra , od k teréh o se č á s tic e od razila. Krom ě toho n ěk teré prvky, bom bardovány čá stice m i alfa, uvolňují p roton y, jejich ž en erg ie jsou op ět ch a ra k te ris tic k é pro jednotlivé atom y. M etoda d ává velm i dobré výsledky pro lehké prvky (p ra k tick y pro první dvě úplné periody M endělejevovy ta b u lk y ). Bohužel o vodíku d ává pouze nepřím ou in fo rm aci. S ro sto u cím atom ovým a hm otovým číslem však ro zlišo v ací sch o p n o st k lesá, a např. železo, kobalt a nikl se touto m etodou n ed ají u rč it vedle sebe. P řesn o st m etody je asi ± 1 atom — % .* N ep řítom n ost a tm o sfé ry na M ěsíci um ožnila použít relativ n ě nízkoen erg etick é zd roje zářen í alfa a to c u riu m ~Cm2i2 (p o lo ča s rozpadu 163 dní, en erg ie E 0 = 6,11 M eV). Na jedné stra n ě použití n ízk o en erg etického z á řiče je výhodné při m an ip u laci n a p raco v ištích , k te rá nejsou 2 T u r k e v i c h A. L. a j . : J. G e o p h y s . R e s . 72, 83 1 ( 1 9 6 7 ) . 3 V í t e k A.: L e t e c t v í a k o s m o n a u t i k a 43 , 9 5 4 ( 1 9 6 7 ) . * a to m — % = p o čet ato m ů d a n é h o prvku, vztažen ý na c e lk o v ý p o čet atom ů, u d á vaný v p rocentech.
Obr. 3. E x p e r im e n tá ln í k ř iv k y z ís k a n é n a v z o r k u p o z e m s k é h o č e d i č e . S v is lé ú s e č k y p ř e d s ta v u jí s t a t is t ic k ý ro z p ty l n a m ě ř e n ý c h h o d n o t. N a o s e x j e č ís lo k a n á lu , na o s e y p o č e t pu lzů .
sp eciáln ě vybavena pro p rá ce s r a dioizotopy, ale na druhé stra n ě to zn am en á, že an alý za se bude tý k at jen několik a m álo m ikronů po vrchu an alyzovan é látk y . S o u ča s ně při použití z á řiče s p řijateln ou aktivitou (a si 100 m c ]* * je a n a lýza dosti pom alá. Aby se d ostaly d o sta te čn ě rep rod u k ovateln é a hodnověrné výsledky, je třeba p ro v ád ět m ěření asi 24 hodin. P řesto však jed n odu ch ost a sp olehlivost io zo 30 40- 50 6o 70 celéh o zařízen í rozhodly v jeho p rosp ěch a pokus byl z a řa z e n do p rogram u Surveyor.'* Celé zařízen í se sk lád á ze dvou od d ělen ých čá s tí: z m ěřicí hlavice a elek tro n ick éh o bloku. H ran olovitá sk říň k a h lav ice o ro zm ěrech 1 7 ,1 X 1 6 ,5 X 1 3 ,3 cm 3 m á vespod připevněnu kruhovou desku o prům ěru 30,5 cm , k te rá zajišťuje, aby se h lav ice při p osazení na m ěsíčn í povrch nezabořila nebo n ep řev rh la. E le k tro n ick á č á s t m á ro zm ěry 17,8 X 16,5 X X 1 0 ,2 cm 3. H lavice váží 2,1 kp, e lek tro n ik a 2,2 kp (bez kabelů a n osné k o n stru k c e ). M axim ální p říkon n ep řesah u je 1,2 W. M ěřicí h lav ice je upevněna na k o stře sondy po celo u dobu letu. T e prve po p řistán í a po vyzkoušení je sp u štěn a n a m ěsíčn í p ovrch. Na dně m á kruhový o tv o r o prům ěru 10,8 cm . Nad ním, ve výši 7 cm , je u m ístěno še st zářičů a lfa stín ě n ý ch tak , že č á s tic e a lfa m ohou v y lé ta t jen sm ěrem k otvoru n a dně h la v ice . Mezi zd roji jsou dva polovodi čové d etek to ry , re g istru jící č á s tic e alfa, o d ražen é od vzorku pod úhlem 174°. V h lavici jsou dále u m ístěny čty ři d e te k to ry p rotonů, v y ražen ý ch ze vzorků čá stice m i alfa . Jsou p ok ryty zlato u fólií (2 1 m g /cm 2), k te rá odfiltruje všech ny č á s tic e alfa. P ro to že však p o čet p rotonů, vzn ik lých bom bardováním vzorku, je m alý, a p ro to že slu n ečn í p roton y téže en erg ie Jsou stejn ě ča sté , jsou v h lav ici d alší d etek to ry p rotonů, zap ojen é an tik oin cid en čn ě s p ředchozím i. Tím se odliší slu n ečn í p ro to n y od protonů ze vzorku. K rom ě toho je v h lavici um ístěno p ětiw atto v é top en í a tep eln é čidlo, p rotože polovodičové d etek to ry jsou z n ačn ě citliv é na zm ěny tep lo ty . . . 1 “ C , 7 <°,'0tl 1 , C ( c u r l e ; c u r l e Je t a k o v é m n o ž s t v í r a d i o a k t i v n í h o i z o t o p u ve k t e r é m d o c h á z í k 3 . 7 X 1 0 10 p ř e m ě n á m ( r o z p a d ů m ) z a v t e ř i n u . 4 G r íi n M .: S b o r n í k r e f e r á t ů z e s e m i n á ř e p o z o r o v a t e l ů d r u ž i c . LH P r a h a , 19 68.
P ř e h le d v ý s le d k ů a n a lý z y m ě s íč n íh o p o v rc h u M ěsíčn í p o v r c h
P o z em sk ý č e d ič
P rv ek S u rv e y o r 5 v o d ík u h lík k y s l ík s o d ík h o ř č ík h lin ík k řem ík s ír a a ž z in e k
S u rv e y o r 6
ta to m e to d a
_
._
_
< 3 58 ± 5 < 2 3+ 3 6 ,5 ± 2 18,5 ± 3 13±3
< 2 57 ± 5 < 2 3±3 6 ,5 ± 2 22 ± 4 5±2
0,4 ± 0 ,4 58,8 ± 0 ,9 2,1 ± 0 ,3 1 ,8 ± 0 ,8 6,5 ± 0 ,4 20,3 ± 0 ,9 8,5 ± 1 ,7
kon v en čn í 1,1 0,03 60,4 1,44 3,54 6,28 18,9 7,3
M ěřicí h lavice d odává in fo rm ace o en erg ii re g istro v a n é č á s tic e v a n a logové form ě elek tro n ick ém u bloku. Ten sign ál zp racu je a převede jej do číslico v é form y. Celé sp ektru m je rozd ělen o do 128 k análů ( 2 7, tj. osm b itů )* * * s dolní h ra n icí při 600 keV a šířkou jednotlivého k análu 54 keV. Při použité ak tiv itě zářičů je třeba na Zemi p ře n á š e t údaje o č á sticích alfa ry ch lo stí 2200 bitů za vteřinu, o p ro to n ech ry ch lo stí 550 bitů za vteřinu. E lek tro n ick ý blok k rom ě an alo g o v ě číslicovéh o převodníku obsahuje zd roje proudu a p řizpůsobovací člen y m ezi v lastn í elek tronikou a elek tron ik ou son dy. K rom ě toho obsahuje další logick é obvody, k te ré mohou na povel ze Zem ě b lok ovat jed n otlivé d e te k to ry , zap ín at nebo vypínat topení apod. E le k tro n ick ý blok tak é p řed áv á n a Zemi údaje o stavu p řístro je (n a p ě tí, te p lo tu ]. Před letem je tře b a na Zemi p ořídit album sp e k te r jed n otlivých čistý ch prvků od bóru až po tita n (s výjim kou neonu, arg o n u a sk an d ia) a n ě k te rý ch těžších prvků jako železa, b ary a a z la ta . T ěsně před letem se obvykle vym ění z á řiče , p ro to že použité Cm212 m á k rátk ý p o lo ča s ro z padu. Po p řistán í se nejprve p ro v ěří čin n o st elek tro n ik y elek tro n ick ý m g e n e rá to re m pulzů, k terý je um ístěn v m ě řící h lavici. Krom ě toho je u d etek torů alfa um ístěno m alé m n ožství ein stein ia E s 254, k te ré v y za řu je č á s tic e a lfa s en erg ií 6,42 MeV a slouží jako vn itřní stan d ard p řístro je. D alší zk oušk a sp o čív á v m ě ř e n í o d ražen ý ch č á s tic alfa od podložky znám ého složení, na k te ré sp o čív á h lav ice před spuštěním na p ovrch M ěsíce. Po u sk u tečn ěn í tě ch to zkoušek se h lav ice spustí na povrch ve dvou e ta p á ch . N ejprve se z a sta v í asi 38 cm nad p ovrch em . V této vzd álen osti nem ohou o d ražen é č á s tic e alfa zasáh n o u t d etek to ry a m ěření u sk u teč něné v tu to chvíli ted y d áv á obraz o p řiro zen é rad io ak tiv itě M ěsíce. T eprve p otom se p řístro j spustí na povrch? Z ískané spektrum se an alý zu je n a sam o čin n ý ch p o číta čích m etodou n ejm en ších čtv erců . B it =
je d n o tk a In fo rm ace;
je d n o tk a
n ebo n u la ve d v o jk o v é so u s ta v ě.
R O Z L I Š O V A C Í S C H O P N O S T S OUS TAVY OBJEKTIV — EMULZE P roblem atika uvedená v nadpise byla již v íce k rá t z p ra co v á n a .1, 2, 3 Zde ch cem e u k ázat n ěk teré m éně zd ůrazňované souvislosti k te ré se uplatňují při fo tog rafii astro n o m ick ý ch objektů. R ozlišovací sch op n ost ideálního objektivu (bez a p o d iz a c e )4 je om e zena d ifrak cí na jeho obrubě. Obvykle se ro zlišo v ací sch op n ost objektivu definuje polom ěrem p prvého in terferen čn íh o m inim a, jehož závislost na polom ěru objektivu r a vlnové d élce A lze vyjád řit v ztah em :2 sin q = 0,610 . —
q)
Zaveďm e do rovn ice (1 ) ohniskovou vzd álen ost / a vzd álen ost L n ej blíže ležících bodů, k teré lze právě ro zlišit: L tg 8 = s m g
=
—
(2)
Dosazením do rovn ice (1 ) dospějem e k výrazu pro L L = 0,610 . A . —
(3)
Dosaďm e o rien tačn ě do rovn ice (3 ) vlnovou délku A = 0,5 n, f — 100 cm , r = 5 cm . Tento astro n o m ick ý objektiv zobrazí dva body n a h ra n icích ro zlišovací sch opn osti ve vzdálenosti 6,1 ^ na fo to g ra fick é d esce. Nyní je nutné zjistit, jak á je ro zlišo v ací sch op n ost em ulze, zda budou obrazy obou sv ítících bodů ještě oddélené, či zda splynou. Podrobnější rozbor této otázk y však m usí v y ch ázet z úvah o ch a ra k te ru ohybového jevu obrazu ve vztahu ke g rad a čn í k řivce emulze. Ohybový jev svítícího bodu n ek on ečn ě vzdáleného od ideálního objek tivu o prům ěru 2 r je popsán fu n k cí:3 u = ( 2Il^ X ) f . 1 00 %
(4)
V této rovn ici znam en á U intenzitu sv ě tla vztaženou na stře d obrazu, kde se (klade U = 100 % , je B esselova funkce I. řádu. V eličina x souvisí s vlnovou délkou a prům ěrem objektivu vztahem 2
ti
r
x = ~T~
(5)
Rovnici (4 ) vyčíslím e p om ocí tab u lek .5Tabulka 1 je g ra fick y zn ázo rn ěn a na obr. 1. Hodnoty x p řevedem e n a sk u tečn é odchylky L, odpovídající m ezní ro zlišo v ací sch opn osti v ohniskové rovině, podle vztah u : 1 B. H a v e l k a , J. F u k a : O p t i k a , P r a h a 1961. 2 V. P e t r ž i l k a : F y z i k á l n í o p t i k a . P r a h a 1952. s M. B o r n : O p t i k . B e r l í n , S p r l n g e r 1 933 . * J. S t r o n g : C o n c e p t s o f c l a s s i c a l o p t i c s , N e w Y o r k 19 58. 5 E. J a h u k e , F . E m d e : F u n k t i o n e n t a f e l n . 3. A u f l . L e i p z i g 1 938 .
X
0 0,5 1 1,5 2 2,5 3 3,5 4 4,5 5
h
2 h (x)
(*)
X
0 0,2423 0,4401 0,5579 0,5767 0,4971 0,3391 0,1374 —0,0660 —0,2311 —0,3276
1 0,9692 0,8802 0,7439 0,5767 0,3977 0,2261 0,0785 —0,0330 —0,1027 —0,1310
L - 0,158 .
U (% ) 100 93,94 77,48 55,34 33,26 15,82 5,11 0,62 0,11 1,06 1,72 (6)
K dalším u rozboru potřebujem e ještě ch a ra k te ristick o u křivku č e rn á ní.6 Pro srovn án í uveďme rozbor se dvěm a m a te riá ly , s p an ch ro m atickým film em 21° DIN a se sp eciáln ím i desikami Kodak-M -ň. Rozlišovací sch op n o st uvažovaného filmu je 80 Čárek na 1 mm, rozlišovací sch o p n ost desek je 1000 čá re k na 1 mm. C h arak teristick é 'křivky če rn á n í obou m ateriálů , vyvolan ých obvyklým způsobem, jsou uvedeny na obr. 2. Spe ciáln í em ulze s vysokou rozlišovací sch op n ostí m á křivku velm i blízkou p řím ce a lze ji tedy jednoduše an a ly tick y vyjád řit. Křivka p an ch ro m atickéh o m ateriálu A je zn ačn ě ob ecná a budeme ji tedy používat bez an aly tick éh o výrazu. Křivku m a te riá lu M-R ( B J vyjádřím e rovnicí S = k.T ~ S p
(7)
kde S zn ačí optickou hustotu zčern án í, T exp ozici v luxsekundách, k a S p jsou k on stan ty m ateriálu . N um ericky lze vyjád řit danou emulzi ( B ) rovn icí 5 = 0,135 T — 0,325 . (7a) Z teorie fo to g rafick é exp ozice vyplývá, že T je úm ěrné U v rovnici ( 4) . P latí tedy S = A . U — Sp, (8) kde A j e k o n stan ta úm ěrnosti. Pro m axim áln í optickou hustotu u prostřed obrazu svítícího bodu p latí Smax — A — Sps čili A — Smax + Sp . Rovnici (8 ) přepíšem e ve tv a ru : 5 = (Smax + S p) . U — S p .
(9)
V yšetřím e nyní situ ací pro případy, kde Smax — 1 cl Smax — 2. Nej • dříve se budeme zabývat emulzí B, kterou lze m a tem atick y d efinovat V ýp očet rovn ice (9 ] sestavím e do tabulky 2A: * B. P a v l í k : Z á k l a d y f o t o g r a f i e . P r a h a 1949.
U
1,325 U
2,325 U
0
1
0,5 1
0,9394 0,7748 0,5534 0,3326 0,1582 0,0511 0,0062
1,325 1,230 1,028 0,733 0,441 0,209 0,068 0,008 0,001
2,325 2,181 1,800 1,287 0,773 0,367 0,119 0,014 0,003
X
1,5 2 2,5 3 3,5 4
0,0011
^
pY O
_ 5 Smax — 1 1 0,927 0,727
0,460 0,192 ( —0,019) — — —
pro
5 Smax — 2
2 1,866 1,502 1,013 0,525 0,140 ( — 0,097) — —
Křivku p an ch rom atick éh o m ateriálu lze těžko a n aly tick y vyjádřit, proto sestavím e tabulku n um ericky přím o z g rafick éh o vyjád řen í (tabu lk a 2 B ). TABULKA 2B.
u
X
0 0,5 1 1,5 2 2,5 3 3,5 4
1
0,9394 0,7748 0,5534 0,3326 0,1582 0,0511 0,0062 0,0011
T(U) 2,3 2,2 1,8 1,3 0,8 0,4 0,05 — —
T(2U) 15,2 14,3 11,8
8,4 5,1 3,4 0,8 0,1 —
p ro
S Smax — 1 1 0,96 0,88 0,67 0,36 0,06 0,02 —
—
p ro
5 Smax — 2 2 1,96 1,81 1,63 1,38 1,01 0,50 0,09 —
Výsledky, uvedené v tabulkách 2A a 2B, vynesem e opět g rafick y (obr. 3 ). Je zřejm é, že z čern án í bodů závisí jak na d élce exp ozice (S max — 1 a S max = 2 ), tak i na c h a ra k te ristick é k řivce fo to g ra fic kého m ateriálu (A a B ). Převeďm e nyní tyto obecné výsledky na k on k rétn í objektiv, diskutovaný na z a čátk u (r = 5 cm , / = 100 cm při A = 0,5 n ). Pro v ý p o čet stan ovím e kriterium , že z če rn á n í se uplatňuje do hod noty S = 0,1 Smax. Z obr. 2 od ečteme výsledky:
* jc x x x
pro pro pro pro
křivku křivku křivku křivku
při Smax= přiSmax= přiSmax= přiSmax=
A A B B
1. 2. 1. 2.
. . . .
. . . .
. . . .
2,4 3,3 2,2 2,5
Pro vý p očet vzd álen osti L použijem e vzorce (6 ) . V ýsledky jsou uve deny v k o nečn é tab u lce 3: TABULKA 3. S o u s ta v a Emulze A při Smax Emulze A při Smax Em ulze B při Smax Emulze B p ři Smax
= = = —
1 2 1 2
Přibližný výpočet na počátku
L 3,80 5,20 3,48 3,95
n /.i (z p
6,10 n
Z tabulky 3 je zřejm é, že jednoduchý výp očet podle rovn ice (3 ) z n a č ně podceňuje sk utečnou dosažitelnou rozlišovací sch opn ost, jejíž z á vislost n a použité sou stavě je slo žitější, jak je zde uvedeno. V eškeré úvahy byly potvrzeny i řad ou p ra k tick ý ch zkoušek.
Zprávy GALILEO
GALI LE I
A OLOMOUCKÝ B R E I N E R
KANOVNÍK
Pod tim to titulem u v eřejn il dr. Miloš Kouřil v ku ltu rně h isto rick é revui „Střed n í M orava" (Olom ouc 1966, č. 1, str. 74—78) člán ek o o sobn ích a p í sem ných sty cích olom ouckého kanovníka Jana B edřicha B rein era (též Breuner; nar. 1583 ve Vídni, zem řel 1638 v Olom ouci) s Ga^leem . Jelikož Breinerův po byt v Olomouci (1614— 1638) spadá do období počátku prvního rozběhu v ě decky pěstované astronom ie na olom oucké jezu itské universitě v le te ch 1630 až 1642 (obsazení m ěsta Švédy), je pravděpodobné, že B reiner, p ožívající velké vážnosti u císa ře Ferdinanda II. a polského k rále Zikmunda III., zaujatý p ří rodním i vědam i a s to jíc í ve velm i přátelském poměru k řádu Tovaryšstva Ježíšova, dal k němu podnět. Kouřilův člán ek je cenným příspěvkem k h istorii
astronom ie v Olomouci a bude užitečné aspoň v k rátk o sti informovat o něm širš í astronom ickou v eřejnost. B rein er se během svých studií v Římě v letech 1610— 1614 seznám il s Galileem v Padově r. 1610 a tam mu G alilei umožnil použít svůj nový dalekohled a seznám il ho s užíváním dalšího svého vynálezu — geom etrického a v ojen ského kom pasu. Byl to p řístro j pom ěrně širokého použití, k výpočtům různých g on iom etrických úloh geod etické praxe, ale i k rozličným potřebám denního života (p řep očet peněz, výpočet úroků, vah, apod.]. P řístro je a Galileův spis „Siderius nu nciu s" (Hvězdný p o sel), v němž učenec zveřejnil astronomické výsledky pozorování svým dalekohledem (o h o rách a údolích na M ěsíci, hvězd nou podstatu M léčné dráhy, o počtu hvězd v P lejád ách , o kulovém tvaru planet, o objevu Čtyř m ěsíců Jupiterových, a j.J, vzbudily Breínerův zájem n a tolik, že z Říma posílá Galileim u do Padovy tři dopisy. Je jich obsah není znám, v dalším , odeslaném 22. 1. 1611 B rein er opaku je aspoň to hlavní, co po u čen ci žádá. Text dopisu ukazuje, že vztah obou mužů byl už tak blízký, že si B rein er může dovolit požádat slavného u čence o zaslán í nebo o dovezení (při Galileiho cestě do Ř ím a): „jeden takový p řístro j, jak mi Vaše E xcelen ce nad hrad bam i padovskými um ožnila vidět do dálky, jed en kom pas geom etrický a vo jen sk ý s opisem trak tátu o něm, dvoje dobrá kružidla, k terá zde v Římě ne jsou a spis Siderius n u nciu s". A že si může dovolit vyslovit přání, aby ho Ga lilei v Římě o ch o tn ě f!) navštívil k příjem né a učené rozmluvě. Zda B rein er vyžádané věci od G alileiho sku tečně obdržel, dnes se již asi n ezjistí a au to r článku také doma i v cizině m arně pátral po další ko resp on denci obou mužů. Jen práce olom ouckých profesorů Theodota M oreta (1630 až 1635) a B altazara Conrada (1633— 1640) nasv ěd čují tomu, že' v této době B reinerova života olom oučtí hvězdáři dalekohled již používali. K. M orav
C o n o v é h o v as t ronomii DODATEČNÉ
o b j i
Prof. F. Zw icki (C aliforn ia Institute o f T echnology) objevil na čty řech d es k ách, exponovaných 122cm Schm idtovou kom orou na Mt Palom aru (pro Palom arský fo to g rafick ý a tla s) supernoNE J VE TŠ 1
b r i t s
Královna Alžběta II. uvedla 1. pro sin ce m. r. do provozu n ejv ětší b rit ský dalekohled, re fle k to r o průměru zrcad la 250 cm. D alekohled nese jm é no Isaaca Newtona a je um ístěn na K rálovské G reenw ichské hvězdárně v H erstm onceux. K onstrukce je zcela nového typu, m ísto polární osy je uži to „polárního d isku ". Pohyblivé části d alekoh led u — o váze asi 90 tun — jsou montovány na kruhové d esce s il né 90 cm o prům ěru 670 cm. Disk pla ve bez jak éh okoliv m echanického kon taktu na v rstv ičce o leje , silné 0,1 mm. Zrcadlo bylo vybroušeno s přesností 0,00025 mm. R eflekto r — jak optiku,
VENÁ
SUPERNOVA
vu 19" záp. a 7" jižně od jád ra e lip tick é g alaxie NGC 4335. Je jí jasn o st (fo to g r.) byla 10. května 1955 16,3m, 18. května 1955 17,l m. Jasn o st (fotogr.) galaxie NGC 4335 je 13,7m. KÝ
DALEKOHLED
tak i m ontáž — vyrobila znám á britsk á firm a Grubb P arsons, N ew castle upon Týne. Tato firm a pro výrobu velkých hvězdářských dalekohledů byla zalo žena roku 1925 a v posledních letech dodala reflek to ry o prům ěru zrcadla 188 cm hvězdárnám v Torontu (K ana d a), v P reto rii (Jižn í A frik a), na Mount Strom lo (A u strálie), v H aute-Provence (F r a n c ie ), v Helwanu (S jed n ocen á arab sk á rep u b lika) a v Okayamě (Ja ponsko). Závod Grubb Parsons dodal také řadu m enších astronom ických da lekohledů různým hvězdárnám po c e lém světě.
250cm r e f l e k t o r p r o G r e e n w ic h s k o u h v ěz d á rn u v m o n tá ž n í h a le z áv o d u G rubb P a r so n s, N e w c a s tle u p on T ýn e.
V cirk u láří B ritské astronom ické sp o lečn o sti (č. 494) jsou uveřejněny vzájem né 'konjunkce Jupiterových m ě síčků v letošním ro ce podle výpočtů W. H. Ju liana. Úkazy, pokud jsou u nás viditelné (Ju p iter nad obzorem ), uvá díme v násled u jícím přehledu a upo zorňujem e na ně všechny zájem ce o po dobná pozorování. V přehledu je uve den m ěsíc a den, jakož i čas k on ju n k ce (v SEČ) a d ále vzájem ná vzdále nost obou m ěsíčků. M ěsíčky jsou znaOKAM2IKY
VYSÍLANÍ V
Ceny / — Io, 11 — Europa, l i l — Ganymed a IV — K allisto. V zájem ná vzdálenost je uvedena v obloukových vteřinách. V. VI. VI. VII. X. X. XI.
6d 9 10 1 1 26 17
IhOOtn 20 43 21 46 20 25 7 35 4 47 6 27
ČASOVÝCH
B Ř E Z N U
I + IV I + III II +111 I +111 I + II I +11 I + II
4,3" 4,6 4,5 2,1 4,4 3,8 5,4 SIGNÁLU
1968
1MA 50 kHz. 8h : OMA 2500 kHz, 8h ; OLB5 3170 kHz, 8h ; P ra h a 638 kHz, 1. [NM — nem ěřeno, NV — nevysíláno, KYV — z kyvadl. hodin) D en OMA 50 OMA 2500 OLB 5 P ra h a
5 4 2 3 1 9832 9834 9836 9838 9840 9832 9834 9836 9838 9840 9847 9849 9851 9853 9855 NM NM NV 9838 9840
Den OMA 50 OMA 2500 OLB 5 P ra h a
11 9852 9852 9867 KYV
12 9854 9854 9869 KYV
13 9856 9856 9871 KYV
14 9858 9858 9873 KYV
10 9 7 8 6 9842 9844 9846 9848 9850 9842 9844 9846 9848 9850 9857 9869 9861 9863 9865 KYV NM KYV KYV NV
18 19 17 16 15 9860 9862 9864 9866 9868 9860 9862 9864 9866 9868 9875 9877 9879 9881 9883 KYV NV KYV KYV KYV
20 9870 9870 9885 KYV
31 30 28 29 27 26 25 24 22 23 21 D en 9892 9888 9890 9886 9884 9882 9880 9878 9876 9874 9872 OMA 50 9872 9874 9876 9878 9880 9882 9884 9886 9888 9890 9892 OMA 2500 9887 9889 9891 9893 9895 9897 9899 9901 9903 9905 9907 OLB 5 KYV KYV KYV NV KYV KYV KYV KYV KYV KYV NV P ra h a Rozhlasové časové znam ení se odvozovalo většinou z kyvadlových hodin, pro tože se n a křem enných thodinách prováděla revize. V. P tá č e k MAPY
SLU N EČ N Í
X.20.
XX).
IX. 30. 1-tCT+2cr-
F O T O S F É R Y 1967
i -
*■>
..
i
■•
0*-20"- « r360"
3O0r
240"
180"
120"
OTOČKA 1526 -l---1—r—i—r—i— Cr 60"
1967
XI. V.
X.30.
XI.20.
Mapy slu n ečn í fo tosféry v o to čk á ch č. 1526 a 1527 byly sestav eny podle den ních kreseb Slu nce Ladislava Schm ieda, doplněných kresbam i K arla Růžičky.
L. S. DI S E RTACE
Z
M E T E O R I C K É
Na observátoři A stronom ického ú sta vu ČSAV v O ndřejově zasedaly dne 6. p rosince 1967 kom ise pro obhajoby d oktorských a kandid átských prací z astronom ie. N ejprve se kon ala obha joba doktorské d isertace RNDr. CSc. Z. Ceplechy na tém a „M eteorický jev a m eteorick á č á stice “. Dr. C eplecha zde předložil soubor třin ácti prací, publikovaných v uplynulém d esetiletí v BAC a v zah ran ičn ích časopisech, jež ve svém úhrnu před stavují vy v rcholen í české m eteo rick é školy, za ložené prof. Svobodou a prof. Guthem. V první části studie se autor zabýval zpracováním sp ekter m eteorů, poříze ných objektivním i m řížkam i na prů hled na observatoři v O ndřejově. Ně která z těch to sp ek ter m ají m axim ál ní disperzi, zatím v m eteorickém vý zkumu dosaženou, takže odtud bylo možné u rčit dosti podrobně fyzikální podmínky při průletu m eteoroidu ovzduším. Vyplývá odtud, že m eteoroid ztrácí hmotu zejm éna odtavováním drobných kapek s povrchu, jež se ro zstřik u jí podél dráhy tělesa. V druhé části p ráce je shrnuto zpra cování dnes již legend árního pádu p ří bram ského bolidu, prvního a dosud je diného případu, kdy známe dráhu tě lesa z fo tografií, jeh o ry ch lost a dec e le ra c i z m ěření ro tu jícím sektorem , a zároveň i fragm enty tělesa, jež do padly na zem. Pád příbram ských m e teoritů byl podnětem k vybudování sí tě celooblohových kom or, jež pokrývá
ASTRONOMIE
dnes n ejen území našeho státu, ale roz šiřu je se í do sousedních zem í střední Evropy. Ve tře tí části se autor pokusil u tří dit předchozí experim en táln í a te o re tický výzkum m eteorických stop. Uka zuje, že existu je několik k ateg orií meteoroidů, jež lze k lasifikov at podle výš ky zážehu. V tom to param etru jsou skryty rozdíly v hustotě m eteorických těles. Podle těchto výzkumů souvi sí značná část sporadických m e teorů s planetkam i a hu stota m eteoroídů je podstatně vyšší, než jak vy plývalo z d řív ějších am erický ch studií, a čin í 1,4— 4 g/cm 3. V diskusi bylo zdůrazněno, že tyto Ceplechovy práce znam enají podstatnou revizi a pro hloubení našich představ o m eteorech, o je jic h původu a fyzikálních v la st nostech. Týž den obhajoval prom. fyzik V la dimír Porubčan z A stronom ického ú sta vu SAV v B ratislavě kandidátskou di se rta ci nazvanou „Dva problém y zo štruktúry m eteorick ých rojov “. V první částí d isertace se autor zabýval vý skytem m eteo rick ých „d v o jčat" a sku pin, ja k ji n ě k teří au to ři odvozovali zejm éna z v izu áln ích pozorování m e teo rick ých rojů . Je-li totiž shlukování m eteorů reáln é, znam ená to, že v m ezi planetárním prostoru dochází k n e ustálým srážkám a tím k drobení m e teorů na stále m enší úlomky. V. Po ru bčan zpracoval v této čá sti n ěkolika statistický m i m etodam i pozorovací m a
teriál, získaný radary na o bservato řích v O ndřejově a v Dušanbe (Tadžická S SR ). Z celkového počtu více než 32 000 m eteorick ých ozvěn (při mezně vizuální m agnitudě asi 13,5m) se je d noznačně ukázalo, že výskyt m eteorů odpovídá náhodném u rozdělení. Odtud plyne, že v m eteo rick ých ro jíc h nedo ch ází na rozdíl od dosavadních názo rů k postupném u dělení m eteorických těles. V druhé části d isertace se autor za býval obtížným problém em odlišení rojových m eteorů od sporadického po zadí. Ukázal, že pro odlišení rojových m eteorů je vhodné kritérium , odvoze-
né Southw orthem , i když je potřebné je doplnit je ště dalším i úvaham i. Na základě této studie zkoumal pak autor re alitu Taurid a a-Leonid. Zatím co Tauridy jsou bezpochyby reálným , byť i silně rozptýleným rojem , o-Leonidy vůbec n eexistu jí. Tím se výrazně mění názor předchozí studie am erický ch astronom ů Southw ortha a Hawkinse, k te ří a-Leonidy považovali za n ejbohatší m eteorický roj. Na základě obhajob doporučila v ě decká rada udělení hodnosti doktora fyzikálně m atem atických věd RNDr. Z. Ceplechovi a udělení hodnosti kandi dáta fyz.-m at. věd V. Porubčanoví. g
Z li dových h v ě z d á r e n a as tr o no m i c k ýc h k r o už k ů JAK
J SME
POZOROVAL I
Pří porovnání s rokem 1960 se roz šířila síť stan ic pro fo to g rafick é s le dování slu n ečn í fo to sféry z šesti na osm. Do spolu práce se zapojil a stro nom icky kroužek Ziár nad Hronom a lidová hvězdárna Zilina. Předpokláda né rozšíření sítě o lidovou hvězdárnu Karlovy Vary, lidovou hvězdárnu Olo mouc a astronom a am atéra M. Dujniče ve Spišské Nové Vsi se zatím neusku tečnilo. N ásledkem zvýšení počtu stan ic, ja kož i zvýšeného fo to g rafick éh o sled o vání slu n ečn í fo to sféry , byly pořízeny v roce 1967 celk em 1402 sním ky. Zna mená to, ž e proti roku 1966 bylo po řízeno o 576 sním ků více. Uvážím e-li, že v roce 1965 bylo zís káno 904 sním ků a v roce 1966 jen 826 sním ků, tedy o 78 sním ků m éně, jsou výsledky ve foto grafickém sled o vání slu n ečn í fo to sféry v ro ce 1967 více než uspokojivé. U něk terých skupin slu n ečn ích skvrn foto grafov ala hvězdárna ve V a lašském M eziříčí je jic h vývoj. Sledování Slu nce zakreslováním sku pin slu n ečn ích skvrn m etodou p ro je k ce jevilo v ro ce 1967 rovněž další vze stup. Síť tří stan ic z roku 1966 se roz rostla na síf osmi stan ic. Do spolu prá ce na tomto úkolu se aktivně zapo jila lidová hvězdárna Banská Bystrica,
SLUNCE
V
ROCE
1967
lidová hvězdárna Český Těšín, lido vá hvězdárna Hurbanovo, A stronom ic ký ústav Slovenské akadem ie věd (S k a ln a té 'pleso) a lidová hvězdárna Úpice. Předpokládané ro zšířen í pozo rov atelské sítě o lidovou hvězdárnu H lohovec se n eu skutečn ilo. Podobně jako při fo to g rafick é metodě sledování slu n ečn í činnosti, tak i zde n astalo zvýšení počtu pozorování ze 484 k re seb v roce 1966 na 926 kreseb v roce 1967 (tj. o 442 kresby v íce ). Navíc by la v roce 1967 E. Titkou z astro n o m ického kroužku v N itře získána 224 vizuální pozorování Slu nce se so u čas ným stanovením relativ níh o čísla. V ro ce 1967 bylo na hvězdárně ve V alašském M eziříčí zpracováno 19 s é rií skupin slu n ečn ích skvrn. Pro tuto práci byly použity sním ky slu nečn í fotosféry, pořízené A stronom ickým ústavem Č eskoslovenské akadem ie věd v Ondřejově, A stronom ickým ú sta vem Slovenské akadem ie věd n a Skaln atém plese, Čeňka Š ile ra z Kro m ěříže, lidové hvězdárny v Úpici a s a m ozřejm ě jak o základního m ateriálu fo tog rafie lidové hvězdárny ve V a la š ském M eziříčí. Zdá se, že výsledky budou více než uspokojivé. Při zpracování jsm e však o b jev ili řadu nedostatků. V první řadě je to nepřesná k la sifik a ce kvality sním
ků. V ětšina hvězdáren kvalitu sním ků přehod nocuje. Znam ená to, že sn í mek, který měl být klasifiko v án 2. nebo dokonce 3. stupněm , dostane stu peň 1. Na takto prováděnou k la sifik a ci není spolehnutí a při výběru pro zpracování je nutno proh lížet spoustu sním ků. Především zde jde o snímky neostré, přeexponované nebo podexponované a sním ky, na nichž není celý obraz Slunce. Dalším závažným nedo statk em je, že n ěk teré stan ice n e z a jiš ťují s d ostatečnou p řesností určení „denního pohybu" a jeh o kontrolu. Jsou stan ice, které „denní pohyb" u rču jí hranou desky, což je ve většině p ří padů tak nepřesné, že takových sním ků, 1 když jin ak dobrých, nem ůže být pro p řesn ější zpracování použito. S ta tistick á a výpočetní zpracovává ní kreseb slu n ečn ích skvrn úspěšně prováděl i v ro ce 1967 za všechny s ta nice Ladislav Schm ied. Z v ý šen á pozorovatelská činnost uka zuje, že mimo nadšení pozorovatelů i m nožství p ráce s org an izací c e lo s tá t ního odborného úkolu v oboru Slunce nebylo zbytečné. Nyní je nutno dbát, aby_ pozorovatelská čin nost nebyla s a m oúčelná, a aby pokud možno vše chen napozorovaný m ateriál byl běž ně zpracováván, což si sam ozřejm ě vy žádá d alší spolu práce všech pozoro v acích stan ic. Inform ace a dotazy byly během ro ku 1967 vyřizovány s příslušným i s ta nicem i nebo přímo s pozorovateli pí sem ně 1 osobně. DALEKOHLED
PRO
FO
V le te c h 1966 a 1967 bylo na lidové hvězdárně ve V alašském M eziříčí zho toveno 5 fo to g rafick ý ch kom or o roz m ěru 1 8 X 1 8 X 1 7 5 cm pro sledování celkového obrazu slu n ečn í fotosféry. Fotokom ory jsou dřevěné, zesílené výztuham i a potažené bílou koženkou. Jsou opatřeny velm i dobrým i o b je k ti vy z vyřazených v ojen sk ých třím etrových dálkom ěrů o prům ěru 51 mm a ohniskové vzdálenosti 863 mm. Pro zvětšení prim árního obrazu Slunce o prům ěru asi 8 mm na sekundární obraz o prům ěru 70 mm, bylo použito
Bylo vydáno jedno číslo „Bulletinu pro pozorování S lu n ce", a to číslo 5. Evidence veškerých pozorování S lu n ce byla prováděna běžným způsobem a je zv eřejn ěn a v „B ulletinu pro po zorování S lu n ce", číslo 6. Lidové hvězdárně Olomouc, lidové hvězdárně Karlovy Vary a A stronom ic kému kroužku Košice byly během ro ku 1967 předány slu n ečn í fotokom ory pro fo to g rafick é sledování fotosféry. V šechny stan ice byly d o statečn ě zá sobeny ja k tiskopisy, tak i fo to g ra fic kým m ateriálem pro sledování Slunce. Zhodnotím e-li plnění plánu c e lo s tá t ního odborného úkolu v oboru Slunce, musíme přiznat, že n ěk teré body pro gram u nebylo možno splnit. (Např. II. c elo stá tn í sem inář pro pozorovate le Slunce, a to ja k pro ned ostatek č a su, tak i pro fin an čn í potíže.) Značné zvýšení počtu pozorování si vyžádalo mnoho jed nání se stanicem i, které — ja k se ukazuje — nebylo zbytečné. Je sam ozřejm é, že bez pochopení a píle jednotlivých stanic by takovýchto vý sledků dosaženo nebylo. Při tom je nutno uvážit, že pozorování byla ve většině případů usku tečn ěn a za pom ěr ně nesnadných podmínek. Byla vyko nána v osobním volném čase pozoro vatelů a jsou nám proto tím cen n ější. Proto při této příležitosti děkujem e všem stanicím a je jic h pozorovatelům za je jic h úspěšnou p ráci v uplynulém roce 1967 a věřím e, že spolu práce v tom to ro ce bude nejm éně stejn ě bo hatá a úspěšná. M ilan N eu b a u er OGRAFOVÁNÍ
SLUNCE
projekčn ího objektivu B elar 1:4,5, ohniskové vzdálenosti 55 mm. Komora je vpředu před ro sn icí vybavena zá klopkou, ovládanou tažným lankem , k teré je upevněno na otočném kotouči přímo na levé stra n ě u kazetového kon ce kom ory. Záklopka uzavírá otvor tubusu, aby se jed n ak ob jektiv zby tečn ě n ezahřív al, jed nak aby se ňa n ěj nep rášilo. Otvor ro sn ice sou časně slouží za m ěnitelnou clonu objektivu. Lze do n ěj upevnit n ěkterou z předem zvolených kruhových clon. V ro sn ici přímo na objektivu je upevněn foto-
g ra íick ý filtr G 2. Za p rojek čn ím ob jektivem je um ístěna závěrka PRONTOR-SVS, k te r o u lz e n a ta h o v a t i spouš tě t z pravého boku fotokom ory. Zá
věrka se n atah u je táhlem , k te ré lze také aretovat, čímž zůstane otvor zá věrky otevřen pro správné ustavení obrazu Slu nce na m atnici. Exponuje se
F o t o g r a f i c k é k o m o r y p r o s n ím k o v á n í s lu n e č n í fo t o s fé r y .
N a z a d n í k o m o ř e j e v id ě t k o n s t r u k c e z á k lo p k y s la n k e m , na p ř e d n í je p a tr n á d r á t ě n á s p o u š í, m a tn ic e a k a z e t a .
drátěnou spoušti z důvodů zam ezení o třesů a chvění kom ory při expozicích. Na svrchn í stěn ě fotokom ory je světlotěsný obdélníkový poklop, který po o tevření umožní n astav en í expozice na závěrce, případně opravné zaostřová ní výsledného obrazu Slu nce na m at n ici. V prostoru mezi objektivem a závěrkou jsou clony pro od stranění okrajový ch paprsků. V kazetové části kom ory je na svrchn í stěn ě otvor pro zasunutí m atn ice nebo kazety. V zad ní stěn ě je kruhový otvor pro seříz e ní „denního pohybu" a středového um ístění obrazu Slu nce na m atnici. Těsně před kazetou je na posuvných d ržácích napnut tenký d rátek o prů m ěru 0,1 mm, což um ožňuje nastav e O
ní „denního pohybu". Kazeta je velmi pevná, kovová, sp eciáln ě vyrobená pro tuto kom oru. Zkoušky ukázaly, že lze touto k o morou, při správně seřízeném o p tic kém systém u a s vhodně voleným filt rem i délkou expozice získat velm i pěk né sním ky slu n ečn í fotosféry. V šech pět slu n ečn ích kom or již by lo odprodáno a jsou na lidových hvěz d árnách v Hurbanově, v K arlových V a rech , v Olomouci a v Zilině, jakož i v astronom ickém kroužku v K ošicích. V Hurbanově a v Zilině slouží kom ory již svému účelu a bylo jim i pořízeno tém ěř 200 dobrých i velm i dobrých sním ků slu nečn í fotosféry. M. N eu b a u er
ZHOTOVENÍ S KL E NĚNÉ HO BLOKU PRO Z R C A D L O V Ý O B J E K T I V
Těm, k te ří touží po výkonném a stro nom ickém dalekohledu, pomůže ke splnění je jic h přání n ásled u jící návod ke zhotovení levného zrcadlového ob jektiv u z m ateriálu snadno dostupné ho. Jde o zrcadlo, zhotovené slepením kotoučů zrcadlového skla um ělou p ry sk y řicí C h s EPOXY 1200. P o té s e tento disk brousí a le ští obvyklým způsobem. P o tř e b y : Kotouče zrcadlového skla o síle 6 mm nebo 8 mm v počtu po třebném k dosažení síly nutné pro u lo žení na třech bodech (uvádí se v lite ratu ře) plus jed en navíc. Obvyklý sor tim ent brusivá. Umělá p ry sk y řice C hs EPOXY 1200 (prodává D rog erie). L eš tíc í červeň, obuvnická sm ůla, sádra, m ezistěna z včelího vosku (prodá v če lař nebo obchod s v čelařsk ý m i p otře bam i). P ra co v n í p o s tu p : Kotouče sk la (m i mo jed en, který použijem e jako brou sící podložku) zdrsním e hrubým bru si vém a o čistím e (podle návodu k 'EPO XY 1200). N anesem e slabou vrstvu le pidla, složím e kotou če tak, aby nezů staly pokud možno žádné vzduchové bubliny. Vzniklý disk zatížím e na zce la rovné a pevné podložce, kterou d ří ve opatřím e vrstvou parafinu. Bez pa rafin u by se m ohlo sklo s podložkou pevně slepit. Lepidlo vytéká totiž po
zatížení mezi kotou či skla. Zatížení sm í trvat je n 1— 2 hod. po složení kotou čů. Lepidlo nesm í ztrdnout pod tla kem ; došlo by k pokřivení kotoučů, což se později neblaze projevuje. Sklo se totiž vyznaču je tak é pružností. Asi po 20 dnech dáme disk obrousit v b r u sírn ě sk la od vyteklé pry sk yřice a n e rovností při řezání skla. To je třeba dohodnout s bru sírnou při zakoupení kotoučů. Potom přikročím e k dokonalém u vytvrzení teplem . Celý disk zahřejem e velm i pomalu na teplotu asi 50— 60°. Pří. této tep lotě je j ponechám e 1— 2 hod. a potom stejn ě pomalu och lazu jem e. Při rychlém ohřevu nebo o ch la zení sklo popraská, neboť je špatný vodič tepla. P roces vytvrzení trvá c e l kem 5 —6 hodin. N espěchat, nevyplácí se to! Druhý nebo tře tí den je možno klidně začít s broušením na jediném kotouči, který jsm e neslep iii, ale při lep ili obuvnickou smůlou na sádrový disk, stejn éh o průměru jak o sklo, a výšky alespoň 5 cm (sádra bílá, zv. a la b a stro v á ). Tepelné vytvrzení disku sk la se výhodně provádí v p ečící tro u bě, na podložce. Dotazy zájem ců rád písem ně zodpo vím. (Třeboň, Husova ul. 142, okr. Jin dřichův H rad ec). Přiložte známku na odpověď. O ld řich V otava
N o v é knihy o p u b lik a c e • B u lletin čs. a s t r o n o m ic k ý c h ú stavů , ročn ík 19, číslo 1, obsah u je tyto vě d ecké p ráce: G. S. Chromov a L. Ko hou tek: M orfologická studie p lan e tár ních m lhovin (I. Pozorované form y p lan etárn ích m lhovin) — M. Plavec: Čáry Balm erovy série RW Tauri — M. Plavec, S. Kříž, P. H arm anec a J. Ho ra: Vývoj těsných dvojhvězd (I. Dva příklady výměny hmoty ve fází I) — J. P achn er: K om pletní systém rovnic pro n esym etrické problém y v obecné teorii relativ ity — J. Sýkora: Vzdále no sti „noh“ filam entů — 5. Pintér a 3. Knoška: Jed en áctiletý cyklu s slu n ečn ích eru p cí a geom agnetické h á č ky — A. Mrkos, J. Trem ko a V. Vanýsek : F o to e lek trick á pozorováni kom et K ilston 1966b a Wild 1967c. • B u lletin čs. a s t r o n o m ic k ý c h ú stavů , roč. 19, číslo 2, obsahuje tyto vědecké p ráce: Z. Sekanina: N egravitační jevy v pohybech kom et a m odel libovolně ro tu jícíh o kom etárního jád ra (VI. K rátkop eriod ické kom ety; em pirická data. VII. K rátkop eriod ické kom ety; analýza.) — Z. Sekanina: Rozdělení kom ety P/Biela a explozivní m ech a nismy rozpadu kom et — L. Třísková: Metoda u rčen í vydatnosti rad iantů spo rad ick ých m eteorů z údajů dopředných rozptylů — J. Šuráfi: Poznámky k teorii přesné redukce snímků hvězd né oblohy vzhledem k poloze um ělých družic Země — G. S. Chromov a L. Ko houtek: M orfologická stud ie p la n e tá r n ích m lhovin (II. Prostorová stru k tu ra p lan etárn ích mlhovin. III. N eklasifikované a zvláštní o b jek ty .) — ]. P ach n er: Příspěvek k problém u sin g u larit v obecné relativ itě — S. Pintér: Slu neční erupce záření X vyvolá v a jící geom agnetické pulzace — B. O nderlička a M. V etešník: Fotoelektríck á pozorování Novy Delphini v Brně v ro ce 1967 — J. Grygar, L. Kohoutek a P. H arm anec: Foto elek trick á pozo rování Novy Delphini na Ondřejově v roce 1967. — V šechny práce jsou psá ny anglicky.
• A. Riikl: M apa M ěsíce. Vydala Lido vá hvězdárna, Praha 1967 ; 11 K čs. — Lidová hvězdárna v Praze rozv íjí v el mi záslužně svou ediční činnost. Nyní vydala mapu M ěsíce, k terá byla so u čás tí dvou pu blikací, prodávaných v c i zině, ale na náš trh nep řišla. O vydá ní mapy u nás žádné n ak lad atelstv í neprojevilo zájem , a proto ji petřín sk á hvězdárna vydala nyní jak o zájm ový náklad. Jde o mapu, je jím ž ú čelem Je umožnit bezpečnou id e n tifik aci všech hlavních pojm enovaných útvarů na po vrchu M ěsíce a n ěk terý ch útvarů při družených (značených např. A rchim edes A, Gassendi B a pod.). Jako u po zem ských map, i zde je zobrazení schem atizované, což zm íněnému účelu po slouží lépe než zobrazení podobné spí še fo to g rafii, k teré je z hled iska mno hých dosud ideálem . K mapě je připo je n a textová čá st v rozsahu 36 stran , k terá pojednává o pohybu M ěsíce, je ho v id itelnosti, pozorovacích podmín kách , sele n o g rafick ý ch sou řad nicích, zm iňuje se o m ěsíčn í k a rto g ra fii a n á zvosloví. Jádrem textové čá sti je s e znam pojm enovaných útvarů. Obsahu je názvy v podstatě v šech pojm en o vaných útvarů a je jic h polohová čísla. Do textové čá sti se vloudily n ěk teré chyby za tisku. Např. na str. 11, 3. ř. sho ra je nutno prohodit slova „sever" a „ jih “, což o statn ě plyne i z mapy. Str. 16, 7. ř. sh ora: 1650 m ísto chybn é ho 1950, str. 20, 1. ř. sh o ra: Bond, W.; tam též 11. ř. sho ra m á být Briggs, str. 21 Dove m ísto Doye. Po opravě je tex tová část dobrou norm ou, p řijato u na XII. sjezdu IAU v Hamburku; zatím u n ěk terých jm en panovala n ejed n o t nost. Mapu distribuu je pouze Lidová hvězdárna v Praze (P etřín 205, P ra ha 1). P. P říh o d a • S b o r n ík r e fe r á t ů z c e lo s t á t n íh o s e m in á ř e o n o v in k á c h v e vý zku m u p la n e t a M ěsíce. Vydala Lidová hvězdárna v Praze ve spolu práci s pražskou po bočkou Čs. astronom ick é sp olečnosti při ČSAV. P raha, 1967; str. 38 — Sbor ník ob sah u je referáty , před nesené na sem ináři, který se konal v Praze ve dnech 1. a 2. říjn a 1966: Ing. P. P ří hoda: Přehled nových p rací z oboru
p lanetární astronom ie — Dr. CSc. L. Křivský: M agnetická pole a č á stice k o lem planet — J. Sadil: N ové poznatky o M ěsíci a Marsu — Dr. CSc. A. Máška: Dnešní stav selen olo gie — Dr. P. Lála: Inform ace o kosm ických sondách k výzkumu planet a M ěsíce — Z. Po korný: V izuální á fo to g ra fick á pozoro vání planet. Do sborníku nebyla z a řa zena před náška ing. A. Riikla: Co no vého v selenodézii, protože je jí prakr ticky úplné znění vyšlo v Říši hvězd (2/1967) a dále přednáška J. Klepešty: Novinky ve fo to g rafii M ěsíce, jež byla doprovázena velkým množstvím obrazového m ateriálu, který nebylo možno ve sborníku reprodukovat. • V. I. Moroz: F iz ik a p la n ě t. Vydava telstv í N auka, Moskva 1967. 496 stran, 203 ilu strací, cen a Kčs 23,50. — Dnes, kdy počet vědeckých článků ro ste spo lu s množstvím publikovaných in fo r m ací, je stá le těžší se třeb a i je n o rien tovat v celém jednom odvětví a stro nom ie, natož pak o něm napsat roz sáhlou, m oderní a vysoce odbornou knihu. Takovou p ráci M oroz vykonal a vydal dílo neob yčejn ě zasvěcené, n a plněné množstvím n e jn o v ě jších poznat ků i nepřekonaných znalostí starších . Bylo by je možno nazvat tém ěř en cy klopedií m oderní p lan etárn í astro n o mie, a le tím bychom knize nepochybně ukřivdili. N ení to totiž pouhý souhrn nových i sta ršíc h poznatků, ja k bývá ve v ětšině encykloped ií zvykem. Autor zaujím á k výsledkům uváděných p rací
k ritick é stanovisko, rozbírá je jic h vzá jem né rozpory a zaujím á posléze s ta novisko vlastní. V mnoha případech up latňu je výsledky své vlastní práce. V první kap itole knihy se Moroz za bývá popisem metod p lan etárn í a stro fyziky. Pojednává o m oleku lárních sp ektrech , p řístro jíc h ke studiu planet, kvantitativn í spektroskopii planet, roz ptylu záření v atm o sférách , fotom etrii, stavbě p lan etárn ích atm osfér a radiolokaci. Dvě sam ostatn é kapitoly jsou věnovány Marsu a Venuši, v další k ratší kap itole jsou probrány skro v n ě jší znalosti tý k a jící se M erkura a vnitřní stavby planet zem ské skupiny. Poslední kap itola je zasvěcena velkým planetám od Jup itera po Neptuna. Jsou sem zahrnuty i stati o vnitřní stavbě velkých p lan et, o p lanetě Plutu a o sa te lite ch velkých planet. Kniha m á po odborné strá n ce vysokou úroveň, roz hodně ji nelze označit za dílo popu lárn í. O bsahuje řadu vzorců, p řeh led ných tabulek a schém at. Seznam lite ratu ry zahrnuje přes 600 prací. T ře baže je tištěn a v ru štině, nem ěla by tato přehled ná a hluboce fundovaná astronom ie planet ch ybět v knihovně zájem ce o p lan etárn í astronom ii a m ě li by ji nalézt ve své knihovně i p ra covníci lidových hvězdáren a členové astronom ických kroužků. Jako každá m oderní astronom ie, i ona jistě během něk olika let zastará, ale pro je jí p ře hledn ost a úplnost se k ní budeme je š tě dlouho v racet. P. P říh o d a
Ú k a z y na ob lo ze v červn u 196 8 S lu n ce vstupuje 21. června v 9 h i4 “ do znam ení R a k a ; v tuto dobu n astá vá le tn í slu novrat a začátek astro n o m ického léta. Dne 1. června Slu nce vy chází ve 3h56m, zapadá ve 20h00m. V době slunovratu vychází ve 3h51m, zapadá ve 2 0 h 1 3 ™ a dne 30. června vychází ve 3h54m, zapadá ve 20h13m. Od počátku června do slunovratu se délka dne prodlouží o 18 min. a od slunovratu do kon ce m ěsíce se o 3 min. opět zkrátí. M ěsíc Je 4. VI. v 6 h v první čtvrti, 10. VI. ve 21h v úplňku, 17. VI. v 19h v poslední čtvrti a 25. VI. ve 23h v no
b
vu. V přízem í je Měsíc 10. června, v od zemí 22. června. V červnu nastanou tyto ko n ju n k ce M ěsíce s planetam i: 3. VI. s Jupiterem , 5. VI. s Uranem , 9. V. s Neptunem, 20. VI. se Saturnem a 30. VI. opět s ju p iterem . Dne 10. června v ran n ích hodinách nastává apuls A ntara. M erku r je 6. VI. stacio n árn í, 18. VI. je v dolní ko n ju n k ci se Sluncem a 30. XI. je op ět stacio n árn í. V od sluní je 14. června. P lan eta je pozorovatelná počátkem m ěsíce, 3. VI. zapadá ve 21h 30m, 8. VI. ve 21h02m. Lze ji sp atřit k rátce po západu Slu nce nízko nad se
verozápadním obzorem . Počátkem června má M erkur jasn o st + l , 3 m, 8. červn a již je n + 2 ,0 m. V dalekohledu spatřím e velm i úzký srpek planety o prům ěru asi 10". V en u še je v červnu nepozorovatel ná, protože je 20. VI. v horní ko n ju n k ci se Sluncem . Vychází a zapadá p rak tick y sou časně se Sluncem . M ars je tak té ž v červnu nepozoro vatelný, neboť kon ju n k ce této planety nastává 21. VI. Pohybuje se souhvězdí mi Býka a Blíženců. Ju p ite r je v souhvězdí Lva na v e če r ní obloze. Počátkem červn a zapadá v 0h30m, koncem m ěsíce již ve 22h 44m. P lan eta má hvězdnou velikost asi — l,5 m. Dne 9. června nastává kon ju n k ce Jup itera s Regulem . S a tu rn je v souhvězdí Ryb na ranní obloze. Počátkem června vychází ve 2hlOm, koncem m ěsíce již v 0h21m. P la n eta má hvězdnou v elik ost + 0 ,8 m. U ran je v souhvězdí Panny n a ve čern í obloze. Počátkem června zapa dá v l h20m, koncem m ěsíce ve 23h24m. P laneta má hvězdnou velikost + 5 ,9 m. Dne 2. června je Uran v zastávce. N eptu n Je v souhvězdí V a h ; n e jp říz n iv ější pozorovací podmínky jsou ve v ečern ích hodinách, kdy planeta ku l m inuje. P očátkem červn a zapadá Nep tun ve 3h26m, koncem m ěsíce již v l h 30m. P lan eta má hvězdnou velikost + 7,7m. Neptuna, s te jn ě tak jak o Urana můžeme nalézt podle o rie n tačn ích m apek, u v eřejn ěn ých v ŘH 3/1968, str. 63. M eteo ry . Po celý červen je možno pozorovat S co rp iid y -S a g itta rlld y ; ma ximum čin n osti tohoto ro je připadá na 13. června. Z nepravid elných ro jů m ají maximum čin n o sti Libridy 7.— 8. VI., Bootidy 8. VI., CoTvidy 26. VI. a Draconidy 27. VI. /. B.
O B S A H J.
G rygar
a
L.
K ohoutek:
D eíphinl n e c h c e
Nova
z e s l á b n o u t — M.
G rl i n a A. V í t e k : C h e m i c k á a n a l ý za
na
vací
M ěsíci
—
schopnost
em u lze
—
Zprávy
v astronom ii dáren
a
I.
Šolc:
R ozlišo
sou stavy
—
—
o bjek tiv -
Co
nového
Z lidových
astro n om ick ý ch
hvěz
kroužků
— Nové k n ih y a p u b lik a c e — Ú k a zy
na
obloze
v
Č e rv n u
C O N T E N T S J.
G rygar
and
L.
K ohoutek:
Ob-
s e r v a t l o n s o f N o v a D e l p h l n l — M. G rQn a n d A. V í t e k : C h e m i c a l A n a -
I. Sole:
ly sis o f th e M oon —
Re-
s olving Po w er o f th e S y s te m O b ject iv e - E m u ls ío n — N ote s — N ew s ln A s t r o n o m y — F r o m t h e P u b l i c Obs e r v a to r ie s a n d A s tr o n o m ic a l Clubs — New B ooks and Pu b lica tio n s — P h e n o m e n a in June
C O A E P J K A H H E li.
T p u ra p
aeH H H
H
hoboB
JI.
Ha6Jiro-
K oroyTeK :
A e J ib 4 iH H a
—
M .
T p iO H
h A. B m e K : XHMimecKHft aHaJiH3 Hbi
—
H.
U lc u ib u :
C nOC OfiHOC Tb 3 M y J ib C H H B oro
B
—
o fic e p B a T o p H ň K p y iK K O B K auH H
C H C T eM bl
—
—
o 6 T >eK TH B —
C ooO m eH H S
a erp O H O M H H u H o B b ie
J lB J íe H H H
Jly-
P a a jin q H T e J ib H a H
—
—
H 3
H to
ho-
H a p O H H b IX
a c T p o H o M H ie c K H x K H H TH Ha
H e fíe
H
n y fijiH B
h io h c
ft l š i h v ě z d ř í d í r e d a k č n í r a d a : J. M. M o h r ( v e d o u c í r e d . ) , J i ř í B o u š k a ( v ý k o n . r e d . J , J. G r y g a r , F . K a d a v ý , M. K o p e c k ý , L. L a n d o v á - Š t y c h o v á , B. M a l e č e k , O. O b ů r k a , Z. P l a v c o v á , S. P l l c k a , J. Stohl; t a j . r e d . E . V o k a l o v á , t e c h n . r e d . V. S u c h á n k o v á . V y d á v á m i n . k u l t u r y a i n f o r m a c í v n a k l . O r b i s , n. p., P r a h a 2, V i n o h r a d s k á 48 . T i s k n e K n i h t i s k , n. p., z á v o d 2, P r a h a 2, S l e z s k á 13 . V y c h á z í 1 2 k r á t r o č n ě , c e n a j e d n o t l i v é h o v ý t i s k u 2 Kčs. R o z šiřu je Poštovní n ovinová služb a. In f o r m a c e o p ře d p la tn é m podá a o b jed n á v k y p ř ijím á k a ž d á p o šta 1 d o r u č o v a te l. O b je d n á v k y do z a h r a n i č í v y řiz u je PNS — ú s tř e d n í e x p e d i c e t i s k u , od d. v ý v o z t i s k u , J i n d ř i š s k á 14 , P r a h a 1. P ř í s p ě v k y z a s í l e j t e n a r e d a k c i Ř í š e h v ě z d , P r a h a 5, Š v é d s k á 8, t e l . 5 4 0 3 95 . R u k o p i s y a o b r á z k y s e n e v r a c e j í , z a o d b o r n o u s p r á v n o s t o d p o v í d á a u t o r . — T o t o č í s l o b y l o d á n o do t i s k u d n e 28. b ř e z n a , v y š l o 10. k v ě t n a 1968.
Z rc a d lo v ý d a le k o h le d A s tr o n o m ic k é h o ú stavu U n iv ersity K a rlo v y na o b s e r v a to ři v O n d řejo v ě o p rů m ěru p rim á r n íh o z r c a d la 65 cm . D a le k o h le d je o p a tř e n fo t o e l e k t r i c k ý m fo t o m e t r e m , jím ž b y la v u p ly n u lé s e z ó n ě p o ř íz e n a UBV m ěře n í N ovy D elp h in i. ( F o to j. H a v e lk a .I O b rá z ok na 4. s tr a n ě o b á lk y p ř e d s ta v u je tú istů o b la s t a k o obr. na 1. str. o b á lk y . E x p o z íc ia S c h m id to v o u k o m o r o u na Mt. P a lo m a r e v n o ci z 30. sep t. na 1. o k t. I 953. S n ím k a je r e p r o d u k o v a n á z P a lo m a r S k y S u rv ey O — 831. H viezdu v Stádiu p r a e n o v y o z n a č u je š ip k a .
