P o h le d na č á s t M are T ra n q u illita tis v o k o lí k r á te r u C a u ch y . — N a p rv n í s tr a n ě o b á lk y fe z á b ě r z o d v r á c e n é str a n y M ěsíce. K rá ter u p r o s tř e d m á s e le n o g r a fic k o u d é lk u 117°E a šířk u 11 °S ; je h o p rů m ě r je a s i 24 k m . O bě fo t o g r a fi e b y ly z ís k á n y z k o s m i c k é lo d i A p o llo 8 v p r o s in c i m in u léh o ro k u .
Ří š e h v ě z d
Ot o
R o č n í k 5 0 ( 1 9 6 9 ) , č. 8
Obůrka:
TĚSNÉ DVOJHVĚZDY V po sled n ím d e s ítile tí so u střeď u je se z n a čn ý z á je m řady ob serv a to ří n a c e lé m sv ětě k výzkum u tě s n ý c h d vojh vězd ných sou stav, k te ré se — vzhledem k p oloze oběžné roviny — je v í ja k o z á k ry to v é p rom ěnn é hvězdy. N ěk teré p o zorov an é v la s tn o s ti tě c h to sou stav je m ožno v y sv ě tlit je n v so u v islo sti se z v lá štn ím i vývojovým i pochod y, k te ré jso u pod m ín ěny b líz k o stí je d n o tliv ý c h slo ž ek . K e sn azším u p o ch o p en í v ý v ojové p ro b lem a tik y tě s n ý c h dvojhvězd je vhodné uvést sou časn ou před stavu o u rč itý c h fá z íc h vý v oje jed n o d u ch é hvězdy. P o sled n í fá z e tv o ře n í nové hvězdy p ro bíh á ta k , že o b lak p rach u a plynu, k te rý m á zhruba hm otu n ě k o lik a S lu n cí, se p ozvoln a sm ršťu je ve hvězdu. B ěh em po m ěrn ě dlouhé doby se zm en ší n a p o lom ěr n a ší slu n e čn í sou stavy . Při d alším p o k ra čo v á n í g ra v ita čn íh o sm ršťo v án í se ob lak ohřívá a postupně č á s t e n e rg ie sm ršťováním u v oln ěn é působí ště p en í m o lek u l vodíku a io n iz a ci atom ů. N ásled k em toho k le s á v n itř ní tla k plynu až pod bod, k te rý je š tě u m ožň u je n é st v n ě jš í vrstvy k o n d e n z u jícíh o oblaku . O blak se zh ro u tí ry c h le do seb e a sm rští se z rozm ěru s lu n e č n í sou stavy n a k ou li o p o lom ěru rovném ston áso bk u n y n ě jšíh o S lu n c e , k te rá ted y za u jím á zhruba p ro sto r vym ezený d rá hou M erku ra okolo S lu n ce . Z hrou cení se u sk u te čň u je ry c h lo s tí voln ého pádu v době n e o b y č e jn ě k r á tk é , sn ad m én ě n ež půl ro k u . Je za sta v en o vzrůstem te p lo ty a tla k u u v n itř k ou le, čím ž se obn ovuje a v y tv áří s tru k tu rá ln í rovnov áha. V to m to stá d iu se tv o říc í se hvězd a stá v á v id ite l nou, je jí povrch ová te p lo ta čin í a si 4000° K a je jí zá řiv o st odpovídá sto n á so b k u d n ešn íh o S lu n c e . V ý sled k em je , že se nová h vězd a n á h le o b je v ila n a obloze. A. G. C am eron první p o zn al, že tak o v é ry ch lé zh ro u c e n í p řed hvězd néh o m rak u by se m ělo p ro je v it ja k o z a č á te k hvězdy. Jev p řip o m ín a jíc í z h ro u ce n í to h o druhu b y l p ozorov án v ro c e 1936, kdy se v k o n c e n tr a c i plynu a p rach u v souhvězdí O riona o b je v ila nová hvězda, n yn í o z n a če n á FU O rionis. Po zro zen í hvězdy p ro ch á z í je jí p o č á te č n í vývoj z n a čn ě ry c h le . M la dá hvězda se p ostu p ně sm ršťu je a je jí ja s n o s t k le sá . S. H ay ash i u rčil stud iem h v ězd n ý ch m odelů, že ve velm i m la d ý ch hv ězd ách se te p e ln á e n e rg ie tra n sp o rtu je z n itra na po vrch p řed ev ším k on v ek tiv n ím p o hybem te p léh o plynu. T e p lo ta povrchu zůstává té m ě ř n em ěn n á, n itro se však ohřívá tou m ěrou, ja k p o stu p u je sm ršťo ván í. Když e n erg ie do d áv an á sm ršťováním zvýší tep lo tu n itra na d ese t m iliónů stupňů, z a č nou te rm o n u k leá rn í r e a k c e m ěn it vodík v h éliu m a o p a třu jí ta k d ů le žitou so u č á st e n e rg ie hvězdy, k te rá se p ostu p ně b líží k stavu rovnovážn o sti. Sm ršťo v á n í se zvoln a z a sta v í a je d in ý m zd ro jem e n e rg ie je sp a lován í vodíku. Ve hvězdě hm oty S lu n c e trv á č a s p o třebn ý k takovém u d osp ív án í ( tj. doba sm ršťo v á n í) o k ro u h le p a d e sá t m ilión ů ro k ů . Pro v e l
mi h m o tn é hvězdy Je trv á n í to h oto pochodu m nohem k ra tší, pro hvězdu v e lik o s ti tř ic e ti S lu n c í pouze a s i tř ic e t tis íc roků. Hvězda d osp ěla na h lav n í p o slou p n ost v m ístě oz n a čen ém ja k o bod nulového stá ří. Běh em ja d e rn é h o sp alo v á n í vodíku a je h o přem ěny v hélium se konv ek tiv n í já d ro hvězdy p ostu p ně sm ršťu je, zatím co se v n ě jší vrstvy ro zp ín ají. Je to údobí života hvězdy na h lav n í p o slou p n osti, p ro jev u jí c í se stá lý m pom alým rů stem hvězdného p olom ěru. Když je vodík v já d ře sp otřeb ov án , k o n čí život hvězdy na h la v n í p oslou p n osti a n á sle d u je k rá tk é údobí ce lk o v é h o sm ršťování, na je h o ž k o n ci z a čín á h o ře n í vodíku v o b á lce, o b k lo p u jící h éliov é já d ro hvězdy. Hvězdná o b ál k a se op ět z a čín á ro z p ín a t, ro z p ín á n í však d osáh n e brzy vysoké r y c h lo s tí a hvězd a se v y v íjí ry c h le v červ en éh o obra. R ozp ínán í k o n čí, když v jád ru hvězdy — k te ré se d ále sm ršťo valo — začn ou působit h é lio v é re a k c e . Hvězda m á v té době dva zd ro je ja d e rn é e n e rg ie : h é lium h o říc í v já d ru hvězdy a vodík h o říc í v o k o ln í o b á lce . Polom ěr zů stáv á m en ší, než b y la je h o m a x im á ln í h o d n o ta, d o sa ž e n á v údobí červ en éh o obra. Je pravd ěpodobné, že při d alším vý v oji se bude h v ěz da znovu ro zp ín at a p ře k ro č í své d osavad ní m a x im á ln í ro zm ěry . Tyto vývojové fá z e jso u v šak je š tě v elm i n e ja s n é a vyžad u jí d a lšíh o stud ia. V idím e, že e x is tu jí dvě fá z e sek u lá rn íh o ro z p ín á n í; první pom alá exp an ze, když vodík h o ří v jád ru , druhá fá z e ry c h lé expan ze, když vodík h o ří v o b álce . V první fá z i zůstává hvězda n a pásu h la v n í p o slo u p n osti, v druhé fá z i p ře k ra č u je H ertzsprungovu m ezeru a v stu p u je na obří v ětev H ertzsp ru n g ov a-R u ssellov a diagram u. I časov ě jso u obě fá z e ro zp ín án í velm i ro zd íln é. Pro hvězdu v e lik o sti p ěti slu n e čn ích hm ot trv á první fá z e a s i 6,8 X 1 0 7 let a p olom ěr hvězdy v zroste z 2,4 RO na 4,4 R©. Druhá fá z e je m nohem d ra m a tič tě jš í a p o lom ěr při ní vzroste z 3,8 RO na 72,4 i?© za p ou hých 2,6 X 1 0 6 let. Průběh vý v oje je zhruba s te jn ý pro hvězdy o h m o tá ch od 1,5 m © až po 15 m ©, ča so v é a v e li k o stn í pom ěry jso u v ša k ú m ěrn ě zm ěněny. N yní obraťm e p o zorn o st k těsn ý m d vojhvězd ám , je jic h ž slo žk y se v y v íje jí — v d ůsledku sla p o v ý ch s il p ů so b ících v z á jem n ě n a obě h v ěz dy — jin a k než jed n o d u ch é hvězdy. O btížnost stud ia se zvy šu je již tím , že slo žk y tě s n ý ch dvojhvězd jso u slap ovým i sila m i d eform ovány, z a tím co u je d n o tliv ý c h hvězd ře ším e pouze p ro blém sy m e tric k ý c h k u lo v ý ch tě le s . Když však po m in em e tuto obtíž, n a ra z ím e n a z á k la d n í ro z díl m ezi oběm a p ro blém y : Z atím co je d n o tliv á hvězda m ůže při svém vý v oji z a u jím a t libovolně velký p ro sto r, m ůže slo ž k a dvojhvězdy vy p lň o vat je n z c e la p řesn ě vym ezený objem . G ra v ita čn í p o le je d n o tliv ý c h slo ž ek tě sn é dvojhvězdy do seb e z a sa h u jí a o v livň u jí pohyby hm oty v je ji c h ok o lí. K líčový význam m a jí tzv. e k v ip o te n ciá ln í p loch y , z a lo ž en é na R och eov ě m o delu dvojhvězdy a z v lá štn í úlohu m á při tom m ezní p loch a, zvaná R ocheova h ra n ic e nebo m ez. H m ota, k te rá se n a c h á z í u v nitř té to p lo chy, zů stáv á v g ra v ita č n í o b la sti p říslu šn é slo žk y , p ře k ro č í-li h ra n ic i, a to zv láště v bodě Lít m ůže n a s ta t v ý ro n hm oty sm ěrem k e druhé slo ž ce. Na u m ístěn í obou slo ž ek dvojhvězdy vzhledem k R ocheově m ezi z a j lo žil prof. K o p al k la s ifik a c i tě s n ý ch dvojhvězd:
146
* 1,5
C,5
V levo obr. 1. V ý v o jov é z m ěn y p o lo m ěru h v ě z d y o h m o tě 5 M 0. A— B je d o b a r y c h lé h o sm rš ťo v á n í, v b o d ě B je h v ě z d a na m ís tě n u lo v é h o s tá ř í na h la v n í p o s lo u p n o s ti, B —D j e d o b a p o z v o ln é h o rů stu p o lo m ě r u p ři v ý v o ji na
h la v n i p o s lo u p n o s ti a ž d o s p o t ř e b o ván í v o d ík u . E —F je r y c h lý v ý v o j h v ě z d y v Č er v en éh o o b ra . V o d ík h o ří v o b á lc e . F — G — h v ěz d a m á d v a z d r o je ja d e r n ý c h r e a k c í , h éliu m v jád ru , v o d ík v o b á lc e . — V pravo o br. 2. E kv íp o t e n c iá ln í p lo c h y R o c h e o v a m od elu . S iln ě jš í č a r o u j e v y z n a č e n a R o c h e o v a m ez.
1. Sou stavy od d ělen é (a n g lic k y d e ta c h e d ), když obě slo žk y jso u m en ší než R och eov a m ez. N e jč a s tě ji n á le ž í do té to skupiny hvězdy h la v n í p o slou p n osti. 2. Sou stav y p o lo o d d ělen é (s e m i-d e ta c h e d ), když je d n a ze slo ž ek vy p lň u je R ocheovu m ez. T y p ick ý m p ře d sta v ite le m té to skupiny je Algol. 3. K o n ta k tn í sou stavy , je s tliž e obě slo žk y n a p lň u jí R ocheovu mez, ja k o je tom u u hvězd typu W UMa. U vedli jsm e , že d osažen í nebo p ře k ro č e n í k ritic k é R ocheovy m eze má ro zh o d u jící význam pro d alší vývoj sou stavy. Studium hvězdného vý v oje u k azu je, že k tom uto k ritick é m u stavu m ůže d o jít ve dvou stá d iích . V prvním p říp ad ě js o u h m o tn é p om ěry dvojhvězdy tak o v é, že je d n a slo žk a vy p ln í k ritic k ý ob jem již při p o m alé exp an zi během h o řen í vo díku, když se hvězda n a c h á z í n a h la v n í p o slou p n osti H-R diagram u. Z toho p ly n e, že z trá ta hm oty h m o tn ě jší slo žk y zap o čn e je š tě než se u k o n čí h o řen í vodíku v já d ru hvězdy. Druhý p říp ad p řed p o k lád á, že hvězd a d osáh n e R ocheovy m eze t e prve po v y če rp á n í v o d ík o vý ch r e a k c í v jád ru , při svém vý v oji do ob lasti č e rv e n ý ch obrů nebo nadobrů. V p řírod ě n a s tá v a jí p ravd ěpodobně oba p řípad y, druhý ř id č e ji než první. V šim nem e si n e jp rv e prvního případu. Když hvězda během h o řen í vodíku v já d ru d osáh n e k ritic k é h o objem u, n á sle d u je podle K ip p en h ah n ov ých výp očtů ry c h lá fá z e z trá ty hm otý, při k te ré p ře jd e n e jv ě tš í je jí č á s t n a sla b šíh o průvodce. Ú lohy p rim á rn í a sek u n d á rn í slo žk y se zam ěň u jí. Po té to ry c h lé fá z i n á sle d u je p o m a le jš í vývojové údobí, ve k te ré m původní h m o tn ě jš í hvězd a — n y n í sek u n d á rn í — po d lou hou dobu v y p lň u je p ráv ě d ovolený k ritic k ý objem . D vojhvězda se tedy je v í ja k o p o loo d d ělen á sou stava. B ěh em n a s ta lé p o m alé vývojové fá z e
147
4 ,4 . ^
V lev o o b r. 3. K l a s if i k a c e tě s n ý c h d v o j h v ě z d : 1 — s o u s ta v y o d d ě le n é , 2 — p o lo o d d ě le n é , 3 — k o n ta k t n í. — V p ra vo o b r. 4. V ývoj t ě s n é d v o jh v ě z d y p o d l e p rv n íh o p říp a d u . H v ěz d a o h m o tě '9 A/O p o h y b u je s e d o p r a v a a d o s á h n e ‘tí^Vodě A k r i t ic k é h o o b jem u , k d y zaičrt&> r y c h lé p r o u d ě n í h m o ty k s la b š í s l o ž c e a h v ě z d a s e p o h y b u je p o d é l sil-
BíiLiai 95
,
4,2 fy /
ně č á r k o v a n é d rá h y . U B z a č í n á ' f á z e d a lš íh o p o m a lé h o ú b y tk u h m o ty a ž d o p o u h ý c h 3 MQ. K d y by n e d o š lo k z trá t ě h m o ty , v y v íje la b y s e h la v n í s lo ž k a p o d é l t e č k o v a n é d rá h y . S la b š í s l o ž k a m é la p ů v o d n ě h m otu 5 MO a d o s á h la n a k o n c i 11 MO. D iag ram u k a z u je vý v oj e fe k t iv n í t e p lo t y a z á ř iv o sti s lo ž e k .
d ru h otná slo ž k a i n a d á le , a v šak m nohem p o m a le ji, hm otu syéjtn^ngfůyodcL D vojhvězda zůstává v p o loo d d ělen ém stavu a s i ta k j^ u ^ & g jja k g iiis trá v ily hvězdy před tím na h lav n í poslou p nosti a tv ořily od d ělenou soustavu. P ři studiu p o zorov acíh o m a te riá lu je v í se podiv i l , .&%,« pDt|pJ$l$,tfiacházíme je n ta k o v é p o lo o d d ělen é sou stavy, je jic h ž ^93kfy,OT]?íÍůyje k ritic k ý objem , zatím co h la v n í slo ž k a zau jím á d ^ i^ k d S k í^ f e ^ f t ^ f t e v f c t e r á u trp ě la z trá tu hm oty, je p o d sta tn ě ja s n ě jš í, n ež by odpovídalo je jí n y n ě jš í h m o tě p od le vztahu h m o ta -sv íti1y§g|KjM^ígrř?í*\ ziiř.fy íftv ^ jR j^ o ijsta v a m i b ylo n a lez e n o 37 p o lo o d d ělen ý ch n a R och eov ě m ezi p ráv ě sla b š í slo žk a, n aop ak . Jev lze v y sv ětlit tak , že pochod yým ěn y hmoty, je pravd ěpodobně velm i ry ch lý . Proto n e n a ch á z t a » hvizdy/ fi, l^aynjuSl^kpH í^íi^R pQ tieevě m ezi. -uolft W ?žno 1-■■Přfe[&«lŠfa!3f£V0J1 m ohou vym ěnit úlohy .flt>flu,,§ 1p.žftkvj j e $ n py, p iu ^ šd é itá K Q W é vým ěně, z p ů so b en é,v ý g aj^ifeé)§l(j3lsygfl9 ífcafrfef ztřAftfeiy§8k5/i c e lá so u sta v a ihmo&j, m
k te rá u n ik á do ok olí a sou stava se tím zm en šu je. D om nívám e se, že tak o vým op akovan ým pochod em m ohly p r o jít hvězdy typu R CM a, je jic h ž slo žk y m a jí m nohem v ě tší sv ítiv o st, než by od povíd alo je ji c h m alým hm otám . S n ad p ráv ě u n ic h u n ik la v ě tší č á s t h m oty p ři op a k o v a n ý ch v ý ro n e ch do p ro storu . B y la ta k é v y slo v en a d om n ěn k a, že k p řen o su hm oty v p o lo o d d ělen ý ch so u sta v á ch m ůže d o ch á z et n á s le d kem zh ro u cen í sy n ch ro n ism u m ezi ro ta c í a oběhem hvězdy na Roch eov ě m ezi. N ázn ak y toho lze vid ět v e x is te n c i ro z sá h lý ch p ly n n ý ch proudů m ezi slo ž k a m i n ě k te rý c h tě s n ý c h dvojhvězd, je ž stud oval s ú sp ěch em Stru ve. Jin ý m p ro je v e m m ohou být ta k é slo ž ité zm ěny period , k te ré se o b je v u jí té m ě ř ve v še c h p o lo o d d ělen ý ch so u sta v á ch . P ři proud ění plynu z je d n é slo žk y n a druhou lze o č e k á v a t h y d ro d y n am ick ý jev , že v m ístě dopadu p ly n n é hm oty d ojd e k zv ý šen í te p lo ty a v y tv áře n í ja s n ý c h sk vrn , ro z m ístěn ý c h n esou m ěrn ě k e s p o jn ic i střed ů obou hvězd, což vyvolá a sy m e trii sv ě te ln é k řivky. Pohyb plynu k hvězdě je h y p e rso n ick ý , při čem ž M achovo č íslo je řád ově a s i 10, ta k ž e v zn ik á s ta c io n á rn í rázo vá v ln a, za n íž je nu tno o č e k á v a t z n a čn é zv ý šen í te p lo ty ja k o v ý sled ek zm ěny m e c h a n ic k é e n erg ie v tep lo . B inn e n d ijk v y sv ětlil a sy m e trii s v ě te ln ý c h k řiv e k tě s n ý c h sou stav typu W UMa právě tím to způsobem . P od le druhého případu, při něm ž d och ází k z trá tě h m oty tep rv e po v y če rp á n í vodíku, když se p o lom ěr hvězdy ro zp ín á p ři je jím vývoji v če rv e n é h o obra, d o stan em e p o d statn ě jin é pom ěry, ja k m ile p rim árn í hvězda vyp ln í svůj k ritic k ý objem , n a s ta n e op ět ry c h lá fá z e z trá ty hm oty, p ři níž se vym ěn í ú loh y p rim á rn í a sek u n d á rn í slo žk y . Po u k o n če n í výronu hm oty n e d o sta n e m e v ša k p o loo d d ělen o u soustavu. S lo ž k a , k te rá ztrá tu h m oty u trp ě la , zm en šu je po u k o n če n í vým ěny hm oty svůj o b jem s tá le dál. Z tra tila to lik hm oty , že zbylo p ra k tic k y je n h é lio v é já d ro . N ach ázím e ted y sek u n d á rn í složku, k te rá je tém ěř čisto u h éliov ou hvězdou, a proto se poh y bu je v H-R d iagram u do leva do b líz k o sti h é lio v é h la v n í p o slou p n osti. K o n ečn ý m stavem je od d ělen á sou stav a, je jíž sek u n d á rn í slo ž k a m á je n te n k o u vodíkovou vrstvu, jin a k se v šak sk lá d á p řev ážn ě z h é lia . T a to slo ž k a m á op ět p o d statn ě vyšší sv ítiv o st, než by jí p říslu še lo p od le stavu hm o ta — sv ítiv o st. Z obou případ ů — stu d o van ý ch pom ocí te o re tic k ý c h m odelů — v y p lývá, že z trá ta hm oty vyv inu tých hvězd vyvolá vý razn é zv ý šen í z á ř i v o sti n a ro zd íl od p la tn é h o vztah u h m o ta — sv ítiv o st. P ozorování tě s n ý ch dvojhvězd tak o v é o d ch y lk y s k u te č n ě u k azu je. Je sn a h a v y sv ětlit v še ch n y o d ch y lk y od n o rm á ln íh o vztahu hm o ta — sv ítiv o st u tě sn ý c h d vojhvězd ja k o d ů sled ek vým ěny hm oty ve vyvinutém stád iu . V yvi nutým stá d ie m rozum ím e, že c e n trá ln í o b la sti hvězdy jso u již ob o h a ce n y h éliem . N evyvinutá, h om og en n í hvězda, k te rá při v ý v o ji hm otu z tr á c í nebo získ á v á , p o su n u je se jed n od u še po h la v n í p oslou p n osti dolů nebo n ah o ru a vyh ovu je 1 n a d á le vztahu hm ota — sv ítiv o st. Studium tě s n ý c h z á k ry to v ý ch d vojhvězd se provád í v p o sled n í době s velik ou d ů k lad n o stí všem i p ozorov acím i a te o re tic k ý m i m etod am i. Z toho, co jsm e zde ve z k ra tc e uvedli, je z ře jm é, že vývoj tě sn ý ch dvojhvězd je velm i v ý razn ě ovlivňován převody hm oty m ezi slo žk am i, k te ré m ění fy z ik á ln í podm ínky i ch e m ick é slo ž e n í k om p on en t a způ sob u jí a sy m e trii sv ě te ln ý c h k řivek a zm ěny ob ěžn ých period.
149
Jiří
R o u š k a :
XII. C O S P A R P R A H A 1 9 6 9 Při M ezinárod ní rad ě v ě d eck ý ch u n ií (In te rn a tio n a l C oun cil of S c ie n t ific U nions — 1C SU ) e x is tu je n ě k o lik s p e c iá ln íc h výborů. Je d n ím z n ich je i COSPAR (C o m m ittee on S p a c e R e se a rc h — V ýbor pro k o sm ick ý v ý zk u m ), k te rý b yl u stav en na V III. valn ém sh ro m ážd ěn í IC SU v říjn u 1958, ro k po v y p u štěn í prv n í u m ělé d ru žice Zem ě. V č e le COSPAR je s e d m ič le n n é p řed sed n ictv o v č e le s p resid en tem , jím ž je v so u časn é době p rof. M. Roy z F ra n c ie . K rom ě n á ro d n ích člen ů , jic h ž je n y n í 36, jso u v o rg a n iz a c i i z á stu p ci m e z in á ro d n ích v ě d e c k ý ch u nií, a to : a stro n o m ic k é , b io ch em ick é , b io lo g ic k ý c h věd, č is té a u žité b io fy ziky, č is té a u žité ch em ie, g e o d e tic k é a g e o fy z ik á ln í, m a te m a tick é , te o re tic k é a ap lik o v a n é m e ch a n ik y , č isté a u žité fy zik y , fy z io lo g ic k ý c h věd a rád iov ý ch věd. M ezin árod ní a stro n o m ick o u u n ii zastu p u je n y n í p ro f. C. de Ja g e r z H olan d sk a. Č esk oslov en sk ý n á ro d n í výbor COSPAR m á je d e n á c t členů , je h o před sed ou je p ro f. E. B u ch a r a s e k re tá ře m dr. L. S e h n a l. Oba jm e n o v a n í b y li ta k é v č e le čs. o rg a n iz a čn íh o vý boru. Od svého z alo ž e n í k on á COSPAR k a ž d o ro čn ě p le n á rn í sh rom ážd ěn í. L oň ské, v p ořad í X I., se k o n alo v Tokiu, a bylo n a něm rozhod nuto, aby le to š n í — X II. — p le n á rn í z a sed á n í bylo u sp o řád án o v P raze. K o n alo se v době od 11. do 24. k v ětn a v h o telu In te rn a tio n a l. K rom ě o rg a n iz a č n íc h sch ů zí se k o n a la z a sed á n í p ra co v n ích skupin, d ále b y la u sp o řá d á n a tř i sym p ózia a z v lá štn í sch ů ze byly věnovány p řeh led u k o s m ick éh o výzkum u za p o sle d n í rok. Při COSPAR je u stav en o 7 p ra co v n ích skupin podle tě c h to oborů (v záv o rce je jm én o p ře d se d y ): I. S led o v án í, te le m e trie a d y nam ik a u m ělý ch družic (J. K ovalevsky, F r a n c ie ). II. P lán o v án í a k o o rd in a c e exp erim en tů (H. F ried m an , U SA ). III. D ata a p u b lik a ce (A. P. M itra, In d ie ). IV. V la s tn o sti vy so k é zem sk é a tm o sfé ry (L. G. Ja c c h ia , U SA ). V. K o sm ick á b io lo g ie (J. G. G rigoriev, S S S R ). V I. A p lik a ce k o sm ick ý c h exp erim en tů v m e te o ro lo g ii (M. Tepper, U SA ). V II. K o sm ick ý výzkum M ěsíce a p la n e t (A. D. Kuzm in, S S S R ). Tyto p raco v n í skupiny u sp o řá d a ly během dvou týdnů řadu z a sed á n í, n a n ich ž b yly p ře d n e se n y č e tn é r e fe r á ty podle oborů: S led o v án í a te le m e trie u m ělý ch družic (fo to m e trie a rád iové s le d o v án í, d ále sled o v á n í a m ě ře n í p o m ocí la se ru ). K o sm ick ý p ra ch (z o d ia k á ln í sv ětlo, m e te o ric k é ro je , n o čn í s v ítíc í m ra ky, sb ě r k o sm ick é h o p ra ch u ). Z áření. Io n o sfé ra . M a g n eto sféra . P rotonov é eru p ce. S tr a to s fé r a a m ezos fé ra . T e rm o sfé ra a e x o sféra . A p lik ace k o sm ick ý ch exp erim en tů v m e teo ro lo g ii. M ěsíc a p lan e ty (p o v rch M ěsíce, n itro a m o rfo lo g ie M ěsíce, pla^ n e t y ).
150
'
K o sm ick á b io lo g ie (v ý sled k y b io lo g ick ý c h pokusů v kosm u, exobiolo g ie , s te r iliz a c e ). D ále p ro b íh ala z m ín ěn á tři sy m p ó zia: T e rm o s fé rick é v la s tn o s ti tý k a jíc í se te p lo ty a dynam iky se s p e c iá l ním zam ěřen ím n a vodík a hélium (te rm o s fé ric k é te p lo ty , te rm o sfé ric k á d ynam ika, vodík a h é liu m ). B io lo g ick é sym pózium se tý k a lo b io lo g ic k ý c h rytm ů a výživy k o sm o nautů. T ře tí sym pózium m ělo název D ynam ika u m ělý ch družic (te o r e tic k é stud ie, k o sm ick á tě le s a , zem ský p o te n ciá l, zem ský p o te n c iá l a geodézie, pohyb k olem hm o tn éh o c e n tra , vliv odporu vzduchu, tla k z á ř e n í). R oční p řeh led k o sm ick é h o výzkum u org an izo v aly všech n y p raco v n í skupiny s vý jim k ou III. Na tře ch z a sed á n ích byly p řed n esen y r e f e ráty , tý k a jíc í se m j. io n o sfé ry , m a g n e to sféry , stru k tu ry vy so k é a tm o sfé ry , a p lik a c í k o sm ick é te ch n ik y v m e te o ro lo g ii, předpovědi p ro to n ov ý ch eru p ci, p la n e ty V enu še, k o sm ick é b io lo g ie a m ed icín y . N ení p říliš tě ž k é si p řed sta v it, k o lik a s i re fe rá tů se dá p ře d n é st za dva týd ny od rá n a do v e č e ra (so b o ty n eb y ly v o ln é ). N ení proto m ožné 0 v še ch se a le sp o ň zm ín it. Uveďm e pouze ve s tru čn o s ti n ě k o lik snad n e jd ů le ž itě jš íc h , k te ré se tý k a ly přím o a stro n o m ie. S n ě k te rý m i n e j záv a ž n ějším i sezn ám ím e n a še č te n á ře v p o d ro b n ě jších č lá n c íc h v d a l š íc h č ís le c h Ř íše hvězd. Za n e jp o z o ru h o d n ě jší snad b y la sd ělen í o objevu k o n c e n tr a c e hm oty pod povrchem M ěsíce („ m a s c o n “ — m ass c o n c e n tr a tio n ). Tyto k o n c e n tra c e byly ob jev en y P. M. M u llerem a W. L. S jo rg e n e m (U SA ) loni a první z au torů o n ich ta k é re fe ro v a l. Z pohybu družic L unar O rbiter 1 až 5 bylo z jiš tě n o , že s a te lity le tí nad u rčitý m i m ísty m ě síčn íh o povrchu r y c h le ji. Z toho se dalo sou dit na g ra v ita čn í a n o m á lie, je jic h ž p říčin o u m usí být v ě tší k o n c e n tr a c e h m oty pod povrch em . A nalýza pohybu O rbiterů um ožnila zh otoven í g ra v im e tric k é m apy p řiv rá cen é m ě síčn í p o loko u le (m ezi d élk am i ± 1 0 0 ° a š ířk a m i ± 6 0 ° ). G rav itačn í v a ria c e byly u rčen y s p ře sn o stí 10 m ilig a lů * při ro z lišo v a cí sc h o p n o sti asi 100 km . T a k se po d ařilo s e s tr o jit m apu izogam p řiv rá cen é p o lok o u le, na níž se m ísta v ětšíh o tíhového z ry c h le n í (až 5 0 — 250 m i lig a lů ) n áp ad n ě sh od u jí s m oři k ru h ov ých tvarů. M ascon y byly o b je veny v M are Im brium , S e re n ita tis , Crisium , N e cta ris, Humorum, A estuum , O rien ta le , ja k o ž i v M. Sm y th ii, M a rg in is a ve v elk ém bazén u poblíže střed u o d v rácen é p o lok o u le, pro n ěž je nav ržen název M. O ccultum (1 7 5 °E , 15°A/). Podle H. C. U reye (U SA ) jso u m ascon y zbytky k o v ových m eteo ritů v h lo u b ce a si 1 0 — 15 km pod povrchem . V elk é — p atrn ě železn é h m oty — způsobují pozorovan é g ra v ita č n í an o m á lie. Z objevu m ascon ů lze soudit, že i v elk á m ě síčn í m oře k ru hov ých tvarů v zn ik la při dopadu o b rov sk ý ch ž e le z n ý ch m eteo ritů , a d ále, z p o m ěrn ě m alé hloubky m ascon ů , že M ěsíc je m éně p la s tic k ý než Zem ě — tedy že jd e o ch la d n é a tu hé tě le so . Z a stá n ci im p a k tn í te o rie vzniku m ě s íč n ích útvarů d o sta li objevem m ascon ů nový pádný arg u m ent. Z d a lších re fe rá tů o M ěsíci se zm iňm e o p řeh led u m ě síčn íh o po■ Ga l j e j e d n o t k a t í ž e a m á r o z m ě r c m / s 2 ; m i l i g a l j e 10~3 g a l u .
151
vrchu, k te rý p o d al n a p o d k lad ě p o zorov án í, z ísk a n ý ch son d am i typu Luna, Lunar O rblter, E x p lo rer, S u rv ey or a lod í A pollo L. D. Ja f fe (U S A ). U kazu je se, že ja k m oře, ta k i h o rsk é o b la sti jso u p o k ry ty vrstvou č á s tic o ro zm ěrech p řev á ž n ě 2 — 60 m ik rom etrů . V rstva m á v elk ý v e rtik á ln í g ra d ie n t fy z ik á ln íc h v la stn o stí a hloubku v o b la sti m o ří n ě k o lik m etrů. V y tv o řila se z ře jm ě před evším dopadem m e te o ritů z pod n í le ž ícíh o v íce sou d ržného m a te riá lu . Son d am i S u rv ey o r 5, 6 a 7 se p o d ařilo ta k é z jis tit ch e m ick é slo ž e n í povrch ového m a te riá lu , při čem ž b y ly z jiš tě n y m en ší ro zd íly v rů z n ý ch o b la s te c h (M. T ra n q u illita tis, S. M edii, T y c h o ). Pozorováni ta k é u m ožn ila z jis tit k rá te ry bezp o ch y by im p a k tn íh o půvo du i útvary, v zn ik lé z ře jm ě so p e čn o u č in n o sti. V. S. T r o jits k ij ( S S S R ) v z a s la n é zprávě, k tero u p ře d n e sl L. D. Ja ffe , re fe ro v a l o p o rov n án í ch e m ick é h o slo ž e n í m ě síčn íh o povrch ového m a te riálu , u rčen éh o ra d io a stro n o m ick y , s m ěřen ím i sond Su rvey or. Obě m etody ved ly k ce lk e m n e p říliš od lišný m výsled ků m . V d alším z a s la ném re fe rá tu se G. A. L eik in a sp ol. ( S S S R ) zabývali m ik rostru k tu rou m ě síčn íh o povrchu n a p o d k lad ě in fra č e rv e n é h o a u ltra fia lo v é h o z á ře n í M ěsíce, re g istro v a n é h o sond ou Zond 3. P od le S. H ay ak aw y a sp o l. ( J a p o n sk o ) u k a z u je z á v islo st a lb e d a M ěsíce v in fra č e rv e n é m oboru na fázi, že p rů m ěrn é rozm ěry č á s tic p ra ch o v é p ovrchové vrstvy n a M ěsíci jso u řád ov ě n ě k o lik s e tin m ilim etru , což je c e lk e m ve shod ě s vý sled k y Ja ffe h o . N. F . N ess (U SA ) se zabýval stud iem e le k tr ic k é vodivosti a te p lo ty v n itru M ěsíce n a p o d k lad ě m ě ře n í p o m ocí E xp lo reru 35 a d ošel k závěru, že M ěsíc je tě le s o re la tiv n ě m lad é, je h o s tá ří je m en ší než 109 roků. N ěk o lik za jím a v ý ch re fe rá tů se tý k a lo výzkum u p la n e t. K. P. F lo re n s k ij a sp ol. ( S S S R ) p o d ali p řeh led slo ž en í a stru k tu ry a tm o sfé ry V enu še, z ísk a n é k o sm ick ý m i so n d a m i; ú d a je p o ro v n áv ali s a tm o sfé ra m i jin ý c h p la n e t. D ále b yl d isk u tov án původ a vývoj p la n e tá rn íc h a tm o s fé r ve s lu n e čn í sou stav ě. F . F . M arm o (U SA ) u su zoval z u ltr a fia lo vých s p e k te r V en u še, z ísk a n ý c h ra k e to u A erobee, že ve vy so k é a tm o s fé ře té to p lan e ty jso u p řítom n y u h lík ov é atom y. O slo ž e n í a tm o sfé ry V enu še d ále re fe ro v a l J. B. P o lla ck (U S A ); z úd ajů M arineru 5, V enery 4 a z p o zem sk ý ch p o zorov án í soudil, že CO2 tv o ří 5 0 — 85 % Venušiny atm o sfé ry . A. D ollfus (F r a n c ie ] p o rovn ával o p tick á m ě ře n í p o lo m ěru V enu še (6 1 1 0 * 1 0 km pro h o rn í vrstvu m raků, 6 1 5 0 *2 0 km pro č á s tic e ro zp tý le n é ve vy so k é a tm o s fé ře ) s m ě ře n ím i rad arov ý m i a s úd a ji, získ an ý m i son d am i V en era 4 a M arin er 5; sou dil, že h o rn í v rstva m raků v 6110 km odpovídá trop op au ze, je jíž vý šk a nad p o vrch em by b yla 5 6 * 2 0 km . A. D. Kuzm in ( S S S R ) re fe ro v a l o výzkum u V en u še p o m o cí sond V en e ra 4 a M arin er 5 a podle so u č a sn ý c h a stro n o m ic k ý c h , rád io v ý ch a rad aro v ý ch p o zorov án í ze Zem ě, k te ré p o sk y tly nové ú d a je a um ožňu jí vy tv ořen í nového m odelu p la n e ty . W. C. M elbou rne (U SA ) podal zprávu o u rčo v á n í hm ot p la n e t z rád iového sled o v á n í m e z ip la n e tá rn íc h sond a uvedl n ě k te ré vý sled k y z le t 1 9 6 2 — 1968, k te ré jso u většinou v dobré shod ě s h od no tam i u rčen ý m i již dříve jin ý m i m e to dam i. D. G. R ea (U SA ) h ov ořil o p la n e tá rn ím program u NASA. Pokud se tý k á M arsu, p o čítá se le to s s p rů letem v b líz k o sti p la n e ty (M a rin er 6 a 7 ), v ro c e 1971 s ob letem (M a rin e r) a v ro c e 1973 s p řistá n ím (V i k in g ). Jin ý p ro je k t uvažuje o p rů le te c h sondy k olem Ju p itera v le te c h
152
Prvním ř e č n ík e m na sla v n o stn ím z a h á je n í XII. p le n á r n íh o z a s e d á n í COSPAR v P raze byl p ř e d s e d a f e d e r á ln í v lá d y ing. O ld řich Č ern ík.
P ř e d s e d a ČSAV a k a d e m ik F r a n tiš e k S orm p ři p ro jev u na sla v n o stn ím z a h á je n í X II. p l e n á rn íh o z a s e d á n í COSPAR. — V pravo je p lu k o v n ík F r a n k B orm a n na z a s e d á n í VII. p r a c o v n í sk u p in y COSPAR 21. k v ě tn a . A m e r ic k ý k o s m o n a u t p ř ile t ě l d o P rahy 20. k v ě tn a a b y l na r u z y ň sk ém le tiš ti uvítán m j. č le n e m p r e s id ia ČSAV a k a d e m ik e m M irosla v em K a těto v e m , p ř e d s e d o u čs. v ý boru COSPAR č le n e m - k o r e s p o n d e n t e m ČSAV E m ilem B u ch a rem a ř e d ite le m A s tr o n o m ic k é h o ústavu ČSAV č le n e m -k o r e s p o n d e n te m ČSAV L u b o šem P erk em . K ro m ě ú č a s ti na z a s e d á n í COSPAR s i p lk . F r a n k B orm an p r o h lé d l n e jd ů le ž it ě jš í p a m ě t ih o d n o s t i P ra h y a b y l p řija t p rim á to re m h la v n íh o m ě s ta L u d v ík em Č ern ým . Byl t a k é v šu d e v ř e le p o z d r a v o v á n o b y v a te li P rahy. A m erický k o s m o n a u t s e u n á s z d rž el d o 23. k v ětn a .
Č e s k o s lo v e n s k á a k a d e m ie v ěd u d ě lila p lu k o v n ík u F. B orm a n o v i sv é n e jv y š ší v ě d e c k é v y z n a m e n á n í, z la to u m e d a ili Za z á s lu h y o vědu a lid stv o . M ed aili s la v n o s tn ě o d e v z d a l a m e r ic k é m u k o s m o n a u tu 22. k v ě t n a p ř e d s e d a ČSAV a k a d e m ik F. S orm za p ř íto m n o sti d a lš íc h p ř e d s ta v ite lů A k a d e m ie .
1972 a 1973 (P io n e e r). D ále v ro c e 1972 má k o sm ick á sond a o b le tě t V en u ši a d a lší p ro je k t p o č ítá se sondou k M erkuru v ro c e 1973. Z. Š v e stk a a L. K řivsk ý re fe ro v a li o p ro ton o v ý ch e ru p cích z červ n a 1968, listop ad u 1968 a ú n ora 1969. G. P. H a sk e ll a R. J. H ynds (V el. B rita n ie ) se z m ín ili o protonové eru p ci z 9. V I. 1968, p o zorov an é dru ž icí ESRO II. A. D. G oed eke a A. J. M asley (U SA ) h o v o řili o k o sm ick ém s lu n e čn ím z á ře n í z 18. X I. 1968. H. F. van B eek (H o la n d sk o ) refe ro v a l o ra k e to v ém m ě ře n í protonů po eru p ci 25. II. 1969. O té ž e eru p ci h o v o řil E. B aro u ch ( F r a n c ie ), k te rý uvedl v ý sled k y , z ísk a n é so u časn ý m p ozorov áním z r a k e t a ze s a te litů Iris a H eos. P řeh led n ý re fe r á t o n o v ých a s p e k te c h dlouhodobé předpovědi p ro ton o v ý ch eru p cí podal Z. Š v estk a. N ěk o lik p ra cí bylo věnováno výsledkům , získ an ý m d ružicí E x p lo re r 30. G. C ham bre (F r a n c ie ) z jis til, že in te n z ita slu n e čn íh o re n tg e n o vého z á ře n í v oboru 0 ,5 — 3 A je č a sto v so u v islo sti s vý v ojem s p e c ific k ý c h m a g n e tick ý c h útvarů ve slu n e č n íc h sk v rn á ch , k te ré ta k m ohou být považovány za a k tiv n í c e n tra z á ře n í X, M. L and ini a spol. ( I tá lie ) r e fe ro v a li o p o zorov án í z a tm ěn í S lu n c e 20. V. 1966, při něm ž fo to m e try s a te litu pozorov aly z á k ry t a k tiv n íc h o b la stí. B. C. M onsig noři F o ssi a spol. ( I t á lie ) pod ali zprávu o m ěřen í slu n ečn íh o u ltra fia lo v é h o z á ře n í během roku 1966 a p orovn ávali je § rak eto v ý m i m ěřen ím i. V jin ém re fe rá tu M. L and iniho a spol. bylo oznám eno, že byly z jiš tě n y v a ria c e b arev n é te p lo ty v oboru 0-16 A se v z rů sta jíc í s lu n e čn í aktiv itou . G. H artm ann a H. S ch w e n te k (N S R ) zkou m ali vliv slu n ečn íh o re n tg en o v éh o z á ře n í n a io n o s fé ric k é vrstvy D a E. S o u v islo stí m ezi m e te o rick ý m i ro ji a m e z ip la n e tá rn ím p rach em se zabýval P. M. M illm an ; z jis til, že pro č á s tic e m en ších rozm ěrů je vliv h la v n ích m e te o ric k ý c h ro jů bezvýznam ný. M. Shim a a spol. (Ja p o n s k o ) n ao p ak z jis tili, že je u rčitá k o r e la c e m ezi m nožstvím p rach u a m eteory . O. E. B erg (U SA ) uvedl n ě k te ré vý sled k y z um ělé p la n e tk y P io n eer 8; byly z jiš tě n y ry c h lo s ti č á s tic v m e z ip la n etá rn ím p rostoru 9 — 22 km/s, k in e tic k é e n e rg ie 6 — 780 ergů a s k lo n y 0o±27°, což je ve shod ě s fo to g ra fick ý m p ozorováním m eteorů . C. L. H em enw ay (U SA ) studoval k o s m ick ý p rach ve vy so k é a tm o sfé ře a z jis til, že jeh o m nožství se zvolna m ěn í s časem , a le n en í ve v ětší m íře závislé na čin n o sti m e te o rick ý ch rojů. E. B u ch ar stud oval pohyb m ožné um ělé družice p la n e t V enuše a M erkura v problém u tří tě le s. Zkoum al různé dráhy družíc s oh led em n a je jic h s ta b ilitu i s ohledem na hlavní poruchy g ra v ita čn íh o c h a ra k teru . V úvahu b ral vlivy tla k u slu n e čn íh o z á ře n í a a tm o sfé ry V enu še. A. E. Roy (V . B ritá n ie ) re fe ro v a l o u žití Brow novy te o rie na poruchy m ě s íč n íc h družic, pů sobené S lu n ce m a zem í. L. S e h n a l se zabýval n e p ra v id eln o stm i v p o hybech družic, p ů sobených tla k e m z á ře n í a poukázal na velk ý vliv zem sk éh o stínu . V d alším re fe rá tu se zabýval spolu s E. M. G aposh kinem (U SA ) vlivem odporu vzduchu a tla k em slu n e čn íh o z á ře n í na poruchy drah družic Zem ě. Při ře š e n í problém u v y ch á z el z Ja c chiova m odelu atm o sfé ry . P. L ála a L. S e h n a l stu d ovali k rá tk o p e rio d ic ké poruchy drah s a te litů , způsobené stín em Zem ě. D. G. K in g -H ele (V. B ritá n ie ) se zabýval zm ěnam i hu stoty vysoké zem sk é atm o sfé ry
153
a je jic h vlivem na pohyb družic, lé ta jíc íc h nízko nad Zem í. Zrněný hu stoty závisí na s lu n e čn í č in n o sti, je v í se 27d en n í p eriod a, a v ša k jsou i zm ěny k rátk o d o bé. D ále se p ro je v u je v a ria c e během dne a n o c i a v a r ia c e sez ó n n í ( l é t o — z im a ), k te ré působí tém ěř p e rio d ick é zm ěny drah družic. D ále byly z jiš tě n y v elk é zm ěny během je d e n á c tile té h o cyklu s lu n e čn í ak tiv ity . P ražskéh o z ased á n í COSPAR se ta k é z ú č a stn ili dva a m e rič tí k o sm o nau ti, p ře s n ě ji ře č e n o je d e n budoucí — dr. D. L. H olm quest — a je d en bývalý — plukovník F. B orm an. H olm quest byl vybrán v č e rv e n ci 1967 do š e s té skupiny nov ých kosm onautů a k o sm ick ý le t ho tep rv e če k á . Na z ased án í hov ořil o n ě k te rý c h o tá z k á ch výzkum u b io lo g ic k ý c h rytm ů. F. Borm an vystoupil le to s v led nu z řad a k tiv n ích kosm onautů a je nyní n á m ě stk e m ře d ite le pro k o sm ick é lety s p osád kou NASA. Poprvé byl v p rostoru v ro ce 1965 v lodi G em ini 7, podruhé vlon i v p ro sin c i byl jed n ím z p rv n ích tří lidí, k te ří n a 'v la s tn í o či vid ěli od vrácen ou stran u M ěsíce z m ě síčn í lodi A pollo 8. Na z a sed á n í V II. p raco v n í skupiny h o v ořil o svém letu k olem M ěsíce a k om en tov al s ty p ick ý m am e rick ý m hum orem b arev n ý film N ASA o letu A pollo 8. K rom ě toho se o c itl na tisk ov é b esed ě v p albě o tá z ek n ov in ářů (z n ich ž n ě k te ré byly ty p ick y če sk y im p e rtin en tn í, ja k o k o lik js te za to d o s ta l? ). X II. p len árn ím u zased án í COSPAR b y la věnována p o zorn o st i n a šich n e jv y šších s tá tn íc h p řed sta v itelů . S la v n o stn íh o z a h á je n í se zú č a stn il p řed sed a čs. vlád y in g . O. Č erník, k te rý se ve svém p ro jev u m j. zm ín il o d ů ležito sti m ezin árod n í v ě d eck é sp o lu p rá ce ve p ro sp ěch v še ch lidí na Zem i. Ú častn ík y z a sed á n í pozdravil d ále p řed sed a Čs. a k a d em ie věd a p řed sed a čs. n áro d n íh o výboru pro X II. z a sed á n í COSPAR a k ad em ik F. Šorm , k te rý se zm ín íl té ž o n a š ic h tra d ic íc h ve v ěd n ích o b o rech sou v isících s k o sm ick ý m výzkum em . D ále prom luvil p řed sed a čs. výboru COSPAR a p řed sed a čs. o rg a n iz a čn íh o výboru čle n -k o re sp o n d e n t ČSAV p ro f. E. B uchar. V ed ou cí odboru pro k o sm ick ý výzkum OSN A. H. AbdelG haní tlu m o čil p o se lstv í g e n e rá ln íh o ta je m n ík a OSN d r. U T h a n ta a záv ěrem pozd rav il ú č a stn ík y p re sid e n t COSPAR p rof. M. Roy. Dne 15. kv ětn a u sp o řá d a la čs. v lád a a presid ium ČSAV pro ú č a stn ík y zased án í re c e p c í v Č ern ín sk ém p a lá ci, k te ré se k rom ě jin ý c h v ý z n a č n ý ch oso b n o stí z ú č a stn il m ísto p řed sed a fe d e rá ln í vlády dr. S. F a lťa n . V průběhu z a sed á n í p řija l d e le g a c i ú ča stn ík ů , vedenou p resid en tem COSPAR prof. M. Royem [v níž byl i plk. F. B o rm an ) p re sid e n t repub lik y gen. L. Svoboda. Z áv ěrečn é z a sed án í COSPAR sc h v á lilo závěry p ra co v n ích skupin a p řija lo n ě k o lik doporučení. Na d alší období pak bylo zvoleno p řed sed n ictv o ; p resid en tem je d ále prof. M. Roy a v ice p re sid en ty ak ad em ik A. A. B lag o n ravo v ( S S S R ) a dr. R. W. P o rte r (U S A ). Z ased án í ta k é p řija lo pozvání A kad em ie věd S S S R a rozhod lo, aby se p říští X III. p le n á rn í z ased án í COSPAR k o n alo na ja ř e 1970 v L en ing rad ě.
*
* *
i c. -i j A 1
Co n o v é h o v a s t r o n o mi i U p ř íle ž ito s ti 50. v ý ro č í z a lo ž e n í U n iv ersity J. E. P u rk y n ě ( d ř ív e M a s a ry k o v y ) v B rn ě b y l p r o f. čLr. ]. M. M ohr v y z n a m e n á n stříb rn o u p a m ě tn í m e d a ilí t é t o u n i v ersity . Dr. J. M. M ohr b y l v le t e c h 1945— 1953 řá d n ý m p r o fe s o r e m a s tr o n o m ie na u n iv ers itě v B rn ě a ř e d it e le m j e j íh o a s t r o n o m ic k é h o ú stavu . U d ělen ím m e d a ile b y la o c e n ě n a p r á c e p r o f. M ohra, v y n a lo ž e n á n a z říz e n í a v y b u d o v á n í b r n ě n s k é h o u n iv ers itn íh o a s tr o n o m ic k é h o ú stavu n a m o d e rn í v ě d e c k é p r a c o v iš tě , ja k o ž i je h o d lo u h o le t á p e d a g o g ic k á č in n o st. R e d a k č n í r a d a s r d e č n ě b la h o p ř e je . P R V N Í
L E T O Š N Í
K O M E T A
—
P / F A Y E
První letos nalezenou kom etou je znám á periodická kom eta Faye 11969a). N alezla ji fo to g rafick y podle efem eridy 17. května E. Roemerová (Lunar and P lanetary L aboratory, Uni versity o f Arizona, T u cson ). V době o bjevu byla nedaleko předpověděného m ísta v souhvězdí Ryb (poblíže hvěz dy A) a jev ila se jako difuzní o b jek t 18. hvězdné v elikosti s c en trá ln í kon denzací a ohonem kratším než 1°. Periodická kom eta Faye byla o b je vena v roce 1843 ( 1843 I I I ) a dosud byla pozorována při 16 n áv ratech ke Slu nci — tj. při v šech s výjim kou n á v ratů v le te c h 1903 a 1918. Naposledy byla nalezena v roce 1961, kdy byla ozmačena 1961c = 1962 V III. Z pozo rování z let 1932 až 1955 p očítali e le m enty dráhy F. B. Hanina a N. A. B eljaev (In stitu t te o re tick é astro n o m ie, L en in grad ), přičem ž brali v úva hu poruchy působené všem i planetaíni s výjim kou M erkura a Pluta: T a Q i q e a P
= = = = = = = =
1969 X,. 7,639 ET 203,6780° 1 199,0468° >1950,0 9,0815° ) 1,6162848 a.j. 0,5746745 3,8001126 a.j. 7,4079 r o k ů
U kom ety Faye byl zjištěn pokles je ji jasn o sti o časem . Zkoumáním s e kulárního poklesu jasn o sti se zabývali F. L. Whipple a D. H. Douglas-Hamilton (Sm ithsonian A strophysical Ob servátory , Cam bridge) na základě úda jů o jasn o sti z 10 návratů kom ety ke Slunci. Průběh změn jasn o sti je patrný z obr. 1 a 2; různé prům ěry kotoučků
Obr. 2. značí různé váhy. Obr. 1 byl sestro je n za předpokladu ubývání jasn o sti ko m ety podle vztahu l / r * A 2, druhý obr.
155
podle vztahu 1/r'A. Oba autoři došil k závěru, že dojde k zániku kom ety Faye v blízké budoucnosti, podle prvníD A L Š Í
D V O U M E T R O V É
Zetesovy závody v Jeně dostaly další objednávky na dvoumetrový univer sá ln í dalekohled shodné koncepce s ondřejovským p řístrojem . Jeden bude postaven v Bulharsku (viz RH 2/1968, str. 36) a druhý si objednalo nedávno Polsko. Polský d alekohled bude stá t J E Š T Ě
O
S
M.
R.
U p říležitosti padesátého výročí tra g ické sm rti g en erála dr. M. R. Stefánika 4. května t. r. vydal Fed eráln í výbor pro pošty a telekom unikace p ří ležitostnou známku, na níž je Štefán ikův d vojportrét. V levé části je podo bizna z doby jeh o astronom ické činZ M Ě N Y
D R Á H Y
V
EVROPÉ
u o b ce Belsko, asi 50 km od Varšavy a má být uveden do chodu v r. 1973, kdy hod lají Poláci uspořádat XV. ko n gres M ezinárodní astro n o m ick é unie. Komisi pro výstavbu dalekohledu vede známý polský astrofyzik prof. W. Zonn.
g P L U T A
m enší p řesn o st). Jinak tomu bylo s přesným i poloham i Neptuna z obdo bí 1960— 1968. Za předpokladu hmoty Pluta 0,91 hmoty Země se pozorované a vypočtené polohy Neptuna lišily o 3", za předpokladu hm oty 0,35 o 0,5", při hm otě 0,22 byly odchylky p rak tic ky nulové a při předpokladu hmoty Pluta 0,12 hmoty Země byly d ife re n ce 0,5" v opačném smyslu. Z uvede ných rozdílů mezi vypočteným i a po zorovaným i poloham i Neptuna lze sou dit, že hm ota Pluta je asi 0,18 hmoty Země, nebo-li 1/1 812 000 hmoty Slun ce. Protože není přesně znám také prů měr Pluta, ale pouze horní jeho h ra n ice (není větší než a s i 6000 km ), je možno vypočítat pouze dolní h r a n ici prům ěrné hustoty Pluta, k te r á je za uvedených předpokladů asi 1,4 hus toty Země. S k y a n d T e l. 2 /1 9 6 9 Š T E F Á N I K E M
nosti před I. světovou válkou, v části pravé pak známý portrét v uniform ě. Známku navrhl akad em ický m alíř J. Baláž, rytecky ji zpracoval J. H erčík. Se známkou vyšla sou časně také o b á l ka prvního dne s nám ěty z astronom ie a s faksim ilem Štefán ikova podpisu.
K O M E T Y
P eriod ická kom eta W irtanen byla objevena v ro ce 1948 (1948b) po prů chodu přísluním , který n astal již v ro ce 1947 (1947 X III). Má oběžnou dobu 6,7 roku a byla pozorována při všech
156
DALEKOHLEDY
H M OTE
Vloni (RH 10/1968, str. 194) jsm e inform ovali o různých hodnotách hm o ty Pluta. Jednou z n e jle p ších metod u rčení hmoty této planety, n em ající m ěsíc, je z poruch dráhy Neptuna. Me toda však vyžaduje velmi přesně u rče né pozice Neptuna. V le te c h 1960 až 1968 získali R. L. DuncomDe, W. J K lepczynski a P. K. Seidelm ann (U.'S. Naval O bservátory) 158 přesných m ě ření Neptuna meridiánovým kruhem , který ch spolu s dřívějším i m ěřením i (z let 1846 až 1938) použili k výpočtu hmoty Pluta. Pro je jí u rčení předpo klád ali nejprve 4 hodnoty hmoty Plu ta: 0,91; 0,35; 0,22 a 0,12 hmoty Země. Za těch to předpokladů počítali polohy Neptuna a porovnávali je s pozorova nými. Ukázalo se, že všechny 4 před poklady o hm otě Pluta vyhovovaly prak ticky pozorováním Neptuna z ob dobí 1846— 1938 (zřejm ě pro je jic h Z N Á M K A
ho vztahu v roce 1985, podle druhého 1978. Tyto závěry je však nutno brát s určitou rezervou. J. B.
W I R T A N E V
náv ratech do přísluní: 1954 (1954j = = 1954 X I), 1961 (1960m = 1961 IV) a naposledy před dvěma roky (1967h = 1967 X IV J. Podle B. G. M arsdena se periodická kom eta W ir-
tanen přiblíží v ro ce 1972 k Jupiteru na vzdálenost 0,28 astr. jedn., při čemž se je jí oběžná doba zkrátí na 5,9 roku. DalSí p řiblížení k Jupiteru n asta ne v ro ce 1984, po němž se oběž OKAMŽI KY
ná doba dále zkrátí na 5,5 roku. Ko m eta pak bude m ít perihelovou vzdále nost 1,08 astr. jedn. proti dnešní 1,82 astr. jedn. /. B.
V Y S Í L Á NI Č AS OVÝC H V K V Ě T N U 1 9 6 9
SIGNÁLU
OMA 50 kH z; OMA 2500 k H z ; OLB5 3170 k H z ; P ra h a 638 kHz (R ozhlas) ; DIZ 4525 kHz (Nauen, NDR) Vysvětlení k tabulce viz RH 3/1969 (stran a 62). J. D. 2440 +
Den
3. 8. 13. 18. 23. 28.
V. V. V. v. v. v.
344,5 349,5 354,5 359,5 364,5 369,5
OMA 50 OMA 2500
0000 0000 0000 0000 0000 0000
U R Č O V Á N Í
0000 0000 0000 0000 0000 0000
OLB5
P raha
DIZ
0022 0022 0022 0022 0022 0022
0000 0000 0000 0000 0000 0000
9999 9999 9999 9999 9999 9999
Z E M E VE T V A R U O B L A S T E C H
O přesný tvar Země se lidé začali zajím at teprve v polovině m inulého století. Předtím se zpravidla předpo klád alo, že střed n í hlad ina m oří, pro dloužená i pod kontinenty, tzv. geoid, má tvar jednoduché m atem aticky de finov atelné plochy (kou le, později elipsoid u ). Při mapování se na povrchu Země zvolila síť pravidelně rozlome ných trigonom etrický ch bodů, jejich ž sp o jn ice rozdělily mapovanou oblast na trojú heln íky . V nich se zam ěřily úhly a délka jed né strany. Z těchto hodnot se pak vypočetla poloha bodů na kouli nebo na elipsoidu. Později byla m ěřen í délek a úhlů doplněna astronom ickým i daty a z jis ti lo se, že geoid je p locha velmi s lo žitá, která se od elipsoidu může od chylovat až o ± 100 m etrů. V ynale zení p řístro jů k m ěření tíhového zry ch lení (kyvadla, později gravim etry) umožnilo určovat tvar geoidu z tíh o vých dat. Trvalo však velmi dlouho, až do třicátý ch let tohoto století, než byl k dispozici dostatek dat k praktickém u použití této m etody. Dnes je již tvar geoidu v hrubých rysech znám pro c e lý povrch Země. Problém em zůstává d etailní u rčen í tvaru této plochy v ú ze m ích tíhově porušených, tedy ve vy sokých horách.
TU2-TUC TU1-TUC
0260 0250 0240 0230 0220 0210
9990 9967 9946 9929 9915 9905 V. P t á č e k
ZKUŠEBNÍCH
Aby bylo možno porovnávat p řes nost a vhodnost různých metod pro určování tvaru Země, jsou tyto m eto dy ověřovány jed nak na m atem atic kých m odelech, jed nak na m odelo vých územ ích. V ědečtí pracovníci p rak ticky z celéh o světa se na m eziná rodním sympóziu v r. 1964 v Praze dohodli, že vyzkouší různé metody výpočtu tvaru Země na modelovém území Západních Alp. Byly vytvořeny národní výpočetní týmy z Anglie, Itá lie, Švédská, F ran cie, SSSR, NDR, ČSSR a stanoven program prací. Výsledky byly předneseny n a d alších setk án ích odborníků v Uppsale, Praze, Vídni a zejm éna pak v r. 1967 na valném za sedání M ezinárodní unie geod etické a geofyzikáln í v Luzernu. V průběhu valného zasedání před ložili pracovníci G eofyzikálního ú sta vu ČSAV jak o jed in í ucelený soubor výpočtů ze zvolené zkušební o blasti. Pro čtvercovou síť bodů 9 X 9 km2 byly vypočteny výšky geoidu a jeh o sklon vůči eligsoidu v kruhové o b lasti o prů měru a s i 200 km. Tato m atem aticky dosti náročn á p ráce by sam ozřejm ě nebyla ře šite ln á bez pomoci m oderní výpočetní tech niky. Výsledky Geofyzi kálního ústavu ČSAV byly v zah ran ič ních odborných časopisech hodnoceny
157
jako prvé výsledky svého druhu a Jsou považovány za to n ejlep ší, co bylo do sud v tomto oboru dosaženo. P racovníci Geofyzikálního ústavu ČSAV se pochopitelně snaží udržet si své vedoucí postavení. Protože m ezi národní oblast v Západních A lpách n e ní zam ěřena s dostatečn ě vysokou přesností, byla zam ěřena národní čs. zkušební ob last ve V elké F atře. Toto území má proti Alpám řadu výhod. M A P Y 1969
S L U N E C N
Kromě té podstatné, že Je pro nás kdykoliv dosažitelná, Jsou zde další: travnatý povrch, leh ce dostupný te rénním vozem, velká převýšení, v el ké sklony (až 37° v okolí bodu Križn á j. Ve spolupráci s dalším i výzkum nými ústavy a s vysokým i školam i se zde provádí m ěření, k terá umožní zpřesnit znalosti o průběhu hlad ino vých ploch ve vysokých horách. B ull. ČSAV 12/1968 í
F O T O S F É R Y
120.
í 10.
*40^\t -20V
*•
' n ------------------- i------------i
- iO^ 'i—i—r—r—: - ........- ................T *~ r
300'
360’ 1969
/m T
OTOČKA 1544
- I— r~-i— i— r~ i—i— i— r - i— i— r i ! SO* 120’ 60’
I— i— i— rH O"
11.20.
Cl. 10.
+4CT-\
:'tň> •■
... .
+2°'-\
-40 ’-\ -\—i—i—i—i—i—i—i—i—r—i—i—i T" n 360"
.
300’
240'
OTOČKA 1545 \ — t— i— i— i
18CT
i— i— f
<— i
120°
i— r— i—
i— i— i — i— i— i— I
60’
O*
L . S c h m ie d
N o vé kn ihy a pu b l i k a c e • B u lletin č s. a s t r o n o m ic k ý c h ú stavů , roč. 20 (1969), číslo 3, o bsah u je tyto p ráce: E. M. P ittich : Výběrové efekty při objev ech nových kom et — M. Kresáková: Vliv vysokých úhlových ry ch lo stí na zdánlivé jasn o sti m eteorů — V. Padevět: K vantitativní srovnání dy nam ických a fotom etrick ých dat m e teoru — J. R ajchl, V. Padevět a M. Jež ková: Bolid z 22. března 1968 a dvě skupiny bolidů — Z. Ceplecha a V. Pa devět: Kom pletní data o m eteoru č.
158
27471 z 27. říjn a 1960 — S. Kříž: Vý voj těsných dvojhvězd (IV. Případ 8 výměny hmoty pro dvojhvězdy o stře d n í hm otě) — P. A ndrle: O m ožnosti o scila cí podél osy sym etrie v galaxii — L. Křivský: Vývoj a prostorová stru k tu ra protonové erupce poblíže o k ra je a koron áln í Jevy (I. Erupce z 5. dubna 1960) — L. Křivský a B. Růžičková-Topolová: Vyrovnávání m a xima intenzit m agnetického pole o p ač ných polarit ve skupinách skvrn b ě
hem protonové erupce — L. Křivský a 3. Pintér: Erupce s výronem subkosm ického záření v o blasti 27°N, pro ch á z e jící cen tráln ím m eridíánem 25. května 1967 — S. P in tér: N ěkteré vzta hy mezi sluneCními rádiovými výbu chy vlnové délky 3 cm, erupcem i, rentgenovým zářením a geom agnetic kými háčky — J. Grygar a L. Kohou tek: Vzplanuti novy Delphini 1967 (HR Del) (III. F o to e lek tríck á pozorování v Ondřejově v ro ce 1968). — Všechny p ráce jsou psány an g licky, připojeny jsou ruské výtahy. • P. Příhoda: S lu n ečn í h o d in y . Vyd. Štefánikova hvězdárna, P raha 1969; str. 32, příl. 8 str. a 8 tab.; Kčs 6,80. — Brožurka ing. Příhody nás sezn a m uje s různými typy slu n ečn ích hodin a s je jic h kon stru kcí. V ětšinu popsa ných typů si také může každý zájem ce sám snadno zhotovit, neboť v p ří loze nalezne je jic h vystřihovánky. Autor se nejprve zabývá v úvodních kap itolách nejd ů ležitějším i poznatky z časom íry a z astronom ie, jak ož i zá-
Ukazy
na
obloze
klady deskriptivní geom etrie. Pak po pisuje kon stru kce různých typů s lu n ečn ích hodin: s číselníkem v rovině rovníku, s vodorovným číselníkem , se svislým číselníkem , gnómón, sk a fé , ho diny krychlové, kvadrantové a ka pucínské hodiny, jakož i p aralaktický glóbus. Závěr tvoří kapitoly o an alemě, o řem eslnick ých p racích při stav bě hodin i potřebných pom ůckách a o h istorii slu n ečn ích hodin. V tab u l k ách naleznem e úd aje o pohybu Slu n ce v ekliptice, hodnoty časové rovnice, tabulku pro výpočet m ístního času ze středoevropského, jakož i číseln é úda je pro kon stru kcí vodorovného a svis lého číseln ík u hodin a gnómónu. Bro žurka je v elice instruktivní a lze j. vřele doporučit každému zájem ci n e je n o kon stru kci slu n ečn ích hodin růz ných typů, ale i tomu, kdo chce blíže pochopit tunkci těchto prastarých časom ěrných zařízení. Rozhodně by n e bylo na škodu, kdyby se s ní sezn á mil každý astronom am atér — nalezne v ní mnohá poučení. /. B.
v září
S lu n c e vychází 1. záři v 5h14m, za padá v 18h45m. Dne 30. září vychází v 5h58m, zapadá v 17h41m. Během zá ří se zkrátí délka dne o 1 hod. 48 min. a polední výška Slunce nad obzorem se zmenší o 11°. Dne 23. září v 6 h07m 14s vstupuje Slu nce do znam ení Vah; v tento okam žik nastává podzimní ro v nodennost a začátek astronom ického podzimu. Ve večern ích hodinách 11. září nastane prsténcové zatm ění Slun ce, k te ré však u nás nebude v id itel né ani jak o částečn é. Zatměni bude pozorovatelné z východní části T ich é ho oceán u a ze západní čá sti Severní a Jižní Ameriky. M ěsíc je 3. září v 18h v poslední čtvrti, 11. září ve 21h v novu, 19. září ve 3h v první čtvrti a 25. září ve 21h v úplňku. V odzemí bude Měsíc 6. zá ří, v přízem í 22. září. Ve v ečern ích hodinách 25. září n astan e polostínové zatm ění M ěsíce, které bude u nás po zorovatelné. Z ačátek úkazu je v 19h 05m, střed zatm ění ve 21 h l 0m a konec ve 23h14m. Pozorovací podmínky jsou celkem příznivé, začátek zatm ění na-
stává asi IV 2 hod. po východu M ěsí ce. V elikost polostínového zatm ění je 0,93 v jed n o tkách m ěsíčního průmě ru. V časných ran ních hodinách 30. září nastane zákryt n ěkolika hvězd v P lejád ách M ěsícem ; zákryty budou pozorovatelné mezi 3h08m až 4h40m (Podrobné údaje naleznem e ve Hvěz dářské ro čen ce 1969, str. 86, lunace 578; v ro čen ce je uveden chybně mě síc, místo XI. má být IX.) Během zá ří nastáv ají tyto kon ju nk ce M ěsíce s planetam i: 1. IX. se Saturnem , 8. IX. s Venuší, 13. IX. s Uranem, Jupiterem a M erkurem, 17. IX. s Neptunem, 19. IX. s Marsem a 28. IX. se Saturnem . Dne 14. IX. nastane apuls Špiky s Mě sícem , 17. IX. apuls A ntara s Měsí cem. M erku r není p rak ticky v září pozoro vatelný. P laneta je 3. září v nejv ětší východní elon gaci, ale zapadá k rátce po západu Slu nce (v 19hl4™). Ve dnech 7. a 19. září je M erkur v konjunkci s Jupiterem . V dolní kon ju nk ci se Slu n cem bude M erkur 29. září.
159
VenuSe je pozorovatelná na ranní obloze. Počátkem září vychází ve 2h00m, koncem m ěsíce ve 3h17m. Má jasn o st — 3,4m a v dalekohledu sp a tří me osvětlený tém ěř celý kotou ček pla nety, jehož průměr však bude je n asi 12". Dne 22. září nastane konjunkce Venuše s Regulem. M ars se pohybuje souhvězdími Štíra a S tře lce , Je pozorovatelný na večerní obloze, počátkem m ěsíce zapadá ve 22h10m, koncem m ěsíce již ve 21h33m. Jasnost planety se během září zm enšu je z —0,4m na 0,0™. Ju p ite r je v souhvězdí Panny a za padá k rá tce po západu Slu nce: p o čát kem září v 19h42m, koncem m ěsíce v 17h59m. P laneta má hvězdnou v eli k ost — 1,2®. Dne 3. září je Jupiter v odsluní. S a tu rn je v souhvězdí Berana. Blíží se do opozice se Sluncem , takže Je v příznivé poloze k pozorování. Po čátkem m ěsíce vychází ve 20h46m, koncem m ěsíce již v 18h50m. Jasnost planety se během září zvětšuje z +0,4™ na + 0 ,2 m. U ran je v souhvězdí Panny. Dne 27. září je p lan eta v kon ju n k ci se Slu n cem , takže není po celý m ěsíc pozo rovatelná. N eptu n je v souhvězdí Vah. Pozo rovací podmínky n ejso u příznivé, pro tože planeta zapadá brzy v ečer: počát kem září ve 21h28m, koncem m ěsíce již v 19^36™. Neptun má hvězdnou v e likost + 7,8™. P lu to je 8. září v kon junkci se Slu n cem. P laneta je v souhvězdí Vlasů Bereniky. M eteo ry . V září nastává maximum n ěkolika nepravidelných a v ed lejších rojů : Gruid 5. IX. večer, Sculptorid 8. září večer, Piscid 11. září a z ářijo vých Perseid 16. IX. večer. J. B.
OBSAH O. O ů r k a : Těsné dvojhvězdy — J. Bouška: XII. COSPAR, Praha 1969 — Co nového v astronom ii — Nové knihy a publikace — Úkazy na obloze v září
CONTENTS O.
Obůrka:
Close
B in aries
—
J. Bouška: X II Plenary M eeting of
COSPAR,
News
in
Prague
astronom y
1969 —
— New
Books and Publications — Phenom ena in Septem ber
C O f l E P
O. OQypKa:
JK
A H H E
T ecH tie flBoiíHbie
3Be3flbi — M. BoyiHKa:
12-oe
coSpaHMe COSPAR, Ilp a r a 1969
— H T O H O B O rO B aC T pO H O M H M — H o s tie KHiirH m n y Sjím cau,mh — ÍÍBJíeHMH H a He6e b ceHTflGpe
R í š l h v ě z d ř í d í r e d a k č n í r a d a : J. M o h r ( v e d o u c í r e d . J , J i ř í B o u š k a ( v ý k o n , r e d . ] , J. G r y g a r , O. H l a d , F . K a d a v ý , M. K o p e c k ý , B. M a l e f i e k , L. M l l e r , O. O b ů r k a , Z. P l a v c o v é , J. S t o h l ; t a j . r e d . E. V o k a i o v á , t e c h . r e d . V. S u c h á n k o v á . V y d á v á m i n i s t e r s t v o k u l t u r y v n a k l a d a t e l s t v í O r b i s , n. p., V i n o h r a d s k á 46, P r a h a 2. T i s k n e S t á t n í t i s k á r n a , n. p., z á v o d 2, S l e z s k á 13, P r a h a 2. 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 KCs 2, 50, l e t o š n í p ř e d p l a t n é K č s 2 8, 50 . R o z š i ř u j e P o š t o v n í n o v i n o v á s l u Z b a . I n f o r m a c e o p řed p latn é m podá a o b jed n á v k y p řijím á k ažd á p o šta 1 d o ru čo v ate l. O bjed návky d o z a h r a n i č í v y ř i z u j e P N S — ú s t ř 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 í Ř í š e h v ě z d , Š v é d s k á 8, P r a h a 5, t e l . 54 03 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 , za 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 2. č e r v e n c e , v y š l o v s r p n u 1989.
O blast o d v r á c s n é stran y M ěsíce v o k o lí s e le n o g r a fi c k é d é l k y k r á te r u p r o s tř e d m á p rů m ě r a s i 32 k m . — Na č t v r t é s tr a n ě n e o b v y k lý p o h le d na M ěsíc. V e lk é k r u h o v é m o ř e je M. C rísíu m , )e M. S m y th íi. (Z á b ěr z k o s m i c k é lo d i A p o llo
162°E a š íř k y 11°S; o b á lk y je p o n ě k u d o d n ě h o v p ra v o d o le 8.)
