7/1970
Z
OB S AHU:
K os 2 ,5 0
V zdálená in fra če rv e n á em ise noční o blohy — F o to g ra fick é sled ováni s lu n e č n í fo to s fé r y — P ozorovan le p o lá rn é) žlary na L o m n lck om štíte — K o s m o n a u t i k a v r o c e 19 69 — N o v i n k y — Ú k a z y n a o b l o z e
C len p o s á d k y A p o lla 11 E. A. A ldrln s e v ra cí k lu n árn ím u m odu lu , je h o ž jed n u n ohu je v id ět v p r a v o ; na m ěsíčn ím p o v r c h u jso u z ř e t e ln é s to p y p rv n íc h lidí. — Na p rvn í str. o b á lk y je s n ím e k A ldrin a, fo to g r a fo v a n ý N. A. A rm stron g em . S n ím k y nu o b á lc e : H a s s e lb la d EL D ata C a m era , o b je k tiv Z eiss-B io g o n '1:5,6, j = 60 m m .
Ř íše h vězd
Martin
R o č . 51 (1970), č. 7
Harwit:
VZDÁLENÁ I NF R A Č E RV ENÁ EMISE NOČ NÍ O B L O H Y Velmi citlivé in fra če rv e n é d etek to ry se stro je n é v m inulých letech poskytly in fračerv e n é astro n o m ii nové m ožnosti. A stronom ové v Am e rice pozorovali v in fračerv en ém oboru g a la k tick é jád ro ; n alezli jasný in fračerv en ý ( 2 2 ^ ) zdroj v Orionu a popsali in fra če rv e n é vlastnosti p lan etárn ích m lhovin a velm i zajím avých zdrojů, jako n apř. pulsaru v Krabí m lhovině a objektů, k teré mohou rep rezen to v at protohvězdy nebo hvězdy nedávno zrozené. A čkoli m nohá m ěření m ohou být u sk u tečn ěn a za použití pozem ských zařízení, jsou široké in fra če rv e n é sp ek tráln í oblasti, k te ré je nutno pozorovat ve velk ých v ý šk ách nad p ovrch em zem ským . V bližší in fra červen é oblasti je a tm o sfé ra neprůhledná s výjim kou „o k en “ od 2,1 do 2,4; 3 ,5 — 4,0; 4 ,6 — 4 ,7 ; 8 — 13 a 2 0 — 25 n. V těch tb „o k n ech " však a tm o sférick ý OH a tep eln á em ise om ezují pozorování slab ých nebo difuzních objektů. Avšak p rávě ty to objekty jsou velm i zajím avé pro infračerve= nou astronom ii. K rom ě toho je oblast asi od 25 do n ěkolika se t m ikronů úplně neprůhledná a v této č á sti sp ek tra zatím nejsou m ožná žádná m ěření z ob servatoří n a povrchu zem ském . T akováto pozorování je možno u sku tečnit jen ve vysok é atm o sféře. Proto byla v n aší lab oratoři ( Cornell U niversity, Ith a ca , New Y ork, U .S .A .) v p osledních letech zk onstru ována řad a ra k e to v ý ch dalekohledů pro p ozorování astrono= m ick ý ch objektů v in fra če rv e n é oblasti od 1 n do 1000 v. Tyto d alek ohledy jsou re la tiv n ě m alé — p rů m ěry jejich objektivů se pohybují v rozm ezí asi od 13 do 16 cm . Důležité u takového p řístro je je, aby k ažd á č á s t zařízen í v zorném úhlu d etek toru nebo v jeho blíz= kosti byla ch lazen a na velm i nízkou tep lotu. D alekohled vyzařu je při pokojové tep lo tě tep eln é zářen í v tak o v ý ch k v an tech , že d etek tory pro in fračerven ou oblast jsou velkou m ěrou zah lcen y fotonovým šum em a vliv tep eln é em ise p řístro je je silnější než ra d ia ce z p o zorovan ých k osm ick ých objektů. V pozem ské astron om ii se tom uto efektu čelí d iferenciáln ím pozorováním , při k terém srovn ávám e jas sousedních čá stí oblohy, avšak touto m etodou není m ožno u rčit absolutní úroveň jasu oblohy, jed in ě použitím p řístro je ch lazen éh o n a velm i nízkou tep lotu lze stan ovit absolutní úrovně zářen í n o čn í oblohy a p rávě tak ová p ozorování byla hlavním cílem n ašeh o program u. Pro pozorování v blízké in fra če rv e n é oblasti (a s i pod 10 v] bude zab ezpečovat d o statečn ě nízkou tep eln ou em isi p řístroj och lazen ý na tep lotu k ap alnéh o dusíku ( 7 8 ° K ). P ozorujem e-li v delších vlnových d élk ách , je n utné ch lazen í k ap aln ým héliem (4 ,2 ° K J nebo ch lazen í použitím od pařovanéh o h élia [T < 4,2° K ). Obr. 1 ukazuje hlavní čá s t dalekohledu ch lazen éh o kapalným héliem ,
Obr. 1. H la v n í č á s t d a le k o h le d u c h la z e n é h o k a p a ln ý m h é lie m .
k terý byl sestro jen na C ornellově u niversitě. S větlo může vstupovat do p řístro je pouze po oddělení šp ičk y rak e ty na vrcholu b alistick é d ráh y. Uvnitř šp ičk y je vakuum , k teré zam ezuje k ond en zaci a tm o sfé ric k ých plynů na stěn ách p řístro je. Jakm ile se šp ičk a rak ety oddělí, p rim árn í p arab olick é zrcad lo [p rů m ěr 16 cm , ft 0 ,9 ) fokusuje zářen í n a vstupní otvor re fle k tu jící dutiny, um ístěné v p rim árn ím ohnisku zrca d la . Dutina obsahuje d etek tory pro in fra č e r venou oblast, na k teré dopadá zářen í oblohy pod zorným úhlem 5°. V dutině je p rostor pro čty ři různé d etek tory pro různé sp ek tráln í c it livosti, tak že mohou být získ án y in fo rm ace — a rc iť jen přibližné — o rozd ělen í en ergie ve sp ektru noční oblohy. —- Dosud byly použity germ an iové d etek tory s přím ěsí mědi nebo g a lia se sp ek tráln í citlivostí od 5 ft do 120 n a b olom etr In S b citlivý v rozm ezí vlnových délek od 0,4 do 1,3 mm. N ejvětší problém při konstru ování takového ch lazen éh o dalekohledu je ve výrobě systém u, k te rý m á být lehký a pevný a m á m ít m alou tep lotní vodivost v n ějších č á s tí dalekohledu. Dále musí být odolný proti vibraci a zatížení při sta rtu a n avíc ještě vakuově těsný. Velmi obtížný problém je om ezení tep eln éh o zářen í rozp týlenéh o od povrchu Země. P řístroj re g istro v a l pouze 10-9 zem ské ra d ia ce na něj d op ad ající, jestliže byl n am ířen do zen itu ; blízko h orizon tu bylo vyloučen í rozp týlenéh o zá ře n í zn ačn ě slabší. Rušivé em ise leží ve sp ek tráln í oblasti m ezi 9 n až 100 ,u; v této oblasti je n ejvětší tok rozp týlenéh o tep eln éh o zářen í Země. V p ráci, jejíž sp olu autoři byli K. Shivanandan a J. R. Houck, jsm e již v ro ce 1968 popsali pozorování velm i silného (a s i 5 X 1 0 " 9 w a tt/cm 2-sr) difuzního subm ilim etrového toku zářen í, reg istro v an éh o za letu rak ety . Tento výsled ek je p řekvapující, neboť je to asi p a d e sá tk rá t více, než Činí vizuální tok zářen í v m ezihvězdném p rostoru. Spolu s J. R. Hou-
Obr. 2. S to p y h v ě z d v s o u h v ě z d í O rion a, fo t o g r a fo v a n é k a m e r o u N ik o n F p ři letu r a k e t y 29. ú n ora 1968. T y to s to p y d á v a jí in fo r m a c i o o k a m ž it é o r ie n t a c i t e le s k o p u v z h le d e m k o b lo z e .
ckem jsm e opakovali tato pozorování v ro c e 1969 a d ostali jsm e iden tick é výsledky. Nedávno d ostali podobné výsledky D. M uehlner a R. W eiss (M assach u setts In stitu te of T e ch n o lo g y ); jejich m ěření byla p roved ena při použití dalekohledu ch lazen éh o k apalným héliem , vy n e seného balónem , a tří bolom etrů In S b s rozdílným i filtry. T ato n ezávislá p ozorován í nám dávají d ostatečn ou jistotu, že tok zářen í řádu 5X1CT9 w a tt/cm 2-sr sk utečn ě existuje ve v ý šk ách nad atm o sférou. M uehlner a W eiss u kázali, že zdroj není původu atm o sférick éh o , p rotože tok zářen í je příliš izotropní. Zdroj musí být tedy zřejm ě m im o zem ského původu a m noho nejn ovějších publikací dává novou p ersp ek tivu pro poznání e x iste n ce subm ilim etrového zářen í. Jsou dva hlavní n epřím é způsoby zjištění existe n ce velkého subm ili m etrového toku v g a la k tick é m nebo kosm ickém m ěřítku. První způsob je založen na ab sorp ci subm ilim etrového zářen í m ezihvězdným i atom y a m olekulam i, k te ré se projeví v op tick é č á sti sp ek tra absorpčním i čaram i excito v an ý ch stavů. Druhý způsob používá inverzního Comptonova efektu (k te rý bude popsán d á le ), ve k terém k osm ick ý paprsek in teraguje se subm ilim etrovým tokem zářen í a produkuje k osm ické zá ře n í X a r-
V ro ce 1969 publikovali B ortolot, C lauser a Thaddeus výsledky použití prvá m etody; n alezli horní h ra n ici ekvivalentního m nožství spojitého zářen í řádu 1CT9 w a tt/cm 2-sr u vlnových délek 1,32 mm a 0,559 mm. T yto horní h ran ice úrovně zářen í by ležely m imo dosah n ašich pozo rování, jestliže by zářen í m ělo spojité spektrum . Jestliže však zářen í je k on cen trovan é hlavně ve sp ek tráln ích ča rá c h , potom n aše m ěření nem ůže být přím o srovn áván o s m ěřením B ortolota, C lausera a Thad-' deuse. E xisten ce vzd álen ých in fra če rv e n ý ch č a r v Galaxii v daleké in fračerv en é oblasti byla nedávno předpověděna několika au tory. Před^ p okládalo se, že čáro v á stru k tu ra in fračerv en éh o sp ek tra nem ůže po ch ázet z in terg alak tick éh o p rostoru, p rotože kosm ický rudý posuv by dával in tegrovan á sp ek tra vzd álen ých g alaxií, ve k terý ch by č á ry byly rozm azané. C hcem e zde pouze podotknout, že ten to předpoklad není vždy správný. Jestliže silná em isní čá ro v á sp ek tra vznikala v p rotog a la k tick ý ch ch lad icích p ro cesech , potom silné em isní čá ry mohou být o ček áván y v sp ek trech g ala x ií ve vyvíjejícím se vesm íru, ovšem jen tehdy, jestliže g a la k tick á form ující ep ocha byla k rá tk á a probíhala sou časn ě. Carový posuv pozorovaný v jakém koliv období by se mohl shodovat s časem g alak tick éh o form ování příslušného m ísta. Jak vesm ír zestárl, čá ry se m ohly posunout k delším vlnovým délkám , a le nepřišly by rozm azané. V raťm e se k in tera k ci k osm ick ých paprsků s tokem zářen í. Tyto in te r a k ce m ají za násled ek dva tro ch u rozdílné jevy. První in te ra k ce k os m ického paprsku n ejvyšší en erg ie s hustým m im ogalak tick ým rad iačn ím polem by vedla k rych lém u snížení největší en erg ie protonu vlivem vytvářen í it-mezonů. Toto by však m ělo za násled ek vzájem né vyloučení m im ogalak tick ých k osm ick ých p ap rsk ových čá s tic a silného rad iačn íh o pole. N edávné výp očty ukazují, že p rim árn í č á s tic e s n ejvyšší en ergií mohou vydržet průchod řádu 10 Mpc rad iačn ím polem , k teré jsme m ěřili. Před nedávnem Gold (C orn ell U n iversity) a Gunn a O strik er (P rin ceto n U n iversity) n aznačili, že p rim árn í v y so k o en erg etick é čá stic e kosm ického zářen í mohou být produkovány galak tick ý m i pulsary. V tom to případě by sam ozřejm ě p od statn á č á s t kosm ického zářen í m ohla m ít lokální původ a ve sk u tečn osti p ro ch ázet m nohem m enším i oblastm i subm ilim etrového zářen í, než se předpokládalo. Pak ovšem n ep latí argu m en t, že k osm ické paprsky proniknou bez oslabení ra d ia č ním polem vzdáleným 10 Mpc. V druhém případě vzniká inverzní Comptonův efekt, při němž se k osm ick ý p aprsek elek tronů srazí s fotony o nízké en ergií a vznikne zářen í X a y. N edávné te o re tick é p rá ce n azn ačily , že velký submilim etrový tok zářen í v dosahu G alaxie by mohl vést k v y tv ářen í g a la k tick ý ch paprsků y, jestliže by vysoká en ergie elek tronů byla produko ván a v oblasti G alaxie. Tok m im o g alak tick ý ch č á stic není tak přílíš velký — jak u kázala G oldova— Gunnova— O strikerova te o rie — a re la tivně nízký m im ogalak tick ý tok zářen í X a y by tak é zů stal ve shodě se zn ačnou intenzitou subm ilim etrové en ergie. Jsm e si nyní jisti, že silný subm ilim etrový tok zářen í v oblasti Ga laxie může h rát velkou roli ve vývoji astro n o m ick ý ch p rocesů . Prozatím však neznám e ani původ tohoto zářen í, ani jeho následky.
F O T O G R A F I C K É SLEDOVÁNÍ S L U N E Č N Í FO. TOSFÉRY F o to g ra fick é sled ován í slu n ečn í fo to sféry je v so u časn é době p o k lá dáno za n ejp řijateln ější trv a lý záznam fo to sfé rick ý ch jevů. Proti za=< k reslov acím m etodám je ry ch le jší, p řesn ější a bez vlivů osobních chyb p ozorovatelů. N egativ je m ožno prom ítnutím zvětšit podle potřeby a je ho m ožno prom ítn out i n a restitu čn í zařízení. D ůležitost fo to g ra fick é h o sledování slu n ečn í fo to sféry ukazují vý= sledky M ezinárodního geofyzikálního roku, M ezinárodní geofyzikální sp olu p ráce i M ezinárodních roků klidného Slunce. Pravid eln é a sy ste m a tick é fo to g ra fick é sledování sluneční fo to sféry m á svou hodnotu pro z p raco v án í jed n otlivých skupin slu n ečn ích skvrn. P roto je nutné fo to g ra fo v a t Slunce, pokud nám to dovolí p ovětrn ostn í podm ínky, alesp o ň d v ak rát denně (n e jlé p e v ra n n ích a pozdních odpo=i led n ích h o d in ách ], V p říp ad ech n áhlého výskytu nebo ry ch léh o vývoje skupin slu n ečn ích sk vrn je nutno zvýšit i p očet exp on ovan ých sním ků S lu nce až n a k ad en ci jedné hodiny. P o zorovací podm ínky, v tom to p řípadě podm ínky pro pořízení fo to g rafick éh o snímku slu n ečn í fo to sféry , jsou k rom ě ob lačn osti závislé na atm o sférick ém neklidu vzduchu. A tm osférick ý neklid vzduchu se p ro jevuje různě intenzívním km itáním čá stí obrazu. H lavní původ je v p ří zem ních v rstv ách zem ské a tm o sféry a "je příčinou n estejn o ro d ý ch nega= tivních obrazů Slunce. A tm osférick ý neklid je tedy způsoben vířivým i pohyby vzduchu v přízem ních vrstv ách . N ejm enší tu rbulence je k rá tc e p řed východem Slunce, potom se velm i ry ch le zvětšu je a zp ravid la v p oledních hodi= n ách dosahuje m axim a. Po m axim u k lesá a dosahuje z ase n ejn ižších hodnot po půlnoci. Často se stá v á , že na obloze n ení jediného m ráčku , a p řece jsou fo to g ra fick é sním ky S lunce šp atn é k vality. Obyčejně to bývá vlivem postupující studené vzduchové vlny. V zásad ě závisí tu r b ulence na dvou vzd uch ových v ln á ch — tep lé a studené. T eplá vzduchová vlna je ch a ra k te riz o v á n a m alým ubýváním tep loty s výškou. K rajin a bývá zam lžen a — zak ouřena. Dohlednost dosahuje sotva několik k ilom etrů. V tak ové vzduchové vlně se netvoří vzestupné vzduchové proudy, n ed och ází k p ro m ích áv án í tep lé a studené vzdu chové hm oty. Proto je tak é n ep atrn ý atm o sférick ý neklid. Za tě ch to podm ínek, vysk ytu jících se obyčejně v an ticy k lo n ě, bývají n egativn í Gbrazy S lu nce velm i dobré kvality, zv láště, vytvoří-li se slabá přízem ní nebo i výšk ová m lha. Studená vzduchová vlna je ch a ra k te riz o v á n a , mimo jiné, ry ch lý m ubýváním tep loty s výškou. V yskytuje se velk á h o rizo n táln í dohlednost, někdy i 50 km a více. Zato atm o sférick ý neklid bývá velm i zn ačn ý a někdy úplně znem ožní fo to g rafo v án í Slunce. A tm osférick ý neklid vzduchu pak přím o pozorujem e na m atn ici tak , že pozorovaný okraj obrazu S lunce je velm i zvlněn, a to tím v íce, čím v ětší je atm o sférick ý neklid. V tak ov éto vzduchové hm otě nebývá an i n ad ěje n a brzké uklid
n ění atm osféry, neboť s ta čí i n ep atrn é vyzařován í půdy, aby vznikaly vzestupné vzduchové proudy p ro m ích áv ající zem skou atm osféru . Z toho je p atrn o , že a tm o sfé rick ý neklid bývá ve dne n ejvětší. P ro je vuje se velm i neblaze p rávě v době, kdy m ám e S lunce vysoko nad obzorem. Podobné potíže, jako je atm o sférick ý neklid vzduchu venku, může způsobit i n ed o sta te čn é větrán í kopule. Po o tev řen í štěrbiny kopule d ochází k prudkém u p rom ícháván í ovzduší hlavně ve štěrbině kopule. Teplý i studený vzduch proudí z kopule (p říp ad n ě do k opu le) přím o p řed objektivem dalekohledu, k terým hodlám e fo to g ra fo v a t Slunce. Správného negativního obrazu slu n ečn í fo to sféry m ůžem e dosáhnout jedině tehdy, bude-li te p lo ta vzduchu v kopuli shodná s venkovní teplotou. Pro p rak tick é ú čely a zp raco v áv án í n egativů sluneční fo to sféry se považuje za n ejp řijateln ější n eg ativ n í obraz S lunce o prům ěru 65 až 75 mm. Tento obraz lze d o cela dobře u m ístit n a fo to g rafick o u desku o velikosti 9 X 1 2 cm . K fo tog rafován í slu n ečn í fo to sféry se n ejlép e hodí věžové sluneční d alekohledy. P ředností tě ch to dalekohledů je m ožnost fo to g rafo v án í S lunce v prim árn ím ohnisku i při sh o ra uvedeném rozm ezí obrazu Slnunce. Používají se hlavně na v ěd eck ý ch ú stavech , zam ěřen ý ch na pozorování Slunce. Jelikož není na lidových h v ězd árn ách vždy k dispozici h elio stat, nebo není dokonce a n i d ostatek potřebného p rostoru, fo to g rafu je se zpravidla S lunce m etodou p ro jek ce v sekundárním ohnisku dalekohledu, tj. za použití vhodné p rojek čn í optiky na m ístě okuláru. Používá-li se sluneční fotokom ory, je nejvhodnější použít kovovou štěrbinovou závěrku. Cen tráln í závěrk y zesilují již tak p řezářen ý střed slunečního kotouče. Objektiv je nutno clon it velm i o p atrn ě, abychom zb ytečn ě n e z trá ce li rozlišovací sch op n ost daného objektivu a aby n ed o ch ázelo ke z b y teč ným ohybovým jevům. Při fotog rafován í sluneční fo to sféry je třeba použít filtru. Volba barvy filtru závisí na b arevn é k o rek ci objektivu a so u časn ě i na volbě vhod ného fotografick éh o m ateriálu . Na lidových h v ězd árn ách jsou p řevážně objektivy pro vizuální pozorování, a tudíž k origovan é ve žluté čá sti sp ek tra. V těch to p říp ad ech je vhodné použít sk len ěn ého fo to g rafick éh o filtru G 2. Velmi vhodný a v so u časn é době dostupný fo to g ra fick ý m a te riá l je deskový diapozitivní ORWO DU 3 o velikosti desek 9 X 1 2 cm 2. E xp ozice je vhodné volit co n ejk ratší, nejlép e o délce k ra tší než jedna setin a vteřin y. Velmi důležité pro zp raco v áv án í sním ků sluneční fo to sféry je, aby na každém sním ku byla vyzn ačen a přím ka, u rču jící sm ěr denního pohybu (viz sním ek S lu n ce ). Tento sm ěr musí být velm i p ečlivě n a staven . Sním ek bez „denního pohybu" nebo se šp atn ě n astaven ým sm ě rem nem á pro další zp raco v áv án í valný sm ysl. Rovněž není žádoucí, aby přím ka u rču jící denní pojiyb p ro tín ala n ěkterou skvrnu. Pro sledování detailů' přím o v jed n otlivých skupinách slu n ečn ích skvrn je nutno fo to g rafo v at jen u rčité čá sti slu n ečn í foto sféry . V těch to p říp ad ech se fotografu je při větším zvětšen í celkového slunečního obrazu jen oblast, ve k te ré je p říslušná aktivní skupina slu n ečn ích skvrn.
S n ím e k S lu n c e s v y z n a č en ý m d en n ím p o h y b e m (27. V il. 1958, 17h00m).
Sním ky vyvolávám e obvykle v u niverzální m etol-h yd roch ln ové vývojce po dobu č ty ř m inut; předpis na tuto vývojku je popsán v Bulletinu pro pozorování Slunce (č . 7 ) . Po desetim inutovém u stálen í se deska pere v m írně tek ou cí vodě po dobu jedné hodiny. V yvolávat jednotlivé sním ky je dobře pokud možno ihned po exponování; je nám tak ihned znám o, zda je sním ek dobrý nebo špatný. Je-11 sním ek šp atn ý, m ám e m ožnost okam žitě exp onovat sním ek náhradn í. Je velkou chybou, exponují-lí se dva sním ky ry ch le za sebou, jak to d ělají n ě k te ré sta n ice . Při tak ové exp ozici se zpravidla stáv á, že šp atn ě n aexpon ovan ý první sním ek je stejný jako sním ek druhý. Jsou-li dobré oba sním ky, pak jeden z nich n em á sm ysl a zb ytečn ě jsm e plýtvali fo to g rafick ý m m a teriálem , k teréh o je stá le ještě n edostatek . Pravý dolní roh fo to g ra fick é desky je nutno ještě před exponováním ozn ačit pořadovým číslem inkoustovou tužkou přím o na emulzi fo to g rafick é desky. Zvyknem e-li si tak to označovat^ každou desku, m ám e tím zajištěn u i trvalou o rie n ta ci obrazu Slunce. Číslo uvedené na fo to g ra fick é d esce nám velm i ry ch le um ožní popsat v ešk erým i daty nejen sam otnou desku, ale i obálku, do k teré fo to g rafick o u desku zasunem e a tak ji archivujem e.
Každý n egativ je nutno oklasifikovat. K lasifik aci n egativů se musí věnovat zvýšená pozornost, hlavně u sta n ic zap o jen ý ch do m ezinárodní sp olu p ráce. K lasifik ace n egativů slu n ečn í fo to sfé ry je ro z člen ě n a do tří stupňů: 1 — sním ek velm i dobrý, 2 — sním ek dobrý a 3 — sním ek špatný. K lasifikačním stupněm 1 (velm i dobrý) smí být o zn ačen jen ten sním ek, k terý m á ostrý nezvlněný okraj obrazu Slunce, m á dobře vidi^ telnou g ran u laci na v íce než polovině p lochy obrazu Slunce, sluneční skvrny i fakule jsou o stré, h ustota negativů je norm ální, em ulze n e g a tivů je be
vaci negativů sluneční fo to sféry o velikosti 9 X 1 2 c m ). Dále zásobuje foto g rafick ý m m ateriálem : deskam i ORWO DU 3 pro fo to g rafo v án í foto= sféry, kinofilm em ORWO HP 1 pro fo to g ra fick é sledování p rotu b eran cí a kinofilm em ORWO HP 2 pro pořizování filtro g ram ů sluneční ch ro m o sféry. Jako další pom oc pozorovatelům S lu n ce vydává nepravid eln ě (asp o ň jednou za ro k ) „B ulletin pro p ozorování S lu n ce11, ve k terém jsou mimo různé organ izačn í zprávy i zprávy nebo člán k y o p ozorování Slunce a evidence pořízeného m ateriálu při sledování sluneční čin n osti za uplynulý rok. V průběhu tohoto roku u sp ořád á h vězdárna ve V alašsk ém M eziříčí spolu s Čs. astro n o m ick o u sp o lečn o stí při ČSAV třídenní praktikum pozorovatelů Slunce, ve k terém budou seznám eni s n ěk terý m i p ozoro vacím i m etodam i, s p rom ěřováním poloh skvrn a *s n ěkterým i druhy zp raco váv án í napozorovanéh o m ateriálu . Během toh oto roku bude rovněž u spořádán II. ce lo stá tn í sem in ář pro p ozorovatele Slunce. Ve snaze evidovat v ešk erá p ozorování Slunce u sk u tečn ěn á na území n ašich republik, ob racím e se na všech ny p ozorovatele S lu n ce s prosbou, aby nejpozději do 5. n ásledujícího m ěsíce zasílali v ešk eré kopie p ro to kolů o p ozorování S lunce na hvězdárnu ve V alašském M eziříčí. Jak jsm e si u kázali, org an izaci pozorování Slunce a evidenci získa= ného m ateriálu je věnována velk á péče. Č tenáře však tak é jistě bude zajím at, jak je ten to rozsáh lý m a te riá l zp raco v áv án a jaké výsledky z něho byly získány. O tom však zase v n ěk terém jiném čísle. Milan
Rybanský:
POZOROVANIE P O L Á R N E J ŽIARY NA L O M N I C K O M Š T Í T E P olárn á žiara sa v n ašich šířk á ch vysk ytu je len zriedkavo. Je to' v lastn ě žiaren ie h o rn ý ch vrstlev atm o sféry , k to rý ch atóm y sú excito v an é zrážk am i s ča stica m i p rich ád zajú cim i zo Slnka. Zem ské m agn etick é pole u sm erňuje pohyb č a stíc tak , aby dopadali do blízkosti m a g n e tic k ých pólov. Iba tie čá stice , k toré m ajú velm i vysokú energiu, móžu vniknúť do atm o sféry vo vSčšej vzd ialenosti od pólu. P reto sa v nízkých šířk ách vyskytujú p o lárn é žiare iba pri zvýšenej ak tivitě na Slnku. Vtedy totiž sú z neho vyvrhované čá s tice s vyšším i energiem i. Je m ožné, že pri m nohých p o lárn ý ch ž ia ra ch u rčitý p o čet č a stíc dosiahne nízké šířky, ale to by m ohli potvrdit iba citlivé fo to m etrick é p řístroje. P olárn é žiare vznikajú p rev ažn e vo v ý šk ách 9 0 — 110 km a maxim um výskytu je okolo 65° g eo m ag n etick ej šířky. Dňa 8. 3. 1970 sm e pozorovali ten to velm i pěkný prírodný úkaz na Lom nickom štíte. Okolo 20. hodiny bolo vidieť na severnom obzore ze^ lenkavú žiaru, avšak m ysleli sm e, že je to svetlom obcí v Polsku ožiarená přízem ná hm la. N eskoršie však bolo jasn é, že ide o polárnu žiaru. O 21h40m SEČ sa objevili na severn ej oblohe světlé pásy zelenej a č e rv e nej farby. Celý obraz sa velm i rý ch lo m ěnil. Doba od vzniku do zániku žiariceh o pásu bola c c a 2 m inúty. Ž iaren ie bolo vidieť n a celom sever-
BESKYDY \(PQÍSKi NOWY TARG
BELANSKÉ
TATRY
nom obzore — asi 120° v azim ute a pásy sa vysk ytovali až do výšky 50° nad obzorem . Pásy z ačín ali vznikat na severozáp ad e a postupné sa rozžiarila celá sev ern á obloha. M aximum úkazu bolo asi o 2 1 h50m SEČ. V m axim ě bolo osvetlenie povrchu řád ové asi tak é, ako při m esačn om splne. O 22h00m SEČ pásy zanikli a asi 30 m inut bolo m ožné pozorovat žiaren ie severn éh o obzoru, n eskoršie aj to to zaniklo.
Je pravděpodobné, že úkaz bolo m ožné pozorovat z v á čše j ča sti nášho územ ia. V m estách bráni však pozorovaniu p ouličně osvetlenie. Sním ka je urobená o 21h45m SEČ (e x p o z ícia 20 sek ., film ORWO — NP 27, clo n a 1 :2 ,8 ). Je n a nej vidieť polárnu žiaru a hviezdy až do štv rtej m agnitúdy. Pre lepšiu orien táciu je n a obrázku v y zn ačen á vid iteln á časť oblohy a územia. Jiří
Bouška:
KOSMONAUTIKA V ROCE 1969* V USA byla vloni vyp uštěna řa d a u m ělých d ru žic pro sp eciáln í účely. Tak 5. če rv n a byl vyp uštěn šestý a poslední geo fy zik áln í sa te lit, OGO 6 (1969-51A ). Ze šesti d ru žic toh oto typu m ěli tři zn ačn ě elip tick é d ráh y (vzhledem k výzkum u zem ské m a g n e to s fé ry ), tři pak přibližně kru hové d ráh y. OGO 6 m á bohatý p ro g ra m — jde celk em o 25 exp erim en tů ; p ře devším slouží k výzkum u ion osféry, e n e rg e tick é h o slu n ečn íh o zářen í, p o lá rn ích září, em is e vysoké zem sk é atm o sféry , m ag n etick éh o pole, e lek trick ý ch polí a rád iovéh o z á ře n í u rčitý ch k m itočtů , k te ré nem ůže být pod io n o sférou za ch y ce n o . Ke studiu z á ře n i byla 18. b řezn a so u časn ě jednou ra k e to u T hor-A gena vyp uštěna tro jic e d ru žic typu OV 1 (O rbiting V e h ic le ): OV 1 — 17 (1 9 6 9 -2 5 A ), OV 1 — 18 (1 9 6 9 -25 B ) a OV 1— 19 (1 9 6 9 -2 5 C ); touže ra k e to u se d o stala na oběžnou d ráh u i d ru žice O rbiscal (1 969-25D ). S atelity se pohybují po přibližně stejn ý ch d ra h á ch s p erigeem asi 400 km a ap ogeem asi 460 km. Dále ve Spojených stá te ch sta rto v a ly dvě družicové sluneční observa= tore, první — OSO 5 (1 9 69-6A ) — již 22. ledna, druhá — OSO 6 (1 9 6 9 68A ] 9. srp n a. Oba sa te lity obíhají kolem Země po m álo v ý střed n ý ch d rah ách (podobně jako dřívější družice tohoto typu] ve vzd álen osti asi 530 km, oběžné doby m ají 95™ a sklony drah k rovníku 33°. Jsou u rčen y ke kom plexním u výzkum u Slunce se zvláštním zam ěřením na m ěřeni frek v en ce a en erg ie slunečního zářen í, jakož i kosm ického zářen í slu nečního původu. Mají tak é p rak tick ý význam v tom , že p oskytly po zn atk y, jak ch rán it kosm onauty před škodlivým zářen ím . Společně s družicí OSO 6 byl vypuštěn i sa te lit PAC-A (1 9 6 9 -6 8 B ), obíhající kolem Země ve vzd álen osti 4 8 6 — 552 km. Z m eteo ro lo g ick ý ch družic sta rto v a la 26. ú nora ESSA 9 (1 9 6 9 -1 6 A J. Na té m ě ř kruhovou p olárn í dráhu ve vzd álen osti asi 1500 km od Země ji vyn esla ra k e ta Thor-D elta. Dne 14. dubna byla vypuštěna m e te o ro lo g ick á družice pro sledování o b lač3 nosti, Nimbus 3 (1 9 6 9 -3 7 A ). Pohybuje se po té m ě ř kruhové polárn í d ráze ve vzdáleností asi 1100 km od zem ského povrchu. S ou časn ě s touto družicí sta rto v a la i S e co r 13 (EGRS 13 — E le ctro n ic and G eodetic Ranging S a te llite ), o zn ačen á 1969-37B ; pohybuje se po podobné d ráze jako Nimbus 3, a jak její název n aznaču je, slouží k u rčo v án í vzd álej ností. Pro výzkum m eziplanetárn íh o pole a zářen í byl vypuštěn sa te lit E xp lo rer 41 (1 9 6 9 -5 3 A ), k terý sta rto v a l 21. červ n a. Pohybuje se po velice p rotáh lé d ráze do vzd álen osti až asi 214 tisíc km a rovina jeho dráhy je tém ěř kolm á k rovině rovníku; oběžná doba je asi 3,3 dne. Dne 23. května byly vypuštěny dvě další družice typu V ela, k teré ‘ P o k ra č o v á n i z m inu lé ho č í s l a (RH 6/1970, st r. 105— 111).
obíhají kolem Země po té m ě ř kruhové d ráze ve vzd álen osti asi 111 000 km. Podávají in fo rm ace o různých druzích zářen í i poblíž Mě síce, M arsu a Venuše. Jejich hlavním úkolem však je re g istra c e ja d e r n ých výbuchů v zem ské atm o sfé ře a případně i v kosm ickém p rostoru; m ohou tak spolehlivě k o n tro lo v at dodržování zákazu zkoušek jad ern ý ch zbraní. Družice typu V ela m ají však i velký význam pro astronom ii, p rotože poskytují důležité údaje o zářen í různých objektů ve vesm íru. K průzkumu rad iačn ích pásů vypustilo am erick é letectv o v polovině března 4 satelity rak eto u A tlas; m ají i vojenský význam . Dne 23. května bylo rak eto u T itan 3 navedeno n a různé oběžné dráhy celk em 5 družic, z nichž 2 jsou sch opn é re g istro v a t tak é zářen í ze slu n ečn ích eru p cí; všech n y tyto družice m ají však hlavně vojenský význam . Dne 12. srp n a byla vypuštěna družice ATS 5 (1 9 6 9 -6 9 A ), k te rá byla um ístěna na s ta cion árn í d ráze nad Tichom ořím . S atelit o váze asi 1 tuny m ěl především za úkol vyzkoušet g ra v ita čn í stab ilizačn í tech n ik u p om ocí svých asi 80 m dlouhých ram en. Z ajím avý biologický pokus m ěl být u sku tečněn p om ocí družice B iosat 3 (1 9 6 9 -5 6 A ). Dne 29. červn a byla tato družice o váze asi 700 kp vyp uštěna na K ennedyho m ysu a na její palubě byla u m ístěna opice z druhu m akaků „B on n y". B yla to jedna z opic, k teré p rod ělali ročn í kosm on autick ý trén in g. Biosat 3 m ěl obíhat po kruhové d ráze ve v zd á len osti 400 km od zem ského povrchu po dobu jednoho m ěsíce (4 6 9 ob le tů ). H lavním úkolem byl biologický a lék ařsk ý výzkum opice ve stavu beztíže po dlouhou dobu. Byly sled ován y četn é fyziologick é funkce a pokus m ohl p řin ést mnoho v elice cen n ý ch poznatků pro dlouhodobé lety kosm onautů. Po n ěkolika d nech však Bonny p ře sta la být „v k o n d ici", a tak bylo rozhodnuto devátého dne po sta rtu dopravit družici n a zem ský povrch. Za několik hodin po p řistán í opice zahynula, p ře devším v důsledku srd ečn íh o selhání, způsobeného beztížným stavem . V Sovětském svazu došlo vloni ke sta rtu dvou m e teo ro lo g ick ý ch dru žic. První, M eteor 1 (1 9 6 9 -2 9 A ), byla vypuštěna 26. března, druhá, M eteor 2 (1969-84A ) 6. října. Obě se pohybují po d rah ách ne příliš odlišných od k ruhových ve vzd álen osti asi 660 km od zem ského po vrch u , a to tém ěř kolmo k zem ském u rovníku. Obě jsou u rčen y pro kom plexní m eteo ro lo g ick á pozorování. V SSSR byly tak é vypuštěny dvě spojové družice typu M olnija 1. První, v poradí již 11 (1 9 6 9 -3 5 A ), s t a r tovala 11. dubna, druhá č. 12 (1 9 6 9 -6 1 A ) 22. červ en ce. Pohybují se po podobných d rah ách jako dřívější sa te lity tohoto typu, p erig ea jsou ve vzd álen osti asi 500 km a ap o g ea ve vzd álen osti a si 40 000 km od z em ského povrchu; jeden oběh vykonají asi za 12 hod. a pohybují se po d rah ách , sk lon ěných k zem ském u rovníku asi 65°. Družice slouží k te lefonickém u rádiovém u spojení a k přenosu program ů ú střed n í sovětsk é televize do sítě Orbita. Také v USA bylo vypuštěno několik telek om u n ik ačn ích družic. Dosud n ejvětší sa te lit pro ten to ú čel sta rto v a l na K ennedyho mysu 9. února. Byl nazván T a c tic a l Com sat 1 (1 9 6 9-13A ) a je první ze série spojových družic, k teré m ají v y tv o řit celosvětovou telekom un ik ačn í síť pro v še ch ny složky ozb rojen ých sil USA. Pro civilní spojové ú čely byly vypuš těn y další družice typu In telsat, k teré finan cu je m ezinárodní sdružení 63 států pro spojové satelity . In telsat 3-F 3 (1969-11A ) byl vypuštěn
V ý ch o d Z em ě n a d m ě s íč n ím o b z o r e m p ři p ř is tá v á n í lu n á rn íh o m odu lu A p o lla 12.
6. ú n ora; je n a sta cio n á rn í d ráze nad Gilbertovými ostrovy a um ožňuje sou časn ě 1200 telefon n ích hovorů v obou sm ěrech m ezi Am erikou a Asií. In telsat 3-F 4 (1 9 6 9-45A ) sta rto v a l 22. k větn a; je n a stacio n árn í d ráze nad A tlan tick ým o ceán em a slouží k telefonním u spojení a p ře nosu televize mezi Evropou a Am erikou. K oncem červ n a však n astala porucha na anténním systém u této d ružice; v druhé polovině srp n a byla závad a od stran ěn a a sa te lit byl opět uveden do provozu. In telsat 3-F 5 (1 9 6 9 -6 4 A ), vypuštěný 26. červ en ce, se pohybuje po zn ačn ě výstředn é d ráze s p erigeem 269 km a apogeem 5400 km. Dne 22. lisopadu byl také vypuštěn britský kom unikační sa te lit S k yn et A (1 9 6 9 -1 0 1 A ); družice je tak též um ístěna na sta cio n á rn í dráze. V loňském ro c e se tak é d ostal na oběžnou dráhu kanad sk ý sate lit Isis A (1 9 6 9 -9 A ), u rčen ý pro výzkum ionosféry. S ta rto v a l 30. ledna v USA a pohybuje se po zn ačn ě výstředn é d ráze s p erigeem 600 km a ap ogeem asi 3500 km nad povrchem zem ským po polárn í dráze. V ro ce 1969 sta rto v a l tak é (8 . listop adu ) první záp adon ěm eck ý satelit Azur 1 (1 9 6 9 -9 7 A ); byl vypuštěn čtyřstu pň ovou rak eto u Scout na W estern T est R ange (V andenberg, K alifo rn ie). D ostal se té m ě ř přesně na předem určen ou polárn í dráhu, zn ačn ě výstředn ou (3 8 6 — 3149 k m ). Projek t této družice se u sku tečňoval od roku 1965 na návrh m inisterstva pro věd ecký výzkum NSR, tech n ick é vedení bylo v rukou G esellsch aft fUr W eltrau m forsch u n g mbH. D ružice, :k te rá stá la 60 miliónů DM, má tv ar v álce na jedné stra n ě s kuželovou špičkou (v ý šk a 113 cm , prů m ěr
O značeni
Jm éno
Stát
1969-1A 1969-2A 1969-4A 1969-5A 1969-6A 1969-9A 1969-UA 1969-14A 1969-16A 1969-18A 1969-29A 1969-30A 1969-35A 1969-37A 1969-37B 1969-43A 1969-45A 1969-51A 1969-53A 1969-56A 1969-58A 1969-59A 1969-61A 1969-64A 1969-67A 1969-68A 1969-69A 1969-83A 1969-84A 1969-85A 1969-86A 1969-87A 1969-88A 1969-97A 1969-99A 1969-101A 1969-110A
V enera 5 V enera 6 Sojuz 4 Sojuz 5 OSO 5 Isis A In te lsat 3-F3 M ariner 6 ESSA 9 Apollo 9 M eteor 1 M ariner 7 M olnija 1-11 Nimbus 3 EGRS 13 Apollo 10 In te lsa t 3-F4 OGO 6 E xplorer 41 B iosat 3 Luna 15 Apollo 11 M olnija 1-12 In te lsa t 3-F5 Zond 7 OSO 6 ATS 5 ESRO 1B M eteor 2 Sojuz 6 Sojuz 7 Sojuz 8 Interkosm os 1 GRS-Azur Apollo 12 Skynet A Interkosm os 2
S SS R SSSR SSS R SSS R USA Kanada USA USA USA USA S SS R USA S SS R USA USA USA USA USA USA USA SSS R USA SSS R USA S SS R USA USA (ESR O ) SSSR SSS R SSSR SSS R SSS R NSR USA Brit. S SS R
Start 5. L 10. I. 14. I. 15. I. 22. I. 30. I. 6. II. 25. II. 26. II. 3. III. 26. III. 27. III. 11. IV. 14. IV. 14. IV. 18. v. 22. v. 5. VI. 21. VI. 29. VI. 13. VII. 16. VII. 22. VII. 26. VII. 8. V III. 9. V III. 12. V III. 1. X. 6. X. 11. X. 12. X. 13. X. 14. X. 8. XI. 14. XI. 22. XI. 25. XII.
P eri geum
Apogeum
P eri Sklon oda
(h e lio ce n trick á drálha) (h e lio ce n trick á dráha) 213 88,8 224 196 212 88,6 536 561 95,6 599 3 525 128,4 35 786 35 809 1 435,4 (h e lio ce n trick á dráha) 1 430 1 505 115,2 176 462 90,0 632 97,9 686 (h e lio ce n trick á dráha) 483 39 595 712,1 1 080 107,4 1 138 1 072 107,3 1 133 (b ary cen trick á drálha) 35 226 35 671 1 418,9 400 1 087 99,6 378 213 849 4 840,0 387 356 92,0 ( dráha kolem M ěsíce) (p řistán í na M ěsíci) 496 39 526 711,0 269 146,7 5 399 (ob let M ěsíce) 491 95,1 553 35 762 36 898 1 463,9 294 91,2 378 619 676 97,6 194 88,8 229 200 217 88,4 215 89,4 278 253 626 93,3 386 3 149 121,9 (p řistán í na M ěsíci) 34 695 36 678 1 431,0 206 1 200 98,5
51,7 51,7 32,9 88,4 1,3 101,8 33,5 81,1 64,9 99,9 99,9 0,5 81,9 83,8 33,5 64,9 30,3 32,9 2,7 85,1 81,2 51,7 51,6 51,6 48,3 102,9 2,4 48,4
76 c m ). Váha družice je 72 kp, z čehož 17 kp p řipadá na věd ecké p ří stroje. P rak tick y celý povrch tě le sa je p okryt více než 5000 slunečním i člán k y, k teré poskytují celk ový výkon 35 W. Družice je u rče n a k m ě řen í nabitých čá stic a m agn etick éh o pole v oblasti van Allenových rad iačn ích pásů. Na výrobě satelitu se podílelo několik záp adon ěm eckých prům yslových podniků a m ěřicí a p a ra tu ry byly vyvinuty řadou v ěd eck ý ch ústavů. Další družici ESRO 1B (1 9 6 9 -8 3 A ), vypustila o rg an izace záp ad oevrop sk ých zemí (E u ro p ean S atellite R esearch O rganisation ) 1. říjn a. S atelit vybavený ap aratu ro u pro atm o sférick o u fyziku se pohyboval po po m ěrně nízké d ráze (2 9 4 — 378 k m ) a zanikl 23. listopadu. Přehled vloni vyp uštěných n ejd ůležitějších um ělých k osm ick ých těles je uveden v tab u lce; pokud jde o dráhové p aram etry , d ochází u nich
Z á b ěr z v n itřk u k a b in y k o s m i c k é lo d i A p o llo 11 s e sa d o u fo t o g r a fi c k ý c h p řístr o jů H a s s e lb la d 500EL/70 s Z eisso v ý m i o b je k t iv y P la n a r 1:2,8, f = 80 m m.
k zm ěnám , a proto jsou uváděny jak ési „prům ěrné hodn oty", nikoliv p o čátečn í. U dat startu se někdy vyskytnou jednodenní odchylky, p ře devším pro am erick é dru žice; je to způsobeno časovým rozdílem mezi Evropou a Am erikou (d en za čín á v U S A 'a s i o V\ dne později než v E v ro p ě). Na závěr n ašeho přehledu se zm iňm e k rá tc e o 20. kongresu M eziná rodní astro n au tick é fed e ra ce , k terý se konal v M ar del P lata (A rg e n tin a ) v říjnu m. r. Na sjezdu byly p řed nesen y též podrobné re fe rá ty o dalším program u Apollo (k te rý m á být u končen v r. 1 9 7 2 ], o stálé lab oratoři na M ěsíci (s níž p o čítají A m eričan é nejpozději do r. 1 9 7 9 ), o am erick é k osm ické sta n ici na oběžné dráze kolem Země (s použitím prázdného třetíh o stupně n osné ra k e ty S atu rn ; v r. 1 9 72/3 by m ěla obíhat Zemi prvni tak ov áto orbitální sta n ice po kruhové dráze ve v ý šce asi 400 km a tříčlen n á posádka by se m ěla stříd at po m ě síci], o re a li z aci am erick é atom ové ra k e ty , a td . Podle zprávy A m erické kom ise pro atom ovou en ergii byly vloni v srpnu ú spěšně dokončeny dlouhodobé zkoušky exp erim entáln íh o jad ern éh o rak etovéh o m otoru, u rčen éh o pro budoucí dlouhodobé lety. Jad ern ý rak eto v ý m otor m á být použit k po honu tře tích stupňů n osných ra k e t pro k osm ické lodi a s jeho p ra k tic kým použitím lze p o číta t v r. 1976. V o sm d esátých letech by ho bylo možno použít pro p řistán í kosm onautů na Marsu. ( Plán p řistání a s tro nautů na M arsu byl vloni v září sch v álen presid en tem N ixonem .) Na kongresu byly též p řed nesen y re fe rá ty o nových pohonných sy stém ech ,
o zd rojích en ergie na k osm ick ých lodích, o b iologických a fy zio lo g ic k ý ch p roblém ech kosm onautiky, o k osm ickém právu aj. Pro nejbližší léta ch y stají A m eričan é hlavně dokončení p rojektu Apollo (k te rý byl však z fin an čn ích důvodů poněkud red u k o v án ], vyslán í d alších au to m atick ý ch sond k M arsu (dvou v r. 1971 a dvou v r. 1 9 7 3 ; p o čítá se jak s m ěkkým p řistáním , tak s um ělou družicí p la n e ty ). V lé te ch 1 9 73/4 by m ěly sta rto v a t sondy k M erkuru a k Jupiteru. Na sjezdu v Mar del P lata se též hovořilo o nejbllžších p lán ech so v ět ské kosm onautiky. Prvořadým cílem je zřejm ě vybudování k osm ické stan ice na oběžné d ráze kolem Země v brzké budoucnosti (m ě ly by ji podle n ěk terý ch náznaků v ytvořit v r. 1 9 70/1 č ty ři lodi typu Sojuz, n a pojené p atrn ě ve tvaru kříže na ce n trá ln í těleso, o něm ž však dosud není nic zn ám o ). Dále se v SSSR zřejm ě p o čítá s dalším i sondam i k M ěsíci a k Venuši. O sovětsk ém kosm ickém program u hovořili tak é vloni v říjnu kos m onauti G. Beregovoj a K. Feo k tisto v při své n ávštěvě USA, kam je p ozval am erick ý kosm onaut F. Borm an, k terý — jak znám o — zase předtím navštívil SSSR. F eo k tistov uvedl pět hlavn ích cílů sovětsk é kosm on autik y: ( 1 ) Vybudovat velkou orbitální stan ici k vědeckém u v ý zkumu vesm íru, k terá by obíhala Zemi na nízké oběžné dráze. ( 2 ) V y n ést do p rostoru au to m atick é astro fy zik áln í lab o rato ře bez posádky, k teré by obíhaly kolem Země ve vzdálenosti n ěkolika se t tisíc kilo m etrů. (3 ) V yslat kosm ick é lodi s lidskou posádkou k M arsu, Venuši a M erkuru. (4 ) Z dokonalit a u to m atick é k osm ické sondy, k teré by m ohly p rozkoum at vzd álen ější planety. (5 ) V ypustit na oběžné dráh y síť au to 1-' m atick ý ch družic ke spojovým účelům a pro předpovídání p očasí. Č aso vé údaje pro jednotlivé cíle uvedeny nebyly, je však zřejm é, že jde jak o úkoly realizovateln é v blízké budoucnosti (n ap ř. 1, 2, 5 ), tak i o p lá ny, k teré a si budou če k a t na usku tečněn í déle (3, 4 ). Jak je vidět, p rogram obou k osm ick ých velm ocí je i pro nejbližší dobu velice bohatý a mohl by být ještě bohatší, dojde-li v budoucnu ke sp olu práci am erick ý ch a so v ětsk ý ch k osm ick ých odborníků.
Co
n ov éh o
v a s t r o n o m ii
PERIODICKÁ
KOMETA
a
P eriod ická kom eta A shbrook—Jackson byla objevena 26. srpna 1948 dvěma astronom y, Jejich ž jm én a nese. Má oběžnou dobu 7,425 roku a byla pozorována i při svých návratech do přísluní v letech 1956 a 1963. Letos byla nalezena Z. M. Pereyrou (Córdoba Obs., A rgentina) na sním ku, expo novaném 154cm reflek to rem v Bosque A legre dne 1. května. V té době byla ned aleko m ísta předpověděného efemeridou v souhvězdí Jižní Koruny a je v ila se jak o difuzní ob jek t 18. hvězdné v elikosti s cen tráln í konden zací a krátkým ohonem. Kometa byla
SHBR
o o
K— I
a
CKS
o
N 1970e
patrně zachycena již na sním cích exponovaných 9. března t. r. M. A. M erzljakova a N. A. B ěljaje v p o čítali elem enty dráhy, přičem ž brali v úvahu poruchy, působené všemi planetam i krom ě Pluta: T co 12 i q e a
= = = = = = =
1971 III. 13,643 EČ 348,8410° 1 2,1491° } 1950,0 12,5275° J 2,284615 0,399720 3,805914 J. B .
Počátkem dubna t. r. byl Ústavu rad iotechniky a elek tron iky ČSAV v Praze dodán atomový e talo n km i to čtu s céziovým paprskem , výrobek kalifo rn sk é firm y H ew lett-Packard (typ 5061 A ], který nesporně p atří ke světové šp ičce kom erčn ě vyrábě ných p řístro jů tohoto druhu. E talo n byl předtím po určitou dobu kontrolován v ženevské pobočce fir my porovnáváním s m ístním e ta lo nem, který ]e trv ale udržován v n e j lepším možném sou hlase s hlavním i hodinam i am erick é N ám ořní observa toře ve W ashingtonu. Přitom byla zm ěřena pom ěrná od chylka k m ito č tu + 2,78X10~12 vzhledem k hlavním hodinám N ám ořní observatoře, což je uspokojivě m éně než to leran ce ± 1 X NOVA
AQ
O nové hvězdě, kterou objevil M. Honda 14. dubna v souhvězdí Orla, jsm e inform ovali již v minulém č ísle {RH 6/1970, str. 116). V cirkulářích M ezinárodní astro n o m ick é unie č. 2237, 2239 a 2242 byla uveřejn ěn a d alší pozorování této novy. Dne 15. dubna fo to grafov al spektrum T. Tsuji (hvězdárna v O kayam ě) 188cm re flek to rem pom ocí sp ektro grafu v oh nisku coudé. Z posuvu absorpčních č a r u rčil ry ch lo st rozpínání 600 km/s. Podle F. M. Stienon a (W arn er & Sw asey O bs.j byly ve spektru z jiš tě ny em isní čáry Balm erovy série vo díku, čáry ionizovaného vápníku [C a II) H a K a d ále zakázan é čáry kyslíku [ 0 7] 6300 a 6363 A, n eu trál ního uhlíku 4267 A, sodíkový dublet a m ultiplety ionizovaného železa (F e I I ) č. 27, 42, 49 a 74. Zakázaná čára dusíku [W II ] o vlnové d élce 5755 A byla slabá. Podle A. P. CowD A L E K O H L E D
1 0 '11 garantovaná výrobcem . Uvedená odchylka km itočtu znam ená, že hodi ny řízené tím to atomovým etalonem se budou předbíhat vzhledem ke zmí něným srovnávacím hodinám o 0,2402 m ikrosekundy denně a o jednu celou tisícin u vteřiny se předběhnou teprve asi za 4163 dní. Pro srovnání s a stro nom ickou veličinou si je š tě uvedme, že 2,78 X 10"12 astr. jed notky odpovídá d élce 417 mm. Od 13 h l 0m SEC dne 8. dubna 1970 jsou etalonem HP 5061 A řízena vysí lání česko slov en ský ch časových s ig nálů OMA a OLB5. Vysoce stabiln ích km itočtů odvozovaných z tohoto e ta lonu plně využívá také časové oddě lení A stronom ického ústavu ČSAV v Praze. V. P t á č e k ILAE
1970
leyové (Univ. of M ichigan) b y la ve spektru novy dne 17. dubna zjištěn a velm i širo k á (25 A) em isní čára B a l merovy série H (3. Ze sním ku, exponovaného M. Matteiem na hvězdárně A gassiz zm ěřil C. Y. Shao (H arvardova hvězdárna] přesnou polohu novy (1950,0): « = 19h22m15,37"
V P alom arském fo to g rafick ém a tla su byla identifikována praenova, je jíž ja sn o st (na „m odrém " sním ku) je 18™ ±1™ . Dne 6. dubna t. r. m usila být ja sn o st novy m enší než 9,5m, m ezi 12. a 23. dubnem byla v rozm ezí 6,5“ — 8,2ni. Podle fo to ele k trick ý ch m ěření Y. Kozaie (T o k ijsk á hvězdár n a) byla ja sn o st novy v době 2 6 .- 2 9 . dubna t. r. v oboru V a si 8,4m, barev ný Index B-V byl + 0 ,5 “ a index U-B = — 0,6“ . J. B.
I T A L S K O U PRO H V E Z } A R N U
Itálie vybuduje v n ejb ližší době n o vou Národní hvězdárnu. O jejím um ís tění nen í dosud přesně rozhodnuto, a le uvažuje se o tře ch m ístech n a S i cílii a o jednom n a italsk é pevnině. Podle plánu má být hvězdárna v pro vozu v roce 1974 a má být vybavena
<5 = + 4 °0 8 '5 0 ,0 ".
NÁRODNÍ
reflektorem o prům ěru zrcad la 350 cm. Hlavním program em má být a stro fyzikální výzkum s e zvláštním důra zem na spektroskopii hvězd a m lho vin. Výstavbu dalekohledu řídí ita l ská národní kom ise pro hvězdárny, jejím ž předsedou je prof. dr. Gugliel-
mo Righini a sek retářem prof. dr. Giuseppe Mannino. Výroba disku pro zrcadlo byla již zadána firm ě Corning v New Yorku, která má bohaté zkušenosti. Sklárny Corning vyrobily např. již před více než 30 lety kotouč pro pětim etrový Haleův re fle k to r hvězdárny na Mt. Palom aru, což je dosud n ejv ětší da lekohled n a světě. Kromě toho doda ly též čtyřm etrový odlitek z tav en é ho křem ene pro zrcadlo dalekohledu královny Alžběty II. v Kanadě a 370cm disk taktéž z taveného křem ene pro re fle k to r Evropské jižn í hvězdárny v Chile. Pro výrobu zrcadlového disku pro novou Italskou národní hvězdárnu použije firm a Corning Glass Works křem ičitanu titania (U .L .E .), což je m ateriál s nejn ižší tepelnou roztažností, který je v sou časné době k dis pozici. Kotouč o prům ěru 350 cm a tloušťky 59 cm (o váze 14 tun] bude n e jv ě tší odlitek pro astronom ick á zrcadla, vyrobený z tohoto nového m ateriálu sklárnam i Corning, a čtvrtý n ejv ětší disk, vyrobený pro astro n o m ické reflektory. Italsk á kom ise pro hvězdárny zvo lila pro zrcadlo n ejv ětšíh o italského dalekohledu křem íčitan titan ia vzhle dem k jeho v yn ik ající rozm ěrové s t á lo sti ve velkém rozsahu teplot (k o e OKAMŽIKY
ficien t tepelné roztažnosti tohoto m a teriálu je 0,0±0,03 X 10“° na stupeň C v rozsahu teplot 5 —35° C). M ateriál prakticky vylučuje problém změny rozm ěrů, způsobené náhlým i zm ěna mi teploty v kopuli, a zajišťu je doko nalý a nezkreslený obraz v d alek o hledu. Výsledný efek t ie, že d alek o hled poskytne astronom ům více č is té ho pozorovacího času, což při ceně velkého dalekohledu není zdaleka za nedbatelný faktor. K řem ičitan titania je průhledný, jednofázový m ateriál o hustotě 2,20 g/cm3, n eo b sah u jící žádné k ry sta lic ké mezivrstvy, k teré by způsobovaly m ikropnutí. Další výhodou m ateriálu je, že usnadňuje konečné leštěn í zrcadlové plochy, a že je odolný proti povětrnostním podmínkám a ch em ic kým čistícím prostředkům . Odlitek pro Italskou národní hvězdárnu bude vyroben podobnou technikou, jako byla použita při výrobě velkých d is ků z tavereého křem ene, tj. budou odlity šestih ran n é kusy o průměru 140 cm, z nichž bude složen celý disk, který bude tavením spojen do definitivního odlitku. Firm a Corning dodá kom pletní odlitek s přední s tr a nou vybroušenou do sférick é plochy, s cen trálním otvorem (systém Cassegrain ) a se spodní stranou rovně zbroušenou. /. B.
VYSÍLÁNI ČASOVÝCH V DUBNU 1 9 7 D
S I G N A h tf
OMA 50 kHz; OMA 2500 kHz; OLB5 3170 kHz; P ra h a 638 kHz (čs. ro zh las); D1Z 4525 kHz (N auen, NDR). — V ysvětlení k tabulce viz ŘH 1/1970 (s. 23). Den 3. 8. 13. 18. 23. 28.
IV. IV. IV. IV. IV. IV.
J. D. 2440 + 679,5 684,5 689,5 694,5 699,5 704,5
OMA 50 0000 0000 0000 9990 0000 0000
OMA 2500 0000 0000 0000 0000 0000 0000
OLB5
P ra h a
D1Z
0012 0012 0012 0012 0012 0012
0000 0000 0000 0000 0000* 0000
9999 9999 9999 9999 9999 9999
TU2TUC 9850 9840 9830 9820 9810 9800
TU1TUC 9696 9665 9635 9604 9575 9547
* 24. dubna večer a 25. dubna ráno byl signál vysílán z kyvadlových hodin. V. P t á č e k RUDA
SKVRNA
V KRÁTERU
Dne 1. dubna 1969 večer získal N. A. Kozyrev na K rym ské observato ri sp ektrografem s malou disperzí
ARISTRACHUS
(500 A u H a ) , řadu spektrogram ů m ěsíčního kráteru A ristarchus. Na jednom z těch to spektrogram ů objevil
spektrum rudé skvrny, um ístěné na vnitřním západním svahu kráteru. M ěření ukazují, že toto spektrum se sk lád á hlavně z širo k ý ch em isních pásů, k teré mohou být spolehlivě P L A N E T K Y
Jako každý rok nám n ejú p ln ější obraz o práci vykonané ve sledování p lanetek poiskytují Minor P lanet Circu lars a Efem eridy m alých p la n e t Během roku 1969 bylo observatoří v C incinnati vydáno 102 planetkových cirk u lářů (od čísla 2921 do 3022). O bsahují jak výsledky poziční ho sledování — přesné polohy m alých planet, tak i údaje o elem entech nově objevených, o zlepšených elem entech již definitivně označených planetek a efem eridy, které jsou spolu s efem eridam i vypočítaným i na jin ých ú sta vech souhrnně vydány Ústavem teo re tick é astronom ie Akademie věd SSSR v Leningradu. Efem eridy m alých p lanet na rok 1970 m ají obvyklou úpravu. U vádějí soupis elem entů drah všech d efinitiv ně označených p lanetek až po 1746 Brouw er, datum opozice s fo togra fickou hvězdnou v elikostí v tomto okam žiku a konečně efem eridy p la netek v pořadí, v jakém p rocházejí opozicí. Pro každou planetku se uvá dí číslo a název planetky, je jí fo to g ra fick á velikost, střed n í anom álie (pro tře tí datum ) a rok posledního pozo rování. Dále pak n ásled u jí pro šest dat h e lio cen trick é polohy (rek tascen ze a d ek lin ace ), h e lio cen trick á vzdá lenost, variace a g eo cen trick á vzdále n o st pro tře tí datum. Převážná č á st efem erid byla vypo čítán a v Ostavu teo retick é astro n o mie, značným počtem p řispěla však také observatoř Litevské s tá tn í uni versity (M. A. D irikis) a observatoř v C incinnati (P. H erget). Efem eridy planetek 836, 1453 a 1602 byly p očí tány v Litevském oddělení Všesvazové astronom ické a geod etické sp o le č ností SSSR (O. Rudyn), dále ve Výpočetním astronom ickém ústavu v H eidelberku (J. S ch u b art) 1221 Amor a na K aliforn sk é universitě v Los Angeles (S. H errick, R. J. Rei-
identifikovány Jako systém m olekuly CN. Na spektrogram u jsou rovněž p o z o r o v a t e ln é úzké em isní pásy, které zřejm ě odpovídají m olekule dusíku N2. _ AŽ 47.179 (1970) V
R O C E
1969
ch e rt a P. C. T iffan y) 1580 Betulia, 1685 Toro a 1566 Icarus. Kromě toho je v publikaci i část o bsah u jící efem eridy jasných planetek ( m 0 < 11,5m) a kon ečně tabulka o s ta vu pozorování m alých planet, kde je uveden soupis planetek, které neby ly pozorovány po roce 1959, nebo by ly pozorovány v méně než 4 opozi cích. Z této tabulky je vidět, že té m ěř 157 planetek můžeme považovat za ztracené. Z planetkových cirkulárů je vidět, že roky 1968 a 1969 byly úspěšné co do počtu objeven ých p lanetek — p ro zatím ně bylo označeno 152 asteroid. P. Wild v Bernu objevil 8 p lan etek označených 1968 HA - HE, SA, SB. Na Krym ské astro fy zik áln í observato ři bylo L. Cernychovou, B. Buraševovou a T. Smirnovovou objeveno c e l kem 140 planetek prozatím ně ozna čen ých 1968 BA - BH, CA - CD, DA DB1, FC - FN , HF - HK1, HL1, HE1, HM1, H N I, KA - KU, MA, OM - OX, TA - TK, UB - UZ, U A Í - U JÍ. V U ccle (B elg ie ) byla objevena 1968 UK1, v Bordeaux 1968 UA a L. Kohoutek v H am burku-Bergedorfu objevil 1968 QA a 1968 QB. Pouze třem planetkám byla přid ě lena definitivní čísla : 1747 = 1947 NH (objevena na Lickově observatoři C. A. W irtanenem ), 1748 = 1966 RA (objeven a P. W íldem v Bernu) a 1749 = 1949 SB = 1941 BR (o b je vena K. Reinmuthem v H eidelbergu). Elem enty a efem eridy těchto p lan e tek vypočítal B. G. Marsden na Smithsonianově astro fy zik áln í observatoří (U SA ). Žádná planetka nebyla po jm enována. V p lanetkových cirk u lářich č. 3001 až 3007 publikoval řed itel observa toře v C incinnati P. H erget index elem entů m alých planet, které byly otisknuty v posled ních 1000 číslech .
je zde zahrnuto 968 elem entů drah planetek již d efinitivně označených a 982 elem entů p lan etek označených prozatím ně (do tohoto počtu je za hrnuto i 634 kruhových drah, které vyp očítali A. Patry — 533 a Mitrinovičová — 101). V Ústavu te o re tic ké astronom ie byly vypočteny elem en ty 459 definitivně označených p lan e tek, v Cíncinnati 501 a 333 elem en tů prozatím ně označených planetek. V íce než 150 drah bylo odvozeno ze 400 identifikací. Na této práci se po
díleli hlavně A. Patry, O. Kippes a C. M. Bardw ell. Planetkové cirk u lé ře č. 3008—3013 obsahují zlepšené elem enty 42 m alých planet, k teré byly původně publiko vány S. G. Makoverem v Bull. ITA (T. XI, No. 9, 132). V čísle ch 3014— 3020 uvádí Marsden zlepšené elem enty a efem eridy asteroid 1932 HA (A pollo), 1936 CA = Adonis, 1937 UB — Her mes, 887 Alinda, 944 Hidalgo, 1006 Lagrangea, 1134 Kepler, 1749 a d al ších 7 nečíslov aných p lanetek. J. Židů
Z lidových hvězdáren o astronomických kroužků VÝCVIK
POZOROVATELŮ
Hvězdárna a planetárium v Brně, K raví hora uspořádá při plnění c e lo státn ího odborného úkolu v době od 17. do 29. srpna 1970 praktikum , jehož cílem je p rak tický i teo retick ý výcvik zájem ců o pozorování pro m ěnných hvězd a další prohloubeni práce pozorovatelů. Na programu p rak tik a je pozorování vybraných zákrytových prom ěnných hvězd bin o kulárním i dalekohledy Som et i a stro nom ickým i dalekohledy a výcvik v astro n o m ick é fo to g rafii. Pozorova-
PROMĚNNÝCH
HVĚZD
te lé budou seznám eni také s pozoro váním pom ocí fo to ele k trick é h o foto metru. V denních hodinách budou studovány n ě k teré te o re tick é otázky sou časného výzkumu prom ěnných hvězd a prováděny redukce a vyhod n ocení pozorování. Z ájem ci mohou se p řih lásit písem ně nebo osobně n ejp o zd ěji do 31. č e r vence na hvězdárně a planetáriu v Brně, odkud jim budou zaslán y po drobné inform ače a příslušné pokyny. Ob.
N o v é knihy a p u b lik a c e • B u lletin č s. a s t r o n o m ic k ý c h ú s ta vů, roC. 21 (1970), číslo 2, obsahuje tyto vědecké p ráce: L. K řivský: Vývoj a prostorová struktura protonové eru pce blízko o k ra je a koronální Jevy (III. K osm ické záření erupce z 18. listopadu 1968) — E. Pajdušáková: Úbytek počtu slu n ečn ích erupcí a skvrn blízko cen tráln íh o m eridiánu — M. K opecký: Příspěvek ke tvaru m otýlkových diagram ů v souvislostí s d ife re n ciá ln í ro ta cí Slu n ce — J. R. W. H eintze a J. Grygar: U rčení tvaru a okrajového ztem nění složek zákrytové prom ěnné hvězdy SZ Cam elopardalis ve sp ek tráln í ob lasti u 4230 A — J. L. S é rs ic : N estabilní grupy galaxií — Z. H orák: M áchov ská in te rp re tace obecné relativity. V šechny p ráce jsou psány anglicky. • W. H aack, W. W endland: V orlesu n g en u b er p a r t i e l le und P fa f fs c h e
D iffe r e n tia lg le ic h u n g e n ( M athem atisch e Reihe Bd. 39). • R. K lotzler: M e h r d im e n s io n a le Var ia tio n s r e c h n u n g , (M athem atische Reihe Bd. 4 4 ); obě vyd. B irkhSuser Verlag, B asel-Stu ttg art, 1969 a 1970, cen a 88,— a 54,— šv. fr. Prvá kniha obsahuje vlastn ě před nášky prof. H aacka v posledním ob dobí jeho působení na T ech nische U niversitat v západním B erlín ě. Ob sah u je přednášky o p arciáln ích a di fe re n ciá ln ích rovnicích, přičem ž je jic h p o je tí se liší od d řív ějšíh o tím , že p arciáln í d ife re n ciáln í rov nice se p íší jak o P faffovy. Jak známo, je obor p arciáln ích d ife re n ciá ln ích rov nic a Pfaffových forem n e o b y čejn ě v eliký a stá le roste novými v ěd ecký mi výsledky. Proto autor č in í z dosa vadního m ateriálu výběr. Kniha se skládá ze tří na sobě pom ěrně n e
závislých č á stí; v prvé se pojednává po krátkém úvodu a důkazu věty Cauchy-K ow alew ského o lin eárn ích d iferen ciáln ích rovnicích druhého ř á du o dvou prom ěnných. Druhá je vě nována lin eárním systém ům prvého řádu o dvou prom ěnných. Tuto kap i tolu napsal z velké č á sti druhý z au torů a je u rčena hlavně studujícím m atem atiky. V tře tí kap itole jsou zařazeny problémy tý k a jíc í se Pfaffových forem a rovnic. Autor zde dokazuje, že lin eárn í p arciáln í d ife re n ciáln í rovnice druhého řádu se mohou zpodobnit ja k o rovnice Pfaffovy, které přes in te g ráln í větu Cartanovu vedou ihned k in tegrálním vztahům. Kniha kon čí úvodem do Hadamardovy teo rie hy p erbolický ch d iferen ciáln ích rovnic druhého řádu. Druhá kniha vyšla rovněž v řad ě m atem atický ch učebnic a m onografií z oboru exak tn ích věd ve stejn ém n ak lad atelstv í. Je jí název přeložen do češtin y je „V íceprostorový v ariačn í p o čet". Mnohé m atem atické d iscip lí ny k lasick éh o ražení jed n o tí dnes řadu látky a ideí, je ž m oderním zpodobněním mohou být zahrnuty do je d noho svazku. To se týk á také v a ria č ního počtu. Z tohoto důvodu byla vydána v posled ních d ese tile tích řada u čebnic zů stáv ajících bud na povrchu o byčejn ý ch přehledů, nebo jd oucích naopak do značné hloubky. Knihu R. K ldtzlera nutno zařad it do druhé skupiny; sp o ju je v sobě dva rozdílné způsoby přístupu k variačním u počtu: (a ) k lasick o u metodu Lagrangeovu a Eulerovu s je jic h zobecněním a (b) „ teo retick o -p o ln í“ — v podstatě v duchu Carathéodorovy m etodiky — při čem ž autor klade hlavně důraz na de Dondeovu-Weylovu in terp retaci pojm u „pole", k te rá vykazuje z ryze an aly tick éh o hled iska řadu předností. Tento oddíl knihy je velm i ovlivněn vlastním i pracem i autorovým i. Kniha je určena n ejen m atem atikům z po volání, studentům m atem atiky, ale i technikům p ra cu jících ve fy z ik á l n ích oborech. K je jím u porozum ění jsou ovšem potřebné základy fu n k cio náln í analýzy, teo rie m íry a v a ria č nímu počtu. K lepším u porozum ění celéh o textu byla p řip ojen a řada vy sv ě tlu jíc íc h případů, aby se pouká
zalo na početn é použití teorie, což autor zdůvodňuje výrokem Carathéodorovým „že v žádné části m atem a tiky není zabývání se speciáln ím i příklady tak užitečn é jak o u počtu v ariačn íh o". Obě knihy jsou vyprave ny stejn ě pěkným způsobem jak o všechny ostatn í, jež v ych ázejí v uve deném n ak lad atelstv í v řadě „M athem atische Reihe“. P íšem e-li zde o tě c h to kn ih ách , je to proto, že je můžeme našim čtenářům , zajím ajícím se hlou b ě ji o m atem atiku, s rad ostí dopo ru čit. jm m • A. Dick: E m m y N o e th er. B eihefte zuř Z e itsch rift „E lem en te der Mathem atik “, B eiheft Nr. 13— 1970. BirkhSuser Verlag, Basel 1970; cen a 14,— šv. fr. — V uvedené sb írce vyšla v letošním roce biografie Emmy Noetherové od A. Dickové z Vídně. Vedle d ůležitých životních dat a událostí obsahuje spis (72 s tr.J c h a ra k te risti ku osobnosti této v y n ik ající ženym atem atičky , n e m a jící v m inulosti ani v přítom nosti soupeřky, ž ijíc í v létech 1882— 1935, p ra cu jící do roku 1933 na universitě v G čttingen, m ístě velm i proslulém působením velkých m atem atických osobností a líh n í bu doucích m atem atický ch kap acit. Noetherová byla zvláštní zjev, rysů povíce m užských, nebyla n ě ja k hezká nebo dokonce krásn á, spíše siln á a hlučná, dobrá a hum orná, avšak ve skrze sym p aticky a moudře vyhlíže jíc í žena. B yla židovského původu, je jí otec byl sám profesorem m ate m atiky. Již za svých studií na uni v ersitě m ěla p říležitost setk a t se s v yn ik ajícím i m atem atiky a je jic h pracem i, H ilbertem , Kleinem a F i scherem , k te ří ji vysoce cen ili pro je jí zcela neobvyklé ab strak tn í m yš lení a nadání. V G Sttingen se N. roku 1919 habilitov ala, kdy k oddělení m atem atiky p atřili p rofesoři Courant, Debye, H ilbert, K lein, Landau, Brandtl, Runge, Voigt a j. Od této doby nebyla N. pouhou u n iv ersitn í docentkou, ale tvůrčí m atem atičkou, se kterou n ejen že diskutovali v šichni v y n ik a jící m a tem atici gSttingen skéh o m atem atick é ho kruhu, ale používali je jíc h rad a m yšlenek, jež byly tak podivuhodně ab strak tn í a přesné. Tak ve známém dvousvazkovém díle B. L. van der
W aerdena „U čebnice a l g e b r y v 7. vydáni p řip oju je autor k názvu díla „za pom oc! před nášek E. A rtina a E. N oetherové'1. — Ze m ěla N. žáky z celéh o světa, je p ochopitelné. Rov něž byla často zvána do ciziny. V zim. sem . 1928/29 p řed nášela jak o hostu jíc í p rofeso r v Moskvě. V Praze m ěla na pozvání n ěm eckých vědeckých kruhů přednášku v ro ce 1929 pod názvem „Id eald ifferen tiatio n und Diffe re n te “. — V ro ce 1933 po nástupu H itlerově byla zbavena své profesury a vyhnána na dlažbu. Zbývalo jí je n o b rá tiť se do A m eriky, ale ani tam nebylo tehdy d o statek m íst. Tak se sta la po d elší době a za pom oci velm i vlivných osobností, jak ý m i b yli E in stein a W eyl, h o stu jící profesorkou v Bryn Mawr College, což je m ísto sice blízko Princentonu, avšak nem a jíc í pochopitelně jeh o věhlasu. Tam ta k é v ro ce 1935 zem řela. — A čkoliv nebyla v d id aktickém slova sm yslu tou n e jle p ší u čitelkou , dovedla n a opak svým abstraktním m yšlením je dinečným způsobem zapůsobit na m yšlení svých nadaných žáků, k te ří svým in telek tem dovedli m atem atic kou d isciplínu dále ro zv íjet až do dnes ta k propracovaného stavu. T aké česk á m oderní věda m atem atická vděčí E. N oetherové za svůj rozkvět. P ro feso r K ořínek, náš přední algebraik, věnoval proto v ro ce 1935 E. N oetherové vzpomínku v Časopisu pro pěstování m atem atiky a fyziky. Koho bude zajím at vědět více o živo-
tě N. a dozvědět se o m atem atickém světě v góttingen ském prostřed í z kon ce m inulého a z prvé třetin y tohoto sto letí, nechť si p řečte sp isek, 0 něm ž zde referov áno. jm m • L. Nový a J. Šm olka: I s a a c N ew ton . N akl. Orbis, Praha 1969; str. 196, brož. Kčs 12,— . — V edici „P o rtréty ", jak o 36. svazek, vydalo n ak lad atelstv í Orbis m onografii o životě a obsáhlém vědeckém díle gen iálníh o an g lickéh o astronom a, fyzika a m atem atika Isa a c a Newtona (1 6 4 2 — 1728). Newton byl jedním z těch , k te ří n e jv íce p ři spěli ke vzniku a k dovršení vítězství nové vědy a v tisk li revolučním p ře měnám osobitý ráz (str. 15 ]. Mono g rafie nám p řibližu je vědeckou revo lu ci 17. sto letí, jejím ž výsledkem byl vznik nové vědy a nového typu vě deckého pracovníka. V d alší kap itolé se seznam ujem e s podm ínkam i v ědec ké p ráce v A nglii v tom to období, p ře devším v Oxfordu a v Cambridgi. K apitoly 3.—7. jsou věnovány New tonovu životu, jeh o p ráci vědecké 1 čin n o sti v eřejn é. Druhá č á st m ono g rafie obsahuje ukázky z Newtono va díla, n ě k teré dopisy, zkrácený překlad úvodních č á stí P rincipií, ukáz ku z Optiky a z Brevia ch ro n ica . . . , jak ož i ohlasy Newtonovy osobnosti a jeh o díla (E u ler, V oltaire, L aplace, Marx, E ngels, E in stein a j.) . Mono g rafie je doplněna přehledem nejdůle ž itě jš í literatu ry , jm enným r e js t ř í kem a řadou velm i zajím avých dobo vých ilu strací. J. B.
U k a z y na o b l o z e v s r p n u S lu n c e vychází 1. srpna ve 4h28m, zapadá v 19h43m. o ne 31 . srpna vy chází v 5hl3™ zapadá v 18h47m. B ě hem srpna se zkrátí d élka dne o 1 hod. 41 m in. a polední výška Slu nce nad obzorem se zm enší o 9°. V n o ci z 31. srpna na 1. září n astan e p rsten cové zatm ěni Slu nce, k te ré však ne bude u nás vid itelné ani jak o č á s te č n é; oblast v id itelnosti leží v již n í č á sti Tichého oceánu. M ě s í c je 2. srpna v 7h v novu, 10. srpna v 10h v první čtvrti, 17. srpna ve 4h v úplňku, 23. srpna ve 22h v po sled ní čtv rti a 31. srpna ve 23h opět v novu. V přízem í bude M ěsíc dne
17. srpna, v odzemí 3. a 31. srpna. Při úplňku 17. srpna n astan e čá ste čn é zatm ění M ěsíce, k te ré bude m ít tento průběh: začátek polostínového zatm ě ní 2h06m, začátek čá stečn éh o zatm ě ní 3 h l7 m, střed zatm ění 4h23m; západ M ěsíce 4h55m. V elik o st zatm ění bude 0,413 (v jed n o tkách m ěsíčn ího prů m ěru ). Během srpna dojde ke dvěma apulsům M ěsíce s jasn ým i hvězdami: dne 4. V III. v 0>> s Regulem a 12. V III. ve 2h s A ntarem . V n oci z 27. na 28. srpna n astan e zákryt ja s n ě jš í (3,7™) hvězdy x Gem inorum ; v Praze nastává vstup ve 2h27m a výstup ve 2h57m, v Hodoníně vstup ve 2h21m, výstup
ve 2h59m. V srpnu nastanou k o n ju n k ce M ěsíce s těm ito p lanetam i: dne 4. V III. ve 14h s M erkurem, 6. V III. v l l h s VenuSí, 7. V III. v 5h s U ra nem, 9. V III. ve 3h s Jupiterem , 11. V III. v 9h s Neptunem a 23. V III. v l l h se Saturnem . M erk u r Je večer k rá tce po západu S lu n ce nad severozápadním obzorem. N ejvětší východní elon g ace planety n astan e 16. srpna, kdy bude ve vzdá len o sti 27° od Slu nce. Počátkem srp na M erkur zapadá ve 20h38m, v polo vině m ěsíce ve 20tl02n> a koncem m ě s íce v 18t>56h, tedy tém ěř sou časně
se Sluncem . Jasn o st planety se během srp na zm enšuje z 0,0m na + l , 2 m. Dne 15. srpna Je M erkur v odsluní. V en u še je na večern í obloze k rátce po západu Slu n ce. P očátkem srpna zapadá ve 21h14m, koncem m ěsíce již v 19h57m. Jasn o st Venuše se během srpna zvětšu je z — 3,7 m na —4,0m. Dne 14. srpna n astan e ko n ju n k ce Ve nuše s Uranem , dne 31. srpna v 6h těsn á ko n ju n k ce Venuše se Spikou, při níž bude vzdálenost obou tě le s pouze asi 0,2°. M ars nen í v srpnu pozorovatelný, protože je 2. V III. v .konju nkci se
Sluncem . P lan eta se pohybuje sou hvězdími Raka a Lva. Ju p ite r je v souhvězdí Panny a je viditelný je n zvečera k rá tce po zápa du Slu nce. P očátkem srpna zapadá vo 22h22m, koncem m ěsíce již ve 20h 32m. P lan eta má ja sn o st asi — 1,4™. S atu rn se pohybuje souhvězdími B e rana a Býka a je nad obzorem od ve čern ích hodin. Počátkem m ěsíce vy chází ve 23hl 6 m, koncem srpna již ve 21h23m. N ejvýhodnější pozorovací podmínky jsou v ran ních hodinách, kdy planeta kulm inuje. Jasn o st S atu r na se během srpna zvětšu je z + 0,5m na + 0,3m. U ran je v souhvězdí Panny a pro blízkost u Slu nce není pozorovatelný. N eptu n je v souhvězdí Vah v nevý hodné poloze k pozorování, protože zapadá ve v ečern ích hodinách. P la n e tk y . Dne 29. srpna nastane opozice P allas se Sluncem . Po celý m ěsíc se pohybuje souhvězdím P eg a sa a můžeme ji vyhledat podle připo je n é mapky (podle L’A stronom ie). Má jasn o st asi 9,7®. M eteo ry . Maximum čin nosti m eteo rick ého ro je Perseid nastane ve ve čern ích hodinách 12. srpna (m axim ál ní hodinová frekv en ce asi 50 m eteo rů ); pozorování však bude značně rušit M ěsíc k rátce po první čtvrti. V srpnu má také maximum čin nosti řada slab ý ch rojů: § — Cetid 1. V III., a — Piscid Austr. 2. V III. N S — Akvarid, N i — Akvarid, S t Akvarid a Pegasid 3. V III., Cygnid-Cepheid 15. V III. a x — Cygnid 19. srpna. /. B. • Prodám bezvadný o b je k ti v „M e o p a r " 4,5/180 a r e f r a k t o r 0 110 mm, f = 1250 mm se c l on a m i a p r o j e k č n ím z a ř í ze n ím pro po zor ov án í Slu n c e. — Ja rosl a v M al ijo vs ký , 572/b, Nové Město n. Met. • Koupím p ara bo l, zrc a d l o po hlin ikované, D = 150 mm, f = 900 : 1200 mm. — D. Klimeš, Gork éh o 260, Trutnov.
OBSAH: M. Harwit: V zdálen á in f r a č e r v e n á em ise n o č n í ob lo hy — M. N eu b au er: F o t o g r a f i c k é sled o v án i s l u n e č n í fo t o s f é r y — M. R yban sk ý: Pozo rovan ie p o l á rn e j žiary na Lo m n ick om š t íte — J. Bo ušk a: K osm on au tik a v ro c e 1969 ( p o k r a č o v á n í) — Co no vé ho v a s t r o nomii — Z lidový ch h vězd áren a ast r o n o m i c k ý c h kr o u žků — Nové knihy a p u b l i k a c e — Okazy na oblo ze v srpnu
CONTENTS M. Harwit: F a r I n f r a r e d Em iss ion of the Nig h t Sk y — M. N eu bau er : P ho to g rap h ic I n v e st ig a tio n of S o la r P h o t o sp h e re — M. R yban sk ý: Observa tion of P olar Au rora on M arc h 8, 1970 a t the Obse rvátory Lom n ic k ý S t ít — J. Boušk a: Astron au tl c s in th e Y ear 1969 (c o n t.) — News in Ast ro nomy — F r o m th e Public O b ser vato ries and A stro n o m ic al Clubs — New Books and P u b lic a tlo n s — P hen om en a in August
COflEP/KAHHE M.
ra p B H T :
H H (j)p a K p a c H o e
H oiH oro H eda T o r p a < j) H > ie c K n e
—
M.
H B J íy ^ e H H e
H o fi6 a y 3 p :
H C C J ie flO B a H H H
3>o-
c o J iH e i-
H O ii 4>OTOC(}>«pbl — M . PblĎaHCKH: H aĎ.nofleH H e n o jia p H o ro chsihhb 8 -r o M a p T a 1970 r. Ha .T o m h h u k o m IIlTHTe — H . E o y u iK a : KoCMOHaBTHKa b 1969 r o a y (n p o ao ^ w eH H e) — I t o h o b o io B a C T p O H O M H H — 113 H a p O S H .IX C 6 c e p B a T O p H Íi II a C T p O H O M H q e C K H X K p y í K K O B — H oBbie K H H T H l i ny6.fiH K a'uiH — H b jic h h h Ha H e 6 e b a B r y c T e
RlSl hvězd říd l re d a k č n í ra d a : J. M. M ohr [v ed o u c! r e d .j, Jiř í B ou ška (v ý k o n r e d .), J. G rygar, O. H lad, F . K adavý, M. K o p eck ý , B. M a ieč ek , L. M iter, O. Obflrka, J. S to h l; ta j. red . E. V o kalo v á, te ch n . red . V. S u ch á n k o v á . V ydává m in iste rstv o k u ltu ry v n a k la d a te ls tv í O rbis, n. p., V in o h ra d sk á 48, P ra h a 2. T isk n e S tá tn í tisk á rn a , n. p., závod 2, S le z sk á 13, P ra h a 2. V y ch á z í 1 2 k rá t ro č n ě , c e n a Je d n o tliv éh o v ý tisk u K čs 2,50, ro č n í p ře d p la tn é K čs 30,— . R o z šiřu je P ošto vn í n ovin ová slu žb a. In fo rm a ce o p ře d p la tn ém podá a o b je d n á v k y p řijím á k ažd á p o šta 1 d o ru č o v a tel. O b jedn ávky do z a h ra n ič í v y řiz u je PNS — ú stře d n í ex p ed ice tisk u , odd. vývoz tisk u , Jin d ř išs k á 14, P rah a 1. P řísp ě v k y z a s íle jte n a re d a k c i Ř íše hvězd, Šv éd sk á 8, P rah a 5, te l. 54 03 95. R ukopisy a o b rá z k y se n e v r a c e jí, za odbornou sp rá v n o st odpovídá a u to r. — T oto č ís lo bylo dáno do tisk u 26. kv ětn a, vyšlo v č e r v e n c i 1970.
A stron au t A ldrln in s ta lu je na m ěsíč n ím p o v rch u s e is m o m e t r , v p ra v o v p o z a d í je lu n árn í m od u l A p o lla 11. — Na č tv r té str. o b á lk y je p o h le d na Z em í z p a lu b y A p o lla 11.
