Uuasi stelární extragalaktické objel nuace COSPAR ve Vídni - Rekons látky a..organisované" struktury

Uuasi stelárn í extrag alak tick é objel nU ace COSPAR ve Vídni - Rekons látky a ..organisované" struktury

— Lunar Orbiter 1 — Zasedáni o ce petřínské hvězdárny — Organ Heorltech — Co nnvého v astrom

A m er ič tí a s tr o n a u te C h a r le s C o n ra d a R ic h a r d G ordon d o s á h li v srp n u t. r. s k o s m ic k o u lo d í G em in i 11 d o s u d n e jv ě t š í v ý š k y n a d z e m s k ý m p o v r c h e m — t é m ě ř 1400 k m . Z v ý š e k 1000— 1370 k m p o ř íd ili t é ž s é r ii sn ím k ů Z em ě, z n ic h ž je d e n r e p r o d u k u je m e . B yl e x p o n o v á n z v ý š k y 1370 k m a je n a n ě m z a c h y c e n o v le v o R u d é m o ř e , v p ra v o č á s t I n d i c k é h o o c e á n u , n a h o ř e A d en a Je m e n , č á s t S a u d s k é A rá b ie, v d o ln í p o lo v in ě sn ím k u j e s e v e r n í č á s t E tio p ie a S o m á ls k a . L e t G em in i 11 b y l p ř e d p o s le d n ím t é t o s é r i e a již v p r o s in c i t. r. m á b ý t n a d rá h u k o le m Z em ě v y s lá n a p rv n í k o s m i c k á lo ď A p o llo . N a p rv n í str. o b á lk y ŘH 9 /1 9 6 6 js m e o t is k l i s n ím e k Z em ě, z ís k a n ý s o v ě ts k o u d ru ž ic í M oln ija 1. N a p rv n í str. o b á lk y t o h o to č í s l a j e f o t o g r a f i e č á s t i m ě s íč n íh o p o v rc h u a Z em ě, e x p o n o v a n á a m e r ic k o u m ě s íč n í so n d o u L u n ar O rbiter 1 ze v z d á le n o s ti 384 000 k m . V h o r n í č á s t i s r p k u Z e m ě je E v ro p a , u p r o s tř e d v ý ­ c h o d n í p o b ř e ž í USA a v d o ln í č á s t i již n í A m er ik a . P ov rch Z em ě j e z v a ln é č á s t i z a k r y t m ra k y .

©

— N akladatelství Orbis, n. p. — 1966

R o č . 4 7 ( 1 9 6 6 ) č . 11

Ř íš e h v ě z d

Luboš

Kohoutek:

QUASI-STELÁRNÍ e x t r a OBJEKTY 2.

TICHÉ

g a la k tic k é

QUASARY

Dosavadní historie výzkumu quasi-stelárních extragalaktický ch objek­ tů je plna překvapení, neočekávaných objevů a převratných hypotéz. S je jic h výčtem n ejsm e po prvním článku tohoto seriálu * ani zdaleka u konce. Před necelým i dvěma roky nalezli A. R. Sandage a R. Véron v rám ci identifikačního programu pro quasary z cela náhodou objekty, k teré neodpovídají poloze žádného intenzivního rádiového zdroje, ale k teré m a jí značný ultrafialový exces. První čtyři objekty tohoto druhu se vyskytly na d eskách zam ěřených na zdroj 3C194, 3C205, 3C225 a 3C280. Podstata těch to „cizích hvězd“ (v angl. „interlopers“, ja k je n a­ zývá Sandage) zůstala po n ěkolik m ěsíců nevyjasněna. Když však pro­ gram hledání optických obrazů siln ých rádiových zdrojů přešel na ši­ roké pole 48palcové Schmidtovy komory a bylo nalezeno mnoho dal­ ších „interloperů" se značným ultrafialovým excesem , katalogizovaných pod zkratkou BSO — z angl. blue ste lla r objects (modré hvězdné objek­ ty ), bylo nutné uvedené objekty někam zařadit. Po pravdě řečeno, studiem modrých hvězd ve vysokých galak tický ch šířk ách se zabývala od třicátý ch le t řada astronomů, zejm éna Malmquist [1927, 1936), Zwioky (1947 a později), Luyten (1953— 1956), Iriarte a Chavira (1957—1958), Haro a Luyten (1958— 1960). Z jistili především velkou třídu m odrých hvězd, k teré se vyskytují v g alaktickém halo. Mezi nimi se též objevují eruptivní proměnné typu U G em a SS Cyg, kterým se BSO svým barevným indexem B-V a U-B n ejv íce blíží: byly tedy neznámé modré hvězdné objekty náhodou n alezen é v programu id entifikace quasarů předběžně zařazeny mezi ně. Ne na dlouho — Sandageův obsáhlý článek, v y ch ázející v Astrophysical Journal v polovině r. 1965, znam ená v řešen í této otázky úplný zvrat. Autor v něm tvrdí, že většina slabých m odrých objektů ve vysokých g alak tický ch šířk ách jsou pravděpodobně su p ersv ítiv é g a la x ie s v elm i zn ačn ý m rudým p o s u ­ vem . A protože v rádiovém oboru na frekven ci 178 MHz na rozdíl od quasarů nezáří (do meze používaného katalogu 3C, k terá je asi 1CT25 W/m2 H z), jsou rádiově „tich é", vyskytlo se pro tyto objekty označení „t ic h é g a l a x i e „t ic h é q u a s a r y “ nebo podle Sandage „ q u a si-stelá rn í g a* Viz Říše hvězd 5/1966, str. 81.

la x ie “ (Q SG J. Sandage dokazuje existen ci této nové třídy ex tra g a la k tic­ kých objektů na základě studia je jic h barev, podle funkce četnosti a funk­ ce četnosti modrých g alak tický ch hvězd, a ze studia je jic h spekter, zejm éna mimořádně velkých rudých posuvů. Sandage především srovnával polohu na dvoubarevném diagramu U-B vers. B-V (1 ) znám ých quasarů (tehdy 44 případů) a [2 ) modrých o b jek ­ tů v intervalu magnitud 9m < B < 19m, nalezených při různých přehlíd­ kách ve vysokých galak tický ch šířkách. Asi polovina quasarů leží pod přímkou pro záření černéhp tělesa, obsazenou ja k známo zejm éna bílý­ mi trpaslíky, druhá polovina leží nad touto přímkou v oblasti starý ch nov, proměnných typu S S Cyg, U G em a Z And. Modré objekty ve vy­ sokých galak tický ch šířkách a ja s n ě jš í než 14™ jsou hvězdy rozličných typů, zahrnujících bílé trpaslíky, horké podtrpaslíky, hvězdy horizon­ táln í větve a hvězdy s kombinovaným spektrem . To ukázala velká řada již d řívějších studií. Zcela jinou polohu na uvedeném barevném dia­ gramu však m ají modré objekty sla b š í než 15m, ja k z jistil v r. 1962 Klembla V únoru 1965 provedli Véron a Sandage foto elek trick á pozorování asi 30 svých BSO a nalezli, že většina z nich má barevné indexy zcela podobné quasarům. Oba autoři tak dospěli k následujícím u obrazu: Modré objekty ja sn ě jší než 14,5m jsou hvězdy patřící ke galaktickém u halo, lum inozitní třídy l i l — V; slabší než 15,5m se kupí v okolí přímky pro záření černého tělesa a nad ní a podobají se svými fotom atrickým i vlastnostm i quasarům. Zdá se, jak o bychom od 15m začín ali opouštět hvěídy naší Galaxie a dostávali se k extragalaktickým objektům. Uvedený názor je dokládán studiem součtů modrých objektů do dané magnitudy. Haro-Luytenův katalog obsahuje 8746 modrých hvězd do mez­ ně foto g rafick é magnitudy l S m, nalezených na 2000 čtv erečn ích stup­ ních v oblasti jižního g alaktickéh o pólu a v jeho okolí Závislost loga­ ritmu počtu ob.ektů do magnitudy m na magnitudě má dvě přímkové části, přičem ž jDjí podstatnou vlastností je nápadná změna strm osti prá­ vě u mpg ~ 15. Zatímco do 13m roste počet modrých hvězd s násled ující magnitudou asi s násobkem 1,2 od 1 m až do maze katalogu, je podíl počtu objektů dvou sousedních magnitud asi 2,4. Tuto skutečnost lze sotva vysvětlit existencí jediné třídy objektů ; pak by totiž muselo dojít ke značné změně gradientu je jic h prostorové hustoty, a to n ejen u 15m, ale i někde za 19m, což se dosud nepozorovalo u žádné třídy g a la k tic­ kých hvězd. Mohou být ovšem postulovány dvě třídy g alak tický ch hvězd: absolutně ja sn ější s menši strm ostí, a absolutně s'ab ší (tSm ěř výlučně hvězdy typu S S Cyg, U G em a staré novy) se strm ostí větší. Uvedenou druhou možnost však Sandage odmítá, resp. tvrdí, že dochází k překrý­ vání hvězd g alaktického halo n egalaktickým i objekty, z ačín ajícím i se podstatněji projevovat od 15m, quasi-stelárním i galaxiem i. Pom ěr počtu hvězd g alaktického halo ke QSG odhaduje tak to : do m ezné magnitudy 12m: 26,3; do 14m: 4,1; do 16m; 0,10; do 18m: 0,10. Jsou-li modré objekty slabší než 16ra převážně extrag alak tick é, proč je jic h počet neroste s magnitudou s násobkem 4, jak vychází pro nor­ m ální galaxie v této oblasti m agnitud? Sandageův m atem aticky podlož jn ý výk ad tohoto faktu se zdá být dost přesvědčivý: QSG m ají značně větší absolutní svítivost než galaxie ve stejn é oblasti magnitud, pozoru­

jem e je tedy do větších vzdáleností, kde se Již projeví mimořádně velký rudý posuv a sníží strm ost je jic h funkce četnosti. M ají-li neznám é BSO velký rudý posuv — to je možné z jistit. Zatím byly pořízeny špektrogram y vybraných šesti slabých modrých objektů. Jeden z n ich je hvězda v Galaxii, u kazu jící absorpční čáry vodíku a m a­ lou radiální ry ch lost; u dvou bylo pozorováno pouze sp ojité spektrum , k teré m ěření rudého posuvu neumožňuje (sah á však daleko do fialové oblasti, jako např. u řady quasarů, 3C1S6 a j.J ; další objekt, T on 730 (z katalogu observatoře v Tonantzintla) je extragalaktický s ostrými zakázaným i čaram i a se širokým i vodíkovými čaram i, ukazující rudý posuv z = AX/Xq = 0,088. Pozorování tohoto objektu však nemůže být průkazné pro ověření hypotézy o stelárn ě se jev ících galaxiích, proto­ že optický obraz Ton 730 je poněkud difuzní a objekt se tedy jev í jako mimořádně kom paktní galaxie. U dvou posledních objektů, BSO 1 a T on 256, k teré se svým vzhledem naprosto n eliší od obrazů hvězd, uká­ zala spektra opět intenzívní zakázané čáry a em isní čáry vodíku, z je ­ jich ž polohy vychází rudý posuv XA/Xq = 1,24 a XA/Xq = 0,13. Sp ektrál­ ně se oba objekty podobají quasarům, avšak rádiově n ezáří: jsou to první rádiově „ tich é " quasary, qu asi-stelárn í galaxie. Zajím avá je otázka poměru počtu qu asi-stelárních g alaxií vzhledem ke quasarům. Sandage je j odhaduje za předpokladu, že většina modrých objektů slabších než 16m v Haro-Luytenově katalogu jsou skutečně QSG. Tak např. počet QSG ja sn ě jších než 20m na 1 čtv erečn í stupeň bude 8,7 (při Qo = 0) nebo 7,3 (při q 0 = 1 ) ; ja sn ě jších než 23m, což je mez pro n ejv ětší dalekohled a dosud používané foto g rafick é em ulze: 60,3 (při (jo = 0) a 20,2 (při
bílé trpaslíky a ovšem QSS a QSG. Použili nej věrohodnější param etry prostorového rozložení všech h v ěz d n ý c h objektů této sm ěsi a odvodili celkový integrální součet zcela podobného průběhu, jak ý ukazuje HaroLuytenův 'katalog. Je tedy více než pravděpodobné, že podstatnou čá stí objektů HaroLuytenova katalogu slabších než 15m a ja sn ějších než 19m jsou různé g alak tick é hvězdy a ne qu asi-stelární g alaxie nebo jin é ex trag alak tick é objekty. Počet g alaxií v tomto intervalu magnitud rozhodně nepřesáhne 20 % počtu hvězd, patrně bude je ště menší. Pro d efinitivní oddělení obou typů objektů by mohlo sloužit pečlivé studium vlastních pohybů. G alak­ tické hvězdy v této oblasti (převážně bílí trp aslíci] nebudou od Slunce dále než asi 500 ps a lze u nich očekávat ročn í vlastní pohyb nejm éně

0 ,01 ".

Uvedená diskuse však n ijak nepopírá existen ci extragalaktický ch objektů, k teré vypadají i na deskách pořízených největším i přístroji ja k o hvězdy, a k teré rádiově dostatečně intenzívně nezáří — pouze re ­ dukuje je jic h předpokládaný počet. Zbývá je ště otázka vztahu tichých quasarů k e quasarům „rádiovým11 nebo k jiným extragalaktickým o b jek ­ tům. Kinman (1966), objevitel třetího tichého quasaru /PH L 938, V = = 17,16, z = 1,93), je přesvědčen, že u quasarů existu je široký rozsah poměru rádiového a optického toku energie, a že tedy je vhodnější považovat tiché quasary za případ m álo rádiově zářících quasi-stelárních rádiových zdrojů. O velkém rozsahu optického záření quasarů jsou, zdá se, d ostatečné důkazy. Je-li rudý posuv skutečně mírou vzdálenosti, pak by měla s rostoucí hodnotou z růst i zdánlivá magnituda. Quasar 3C9, nebo ještě později objevený zdroj 0106 + 01 (číslo v katalogu r á ­ diové observatoře v Parkesu, V = 18,39, z = 2,107; E. Marg. Burbidge, 1966) m ají zhruba stejnou zdánlivbu magnitudu jako 3C47, avšak v hod­ notě z se podstatně liš í; je jic h absolutní svítivosti jsou tedy značně odlišné. t Vztahem tichých quasarů k jiným objektům a vůbec prioritou objevu tichých quasarů se k onečně zabývá významná práce F. Zwidkyho (1965), kterou nelze opomenout. Tento palom arský astronom totiž zařazuje všech pět quasi-stelárních g alaxií popsaných Sandagem do podtřídy „kom paktních g a la x ií" s emisním spektrem , kterou v r. 1963 sám k la ­ sifikoval. Zwicky dosud pozoroval asi 600 kom paktních g alaxií a z jistil u nich velmi rozmanité svítivosti, od M ~ - l l m do iVř— — 23m. Co se tý če spekter, ukazují tyto galaxie dovolené nebo zakázané čáry všech prvků, které se vyskytují ve spektrech QSS, zejm éna H, He, C III, CIV, [011], [OHI], [N e lil], [NeV] a [ S i l ]. V průměru byla nalezena jedna kom paktní galaxie do jasnosti m p g ~ 17 na 5 čtverečn ích stupních. Asi 20 % z nich jsou galaxie modré. Docházíme tak k hustotě asi 1 modré galaxie, dosud rozlišené od hvězd, na 25 čtverečn ích stupňů. Na druhé stran ě Sandage předpokládá hustotu QSG do 17m asi 20krát větší. V ychází ovšem z předpokladu, pravděpodobně chybného, že na­ prostá většina slabých modrých objektů Haro-Luytenova katalogu jsou objekty extragalaktické. Připuštím e-li Kinmanovu horní h ran ici pro extrag alak tick é HL objekty v rozmezí 15m— 19m na < 20 °/o celkového počtu a současně skutečnost, že do podtřídy m odrých kom paktních g a ­

laxií budou v budoucnu po spektrálním studiu p atrně zařazeny i n ěkteré „modré hvězdy“, dostávám e hustotu Sandageových qu asi-stelárních ga­ laxií a Zwickyho modrých kom paktních g alaxií zhruba stejnou! Shrnutí našich poznatků o tichých quasarech nebude, vzhledem k do­ savadnímu skrovnému pozorovacímu m ateriálu, příliš obsáhlé: (1 ) T iché quasary ( qu asi-stelárn í galaxie, QSG) se svými optickým i vlastnostm i, zejm éna hvězdným vzhledem, silným ultrafialovým exce­ sem, em isním spektrem a značným rudým posuvem, podobají quasarům — právě dík podobnosti s nimi byly objeveny. Na rozdíl od quasarů však od n ich nebylo zaznam enáno rádiové záření. (2 ] První tichý quasar byl objeven na ja ře r. 1965; dosud byly pozo­ rovány (i sp ektráln ě) tři objekty této podtřídy: BSO 1, T on 256, PHL 938. Podle fotoelektriokého studia barev patří do této skupiny mnoho dalších objektů. Je možné, že netvoří k valitativn ě sam ostatnou třídu extraga­ lak tick ý ch objektů, ale že jsou je n zvláštním případem quasarů s malou rádiovou intenzitou, nebo dokonce že jsou totožné s modrými kom pakt­ ními galaxiem i, popsanými Zwickym již v r. 1963. ★ Objev qu asi-stelárních rádiových i rádiově tichých zdrojů můžeme beze­ sporu považovat za m im ořádně významný m ezník ve vývoji astronom ie. Důsledky tohoto objevu budou — a n ejen pro astronom ii a kosm ologii — jistě dalekosáhlé. Quasary posunuly hranice dosud známého vesm í­ ru až do vzdálenosti d esítek m iliard světelných let. — Posunuly sk u teč­ n ě? Mám nyní na m ysli dosti početnou skupinu příznivců tzv. „lokální hypotézy", k teří připouštějí pro quasary vzdálenost nejvýše 1—10 m i­ liónů parseků (Hoyle, Burbidge G. R., Burbidge E. M., Sargent, Lynds, 1966), nebo k teří je dokonce zahrnují do okolí n aší Galaxie a v době je jic h vzniku do n í sam é (T ere ll 1964, Hunter, Sofia 1966). Zdá se mi dosti velkým astronom ickým paradoxem, že dosud nemůžeme vzdále­ nost quasarů bezp ečněji stanovit v poněkud menším rozmezí. Asi jako kdybyste bezpečně nevěděli, leze-li vám brouček po zahradě, nebo je -li to, řekněm e, bronthosaurus 20 km daleko. Není však skutečně „všechno v pořádku" zejm éna se zdroji energie a se způsobem záření quasarů. Bohužel jsem se v úvodu zavázal, že prozatím „nechám e tém ěř stranou dnes již početné a velm i rozm anité domněnky a h y p otézy .. Dokud se nezíská přece je n je ště více pozorovacích dat. Můj osobní názor n a quasary — ten je shodný s nadpisem článku.

Iiřf

Bonška:

L UN AR O R B I T E R 1 Za čtyři m ěsíce po první sovětské um ělé družici M ěsíce — Luně 10 se dostal na oběžnou dráhu kolem M ěsíce i první am erický m ěsíční satelit — Lunar Orbiter 1. Oba pokusy, jak sovětský, tak i am erický, názorně ukazují, že obě kosm ické velm oci m ají v blízké budoucnosti

stejný cíl — let kosm ické lodi s lidskou posádkou k M ěsíci, případně na Měsíc. Jednotlivé etapy příprav pro tento cíl probíhají, ja k jsm e toho svědky, v poslední době v podstatě ste jn ě v S SS R i v USA, a to nejen experim entálně, ale i časově [Luna 9 — Surveyor 1, Luna 10 — Lunar Orbiter 1 ). Pom ěrně malé d iferen ce jsou pouze v přístrojovém vyba­ vení některých sond. Tak např. Luna 10 m ěla na palubě především aparaturu pro komplex různých fyzikálních m ěření* ( ponechám e-li stra ­ nou zařízení, v y sílající první tóny In ternacion ály — mimochodem to byl asi dosud nejd ražší hudební p řen o s), kdežto n ejd ů ležitější aparaturou am erické lunární sondy bylo zařízení k fotografování vybraných oblastí na m ěsíčním povrchu. Start první am erické družice M ěsíce se uskutečnil 10. srpna na Kennedyho mysu nosnou raketou Atlas-Agena. Let probíhal ta k to : Tažné m otory rakety Atlas se po 310 vteřinách letu autom aticky zastavily a současně se uvolnil kryt kolem družice, který ji ch rán il během prů­ letu hustými vrstvami zemské atm osféry. K rátce poté, ve výšce 166 km nad povrchem Země, se oddělila Agena od rakety Atlas. Za dalších 40 vteřin se automatickým zapojením trysek Agena orientovala v pros­ toru do příslušného směru, aby se po zapnutí raketových m otorů n e j­ prve dostala na parkovací dráhu kolem Země. Dalším zapnutím m o­ torů byla pak Agena s m ěsíční sondou uvedena na dráhu k M ěsíci. Na parkovací dráze kolem Země mohla setrvat rak eta nejm éně 21 m i­ nut a n ejvíce 35 minut, aby se celý manévr podařil. Raketové motory Ageny byly v čin nosti 92 vteřin a po je jic h zasta­ vení se lunární sonda od rakety oddělila. Družici m usila být v té době udělena rych lost 39 040 km/hod., aby se dostala na určenou dráhu k Mě­ síci. Chyba v udělené rych losti nesm ěla p řekro čit ±80 km/hod. Po oddě­ lení družice od rakety byla Agena otočena o 180°, novým zapnutím ra ­ ketových motorů zbrzděna a přivedena na dráhu k zemskému po­ vrchu. Další manévry byly plánovány tak to : (1 ) 6% hod. po startu vyhledá foto elek trick é zařízení sondy hvězdu Canopus, k terá bude sloužit jako orientační bod pro celý let stanice k M ěsíci. (2) 10 hod. po startu se uskuteční první k orekce dráhy. (3) 70 hod. po startu lze provést dru­ hou opravu dráhy, bude-li to potřeba. (4) 89% hod. po startu bude sonda již natolik v gravitačním poli M ěsíce, že se posledním m anévrem stane umělou družicí M ěsíce; dojde k tomu zapnutím brzd ících rak et na dobu 9—10 minut. (5) Dráhu družice bude možno opětným zapíná­ ním motorů tak měnit, aby vzdálenost sondy od m ěsíčního povrchu byla v rozmezí 45—1840 km. Start ani let prvního am erického satelitu M ěsíce však neprobíhaly přesně podle plánu, což není n ik terak nepochopitelné u tak složité ope­ race. Start se měl uskutečnit 9. srpna v 17 hod. 7 min. SEČ. Avšak 7 minut před určeným okamžikem dalo zařízení, k teré m ěří množství paliva a tekutého kyslíku v raketě, nejasný údaj. Protože nebylo možno v krátké době do startu nalézt uspokojivé vysvětlení závady, bylo roz­ hodnuto start odložit na 20 hod. 11 min. násled ujícího dne. ■ Viz Říše hvčzd 7/1966, str. 121.

Start, uvedení na parkovací dráhu a oddělení družice od nosné r a ­ kety proběhly 10. srpna bez závad. Avšak 11. srpna sonda na rádiové povely neuskutečnila orien taci na Canopus. Letové ústředí dalo proto po m arných pokusech s Canopem příkaz k o rien taci sondy přímo na Měsíc. Stan ice povel splnila a tak bylo možno provést další manévr — k orekci dráhy. Stalo se tak 11. srpna v 17 hod. 17 min., kdy byla družice ve vzdálenosti 209 000 km od Země, zapojením raketového mo­ toru, který rychlost sondy poněkud zbrzdil. Dráha stanice sm ěřovala nyní již k M ěsíci, ale vyžadovala je ště pozdější m enší k orekci. Kdyby se byla stanice pohybovala po původní dráze, byla by minula Měsíc ve vzdálenosti asi 9000 km. Lunar O rbiter 1 se za 3 dny a 20 hod. letu a po úspěšném vykonání posledního manévru — zm enšení ry ch losti zapnutím brzdících motorů na rádiový povel z řídícího cen tra — dostal 14. srpna v 16 hod. 34 min. na oběžnou dráhu kolem M ěsíce. Dráha byla elip tická s nejm enší vzdá­ leností 191 km a n ejvětší 1866 km od povrchu M ěsíce; oběžná doba č i­ nila 3 hodiny 27 minut. Celková váha am erické m ěsíční sondy je 386 kg. Je jí výška je asi 1,5 m, složená ve šp ičce rakety m ěla šířku 150 cm ; po oddělení och ran ­ ného krytu se rozložily panely se slunečním i bateriem i, z nichž každý’ m ěří v průměru asi 1,3 m. Stanice je vybavena celým kom plexem p ří­ strojů, které m ají být v provozu po dobu asi 11 m ěsíců a m ají poskyt­ nout údaje o n ejrů zn ějších fyzikálních m ěřeních. Hlavním zařízením však je aparatura k získávání sním ků m ěsíčního povrchu, vybavená dvě­ ma kam eram i s různými ohniskovými vzdálenostm i, zařízením k vy­ volání foto grafií a rádiovým systém em k je jic h přenosu na Zemi. Krátkoohnisková kam era zobrazovala z m inim ální vzdálenosti sondy oblast na M ěsíci rozm ěrů 36,8 X 8 9 ,6 km, dlouhoohnisková 1 6 X 6 4 km ; obě kam ery jsou souosé, zachycovaly tak stejnou část povrchu a oblast fotografovaná dlouhoohniskovou kam erou ležela ve středu snímku k a ­ mery krátkoohniskové. Sním kovací zařízení mělo být podle plánu v pro­ vozu asi 30 dní. Ke sním kování bylo zvoleno 9 různých oblastí na m ěsíčním povrchu, k teré by mohly přicházet v úvahu jako případná příští m ísta přistání am erických kosm onautů v rám ci projektu Apollo. N ejzajím avější údaje se očekávaly od foto g rafií deváté oblasti, ležící severně od kráteru Flam steed; snímky z této o blasti získal v červnu t. r. Surveyor 1, který poskytl celkem 1 1 2 3 7 foto g rafií n ejbližšího okolí m ísta přistání. Po­ rovnání snímků obou sond by mělo velký význam pro detailní studium m ěsíčního povrchu, a to i v ostatních oblastech , vybraných ke sním ko­ vání družicí Lunar O rbiter 1. Podle plánu se počítalo se získáním 32 fo ­ tografií (po šestn ácti každou kam erou) od každé z určených oblastí. Kromě toho byla je ště rezervována dostatečná zásoba filmu pro doda­ tečné snímky polárních o blastí, m íst na od Země odvrácené stran ě Mě­ síce a okolí k ráteru A ristarchus, jeh ož podrobné foto grafie mohou při­ spět k řešení otázky výronu plynů z tohoto kráteru, předpokládané n ě­ kterým i astronomy. K rátce po uvedení na oběžnou dráhu kolem M ěsíce vyslal Lunar Orbi­ ter 1 sérii zkušebních snímků, k teré byly do sondy vloženy před sta r­

tem ; tím se ověřovala správná funkce aparatury. První fotografie Mě­ síce získala sonda 18. srpna; bylo to 20 sním ků oblastí i na od Země odvrácené m ěsíční polokouli; foto g rafie byly exponovány z výšky asi 200 km a jsou na nich zachyceny podrobnosti až do rozm ěrů asi 4 metrů. Na původní dráze obíhala sonda do 21. srpna. Bylo tomu tak proto, aby se ze změn dráhy mohly u rčit nepravidelnosti v m ěsíčním gravi­ tačním poli, působené předpokládaným ne zcela přesně kulovým tvarem M ěsíce. D etailní struktura m ěsíčního gravitačního pole nebyla dosud dostatečně známa; přesné údaje jsou nutné n ejen pro u rčení poruch drá­ hy m ěsíčních družic, ale hlavně jsou neobyčejn ě důležité pro budoucí setkání dvou kosm ických lodí na oběžné dráze kolem M ěsíce. Dne 21. srpna byla změněna dráha tak, aby se sonda blížila m ěsíč­ nímu povrchu na vzdálenost 56 km a 22. srpna začal Lunar O rbiter 1 sním kovat vybrané oblasti. Ze vzdálenosti 57,6 km bylo získáno 16 dvo­ j i l stlímků. Zatímco fotografie, exponované širokoúhlou komorou, byly výborné jako sti, ukázalo se, že snímky z dlouhoohniskové komory n e­ jsou d ostatečně ostré. Dne 25. srpna byla opět zm ěněna dráha sondy tak, že se družice blížila m ěsíčním u povrchu na vzdálenost pouhých 37 km. Téhož dne byly také získány snímky Země (viz 1. str. o bálky). Poslední foto grafie M ěsíce byly exponovány 29. srpna při 54. a 55. oběhu stan ice kolem M ěsíce. Protože sonda m ohla během jednoho oběhu být v rádiovém spojení se Zemí pouze asi 45 minut, trvalo předávání obráz­ ků na Zemi do poloviny září. Lunar O rbiter 1 nesplnil zcela svůj úkol, především pro závadu na dlouhoohniskové kom oře, k terá m ěla poskytovat snímky s podrobnost­ mi rozm ěrů asi 1 metru, ja k se ukázalo, byla závada pravděpodobně způsobena poruchou v elek trick ý ch im pulzech, k teré ovládaly při vý­ měně film u závěrku komory. N epodařilo se také získat snímky m ísta přistání sondy Surveyor 1, na nichž by byla tato autom atická lunární stan ice viditelná. Nicméně snímky širokoúhlou komorou m ají vzhledem ke své výborné k valitě velkou hodnotu, i když — ja k oznámilo ústředí NASA v Langley Field — neukazují potřebné podrobnosti pro výběr vhodných míst k přistání kosm ické lodi s posádkou. Velm i zajím avé a vědecky cenné jsou i foto g rafie Země ze vzdálenosti 384 000 km. Z po­ hybu sondy se také podařilo zjistit, že m ěsíčn í těleso není přesně ku­ lové, ale že má poněkud „hruškový" tvar. Konečně v neposlední řadě je nutno vysoce hodnotit okolnost, že Lunar O rbiter 1 byl první umělou družicí M ěsíce, k terá poskytla fotografie m ěsíčního povrchu. Velikým technickým problémem, který byl dokonale vyřešen a zvládnut, bylo navádění sondy na různé oběžné dráhy kolem Měsíce. V listopadu t. r. má startovat Lunar O rbiter 2, jehož přístrojové vy­ bavení i úkoly budou prakticky stejn é jako u první sondy tohoto typu. Mohl by doplnit ch y bějící snímky a pochopitelně získat i další detailní fotografie m ěsíčního povrchu, které by umožnily zhotovení podrobných map m íst, p řich ázejících v úvahu pro p řistání prvních kosmonautů na M ěsíci. ★ ★ ★

Petr

Lála:

ZASEDÁNÍ ORGANI ZACE COSPAR VE VÍDNI Úkolem COSPAR (Com m ittee on Space R esearch) je podporovat a organizovat v mezinárodním m ěřítku pokrok ve všech druzích vědec­ kých výzkumů, prováděných pom ocí rak et a jin ý ch m oderních prostřed­ ků. COSPAR se nezabývá technickým i otázkam i, ale pouze problémy zá­ kladního výzkumu. Letos, ve dnech 10. až 19. května, probíhalo ve Vídni již deváté plenární zasedání této organizace. Jeho součástí bylo sedmé m ezinárodní symposium o kosm ickém výzkumu. Jednání se účastnilo přes 40 vědců ze 36 zemí, k te ří přednesli přes 200 referátů . První týden zasedání byl věnován organizačním jednáním a zasedání pracovních skupin. Byly předneseny zprávy jednotlivých d elegací o čin­ nosti během uplynulého roku. Z členských zemí vypouští jed en áct v last­ ní rakety, SSSR , USA a F ran cie používá pro sta rt svých družic vlast­ ních nosných raket, Anglie, Kanada a Itálie am erických. Ze sovětské zprávy bylo zřejm é zvýšení pozornosti věnované praktickým aplikacím kosm onautiky (např. podrobnosti o kom unikačních družicích typu Moln ija 1 ). Stěžejním bodem sovětského programu se však stal, kromě průzkumu okolí Země družicemi Kosmos, výzkum M ěsíce a planet, zřejm ě ja k o příprava letu člověka k těmto tělesům . Am erická zpráva je z a jí­ mavá nejenom rozm anitostí prováděných experim entů, ale zejm éna vel­ ikým rozsahem spolupráce s nejrů zn ějším i zeměmi. Pracovní skupiny byly vytvořeny pro řešen í vědeckých problémů, které vyžadují m ezinárodní spolupráci. Pracovních skupin_ je celkem šest a zabývají se především pozorováním um ělých družic a jeho vědec­ kým využitím, vlastnostm i vysoké atm osféry, navrhováním a koordinací speciálních experim entů a kosm ickou biologií. My jsm e se účastnili pře­ devším jed n án í o pozorování um ělých družic, výzkumu vysoké atm o­ sféry, ionosféry a sluneční činnosti. První pracovní skupina přijala osm rezolucí a řadu doporučení k e zlepšeni výsledků pozorování družic. Tý­ k a jí se zejm éna pozorování družic s velmi nízkým perigeem a zvětšeni počtu pozorovacích stan ic na již n í polokouli, k teré je nutným doplňkem k přesným pozorováním ze severní polokoule. Dobré g eografické roz­ ložení stan ic umožní mnohem p řesn ěji sledovat změny dráhy družic a určovat síly, k teré je působí (odpor atm osféry atd .). Pro zpracování pozorování bylo doporučeno používat výhradně hvězdného katalogu FK2. Bylo rozhodnuto uspořádat letn í školu pro pozorovatele družic z rozvojových zemí, je jíž podporu by m ělo převzít UNESCO. Důležitá jed nání se tý k ala tzv. R eal Time Telem etry, což je program umožňující stanicím zachycovat a okam žitě dešifrovat údaje přístrojů na družici (viz ŘH 9/1966, str. 175). Jde především o sním ky vysílané m eteoro­ logickým i družicemi a o m ěření krátkovlnného slunečního záření. V rám ci pracovních skupin probíhalo i symposium o posledních vý­ sledcích. Bylo předneseno mnoho referátů s novými poznatky o sluneč­ ním větru, m eziplanetárním m agnetickém poli, in terak ci nabitých částic s geom agnetickým polem aj. Naše referáty o protonových erupcích, foto-

m etrii zákrytu um ělých družic a ion osférických m ěřeních byly přijaty se zájmem. Pracovníci Sm ithsonian A strophysical Observátory navrhli určení tzv. „standardní Země“ na základě posledních výsledků o jejím tvaru, získaných pomocí družic v kom binaci s obvyklými geodetickým i metodami. V elké perspektivy slibu je metoda pozorování družic pomocí laserových paprsků, d ávající mnohem p řesn ější výsledky než radarová pozorování. Zatím se však podařilo pozorovat pouze družice vybavené speciálním i odrazovými ploškam i. Jednání kosm ických biologů se zabývalo především otázkam i cho­ vání pozemských organismů v kosm ickém prostoru a mimozemským ži­ votem. Značnou pozornost vzbudilo jed nání o steriliz a ci kosm ických sond, k teré jsou určeny k průletu nebo dokonce k přistání na nebes­ kých tělesech. Zajím avé byly podrobné referáty sovětských vědců, tý ­ k a jíc í se tohoto problému, zejm éna v souvislosti s dopadem sondy Veněra 3 na Venuši. Existuje zásadní rozpor mezi požadavky na s te rili­ zaci a na spolehlivost aparatury sondy, k terá se tím nutně snižuje. Tento rozpor je nutno řešit kom prom isem a používat k e sterilizaci růz­ ných součástek odlišných metod. Velkým problémem je také udržení již dosažené sterility až do startu rakety. Závěrečné dny zasedání byly věnovány souběžným symposiím o Mě­ síci a planetách a o vzájem ném působení mezi neutrální a ionizovanou čá stí zem ské atm osféry. N ejvětší zájem byl o výsledky, k teré byly zís­ kány Lunou 9 na M ěsíci a M arinerem 4 při letu kolem Marsu. Sovětští vědci poprvé uveřejnili tři kom pletní panorám y, získané Lunou 9, i část získanou při neplánovaném spojení. Stereoskopickým prom ěřením bylo zjištěno, že Luna 9 přistála na vnitřní stěně kráterové prohlubně o prů­ měru 15 m a hloubce asi 75 cm. Mezi druhým a třetím snímkováním se posunula asi 9 cm směrem ke středu kráteru. N eočekávaný byl objev lin eárn ích útvarů o šířce několika centim etrů a délce 20— 30 cm. Jsou těžko viditelné a soudí se, že jsou to patrně žíly tvrdšího m ateriálu. Přítom nost kamenů na povrchu, k teré n ejen že nejsou zapadlé do pra­ chu, ale naopak vypadají jako by stály na „podstavci", svědčí o erozi m ěsíčního povrchu. Vzniklý m ateriál se zřejm ě opět sp oju je s původním povrchem a kom plikuje tak jeho strukturu. Sním ky Luny 9 navazují svou rozlišovací schopností na snímky Rangerů 7— 9 a dr. "Kuiper vy­ slovil uspokojení nad tím, ja k výborně souhlasí sovětské a am erické výsledky o charakteru m ěsíčního povrchu. Řada referátů byla věnována Marineru 4. Shrnovala a doplňovala výsledky, k teré již většinou byly publikovány. Jako zajím avost ze zpra­ cování snímků bych uvedl, že světlý pruh nad obzorem, který byl zpo­ čátku považován za poruchu, je zřejm ě reálný a zobrazuje m rak ve výši asi 100 km. Na jed enáctém sním ku byl objeven široký lin eárn í útvar, patrně rozsáhlá propadlina. Velm i zajím avé byly přehledné referáty o radioastronom ických pozorováních, pozorování z balónů a teo retic­ kých pracích. Přesto, že Rakousko se na kosm ickém výzkumu p rak tick y nepodílí, byl zájem veřejnosti o zasedání COSPAR značný. Přednáška pořádaná na vídeňské universitě musila být pro velký zájem opakována. Sym patie si získal akadem ik A. A. M ichajlov, který svou přednášku o sovětském

výzkumu M ěsíce proslovil něm ecky. Zástupce NASA uvedl na této ve­ řejn é přednášce střihový barevný film , sh rn u jící am erické úspěchy v kosmu za poslední dobu. Je sam ozřejm é, že n ejv ětší čá st referátů na symposiu byla přednesena vědci „kosm ických v elm ocí", ale právě le ­ tošní zasedání ukázalo, že i vědci ostatn ích zem í mohou významně p ři­ spět k poznávání kosm ického prostoru. N ejdůležitější je ovšem pozem­ ní pozorování, ale velký význam má tak é pozorování z balónů a m ezi­ národní spolupráce na náročných program ech.

O l d ř i c h

Hlad

a

J a r o s l a v

Pavlonsek:

REKONSTRUKCE PETŘÍNSKÉ HVĚZDÁRNY V létech 1967 až 1969 má být provedena rekonstrukce pražské lidové hvězdárny nákladem 8,8 miliónu Kčs. Protože z původní budovy zůstane pouze hlavní kopule (historicky cenná bašta z 18. sto le tí], znamená to, že miliónové m ěsto bude m ít p rakticky novou hvězdárnu. To se týká i nejd ůležitějších přístrojů. K výstavbě bude použit celý pozemek hvěz­ dárny a m alá část sadové plochy. Tím se podaří zvýšit plochu zástavby proti původnímu stavu 3,3krát. Protože se podle našeho názoru podařilo již ve stádiu úvodního projektu dosáhnout optim álního rozdělení m íst­ ností co do m nožství a druhů, i vhodného vybavení nové hvězdárny, lze právem očekávat, že nová budova bude po mnoho d esetiletí zdárně sloužit síém u účelu i potřebám Prahy. S tá v a jící budova byla uvedena do provozu 24. června 1928. Byla po­ stavena na popud a péčí České astronom ické společnosti z prostředků hlavního m ěsta. Cíl byl ja sn ý : dát občanům m ěsta zařízení, k teré by sloužilo k šířen í astronom ických poznatků mezi n ejširší vrstvy, bylo centrem spolkové činnosti ČAS a umožnilo vážnějším zájem cům , aby k naplnění své záliby v pozorování úkazů na obloze používali přístrojů, k teré by si sam i nem ohli opatřit. Bylo velkým přínosem , že am atérská astronom ie m ěla vždy řadu svých příznivců v kvalifikovaných pracov­ n ících vědeckých ústavů. Jistě i to m ělo velký vliv na zam ěření am atér­ ských pozorování — vznikly řady velm i cenných m ěření a pozorování schopných dalšího zpracování. Pokroky astronom ie i široký zájem ve­ řejn o sti vedl v průběhu le t — zejm éna v poválečné době — k tomu, že na území republiky vznikaly další hvězdárny a pozorovatelny, m a jící i v m alých obcích sloužit podobnému účelu jako pražská lidová hvěz­ dárna. Ale již v té době, tedy zhruba před 15 až 20 léty, se ozývaly hlasy, k teré volaly po rozšíření a rekonstrukci hvězdárny. Bylo stále patr­ nější, že adaptované prostory terezián ské strážní věže i skrovná přízemní přístavba nevyhovují svému účelu ani kvalitou, ani kapacitou. V prů­ běhu let byla vypracována řada návrhů, ale ani jediný nem ohl být rea­ lizován. V očekávání rekonstrukcí i z nedostatku kap acit na údržbu n e­ byla budova opravována a je jí dnešní stav je tém ěř havarijní. Budova vyžaduje opravy ro v n ající se nákladem tém ěř přestavbě; opravy by však nezměnily základní nedostatky m alé, veskrze provlhlé budovy, kterou

•

D n ešn í b u d o v a lid o v é h v ě z d á r n y n a P e tř ín ě ( f o t o J. K le p e š t a j 0

dvě třídy školních dětí přivedou do prostorových nesnaží. Proto bylo jednoznačně rozhodnuto, že bude provedena rekonstrukce, řešící naráz všechny potíže a rovnající se nové stavbě. Věž, ve k teré je hlavní k o ­ pule, bude zachována jen proto, že je historickou památkou. Před vybudováním nové hvězdárny bylo nutno uvážit zejm éna - účel, kterém u má hvězdárna sloužit a tomu podřídit m ísto výstavby i vybavení budovy. Jako základní kritérium bylo vzato v úvahu, že lidová hvěz­ dárna hlavního m ěsta je specializované kulturní zařízení krajskéh o ch a ­ rakteru. Mezi hlavní úkoly nep atří je n šíření znalostí z astronom ie a pří­ buzných věd mezi obyvatelstvo a péče o kroužky a am atéry, ale i m e­ todická činnost v těchto oblastech a zejm éna system atická spolupráce se školským i institucem i při výuce astronom ických partií ve fyzice, zem ěpise a občanské výchově a práce s m ládeží vůbec. Kvalita osvě­ tové i pedagogické práce předpokládá i kvalifikované síly. Pro vedoucí pracovníky a sam ostatné odborné pracovníky je předepsáno vysoko­ šk olské vzdělání z některého z oborů: astronom ie, m atem atika, fyzika, geodézie. To m á další příznivý důsledek — krom ě pozorování v rám ci zájm ové osvětové činnosti lze k on at v n ěk olika m álo o b o jech pozoro­ vání vhodná k dalšímu zpracování a výzkumu. Již z důvodu dalšího růstu je vhodné, aby kvalifikovaní pracovníci odborně pracovali. V programu činnosti hvězdárny je tedy nutno p očítat i s těm ito úkoly a pamatovat na ně při výstavbě. Tradice a personální obsazení petřínské hvězdárny vede k této odborné činnosti: pozorování um ělých družic Země (z e­ jm éna foto g rafick é pro geodetické ú čely), teo retick é práce v oboru

P e tř ín s k á lid o v á h v ě z d á r n a p o r e k o n s t r u k c i ( k r e s b a P. P ř íh o d a /

fyziky kom et a výpočty drah kom et, pozorování a zpracování zákrytů, pozorování planet, foto grafie detailů sluneční fotosféry a protube­ rancí. Hvězdárna bude stát opět na Petříně. Toto m ísto nebylo zvoleno jen z tradičních důvodů, ale i z důvodů funkčních. Je nutno n a jít kom­ promis mezi dvěma extrém y — hvězdárna mimo město vzhledem k po­ třebám pozorování a hvězdárna v nejfrekventovan ějším středu m ěsta vzhledem k dobrému přístupu. Pro popularizační práci je stá v a jící m ísto velmi vhodné; výše uvedené odborné práce nočním osvětlením netrpí, nebo jen velmi málo. Hvězdárna bude vybudována dodavatelským způsobem; generálním investorem je Národní výbor hl. m. Prahy. Tento způsob by měl za­ ručit, že výsledná budova bude kvalitní a hom ogenní stavba. G enerál­ ním projektantem výstavby je n. p. K ovoprojekta; jeho volba se ukázala být šťastným řešením , neboť investiční studie i úvodní p ro jek t byly vy­ pracovány s nevšední péčí a zájm em o celou problematiku. P rojekt li­ dové hvězdárny je pro projektanty velmi obtížným oříškem , neboť musí vyhovovat na jed né stran ě požadavkům provozu osvětové a populari­ zační práce, a na, druhé stran ě požadavkům odborných pozorování. Oba tyto aspekty jsou v řadě bodů protichůdné a p ro jek tan t proto musí zvolit rozumný kompromis, který by nepoškozoval závažně žádný z po­ žadavků. Zvlášť obtížný je případ petřínské hvězdárny, kde navíc musela být je ště respektována hlediska pam átkářská (Hladová zeti a cen trá ln í b a šta ), veřejného provozu (budova je v petřínských sadech) a urbanis­ tick á. Autor projektu — ing. arch. M. Skořepa — se dokázal vypořádat se všemi těm ito omezeními a zdá se, že konečná verze projektu před­ stavuje to nejlep ší, co m ohlo být za daných podmínek vytvořeno. Po

strán ce odborné byl p rojekt konzultován s radou pracovníků z vědec­ kých ústavů a z lidových hvězdáren. Budova hvězdárny je projektována jak o železobetonový jednopatrový sk e le t; vnější výplně budou skleněné panely (boletioké pan ely ), vnitřek zděný, resp. z lehkých přestavitelných příček. Bude m ít celkem 2717 m2 podlažní plochy a 13 404 m3 obestavěného prostoru, což je d ostatečné i pro poměrně značný provoz (budova je projektována pro roční návště­ vu 60 000 osob). Skeletový ch arak ter budovy dává m ožnost vhodně člen it různé je jí části podle sp ecifick ý ch požadavků jednotlivých druhů pro­ vozu. Budova bude m ít tři kopule (ste jn ě jako stá v a jící) — dvě sedmimetrové a jednu pětimetrovou. M enší přístroje budou um ístěny ve dvon dvo­ jic íc h domečků s odsuvnou střechou — jed na dvojice je určena pro obe­ censtvo a práci m ladých spolupracovníků hvězdárny, druhá dvojice je u rčena pro odbornou práci — v prvé řadě pro sledování um ělých družic. Domečky jsou řešeny velmi zajím avě — nejsou nástavbou na střeše, nýbrž jsou umístěny přímo do úrovně prvního patra, což prospívá vzhle­ du budovy. Hvězdárna tedy bude m ít sedm nezávislých pozorovacích sta ­ novišť — tento počet zaručuje vyhovující provoz i při plné návštěvě. Technologické vybavení bylo navrženo jed n ak podle požadavků obou druhů provozu a jed nak podle podmínek vlastního staveniště. Jelikož je budova um ístěna prakticky ve středu velkom ěsta, světelné podmínky n e­ jsou ideální; tento fa k t vyloučil příliš světelné přístroje. V elikost pří­ stro jů byla volena také vzhledem k je jic h budoucímu využití — v každém případě bylo zabráněno gigantísmu, který se projevuje v plánech ně­ k terých jin ý ch lidových hvězdáren. Hlavní přístroje budou umístěny v kopulích — ve východní kopuli to bude Zeissův re frak to r D = 30 cm, f = 450 cm ; v západní kopuli Zeissův M aksutov-Cassegrain D = 30 cm, / = 330 cm. V severní kopuli (dnešní hlavní) zůstává starý známý Zeissův dvojitý astrog raf (Konig) a koronograf. V dom ečcích pro obecenstvo bude hledač kom et [D = 20 cm, / = 143 cm ) a refrak to r D = 15 cm, / = 225 cm (obojí Zeiss). V odborných dom ečcích bude leteck á kom ora Rb 75 pro fotografování umělých družic a paralaktický stůl, který ponese n ěk teré m enší pří­ stroje. Celá budova má plochou střechu — je jí část je upravena jako pochůzná plocha a bude sloužit ja k o terasa pro vizuální sledování družic a něk teré další úkoly. V šechna pozorovací stanoviště jsou propojena navzájem a s říd ící hodinovou síní. Časová služba bude zajištěn a dvo­ jic í křem enných hodin a časovým signálem , kabelovaným z časového odděiení Astronom ického ústavu ČSAV. Z vybavení osvětového charakteru je n ejd ů ležitější ^přednáškový sál pro 206 osob. Jeho zařízení je rozsáhlejší, než ja k é je dáno norm álními požadavky lidové hvězdárny — předpokládá se totiž, že bude využíván i pro pořady, nesouvisící bezprostředně se zam ěřením hvězdárny. Je vy­ baven d vojicí 35mm prom ítaček, jednou prom ítačkou 16mm a širok o­ úhlým plátnem ; specialitou je jak ý si polyekran — po stran ách hlavního plátna budou dvě m enší sklopná plátna, na něž bude možno prom ítat malými diaprojektory. Toto uspořádání se jev í jako velm i vhodné pro určitý druh přednášek. Potřebám kursů budou sloužit dvě učebny, pro 48,

resp. 27 osob; v jed né z n ich bude tak é m ožnost prom ítat 16mm a 35mm filmy a diapozitivy. Druhá učebna bude m ít takový ch arakter, aby m ohla být využita i ja k o klubovna klubu mládeže ČSM při lidové hvězdárně na Petříně. Hvězdárna bude m ít poměrně rozsáhlou vstupní halu, využitou jako výstavní prostor. Předpokládá se, že výstava bude řešen a neobvyklým způsobem — hlavní důraz v ní bude položen na pohyblivé a trojrozm ěrné exponáty. V budově budou tak é dvě sam ostatné fotokom ory — jedna velká, s kom pletním vybavením pro vlastní potřeby hvězdárny (počítá se sesy stem izov an ý m m ístem foto g rafa] a druhá m alá, skrom něji vy­ bavená, pro mládež a spolupracovníky. Knihovna je doplněna studovnou pro 1 6 'návštěvníků — plocha knihovna je volena tak velká, aby zaru­ čila je jí dostatečnou kapacitu pro řadu p říštích let. Lidová hvězdárna má být mimo jin é centrem pro astronom ické krouž­ ky a am atérské pozorovatele. V budoucnu bude vhodné, aby se je jí pomoc neom ezovala pouze na m etodickou pomoc přednáškam i, instruktážem i apod.; m ěla by se ro zšířit i o pomoc technickou. Proto budoucí hvězdár­ na bude m ít pom ěrně rozsáhlou a dobře vybavenou m echanickou dílnu, v níž bude možno vyrábět jednoduché montáže nebo součástky astro­ nom ických přístrojů. V projektu je pamatováno i na další potřebná za­ řízení — byt správce, ložnice pro pozorovatele, sprchy a m alý stánek s občerstvením . Inženýrská síť bude napojena na stá v a jící m ěstskou síť a částečně rekonstruována. V ytápění bude cen tráln í s výměníkem — tepelná energie bude přiváděna teplovodem z teplárny studentských k o le jí na Strahově (ten to objekt n ik terak nezhoršuje pozorovací podmínky, neboť jde o tep­ lárnu moderní koncepce na lehké o le je ): Doba stavby m á být 18 m ěsíců. D efinitivní datum zah ájen í stavby za­ tím není přesně stanoveno; předpokládá se, že to bude nejpozději za­ čátkem roku 1968 — hvězdárna by tedy v nejhorším případě sloužila svému účelu v r. 1969. Lze si je n přát, aby stavba byla provedena přesně podle projektu (zejm éna pokud jd e o datum zah ájen í výstavby) a aby jí po stránce kvality stavebních p rací byla věnována alespoň m alá část té péče, ja k á byla věnována projektu.

Jiří

Vagera:

O R G A N I C K É L Á T K Y A „ O R G A N I Z O V A N É 44 STRUKTURY V METEORITECH V roce 1964 byla zveřejněna v Říši hvězd (č. 1, str. 15) k rátk á zpráva o organizovaných form ách v m eteoritech. V té době byla této otázce věnována značná pozornost v dalších našich populárně vědeckých časo­ pisech (Vesm ír, Věda a život) i v denním tisku. Diskutovalo se přede­ vším (často ne příliš k ritick y ) o údajích, které o složení uhlíkatých chondritů v r. 1961 a k rá tc e poté předložili B. Nagy, V. G. M einschein

a D. J. Hennessy. Od té doby bylo již publikováno n ěkolik desítek p rací bezprostředně se d o tý kajících zásadních otázek uvedeného tém atu — původu organických látek a z nich organizovaných struktur v m eteori­ tech, i vzniku uhlíkatých chondritů a m ožnosti existen ce života n a j i ­ ných planetách. Interp retace původních p rací není jednoznačná, posu­ zované otázky jsou dnes daleko slo žitější a řeší se s pomocí dalších disciplín, překraču jících rám ec astronom ie. Letos zaujal k posuzovaným problémům stanovisko i významný geochem ik Harold C. Urey (S cien ce, Vol. 151, No. 3707, 157— 166), jed en ze zastánců a propagátorů p rojektu Apollo. Významem inkluzí v uhlí­ k atý ch chondritech se nadále zabývají např. G. Mueller, J. D. Bernal a další. I v budoucnu budou zřejm ě uhlíkaté chondrity středem zájmů mnoha badatelů. Komplikovanými chem ickým i, fyzikálním i a fyzikáln ě chem ickým i metodami byly v některých typech uhlíkatých chondritů — především v m eteoritu Orgueil (dopadl v r. 1864 u vesnice Orgueil ve F ra n cii), Alais (dopadl 15. března 1806 v Alais ve F ran cii) a j. (Mighei, Nagoya, Kaba a j.) — objeveny jak složitější, tak jednodušší organické slou če­ niny.-V m eteoritu Orgueil byl zjištěn adenin a guanin a Hayatsu (1965) předpokládá i přítom nost uracilu. Jde o dusíkaté báze, je jich ž pořadí v m olekulách desoxyribonukleové a ribonukleové (u racil) kyseliny je základem zápisu a přenosu genetickéh o kódu, který je podstatou dě­ dičnosti organismů. Vznik dusíkatých bází se však dá vysvětlit i abiogenně, tak jako vznik některých dalších organických sloučenin. Tak např. pomocí elek trick ý ch výbojů syntetizoval z plynných sm ěsí blíz­ kých svým složením prvotní zem ské atm osféře M iller am inokyseliny, tepelnou polym erizací lze pak z am inokyselin získat látky velmi blízké jednoduchým bílkovinám. N ěkteré slo žitější útvary lze považovat za organochem ické analogy slo žitějších k ry stalick ý ch struktur. S určitou, ale s hlediska dosavadních znalostí s daleko m enší pravděpodobností, může jít o produkty rozpadu živých organismů. Jde zejm éna o takové sloučeniny, k teré se n a lé zají v zem ských usazeninách, a o nichž víme, že se tam dostaly v důsledku životní činnosti. Mnoho takových látek je např. v naftě, jež je s velikou pravděpodobností organogenního původu. V uhlíkatých chondritech byly mimo jin é nalezeny m astné kyseliny, k teré se podařilo z jistit pom ocí infračerven ých spekter. Složitost po­ stupů, kterým i byly příslušné sloučeniny identifikovány, lze ukázat právě na tomto příkladu — m ateriál z m eteoritu Orgueil byl extrahován ben­ zenem a m etanolem , zmýdelněn, pak extrahován vodou, okyselen HC1, reextrahován éterem , vysušen v atm osféře plynného dusíku a pak roz­ puštěn v tetrachlorm etanu a teprve m ohla být zjišťována absorpční spektra, což zdaleka není postup n ejslo žitě jší. Proto se řada odborníků domnívá, že zejm éna vyšší organizované struktury mohou být spíše a rte ­ fakty a produkty ved lejších reak cí při analýzách, než zbytky neznám ých organismů. Dále se n ach ázejí v m eteoritech v nepatrném m nožství am inokyseliny, o nichž nelze rozhodnout, zda jd e o vlastní složku m eteoritu, nebo o zn e­ čištění během zkoumání či k rátce po dopadu, příp. v m useích. Ve v ět­ ším množství se v uhlíkatých chondritech vyskytují uhlovodíky, z nichž

lze jm enovat především přistaň a phytan (viz též ŘH 1/1966, str. 3), v zn ikajíc! jak o degradační produkty phytolu (C2oH39), který tvoří po­ stran n í řetězec chlorofylu. Je-li ve fo siliích Mg z chlorofylu nahrazen vanadylem (VO + + ), lze spektráln ím rpzborem z jistit přítom nost tzv. vanadyl-porfyrinu. Tak postupovali Hodgson a -Baker (1964) a ve dvou vzorcích z m eteoritu Orgueil skutečně objevili porfyrin, jehož přítom­ n ost lze anorganickou cestou těžko objasnit. Množství volných radikálů odpovídá kvantitativně množství, k teré na­ lézám e v pozemských usazeninách biogenního původu. To však jde po­ dle H. C. Ureyho vysvětlit působením rad iace na uhlíkatý chondrit, k terá může vyvolat zvýšení obsahu volných radikálů až k hodnotám, běžným pro biogenní fosilie. I působení rad iace na živý organism us vyvolává zvýšenou tvorbu radikálů, je jic h ž vliv na desoxyribonukleovou kyselinu je jedním z možných m echanism ů vyvolávání dědičných změn — mutací. V roce 1961 popisují Claus a Nagy v Nátuře poprvé o bjekty v m eteo­ ritu Orgueil s organizovanou strukturou, podobající se m ikrofosiliím . Podobné objekty jsou v r. 1962 nalézány v petrolejových nánosech Staplinem . Organizované struktury v Orgueilském m eteoritu jsou značně různorodé a je jic h struk­ tura byla k rá tc e po obje­ vení m nohokráte prově­ 2 3 řována, přičem ž se uká­ zalo, že mnohé z nich m a jí recen tn í pozemský původ a souvisejí s kon­ tam inací m eteoritu po je ­ ho dopadu, ja k na to v r. 1962 upozornili Anders a F itch na příkladu py­ S 6 4lových zrn. V roce 1963 Tim ofejev získává z me­ teoritů objekty na první pohled značně podobné řasám ze skupiny obrněnek — D inoflagellata — je jich ž tělo je zpravidla kryto zajím avě skulpturovaným krunýřem, um ožňujícím je jic h za-

O rg a n iz o v a n é str u k tu ry z ís ­ k a n é T im o fe je v e m z m e t e o ­ ritu M ig h ei ( 1 —6 ) a d n e s u n á s b ě ž n é o b r n ě n k y (7 a ž 9 ) . P o p is v textu .

chováni ve fosilních usazeninách (viz obr.). Po chem ické strá n ­ ce šlo o struktury silně m ineralizované, z kterých se podařilo Nagymu a spolupracovníkům odstranit působením HC1 a HF inkru stace a im preg­ nace a získat uhlíkovou kostru objektu s přím ěsem i leh čích prvků, ch a­ rak teristický ch pro biologický m ateriál. Pozorované útvary jsou dosti různorodé a nelze dnes s jistotou tvrdit, že nejde o artefakty, i když se mnohé z nich m ikrofosiliím skutečně podobají. Jednou z cest, jimiž lze ověřit biogenní či abiogenní původ organic­ kých látek, je u rčeni opticky aktivních sloučenin a z jištěn í levotočivých forem . Je známo, že v živé hmotě se vyskytují především levotočivé fo r­ my opticky aktivních látek, tj. takové, které o tá čejí rovinu polarizova­ ného světla doleva. Přítom nost pravotočivých sloučenin bývá patologic­ kým projevem organism u. Tato „výběrová" schopnost živé hmoty se pravděpodobně vyvinula hned při vzniku života a byla podle prof. Bernala dána krystalickou strukturou a o rien tací ploch adsorpčních částic, na je jic h ž površích vznikaly v někd ejších přím ořských lagunách foto­ chem ickým i reakcem i složité organické látky, vedoucí ke vzniku ži­ vota. Výzkum optické aktivity organických látek extrahovaných z u hlíka­ tých chondritů nedospěl doposud k jednoznačným výsledkům. Nagy a spolupracovníci provedli v roce 1964 m ěření optické aktivity extra­ hovaných látek z m eteoritu Orgueil a dospěli ke kladným výsledkům. Hayatsu v r. 1965 však použil poněkud jinou metodiku a provedl tatáž m ěření se záporným výsledkem — nenalezl v extraktech žádnou o p tic­ kou aktivitu. Je ovšem otázka, jsm e-li oprávněni předpokládat — šlo-li by skutečně o pozůstatky mimozemského a nikoliv pozemského života — že se i tam musí vyvinout schopnost živé hmoty, využívat je n určité optické izomery. Nelze zapom ínat ani na to, že k rátce po dopadu, pří­ padně i v m useích, mohly alespoň na čas m eteority h ostit pozemské m ikroorganism y, které na některých částech m eteoritu zanechaly levo­ točivé zbytky své životní činnosti. Bylo by pak možné vysvětlit i rozdíl ve výsledcích dvou laboratoří u téhož m eteoritu. V šechny prováděné rozbory organických látek v m eteoritech se opí­ ra jí o analogie s pozemskými fosiliem i a s je jic h chem ickým složením. V yloučím e-li možnost kontam inace m eteoritu recentním i organismy, zbývají z hlediska zastánců biogenního původu popsaných sloučenin a z nich vytvořených organizovaných struktu r dvě m ožnosti — bud jde o pozůstatky pozemského života, k teré byly v m inulosti přeneseny do kosmu a v racejí se zpět v m eteoritech, anebo jd e o zbytky skutečně mimozemského života. Protože se tyto organické struktury velmi podo­ b ají pozemským m ikrofosiliím , je první možnost pravděpodobnější a na­ vrženým vysvětlením by pak byla dávná kontam inace M ěsíce vodou z pozemských zdrojů, obsahujících prim itivní organismy. Části m ěsíční kůry, vym rštěné do prostoru dopadem a explozí větších m eteoritů, by se po čase dostávaly jako uhlíkaté chondrity zpět k Zemi. V zajím avém článku v RH 1/1966 upozorňuje prof. Kopal — vychá­ z eje k předpokladu, že život byl na Zemi přenesen z M ěsíce — na pravděpodobnější přepadnuti části m ěsíční hmoty na Zemi, než vyho­

zení části zemské hmoty na M ěsíc v době, kdy se mohla obě tělesa n ej­ více navzájem přiblížit. Podle prací jiných autorů byl tehdy možný i pro­ ces opačný. Snadněji by bylo možné vysvětlit kontam inaci M ěsíce odtrže­ ním M ěsíce od Země, tedy domněnkou zastávanou dnes již jen málo autory. Absolutní stá ří M ěsíce lze těžko určit, jeho velikost, hmota a utváření povrchu však jednoznačně nasvědčují pro to, že i kdyby se zde v m inulosti vyskytly podmínky pro život, nem ohl by se zde život vyvíjet, ba ani vzniknout v důsledku relativně krátkého údobí, po které si mohl M ěsíc životní podmínky udržet (teku tá voda, atm osféra atp.). Dnes se spíše zdá, že v důsledku své m alé hmoty Měsíc do biogenního stádia planety vůbec nedospěl. V této souvislosti je zajím avé srovnání M ěsíce s hm otnějším Marsem, jehož prvrch je podle fotografií, poříze­ ných M arinerem IV, dost podobný povrchu M ěsíce. První rozbory sním ­ ků provedené A. B. Binderem (Lunar and Planetary L aboratoryj na zá­ kladě srovnávání počtu a d istribuce m ěsíčních a Maršových kráterů o stejn ých prům ěrech, odhadují nejenom stáří útvarů na Maršově po­ vrchu na 3 m iliardy let, ale svědčí i o rozsáhlých erozích pozemského typu, ke kterým v m inulosti na Marsu docházelo a vývoj jeh o povrchu dospěl dále než na M ěsíci. V porovnání se stářím Země odpovídá podle citovaného odhadu stáří útvarů na Marsu údobí, ve kterém se na naší Zemi začaly vyvíjet první živé systémy. Měsíc mohl být kontam inován právě v onom údobí, ve kterém podle G erstenkorna a MacDonalda (viz ŘH 1/1966, str. 3 ), si byly Země a Mě­ síc n ejb líže a v němž se již v oceánech vyvíjí první život. Pokud byl v m inulosti Měsíc Zemí zachycen, vyskytovala se pravděpodobně v té době v blízkosti Země i další tělesa, z nichž něk terá m ohla dopadnout na Zemi a podle J. W. Salisburyho a L. B. Roncy (N ature 1966, No 5037, 669—670) se po je jic h nárazu a explozi tvořila kontinentální jádra. Snad by se i tím to procesem dalo vysvětlit vym rštění vody na Měsíc. V pří­ padě odtržení M ěsíce od Země v době k rátce po vzniku života na Zemi odnesl by M ěsíc i část biogenní hmoty. Protože dno Tichého oceánu je na rozdíl od pevninských k er a dna Atlantiku složeno nikoliv ze Sialu, ale ze Simy, mohlo podle některých badatelů k oddělení M ěsíce dojít právě v těchto m ístech. Protože doposud známé uhlíkaté chondrity nelze považovat za usaze­ né horniny, zdá se, že organické zbytky v nich nalezené se tam dostaly druhotně, např. popsanou kontam inací porézního m ěsíčního povrchu po­ zemskou vodou. Druhou možností je přenesení pozůstatků mimozemského života mezi­ planetárním a podle prof. Bernala i mezihvězdným prostorem ze za­ n iklé, případně katastrofou postižené planety v uhlíkatých chondritech až na naši Zemi. Nic bližšího však o tom dnes nelze říci. Posoudíme-li přednesené domněnky, je snadné zjistit, že mnoho z nich má značně spekulativní ch arak ter a schází k nim dostatečný počet dů­ kazů. D efinitivní odpověd na většinu z nich přinese teprve další výzkum kosmu a přímý astronautický průzkum povrchu M ěsíce, Marsu a dal­ ších těles sluneční soustavy.

Ne u každého vyznívá životní b ilan ce tak příznivě, ja k o tom u je u našeho p řítele F ran tišk a Kadavého (n ar. 12. listopadu 1896). S ta č í se v rá tit o deset let nazpátek a p ře číst si v ŘH 11/1956 výčet jeh o obětavé p ráce v Cs. astro ­ nom ické společnosti a na lidové hvězdárně v Praze. Je ště dnes p okraču je v osvětové čin n o sti a čas od času se v rací na hvězdárnu k svému oblíbeném u oboru, zakreslován í slu nečrých skvrn. Byly doby, kdy se zdála tato čin n o st zbytečná. Dnes se mezi osm i tis íc i kresbam i h le d a jí ty, k te ré byly zhotoveny v době protonových erupcí, hled á se vztah m ezi eru p cí a vzhledem skvrn a je jic h okolí. A je š tě jednu vzpomínku. Je sk u tečn o stí že při založení původní CAS tv ořili jád ro výboru členové velm i obětaví a nezištn í. Plné rozvinutí je jic h ú silí by nebylo možné, kdyby Společnost nezískala v panu „Ký“ svědom itého spolupracovníka. V době, kdy v ětšina těch to mužů odešla navždy, pokračoval Fran tišek Kadavý v popu larizaci astronom ie se stejn ým zanícením a s ob ěta­ vostí, k terá nezn ala mezí. P řejem e ju bilantu je š tě mnoho le t čin n osti a spoko­ jen ý život. J o s e f K le p e š t a

C o nového

v a s tro n o m ii

D A L Š Í

A S T R O N A D T I C K Ý

O spěšný le t am erické kosm ické son ­ dy M ariner IV značně ovlivnil další program výzkumu Marsu, i p ro jek to ­ vané lety k dalším planetám . V ro ce 1967 bude kon stru kčně upravený Ma­ rin er vypuštěn k Venuši, v ro ce 1969 se p očítá s vypuštěním nejm éně dvou aparatu r k M arsu. Až do roku 1969 m ají být všechny am erické p lan etárn í sondy stavěny podle kon stru kčn ích prvků M arinerů. Nová etapa ve výzkum ech začne až v ro ce 1973 současiíým vypuštěním dvou sond Voyager „m ěsíčn í" raketou Saturn 5. Teprve od Voyageru si od­ b orn íci NASA slib u jí definitivní vyře­ šen í otázky m ožnosti života na M arsu, ať dnes, či v dávné m inulosti. P řesto, že program Voyager byl z tech n ick ý ch a fin an čn ích důvodů o dva roky odsu­ nut, k on stru u jí se již nyní aparatu ry, um ožňující m ěkké p řistání na Marsu. V druhé polovině března na te ch ­ n ick é ko n feren ci v Baltim ore byla dis­ kutována otázka použití padáků v m ar­ ťanské atm osféře. Vzhledem k n ízk é­ mu barom etrickém u tlaku na M arsu (okolo 10 m ilibarů ), může v ětší pa­ d ák zpom alit le t na Zemi 680 kg vá­ žící sondy za optim álních předpokladů v M aršově ovzduší na 25 m/sec, což

PROZKUM

MARSU

odpovídá na Zemi volném u pádu z výš­ ky 32 m. Uvažme, že am erická kosm ická son­ da Surveyor p řistála na M ěsíci ry ch ­ lo stí 1,5 m/sec a sov ětská Luna 9 ry ch ­ lo stí asi 6 m/sec. Rychlost okolo 25 m /sec, s kterou dopadla na M ěsíc Lu­ na 7, již vedla ke zničen í p řístro jů son­ dy. N áraz na povrch M arsu bude tlu ­ m it koule z balzového dřeva, k te rá by­ la vyvinuta pro první sondy Ranger. A tm osféra ve výšce 42 km nad ra k e ­ tovou základnou W hite Sands v New M exico im itu je podmínky v Maršově ovzduší a jso u zde zkoušena brzdná zařízen í pro p řistáván í na M arsu. Ba­ lón vynáší m aketu zařízení sondy se složeným padákem, k te rá se ve výšce 39 km odpojuje od balónu a je vyho­ zena pom ocí m alých ra k e t je š tě o ně­ co výše, kde též získává ry ch lost, ja ­ kou bude m ít pravděpodobně v Mar­ šově atm o sféře při otevření padáku (1300 km /hod.). Později má být k po­ kusům použito sp e ciáln ích rak e t. Původní verze ap arátu Voyager se op írala o pozem ská pozorování M arsova ovzduší, jehož hu stota vycházela daleko vyšší, než jakou z jistil Marin e r IV. Po p řiblížení k p lanetě se m ěla asi 4000 kg v ážící sonda ro zd ělit na

dvě čá sti — o rb itáln í a p řistávací. Prostřednictvím o rb itáln íh o zařízeni m ěla p řistávši ap aratu ra v ysílat in fo r­ m ace k Zemi. Vzhledem k m alé husto­ tě atm osféry na M arsu byl program pozměněn a váha sondy zvýšena na 9900 kg. P řistáv ací m anévr bude pro­ veden pod co nejm enším úhlem k po­ vrchu Marsu, přičem ž lze m axim álně využit brzdný účinek i velm i řídkého ovzduší a k odděleni přistávacíh o za­ řízeni dojde až po přesném navedeni sondy na oběžnou dráhu okolo Marsu. K vypuštění nebude pravděpodobně s ta čit rak eta Saturn 1 B Centaur (S a ­ turn 1 B byl již úspěšně vyzkoušen a je schopen vynést na nízkou oběž­ nou dráhu okolo Země u žitečn é zatí­ ženi kolem 20 tu n ) a bude třeba po­ čk at n a rak etu Satu rn 5. Na p ro jek tu V oyager nyní p racu je 400 odborníků, z nichž m enší č á st se zabývá problém y-řízeni, vedeni a spo­ je n i se sondou. Vedoucí složkou pro­ jektu jsou labo ratoře Je t Propulsion Laboratory. Předběžně byla stud ie pro­ jek tu zadána firmám Boeing. G eneral E le c tric a TRW/Systems. Současně

jsou rozpracovávány systém y pro m en­ ši sondy a studovány m ožnosti ionto­ vého pohonu, um ožňujícího n ejen přesnou k o rek ci letu, ale i cestu z g e o ce n trick é dráhy k Marsu, k terá by v uvedeném případě trvala podle odhadu pracovníků z Jet Propulsion L aboratory asi 300 dnů a byla by e n e r­ g etick y zajištěn a 460 m2 slu nečn ích baterií. Zkonstruováním sondy, pohá­ něné sérií m alých iontových m otorků, lze celý program uspíšit o 2 —3 roky, bude-li podle plánu sonda hotova v ro ­ ce 1970. Celkem by n a ní byl um ístěn asi m ilión slu n ečn ích „buněk", se řa ­ zených v 55 p anelech na 4 křídlech. První iontové m otory popsaného typu jsou zkoušeny v Hughes R esearch Laboratory a m ají p racovat po 333 dnů. I když se od roku 1957 náklady na vypuštění 1 kg užitečn é váhy do kos­ m ického prostoru neu stále snižují, jsou nové program y drahé, především svou tech nick ou náročností. Na vý­ zkum planety Marsu sondam i Voyager je do roku 1973 plánováno vyčerpat více než tři m iliardy dolarů.

Jiří V agera

P I O N E E R Dne 17. srpna se d ostala na oběž­ nou dráhu kolem Slu nce d alší um ělá planetka, am erická m eziplanetární sonda P ioneer 7; byla vypuštěna na Kenňedyho mysu třístupňovou raketou Douglas-Delta. V autom atické m ezi­ p lanetární stan ici, je jíž váha je 63,5 kg, jsou p řístro je, k te ré m ají poskyt­ nout am erickým vědcům nové poznat­ ky, je ž by vedly k předpovědím výbu­ chů slu nečn ího záření. Spolehlivé předpovědi jsou velm i důležité pro p ři­ pravované le ty kosm ických lodí s poNOVÝ

OBŘI

7

sádkou v rám ci p ro jek tu Apollo. Dal­ ším úkolem sondy je získat nové úda­ je o slunečním větru. N ěkolik dní po startu bylo oznám eno, že sonda zača­ la předávat údaje m ěření a že všechny p řístro je fun gu jí bez závad. Pioneer 7 se pohybuje kolem Slu nce po dráze, je jíž příslunl je ve vzdálenosti 147 mi­ liónů km a odsluní ve vzdálenosti 164 m il. km. V odslunl má být sonda asi za 28 týdnů po startu . Oběžná doba Pioneeru 7 je asi 390 dní.

RADIOTELESKOP

Podle zprávy časopisu S tern e und W eltraum (8 —9/1966) se rozhodla západoněm ecká Společnost Maxe Plancka založit ústav pro rad ioastronom il. Tento ústav s fin an čn í pom ocí Sp o lk o ­ vé země Severní P orýnl-V estfálsko a za vědecké spolu práce u n iv ersity v Bon­ nu převezme již p ro b íh ající vývoj no-

vého obřího rad ioteleskopu s anténou o průměru 90 m etrů. Pro kon stru kci tohoto rádiového dalekohledu budou poskytnuty fin an čn í prostředky též z nad ace znám é autom obilky V olks­ w agen. Ředitelem ústavu Maxe Planck a pro radioastronom ii bude známý odborník prof. dr. O. H achenberg.

O tázka zm ěřeni barevného indexu Slu n ce není tak jednoduchá, ja k by se na první pohled zdálo. Vzhledem k ve­ lik é ja sn o sti Slu nce není možné pro­ vést m ěření týmž fotom etrem , kterým bychom zároveň m ohli zm ěřit sadu standardních hvězd. Dr. van der Bergh proto navrhl jak o bezp ečn ější určovat barevný index nepřím ým i metodam i. Ze šesti takových m ěření provedených

Z lid o v ý c h h v ě z d á re n

od roku 1957 různým i astronom y s ta ­ novil van der B ergh barevný index Slu n ce B V = + 0,65m=t0,01m a u ltra­ fialový exces + 0 ,0 3 ± 0,02. Domnívá se proto, že Slu nce je poněkud červe­ n ě jš í než prům ěrná hvězda typu G2 V, a že abundance kovů ve Slunci jsou o 30—20 % nižší, než pro hvězdy z hvězdokupy Hyády. -h e c -

o a s tro n o m ic k ý c h

k r o užků

P Ř Í K L A D N Á PRÁCE L I D OV É HVĚZDÁRNY VE V A L A Š S K É M M E Z I Ř Í Č Í T aké v červnu pokračovaly n a va­ lašsko m eziříčské hvězdárně pravidelné čtv rte čn í v ečery, k te ré jsou stá le ví­ ce vyhledávány širokou v eřejn o stí. P racovní schůzky Klubu astronom ů am atérů s tříd a jí zajím avé bezplatné pořady. V červnu to byla například p řed náška prof. Jan a Nováka „V ěhlas­ ní p o čtáři středověku ", diskusní v ečer se světelným i obrazy a s film em „Za­ jím avé o b jek ty letn í oblohy", vědecko­ fan tastick ý film z daleké budoucnosti „Ikarie*!XB - 1“ aj. V souvislosti s hodnocením p ráce v alašskom eziříčsk é hvězdárny je nut­ no zm ínit se tak é o VII. k ra jsk é a s tro ­ nom ické instruktáži, k terá byla zde uspořádána ve dnech 18. a 19. června. In stru ktáž byla u rčen a pracovníkům

OKAMŽIKY

a spolupracovníkům lidových hvězdá­ re n a astronom ick ých kroužků Severo­ m oravského k ra je . Na program u byly různé re fe rá ty z astronom ie a příbuz­ ných věd, zam ěřené hlavně k nastáva­ jícím letním odborným praktikům . V květnu byly zakon čeny ku rsy po­ řád an é hvězdárnou a je jic h pokračočán í začlo opět po prázdninách v m ě­ s íc i září 1966. Pozoruhodné jso u také schů zky astronom ických kroužků m lá­ deže a začátečn ík ů , k te ré se k o n ají již ve dvou skup in ách přím o na hvěz­ d árně. V alašsk om eziříčtí astronom ové p řip rav u jí pro šk o ly a v e ře jn é org an i­ zace sp eciáln í program y spojené s po­ zorováním hvězdné oblohy, prohlíd ­ kou zařízen í a prom ítáním populárněv ědeckých film ů. a jr

VYSÍLÁNÍ V ZÁŘÍ

CASOVÝCH 1966

SIGNÁLŮ

OMA 50 kHz, 8h ; OMA 2500 kHz, 8h ; OLB5 3170 kHz, 8 h ; P ra h a 638 kHz, 12»> Den OMA 50 OMA 2500 OLB5 P ra h a

1

2

3

4

5

6

7

8

9

10

9855 9845 9850 9855

9857 9847 9852 9857

9858 9848 9853 9858

9860 9850 9855 9860

9862 9852 9857 9862

9865 9855 9860 9865

9866 9856 9861 9866

9868 9858 9863 9868

9871 9861 9866 9871

9872 9862 9867 9872

D en OMA 50 OMA 2500 OLB5 P ra h a Den OMA 50 OMA 2500 OLB5 P ra h a

11

12

13

14

15

16

17

18

19

20

9874 9864 9869 9874

9876 9866 9871 9876

9878 9868 9874 9878

9880 9870 9877 9880

9882 9872 9880 9882

9885 9875 9883 9885

9888 9878 9886 9888

9890 9880 9889 9890

9891 9881 9891 9891

9893 9883 9893 9893

24

25

26

27

28

29

30

9901 9902 9891 •9892 9901 9902 9901 9902

9905 9895 9905 9905

9906 9896 9906 9906

9909 9899 9909 9909

9910 9900 9910 9910

9912 9902 9912 9912

21

22

23

9896 9886 9896 9896

9897 9887 9897 9897

9899 9889 9899 9899

V. P t á č e k

Ú k a z y na o b lo z e v p ro s in c i S lu n c e vstupuje 22. p ro sin ce v 8h 28m17s do znam ení K o zo ro žce ; v tuto dobu nastává zim ní slunovrat a začá­ tek astronom ick é zimy. Slu n ce vychá' zí 1. prosince v 7 h36m, v době slu no­ vratu v 7^56m a 31. p rosince v 7h59m. Zapadá 1. p rosince v 16h01m, v době slunovratu v 16ř 00m a 31. p rosince v 16h07m. Od počátku m ěsíce do slu­ novratu se délka dne zkrátí o 21 min.,* od slunovratu do konce p ro sin ce se opět o 4 min. prodlouží. M ěsíc je 5. prosince v 7h v poslední čtvrti, 12. p rosince ve 4h v novu, 19. prosince ve 23h v první čtv rti a 27. prosince v 19*> v první čtvrti. V p ří­ zemí je M ěsíc 7. p rosince, v odzem í 20. p rosince. V p rosinci nastanou zá­ kryty dvou jasn ý ch hvězd M ěs'cem . Dne 4. X II. zákryt jj Leonis, Jejíž hvězd­ ná velikost Je 3,6m (vstup 4h35,0m, vý­ stup 5h19,8m — pro Prahu) a dne 7. X II. zákryt y V irginis o Jasno sti 2,9m (vstup 3hl l , 7 m, výstup 4^07,0m). M erku r Je v první polovině p rosin­ ce ráno nad jihovýchodním obzorem. Dne 4. X II. je plan eta v n e jv ě tší zá­ padní elon gaci, tehdy jsou také n e j­ lepší podmínky pro je jí pozorování. V tuto dobu bude v 6h30m a s i 7° nad obzorem. Počátkem p rosince M erkur vychází v 5 h40m, v polovině m ěsíce v 6 h17m. Hvězdná velikost p lanety se během této doby zvětšu je z 0m na — 0,4 m. Dne 5. X II. nastává kon ju nk ce M erkura s Neptunem, 10. X II. s M ěsí­ cem a 17. X II. s Antarem.

V en u še je koncem m ěsíce večer nad jihozápadním o b zo rem ; koncem pro­ sin ce zapadá v 17h. Má hvězdnou ve­ lik o st —3,4“ a v dalekohledu sp atří­ me celý je jí kotou ček, jehož průměr je 10". M ars je v souhvězdí Panny. P očát­ kem p rosince vychází v lt-03m, kon­ cem m ěsíce v 0 h32m. Kulm inuje v ran­ ních hodinách. Jasn o st planety se bě­ hem p rosince zvětšu je z l,5 m na 1,2™, kotou ček planety má průměr asi 6''. Dne 6. prosince nastává kon junkce Marsu s M ěsícem . Ju p ite r je v souhvězdí R ak a, P očát­ kem prosince vychází ve 20h0?n1, kon­ cem m ěsíce již v 17l‘*59m. Najvhodi ě jš í pozorovací podmínky jsou v časn ý ch ran n ích hodinách, kdy planeta kulmi­ nu je. Ju p iter má hvězdnou v elikost — 2 ,l m. K onju nkce Ju p itera s M ěsícem n astanou 2. a 29. prosince. S atu rn je v souhvězdí Ryb. P očátk°m r-o s in c e zaraflá v 0 h35m, kon­ cem m ěsíce ve 22*’43m. Hvězdná veli­ k o st planety se zm enšuje během pro­ sin ce z l^ ® na 1,4®. Dne 19. X II. je Saturn v kon ju nk ci s M ěsícem . U ran je v souhvězdí Panny. Z ačát­ kem p rosin ce vychází v 0 h38m, kon­ cem m ěsíce již ve 22h46m. Uran má hvězdnou velikost 5,8m. Dne 6. pro­ sin ce je plan eta v kon ju n k ci s M ěsí­ cem . N eptu n je v souhvězdí Vah. Po kon­ ju n k ci se Sluncem v polovině listopadu bude v p ro sin ci pozorovatelný jen

v ran n ích hod inách k rátce před výcho­ dem Slu nce. P očátkem p rosince v ychá­ zí v 6h05m, koncem m ěsíce ve 4h10m. Neptun má hvězdnou v eliko st 7,8m a můžeme je j, podobně jak o Urana, vy­ hled at podle o rien tačn í m apky ve Hvězdářské ro čen ce 1966. Dne 10. pro­ sin ce n astan e kon ju nk ce Neptuna s M ěsícem . P la n e tk y . Dne 22. prosince nastává opozice planetky Ceres se Sluncem . V tuto dobu bude mít C eres hvězdnou velikost asi 7,7m a bude na rozhraní souhvězdí Blíženců a Býka ve velm i příhodné poloze k pozorování. P lan et­ ku můžeme vyhledat podle efem eridy v H vězdářské ro čen ce (str. 106) a vhodného hvězdného atlasu. M eteo ry . V prosinci m ají maxim a dva význačné m eteorické ro je : Geminidy a Ursidy min. Maximum prvního ro je nastává po půlnoci 13./14. X II., ro j má trv ání 6 dní a v době m axim a můžeme sp atřit asi 60 příslušníků to ­ hoto ro je . Maximum Ursid m in. n a sta ­ ne po pů lnoci 22./23. p ro s in c e ; roj má trv ání pouze asi 2 dny a v době maxim a je hodinová frekv en ce a s i 12 m eteorů. Pro oba ro je jso u letos velm i příznivé podmínky k pozorování. J. B.

OB S AH L. Kohoutek: Q uasi-stelám í extra­ g alaktick é objekty — J. Bouška: Lunar Orbiter 1 — P. Lála: Zase­ dání organizace COSPAR ve Vídni — 0 . Hlad J. Pavlousek: Rekon­ strukce p etřín ské hvězdárny — J. V agera: Organické látky a „organisované“ struktury v m eteoritech — Co nového v astronom ii — Z li­ dových hvězdáren a astronom ic­ kých kroužků — Úkazy na obloze v prosinci C O NT E N T S L. Kohoutek: Q uasi-stellar Extrag a lactic O bjects — J. Bouška: Lu­ nar O rbiter 1 — P. L ála: COSPAR Symposium in Vienna — O. Hlad and J. Pavlousek: R econstruction of the Petřin Observátory — J. Vagera: Organic Substances and “ Organized” Stru ctures in M eteorites — News in Astronomy — From the Public Observatories and Astronom ical Clubs — Phenomena in December C O JE P IA H H E JI.

K o r o jr r e K :

K B a 3 H -3 B e 3 flH b Je

r a Jia K T H q e c K H e ofW .eK T U — K a : J l y H a p O p Ó H T ep 1 —

• Prodám dalekohled zn. Binar 25X 100 v bezvadném stavu s příslušenstvím , tj. malý a velký stativ kov., v orlg. obalu. Cena 5000 Kčs. Jan O sterreicher, gen. Svobody 35, České Budějovice. • Prodám binokulární dalekohled na azim utální m ontáži o průměru objektivů 2 X 5 0 mm, zvětšeni 32krát, vzpřímený obraz. K onstrukce je amatérsTcá, optika tovární. — Josef Veselý, U stadionu 769, Jičín v Č.

3ace.aanH e O.

r.lafl

CTpyKUHH Phh —

H.

h

BHe-

H . B o y in J la jia : C O SPA R b B eH e — H r ia B Jío y c e K : Pokoh-

rieTp>KHHcKofl B arep a.

n.

06cepaaT 0-

O p raH H M ecK H e B e -

m ecTBa h < o p ra H H 3 itp o B a H H b ie > c T p y K T y p b i b M C T e o p H T ax — M t o h o B o ro B acrpOHOM HH — H 3 H a p o a H b ix 06c e p B a T O P H fi H a c ipOHOMHMCCKHX K p y stK O B — S I b .t c h h !’ Ha H e 6 e b j i c K a6pe

Říši hvězd řídí red akční ra d a : J. M. Mohr (vedoucí red .), Jiř í Bouška [výkon. red .J, J. Grygar, F. Kadavý, M. Kopecký, L. Landová-Štychová, B. M aleček, O. Obůrka, Z. Plavcové, S. P licka, J. Sto h l; taj. red. E. Vokalová, techn. red. V. Suchánková. Vydává min. školství a kultury v nakl. Orbis, n. p., Praha 2, Vinohradská 46. Tiskne Knihtisk, n. p., závod 2, Praha 2, Slezská 13. Vychází 12krát ročně, cena jednotlivého výtisku K čs 2,—. Rozšiřuje Poštovní novinová služba. Inform ace o předplatném podá a objednávky přijím á každá pošta i doručovatel. Objednávky do zahraničí vyřizuje PNS — ústřední expedice tisku, odd. vývoz tisku, Jin d řišsk á 14, Praha 1. Příspěvky za síle jte na redakci Říše hvězd, Praha 5, Švédská 8, tel. 54 03 95. Rukopisy a obrázky se n evracejí, za odbornou správnost odpovídá autor. — Toto číslo bylo dáno do tisku dne 3. říjn a, vyšlo 7. listopadu 1966. A-05 *61929

Dva s lo ž e n é sn ím k y lu n á rn í so n d y S u rv e y o r 1, e x p o n o v a n é 3. č e r v n a t. r., u k a ­ zu jí m ě s íč n í p o v r c h s k a m e n e m d é l k y a s i 45 cm v e v z d á le n o s ti a s i 360 c m o d so n d y . — N a č tv r té s t r a n ě o b á lk y j e o b la s t M ěsíc e v o k o l í k r á te r ů P etav iu s, H a s e a F u rn eríu s. f K o p a l a s p o l.: P h o to g r a p h lc A tlas o f t h e M oon, tab. X C lX .j