V W 2 * 1981 V 2,50 Kčs RISE HVĚZD

V

W

2 * 1981

V

2,50 Kčs

RISE HVĚZD

M ontáž p ro je k č n íh o p řístro je p la n etá ria v P raze po g e n e rá ln í o p ra v ě v ro c e 1980. (F o to A. R iikl) — Na p rv n í str. obálky je p o h le d na budovu p ra ž sk éh o p la n etá ria . (F o to H. H olovská — k e zp rá v ě n a str. 3 9 — 4 0 ).

*

*

*

*

*

*

Martin Šolc

Ří še h v ě z d

* Roč. 62 ( 1 9 8 1 ) , č. 2

Povrch Slunce se vlní s periodou 11 let

Ačkoliv je p eriod ick á slu n ečn í ak tiv ita [v ý sk y t skvrn, eru p cí atd .) dobře p ozorovateln á a p rak tick y n e p ře trž itě sled o v án a po několik sto letí, neexistu je zatím důvěryhodná teo rie, k te rá by ji d ok ázala v y světlit na zák lad ě zák onitostí vnitřní stavby Slunce. U rčitý význam p roto m á výsledek m ěření horizon tálních ry ch lo stí ve fo to sféře, získ an ý v lé te ch 1 9 6 8 — 1980 R. H ow ardem a B. J. LaBontem (publikovaný v A stro p h y sical Jo u rn al L e tte rs z 1. 7. 1 9 8 0 ). Tito sluneční fyzikové použili m a g n e to g ra í u 46-m etrovéh o věžového slu n ečn íh o dalekohledu na observatoři na Mt W ilsonu n etrad ičn ím způsobem — m ěřili jím dopplerovský posuv středu čá ry neutráln íh o železa F e I n a vlnové d élce 525 nm. Skanováním slunečního disku p aprskem o prům ěru zp očátk u 1 7,5", později 12 ,5 " získali přehled o té slo žce h o rizo n táln í ry ch lo sti p lazm atu ve fotosféře, k terá sp adá do sm ěru zorného paprsku. Odtud pak u rčili velik ost h orizon tální ry ch lo sti ve- sm ěru východ — záp ad, tedy rovnoběžně se slunečním rovníkem ve sm ěru slu n ečn í ro ta ce . Aby nebyly výsled k y zatíženy náhodným i odchylkam i, zp rů m ěrovali je au toři uvnitř každého ze 34 stejn ě širo k ý ch pásů rovnoběžných s rovníkem [n a prům ětu disk u ), a to z a dobu * 2 C arrin gton ových otoček . Takový výsledek vystihuje velm i p řesn ě d iferen ciáln í ro ta ci, neboť p řesn o st m ěření d o ­ sah ov ala až několik m .s- 1 . Cílem au torů však bylo zjistit odchylky, od prům ěrné d iferen ciáln í ro ta ce v jed n otlivých p ásech , a proto její vliv vyloučili od ečtením . D iagram , k terý vyšel po tak ové p ro ced u ře, je zn ázo rn ěn na obrázku. Odchylky ry ch lo stí v jed n otlivých p ásech leží v ro zm ezí =*=1,5 m .s-1 až =*6 m .s- 1 . Oblasti, kde plazm a d iferen ciáln í ro ta ci p ředbíhala, jsou v y čern ěn y , v bílých ob lastech se p lazm a opožď ovala. C h arak ter ry ch le jších a p o m alejších zón vynikne, jestliže se na d iagram podívám e zp rava proti sm ěru časo v é osy, té m ě ř z roviny papíru. Ze severního a jižního pólu se odpojují p ra k tick y zároveň dvě vlny „ ry ch le jšíh o " plazm atu, k lesají k rovníku ry ch lo stí asi 2 m .s -1 (k te rá se zvolna sn ižu je), a za 22 let se u rovníku spojuji a zan ik ají. Po je d e n á cti lé te ch se od pojila od pólů další dvojice „ ry ch le jších 11 vln. S lu nce m á ted y n a povrchu p rste n ce , většinou 4, ve k terých plazm a obíhá ry ch le ji než udává vy střed o v an á h o d n o ta d iferenciáln í ro ta ce . Rychleji ro tu jící p rste n ce jsou p ro stříd án y p om alejším i, a ce lý soubor se zvolna pohybuje od pólů k rovníku, kde zan ik á. Novými „ ry ch le jším i" p rsten ci je u pólů doplňován s periodou 11 let. T akto se p rojevu jící těleso je možno o zn ačit za torzní o scilá to r s periodou 11 let. E xisten ce ry ch le jších a p om alejších „vln “ n a povrchu Slunce je n esporně p ro ­ jevem nějakého děje u krytéh o hluboko ve slu n ečn ím nitru, p rotože jinak by vlny nem ohly n apř. vznikat so u časn ě n a sev ern ím i jižním pólu. Protože je perioda vzniku a též perioda průchodu ry ch lejšíh o p rste n ce u rčito u h eliografick ou šířkou 11 let, musí m ít vlny vztah tak é ke slu n ečn í ak tiv itě. A n ak o n ec, podpovrchové m agn etick é pole, k teré ob čas vy ráží nad fotosféru ve sm y čk á ch nad skupinam i skvrn, je pravděpodobně n eseno p rávě ry ch lý m p rsten cem , p ro to že d iferenciáln í ro ta ce n apř. na rovníku sm yčk y příliš n e strh á v á ani nedeform uje. D iferenciální ro ta ce je tedy jev povrchový, z atím co vlny jev hlubinný, k terý může být in te n ­ zivnější ve větší hloubce. Souvislost vln se slu n ečn í ak tivitou je očividná. Uváží-li se jen ty č á s ti če rn ý ch zón v d iagram u n a obrázku, k te ré leží v p ásm ech m axim áln íh o výskytu slu n e č­ ních skvrn ( + 3 5 ° až + 5 ° , — 5° až — 3 5 °), pak d iag ram p řipom íná při zk rácen ém #

69

70

71

72

73

74

75

76

77

^

79

m ěřítku časo v é osy znám ý m otýlkový d iagram . S k u tečně, je-li obrys m o tý lk o ­ vého d iagram u pro příslušné období p řeložen přes obrázek vln, ukazuje se v ý ­ borný souhlas se začern ěn ý m i plocham i. N ezávisle na zjišťování ry ch lo sti ve fo to sféře m ěřili H ow ard a L aB onte tak é fo to sférick é m ag n etick é pole. Skvrny a aktivní oblasti vůbec vznikají n e jča stě ji v m ístech nahu štění silo č a r p o v rch o ­ vého (h lav n ě ovšem podpovrchového) m agn etick éh o pole. Toto n ahuštění silo ča r sled u je tém ěř p řesn ě vnější (vzd álen ější od rovníku) o k raj če rn é zóny. Tedy nejen postup vln k rovníku, postup ak tivních oblastí k rovníku, ale i postup čá ry sp ojující šířk y m axim áln í h ustoty m ag n etick ý ch silo ča r, m á c h a ra k te r Spórerova zákona. Torzní km ity v rstev n epříliš hluboko pod povrch em jsou podle n ě k te rý ch teo rií důsledkem v lastn o stí konvektivní vrstvy, ležící ve v ětší hloubce. N apř. W alénova teo rie z roku 1949 p řed pok lád á, že kmity mohou být u držovány prim ordiálním m ag n etick ým polem se zdrojem v jád ře Slunce, k te ré ovšem nem á n ic s p o le č­ ného (b ezp rostřed n ě) s periodickou aktivitou na slunečním povrchu. A právě výsledky pozorování H ow arda a L aB onta by m ohly o rg an ick y spojit te o rie vnitřní stavby a projevy sluneční aktivity.

Bolid z roje Leonid | Zdeněk

Ceplecha

V n oci 18. listopadu 1980 ve 2 h1 3 m3 2 s SEČ p rolétl nad p oh ran ičn í oblastí mezi M oravou a Rakouskem bolid — 12. m axim áln í absolutní velik osti. Jeho průlet byl z ach y cen celk em n a šesti če sk ý ch a m oravsk ých s ta n icích evropské sítě pro fo to g rafo v án í bolidů. Z ejm éna sním ky získané k am eram i s objektivy fish-eye 3 ,5 /5 0 mm um ožnily velm i p řesn ý v ýp očet d ráh y. N ejdůležitější byly sním ky M. N ováka z ob serv ato ře v Ondřejově, J. Runčíka z K ostelní M yslové u T elče, J. Sádovského ze S vratou ch u a J. B ártík a z C huránova. Na o b servatoři v O ndře­ jově byl p ořízen i sp ek tráln í zázn am kam erou s objektivním h ran olem s disperzí 20 nm n a 1 mm záznam u v m odré č á sti sp ek tra. N ejsilnější sp ek tráln í čá ry , v nichž bolid vyzařoval, n áležely ionizovaném u vápníku (39 3 + 397 n m ), io n i­ zovaném u hořčík u (4 4 8 n m ), neutráln ím u hořčíku (5 1 8 n m ), ionizovaném u k ře ­ míku (6 3 5 + 637 nm ) a neutráln ím u sodíku (5 8 9 + 590 n m ). V ětšina střed n ě jasn ý ch a slab ých sp e k trá ln ích č a r n á ležela n eutrálním u železu, h ořčíku a váp ­ níku. Bolid u létl světelnou dráhu dlouhou 53 km za pouhých 0,7 sekundy. Rozzářil se ve v ý šce 117km a jeho jasn o st n a rů sta la během prvé půlvteřiny z ce la v ý jim ečn ě: o 17 h vězdných velikostí za sekundu, tj. 6 m ilión k rát za sekundu se zvětšovala jeho jasn ost. Je to zatím n ejvětší vůbec kdy fo to g ra fick y z a ch y ce n ý n árů st ja s ­ nosti bolidu. N áhlý pokles n a konci světeln é dráhy bývá ča stě jší, ale stejn ě ten to bolid, jehož pokles po dosažení m axim a jasn osti dosáhl 100 hvězdných velikostí za sekundu, byl též výjim ečný. Po zm ěření sním ků J. B očkem a v ý p o čtech p roved ených n a p o číta či EC 1040 n a ob serv atoři v O ndřejově za a siste n ce M. N ovákové (Ježk o v é) a H. C eplechové %

z a čá tek ry ch lost (km /s) výška (km ) sev. zem. šiřka vých. zem. délka absolutní hvězdná velikost fo to m etrick á hm ota (k g ) zenitová vzdálenost rad iantu

m ax im u m ja s n o s t i

71,9 117,3 48,821° 15,838° - 3 ,8 0,19 55,8°

70,6 91,6 48,850° 15,328° — 12,0 0,02 )

kon ec 69,0 87,5 48,855° 15,246° —4,2 žádná 56,2°

RADIANT A DRÁHA VE SLUNEČNÍ SOUSTAVĚ (1950,01 -

OR (Sr

Voo

(km /s)

*G

5g 0g

ťH

(km /s) (km /s)

153,7° 22,04° 71,9 153,8° 21,86° 70,8 41,5

a e i Q co Q l

13±3 0,92 0,9845 25±6 172,7° 235,4483° 162,2°

astr. jedn. astr. jedn. astr. jedn.

In d e x y : R . . . pozorovaný rad ian t a ry ch lost, G . . . g eo cen trick ý rad ian t a rychlost, H . . . h e lio ce n trick á ry ch lo st

se ukázalo, že d rá h a bolidu ve slu n ečn í sou stavě odpovídá d ráze period ick é kom et$ Tem pel-Tuttle, tj. d ráze m eteo rick éh o ro je Leonid. Též typ bolidu, určovan ý podle sch opn osti průniku ovzduším , byl typ em k o m etárn ím : l i l A. H m otnost tělesa před vstupem do ovzduší b yla n e c e lý ch 200 gram ů ; velká ry ch lo st průletu vzduchem byla p říčinou ta k jasného bolidu. M im ořádný n á rů st jasn osti byl z ře j­ m ě způsoben ry ch lý m rozdrobením nepevné, pravděpodobně zn a čn ě porézní struk tu ry tělesa, na jednotlivé velm i drobné úlom ky, k te ré se tak sta ly vydatným zdrojem pro zářící plynný obal. Zbytková h m otn ost v bodu pohasnutí byla z a ­ nedbatelná a m ožnost pádu m eteo ritu z ce la vylou čen a. Přehled údajů o d ráze v ovzduší a ve slu n ečn í sou stavě je v p řipojených t a ­ bulkách. V příloze (n a str. 3 3 — 3 6 ) rep rod u ku jem e několik sním ků bolidu z 18. listopadu 1980. Na str. 33 je fo to g ra fie ze sta n ic e v K ostelní M yslové u T elče pevnou k a ­ m erou s objektivem fish-eye 3 ,5 /3 0 mm. D ráha bolidu se p ro m ítala poněkud jižněji od zenitu s ta n ice . P řeru šován í stop y je působeno rotu jícím sek to rem , k terý k aždých 0,08 s zak rý v á obraz. Z a čá te k exp o zice: l h45m5 2 s SEČ, k on ec exp o zice: postupné zatažen í oblohy okolo 4h SEČ, p řelet bolidu ve 2h13m3 2 s SEČ. F o to g ra fie bolidu ze sta n ice S v rato u ch pevnou k am erou s objektivem fish-eye 3 ,5/30 mm je n a str. 34. D ráha bolidu se p ro m ítala nízko n ad JJZ obzor. P ře ru šo ­ vání stop y je působeno rotu jícím sek to rem , k terý k aždých 0,08 s zak rývá obraz. Z ačátek exp ozice v l h44m0 5 s SEČ, k o n ec e x p o zice: postupné zatažen í oblohy m ezi 4h a 5 h SEČ, p ře le t bolidu ve 2 h13m3 2 s SEČ. F o to g rafie bolidu z o b serv ato ře v O ndřejově k am erou vedenou za denním pohybem hvězd (ob jek tiv fish -ey e 3 ,5 /3 0 m m ] je n a str. 35. D ráha bolidu se p ro ­ m ítá do souhvězdí Jed n o ro žce m ezi M alým a Velkým psem . Š p atn á p rů zračn o st a o b lačn o st v druhé polovině exp o zice z n a čn ě sn ížila k valitu obrazů hvězd, n e ­ m ěla však tém ě ř vliv n a p řesn o st v y m ěřen í sním ku. Z a čá te k exp o zice: 1*144111143 SEČ, k on ec exp o z ice : postupné za ta ž e n í oblohy okolo 4 h SEČ, p řelet bolidu 2h13m32s SEČ. S p ek tráln í sním ek bolidu z 18. listop adu 1980 z ob serv ato ře v Ondřejově k a ­ m erou T essar 4 ,5 /3 6 0 s objektivním h ran o lem . D isperze 20 nm na 1 mm z á ­ znam u v m odré č á sti. Spektrum z a čín á od 370 nm (v p rav o ) a konči u 661 nm (v le v o ). Sm ěr pohybu bolidu zd ola n ahoru. P řeru šován í z á z n a ­ mu je působeno rotu jícím sek to rem , k terý k aždých 0,07 sekundy zak rý v al

obraz. Z ářen í v m e z e rá ch je z č á s ti působeno drobným i úlom ky zů stávajícím i pozadu z a tělesem a z č á sti „d osvitem “ (,,w a k e “ ) ch lad n ou cího plynu. Záření h lavy bolídu (zp ra v a d o le v a ): dvě siln é č á ry v p rav o : H + K (3 9 3 + 397 n m ) ionizovaného vápníku; poslední ja sn á č á ra vpravo od tm avší m ezery : ionizo­ van ý h o řčík 448 nm ; první jasn á č á ra vlevo od tm avší m ezery : n eu tráln í hořčík 518 n m ; p řed posledn í jasn á č á r a od levého k o n ce: n eu tráln í sodík 589 nm ; ja sn á č á r a uvnitř jasn éh o pruhu n a levém k raji: ionizovaný křem ík (6 3 5 + 637 n m ). V ětšina střed n ích a slab ších č a r p atří neutráln ím u železu.

Geologická tvář Jupiterova měsíce Io

Konrád Beneš

Jupiterův m ěsíc Io se po předběžném vyhodnocení výsledků průzkum ných sond V oyager 1 a 2 jeví jako m alá te re stric k á p la n e ta v ak tivn ím stadiu vývoje. V kontextu se stářím slu n ečn í sou stavy jistě překvapuje, že tak m alý kosm ický objekt, jakým Io je ( £ = 1818 * 3 k m ), je ještě dnes vn itřn ě d ynam ick ý a v tom sm yslu z ce la odlišný od evolu čn ě již dávno u strn u lých tě le s, jako n apř. M ěsíc nebo M erkur. Io je naopak , pokud jde o vulkanické p rojevy, ak tiv n ější než Země a dokon ce je mu přisuzováno p rvenství tě le sa s největší sop ečn ou čin n o stí v ce lé slu n ečn í sou stavě. A strofyzika považuje za n ejpravděpodobnější příčinu jeho vnitřní e n e r g i# slapový ohřev, podm íněný slapovým nam áh áním ze stra n y obřího Ju p itera a ok oln ích satelitů , především E uropy, popřípadě G anym eda. Io má sk u tečn ě m im ořádné astro n o m ick é p ostaven í a jeho osudy s ním pravděpodobně úzce souvisejí. Jeho h u stota (3 ,5 g c m - 3 ) je vcelku blízká h ustotě M ěsíce (3 ,3 ) nebo M arsu (3 ,9 ) , tak že se právem dom nívám e, že jde o těleso silik átovéh o typu. N ěk teré m odely, v y ch ázející z teo rie slapového ohřevu, před pok lád ají roztaven é nitro, obklopené korovým obalem o m ocn ostí asi 20 km. Io je ze v šech vn itřn ích Jupi­ tero vý ch m ěsíců n ejtěžší a svým složením i stavbou se liší od v n ějších satelitů G anym eda a K alisto, jejich ž h ustoty jsou m nohem nižší (G anym ed 1,9 g c m - 3 , K alisto 1,8 g c m - 3 ) a bližší h ustotě sam otnéh o Ju p itera (1 ,4 g c m - 3 ). T vář m ěsíce Io je barevn ě n eob yčejn ě p estrá a bližší pohled n a ni jen p rohlu­ buje naši zk ušen ost o ro zm an ito sti světů, tv o řících naši slu n ečn í soustavu. Jeho povrch je n ep ravid eln ě sk v rn itý s červ en ý m i, oranžovým i, hnědým i, žlutým i, bílým i až m odrobílým i tóny a odstíny. V té to tém ě ř ab strak tn í m albě celk ově p řevlád ají tó n y červ en é, žluté a bílé a v p o lárn ích p rovin ciích hnědé a tm avé. K rom ě toho jsou tu nápadné ch a o tick y ro zm ístěn é rudé nebo če rn é skvrny k ru ­ hových, ováln ých , lin eárn ě p ro táh lý ch , někdy i podkovovitých nebo z ce la n e ­ p ravid eln ých obrysů. Z g eo lo g ick ý ch hledisek jsou ty to lok áln í skvrny p ozoru ­ hodné tím , že n ěk teré z nich jsou ohnisky re ce n tn ích so p ečn ý ch erupcí. Reliéf p lan ety , jak se zdá, se nevyznaču je velkým i výškovým i rozdíly. Z k o s­ m ické vzd álen osti se jeví jako p lochý nebo m írně zvlněný, ale na druhé stra n ě m ám e zkušenosti, že kosm ický vjem je ča sto jiný než ten , k terý získám e při pozorován í zblízka. V jihopolární oblasti i v jiných č á s te c h p lan ety lze rozlišit k o ry ta a p říkopy křivolakého nebo lineárního průběhu, sou stavy příkopů, údolí a srázy dlouhé desítky až sta kilom etrů. Typické h o rsk é te ré n y jsou celk em vzácn é a jejich původ n ejistý . Nevím e, jde-li o pozůstatk y sta ré h o a dnes již většinou pohřbeného reliéfu p lan ety , nebo o seg m en ty kůry, zvednuté te k to n ic­ kým i silam i. Io je stru k tu rn ě i m o rfologick y jiný než p lan ety , k teré jsm e dosud poznali a v lastn ě s žádnou z n ich není blíže sro v n ateln ý . Např. velké k rá te ry lunárního typ u chybí. Ale nejen to. Není tu n ic, co by připom ínalo existen ci kruhových pánví, h orsk ý ch oblouků či jiných stru k tu rn ích prvků, zn ám ých z M ěsíce, M erkura či Marsu. Je pravděpodobné, že ce lý povrch je budován rozm an itým i produkty dlouho-

V rstva

C h a r a k t e r is t ik a

1

Svrchní kůra se značným podílem e lem en tárn í síry a zm rzlého SO2. Lávové proudy, slo žitě stratifik o v an é p y ro k lastick é uloženiny a tufy, případně porézní horniny s kap aln ou sírou v hlubších podpovrchových částech .

2

T hiosféra — podpovrchový slrn ý oceán (Sulphur o ceán )

3

Spodní kůra silikátov éh o typu (S ilic a te subcrust)

4

Oblast konvekce (M olten s ilic a te in terio r)

trv a jící sop ečn é čin n osti. Její ohniska ať již aktivní, d ohasínající, vyh aslá anebo d očasn ě klidná jsou ro z se ta po ce lé p lan etě. Na sn ím cích s v ětší ro zlišo v ací sch opn ostí se jeví jako k rátero vé kotliny (k a ld e ry ), nízké štíto v é sopky, m alé sop ečné kužely, ploché dómy s ce n trá ln ím i k rá te ry , příkopové k rá te ry apod. Č ervená, tm avá nebo č e rn á dna k ald er {obvyk le s m alým ok rajovým převýšen ím ) jsou někdy víceúrovňová a obklopena strm ě upad ajícím i vnitřním i stěn am i. Okolí k ald erovitých depresí bývá u tvářen o různě. Pro n ě k teré typy jsou p řízn ačn é široké aureoly (lím c e ), k teré jsou bud sv ětlé nebo tm avé, u jiných lze rozlišit jazykovité, p rsto v ité nebo lalokovité odnože, p atrn ě lávové proudy (tm av é, č e r ­ vené, h n ěd é). Prům ěry k ald er k olísají v dosti širo k ý ch m ezích od 20 do 100 i více kilom etrů. Zaujím ají asi 5 % plochy povrchu. Eru p ce, zazn am en an é V oyagery, se vy zn ačo v aly velkou prudkostí, ale to lze vysvětlit tím, že probíhají v podm ínkách explozivní dekom prese, bez brzdných účinků hustší atm o sféry a za od lišn ých podm ínek g ra v ita ce než n a Zemi. (Ú ni­ ková ry ch lo st čin í jen 2,56 k m /s - 1 .) Odhaduje se, že ce n trá ln í fo n tá n a největší pozorované eru p ce m ěla u povrchu šířku 35 km a dosáhla výšky kolem 280 km. Šířka hřibovitého oblaku čin ila 1000 km. H lavní č á s t p y ro k la stick ý ch a plynoprach ový ch hm ot se po b alistick ý ch d rá h á ch v ra cí zpět k povrchu a ukládá se v okolí sop ečnéh o ohniska. Možná, že p rávě tím to způsobem se tvoří široké aureoly, o nichž byla ře č výše. V elikost a in ten zita eru p cí je rů zn á a je d ocela m ožné, že slabší z nich nem ohly být V o y ag ery ani re g istro v á n y . Lze rovněž vyslovit dom něnku, že so p ečn á ak tiv ita v podm ínkách m ěsíce Io m á m igračn í povahu v čase. Mluví pro to sk u tečn o st, že ste jn é anebo podobné zn aky, jaké m á okolí recen tn ích erupcí, m ají i jiné oblasti p lan ety . V so u časn é době se situ ace jeví tak , že většina eru p cí (osm podle V oyageru 1 a še s t podle V oyageru 2) p ochází z pásm a om ezeného třic á tý m stupněm severn í a jižní šířky. D istribuce k ald er je však celo p lan etárn í. Z atím co červ en é nebo hnědé zbarvení mluví pro přítom n ost železa v so p e č­ ných p roduktech, žluté svěd čí o zastou p en í síry a jejich sloučenin. Ionizovaná síra byla p rok ázán a v okolí oběžné dráh y m ěsíce a jako S 0 2 v so p ečn ý ch erup­ cích . Úloha a význam síry v kůře a n a jejím povrchu jsou ovšem do zn ačn é m íry závislé na pom ěru volné síry v silik átové složce. Ve vu lk an ick ých ob lastech Země se síra, pokud je ve větší m íře o b sažena v silik átové taven in ě, při pronikání m agm atu k povrchu vylučuje a kondenzuje v podpovrchových d utinách anebo přímo na povrchu. Za jistých okolností může být znovu m obilizována a p řevedena do k apalné fáze. V tom případě se dostává n a povrch v podobě sirn ý ch lávových proudů. Sopečn é tufy se n apř. účin k em kyselin y sírové m ění v bílá nebo načerv en alá bahna. Čokoládově hnědé výtoky ro ztav en é síry jsou znám y z n ě ­ k terých jap on ských nebo h av ajsk ý ch sopek. Z atím ještě není znám o, jaký je na povrchu m ěsíce Io p om ěr m ezi lávam i sirnéh o a silik átovéh o (n ap ř. b azal­ tového) typu. Podle n ěk terý ch n ázorů jsou na p lan etě m im ořád n é akum ulace síry a zm rzlého SO2, podle jiných tv o ří síra a její slo u čen in y sp íše jen přím ěsi v p řevlád ajících silik áto v ý ch produktech anebo se ve v ětší m íře vysk ytu je jen region áln ě (p ro v in cie se žlutým z b a rv e n ím ?). Význam nou ro li může h rá t i ve form ě sublim átů a adsorbentů. Pro zajím avost uvádím m odelovou představu

o stavbě a složení kůry podle Sm itha, S hoem akera, K ieffera a Cooka (ta b u lk a ). Současn ý geolog ick ý pohled na nejbližšl Jupiterův m ěsíc Io (je š tě bližší A m althea je jen drobný m ěsíček , k terý nem á znaky p la n e ty ) je založen n a fotog eologick ém studiu snímků s různou ro zlišo v ací sch opn ostí, b arevn ých a č e rn o ­ bílých, a n a v ý sled cích fo to m e trick ý ch a sp ek tro sk o p ick ý ch pozorování. N epo­ chybné je to, že v m alé „slu n ečn í so u sta v ě " Ju p itera se n ach ází těleso , k teré je geologick y mobilní a ve stadiu odplyňování. Zdá se, že hlavní složkou velmi řídké atm osféry je SO2. M inoritně m ůže být zastou p en CO2, SO3 a sn ad i argon. Lze p řed pok lád at i ato m árn í kyslík a síru jako produkty fo to d iso cia ce . N ěk teré plyny kondenzují na povrchu, jiné se z atm o sféry z trá ce jí. Č asem by i řídká atm o sféra u tak m alého tě le sa p atrn ě zan ik la, kdyby nebyla doplňována vulka­ nickou čin n ostí. N ed ostatek k ysličníku u hličitého a vodních p ar si vysvětlujem e foto d iso ciačn ím štěp en ím na ato m árn í prvky a jejich postupným únikem do okolního prostoru. Dále je nepochybné, že povrch m ěsíce Io je alesp oň v n ě k te rý ch oblastech velm i m ladý. Zatím je však nem ožné stan ovit podrobnější stra tig ra fic k é vztahy, z nichž by bylo možno usuzovat n a u dálosti nebo p ro cesy s ta rš íc h dějin plan ety. S tan ovení posloupnosti relativn íh o stá ří g eo lo g ick ý ch jednotek, k teré se alespoň v zák lad n ích ry sech dařilo v podm ínkách M ěsíce nebo M arsu, nám Io zatím n e ­ um ožňuje, anebo jeho reliéfu ještě d o sta te čn ě nerozum ím e. Na závěr jedno zobecnění. V oy ag ery p rok ázaly, že každý ze č ty ř velkých Ju p iterových m ěsíců je jiný a to jak strukturou povrchu, tak stavbou i složením . Obdobnou zkušenost, i když v jiné kvalitativn í rovině, jsm e již nabyli při p rů ­ zkumu v n itřn ích te re s tric k ý c h p lan et, n apř. M erkura, Země, M arsu apod. Z toho vidím e, že p lan eto lo g ick á rů zn orod ost podružných k osm ick ých těles není vlastn í jen systém u vyššího řádu (ja k ý m je slu n ečn í so u s ta v a ), a le i jeho subsystém ům (jak ý m je n apř. m inisoustava kolem Ju p ite ra ). R ůznorodost těles ve vyšším s y ­ stém u i jeho su b systém ech jen um ocňuje poznáni o slo žito sti a d iferen co v an o sti světů, k teré obklopují Slunce.

Z p rá v y

v ý r o č í v r o c e i 98 i

Z význam ných astronom ických výročí, p řip ad ajících na leto šn í rok, si připom eňm e alespoň n ěk olik n ejd ů ležitějších . V únoru uplyne 50 let od doby, kdy am erický inženýr českéh o původu K. Janský (1905— 1950) objevil rádiové kosm ické záření, v březnu je dvousté výročí objevení planety Urana W. H erschelem (1738— 1822), v červen ci tomu bude 50 le t, kdy francouzský astronom B. Lyot (1897—1952) koron ografem vlastn í ko n ­ stru k ce pozoroval slu n ečn í korónu poprvé mimo úplné zatm ění a v říjn u již uplyne 25 let od doby, kdy bylo poprvé zjiště n o záření kom ety v rádiové oblasti (kom eta Arend-Roland 1957 I I I ) . T aké v o b lasti kosm onautiky si můžeme připom enout řadu význačných výročí. Před 20 lety , 12. IV. 1961 o b letěl J. G agarin jak o první kosm onaut v kosm ické lodi Vostok Zem i; dne 12. února 1961 byla vypuštěna k Venuši V enera 1. Před 15 lety , v ro c e 1966, starto valy sov ětské sondy Luna 9— 13, jim iž se u sku tečn ilo jed n ak přistán í na M ěsíci, jed nak se sta ly umělými družicem i M ěsíce, jak ož i am erick é sondy typu Surveyor (p ři­ stán í na M ěsíci, ob let M ěsíce) a Lunar Ořbitery (um ělé družice M ě síce). A m eričané u sku tečn ili před 15 lety pět pilotovaných letů v rám ci program u Gem ini. Před 10 lety , v roce 1971, pokračoval výzkum M ěsíce sovětským i sondam i Luna 18— 19 a am erickým i loděmi Apollo 14 a 15 (d alší dvě dvoučlenné posádky am erický ch astronautů p řistály na M ěsíci). V Sovětském svazu byla vypuštěna první o rbitáln í laboratoř S a lju t 1, k níž s ta r ­ tovaly lodě Sojuz 10 a 11 s tříčlenn ým i posádkam i. Při návratu však kosm onauté Sojuzu 11 trag ick y zahynuli, takže 29. června vzpomínám e d esátého výročí sm rti G. T. Dobrovolského, N. V. Volkova a V. I. P acajev a. Před 10 lety , v ro ce 1971, přispěly také sovětské sondy M ars 2 a 3 a am erický M ariner 9 význam ně k výzkumu Marsu. V n ásled u jícím přehledu bylo použito zčásti údajů z A stronom iskas k alen d ars 1981. 3. I. 1906 se narod il W. W. M organ, am erický astronom , který přispěl ke studiu spirálové struktury G alaxie a zavedl fo tom etrick ý systém UBV. 14. I. 1881 se narod il am erický astronom F. G. Pease, k terý m ěl zásluhu o konstrukci 5m reflek to ru na Mt. Palom aru. Zem řel 7. II. 1938.

21. I. 1906 se narodil M. Eigenson, sov ětský slu n ečn í fyzik. Pracoval na Pulkovské hvěz­ dárně, v r. 1953— 1959 byl řed itelem observatoře ve Lvově. Zem řel 15. V III. 1962. 29. I. 1891 se narodil B. Numerov, sov ětský astronom , první ře d ite l Ústavu teo retick é astronom ie v Leningradě. Zem řel 13. IX. 1941. 4: II. 1906 se narodil C. Tombaugh, am erický astronom , ob jev itel Pluta. 7. II. 1921 se narodil S. P ikelněr, profesor astro fyziky M oskevské univerzity. Zemřel 19. XI. 1975. 11. II. 1911 se narodil am erický astronom C. K. S e y fe rt, znám ý svým i výzkumy galaxií. Zemřel 13. VI. 1960. 11. II. 1956 zem řel ve věku 86 let S. N. Blažko, sovětský astronom , dlouholetý řed itel Sternbergova astronom ického ústavu v M oskvě; věnoval se především výzkumu pro m ěnných hvězd. 18. II. 1806 se narodil E. Heis, něm ecký astronom . Zem řel 30. VI. 1877. 24. II, 1901 se narodil něm ecký astro fy zik P. ten B ruggencate, řed itel hvězdárny v Gottingen. Zem řel 14. IX. 1961. 3. III. 1906 se narodil J. Krinov, sovětský odborník v m eteorick é astronom ii. 10. III. 1906 se narodila N. S itin s k a ja , sov ětská astronom ka, k te rá p racovala ve fo to ­ g ra fick é fo tom etru a výzkumu planet, M ěsíce a m eteorů. Zem řela 4. V II. 1974. 13. III. 1781 se narodil J. J. E. von Littrow , rakouský astronom , p ra cu jící v Rusku a ve Vídni; zabýval se hlavně astrom etrií a nebeskou m echanikou. Zem řel 30. XI. 1840. 13. III. 1891 se narodil astronom Jiří (G eorg) A lter, pražský N ěm ec židovského původu; pracoval na n ěm ecké univerzitě v Praze, za války v Anglii a po v álce opět v Praze na hvězdárně na Petříně. Zem řel 30. X. 1972. 15. III. 1901 se narodil H. S ch n e lle r, něm ecký astronom , odborník v oblasti prom ěnných hvězd. Zem řel 10. X II. 1967. 19. III. 1971 zem řel J. Sadil, red akto r a astronom am atér, znám ý především svými kníž­ kam i o M ěsíci a p lanetách . Narodil se 19. III. 1919. 20. III. 1906 se narodil P. Parenago, sovětský astronom , znám ý především svými pracem i v oblasti výzkumu G alaxie a prom ěnných hvězd. Zem řel 5. I. 1960. 7. IV. 1906 se narodil D. Matinov, sovětský astronom , dlouholetý řed itel Sternbergova astronom ického ústavu v Moskvě. 11. IV. 1901 se narod il D. H. M enzel, význačný am erický odborník v oboru sluneční fyziky. Zemřel 14. X II. 1976. 18. IV. 1906 se narodil m ad arský astronom L. Detre, dlouholetý řed itel Konkolyho hvěz­ dárny v Budapešti. Zemřel 15. X. 1974. 22. IV. 1891 se narodil an g lick ý astronom H. Je ffre y s, profesor univerzity v Cambridge. 24. IV. 1906 se narod il R. W oolley a n g lick ý astronom , d louholetý řed itel hvězdárny v Greenw ichi. 27. IV. 1901 se narodil W. Schaub, něm ecký astronom , působící za války v Ondřejově. Zem řel 14. IX. 1959. 28. IV. 1906 se narodil B. J. Bok, am erický astronom holandského původu, známý přede­ vším výzkumem G alaxie a M agellanových oblaků. I. V. 1856 se narodil F. A ngelitti, italsk ý astronom , řed itel observatoře v Palerm u. Zemřel 25. I. 1931. 9. V. 1906 se narodil N. U. M ayall, am erický astronom a první řed itel hvězdárny Kitt Peak. I I . V. 1891 se narodil R. R. McM ath, am erick ý astronom , odborník ve slu nečn í fy zice a v in fračerv en é astronom ii. Zemřel 2. I. 1962. 15. V. 1906 se narodil R. M. P etrie, kan adský astronom , dlouholetý řed itel observatoře ve V ictorii. Zem řel 8. IV. 1966. 23. V. 1881 se narodil A. W ilkens něm ecký astronom , odborník v nebeské m echanice a astro m etrii. Zem řel 27. I. 1968. 3. VI. 1911 se narodil sovětský astronom E. M ustěl, předseda A strosovětu Akadem ie věd S SSR . 10. VI. 1706 se narodil J. Dollond, a n g lick ý optik, který první zhotovil achrom atický objektiv. Zem řel 30. XI. 1761. 10. VI. 1901 se narodil A. Bečvář, česk ý m eteorolog a astronom , zak lad atel a první řed itel hvězdárny na Skaln atém Plese. Zem řel 10. I. 1965. 23. VI. 1901 se narodil O. H eckm ann, něm ecký astronom , d louholetý řed itel hvězdárny v H am burku-Bergedorfu, první řed itel E vropské jižn í hvězdárny a prezident IAU v le te ch 1967—1970. 21. V II. 1911 se narod il V. K rat, sovětský astronom , v le te c h 1965— 1979 řed itel Pul­ kovské hvězdárny. 4. V III. 1901 se narod il E. Buchar, profesor astronom ie na ČVUT v Praze, člen ko re­ spondent ČSAV. Zem řel 20. IX. 1979.

13. V III. 1861 se narodil H. H. Turner, an g lick ý astronom , dlouholetý řed itel observatoře v Oxfordu; zabýval se hlavně fo to g rafick o u astrom etrii. Zem řel 20. V III. 1930. 22. V III. 1856 se narod il F. K iistner, něm ecký astronom , v le te c h 1891—1927 řed itel hvězdárny v Bonnu. Zem řel 15. X. 1936. 1. IX. 1911 se narod il I. Rabinovičs, význam ný lotyšský astronom a m atem atik. Zemřel 6. X I. 1977. 7. IX. 1806 se narod il Ch. A. F. P eters, něm ecký astronom , řed ite l hvězdárny v Hamburku-A ltoně a red akto r A stronom ische N ach richten. Zem řel 8. V. 1880. 24. IX. 1906 se narodil P. Sw ings, význam ný b elg ick ý astro fy zik znám ý především svými pracem i ve fyzikáln ím výzkumu kom et; dlouholetý řed itel A strofy zik áln í observatoře v Liěge, v le te ch 1964— 1967 prezident IAU, čestn ý doktor U niverzity Karlovy. 29. IX. 1756 se narodil J. Sn iad zieck i, polský astronom , působící v K rakově, Vilnusu a P etrohrad ě; zabýval se studiem kom et a planetek. Zem řel 9. XI. 1830. 30. IX. 1891 se narodil O. J. Šm it, sovětský geofyzik, m atem atik a astronom . Je znám především svou hypotézou vzniku slu nečn í soustavy. Zem řel 7. IX. 1956. 10. X. 1921 se narodil S. K aplan, sovětský astronom , odborník v te o re tic k é astro fy zice a radioastronom ii. 12. X. 1801 se narodil C. A. von S tein h e il, něm ecký astronom , fy zik a m atem atik , pro­ fe so r univerzity v M nichově, znám ý k on stru ktér astro n om ick ých p řístrojů. Zemřel 14. IX. 1870. 13. X. 1911 se narodil K. Š tein s, lo ty šský astronom , odborník v astrom etrii a n ebeské m ech an ice. 16. 10. 1881 se narod il F. J. M. S tratto n , a n g lick ý astronom , profesor univerzity v Cam­ bridge. Zem řel 2. IX. 1960. 23. X. 1911 se narod il B. Jo an isian i, kon stru ktér velkých sov ětských dalekohledů. 25. X. 1911 se narodil M. Jan g els, sovětský kon stru ktér rak etov é a ko sm ické tech n iky. 5. XI. 1906 se narodil F. L. W hipple, am erický astronom , odborník v kom etární a m eteo ­ ric k é astronom ii, ob jev itel šesti kom et. 12. XI. 1891 se narodil S . B. N icholson, am erický astronom , o b jev itel n ěk o lik a Ju p itero­ vých m ěsíců a planetek. Zemřel 2. V II. 1963. 13. XI. 1881 se narodil J. Š ty ch , český inženýr a astronom am atér, spolu zaklad atel České astron o m ick é sp olečnosti. Zem řel 4. I. 1941. 26. XI. 1901 se narodil J. M. Mohr, profesor astronom ie na u n iverzitách v Brně a v Praze, dlouholetý vedoucí red aktor Říše hvězd. Zem řel 16. XII. 1979. 28. XI. 1881 se narodil A. Cebotarev, sovětský geodet, který svými pracem i zasáhl i do astronom ie. Zem řel 5. XI. 1969. 30. XI. 1756 se narod il E. F. F. Chladni, fyzik slovenského původu, působící v Rusku; ja k o první poukázal na kosm ický původ m eteoritů. Zem řel 3. IV. 1827. 4. X II. 1891 se narodil J. H. G. Dick, něm ecký astronom , odborník v astrom etrii. Zemřel 22. III. 1971. 8. X II. 1831 se narodil F. B redichin, dlouholetý řed itel hvězdáren v Moskvě a v Pulkově, znám ý především svým i pracem i v kom etární astronom ii. Zemřel 14. V. 1904. 26. X II. 1901 se narodil P. van de Kamp, holandský astronom p racu jící v USA, známý svými pracem i ve fo to g rafick é astro m etrii. Jiř í B o u šk a FRANTIŠEK KUČERA ZEMŘEL Dne 18. 10. 1980 zem řel střed oškolsk ý pro­ fe so r a zan ícen ý popularizátor astronom ie a příbuzných vědních oborů F ra n tiše k Kučera z Liberce. N arodil se 27. 3. 1921 v Roudnici n. L. Jako střed oškolsk ý student byl za války zatčen gestapem a vězněn od roku 1942. Po v álce vystudoval d ějep is a zem ěpis na K ar­ lově univerzitě v Praze. Při pedagogickém působení na gym náziu v Sokolově dálkově vystudoval m atem atiku a fyziku. Od r. 1960 působil na střední prům yslové škole s tro jn í a e lek tro te ch n ick é v Liberci. O přírodní vědy a převážně astronom ií se zajím al jíž od m ládí. Po studiích vedl a stro ­ nom ické kroužky v L iberci a v Sokolově, před nášel v S o c ia lis tic k é akad em ii a JČMF. D ostalo se mu n ěk olika čestn ý ch uznání a naposledy byla jeh o p ráce o cen ěn a předáním Kopernikovy m edaile. P. V á la

Co n o v é h o v astronomii ZÁKRYT HVĚZDY PLANETKOU WINCHESTER Dne 2. dubna t. r. dojde k pom ěrně říd­ kému úkazu, zákrytu hvězdy planetkou. Jde o hvězdu AGK3 + 1 4 °1 3 8 6 , je jíž poloha je (1950,0) a =

13h31m53,799s

S =

+ 14°22'00,43 "

ja sn o st vizuální 6,6“ , fo to g ra fick á 7,8m, sp ek tráln í tříd a K0. Bude zakryta planetkou (747) W inchester, je jíž vizuální ja sn o st je 13,3m, fo to g ra fick á 14,0™. K zákrytu má do­ jít kolem lh 45m± l m SEČ. Jižní h ran ice vi-

F o to g ra fie bolidu z 18. XI. 1980 z o bserv a to ře v O ndřejově.

>

V

S p ek tru m bolidu z 18. XI. 1980. I Bližší v y sv ětlen í na str. 2 7 — 2 8 ).

d itelnosti zákrytu je poněkud sev e rn ěji od nás, ale není vyloučeno, že zákryt by mohl být pozorovatelný 1 u nás. Při cen tráln ím zákrytu by m ěl úkaz za předpokladu polo­ měru planetky 100 km trv at asi 12 sekund, pokles jasn o sti hvězdy by měl dosáhnout vi­ zuálně 6,7m, fo to g rafick y 6,2m. Okaz, pokud bude u nás viditelný, by m ohl být pozoro­ vatelný i vizuálně m enším i dalekohledy. Do­ poru ču jem e našim pozorovatelům , aby zá­ krytu věnovali pozornost. Pokud red akci do­ jdou zprávy o pozorováni (i n eg ativ n í), uve­ J. B. řejním e je. PERIODA ZDROJE CYGNUS X-3 Dom inantní ch arak teristik o u rentgenové křivky zdroje C yg X-3 je pravidelná modu­ lace s periodou přibližně 4,8 hod. Tyto p e­ riodické v ariace toku C yg X-3 byly objeve­ ny známou družici Uhuru již kon cem roku 1970. R. C. Lamb, R. G. Dower a R. K. F ick le z Fyzikálního ústavu Iow ské státn í univer­ zity v Ames (Iow a) a Centra pro ko sm ick ' výzkum M assachusettského tech n olog ickéh o institutu v Cambridgi (M assach u setts) nyní u v eřejn ili výsledky pozorování Cyg X-3 z ís­ kaných v lednu a únoru 1978 družicí SAS-3. V průběhu dvou pozorovacích interv alů by­ la zjištěn a m odulační perioda (0 ,1 9 9 8 7 * *0 ,0 0 0 2 9 ) dne v prvním intervalu a (0,19947*0,00028) dne v intervalu druhém. Tyto zjištěn é údaje vedou sp olečn ě s d ří­ vějším i daty získaným i jiným i autory k zá­ věru, že 4,8 h perioda C yg X-3 zjevně není konstantní. Jednoduchá in te rp re tace nam ě­ řených údajů ukazuje, že 4,8 h perioda zdro­ je C yg X-3 se postupně prodlužuje, přičem ž rozsah změny periody je ( 5,1±1,3)*10-6 rok-1, což se shoduje se závěry před ch áze­ jících prací věnovaných tom uto problému. R. C. Lamb aj. usuzují, že znam énko a h od ­ nota změny periody vylučuji ro tačn í in te r­ p retaci 4.8 h periody C yg X-3, která před­ pokládá, že tato perioda je ro tačn í p erio­ dou neutronové hvězdy. Zjevně pravděpodob­ n ě jší se zdá být dom něnka (kterou již v ro ­ ce 1974 podrobně diskutovali A. Davidsen a J. P. O striker — Ap. J., 189, 33 1 ), předpo­ klád ající, že 4,8 h perioda je orbitáln í p e­ riodou složek soustavy C yg X-3; v rám ci této in terp retace lze pozorovanou změnu p erio­ dy považovat za důsledek přenosu hmoty mezi složkam i C yg X-3 a násled u jícíh o ún i­ ku čá sti této hmoty, která sebou odnáší určitý podíl úhlového momentu vnějším Lagrangeovým bodem ven za soustavy. Z d e n ě k U rban POHYB HVĚZD V KULOVÉ HVĚZDOKUPĚ M3 V lastní pohyby hvězd, které jsou členy ja sn é kulové hvězdokupy M 3 v souhvězdí H onících psů, jso u neob y čejn ě m alé — čin í jen několik d esetitisícin obloukové vteřiny

za rok. M ěření tak nepatrných pohybů je ne­ oby čejn ě obtížné a p atří k těm n e jd e lik á t­ n ějším úkolům sou časné astrom etrie. O z jiš ­ těni vlastních pohybů v hvězdokupě M 3 se pokusil astronom Yerkesovy hvězdárny Kýle M. Cudworth. M ěření prováděl na osmi fotog ra fick ý c deskách, které byly pořízeny v le­ tech 1901 až 1976 astronom ickým daleko­ hledem tam ní hvězdárny. Na těch to deskách byly zachyceny hvězdy až do 16 magnitudy. Cudworth určil relativní vlastn í pohyb c el­ kem 226 hvězd ve hvězdokupě s udivující přesností — =*0,02" za sto letí! Mohl tak snadno od lišit sku tečné členy hvězdokupy od hvězd pozadí, které se prozrazují mnohem větším i vlastním i pohyby. Pohyby hvězd ve hvězdokupě M 3 se za­ bývali též Jam es E. Gunn z H aleových obser­ vato ři a Roger F. G riffin z Cambridge, kteří se sou střed ili na rozbor rad iálních rychlostí členů hvězdokupy. Pom ocí pětim etrového da­ lekohledu na Mt Palom aru m ěřili radiální ry ch lostí 111 jed notlivých hvězd hvězdokupy. Využívali přitom Griffinovy metody fotoelek trick éh o určováni rad iální rych losti, k te ­ rá jim um ožnila m ěřit rad iální rychlosti uvedeného souboru 111 hvězd většinou 13. a 14. magnitudy s p řesností * 1 km s _1. Pozorování rad iálních ry ch lostí dala dis­ perzi ry ch lostí hvězd v kulové hvězdokupě M 3 vyjádřenou v km s~\ zatím co Cudworthovy výsledky daly disperzi v jed notkách ob­ loukové vteřiny za sto letí. Porovnáním těchto dvou hodnot je možné v ypočítat vzdálenost objektu , k terá čin í (9,6 * 2,6) kpc. Je to v last­ ně první u rčen í vzdálenosti kulové hvězdo­ kupy pom ocí astrom etrick ých pozorování. Třebaže chyba stanovení vzdálenosti je na první pohled pom ěrně v eliká, stává se takto určená vzdálenost velm i potřebným testem správnosti a přesnosti běžně užívaných metod fotom etrick ého č i spektroskopického určování vzdáleností objektů sestáv ajících z hvězd populace II. Kom binujem e-li všechna dosavadní určeni vzdálenosti kulové hvězdo­ kupy v H onících psech, pak dospějem e k n e j­ pravděpodobnější hodnotě, (9,5 * 1 , 0 ) kpc. Při m ěření rad iáln ích ry ch lo sti hvězd v M 3 pozorovali Gunn a G riffin většinu hvězd během n ěk olika noci. Je zajím avé, že ani jed in á ze stovky d etailn ě studovaných hvězd n ejev í ani náznaky pohybu v soustavě dvojhvězdy. Znam ená to tedy, že zastoupení dvojhvězd v M 3 je pod statně nižší než ve slu nečním okolí. To vcelku dobře souhlasí s již dlouho známým faktem , že mezi hvěz­ dami v kulových hvězdokupách prakticky neexistu jí zákrytové prom ěnné hvězdy. Tato sku tečn o st nebyla dosud uspokojivě vysvět­ lena, lze však předpokládat, že souvisí s od­ lišným ch arak terem vzniku, dynam iky po­ hybu a vzájem ného působení jednotlivých členů hvězdokupy, a tak é snad s tím , že hvězdy v kulových hvězdokupách jsou v da­ leko p o kročilejším stadiu svého vývoje než hvězdy v okolí Slunce. Z d e n ě k M ik u lá šek

NOVA V SOUHVĚZDÍ LABUTĚ? Ředitel hvězdárny v Tokiu H. Kosai oznám il v cirk u láři M ezinárodní astron o m ick é unie č. 3546, že M. Honda objevil 29. listopadu pravděpodobně novu v souhvězdí Labutě. Hvězda m ěla vizuální ja sn o st 10m a polohu (1 950,0): a = 21h40,7m

S =

+ 31°15'.

RADIOVÉ ZARENÍ KOMETY MEIER (1980q) Podle zprávy týmu odborníků z hvěz­ dárny v Meudonu a z rad ioastronom ické observato ře v Nangay byly ve dnech 16., 27. a 28. listopadu zjištěn y absorpčn í čáry OH na frekv en cích 1667 a 1665 MHz ko­ m ety M eier 1980q. Zm ěřené intenzitě čar odpovídá produkce m ateřských m olekul OH (9=*3) . 102S, příp. (1 5 ± 4 ) . 10-s m olekul za sekundu. IAVC 3546 IB I ALFA A PROXIMA CENTAURI Podle sou časných znalostí jsou ke Slunci nejblíže tři hvězdy: a Centauri A a a Centauri B, k teré tvoří vizuální dvojhvězdu, a je ­ jic h slabá sousedka Proxim a Centauri. Ja s ­ nosti těch to hvězd jsou postupně 0,0, 1,3 a 11,0 mag. Vzdálenost složek A a B, je jich ž oběžná perioda je 80 let, se m ění od 2 1,8" do 1 ,7 ", přičem ž poslední n e jtě s n ě jší přiblí­ žení nastalo v roce 1957. Proxim a Centauri je červený eruptivní trp aslík s nevelkou a k ­ tivitou, který leží 2° 11' jihozápadně od dvoj­ hvězdy. V lastní pohyb a snad i rad iální ry ch ­ lost a Centauri a Proximy Centauri jsou shodné, takže všechny tři hvězdy putují spo­ lečn ě prostorem . Vzdálenosti těch to hvězd od Slu nce byly nedávno revidovány K. W. Kam perem z David Dunlap O bservátory a A. J. W esselinkem z Y alsk é univerzity. K určení paralaxy a a Proximy Centauri prom ěřili celk em 300 fo­ to grafický ch desek pořízených dlouhoohniskovými dalekohledy řady hvězdáren. Uka­ zuje se, že Proxim a Centauri je nepochybně k Slunci blíže než a Centauri. Je jic h paralaxy čin í 0 ,7 7 2 " a 0 ,750", což odpovídá vzdálenos­ tem 1,295 pc (4,22 sv. r.) a 1,333 pc (4,35 sv. r.). N epřesnost určení vzdálenosti je velmi nízká — pouze 0,6 % . Je pravda, že již něk teré d řívější astrom etrické práce hovořily o Proxim ě Centauri jak o o Slu n ci nejbližší hvězdě, nicm éně te ­ prve nedávná práce Kam pera a W esselinka o tom podala d o statečn ě přesvědčivý důkaz. S p ojen í proximy s a Cen bude je n stěží ná­ hodné, Proxim a zřejm ě velm i zvolna krouží kolem těžiště soustavy. Tento pohyb je však nesm írně pom alý, takže je j nemůže d etek to­ vat ani těmi nejm o d ern ějším i astrom etrickými či spektroskopickým i technikam i. Oběž­

nou dobu Proximy Centauri lze odhadnout za předpokladu, že se pohybuje po kruhové d rá­ ze a je jí sou časná vzdálenost od a Cen, tj. 13 000 astronom ických jed notek, odpovídá polom ěru dráhy. Uvážíme-li pak, že celková hm otnost soustavy čin í 2,13 hm otností Slu n ­ ce, dospějem e k oběžné periodě Proximy zhruba m ilión roků. Z d e n ě k M ik u lá šek ODCHYLKY ČASOVÝCH SIGNÁLU V LISTOPADU 1980 1. 6. 11. 16. 21. 26.

XI. XI. XI. XI. XI. XI.

— 0,0495s — 0,0632 —0,0768 —0,0908 —0,1036 —0,1157

—0,0727® —0,0847 —0,0966 —0,1088 —0,1198 —0,1301

Vysvětlení k tabulce viz ŘH 62, 18; 1/1981. V. P t á č e k

Základy astrofyziky pro z a č á t e č n í k y O PŘENOSU ZÁŘENÍ3. V y z a řo v á n í. Atomy, které získ aly n ě ja ­ kým způsobem d ostatek en erg ie, jí mohou opět z tra tit vyzářením fotonu. Typickým i dvěma způsoby, jim iž atom energ ii nabude, jsou srážka s jin ou č á stic í ,( popř. iontem nebo elek tro n em ) a pohlcen í fotonu; obvykle se atom srazí s jin ým atom em při je jic h v zájem ­ ném ch aotickém tepeln ém pohybu. Ten je tím větší, čím vyšší teplotu má plyn, a tedy čím te p le jší je plyn, tím více bude zářit. (V n ě ­ k terý ch , v astro fy zice celk em ojed inělých případech se m ohou atom y srážet i s uspořá­ daným proudem ry ch lý ch č á stic, např. e le k ­ tronů a iontů u rych len ých elek trick ý m polem v erupci, nebo s proudy hm oty v okolí n ěk te rých dvojhvězd, pulsarů, ap.) N avíc, čím vyšší je tep lo ta, tím vyšší energ ii v průměru atom při srážce získ á, a tím v ětší je energ ie fotonu, k terý pak atom případně vyzáří. P ro­ tože energ ie fotonu je až na kon stantu úm ěr­ nosti h (P lan ck ov u k on stan tu ) rovna jeh o frek v en ci, bude při vysoké tep lotě plyn vy­ zařovat fotony o vysoké frek v en ci, tedy v m odré, fialo v é a u ltrafialo v é o blasti sp e k ­ tra, zatím co při nižší tep lotě to bude světlo žluté, červen é a in fračerv en é záření. I to znám e z denního života. Zahřívám e-li kus že­ leza, bude z n ě j s á la t n ejprve in fračerv en é záření, pak bude m ít barvu červenou, při vyš­ ších te p lo tách (a le tě ch již doma sotva do­ sáhnem e) bude žlutý, b ílý, a při hodně vyso­ kých tep lo tách , např. při svařování e lek tric* P o k ra č o v á n í z č . 1 (s t r . 15— 1 7 ).

kým obloukem , vidíme světlo modré až fia ­ lové. Vyzařování, při něm ž plyn čerp á potřebnou energ ii z tepelného pohybu svých atom ů, je základním procesem vzniku záření ve vesm í­ ru, odtud se kon ec konců bere všechno světlo p řich áze jící k nám z hvězd nebo ze Slu nce. Rovněž na Zemi tak získávám e tém ěř v šech ­ no světlo. Tím to způsobem svítí plam en (na vysokou teplotu ohřátý plyn) ohně či lampy, nebo vlákno žárovky. Výjim ku tvoří zářivky a výbojky; tam energie vzniká srážkam i a to ­ mů s uspořádaným pohybem elektronů a io n ­ tů, k te ré jsou urychlovány e lek trick ý m polem mezi oběma konci výbojové trubice. 4. S hrn u tí. Uvedené tři základní procesy ovšem vždy probíhají sou časně, pouze v n ě ­ který ch případech mohou n ěk teré z nich p ře­ važovat nad o statn ím i. Dovedeme si již v y­ sv ětlit, proč jsm e v odstavci 2 um isťovali před „nitro hvězdy“ (neboť právě ve spod­ ních vrstvách hvězdy, pod fo tosférou , je z á ­ ření je n m álo závislé na frekv en ci, a n en a­ lezli bychom v něm například žádné sp ek ­ tráln í č áry ) vrstvu vodíku nep říliš horkou: kdyby byl vodík příliš horký, m ohlo by se stá t, že to lik fotonů (n e -li v íc e ), kolik se jich pohltilo z d opadajícího světla, by se zase vy­ zářilo v jin ý ch , tep eln ě vzbuzených atomů, a n ak on ec bychom neviděli žádné absorpční čáry, nebo bychom dokonce viděli zářit em is­ ní čáry, ja s n ě jš í než okolní úsek spektra. Tak např. ve slu nečn í chrom osféře je teplota n a ­ to lik nízká, že se v ní pohltí v íce fotonů Ha (p řich á z e jících z fo to sfé ry ), než se vyzáří, vidíme tedy čáru Ha jak o absorpční, ale zase n ato lik vysoká, že se v ní vyzáří v íce u ltra ­ fialových fotonů La (121,6 nm ) a čára Lor je tedy em isní. Získá-li atom energii tím , že pohltí foton, a po m alé chvíli opět vyzáří (nepokou šejm e se vyzvídat, bude-li tento vyzářený foton te n ­ týž jak o pohlcený, nebo nebude: jeho energie bude ovšem pocházet od pohlceného fotonu, ale jeho v lastn o sti, např. sm ěr, budou jin é ; foton není žádná k la sic k á č á stice , ku lička, o níž vždy můžeme říci kde je a co se s ní d ě je ), tedy v tom případě mluvíme ovšem zase o rozptylu, ale o tom jsm e se zmiňovali již v prvním odstavci. Vidím e tedy, že pro­ cesy o nichž jsm e dosud m luvili, můžeme uspořádat do tabulky: J a k a to m z ís k á e n e r g ii pohltí foton pohltí foton srážkou srážkou

J a k ji z tra tí vyzáří foton srážkou vyzáří fo ton srážkou

O d sta v ec 1 2 3

Poslední proces bývá n ejb ěžn ější, ale pro­ tože přímo nesouvisí se zářením , nevěnovali jsm e mu zatím v ětší pozornost. Přesto vý­ znam pro astrofyziku má také. Srážka je d ­ noho atom u s druhým je tím pravděpodob­ n ě jší, čím jsou si atom y blíže, tj. čím je v ětší hustota, a tato závislost je dokonce kvadra­

tick á : zvětším e-li hustotu dvakrát, zvětší se pravděpodobnost srážky čty řik rát. (Tém ěř s te jn á závislost je mezi hustotou automobilů a počtem dopravních nehod.) U každého ato ­ mu e x istu jí n ěk teré přechody z jednoho stavu do druhého doprovázené vyzářením určitého fotonu, k te ré jsou velmi m álo pravděpodobné. Říká se jim zakázan é přechody (a příslu š­ ným čarám zakázan é č á ry ), i když ve sku­ tečn o sti tak zakázan é n ejsou ; prostě musíme je n dlouho ček at, uvedem e-li atom např. srá ž ­ kou do takového vzbuzeného stavu z něhož se může dostat je n vyzářením zakázaného fotonu, než se takového přechodu a vyzáření dočkám e. Pro srovnání, typ ický přechod vo­ díku z prvního vzbuzeného stavu do stavu zá­ kladního ( t j. stavu s n ejn ižší e n e rg ií), dopro­ vázený vyzářením fotonu Lyman or, trvá-li asi 10 “ 9 s; než se dočkám e dovršení typického zakázan ého přechodu, musím e ček at asi 1 s, tedy m iliard k rát déle. V plynu či plazmě o běžné hustotě za tak dlouhou dobu do ato ­ mu n arazí obrovské m nožství jeh o sousedů, a tém ěř u rčitě mu m ezi tím srážkou odeberou en erg ii k vyzáření fotonu potřebnou; zakáza­ ných fotonů se tedy prostě nedočkám e. Pouze v prostředí, kde je hu stota tak nízká, že doba mezi dvěma srážkam i je srovn ateln á (nebo d elší) než ona jed na sekunda (nebo jin á c h a ­ ra k te ristick á doba pro jino u zakázanou čáru) má atom čas ztratit en erg ii podle třetího řád ­ ku naší tabulky, a ne podle čvrtého. Tak tomu je například ve slu n ečn í koróně nebo v p lan etárn ích m lhovinách; přítom nost zaká zaných č a r ve spektru n ás inform u je o ex­ trém ně nízkých hustotách. Zatím jsm e se zabývali tak trochu lo k á l­ ními jevy — pohlcením a vyzářením fotonu atom em . Z nich m usím e vycházet, chcem e-li vyšetřovat, co se d ěje se zářením , prochází-li siln ě jším i vrstvam i hm oty. A proto se příště podíváme podrobněji na stavbu atomu. M artin M a c h á č e k

Z l i d o v ý c h hvězdár en a astronomických kroužků DVACETILETÉ PLANETÁRIUM P ražské planetárium se zapsalo do po­ vědomí Pražanů i obyvatel Středočeského k ra je ja k o neod dělitelná sou část ku ltu rní­ ho života v hlavním m ěstě. Vždyť za dobu provozu p lan etária, od r. 1960, shléd lo zde astro n o m ick é a zem ěpisné pořady na 4 m i­ lióny diváků, a mnozí m ladší č ten á ři se jis tě pam atují na pořady, které navštěvo­ vali je š tě během školní docházky. Planetárium v Praze je nejv ětším česko slovenským zařízením tohoto typu. Původ ně bylo koncipováno jak o sou část Parku

kultury a oddechu J. Fu číka (budova p la­ n etária byla postavena v K rálovské oboře podle projektu prof. F rá g n e ra ), od r. 1979 p atří do kom plexu Hvězdárna a p lan etá­ rium hl. m. Prahy. Jestliže tato in stitu ce byla již dříve unikátní díky velkém u Zeissovu projekčním u p lanetáriu (podobných p řístro jů bylo na světě vyrobeno asi 80), pak nyní po rek on stru k ci sn ese srovnání s podobnými zařízením i v k terék o li jin é vyspělé zemi i co se týče d alšího vyba­ vení. Zeissovo planetárium je instalováno ve středu astronom ického sálu. Sál má kap a­ citu 300 sedadel, obrácených k jižn í části oblohy. Před zraky diváků je zvýšené pó­ dium pro připravované nové typy pořadů — přednášek a lite rá rn ě hudebních pro­ gram ů, za zády je říd icí pult a p ro jek čn í kabina. A paratura p lan etária (z r. 1953) je vybavena p ro jek tory hvězd, Slu nce, Mě­ síce, planet, č a r a stupnic nebeských sou­ řadnicových systém ů atd. a průběžně je doplňována p rojek tory dalším i. Obrazy se p ro m ítají na strop sálu — polokouli o po­ loměru 12 m, pokrytý bíle natřeným i d es­ kami dírkovaného hliníkového plechu. Vý­ hodou velkého plan etária je, že divákovi se na takovou vzdálenost je v í prom ítané kotoučky hvězd ja k o bodové zd roje, takže pocit hvězdného nebe je velm i skutečný. Díky m echanickém u provedení pohybů p ro jek torů lze předvést obraz oblohy v li­ bovolném datu, včetn ě aktu áln ích poloh tě ­ les slu n ečn í soustavy. Je možno též ukázat zry ch leně jin ak velm i pom alé vlastn í po­ hyby hvězd. Dodatečným i p rojek tory se pro­ m ítají nepravidelné jevy na obloze — ko­ mety, m eteory, m eteo rick é deště, a dále o b yčejn é diapozitivy i zvětšené obrazy za­ jím avých objektů (tran sfo k áto rem 1:25). Upraveným dalekohledem lze na kopuli pro­ m ítat zvětšený obraz sku tečn éh o Slunce.

Souhvězdí s ev e r ní o b l o h y

V kin o sále (230 m íst) probíhá většina pořadů kosm onau tických, zem ěpisných a přírodovědných, p o řád ají se film ové fe s ti­ valy (E k o film ), přednášky a kursy; pro tyto účely je sál vybaven m oderní audio­ vizuální tech nikou. S o u částí program u p la­ n e tá ria jsou četn é p říležitostn é výstavy, stá lá astronom ick á expozice v přízem í bu­ dovy, výstava modelů starý ch p řístrojů a d em onstrace Fou caltova kyvadla. V budově je dále učebna, knihovna, pracovny a dílny. Jestliže by někdo hodnotil program p la­ n etária jak o bohatý, pak n ejd e o su p er­ lativ, ale o střízliv é konstatování sk u te č­ nosti. Pro šk oln í návštěvy je určeno d e­ set typů astronom ických pořadů sklou be­ ných s osnovam i prvouky, přírodovědy, ze ­ měpisu a fyziky. Obsah pořadů pokrývá p rak ticky všechny ročn íky a vychází z n o ­ vé k o n cep ce výuky na základ ních šk o lách i na šk o lá ch střed n ích. K osm onautické po­ řady, d eset pořadů zem ěpisných, pohádky pro m ateřsk é školy i s ta rší děti, to je část nabídky program ů pro m ladé návštěvníky v r. 1981. N elze opominout ani astro n om ic­ ký kurs a kurs základů kosm onautiky (s m ezinárodním ohlasem díky pracím fre k v e n tan tů ), přípravné kursy na vysoké školy a sp e ciáln í kursy navigace. Pro do­ spělé p ro b íh ají pravidelné přednášky o a k ­ tu álních astronom ických u d álostech, p říle ­ žitostná pásm a, zem ěpisné přednášky atd. P řehlédnem e-li oněch dvacet le t p ráce p lan etária, pak vidíme příklad toho, co mů­ že pro popu larizaci a propagaci přírodních věd učinit i n e p o č e tn ý . kolektiv, je stliž e nesch ází prom yšlená org anizace, tech n ick á zdatnost, program ová vynalézavost a h lav ­ ně nadšení. P řejem e proto p lanetáriu a je ­ ho pracovníkům v p říštích létech hodně návštěvníků, nerušenou p ráci a zdárné splnění všech záměrů.

JEDNOROŽEC, M onoceros (-tis ), Mon MALÝ PES, Canis minor ( is), CMi

HVĚZDY GC 7986 8240 3 4 1 2 -3 8506 — 9518 10345 11051 9947 9974 10277

N ázev 5 8 11 13 18 22 26 29 3 4 10

r i ,8

S a í /S

r

a

Mon Mon Mon Mon Mon Mon Mon Mon CMi CMi CMi

m 3.96 4.31 3.76 4.50 4.46 4,15 3,93 4,32 2,89 4,30 0.37

a ( 1975 fl) 6h l3,6m 6 22,4 6 27,7 6 31,5 6 46.6 7 10.6 ✓ 7 40,1 8 07,4 7 25,8 7 27,0 7 38,0

p i a ) 4 (1 9 7 5 ,0 ) 0 f á ) (1 0 -3 )' (1 0 -4 )S 0 —1 —1 0 1 0 —5 —1 —3 —4 — 47

— 6°16' — 18 + 4 36 ’ +8 — 7 01 + 5 + 7 21 -8 + 2 26 — 13 —0 27 + 6 —9 30 — 22 - 2 54 —6 + 8 20 — 42 + 14 + 9 11 + 5 17 —1032

R

Sp K3 III A5 IV B3p e V A0 Ib K0 III A2 V K0 III G2 Ib B8e V K3 III F5IV -V

( 1 0 - 3 ) ''

km s

10 24 22 3 *4 15 15*4 19 2 18*6 16 2 88*4

—4.8 + 16,3 + 21 + 12.3 + 11,3 + 15 + 11 + 30 + 22v + 47v — 3v

Pozn

D D

s D

V tom to čísle přináším e m apku souhvězdí Jednorožce a M alého psa a úd aje o ja s n ě jšíc h hvězdách, prom ěnných hvězdách a d alších o b jek tech . V ysvětlení k m apce i tabulkám bylo v RH 62, 19— 22; 1/1981. O. H lad , J. W e is e lo v á

N ázea V IM T AX S X RY U UX

Mon Mon Mon Mon Mon Mon Mon Mon Mon

a [ 1975,0)

Sl 1975,0)

6h2im 28s 6 21 47 6 23 52 6 29 13 6 39 36 6 56 00 7 05 44 7 29 36 7 58 03

—2 °1 0 '4 4 " — 3 15 34 + 7 06 14 + 5 53 21 + 9 55 26 — 9 01 35 —7 30 54 —9 43 17 — 7 25 59

m ax. 6,0v 6,5p 6,40p 7,Op 4,2p 6,9v 7,7v 6.1p 8,Op

m in.

P erio d a ( d n y )

13,7v 6.60p 7,69p 7,2p 4,6p 10,0v 9,2v 8 ,lp 8.94p

334,69 1,1904 27,0205

155,7 466 92,26 5,9045

Typ M EB Cá 1? la ? SRb SR a RVb EA

S p ektru m M 5e— M8e B5n + B8n F 7 Ia b —K lab Beq+gM 2 07sk M 3e— M4 R (C 4g ) F 8 e lb — KOplb A6p + G2pIV

D A L ŠÍ O B JE K T Y

NGC 2232 2237— 9 2244 2252 2264 2301 2323 2343 2353

M

_ — — — — —

50 —

—

„ (1 9 7 5 ,0 )

<$(3975,0)

Druh

P ozn ám ka

6h25.5m 6 29,6 6 31,0 6 33,6 6 39,8 6 50,5 7 01,7 7 07,1 7 13,5

—4=43' + 4 58 + 4 53 + 5 24 + 9 55 + 0 30 — 8 18 — 10 37 — 10 15

OH M OH OH OH OH OH OH OH

10 Mon R o setta , rad iový zdroj

Nové knihy a publikace • H v ěz d á ř sk á r o č e n k a 1981. S v a z e k 1 — T a b u lk y e fe m e r id . Academia, Praha 1980; str. 152, brož. K čs 21,—. U prvního svazku 57. ročníku H vězdářské ro čen k y se sice ne­ podařil zám ěr, aby je j m ěli uživatelé k dis­ pozici od počátku letošního roku, nicm é­ ně však vyšel p roti d řívějším podstatně dříve. L etošní první svazek se opticky ni­ k terak n e liší od loňského prvního svazku ročenky. Podstatný rozdíl je však v tom, že pro leto šn í ročn ík nebyly efem eridy Slu n­ ce, M ěsíce, m ěsíců Jup itera a Saturna, ja ­ kož i g ra fick é znázornění poloh Ju p itero ­ vých m ěsíců přejím án y z ro čen ek zah ran ič­ ních, ale počítány. Program pro výpočet těch to efem erid i v lastn í výpočet provedl ing. J. V ondrák, CSc. z A stronom ického ústavu ČSAV. (S ohledem na rozsah této p ráce poněkud udivuje, že není uveden ja ­ ko spoluautor p u blikace.) D alší užitečnou novinkou jsou obzorové mapky pro vyhle­ dání M erkura a mapky zn ázo rň u jící pohyb □ ran a a Neptuna. Jin ak je obsah ročenky tak ustálen a všeobecn ě znám, že se není nutno o něm na strán k ách Ř íše hvězd zmi­ ňovat. Kdy vyjde druhý svazek H vězdářské ročen ky 1981, ob sah u jící přehled pokroků

15 Mon, s m lhovinou

v astronom ii za rok 1979, toť otázka, na níž odpověcf je asi ve hvězdách. J. B. • A s tro n o m ic k ý k a le n d á ř n a r o k 1981. Vyd. K rajsk á hvězdárna, Hlohovec 1980; str. 94. — První ro čn ík slovenské astron o m ick é ro­ čen ky pro am atéry, který sestav il RNDr. E. P ittich , CSc., se spolupracovníky, vyšel v p rosinci m inulého roku. A stronom ický k alend ář poskytu je am atérům základ ní efem eridy Slu nce, M ěsíce a planet, přin áší úda­ je o úkazech na obloze, o m eteorických ro jích , o zatm ěních Slu nce a M ěsíce a o prom ěnných hvězdách. Ú daje pro Slu n­ ce, M ěsíc a planety jsou přeh led ně uspo­ řádány vždy pro každý m ěsíc, pro n ějž je též p řip ojena m apka hvězdné oblohy a graf zn ázo rň u jící polohy a v id itelnost planet. Pohyb p lanet na obloze je vyznačen na m ap­ k ách n a str. 64—67, v g ra fec h na str. 70 a 71 jso u znázorněny jasn o sti a elon gace planet. Připojen y jsou také mapky pro po­ zorování n ěk olika prom ěnných hvězd, se­ znam souhvězdí a nezbytné vysvětlivky k jednotlivým částem . A stronom ický k a le n ­ dář je celk em pěkně a přehled ně upraven. N alezne jis tě široký okruh uživatelů, 1 když jim poskytne pod statně m éně in fo rm ací než Hvězdářská ro čen ka. Vyšel v nákladu 5000 kusů a je škoda, že je n jak o účelová pub­ lik a ce pro vn itřn í potřebu. /. B• A s tr o n o m is k a is k a le n d a r s 1981. Vyd. Zlnatne, Riga 1980; str. 196, brož. 0,50 Rb.

P a t r n ě n ik d y n e n a s t a n e d e n , k d y b y b a d a t e l é m o h li p r o h l á s i t : A t e d v š e c h n o — m ů žem e slo ž it r u c e do k lin a .

js m e ji ž

p o z n a li

V. I. R y d n ik

— Již po dlouhá léta vychází péčí A kade­ mie věd Lotyšské SSR, Rad iofyzikální ob­ serv ato ře a Lotyšského oddělení Všesvazové astronom ick o-geod etické sp olečn o sti lo ­ tyšská ro čen k a pro am atéry. O je jí oblibě svědčí jíž to, že je vydávána v nákladu 5000 výtisků a za cenu, od povíd ající Kčs 5,— . Vychází vždy spolehlivě před p očát­ kem roku pro nějž je u rčena, přes to, že je do tisku odevzdávána v dubnu a je tiš ­ těna knihtiskem . Pokud jd e o obsah, tvoří je j dvě části. V první lze nalézt běžné efemeridy potřebné pro am atéry, doplněné mapkami poloh p lanet pro každý m ěsíc, ja ­ kož i efem eridy n ěk terých prom ěnných hvězd a periodických kom et. V druhé části je pak řada ucelených statí, např. o p ilo ­ tovaných kosm ických le te ch v 70. letech s přehledným i tabulkam i, o p řístro jíc h pro kosm ickou rentgenovou astronom ii, o m o­ d erních p řístro jích používaných v geodézii a kartog rafii, jak ož i b iografick é stati (W. W išniew ski 1781— 1855, A. Čebotarev 1881 až 1969, O. Šm it 1891—1956, A. Briede 1921 až 1949, V. Šm elings 1902— 1979). /. B. • F. Pešta: H ro m a d n ý p á d m e t e o r ic k ý c h k a m e n ů u S tr k o v a a P la n é n a d L u žn icí v T á b o r s k é m o k r e s e d n e 3. č e r v e n c e 1753. Vyd. ZK ROH, Sezim ovo Ostí 1980; str. 28, 4 obr. — Dne 3. červ en ce 1753 kolem 20h (tedy je ště za plného světla, asi hodinu po západu S lu n ce) došlo v blízkosti Plané n. L. k pádu většího m nožství m eteoritů. Autor, F ran tišek Pešta, vedoucí lidové hvězdárny v Sezim ově Ú stí a předseda astro n o m ick é­ ho kroužku ZK ROH k. p. Kovosvit se ujal záslužného úkolu shrom áždit všechny do­ stupné zprávy o tom to u nás m imořádném úkazu, které publikoval v recenzovan é bro ­ žurce. Pád m eteoritů se udál dlouho před tím, než Chladni v r. 1819 z jistil kosm ický původ m eteoritů a ukázal n a souvislost mezi m eteorickým i ro ji a kom etam i. Mu­ sím e si uvědomit, že v polovině 18. sto le tí se v šeobecně věřilo, že m eteority m ají po­ zemský původ a že v zn ikají v zem ské atm o­ sfé ře ; z tohoto hled iska je také nutno hodnotit zaznam enané zprávy. Sku tečnost, že m eteorický pád z r. 1753 se udál za světla, je také příčinou, proč není možno rekon stru ovat g eo cen trick ou a h e lio c e n tric ­ kou dráhu původního m eteoroidu. Avšak F. Peštovi se alespoň podařilo lokalizov at m ís­ ta pádu m eteoritů, znázorněné na m apce na str. 5. V závěru pu blikace je přeh led ně uveden seznam m íst, kde byly uloženy m e­ teority z uvedeného pádu, i seznam je d ­ notlivých m eteoritů. P ublikace, jejím u ž vy­ dání p řed ch ázela jistě d louholetá práce, ukazuje, ja k pracovníci i m alých lidových hvězdáren mohou přispět k poznatkům vě­ dy. Publikace vyšla k autorovým pětasedm desátinám a poznam enejm e, že pří této p ří­ ležitosti byl F. Pešta zvolen čestným č le ­ nem Čs. astronom ické sp olečn osti při ČSAV. /. B.

Ú k a z y na o b l o z e v d u b n u 1 981 S lu n c e vychází 1. dubna v 5h37m, zapa­ dá v 18h32m. Dne 30. dubna vychází ve 4 h39m, zapadá v 19h17m. Za duben se pro­ dlouží délka dne o 1 h 43 min a polední výška Slu n ce nad obzorem se zvětší o 11°, ze 44° na 55°. M ěsíc je 4. IV. ve 21h v novu, 11. IV. ve 12h v první čtvrti, 19. IV. v 9h v úplňku a 27. IV. v l l h v poslední čtvrti. Přízemím p ro chází M ěsíc 5. dubna, odzemím 20. dub na. Během dubna budou tyto planety v kon­ ju n k ci s M ěsícem : 3. IV. v 7 h M erkur, 17. IV. ve 2h Jup iter a v 7h Saturn, 21. IV. ve 20h Uran a 24. IV. v l h Neptun. M erku r je v první polovině dubna na ran ­ ní obloze, a le v n ep říliš příznivé poloze k pozorování, protože vychází je n krátce před východem S lu n ce: dne 1. dubna v 5^ 12m, dne 15. IV. ve 4 h57m. V druhé polo­ vině dubna je M erkur nepozorovatelný, pro­ tože je 27. IV. v h orn í ko n ju n k ci se Slu n­ cem . Ja sn o st M erkura se během první po loviny dubna zvětšu je z 0,0m na —0,7™. V e n u še je 7. dubna v horní ko n ju n k ci se Slu ncem a tak nebude po celý m ěsíc po­ zorovatelná. « M ars je 2. dubna v ko n ju n k ci se Sluncem a proto nebude po celý m ěsíc viditelný. Ju p it e r je po opozicí se Sluncem 26. břez na v dubnu v příznivé poloze k pozoro­ vání. Počátkem dubna je nad obzorem po celou noc, koncem m ěsíce zapadá ve 3h 39™. Ju p iter je v souhvězdí Panny a má ja s n o st asi — 2,0®. S atu rn je taktéž v souhvězdí Panny a protože byl v opozici s e Sluncem 27. b řez­ na, jsou v duchu pozorovací podmínky po­ dobné jak o u Jup itera. Počátkem m ěsíce je nad obzorem po celou noc, koncem dub­ na zapadá ve 3h50m. Jasn o st Saturn a se během dubna zm enšuje z 0,6m na 0,9ra. U ran je v souhvězdí Vah a b líž í’ se do opozice se Sluncem , k te rá n astan e 19. květ­ na. Je proto už v dubnu v příznivé poloze k pozorování, i když vzhledem k m alé de­ k lin aci (asi — 20°) je pom ěrně nízko nad obzorem . Počátkem m ěsíce vychází ve 22h 50m, koncem dubna jíž ve 20h51m. Jasnost U rana je 5,8m. N eptu n je v souhvězdí Hadonoše. N ej­ přízn iv ější pozorovací podmínky jso u v ča s­ ných ran n ích hodinách, kdy planeta kulm i­ nu je. P očátkem dubna vychází Neptun v 0h 50m, koncem m ěsíce již ve 22h55m. Neptun má ja sn o st 7,7™. P lu to je 13. dubna v opozici se Sluncem a je tedy nad obzorem po celou noc. V dub­ nu jsou tak é n ejp řízn iv ější podmínky k fo­ tografickém u zachycení Pluta, jehož jasn o st je asi 14“ . Pro zájem ce o pozorování uvá­ dím e astrom etrick o u rek tascen zi a deklina-

n aci Pluta, vztaženou k ekvinokciu 1950,0: .

IV. IV. IV. V.

1 11 21 1

13h50m43s 13 49 44 13 48 43 13 47 43

+ 7 ° 3 3 ,1 ' + 7 39,7 + 7 45,4 + 7 50,0

M eteo ry . V ran n ích hodinách 22. dubna nastává maximum m eteo rick éh o ro je Lyrid. M eteory tohoto ro je bude možno pozorovat od 20. do 23. dubna; maximum je velm i ostré, trv ání ro je je pouze asi 55 hodin. Po­ zorováci podmínky m eteorů tohoto ro je však leto s n ejso u příznivé, protože jed nak maximum připadá na denní hodiny, jed nak v době m axim a čin nosti ro je je M ěsíc k rát­ ce po úplňku. Asi od 21. dubna bude mož­ no pozorovat m eteory ro je jj-A quarid; m a­ ximum čin n osti tohoto ro je připadá n a 5. května. Z v ed lejších ro jů budou m ít m axi­ ma čin nosti cr-Leonidy 17. dubna, ^-V irginidy 25. dubna a a-Bootidy 28. dubna. P la n e tk y . Dne 11. dubna je stacio n árn í V esta. V dubnu jsou n ejp řízn iv ější pozoro­ v ací podmínky pro planetku Juno, k te rá je 20. IV. v opozici se Sluncem . Juno má vi­ zuální ja sn o st 10,l m a lze ji vyhledat podle astro m etrick é a d ek lin ace rek tan scen ze (1 950,0): IV. V.

1 11 21 1

14h22m00s 14 14 59 14 07 10 13 59 l á

—2°23,9' — 1 09,2 + 0 01,0 + 1 01,8

V dubnu budou v opozici se Sluncem ta ­ ké tyto ja s n ě jš í p lanetky: (24) Them is 4. IV., (747) W inchester 5. IV., (113) Am althea 6. IV., (224) Oceana 9. IV., (863) B enkolea 13. IV., (381) M yrrha 18. IV., (39) L aetitia a (324) B am berga 21. IV., (194) Prokne 28. IV. a (247) E ukrate, (393) Lam petia a (563) Su leik a 29. dubna. K o m ety . V dubnu projdou přísluním tyto p eriod ické kom ety: 12. IV. W est-KohoutekIkem ura 1980r (oběžná doba 6,1 roku, vzdá­ lenost perihelu 1,40 AU) a 17. IV. Kohoutek 1980j (oběžná doba 6,2 roku, vzdálenost perihelu 1,57 AU). Všechny časové úd aje v tom to přehledu uvedené jsou v čase středoevropském . /. B. • K oupím : P e r e k —K o h o u tek „ C a ta lo g u e of Ga la c t i c P la n e ta ry N e b u la e ", vyd. A ca d em ia . Pra ha 1967. — N abídky do re d a k c e Ř íše hvězd. Šv éd sk á 8, 150 00 P ra h a 5. • Koupím k o m p let převod k hodinovém u s t r o j­ ku na N ew tonův r e fle k to r , d á le B e čv á řů v a tla s. — F r a n tiš e k B e n isc h e k , 378 08 Dvory n. Luž. • Koupím B ečv á řů v A tla s C o eli a prod ám kom pl. ŘH ro č . 1980. — S t. N ovotný, Husova 1389. 504 01 Nový Bydžov. • Odkúpim k n ih u au to ro v G ry g a ra , H o rskéh o a M ayera „ V e s m ír", d á le ) B e čv á ro v „ A tla s Coe11“ a B au m an o v e „Z áhad y pro z í t ř e k " . Ď a le j odkúpim a k ú k o lv e k a stro n o m ic k á líte r a tú r u a h vlezd n e m apy a a tla s y . Kúpim ča so p isy Ř íše hvězd č. 1— 5/1980 a K ozm os č. 1/1980. Z háňam 1 p ro g ram y p re Jed n o d u ch šlu v e d eck ú k a lk u ­ la č k u z odboru a stro n ů m ie . — Já n M arek, 916 24 H orná S tře d a 459

OBSAH M. Š o lc: Povrch Slu nce se vlní s pe­ riodou 11 let — Z. C eplecha: Bolid z ro je Leonid — K. B en eš: G eologická tvář Jupiterova m ěsíce Io — K rátké zprávy — Nové knihy a publikace — Okazy na obloze v dubnu 1981

C O flEP JK A H H E M . IH ojii;: CKopocTHwe bojihm H apyrnaíOT j.H(J>4>epeHLinajibHoe B pam eHne CoJiHi;a c nepjio«oM 11 jieT — 3 . I le n jie x a : HpKwň ĎojiHfl noTOKa JleoHHA — K . BeHern: recuiorHHecKuií jimk cnyTHMKa lOrrMTepa Mo — K paTKne cooSmeHHa — PeiíeH3Hít — HbJieiaiH Ha He6e b a n p e jie 1981 r.

C0NTENTS M. Š o lc: V elocity Waves Perturb the D ifferen tial Rotation of Sun W ith the Period of 11 Y ears — Z. C eplecha: A Leonid F ireb all — K. Beneš: The Geologie F ace of the Ju p iter’s Sate llite Io — Short Com m unications — Book Rewiews — Phenom ena in April 1981

Ř lšl hvězd řid l re d a k č n í ra d a : D oc. A ntonín M rk os, C Sc. (p řed sed a re d a k č n í r a d y ); d o c. RNDr. Jiř í B o u šk a, C Sc. (v ýkon n ý r e d a k to r ); RNDr. Jiř í G ry g ar, C S c .; prof. O ld řich H lad; č le n k o re sp o n d e n t ČSAV RNDr. M iloslav K op eck ý, D rS c .; Ing. Bo­ h um il M a le č e k ; p ro f. RNDr. Oto O bůrka, C S c.; RNDr. ]án S to h l, C S c.; te c h n ic k á r e d a k to rk a V ěra S u ch á n k o v a . — Vydává m in iste rstv o k u ltu ry ČSR v n a k la d a te ls tv í a v y d a v a telstv í P an o ram a, H álkova 1, 120 72 P rah a 2. — T isk n o u T is k a řs k é z á ­ vody, n. p., závod 3, S le z s k á 13, 120 01 P rah a 2. — V y ch ází d v a n á c tk rá t ro č n ě , cen a Je d n o tliv éh o č ís la Kč3 2,50, ro čn í p ře d p la tn é K čs 30 ,— . — R o z šiřu je P oš­ tov n í n ovin ová slu žb a. In fo rm a c e 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, nebo přím o PNS — ú s tře d n í ex p e­ d ice tis k u . Jin d ř iš s k á 14, 125 05 P ra h a 1 (v č e tn ě o b je d n á v ek do z a h r a n ič í). O b jed ­ návky , z ru še n i p ře d p la tn éh o a zm ěny ad res v y řiz u je PNS. — P řísp ěv k y , k te ré m usí v y hov ovat Pokynům pro a u to ry (viz ŘH 61, 24; 1/1980), p řijím á re d a k c e Ř íše hvězd, Šv éd sk á 8, 150 00 P ra h a 5. R ukopisy a o b rázk y s e n e v r a c e jí. — Toto CIslo bylo dán o do tisk u 8. le d n a , v y šlo v ún oru 1981.

Uvítání ú ča stn ík ů p ra co v n íh o setk á n í v a stro n o m ick ém sá le p ra ž sk éh o p la n e ­ tária. N a h o ře u říd icíh o pultu je p ro f. O. H lad Iv p ra v o ) a in g . A. Rííkl. (F o to M. R y šá n ek ). — Na čtv rté str. obálky je celk o v ý p o h led na budovu pla n etá ria v Praze.