ROČIMÍK66
V Ř íši hvězd (9/83) jsm e recen zo va li Brantovu a M ullerovu F e rn g la s " . Loni vyšlo v n a k l. J. A . B arth v Lipsku je j í 2.
knihu „H im m e lsb e o b e c h tu n g e n
o p ra ve n é v y d á n í.
Průvod ce
pro
mit dem „m ilo vn ík y
hvězdného n e b e " m á 95 stra n , 18 o b ra z, příloh a 10 ta b u le k . V N D R sto jí 9,60 M , v z a h ra n ič í 14 M . Z o brazů rep ro d u ko van ých na pěkném křídovém p a p íře p řin á ším e sn ím ek M ě síce 14 d n í po novu.
K sním ku
na titu l, s trá n c e : M ostecké p la n e tá riu m p o řá d á pro žá k y 4. ročn íků z á k l. škol výuku a s tro
no m ie. N a sním ku J. D ra h o k o u p ila p rávě p ře d n á ší R N D r. J. K o č v a ra .
Rozhovor nad mapou hvězdáren s předsedou poradního sboru MK Č S R pro hvězdárny a planetária RNDr. O ldřichem Hladem
p lan etárií
Je n ějak ý rozdíl mezi org an izací hvězdá ren v česk ý ch zem ích a na Slovensku?
To n e jlé p e u k azu je m apka, ktero u jste p řipravili. K ní je tře b a říc i, ž e před druhou světovou válkou pracovaly n a území n aší republiky je n čty ři lidové hvězdárny. V še chny ostatní, v četn ě je d e n á cti plan etárií, vznikly až po osvobození.
Sp olečné je to, že hvězdárny jsou bezpro středně řízeny národním i výbory nebo orga nizacem i N árodní fronty , zejm én a ROH. Na Slovensku je jed na z hvězdáren pověřena řízením am atérské čin nosti. Je to Slovenské ústřed í am atérské astronom ie v Hurbanově.
Jak é je hlavní poslán í těch to zařízení?
Jakou má úlohu poradní sbor MK ČSR pro hvězdárny a p lan e tária?
Jaký byl rozvoj hvězdáren za posled ních č ty řice t le t?
a
P op ularizace astronom ie a m im oškolní vzdělávání. Proto jsou n e jd ů le ž itě jší ta za řízení, k te rá m ají tém ěř nep řetržitý provoz, d ostatečn é perzonální a m ateriáln í vybavení a k te rá jsou um ístěna v e velk ých m ěstech a ag lo m eracích . Hvězdárny a pozorovatelny jsou však i v m en ších m ístsch , a to je do klad velikého zájm u v e ře jn o sti o astronom ii. Je jic h hlavním úkolem je um ožnit zájm ovou čin nost kroužkům i jednotlivcům . Obě cesty jsou významné. V tab u lce k mapě uvádíme sp e cializaci za m ěřenou na pozorovatelskou čin nost, z níž nejvýznam nější je ta, k te rá je vázána na státn í plán výzkumu. M aji n ěk teré naše hvězdárny i d alší poslání? Vazba n a státn í plán výzkumu je je n u ně kolika hvězdáren. O statní sp e cia liz a ce má c h a ra k te r organizovaných zájm ových pozo rování, mnohdy velm i význam ných, ja k o jsou zákryty nebo pozorování prom ěnných hvězd. Pro hvězdárny a p lan etária jsou však důle žité zejm én a ty úkoly, k te ré se tý k a jí vzdě lávání. Z n ich lze ve stru čn o sti jm enovat například péči hvězdárny a gym názia ve V alašském M eziříčí o pom aturitní studium astronom ie, rok ycansk é hvězdárny o m eto diku m im oškolní čin n o sti pionýrů a m ládeže a Hvězdárny a p lan etária hlavního m ěsta Prahy o program y pro školy i v eřejn ost.
M inisterstvo ku ltu ry se na n ě j o b rací v záležito stech , k te ré m inisterstvu přísluší, p o čín a je otázkam i m etodickým i a kon če le gislativ ou. V žádném případě nem ůže po rad ní sbor přím o ovlivňovat řízen í hvězdá re n nebo záležitosti ekonom ické. Může však radou ovlivnit tvorbu m ateriálů , k te ré vhod ně up ravují nebo u sm ěrňu jí činnost. V m i n u losti to byla například sm ěrn ice m in ister stva ku ltu ry o čin n o sti a dalším rozvoji hvězd áren v ČSR, ted p řip rav u je poradní sbor nový vzorový organ izačn í řád hvězdá ren a p lan etárií. Jaký m ají n aše hvězdárny a před sebou n e jd ů le žitě jší úkol?
planetária
Dostavbu hvězd áren a p lan etárií ve v el kých m ěstech republiky. M odernizaci vyba vení, zejm én a v o b lasti elektroniky. Zvyšo vání k v a lifik a ce pracovníků a hlavně, za p o jen í do úkolů státn íh o plánu výzkumu. Ten naposled jm enovaný úkol je hlavní zá rukou kv ality odborné čin n o sti hvězdáren a nejv hod nějším způsobem nap ojen í je jic h čin n o sti na českoslov enské výzkumné ú sta vy.
Zaznam enal Eduard Škoda Foto Jaro slav Drahokoupil
Chcete přispět k výzkumu Halleyovy komety? A m atérské pozorování je popsáno v In te r n ational H alley W atch Amateur O bserveťs M annal fo r S cie n tific Comet Studies, n a psané koord inátorem am atérský ch pozoro vání IHW St. J. Edbergem . A m atérským vi zuálním a fotografickým pozorováním k o mety a je jíh o m eteo rick ého proudu se za bý v ají i M eteorické zprávy č. 7 (n ep erio d ický bulletin sek cie m ed ziplan etárnej hm o ty Slov enskej astron o m ick ej spoločnosti pri SAV). V ětšin a navržených způsobů pozorování kom ety je dostupná jen m alé Části am atér ské ob ce vybavené unikátním i p řístro ji. Jeden druh pozorování však mohou vyko návat všichni am atéři, byd lící mimo větší m ěsta: odhadování celkov é vizuální magnitudy kom y. N epotřebují k tom u víc než tried r, tmavou oblohu a mapy se srovnáva cím i hvězdami (to jsou hvězdy, u nichž je uvedena vizn áln í m agnitud a). Mnsí ovšem umět porovnávat jasn o sti difuzních objektů s bodovými. To je o btížn ější než např. od hadovat jasn o st prom ěnných hvězd. N ejlepší výsledky dává M orrisova metoda: (1 ) O bjekt se m írně rozostří, aby byl tém ěř rovnom ěrně jasný.
Splašená dvojhvězda ztrácí prvenství * O zajím avé prom ěnné hvězdě AM Canum V enaticorum jsm e psali n ěk olik rát (nap o sledy v ŘH 7/84, str. 152). V případě AM CVn jde o těsnou podvojnou soustavu tvo řenou dvěma bílým i trp aslíky. V soustavě probíhá přenos hm oty — hélinm o d té k ající z méně hm otného héliového bílého trp aslíka proudí k hm otn ější složce, kd e dochází k a k re ci. Na světeln é k řiv ce AM CVn se vyskytují pravidelné „dvouhrbé" změny s periodou 1051 s. Tyto změny byly od roku 1967 vysvětlovány jak o projev oběžného po hybu v dvojhvězdě a ta k AM CVn získala statu t „splašené*1 dvojhvězdy s n e jk ra tší
(2 ) Pozorovatel si zapam atuje jeh o velikost a ja s. (3 ) D alekohled se ro zo stří podstatně víc, až jsou hvězdy vidět tak velké, jak o byl předtím m írně rozostřený o b jekt. (4 ) Pozorovatel srovnává jas objektu , jak si je j pam atuje, s jasem kotoučků vy bran ých hvězd. (5 ) Kroky (1 ) až (4 ) se pro dosažení co nejv yšší p řesnosti o pakn jí n ěk o lik rát s použitím různých srovn ávacích hvězd. la s o b jek tu je n ejjed n o d u šší v yjád řit v de setin ách interv alu mezi dvěma srovnávacím i hvězdami. Je ště lepší je použít odhadních stupňů, ja k to d ěla jí pozorovatelé prom ěn ných hvězd. V ýsledek každého odhadu se zaokrou hlí na d esetiny m agnitudy. Pak se sp o čítá prům ěr v šech odhadů. Získání k o nečného úd aje zabere zkušeném u pozorova te li asi 5 m inut. Zdůrazňujem e, že se při odhadování používá je n cen tráln íh o vidění! Protože hodnota, k e k te ré pozorovatel d ospěje, je zn ačn ě záv islá na pozorovacích podm ínkách, je nutné k ní uvést i meznou magnitudu (m agnitudu n e jsla b ších hvězd, k te ré je pozorovatel v dané o b lasti schopen uvidět bez použití d alek oh led u ). Dále se uvádí odhad úhlové velikosti kómy a tzv. stupně kondenzace. S nácvikem odhadů M orrisovou metodou začněte hned, na stálý ch zd ro jích jak o jsou galaxie, m lhoviny a hvězdokupy! Protože v ČSSR n ejsou dostupné atlasy se sro vn á vacím i hvězdami, přináším e mapky vybra-
známou o rb itáln í periodou (1051 s~17,4 m i n u t). Nová fo to m etrick á pozorování AM CVn, je jich ž výsledky u v eřejn ili v Astronom y and A strophysics (sv. 135, č. 1, str. 1, 1984) J. E. Solh eim z univerzity v Trom sS a E. L. Robinson, R. E. N ather a S. O. K epler z te xaské o bserv atoře McDonald, však ukazují, že in te rp re ta ce sv ěteln ých změn AM CVn zdaleka je š tě není jasn á. Autoři zm ěřili ry ch lo st změn 1051s periody a z jistili, že dP/dt = ( — 3,2 * 0,6) . 10-12 s s - l f t j„
o * 00 ° )
j Her
ISO* •
'* *
Z ašlete-li nám své odhady m agnitud vy značen ých ob jektů (spolu s odhady je jic h úhlových rozm ěrů a m ezných m agnitud při od h ad ech ), můžeme vám p o slat sady map pro kom ety G iacobini-Zinner (bude v do sahu tried rů během lé ta ) a H alley, spolu s člán kem J. Svoreňa „V izuálně pozorovania kom ét“ (M eteorické zprávy č. 7 ).
42
«• *80
■ ' j .65
# 36 *1 .• •81
.7 0
.
* o
Aby řada odhadů m ěla cenu, musí být co n ejp o če tn ě jší. U kom ety H alley, k te rá bude v trie d rech vidět alespoň 6 m ěsíců, by měly odhady bv* nejm éně ze č ty řice ti nocí. To znam ená, že pozorovatel musí využít tém ěř
.77 54
»
•73
•72*
’ •+ 59
.
í0 #
.8 9 +
bw08U
.
-n r. •
ti
-
* .
•59
každou noc, kdy p očasí a M ěsíc poskytnou ch v íli k dobrém u odhadu. Najdou se v ČSSR, v zem i s velkou astronom ickou trad icí, am a té ři, k te ří takovou řadu z ís k a jí? je to pro ně jed in ečn á příležitost přispět k pokroku
** 4o^H
tL
. . ZH •
•
*<
2>
Itw^itot
.
■r.. „
„u+.
tr • 'w n
»• +
& °w
“■
oblíb en é vědy. Sp oleh liv ých údajů o m agnitud ách komy kom et G iacobini-Zinner a H al ley nebude na světě mnoho, aby p ráce k až dého obětavého a zkušeného am atérského pozorovatele n estála za řeč. K výzkumu IHW mohon am atéři ž ijíc í na venkově přispět i sledováním m eteorických ro jů kom ety H alley, říjn ový ch Orionid a květnových eta Aquarid. Zájem cům , k te ří m ohou pozorování m eteorů věnovat v dob rý ch podm ínkách alespoň 15 hodin za m ěsíc (a je š tě d elší dobu zpracování získaných d a t), může brn ěn ská hvězdárna zapů jčit popis vizuálního pozorování. JAN HOLLAN
ných o b lastí hvězdné oblohy s jasným i ploš nými zd roji (ja sn o sti hvězd v d esetin ách m agnitudy).
Pozn. r e d .: Dopisy adresujte na jméno autora člán ku Hvězdárna a planetárium Mikuláše Kopemika, 616 00 Brno.
že 1051 s perioda se zm enšuje. To je v prudkém rozporu s dřívějším i m ěřením i, z k terý ch vyplýval ry ch lý růst 1051s p e riody, a to nato lik ry ch lý , že je j nebylo možné vysvětlit ani těm i nerafin ov an ějším i vym oženostmi m oderní astro fyzikáln í teo rie. Právě tento nepravděpodobně ry ch ý rů st vedl J. E. Solheim a a d alší odborníky k po kusu o v y jasn ěn í situ ace tím nejlep ším způ sobem : dalším co n ejk v alitn ějším pozorová ním. O výsledku jsm e se už zm ínili — rů st periody nebyl reálný, 1051s perioda se n a opak zm enšuje, je lik o ž hvězdou z trá c e jíc í hmotu je u AM CVn bílý trp aslík , o rb itáln í perioda soustavy by m ěla vzrůstat. K lesání hodnoty 1051s periody nazn aču je, že zřejm ě nejd e o periodu o rbitáln í. Solheim a další vědci soudí, že se n ejsp íše jed ná o ro tačn í periodu ak reu jícíh o zm agnetizovaného b ílé ho trp aslík a. Dále tito od borníci n alezli na
světeln é k řiv ce AM CVn změny s periodou 1011,4s, k te ré m ohou souviset s o rb itáln í periodou, avšak sam y o sobě o rb itáln í p erio du nepřed stavu jí. Hodnota orbitáln í periody AM CVn je nyní n e ja sn á a z existu jících pozorování nelze vyvodit žádnou kloudnon hodnotu. Z te o re tick ý ch úvah však vyplývá, že hodnota o rb itáln í periody AM CVn není p říliš v elk á — m ěla by se v závislosti od volby u rčitý ch param etrů pohybovat kolem 2000 s, tj. 33 až 34 minut. Af tak, č i onak, AM CVn svůj prim át „sp lašen é" dvojhvězdy zřejm ě z trá cí — druhá n e jk ra tší znám á o r b itá ln í perioda z jiště n á u d alší soustavy b í lých trpaslíků označené PG 1346 + 082 je totiž úm ěrná přibližně 25,33 min. AM CVn tak nyní s n ejv ětší pravděpodobností p atří druhá pozice, „bron z" náleží rovněž těsn é podvojné soustavě bílých trpaslíků GP Com (G 61-29) s o rb itáln í periodou 46,5 m. Z. D.
hvězdáren L a astronomických I kroužků M O STECKÉ PLANETÁRIUM Je nejm lad ším p lan etáriem v ČSR a od své ho otevřeni (1. 5. 1984) ž ije bohatým živo tem . Má pestrou nabídku pro veřejnost, astronom ick é pořady pro děti a pionýrské organizace, výuku pro zákl. školy, sp eciáln í kurzy sp ojen é s pozorováním i a praktiky na hvězdárně RNDr. A. B ečv áře v Mostě na Hněvíně. -šk-
rádiových sp ekter, P. Ambrož: Studium pro storové stru k tu ry perm anentního rádiového zd ro je šum ových bouří n a n ěk olik a fr e k v en cích a je h o evoluce, K. Je h lič k a : Zvětšení ro zlišo v acích schop ností rad iosp ektrog rafů , L. H urta: N ěkteré rozdíly v záznam u SEA efek tů reg istro v an ý ch na fre k v e n cích 27, 30 a 35 kHz, L. K řivský: N áhlý úbytek m ohut ných eru p ci podle X-em ise, rádiového zářen í a poruch v m eziplanetárním prostoru po fázi maxim a je d e n á ctile tý ch cyklů, I. B o h áček : Stopové d etektory jad e rn é h o zářeni a je jic h využiti p ři re g is tra c i kosm ického záření. D alší rad ioastron o m ický sem in ář proběhne v Opici le to s (jin a k bývá po dvou le te c h ). H lavní náp ln i bude opět re g is tra c e SEA efektů . O častn íci se v šak mohou dovědět i m noha nového z rad ioastronom ie, tak že všechny zá je m c e zveme. Eva M arková
B ILA N C E V E S E LS K É H V ĚZD Á R N Y
Foto J. Drahokoupil
Č T R N Á C TÝ R A D IO A S T R O N O M IC K Ý SEM IN ÁŘ Loni v říjn u uspořádala hvězdárna v Opici v pořadí už č trn á ctý sem in ář o rad loastronom ii. Byl slav n ostn í n a p o čest 25. výročí o tevření úpické hvězdárny. Jeh o hlavní n á plní byla pracovní porada zam ěřená na r e g is tra ci eru p čn ích SEA efek tů s cílem vy tv o řit dohodu o rozd ělení fre k v e n ci jed n o t livým stanicím , k te ré už re g is tru jí nebo m ají o re g istro v án í zájem . V úvodu porady s e znám il J. K lim eš a L. Křivský účastníky s význam em a vyhodnocováním m etody SEA a s tech nick ým provedením přijím ačů . Po rad a sp ln ila účel. F rek v en ce v rozm ezí od 24 do 38 kHz a 10 kHz byly rozděleny m ezi jed notliv é s ta n ice , takže v budoucnosti bude m ožné sled ovat průběh SEA efektů v roz m ezí celéh o pozorovacího spektra, což umož ní d alší výzkumy. R eferáty s e týk aly n e jn o v ě jších objevů v rad ioastronom ii a příbuzných oborech. M. K arlick ý : In te rp re ta ce jem n é struktury
Těžiště p ráce astronom ů -am atérů sp očí valo ve vizuálním a hlavně telesk o p ick ém pozorování m eteorů. Během loňsk ého c e lo ročního intenzivního pozorování zaznam e nali a z a k re slili 1437 m eteorů , což před sta v u je 1253 úkazů na obloze. Používají bino ku lá rn í d alekohled y 1 2 X 6 0 . V říjn u 1984 členové pozorovatelské se k ce OLH V eselí nad Moravou, ve spolu práci s LH U herský Brod, zorganizovali v izu ální pozorování m e teo rick éh o r o je O rionid. Tato a k c e m ěla, vedle zp řesn ěn í param etrů zm íněného ro je , posloužit k získání v ětší praxe ve vizuálním pozorování m eteorů, pod vedením zkušených m eteorářů z U herského Brodu. V posled ních dvou týd nech prázdnin uspo řád ali členov é pozorovatelské s e k c e expe d ici do podhůří B ílý ch K arpat. V d esíti d nech s e d alo využít je n 5 nocí, což před stavu je 185 hodin pozorovacího času, během kteréh o b ylo n ah lášen o 1039 p řeletů m eteo rů (tj. 968 vniknu ti m alých tě lis e k do zem ské atm o sféry ). V ešk eré pozorování m eteorů probíh ala podle pokynů HaP v B rně, kam v eselštl v šech en napozorovaný m ate riál p ře d ávají k dalším u zpracováni. Bolidy s le d u jí n a V eselské hvězdárně p ře devším fo to g ra fick y dvěma celooblohovým l kam eram i. Z rcad lová kam era slouží pro vnitřní potřebu hvězdárny, m o d ern ější k a m era, typu „rybí oko“, pro fo to grafo v án i středoevropské bolidové sítě.
Vedle pozorováni m eteorů , s e členové pozorovatelské sek ce v ěnovali i zákrytům hvězd M ěsícem a planetkam i, Z 12 pokusů, o u rčen i okam žiku zákrytu, se zd ařilo je n 7. N eúspěchy pad ají na vrub hlavně oblačnosti. Od 1. červn a 1984 bylo n a Veselské hvěz dárně obnoveno zakreslován í Slu n ce (sled o vání aktiv n ích o b la stí). Do budoucna s e po č ítá s tím , že zakreslován í bude doplněno fotografováním . Velkou pozornost v ěn u je v e se lsk á hvěz dárna popu larizaci astronom ie. Celkem 139 a k c í pro v eřejn o st n av štívilo tém ěř 6000 zá jem ců. Budovy hvězdárny byly v a k c i Z roz šířeny o novou dílnu a fotokom oru a začalo se se stavbou p rom ítací kabiny. Luboš Glac
nového v astronomii
D A L EK O H L ED V N Á D R ŽI? Až dosud palivová nádrž rak etop lánu o hm otnosti a s i 30 tun po v yčerpání paliva zan ikala pádem do Indického o ceán u . Ne dávno vznikl návrh, dopravit prázdnou ná drž na oběžnou dráhu a tam ji upravit na obří, vysoce citliv ý gam atelssk o p se s b ě r nou plochou přes 200 000 cm 2, tedy víc než třic e tk rá t v ětší než jak ý k o liv dosud uvažo vaný p řístro j. A daptace by spočívala v n a plnění tanku plynem a v um ístěni zrcad el, fotonásobičů a scin tiláto rů um ožňu jících d etekovat Čerenkovovo záře n í v zn ik ající vstupem fotonů gam a s en erg ií nad 100 MeV. Nádrž nep otřeb u je žádný vstupní otvor, pro tože záření gam a p ron ik ne tenkou stěnou tanku. Ani doprava na oběžnou dráhu by nem ěla být problém em . Zdá se, že by m ohla být dokonce m éně en erg etick y n áročn á než dosavadní nasm ěrování k dopadu n a n e obydlené m ísto zem ského povrchu, v době, kdy má tém ěř 98 °/o o rb itáln í ry ch losti. Tím to způsobem by m ohl vzniknout velký astro nom ický p řistro j pro studium kosm ických objektů v o blasti záře n i gam a. Je h o velk á citliv o st by byla nesm írně cen n á při získ á vání dat o d isk rétn ích zd ro jích gam a, je jic h polohách, sp ek trech a časových zm ěnách. Tato pozorování by m ohla p řin ést nové ú d ajé o pu lsarech, neutronových hvězdách a čern ých d írách. RH
NOVA V SO U H V ĚZD Í PRAVÍTKA? W illiam L iller oznám il, že objevil 26. 1. 1985 patrně novu v souhvězdí Pravítka (N or m a) n a jižn í obloze. Je jí poloha (1950,0) byla a = 15h36,8m; <5 = — 51°03' a v době objevu m ěla vizuální jasn o st 10,5m. Podle pozd ějších pozorování je pravděpodobnější, že jde o dlouhoperiodickou či polopravidelnou prom ěnnou hvězdu sp ek tráln í třídy M. IAUC 4030—4035 (B )
ASTROBURZA • Koupím astronom ickou literatu ru — ja koukoliv m oderní u čeb n ici základů a stro fyziky a knihy p ra k tick é astronom ie (i s ta r š í) optika, m ontáže, 1 v ru štin ě n ebo něm čin ě. R ich ard Plný, 25. února 1275/13, 415 01 T ep lice. • Koupím Som et B in ar 2 5 X 1 0 0 . F ran tišek Kordík, Košov 15, 512 51 Lom nice nad Pop. • Prodám ob jektiv Carl Zeiss 0 110 mm f = 1980 mm, cen a 2000 K čs. Ing. Z. Pešta, P ražsk éh o povstání 2314, 390 01 Tábor. a Koupím H vězdářské ročenky , ročníky 1968, 1970, 1975 a v šechny ročn ík y před rokem 1948. P etr Trnka, Dlouhá 34, 7 4101 Nový Jičín . • Kto m i v enu je fo to g ra fie zatm ění Slnka z 15. 12. 1982 a z 30. 5. 1984? Predom daku jem . Ing. D ojčák, 052 01 Sp išská Nová Ves. • Vyměním , event. prodám astr. dalekohled 0 110 mm, f = 1600 mm n a peral. m ontáži a vým ěnné oku láry za m ikroskop (zvětšení 2000k rát). Ing. V áclav P rocházka, H olasická 72, 747 05 Opava 5. • Předám astronom , o bjektiv Zeiss C 80/500 a ortoskop. oku láre f = 100 mm a f = 4 mm. V šetko vo výbom om stave. Zdeno V elič, T ren čían sk á 382/98, 018 61 Beluša. • Koupím achrom . obj. 0 až 100 mm, f = = 800 až 1000 a okulár f = 5 mm. Anto nín Š ilh án , Výšina 574, 468 41 Tanvald.
• Koupím teleo b jek tiv , f = 1000 mm a v et ší, i zrcadlový. Dále koupím okulárv f = 5 a 12,5 mm, popřípadě vyměním za f = 4? mm o doplatím . Igor Konečný, Lidická 1699 738 02 Frýdek-M ístek.
Pozorování i výpočty, o nichž jsm e psali v RH 3/85, úzce sou v isejí s dalším oblíbeným tém atem loňsk ých „Žní“ — s k a ta s tro fic kým i srážkam i Země s p l a n e t k a m i č i k o m e t a m i . Hypotéza o im paktu před 65 m ilióny lety získ ala významnou podporu dí ky tomu, že J. Luck a K. T ukerian stanovili pom ěr nuklidů osm ia 187 a 186 v horninách na rozhraní druhohor a tře tih o r. Tento pom ěr 1,3 až 1,6 je blízký poměrům v m e te o rite c h (1,0) a výrazně se od lišu je od n o r m álního poměru v zem ské kfiře (1 0 ). B. Bohor a j. nalezli v h ran ičn í v rstv ičce důkazy tlakov é m etam orfózy hornin, jen ž lze vy sv ě tlit nárazovým i tlak y řádu ÍO10 Pa, což je o dva řády víc, než by odpovídalo p ří padným vulkanickým jevům pozemského původu. J. Sm it a F. Kyte odtud odvodili, že m ikrotek titov é ku ličky z tohoto období, nalézané po c e lé zem ěkouli, vznikly ry ch lou k ry stalizací kapaliny, je ž se o h řála tla kovou vlnou při im paktu. Usuzují, že pla netk a dopadla do oceánu, a že šlo o jed iné kom paktní tě le so a ne o ro j kom et. Tato b izarn í altern ativ a se lo n i těšila ne zvyklé pozornosti. N ejprve Z. Sekan in a a D. Yeom ans podrobili zevrubném u rozboru blízká přiblížení znám ých kom et z M arsdenova katalogu k Zemi a odtud odvodili, že k e srážkám kom et se Zemí dochází jednou za 33 až 64 m iliónů let. Poté „vybuchla bom ba": D. Raup a J. Sepkoski ukázali, že k vym írání m ořské fauny v posledních 300 m ilión ech le t došlo zejm én a ve 12 k rá t kých obdobích, oddělených shodným in te r valem 26 m iliónů let. Hned na to si M. Rampino a R. S to th e rs všim li, že z 88 dochova ných v elk ých im paktních kráterů , je jich ž s tá ří znám e, vyplývá, že k nárazům dochá
zelo p eriodicky v in terv alu 28 až 31 m iliónu let. Současn ě dospělo n ěk olik autorů nezá v isle k názoru, že za tyto jevy nesou odpo vědnost — kom ety! H ledal se proto m ech a nismus, jenž by vyvolal period ické „ n a lí tá n í" většího množství kom et na Zemi v in terv alu kolem 30 m iliónů let. R. M uller a řada d alších astronom ů usoudila, že by mohlo jí t o period ické g rav itačn í poruchy v o b lasti Oortova m račn a kom et, vyvolávané například trp asličím hvězdným průvodcem Slunce, jenž se pohybuje v silné výstředné dráze o poloose 90 000 AU v periodě 26 m i liónů let. Tato hy p otetická málo svítivá
Je a n E f f e l: M lé č n á d rá h a
hvězda d ostala přim ěřeně zlověstný název N em esis. Rampino a S to th ers altern ativ n ě navrhli jak o možný p eriodický impnls km itavý pohyb Sln n ce vůči g a la k tick é rovině soum ěrnosti s periodou 33 m iliónů let — g rav itačn í poruchy by pak vyvolávala obří mezihvězdná m račn a o hm otnosti 104 MQ, n a lé z a jící se přím o v rovině soum ěrnosti. S. Clnbe a W. N apier uvažovali o zach ycen í celého Oortova m račn a kom et při průchodu Slu nce obřím m olekulárním m račnem . Ať už by byl původ g rav itačn ích poruch jakýkoliv, p rak ticky by to m ělo znam enat, že po dobu n ěk olika set tisíc let by na p ra dávné pozem ské obloze bylo vidět stovky kom et a každý den by se na nebi objevila dvě nová kom etární tě le sa ! Během jed né epizody „ro jen í kom et" by ta k došlo k n ě kolika desítkám srážek kom etárních jad er se Zemí, což by víc než po stačilo k záhubě většiny zem ské fauny a flóry. Brzy ale p ři šlo vystřízlivění. D ráha hyp o tetické N emesis by byla nato lik n estab iln í, že by nepřežila víc než několik m álo oběhů kolem Slunce. Průchody Slu nce rovinou soum ěrnosti Ga lax ie časově nesou hlasí s pozorovanými údobími masového vym íráni organism ů. S a motné p eriodicity n ejso u d o statečn ě ja sn ě vyznačeny a aspoň n ěk teré katastro fy sou v ise jí spíš s ústupem moří. N apříklad v pozdním perm u před 225 m ilióny le ty do šlo k zatím největším u doloženém u vym ření pozemské fauny a flóry, k te ré zřeteln ě od povídá údobí výrazného zm enšení rozsahu šelfov ých moří. Autor tohoto názoru P. Ehrlich navíc připom íná, že druhou n ejv ětší k atastro fu můžeme ček a t nž v příštím sto le tí — ačkoliv žádný ko m etárn í ro j není na obzoru. Vyplývá to z e xtrap o lace tem pa vym írání ro stlin a živočichů, na čem ž se zřejm ě významnou m ěrou podílí sám člověk. Když rozebírám e zhoubné m echanism y, vyvolávající masové vym írání živých o rg a nismů na Zemi, můžeme se s E. Buffetautem právem ptát, ja k to, že aspoň čá st živočichů prodělala k ritick é ud álosti před 65 m ilióny lety bez zv láštních potíží. Autor ukazuje, že bez úhony přežili zejm én a sladkovodní živo čichové, jak oby na ně zm íněné ničivé m e chanism y neúčinkovaly. K atastrofick á k o s m ická domněnka, ja k je vidět, není bez kazů. Teprve d alší studium a o b sá h le jší em pirické ú d aje mohou složité klubko problém ů tro chu rozm otat. Zsto dlouhodobě — pokud jd e o poslední kosm ickou k a ta stro fu Země — máme patrně jasno. S. V ila s e zabýval výpočtem rozm ěrů Slu n ce v záv ěrečn é etapě term onukleárního vývoje, když se Slu n ce
stan e červeným obrem . U kazuje se, že m a xim ální polom ěr ro zsáh lé atm osféry Slu nce d osáhne hodnoty 320 m iliónů km, a v tomto obalu n ep řežije Země jak o pevné těleso víc než 5000 let. Podobně skon čí ve slu neční soustavě všechny p lanety zem ského typu.
Je a n E ffe l: M istr světa v hodu Saturnem
Zajím avé výsledky získ ali vědci při studiu p r s t e n c ů v e l k ý c h p l a n e t . Tlouštka Saturnových p rstenců p očítaná teo reticky vychází na pouhých 100 m, což je v dobré shodě s přím ým i m ěřením i sond Voyager. Zákryty rádiových zdrojů však u kazují na tlou šfk n 20 až 25 m pro p rsten ec A a jen 10 m pro p rsten ec C. P rsten ce planety Cran poprvé zpozorovali na ob servatořích Mauna Kea na H avajských ostrovech a Siding Spring v A ustrálii v infračerv en ém oboru spektra. Zákrytovou metodou však nebyl objeven p rsten ec u Neptuna a n ejasn á je i in te r p retace pozorování těsn ého setk án í Neptuna s hvězdou SAO 186 000 z 22. 7. 1984, kdy na observato ři ESO v Chile ]. Gutierrez a J. M anfroid pozoroval poklesy jasn o sti hvěz dy, jež by odpovídaly pohybu n ěkolika tě le s o prům ěru 10 km po téže dráze s poloměrem třik rá t přev yšu jící polom ěr Neptuna. Domněnku o gen etick é s o u v i s l o s t i Pluta a Neptunova měsíce Tri t o n a kritizoval W. McKinnon. Ukázal, že zach ycen í Tritona Neptunem nem ohlo, sou viset s vym rštěním Pluta z této soustavy. Pluto podobně ja k o Triton jsou navzájem
nezávislí příslu šn íci systém u původních planetesim ál slu nečn í soustavy, a Triton sám byl jednoduše zachycen Neptunem, bez ú čas ti dalšího tělesa. Loni jsm e psali o tom, ja k nové výzkumy s tír a jí o stré předěly mezi drobným i tělesy slu nečn í soustavy. Nyní, ja k se zdá, postihl podobný osud i ostré d ělení v ětších objektů na planety a hvězdy. Podle G. Coleho je m axim ální polom ěr planety řádu 108 m a hm otnost 3.1027 kg (1,5 násobek hm otnosti Ju p ite ra ). Při hodnotách nad těm ito mezemi se m ateriál tě le sa působením elektronového a protonového tlak u hroutí. To vše p latí za předpokladu, že se hm otnost o bjektn během vývoje podstatně nem ění, což nem usí být vždy splněno, ja k n ejn o v ěji ukázali M. Livio a N. Soker. Je -li osam ělá hvězda obklopena planetam i, může jim v u rčitý ch etapách svého života před at to lik hmoty, že se n ě k te rá z p lan et zm ění ve hvězdu! Zejm éna d o statečn ě hm otná planeta v atm o sféře č e r veného obra získá to lik hmoty, že se stane hvězdným trp aslíkem . Obr mezi tím ztratí vnější vrstvy a výsledkem podivuhodné metam orfózy je trp a slič í dvojhvězda! Díky od poru p rostřed í se nový trp aslík může p ři blížit k původnímu obrn až na setinu d ří v ě jší vzdálenosti a dosáhnout hm otnosti 0.14 M q — d ostatečn ě vysoko nad mezi, pri niž se v něm rozhoří term o n u k leárn í r e akce. Zdá se, že právě takový systém o bjev ili D. M cCarthy a j. na observatoři KPNO a Stew ard v Arizoně. Skvrnkovou in terfero m etru z jistili v in fračerv en ý ch pásm ech H a K, že h v ě z d a v a n B i e s b r o e c k 8 má po m ěrně chladného průvodce v úhlové vzdá leno sti 1 " . H lavní složka je trp aslík o hm ot nosti řádu 0,1 MQ a teplotě 3250 K, vzdálená od nás 6,5 parseku. Nově objeven á v ed lejší složka má hm otnost 0,03 M0 , svítivost 3 .10- 5 t Q a polom ěr 0,09 R ^ . E fek tiv n í teplota to hoto průvodce dosahuje pouze 1360 K, takže o b jek t se n ek v alifik u je do hvězdné k ateg o rie (m inim ální hodnoty pro hvězdy sp alu jící a p atří tndíž mezi tzv. hnědé trpaslíky. Objev byl koncem roku širo ce kom entován jako důkaz e xisten ce první e x tra so lá rn í p la nety, ale ja k vidíme z kvan titativn ích údajů, lze je j n ejsp íš považovat za důkaz spojitého přechodu mezi tělesy typu planet a hvězd. O d alších příště.
o bjev ech
roku
1984 si povíme
OBJEVY SUPERNOV C. P ollas (CERGA) objevil na negativech exponovaných A. Robinem a J. Ciffreou supernovu v bezejm enn é galaxii v souhvězdí Velryby. Dne 26. září 1984 m ěla hvězda ja sn o st ve sp ektráln ím oboru B 18m, dne 30. říjn a v oboru V asi 17m. B yla ve vzdále no sti 1 0 " západně a 6 " severně od jád ra g alaxie, je jíž poloha (1950,0) je a = 3h17,5m
V době objevu m ěla hvězda vizuální ja sn o st 13m. Pak byla pozorována 3., 4. a 8. prosince, ja sn o st m ěla stá le 13m. M. W ischnjew sky o b jev il na sním ku expo novaném 20. p ro sin ce 1984 L. Gonzálezem pravděpodobně supernovu v g alax ii NGC 3336. Hvězda m ěla vizuální ja sn o st 15,0 m a byla vzdálena 2 " východně a 8 " sev ern ě od já d ra galaxie, je jíž poloha (1950,0) je a = 10h37,9m
6 = — 27°31'.
P. W ild o b jev il 23. p ro sin ce 1984 pravdě podobně supernovu v bezejm enné galaxii 14,6 m agnitudy, je jíž poloha (1950,0) je a = l l h29,6m
i = + 54°11'.
Hvězda byla 2 " západně a 1 2 " severně od jád ra g a la x ie a m ěla ja sn o st 16,8™. Japonský am atér Shingo H origuchi objevil 17. led n a supernovu v galaxii NGC 4045. Hvězda m ěla ja sn o st 13m a byla vzdálena 8 " severně a 2 7 " východně od já d ra galaxie. Souřad nice supernovy 1985B jsou (1950,0) a =
12h00m10,20s
5 =
+ 2 °1 5 '2 7 ,5 "
Na sním ku exponovaném 30. prosince 1984 n en í hvězda zach ycen a, tak že je jí jasnosř m usila být slab ší než 17m, dne 26. ledna t. r. m ěla ja s n o st asi 14m. T. S ch ild k n ech t (A stronom ický ústav uni verzity v Bernu) objevil 25. ledna supernovu 1985A v galaxii NGC 2748. Supernova byla 3 " západně a 1 0 " již n ě od jád ra g alaxie v poloze (1950,0) a
★
S = + 1 °1 1 ’.
Japonský astronom am atér Kaoru Ikeya objevil 2. p rosince 1984 pravděpodobně su pernovu v g alax ii NGC 3675. B yla 1 9 " zá padně a 6 " sev ern ě od jád ra g alaxie, je jíž poloha (1950,0) je a = l l h23,4m <5 = + 43°52'.
=
ghOSmoO.SS*
<5 =
+ 76°40'45,1"
fo to g rafick o u ja sn o st m ěla v době objevu 14,5“ (B )
1. H vě zd á rn a ve V la šim i (Fo to P. N a js r). 2. Systém d a le k o h le d ů vla šim sk é hvězdárny. N a hoře je ko ro n o g raf 80/1200 mm, uprostřed reflekto r 300/1580 mm, dole refra kto r 150/ /2250 mm (Fo to Z. K ru š in a ). 3 . D a le ko h le d G ó rz 240/4000 mm v zá p . kupuli va la šsk o m e ziříčské hvě zd árn y (Fo to a rc h ív ). 4. H v ě zd á r na ve V e s e l! nad M oravou (Fo to a rc h ív ) — K m ap ce „H v ě z d á rn y a p la n e tá ria v Č S S R " uprostřed č ís la .
I
1 2 3 |4
Hvězdárny a planetária vC S S R
27. M alé Svatoňovice
26. Dvůr K r á lo v é ^
23. Police nad Metuji
Libreto k m apce a tabulka Eduard Škoda, Výtvarné zpracování Jaroslav Drahokoupil
|42. Nový Bohumin 7 .TLošovi 48. O strava •lomcTc, 45. Olomc 43. Nový Jičín 41. Český Těšín 44. Příbor . Ú l 46> G rygov | 4 35. Prostějov | » | ■ ■ M ■ É 4 0 VA 30. Boskovice | 49. Přerov
H V Ě Z D Á R N A V A L A Š S K É M E Z IŘ ÍČ Í
t íL
25. M oravská Třebová
JiL
j3 4 . Kroměříž f r ť **ttm 51. Vsetin 31. Gottwaldov
| ,| £ h IO I
a
hvězdárny
n
planetária
29. B R N O
v
6®' P ° v(” ská Bystrica 37. Uherský Brod
^
- ^
69. Prievidza
■ ■ 32. Veselí Moravou
pozoro vatelny
nad
^
64. Trenčin 72. Nováky 70. H a n d lo v á ! Handlová
^
^
Sobotišté
M
^ jj| 65. BA N SKÁ B YST R IC A
76. Krem nica
refr.
refl.
Sp ec. odb. úkoly
1. P rah a-P e třín
200
350
Z ákryty, prom. hvězdy
1a. P ra h a - D á b lic e 2. V la šim 3. S la n ý 4. B en átky n. J. 5. S e d lč a n y 6. Ž e b rá k 7. Č . B u d ě jo vice
190 150 110
400 300 130 150
8. 9. 10. 11. 12. 13. 14. 15. 16.
K le t Jin d ř. H ra d e c Tábor S e z. O stí R o kycany C heb K arlo vy V ary Plzeň T e p lice
17. M ost 18. H r. K rálo vé 19. O p ice
i
20. H o řice 2 1 . Jič ín 22. Jaro m ě ř
Pla n ety
200 110
Zákryty
230 300
250 1000 110 250
Kom ety, m eteority vlta vín y Zákryty
100
100
150 200 250 250
150
300
150
80
200 160
130
250
300 130 250
S lu n ce Zákryty Zákryty, S lu n ce Zákryty, bolidy, S lu n ce , prom . hvězdy S lu n ce P la n etk y, D ružice, S lu n ce R a d io a str., S lu n ce , zákryty, m eteory, m eteorolog ie
S lu n ce , zákryty, p lan ety, ce fe id y
63. Partizánske 75. Ž iar nad Hronom 55. Modra ^ ^ 5 3 . H L O H O V E C -
23. 24. 25. 26. 27. 28. 29.
Po lice n. M et. Turnov M or. Třeb o vá D vůr K rá lo v é M . Sva to ň o vice Rty ně Brno
30. B oskovice 31. G o ttw ald o v
58 Sereí + ^
250
54. B r a t is la v a m i
160 300
120
400 800 440
240 270 150
32. V e s e lí n. M . 33. Ž d á n ic e 34. Krom ěříž 35. Prostějov
200
36. 37. 38. 39. 40.
Tře b íč O h. Brod Vyškov Z ď á r n. S á z . V a l. M e z iříč í
140 150
41. 42. 43. 44. 45.
Č . Těšín N. Bohum ín N . Jič ín Příb o r O lo m o uc
160
200
240 630 150 300 215 240
230 230
74. Vel’ký Křtíš
M eteory, prom . hvězdy, zákryty, kom ety Zákryty, prom. hvězdy M eteory, prom. hvězdy P la n e ty , prom . hvězdy prom . hvězdy S lu n ce , zákryty
S lu n c e , zákryty, m eteory
280
180 150
Nitra
57. G a la n ta 56. D u najská Středa
130 200 200
^
Zákryty
1 *1 H H 67. Lovinobaňa 73. Rim avská Sobota
46. 47. 48. 49. 50. 51. 52. 53.
G ryg ov Lošov O stra v a Přerov Je se n ík V se tín H u rb ano vo H lo h o vec
54. 55. 56. 57.
B ra tisla v a M odra D u n . S tře d a G a la n ta
58. 59. 60. 61. 62. 63.
S e re ď Levice N itra N ové Zám ky S o b o tiště P a rtizán ske
135 150 130
Zákryty Zákryty 210
Zákryty
100
200 S lu n ce S lu n ce , prom. hvězdy zákryty
150 180 130 100
Tre n čín B. Bystrica Březno Lo vin o b a ň a Pov. B ystrica Prievid za H a n d lo v á L a za n y N o váky Rim . So b o ta V e r . Křtíš Ž ia r n . Hronom K re m n ica Ž ilin a Prešov
79. H u m en né 120
150 170
300 150
120
100 150
100 150
S lu n ce , S E A
150
340
S lu n ce , zákryty, S E A
130
150
80
250
S lu n ce , prom . hvěz dy, m eteority S lu n ce , prom . hvěz dy, m eteory, d ru žice
110
280
S lu n ce , zákryty
120 200
150
64. 65. 66. 67. 68. 69. 70. 71. 72. 73. 74. 75. 76. 77. 78.
Z ákryty, m ěs. J u p i te ra , za tm ě n í S lu n ce
80. 81. 82. 83. 84.
Ko šice Rožnova R evúca S v id n ík B a rd e jo v
S lu n ce , m eteory
120 150 200
M eteory
Pozn. V e slo u p cích „ r e fr ." a „ r e fl." jsou n e jvě tší p ří stro je (o v m m ). N e jso u -li uvedeny, jsou b u ď ve stavb ě nebo se užívá m alých přenosných d a le ko h le d ů .
O b r. 3. Již n í p o lo ko ule M a rsu . H ustě k rátero van ý terén v bezprostředním o ko lí im p ak tn íh o bazénu A rg y re (p rů m ěr přes 800 km ). O b r. 4. S e v e rn í polokoule M arsu . G ig a n tic k á štíto v á sop ka O lym p us M ons v y p ín a jíc í se nad o k o ln í mi lávovým i p la n in a m i do výše přes 20 km .. Prům ěr m asívu sopky při z á k la d n ě je přes 550 km. Prům ěr vrch o lo vého k rá te ru , resp . k a ld e ry je asi 90 km. Po stra n á c h k a ld e ry jsou dva m enší im p a k tn í k rá tery. Ja s n é o b lak y v b lízkosti sopky jso u oro g rafick éh o původu. Sn ím ek N A S A /JP L, a rc h ív a u to ra . (K č lá n k u na str. 73 .)
O b r. 1. Již n í hustě k rá te ro va n á vyvýšená polokoule M a rsu . V e lk ý k rá te r pod středem levéh o o k ra je sním ku je im p a k tn í b azén A rg yre s prům ěrem přes 800 km. O b r. 2. S e v e rn í p o lo ko ule M arsu tvo řen á lávovým i nížin am i a n ě k o lika vyvýšeným i vu lk an ickým i o b lastm i. V horní č á sti sním ku je vyvýšená v u lk a n ic ká o b la st T h a rs is. T m avé p rstencové útvary jsou g ig a n tic k é štíto vé sopky. T ro jic e sop ek seřazených nad středem sním ku p řib ližn ě do je d n é přím ky tvo ří pohoří T h a rs is M ontes. V levo n ah o ře od stře du sním ku je so p ka O lym p u s M ons. S n ím ek N A SA / /JP L, a rc h ív a u to ra .
<
Obří impakt na severní polokouli MARSU?
ZDENĚK URBAN
První obrázky, povrchu Marsu p řinesla v ro c e 19S5 sonda M ariner 4, k te rá získala při průletu kolem této p lanety 22 sním ků jižn í polokoule. Na v šech byla nápadná vy soká hustota k ráterů p ou kazující na jed no tv árnost povrchu. To vyvolalo u rčité v ystříz livění, ne-li zklam ání, v širo k ý ch kruzích zájem ců, o če k á v a jících na povrchu rudé planety, od dob S ch iap arellih o kan álů a m ar ťanské invaze H. G. W ellse, rozhodně něco pozoruhodnějšího. V ýsledky experim entů s M arinery 6 a 7 v ro ce 1969 jed notvárný kráterovaný povrch je n potvrdily. Obě sondy získaly přibližně 60 sním ků jižn í polární o blasti Marsu, k te ré opět ukazovaly hustě kráterovan ý terén . To vedlo odborníky k zá věru, že na povrchu Marsu p řevažují geolo gicky velm i staré k ráterov an é o blasti, bez výraznějšího terénu , vytvořeného aktivním i geologickým i p rocesy tek to n ick éh o č i vul kan ickéh o ch arak te ru . Mise sondy M ariner 9, k te rá se v ro ce 1971 stala první družicí Marsu však p řinesla rad ik áln í obrat. Opět se ukázalo, že o povaze kosm ického tě le s a n e můžeme soudit je n na základ ě útržkovitých in form ací. M ariner 9 u sku tečn il první g lo bální sním kování povrchu M arsu a výsledek byl přímo v zrušující. Žasnoucím u oku po zemšťanů se ukázal p řek v ap u jící svět obřích kaňonů, kanálů, g igan tický ch štítových so pek, bohatá šk ála teré n n ích črt, sou v isejících s perm afrostem (tj. s v ěčně zm rzlou půdou), jak ož i p estré spektrum te ré n n ích c h a ra k te ristik vytvořených čin n o stí větru. G eologické procesy znám é doposud je n ze Země získaly ta k novou dimenzi. M ars má dvě geologicky odlišné polokoule — drsnou, vyvýšenou a k rátery posetou jižní, s obrovským i kanály (O br. 1 na v nitř. str. obálky) a plochou, sníženou, k rátery říd ce osazenou severní, a vyhaslým i obřím i sopkam i (O br. 2 ). H ra nice oběma typy terénu probíhá zhruba po kružnici skloněné vzhledem k rovníku o úhel asi 30".
K rátery na jižn í polokouli Marsu m ají prů m ěry od desítek m etrů (resp . je š tě m éně) až po im paktní bazény, tj. rozsáhlé terénní poklesy, přibližně kruhovitého tvaru vyvo lan é dopady re lativ n ě velk ých kosm ických tě le s — H ellas s prům ěrem 1600 km a Argyre s prům ěrem v íce než 8000 km (O br. 3). Protože hu stota k rá terů je na jižn í polokouli zhruba stejn á , ja k o v geologicky n e jsta rších čá ste c h povrchu M ěsíce, na „m ěsíčn ích vy so č in á c h ", soudí se, že věk obou terén n ích typů je v íce méně stejn ý . Díky výpravám p ro jek tu Apollo a vzorkům lunárního m ate riálu dopraveným na Zemi máme možnost absolu tn í věkové k a lib ra c e : lunární vysočiny jsou sta ré přibližně 4 m iliardy let a na zá klad ě k rátero v é statistik y by to měl být i přibližný věk již n í polokoule Marsu. Ř íd ce k ráterovan é o b la sti na sev ern í polokouli tv oří lávové planiny podstatně mladšího d ata. V ětšina velk ých k ráterů na jižní polo kou li vznikla v průběhu, resp. k rá tce po epoše „velkého bom bardování plan etárn ích p ovrchů", n ásled u jící v lastn í fo rm aci plane tá rn ích těles, v ran n ý ch stad iích vývoje slu n ečn í soustavy (p řibližn ě před 4,2 až 3,8 m i liardam i le t). Málo početn é v ětší k rá tery na severn í polokouli zřejm ě od rážejí podstatně m ladší říd ké ko lize bludných asteroid ů či kom et s povrchem planety. Odhady věku sev ern ích lávových planin se pohybují od n ěk olika set m iliónů až po přibližně 2 mi liardy let. Na p lan in ách s e vyskytují v četn ě štítov ý ch sopek i d alší geologicky m ladší vulkan ické k o n stru kce soustředěné hlav ně ve vyvýšených o b lastech Tharsis a Elysium (O br. 4 ) . R ad ikální rozdíl mezi severní a jižn í polokoulí M arsu je i v relativním převýšení vůči střed n í hodnotě poloměru planety (tato hodnota h r a je na M arsu roli vztažné hladiny podobnou, jakou má na Zemi úroveň hladiny o ce á n ů ). Severní polokouli totiž, s výjim kou vyvýšených vulkanických o b lastí a n ěk olika osam ocených štítových
sopek a h o rský ch řetězů, tvoří převážně n í žiny, le žící v prům ěru 3 km pod úrovní kráterovan ých vysočin již n í polokonle. S e vern í nížiny z a b íra jí přibližně třetin u po vrchu planety a od již n ě jš ích vysočin je dělí „útesy", resp. k le s a jíc í přechodná zóna, š i roká místy až 700 km . V táto přechodné zóně m ateriály jižn ích vysočin čá ste čn ě n a ru šu jí a p řek rý v ají m ateriály nížin. Prudký k o n trast v celkovém ch arak teru povrchu jižn í a sev ern í polokoule M arsu je jedním ze základ ních problém ů studia geo logie rudé planety, označovaný jak o m ar ťanská h em isférick á dichotom ie. I když se vyskytla u rčitá te o re tic k á vysvětlení, šlo o zn ačn ě um ělé ko n stru kce, a celý problém zůstával donedávna v íce méně záhadou. Proč je c h a ra k te r obou polokoulí ta k roz dílný? Mluvilo se o lokálním zm enšení tloušťky lito sféry pod sev ern í polokoulí M arsu. Tenší lito sfé ra by lépe um ožňovala výlev v u lkan ický ch m as z p láště planety na je jí povrch. Otázka, ja k é v nitřní procesy toto lo k áln í zm enšení tloušťky m arťanské lito sféry vyvolaly v šak zůstávala nezodpo vězena. Jednoduché a e leg an tn í altern ativ n í vy světlení m arťanské h em isférick é dichotom ie předložili loni v květnu v časo p ise N ature (sv. 309, č. 5964, str. 138) Don E. W ilhelm s a Steven W. Squyres, k te ří soudí, že p ře vážně nížinný c h a ra k te r severn í polokoule Marsu je důsledkem obřího im paktu, t j. k o lize Marsu s velkým kosm ických tělesem v ran é h isto rii planety. Im paktnf bazény jsou dobře znám á lu n árn í m oře M ěsíce, známe další im paktní bazény, jak o je C aloris na M erkuru, předběžně u rčen é o b lasti na V e nuši, H ellas a A rgyre na Marsu, V alh alla na C allisto a další. P ři im paktu dochází k p ře m ístění velk éh o m nožství m ateriáln kůry planety ze střed u oblasti im paktu na je jí o k ra je. Přitom se může částečn ě, nebo úplně vyrovnat ztrá ta tohoto m ateriálu iz o s ta tic kým zdvihem níže ležícíh o m ateriálu kůry, resp. svrchn ího p láště planety. V šeobecně však na m ístě im paktu zůstává velká prohloubenina — im paktní bazén, v němž m o hou vzniknont te rasy a jin é c h a ra k te ristic k é tek to n ick é útvary. Ve v ětšin ě případů však dochází v pozdější h isto rii planety k č á s te č nému, nebo úplnému zaplavení im paktních bazénů lávou, k te rá h y d rostatick y proudí zeslabenou lito sféro u pod m ístem impaktu z vyzdvižených m as p láště planety, kd ekoli je k dispozici d ostatečn é množství tepla k roztavení m ateriálu p láště. Na o k rajích bazénu se při im paktu tvoří dvě, resp. i více p rstencovitých pohoří. E xem plárním příp a
dem je Mare O rientale na M ěsíci. Uvnitř o b lasti vym ezené k artog rafick ý m okrajem bazénu mohou být d alší prstencovitá pohoří, k te rá m a jí na M ěsíci i Marsu podobu masívů sk lá d a jíc íc h se z vysokých h o rský ch ře tě z ců ch arak terizov an ý ch o strým i spády, n e pravidelným i obrysy, v šeobecn ě zbrázděnou strukturou povrchu, nap říklad n epravid el nými před ěly h o rský ch hřebenů. Po vy slovení předběžné hypotézy o obřím im paktu na sev ern í polokouli M arsu proto W il helm s a Squyres h led ali podél p řed p oklá dané h ra n ice im paktního bazénu právě t a kové te ré n n í c h arak te ristik y . Bohatá zásoba sním ků získaných M arinerem 9 a o rb itá l ními částm i obou Vikingů p átrán í umožnila. Oba vědci se sou střed ili hlavně na oblast mezi 57° sev ern í a 57° jižn í p lan eto g rafick é šířky. H ledání bylo úspěšné. Mnoho požado vaných terén n ích c h a ra k te ristik id en tifik o v ali podél kružnice, k te rá se v značné m íře shoduje s přechodnon o blastí mezi severní nížinou a již n í vyvýšenon polokoulí. K ruž nice má podle m ěření podél zakřivení po vrchu planety prům ěr asi 7700 km. Je jí střed leží v o b lasti o p řibližn ých sou řad nicích 50° severní šířk y a 190° západní délky. Zá padně od 190° západní délky sled u je k ru ž n ice hem isférick ou h ran ici mezi vulkanickou o blastí Elysium a jižním i vysočinam i, p ro tín á planinu Isidis sev ern ě od planiny Hesperia, p o k raču je podél h em isférick é pře-
Polárni stereografická projekce Marsu se středem » areografických souřadnicích 50° severní šířky a 190 západní délky. Tečkovaná kružnice znázorňuje před pokládané hranice impaktního bazénu Borealis s prů měrem 7700 km. Zkratky názvů jednotlivých oblasti povrchu Marsu vyznačených na obrázku: Ac — Acida lia , Am — Amazonis, Ar — A rcadia, E — Elysium, H — H esperia, I — Isidis, SM — Syrtis M ajor, U — Utopia, L — Lyot, MT — Mareotis-Tempe Terra, OM — Olympus Mons. (Podle W ilhelm se a Squyrase.)
chodné oblasti do blízkosti m alého im paktního bazénu Lyot, k řižu je planinu A cidalia, prochází pohořím podél severozápadního o kraje M areotis-Tem po T erra d ále p řes vy výšenou vulkanickou oblast Tharsis, mezi gigantickou sopkou Olympus Mons (O br. 4) a třem i štítovým i sopkam i tv ořícím i pohoří T harsis M ontes (A rsia Mons, Pavonis Mons a A scraeus M ons), sled u je masívy podél hem isférick é přechod né o b lasti mezi re g io nem Memmonia, planinon Amazonis a obgyre s prům ěrem v íce než 8000 km (O br. 3 ). lastí Elysium , kde se uzavírá (Obr. na str. 74.) Plochy jižně od této kru žn ice tv oří t é měř úplně vysočiny poseté krátery. V ýjim kou jsou po kleslé oblasti im paktních bazé nů H ellas a Argyre. Na v ětšině terén u s e verně od kru žn ice se ro z p ro stíra jí v u lk an ic ké lávové planiny. W ilhelm s a Squyres před poklád ají. že toto přibližně p rstencovité s e řazení k o n cen trick ý ch pohoří, útesů, přík o pů a prudkých svahů d efinu je v m inulosti nerozeznaný obrovský im paktní bazén o prů měru 7700 km. Vzhledem k tomu, že zahrnu je planinu V astitatis B o re alis a i sev ern í vul kan ick é planiny, nav rh l W ilhelm s a Sqnyres pro n ěj název B orealis (tj. S e v e rn í). B orealis um ožňuje vysvětlit většinu glo báln ích c h a ra k teristik povrchu M arsu. Svými rozm ěry více než d vakrát p řesahu je doposud n ejv ětší znám é im paktní bazény na M ěsíci — jižn í pól-Aitken o prům ěrn 2500 km a hlavně předpokládaný O ceanus P rocellarnm s prů měrem 3200 km. Protože polom ěr bazénu B o realis tv o ří 1,1 polom ěru M arsu, může vzniknout nám itka, že tak rozsáhlý im pakt by vedl ke zničen í planety. V n itřn í o blasti planetárního tě le sa v šak n ejsou při vzniku im paktního bazénu ta k výrazně ovlivněny, ja k by se mohlo, na základě obrovských rozm ěrů bazénů, zdát. Polom ěr bazénu jižn í pól-Aitken ostatn ě d osahu je 0,72 polom ěru M ěsíce a polom ěr předpokládaného bazénu Oceanus P rocellarum dokonce 0,92 polom ěru M ěsíce. V šeobecně p ro n ik ají im paktní bazény v poměru k e svým průměrům m éně hluboko do kůry planety, než ja k je tomu u m en ších k ráterů o rozm ěrech d esítek až n ěk olik málo stovek kilom etrů. W ilhelm s a Squyres odhadli en erg ii po třebnou k vyhloubení im paktního bazénu o prům ěru 7700 km na 1029 J. K osm ické t ě leso, k te ré bazén vytvořilo, m ělo při předpo klád ané hustotě 3000 k g m -3 a im paktní ry ch lo sti 24 km s - 1 (o rb itá ln í ry ch lo st M ar su kolem S lu n ce) prům ěr asi 600 km. Sníže ní ry ch losti im paktu na 12 km s - 1 vede ke zvětšení požadovaného prům ěru na 950 km. Tyto hodnoty se přibližně shodu jí s předpo
klád aným i teo retick ý m i rozm ěry těles, vy sk y tu jících se v b lízkosti oběžné dráhy M ar su, na kon ci a k re ce v lastn í planety z planetezim ál. Z výpočtů vyplývá, že druhé nejv ětší tě le so v blízkosti oběžné dráhy Marsu by m ělo mít po a k re ci sam otného M arsu prům ěr 1800 km, tře tí 1100 km, . . . desáté 380 km. W ilhelm s a Squyres u d áv ají pro porovnání odhadované prům ěry tří n ejv ětších a stero i dů: 1025 km (C e re s ), 583 km (P a lla s) a 555 km (V e s ta ). Pravděpodobnost, že v ran ných etapách vývoje M arsu m ohlo d ojít k obřím u im paktu na jeh o sev ern í polokouli podporuje už zm í něná sku tečnost, že im paktní bazény jsou podobně ja k o m enší k rá tery hojným jevem pozorovaným v c elé předběžně prozkoum ané slu n ečn í soustavě od M erkura až po m ěsíce v elk ý cb planet. V znik im paktních bazénů provázel „epochu velkého bom bardování p la n e tárn ích povrchů", kdy přitažlivost nově utvořených p lan etárn ích tě le s vedla k do d atečn é a k re ci „zb ylých" planetezim ál, resp. je jic h m enších sesku p ení na povrchy m la dých planet. V sou vislosti s velkým bom bar dováním je vznik bazénu B orealis celkem pravděpodobný. B o realis je tak doposud největším známým im paktním bazénem ve slu n ečn í soustavě a možná, že ho p řek o n ají zatím je ště neznám é im paktní bazény na V e nuši. K podrobnějším u poznání bazénu Bo re a lis však fo to geo log ický m ateriál M arineru 9 a o rb itáln ích č á stí Vikingů 1 a 2 n e s ta čí. Bude nutná přím á analýza terén n ích vzorků autom atickým i stanicem i (slibn ý je uvažovaný p ro jek t m arťanského vozítka — Roveru, jak éh o si m arsochodu, předpokláda ný pro devadesátá lé ta společně NASA a E SA ), nebo doprava vzorků na Zemi. Zatím jsou k dispozici je n výsledky dvou nepříliš kom plexních analýz m ateriálu ze severní vulkan ické planiny Dtopia (V iking Lander 2) a z již n ě jš í planiny Chryse (V iking Lander 1 ). Do u rčité m íry mohou pomoci i k v alit n ě jš í foto geo log ické a o rb itáln í ch em ické ú d aje ze schv áleného p rojek tu MGCO (M ars G eoscience Clim atology O rbiter). Start k M arsu se předpokládá v srpnu 1990. Ko n ečn ě i z v íce pram enů, m j. z m oskevského O stavu kosm ického výzkumu AV SSSR (IK I), k terý je střediskem sovětského výzkumu planet, se objevily info rm ace o obnovení zájm u o aktiv ní výzkum Marsu. První sonda, p lánovaná na kon ec osm desátých resp. na začátek devad esátých let, však zřejm ě za m ěří pozornost na průzkum m ěsíců Phobos a Deimos, k te ré jsou podle všeho bludnými asteroid y v gravitačním o b jetí rudé planety.
&'publikace
vydáních v nezm ěněné podobě. Rozhodně by jí prospělo p řep racov ání a hlavně doplnění o poznatky za tém ěř c e lé d ese tile tí (a tě ch je m noho). Ale 1 ta k lze D autcourtovu kn íž ku doporučit každému, kdo ch ce získ at prv ní info rm ace o k v asarech .
• G. D au tconrt: W as sind Q uasare? N aklad. B. G. Tenbner, Lipsko; 3. vyd., str. 82, obr. 19; brož. M 4,90. Útlá knížka, je jím ž autorem je dr. Georg D autcourt z Ú středního ústavu pro a stro -, fyziku A kadem ie věd NDR, se snaží dát odpověd na otázku uvedenou v titu lu : Co jsou k v asary? A ve stru čn o sti odpověd dává. Knížku jsm e recen zo v ali v RH 3/77, (s tr. 62 až 63) při je jím 1. vydání. N ynější tře tí, přeh léd nuté, s e od prvního n eliší. Rozdíly jsou je n v jin a k (a lép e) upravené o b álce (n a níž nyní naleznem e rádiový zd roj Cen A ), v n ěk olik a slo v ech předmluvy a v do p lň cích lite rá rn íc h odkazů. Byly i opraveny chyby, ale tě ch nebylo mnoho. N ynější vy dání je na lepším papíře (p ři s te jn é ceně p u b lik ace ), tak že obrázky vyšly podstatně lépe. O užitečn osti a o b lib ě knížky snad n e j lépe svěd čí sk u tečn o st, že s e v pom ěrně k rátk é době d o čk ala tř í vydání (prv ní vyšlo v ro ce 1976). Je otázkou, zda se m á knížka p o jed n áv ající o kv asarech vydávat v d alších
• J. N. Jefrem ov: In die T iefen des W eltslls. Naklad. G. B. Tenbner, Lipsko 1984; 2. vyd.. str. 216, obr. 62; cen a brož. M 11,50. Teubnerovo n ak lad atelstv í a m oskevské vydavatelství Mir připravily sp olečně druhé p řepracované vydání velm i užitečn é knížky o hvězdách a g alax iích . Po k rátkém úvodu s e v n í čte n á ř stru čn ě seznám í s n ěk olika velkým i ob servatořem i a je jic h dalekohledy, d alší kap itoly jsou věnovány vzdálenostem n e jb ližších hvězd, H-R diagram u, hvězdo kupám, m ezihvězdné hm otě, cefeid ám , Ga laxii, M agellanovým oblakům , velk é g alaxii v Andromedě, vzdálenostem g alaxií a ru dé mu posuvu, kvasarům , kosm ologii a kosm ogonii a výhledům do budoucna ja k pokud jd e o p řístrojov ou tech n iku , ta k i n ěk teré m oderní m etody výzkumu. K nížka při svém rozsahu a š iři tem atiky, jíž se zabývá, n e může pochopitelně jít v jed n otliv ých kap i to lá ch p říliš do hloubky, a le ta k é nezůstává na povrchu. Každému č te n á ři dá dobrý a so lidní p řeh led tém ěř o celé astro fyzice. Uví-
n O V é
úkazy 3— v červnu 1985 SLUNCE vstu puje 21. červn a v l l h44m do znam ení R ak a; v ten to okam žik je letn í slu n o v rat a začín á astronom ick é léto. Dne 1. červn a vychází S lu n ce ve 3h56m, pak stále dříve, až mezi 13. až 20. červnem ve 3h50m, načež stá le později, až 30. červn a ve 3h54m. Zapadá 1. červn a ve 20h00m a pak stá le později, až m ezi 20. až 30. červnem ve 20h13m. D élka dne s e v červnu m ění je n m álo. P očátkem m ě síce je 16h04m, v době slunovratu 16h22m a koncem června 16h19m. Od počátku m ěsíce do slunovratu se délka dne prodlouží o 18m a od slunovratu do kon ce červ n a s e opět o 3m zk rátí. N ejdelší den je 20. červ n a — 16h23m. Polední výška S lu n ce nad obzorem se během červ n a n e mění, je po celý m ěsíc 62° a ž 63°.
M ESlC je 3. VI. ve 4h51m v úplňku, 10. VI. v 9h19m v poslední čtv rti, 18. VI. ve 12h58m v novu a 25. VI. v 19h53m v první čtv rti. Přízem ím pro ch ází M ěsíc 1. a 29. VI., od zem ím 13. VI. Během červ n a nastanou kon ju n k ce M ěsíce s těm ito p lanetam i: 1. VI. ve 23h se Saturnem , 3. VI. v l l h s Uranem, 4. VI. ve 14h s Neptunem, 7. VI. v 17h s Ju piterem , 14. VI. ve 12h s Venuší, 19. VI. v 17h s M erkurem , 29. VI. v 5h opět se S a turnem a 30. V I. v 19h znovu s Uranem . Ve v e če rn ích h od in ách 29. VI. n astan e letos poslední (tř e tí) zák ry t pom ěrně ja sn é hvěz dy (2,5m) S S co rp ii M ěsícem . V P raze n a stává vstup ve 20^35,6™, výstup ve 21h06,2m. B ližší ú d aje jso u ve H vězdářské ro č e n ce 1985. MERKUR je 7. VI. v h o rn í k o n ju n k ci se Sluncem a není tém ěř celý m ěsíc pozorova telný. Mezi 20. až 30. červn em zapadá mezi 21h25m až 21h36m, tedy zhruba lV i h po zá padu S lu n ce. Jasn o st plan ety se během uve dené doby zm en šu je z — 0,8m na 0,0m. Dne 7. VI. M erkur p ro ch ází přísluním a sou časně je n ejd ále od Země. Dne 26. VI. ve 2h n a stane k o n ju n k ce M erkura s Polluxem , při níž bude p lan eta 5° jižn ě od hvězdy.
ta ji j i zv láště z ájem ci o astronom ii, k te ří se děsí i sebejed nod ušších m atem atick ý ch vzta hů; autor s e jim totiž důsledně vyhýbal. Jefrem ovovu knížku m ůžem e zájem cům o a s trofyziku v řele doporučit. Je jí první vydáni (1974) bylo v SSSR odm ěněno v soutěži 0 n e jle p ší populárně-vědeckou knihu a to n e jlé p e svěd čí o je jí úrovni. J. B.
NOVÝ KATALOG RENTGENOVÝCH ZDROJŮ Od srpna 1977 po šest m ěsíců p řeh lížela družice HEAO-1 celou oblohu v rentg eno vém oboru 0,25 až 25 keV. Hlavním je jím posláním byl výzkum en erg etick ý ch č á stic (kosm ick ých p ap rsk ů ). Pro uvedený r3n tgenový obor n e sla 1 kolim átory s plynovými proporcionálním i č íta č i o ploše 6250 cm 2. 1 když n ěk teré č íta č e p ře staly během života družice pracovat, je přeh líd ka zatím úplná, n ejh om ogen n ější a n e jc itllv ě jš í. Zpracování dat ze sady detektorů s různým úhlovým rozlišením je však velm i složité, a ta k vý sledný katalo g byl publikován teprve ne dávno — a to n e v k o n ečn é podobě. Obsa h u je 842 o b je k tů ; je tém ěř úplný do úrovně 1,5 Jy na 5 keV , je v něm a le i mnoho sla b ších zdrojů. N ejsou v něm ú d aje o pro-
VENUŠE se pohybuje souhvězdím i Ryb, B eran a a B ýka; je n a ran n í obloze. P očát kem m ěsíce vychází ve 2h17m, kon cem m ě s íc e v l h32m. Jasnost V enuše se během červ na zm enšu je z —4 ,l m na — 3,8m. Dne 12. VI. je V enuše v n e jv ě tší západní elo n g aci (46° od S lu n ce ), 16. VI. proch ází odsluním . MARS s e pohybuje souhvězdím i Býka a Blíženců. Protože se blíží do k o n ju n k ce se Sluncem , k te rá n astan e 18. V II, není už v červnu pozorovatelný. JUPITER je v souhvězdí K ozorožce. Po h ybuje se do 5. VI., kdy je stacio n árn í, p ří mým sm ěrem , pak zpětným . N ejvh odnější pozorovací podmínky jsou v ran n ích ho dinách, kdy Ju p iter kulm inuje. P očátkem červn a v ychází ve 23h59m, kon cem m ěsíce ve 21h59m. Jasn o st Ju p itera se během červn a zv ětšu je z — 2,1 na — 2,3m. SATURN je v souhvězdí Vah a po opozici se Sluncem z 15. V. je v červnu ve výhodné poloze k pozorování. N ejvhodnější pozoro vací podmínky jso u ve v e če rn ích hodinách, kdy kulm inuje. Zapadá počátkem červn a ve 3h31m, koncem m ěsíce v l h32m. Jasn o st S a
m ěnnosti, neboť každá č á st oblohy byla sledována v in terv alu je n n ěk olik a dní. P řesn ost souřadnic zd rojů je různá, zhruba od jed n é úhlové m inuty po desítky minut. Z načná č á st zdrojů (341) byla už objevena při jin ý ch p řeh líd kách, a v katalogu je uve deno je jic h sta rší o zn ačen í a dost úplná bib lio g rafie. P ro 414 zdrojů je navržena o p tick á id e n tifik a ce; n e jč a s tě ji lze zd roje ztotožnit s e xtrag alak tick ý m i objekty , p ře devším s kupam i g alax ií (158 případů), s aktiv ním i jád ry g alaxií a kvasary. Z g a la k tick ý ch objektů s e ja k o rentgenové zdro je p ro jev u jí hlavně kom paktní složky dvoj hvězd, zbytky supernov a dvojhvězdy typu RS CVn. V e 14 případech se jed ná o re n t genový pu lsar a v 16 o n áh le se z ja sň u jící zd roj. -MaODCHYLKY ČASOVÝCH SIGNÁLU V LEDNU 1985 Den
UT1—UTC
UT2—UTC
4 . 1. 9 . 1. 1 4 .1. 1 9 .1. 2 4 .1. 2 9 .1.
— 0,1612s —0,1702 — 0,1792 — 0,1872 — 0,1946 — 0,2016
—0,1658s —0,1740 —0,1824 —0,1898 — 0,1966 —0,2031 V. P.
tu rn a sa během červn a zm en šu je z 0,3m na 0,5m. URAN je v souhvězdí Hadonoše. Dne 6. VI. je v opozici se Slu ncem (a sou časně n e j blíže Z em i). Je proto v červnu nad obzorem tém ěř po celou n o c; koncem červn a zapadá ve 2h28m. U ran m á ja sn o st 5,8m. NEPTUN je v souhvězdí S tře lc e . Dne 23. VI. je v opozici s e Slu ncem (a sou časně n e j blíže Zem i). Po celý červ en je pozorovatelný tém ěř po celou noc. Jasn o st Neptuna je 7,7m. PLUTO je v souhvězdí Panny. V červnu ku lm inuje ve v ečern ích hod inách, počátkem m ěsíce zapadá ve 4h08m, koncem červn a ve 2h12m. Pluto má jasn o st 13,7m. PLANETKY. Dne 6. VI. je (4 ) V esta v za stá v c e ; ze zpětného pohybu p řechází do p ří mého, 13. VI. p rojd e V esta 29' východně od £ V irgin is. P lan etk a má ja sn o st 6,7m, hvězda 3,4m. METEORY. V červn u nen í v čin nosti žádný z význam ných m eteo rick ý ch rojů, ale n ě k o lik ro jů s pom ěrně m alou čin nosti. J. B.
Na cestu k Halleyově kometě
N ecelé tř i roky trv al ve Vývojové a pro vozní základ ně výzkum ných ústavů v Praze-B ěch ov icích vývoj a výroba dvou autom a tick ý ch stabilizov aný ch plošin ASP-G, k te ré jso n od poloviny prosince m inulého roku na palubě kosm ických stan ic V eněra. Složito st tech n ick éh o řešen i úkolu byla dána n ejen vysokým i požadavky na ry ch lo st stab ilizace s mezní hodnotou 3' za s. a p řes
Méně”známá stínová zkouška Pro kon trolu kv ality astronom ických z rc a del se běžně používá citliv á a přesná Foucalto v a stínová zkouška, v uspořádáni, kdy je zd roj světla m írně vyosený a b řit nože um ístěný ve dvojnásobné ohniskové vzdále nosti zrcad la (obr. 1 ). Těsně za břitem je oko, p ozoru jící stínové obrazy vytvořené zrcadlem . C h arakter a tv ar stínů um ožňuje kv alitativ n ě u rčit ja k o st plochy. Podle sm ěrn pohybu stínů můžeme u rčit polohn břitu
nost zam ěřováni p řístro jů ne h orší než * 8, a le i nem ěnným i krátkým i term íny výroby, protože s ta rt obou kosm ických stan ic V eněra byl u rče n startovn ím i „okn y" na 15. a 21. p ro sin ce 1984. N em enším úkolem bylo i z a jiště n í spolehlivé čin n o sti elek tron iky po v íce než ročním pasivním letu i v pod m ín kách hlubokého kosm ického vakua v rozm ezí tep lot — 20°C až + 50°C a pev-
nože a tím m ísto d vojnásobného ohniska. Toto uspořádání je vhodné pro m éně svě teln é d alekohled y s velkou ohniskovou vzdá leností. Pro světeln é systém y se nehodí, pro tože dochází k vyosení zd ro je světla a tím k vzniku astigm atism u a kómy. Tyto vady pak mohou ovlivnit hodnocení testované plochy zrcad la. Pro testo v án í tě ch to zrcad el se užívá výhod nější a m éně znám é Fou caltovo-H arvelovo uspořádáni stínové zkoušky (obr. 2 ), kterým lze testo v at i vysoce svě teln é objektiv y dalekohledů, například 1 : 2. Na im provizovaném stoján k u je m ezi svě telným zd rojem a zrcadlem plan p araleln í d estičk a (nap ř. m ikrosk op ické s k líč k o ), od chýlena pod úhlem 45°. Část v ra c e jícíh o se
z r c a d lo břit n o ž e |-o k o
O B R .1
nost, o d oláv ající vibračním u přetížení, k teré při startu raketov ého n o siče dosahuje hod noty až 12 g. Kromě n ašich odborníků s s na složitém v ědeckotech nickém p rojek tu VEGA podíleli sp e cialisté SSSR, BLR, MLR, PLR, NDR, Ra kouska, F ra n cie a NSR. V M aďarsku vyvi nuli za spolu práce SSSR a F ra n c ie systém , sestavený za širok o ú h lé a úzkoúhlé telev izn í kam ery, který má p řen ášet obraz na Zemi a plnit i navád ěcí fu k ci. Celý kom plex má hm otnost 31,5 kilogram u. Obraz snímaný kam eram i se uklád á do pam ěťového sy sté mu na stan ici, odkud je tele m e trick é z a ří zení p řen ese na Zem a tam bude výpočetní technikou zpracován. Kdyby hlav ní navád ěcí televizní systém vysadil bude uvedeno do čin n o sti analogové naváděcí čid lo ADN, společný výrobek č e s koslovenských a sov ětsk ý ch odborníků, je hož pracovní dosah zajišťu je spolehlivé n a vádění sta n ic e od vzdálenosti 300 000 km od kom ety. Id en tifik ace rozm ěrů, teploty a vyzařovací schopnosti já d ra kom ety, prvotních m ateř ských m olekul a d alších hodnot z a jisti
® z d ro j s v ě tla
In fračerv en ý sp ektrom etr, který vznikl na p raco v ištích fran cou zský ch vědců. Celý sy stém složený z dlouhovlnného, krátk o v ln ného a zobrazovacího' kanálu má při roz m ěrech 9 9 0 X 2 8 0 X 2 4 0 mm hm otnost pou hý ch 18 kg. F ra n c ie se pod ílela spolu s Buiharskem a Sovětským svazem tak é na vývoji tříkanálového spektrom etru, jehož úkolem je d etailn í spektroskop ick ý výzkum ch em ick é ho složeni různých o blastí k&my a ohonu kom ety, sp ektroskopický a p olarizační vý zkum p rachových kom ponentů a získání sp ektráln íh o obrazu jád ra kom ety. Podle soudobých představ tvoří jád ro kom ety své rázný vesm írný ledovec ze zm rzlých c h e m icky složitých plynů, ledu a nesnadno ta viteln ý ch m inerálů v podobě prachu a bal vanů. Hmotnost já d ra s e při m axim álním prům ěru asi 10 km odhaduje na několik tisíc m iliard tun. Spiše bude podstatně m enší. N ejvíc sta ro stí d ělá ohon komety, kterým m á sonda p rolétnout. Může se totiž d o stat do p rostřed í s velkým i částicem i, k te ré by m ohly ohrozit zdárný průběh zá v ěrečn é fáze experim entu. -Kuč-
duchou antireflexní vrstvu (např. napařený fluorid h o řečn atý ). Sestava není náročn á na výrobu. Vyžaduje jen jednoduchou justáž tak, že odstraníme planparalelní destičku a testovaným z rc a dlem pohybujeme tak dlouho, až neodchýlený konvergující svazek světla padá sym et rick y na štěrbinu. Pak zařadím e pod úhlem 45° planparalelní destičku. Poloha destičky mezi zrcadlem a štěrbinou spolu se vzdále ností od břitu nože musí být taková, aby druhý nežádoucí odraz zadní strany sklíčka nerušil. Samotný nůž pak blokuje obraz této stran y sklíčka. Metodika p ráce a hodnocení kvality zrcad la je stejná jako u klasického uspořádání. JIŘÍ PROCHÁZKA
ERRATA
světla je tak odchýlena stranou, takže hrot nože nenarušuje světelný zdroj. Protože se většinou používají destičky bez antireflexních vrstev, nastávají na obou plochách ztráty světla reflexí. Uspořádání proto vyža duje jasnější zdroj a temný pokoj při zkouš ce. Jinak doporučuji použít alespoň jedno
%
V člán ku „Kom binované pozorování dvoj hvězd " (ŘH 1/85, s tr. 15) došlo k chybě ve vzorci. V e vzorci (4) je uvedeno: a = a i + am2 = atd., a le správně má být: a = a i + a 2 = atd. Prosím e, aby sl čten á ři chybu opravili a zbytečně nepřem ýšleli nad vzorcem , k terý nedává sm ysl. Omltyuváme s e autorovi RNDr. Zd. Kom árkovi 1 čte nářům . -r-
V ŘÍŠI SLO V
Dnes jsm e zajímavá slova vybrali z článku Z. Urba na Obří impakt na severní polokouli Marsu? Rozluštit pojmenování planiny Utopia n en í těžké. Slova utopie a utopický patří do běžné slovní zásoby. Možná ale překvapí, že je znám autor slova Utopie. Ano, Thomas More, a nglický filozof a politik, název své knihy o ostrově, na něm ž je zespo lečen štěna výroba, utvořil jako novotvar. Vzal si při tom na pom oc řečtinu : uje řeck ý n e a topos znam ená místo. Utopia je tedy „ v p řekladu“ neexistující místo. Jm éna větších asteroidů C eres, Pallas a Vesta jsou vzata z ře c k é m ytologie. C eres byla řím ská bohyně obilí a polní úrody a na její počest byly pořádány rol n ick é slavnosti — cereá lie: S tímto slovem se dnes a le m ůžem e setkat i v jiném významu — odborníci jím označují obilniny. To proto, že Římané obilninám říkali cerealia : dary bohyně Cerery. Římská bohyně Vesta m ěla podobný okruh působnosti. Původně sice šlo o bohyni dom ácího krbu a jeho ohně, ale protože na ohni se p e č e , dostala Vesta do resortu i chleba a stala se patronkou pekařů. A když mluvíme o zem ě dělství, m ěli bychom podotknout, že Mars původně n e byl bohem války. V dávných dobách ho uctívali jako m nohem sym patičtějšího boha úrody, polí, lesů a jara. S čím ž souvisí i latinský název prvního jarního m ěsíce března — marius. Ale vratm e se k planetkám . Jm éno Pallás se v m ýtech objevuje často. Například jako příjm ení bohyně Athény (přijala ho prý, když n e úm yslně zabila přítelkyni Palladu], dále jako jm éno Giganta Pallanta (toho Athéna také zabila j, jako jm é no Titána Pallase, další Pallás se se svými syny (m ěl jich padesát) pokusil dobýt Athény a k o n ečn ě Pallás se jm enoval i p rap řed ek Arkaďanů, po něm ž byl na zván jed en ze sedm i vrcholků, Palatinský pahorek, na něm ž se rozkládá Řím. min
OBSAH O. Hlad — E. Skoda: Rozhovor nad mapou hvězdáren ČSSR — J. Hollan: Chcete přispět k výzkumu Halleovy kom ety? Mapa hvězdáren a p lan etárii — J. Grygar: Žeň objevů 1984 — E. Škoda — J. Drahokoupil: CSSR — Z hvězdáren a astro nom ických kroužků — Novin ky v astronom ii — Z. Urban: Obří im pakt na severní polo kouli Marsu — Nové knihy a publikace — Okazy na obloze v červnu 1985 — J. Procházka: Méně známá stínová zkouška. C O SEP 5K A H M E O. r j i a a - 3 . IIlKOAa: P a3roB op Hafl KapToň aCTpOHOMOTeCKHX oócepBaTopHH H C C P — H. ToJljiaH : XoTHTe n 0C0fleMCTB0Ba-n> H ccjieaoBaH joo KOMeTU TaJijie a ? — H. r p u r a p : flo c n o K e HHH
a C T p O H O M JO t
1984
—
3 .
UtK oaa— H. A paroK oyn m i: K a p Ta acrpoHOMHHecKHX o 6cep B aTopjrii H njiaHexapMeB — H a a c t p o h o m HHecKHx o6cepBaTopjrií h a c T p o H o sim e c k h x KpyacKOB — HOBOCTK B aCTpoHOMHM —
3. ypóaH: rnrauTCKHM HMnaKT na ceBepHOM noJiymapnH Mapc a — HOBBie k h h th h ny6jm K aip oi — HBjíeHjiH Ha He5e B MOHe 1985 — 0 . IIp o xa3K a: M eH tm e H3BecTHWM M erofl T e HeBoro McnBiTaHHH
CONTENTS O. Hlad — E. Škoda: Conversation above the Map of Czechoslovak O bservatoires, J. H ollan: Do You Want P artlcipating in the Investigatlon of Comet H alley?, J. Grygar: H iglights in Astronomy ln the Y ear 1984, E. Škoda — J . Dra hokoupil: The Map of the Czechoslovak O bservatoires and Planetarium s, From Observatoires and A stronom ical Clubs, News ln Astronomy, Z. Urban: B lg Im pact on the Northern Hemisphere of Mars, Book Review s, Phonomena in June 1985, J. Procházka: The Less-Kown Shadow Test
ŘÍŠE HVĚZD Populárně vědecký astronomický časopis Vydává m inisterstvo kultury ČSR v n ak la d atelství a vydavatelství Panoram a Praha Vedoucí red aktor Eduard Škoda Redakční rada: doc. RNDr. Jiří Bouška, CSc., RNDr. Jiří Grygar, CSc; RNDr. Oldřich Hlad; Clen korespondent ČSAV, RNDr. Miloslav Kopecký, D rSc; ing. Bohumil M aleček, CSc; doc. Antonín Mrkos, CSc. G rafická úprava Jaroslav Drahokoupil T ech n ick á red ak to rk a O tille Strnadová Tisknou T isk ařsk é závody, n. p., závod 3, Slezská 13, 120 00 Praha 2 • V ychází d v an áctk rát ro čn ě • Cena jed n o tli vého čísla Kčs 2,50 • Roční předplatné Kčs 30,—
• R ozšiřuje Poštovní novinová služba • In form ace o předplatném podá a objednávky přijím á každá adm inistrace PNS, pošta, doru čovatel a PNS — OSD Praha — závod 01 — AOT, Kafkova 19, 160 00 Praha 6, PNS — ÚED Praha — závod 02, Obránců míru 2, 656 07 Brno, PNS — OED Praha — závod 03, Kubán ská 1539, 708 72 Ostrava-Poruba • Objednávky do zahranič! vyřizuje PNS — ústřední expedice a dovoz tisku, Kafkova 19, 160 00 Praha 6 • Adresa red akce: Rlše hvězd, M rštlkova 23, 100 00 Praha 10, telefo n 78 14 823 Toto číslo bylo dáno do tisku 15. 3. 1985, vyšlo 27. 4. 1985.
K o n e čn á m ontáž plošiny se všem i p řístro ji n a sondu p ro b íh a la pod igelitovým „ sta n e m " (K e zp rá v ě na str. 78.)
N áro čn é p ro d ě la la
prověrky p lo šina
A S P - G na zk u še b ním stend u. V y tv á řel pom ocí gu m o vých svazků nejen beztížný stav, a le pro střednictvím geo m etrického
sy
stém u o v lá d a l i im i táto ry kom ety, které m usela ta to p lo šina přesně sle d o vat K č lá n k u na str. 78
V ústavu vyvinuli i novou kontrolní m ěřící a p a ra tu ru (K IA ) re alizo va n o u na bázi vývojového systém u MV 801 Te sly K o lín , která slo u žila se zk u še b ním za říze n ím k o te sto ván í všech fu n k c í e le k tro n ic kých systém ů, servom ech anism ů a d a l ších č á s tí plošiny v pozem ských p o d m ín kách FO T O Z D E N Ě K Š ID Á K
